Sonnenflecken

Sonnenflecken sind vorübergehende Erscheinungen auf der Photosphäre der Sonne, die als dunkle Flecken auftreten. Ihre dunklere Erscheinung resultiert aus deutlich niedrigeren Temperaturen in den betroffenen Regionen (etwa 3.000 K im Umbra gegenüber rund 5.800 K in der Umgebung). Sonnenflecken entstehen dort, wo besonders starke magnetische Felder die Konvektion hemmen und so die Energieübertragung aus dem Sonneninneren an die Oberfläche verringern.

Sie treten meist in Gruppen auf und bestehen aus einem dunkleren Kern, dem Umbra, und einem etwas helleren Umfeld, der Penumbra. Größen reichen von wenigen Tausend bis zu über zehntausend Kilometern; einzelne Flecken können Monate bestehen. Die Flecken erscheinen bevorzugt in mittleren Sonnenlatituden (ungefähr ±5° bis ±35°) und wandern im Verlauf eines Zyklus Richtung Äquator. Ihre Anzahl und Größe schwanken stark und bestimmen die Aktivität des Sonnenzyklus.

Sonnenflecken folgen dem ungefähr 11-jährigen Aktivitätszyklus der Sonne. Die magnetische Polarität der Flecken wechselt im Verlauf eines Zyklus, was zum etwa 22 Jahre dauernden Hale-Zyklus führt. Historisch gehen sie auf Beobachtungen seit dem 17. Jahrhundert zurück, die Entwicklung des Sonnenmagnetfelds und des Solar-Dynamos zu verstehen. Die Forschung hat gezeigt, dass Sonnenflecken ein sichtbarer Ausdruck starker magnetischer Felder sind.

Die Zählung von Sonnenflecken dient als Maß für die solare Aktivität; sie korreliert mit leichten Änderungen der Sonnenstrahlung (Total Solar Irradiance) und kann Auswirkungen auf die Geomagnetosphäre haben, insbesondere während Sonnenstürmen, die Funk- und Satellitenkommunikation beeinflussen. Langfristig spielen Sonnenflecken eine Rolle in Debatten über ihren möglichen Einfluss auf das Erdklima, etwa in Zeiten geringer Aktivität wie dem Maunder-Minimum. Heutzutage erfolgen Beobachtungen mit Satelliten wie SOHO und SDO sowie mit bodengebundenen Messungen, die das Verständnis des solaren Dynamos unterstützen.