Sonnenflecken sind dunkle Stellen auf der sichtbaren Sonnenoberfläche (Photosphäre), die kühler sind und daher weniger sichtbares Licht abstrahlen als der Rest der Oberfläche. Ihre Zahl und Größe bilden das einfachste Maß für die sogenannte Sonnenaktivität. Die Häufigkeit der Sonnenflecken unterliegt einer Periodizität von durchschnittlich elf Jahren, was als Sonnenfleckenzyklus bezeichnet wird. Ursache der Flecken und der in ihrer Nähe auftretenden Ausbrüche sind starke Magnetfelder, welche gebietsweise den Wärmetransport vom Innern an die Sonnenoberfläche behindern. mini|hochkant=3.2|Sonnenflecken im Vergleich zur Größe der Erde. Die größte Fleckengruppe rechts gehört zum Typ F. mini|Mehrere Sonnenfleckengruppen mit Umbra und Penumbra, 16. Mai 2000, große Sonnenfackeln rechts und unten mini|Ein Sonnenfleck entsteht: Bündel von Magnetfeldlinien treten aus dem Inneren der Sonne aus.
Im Gegensatz zum optischen Eindruck im Fernrohr sind Sonnenflecken keineswegs schwarz, sondern strahlen – entsprechend dem Planckschen Strahlungsgesetz – nur etwa 30 % des normalen Sonnenlichts ab. Dieser Wert folgt aus ihrer im Vergleich zu ihrer Umgebung um bis zu 1500 K niedrigeren Temperatur. Die Gesamtfläche der Sonnenflecken schwankt je nach Phase im elfjährigen Zyklus zwischen 0,0 und maximal 0,4 % der gesamten Oberfläche.J. Bennett, M.Donahue et al.: Astronomie. Die kosmische Perspektive (Hrsg. Harald Lesch), 5., aktualisierte Auflage (1170 S.), Kapitel 14; Pearson Studium Verlag, München 2010
Entstehung Da die Sonne aus heißen, fluktuierenden Gasen besteht, bewegt sich auch ihre Oberfläche nicht einheitlich: Die äquatorialen Regionen rotieren in etwa 25 Tagen, während jene der polnahen Breiten 30 oder mehr Tage für einen Umlauf benötigen. Dadurch kommt es im Laufe eines Zyklus (siehe unten) zu Verzerrungen des inneren – anfangs bipolaren – Magnetfeldes. Es entstehen lokale Feldbögen, die durch die Photosphäre brechen und deren Materie hinaus in die Korona tragen; die daraus resultierende Abkühlung der Oberfläche wird als Fleck sichtbar. Wo die Feldlinien lotrecht stehen, ist er am dunkelsten (Umbra), wo sie parallel zur Oberfläche verlaufen, ist er weniger dunkel (Penumbra).
Da die Bögen jeweils einen Ein- und Austrittspunkt haben, treten Sonnenflecken paarweise auf. Der vorauslaufende Fleck (englisch: leading spot) liegt dem Sonnenäquator näher als der zurückliegende (englisch: trailing spot); diese Abweichung sinkt mit zunehmendem Abstand zu den Sonnenpolen (Gesetz von Joy).Jing Li / Roger K. Ulrich: Long-term measurements of sunspot magnetic tilt angles Die Polarität des vorauslaufenden Flecks entspricht jener der jeweiligen Sonnenhemisphäre, für den zurückliegenden gilt das Gegenteil.
Im weiteren Verlauf des Zyklus werden die Flecken immer häufiger und größer (Gruppenbildung). Zuletzt sammeln sie sich am Äquator, wo sie einander weitgehend neutralisieren; der Rest der magnetisierten Gasfelder wird zu den Polen getragen: Das Gesamtmagnetfeld der Sonne wird wieder einheitlich (bipolar), jedoch mit umgekehrter Polarität.
Die genauen Eigenschaften des zugrundeliegenden sogenannten Sonnendynamos sind noch nicht umfassend geklärt.
Sonnenflecken sind meist von Faculae oder Plages gesäumt: heißen Regionen, die energiereiche Strahlung abgeben. Kommt es zu einem „Kurzschluss“ der Feldbögen, bricht das Magnetfeld unvermittelt zusammen und das anliegende Plasma wird freigesetzt; die Folge ist ein koronaler Massenauswurf.
Eigenschaften Temperaturen und Magnetfelder Die mittlere Oberflächentemperatur der Sonne beträgt etwa 5770 K, da sie annähernd wie ein Planck’scher „schwarzer Körper“ bei einer Strahlungstemperatur von 6050 K strahlt. Bei diesen Temperaturen liegt das Maximum der abgegebenen Energie im Bereich des sichtbaren Lichts. Der Kernbereich eines Sonnenflecks, die Umbra („Kernschatten“), ist nur rund 4270 K heiß, der ihn umgebende Hof – die Penumbra („Halbschatten“) etwa 5207 K. Bei diesen niedrigeren Temperaturen sinkt die Strahlungsintensität im sichtbaren Licht bereits deutlich ab, in der Umbra auf etwa 30 %. Umbra und Penumbra erscheinen daher bei Beobachtung durch einen Sonnenfilter oder bei der Okularprojektion deutlich dunkler.
Ursache für die Abkühlung sind starke Magnetfelder, welche die Konvektion und damit den Wärmetransport aus dem Sonneninnern behindern. Im sichtbaren Licht zeigen die Sonnenflecken daher die aktivsten Regionen auf der Sonne an. Darüber hinaus kommt es bei einer hohen Anzahl von Sonnenflecken vor, dass sich zwei benachbarte, aber gegenläufig gepolte Magnetfeldlinien neu verbinden (Rekonnexion) und die freiwerdende Energie in den Raum abgeben. Eine sichtbare Variante sind die Flares. Kommt es zu einem Strahlungsausbruch in Richtung Erde, so kann dieser zu starken Störungen im Erdmagnetfeld führen und sogar den Betrieb von Satelliten oder elektrischen Anlagen auf der Erde beeinträchtigen. Zudem erhöht solch ein Strahlungsausbruch die Wahrscheinlichkeit für Polarlichter auch in gemäßigten Breiten.
mini|hochkant|Typische Entwicklung einer großen Fleckengruppe (Typ A bis J) nach Max Waldmeier, Dissertation 1935
Mit einem Messgerät des Solar and Heliospheric Observatory konnte die Schallgeschwindigkeit sowohl in der Umgebung von Sonnenflecken als auch bis in 24.000 km Tiefe gemessen werden. Die Ursache der teils erheblichen Abweichungen ist bisher nicht geklärt.Four Years of SOHO Discoveries, Seite 8 (PDF; 5,4 MB)
In Jahren mit verminderter Fleckenanzahl verringert sich zugleich auch die Sonnenstrahlung um etwa 1 ‰. Die geringere Sonneneinstrahlung auf die Erde während eines Fleckenminimums bewirkt eine Minderung der Oberflächentemperatur von bis zu 0,1 °C. Regional können auch stärkere Klimaschwankungen auftreten. Die Jahre zwischen 1645 und 1715, das Maunder-Minimum, während dessen keine Sonnenflecken beobachtet wurden, fallen mit der Kleinen Eiszeit zusammen. Neben erhöhter vulkanischer Aktivität und anderen Faktoren gilt die geringere Sonneneinstrahlung als Ursache für die Abkühlung jener Zeit.
Mit der Schwankung der Sonnenaktivität verändert sich auch die Ionosphäre der Erde. Dies hat Auswirkungen auf die Funkübertragung im Kurzwellenbereich. (Siehe auch: Amateurfunk)
Sonnenflecken-Gruppen Sonnenflecken treten meistens in Gruppen auf, beginnen aber als kleine Einzelflecken aus der Vereinigung mehrerer Konvektionszellen (Granulen). Sobald ein Einzelfleck wächst, wird er zu einer magnetisch bipolaren Gruppe (Typ B). Manche Flecken wachsen weiter, bilden die oben erwähnten Höfe (Penumbra) und werden dann als Typ C und Typ D bezeichnet. Nach einigen Tagen bis Wochen bilden sie sich wieder zurück (Typ H und J). Manche jedoch wachsen weiter und können sich als Typ E, F oder G über mehr als 200.000 km erstrecken. Diese Riesengruppen können mehrere Monate bestehen bleiben und mit Flare-Eruptionen einhergehen, doch treten sie nur rund um die Zeit der Sonnenfleckenmaxima auf.
Anhand der Sonnenflecken kann man die Rotation der Sonne beobachten, da sie sich auf der Oberfläche mitbewegen. Am Äquator rotiert die Sonne mit einer Umlaufdauer von 25,03 Tagen etwa 20 % schneller als in Polnähe. Dieses aus der Physik von Fluiden bekannte Phänomen heißt differentielle Rotation. Die für einen Beobachter auf der Erde scheinbare Umlaufdauer am Sonnenäquator beträgt aufgrund des gleichsinnigen Umlaufs der Erde um die Sonne hingegen 26,87 Tage und wird als synodische Periode bezeichnet.
Zyklen mini|Rekonstruierte Sonnenfleckenaktivität der vergangenen 11.000 Jahre
Der Sonnenfleckenzyklus bezeichnet die Periodizität in der Häufigkeit der Sonnenflecken. Er beschreibt einen Zeitraum von durchschnittlich elf Jahren, welcher nach Samuel Heinrich Schwabe auch als Schwabezyklus bezeichnet wird. Im Fleckenminimum sind oft monatelang keine Flecken zu sehen, im Sonnenfleckenmaximum jedoch Hunderte. Innerhalb dieses Zyklus verändern die Fleckengebiete ihre heliografische Breite und die magnetische Polarität, so dass sie tatsächlich einem 22-jährlichen Zyklus folgen (Hale-Zyklus nach George Ellery Hale).
Dauer eines Zyklus Der 11-jährliche Sonnenfleckenzyklus ist nicht exakt regelmäßig. Obwohl der Durchschnittswert 11,04 Jahre beträgt, treten auch Zyklen von 9 bis 14 Jahren auf. Auch der Durchschnittswert variiert über die Jahrhunderte – die Sonnenzyklen im 20. Jahrhundert waren zum Beispiel mit 10,2 Jahren im Durchschnitt kürzer als die der vergangenen Jahrhunderte. Der Verlauf des Maunder-Minimums und weiterer Minima legt eine Variation der Gesamtintensität der Sonne auf einer Zeitskala von mehreren 100 Jahren nahe. Dies ist noch unbelegt, weil die Aufzeichnungen noch nicht lange genug erfolgen. Aus der 10Be-Verteilung im Grönlandeis (Eiskerndatierung) schließt man auf mehr als 20 extreme Sonnenminima innerhalb der letzten 10.000 Jahre.
Auch der Verlauf des Zyklus selbst ist nicht konstant. Der Übergang vom Minimum zum Maximum der Sonnenaktivität erfolgt umso schneller, je höher das Maximum sein wird. Dies wurde zuerst 1935 von dem Schweizer Astronomen Max Waldmeier (1912–2000) postuliert. Anders als beim steilen Anstieg nimmt die Anzahl der Sonnenflecken beim Übergang zum Minimum jedoch nur langsam ab. Nur im Falle eines sehr niedrigen Maximums sind An- und Abstieg ungefähr gleich lang.Joachim Herrmann: dtv-Atlas Astronomie. dtv Verlagsgesellschaft, München, 15. Auflage 2005, ISBN 3-423-03267-7
Beginn und Ende eines Zyklus mini|Orts- und zeitaufgelöste Variation des Magnetfeldes auf der Sonnenoberfläche
Den Beginn eines neuen Zyklus leitete man in der Vergangenheit aus dem Tiefpunkt der Zykluskurve ab. Dank verbesserter Messtechnik ist es heute möglich, die Magnetfeld-Polarität der Sonnenflecken zu bestimmen. Ein neuer Zyklus beginnt, wenn sich die Polarität zusammengehöriger Flecken auf der Sonnenoberfläche vertauscht. Die Auflösung der Abbildung rechts ist zwar zu gering, um den Zeitpunkt des Wechsels ablesen zu können, jedoch ist die Vertauschung der Polarität zwischen benachbarten Phasen deutlich zu erkennen.
Die Zyklen erhielten durch Rudolf Wolf eine fortlaufende Nummerierung, beginnend im Jahre 1749 (siehe Geschichte). Derzeit befindet sich die Sonne im 25. Zyklus.
+ Eckwerte der letzten Sonnenfleckenzyklen Zyklus-Nummer Beginn Maximum Sonnen-flecken-relativzahl 18 Feb. 1944 Mai 1947 201 19 Apr. 1954 Okt. 1957 254 20 Okt. 1964 Mrz. 1968 125 21 Jun. 1976 Jan. 1979 167 22 Sep. 1986 Feb. 1989 165 23 Sep. 1996 Mrz. 2000 139 24 Jan. 2008 Feb. 2014 102 25 Dez. 2019
Wie bereits oben erwähnt, haben die beiden Flecken einer bipolaren Gruppe eine unterschiedliche magnetische Ausrichtung, ebenso wie die vorauslaufenden Flecken auf der Nordhalbkugel eine entgegengesetzte magnetische Ausrichtung zu denen der Südhalbkugel haben. Innerhalb eines Sonnenfleckenzyklus ändert sich aber die Polarität der vorauslaufenden Flecken nicht. Diese wechselt erst mit dem nächsten Sonnenfleckenzyklus, so dass ein vollständiger Zyklus 22 Jahre umfasst (Hale-Zyklus).
Im 19. Jahrhundert und bis etwa 1970 wurde vermutet, dass es noch eine etwa 80-jährliche Periode (Gleißberg-Zyklus, nach Wolfgang Gleißberg) geben könne, der sich in niedrigen Werten der Relativzahl R von 1800 bis 1840 und (weniger deutlich) 1890–1920 äußerte. Neuere Forschungen sind von dieser Hypothese wieder abgegangen bzw. erklären die Schwankungen durch eine Art Super-Konvektion. Andere Hypothesen sprechen nicht nur vom 80-jährlichen Zyklus, sondern noch von einem zusätzlichen 400-jährlichen Zyklus.
Dauer des An- und Abstiegs nach Max Waldmeier Nach der von Max Waldmeier entwickelten Eruptions-TheorieM. Waldmeier 1935, Dissertation an der ETH Zürich, vgl. auch dauert der Abstieg vom Fleckenmaximum bis zum Minimum umso länger, je höher das Maximum war. Dieser Zusammenhang heißt Waldmeier-Effekt. Hingegen ist der Anstieg zu einem hohen Maximum kürzer als im Durchschnitt; das Integral über die Zeit (d. h. die Fläche unter der Aktivitätskurve) ist fast konstant.