Grundlageninformationen
zur Sonne

Die Sonne

Kosmisch gesehen handelt es sich bei unserer Sonne um einen gewöhnlichen Stern mit einem Durchmesser von 1,4 Millionen Kilometer und einer absoluten Helligkeit von 4,73 Mag. Die Temperatur im Zentrum beträgt etwa 14,6 Millionen Kelvin. Für die Lebensformen auf der Erde stellen das Licht und die Wärme der Sonne den Quell allen Lebens dar. Außerdem ist sie der einzige Stern, den Astronomen aus der Nähe betrachten und erforschen können. Das Studium der besonderen Vorgänge an der Sonnenoberfläche hat viele Fortschritte auf dem Gebiet der Atom-, Kern- und Plasmaphysik ermöglicht. Bei einer mittleren Entfernung zwischen Erde und Sonne von 149,6 Millionen Kilometern erreicht uns ihr Licht nach etwa 8 Minuten. Beobachtungen der Oberfläche mit Spezialgeräten haben gezeigt, daß sich der Anblick der Sonne bereits in wenigen Stunden verändert und geprägt ist von Erscheinungen wie Sonnenflecken, Fackelgebieten, Flares und Protuberanzen. Die Sonne rotiert mit einer von der heligraphischen Breite abhängigen Periode zwischen 25 und 34 Tagen um ihre Achse. Entsprechend erscheinen alle Oberflächenphänomene in Bewegung.

Was sind Sonnenflecken

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. 3.700K heben sich die Flecken als dunkle Stellen von der Oberfläche ab, die mit einer Temperatur von etwa 5.400K deutlich heller erscheint. Größere Flecken bestehen zumeist aus Umbra (dunkler Kern) und Penumbra (hellerer Hof). Die Lebensdauer eines Sonnenflecks kann von wenigen Stunden bis zu mehreren Wochen reichen. Die Fleckenaktivität schwankt in einem etwa 11-jährigen Zyklus. Anfangs 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.

Entstehung von Sonnenflecken

Das Auftreten einer Fleckengruppe ist verbunden mit weiteren Phänomenen der Sonnenaktivität wie Fackeln, Protuberanzen und Flares, die sämtlich durch Magnetfelder verursacht werden. Die Entwicklung dieser Phänomene verläuft unterschiedlich schnell und in jedem Aktivitätsgebiet anders. Das nachfolgende Beispiel erläutert einen typischen Entwicklungsprozeß von Fleckengruppen:

Zu Beginn erreicht ein Bündel von Magnetfeldfasern die Photosphäre. Überschreitet die magnetische Flußdichte 0,1 Tesla, so werden Fackeln sichtbar. Nachfolgend erscheint der erste kleine Sonnenfleck am Westrand des Fackelherdes. Die Flußdichte nimmt weiter zu. Im weiteren Verlauf erscheinen erste Flecken am Ostrand des Fackelherdes mit entgegengesetzter magnetischer Polarität zum ersten Fleck. Während kleinere Flecken zu größeren verschmelzen, bildet der westliche (p-) Fleck der Gruppe eine Penumbra. An den nachfolgenden Tagen kann auch der östliche (f-) Fleck eine Penumbra bilden. Zwischen den beiden Hauptflecken bilden sich zahlreiche kleinere Flecken, bis die Gruppe ihre größte Ausdehnung erreicht. Nach einiger Zeit verschwinden alle Flecken außer dem westlichen Hauptfleck wieder. Auch dieser löst sich in der Folge auf, das Magnetfeld wird schwächer und irregulär. Den Ablauf des gesamten Entwicklungsprozesses beschreibt Waldmeier in der Waldmeier-Skala.

Anmerkung: Die beiden Hauptflecken einer Gruppe werden als p- bzw. f-Fleck bezeichnet. Bei einer Rotationsrichtung der Sonne von Ost nach West handelt es sich bei dem westlichen Fleck um den p- (engl.: preceding) Fleck, beim östlichen um den f- (engl.: following) Fleck.

Beobachtungsmöglichkeiten

Die Beobachtung der Sonne erfordert die strikte Beachtung einiger Vorsichtsmaßnahmen, da das menschliche Auge sonst irreparable Schäden davontragen kann.
Blicken Sie daher niemals mit dem ungeschützten Auge oder gar mit Feldstechern oder Teleskopen direkt in die Sonne.

Eine gefahrlose Beobachtung der Sonne mit einen Teleskop kann auf zwei Arten erfolgen:

Das Abbild der Sonne wird durch ein Fernrohr auf eine geeignete weiße Projektionsfläche geworfen, auf welcher die Abbildung gefahrlos betrachtet werden kann. Es ist darauf zu achten, daß nicht versehentlich ein Blick direkt durch das Teleskop geworfen wird. Da die Temperatur nahe des Brennpunktes extrem hoch ist, dürfen zudem keine verkitteten Okulare verwendet werden!
Durch Vorschalten eines Objektivsonnenfilters wird die Bildhelligkeit auf ein für das menschliche Auge geeignetes Maß reduziert (hierfür sind ausschließlich dafür vorgesehene Spezialfilter zu verwenden). Das Sonnebild kann dann direkt durch das Fernrohr betrachtet werden, was in den meisten Fällen einen höheren Kontrast als bei der Projektionsmethode liefert.

Von der Verwendung von Okularsonnenfiltern raten wir dringendst ab, da diese oftmals nicht der enormen Hitze standhalten und bersten können!

Weitere Informationen zu Beobachtungsgeräten und -techniken können entsprechender Fachliteratur entnommen werden.

Spezielle Tips für die Fleckenzählung

Die Einteilung der Flecken in Gruppen kann sich besonders in Zeiten hoher Aktivität als schwierig erweisen, wenn viele Gruppen eng benachbart sind oder komplizierte Strukturen aufweisen, die sich in das Klassifikationsschema nach Waldmeier nicht ohne weiteres einordnen lassen. Einige Regeln können hier weiterhelfen (nach H. Künzel, Astronomie und Raumfahrt 14, 121 (1976)):

Flecken innerhalb eines Gebietes von etwa 5° x 5° auf der Sonne werden zu einer Gruppe zusammengefaßt, wenn keine bipolare Struktur zu erkennen ist. Bipolare Gruppen dagegen können eine Länge von 20° und mehr erreichen.
Zwei bis zu 15° in heliographischer Länge voneinander entfernte Einzelflecken sind als eine Gruppe anzusehen, wenn sie der Überrest einer großen, ehemals zusammenhängenden Gruppe sind.
Eine bipolare Anhäufung von Flecken ist als eine Gruppe anzusehen, wenn ihr westlicher Teil die gleiche oder eine geringere Breite aufweist als ihr östlicher Teil. Die mittlere Neigung der Längsachse einer Gruppe beträgt 1° bis 2° in +/- 10° Breite und etwa 4° in +/- 30° Breite.

Anmerkung: Ein alleinstehender Einzelfleck wird entgegen der sonst üblichen Zählweise beim INTER-SOL-Programm nicht (!) als Gruppe gezählt.