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Sonnenflecken

Was sind Sonnenflecken und wie entstehen sie ?

Sonnenflecken sind dunkle Stellen auf der sichtbaren Sonnenoberfläche (Photosphäre), die kühler sind und daher weniger sichtbares Licht abstrahlen als der Rest der Oberfläche. Ihre Zahl und Größe ist das einfachste Maß für die Sonnenaktivität. Die Häufigkeit der Sonnenflecken unterliegt einer Periodizität von durchschnittlich 11 Jahren, was als Sonnenfleckenzyklus bezeichnet wird. Ursache der Flecken und der in ihrer Nähe auftretenden Ausbrüche sind Magnetfelder.

Sonnenflecken im Vergleich zur Größe der Erde

Entstehung

Ein Sonnenfleck entsteht: Bündel von Magnetfeldlinien treten aus dem Inneren der Sonne aus.

 Ein Sonnenfleck entsteht: Bündel von Magnetfeldlinien treten aus dem Inneren der Sonne aus.

 

Sonnenflecken entstehen durch lokale Störungen im gewaltigen solaren Magnetfeld. Zu Beginn steigen Bündel von Magnetfeldlinien aus dem Inneren der Sonne aus der Photosphäre bis in die Korona empor und behindern die Bewegung der Konvektionszellen (siehe Granulation), welche die Hitze des Sonneninneren an die Oberfläche wirbeln. Zuerst bildet sich an diesen Stellen eine Fackel und dann westlich ein kleiner Fleck – Pore genannt – von einigen Tausend Kilometern Größe. Innerhalb von einigen Stunden, in denen die magnetische Flussdichte von 0,1 Tesla weiter steigt, bilden sich auf der östlichen Seite der Fackel ebenfalls kleine Flecken. Einzelflecken verschmelzen und der westliche – vorauslaufende – Fleck bildet eine Penumbra. Um den östlichen Fleck mit entgegengerichteter magnetischer Polarität zum westlichen kann sich nach einigen Tagen ebenfalls eine Penumbra bilden. Zwischen diesen Flecken entstehen immer mehr Flecken, die aber nach einiger Zeit alle bis auf den westlichen Fleck verschwinden. Der verbleibende Fleck kann mehrere Monate und somit mehrere Sonnenumläufe überstehen. Wenn die Gruppe ihre höchste Aktivität erreicht, mit magnetischen Flussdichten bis 0,4 Tesla, kann sich eine einzige große Penumbra um die Fleckengruppe bilden.

Nicht immer kommt es zur Bildung von großen Fleckengruppen. Mitunter bildet sich nur ein einzelner Fleck, der nach einigen Tagen wieder verschwindet, oder es bildet sich nur eine bipolare Gruppe aus zwei Flecken.

Der vorauslaufende Fleck wird auch p-Fleck (für preceding, engl.: vorausgehend) genannt, der zurückliegende f-Fleck (für following, engl.: folgend).

Nur etwa 50 % der Flecken werden älter als zwei Tage und nur 10 % älter als elf Tage.[1]

Fleckengruppen sind immer parallel zum Sonnenäquator ausgerichtet.

Siehe auch: Evershed-Effekt

Eigenschaften

Die normale Oberflächentemperatur der Sonne beträgt knapp 6000 °C („effektive Temperatur“ 5770 KelvinStrahlungstemperatur6050 K). Bei dieser Temperatur liegt das Maximum der Energie, die abgegeben wird, nahe am Bereich des sichtbaren Lichts, da die Sonne angenähert wie ein „schwarzer Körper“ strahlt. Der Kernbereich eines Sonnenflecks, die so genannte Umbra („Kernschatten“), hat nur rund 4000 °C, der Randbereich – oder auch Hof – der Penumbra („Halbschatten“) 5000 bis 5500 °C. Bei diesen etwas niedrigeren Temperaturen sinkt die Strahlungsintensität im sichtbaren Licht bereits deutlich ab. Umbra und Penumbra erscheinen daher bei Beobachtung durch einen Sonnenfilter oder bei der Okularprojektion deutlich dunkler.

Ursache für die Abkühlung sind starke Magnetfelder, die die Konvektion behindern. Die Sonnenflecken zeigen im sichtbaren Licht daher die aktivsten Regionen auf der Sonne. Bei einer hohen Anzahl von Sonnenflecken besteht eine größere Chance, dass sich zwei benachbarte, aber gegenläufig gepolte Magnetfeldlinien neu verbinden (Rekonnexion) und die freiwerdende Energie in den Raum abgegeben wird. Eine sichtbare Variante sind die Flares. Kommt es zu einem Strahlungsausbruch in Richtung Erde, so kann dieser zu starken Störungen im Erdmagnetfeld führen und sogar den Betrieb von Satelliten oder elektrischen Anlagen auf der Erde beeinträchtigen. Zudem erhöht solch ein Strahlungsausbruch die Wahrscheinlichkeit für Polarlichter auch in gemäßigten Breiten.

In Jahren mit verminderter Fleckenanzahl verringert sich ebenfalls die Sonnenstrahlung um etwa 1 ‰. Die Jahre zwischen 1645 und 1715, das so genannte Maunderminimum, während dessen keine Sonnenflecken beobachtet wurden, fallen mit der Kleinen Eiszeitzusammen. Es ist jedoch nicht geklärt ob die geringen Änderungen der Sonnenaktivität ausreichen, Klimaveränderungen zu erklären.

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

Sonnenflecken treten meistens in Gruppen auf, beginnen aber als kleine Einzelflecken. Anhand der Sonnenflecken kann man dieRotation der Sonne beobachten, da sie sich auf der Oberfläche mitbewegen. Am Äquator rotiert die Sonne mit 25,03 Tagen (synodisch27,9 Tage) etwa 20 % schneller als in Polnähe.

  • Sonnenfleck, terrestrische Aufnahme

  • Sonnenfleck vom 13. Dez. 2006, Ø ≈20.000 km. Eingefärbtes Graustufenbild vonHinode, 480–640 nm.

  • Magnetfeld in der Umgebung eines Sonnenflecks

  • Simulation von Magnetfeldlinien auf der Sonne

Klassifizierung von Sonnenflecken (Waldmeier-Klassifikation)

Von Max Waldmeier stammt die Idee einer Einteilung der verschiedenen Typen und Größen von Sonnenflecken in ein Schema, welches auch die zeitliche Entwicklung wiedergibt: Vom kleinen Einzelfleck bis zu riesigen schattierten Gebieten und der anschließenden Rückbildung.

Stadien der Entwicklung

Die lokale Verstärkung des Magnetfeldes behindert – wie oben erwähnt – den Wärmetransport einiger Konvektionszellen. 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

Eine Sonnenfleckengruppe vom Typ E ist die zweitgrößte Entwicklungsstufe von bipolaren Fleckengruppen. Sie kann nur bei hoher Sonnenaktivität – das heißt, bei vielen Sonnenflecken – mehrmals monatlich auftreten.

Typ E hat zahlreiche Einzelflecken (20–100) und wie Typ D, F und G deutliche 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

Eine 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 bis 1000 °C verringert, gegenüber 2000 °C 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.

Zyklen

Rekonstruierte Sonnenfleckenaktivität der vergangenen 11.000 Jahre

Der Sonnenfleckenzyklus bezeichnet die Periodizität in der Häufigkeit der Sonnenflecken. Er beschreibt einen Zeitraum von durchschnittlich 11 Jahren, welcher nach Samuel Heinrich Schwabe auch als Schwabezyklus bezeichnet wird. Im Fleckenminimum sind oft monatelang keine Flecken zu sehen, im Sonnenfleckenmaximum jedoch Hunderte. Innerhalb dieses Zyklus verändern die Fleckengebiete ihre heliografische Breite und diemagnetische Polarität, so dass sie tatsächlich einem 22-jährigen Zyklus folgen (Hale-Zyklusnach George Ellery Hale).

Dauer eines Zyklus

Der 11-jährige Sonnenfleckenzyklus ist nicht exakt regelmäßig. Obwohl der Durchschnittswert 11,04 Jahre beträgt, treten auch Zyklen von 9 bis 14 Jahren Dauer auf. Auch der Durchschnittswert variiert über die Jahrhunderte – die Sonnenzyklen im 20. Jahrhundert waren zum Beispiel mit 10,2 Jahren im Durchschnitt kürzer als die der vergangenen Jahrhunderte. Der Verlauf des Maunderminimums und weiterer Minima legt eine Variation der Gesamtintensität der Sonne auf einer Zeitskala von mehreren 100 Jahren nahe. Aus der 10Be-Verteilung im Grönlandeis schließt man auf mehr als 20 Sonnenminima innerhalb der letzten 10.000 Jahre.[2]

Auch der Verlauf des Zyklus selbst ist nicht konstant. So erklärte der Schweizer Astronom Max Waldmeier, dass der Übergang vom Minimum zum Maximum der Sonnenaktivität umso schneller erfolgt, je höher das Maximum sein wird. Im Gegensatz zum steilen Anstieg nimmt die Anzahl der Sonnenflecken bei solchen Zyklen jedoch nur langsam ab.

Bei Zyklen mit geringer maximaler Anzahl an Sonnenflecken ist die Phase des Ansteigens und des Abfallens in etwa gleich lang.

Beginn und Ende eines Zyklus

Orts- und zeitaufgelöste Variation des Magnetfeldes auf der Sonnenoberfläche

Den Beginn eines neuen Zyklus leitete man in der Vergangenheit aus dem Tiefpunkt der Zykluskurve ab. Dank verbesserter Messtechnik ist es heute möglich, die Magnetfeld-Polarität der Sonnenflecken zu bestimmen. Ein neuer Zyklus beginnt, wenn sich die Polarität zusammengehöriger Flecken auf der Sonnenoberfläche vertauscht. Die Auflösung der Abbildung rechts ist zu klein, um den Wechsel ablesen zu können. Jedoch ist die Vertauschung der Polarität zwischen benachbarten Phasen deutlich zu erkennen.

Die Zyklen erhielten durch Rudolf Wolf eine fortlaufende Nummerierung, beginnend im Jahre 1749 (siehe Geschichte). Derzeit befinden wir uns im 24. Zyklus.

Während des Ausklangs des 23. hin zum 24. Zyklus waren im März 2008 sowohl Sonnenflecken der alten Polarität als auch neue mit vertauschter Polarität zu beobachten.[3] Das eigentliche Minimum und der eindeutige Beginn des 24. Zyklus konnten selbst im Oktober 2008 noch nicht unterschieden werden. Die ruhige Sonne lässt ein spätes schwaches Maximum um 2012 und ein noch schwächeres um 2023 erwarten. Möglicherweise beginnt ein neues Maunderminimum.

Eckwerte der letzten Sonnenzyklen
Zyklus-NummerBeginn: Jahr-MonatMaximum: Jahr-MonatSonnenfleckenrelativzahl[4]
181944-021947-05201
191954-041957-10254
201964-101968-03125
211976-061979-01167
221986-091989-02165
231996-092000-03139
242008-01[5]2013-05*90*

* Prognose vom Mai 2009[6]

Wie bereits oben erwähnt, haben die beiden Flecken einer bipolaren Gruppe eine unterschiedliche magnetische Ausrichtung, ebenso wie die vorauslaufenden Flecken auf der Nordhalbkugel eine entgegengesetzte magnetische Ausrichtung zu denen der Südhalbkugel haben. Innerhalb eines Sonnenfleckenzyklus ändert sich aber die Polarität der vorauslaufenden Flecken nicht. Diese wechselt erst mit dem nächsten Sonnenfleckenzyklus, so dass ein vollständiger Zyklus 22 Jahre umfasst (Hale-Zyklus).

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

Breiteneffekt

Das obere Schmetterlingsdiagramm zeigt die räumliche Verteilung und Ausdehnung der Sonnenflecken, der untere Graph die Anzahl der Flecken über die Zeit.

Zu Beginn eines Sonnenfleckenzyklus bilden sich die ersten Flecken in etwa 30°–40° heliografischer Breite nördlich und südlich des Sonnenäquators. Im Laufe der nachfolgenden Jahre verschieben sich die Entstehungsgebiete immer weiter Richtung Äquator. Nach der Hälfte des Zyklus ist die Sonnenaktivität am höchsten und die Sonnenflecken entstehen etwa in 15° Breite. Die Anzahl und flächenmäßige Ausdehnung ist jetzt am größten. Zum Ende des Zyklus bilden sich vereinzelte Flecken in etwa ± 5° Breite und der Zyklus endet. Gleichzeitig bilden sich aber in den hohen Breiten die ersten Flecken des nächsten Zyklus.

Trägt man die Verteilung auf den Breitengraden und die Ausdehnung der Flecken in ein Diagramm über die Zeit ein (Spörers Gesetz), so entsteht das so genannteSchmetterlingsdiagramm – ähnlich den geöffneten Flügeln eines Falters.

Aktive Längengrade und Flip-Flop-Zyklus

Bereits seit Anfang des 20. Jahrhunderts suchte man nach ausgezeichneten Längengraden, in denen Sonnenflecken bevorzugt entstehen (aktive Längengrade), jedoch blieb die Suche lange Zeit erfolglos – die gefundenen Längengrade variierten je nach Auswertungsmethode sowohl in Anzahl als auch in ihrer Lage, zudem waren sie nicht über längere Zeiträume beständig. Zu Beginn des 21. Jahrhunderts scheint sich die Situation jedoch zu ändern: Usoskin und Berdyugina untersuchten den Ansatz „wandernder Längengrade“ und fanden zwei um 180° versetzte aktive Längengrade, die der differentiellen Rotation unterliegen und sich über den untersuchten Zeitraum von 120 Jahren nicht veränderten.[7] Nachdem die Ergebnisse der ersten Veröffentlichungen als mögliche „Artefakte“ der verwendeten Auswerte- und Filtertechnik angezweifelt wurden, konnten die Ergebnisse mittlerweile auch an den Rohdaten ohne weitergehende Filterung nachgewiesen werden[8].

Die beiden aktiven Längengrade sind nicht gleichzeitig aktiv: die Aktivität wechselt innerhalb einer Sonnenrotation von einem zum anderen, die durchschnittliche Periode beträgt hierbei 3,8 Jahre auf der Nordhalbkugel und 3,65 auf der Südhalbkugel – etwa ein Drittel des Schwabezyklus. Diesen Zyklus, der ab 1998 bereits bei der Aktivität von Sternen entdeckt wurde, nennt man auch Flip-Flop-Zyklus.

Quantifizierung der Sonnenflecken

Graph über die Sonnenaktivität seit 1975. Die blaue Linie kennzeichnet die Zahl der Sonnenflecken, und der 11-jährige Zyklus ist deutlich zu erkennen.

 

Sonnenflecken-Relativzahl

 

Die Häufigkeit der Sonnenflecken wird seit langem durch die so genannte Relativzahl (auch Wolf’sche 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 gesagt ab 1610, dem Jahr der Erfindung des Fernrohrs. Die Zentrale, der viele Observatorien täglich diese Maßzahlen meldeten, war bis Ende 1979 dieEidgenössische Sternwarte in Zürich, seitdem werden die Daten beim Royal Observatory of Belgium gesammelt. Die dort ansässige Organisation heißt S.I.D.C. (Solar Influences Data Analysis Center). Es gibt aber noch eine Reihe weiterer Beobachternetze, die Daten sammeln und untereinander austauschen.

In einem Minimumsjahr liegt R im Mittel bei 5 bis 20 (de facto 0 bis 3 kleine Flecken), zur Zeit des Maximums steigen die Monatsmittelauf 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 entwickelt, die sich auf ein „Norm-Teleskop“ bezieht. 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 lassen sich Sonnenaktivität und -zyklus, Rotation, Schmetterlingseffekt und anderes gut beobachten (siehe auch Sonnenbeobachtung). Natürlich darf man nie durch ein ungeschütztes Fernrohr in die Sonne sehen – das kann schwere Augenschäden bewirken! Als professionelle Hilfsmittel zur gefahrlosen Beobachtung kommen spezielleSonnenfilter oder spezielle Optiken (HerschelkeilH-alpha-Filter) zum Einsatz. Am einfachsten ist es, das Bild der Sonne auf weißes Papier zu projizieren, indem das Okular um einige Millimeter herausgedreht und das Papier ein paar Zentimeter dahinter gehalten wird (Okularprojektion). Auch die Nordrichtung lässt sich so einfach feststellen, weil das Bild durch die Erdrotation genau nach Westenwandert.

10,7 cm Radio Flux Index

→ Hauptartikel: Solarer Flux

Die Fleckenrelativzahl korreliert sehr stark mit der Radiowellenstrahlung der Sonne bei 10,7 cm Wellenlänge. Die Strahlungsstärke wird als Radio Flux Index F10.7 bezeichnet. Die Strahlungsdichte wird in W/m²/Hz gemessen, manchmal in Jansky angegeben, meist aber in Solar Flux Units (sfu):

1 sfu = 104 Jy = 10−22 W/m²/Hz

Der solare Flux eignet sich zur Messung der Sonnenaktivität besser als die Sonnenfleckenrelativzahl, da diese von der subjektiven, manuellen Zählung der Sonnenflecken abhängt.[9] Er kann in die Sonnenfleckenrelativzahl und umgekehrt umgerechnet werden.

Videos

AlphaCentauri 022 Was sind Sonnenflecken und Sonnenstürme

Sonnenflecken beobachten

Zusätzliche Daten

  • Aktive Regionen auf der Sonne: (Link
  • SOHO Hauptseite: (Link)
  • SDO Hauptseite: (Link)

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