Sonnenflecken sind dunkle Stellen auf der sichtbaren Sonnenoberfläche (Photosphäre), die kühler sind und daher weniger sichtbares Licht abstrahlen als der Rest der Oberfläche. Ihre Zahl und Grö�e ist das einfachste Ma� für die Sonnenaktivität. Die Häufigkeit der Sonnenflecken unterliegt einer Periodizität von durchschnittlich 11 Jahren, was als Sonnenfleckenzyklus bezeichnet wird.

Entstehung

Sonnenflecken entstehen durch lokale Störungen im gewaltigen solaren Magnetfeld. Zu Beginn steigen Bündel von Magnetfeldlinien aus dem Inneren der Sonne aus der Photosphäre bis in die Korona empor und behindern die Bewegung der Konvektionszellen (siehe Granulation), welche die Hitze des Sonneninneren an die Oberfläche wirbeln. Zuerst bildet sich an diesen Stellen eine Fackel und dann westlich ein kleiner Fleck, Pore genannt, von einigen tausend Kilometern Grö�e. Innerhalb von einigen Stunden, in denen die magnetische Flussdichte von 0,1 Tesla weiter steigt, bilden sich auch auf der östlichen Seite der Fackel ebenfalls kleine Flecken. Einzelflecken verschmelzen und der westliche, vorauslaufende, Fleck bildet eine Penumbra. Um den östlichen Fleck mit entgegengerichteter magnetischer Polarität zum westlichen kann sich nach einigen Tagen ebenfalls eine Penumbra bilden. Zwischen diesen Flecken entstehen immer mehr Flecken, die aber nach einiger Zeit alle bis auf den westlichen Fleck verschwinden. Der verbleibende Fleck kann mehrere Monate und somit mehrere Sonnenumläufe überstehen. Wenn die Gruppe ihre höchste Aktivität erreicht mit magnetischen Flussdichten bis 0,4 Tesla, kann sich eine einzige gro�e Penumbra um die Fleckengruppe bilden.

Nicht immer kommt es zur Bildung von groÃ?en Fleckengruppen. Mitunter bildet sich nur ein einzelner Fleck, der nach einigen Tagen wieder verschwindet, oder es bildet sich nur eine bipolare Gruppe aus zwei Flecken.

Der vorauslaufende Fleck wird auch p-Fleck (für preceding, engl.: vorausgehen) genannt, der zurückliegende f-Fleck (für following, engl.: folgen).

Nur etwa 50 % der Flecken werden älter als zwei Tage und nur 10 % älter als elf Tage.

Fleckengruppen sind immer parallel zum Sonnenäquator ausgerichtet.

Eigenschaften

Die normale Oberflächentemperatur der Sonne beträgt knapp 6000 °C ("effektive Temperatur" 5770 Kelvin, Strahlungstemperatur 6050 K). Der Kernbereich eines Sonnenflecks, die so genannte Umbra ("Kernschatten"), hat nur rund 4000 °C, der Randbereich, oder auch Hof, der Penumbra ("Halbschatten") 5000 bis 5500 °C. Bei diesen Temperaturen ist Materie zwar immer noch wei�glühend, dennoch erscheinen die Flecken durch einen (für Sonnenbeobachtung obligatorischen) Filter aufgrund des Temperaturkontrastes zur Umgebung dunkel. Ursache für die Abkühlung sind starke Magnetfelder, die die Konvektion behindern.

Die Sonnenflecken zeigen im sichtbaren Licht die aktivsten Regionen auf der Sonne. Bei einer hohen Anzahl von Sonnenflecken besteht eine grö�ere Chance, dass sich zwei benachbarte, aber gegenläufig gepolte Magnetfeldlinien neu verbinden (Rekonnexion) und die freiwerdende Energie in den Raum abgegeben wird. Eine sichtbare Variante sind die Flares. Kommt es zu einem Strahlungsausbruch in Richtung Erde, so kann dieser zu starken Störungen im Erdmagnetfeld führen und sogar den Betrieb von Satelliten oder elektrischen Anlagen auf der Erde beeinträchtigen. Zudem erhöht solch ein Strahlungsausbruch die Wahrscheinlichkeit für Polarlichter auch in gemä�igten Breiten.

In Jahren mit verminderter Fleckenanzahl verringert sich ebenfalls die Sonnenstrahlung um etwa 0,1 %. Die Jahre zwischen 1645 und 1715, das so genannte Maunderminimum, während dessen keine Sonnenflecken beobachtet wurden, fallen mit der Kleinen Eiszeit zusammen, während welcher lange Winter und kühle Sommer auf der Erde vorherrschten.

Mit der Schwankung der Sonnenaktivität verändert sich auch die Ionosphäre der Erde. Dies hat Auswirkungen auf die Funkübertragung im Kurzwellenbereich. (Siehe auch: Amateurfunk)

Sonnenflecken treten meistens in Gruppen auf, beginnen aber als kleine Einzelflecken. Anhand der Sonnenflecken kann man die Rotation der Sonne beobachten, da sie sich auf der Oberfläche mitbewegen. Am �quator rotiert die Sonne mit 25,03 Tagen (synodisch 27,9 Tage) etwa 20 % schneller als in Polnähe.

Zyklen

Der Sonnenfleckenzyklus bezeichnet die Periodizität in der Häufigkeit der Sonnenflecken. Er beschreibt einen Zeitraum von durchschnittlich 11 Jahren, welcher nach Samuel Heinrich Schwabe auch als Schwabe-Zyklus bezeichnet wird. Im Minimum sind oft monatelang keine Flecken zu sehen, im Sonnenfleckenmaximum jedoch hunderte. Innerhalb dieses Zyklus verändern die Fleckengebiete ihre heliographische Breite und die magnetische Polarität, so dass sie tatsächlich einem 22-jährigen Zyklus folgen (Hale-Zyklus nach George Ellery Hale).

Dauer eines Zyklus

Der 11-jährige Sonnenfleckenzyklus ist nicht exakt regelmä�ig. Obwohl der Durchschnittswert 11,04 Jahre beträgt, treten auch Zyklen von 9 bis 14 Jahren Dauer auf. Auch der Durchschnittswert variiert über die Jahrhunderte, die Sonnenzyklen im 20. Jahrhundert waren zum Beispiel mit 10,2 Jahren im Durchschnitt kürzer als die der vergangenen Jahrhunderte. Der Verlauf des Maunderminimums und weiterer Minima legt eine Variation der Gesamtintensität der Sonne auf einer Zeitskala von mehreren 100 Jahren nahe. Aus der 10Be-Verteilung im Grönlandeis schlie�t man auf mehr als 20 Sonnenminima innerhalb der letzten 10'000 Jahre.

Auch der Verlauf des Zyklus selbst ist nicht konstant. So erklärte der Schweizer Astronom Max Waldmeier, dass der �bergang vom Minimum zum Maximum der Sonnenfleckenanzahl umso schneller erfolgt, je höher die Zahl dieser Sonnenflecken ist. Im Gegensatz zum steilen Anstieg nimmt die Anzahl der Sonnenflecken bei solchen Zyklen jedoch nur langsam ab.

Bei Zyklen mit geringer maximaler Anzahl an Sonnenflecken ist die Phase des Ansteigens und des Abfallens in etwa gleich lang.

Beginn und Ende eines Zyklus

Den Beginn eines neuen Zyklus leitete man in der Vergangenheit aus dem Tiefpunkt der Zykluskurve ab. Dank verbesserter Messtechnik ist es heute möglich, die Magnetfeld-Polarität der Sonnenflecken zu bestimmen. Ein neuer Zyklus beginnt, wenn sich die Polarität zusammengehöriger Flecken auf der Sonnenoberfläche vertauscht. Die Auflösung der Abbildung rechts ist zu klein, um den Wechsel ablesen zu können. Jedoch ist die Vertauschung der Polarität zwischen benachbarten Phasen deutlich zu erkennen.

Die Zyklen erhielten durch Johann Rudolf Wolf eine fortlaufende Nummerierung, beginnend im Jahre 1749 (siehe Geschichtliches). Derzeit (Stand April 2009) befinden wir uns im Ã?bergang vom 23. zum 24. Zyklus.

Während des Ausklangs des 23. hin zum 24. Zyklus waren im März 2008 sowohl Sonnenflecken der alten Polarität, als auch neue mit vertauschter Polarität zu beobachten. Das eigentliche Minimum und der eindeutige Beginn des 24. Zyklus konnten selbst im Oktober 2008 noch nicht unterschieden werden. Die ruhige Sonne lässt ein spätes schwaches Maximum um 2012 und ein noch schwächeres um 2023 erwarten. Möglicherweise beginnt ein neues Maunderminimum.

Wie bereits oben erwähnt, haben die beiden Flecken einer bipolaren Gruppe eine unterschiedliche magnetische Ausrichtung, ebenso wie die vorauslaufenden Flecken auf der Nordhalbkugel eine entgegengesetzte magnetische Ausrichtung zu denen der Südhalbkugel haben. Innerhalb eines Sonnenfleckenzyklus ändert sich aber die Polarität der vorauslaufenden Flecken nicht. Diese wechselt erst mit dem nächsten Sonnenfleckenzyklus, so dass ein vollständiger Zyklus 22 Jahre umfasst (Hale-Zyklus).

Im 19. Jahrhundert und bis etwa 1970 wurde vermutet, dass es noch eine etwa 80-jährige Periode (GleiÃ?berg-Zyklus, nach Wolfgang GleiÃ?berg) geben könne, der sich in niedrigen Werten der Relativzahl R von 1800 bis 1840 und (weniger deutlich) 1890â??1920 äuÃ?erte. Neuere Forschungen sind von dieser Hypothese wieder abgegangen bzw. erklären die Schwankungen durch eine Art Super-Konvektion. Andere Hypothesen sprechen nicht nur vom 80-jährigen Zyklus, sondern noch von einem zusätzlichen 400-jährigen Zyklus.

Breiteneffekt

Zu Beginn eines Sonnenfleckenzyklus bilden sich die ersten Flecken in etwa 30°â??40° heliographischer Breite nördlich und südlich des Sonnenäquators. Im Laufe der nachfolgenden Jahre verschieben sich die Entstehungsgebiete immer weiter Richtung Ã?quator. Nach der Hälfte des Zyklus ist die Sonnenaktivität am höchsten und die Sonnenflecken entstehen etwa in 15° Breite. Die Anzahl und flächenmäÃ?ige Ausdehnung ist jetzt am gröÃ?ten. Zum Ende des Zyklus bilden sich vereinzelte Flecken in etwa ±5° Breite und der Zyklus endet. Gleichzeitig bilden sich aber in den hohen Breiten die ersten Flecken des nächsten Zyklus.

Trägt man die Verteilung auf den Breitengraden und die Ausdehnung der Flecken in ein Diagramm über die Zeit ein (Spörers Gesetz), so entsteht das so genannte Schmetterlingsdiagramm, ähnlich den geöffneten Flügeln eines Falters.

Aktive Längengrade und Flip-Flop-Zyklus

Bereits seit Anfang des 20. Jahrhunderts suchte man nach ausgezeichneten Längengraden, in denen Sonnenflecken bevorzugt entstehen (aktive Längengrade), jedoch blieb die Suche lange Zeit erfolglos â?? die gefundenen Längengrade variierten je nach Auswertungsmethode sowohl in Anzahl als auch in ihrer Lage, zudem waren sie nicht über längere Zeiträume beständig. Zu Beginn des 21. Jahrhunderts scheint sich die Situation jedoch zu ändern: Usoskin und Berdyugina untersuchten den Ansatz "wandernder Längengrade" und fanden zwei um 180° versetzte aktive Längengrade, die der differentiellen Rotation unterliegen und sich über den untersuchten Zeitraum von 120 Jahren nicht veränderten. Nachdem die Ergebnisse der ersten Veröffentlichungen als mögliche "Artefakte" der verwendeten Auswerte- und Filtertechnik angezweifelt wurden, konnten die Ergebnisse mittlerweile auch an den Rohdaten ohne weitergehende Filterung nachgewiesen werden.

Die beiden aktiven Längengrade sind nicht gleichzeitig aktiv: die Aktivität wechselt innerhalb einer Sonnenrotation von einem zum anderen, die durchschnittliche Periode beträgt hierbei 3,8 Jahre auf der Nordhalbkugel und 3,65 auf der Südhalbkugel, etwa ein Drittel des Schwabe-Zyklus. Diesen Zyklus, der ab 1998 bereits bei der Aktivität von Sternen entdeckt wurde, nennt man auch Flip-Flop-Zyklus.

Geschichte

Manche Sonnenflecken sind so gro�, dass man sie mit dem blo�en Auge (VORSICHT: Gefahr von Netzhautverbrennung und Erblindung!) etwa bei einem Sonnenuntergang sehen kann. Die älteste aufgezeichnete Beobachtung von 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 nicht eindeutig zuordnen.

Eine Beobachtung aus dem Jahre 1128 von John of Worcester blieb unbeachtet, da sich das damalige Weltbild nur eine 'makellose' Sonne vorstellen konnte. Eventuelle Flecken mussten daher Objekte zwischen Erde und Sonne sein, wie etwa unentdeckte Planeten, Monde oder Wolken.

In verschiedenen Epochen tauchten jedoch auch Vorstellungen auf, die in den Sonnenflecken dunkle Löcher, schwimmende Schlacken oder kühlere Stellen sahen.

Nach der Erfindung des Teleskops begann die systematische Beobachtung der Sonnenflecken. Die älteste private Aufzeichnung aus dieser Zeit stammt vom 8. Dezember 1610 von Thomas Harriot; im März 1611 publizierte Johann Fabricius erstmals über Sonnenflecken.

Langzeitbeobachtungen wurden unabhängig davon von Galileo Galilei und Christoph Scheiner durchgeführt. Galilei schrieb im Jahre 1613 in seinen lettere solari von seinen in das Jahr 1610 zurückreichenden Beobachtungen. Scheiner vermutete, dass die Flecken von einem vorüberziehenden Planeten (Vulcanus) verursacht würden. Galilei dagegen vertrat schon frühzeitig die heutige Ansicht, dass die Flecken Strukturen der Sonnenoberfläche seien. Dies brachte ihm, neben seinem Eintreten für das heliozentrische Weltbild, ein erstes Inquisitionsverfahren im Jahre 1615 ein.

Die Beobachtung von Sonnenflecken wurde danach wegen des Maunderminimums (1645 bis 1715) wieder sporadisch: während dieser 70 Jahre hatte die Sonne eine Phase geringer Sonnenfleckenaktivität. Etwa damals wurden die helleren Gebiete der Sonnenfackeln entdeckt.

Bereits im 18. Jahrhundert sprach der dänische Astronom Christian Pedersen Horrebow die Vermutung aus, dass manche Aktivitätserscheinungen in Bezug auf ihre Häufigkeit eine gewisse Periodizität zeigen. Im Göschen-Bändchen Astrophysik von W. F. Wislicenus 1899 (1. Auflage) und 1909 (3. Auflage von Hans Ludendorff überarbeitet) steht hierzu folgendes: "1775 sprach Horrebow die Vermutung aus, dass die Flecke in bezug auf die Häufigkeit ihres Erscheinens eine gewisse Periodizität zeigen. Diese Vermutung wurde im 19. Jahrhundert durch die Untersuchungen Schwabes bestätigt." Christian Pedersen Horrebow (1718â??1776) war wie sein Vater Peder Nielsen Horrebow (1679 bis 1764) Direktor des Observatoriums in Kopenhagen, welches bis 1861 im RundetÃ¥rn beheimatet war.

Die Anerkennung für die Entdeckung der Zyklizität der Sonnenfleckentätigkeit fiel jedoch dem anhaltischen Apotheker und Amateur-Astronomen Samuel Heinrich Schwabe aus Dessau zu. Aufgrund seiner alltäglichen Observationen im Verlauf von 17 Jahren (1828-1845) bemerkte er, dass die Häufigkeit der Sonnenflecken in einer rund 11-jährigen Tendenz periodisch schwankt. Schwabe unterbreitete daraufhin die Unterlagen und seine Schlussfolgerungen dem damaligen Direktor der Eidgenössischen Sternwarte in Zürich, Johann Rudolf Wolf, der sie bestätigte.

Anhand Tausender weiterer Sonnenangaben und Bezeichnungen von Sonnenflecken aus dem Zeitraum vom 17. bis 19. Jahrhundert begann Wolf damit, die Periodizität der Sonnenflecken über das Jahr 1826 bis zu Galilei zurückzurechnen. Wolf rekonstruierte dadurch die statistische Entwicklung der Sonnenaktivität von dem Jahre 1749 an (Züricher Zeitreihe genannt).

Wolf nummerierte die Sonnenfleckenzyklen und wählte als Startpunkt den 0. Zyklus mit seinem Maximum im Jahr 1749. Vorangegangene Zyklen erhielten negative Zahlen.

Aktuelles

Durch Stereo-Satellit-Aufnahmen der NASA erhofft sich die Forschung neue Erkenntnisse über Sonnenanomalien. Die 3-D-Informationen sollen helfen, die Physik der Sonne noch besser zu verstehen.