Kalter Krieg - Wikipedia
Zu einer direkten militärischen Auseinandersetzung zwischen den Supermächten USA, der Sowjetunion und ihren jeweiligen Militärblöcken kam es nie, es gab ...
Sonnenflecken
Gemäß einer 2016 veröffentlichten Studie[27] von amerikanischen Forschern um Delores Knippe, ging die Welt am 23. Mai 1967, auf dem Höhepunkt des Kalten Krieges, wahrscheinlich nur knapp an einer atomaren Katastrophe vorbei. An diesem Tag fielen sämtliche Frühwarn-Radarstationen des Ballistic Missile Early Warning System (BMEWS) in Kanada, Grönland und England aus. Die Verantwortlichen der US-Armee gingen von einem sowjetischen Angriff aus und ließen nuklear bestückte Bomber auf die Startbahnen rollen. Glücklicherweise konnten noch Astrophysiker des amerikanischen Air Weather Service (AWS) vor dem Start der Atombomber die Militärs davon überzeugen, dass die Radaranlagen von einem der heftigsten Sonnenstürme des zwanzigsten Jahrhunderts gestört wurden, ausgelöst durch große <anchor>Sonnenflecken</anchor>. Der Start der Bomber wurde abgebrochen. Der Air Weather Service, zuständig für die Beobachtung des Weltraumwetters, war nur wenige Jahre zuvor in Betrieb genommen worden. Ob es wirklich zu einem nuklearen Waffengang der Supermächte gekommen wäre, wird man wohl nie mehr genau feststellen können. Nach der Logik der Abschreckung hätte eine große Zahl von aufsteigenden US-Bombern von Seiten der Sowjetunion als aggressiver Akt gedeutet werden können. Einmal in der Luft, wäre wahrscheinlich wegen des Sonnensturms auch die Kommunikation zu den Piloten abgebrochen und somit ein nachträgliches Zurückrufen der Bomber unmöglich geworden. Die Vernichtungsspirale wäre nicht mehr zu stoppen gewesen.[28][29]
Sonnenfleck – Wikipedia
Sonnenfleck – Wikipedia

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# Sonnenfleck

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**Sonnenflecken** sind dunkle Stellen auf der [sichtbaren Sonnenoberfläche](/wiki/Sonnenscheibe "Sonnenscheibe") ( [Photosphäre](/wiki/Photosph%C3%A4re "Photosphäre")), die kühler sind und daher weniger sichtbares [Licht](/wiki/Licht "Licht") abstrahlen als der Rest der Oberfläche. Ihre Zahl und Größe bilden das einfachste Maß für die sogenannte _[Sonnenaktivität](/wiki/Sonnenaktivit%C3%A4t "Sonnenaktivität")_. Die Häufigkeit der Sonnenflecken unterliegt einer [Periodizität](/wiki/Periodizit%C3%A4t "Periodizität") von durchschnittlich elf Jahren, was als **Sonnenfleckenzyklus** bezeichnet wird. Ursache der Flecken und der in ihrer Nähe auftretenden [Ausbrüche](/wiki/Sonneneruption "Sonneneruption") sind starke [Magnetfelder](/wiki/Magnetfeld "Magnetfeld"), welche gebietsweise den Wärmetransport vom Innern an die Sonnenoberfläche behindern.

[![](//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/3/31/SunspotcloseInset%C2%B2.PNG)](/wiki/Datei:SunspotcloseInset%C2%B2.PNG) Sonnenflecken im Vergleich zur Größe der Erde. Die größte Fleckengruppe rechts gehört zum Typ F.[![](//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/8/8d/Sunspots.JPG/220px-Sunspots.JPG)](/wiki/Datei:Sunspots.JPG) Mehrere Sonnenfleckengruppen mit Umbra und Penumbra, 16. Mai 2000, große [Sonnenfackeln](/wiki/Sonnenfackel "Sonnenfackel") rechts und unten[![](//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/1/15/Sunspot_diagram.svg/langde-220px-Sunspot_diagram.svg.png)](/wiki/Datei:Sunspot_diagram.svg) 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](/wiki/Plancksches_Strahlungsgesetz "Plancksches Strahlungsgesetz") – nur etwa 30 % des normalen Sonnenlichts ab. Dieser Wert folgt aus ihrer im Vergleich zu ihrer Umgebung um bis zu [1500 K](/wiki/Kelvin "Kelvin") niedrigeren Temperatur. Die Gesamtfläche der Sonnenflecken schwankt je nach Phase im elfjährigen Zyklus zwischen 0,0 und maximal 0,4 % der gesamten Oberfläche.[\[1\]](#cite_note-1)

## Inhaltsverzeichnis

- [1Entstehung](#Entstehung)
- [2Eigenschaften](#Eigenschaften)
  - [2.1Temperaturen und Magnetfelder](#Temperaturen_und_Magnetfelder)
  - [2.2Sonnenflecken-Gruppen](#Sonnenflecken-Gruppen)
- [3Zyklen](#Zyklen)
  - [3.1Dauer eines Zyklus](#Dauer_eines_Zyklus)
  - [3.2Beginn und Ende eines Zyklus](#Beginn_und_Ende_eines_Zyklus)
  - [3.3Dauer des An- und Abstiegs nach Max Waldmeier](#Dauer_des_An-_und_Abstiegs_nach_Max_Waldmeier)
  - [3.4Breiteneffekt](#Breiteneffekt)
  - [3.5Aktive Längengrade und Flip-Flop-Zyklus](#Aktive_Längengrade_und_Flip-Flop-Zyklus)
- [4Quantifizierung](#Quantifizierung)
  - [4.1Sonnenflecken-Relativzahl](#Sonnenflecken-Relativzahl)
  - [4.210,7-cm-Radio-Flux-Index](#10,7-cm-Radio-Flux-Index)
- [5Klassifizierung](#Klassifizierung)
  - [5.1Waldmeier-Klassifikation](#Waldmeier-Klassifikation)
    - [5.1.1Stadien der Entwicklung](#Stadien_der_Entwicklung)
    - [5.1.2Gruppe Typ E](#Gruppe_Typ_E)
    - [5.1.3Gruppe Typ F](#Gruppe_Typ_F)
  - [5.2Weitere Einteilungen](#Weitere_Einteilungen)
- [6Geschichte](#Geschichte)
- [7Sonnenobservatorien im Weltraum](#Sonnenobservatorien_im_Weltraum)
- [8Siehe auch](#Siehe_auch)
- [9Literatur](#Literatur)
- [10Weblinks](#Weblinks)
- [11Einzelnachweise](#Einzelnachweise)

## Entstehung

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Sonnenfleck&veaction=edit&section=1 "Abschnitt bearbeiten: Entstehung") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Sonnenfleck&action=edit&section=1 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Entstehung")\]

Da die Sonne aus heißen, [fluktuierenden](/wiki/Fluktuation "Fluktuation") Gasen besteht, bewegt sich auch ihre Oberfläche nicht einheitlich: Die äquatorialen Regionen rotieren in etwa 25 Tagen, während jene der [polnahen Breiten](/wiki/Heliografische_Breite "Heliografische Breite") 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](/wiki/Sonne#Photosphäre "Sonne") brechen und deren Materie hinaus in die [Korona](/wiki/Sonne#Korona "Sonne") tragen; die daraus resultierende Abkühlung der Oberfläche wird als Fleck sichtbar. Wo die [Feldlinien](/wiki/Feldlinie "Feldlinie") 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](/wiki/Alfred_Harrison_Joy "Alfred Harrison Joy")_).[\[2\]](#cite_note-2) 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](/w/index.php?title=Sonnendynamo&action=edit&redlink=1 "Sonnendynamo (Seite nicht vorhanden)") sind noch nicht umfassend geklärt.

Sonnenflecken sind meist von [Faculae](/wiki/Sonnenfackel "Sonnenfackel") 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](/wiki/Plasma_(Physik) "Plasma (Physik)") wird freigesetzt; die Folge ist ein [koronaler Massenauswurf](/wiki/Koronaler_Massenauswurf "Koronaler Massenauswurf").

## Eigenschaften

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Sonnenfleck&veaction=edit&section=2 "Abschnitt bearbeiten: Eigenschaften") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Sonnenfleck&action=edit&section=2 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Eigenschaften")\]

### Temperaturen und Magnetfelder

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Sonnenfleck&veaction=edit&section=3 "Abschnitt bearbeiten: Temperaturen und Magnetfelder") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Sonnenfleck&action=edit&section=3 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Temperaturen und Magnetfelder")\]

Die mittlere Oberflächentemperatur der [Sonne](/wiki/Sonne "Sonne") beträgt etwa 5770 K, da sie annähernd wie ein Planck’scher „ [schwarzer Körper](/wiki/Schwarzer_K%C3%B6rper "Schwarzer Körper")“ bei einer [Strahlungstemperatur](/wiki/Strahlungstemperatur "Strahlungstemperatur") von 6050 K strahlt. Bei diesen Temperaturen liegt das Maximum der abgegebenen [Energie](/wiki/Strahlungsenergie "Strahlungsenergie") im Bereich des [sichtbaren Lichts](/wiki/Sichtbares_Licht "Sichtbares Licht"). Der Kernbereich eines Sonnenflecks, die [Umbra](/wiki/Penumbra_(Sonnenflecken) "Penumbra (Sonnenflecken)") („Kernschatten“), ist nur rund 4270 K heiß, der ihn umgebende Hof – die [Penumbra](/wiki/Penumbra_(Sonnenflecken) "Penumbra (Sonnenflecken)") („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](/wiki/Sonnenfilter "Sonnenfilter") oder bei der [Okularprojektion](/wiki/Okularprojektion "Okularprojektion") deutlich dunkler.

Ursache für die Abkühlung sind starke Magnetfelder, welche die [Konvektion](/wiki/Konvektion "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](/wiki/Rekonnexion "Rekonnexion")) und die freiwerdende Energie in den Raum abgeben. Eine sichtbare Variante sind die [Flares](/wiki/Sonneneruption "Sonneneruption"). 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](/wiki/Polarlicht "Polarlicht") auch in gemäßigten Breiten.

[![](//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/1/1a/Sonnenflecken%2CWaldmeier.jpg/170px-Sonnenflecken%2CWaldmeier.jpg)](/wiki/Datei:Sonnenflecken,Waldmeier.jpg) Typische Entwicklung einer großen Fleckengruppe (Typ A bis J) nach [Max Waldmeier](/wiki/Max_Waldmeier "Max Waldmeier"), Dissertation 1935

Mit einem Messgerät des [Solar and Heliospheric Observatory](/wiki/Solar_and_Heliospheric_Observatory "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.[\[3\]](#cite_note-3)

In Jahren mit verminderter Fleckenanzahl verringert sich ebenfalls die Sonnenstrahlung um etwa 1 ‰. Die geringere [Sonneneinstrahlung](/wiki/Sonneneinstrahlung "Sonneneinstrahlung") auf die Erde während eines Fleckenminimums bewirkt eine Minderung der Oberflächentemperatur von bis zu 0,1 °C.[\[4\]](#cite_note-4) Regional können auch stärkere [Klimaschwankungen](/wiki/Klimaschwankung "Klimaschwankung") auftreten. Die Jahre zwischen 1645 und 1715, das [Maunder-Minimum](/wiki/Maunder-Minimum "Maunder-Minimum"), während dessen keine Sonnenflecken beobachtet wurden, fallen mit der [Kleinen Eiszeit](/wiki/Kleine_Eiszeit "Kleine Eiszeit") zusammen. Neben verringerter [vulkanischer Aktivität](/wiki/Vulkanismus "Vulkanismus") und anderen Faktoren gilt die geringere Sonneneinstrahlung als Ursache für die Abkühlung jener Zeit.[\[5\]](#cite_note-5)[\[6\]](#cite_note-6)

Mit der Schwankung der Sonnenaktivität verändert sich auch die [Ionosphäre](/wiki/Ionosph%C3%A4re "Ionosphäre") der Erde. Dies hat Auswirkungen auf die Funkübertragung im [Kurzwellenbereich](/wiki/Kurzwelle "Kurzwelle"). ( _Siehe auch:_ [Amateurfunk](/wiki/Amateurfunkdienst "Amateurfunkdienst"))

### Sonnenflecken-Gruppen

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Sonnenfleck&veaction=edit&section=4 "Abschnitt bearbeiten: Sonnenflecken-Gruppen") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Sonnenfleck&action=edit&section=4 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Sonnenflecken-Gruppen")\]

Sonnenflecken treten meistens in Gruppen auf, beginnen aber als kleine Einzelflecken aus der Vereinigung mehrerer Konvektionszellen ( [Granulen](/wiki/Granulation_(Astronomie) "Granulation (Astronomie)")). Sobald ein Einzelfleck wächst, wird er zu einer [magnetisch bipolaren](/wiki/Magnetischer_Dipol "Magnetischer Dipol") 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](/wiki/Sonneneruption "Sonneneruption") einhergehen, doch treten sie nur rund um die Zeit der Sonnenfleckenmaxima auf.

Anhand der Sonnenflecken kann man die [Rotation](/wiki/Sonnenrotation "Sonnenrotation") der Sonne beobachten, da sie sich auf der Oberfläche mitbewegen. Am [Äquator](/wiki/%C3%84quator "Äquator") rotiert die Sonne mit einer [Umlaufdauer](/wiki/Siderische_Periode "Siderische Periode") von 25,03 Tagen etwa 20 % schneller als in Polnähe. Dieses aus der Physik von [Fluiden](/wiki/Fluide "Fluide") bekannte Phänomen heißt _[differentielle Rotation](/wiki/Differentielle_Rotation "Differentielle Rotation")_.
Die für einen Beobachter auf der Erde scheinbare Umlaufdauer am Sonnenäquator beträgt aufgrund des [gleichsinnigen Umlaufs der Erde](/wiki/Erde "Erde") um die Sonne hingegen 26,87 Tage und wird als [synodische Periode](/wiki/Synodische_Periode "Synodische Periode") bezeichnet.

- [![Terrestrische Aufnahme von verschiedenen gleichzeitig aufgetretenen Sonnenflecken im sichtbaren Lichtspektrum auf der vollständig abgebildeten Sonnenscheibe](//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/5/5d/Nachmittagssonne.25.6.2024.P1022689.jpg/180px-Nachmittagssonne.25.6.2024.P1022689.jpg)](/wiki/Datei:Nachmittagssonne.25.6.2024.P1022689.jpg "Terrestrische Aufnahme von verschiedenen gleichzeitig aufgetretenen Sonnenflecken im sichtbaren Lichtspektrum auf der vollständig abgebildeten Sonnenscheibe")

Terrestrische Aufnahme von verschiedenen gleichzeitig aufgetretenen Sonnenflecken im sichtbaren Lichtspektrum auf der vollständig abgebildeten Sonnenscheibe

- [![Sonnenfleck, terrestrische Aufnahme](//upload.wikimedia.org/wikipedia/de/thumb/2/26/Son-3.jpg/270px-Son-3.jpg)](/wiki/Datei:Son-3.jpg "Sonnenfleck, terrestrische Aufnahme")

Sonnenfleck, terrestrische Aufnahme

- [![Sonnenfleck, aufgenommen im Milli­meter­wellenlängenbereich von ALMA](//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/d/df/ALMA_observes_a_giant_sunspot_%281.25_millimetres%29.jpg/185px-ALMA_observes_a_giant_sunspot_%281.25_millimetres%29.jpg)](/wiki/Datei:ALMA_observes_a_giant_sunspot_(1.25_millimetres).jpg "Sonnenfleck, aufgenommen im Milli­meter­wellenlängenbereich von ALMA")

Sonnenfleck, aufgenommen im [Milli­meter­wellenlängenbereich](/wiki/Millimeterwellen "Millimeterwellen") von [ALMA](/wiki/Atacama_Large_Millimeter/submillimeter_Array "Atacama Large Millimeter/submillimeter Array")

- [![Sonnenfleck vom 13. Dez. 2006, auf­genommen bei ≈ 400 nm, Ø ≈ 20.000 km](//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/4/44/172197main_NASA_Flare_Gband_lg-withouttext.jpg/272px-172197main_NASA_Flare_Gband_lg-withouttext.jpg)](/wiki/Datei:172197main_NASA_Flare_Gband_lg-withouttext.jpg "Sonnenfleck vom 13. Dez. 2006, auf­genommen bei ≈ 400 nm, Ø ≈ 20.000 km")

Sonnenfleck vom 13. Dez. 2006, auf­genommen bei ≈ 400 nm, Ø ≈ 20.000 km

- [![Magnetfeld in der Umgebung eines Sonnenflecks](//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/5/53/Vectb.jpg/323px-Vectb.jpg)](/wiki/Datei:Vectb.jpg "Magnetfeld in der Umgebung eines Sonnenflecks")

Magnetfeld in der Umgebung eines Sonnenflecks

- [![Simulation von Magnetfeldlinien auf der Sonne](//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/2/23/Magnetic_fieldlines_on_the_surface_of_the_sun_%28simulated_image%29.jpg/279px-Magnetic_fieldlines_on_the_surface_of_the_sun_%28simulated_image%29.jpg)](/wiki/Datei:Magnetic_fieldlines_on_the_surface_of_the_sun_(simulated_image).jpg "Simulation von Magnetfeldlinien auf der Sonne")

Simulation von Magnetfeldlinien auf der Sonne


## Zyklen

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Sonnenfleck&veaction=edit&section=5 "Abschnitt bearbeiten: Zyklen") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Sonnenfleck&action=edit&section=5 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Zyklen")\]

[![](//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/2/27/Sunspots_11000_years.svg/220px-Sunspots_11000_years.svg.png)](/wiki/Datei:Sunspots_11000_years.svg) Rekonstruierte Sonnenfleckenaktivität der vergangenen 11.000 Jahre

Der Sonnenfleckenzyklus bezeichnet die [Periodizität](/wiki/Periodizit%C3%A4t "Periodizität") in der Häufigkeit der Sonnenflecken. Er beschreibt einen Zeitraum von durchschnittlich elf Jahren, welcher nach [Samuel Heinrich Schwabe](/wiki/Samuel_Heinrich_Schwabe "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](/wiki/Heliografische_Breite "Heliografische Breite") und die [magnetische](/wiki/Magnetisch "Magnetisch") [Polarität](/wiki/Polarit%C3%A4t_(Physik) "Polarität (Physik)"), so dass sie tatsächlich einem 22-jährlichen Zyklus folgen ( **Hale-Zyklus** nach [George Ellery Hale](/wiki/George_Ellery_Hale "George Ellery Hale")).

### Dauer eines Zyklus

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Sonnenfleck&veaction=edit&section=6 "Abschnitt bearbeiten: Dauer eines Zyklus") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Sonnenfleck&action=edit&section=6 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Dauer eines Zyklus")\]

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](/wiki/Beryllium#Isotope "Beryllium")-Verteilung im Grönlandeis ( [Eiskerndatierung](/wiki/Eiskerndatierung "Eiskerndatierung")) schließt man auf mehr als 20 extreme Sonnenminima innerhalb der letzten 10.000 Jahre.[\[7\]](#cite_note-7)

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](/wiki/Max_Waldmeier "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.[\[8\]](#cite_note-8)

### Beginn und Ende eines Zyklus

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Sonnenfleck&veaction=edit&section=7 "Abschnitt bearbeiten: Beginn und Ende eines Zyklus") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Sonnenfleck&action=edit&section=7 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Beginn und Ende eines Zyklus")\]

[![](//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/3/33/Synoptic-solmag.jpg/220px-Synoptic-solmag.jpg)](/wiki/Datei:Synoptic-solmag.jpg) 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](/wiki/Rudolf_Wolf_(Astronom) "Rudolf Wolf (Astronom)") eine fortlaufende Nummerierung, beginnend im Jahre 1749 (siehe [Geschichte](#Geschichte)). Derzeit befindet sich die Sonne im 25. Zyklus.

Eckwerte der letzten Sonnenfleckenzyklen
Zyklus-

Nummer
Beginn
Maximum
Sonnen-

flecken-

relativzahl[\[9\]](#cite_note-9)18Feb. 1944Mai 1947201
19Apr. 1954Okt. 1957254
20Okt. 1964Mrz. 1968125
21Jun. 1976Jan. 1979167
22Sep. 1986Feb. 1989165
23Sep. 1996Mrz. 2000139
24[\[10\]](#cite_note-10)Jan. 2008Feb. 2014102
25[\[11\]](#cite_note-11)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](/wiki/Hale-Zyklus "Hale-Zyklus")).

Im 19. Jahrhundert und bis etwa 1970 wurde vermutet, dass es noch eine etwa 80-jährliche Periode (Gleißberg-Zyklus, nach [Wolfgang Gleißberg](/wiki/Wolfgang_Glei%C3%9Fberg "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](/wiki/Hypothese "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

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Sonnenfleck&veaction=edit&section=8 "Abschnitt bearbeiten: Dauer des An- und Abstiegs nach Max Waldmeier") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Sonnenfleck&action=edit&section=8 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Dauer des An- und Abstiegs nach Max Waldmeier")\]

Nach der von [Max Waldmeier](/wiki/Max_Waldmeier "Max Waldmeier") entwickelten [Eruptions](/wiki/Sonneneruption "Sonneneruption")-Theorie[\[12\]](#cite_note-12) dauert der Abstieg vom Fleckenmaximum bis zum Minimum umso länger, je höher das Maximum war. Dieser Zusammenhang heißt **Waldmeier-Effekt**.[\[13\]](#cite_note-13) 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.

Zwar wurde Waldmeiers Hypothese durch die Entdeckung der [Magnetfeld](/wiki/Magnetfeld "Magnetfeld")-Störungen bei Sonnenflecken obsolet, die Statistik der An- und Abstiege trifft jedoch bis auf seltene Schwankungen zu.

### Breiteneffekt

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Sonnenfleck&veaction=edit&section=9 "Abschnitt bearbeiten: Breiteneffekt") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Sonnenfleck&action=edit&section=9 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Breiteneffekt")\]

[![](//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/c/c4/Sunspot_butterfly_diagram.svg/350px-Sunspot_butterfly_diagram.svg.png)](/wiki/Datei:Sunspot_butterfly_diagram.svg)

[![](//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/b/b8/Sunspot_area_variation.svg/350px-Sunspot_area_variation.svg.png)](/wiki/Datei:Sunspot_area_variation.svg)

Das obere Diagramm zeigt die räumliche Verteilung und Größe der Sonnenflecken, der untere Graph die Änderung der Gesamtfläche der Flecken.

Zu Beginn eines Sonnenfleckenzyklus bilden sich die ersten Flecken in etwa 30° – 40° heliografischer Breite nördlich und südlich des Sonnenäquators. Im Laufe der nachfolgenden Jahre verschieben sich die Entstehungsgebiete immer weiter Richtung Äquator. Nach der Hälfte des Zyklus ist die Sonnenaktivität am höchsten und die Sonnenflecken entstehen etwa in 15° Breite. Die Anzahl und flächenmäßige Ausdehnung ist jetzt am größten. Zum Ende des Zyklus bilden sich vereinzelte Flecken in etwa ± 5° Breite und der Zyklus endet. Gleichzeitig bilden sich aber in den hohen Breiten die ersten Flecken des nächsten Zyklus.

Trägt man die Verteilung auf den Breitengraden und die Ausdehnung der Flecken in ein Diagramm über die Zeit ein ( [Spörers Gesetz](/wiki/Sp%C3%B6rers_Gesetz "Spörers Gesetz")), so entsteht das **Schmetterlingsdiagramm** – ähnlich den geöffneten Flügeln eines Falters.

### Aktive Längengrade und Flip-Flop-Zyklus

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Bereits seit Anfang des 20. Jahrhunderts suchte man nach ausgezeichneten Längengraden, in denen Sonnenflecken bevorzugt entstehen (aktive Längengrade), jedoch blieb die Suche lange Zeit erfolglos – die gefundenen Längengrade variierten je nach Auswertungsmethode sowohl in Anzahl als auch in ihrer Lage, zudem waren sie nicht über längere Zeiträume beständig. Zu Beginn des 21. Jahrhunderts scheint sich die Situation jedoch zu ändern: Usoskin und Berdyugina untersuchten den Ansatz „wandernder Längengrade“ und fanden zwei um 180° versetzte aktive Längengrade, die der [differentiellen Rotation](/wiki/Differentielle_Rotation "Differentielle Rotation") unterliegen und sich über den untersuchten Zeitraum von 120 Jahren nicht veränderten.[\[14\]](#cite_note-14) Nachdem die Ergebnisse der ersten Veröffentlichungen als mögliche „Artefakte“ der verwendeten Auswerte- und Filtertechnik angezweifelt wurden, konnten die Ergebnisse mittlerweile auch an den Rohdaten ohne weitergehende Filterung nachgewiesen werden.[\[15\]](#cite_note-15)

Die beiden aktiven Längengrade sind nicht gleichzeitig aktiv: Die Aktivität wechselt innerhalb einer Sonnenrotation von einem zum anderen, die durchschnittliche Periode beträgt hierbei 3,8 Jahre auf der Nordhalbkugel und 3,65 auf der Südhalbkugel – etwa ein Drittel des Schwabezyklus. Diesen Zyklus, der ab 1998 bereits bei der Aktivität von Sternen entdeckt wurde, nennt man auch _Flip-Flop-Zyklus_.

## Quantifizierung

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Sonnenfleck&veaction=edit&section=11 "Abschnitt bearbeiten: Quantifizierung") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Sonnenfleck&action=edit&section=11 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Quantifizierung")\]

[![](//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/3/3f/Solar-cycle-data-German.png/220px-Solar-cycle-data-German.png)](/wiki/Datei:Solar-cycle-data-German.png) Graph über die Sonnenaktivität 1975–2006. Die blaue Linie kennzeichnet die Zahl der Sonnenflecken, und der elfjährige Zyklus ist deutlich zu erkennen.

### Sonnenflecken-Relativzahl

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Sonnenfleck&veaction=edit&section=12 "Abschnitt bearbeiten: Sonnenflecken-Relativzahl") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Sonnenfleck&action=edit&section=12 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Sonnenflecken-Relativzahl")\]

Die Häufigkeit der Sonnenflecken wird seit langem durch die _Relativzahl_ (auch _Wolf’sche Relativzahl_ genannt, definiert von [Rudolf Wolf](/wiki/Rudolf_Wolf_(Astronom) "Rudolf Wolf (Astronom)"), respektive _Zurich Sunspot Number_, nach der [Eidgenössischen Sternwarte in Zürich](/wiki/Eidgen%C3%B6ssische_Sternwarte "Eidgenössische Sternwarte"))[\[16\]](#cite_note-16) erfasst. Man zählt die Einzelflecken (Zahl f) und addiert dazu das Zehnfache der Gruppenanzahl (g), wobei auch Einzelflecken (Typ A und I) als „Gruppe“ gelten. Die Ergebnisse der Zählungen hängen vom jeweiligen Beobachter und dessen Instrumenten ab. Daher müssen sie durch einen individuellen Korrekturfaktor k vergleichbar gemacht werden.[\[17\]](#cite_note-17) Die resultierende einfache Maßzahl der [Sonnenaktivität](/wiki/Sonnenaktivit%C3%A4t "Sonnenaktivität")

R=k⋅(f+10⋅g){\\displaystyle R=k\\cdot (f+10\\cdot g)}![{\displaystyle R=k\cdot (f+10\cdot g)}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/949f18e773270f5b837e72ed2d4215f1f138b6e4)

bewährt sich seit über 100 Jahren ebenso gut wie die aufwendige Flächenmessung der Sonnenflecken (maximal [Promille](/wiki/Promille "Promille") der Sonnenfläche).

Durch die einfache Berechnungsweise lässt sich R{\\displaystyle R}![{\displaystyle R}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/4b0bfb3769bf24d80e15374dc37b0441e2616e33) bis 1610, dem Jahr der Erfindung des [Fernrohrs](/wiki/Fernrohr "Fernrohr"), zurückverfolgen. Die Zentrale der [Observatorien](/wiki/Sternwarte "Sternwarte") und vieler [Amateurastronomen](/wiki/Amateurastronomie "Amateurastronomie"), die diese täglichen Maßzahlen meldeten, war bis Ende 1979 die Eidgenössische Sternwarte in Zürich. Seitdem werden die Daten u. a. beim [Observatoire royal de Belgique](/wiki/Observatoire_royal_de_Belgique "Observatoire royal de Belgique") gesammelt. Die dort ansässige Organisation heißt S.I.D.C. (Solar Influences Data Analysis Center).

In einem Minimumsjahr liegt R{\\displaystyle R}![{\displaystyle R}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/4b0bfb3769bf24d80e15374dc37b0441e2616e33) im Mittel unter 10 (de facto 0 bis 3 kleine Flecken), zur Zeit des Maximums steigen die [Monatsmittel](/wiki/Monatsmittel "Monatsmittel") auf 60 bis 200 (durchschnittlich etwa 5 bis 10 größere Fleckengruppen). Da jedoch die Sichtbarkeit von Flecken mit der Größe des verwendeten Fernrohrs zunimmt, wurde die Zürcher [Formel](/wiki/Formel "Formel") entwickelt, die sich auf ein „Normteleskop“ bezieht. Dadurch kommen manchmal seltsame Relativzahlen zustande (z. B. bei einem _einzelnen_ Fleck R∗=9{\\displaystyle R^{\*}=9}![{\displaystyle R^{*}=9}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/fd8c079b9c34c18f28592034c0fb9f67d0b49dd1) statt beobachtet R=11{\\displaystyle R=11}![{\displaystyle R=11}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/0414a67090dc4f77d03b9d7e8977f16040d9c916)), was aber dem Wert der Maßzahl keinen Abbruch tut.

Bereits mit einem kleinen Fernrohr von 5 bis 10 cm [Apertur](/wiki/Apertur "Apertur") lassen sich Sonnenaktivität und -zyklus, [Rotation](/wiki/Rotationsbewegung "Rotationsbewegung"), Schmetterlingseffekt und anderes gut beobachten (siehe auch [Sonnenbeobachtung](/wiki/Sonnenbeobachtung "Sonnenbeobachtung")). Natürlich darf man nie durch ein ungeschütztes Fernrohr in die Sonne sehen – das kann schwere Augenschäden bewirken! Als professionelle Hilfsmittel zur gefahrlosen Beobachtung kommen spezielle [Sonnenfilter](/wiki/Sonnenfilter "Sonnenfilter") oder spezielle Optiken ( [Herschelkeil](/wiki/Herschelkeil "Herschelkeil"), [H-alpha-Filter](/wiki/H-alpha-Teleskop "H-alpha-Teleskop")) zum Einsatz. Am einfachsten ist es, das Bild der Sonne auf weißes Papier zu [projizieren](/wiki/Projektionsmethode "Projektionsmethode"), indem das [Okular](/wiki/Okular "Okular") um einige Millimeter herausgedreht und das Papier ein paar Dezimeter dahinter gehalten wird ( [Okularprojektion](/wiki/Okularprojektion "Okularprojektion")). Auch die [Nordrichtung](/wiki/Norden "Norden") lässt sich so einfach feststellen, weil das Bild durch die [Erdrotation](/wiki/Erdrotation "Erdrotation") genau nach [Westen](/wiki/Westen "Westen") wandert.

### 10,7-cm-Radio-Flux-Index

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Sonnenfleck&veaction=edit&section=13 "Abschnitt bearbeiten: 10,7-cm-Radio-Flux-Index") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Sonnenfleck&action=edit&section=13 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: 10,7-cm-Radio-Flux-Index")\]

→ _Hauptartikel: [Solarer Flux](/wiki/Solarer_Flux "Solarer Flux")_

Die Fleckenrelativzahl korreliert sehr stark mit der Radiowellenstrahlung der Sonne bei 10,7 cm Wellenlänge. Die Strahlungsstärke wird als _Radio Flux Index F10.7_ bezeichnet. Die Strahlungsdichte wird in _W/m²/Hz_ gemessen, manchmal in _[Jansky](/wiki/Jansky "Jansky")_ angegeben, meist aber in _Solar Flux Units_ (sfu):

1 sfu = 104 Jy = 10−22 W/m²/Hz

Der solare Flux eignet sich zur Messung der Sonnenaktivität besser als die Sonnenfleckenrelativzahl, da diese von der subjektiven, manuellen Zählung der Sonnenflecken abhängt.[\[18\]](#cite_note-SpaceToday-18) Er kann in die Sonnenfleckenrelativzahl und umgekehrt umgerechnet werden.

## Klassifizierung

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Sonnenfleck&veaction=edit&section=14 "Abschnitt bearbeiten: Klassifizierung") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Sonnenfleck&action=edit&section=14 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Klassifizierung")\]

### Waldmeier-Klassifikation

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Sonnenfleck&veaction=edit&section=15 "Abschnitt bearbeiten: Waldmeier-Klassifikation") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Sonnenfleck&action=edit&section=15 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Waldmeier-Klassifikation")\]

Vom Schweizer Astronomen [Max Waldmeier](/wiki/Max_Waldmeier "Max Waldmeier") (Dissertation um 1935) stammt die Idee einer Einteilung der verschiedenen Typen und Größen von Sonnenflecken in ein Schema, welches auch die zeitliche Entwicklung wiedergibt: Vom kleinen Einzelfleck (Typ A, siehe Bild) bis zu riesigen schattierten Gebieten (Typ E und Typ F) und der anschließenden Rückbildung.

Kleine Flecken (A) entwickeln sich aus sogenannten [Poren](/wiki/Pore "Pore") (größere Zellen der [Granulation](/wiki/Granulation_(Astronomie) "Granulation (Astronomie)")), verschwinden aber oft wieder nach wenigen Stunden. Bestehen sie etwas länger, werden sie [magnetisch bipolar](/wiki/Magnetischer_Dipol "Magnetischer Dipol") (Typ B oder C) und können sich manchmal zu D oder E/F weiterentwickeln und mehrere [Wochen](/wiki/Woche "Woche") als bis zu 250.000 km lange Fleckengruppe bestehen bleiben. Meist geht aber die Rückbildung von B- oder C-Flecken direkt zu den Typen H oder J.

#### Stadien der Entwicklung

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Sonnenfleck&veaction=edit&section=16 "Abschnitt bearbeiten: Stadien der Entwicklung") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Sonnenfleck&action=edit&section=16 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Stadien der Entwicklung")\]

[![](//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/5/5e/Solar_Cycle_Prediction.gif/400px-Solar_Cycle_Prediction.gif)](/wiki/Datei:Solar_Cycle_Prediction.gif) Sonnenfleck-Zyklus 24, 2013[\[19\]](#cite_note-19)

Die lokale Verstärkung des Magnetfeldes behindert – wie oben erwähnt – den Wärmetransport einiger Konvektionszellen. Die dunklere Körnung dieser Granulen (etwa 1000 K kühler) entwickelt sich zu einem Einzelfleck (Typ A). Manche davon verschwinden innerhalb einiger Tage, andere entwickeln sich zu einer bipolaren Zweiergruppe (B). Aus ihnen können sich größere Gruppen (Typ C bis D) mit Penumbra entwickeln, die vereinzelt das Stadium E/F mit bis über 100 Flecken erreichen. Die Rückbildung dieser bis 200.000 km großen Fleckengruppen (siehe Titelbild) zu kleinen Doppel- und Einzelflecken (H, I) erfolgt innerhalb einiger Wochen oder Monate.

Nach dieser Klassifikation von Max Waldmeier (um 1940) werden also nicht alle der Kleinflecken vom Typ A/B zu größeren [Fleckengruppen](/wiki/Fleckengruppe "Fleckengruppe") des Typs C und höher, sondern allenfalls zu kleinen [Poren](/wiki/Pore "Pore") mit Penumbra (Stadium H oder I). Nur wenn sie sich zu den größten Typen D, E bzw. F entwickeln, können sie bei der Rückbildung dunkle Doppelflecken mit Halbschatten werden. Solche Zweiergruppen sind immer magnetisch unterschiedlich gepolt, und auf der anderen [Hemisphäre](/wiki/%C3%84quatoriales_Koordinatensystem "Äquatoriales Koordinatensystem") genau umgekehrt. Dies ist ein Hinweis auf große, langsame Strömungen im Sonneninnern, die auch den 11-Jahre-Rhythmus bewirken.

#### Gruppe Typ E

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Sonnenfleck&veaction=edit&section=17 "Abschnitt bearbeiten: Gruppe Typ E") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Sonnenfleck&action=edit&section=17 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Gruppe Typ E")\]

Eine Sonnenfleckengruppe vom Typ E ist die zweitgrößte Entwicklungsstufe von bipolaren Fleckengruppen. Sie kann nur bei hoher [Sonnenaktivität](/wiki/Sonnenaktivit%C3%A4t "Sonnenaktivität") – das heißt, bei vielen Sonnenflecken – mehrmals monatlich auftreten.

Typ E hat zahlreiche Einzelflecken (20–100) und wie Typ D, F und G deutliche [Halbschatten](/wiki/Penumbra_(Sonnenflecken) "Penumbra (Sonnenflecken)"). Dort beträgt die Temperatur des Sonnengases (durchschnittlich knapp 6270 K) nur etwas über 5270 K, gegenüber 4270 K in den dunkelsten Teilen der [Umbra](/wiki/Penumbra_(Sonnenflecken) "Penumbra (Sonnenflecken)"). Eine typische E-Gruppe hat Ausmaße von 10 Erddurchmessern; die Erde selbst würde in manchem Einzelfleck verschwinden.

#### Gruppe Typ F

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Sonnenfleck&veaction=edit&section=18 "Abschnitt bearbeiten: Gruppe Typ F") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Sonnenfleck&action=edit&section=18 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Gruppe Typ F")\]

Eine Sonnenfleckengruppe vom Typ F ist die flächenmäßig größte, aber nicht sehr häufige Entwicklungsstufe von bipolaren Fleckengruppen. Ein Beispiel ist auf dem obigen Foto zu sehen.

Nach der Klassifikation von Max Waldmeier entwickeln sich nicht alle kleinen Sonnenfleckengruppen vom Typ A oder B zu größeren Fleckengruppen des Typs C bis E weiter. Bei genügend großer Sonnenaktivität, d. h., bei vielen Magnetstörungen und 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 Halbschatten, der Penumbra. Dort ist die normale Temperatur des Sonnengases nur um etwa 500 bis 1000 K verringert, gegenüber 2000 K in den dunkelsten Teilen der Umbra.

Nach etwa 2–10 Wochen bildet sich die Gruppe über den Typ G oder H bis zum Verschwinden als Einzelfleck (Typ I) zurück.

### Weitere Einteilungen

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Sonnenfleck&veaction=edit&section=19 "Abschnitt bearbeiten: Weitere Einteilungen") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Sonnenfleck&action=edit&section=19 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Weitere Einteilungen")\]

In der Zeit von 1875 bis 1997 führte das [Royal Greenwich Observatory](/wiki/Royal_Greenwich_Observatory "Royal Greenwich Observatory") umfangreiche Sonnenbeobachtungen durch. Die Sonnenflecken wurden mit 10 Kategorien in einzelne Flecken, Paare, Gruppen und deren Kombinationen unterteilt.[\[20\]](#cite_note-20)

## Geschichte

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Sonnenfleck&veaction=edit&section=20 "Abschnitt bearbeiten: Geschichte") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Sonnenfleck&action=edit&section=20 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Geschichte")\]

[![](//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/5/52/Sun_spot_naked_eye.jpg/220px-Sun_spot_naked_eye.jpg)](/wiki/Datei:Sun_spot_naked_eye.jpg) Ein mit bloßem Auge sichtbarer Sonnenfleck

Manche Sonnenflecken sind so groß, dass man sie mit dem bloßen Auge etwa bei einem [Sonnenuntergang](/wiki/Sonnenuntergang "Sonnenuntergang") sehen kann. Aufzeichnungen darüber gibt es seit über 2000 Jahren. Beobachtungen von [Anaxagoras](/wiki/Anaxagoras "Anaxagoras") (etwa 467 v. Chr.) kann man nicht eindeutig zuordnen. Theophrastos v. Eresos (4./3. Jh. v. Chr.) spricht in seinen „Wetterzeichen“ eindeutig von einem Fleck auf der Sonne. Aus China stammen Aufzeichnungen aus den Jahren 165 und 28 v. Chr.[\[21\]](#cite_note-21)

Ein Sonnenfleck sei im Jahr 807 für acht Tage auf der Sonne zu sehen gewesen, berichtete [Avicenna](/wiki/Avicenna "Avicenna").[\[22\]](#cite_note-linton-228-22)
Eine Beobachtung aus dem Jahr 1128 von [Johannes von Worcester](/wiki/Johannes_von_Worcester "Johannes von Worcester") blieb unbeachtet, da sich das damalige [Weltbild](/wiki/Weltbild "Weltbild") nur eine „makellose“ Sonne vorstellen konnte. Eventuelle Flecken mussten daher Objekte zwischen Erde und Sonne sein, wie etwa unentdeckte Planeten, Monde oder [Wolken](/wiki/Wolke "Wolke").

In verschiedenen Epochen tauchten jedoch auch Vorstellungen auf, die in den Sonnenflecken dunkle Löcher, schwimmende [Schlacken](/wiki/Lava "Lava") oder kühlere Stellen sahen.

Nach der Erfindung des [Teleskops](/wiki/Teleskop "Teleskop") begann die systematische Beobachtung der Sonnenflecken. Die älteste private Aufzeichnung aus dieser Zeit stammt vom 8. Dezember 1610 von [Thomas Harriot](/wiki/Thomas_Harriot "Thomas Harriot"). Im März 1611 publizierte [Johann Fabricius](/wiki/Johann_Fabricius_(Astronom) "Johann Fabricius (Astronom)") erstmals über Sonnenflecken.

Langzeitbeobachtungen wurden unabhängig davon von [Galileo Galilei](/wiki/Galileo_Galilei "Galileo Galilei") und [Christoph Scheiner](/wiki/Christoph_Scheiner "Christoph Scheiner") durchgeführt. Galilei schrieb im Jahr 1613 in seinen _lettere solari_ von seinen in das Jahr 1611 zurückreichenden Beobachtungen. Scheiner entdeckte vom Turm der Heilig-Kreuz-Kirche in Ingolstadt am Vormittag des 21. März 1611 zusammen mit seinem Schüler [Johann Baptist Cysat](/wiki/Johann_Baptist_Cysat "Johann Baptist Cysat") die Sonnenflecken. Galilei vertrat schon frühzeitig die heutige Ansicht, dass die Flecken Strukturen der Sonnenoberfläche seien.

[![](//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/7/72/Illustration_of_sunspots_from_%E2%80%9CArs_Magna_Lucis_et_Umbrae%E2%80%9D_01.jpg/220px-Illustration_of_sunspots_from_%E2%80%9CArs_Magna_Lucis_et_Umbrae%E2%80%9D_01.jpg)](/wiki/Datei:Illustration_of_sunspots_from_%E2%80%9CArs_Magna_Lucis_et_Umbrae%E2%80%9D_01.jpg) Eine Darstellung der Sonne mit zahlreichen Sonnenflecken auf Seite 3 im ersten Kapitel des ersten Buches der „Ars magna lucis et umbrae“ des Jesuiten [Athanasius Kircher](/wiki/Athanasius_Kircher "Athanasius Kircher") (\* 1602; † 1680) in der in Amsterdam veröffentlichten ersten Ausgabe aus dem Jahr 1646[![](//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/4/44/Sunspots-gn-yr-total-smoothed-de.svg/220px-Sunspots-gn-yr-total-smoothed-de.svg.png)](/wiki/Datei:Sunspots-gn-yr-total-smoothed-de.svg) Veränderung der Häufigkeit von Sonnenflecken seit 1610

Die Beobachtung von Sonnenflecken wurde danach wegen des [Maunder-Minimums](/wiki/Maunder-Minimum "Maunder-Minimum") von 1645 bis 1715 nur sporadisch durchgeführt. Während dieser 70 Jahre hatte die Sonne eine Phase geringer Sonnenfleckenaktivität. Etwa damals wurden die helleren Gebiete der [Sonnenfackeln](/wiki/Sonnenfackel "Sonnenfackel") entdeckt.

Bereits im 18. Jahrhundert sprach der dänische [Astronom](/wiki/Astronom "Astronom") [Christian Pedersen Horrebow](/wiki/Christian_Pedersen_Horrebow "Christian Pedersen Horrebow") die Vermutung aus, dass manche Aktivitätserscheinungen in Bezug auf ihre Häufigkeit eine gewisse Periodizität zeigen. Im Göschen-Bändchen _Astrophysik_ von [W. F. Wislicenus](/wiki/Walter_Wislicenus "Walter Wislicenus") 1899 (1. Auflage) und 1909 (3. Auflage von [Hans Ludendorff](/wiki/Hans_Ludendorff "Hans Ludendorff") überarbeitet) steht hierzu folgendes:

> „1775 sprach Horrebow die Vermutung aus, dass die Flecke in bezug auf die Häufigkeit ihres Erscheinens eine gewisse Periodizität zeigen. Diese Vermutung wurde im 19. Jahrhundert durch die Untersuchungen Schwabes bestätigt.“

Christian Pedersen Horrebow (1718–1776) war wie sein Vater [Peder Nielsen Horrebow](/wiki/Peder_Nielsen_Horrebow "Peder Nielsen Horrebow") (1679–1764) Direktor des Observatoriums in [Kopenhagen](/wiki/Kopenhagen "Kopenhagen"), welches bis 1861 im [Rundetårn](/wiki/Rundet%C3%A5rn "Rundetårn") beheimatet war.

Die Anerkennung für die Entdeckung der Zyklizität der Sonnenfleckentätigkeit fiel jedoch dem anhaltischen Apotheker und Amateur-Astronomen [Samuel Heinrich Schwabe](/wiki/Samuel_Heinrich_Schwabe "Samuel Heinrich Schwabe") aus Dessau zu. Aufgrund seiner alltäglichen Beobachtungen im Verlauf von 17 Jahren (1826–1843) bemerkte auch er, dass die Häufigkeit der Sonnenflecken in einer rund 10-jährlichen Tendenz periodisch schwankt.[\[23\]](#cite_note-23) Schwabe unterbreitete daraufhin die Unterlagen und seine Schlussfolgerungen dem damaligen Direktor der Eidgenössischen Sternwarte in Zürich, [Rudolf Wolf](/wiki/Rudolf_Wolf_(Astronom) "Rudolf Wolf (Astronom)"), der sie bestätigte.

[![](//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/1/1d/Trouvelot_-_Group_of_sun_spots_-_1875.jpg/220px-Trouvelot_-_Group_of_sun_spots_-_1875.jpg)](/wiki/Datei:Trouvelot_-_Group_of_sun_spots_-_1875.jpg) Ein großes Paar Sonnenflecken auf einer astronomischen Zeichnung des 19. Jahrhunderts ( [Trouvelot](/wiki/%C3%89tienne_L%C3%A9opold_Trouvelot "Étienne Léopold Trouvelot"), 1881)

Anhand Tausender weiterer Sonnenangaben und Bezeichnungen von Sonnenflecken aus dem Zeitraum vom 17. bis 19. Jahrhundert begann Rudolf Wolf damit, die Periodizität der Sonnenflecken über das Jahr 1826 bis zu Galilei zurückzurechnen. Wolf rekonstruierte dadurch die statistische Entwicklung der Sonnenaktivität von 1749 an, genannt die Zürcher Zeitreihe.

Wolf nummerierte die Sonnenfleckenzyklen und wählte als Startpunkt den 0. Zyklus mit seinem Maximum im Jahr 1749. Vorangegangene Zyklen erhielten negative Zahlen.

## Sonnenobservatorien im Weltraum

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Im Oktober 2006 wurden die beiden [STEREO](/wiki/STEREO "STEREO")-Sonden gestartet. Mit ihnen konnte man die [Sonne](/wiki/Sonne "Sonne") und die Wechselwirkung ihrer Teilchenausbrüche und Felder mit der [Magnetosphäre](/wiki/Magnetosph%C3%A4re "Magnetosphäre") der Erde erstmals [dreidimensional](/wiki/3D "3D") beobachten ( [Stereoeffekt](/wiki/Stereoskopie "Stereoskopie")). STEREO B ging 2018 außer Betrieb, STEREO A ist (Stand Juni 2024) weiterhin in Betrieb.

Seit 1995 operiert das [Solar and Heliospheric Observatory](/wiki/Solar_and_Heliospheric_Observatory "Solar and Heliospheric Observatory") (SOHO) am Lagrangepunkt L1 von Erde-Sonne, seit 2010 ist das [Solar Dynamics Observatory](/wiki/Solar_Dynamics_Observatory "Solar Dynamics Observatory") in einer geostationären Umlaufbahn. 2020 startete der [Solar Orbiter](/wiki/Solar_Orbiter "Solar Orbiter"), der die Sonnenkorona untersucht. Das indische Sonnenobservatorium Aditya-L1 wurde im November 2023 gestartet.

## Siehe auch

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- [Astrophysik](/wiki/Astrophysik "Astrophysik")
- [Sonnenfleckentheorie](/wiki/Sonnenfleckentheorie "Sonnenfleckentheorie"), Erklärungsansatz der [Konjunkturtheorie](/wiki/Konjunkturtheorie "Konjunkturtheorie")

## Literatur

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- Judit Brody: _The enigma of sunspots. A story of discovery and scientific revolution._ Floris Books, Edinburgh 2002, [ISBN 0-86315-370-4](/wiki/Spezial:ISBN-Suche/0863153704).
- Michael Stix: _The Sun. An Introduction._ 2nd edition, corrected, 2nd printing. Springer, Berlin u. a. 2004, [ISBN 3-540-20741-4](/wiki/Spezial:ISBN-Suche/3540207414).
- John H. Thomas (Hrsg.): _Sunspots. Theory and observations._ Kluwer, Dordrecht u. a. 1992, [ISBN 0-7923-1852-8](/wiki/Spezial:ISBN-Suche/0792318528) ( _NATO ASI series._ Series C: _Mathematical and physical sciences_ 375).
- John H. Thomas, Nigel O. Weiss: _Sunspots and Starspots._ Cambridge University Press, Cambridge 2008, [ISBN 978-0-521-86003-1](/wiki/Spezial:ISBN-Suche/9780521860031) ( _Cambridge Astrophysics Series_ 46).

## Weblinks

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Sonnenfleck&veaction=edit&section=24 "Abschnitt bearbeiten: Weblinks") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Sonnenfleck&action=edit&section=24 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Weblinks")\]

![](//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/c/c3/Wiktfavicon_en.svg/16px-Wiktfavicon_en.svg.png)**[Wiktionary: Sonnenfleck](https://de.wiktionary.org/wiki/Sonnenfleck "wikt:Sonnenfleck")** – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen

![](//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/4/4a/Commons-logo.svg/12px-Commons-logo.svg.png)

**[Commons: Sonnenflecken](https://commons.wikimedia.org/wiki/Category:Sunspots?uselang=de)** – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

![](//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/4/4a/Commons-logo.svg/12px-Commons-logo.svg.png)

**[Commons: Sonnenfleckenzyklen](https://commons.wikimedia.org/wiki/Category:Solar_cycles?uselang=de)** – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

- _[Was sind Sonnenflecken und Sonnenstürme?](https://www.ardmediathek.de/video/alpha-centauri/was-sind-sonnenflecken-und-sonnenstuerme/ard-alpha/Y3JpZDovL2JyLmRlL2Jyb2FkY2FzdC9GMjAxNldPMDExNTM4QTA)_ aus der Fernseh-Sendereihe _[alpha-Centauri](/wiki/Alpha-Centauri "Alpha-Centauri")_(ca. 15 Minuten). Erstmals ausgestrahlt am 18. Juli 1999.
- [Solar Cycle Progression and Forecast](http://www.nasa.gov/msfcsolar) des NASA Space Environments Teams, mit einer aktuellen Prognose zum 25. Sonnenfleckenzyklus
- [Klassifikation nach Waldmeier](http://www.inter-sol.org/EXAMPL2D.HTM)
- [VdS Fachgruppe Sonne / weltweites Amateur-Sonnenbeobachtungsnetz](http://www.vds-sonne.de)
- [Elfjahreszyklus bestätigt: Sonnenaktivität für fast 1000 Jahre rekonstruiert](https://www.heise.de/news/Elfjahreszyklus-bestaetigt-Sonnenaktivitaet-fuer-fast-1000-Jahre-rekonstruiert-5030275.html)

## Einzelnachweise

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Sonnenfleck&veaction=edit&section=25 "Abschnitt bearbeiten: Einzelnachweise") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Sonnenfleck&action=edit&section=25 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Einzelnachweise")\]

01. [↑](#cite_ref-1)J. Bennett, M.Donahue et al.: _Astronomie. Die kosmische Perspektive_ (Hrsg. [Harald Lesch](/wiki/Harald_Lesch "Harald Lesch")), 5., aktualisierte Auflage (1170 S.), Kapitel 14; Pearson Studium Verlag, München 2010
02. [↑](#cite_ref-2)Jing Li / Roger K. Ulrich: [_Long-term measurements of sunspot magnetic tilt angles_](http://iopscience.iop.org/0004-637X/758/2/115/fulltext/apj_758_2_115.text.html)
03. [↑](#cite_ref-3)[Four Years of SOHO Discoveries, Seite 8](http://sohowww.nascom.nasa.gov/publications/ESA_Bull102.pdf) (PDF; 5,4 MB)
04. [↑](#cite_ref-4)A. P. Schurer u. a.: Small influence of solar variability on climate over the past millennium. In: Nature Geoscience. 2015, [doi](/wiki/Digital_Object_Identifier "Digital Object Identifier"):[10.1038/NGEO2040](https://doi.org/10.1038/NGEO2040).
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