Lexikon: Sonnenfleck

 

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Sonnenflecken sind dunkle Stellen auf der (sichtbare Sonnenoberfläche), die kühler sind und daher weniger Licht abstrahlen als der Rest der Oberfläche. Ihre Zahl und Größe ist der einfachste Index für die Sonnenaktivität, andere Daten erlauben die Erforschunge der solaren .

Bild: Sunspotcloseinset.png
Sonnenflecken im Vergleich zur Größe der Erde

Eigenschaften

Die normalen Oberflächentemperatur der beträgt knapp 6.000 °C ("effektive Temperatur" 5.770 , stemperatur 6.050 K). Der Kernbereich eines Sonnenflecks, die so genannte Umbra ("Kernschatten"), hat nur rund 4000 °C, der Randbereich der Penumbra ("Halbschatten") 5000 °C bis 5500 °C. Bei diesen Temperaturen ist Materie immer noch weißglühend. Sonnenflecken erscheinen nur deshalb auf Bildern so dunkel, weil e starke Filter benutzen, um die noch hellere restliche Sonnenoberfläche abzudunkeln. Bild: Re_big.png Bild: Son-3.jpg Sonnenflecken entstehen durch lokale Störungen im gewaltigen solaren , dessen Feldlinien in großen Bögen überall aus der Sonnenoberfläche austreten und an anderer Stelle wieder eintreten. Diese Magnetfelder werden durch die Sonnenaktivitäten in der Tiefe erzeugt. Wo sie lokal gestört sind, behindern sie die Bewegung der szellen (siehe Granulation (Astronomie)|Granulation), welche die Hitze des Sonneninneren an die Oberfläche wirbeln. Dadurch bleibt das Sonnengas im Bereich dieser magnetischen Anomalien kühler.

Die Häufigkeit der Sonnenflecken schwankt in einem rund 11-jährigen Zyklus. Im Minimum sind oft monatelang keine Flecken zu sehen, im Sonnenfleckenmaximum jedoch hunderte. Innerhalb dieses Zyklus' verändern die Fleckengebiete ihre heliografische Breite und die magnetische Polarität, sodass sie tatsächlich einem 22-jährigen Zyklus folgen. Die Sonnenflecken zeigen den Aktivitätszustand der Sonne an und hängen auch mit der Häufigkeit von Flares (Strahlungsausbrüche) zusammen.

Sonnenflecken treten meistens in Gruppen auf, beginnen aber als kleine Einzelflecken. Ihre Größe beträgt zwischen tausend und mehreren zehntausend Kilometern Durchmesser. Anhand der Sonnenflecken kann man die Rotationsbewegung|Rotation der Sonne beobachten, da sie sich auf der Oberfläche mitbewegen. Am rotiert die Sonne mit 25,03 Tagen (synodisch 27,9 Tage) etwa 20 % schneller als in Polnähe.

Die Intensität der Sonnenstrahlung variiert während eines Zyklus um etwa 0,1 %. Die Jahre zwischen 1645 und 1715, das so genannte Maunderminimum, währenddessen keine Sonnenflecken beobachtet wurden, fallen mit der Kleine Eiszeit|Kleinen Eiszeit zusammen, während der lange Winter und kühle Sommer auf der Erde vorherrschten.

Mit der Schwankung der Sonnenaktivität verändert sich die Ionosphäre der Erde. Dies hat Auswirkungen auf die Funkübertragung im Kurzwellenbereich. Siehe auch Amateurfunk.

Entdeckungsgeschichte

Manche Sonnenflecken sind so groß, dass man sie mit dem bloßen Auge etwa bei einem Sonnenuntergang sehen kann. Die älteste aufgezeichnete Beobachtung von Sonnenflecken stammt aus China aus dem Jahre 28 v. Chr.; Beobachtungen von (etwa 467 v. Chr.) und Theophrast (4. Jahrhundert v. Chr.) kann man nicht eindeutig zuordnen.

Eine Beobachtung aus dem Jahre 1128 von John of Worchester blieb unbeachtet, da sich das damalige Weltbild nur eine 'makellose' Sonne vorstellen konnte. Eventuelle Flecken mussten daher Objekte zwischen Erde und Sonne sein, wie etwa unentdeckte Planeten, Monde oder Wolken.
In verschiedenen Epochen tauchten jedoch auch Vorstellungen auf, die in den Sonnenflecken dunkle Löcher, schwimmende Schlacken oder kühlere Stellen sahen.

Nach der Erfindung des s begann die systematische Beobachtung der Sonnenflecken. Die älteste private Aufzeichnung aus dieser Zeit stammt vom 8. Dezember 1610 von Thomas Harriot; im März 1611 publizierte Johannes Fabricius erstmals über Sonnenflecken. Langzeitbeobachtungen wurden unabhängig davon von Galileo Galilei und Christoph Scheiner durchgeführt. Galilei schrieb im Jahre 1613 in seinen lettere solari von seinen in das Jahr 1610 zurückreichenden Beobachtungen. Christoph Scheiner vermutete, dass die Flecken von einem vorüberziehenden Planeten (Vulkan (Planet)|Vulcanus) verursacht würden. Galilei dagegen vertrat schon frühzeitig die heutige Ansicht, dass die Flecken Strukturen der Sonnenoberfläche seien. Dies brachte ihm, neben seinem Eintreten für das Heliozentrisches Weltbild|heliozentrische Weltbild, ein erstes Inquisition|Inquisitionsverfahren im Jahre 1615 ein.

Die Beobachtung von Sonnenflecken wurde danach wegen des Maunderminimums (1645-1715) wieder sporadisch: während dieser 70 Jahre hatte die Sonne eine Phase geringer Sonnenfleckenaktivität. Etwa damals wurden die helleren Gebiete der Sonnenfackeln entdeckt.
Samuel Heinrich Schwabe ergründete aus Langzeitbeobachtungen in der ersten Hälfte des 19. Jahrhunderts den Zyklus von 10-12 Jahren (siehe oben). Das ist die Meinung in allen Lehrbüchern. Aber in dem Göschen-Bändchen "Astrophysik" von Walter Wislicenus|W. F. Wislicenus 1899 (1. Auflage) und 1909 (3. Auflage von Hans Ludendorff überarbeitet) steht folgendes: "1775 sprach Horrebow die Vermutung aus, dass die Flecke in bezug auf die Häufigkeit ihres Erscheinens eine gewisse Periodizität zeigen. Diese Vermutung wurde im 19. Jahrhundert durch die Untersuchungen Schwabes bestätigt." Christian Horrobow war Direktor des Observatoriums in Kopenhagen und auch Beobachter von Sonnenflecken. Die kürzeste beobachtete Periode dauerte 9 Jahre, die längste 14.

Klassifizierung nach Waldmeier

Bild: Sunspot-2004.jpeg Es gibt verschiedene Typen und Größen von Sonnenflecken, die je nach ihrer "Lebensdauer" einem Schema (A bis I) folgen - vom kleinen Einzelfleck bis zu riesigen schattierten Gebieten und ihrer anschließenden Rückbildung.

Stadien der Entwicklung

Die lokale Verstärkung des es behindert - wie oben erwähnt - den Wärmetransport einiger szellen. Die dunklere Körnung dieser Granulen (etwa 1000 °C kühler) entwickelt sich zu einem Einzelfleck (Typ A). Manche davon verschwinden innerhalb einiger Tage, andere entwickeln sich zu einer bipolaren Zweiergruppe (B). Aus ihnen können sich größere Gruppen (Typ C bis D) mit Penumbra entwickeln, die vereinzelt das Stadium E/F mit bis über hundert Flecken erreichen. Die Rückbildung dieser bis 200.000 km großen Fleckengruppen (siehe Titelbild) zu kleinen Doppel- und Einzelflecken (H, I) erfolgt innerhalb einiger Wochen oder Monate.

Nach dieser Klassifikation von Max Waldmeier (um 1940) werden also nicht alle der Kleinflecken vom Typ A/B zu größeren Fleckengruppen des Typs C und höher, sondern allenfalls zu kleinen Poren mit Penumbra (Stadium H oder I). Nur wenn sie sich zu den größten Typen D, E bzw.F entwickeln, können sie bei der Rückbildung dunkle Doppelflecken mit Halbschatten werden. Solche Zweiergruppen sind immer magnetisch unterschiedlich gepolt, und auf der anderen Hemisphäre genau umgekehrt. Dies ist ein Hinweis auf große, langsame Strömungen im Sonneninnern, die auch den 11-Jahres-Rhythmus bewirken.

Gruppe Typ E

Ein Sonnenfleckengruppe vom Typ E ist die zweitgrößte Entwicklungsstufe von bipolaren Fleckengruppen. Sie kann nur bei hoher Sonnenaktivität - d. h. bei vielen Sonnenflecken - mehrmals monatlich auftreten.

Typ E hat zahlreiche Einzelflecken (20-100) und wie Typ D, F und G deutliche Penumbra|Halbschatten. Dort beträgt die Temperatur des Sonnengases (durchschnittlich knapp 6000 °C) nur etwas über 5000 °C, gegenüber 4000 °C in den dunkelsten Teilen der Umbra. Eine typische E-Gruppe hat Ausmaße von 10 Erddurchmessern; die Erde selbst würde in manchem Einzelfleck verschwinden.

Gruppe Typ F

Ein Sonnenfleckengruppe vom Typ F ist die flächenmäßig größte, aber nicht sehr häufige Entwicklungsstufe von bipolaren Fleckengruppen. Ein Beispiel ist auf dem obigen Foto zu sehen.

Nach der Klassifikation von Max Waldmeier entwickeln sich nicht alle kleinen Sonnenfleckengruppen vom Typ A oder B zu größeren Fleckengruppen des Typs C bis E weiter. Bei genügend großer Sonnenaktivität - d. h. bei vielen Magnetstörungen und Sonnenflecken - entsteht Typ F aber häufig aus dem Typ E und setzt diesen voraus.

Typ F hat die größte Anzahl von Einzelflecken (bis zu etwa 200) und die maximale Fläche von so genanntem Halbschatten, der Penumbra. Dort ist die normale Temperatur des Sonnengases nur um etwa 500 °C - 1000 °C verringert, gegenüber 2000 °C (also 4000 ) in den dunkelsten Teilen der Umbra.

Nach etwa 2-10 Wochen bildet sich die Gruppe über den Typ G oder H bis zum Verschwinden als Einzelfleck (Typ I) zurück.

Sonnenflecken-

Die Häufigkeit der Sonnenflecken wird seit langem durch die so genannte Relativzahl (auch Wolfsche Relativzahl genannt, definiert von Rudolf Wolf) erfasst. Man zählt die Einzelflecken (Zahl f) und addiert dazu das Zehnfache der Gruppenanzahl (g), wobei auch Einzelflecken (Typ A und I) als "Gruppe" gelten. Diese einfache Maßzahl der Sonnenaktivität

R = f + 10 \cdot g

bewährt sich seit über 100 Jahren ebenso gut wie die aufwendige Flächenmessung der Sonnenflecken (maximal Promille der Sonnenfläche¿).

Durch die einfache Berechnungsweise lässt sich R bis weit in die Vergangenheit zurück abschätzen - genauer naturgemäß ab 1610, dem Jahr der Erfindung des Fernrohrs. Die Zentrale, der viele Observatorium| Observatorien täglich diese Maßzahlen melden, ist seit der Zeit Max Waldmeiers die Zürich|Zürcher Sternwarte.

In einem Minimumsjahr liegt R im Mittel bei 5 bis 20 (defacto 0 bis 3 kleine Flecken), zur Zeit des Maximums steigen die Monatsmittel auf 60 bis 200 (durchschnittlich etwa 5 bis 10 größere Fleckengruppen). Da jedoch die Sichtbarkeit von Flecken mit der Größe des verwendeten Fernrohrs zunimmt, wurde die Zürcher Formel zur auf ein "Norm-Teleskop" entwickelt. Dadurch kommen manchmal seltsame Relativzahlen zustande (z.B. bei einem einzelnen Fleck R* = 9 statt beobachtet R = 11) - was aber dem Wert der Maßzahl keinen Abbruch tut.

Bereits mit einem kleinen Fernrohr von 5-10 cm Apertur (Optik)|Apertur lassen sich Sonnenaktivität und -Zyklus, Rotationsbewegung|Rotation, Schmetterlingseffekt und anderes gut beobachten. Natürlich darf man nie durch ein Fernrohr in die Sonne sehen -- das kann schwere Augenschäden bewirken! Am einfachsten ist es, das Bild der auf weißes Papier zu Projektion|projizieren, indem das Okular um einige Millimeter herausgedreht und das Papier ein paar Zentimeter dahinter gehalten wird. Auch die Norden (Himmelsrichtung)|Nordrichtung lässt sich so einfach feststellen, weil das Bild durch die Erdrotation genau nach Westen wandert.

Breiteneffekt und 22-jähriger Zyklus

Im Laufe der 10-12 Jahre des Sonnenfleckenzyklus bilden sich die Flecken in immer äquatornäheren Breiten; knapp vor dem Fleckenminimum sind es heliografische Breiten von ±5°. Gleichzeitig tauchen in hohen Breiten (30-40°) die ersten Einzelflecken des nächsten Zyklus auf. Trägt man diesen Effekt in ein Zeit-Breiten-Diagramm ein, entsteht das so genannte Schmetterlingsdiagramm - ähnlich den geöffneten Flügeln eines Falters.

Bei Doppelflecken (bipolare Gruppen) ist die Polarität im alten und neuen Zyklus umgekehrt, sodass ein vollständiger Zyklus 22 Jahre umfasst.

Im 19. Jahrhundert und bis etwa 1970 wurde vermutet, dass es noch einen etwa 80-jährigen Rhythmus geben könnte, der sich in niedrigen Werten der Relativzahl R von 1800 bis 1840 und (weniger deutlich) 1890-1920 äußerte. Neuere Forschungen sind von dieser wieder abgegangen, bzw. erklären die Schwankungen durch eine Art Super-. Andere Hypothesen sprechen nicht nur vom 80-jährigen Zyklus, sondern noch von einem zusätzlichen 400-jährigen Zyklus.

Weblinks

  • http://www.inter-sol.org/EXAMPL2D.HTM (Klassifikation nach Waldmeier)
  • http://www.rolbox.it/astroweb/sonne/sonne2.html (einige Sonnenfotos)
  • http://www.linmpi.mpg.de/english/projekte/sumer/text/s024503.html (Max-Planck-Institut für Sonnenforschung, Sonnenflecken Feb. '96)
  • http://www.linmpi.mpg.de/english/projekte/sun-climate/group/sunearth.html (Max-Planck-Institut für Sonnenforschung, u.a. Sonnenfleckenzyklus und Schwankungen des Erdklimas).
  • http://www.vds-sonne.de (VdS Fachgruppe Sonne / weltweites Amateur Sonnenbeobachtungsnetz)

Kategorie:Sonne

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