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Zur visuellen Beobachtung von Sonnenflecken ist die Projektionsmethode am
geeignetsten. Dabei wird das von Objektiv erzeugte Zwischenbild durch das
Okular auf einen Schirm projiziert, wobei die Scharfeinstellung mit Hilfe
der am Teleskop vorhandenen Fokussiereinrichtung vorgenommen wird. Der
lineare Durchmesser (Bildgröße) des Sonnenbildes ergibt sich zu
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(2) |
In Beziehung (2) bedeuten:
: Durchmesser der Sonne (Gegenstandsgröße),
: Durchmesser des vom Objektiv erzeugten Brennpunktbildes der Sonne,
: Brennweite des Objektivs,
: Brennweite des Okulars,
: Abstand Erde-Sonne (Gegenstandsweite),
: Abstand Okular-Projektionsschirm.
Zur Dokumentation und Klassifikation der Sonnenflecken zeichnet man diese am
besten auf eine am Projektionsschirm befestigte Schablone, auf der die Größe
des projizierten Sonnenbildes angegeben ist. Zur Orientierung des
Sonnenbildes ist es zweckmäßig, die Himmelsrichtungen auf der Schablone
anzugeben
(s. Abb. 1 links). Dazu markiert man sich den Weg eines kleinen
Sonnenflecks auf der Schablone bei unbewegtem Fernrohr. Den Nordrand der
Sonnenscheibe kann man dadurch bestimmen, daß man das Fernrohr mit der
Feinbewegung in Richtung Norden bewegt. Der zuletzt vom Bildschirm
verschwindende Rand ist der Nordrand der Sonne. Mit Hilfe der auf der
Schablone markierten Himmelsrichtungen und des in Jahrbüchern für jeden Tag
angegebenen Positionswinkels kann man schließlich auch die Lage der
Rotationsachse der Sonne auf der Schablone einzeichnen. Dabei ist zu
beachten, daß der Positionswinkel vom Nordpunkt der Sonnenscheibe in
Richtung Osten gezählt wird (Abb. 1).
Die Position der Flecken kann entweder in kartesischen Koordinaten ()
oder Polarkoordinaten (
) angegeben werden.
sind Meßgrößen mit folgender Bedeutung:
: senkrechter Abstand der Fleckengruppenmitte vom Zentralmeridian
auf der Sonnenscheibe,
: senkrechter Abstand der Fleckengruppe vom projizierten
Sonnenäquator,
: Radius des projizierten Sonnenbildes
Zwischen und sowie und bestehen die Beziehungen
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(3) |
Die für die Klassifizierung teilweise notwendige Bestimmung der
Ost-West-Ausdehnung einer Flek-kckengruppe läßt sich aus der auf der
Projektionsschablone gemessenen projizierten linearen Ausdehnung
parallel zum Sonnenäquator (siehe Abb. 2) und den Meßgrößen bestimmen.
Die tatsächliche lineare Ost-West-Ausdehnung auf der Sonnenoberfläche
ergibt sich aus
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(4) |
wobei der wahre Sonnenradius ist.
Die gesuchte Winkelausdehnung [] der Fleckengruppe
(bezogen auf die Rotationsachse der Sonne) läßt sich durch
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(5) |
berechnen. In der Beziehung bedeutet
die heliographische Breite der Fleckengruppe (s. Abb. 4), deren
Zahlenwerte ebenfalls
astronomischen Jahrbüchern entnommen werden können.
Die hier gegebene Darstellung des Sachverhaltes beruht auf der
vereinfachenden Annahme, daß
der projizierte Sonnenäquator immer durch die Mitte der sichtbaren
Sonnenscheibe geht. Dies ist aber, wie Abb. 1 zeigt, nicht immer der Fall.
Die maximale Abweichung beträgt 7,2. Selbstverständlich läßt sich
die tatsächliche lineare Ausdehnung von Einzelflecken in analoger Weise
berechnen.
Die international gebräuchliche Züricher Klassifikationsskala der
Sonnenflecken umfaßt 9 Klassen, die durch die Buchstaben A bis I
gekennzeichnet werden. Abb. 3 gibt jeweils drei Beispiele zu jeder Klasse.
Die zeitliche Entwicklung einer Sonnenfleckengruppe kann grob dem Schema der
Abb. 3 entnommen werden. Nach der Bildung eines kleinen Fleckes aus einer
Pore setzt die zeitliche Weiterentwicklung ein, bei der der
Einzelfleck bzw.
die Fleckengruppe unterschiedlich viele Stadien in Abb. 3 durchläuft.
Eine kleine Gruppe erreicht nur die Klasse A oder entwickelt sich längs
der Folge A-B-A, eine mittlere längs A-B-C-B-A oder längs A-B-C-D-C-B-A.
Bei sehr großen Gruppen wird die gesamte Folge von A bis J durchlaufen,
wobei zum Schluß der Zustand der Klasse A immer noch einmal erreicht wird.
Eine verbale Beschreibung der charakteristischen Merkmale der einzelnen
Klassen enthält Tab. 1.
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Juergen Weiprecht
2002-10-29