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Sonnenfleck


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


Sonnenflecken im Vergleich zur Größe der Erde

Inhaltsverzeichnis

Eigenschaften

Die normale Oberflächentemperatur der Sonne beträgt knapp 6.000 °C ("effektive Temperatur" Kelvin Strahlungstemperatur 6.050 K). Der Kernbereich eines Sonnenflecks so genannte Umbra ("Kernschatten") hat nur rund 4000 °C Randbereich der Penumbra ("Halbschatten") 5000 °C bis 5500 °C. diesen Temperaturen ist Materie immer noch weißglühend. erscheinen nur deshalb auf Bildern so dunkel Sonnenteleskope starke Filter benutzen um die noch hellere restliche abzudunkeln.

Sonnenflecken entstehen durch lokale Störungen im gewaltigen solaren Magnetfeld dessen Feldlinien in großen Bögen überall aus der austreten und an anderer Stelle wieder eintreten. Magnetfelder werden durch die Sonnenaktivitäten in der Tiefe erzeugt. Wo sie gestört sind behindern sie die Bewegung der Konvektionszellen (siehe Granulation) welche die Hitze des an die Oberfläche wirbeln. Dadurch bleibt das im Bereich dieser magnetischen Anomalien kühler.

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

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

Die Intensität der Sonne variiert während Zyklus um etwa 0 1 %. Die zwischen 1645 und 1715 das so genannte Maunderminimum während dessen keine Sonnenflecken beobachtet wurden mit der Kleinen Eiszeit zusammen während der lange Winter und Sommer auf der Erde vorherrschten.

Entdeckungsgeschichte

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

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

Nach der Erfindung des Teleskops begann die systematische Beobachtung der Sonnenflecken. älteste private Aufzeichnung aus dieser Zeit stammt 8. Dezember 1610 von Thomas Harriot; im März 1611 publizierte Johannes Fabricius erstmals über Sonnenflecken. wurden unabhängig davon von Galileo Galilei und Christoph Scheiner durchgeführt. Ersterer schrieb im Jahre 1613 von seinen in das Jahr 1610 Beobachtungen. Christoph Scheiner vermutete dass die Flecken von einem Planeten ( Vulcanus ) verursacht würden.

Galilei dagegen vertrat schon frühzeitig die Ansicht dass die Flecken Strukturen der Sonnenoberfläche Dies brachte ihn neben seinem Eintreten für heliozentrische Weltbild in Konflikt mit Kreisen der katholischen Kirche .

Die Beobachtung von Sonnenflecken wurde danach des Maunderminimums (1645-1715) wieder sporadisch: während dieser 70 hatte die Sonne eine Phase geringer Sonnenfleckenaktivität. damals wurden die helleren Gebiete der Sonnenfackeln entdeckt.
Heinrich Schwabe ergründete aus Langzeitbeobachtungen in ersten Hälfte des 19. Jahrhunderts den Zyklus von 10-12 Jahren (siehe Die kürzeste beobachtete Periode dauerte 9 Jahre längste 14.

Klassifizierung

Es gibt verschiedene Typen und Größen Sonnenflecken die je nach ihrer "Lebensdauer" einem (A bis I) folgen - vom kleinen bis zu riesigen schattierten Gebieten und ihrer Rückbildung.

Stadien der Entwicklung

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

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

Sonnenfleck Typ E

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

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

Sonnenfleck Typ F

Ein Sonnenfleck vom Typ F ist flächenmäßig größte aber nicht sehr häufige Entwicklungsstufe bipolaren Fleckengruppen. Ein Beispiel ist auf dem Foto zu sehen.

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

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

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

Sonnenflecken- Relativzahl

Die Häufigkeit der Sonnenflecken wird seit durch die so genannte Relativzahl erfasst. Man die Einzelflecken (Zahl f) und addiert dazu Zehnfache der Gruppenanzahl (g) wobei auch Einzelflecken A und I) als "Gruppe" gelten. Diese Maßzahl der Sonnenaktivität

  R = f + 10.g   
bewährt sich seit über 100 Jahren gut wie die aufwendige Flächenmessung der Sonnenflecken Promille der Sonnenfläche¿).

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

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

Bereits mit einem kleinen Fernrohr von cm Apertur lassen sich Sonnenaktivität und -Zyklus Rotation Schmetterlingseffekt und anderes gur beobachten. Natürlich man nie durch ein Fernrohr in die sehen -- das kann schwere Augenschäden bewirken! einfachsten ist es das Bild der Sonne auf weißes Papier zu projizieren indem das Okular um einige Millimeter herausgedreht und das ein paar Zentimeter dahinter gehalten wird. Auch Nordrichtung lässt sich so einfach feststellen weil 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 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 ein Zeit-Breiten- Diagramm ein entsteht das so genannte Schmetterlingsdiagramm - ähnlich den geöffneten Flügeln eines

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

Im 19. Jahrhundert und bis etwa 1970 wurde vermutet es noch einen etwa 80-jährigen Rhythmus geben könnte der sich in niedrigen der Relativzahl R von 1800 bis 1840 und (weniger 1890-1920 äußerte. Neuere Forschungen sind von dieser Hypothese wieder abgegangen bzw. erklären die Schwankungen eine Art Super- Konvektion .

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