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Die Bestimmung der Sonnenfleckenrelativzahl

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) bzw. Zurich Sunspot Number, 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 Sonnenflecken auf der Scheibe und der mit 10 multiplizierten Zahl der Fleckengruppen. Als allgemeine Gleichung heißt das:

R = (10 x g) + f

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. Mit Hilfe eines Gradnetzes oder einer Zeichnung auf dem Projektionsschirmes kann man die Relativzahl auch getrennt für die Nord- und Südhalbkugel der Sonne bestimmen.

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

Internationale werden die Beobachtungen auf die Standardrelativzahl R_I umgerechnet. Diese Beobachtungsreihe wurde früher in Zürich erstellt ( Zürcher Relativzahl ). Seit 1980 hat diese Aufgabe das Sunspot Index Data Center in Uccle (S.I.D.C., Belgien) übernommen. Dort sind die täglichen Sonnenfleckenrelativzahlene seit dem 1. Januar 1818, die gemittelte monatliche Relativzahl ab dem Januar 1749, die über 13 Monate gemittelten Werte seit Anfang 1749 sowie die jährlichen Sonnenfleckenrelativzahlen seit 1700 zu finden, Weiter werden Relativzahlen getrennt für die Nord- und Südhemisphäre der Sonne ab 1992 gelistet.

Auch die Fachgruppe SONNE der VdS veröffentlicht vierteljährlich die Werte in ihrem Mitteilungsblatt, das im Internet verfügbar ist. Die aktuellen Werte der Fachgruppe SONNE findet man auch monatlich in der Zeitschrift Sterne und Weltraum.

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.

 

Der Korrekturfaktor

Zur Berechnung der internationalen Standardrelativzahl wird ein Korrekturfaktor k benötigt. Die Formel der Relativzahl findet man deshalb 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.

Die Standardrelativzahl wird geteilt durch die eigene Relativzahl:

k = R_I / R_E

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.