Sonnenfleck

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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 elf 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
Mehrere Sonnenfleckengruppen mit Umbra und Penumbra, 16. Mai 2000, große Sonnenfackeln rechts und unten
Ein Sonnenfleck entsteht: Bündel von Magnetfeldlinien treten aus dem Inneren der Sonne aus.

Entstehung[Bearbeiten]

Da die Sonne aus fluktuierenden Gasen besteht, bewegt sich auch ihre Oberfläche nicht einheitlich: Ihre äquatorialen Regionen rotieren annähernd in einem 25-Tage-Rhythmus, während jene der polnahen Breiten 30 oder mehr Tage für einen Umlauf benötigen. Dadurch kommt es im Laufe eines Zyklus (siehe unten) zu Verzerrungen des inneren – anfangs bipolaren – Magnetfeldes. Es entstehen lokale Feldbögen, die durch die Photosphäre brechen und deren Materie hinaus in die Korona tragen; die daraus resultierende Abkühlung der Oberfläche wird als Fleck sichtbar. Wo die Feldlinien lotrecht stehen, ist er am dunkelsten (Umbra), wo sie schräg zur Oberfläche verlaufen, ist er weniger dunkel (Penumbra).

Da die Bögen jeweils einen Ein- und Austrittspunkt haben, treten Sonnenflecken paarweise auf. Der vorauslaufende Fleck (englisch: leading spot) liegt dem Sonnenäquator näher als der zurückliegende (englisch: trailing spot); diese Abweichung sinkt mit zunehmendem Abstand zu den Sonnenpolen[1]. Die Polarität des vorauslaufenden Flecks entspricht jener der jeweiligen Sonnenhemisphäre, für den zurückliegenden gilt das Gegenteil.

Im weiteren Verlauf des Zyklus werden die Flecken immer häufiger und größer (Gruppenbildung). Zuletzt sammeln sie sich am Äquator, wo sie einander weitgehend neutralisieren; der Rest der magnetisierten Gasfelder wird zu den Polen getragen: Das Gesamtmagnetfeld der Sonne wird wieder einheitlich (bipolar), jedoch mit umgekehrter Polarität.

Die genauen Eigenschaften des zugrundeliegenden, sogenannten Sonnendynamos sind noch nicht umfassend geklärt.

Sonnenflecken sind meist von Faculae oder Plages gesäumt: heißen Regionen, die energiereiche Strahlung abgeben. Kommt es zu einem „Kurzschluss“ der Feldbögen, bricht das Magnetfeld unvermittelt zusammen und das anliegende Plasma wird freigesetzt; die Folge ist ein koronaler Massenauswurf.

Eigenschaften[Bearbeiten]

Die mittlere Oberflächentemperatur der Sonne beträgt etwa 5500 °C („effektive Temperatur“ 5770 Kelvin, Strahlungstemperatur 6050 K). Bei dieser Temperatur liegt das Maximum der abgegebenen Energie großteils im Bereich des sichtbaren Lichts, da die Sonne angenähert wie ein Planck'scher „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.

Mit einem Messgerät des Solar and Heliospheric Observatory konnte die Schallgeschwindigkeit sowohl in der Umgebung von Sonnenflecken als auch bis in 24.000 km Tiefe gemessen werden. Die Ursache der teils erheblichen Abweichungen ist bisher nicht geklärt.[2]

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 Eiszeit zusammen. 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 die Rotation der Sonne beobachten, da sie sich auf der Oberfläche mitbewegen. Am Äquator rotiert die Sonne mit 25,03 Tagen (synodisch 27,9 Tage) etwa 20 % schneller als in Polnähe.

Typische Entwicklung einer großen Fleckengruppe (Typ A bis J) nach Max Waldmeier, Dissertation 1935

Zyklen[Bearbeiten]

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 die magnetische Polarität, so dass sie tatsächlich einem 22-jährlichen Zyklus folgen (Hale-Zyklus nach George Ellery Hale).

Dauer eines Zyklus[Bearbeiten]

Der 11-jährliche Sonnenfleckenzyklus ist nicht exakt regelmäßig. Obwohl der Durchschnittswert 11,04 Jahre beträgt, treten auch Zyklen von 9 bis 14 Jahren 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.[3]

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[Bearbeiten]

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.[4] 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-Nummer Beginn: Jahr-Monat Maximum: Jahr-Monat Sonnenfleckenrelativzahl[5]
18 1944-02 1947-05 201
19 1954-04 1957-10 254
20 1964-10 1968-03 125
21 1976-06 1979-01 167
22 1986-09 1989-02 165
23 1996-09 2000-03 139
24 2008-01[6] 2013-05* 90*

* Prognose vom Mai 2009[7]

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-jährliche 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-jährlichen Zyklus, sondern noch von einem zusätzlichen 400-jährlichen Zyklus.

Breiteneffekt[Bearbeiten]

Sunspot butterfly diagram.svg
Sunspot area variation.svg
Das obere Diagramm zeigt die räumliche Verteilung und Größe der Sonnenflecken, der untere Graph die Änderung der Gesamtfläche der Flecken.

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 genannte Schmetterlingsdiagramm – ähnlich den geöffneten Flügeln eines Falters.

Aktive Längengrade und Flip-Flop-Zyklus[Bearbeiten]

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.[8] 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[9].

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[Bearbeiten]

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

Sonnenflecken-Relativzahl[Bearbeiten]

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 die Eidgenössische 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 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 entwickelt, die sich auf ein „Normteleskop“ 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 spezielle Sonnenfilter oder spezielle Optiken (Herschelkeil, H-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 Westen wandert.

10,7-cm-Radio-Flux-Index[Bearbeiten]

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.[10] Er kann in die Sonnenfleckenrelativzahl und umgekehrt umgerechnet werden.

Klassifizierung[Bearbeiten]

Waldmeier-Klassifikation[Bearbeiten]

Vom schweizerischen Astronomen Max Waldmeier (Dissertation um 1935) stammt die Idee einer Einteilung der verschiedenen Typen und Größen von Sonnenflecken in ein Schema, welches auch die zeitliche Entwicklung wiedergibt: Vom kleinen Einzelfleck (Typ A, siehe Bild) bis zu riesigen schattierten Gebieten (Typ E und Typ F) und der anschließenden Rückbildung.

Kleine Flecken (A) entwickeln sich aus sogenannten Poren (größere Zellen der Granulation), verschwinden aber oft wieder nach wenigen Stunden. Bestehen sie etwas länger, werden sie magnetisch bipolar (Typ B oder C) und können sich manchmal zu D oder E/F weiterentwickeln und mehrere Wochen als bis zu 250.000 km lange Fleckengruppe bestehen bleiben. Meist geht aber die Rückbildung von B- oder C-Flecken direkt zu den Typen H oder J.

Stadien der Entwicklung[Bearbeiten]

Sonnenfleck Zyklus 24, 2013. NASA

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[Bearbeiten]

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[Bearbeiten]

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.

Weitere Einteilungen[Bearbeiten]

In der Zeit von 1875 bis 1997 führte das Royal Greenwich Observatory umfangreiche Sonnenbeobachtungen durch. Die Sonnenflecken wurden mit 10 Kategorien in einzelne Flecken, Paare, Gruppen und deren Kombinationen unterteilt.[11]

Geschichte[Bearbeiten]

Ein großes Paar Sonnenflecken auf einer astronomischen Zeichnung des 19. Jahrhunderts (Trouvelot, 1881)
Ein mit bloßem Auge sichtbarer Sonnenfleck

Manche Sonnenflecken sind so groß, dass man sie mit dem bloßen Auge etwa bei einem Sonnenuntergang sehen kann. Aufzeichnungen darüber gibt es seit über 2000 Jahren. Beobachtungen von Anaxagoras (etwa 467 v. Chr.) kann man nicht eindeutig zuordnen. Theophrastos v. Eresos (4./3. Jh. v. Chr.) spricht in seinen „Wetterzeichen“ eindeutig von einem Fleck auf der Sonne. Aus China stammen Aufzeichnungen aus den Jahren 165 und 28 v. Chr.[12]

Eine Beobachtung aus dem Jahr 1128 von Johannes von Worcester 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 Teleskops 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 Johann Fabricius erstmals über Sonnenflecken.

Veränderung der Häufigkeit von Sonnenflecken seit 1610

Langzeitbeobachtungen wurden unabhängig davon von Galileo Galilei und Christoph Scheiner durchgeführt. Galilei schrieb im Jahr 1613 in seinen lettere solari von seinen in das Jahr 1611 zurückreichenden Beobachtungen. Scheiner entdeckte vom Turm der Heilig-Kreuz-Kirche in Ingolstadt am Vormittag des 21. März 1611 zusammen mit seinem Schüler Johann Baptist Cysat die Sonnenflecken. Galilei vertrat schon frühzeitig die heutige Ansicht, dass die Flecken Strukturen der Sonnenoberfläche seien. Dies brachte ihm, neben seinem Eintreten für das heliozentrische Weltbild, ein erstes Inquisitionsverfahren im Jahr 1615 ein.

Die Beobachtung von Sonnenflecken wurde danach wegen des Maunderminimums (1645–1715) sporadisch durchgeführt. Während dieser 70 Jahre hatte die Sonne eine Phase geringer Sonnenfleckenaktivität. Etwa damals wurden die helleren Gebiete der Sonnenfackeln entdeckt.

Bereits im 18. Jahrhundert sprach der dänische Astronom Christian Pedersen Horrebow die Vermutung aus, dass manche Aktivitätserscheinungen in Bezug auf ihre Häufigkeit eine gewisse Periodizität zeigen. Im Göschen-Bändchen Astrophysik von W. F. Wislicenus 1899 (1. Auflage) und 1909 (3. Auflage von Hans Ludendorff überarbeitet) steht hierzu 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 Pedersen Horrebow (1718–1776) war wie sein Vater Peder Nielsen Horrebow (1679–1764) Direktor des Observatoriums in Kopenhagen, welches bis 1861 im Rundetårn beheimatet war.

Die Anerkennung für die Entdeckung der Zyklizität der Sonnenfleckentätigkeit fiel jedoch dem anhaltischen Apotheker und Amateur-Astronomen Samuel Heinrich Schwabe aus Dessau zu. Aufgrund seiner alltäglichen Observationen im Verlauf von 17 Jahren (1828–1845) bemerkte auch er, dass die Häufigkeit der Sonnenflecken in einer rund 10-jährlichen Tendenz periodisch schwankt.[13] Schwabe unterbreitete daraufhin die Unterlagen und seine Schlussfolgerungen dem damaligen Direktor der Eidgenössischen Sternwarte in Zürich, Rudolf Wolf, der sie bestätigte.

Anhand Tausender weiterer Sonnenangaben und Bezeichnungen von Sonnenflecken aus dem Zeitraum vom 17. bis 19. Jahrhundert begann Wolf damit, die Periodizität der Sonnenflecken über das Jahr 1826 bis zu Galilei zurückzurechnen. Wolf rekonstruierte dadurch die statistische Entwicklung der Sonnenaktivität von dem Jahr 1749 an, genannt die Zürcher Zeitreihe.

Wolf nummerierte die Sonnenfleckenzyklen und wählte als Startpunkt den 0. Zyklus mit seinem Maximum im Jahr 1749. Vorangegangene Zyklen erhielten negative Zahlen.

Aktuelles[Bearbeiten]

Durch die Aufnahmen der STEREO-Satelliten erhofft sich die Forschung neue Erkenntnisse über Sonnenanomalien. Die 3D-Informationen sollen helfen, die Physik der Sonne noch besser zu verstehen und erlauben bessere Vorhersagen über die Einflüsse der Sonnenaktivität auf die Erde.[14]

Außerdem spielen zwei weitere Satelliten eine wichtige Rolle in der Beobachtung der Sonne: das in die Jahre gekommene SOHO und seit 2010 das SDO.

Siehe auch[Bearbeiten]

Literatur[Bearbeiten]

  • Judit Brody: The enigma of sunspots. A story of discovery and scientific revolution. Floris Books, Edinburgh 2002, ISBN 0-86315-370-4.
  • Michael Stix: The Sun. An Introduction. 2nd edition, corrected, 2nd printing. Springer, Berlin u. a. 2004, ISBN 3-540-20741-4.
  • John H. Thomas (Hrsg.): Sunspots. Theory and observations. Kluwer, Dordrecht u. a. 1992, ISBN 0-7923-1852-8 (NATO ASI series. Series C: Mathematical and physical sciences 375).
  • John H. Thomas, Nigel O. Weiss: Sunspots and Starspots. Cambridge University Press, Cambridge 2008, ISBN 978-0-521-86003-1 (Cambridge Astrophysics Series 46).

Weblinks[Bearbeiten]

 Wiktionary: Sonnenfleck – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen
 Commons: Sonnenflecken – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien
 Commons: Sonnenfleckenzyklen – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise[Bearbeiten]

  1. Jing Li / Roger K. Ulrich: Long-term measurements of sunspot magnetic tilt angles
  2. Four Years of SOHO Discoveries, Seite 8 (PDF; 5,7 MB)
  3. Solar irradiance and Grand Minima
  4. Change of solar cycle March 2008
  5. Sonnenfleckenrelativzahlen
  6. Vorlage:Internetquelle/Wartung/Zugriffsdatum nicht im ISO-FormatSolar Cycle 24 begins on January 4, 2008. NASA, abgerufen am 31. Aug. 2009.
  7. NASA-Prognose vom Mai 2009 NASA
  8. S. V. Berdyugina, I. G. Usoskin: Active longitudes in sunspot activity. Century scale persistence. A&A, 2003,405, 1121–1128. (pdf)
  9. S. V. Berdyugina, I. G. Usoskin, J. Poutanen: Preferred sunspot longitudes: non-axisymmetry and differential rotation. A&A, 2005, 441, 347–352. (pdf)
  10. Vorlage:Internetquelle/Wartung/Zugriffsdatum nicht im ISO-FormatMeasuring Energy from the Sun. In: Space Today Online. Abgerufen am 31. Aug. 2009.
  11. Willis, D. M.; Davda, V. N.; Stephenson, F. R.: Comparison between Oriental and Occidental Sunspot Observations, Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society, Vol. 37, 1996
  12. Jaques Gernet: Die chinesische Welt. Suhrkamp, Frankfurt am Main 1997, S. 574.
  13. Sonnenbeobachtungen im Jahre 1843, Schwabe, 1843
  14. Vorlage:Internetquelle/Wartung/Zugriffsdatum nicht im ISO-FormatVorlage:Internetquelle/Wartung/Datum nicht im ISO-FormatSonnen-Bilder in 3-D. In: sueddeutsche.de. 24. April 2007, abgerufen am 7. Juni 2010.
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