Sonnenfackeln

Fackeln sind auffällig helle Gebiete auf der Sonne, mit einer häufig längeren Lebensdauer als Sonnenfleckengruppen. Im Weißlicht (Photosphäre) sind sie in der Regel nur drei bis vier Tage im Bereich der Randverdunkelung entlang des Sonnenrandes sichtbar. Dort erscheinen sie als helle Flächen, verästelt, netzartig, zusammenhängend, zerteilt oder punktförmig.

Photosphärische Fackeln markieren Aktivitätsgebiete, in denen auch Sonnenflecken auftreten können. Fackeln erscheinen in diesen Aktivitätsgebieten früher als die Flecken und überdauern sie mehrere Wochen bis Monate.

Hat ein Fackelgebiet den Höhepunkt seiner Aktivität überschritten, zerfasert es und verliert seine ursprüngliche Form. Es löst sich auf und verschwindet.

Die Streifen nördlich und südlich des Sonnenäquators, in denen die Aktivitätsgebiete stehen, werden "Hauptzonen" genannt. Die "Hauptzone" für Fackelgebiete ist ungefähr 10 Grad breiter, als für Sonnenflecken.

Polfackeln (siehe unten) erscheinen in hohen heliographischen Breiten, polwärts ab etwa 50 Grad im Weißlicht. Sie sind kleine, punktförmige und kurzlebige Fackeln. Sie werden von den Fackeln der Hauptzone auch bei Zählungen klar unterschieden und getrennt.

Mit monochromatischen Filtern (Bild links: CaII, Bild rechts: H-Alpha) sind die Fackeln über die ganze Sonne hinweg sichtbar. Diese Filter zeigen die Fackeln in den Schichten über der Photosphäre, in der Chromosphäre. Zur Unterscheidung von Weißlichtfackeln werden chromosphärische Fackeln "Plages" genannt.

Kontakt zur Gruppe

Ansprechpartner: Michael Delfs, Berlin.
Email

Das SONNE-Fackelnetz sammelt Zählungen der Fackeln und wertet sie aus.
Bitte benutzen Sie zur Erfassung Ihrer Beobachtungen die Fackeleingabetabelle, zum Download im Excel-Format.
Dazu die Erläuterungen zur Fackeleingabetabelle, zum Download.

Schicken Sie die Datei mit Ihren Beobachtungen bitte monatlich an: Michael Delfs
Die Ergebnisse werden quartalsweise auf dieser Webseite und in SONNE veröffentlicht.

Die Fackelaktivität kann durch das Zählen von Fackelgebieten festgestellt werden, die von Fackeln gebildet werden. Wir bestimmen die Zahl der Fackelgebiete mit Flecken (Fm) und ohne Flecken (Fo). Ähnlich wie bei den Flecken wird eine einzeln auftretende Fackel als ein Gebiet gezählt. Mehrere Fackeln sollten, wenn sie räumlich beieinander stehen, zu einem Gebiet zusammengefasst werden.

Zusammen ergeben Fm und Fo die Summe der Fackelgebiete (F) eines Tages:

Fg = Fm + Fo

Die mittlere monatliche Anzahl der Fackelgebiete mit und ohne Flecken (Fm und Fo), sowie deren Gesamtzahl (Fg) aus Beobachtungen des SONNE-Fackelnetzes. Die durchgezogenen Linien zeigen den geglätteten Verlauf (P 17-Methode). Die Variation mit dem Zyklus der Sonnenaktivität ist sichtbar.

Weitere Zählungen

Fackelgebiete bestehen aus "Einzelfackeln" mit flächigem Charakter. Sie sind typisch für die "Hauptzone", in der es auch die Sonnenflecken gibt.
Ihre Anzahl ergibt die Maßzahl FEF. Als FEP zählen wir punktförmige Einzelfackeln in der Hauptzone. Sie gehen auf den Zerfall von größeren Fackelflächen zurück.

Monatsmittel der Anzahl der einzelnen flächenförmigen Fackeln (FEF) und punktförmigen Einzelfackeln (FEP) in der Hauptzone aus Beobachtungen des SONNE-Fackelnetzes. Der zyklische Verlauf der FEF ist deutlich, nicht jedoch bei den FEP. Die hohen FEP-Werte um 1990 herum entstanden in den Anfangsjahren der getrennten Zählung durch eine übertreibung. Besonders ein Beobachter sah und zählte wesentlich mehr FEP als andere. Später passte er seine Methode an.

Polfackeln nördlich und südlich der Hauptzonen zählen wir getrennt. Diese punktförmigen Fackeln in heliographischen Breiten >50 Grad sind mit den FEP der Hauptzone nicht vergleichbar (siehe unten).

Die Abbildung zeigt, wie die Wolf'sche Relativzahl (Re, grün) und die Anzahl der Einzelfackeln (FEF, blau) sich zueinander verhalten. Sie bilden die Sonnenaktivität über den Sonnenfleckenzyklus gemeinsam ab.

Flächenbestimmungen

Die Gesamtfläche aller Fackeln zeichnet die allgemeine Sonnenaktivität nach. Sie wird in der Calcium II K-Spektrallinie (393,3 nm) bestimmt, in Millionstel der Sonnenhemisphäre. Nur monochromatisch, mit Filterbeobachtungen, sind nämlich alle Fackelgebiete auf der Sonnenscheibe abbildbar.

Ca-II-Fackelflächen vom San Fernando Observatory, California State University, USA

Flächenbestimmungen im Weißlicht gestalten sich dagegen schwierig. Aufgrund der Sichtbarkeit im Bereich der Randverdunkelung der Sonne, verschwinden die Fackelgebiete graduell zur Scheibenmitte hin. Die Übergänge sind fotografisch schwierig abbildbar und in Fotos auch schwierig auszuwerten. Gute Projektionszeichnungen liefern eine bessere Datengrundlage.

Allerdings müssen die Flächen wegen der perspektivischen Verkürzung zum Sonnenrand hin korrigiert werden. Das ist bei flächigen Objekten in Randnähe ungenau und schwierig. Deshalb sollten Flächenbestimmungen im Weißlicht unkorrigiert und nur als Index für die Sonnenaktivität erhoben werden. Das ist möglich, wenn nur Monatsmittel oder Jahresmittel der Weißlicht-Fackelflächen ausgewertet werden.

Polare Fackeln

Polfackeln sind sehr kleine, punktförmige Erscheinungen in heliographischen Breiten ab ca. 50 Grad bis zu den Polen der Sonne. Ihr Durchmesser beträgt nur ein bis fünf Bogensekunden. Sie sind auch in der Chromosphäre beobachtbar, mit CaII- oder H-Alpha-Filtern. Gut sichtbar sind sie im blauen Flügel der H-Alpha-Line (+0,1 nm). Ihre Lebensdauer beträgt nur wenige Stunden, im Gegensatz zu den langlebigen Fackelgebieten der Hauptzone.

Um perspektivische Effekte zu vermeiden, werden Polfackeln nicht auf der ganzen Sonne gezählt und auch nicht über das gesamte Jahr. Vielmehr wird entweder um den Nordpol oder Südpol herum gezählt, wenn die Erde ihre größte heliographische Breite in Bezug auf die nördliche oder südliche Sonnenhemisphäre einnimmt.

Das ist für die Südpol-Region vom 15. Februar bis 15. März und für die Nordpol-Region vom 15. August bis zum 15. September (Sheeley, 1991).

Wer trotzdem in den Regionen um beide Pole zählen möchte, muss die Beobachtungen jedenfalls für die Nord- und Südpolregion getrennt erfassen.

Die Graphik zeigt die Zahl der polaren Fackeln im Norden und Süden der Sonne von 1906 bis 1990. Die Punkte markieren Jahresmittel und Standardabweichungen. Die gestrichelte Linie zeigt den Verlauf der Sonnenfleckenrelativzahl.

Sheeley, N. R., Jr. (1991): Polar faculae - 1906-1990, Astrophysical Journal, Part 1, vol. 374, June 10,1991, p. 386-389.

Blanco Rodriguez, J.; Okunev, O.; Puschmann, K. G.; Kneer, F. (2007): Study of polar faculae with north pole coverage of the Sun, In: Modern solar facilities - advanced solar science, Proceedings of a Workshop held at Göttingen September 27-29, 2006, 382p.
Download hier: solar_science_book.pdf, p.181

Die Physik der Sonnenfackeln erklärt zum Beispiel das Institute for Solar Physics, Stockholm, Schweden. Dort wird auch gezeigt, wie Fackeln sich in modernen, hochauflösenden Aufnahmen darstellen.

Die Veränderung der Sichtbarkeit der Fackeln über die Sonnenscheibe hinweg ist ein geometrischer Effekt an photosphärischen Granulen in der Nähe des Sonnenrandes.