Relativzahl

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Die Sonnenflecken-Relativzahl (auch Wolf'sche Relativzahl genannt, definiert von Rudolf Wolf) ist ein einfach zu bestimmendes Maß für die so genannte Sonnenaktivität. Letztere variiert in einem 11-Jahres-Zyklus, dem sich wöchentliche bis monatliche Schwankungen überlagern.

[Bearbeiten] Grundlagen

Die Relativzahl entspricht in etwa der von Sonnenflecken bedeckten Fläche auf der Sonnenoberfläche und rechnet sich nach der Formel

Die Zahl f ist jene der Flecken (unabhängig von ihrer Größe), während g die Zahl der Fleckengruppen darstellt. Als Gruppe zählen auch Einzelflecken, doch mehr tragen große Gruppen mit Penumbra-Gebieten zu R bei.

Die Sonnenflecken entstehen durch lokale Störungen im Magnetfeld der Sonne, welche den konvektiven Wärmetransport aus der Tiefe behindern. Bei hoher Relativzahl sind auch auf der Erde Materie-Ausbrüche auf der Sonne spürbar - beispielsweise in Form von Nordlichtern oder Störungen des Funkverkehrs und der Navigation. Deshalb hat man unlängst einige Satelliten gestartet, um allfällige Frühwarnungen zu ermöglichen.

[Bearbeiten] Anwendung

Durch die einfache Berechnungsweise lässt sich R bis weit in die Vergangenheit zurück abschätzen. Ab 1610, dem Jahr der Erfindung des Fernrohrs, ist dies relativ genau möglich. Vor diesem Zeitpunkt muss man für eine grobe Schätzung nur die Meldungen freiäugiger gesichteter Sonneflecken in Archiven heranziehen, weil diese meist große Flecken vom Typ E und Typ F betreffen.

Die täglichen Fleckenzählungen - nach Anzahl bzw. nach der von ihnen bedeckten Fläche - werden einer Zentrale gemeldet (traditionell Eidgenössische Sternwarte Zürich bzw. Japan). Dort werden sie um einen Faktor reduziert, der von der Größe des verwendeten Fernrohrs abhängt.

In Jahren, in die ein Minimum der Sonnenaktivität fällt, betragen die Monatsmittel von R etwa 0 bis 30, die Jahresmittel 5 bis 20. Solche Zahlen bedeuten, dass im Fleckenminimum - also alle 10-12 Jahre - wochenlang keine oder nur 1 bis 3 kleine Flecken zu sehen sind.

Zur Zeit des Maximums steigen die Monatsmittel auf 100 bis 250, die Jahresmittel auf 60 bis 200. Man vermutete lange Zeit, dass sich diesem 11-jährigen Rhythmus eine 80-jährige "Super-Periode" überlagert. Heute erklärt man den Effekt so, dass einige Jahrzehnte lang die Maximader Relativzahl um die Hälfte niedriger liegen können, teilweise mit zufälligen Schwankungen. Doch spielen auch großräumige Konvektions-Strömungen im Sonneninneren eine Rolle, die mit langfristigen Änderungen im Magnetfeld zusammenhängen könnten.

Bereits mit einem kleinen Fernrohr von 5-10 cm Apertur lassen sich Sonnenaktivität und -Zyklus, Rotation, Schmetterlingseffekt und anderes gut beobachten. Am einfachsten ist es, das Bild der Sonne auf weißes Papier zu projizieren, indem das Okular um einige Millimeter herausgedreht wird. Auch die Nordrichtung lässt sich einfach feststellen, weil das Bild durch die Erdrotation genau nach Westen wandert.

Siehe auch: Sonnenfleck, Sonnenphysik, Sonnenteleskop, Sternwarte, Max Waldmeier, Sonneneruption, Sonnenwind, Flare, solar-terrestrische Beziehungen