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Die Sonne

 
 

Das aktuelle Bild der Sonne, so wie sich die Sonnenfleckenaktivität z.Zt. zeigt.

Letzte Bearbeitung der Seite: Donnerstag, 14. Januar 2021 10:14

 

                                                      

   

                                         

          R  =

 10 x g + f (Wert g von 23.12.20108= 0,  f = 0)

     

              =

 10 x 0 + 0
     

              =

 0

Berechnung der Sonnenfleckenrelativzahl (SSNe) "R"

 

Im Jahr 1611 beobachtete in Ingolstadt an der Donau der Jesuitenpater Christoph Scheiner dunkle Gebiete auf der Sonnenoberfläche und berechnete nach einer Beobachtungsreihe daraus die Rotation der Sonne und den Sonnenäquator.

Sind diese dunklen Gebiete in ausgeprägter Form vorhanden, lassen sich die dunklen Kerne, die Umbras, von den etwas helleren Höfen, den Penumbras, deutlich unterscheiden. Ursache für die Flecken sind Magnetfelder, die unterhalb der Photosphäre die aufwärts gerichtete Konvektion d.h. die  nach außen fließende Energie vermindern. Dadurch sinkt in den Umbras die Temperatur auf 4500° Kelvin, in den Penumbras auf etwa 4800 bis 5000° Kelvin ab.  In Folge dessen strahlen sie weniger Licht aus, das entsprechend dem Stefan-Boltzmann-Gesetz zur vierten Potenz der Temperatur proportional ist. Zur Verdeutlichung berechne ich, um das Wievielfache die Energieabstrahlung der normalen Sonnenoberfläche in Relation zur Umbra ist.

 

Energieabstrahlung = Boltzmannkonstante x Temperatur 4

Energieabstrahlung = Boltzmannkonstante x Temperatur 4

= 5,6697 x 10-8 W x m-2 x °K-4 x (5780°K)4

= 5,6697 x 10-8 W x m-2 x °K-4 x (4500°K)4

= 6,33 x 107 Watt pro m2  

= 2,32 x 107 Watt pro m2

                           

Vergleicht man beide Ergebnisse, erkennt man, dass die Sonnenoberfläche 2.73 mal mehr Energie abstrahlt als eine Umbra und dementsprechend sind Sonnenflecken dunkler als die normale Oberfläche.

 

Sonnenflecken kommen einzeln vor mit einer meist nur geringen Lebensdauer von einem oder wenigen Tagen. Allerdings besteht eine Tendenz zur Gruppenbildung mit einer wesentlich  längeren Dauer von bis zu 100 Tagen. Die Gruppen durchlaufen eine Entwicklung, so dass eine Unterteilung in neun Klassen möglich ist. Nach etwa zehn Tagen erreichen die Gruppen ihre größte Ausdehnung mit Durchmessern, die gelegentlich ein Mehrfaches des Erddurchmessers betragen können. Dabei bilden sich meistens zwei größere Flecken, um die herum kleinere Flecken angeordnet sind. Der in Richtung der Sonnenrotation vorangehende und dem Äquator näher gelegene Hauptfleck wird als p-Fleck, der hintere und vom Äquator entferntere als f-Fleck bezeichnet. Beide Flecken besitzen entgegengesetzte Polarität; stellt also der p-Fleck einen magnetischen Nordpol dar, so ist der f-Fleck ein magnetischer Südpol. Solche Gruppen bezeichnet man daher als bipolare Gruppen. Zwischen beiden Polen bildet sich deshalb ein Magnetfeld aus. Auf der Südhalbkugel der Sonne ist die Polarität genau umgekehrt. Interessanterweise drehen sich nach elf Jahren die Polaritäten um, so dass nach insgesamt 22 Jahren wieder die Ausgangssituation vorliegt - Beispiel eines typischen Bildes der Sonne mit Flecken-Gruppen - klick. Der Schweizer Astronom und Sonnenforscher Max Waldmeier klassifizierte in den vierziger Jahren des vorigen Jahrhunderts die Sonnenflecken in neun Gruppen und legte damit ein Einordnungssystem fest. Die nachstehende Klassifikation und Beschreibung wurde freundlicherweise von der Firma Baader Planetarium zur Verfügung gestellt und ist in rötlichemText eingestellt.


Die Klassifikation von Sonnenflecken

Klassifikation und Entwicklung von Sonnenflecken und Fleckengruppen unterscheiden sich durch das Vorhandensein von Penumbren, dem Vorhandensein einer Bipolarität, Grösse und Form der Flecken. Auf diesen Merkmale hat Max Waldmeier (Eidgenössische Sternwarte, Zürich) seine Klassifikation der Fleckengruppen aufgebaut.

A

Ein einzelner Fleck, oder eine Gruppe von Flecken, ohne Penumbra und ohne bipolare Struktur.

B

Gruppe von Flecken ohne Penumbra, aber in bipolarer Anordnung.

C

Bipolare Fleckengruppe, deren einer Hauptfleck von einer Penumbra umgeben ist.

D

Bipolare Gruppe, deren beide Hauptflecken eine Penumbra besitzen. Ein Hauptfleck ist einfach und der andere meistens, aber nicht immer, etwas komplizierter aufgebaut.

E

Grosse bipolare Gruppe, deren Hauptflecken Penumbren besitzen. Beide zeigen im allgemeinen eine komplizierte Struktur. Zwischen den Hauptflecken zahlreiche kleinere Flecken. Die Gruppe hat eine Länge von mindestens 10 Grad auf der Sonne.

F

Sehr grosse bipolare Gruppe oder komplexe Sonnenfleckengruppe. Länge mindestens 15 Grad (sonst wie E).

G

Grosse bipolare Gruppe ohne kleine Flecken zwischen den Hauptflecken. Die Länge beträgt mindestens 10 Grad.

H

Unipolarer Fleck mit Penumbra. Durchmesser grösser als 2,5 Grad.

J

Unipolarer Fleck mit Penumbra. Durchmesser kleiner als 2,5 Grad.


 

 

 

 

Die Waldmeier Klassifikation, grafisch dargestellt

 

Grosse E-, F- und G-Gruppen sind vergleichsweise selten. Wegen ihrer Größe werden aber gerade sie häufig in der Literatur abgebildet. Man lasse sich nicht täuschen. Wichtig sind deshalb die Längen - und Durchmesserangaben in der Definition der einzelnen Fleckenklassen. Besonders am Anfang überschätzt man leicht die Größe einer Fleckengruppe. Schwierigkeiten bereitet auch die perspektivische Verzerrung am Sonnenrand. Mit etwas Routine und Anschauung durch ein Gradnetz sind solche Probleme leicht zu überwinden. Grundsätzlich kann eine Fleckengruppe während einer vollständigen Entwicklung alle Klassen von A bis J durchlaufen, aber nur die wenigsten Gruppen entwickeln sich bis zu den sehr großen Klassen E, F, und G. Entwicklungswege können die großen Gruppenklassen überspringen. Der Weg A-B-A ist sicherlich der häufigste, nach dem einfachsten Fall, dass eine A-Gruppe nach 1 bis 2 Tagen wieder verschwindet. Typische Entwicklungswege größerer Fleckengruppen können auch A-B-C-D-E-G-H-J-A, oder A-B-C-G-C-J-A sein. J-Flecken sind immer Endstadien der Gruppenentwicklung, aber die frühen'' Gruppenklassen C und D werden beim Überschreiten des Aktivitätsmaximums einer Gruppe (Klassen E, F und G) auf dem Weg zu H- und J- Flecken erneut ausgebildet.


Um quantitative Aussagen über die Häufigkeit von Sonnenflecken treffen zu können, führte Rudolf Wolf 1849 die Sonnenfleckenrelativzahl R ein:

 

R = k x (10 x g + f)

 

wobei k eine individuelle Konstante darstellt, die u.a. eine Angleichung eigener Teleskopeigenschaften an das Instrument von Wolf bewirken soll. Dessen Fernrohr hatte eine 80 mm Öffnung, als Vergrößerung wählte er 64 x. Der Buchstabe g bedeutet die Anzahl der Gruppen und f die Gesamtzahl aller Einzelflecken. Da im allgemeinen die Fleckenbeobachtung mit vergleichbaren Teleskopwerten durchgeführt wird, kann k gleich eins gesetzt werden und die Gleichung vereinfacht sich zu der Form rechts oben neben der Sonnenabbildung.

 

Unterhalb des Sonnenbildes, das innerhalb von 24 Stunden mehrfach aktualisiert wird, steht zukünftig die Berechnung für die am jeweiligen Tag zutreffende Relativzahl.


Abschließend noch empfehlenswerte Links zum Thema Sonnenbeobachtung und Sonnenflecken:

http://www.baader-planetarium.de/zubehoer/zubsonne/sonne/index-sonne.htm

http://www.astronomie.de/sonnensystem/sonne/fleck/rzahl.htm

 

 

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