Die Sonne – unser Zentralgestirn

Grundkenntnisse über unsere Sonne

Um die Abstände zwischen den Sternen zu veranschaulichen, werden oft Modelle entwickelt, die unsere Sonne künstlich verkleinern. Hätte unser Zentralgestirn die Größe einer Kirsche, so wäre der nächste Stern einen Erddurchmesser entfernt. Solche Vergleiche ignorieren, dass allein schon die Größe unserer Sonne jede menschliche Vorstellungskraft sprengt. Jede Sekunde verwandelt unsere Sonne 4 Millionen Tonnen Wasserstoff zu Helium. Ein Tag allein hat schon 86400 Sekunden. Die Sonne leuchtet jedoch nicht nur einen Tag oder ein paar Jahre, sondern über einen Zeitraum von mehreren tausend Millionen Jahren! Erst in etwa 5 Milliarden Jahren wird sie erlöschen. Zu dieser Zeit wird sie jedoch erst 10% ihres Wasserstoffs zu Helium umgewandelt haben!

Unsere Sonne

ist ein verhältnismäßig ruhiger Stern. In den letzten Jahrhunderten hat sich der Strahlungsfluss um weniger als 0,1% verändert. Für einen Hauptreihenstern in der Mitte seines Lebens ist dies ungewöhnlich wenig. Der Grund liegt wohl in der relativ geringen Rotationsgeschwindigkeit von 29 Tagen. Die meisten Sterne rotieren wesentlich schneller.

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Die Sonne

produziert ihre Energie durch Kernfusion. Die dabei im Sonnenzentrum entstehende Strahlung drückt den Gasball auseinander und wirkt als Kompensation zur Gravitation. In den Außenbereichen wird die Energie aus dem Sonneninneren per Konvektion nach oben transportiert. Dabei bilden sich Blasen ähnlich wie in einem brodelnden Kochtopf. Bei der Konvektion kommt es zu Ladungstrennungen und starken elektrischen Strömen. Die dabei entstehenden Magnetfelder sind nicht stabil. Da die Sonne am Pol etwas langsamer rotiert als am Äquator, kommt es zu einer Aufwicklung der Magnetfeldlinien. In einem 11-Jährigen Zyklus entladen sich die aufgebauten Spannungen. An der Sonnenoberfläche kommt es dabei zu regionalen Aktivitätsschwankungen, die sich als Sonnenflecken und Fackelgebiete bemerkbar machen. Die Entwicklung von Größe und Form der Sonnenflecken ist nicht vorhersagbar. Die Beobachtung ist daher für den Amateur ein spannendes Betätigungsfeld.

Die Lebensdauer eines Sonnenflecks

kann von wenigen Stunden bis zu mehreren Wochen reichen. Am Anfang des 11-Jahres-Zyklus treten die Flecken auf einer heliographischen Breite von ca. 35° auf und wandern dann im fortschreitenden Fleckenzyklus in Richtung Äquator. Nach Ablauf des Zyklus wechselt die Polarität der Magnetfelder und es schließt sich ein weiterer Fleckenzyklus an. Somit ergibt sich ein magnetischer Gesamtzyklus von etwa 22 Jahren.

Bei Sonnenflecken handelt es sich um Abkühlungserscheinungen in der Photosphäre (sichtbare "Oberfläche") der Sonne, die durch starke Magnetfelder hervorgerufen werden. Sonnenflecken treten häufig in Gruppen auf und sind mit weiteren Phänomenen der Sonnenaktivität wie Fackeln, Filamenten und Flares verbunden. Ihre Größe reicht von 2.000 km bis über 100.000 km (ein Winkel von einer Bogensekunde entspricht einer Strecke von ca. 700 km auf der Sonne). Die Entwicklung der Phänomene verläuft auf verschiedenen Zeitskalen und ist für jedes Aktivitätsgebiet anders. Große Gruppen zeigen eine Häufung von Flecken um zwei Hauptflecken und werden daher bipolar genannt. Infolge einer Temperatur von ca. 3.700 Grad heben sich die Flecken als dunkle Stellen von der Oberfläche ab, die mit einer Temperatur von etwa 5.400 Grad deutlich heller erscheint. Größere Flecken bestehen zumeist aus Umbra (dunkler Kern) und Penumbra (hellerer Hof). Seit mehr als 100 Jahren wird die Aktivität mit der Wolf'schen Relativzahlen gemessen.

Dazu gilt die Formel: R = G * 10 + F

Die Relativzahl R ergibt sich aus der Anzahl der Gruppen (G) mal dem Faktor 10 plus die Anzahl der einzelnen Flecken (F).

Nach 0 ist die kleinstmögliche Relativzahl die 11, da schon ein einzelner freistehender Fleck als Gruppe gezählt wird. In Deutschland werden die Wolf'schen Relativzahlen u.a. von der VdS Fachgruppe Sonne erfasst.

Hier das Ergebnis der letzten 3 Zyklen:
Sonnenflecken Zyklen
Es ist klar, dass bei der Methodik der Wolf'schen Relativzahl keine quantitative Messung der Aktivität möglich ist. In neuerer Zeit gibt es Ansätze die die Fleckenaktivität detaillierter beschreiben. So z.B. der Intersol-Index der Sternwarte Paderborn.

Der INTER-SOL INDEX ist wie folgt definiert:

IS = gr + grfp + grf + efp + ef

dabei ist:

IS INTER-SOL INDEX
gr Anzahl der Fleckengruppen (mit zwei oder mehr Flecken)
grfp  Anzahl der Flecken mit Penumbra innerhalb von Gruppen
grf Anzahl der Flecken ohne Penumbra innerhalb von Gruppen
efp Anzahl der Einzelflecken mit Penumbra, die nicht zu einer Gruppe gehören
ef Anzahl der Einzelflecken ohne Penumbra, die nicht zu einer Gruppe gehören

Dazu gibt es noch einige Ausnahmeregeln. Näher Infos dazu sind unter http://www.inter-sol.org/anleitng.htm zu finden.

Das Ergebnis der letzten beiden Zyklen sieht so aus:
Sonnenflecken 2
Sonnenflecken 3 
Die Einteilung der Flecken in Gruppen kann sich besonders in Zeiten hoher Aktivität als schwierig erweisen, da viele Gruppen eng benachbart sind oder komplizierte Strukturen aufweisen. Zur Orientierung dient das Klassifikationsschema nach Waldmeier. Darin wird die ungefähre Entwicklung einer typischen Fleckengruppe beschrieben. Allerdings erreichen nicht alle Gruppen das Riesenstadium ´F´. gerade im Minimum sind z.B. Übergänge von Typ ´C´ zu Typ ´H´ fließend. Es kann auch Einzelflecke vom Typ A1 geben, die schon am nächsten Tag verschwunden sind.

Klassifikationsschema nach Waldmeier

 

 

 

Nützliche Links:

Intersol-Index der Sternwarte Paderborn
Detaillierte Infos zur Sonnenflecken und Sonnenbeobachtung bei Wikipedia
VdS Fachgruppe Sonne

 

!! EINE WICHTIGE WARNUNG !!

Blicken Sie niemals durch ein Teleskop, ein Fernglas oder ähnliches direkt auf die Sonne. Dies kann zu dauerhaften Augenschäden bis hin zur Erblindung führen! Ein geeigneter Sonnenfilter ist unerläßlich! Decken sie stets auch das Sucherfernrohr ab, um Schäden zu vermeiden! Auch bei der Beobachtung der Sonne mit bloßem Auge sind stets geeignete Schutzbrillen zu tragen, wie sie zum Beispiel hier erhältlich sind!