2 Beobachtung und Messung

2.1. Die Sonne mit bloßem Auge

Auf den ersten Blick ist die Sonne ein einziger heller Feuerball, aber schon früh wurden auf ihr relativ dunkle (also kältere) Flecken entdeckt. Diese Flecken sind teilweise so groß, dass sie mit bloßem Auge zu sehen sind.

Abb. 2.1.1. Sonnenfleckenzeichnungen von Christoph Scheiner aus dem Buch „Rosa Ursina“ (Mitchell 1916) zeigen deutlich die Wanderung der beobachteten Flecken.

Die Entwicklung des Fernrohres durch die Holländer im Jahre 1608 führte im Jahre 1611 auch in Europa zur Entdeckung der Sonnenflecken. Sie wurden nahezu gleichzeitig durch Johannes Fabricius, Galileo Galilei, Thomas Harriot und Christoph Scheiner entdeckt. Galileo klassifizierte die Sonnenflecken aufgrund der Randverzerrung als eine Erscheinung auf der Sonnenoberfläche (URL 1).

Auch wenn die Sonnenflecken selbst keinen großen Einfluss auf die globale solare Strahlung haben, kann die begleitende magnetische Aktivität starken Einfluss auf die ultravioletten und weichen Röntgenspektren nehmen. Diese Änderungen während des solaren Zyklus haben wichtige Auswirkungen auf die äußere Atmosphäre der Erde.

Die folgenden Abbildungen zeigen Sonnenflecken auf der Sonnenoberfläche in zeitlicher Abfolge. Sichtbare Sonnenflecken in unterschiedlichen Breiten fotografiert machen die differentielle Rotation der Sonne für das bloße Auge erkennbar.

Abb. 2.1.2. Weißlichtaufnahmen vom 6./8./10. Jan. 1992 (URL 1).

Fotos der Sonne zeigen implizit sichtbare differentieller Rotation, wenn die Flecken auf unterschiedlichen Breiten zu sehen sind.

Abb. 2.1.3. Aufnahmen in weichem Röntgenlicht vom 6./8./10. Jan. 1992. (URL  1)

Die Veränderung der Bilder zeigt die Korrelation der Röntgenemission zur Rotation der Sonnenflecken, was die Vermutung des Zusammenhangs zwischen Magnetfeldern und Stärke der weichen Röntgenstrahlung nahelegt.

2.2. Maunder Schmetterlingsdiagramm

Erstaunlich ist das zyklische Auftreten der Sonnenflecken. So stellte Samuel H. Schwabe (1844) fest, dass die Zahl der Flecken periodisch schwankt und schätzte die Dauer des Zyklus auf 10 Jahre. Auf Grund dieser Erkenntnis wertete der Züricher Astronom Rudolf Wolf (1861) alte Beobachtungsberichte aus und kam zu dem Schluss, dass die mittlere Periode der Fleckenhäufigkeit etwa 11 Jahre beträgt. Die einzelnen Flecken existieren dagegen nur einige Tage, in Ausnahmefällen auch bis zu 100 Tagen.

Richard C. Carrington (1863) entdeckte weitere Besonderheiten dieser Sonnenflecken, die von Gustav Spörer (1887) genauer untersucht und klassifiziert wurden.

Dieses Wissen ist heute als Spörersches Gesetz bekannt und lautet wie folgt:

· Zu Beginn eines neuen Zyklus entstehen die Flecken in relativ hohen Breitengraden der Nord- und Südhalbkugel (± 40°).

· Der mittlere Entstehungsort wandert in Richtung Äquator.

· Bei ± 15° hat die Fleckentätigkeit ihr Maximum.

· Bei ± 5° endet der Zyklus.

Spätere Untersuchungen zeigten, dass über 90% der Flecken paarweise auftreten, wobei deren Verbindungslinie mit dem Äquator einen Winkel bilden, der bis zu 20° in den oberen Breiten betragen kann (z.B. Nicolson 1982).

Was das Spörersche Gesetz genau bedeutet, wird in der nach Maunder (1894) benannten Darstellung des Maunderschen Schmetterlingsdiagramm sehr einfach klar.

In der Darstellung nach Maunder werden die Flecken in ihrer Position und Zeit, unter Berücksichtigung der Größe, aufgezeichnet. Die Form der Darstellung erinnert an die Flügel eines Schmetterlings, weswegen diese Darstellung auch Maundersches Schmetterlingsdiagramm genannt wird.

Abb.: 2.2.1. NASA/Marschall Space Flight Center (URL 3).

Oben: Die Variation der Fleckenzahl und ihrer heliographischen Breite ist für zwölf Zyklen zwischen 1874 und 1999 dargestellt. Jeder Fleck ist in seiner Breite an den Tagen seiner Sichtbarkeit eingezeichnet. Die Verteilung im Diagramm erinnert an die Flügel eines Schmetterlings.

Unten: Hier ist die Fleckenfläche in Prozent der sichtbaren Hemisphäre aufgetragen. Der zeitliche Verlauf der Fleckenfläche ist der gleiche wie bei den Fleckenzahlen nach Nicolson (1982).

2.3. Differentielle Rotation

Carrington (1863) entdeckte, dass die Umrundungszeit der Sonnenflecken in Abhängigkeit von der heliografischen Breite erheblich variiert.

Die Rotationsdauer beträgt am Äquator circa 25 Tage und bei ± 15° 27.4 Tage. Die Abhängigkeit der Rotationsdauer von der heliografischen Breite bzw. von der Tiefe der Strömung wird als differentielle Rotation bezeichnet.

Dank der heutigen modernen Beobachtungsmethoden können die Strömungsprofile auf der Sonne auf unterschiedlichste Weise gemessen werden. Informationen über Strömungsprofile im Inneren der Sonne kann jedoch bisher nur die Helioseismologie liefern.

Abb. 2.3.1. Das Bild zeigt Isorotationslinien in der nördlichen Hemisphäre und stellt helioseismologische Ergebnisse nach Libbrecht (1988) dar. Angegeben ist der Sonnenradius.

In der Simulation der vorliegenden Arbeit wurde die so gemessene radiale, differentielle Rotation bereits durch Prautzsch (1999) angenähert umgesetzt und in das Simulationsprogramm integriert.

Abb. 2.3.2. Das Bild zeigt Isorotationslinien in der nördlichen Hemisphäre wie sie durch Prautzsch (1999) im Simulationsprogramm umgesetzt wurden.

2.4. Das Magnetfeld

Die Beobachtungen der Sonne ergaben unter Kenntnis des Zeeman-Effektes die Existenz von Magnetfeldern auf der Sonne. Hale (1908) fand in diesen Fleckenpaaren starke Magnetfelder entgegengesetzter Polarität um 3000 Gauß bei mittelgroßen Flecken, während das mittlere Sonnenmagnetfeld nur eine Stärke zwischen 1 bis 10 Gauß aufwies (mittleres Erdmagnetfeld ~ 0.5 Gauß). Weiter werden auf der Nord- und Südhalbkugel in den meist gemeinsam auftretenden Fleckenpaaren entgegengesetzte Polaritäten gemessen. Auch der beobachtete Zyklus wurde durch die Messung des Magnetfeldes wiedergegeben. Das allgemeine Magnetfeld der Sonne und mit ihr die gesamten Polaritäten kehren sich in dem gemessenen Zeitraum von ca. 11 Jahren um. Durch diese Erkenntnis erhält der magnetische Zyklus eine neue Zeitdauer von ca. 22 Jahren.

Babcock (1953) zeigte, dass die Umpolung des allgemeinen Magnetfeldes in der Nähe der Pole mit der Zeit der maximalen Fleckentätigkeit zusammenfällt. Er zeigte bereits 1953, dass der Zyklus von 22 Jahren eine Eigenschaft des allgemeinen solaren Magnetfeldes ist.