Sonnenflecken sind Stellen auf der Sonnenoberfläche, die kühler sind als der Rest der Oberfläche.
Sonnenflecken im Vergleich zur Größe der Erde
Eigenschaften
Die normale Oberflächentemperatur der Sonne beträgt rund 6000°C. Der Kernbereich eines Sonnenflecks, die sog. Umbra, hat nur rund 4000°C, der Randbereich (Penumbra) 5000°C - 5500°C. Bei diesen Temperaturen ist Materie immer noch weißglühend. Sonnenflecken erscheinen nur deshalb auf Bildern so dunkel, weil Sonnenteleskope starke Filter benutzen, um die noch hellere restliche Sonnenoberfläche abzudunkeln.
Sonnenflecken entstehen durch gewaltige Magnetfelder, die in großen Bögen an einer Stelle aus der Sonnenoberfläche austreten und an anderer Stelle wieder eintreten. Diese Magnetfelder werden durch die Sonnenaktivitäten im Inneren der Sonne erzeugt. Die Häufigkeit der Sonnenflecken schwankt. Es gibt einen 22-jährigen Zyklus, der alle elf Jahre zu einem Sonnenfleckenmaximum führt. Die Sonnenflecken sind also eine Anzeige für den Aktivitätszustand der Sonne.
Sonnenflecken treten meistens in Gruppen auf, einzelne Sonnenflecken sind selten. Ihre Größe beträgt zwischen tausend und mehreren zehntausend Kilometern Durchmesser. Anhand der Sonnenflecken kann man die Rotation der Sonnenoberfläche beobachten, da sie sich auf der Oberfläche mitbewegen. Dabei kann man sehen; dass die Sonnenoberfläche am Äquator schneller rotiert als an den Polen.
Sonnenflecken sind ein Anzeiger für die Aktivität der Sonne, welche einem 20-22-jährigen Zyklus folgt. Die Intensität der Sonne variiert während eines Zyklus um etwa 0.1%. Die Jahre zwischen 1645 und 1715, das sogenannte Maunderminimum, während dessen keine Sonnenflecken beobachtet wurden, fallen mit der Kleinen Eiszeit zusammen, während der lange Winter und kühle Sommer auf der Erde vorherrschten.
Entdeckung
Manche Sonnenflecken sind so groß, dass man sie mit dem bloßen Auge etwa bei einem Sonnenuntergang sehen kann. Die älteste aufgezeichnete Beobachtung von Sonnenflecken stammt aus China aus dem Jahre 28 v. Chr. Beobachtungen von Anaxagoras (etwa 467 v. Chr.) und Theophrastus (4. Jh. v. Chr.) kann man nicht eindeutig zuordnen. Eine Beobachtung aus dem Jahre 1128 von John of Worchester blieb ignoriert, da das damalige Weltbild nur eine 'perfekte' Sonne annehmen konnte. Eventuelle Flecken mussten daher Objekte zwischen Erde und Sonne sein, wie etwa unentdeckte Planeten, Monde oder Wolken.
Nach der Erfindung des Teleskops begann die systematische Beobachtung der Sonnenflecken. Die älteste private Aufzeichnung aus dieser Zeit stammt vom 8. Dezember 1610 von Thomas Harriot; im März 1611 veröffentlichte Johannes Fabricius erstmals über Sonnenflecken. Langzeitbeobachtungen wurden unabhängig davon von Galileo Galilei und Christoph Scheiner durchgeführt. Ersterer schrieb im Jahre 1613 von seinen in das Jahr 1610 zurückreichenden Beobachtungen. Christoph Scheiner nahm noch an, dass die Flecken von einem vorüberziehenden Planeten (Vulcanus) verursacht würden.
Galilei dagegen vertrat schon frühzeitig die korrekte Ansicht, dass die Flecken Strukturen der Sonnenoberfläche seien. Dies brachte ihn, neben seinem Eintritt für das heliozentrische Weltbild, in Konflikt mit der katholischen Kirche.
Die Beobachtung von Sonnenflecken wurde danach sporadisch; während des Maunderminimums (1645-1715) durchlief die Sonne eine Phase geringer Sonnenfleckenaktivität. Langzeitbeobachtungen von Heinrich Schwabe in der ersten Hälfte des 19. Jahrhunderts ergaben dann, dass die Anzahl der Sonnenflecken einem Zyklus folgt. Etwa 10-12 Jahre vergehen von einem Sonnenfleckenmaximum zum folgenden Maximum; die kürzeste beobachtet Periode dauerte 9 Jahre, die längste 14.
Klassifizierung
Es gibt verschiedene Typen von Sonnenflecken:
Sonnenfleck Typ E
Ein Sonnenfleck vom Typ E ist die zweitgrößte Entwicklungsstufe von bipolaren Fleckengruppen. Sie kann nur bei hoher Sonnenaktivität - d.h. bei vielen Sonnenflecken - mehrmals monatlich auftreten.
Nach der Klassifikation von Max Waldmeier werden nur wenige der kleinen Sonnenflecken vom Typ A oder B zu größeren Fleckengruppen des Typs C bis D. Einige von ihnen entwickeln sich dann zum Typ E weiter, eventuell sogar zum größten (Typ F). Andere gehen direkt ins Stadium G über oder bilden sich noch rascher zurück.
Typ E hat zahlreiche Einzelflecken (20-100) und wie Typ D, F und G deutliche Halbschatten. Dort beträgt die Temperatur des Sonnengases (6000°) 5000-5500°, gegenüber 4000° in den dunkelsten Teilen der Umbra. Eine typische E-Gruppe hat Ausmaße von 10 Erddurchmessern; die Erde selbst würde in manchem Einzelfleck verschwinden.
Sonnenfleck Typ F
Ein Sonnenfleck vom Typ F ist die flächenmäßig größte, aber nicht sehr häufige Entwicklungsstufe von bipolaren Fleckengruppen.
Nach der Klassifikation von Max Waldmeier entwickeln sich nicht alle kleinen Sonnenflecken vom Typ A oder B zu größeren Fleckengruppen des Typs C bis E weiter. Bei genügend großer Sonnenaktivität - d.h. bei vielen Sonnenflecken - entsteht Typ F aber häufig aus dem Typ E und setzt diesen voraus.
Typ F hat die größte Anzahl von Einzelflecken (bis zu etwa 200) und die maximale Fläche von so genanntem Halbschatten, der Penumbra. Dort ist die normale Temperatur des Sonnengases (knapp 6000° C) nur auf etwa 5000-5500° C verringert, gegenüber 4000° in den dunkelsten Teilen der Umbra.
Nach einigen Tagen bis Wochen bildet sich die Gruppe über den Typ G oder H bis zum Verschwinden als Einzelfleck (Typ I) zurück.