Sonnenflecken, Photosphärische Fackeln und
Lichtbrücken
Die äussere Form der Flecken und
Fackeln
Manchmal schon mit blossem Auge ,
aber besonders mit dem Feldstecher oder Teleskop, sind kleine dunkle Gebilde
auf der Sonnenscheibe sichtbar - die Sonnenflecken. Oft ist zu beobachten, dass
sie sich in grossen und kleinen Gruppen zusammenscharen - den
Sonnenfleckengruppen.
Kleine Gruppen mit wenigen Flecken zeigen keine
regelmässige Ordnung. Sie erscheinen einfach als Ansammlung von Flecken.
Grosse Fleckengruppen aber bestehen in der Regel (seltene Ausnahmen sind
möglich) aus zwei Gebieten, in denen sich die Flecken häufen und
zwischen denen nur wenige oder keine Flecken sind (Typen
B bis G). Diese Anordnung nennt man bipolar, d.h. die Flecken sind an zwei
Polen konzentriert. Einfachere Gruppen ohne deutlich getrennte Fleckenzentren
werden unipolar genannt ( Typen A, H, J).
Die
wichtigsten Formen, aus denen sich Sonnenflecken aufbauen, sind unten im Bild
schematisch dargestellt. Sehr kleine Sonnenflecken erscheinen als dunkle
punktförmige Gebilde. Bei ihnen unterscheidet man zwischen Sonnenflecken
und Poren, deren Lebensdauer meist nur wenige Minuten beträgt. Poren
werden bei der Bestimmung der Relativzahl nicht
berücksichtigt. Grössere Sonnenflecken bestehen aus einem dunklen
Kern, der Umbra, und einem etwas helleren Hof, der Penumbra. Bei direkter
Beobachtung mit dem Auge am Okular sieht man eine mehr oder weniger
gleichmässig schwarze, rotbraune oder manchmal fast graue Umbra. Die
Penumbra scheint aus vielen hellen und dunklen Fäden, den Penumbra -
Filamenten, zu bestehen. Diese sind von der Umbra deutlich nach aussen
orientiert. Die wenigsten Sonnenflecken mit Penumbra haben eine wirklich
kreisförmige Gestalt. In aller Regel wird man auch helle schmale
Einkerbungen in den Fleck sehen, die Penumbra und Umbra manchmal wie helle
Zungen durchschneiden. Diese Strukturen werden Lichtbrücken genannt.
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| Schema einer bipolaren
Sonnenfleckengruppe mit den wichtigsten Begriffen für die beobachtbaren
Details. © 2001, W. Paech |
Beobachtet man einen regelmässigen runden Fleck
nahe dem Zentrum der Sonnenscheibe und verfolgt ihn über einige Tage, so
wird er zum Sonnenrand hin immer schmaler. Die Sonne ist eine rotierende
Gaskugel und so ergibt sich eine perspektivische Verzerrung des Sonnenflecks
auf ihrer Oberfläche. Die Verbindungslinie zwischen den beiden
Hauptflecken einer bipolaren Gruppe wird als Achse der Fleckengruppe
bezeichnet. Bei jungen Gruppen ist diese Achse noch fast parallel zum
Sonnenäquator (und damit den anderen Breitenkreisen) ausgerichtet. Mit
wachsendem Alter der Gruppe verschiebt sich die Achse zunehmend. Wie alle
gasförmigen Körper im Sonnensystem (z.B. auch Jupiter und Saturn)
rotiert die Sonne an ihrem Aquator schneller, wo sie sich in 25 Tagen einmal um
ihre Achse dreht (siderische Rotation). In 40 Grad Breite braucht sie schon 27
Tage für eine Rotation. Objekte in niedrigeren Breiten "überholen"
also solche in höheren Breiten. Diesen Effekt nennt man die Differentielle
Rotation der Sonne. Nähert sich ein Fleck dem Sonnenrand, werden in seiner
Umgebung helle Gebiete sichtbar, die Sonnenfackeln. Sobald die Fleckengruppe in
den etwas dunkler erscheinenden Randbereich (Randverdunklung der Sonne)
gelangt, werden sie deutlich sichtbar.
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| Aufnahme des Sonnenrandes
mit Fackelgebieten und der deutlich sichtbaren Randverdunklung. Aufnahme am 15.
September 1982, © 2001, W. Paech |
Fackeln können auch ohne Flecken vorkommen.
Helligkeit und Dunkelheit sind Ausdruck der auf der Sonne herrschenden
Temperaturen. Während in Sonnenflecken das Gas nur etwa 4.500 Grad Celsius
heiss ist, hat die übrige Sonnenoberfläche (Photosphäre)
eineTemperatur von etwa 5.500 Grad. In den Fackeln ist es noch um einige
hundert Grad heisser, aber vor der hellen Photosphäre im Zentrum der
Scheibe heben sie sich nicht kontrastreich genug ab.
Klassifikation und
Entwicklung von Sonnenflecken und Fleckengruppen unterscheiden sich durch das
Vorhandensein von Penumbren, dem Vorhandensein einer Bipolarität,
Grösse und Form der Flecken.
Die Klassifikation von Sonnenflecken
Die Relativzahlbestimmung und der
Sonnenfleckenzyklus
März 2001, Heinz Hillbrecht und Wolfgang
Paech |
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Die Beobachtung der Sonne
