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Das Geheimnis der Sonnenfleckenbildung: Warum sind sie dunkler als die Umgebung?
Sonnenflecken, vorübergehende Flecken auf der Sonnenoberfläche, die dunkler als die Umgebung sind, gehören zu den bekanntesten Sonnenphänomenen. Obwohl Sonnenflecken hauptsächlich in der Photosphäre der Sonne sichtbar sind, beeinflussen sie oft die gesamte Sonnenatmosphäre. Diese Flecken entstehen, weil die Konzentration des magnetischen Flusses die Konvektion hemmt, wodurch die Oberflächentemperatur sinkt. Sonnenflecken treten in aktiven Regionen normalerweise paarweise auf und variieren je nach Sonnenzyklus von etwa 11 Jahren. Die Lebensdauer eines einzelnen Sonnenflecks oder einer Gruppe von Sonnenflecken kann zwischen einigen Tagen und einigen Monaten liegen, verblasst jedoch irgendwann.
Sonnenflecken können einen Durchmesser von 16 Kilometern (10 Meilen) bis 160.000 Kilometern (100.000 Meilen) haben, wobei größere Sonnenflecken von der Erde aus ohne Teleskop sichtbar sind.
Der Sonnenfleck bewegt sich möglicherweise mit Hunderten von Metern pro Sekunde, was auf starke magnetische Aktivität hinweist. Sonnenflecken gehen mit Phänomenen in anderen aktiven Regionen einher, etwa koronalen Schleifen, Ausbuchtungen und Wiederverbindungsereignissen, und die meisten Sonneneruptionen und koronalen Massenauswürfe (CMEs) stammen aus magnetisch aktiven Regionen rund um diese Gruppen sichtbarer Sonnenflecken.
Die Geschichte der Sonnenflecken
Die frühesten Aufzeichnungen über Sonnenflecken gehen auf das chinesische Buch der Wandlungen zurück, das 800 v. Chr. fertiggestellt wurde. Darin werden die auf der Sonnenoberfläche beobachteten „dou“ und „mei“ beschrieben, wobei sich beide Wörter auf die Blockierung von Facetten beziehen. Die früheste bewusste Beobachtung sichtbarer Sonnenflecken wurde 364 n. Chr. vom Astronomen Gander aufgezeichnet. Chr. begannen chinesische Astronomen, Sonnenfleckenbeobachtungen regelmäßig in offiziellen Aufzeichnungen aufzuzeichnen. Der antike griechische Gelehrte Theophrastus erwähnte 300 v. Chr. ausdrücklich Sonnenflecken. Später machte der englische Mönch John Worcester im Jahr 1128 die früheste bildliche Aufzeichnung von Sonnenflecken.
Im Dezember 1610 nutzte der englische Astronom Thomas Harriot zum ersten Mal ein Teleskop, um Sonnenflecken zu beobachten, gefolgt von den friesischen Astronomen John und David Fabricius im März 1611.
Die Entdeckung von Sonnenflecken erregte die Aufmerksamkeit vieler Astronomen, darunter des berühmten John Hevelius, der während des Makeda-Minimums im frühen 17. Jahrhundert 19 Gruppen von Sonnenflecken aufzeichnete. Im frühen 19. Jahrhundert war William Herschel einer der ersten Wissenschaftler, der die Hypothese aufstellte, dass Sonnenflecken mit der Erdtemperatur zusammenhängen, und glaubte, dass bestimmte Eigenschaften von Sonnenflecken die Erwärmung der Erde widerspiegelten.
Physikalische Eigenschaften von Sonnenflecken
Sonnenflecken haben zwei Hauptstrukturen: den zentralen Schattenbereich und den umgebenden Halbschattenbereich. Der Schattenbereich ist der dunkelste Teil des Sonnenflecks, wo das Magnetfeld am stärksten ist, und liegt fast 90 Grad senkrecht zur Sonnenoberfläche. Der Halbschattenbereich ist ein relativ heller Bereich, der aus geraden Strukturen besteht, und der Magnetfeldwinkel ist größer als der Schattenbereich. In einer Sonnenfleckengruppe kann es mehrere Schattenbereiche geben, die von einem einzigen zusammenhängenden Halbschattenbereich umgeben sind.
Die Oberflächentemperatur von Sonnenflecken beträgt etwa 3000 bis 4500 K, während das umgebende Material etwa 5780 K hat, sodass Sonnenflecken auf der Sonnenoberfläche besonders deutlich sichtbar sind.
Ein isolierter Sonnenfleck erscheint heller als der Vollmond, selbst im Vergleich zur umgebenden Photosphäre. In einigen Sonnenflecken, die sich bilden und zerfallen, können auch relativ schmale Bereiche aus hellem Material auftreten, die den Schattenbereich durchdringen oder vollständig teilen, sogenannte Lichtbrücken. Die Magnetfelder dieser Lichtbrücken sind normalerweise schwächer und intensiver als die Magnetfelder des Schattens Bereiche gleicher Höhe.
Der Lebenszyklus von Sonnenflecken
Das Auftreten von Sonnenflecken kann einige Tage bis einige Monate dauern, die Lebensdauer der damit verbundenen aktiven Bereiche beträgt jedoch normalerweise einige Wochen bis einige Monate. Sonnenflecken dehnen sich mit der Bewegung auf der Sonnenoberfläche aus und ziehen sich zusammen und haben einen Durchmesser von 16 Kilometern bis 160.000 Kilometern.
Die Entstehung und das Verschwinden von Sonnenflecken
Während die Einzelheiten der Entstehung von Sonnenflecken immer noch Gegenstand der Forschung sind, sind sich Wissenschaftler im Allgemeinen einig, dass es sich dabei um sichtbare Manifestationen elektromagnetischer Flussröhren in der Troposphäre der Sonne handelt, die in aktiven Regionen in die Photosphäre eindringen. Da das starke Magnetfeld die Konvektion blockiert, verringert sich der Energiefluss im Inneren der Sonne, was zu einem Abfall der Oberflächentemperatur führt.
Die ursprüngliche Form von Sonnenflecken ist ein kleiner dunkler Bereich. Mit der Zeit werden sie größer und rücken näher zusammen, wodurch komplexere Strukturen entstehen.
Die Lebensdauer von Sonnenflecken beträgt normalerweise einige Tage bis einige Wochen. Trotz der treibenden Kraft des magnetischen Drucks, der die Konzentration magnetischer Felder beseitigt, können weiterhin Sonnenflecken auftreten. Durch die Beobachtung der akustischen Wellen der Sonne (lokale Heloseismologie) konnten Wissenschaftler Bilder der dreidimensionalen Strukturen unter den Sonnenflecken entwickeln und starke Abwärtsströmungen unter jedem Sonnenfleck identifizieren.
Moderne Beobachtung und Anwendung
Beobachtungen von Sonnenflecken basieren auf bodengestützten und erdumlaufenden Sonnenteleskopen, die Filter- und Projektionstechniken für die direkte Beobachtung nutzen. Da der direkte Blick in die Sonne das menschliche Sehvermögen dauerhaft schädigen kann, verwenden Amateurastronomen in der Regel Schutzfilter oder beobachten durch projizierte Bilder. Hohe Aktivität in Sonnenflecken sorgt in der Amateurfunkgemeinschaft für Aufregung, da sie zu guten Ausbreitungsbedingungen in der Ionosphäre und damit zu einer deutlich größeren Funkreichweite führt.
Obwohl Sonnenflecken und andere magnetische Prozesse nur einen sehr geringen Einfluss auf die Sonnenstrahlung haben, spielt die Existenz von Sonnenflecken dennoch eine wichtige Rolle bei der Energie- und Impulsübertragung in der Sonnenatmosphäre.
Daher ist die Untersuchung von Sonnenflecken nicht nur eine Frage der Astronomie, sondern auch ein wichtiges Thema im Zusammenhang mit High-Tech-Kommunikation und dem Klimawandel auf der Erde. Wird sich unser Blick auf die Sonne und ihre Auswirkungen verändern, wenn sich unser Verständnis über Sonnenflecken vertieft?
