Bei der Beobachtung der Sonne sieht man zunächst die Granulation.
Heiße Gasmassen steigen mit einer Geschwindigkeit von ungefähr 1 km/s in Richtung Sonnenoberfläche. Dieses Aufströmen ist aus Stabilitätsgründen mit einem Abfall kälterer Materie in der Umgebung verbunden, so dass ein starker Energiefluss von innen nach außen stattfindet. Dieser Konvektionsprozess zeigt sich an der Oberfläche der Sonne als Granulation.
Sie zeigt dem Beobachter eine körnige Struktur und stellt eine Draufsicht auf die sogenannten „Energieschläuche“ dar. Die hellen „Körner“ sind gegenüber der Umgebung um 100 K bis 200 K heißere Gasmassen, die durch ihre höhere Temperatur aufsteigen, sich an der Oberfläche abkühlen, zu dunklen „Körnern“ werden und dann wieder absinken.
Diese Granulen sind meist kreisähnlich oder vieleckig und erreichen Durchmesser von 200 km bis 1800 km. Ihre Lebensdauer liegt bei ca. 10 Minuten.

Sonnenflecken sind dunkle Gebiete in der Photosphäre. Messungen haben gezeigt, dass die Temperatur der Sonnenoberfläche im Gebiet der Sonnenflecken bei 3 800 K bis 4 800 K liegt. Das ist eine zwischen 2 000 K und 1 000 K geringere Temperatur als die der Umgebung.
Infolge der viel geringeren Flächenhelligkeit dieser Störgebiete im Vergleich zur Photosphäre sehen sie sehr dunkel aus, obwohl die Temperatur in diesen Bereichen weit höher als die der Wolframwendel einer Glühlampe ist.

Die Entstehung eines Sonnenflecks wird durch einzelne oder in Gruppen auftretende dunkle Gebiete in der Photosphäre angezeigt. Obgleich die meisten sich wieder auflösen, entwickeln sich wenige von ihnen innerhalb kurzer Zeit zu Flecken.
Die meisten Fleckengruppen verschwinden im Laufe eines Tages wieder. Nur die größeren Gruppierungen haben eine höhere Lebensdauer.
Den größten Durchmesser hat eine solche Fleckengruppe nach etwa 10 Tagen erreicht. Meistens scharen sich eine Vielzahl von kleinen Flecken um zwei größere.

Die Sonnenflecken haben in der Regel 1  000 km bis 10 000 km Durchmesser. Mitunter treten noch größere auf.
1858 beobachtete man einen Sonnenflecken der eine Größe von 230 000 km hatte. Das sind immerhin 18 Erddurchmesser.


Die Penumbra hat eine Temperatur von 5200 K bis 5600 K.


Die farbcodierte Röntgenaufnahme der Sonne zeigt, dass alle Aktivitätserscheinungen der
Sonne mit deren Magnetfeld verknüpft sind. Hier befindet sich die Sonne am Ende eines
Sonnenfleckenzykluses.


Dies ist eine Sonnenaufnahme im nahen Röntgenbereich, die zum
Beginn eines Aktivitätszykluses gemacht wurde.


Die Sonne fast ohne Sonnenflecken (Aufnahme im nahen Röntgenlicht)

Alle Sonnenflecken besitzen Magnetfelder.
In einer Fleckengruppe mit zwei Hauptflecken liegt ein bipolares Magnetfeld vor. Während eines Zyklus bleibt die magnetische Ausrichtung erhalten: Hat auf der Sonnennordhalbkugel der p-Fleck (p = proceding) einen magnetischen Nordpol und der f-Fleck (f = following) einen Südpol, so ist die Polung der Fleckengruppe auf der Südhalbkugel unserer Sonnes gerade umgekehrt.
Beim nächsten Fleckenzyklus ist die magnetische Orientierung vertauscht, so dass ein Fleckenzyklus mit Beachtung der lokalen Magnetfelder zweimal 11 Jahre = 22 Jahre dauert.
Alle anderen auftretenden Fleckengruppen, die nur aus einem Hauptfleck bestehen, scheinen ein unipolares Magnetfeld zu besitzen. Jedoch befindet sich der andere Pol meist in der Nähe des Sonnenflecks, obwohl dort keine dunklere Oberfläche vorhanden ist. Manchmal entsteht dort noch ein neuer Sonnenfleck.

Der Apotheker Heinrich Schwabe (1789 - 1875) begann mit der systematischen Beobachtung der Sonnenflecken: Dass die ersten Fleckengruppen bei ± 35° heliographischer Breite auftreten, die letzten Flecken eines Zykluses bei ± 6° verschwinden und der 11-jährige Zyklus waren seine wichtigsten Ergebnisse.
Die Entstehung der Sonnenflecken lässt auch heute nicht mathematisch verstehen, es bestehen nur Ansätze für unvollständige Computersimulationen.
Zwei Einflüsse wirken sich störend auf die ursprünglich geordnet erscheinenden Magnetfeldlinien der Sonne aus. Einer davon ist die differentielle Rotation. Die äquatornahen Zonen vollenden eine Umdrehung in wesentlich kürzerer Zeit als die polnahen Gebiete.
Da die magnetischen Feldlinien in das elektrisch leitfähige, heiße Gas „eingefroren“ sind, müssen sie an dieser ungleichförmigen Rotation teilnehmen und werden so allmählich „aufgewickelt“. Dabei verringert sich der Abstand zwischen den einzelnen Feldlinien und es bilden sich unter der Sonnenoberfläche Flussröhren.
Der zweite Störeffekt ist die Konvektion. Riesige Plasmablasen steigen innerhalb der Konvektionszone auf und wirbeln die Flussröhren durcheinander, so dass verflochtene Strukturen entstehen. Dadurch steigt der Druck im Innern der Röhre an, Gas wird nach oben gepresst und die Röhren werden leichter als ihre Umgebung, so dass sie aufsteigen und die Photosphäre durchstoßen – ein Fleckenpaar entsteht.

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