Auch wenn es fast nichts gegensätzlicheres gibt als die Sonne zum Nachthimmel, so gibt es eine grosse Gemeinsamkeit: Die Sonne ist ein Stern! Somit bietet unsere Sonne die beste Gelegenheit, einen Stern aus der Nähe zu studieren. Man bedenke, dass es ansonsten nicht möglich ist, einen anderen Stern nebst der Sonne mit einem Teleskop aufzulösen, sprich nicht nur einen Punkt abzubilden, sondern eine Scheibe.
Achtung: Das helle Sonnenlicht kann unsere Augen zerstören!! Bitte somit keine Experimente auf eigene Faust machen!! In der Sternwarte Flumenthal arbeite ich mit Filter, welche bloss einen Tausendstel der Strahlung durchlassen, so dass wir unser Zentralgestrin in einer normalen Helligkeit beobachten können.
Wenn man die Sonne mit einem normalen Teleskop mit Filter beobachtet, sind die Sonnenflecken das auffälligste Merkmal. Der Filter dunkelt das helle Licht stark ab, dass nur ein Tausendstel bis zum Beobachter gelangt. Jedoch erscheint die Sonne dann nicht glatt, sondern sie weist Flecken auf der Oberfläche auf.
Diese Flecken sind Gebiete auf der Sonne, welche kühler sind als der Rest. Normalerweise hat die Sonnenoberfläche (Photosphäre) eine durchschnittliche Temperatur von 5500 Grad Celsius. Im Kern der Sonneflecken sinkt diese Temperatur auf 4000 und im umgebenden Hof ("Penumbra") auf 5000 Grad Celsius ab. Diese Temperatur reicht dazu aus, dass wir dies als dunkle Flecken wahrnehmen.
Doch wieso hat die Sonne Flecken, an welchen es weniger heiss ist? Der Grund sind Magnetfeldlinien, welche die Oberfläche durchbrechen und wieder in der Sonne verschwinden. Man kann sich dies wie ein Bogen vorstellen - und beim Ein- und Austrittspunkt des Bogens sehen wir die Sonnenflecken. Die Magnetfeldlinien führen dazu, dass der Hitzetransport aus dem inneren Kern unseres Sterns behindert wird - es kann weniger heisses Material zur Oberfläche aufsteigen.
Die Sonnenflecken entstehen und verschwinden ständig - jedoch folgen sie auch einem 11 jährigen Zyklus: Alle 11 Jahre sieht man sehr viele Sonnenflecken während den Maximum, bevor die Sonnenkugel im Minimum beinahe keine Flecken aufweist usw. Aktuell befinden wir uns in einem Maximum mit der Spitze im Februar 2014.
Zyklus-Nummer
18
19
20
21
22
23
24
Beginn
Feb. 1944
Apr 1954
Okt. 1964
Jun 1976
Sept 1986
Sept 1996
Jan 2008
Maximum
Mai 1947
Okt 1957
Mar 1968
Jan 1979
Feb 1989
Mar 2000
Feb 2014
Sonnenflecken-Relativzahl
201
254
125
167
165
139
102
Am einfachsten (auch für Amateure) wird die Sonnenaktivität mit der sogenannten "Sonnenflecken-Relativzahl" ermittelt. Dazu zählt man jeden Tag die Anzahl Sonnenflecken und die Anzahl
Sonnenflecken-Gruppen und wendet folgende Formel an:
RZ = 10 x g + s
RZ = Relativzahl, g = Anzahl Sonnenflecken Gruppen, s = Anzahl Sonnenflecken
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