11.2.2 Bestimmung der persönlichen Fleckenrelativzahl

Die von R. WOLF (1816-1893) eingeführte sogenannte Sonnenfleckenrelativzahl $R$ ist ein Maß für die Anzahl der auf der Sonnenscheibe sichtbaren Flecken. Die Sonnenfleckenrelativzahl wird aus der Anzahl der auf der Sonnenscheibe sichtbaren Einzelflecken $f$ und der Anzahl der Fleckengruppen $g$ aus der Definitionsgleichung

$$R \ = \ 10 g + f$$ (6)

berechnet. Mit dieser Wichtung wird berücksichtigt, daß das gruppenweise Auftreten eine wesentliche Eigenschaft der Fleckenaktivität ist. Durch den Gewichtsfaktor 10 wird das Auftreten einer neuen Fleckengruppe deutlich höher bewertet als etwa das Auftreten eines neuen Fleckes innerhalb einer schon bestehenden Gruppe. In Zeiten erhöhter Sonnenaktivität und am Sonnenrand ist es manchmal schwierig, eine Gruppeneinteilung vorzunehmen. Für den Fall, daß nur ein Einzelfleck auf der Sonnenscheibe sichtbar ist, beträgt $R = 11$, falls zwei weit getrennte Einzelflecken sichtbar sind, ist $R = 22$ (Die alleinstehenden Einzelflecken werden auch als Gruppen gezählt!). Die Sonnenfleckenrelativzahlen hängen vom Auflösungsvermögen des verwendeten Teleskops, den zur Beobachtungszeit herrschenden Beobachtungsbedingungen (dem "`seeing"' der Erdatmosphäre) und der persönlichen Erfahrung des Beobachters ab. Die Vereinigung individueller Beobachtungsreihen zu einer möglichst lückenlosen Erfassung der Sonnenfleckenaktivität setzt einen Homogenisierungsprozeß aller Daten voraus. Die Reduktion besteht in einem Vergleich von über einen längeren Zeitraum durchführten individuellen Beobachtungsreihen, bei denen die verschiedenen Beobachter persönliche Relativzahlen

$$R_p \ = \ 10 g + f$$ (7)

bestimmt haben, mit einer als Standard genommenen Meßreihe, der Züricher Fleckenzahl $R$. Für zeitlich koinzidierende Fleckenbeobachtungen kann dann der interessierende Korrekturfaktor $K$ bestimmt werden und mit der Beziehung

$$R \ = \ K P_p$$ (8)

die Umrechnung der persönlichen Fleckenrelativzahl in Standard-Relativzahlen durchgeführt werden.