Sonnenbeobachtung - Solar observation
Sonnenbeobachtung ist das wissenschaftliche Unterfangen, die Sonne und ihr Verhalten und ihre Beziehung zur Erde und dem Rest des Sonnensystems zu studieren . Die gezielte Sonnenbeobachtung begann vor Tausenden von Jahren. Diese anfängliche Ära der direkten Beobachtung wich im 17. Jahrhundert Teleskopen, gefolgt von Satelliten im 20. Jahrhundert.
Vorgeschichte
Stratigraphische Daten deuten darauf hin, dass Sonnenzyklen seit Hunderten von Millionen von Jahren, wenn nicht länger, aufgetreten sind; Die Messung von Warven in präkambrischem Sedimentgestein hat sich wiederholende Spitzen in der Schichtdicke entsprechend dem Zyklus ergeben. Es ist möglich, dass die frühe Erdatmosphäre empfindlicher auf Sonneneinstrahlung reagierte als heute, so dass in Jahren mit größerer Sonnenfleckenaktivität eine stärkere Gletscherschmelze (und dickere Sedimentablagerungen) aufgetreten sein könnte. Dies würde eine jährliche Schichtung voraussetzen; es wurden jedoch auch alternative Erklärungen (Tageszeit) vorgeschlagen.
Die Analyse von Jahrringen ergab ein detailliertes Bild vergangener Sonnenzyklen: Dendrochronologisch datierte Radiokohlenstoffkonzentrationen haben eine Rekonstruktion der Sonnenfleckenaktivität über 11.400 Jahre ermöglicht.
Frühe Beobachtungen
Sonnenaktivität und damit verbundene Ereignisse wurden seit der Zeit der Babylonier regelmäßig aufgezeichnet . Im 8. Jahrhundert v. Chr. beschrieben sie Sonnenfinsternisse und sagten sie möglicherweise aus numerologischen Regeln voraus. Der früheste erhaltene Bericht über Sonnenflecken stammt aus dem Chinesischen Buch der Wandlungen , c. 800 v . Die in dem Buch verwendeten Sätze bedeuten "A dou wird in der Sonne gesehen" und "A mei wird in der Sonne gesehen", wobei dou und mei (je nach Kontext) verdunkeln oder verdunkeln würden. Beobachtungen wurden von chinesischen und koreanischen Astronomen regelmäßig auf Geheiß der Kaiser statt unabhängig gemacht.
Die erste klare Erwähnung eines Sonnenfleck in der westlichen Literatur, um 300 vor Christus, war von dem antiken griechischen Gelehrter Theophrastus , Schüler von Plato und Aristoteles und Nachfolger des letzteren. Am 17. März 807 n. Chr. beobachtete der Benediktinermönch Adelmus einen großen Sonnenfleck, der acht Tage lang sichtbar war; jedoch Adelmus falsch schloss er eine Beobachtung Transit von Merkur .
Die früheste erhaltene Aufzeichnung der absichtlichen Beobachtung von Sonnenflecken stammt aus dem Jahr 364 v. Chr., basierend auf Kommentaren des chinesischen Astronomen Gan De in einem Sternenkatalog . Um 28 v. Chr. zeichneten chinesische Astronomen regelmäßig Sonnenfleckenbeobachtungen in offiziellen kaiserlichen Aufzeichnungen auf.
Ein großer Sonnenfleck wurde zum Zeitpunkt des Todes Karls des Großen im Jahr 813 n. Chr. beobachtet. Die Sonnenfleckenaktivität wurde 1129 von John of Worcester beschrieben und Averroes lieferte später im 12. Jahrhundert eine Beschreibung der Sonnenflecken; diese Beobachtungen wurden jedoch auch als planetarische Transite fehlinterpretiert.
Die erste eindeutige Erwähnung der Sonnenkorona stammt von Leo Diaconus , einem byzantinischen Historiker. Er schrieb über die totale Sonnenfinsternis vom 22. Dezember 968, die er in Konstantinopel (dem heutigen Istanbul, Türkei) erlebte:
zur vierten Stunde des Tages ... Dunkelheit bedeckte die Erde und alle hellsten Sterne leuchteten auf. Und es war möglich, die Sonnenscheibe zu sehen, matt und unbeleuchtet, und ein schwaches und schwaches Leuchten wie ein schmales Band, das in einem Kreis um den Rand der Scheibe leuchtete.
— Leo Diakonus
Die früheste bekannte Aufzeichnung einer Sonnenfleckenzeichnung stammt aus dem Jahr 1128 von John of Worcester .
Im dritten Jahr des römischen Kaisers Lothar, im achtundzwanzigsten Jahr des Königs Heinrich der Engländer... am Samstag, den 8. Dezember, erschienen von morgens bis abends zwei schwarze Kugeln gegen die Sonne.
— John of Worcester , The Chronicle of John of Worcester , zitiert in Albert Van Helden, 1996.
Eine weitere frühe Beobachtung war die von Sonnenvorsprüngen, die 1185 in der russischen Chronik von Novgorod beschrieben wurden .
Abends dort als Sonnenfinsternis. Es wurde sehr düster und Sterne wurden gesehen ... Die Sonne wurde dem Mond ähnlich und aus ihren Hörnern kam etwas wie lebendige Glut heraus.
17. und 18. Jahrhundert
Giordano Bruno und Johannes Kepler schlugen die Idee vor, dass sich die Sonne um ihre eigene Achse dreht. Sonnenflecken wurden erstmals Ende 1610 vom englischen Astronomen Thomas Harriot und den friesischen Astronomen Johannes und David Fabricius teleskopisch beobachtet , die im Juni 1611 eine Beschreibung veröffentlichten. Die Fabricius verwendeten Camera Obscura- Teleskop, um eine bessere Sicht auf die Sonnenscheibe zu erhalten. Galileo hatte Astronomen in Rom Sonnenflecken gezeigt, während Christoph Scheiner die Flecken wahrscheinlich mit einem verbesserten Helioskop seines eigenen Designs beobachtet hatte. Galilei und Scheiner, die beide von der Arbeit des Fabricius nicht wussten, wetteiferten vergeblich um die Ehre, die Vater und Sohn schließlich erwarben. Im Jahr 1613 widerlegte Galileo in Letters on Sunspots Scheiners Behauptung von 1612, dass Sonnenflecken Planeten innerhalb der Umlaufbahn des Merkur seien, und zeigte, dass Sonnenflecken Oberflächenmerkmale seien.
Obwohl die physikalischen Aspekte von Sonnenflecken erst im 20. Jahrhundert identifiziert wurden, wurden die Beobachtungen fortgesetzt. Studie wurde im 17. Jahrhundert behindert aufgrund der geringen Anzahl von Sonnenflecken während , was jetzt als ein längeren Zeitraum niedriger Sonnenaktivität erkannt wird, bekannt als das Maunder Minimum . Im 19. Jahrhundert ermöglichten die damals ausreichenden Sonnenfleckenaufzeichnungen den Forschern, periodische Zyklen der Sonnenfleckenaktivität abzuleiten. Im Jahr 1845 beobachteten Henry und Alexander die Sonne mit einer Thermosäule und stellten fest, dass Sonnenflecken weniger Strahlung aussendeten als umliegende Gebiete. Die spätere Emission überdurchschnittlicher Strahlungsmengen wurde von den Sonnenfakeln beobachtet . Sonnenflecken hatten in der Debatte über die Natur des Sonnensystems eine gewisse Bedeutung . Sie zeigten, dass sich die Sonne drehte, und ihr Kommen und Gehen zeigte, dass sich die Sonne veränderte, im Gegensatz zu Aristoteles, der gelehrt hatte, dass alle Himmelskörper perfekte, unveränderliche Sphären seien.
Sonnenflecken wurden zwischen 1650 und 1699 selten aufgezeichnet. Spätere Analysen ergaben, dass das Problem eher auf eine reduzierte Anzahl von Sonnenflecken als auf Beobachtungsfehler zurückzuführen war. Aufbauend auf Gustav Spörers Arbeit schlug Edward Maunder vor, dass sich die Sonne von einer Zeit, in der Sonnenflecken fast verschwunden waren, zu einer Erneuerung der Sonnenfleckenzyklen um 1700 verändert hatte. Zu diesem Verständnis des Fehlens von Sonnenzyklen kamen Beobachtungen von Polarlichtern hinzu , die gleichzeitig fehlten. Das Fehlen einer Sonnenkorona bei Sonnenfinsternissen wurde auch vor 1715 festgestellt. Die Zeit geringer Sonnenfleckenaktivität von 1645 bis 1717 wurde später als „ Maunder-Minimum “ bekannt. Beobachter wie Johannes Hevelius , Jean Picard und Jean Dominique Cassini bestätigten diese Veränderung.
19. Jahrhundert
Sonnenspektroskopie
Nach dem Nachweis von Infrarotstrahlung durch William Herschel im Jahr 1800 und von Ultraviolettstrahlung durch Johann Wilhelm Ritter begann die Sonnenspektrometrie im Jahr 1817, als William Hyde Wollaston bemerkte, dass bei Betrachtung durch ein Glasprisma dunkle Linien im Sonnenspektrum auftraten . Joseph von Fraunhofer entdeckte die Linien später selbstständig und sie wurden nach ihm Fraunhofer-Linien genannt . Andere Physiker erkannten, dass sich daraus Eigenschaften der Sonnenatmosphäre bestimmen ließen. Bemerkenswerte Wissenschaftler, die die Spektroskopie vorangetrieben haben, waren David Brewster , Gustav Kirchhoff , Robert Wilhelm Bunsen und Anders Jonas Ångström .
Sonnenzyklus
Die zyklische Variation der Anzahl der Sonnenflecken wurde erstmals zwischen 1826 und 1843 von Samuel Heinrich Schwabe beobachtet . Rudolf Wolf untersuchte die historischen Aufzeichnungen, um eine Geschichte der Sonnenvariationen zu erstellen. Seine Daten reichten nur bis 1755. Er erstellte auch 1848 eine Formulierung der relativen Sonnenfleckenzahl, um die Arbeit verschiedener Astronomen mit unterschiedlichen Geräten und Methoden zu vergleichen, die heute als Wolf (oder Zürich) Sonnenfleckenzahl bekannt ist .
Gustav Spörer schlug später als Grund für Wolfs Unfähigkeit, die Zyklen bis ins 17.
Ebenfalls 1848 projizierte Joseph Henry ein Bild der Sonne auf eine Leinwand und stellte fest, dass Sonnenflecken kühler als die umgebende Oberfläche waren.
Um 1852 fanden Edward Sabine, Wolf, Jean-Alfred Gautier und Johann von Lamont unabhängig voneinander eine Verbindung zwischen dem Sonnenzyklus und der geomagnetischen Aktivität und lösten damit die ersten Erforschungen der Wechselwirkungen zwischen Sonne und Erde aus.
In der zweiten Hälfte des 19. Jahrhunderts beobachteten Richard Carrington und Spörer unabhängig voneinander die Wanderung der Sonnenfleckenaktivität in Richtung des Sonnenäquators im Verlauf des Zyklus. Dieses Muster lässt sich am besten in Form des sogenannten Butterfly-Diagramms visualisieren, das erstmals Anfang des 20. Jahrhunderts von Edward Walter Maunder und Annie Scott Dill Maunder konstruiert wurde (siehe Grafik). Die Bilder der Sonne werden in Breitenstreifen unterteilt und der monatliche Durchschnittsanteil der Sonnenfleckenfläche berechnet. Dies wird vertikal als farbcodierter Balken aufgetragen und der Vorgang wird Monat für Monat wiederholt, um ein Zeitreihendiagramm zu erstellen.
Ein halbes Jahrhundert später zeigte das Vater-Sohn-Team von Harold und Horace Babcock , dass die Sonnenoberfläche auch außerhalb von Sonnenflecken magnetisiert ist; dass dieses schwächere Magnetfeld zunächst einen Dipol ordnen soll ; und dass dieser Dipol Polaritätsumkehrungen mit der gleichen Periode wie der Sonnenfleckenzyklus durchmacht (siehe Grafik unten). Diese Beobachtungen zeigten, dass der Sonnenzyklus ein raumzeitlicher magnetischer Prozess ist, der sich über die Sonne als Ganzes entfaltet.
Fotografie
Die Sonne wurde zum ersten Mal am 2. April 1845 von den französischen Physikern Louis Fizeau und Léon Foucault fotografiert . Sonnenflecken sowie der Verdunkelungseffekt der Gliedmaßen sind in ihren Daguerrotypen sichtbar . Fotografie half bei der Untersuchung von Sonnenvorsprüngen, Granulation und Spektroskopie. Charles A. Young nahm 1870 erstmals eine Prominenz auf. Auch Sonnenfinsternisse wurden fotografiert, wobei die nützlichsten frühen Bilder 1851 von Berkowski und 1860 von De la Rues Team in Spanien aufgenommen wurden.
Drehung
Frühe Schätzungen der Rotationsperiode der Sonne schwankten zwischen 25 und 28 Tagen. Die Ursache wurde 1858 unabhängig voneinander von Richard C. Carrington und Spörer ermittelt . Sie fanden heraus, dass der Breitengrad mit den meisten Sonnenflecken während jedes Zyklus von 40° auf 5° abnimmt und dass sich die Sonnenflecken in höheren Breiten langsamer drehen. Es wurde somit gezeigt, dass die Rotation der Sonne je nach Breitengrad variiert und dass ihre äußere Schicht flüssig sein muss. 1871 bestätigten Hermann Vogel und kurz darauf Charles Young dies spektroskopisch. Die spektroskopischen Beobachtungen von Nils Dúner in den 1880er Jahren zeigten einen Unterschied von 30 % zwischen den schnelleren äquatorialen Regionen der Sonne und ihren langsameren Polarregionen.
Weltraumwetter
Die ersten modernen und klar beschriebenen Berichte über eine Sonneneruption und einen koronalen Massenauswurf fanden 1859 bzw. 1860 statt. Am 1. September 1859 sah Richard C. Carrington bei der Beobachtung von Sonnenflecken Flecken von zunehmend hellem Licht innerhalb einer Gruppe von Sonnenflecken, die dann innerhalb weniger Minuten verdunkelten und sich über diesen Bereich bewegten. Dieses Ereignis, das auch von R. Hodgson berichtet wurde, ist eine Beschreibung einer Sonneneruption. Die weithin beobachtete totale Sonnenfinsternis am 18. Juli 1860 führte zu vielen Zeichnungen, die ein anomales Merkmal zeigen, das mit modernen CME-Beobachtungen übereinstimmt.
Viele Jahrhunderte lang wurden die irdischen Auswirkungen der Sonnenvariation bemerkt, aber nicht verstanden. So wurden beispielsweise in hohen Breiten seit langem Polarlichter beobachtet, die jedoch nicht mit der Sonne in Verbindung gebracht wurden.
Im Jahr 1724 berichtete George Graham , dass die Nadel eines Magnetkompasses im Laufe des Tages regelmäßig vom magnetischen Norden abgelenkt wurde . Dieser Effekt wurde schließlich 1882 von Balfour Stewart auf elektrische Oberströme in der Ionosphäre und Magnetosphäre zurückgeführt und 1889 von Arthur Schuster durch die Analyse magnetischer Observatoriumsdaten bestätigt.
1852 zeigte der Astronom und britische Generalmajor Edward Sabine , dass die Wahrscheinlichkeit des Auftretens magnetischer Stürme auf der Erde mit der Anzahl der Sonnenflecken korreliert und damit eine neuartige solar-terrestrische Wechselwirkung demonstriert. Im Jahr 1859 verursachte ein großer magnetischer Sturm brillante Polarlichter und unterbrach den weltweiten Telegrafenbetrieb . Richard Carrington verband den Sturm richtigerweise mit einer Sonneneruption , die er am Vortag in der Nähe einer großen Sonnenfleckengruppe beobachtet hatte – und zeigte damit, dass bestimmte Sonnenereignisse die Erde beeinflussen könnten.
Kristian Birkeland erklärte die Physik der Polarlichter, indem er in seinem Labor künstliche Polarlichter schuf und den Sonnenwind vorhersagte .
20. Jahrhundert
Sternwarten
Anfang des 20. Jahrhunderts wuchs in Amerika das Interesse an Astrophysik und es wurden mehrere Observatorien gebaut. Sonnenteleskope (und damit Sonnenobservatorien) wurden 1904 am Mount Wilson-Observatorium in Kalifornien und in den 1930er Jahren am McMath-Hulbert-Observatorium installiert . Auch in anderen Teilen der Welt wuchs das Interesse, mit der Gründung des Kodaikanal Solar Observatory in Indien um die Jahrhundertwende, des Einsteinturms in Deutschland 1924 und des Solar Tower Telescope am National Observatory of Japan 1930.
Um 1900 begannen Forscher, Zusammenhänge zwischen Sonnenschwankungen und dem Wetter der Erde zu erforschen. Das Smithsonian Astrophysical Observatory (SAO) beauftragte Abbot und sein Team, Veränderungen in der Strahlung der Sonne zu erkennen. Sie begannen mit der Erfindung von Instrumenten zur Messung der Sonnenstrahlung. Später, als Abbot SAO-Chef war, errichteten sie eine Solarstation in Calama, Chile, um die Daten des Mount Wilson Observatory zu ergänzen . Er entdeckte 27 harmonische Perioden innerhalb der 273-monatigen Hale-Zyklen , einschließlich 7, 13 und 39-monatiger Muster. Er suchte nach Verbindungen zum Wetter, indem er beispielsweise gegensätzliche Sonnentrends während eines Monats mit gegensätzlichen Temperatur- und Niederschlagstrends in Städten abgleichte. Mit dem Aufkommen der Dendrochronologie versuchten Wissenschaftler wie Glock, die Variation des Baumwachstums mit periodischen Sonnenvariationen in Verbindung zu bringen und aus ähnlichen Variationen in tausendjährigen Chronologien die langfristige säkulare Variabilität der Sonnenkonstante abzuleiten.
Coronagraph
Bis in die 1930er Jahre wurden kaum Fortschritte beim Verständnis der Sonnenkorona gemacht, da sie nur während seltener totaler Sonnenfinsternisse beobachtet werden konnte. Bernard Lyots Erfindung des Coronagraphen von 1931 – ein Teleskop mit einem Aufsatz, der das direkte Licht der Sonnenscheibe ausblendet – ermöglichte die Untersuchung der Korona bei vollem Tageslicht.
Spektroheliograph
Amerikanischer Astronom George Ellery Hale , als MIT Student, erfand die Spektroheliograf , mit dem er die Entdeckung der Sonnen gemacht Wirbel . Im Jahr 1908 verwendete Hale einen modifizierten Spektroheliographen, um zu zeigen, dass die Spektren von Wasserstoff den Zeeman-Effekt zeigten , wenn der Sichtbereich über einen Sonnenfleck auf der Sonnenscheibe ging. Dies war der erste Hinweis darauf, dass Sonnenflecken im Wesentlichen magnetische Phänomene waren, die in entgegengesetzten Polaritätspaaren auftraten. Hales nachfolgende Arbeit zeigte eine starke Tendenz zur Ost-West-Ausrichtung der magnetischen Polaritäten in Sonnenflecken mit Spiegelsymmetrie über den Sonnenäquator; und dass die magnetische Polarität für Sonnenflecken in jeder Hemisphäre die Orientierung von einem Sonnenzyklus zum nächsten änderte. Diese systematische Eigenschaft von Sonnenflecken-Magnetfeldern wird heute allgemein als "Hale-Nicholson-Gesetz" oder in vielen Fällen einfach als "Halesche Gesetze" bezeichnet.
Solarradio platzt
Die Einführung des Radios brachte Perioden mit extremer Statik oder Lärm hervor. Schwere Radarstörungen während eines großen Sonnenereignisses im Jahr 1942 führten zur Entdeckung von Solarradiobursts (Radiowellen, die ein breites Wellenband abdecken, das durch eine Sonneneruption erzeugt wurde ).
Satelliten
Viele Satelliten in der Erdumlaufbahn oder in der Heliosphäre haben Sonnenteleskope und Instrumente verschiedener Art für in-situ- Messungen von Teilchen und Feldern eingesetzt. Skylab , eine bemerkenswerte große Sonnenbeobachtungseinrichtung, entstand aus dem Impuls der Kampagne zum Internationalen Geophysikalischen Jahr und den Einrichtungen der NASA . Andere Raumfahrzeuge, in einer unvollständigen Liste, haben unter anderem die OSO- Serie, die Solar Maximum Mission , Yohkoh , SOHO , ACE , TRACE und SDO enthalten ; noch andere Raumfahrzeuge (wie MESSENGER , Fermi und NuSTAR ) haben Sonnenmessungen durch einzelne Instrumente beigetragen.
Die Modulation der solaren bolometrischen Strahlung durch magnetisch aktive Regionen und subtilere Effekte wurden durch Satellitenmessungen der gesamten Sonnenstrahlung (TSI) durch das ACRIM1-Experiment der Solar Maximum Mission (gestartet 1980) bestätigt. Die Modulationen wurden später in den Ergebnissen des ERB-Experiments bestätigt, das 1978 auf dem Satelliten Nimbus 7 gestartet wurde. Die Satellitenbeobachtung wurde von ACRIM-3 und anderen Satelliten fortgesetzt .
Mess-Proxys
Direktstrahlungsmessungen waren während der letzten drei Zyklen verfügbar und bestehen aus mehreren Beobachtungssatelliten. Die Korrelation zwischen Strahlungsmessungen und anderen Proxies der Sonnenaktivität macht es jedoch sinnvoll, die Sonnenaktivität für frühere Zyklen abzuschätzen. Am wichtigsten unter diesen Proxies ist die Aufzeichnung von Sonnenfleckenbeobachtungen, die seit ~1610 aufgezeichnet wurde. Solare Radioemissionen bei 10,7 cm Wellenlänge stellen einen weiteren Proxy dar, der vom Boden aus gemessen werden kann, da die Atmosphäre für solche Strahlung transparent ist.
Andere Proxy-Daten – wie die Häufigkeit kosmogener Isotope – wurden verwendet, um über mehrere Jahrtausende auf die magnetische Aktivität der Sonne und damit auf die wahrscheinliche Helligkeit zu schließen.
Es wurde behauptet, dass die gesamte Sonneneinstrahlung in einer Weise variiert, die nicht durch Sonnenfleckenänderungen oder Radioemissionen vorhergesagt werden kann. Diese Verschiebungen können das Ergebnis einer ungenauen Satellitenkalibrierung sein. Ein langfristiger Trend kann bei der Sonneneinstrahlung bestehen.
Andere Entwicklungen
Die Sonne war bis in die 1990er Jahre der einzige Stern, dessen Oberfläche aufgelöst wurde. Weitere wichtige Errungenschaften waren das Verständnis von:
- Röntgenstrahlen emittierende Schleifen
- Corona und Sonnenwind
- Varianz der Sonnenhelligkeit mit Aktivitätsgrad und Nachweis dieses Effekts bei anderen Sonnensternen
- Der intensive Fibrillenzustand der Magnetfelder an der sichtbaren Oberfläche eines Sterns wie der Sonne
- Das Vorhandensein von Magnetfeldern von 0,5 × 10 5 bis 1 × 10 5 Gauss an der Basis der leitfähigen Zone, vermutlich in Form von Fibrillen, wird aus der Dynamik aufsteigender azimutaler Flussbündel abgeleitet.
- Niedrige Elektronen-Neutrino- Emission aus dem Kern der Sonne.
21. Jahrhundert
Der stärkste Flare, der von Satelliteninstrumenten beobachtet wurde, begann am 4. November 2003 um 19:29 UTC und sättigte die Instrumente für 11 Minuten. Es wurde geschätzt, dass die Region 486 einen Röntgenfluss von X28 erzeugt hat . Holographische und visuelle Beobachtungen zeigen, dass auf der anderen Seite der Sonne weiterhin signifikante Aktivität vorhanden ist.
Sonnenflecken- und Infrarotspektrallinienmessungen, die in der zweiten Hälfte des ersten Jahrzehnts der 2000er Jahre durchgeführt wurden, legten nahe, dass die Sonnenfleckenaktivität wieder verschwinden könnte, was möglicherweise zu einem neuen Minimum führt. Von 2007 bis 2009 lagen die Sonnenflecken weit unter dem Durchschnitt. Im Jahr 2008 war die Sonne zu 73 Prozent der Zeit fleckenfrei, selbst für ein Sonnenminimum extrem. Nur 1913 war ausgeprägter, 85 Prozent des Jahres ohne Sonnenflecken. Die Sonne schmachtete weiter bis Mitte Dezember 2009, als die größte Gruppe von Sonnenflecken seit mehreren Jahren auftauchte. Selbst dann blieben die Sonnenfleckenwerte deutlich unter denen der letzten Zyklen.
2006 prognostizierte die NASA, dass das nächste Sonnenfleckenmaximum um das Jahr 2011 zwischen 150 und 200 liegen würde (30–50% stärker als Zyklus 23), gefolgt von einem schwachen Maximum um 2022. Stattdessen lag der Sonnenfleckenzyklus 2010 noch bei sein Minimum, wenn es in der Nähe seines Maximums hätte sein sollen, was seine ungewöhnliche Schwäche demonstriert.
Das Minimum von Zyklus 24 trat um Dezember 2008 auf, und das nächste Maximum wurde voraussichtlich im Mai 2013 eine Sonnenfleckenzahl von 90 erreichen , erreichte einen Spitzenmonatsmittelwert von 102. In den Folgemonaten ging es auf etwa 70 zurück (Juni 2014). Im Oktober 2014 wurde der Sonnenfleck AR 12192 zum größten beobachteten seit 1990. Der von diesem Sonnenfleck ausgehende Flare wurde als Sonnensturm der Klasse X3.1 klassifiziert.
Unabhängige Wissenschaftler des National Solar Observatory (NSO) und des Air Force Research Laboratory (AFRL) prognostizierten 2011, dass der Zyklus 25 stark reduziert oder möglicherweise überhaupt nicht stattfinden würde.
Verweise
Externe Links
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- NOAA / NESDIS / NGDC (2002) Solar Variability Affecting Earth NOAA CD-ROM NGDC-05/01. Diese CD-ROM enthält über 100 solar-terrestrische und zugehörige globale Datenbanken für den Zeitraum bis April 1990.
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- Aktuelle Daten zur Gesamtsonnenstrahlung werden jeden Montag aktualisiert