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Fleckenminimum
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Ein Minimum der Sonnenflecken tritt etwa alle 11 Jahre auf. Dieser Sonnenfleckenzyklus kann aber manchmal auch 9 Jahre oder 13 Jahre betragen. Er hängt mit globalen Gasströmungen und dem Auf- und Abbau von starken Magnetfeldern im Sonneninnern zusammen, das je nach Tiefe 10.000 bis 15 Millionen Grad heiß ist.
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Fleckenmaxima und Begleiterscheinungen
Das Fleckenmaximum liegt nicht genau zwischen den Minima, sondern tritt nach der Eruptions-Theorie von Max Waldmeier früher ein, wenn das Maximum stärker als üblich sein wird. Die Strahlungsintensität der Sonne variiert aber während eines Zyklus nur um etwa ein Promille.
Stärker spürbar sind so genannte Flares, die riesige Eruptionen von heißem Sonnengas in den Außenraum darstellen. Sie verstärken den dauernden Sonnenwind um ein mehrfaches und können bei Eintreffen auf der Erde den Funkverkehr und die Navigation von Flugzeugen oder Raumsonden stören. Auch Nordlichter treten zu Maximumszeiten häufig auf.
Monitoring der Sonnenaktivität
Bei Fleckenminima bzw. Maxima hat auch die Sonnenkorona eine völlig andere Form, was bei Sonnenfinsternissen auch für die Allgemeinheit sichtbar wird.
Die einfachste Maßzahl für die Überwachung der "Sonnenaktivität" ist die Relativzahl. Sie entspricht etwa der von Sonnenflecken bedeckten Fläche in Millionstel und rechnet sich nach der Formel
Die Zahl f ist jene der Flecken (unabhängig von ihrer Größe), während g die Zahl der Fleckengruppen darstellt. Als Gruppe zählen auch Einzelflecken, doch mehr tragen große Gruppen mit Penumbra-Gebieten zu R bei.
Die Sonnenflecken entstehen durch lokale Störungen im Magnetfeld der Sonne, welche die Konvektion - den Wärmetransport aus der Tiefe - behindern. Bei hoher Relativzahl sind auch auf der Erde Materie-Ausbrüche auf der Sonne spürbar - beispielsweise in Form von Nordlichtern oder Störungen des Funkverkehrs und der Navigation. Deshalb hat man unlängst einige Satelliten gestartet, um allfällige Frühwarnungen zu ermöglichen.
Durch die einfache Berechnungsweise lässt sich R bis weit in die Vergangenheit zurück abschätzen. Ab 1610, dem Jahr der Erfindung des Fernrohrs, ist dies relativ genau möglich. So konnte man feststellen, dass zwischen 1645 und 1715 (dem Maunderminimum) monate- und jahrelang lang keine Sonnenflecken auftraten. Normalerweise dauern völlig fleckenlose Zeiten nur einige Tage bis Wochen. Das Maunderminimum wurde nach einem Sonnenforscher benannt und hängt mit der Kleinen Eiszeit zusammen, während der lange Winter und kühle Sommer auf der Erde vorherrschten.
Relativzahl-Schwankungen und ihre Beobachtung
In Jahren, in die ein Minimum der Sonnenaktivität fällt, betragen die Monatsmittel von R etwa 0 bis 30, die Jahresmittel 5 bis 20. Solche Zahlen bedeuten, dass im Fleckenminimum - also alle 10-12 Jahre -wochenlang keine oder nur 1 bis 3 kleine Flecken zu sehen sind.
Zur Zeit des Maximums steigen die Monatsmittel auf 100 bis 250, die Jahresmittel auf 60 bis 200. Man vermutete lange Zeit, dass sich diesem 11-jährigen Rhythmus eine 80-jährige "Super-Periode" überlagert. Heute erklärt man den Effekt, dass einige Jahrzehnte lang die Maximader Relativzahl um die Hälfte niedriger liegen können, teilweise mit zufälligen Schwankungen. Doch spielen auch großräumige Konvektions-Strömungen im Sonneninneren eine Rolle, die mit langfristigen Änderungen im Magnetfeld zusammenhängen könnten.
Bereits mit einem kleinen Fernrohr von 5-10 cm Apertur lassen sich Sonnenaktivität und -Zyklus, Rotation, Schmetterlingseffekt und anderes gut beobachten. Am einfachsten ist es, das Bild der Sonne auf weißes Papier zu projizieren, indem das Okular um einige Millimeter herausgedreht wird. Auch die Nordrichtung lässt sich einfach feststellen, weil das Bild durch die Erdrotation genau nach Westen wandert.
Siehe auch
Sonnenphysik, Sonnenteleskop, Protuberanzen, Sonneneruption, Flare
