Die Bestimmung der Sonnenfleckenrelativzahl und der
Sonnenfleckenzyklus
Die
Relativzahlbestimmung
Die Anzahl der sichtbaren
Sonnenflecken ändert sich sowohl von Tag zu Tag als auch langfristiger
(Sonnenfleckenzyklus). Diese
Veränderungen auf möglichst einfache Weise zu beschreiben, ist das
Ziel der Sonnenfleckenrelativzahl, oder kurz der Relativzahl (R), die Mitte des
19. Jahrhunderts von dem Schweizer Astronomen Rudolf Wolf definiert
wurde. Nach ihm wird sie auch die Wolfsche Relativzahl genannt. Sie ist
festgelegt als die Summe aller sichtbaren Sonnenfleckenumbren auf der Scheibe
und der mit 10 multiplizierten Zahl der Fleckengruppen. Als allgemeine
Gleichung heißt das:
Dabei ist g die Anzahl der Fleckengruppen
und f die Anzahl aller sichtbaren Einzelflecken auf der Sonnenscheibe,
egal zu welchen Gruppen sie gehören. Der Rechenweg ist in unten grafisch
dargestellt. Man setzt die beobachteten Zahlen einfach in die Gleichung ein.
Bevor addiert wird, ist natürlich 10 x g zu berechnen (Punktrechnung vor
Strichrechnung). Mit Hilfe eines Gradnetzes oder einer Zeichnung auf dem
Projektionsschirmes kann man die Relativzahl
auch getrennt für die Nord- und Südhalbkugel der Sonne bestimmen.
 |
| Die Formel der
Relativzahlbestimmung, © 2001, W. Paech |
 |
Nebenstehende
Sonnenfleckenzeichnung zeigt insgesamt 4 Fleckengruppen.
Die Gruppen
sind mit der Waldmeier - Klassifikation und der
Anzahl der Einzelflecken bezeichnet:
H 3, E 26, F 32 und D 15 |
| Sonnenfleckenzeichnung
für obiges Rechenbeispiel, © 2001, W. Paech |
|
Oft sind die Flecken über viele Monate auf einer
Halbkugel häufiger als auf der anderen - eine Beobachtung, deren Ursache
weitgehend ungeklärt ist. Deshalb bestimmen Amateure häufig die
Relativzahl getrennt nach Nord- und Südhalbkugel der Sonne.
 |
Das linke Bild zeigt die
Asymetrie der Sonnenaktivität aufgenommen im Licht der roten
Wasserstofflinie (H-alpha). Hier wird der Effekt noch deutlicher, als bei
reinen Fleckenbeobachtungen.
Aufnahme: © 2001, W. Paech |
Die Formel der Relativzahl findet man manchmal auch
anders geschrieben:
| R = k x (10 x g + f) = k
x R_E |
Der Faktor k (Reduktionsfaktor) macht die eigene
Relativzahl R_E vergleichbar mit anderen Beobachtungen der Relativzahl.
Abhängig von vielen Einflüssen (z.B. der Grösse des Teleskopes,
der Beurteilung durch den Beobachter, den Beobachtungsbedingungen) sehen die
Beobachter immer eine unterschiedliche Zahl von Einzelflecken oder
Fleckengruppen. Deshalb reduziert man alle Relativzahlen auf eine
internationale Standardrelativzahl R_I. Diese Beobachtungsreihe wurde
früher in Zürich erstellt ( Zürcher Relativzahl ), und seit 1980
hat diese Aufgabe das Sunspot Index Data Center in Uccle (S.I.D.C., Belgien)
übernommen. Die aktuellen Werte findet man z.B. monatlich in der
Zeitschrift Sterne und Weltraum. Dort werden ebenfalls die Werte der Fachgruppe
SONNE der VdS publiziert.
Die Standardrelativzahl wird geteilt durch die
eigene Relativzahl:
Den Reduktionsfaktor k bestimmt man nicht aus
den täglichen Beobachtungen. Die Schwankungen (Wetter, Verfassung des
Beobachters, kurzperiodische Schwankungen der Fleckenzahl) sind viel zu gross,
um dabei zu einem zuverlässigen Wert zu kommen. Es ist besser, Mittelwerte
der Relativzahlen eines Monats oder besser den Mittelwert eines ganzen Jahres
zu vergleichen. Der Anfänger kann dabei beobachten, wie in den ersten
Monaten sein Reduktionsfaktor noch stark schwankt. Mit der Zeit ergibt sich
aber durch wachsende Erfahrung bei der Beobachtung ein stabiles k, das
sich von Monat zu Monat kaum noch verändert. Erst dieser stabile Wert
sollte zur Reduktion der Beobachtungen benutzt werden. Wer seine Beobachtungen
einer überregionalen Auswertung zur Verfügung stellt, darf nicht
reduzieren, sondern muss seine beobachtete Relativzahl einsenden, damit die
Reduktion auf verschiedene Relativzahlreihen möglich bleibt. Solche Reihen
gibt es international von vielen Amateurbeobachtergruppen, die ihre Daten auch
untereinander austauschen.
Es ist leider weit verbreitet, ein
möglichst kleines k (also viele beobachtete Flecken) mit einer
besseren Qualität der Beobachtungen gleichzusetzen. Dies ist falsch! Vielmehr ist ein guter Beobachter an
einem - über lange Zeit - stabilen Reduktionsfaktor zu erkennen.
Veränderungen der Sonnenaktivität werden durch sie nicht dadurch
vorgetäuscht, dass sie in einem Monat sorgfältig und im nächsten
Monat sorglos gezählt haben, z.B. weil sie plötzlich auch die
kleinsten Flecken mitgezählt haben, die vorher nicht beachtet wurden, oder
sie ihr Teleskop gewechselt haben. Eine gute Relativzahlreihe sollte
langfristig immer am gleichen Instrument erstellt werden. Dabei ist ein grosses
Teleskop nicht erforderlich - die Standardrelativzahl wurde bis 1980 an einem
Fernrohr mit 80 mm Öffnung in Zürich ermittelt.
Der
Sonnenfleckenzyklus
Schon nach wenigen Wochen der
Beobachtung wird man feststellen, dass die Sonnenaktivität,
ausgedrückt durch die Relativzahl, unregelmässigen Schwankungen
unterliegt. Beobachtet man über einen längeren Zeitraum gibt es auch
regelmässige Veränderungen der Aktivität, die
Sonnenfleckenzyklen.
Der bekannteste Zyklus hat eine Dauer von etwa 11
Jahren. Es gibt wahrscheinlich auch längere, deren Dauer aber noch
umstritten ist, da erst seit dem Jahr 1750 kontinuierliche
Sonnenfleckenbeobachtungen vorliegen.
 |
Die Abildung zeigt die
monatlichen Mittelwerte der Relativzahlen, die die VdS Fachgruppe SONNE -
Relativzahlnetz während des 21. Fleckenzyklus (1976 - 1987) gesammelt hat.
Man erkennt, dass nach einer Zeit sehr geringer Sonnenaktivität (also
niedriger Relativzahl) die Anzahl der Flecken zunimmt und ein Maximum, das
Sonnenfleckenmaximum, erreicht. Danach nimmt die Relativzahl wieder zum
nächsten Sonnenfleckenminimum hin ab. |
Durch die Beobachtergruppe werden
Beobachtungsreihen möglich, in denen es keine wetterbedingten Lücken
mehr gibt.
Ein vollständiger Zyklus wird von Minimum zu Minimum
gezählt. Die Kurve ist nicht ganz regelmässig, und auch die Dauer
einzelner Zyklen muss nicht genau 11 Jahre betragen. Die Länge der Zyklen
schwankt zwischen 8 und 14 Jahren. Die Veränderungen auf der Sonne sind in
diesem Zeitraum sehr eindrucksvoll. Im Fleckenmaximum sind grosse
Fleckengruppen häufig, während im Minimum fast nur kleine Gruppen
erscheinen.
 |
Absolut fleckenfreie Sonne
während des letzten Minimums, aufgenommen am 5. Mai 1995. Bild: ©
2001, W. Paech
Viele der anderen Erscheinungen auf der Sonne
variieren ebenfalls mit dem Zyklus. So unterliegt die Fackelrelativzahl ganz
ähnlichen Schwankungen. In der Zeit um das Fleckenminimum erscheinen
auchan den Polen der Sonne kleine Fackelgebiete - die Polfackeln, die
während des Maximums fehlen. |
Dann sind Fackeln nur in den Hauptzonen, in denen
auch die Flecken liegen, zu beobachten. Diese Hauptzonen verschieben sich
während eines Fleckenzyklus in der heliographischen Breite, also dem
Abstand vom Sonnenäquator (Breitenwanderung der Sonnenfleckenzonen).
Sonnenflecken erscheinen immer in einem Gürtel auf der Nord- und
Südhalbkugel der Sonne mit einem bestimmten Abstand zum
Sonnenäquator. Diese Gürtel sind die Hauptzonen. Im Minimum der
Aktivität haben die Hauptzonen einen grossen Abstand vom Äquator.
Dieser Abstand verringert sich über das Maximum bis zum Ende des
Fleckenzyklus (neues Minimum), bis die Sonnenflecken nur noch in einem schmalen
Bereich um den Äquator auftauchen. Die ersten Flecken des neuen Zyklus
setzen dann wieder in hohen Breiten ein - ein immer wieder mit Spannung
erwartetes Ereignis. Diese Breitenwanderung der Sonnenflecken, über einen
Zyklus graphisch aufgetragen, nennt man das Schmetterlingsdiagramm.
März 2001, H. Hillbrecht und W.
Paech |
|
Die Beobachtung der Sonne
