Sonnenfleck -Sunspot
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Heliophysik |
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Phänomene |
Sonnenflecken sind Phänomene auf der Photosphäre der Sonne , die als vorübergehende Flecken erscheinen, die dunkler sind als die umgebenden Bereiche. Sie sind Bereiche mit reduzierter Oberflächentemperatur, die durch Konzentrationen von magnetischem Fluss verursacht werden, die die Konvektion hemmen . Sonnenflecken treten in aktiven Regionen auf, normalerweise paarweise mit entgegengesetzter magnetischer Polarität . Ihre Anzahl variiert entsprechend dem etwa 11-jährigen Sonnenzyklus .
Einzelne Sonnenflecken oder Gruppen von Sonnenflecken können einige Tage bis einige Monate bestehen bleiben, zerfallen aber schließlich. Sonnenflecken dehnen sich aus und ziehen sich zusammen, wenn sie sich über die Sonnenoberfläche bewegen, mit Durchmessern von 16 km (10 Meilen) bis 160.000 km (100.000 Meilen). Größere Sonnenflecken können ohne Hilfe eines Teleskops von der Erde aus sichtbar sein . Sie können sich mit relativen Geschwindigkeiten oder Eigenbewegungen von einigen hundert Metern pro Sekunde fortbewegen, wenn sie zum ersten Mal auftauchen.
Sonnenflecken weisen auf eine intensive magnetische Aktivität hin und begleiten andere Phänomene aktiver Regionen wie koronale Schleifen , Protuberanzen und Wiederverbindungsereignisse . Die meisten Sonneneruptionen und koronalen Massenauswürfe entstehen in diesen magnetisch aktiven Regionen um sichtbare Sonnenfleckengruppierungen. Ähnliche Phänomene, die indirekt auf anderen Sternen als der Sonne beobachtet werden, werden allgemein Sternflecken genannt , und sowohl helle als auch dunkle Flecken wurden gemessen.
Geschichte
Die früheste Aufzeichnung von Sonnenflecken findet sich im chinesischen I Ging , das vor 800 v. Chr. fertiggestellt wurde. Der Text beschreibt, dass ein Dou und ein Mei in der Sonne beobachtet wurden, wobei sich beide Wörter auf eine kleine Verdunkelung beziehen. Die früheste Aufzeichnung einer absichtlichen Sonnenfleckenbeobachtung stammt ebenfalls aus China und stammt aus dem Jahr 364 v. Chr., basierend auf Kommentaren des Astronomen Gan De (甘德) in einem Sternenkatalog . Um 28 v. Chr. zeichneten chinesische Astronomen regelmäßig Sonnenfleckenbeobachtungen in offiziellen kaiserlichen Aufzeichnungen auf.
Die erste eindeutige Erwähnung eines Sonnenflecks in der westlichen Literatur stammt aus dem Jahr 300 v. Chr. durch den antiken griechischen Gelehrten Theophrastus , Schüler von Platon und Aristoteles und Nachfolger des letzteren.
Die ersten Zeichnungen von Sonnenflecken wurden im Dezember 1128 vom englischen Mönch John of Worcester angefertigt.
Sonnenflecken wurden erstmals Ende 1610 vom englischen Astronomen Thomas Harriot und den friesischen Astronomen Johannes und David Fabricius teleskopisch beobachtet , die im Juni 1611 eine Beschreibung veröffentlichten. Nach dem Tod von Johannes Fabricius im Alter von 29 Jahren blieb das Buch im Dunkeln und wurde von den Unabhängigen in den Schatten gestellt Entdeckungen und Veröffentlichungen über Sonnenflecken durch Christoph Scheiner und Galileo Galilei wenige Monate später.
Im frühen 19. Jahrhundert war William Herschel einer der ersten, der Sonnenflecken mit der Fülle an Erwärmung und Abkühlung gleichsetzte, die sie auf der Erde verursachen könnten. Er glaubte, dass die "großen Untiefen (Halbschatten der Sonnenflecken), Kämme (helle, erhöhte, ausgedehnte Merkmale, die Faculae ähneln), Knötchen (helle, erhöhte, aber kleinere Merkmale, die Luculi ähneln) und Wellen (weniger leuchtende, raue, gesprenkelte, dunkle Merkmale) statt klein sind Vertiefungen (eingeprägte, ausgedehnte dunkle Merkmale) auf der Sonne würden große Mengen an Wärme in die Erde einlassen. Auf der anderen Seite „Poren, kleine Vertiefungen – zentrale Bereiche dunkler, vertiefter Flecken – und das Fehlen von Knötchen und Graten“. bedeutete, dass weniger Hitze die Erde berührte.Während seiner Erkenntnis des Sonnenverhaltens und der angenommenen Sonnenstruktur nahm er versehentlich das relative Fehlen von Flecken auf der Sonne von Juli 1795 bis Januar 1800 auf von beobachteten oder fehlenden Sonnenflecken und stellte fest, dass zumindest in England das Fehlen von Sonnenflecken mit hohen Weizenpreisen zusammenfiel.“ Herschel las seinen Aufsatz vor der Royal Society vor diesem Körper rtily lächerlich gemacht.
Physik
Morphologie
Sonnenflecken haben zwei Hauptstrukturen: einen zentralen Kernschatten und einen umgebenden Halbschatten . Der Kernschatten ist die dunkelste Region eines Sonnenflecks und dort, wo das Magnetfeld am stärksten und ungefähr vertikal oder senkrecht zur Sonnenoberfläche oder Photosphäre ist . Der Kernschatten kann vollständig oder nur teilweise von einer helleren Region umgeben sein, die als Halbschatten bekannt ist. Der Halbschatten besteht aus radial verlängerten Strukturen, die als Halbschattenfilamente bekannt sind, und hat ein stärker geneigtes Magnetfeld als der Kernschatten. Innerhalb von Sonnenfleckengruppen können mehrere Kernschatten von einem einzigen, durchgehenden Halbschatten umgeben sein.
Die Temperatur des Kernschattens beträgt ungefähr 3.000–4.500 K (2.700–4.200 ° C), im Gegensatz zum Halbschatten bei etwa 5.780 K (5.500 ° C), wodurch Sonnenflecken deutlich als dunkle Flecken sichtbar sind. Dies liegt daran, dass die Leuchtdichte eines erhitzten schwarzen Körpers (der der Photosphäre sehr nahe kommt) bei diesen Temperaturen stark mit der Temperatur variiert. Isoliert von der umgebenden Photosphäre würde ein einzelner Sonnenfleck heller als der Vollmond leuchten und eine karminrot-orange Farbe haben.
Der Wilson-Effekt impliziert, dass Sonnenflecken Vertiefungen auf der Sonnenoberfläche sind.
Lebenszyklus
Das Erscheinen eines einzelnen Sonnenflecks kann zwischen einigen Tagen und einigen Monaten dauern, obwohl Gruppen von Sonnenflecken und die damit verbundenen aktiven Regionen dazu neigen, Wochen oder Monate anzuhalten. Sonnenflecken dehnen sich aus und ziehen sich zusammen, wenn sie sich über die Sonnenoberfläche bewegen, mit Durchmessern von 16 km (10 Meilen) bis 160.000 km (100.000 Meilen).
Formation
Obwohl die Einzelheiten der Entstehung von Sonnenflecken noch Gegenstand laufender Forschung sind, ist allgemein bekannt, dass sie die sichtbaren Manifestationen magnetischer Flussröhren in der Konvektionszone der Sonne sind , die durch die Photosphäre in aktiven Regionen projiziert werden. Ihre charakteristische Verdunkelung entsteht durch dieses starke Magnetfeld, das die Konvektion in der Photosphäre hemmt. Dadurch sinkt der Energiefluss aus dem Sonneninneren und damit auch die Oberflächentemperatur, wodurch die vom Magnetfeld durchdrungene Oberfläche vor dem hellen Hintergrund der photosphärischen Körnchen dunkel erscheint .
Sonnenflecken erscheinen in der Photosphäre zunächst als kleine dunkle Flecken ohne Halbschatten. Diese Strukturen sind als Solarporen bekannt. Mit der Zeit vergrößern sich diese Poren und bewegen sich aufeinander zu. Wenn eine Pore groß genug wird, typischerweise einen Durchmesser von etwa 3.500 km (2.000 mi), beginnt sich ein Halbschatten zu bilden.
Verfall
Der magnetische Druck sollte dazu neigen, Feldkonzentrationen zu entfernen, was dazu führt, dass sich die Sonnenflecken auflösen, aber die Lebensdauer der Sonnenflecken wird in Tagen bis Wochen gemessen. Im Jahr 2001 wurden Beobachtungen des Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) unter Verwendung von Schallwellen verwendet, die sich unterhalb der Photosphäre ausbreiten (lokale Helioseismologie ), um ein dreidimensionales Bild der inneren Struktur unter Sonnenflecken zu entwickeln; Diese Beobachtungen zeigen, dass ein starker Abwind unter jedem Sonnenfleck einen rotierenden Wirbel bildet , der das konzentrierte Magnetfeld aufrechterhält.
Sonnenzyklus
Sonnenzyklen dauern in der Regel etwa elf Jahre und variieren von knapp unter 10 bis knapp über 12 Jahren. Während des Sonnenzyklus nehmen Sonnenfleckenpopulationen schnell zu und nehmen dann langsamer ab. Der Punkt der höchsten Sonnenfleckenaktivität während eines Zyklus wird als Sonnenmaximum und der Punkt der niedrigsten Aktivität als Sonnenminimum bezeichnet. Diese Periode wird auch bei den meisten anderen Sonnenaktivitäten beobachtet und ist mit einer Variation des solaren Magnetfelds verbunden, das mit dieser Periode die Polarität ändert.
Früh im Zyklus erscheinen Sonnenflecken in höheren Breiten und bewegen sich dann in Richtung Äquator, wenn sich der Zyklus dem Maximum nähert, gemäß dem Gesetz von Spörer . Punkte aus zwei aufeinanderfolgenden Zyklen koexistieren für mehrere Jahre während der Jahre nahe dem Sonnenminimum. Punkte aus aufeinanderfolgenden Zyklen können durch die Richtung ihres Magnetfelds und ihren Breitengrad unterschieden werden.
Der Wolfszahl -Sonnenfleckenindex zählt die durchschnittliche Anzahl von Sonnenflecken und Gruppen von Sonnenflecken während bestimmter Intervalle. Die 11-jährigen Sonnenzyklen sind fortlaufend nummeriert, beginnend mit den Beobachtungen in den 1750er Jahren.
George Ellery Hale verknüpfte erstmals 1908 Magnetfelder und Sonnenflecken. Hale schlug vor, dass die Sonnenfleckenzyklusperiode 22 Jahre beträgt und zwei Perioden mit zunehmender und abnehmender Anzahl von Sonnenflecken umfasst, begleitet von Polarumkehrungen des magnetischen Dipolfelds der Sonne . Horace W. Babcock schlug später ein qualitatives Modell für die Dynamik der äußeren Sonnenschichten vor. Das Babcock-Modell erklärt, dass Magnetfelder das durch das Spörersche Gesetz beschriebene Verhalten sowie andere Effekte hervorrufen, die durch die Rotation der Sonne verdreht werden.
Längerfristige Trends
Auch die Zahl der Sonnenflecken ändert sich über lange Zeiträume. Zum Beispiel war während des als modernes Maximum bekannten Zeitraums von 1900 bis 1958 der Trend der Sonnenmaxima der Sonnenfleckenzahl nach oben gerichtet; in den folgenden 60 Jahren war der Trend überwiegend rückläufig. Insgesamt war die Sonne zuletzt vor über 8.000 Jahren so aktiv wie das moderne Maximum.
Die Anzahl der Sonnenflecken korreliert mit der Intensität der Sonnenstrahlung über den Zeitraum seit 1979, als Satellitenmessungen verfügbar wurden. Die durch den Sonnenfleckenzyklus verursachte Variation der Solarleistung liegt in der Größenordnung von 0,1 % der Solarkonstante (ein Peak-to-Trough-Bereich von 1,3 W·m –2 im Vergleich zu 1366 W·m –2 für die durchschnittliche Solarkonstante) . .
Moderne Beobachtung
Sonnenflecken werden mit landgestützten und erdumkreisenden Sonnenteleskopen beobachtet . Diese Teleskope verwenden zusätzlich zu verschiedenen Arten von gefilterten Kameras Filter- und Projektionstechniken für die direkte Beobachtung. Spezialwerkzeuge wie Spektroskope und Spektrohelioskope werden verwendet, um Sonnenflecken und Sonnenfleckenbereiche zu untersuchen. Künstliche Finsternisse ermöglichen die Betrachtung des Umfangs der Sonne, wenn Sonnenflecken durch den Horizont rotieren.
Da der direkte Blick in die Sonne mit bloßem Auge das menschliche Sehvermögen dauerhaft schädigt , erfolgt die Amateurbeobachtung von Sonnenflecken in der Regel mit projizierten Bildern oder direkt durch Schutzfilter . Kleine Abschnitte von sehr dunklem Filterglas , wie z. B. ein Nr. 14-Schweißerglas, sind effektiv. Ein Teleskopokular kann das Bild ohne Filterung auf eine weiße Leinwand projizieren, wo es indirekt betrachtet und sogar verfolgt werden kann, um die Entwicklung der Sonnenflecken zu verfolgen. Spezielle Wasserstoff-Alpha- Schmalbandpassfilter und aluminiumbeschichtete Glasdämpfungsfilter ( die aufgrund ihrer extrem hohen optischen Dichte wie Spiegel aussehen ) an der Vorderseite eines Teleskops sorgen für eine sichere Beobachtung durch das Okular.
Anwendung
Aufgrund ihrer Korrelation mit anderen Arten von Sonnenaktivität können Sonnenflecken verwendet werden, um Weltraumwetter , den Zustand der Ionosphäre und Bedingungen vorherzusagen, die für die Ausbreitung von Kurzwellenfunk oder Satellitenkommunikation relevant sind . Hohe Sonnenfleckenaktivität wird von Mitgliedern der Amateurfunkgemeinschaft als Vorbote hervorragender ionosphärischer Ausbreitungsbedingungen gefeiert, die die Funkreichweite in den KW - Bändern erheblich erhöhen. Während Spitzen der Sonnenfleckenaktivität kann eine weltweite Funkkommunikation auf Frequenzen bis zum 6-Meter-VHF-Band erreicht werden .
Die Sonnenaktivität (und der Sonnenzyklus) wurden als Faktor in die globale Erwärmung verwickelt . Das erste mögliche Beispiel dafür ist das Maunder-Minimum mit geringer Sonnenfleckenaktivität während der Kleinen Eiszeit in Europa. Detaillierte Studien aus mehreren Paläoklimaindikatoren zeigen jedoch, dass die Temperaturen der unteren Nordhemisphäre in der Kleinen Eiszeit begannen, als die Zahl der Sonnenflecken noch vor dem Beginn des Maunder-Minimums hoch war, und anhielten, bis das Maunder-Minimum aufhörte. Numerische Klimamodelle deuten darauf hin, dass die vulkanische Aktivität der Hauptantrieb der Kleinen Eiszeit war .
Sonnenflecken selbst haben hinsichtlich der Größe ihres Strahlungsenergiedefizits einen schwachen Einfluss auf den Sonnenfluss. Der Gesamteffekt von Sonnenflecken und anderen magnetischen Prozessen in der solaren Photosphäre ist eine Zunahme der Helligkeit der Sonne um etwa 0,1 % im Vergleich zu ihrer Helligkeit auf dem solaren Minimumniveau. Dies ist ein Unterschied in der gesamten Sonneneinstrahlung auf der Erde über den Sonnenfleckenzyklus von fast . Andere magnetische Phänomene, die mit Sonnenfleckenaktivität korrelieren, sind Faculae und das chromosphärische Netzwerk. Die Kombination dieser magnetischen Faktoren bedeutet, dass das Verhältnis der Anzahl der Sonnenflecken zur gesamten Sonneneinstrahlung (TSI) über den Sonnenzyklus im dekadischen Maßstab. und ihre Beziehung für Jahrhundert-Zeitskalen müssen nicht gleich sein. Das Hauptproblem bei der Quantifizierung der längerfristigen TSI-Trends liegt in der Stabilität der absoluten radiometrischen Messungen aus dem Weltraum, die sich in den letzten Jahrzehnten verbessert hat, aber weiterhin ein Problem darstellt. Die Analyse zeigt, dass es möglich ist, dass der TSI im Maunder-Minimum im Vergleich zu den heutigen Niveaus tatsächlich höher war, aber die Unsicherheiten sind hoch, mit besten Schätzungen im Bereich ± mit einer Unsicherheitsspanne von ± .
Sternpunkt
1947 schlug GE Kron vor, dass Sternflecken der Grund für periodische Helligkeitsänderungen bei Roten Zwergen seien . Seit Mitte der 1990er Jahre wurden Sternfleckenbeobachtungen mit immer leistungsfähigeren Techniken durchgeführt, die immer mehr Details lieferten: Die Photometrie zeigte das Wachstum und den Zerfall von Sternflecken und zeigte ein zyklisches Verhalten ähnlich dem der Sonne; die Spektroskopie untersuchte die Struktur von Sternfleckenregionen, indem sie Variationen in der Spektrallinienaufspaltung aufgrund des Zeeman-Effekts analysierte; Die Doppler-Bildgebung zeigte eine unterschiedliche Rotation von Flecken für mehrere Sterne und Verteilungen, die sich von denen der Sonne unterschieden; Spektrallinienanalyse maß den Temperaturbereich von Flecken und der Sternoberfläche. Zum Beispiel berichtete Strassmeier 1999 über den größten kühlen Sternpunkt, der jemals gesehen wurde, als er den riesigen K0 - Stern XX Triangulum (HD 12545) mit einer Temperatur von 3.500 K (3.230 ° C) drehte, zusammen mit einem warmen Punkt von 4.800 K (4.530 ° C). .
Siehe auch
- Briefe über Sonnenflecken
- Joys Gesetz
- Liste der Sonnenzyklen
- Funkausbreitung
- Sonnenzyklus
- Sonnenrotation
- Weltraumwetter
- Spörersches Gesetz (prädiktiv)
- Sternpunkt
- Wolf Nummer Sonnenfleck Nummer
Verweise
Weiterlesen
Externe Links
- Sonnenflecken-Datenbank basierend auf terrestrischen (GPR/DPD) und Satelliten- (SOHO/SDO) Beobachtungen von 1872 bis heute mit den neuesten Daten. ( )
- Solar Cycle 24 und VHF Aurora Website (www.solarcycle24.com)
- Belgium World Data Center für den Sonnenfleckenindex
- Sonnenfleckenbild mit hoher Auflösung
- Sonnenfleckenbilder in hoher Auflösung Beeindruckende Sammlung von Sonnenfleckenbildern
-
NOAA Solar Cycle Progression : Aktueller Sonnenzyklus.
- Aktuelle Bedingungen: Weltraumwetter
- Lockheed Martin Solar- und Astrophysik-Labor
- Sun|trek-Website Eine Bildungsressource für Lehrer und Schüler über die Sonne und ihre Wirkung auf die Erde
- Tools zum Anzeigen der aktuellen Sonnenfleckennummer in einem Browser
- Der schärfste Blick auf die Sonne
- Tägliches Sonnenflecken-Update und Bild der Sonne (www.spaceweather.com)
- Animierte Erklärung von Sonnenflecken in der Photosphäre Archiviert am 16. November 2015 auf der Wayback Machine (University of South Wales)
Sonnenfleckendaten
-
"11.000 Jahre Rekonstruktion der Sonnenfleckenzahl" . Global Change Master-Verzeichnis . Archiviert vom Original am 2. November 2015 . Abgerufen am 11. März 2005 .
- „Ungewöhnliche Aktivität der Sonne während der letzten Jahrzehnte im Vergleich zu den vorangegangenen 11.000 Jahren“ . WDC für Paläoklimatologie . Abgerufen am 11. März 2005 .
-
"Sonnenfleckenzahlen von der Antike bis zur Gegenwart von NOAA / NGDC" . Global Change Master-Verzeichnis . Archiviert vom Original am 14. September 2015 . Abgerufen am 11. März 2005 .
-
"SONNENFLECKENZAHLEN" . NOAA NGDC Solardatendienste . Abgerufen am 21. Juni 2010 .
- Internationale Sonnenfleckennummer – Sonnenfleckenmaximum und -minimum 1610 – vorhanden; Jahreszahlen 1700–heute; Monatszahlen 1749–heute; Tageswerte 1818–heute; und Anzahl der Sonnenflecken nach Nord- und Südhalbkugel. Die McNish-Lincoln-Sonnenfleckenvorhersage ist ebenfalls enthalten.
- Amerikanische Sonnenfleckenzahlen von 1945 bis heute
- Alte Sonnenfleckendaten 165 v. Chr. bis 1684 n. Chr
- Gruppen-Sonnenfleckenzahlen (Neubewertung von Doug Hoyt) 1610–1995
-
"SONNENFLECKENZAHLEN" . NOAA NGDC Solardatendienste . Abgerufen am 21. Juni 2010 .
- Wilson, Robert M. (April 2014). Vergleich der Variationen der Anzahl der Sonnenflecken, der Anzahl der Sonnenfleckengruppen und der Sonnenfleckenfläche, 1875-2013 . Huntsville, AL: Nationale Luft- und Raumfahrtbehörde, Marshall Space Flight Center . Abgerufen am 13. März 2015 .