Sonnenflecken
Wer die Sonne fachgerecht mit einem Teleskop beobachtet, wird oft dunkle Flecken auf ihr erkennen. Diese sogenannten Sonnenflecken sind Gebiete, die kühler sind als die übrige Sonnenoberfläche und daher dunkler erscheinen.
Die Sonne mit großen Flecken
am 13. Januar 2013 um 10.30 UT
© SOHO, ESA & NASA (HMI Continuum)
Sonnenflecken haben im Kern einen dunklen Teil, den man Umbra nennt und außen einen helleren Teil, den man als Penumbra bezeichnet. Während die Sonnenoberfläche (Photosphäre) normal eine Temperatur von etwa 5.800 Kelvin hat, beträgt die Temperatur der Umbra der Sonnenflecken "nur" 3.800 Kelvin, und die der Penumbra 4.800 bis 5.300 Kelvin. Damit erscheinen die Sonnenflecken im Vergleich zur übrigen Sonnenoberfläche dunkler, obwohl sie in Wirklichkeit noch strahlend hell sind! Nur müssen wir die Sonne, um sie gefahrlos beobachten zu können, um ein Vielfaches an Helligkeit abschwächen. Damit schwächen wir auch die Helligkeit der Sonnenflecken ab, womit sie schließlich schwarz erscheinen.
Ein Sonnenfleck genauer betrachtet
© Mario Lehwald
Sonnenflecken sind also Gebiete, die kühler sind als der Rest der Sonnenoberfläche. Sie entstehen durch starke Magnetfelder, welche die Konvektion, also den Wärmetransport nach außen, behindern. Durch die differentielle Rotation der Sonne kommt es ständig zu Veränderungen im Magnetfeld der Sonne. Stellenweise wölben sich Magnetfeldlinien omegaförmig über die Photosphäre hinaus. Dort wo die Feldlinien senkrecht zur Photosphäre stehen kann Plasma aufsteigen. Das aufsteigende Plasma folgt den Magnetfeldlinien und bildet einen U-förmigen Bogen, der als Protuberanz sichtbar wird. Die Regionen unter dem aufsteigenden Plasma kühlen ab und werden als Sonnenfleck sichtbar.
Die Magnetfeldlinienbögen haben einen Ein- und Austrittspunkt in der Photosphäre. Daher treten Sonnenflecken meist als Paar auf, einer am Eintrittspunkt und ein weiterer am Austrittspunkt des Magnetfeldlinienbogens. Die beiden Flecken haben eine entgegengesetzte magnetische Polarität (bipolarer Fleck).
Sonnenflecken beginnen als kleiner Einzelfleck, aus dem bei weiterer Entwicklung eine bipolare Gruppe wird. Bei weiterer Entwicklung bilden sich Höfe (Penumbra) um die dunklen Flecken (Umbra) aus. Bei hoher Sonnenaktivität können Gruppen von Flecken zu riesigen Gruppen zusammenwachsen. Dabei kann es passieren, dass sich die Magnetfeldlinien von zwei benachbarten Bögen mit entgegengesetzter Polarität berühren und so kurzgeschlossen werden. Diesen Vorgang bezeichnet man Rekonnexion. Dabei werden hohe Energiemengen freigesetzt und es kommt zu einem koronalen Massenauswurf (CME), wobei Materie ins All geschleudert wird.
Sonnenfleckenzyklus
Der Apotheker Samuel Heinrich Schwabe (1789-1875) entdeckte, dass alle zehn Jahre besonders viele Sonnenflecken zu sehen sind, es also einen Zyklus gibt.
Dieser Sonnenfleckenzyklus dauert etwa 11 Jahre. Zu Beginn eines Zyklus sind fast keine Sonnenflecken zu sehen (Sonnenfleckenminimum). Dann entstehen in etwa 30 bis 40 Grad nördlicher und südlicher Breite auf der Sonne erste Flecken. Die Anzahl der Sonnenflecken nimmt stetig zu und ihre Entstehungsgebiete verschieben sich immer mehr Richtung Äquator. In der Mitte des Zyklus, also etwa 5,5 Jahre nach seinem Beginn, ist die Sonnenaktivität am höchsten und die Sonnenflecken erreichen an Ausdehnung und Zahl ein Maximum. Ihre Entstehung liegt dann bei etwa 15 Grad Breite Nord und Süd. Auch treten um die Zeit des Sonnfleckenmaximums oft Polarlichter auf.
Danach nimmt die Anzahl und Größe der Sonnenflecken wieder ab. Zum Ende des Zyklus entstehen nur noch vereinzelte und kleine Sonnenflecken nahe des Sonnenäquators.
Am 9. Mai 2008 war die Sonne selbst nach der Zeit des Minimums völlig fleckenfrei
© Mario Lehwald
Der Züricher Astronom Rudolf Wolf (1816-1893) legte den Beginn eines Sonnenfleckenzyklus auf das Minimum. Auf ihm geht auch die Nummerierung der Zyklen zurück. Der 1. Zyklus begann im Jahre 1755. Im Jahre 2008 geht der 23. in den 24. Zyklus über.
Hale-Zyklus
Sonnenflecken sind Gebiete mit starken Magnetfeldern. Der der Sonnenrotation vorausgehende Fleck einer bipolaren Gruppe hat z. B. auf der Nordhalbkugel der Sonne eine positive, der nachfolgende Fleck eine negative Polarität. Auf der Südhalbkugel ist es umgekehrt - dort hat der vorausgehende Fleck eine negative und der nachfolgende eine positive Polarität.
Nach einem 11jährigen Zyklus kehrt sich diese Polarität um. Dann haben die vorausgehenden Flecken auf der Nordhalbkugel eine negative und auf der Südhalbkugel eine positive Polarität. Erst nach einem weiteren Zyklus ist die Polarität der Sonnenflecken wieder die gleiche, so dass ein vollständiger Zyklus eigentlich 22 Jahre dauert. Er ist auch bekannt als Hale-Zyklus und umfaßt zwei Sonnenfleckenmaxima.
Sonnenfleckenklassifikation
Der Schweizer Astronom und Sonnenforscher Max Waldmeier (1912-2000) entwickelte ein Klassifikationsschema für Sonnenflecken, das als Zürcher Sonnenfleckenskala oder Waldmeier-Klassifikation bekannt ist. Dieses Schema berücksichtigt auch die zeitliche Entwicklung der Sonnenflecken und wird seit den 40er Jahren angewandt.
Klassifikationsschema für Sonnenflecken nach Waldmeier
Bearbeitung: Mario Lehwald
Kleinere Flecken zeigen eine unregelmäßige Struktur, man nennt sie unipolar. Größere Fleckengruppen zeigen dagegen meist zwei Zentren, in denen sich die Flecken häufen. Man nennt sie bipolar
| Abk. | Erläuterung |
|---|---|
| A | Ein kleiner einzelner Sonnenfleck ohne Hof, oder eine kleine unipolare Gruppe von Flecken ohne Hof. |
| B | Eine kleine bipolare Gruppe von Sonnenflecken, bei der alle Flecken keinen Hof haben. |
| C | Eine kleine bipolare Gruppe von Sonnenflecken, bei der zumindest ein Fleck einen Hof hat. |
| D | Eine kleine bipolare Gruppe von Sonnenflecken, bei der zumindest zwei Flecken einen Hof haben. |
| E | Eine größere bipolare Gruppe von Sonnenflecken, bei der mehrere größere und kleine Flecken einen Hof haben können. Die Gruppe hat eine scheinbare Länge von mindestens 10 Grad. |
| F | Eine große bipolare Gruppe von Sonnenflecken, bei der zahlreiche Flecken einen Hof haben. Die Häfe der einzelnen Flecken vereinigen sich zu einen gemeinsamen Hof, der mehrere Flecken umgibt. Die Gruppe hat eine scheinbare Länge von mindestens 15 Grad. |
| G | Eine große bipolare Gruppe von Sonnenflecken, bei der ein großer Fleck mit einem Hof vorhanden ist. Dessen Kern zeigt die Neigung sich in mehrere Einzelkerne aufzuspalten. Die Gruppe hat eine scheinbare Länge von mindestens 10 Grad. |
| H | Ein größerer unipolarer Fleck mit einem Hof, der zum Teil mit einigen kleineren Einzelflecken verbunden ist. |
| I | Ein kleinerer unipolarer Fleck mit einem Hof, der mit einigen kleinen Einzelflecken verbunden sein kann. |
Sonnenfleckenrelativzahl
Rudolf Wolf definierte auch die sogenannte Sonnenfleckenrelativzahl, mit der die Häufigkeit von Sonnenflecken erfaßt wird. Diese Wolfsche Sonnenfleckenrelativzahl wird seit langem angewendet. Sie errechnet sich aus der Anzahl der Einzelflecken plus der Zahl der Fleckengruppen multipliziert mit 10.
R = 10 * F + G
Ein einzelner Sonnenfleck ergibt z. B. die Relativzahl 11, da auch ein einzelner Sonnenfleck als Gruppe zählt, also 10 * 1 + 1 = 11! Auch ist die Sonnenfleckenrelativzahl von der Größe des verwendeten Teleskops abhängig, weil man mit zunehmender Öffnung ein besseres Auflösungsvermögen erreicht und daher mehr Sonnenflecken sieht.
Störungen des Sonnenfleckenzyklus
Der 11jährige Sonnenfleckenzyklus läuft anscheinend nicht immer gleichmäßig ab. Es kam in der Vergangenheit immer wieder zu Störungen dieses Zyklus. So war z. B. in der Zeit zwischen 1645 und 1715 die Sonnenfleckenaktivität stark verringert. In diesem sogenannten Maunder-Minimum traten nur wenige Sonnenflecken auf.
In der Zeit des Maunder-Minimums traten eine Reihe sehr kalter Winter auf. Ob die dann geringere Aktivität der Sonne einen direkten Einfluß auf das Erdklima hat, ist aber nicht hinreichend bekannt.
Weitere bekannte Minima waren das Wolf-Minimum um 1300 und das Spörer-Minimum im 15. Jahrhundert. Da es in dieser frühen Zeit aber noch keine Sonnenfleckenbeobachtungen gab, wurden diese Minima mit der sogenannten Radiokohlenstoffdatierung, also dem Kohlenstoffgehalt in Baumringen, indirekt nachgewiesen.
Das letzte Sonnenfleckenmaximum war im Februar 2014, das letzte Minimum 2008. Allerdings war selbst im Jahr 2010 die Anzahl der Sonnenflecken immer noch recht gering. Im Dezember 2010 und Anfang Januar 2011 gab es zwischendurch zwar einige große Flecken auf der Sonne, aber die Zahl der Sonnenflecken war noch nicht sehr hoch und es gab immer wieder Phasen, wo kaum oder nur einige kleinere Flecken auf ihr vorhanden waren.
Im Februar 2011 stieg die Zahl der Sonnenflecken aber an. Das folgende Sonnenfleckenmaximum trat recht spät im Jahr 2014 auf und war nicht stark. Es wird vermutet, dass das nächste Sonnenfleckenmaximum im Jahr 2023 noch schwächer ausfallen wird.
