Sonnenflecken
Beschreiben Sie die Erscheinung ,,Sonnenflecken" nach ihrem Wesen und der Häufigkeit ihres Auftretens. Erläutern Sie den Begriff ,,Sonnenfleckenrelativzahl"
Die Sonne ist nicht, wie auf einen flüchtigen Blick denkbar, vollkommen rund und tadellos glatt. Die sichtbare Oberfläche der Sonne ist voller dunkler sogenannter Sonnenflecken, die kommen und gehen und Stunden oder auch Monate bleiben.
Sie lassen sich im Nebel und Dunst gelegentlich mit dem bloßen Auge beobachten, manchmal auch bei Sonnenauf- oder Sonnenuntergang, wenn die übliche Helligkeit stark gedämpft ist. Während der Rotationsdauer der Sonne von etwa 27 Tagen verändern sich die Sonnenflecken in Größe und Form und werden schließlich schwächer, bis sie verschwinden. Sonnenflecken heben sich deutlich von ihrer Umgebung ab, da sie relativ kalt sind (ein Sonnefleck kann eine Temperatur von 3500 K haben, wenn benachbarte Bereiche 6000 K haben). Doch auch die dunklen Sonnenflecken strahlen Licht aus ( würde ein Sonnenfleck irgendwie allein in den Raum geraten, würde er immer noch zehnmal heller als der Vollmond leuchten).
Mit Teleskopen erkennt man eine dunkle Mitte, die Umbra, die von einer weniger dunklen Penumbra umgeben ist. Solche eine Umbra kann größer als die Erde sein (Durchmesser bis über 200.000 km - 16facher Erddurchmesser). Es gibt auch kleinere Sonnenflecken, die sogenannten Poren - sie besitzen keine Penumbra.
George Ellery Hale gelang mit Hilfe seines entwickelten Spektroheliographes der Nachweis von Magnetfeldern auf der Sonne. Im Labor konnte Hale dann beweisen, dass die Magnetfelder in den Sonnenflecken eine Stärke von 3000 Gauß erreichen können ( das Magnetfeld der Erde beträgt am Äquator etwa 0,3 Gauß). Doch entgegen Hales Hypothese dass Sonnenflecken Ähnlichkeiten mit den Tornados und Windhosen der Erdatmosphäre haben, gibt es keine Hinweise auf riesige Wirbelstürme.
Wenn starker, konzentrierter Magnetismus die sichtbare Sonnenoberfläche durchbricht, bildet sich ein Sonnenfleck. Magnetfelder dieser Stärke und Größe bestimmen die Bewegung und Verteilung der geladenen Teilchen in ihrer Umgebung und führen sie manchmal auf Spiralen und in magnetische Kanäle hinein.
Sonnenflecken sind somit keine Stürme sondern vielmehr relativ ruhige Bereiche, in denen der konzentrierte Magnetismus als Filter oder Ventil wirkt und Wärme und Energie (und damit sichtbares Licht) erstickt. Die dunkelsten und kühlsten Teile der Sonnenflecken sind also die Orte der stärksten Magnetfelder.
Die Gesamtzahl der sichtbaren Sonnenflecken schwankt periodisch in etwa 11 Jahren von einem Maximum zu einem Minimum und zurück zu einem Maximum. Die Sonnenflecken ,,sammeln" sich in einem Gürtel, den es auf jeder Halbkugel gibt. Diese Gürtel treiben im elfjährigen Zyklus zum Äquator hin. Dort nähern sie sich und verschwinden im Minimum. Dann erneuert sich der Zyklus und wieder tauchen aktive Bereiche in den mittleren Breiten auf.
Sonnenfleckenrelativzahl R
Sie wurde zur Bewertung der Sonnenfleckenaktivität im letzten Jahrhundert vom Direktor des Züricher Observatoriums Rudolf Wolf eingeführt. Sie wird zu seinen Ehren auch als Wolf- Zahl bezeichnet. Er erdachte 1849 den noch heute benutzten Berechnungsmodus R = k(10 G + E). Alle auf der Sonne sichtbaren Sonnenfleckengruppen (G) werden gezählt, dabei ist ein isoliert sichtbarer Einzelfleck auch eine Gruppe. Dann werden noch mal alle einzelnen Flecken (E) gezählt, auch die bereits als Gruppe erfassten --> Sonnenflecken. An der Beobachtung sind weltweit viele Observatorien beteiligt, deshalb wird das erhaltene Ergebnis mit einem Korrekturfaktor, der aber etwa 1 ist, multipliziert. Praktisch heißt das: Ist kein Fleck zu sehen, so ist R=Null. Ist ein Fleck zu sehen, so ist R=11 (der Fleck ist zugleich eine Gruppe).
Zu Beginn des letzten Sonnenfleckenzyklus, im Oktober 1996, lag der Mittelwert der
Sonnenfleckenrelativzahlen bei 9, im Januar 1998 bei 44, im Mai 1998 waren es 66 und im November 104. Die intensive Phase mit über 120 wurde etwa im März 99 beobachtet.
Häufig gestellte Fragen zu Sonnenflecken
Was sind Sonnenflecken und wie sehen sie aus?
Sonnenflecken sind dunkle Bereiche auf der Sonnenoberfläche, die kommen und gehen können. Sie sind relativ kalt im Vergleich zu ihrer Umgebung (etwa 3500 K gegenüber 6000 K) und bestehen aus einer dunkleren Mitte (Umbra) und einer weniger dunklen Umgebung (Penumbra). Kleine Sonnenflecken ohne Penumbra werden als Poren bezeichnet. Die Umbra kann größer als die Erde sein.
Wie oft treten Sonnenflecken auf und wie lange halten sie an?
Sonnenflecken verändern sich während der Rotationsdauer der Sonne (ca. 27 Tage) in Größe und Form und verschwinden schließlich. Die Gesamtzahl der sichtbaren Sonnenflecken schwankt periodisch in einem etwa 11-jährigen Zyklus.
Was verursacht Sonnenflecken?
Sonnenflecken entstehen, wenn starker, konzentrierter Magnetismus die sichtbare Sonnenoberfläche durchbricht. Diese Magnetfelder beeinflussen die Bewegung und Verteilung geladener Teilchen und wirken wie ein Filter, der Wärme und Energie (und damit sichtbares Licht) erstickt.
Was ist die Sonnenfleckenrelativzahl (Wolf-Zahl)?
Die Sonnenfleckenrelativzahl (R) ist ein Maß zur Bewertung der Sonnenfleckenaktivität. Sie wird nach der Formel R = k(10 G + E) berechnet, wobei G die Anzahl der Sonnenfleckengruppen, E die Anzahl der einzelnen Sonnenflecken und k ein Korrekturfaktor (ca. 1) ist.
Wie funktioniert die Berechnung der Sonnenfleckenrelativzahl?
Zuerst werden alle auf der Sonne sichtbaren Sonnenfleckengruppen (G) gezählt, wobei auch ein isoliert sichtbarer Einzelfleck als Gruppe gilt. Dann werden alle einzelnen Flecken (E) gezählt, auch die, die bereits als Gruppe erfasst wurden. Das Ergebnis wird mit einem Korrekturfaktor (k), der etwa 1 beträgt, multipliziert. Wenn kein Fleck zu sehen ist, ist R=Null. Wenn ein Fleck zu sehen ist, ist R=11 (da der Fleck gleichzeitig eine Gruppe ist).
Wie hat sich die Sonnenfleckenrelativzahl in der Vergangenheit verändert?
Im Oktober 1996 lag der Mittelwert der Sonnenfleckenrelativzahlen bei 9, im Januar 1998 bei 44, im Mai 1998 bei 66 und im November 1998 bei 104. Die intensive Phase mit über 120 wurde etwa im März 1999 beobachtet. Diese Zahlen verdeutlichen den Zyklus der Sonnenaktivität.
Sind Sonnenflecken Stürme auf der Sonne?
Nein, Sonnenflecken sind keine Stürme, sondern eher relativ ruhige Bereiche, in denen der konzentrierte Magnetismus Wärme und Energie blockiert.
Welche Rolle spielen Magnetfelder bei Sonnenflecken?
Magnetfelder sind entscheidend für die Entstehung von Sonnenflecken. Wenn starker Magnetismus die Sonnenoberfläche durchbricht, entsteht ein Sonnenfleck. Die dunkelsten und kühlsten Teile der Sonnenflecken sind die Orte der stärksten Magnetfelder.
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- Diplom Kaufmann Kai Berding (Author), 2000, Sonnenflecken, Munich, GRIN Verlag, https://www.grin.com/document/97254
