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Sonnenflecken,

 

eine Störerscheinung der Sonnenphotosphäre, die sich infolge einer geringeren Ausstrahlung von der umgebenden Photosphäre abhebt. Sonnenflecken sind die auffälligsten Zeichen der Sonnenaktivität und Orte starker lokaler Magnetfelder (0,2 bis 0,4 Tesla). Große Sonnenflecken haben einen dunklen Kern, die Umbra, und eine weniger dunkle, radial strukturierte Umgebung, die Penumbra, die bis zu 80 % der Gesamtfläche ausmachen kann. Der Umbradurchmesser liegt zwischen etwa 5 000 und 20 000 km, der der Penumbra kann bei großen Sonnenflecken bis zu 200 000 km betragen. Die kleinsten Sonnenflecken, die Poren, haben Durchmesser von nur etwa 1 000 km und keine Penumbra. Ein Sonnenfleck ist nicht vollständig dunkel, nur ist die Ausstrahlung im sichtbaren Spektralbereich in der Umbra auf etwa 5 bis 15 %, in der Penumbra auf rd. 80 % der Intensität der ungestörten Photosphäre reduziert. Die effektive Temperatur in der Umbra ergibt sich zu etwa 3 500 K gegenüber 5 770 K der Photosphäre. Die Temperaturreduzierung ist wahrscheinlich eine Folge der durch lokale Magnetfelder unterdrückten Energiezuführung in den Fleckengebieten. Sonnenflecken treten im Allgemeinen nicht einzeln auf, sondern haben eine starke Tendenz zur Gruppenbildung in einer magnetisch bipolaren, zum Teil auch uni- oder multipolaren Anordnung. Ihre Lebensdauer liegt zwischen wenigen Tagen für die kleinsten und etwa 100 Tagen für extrem große Sonnenflecken; 95 % aller Sonnenflecken haben eine Lebensdauer unter elf Tagen.

 

Die Sonnenfleckenhäufigkeit, angegeben meist als Sonnenfleckenrelativzahl R = k (10 g + f), schwankt mit einer Periode von etwa elf Jahren, die als Sonnenfleckenzyklus bezeichnet wird. In der Formel bedeutet g die Zahl der Fleckengruppen und f die Zahl der Einzelflecken, einschließlich der in den Gruppen enthaltenen; der Faktor k dient zur Reduktion der Beobachtungsdaten auf ein Standardinstrument. Die Sonnenflecken treten, mit sehr seltenen Ausnahmen, nur in einer nördlichen und einer südlichen Fleckenzone zwischen den heliographischen Breiten ± 35º und ± 5º auf. Die ersten Sonnenflecken eines neuen Zyklus erscheinen in Breiten um ± 35º. Im Verlauf des Sonnenfleckenzyklus verschieben sich die Entstehungsgebiete immer mehr in Äquatorrichtung. Während die letzten Sonnenflecken eines Zyklus bei etwa ± 5º entstehen, tauchen bei ± 35º bereits die ersten des neuen Zyklus auf. In einer Fleckengruppe übertreffen meist zwei, die Hauptflecken, die anderen. Der bei der Sonnenrotation in einer bipolaren Fleckengruppe vorangehende Hauptfleck hat während eines Sonnenfleckenzyklus auf einer Sonnenhemisphäre immer die gleiche Polarität, auf der anderen Hemisphäre immer die genau entgegengesetzte; bei den in der Rotation nachfolgenden Hauptflecken ist es jeweils umgekehrt. Mit Beginn eines neuen Zyklus wechselt die Polarität der Hauptflecken, sodass hinsichtlich des magnetischen Verhaltens zwei elfjährige Zyklen einen vollständigen magnetischen Zyklus ergeben. Die Polaritätsumkehr der Hauptflecken am Ende eines Zyklus ist die Folge der gleichzeitig eintretenden Umkehrung des globalen Magnetfeldes der Sonne.

 

Mit der allgemeinen Sonnenaktivität stehen offenbar auch geringe Klimaschwankungen in Verbindung, die sich u. a. in einer Variation der Breite der Jahresringe bei einigen Baumarten mit der elfjährigen Sonnenfleckenperiode zeigen.