Sonnenfleck

Sonnenflecken sind Gebiete auf der sichtbaren Sonnenoberfläche, die dunkel aussehen, da sie kühler sind und weniger Licht abstrahlen als ihre Umgebung. Oft treten Flecken auch in Gruppen auf. Bei großen Sonnenflecken kann man zwischen einem dunklen Kern, der sog. Umbra, und einer weniger dunklen Umgebung, der Penumbra, unterscheiden. Die Umbra hat eine Temperatur von ca. 4000 Grad Celsius, die Penumbra ca. 5000 Grad Celsius, während die "normale" Sonnenoberfläche eine Temperatur von ca. 6000 Grad Celsius aufweist.

Über die gesamte Sonnenoberfläche betrachtet, sendet die Sonne jedoch umso mehr Strahlung aus je höher die Anzahl der Sonnenflecken ist: im Sonnenfleckenminimum erreicht die Erde ca. 0,1% weniger Energie als im Maximum. Die Flecken selbst sind zwar kühler, jedoch gehen Flecken auch immer mit erhöhter Aktivität wie Fackeln und koronalen Massenauswürfen einher, die die geringere Strahlung in den Fleckenregionen überkompensieren. Eine sehr empfehlenswerte Seite zum Thema ist diejenige des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung aus Katlenburg-Lindau, AG "solar MHD" (auf Englisch) oder AG "solar terrestrial interactions". Entstehung:

Der Sonnendynamo polt sich alle 11 Jahre um; das Magnetfeld baut sich in dieser Zeit auf, was mit zunehmend höherer Anzahl an Flecken einhergeht (und einer Wanderung dieser von den Polen zum Äquator hin). Zuerst tauchen diese auf hohen breiten auf und im Maximum sind sie eher in äquatorialen Breiten zu finden. Die Flecken sind Regionen hoher Magnetfeldstärke. Durch die Magnetfelder wird im Inneren der Sonne die Beweglichkeit der Materie und somit die Energiezufuhr aus diesem Bereich der Sonne behindert. Dadurch bleibt das Gas in den Bereichen dieser Anomalien kühler, was wir durch die Bildung von Sonnenflecken beobachten können. Es fällt auch auf, dass sie häufig in Paaren auftreten, die magnetisch gegennahmig sind. Der Schluss liegt nahe, dass der eine Fleck der Aus- und der andere Fleck der Eintrittspunkt magnetischer Feldlinien ist. Diese Vermutung wird durch Strömungsmessungen an Sonnenatmosphäre und örtlich aufgelöster Messung der Magnetfeldstärke und -richtung bestätigt.

Häufigkeit:

Um die Häufigkeit von Sonnenflecken anzugeben, nimmt man als Maß häufig die sog. Relativzahl. Dazu werden an einem Zeitpunkt die sichtbaren Einzelflecken und Fleckengruppen gezählt und nach der Formel R = 10g � f berechnet. Hierbei steht g für die Anzahl der Fleckengruppen und f für die Anzahl der Einzelflecken. Einzelflecken zählen auch zu den Fleckengruppen. Wenn man also die Relativzahl bestimmen will, zählt man die Flecken auf der Sonne einzeln ab, woraus sich f ergibt. Dann zählt man die Fleckengruppen, wobei man nicht zwischen großen und kleinen Gruppen unterscheidet und auch Einzelflecken als Gruppe betrachtet, und erhält daraus g. Da die bestimmte Relativzahl abhängig von Beobachtungsinstrument und Beobachter ist, kann man die Formel um den Faktor k erweitern:

R = k*(10g � f)

Die Bezugswerte liefern die im Jahre 1980 an der Sternwarte Zürich bestimmten Relativzahlen mit k = 1. Nach einigen Beobachtungen und eigenen Relativzahlbestimmungen, kann sich jeder sein individuelles k errechen, z.B. durch den Vergleich der Relativzahlen mit den "offiziellen" Zahlen. Die VdS Fachgruppe Sonne veröffentlicht beispielsweise regelmäßig die ermittelten Relativzahlen auf der FG-Sonne-HP. Es lohnt sich auf jeden Fall die Relativzahl einmal selbst zu bestimmen (ACHTUNG: Nie ohne Filter in die Sonne schauen!!!).

Die Relativzahlen schwanken oft schon von Tag zu Tag stark und unregelmäßig, aus dem Mittelwerten lässt sich jedoch ablesen, dass die Sonnenfleckenhäufigkeit in einem 11jährigen Zyklus stark zu- und abnimmt. Die Aktivitätszyklen wurden nach dem Züricher Astronomen R. Wolf nummeriert, wobei ein Zyklus immer von einem Minimum bis zum nächsten reicht. So begann der Zyklus Nummer 1 mit dem Minimum im Jahre 1755 und endete mit dem Minimum 1766.