#SATELLITEN-FLARE

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STARLINK-Satelliten

Unmittelbar nach dem Aussetzen in den Erdorbit sind die Satelliten u. U. so nahe beieinander, dass sie von der Erde aus nicht mit den Augen oder mit dem Handy in einzelne Lichtpunkte aufgelöst werden können. Sie sind dann als ein strichförmiges leuchtendes Objekt zu sehen. Danach ziehen sie noch für einige Tage/Wochen als Lichterkette um die Erde. Dabei werden sie von der auf- oder untergehenden Sonne angestrahlt und sind von der Erde aus meistens als Lichtpunkte zusehen. Nach und nach vergrößern sich ihre Abstände zueinander und sie steuern ihre geplanten Positionen an. Das hier gezeigte Video zeigt, dass auch STARLINK-Satelliten sogenannte Flares erzeugen können.

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Deutlich stärker als Eruptionen: Sonnen-Superflares können Stromnetze lahmlegen Sonneneruptionen, auch Flares genannt, können Satelliten sowie Elektronik und Stromnetze auf der Erde empfindlich stören. Deren Auswirkungen sind jedoch gering, verglichen mit den möglichen Superflares - die sind Hunderte bis Tausende Male stärker. Sie könnten weltweite Folgen haben. Weiterlesen...

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Iridium Flares gucken

Lange tun sie das nimmer, die Iridium-Satelliten: Am Nachthimmel entlangfliegen und herrlich aufleuchten. Sie werden Schritt für Schritt zum Absturz gebracht, denn sie haben ausgedient. War mit Halles Astrokindern Sterne und Flares beobachten. Das Bild hat Dirk gemacht, habe nur zum Überblick das Sternbild des Schwan dazu gezeichnet, welches vom Stelliten durchflogen wurde.

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Macchie Solari - https://www.womanfemale.com/?p=6043 - I primi probabili riferimenti alle macchie solari sono quelly degli astronomi cinesi del primo millennio d.C., che probabilmente potevano vedere und gruppi di macchie più grandi quando lo splendor del sole ära diminuito dalla polvere sollevata dai vari deserti dell'Asia centrale. Furono osservate telescopalamente per la prima volta nel 1610 dagli astronomi frisoni Johannes und David Fabricius, die in der Beschreibung des Nel Giugno del 1611. Nachforschungen in diesem Artikel Galileo stava giá most rando le macchie solari agli astronomi a Roma e Christoph Scheiner aveva probabilmente osservato le macchie per wegen o tre mesi. La polemica tra Galileo und Scheiner pro la prima osservazione, quando nessuno dei due sapeva del lavoro dei Fabricius, ist es quinto tanto acidata quanto inutile. Le macchie solari ebbero una qualche importanza nel dibattito sulla natura del sistema solare. Das Hotel hat eine Sonnenterrasse mit Blick auf das Meer und die schöne Aussicht auf das Meer und die Sonnenuntergänge, die sich im Gegensatz zu den Aristoteles. Le ricerche sulle macchie solari segnarono il passo per la maggior parte del XVII und l'inizio del XVIII secolo, perché a causa del Minimo di Maunder, das quasi nessuna macchia solare fu visibile per molti anni. Ma dopra la ripresa dell'attività solare, Heinrich Schwabe poté riportare nel 1843 un cambiamento periodicon nel numero delle macchie solari, die sarebbe poi stato chiamato il ciclo undecennale dell'attività solare. Un flare estremamente potente fu emesso verso la Terra am 1. September 1859. Interrupe i servizi telegrafici und causo aurore boreali visibili molto a sud, für alle Hawaii und ein Roma, e im modo simile nell'emisfero sud. Il flare più luminoso hat am Samstag, 4. November 2003 alle 19:29 UTC, ed ha saturato gli strumenti per 11 minuti. La regione 486, flammbarer responsabile, ha prodotto und flusso di raggi X stimato ein X28. Die Zimmer sind geräumig und bieten eine atemberaubende Aussicht auf die Bucht von Sole sowie eine Sonnenterrasse mit Blick auf die Berge und die Berge. È stata registrata l'asseza di macchie solari pro 266 giorno auf 366 nel 2008, e per 78 giorni nei primi 90 del 2009. Fisica [modifica] Primo piano di una macchia solare all'ultravioletto. Bild des Satelliten TRACE. Anche se i dettagli della formación delle macchie solari sono ancora oggetto di ricerca, ist abbastanza chiaro che esse sono la controparte visible von tubi di flusso magnetic nella zona conventiva del Sole che vengono "arrotolati" dalla rotazione differenziale della stella. Sie sind auf der Suche nach der besten Qualität, die Sie brauchen, um elastisch und "forano" la superficie solare. Wenn Sie sich für eine Unterkunft in ländlicher Umgebung oder in der Nähe von Restaurants, Restaurants oder Bars entscheiden, ist die Unterkunft für Sie ein idealer Ausgangspunkt für die Erkundung von Sole. L'effetto Wilson suggerisce che le le muchie solari siano anche delle depressioni rispeto al resto della superficie. Questo modello supportato osservazioni che usano l'effetto Zeeman, die meisten kommen die Macchiato solari appea nate spuntino eine coppie, di opportenta polarità magnetica. Da ciclo a ciclo, la polite delle macchie anteriori und posteriori (rispetto alla rotazione del Sole) kambia da nord / sud a sud / nord e viceversa. In Generé le Macchie solari appaiono eine Gruppi più o meno grandi. Una macchia solare può essere divisa: ombra, più scura und fredda penombra, intermedia tra l'ombra und la superficie solare La velocità delle onda sone nei pressi di una macchia solare. Le linee di campo magnetico dovrebbero respingersi l'un l'altra, facedo quindi disperdere rapidamente le macchie solari, ma la vita di una macchia ist in media di applea due settimane, un periodo troppo breve. Osservazioni recici condotte dalla sonda SOHO, ist eine Sonate von viaggiano nella fotosfera solare für formale un'immagine dell'interno del Sole, hanno mostrato che sotto ogni macchia solare vi sono potentielle correnti di materiale direkt verso l'interno del Sole, che formano die vortici che concentrano die linee di campo magnetico. Di conseguenza le macchie sono delle tempeste auto-sostenentesi, simili in alcuni aspetti agli uragani terrestri. L'attività delle macchie segue un ciclo von circa 11 Jahren (il ciclo undecennale dell'attività solare). Ogni ciclo di undici anni comprente ein massimo ed un minimo, haben sono identificati contando il numero di macchie solari che appaiono in quell'anno. All'inizio del ciclo, le macchie tendono und apparire a latitudini erheben, pro poi muoversi verso l'equatore quando il ciclo und avvicina al massimo (kompetenz und chiamato legge di Spörer). Oggi si conoscono molti periodi diversi nellia variazione del numero di macchie, di cui quello di 11 anni è semplicemente il più evidente. Lo steso periodo ist osservato nella maggior parte delle altre espressioni von attività solare, ed è profondamente legato alle variazioni del campo magnetico solare. Es gibt eine Reihe von Meilen, um es zu besuchen, weil es eine gute Wahl ist, um die Gegend zu besuchen, es lohnt sich, sich hier umzusehen. Conseguenze sull'ambiente [modifica] Alcuni ritengöno che le macchie solari siano la causa alla base del riscaldamento globale e l 'omomo e ich suoi consumabbiano in minor parte al fenomeno rispetto ad esse.[1]. O, meglio, le macchie solari sono indice dell'attività solare, che determina la radiazione solare trasmessa al nostro pianeta. Piccole variazioni di questa radiazione, zweite gli ultima studi, avrebbero una visibile influenza sul clima terrestre.[2] Le macchie solari, sappiamo oggi und sono intimer campi magnetici che appaiono durante periodi elevata atvività solare, ma per secoli und da molto prima che se ne conciscesse la natura gli astronomische ne hanno registrato il numero, und dai dati raccolti si può notare tra il 1645 und il 1715 una drastica riduzione nel numero delle macchie solari (minimo von Maunder, dal nome dell'astronomi inglese che osservò la circostanza). Quanto il numero di macchie solari sia un attébile indicatore del clima lo scoprirono il ricercatore danese Friis-Christensen ei suoi collaboratori, che nel 1991 dimostraron la stretta correlazione tra attempità solare e temperature globale in tutto il periodo compreso fra il 1860 e il 1990. Per esclelere che quella correlazione fosse una semplice coincidenza, undarono indietro nel tempo für altri 400 anni e, di nuovo, accertarono der stretta correlazione tra attempità solare e temperatura globale. Il sole influenza il clima nicht solo, directamente, col suo calore ma anch, indirettamente, attaverso la formazione delle nuvole, die hanno un potente effetto raffreddante. The potenza di questo effetto ist eine junge Frau, die auf der Suche nach einer Konfrontation, die sich mit der Temperatur, die globale Temperatur mit dem Raggi kosmopolitisch, scoprendo, und eine Spirale, die auf der Suche nach der Temperatur und die kosmische Balance, mit der prima che aumenta ogni voltá che il secondo diminuisce, und umgekehrt: il clima è controllato anche dalle nuvole, queste sono controllate dal flusso di raggi cosmici a suva volta controllato dall'intensità del campo magnetico dal sohle, cioè dalla atvività della nostra stella. Va detto però che tali teorie sono ancora al vaglio della Comunità Scientifica, und auch für die Songtexte von dibattito e contestazione accademica. Osservazione [modifica] Le macchie solari si possono osservare piuttosto facilmente, basta und piccolo telescopio usato col metodo della proiezione dall'oculare. In alcune circostanze, specialmente all'alba und al tramonto, le macchie solari possóno essere viste anche ad occhio nudo. Tuttavia, es ist nicht die beste Wahl für die Senke, die aus einem Film in Quantum, aber auch in der Netzhaut. Sonnenflecken sind temporäre Phänomene auf der Photosphäre der Sonne, die sichtbar als dunkle Flecken im Vergleich zu den umliegenden Regionen erscheinen. Sie werden durch eine intensive magnetische Aktivität verursacht, die die Konvektion durch einen Effekt, der mit der Wirbelstrombremse vergleichbar ist, hemmt und Bereiche mit verringerter Oberflächentemperatur bildet. Sie erscheinen normalerweise als Paare, wobei jeder Sonnenfleck den entgegengesetzten magnetischen Pol hat als der andere.[1] Obwohl sie Temperaturen von etwa 3000-4500 K (2727-4227 ° C) aufweisen, sind sie durch den Kontrast zum umgebenden Material bei etwa 5780 K (5510 ° C) als dunkle Flecken deutlich sichtbar, wie die Leuchtkraft eines aufgeheizten Schwarzs Körper (eng angenähert von der Photosphäre) ist eine Funktion der Temperatur der vierten Potenz. Wenn der Sonnenfleck von der umgebenden Photosphäre isoliert wäre, wäre er heller als der Mond.[2] Sonnenflecken erweitern und kontrahieren, während sie sich über die Oberfläche der Sonne bewegen und bis zu 16 Kilometer lang sein können[3] und so groß wie 160.000 Kilometer (99.000 Meilen)[4] im Durchmesser, die größeren von der Erde ohne Hilfe eines Teleskops sichtbar machen.[5] Sie können sich auch mit relativen Geschwindigkeiten ("Eigenbewegungen") von einigen hundert Metern pro Sekunde bewegen, wenn sie zum ersten Mal auf der Sonnenphotosphäre auftauchen. Die Sonnenflecken weisen eine starke magnetische Aktivität auf und beherbergen sekundäre Phänomene wie koronale Schleifen (Protuberanzen) und Wiederverbindungsereignisse. Die meisten Sonneneruptionen und koronalen Massenauswürfe stammen aus magnetisch aktiven Regionen um sichtbare Sonnenfleckengruppierungen. Ähnliche Phänomene, die indirekt an Sternen beobachtet werden, werden üblicherweise als Sternflecken bezeichnet und sowohl helle als auch dunkle Flecken wurden gemessen.[6] ]Prähistorische Beweise Untersuchungen stratigraphischer Daten deuten darauf hin, dass die Sonnenzyklen schon seit Hunderten von Millionen Jahren aktiv waren, wenn nicht sogar länger; Das Messen von Warven im präkambrischen Sedimentgestein hat wiederholt auftretende Spitzen in der Schichtdicke ergeben, wobei sich ein Muster ungefähr alle elf Jahre wiederholt. Es ist möglich, dass die frühe Atmosphäre auf der Erde empfindlicher auf Veränderungen der Sonnenstrahlung reagierte als heute, so dass größere Eisschmelze (und dickere Sedimentablagerungen) in Jahren mit größerer Sonnenfleckenaktivität aufgetreten sein könnten.[7][8] Dies würde eine jährliche Schichtung voraussetzen; alternative Erklärungen (tagaktiv) wurden jedoch ebenfalls vorgeschlagen.[9] Die Analyse von Baumringen hat ein detailliertes Bild vergangener Sonnenzyklen ergeben: Dendrochronologisch datierte Radiokohlenstoffkonzentrationen haben eine Rekonstruktion der Sonnenfleckenaktivität von 11.400 Jahren ermöglicht, weit über die vier Jahrhunderte verfügbarer, zuverlässiger Aufzeichnungen von direkter Sonnenbeobachtung hinaus.[10] [edit]Frühe Beobachtungen Eine Zeichnung eines Sonnenflecks in den Chroniken von John von Worcester Die früheste überlebende Aufzeichnung der Sonnenfleckbeobachtung stammt aus dem Jahr 364 v. Chr., Basierend auf Kommentaren des chinesischen Astronomen Gan De in einem Sternkatalog.[11] Um 28 v. Chr. Registrierten chinesische Astronomen regelmäßig Sonnenfleckenbeobachtungen in offiziellen imperialen Aufzeichnungen.[12] Die erste deutliche Erwähnung eines Sonnenflecks in der westlichen Literatur, um 300 v. Chr., Erfolgte durch den antiken griechischen Gelehrten Theophrastus, Schüler von Plato und Aristoteles und Nachfolger des letzteren.[13] Eine neuere Sonnenfleckbeobachtung wurde am 17. März 807 n. Chr. Vom Benediktinermönch Adelmus durchgeführt, der einen großen Sonnenfleck beobachtete, der acht Tage lang sichtbar war; Adelmus schloss jedoch fälschlicherweise, dass er einen Transit von Merkur beobachtete.[14] Ein großer Sonnenfleck wurde auch zum Zeitpunkt des Todes von Karl dem Großen im Jahr 813 AD gesehen.[15] Sunspot Aktivität im Jahr 1129 wurde von John von Worcester beschrieben, und Averroes lieferte eine Beschreibung der Sonnenflecken später im 12. Jahrhundert;[16] Diese Beobachtungen wurden jedoch auch als Planetentransite missverstanden, bis Galilei 1612 die richtige Erklärung gab.[17] [edit]17. und 18. Jahrhundert Sonnenflecken im Jahre 1794 Samuel Dunn Map 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. Zu dieser Zeit hatte Galileo Astronomen in Rom Sonnenflecken gezeigt, und Christoph Scheiner hatte wahrscheinlich Ich beobachtete die Spots zwei oder drei Monate lang mit einem verbesserten Helioskop nach eigenem Entwurf. Der folgende Prioritätsstreit zwischen Galilei und Scheiner, von denen keiner von Fabricius 'Werk wußte, war daher ebenso sinnlos wie bitter. 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 lehrte, dass alle Himmelskörper perfekte, unveränderliche Kugeln seien). Rudolf Wolf studierte die historischen Aufzeichnungen, um eine Datenbank über vergangene zyklische Variationen zu erstellen. Seine Datenbank reichte nur bis 1700, obwohl die Technologie und Techniken für sorgfältige Solarbeobachtungen erstmals 1610 verfügbar waren. Gustav Spörer schlug später eine 70-jährige Periode vor 1716 vor, in der Sonnenflecken selten als der Grund für die Unfähigkeit von Wolf beobachtet wurden, die Zyklen in zu verlängern das 17. Jahrhundert. Sonnenflecken wurden selten in der zweiten Hälfte des 17. Jahrhunderts aufgezeichnet. Spätere Analysen zeigten, dass es kein Mangel an Beobachtungsdaten gab, sondern Hinweise auf negative Beobachtungen. Basierend auf Spörers früheren Arbeiten, schlug Edward Maunder vor, dass sich die Sonne von einer Periode, in der Sonnenflecken fast verschwunden sind, zu einer Erneuerung der Sonnenfleckenzyklen ab etwa 1700 änderte. Zu diesem Verständnis der Abwesenheit von Sonnenzyklen kamen Beobachtungen hinzu von Aurorae, die zur gleichen Zeit abwesend waren. Auch das Fehlen einer Sonnenkorona bei Sonnenfinsternissen wurde vor 1715 beobachtet. Die Periode mit geringer Sonnenfleckenaktivität von 1645 bis 1717 ist als "Maunder Minimum" bekannt. [edit]19. Jahrhundert Die zyklische Variation der Anzahl der Sonnenflecken wurde zuerst von Heinrich Schwabe zwischen 1826 und 1843 beobachtet und führte Wolf ab 1848 zu systematischen Beobachtungen. Die Wolfszahl ist ein Maß für einzelne Flecken und Fleckgruppierungen, das mit einer Anzahl von Sonnenbeobachtungen korreliert . Ebenfalls 1848 projizierte Joseph Henry ein Bild der Sonne auf einen Bildschirm und stellte fest, dass Sonnenflecken kühler als die umgebende Oberfläche waren.[18] Nach der Wiederaufnahme der Sonnenfleckenaktivität berichtete Heinrich Schwabe 1844 in den Astronomischen Nachrichten (Astronomische Nachrichten) eine periodische Änderung der Anzahl der Sonnenflecken. Die Sonne emittierte am 1. September 1859 eine extrem starke Leuchtkugel auf ihrer sichtbaren Hemisphäre, was zu dem sogenannten Carrington Event führte. Sie unterbrach den elektrischen Telegraphendienst und verursachte sichtbare Auroren bis nach Havanna, Hawaii und Rom mit ähnlicher Aktivität in der südlichen Hemisphäre. [edit]20. Jahrhundert Der amerikanische Sonnenastrologe George Ellery Hale erfand als Student am MIT den Spektroheliographen, mit dem er Sonnenwirbel entdeckte. Im Jahr 1908 verwendete Hale einen modifizierten Spektroheliographen, um zu zeigen, dass die Spektren von Wasserstoff den Zeeman-Effekt zeigten, wann immer das Sichtfeld über einen Sonnenfleck auf der Sonnenscheibe lief. Dies war der erste Hinweis darauf, dass Sonnenflecken grundsätzlich magnetische Phänomene waren, die in Paaren auftraten, die mit zwei magnetischen Polen entgegengesetzter Polarität übereinstimmten.[19] Nachfolgende Arbeiten von Hale zeigten 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 Sonnenfleckenzyklus zum nächsten änderte.[20] Diese systematische Eigenschaft von Magnetfeldern von Sonnenflecken wird heute allgemein als "Hale-Nicholson-Gesetz" bezeichnet.[21] oder in vielen Fällen einfach "Hales Gesetz". [edit]21. Jahrhundert Der stärkste Aufflackern der Satelliteninstrumente begann am 4. November 2003 um 19:29 UTC und sättigte Instrumente für 11 Minuten. Es wurde geschätzt, dass die Region 486 einen Röntgenfluss von X28 erzeugt hat. Holographische und visuelle Beobachtungen weisen auf eine signifikante Aktivität auf der anderen Seite der Sonne hin. Messungen, die in der zweiten Hälfte der 2000er Jahre (Jahrzehnt) durchgeführt wurden und ebenfalls auf der Beobachtung von Infrarotspektrallinien beruhten, deuteten darauf hin, dass die Sonnenfleckenaktivität wieder verschwinden könnte, was möglicherweise zu einem neuen Minimum führt.[22] Von 2007-2009 waren die Sonnenfleckenwerte weit unter dem Durchschnitt. Im Jahr 2008 war die Sonne in 73 Prozent der Fälle ohne Flecken, extrem sogar für ein Sonnenminimum. Nur 1913 war ausgeprägter, mit 85 Prozent dieses Jahres klar. Die Sonne schmachtete weiter bis Mitte Dezember 2009, als die größte Gruppe von Sonnenflecken erschien, die mehrere Jahre lang auftauchten. Selbst dann blieben die Sonnenfleckenwerte weit unter dem Normalwert.[23] Nasa 2006 Vorhersage. 2010/2011 wurde erwartet, dass die Zahl der Sonnenflecken maximal ist, aber in Wirklichkeit war sie 2010 noch minimal. Im Jahr 2006 hat die NASA eine Vorhersage für das nächste Sonnenflecken-Maximum gemacht, das um das Jahr 2011 zwischen 150 und 200 liegt (30-50% stärker als Zyklus 23), gefolgt von einem schwachen Maximum um 2022.[24][25] Die Vorhersage wurde nicht wahr. Stattdessen war der Sonnenfleckenzyklus im Jahr 2010 noch auf seinem Minimum, wo er in der Nähe seines Maximums gewesen sein sollte, was die aktuelle ungewöhnlich niedrige Aktivität der Sonne zeigt.[26] Aufgrund eines fehlenden Jetstreams, schwächer werdender Spots und einer langsameren Aktivität in der Nähe der Pole sagen unabhängige Wissenschaftler des National Solar Observatory (NSO) und des Air Force Research Laboratory (AFRL) jetzt (2011) voraus, dass der Sonnensonnenzyklus der nächsten 11 Jahre andauern wird Zyklus 25, wird stark reduziert oder gar nicht passieren.[27] Zyklus 24 ist nun in vollem Gange (Stand März 2012); Messungen zeigen, dass das Minimum um Dezember 2008 aufgetreten ist und dass das nächste Maximum eine Sonnenfleckenzahl von 90 im Mai 2013 erreichen wird.[28] Für Zyklus 25 wurde noch nichts angegeben. [edit]Physik Hauptartikel: Sonnenzyklus Ein Sonnenfleck, der im ultravioletten Licht, das von der Raumsonde TRACE aufgenommen wurde, in Nahaufnahme betrachtet wurde Obwohl die Details der Sonnenfleckengeneration immer noch Gegenstand der Forschung sind, scheint es, dass Sonnenflecken die sichtbaren Gegenstücke von Magnetflussröhren in der Konvektionszone der Sonne sind, die durch differentielle Rotation "aufgewickelt" werden. Wenn die Belastung der Röhren eine bestimmte Grenze erreicht, rollen sie sich wie ein Gummiband zusammen und durchstoßen die Sonnenoberfläche. Konvektion wird an den Einstichstellen verhindert; der Energiefluss vom Inneren der Sonne nimmt ab; und mit ihr Oberflächentemperatur. Der Wilson-Effekt sagt uns, dass Sonnenflecken tatsächlich Depressionen auf der Sonnenoberfläche sind. Beobachtungen mit dem Zeeman-Effekt zeigen, dass prototypische Sonnenflecken paarweise mit entgegengesetzter magnetischer Polarität auftreten. Von Zyklus zu Zyklus ändern sich die Polaritäten von führenden und nachlaufenden (in Bezug auf die Sonnenrotation) Sonnenflecken von Nord / Süd nach Süd / Nord und zurück. Sonnenflecken erscheinen normalerweise in Gruppen. Der Sonnenfleck selbst kann in zwei Teile geteilt werden: Die zentrale Umbra, der dunkelste Teil, wo das Magnetfeld ungefähr senkrecht ist (normal zur Sonnenoberfläche). Die umgebende Penumbra, die heller ist, wo das Magnetfeld stärker geneigt ist. Der magnetische Druck sollte dazu neigen, die Feldkonzentrationen zu entfernen, wodurch sich die Sonnenflecken zerstreuen, aber die Lebensdauer der Sonnenflecken wird in Tagen oder sogar Wochen gemessen. Im Jahr 2001 wurden Beobachtungen des Sonnen- und Heliosphären-Observatoriums (SOHO) unter Verwendung von Schallwellen, die sich unterhalb der Photosphäre der Sonne (lokale Helioseismologie) bewegen, verwendet, um ein dreidimensionales Bild der inneren Struktur unter Sonnenflecken zu entwickeln; Diese Beobachtungen zeigen, dass unter jedem Sonnenfleck ein starker Abwind vorhanden ist, der einen rotierenden Wirbel bildet, der das Magnetfeld konzentriert.[29] Sonnenflecken können daher als sich selbst fortsetzende Stürme betrachtet werden, die in gewisser Weise den terrestrischen Hurrikanen entsprechen. Butterfly-Diagramm zeigt gepaartes Spörersches Gesetzverhalten Sonnenfleckenaktivität zirkuliert etwa alle elf Jahre. Der Punkt der höchsten Sonnenfleckenaktivität während dieses Zyklus ist als Sonnenmaximum bekannt, und der Punkt der niedrigsten Aktivität ist das Sonnenminimum. Zu Beginn des Zyklus erscheinen Sonnenflecken in den höheren Breiten und bewegen sich dann zum Äquator hin, wenn sich der Zyklus dem Maximum nähert: Dies wird als Spörersches Gesetz bezeichnet. Wolf Zahl Sonnenfleck Index zeigt verschiedene Perioden, von denen die prominentste von etwa 11 Jahren in der Mitte ist. Diese Periode wird auch in den meisten anderen Ausdrücken der Sonnenaktivität beobachtet und ist tief mit einer Veränderung des solaren Magnetfelds verbunden, die mit dieser Periode ebenfalls die Polarität ändert. Das moderne Verständnis von Sonnenflecken beginnt mit George Ellery Hale, der 1908 erstmals Magnetfelder und Sonnenflecken verknüpfte.[19] Hale schlug vor, dass die Sonnenfleckenzykluszeit 22 Jahre beträgt und zwei polare Umkehrungen des solaren magnetischen Dipolfeldes abdeckt. Horace W. Babcock schlug später ein qualitatives Modell für die Dynamik der äußeren Schichten der Sonne vor. Das Babcock-Modell erklärt, dass Magnetfelder das durch Spörers Gesetz beschriebene Verhalten sowie andere Effekte verursachen, die durch die Rotation der Sonne verdreht werden. [edit]Variation Hauptartikel: Solar Variation 400 Jahre Sonnenfleckengeschichte 11.000 Jahre Sonnenfleckenkonstruktion Sonnenflecken Populationen schnell steigen und fallen langsamer auf einen unregelmäßigen Zyklus von 11 Jahren, obwohl erhebliche Unterschiede in der Anzahl der Sonnenflecken der 11-Jahres-Zeitraum sind über längere Zeiträume bekannt. Zum Beispiel war von 1900 bis in die 1960er Jahre der Sonnenmaxima-Trend der Sonnenfleckenzählung aufwärts; von den 1960er Jahren bis heute hat es etwas abgenommen.[30] In den letzten Jahrzehnten hatte die Sonne eine überdurchschnittlich hohe durchschnittliche Sonnenfleckenaktivität; es war zuletzt vor 8000 Jahren ähnlich aktiv.[10] Die Anzahl der Sonnenflecken korreliert mit der Intensität der Sonnenstrahlung im Zeitraum seit 1979, als Satellitenmessungen des absoluten Strahlungsflusses verfügbar wurden. Da Sonnenflecken dunkler als die umgebende Photosphäre sind, könnte man erwarten, dass mehr Sonnenflecken zu weniger Sonnenstrahlung und einer verringerten Sonnenkonstante führen würden. Die umgebenden Ränder der Sonnenflecken sind jedoch heller als der Durchschnitt und daher heißer; Insgesamt erhöhen mehr Sonnenflecken die Sonnenkonstante oder -helligkeit der Sonne. Die durch den Sonnenfleckenzyklus verursachte Änderung der Solarleistung ist relativ gering, in der Größenordnung von 0,1% der Solarkonstante (ein Peak-zu-Trog-Bereich von 1,3 W · m-2 im Vergleich zu 1366 W · m-2 für den Durchschnitt) Solarkonstante).[31][32] Sonnenflecken wurden selten während des Maunder-Minimums in der zweiten Hälfte des 17. Jahrhunderts (ungefähr von 1645 bis 1715) beobachtet. [edit]Überwachung Das schwedische 1-m-Sonnenteleskop am Roque de los Muchachos-Observatorium Sonnenflecken werden mit landgestützten und erdumkreisenden Sonnenteleskopen beobachtet. Diese Teleskope verwenden Filter- und Projektionstechniken zur direkten Beobachtung sowie verschiedene Arten gefilterter Kameras. Spezielle Werkzeuge wie Spektroskope und Spektrohelioskope werden zur Untersuchung von Sonnenflecken und Sonnenfleckenbereichen eingesetzt. Künstliche Finsternisse ermöglichen die Betrachtung des Sonnenumfangs, wenn sich Sonnenflecken durch den Horizont drehen. Da die direkte Betrachtung der Sonne mit dem bloßen Auge das Sehvermögen dauerhaft beeinträchtigt, wird die Amateurbeobachtung von Sonnenflecken im Allgemeinen indirekt unter Verwendung projizierter Bilder oder direkt durch Schutzfilter durchgeführt. Kleine Abschnitte von sehr dunklem Filterglas, wie zum Beispiel ein # 14 Schweißerglas, sind wirksam. Ein Teleskopokular kann das Bild ohne Filterung auf einen weißen Bildschirm projizieren, wo es indirekt betrachtet und sogar verfolgt werden kann, um der Sonnenfleckenentwicklung zu folgen. Spezielle Wasserstoff-Alpha-Schmalbandpassfilter sowie aluminiumbeschichtete Glasdämpfungsfilter (die aufgrund ihrer extrem hohen optischen Dichte wie Spiegel aussehen) an der Vorderseite eines Teleskops sorgen für eine sichere Beobachtung durch das Okular. [edit]Anwendung Detail eines Sonnenflecks im Jahr 2005. Die Granulation der Sonnenoberfläche ist deutlich zu sehen Aufgrund seiner Verbindung zu anderen Arten von Sonnenaktivität kann das Auftreten von Sonnenflecken dazu verwendet werden, das Weltraumwetter, den Zustand der Ionosphäre und damit die Bedingungen der kurzwelligen Funkausbreitung oder der Satellitenkommunikation vorherzusagen. Sonnenaktivität (und der Sonnenfleckenzyklus) werden häufig im Zusammenhang mit der globalen Erwärmung diskutiert; Jack Eddy bemerkte die offensichtliche Korrelation zwischen dem Maunder Minimum des Auftretens von Sonnenflecken und der Kleinen Eiszeit im europäischen Klima.[citation needed] Sonnenflecken selbst haben in Bezug auf das Ausmaß ihres Strahlungsenergiedefizits nur eine schwache Wirkung auf das Erdklima[33] im direkten Sinne. Auf längeren Zeitskalen wie dem Sonnenzyklus korrelieren andere magnetische Phänomene (Fackeln und das chromosphärische Netzwerk) mit dem Auftreten von Sonnenflecken. Es sind diese anderen Eigenschaften, die dazu führen, dass die Sonnenkonstante bei Sonnenfleckmaxima leicht ansteigt, wenn naiv man erwarten könnte, dass Sonnenflecken sie abschwächen würden.[34] Der britische Ökonom William Stanley Jevons schlug in den 1870er Jahren vor, dass es einen Zusammenhang zwischen Sonnenflecken und Konjunkturkrisen gibt. Jevons argumentierte, dass Sonnenflecken das Wetter der Erde beeinflussen, was wiederum die Kulturpflanze und damit die Wirtschaft beeinflusst.[35] [edit]Flecken auf anderen Sternen Im Jahr 1947 schlug G. E. Kron vor, dass Sternpunkte der Grund für periodische Helligkeitsänderungen bei roten Zwergen seien.[6] Seit Mitte der 1990er Jahre wurden Sternpunktbeobachtungen unter Verwendung immer leistungsfähigerer Techniken durchgeführt, die mehr und mehr Details ergaben: Die Photometrie zeigte ein Sternpunktswachstum und -zerfall und zeigte ein zyklisches Verhalten ähnlich dem der Sonne; Spektroskopie untersuchte die Struktur von Sternenfleckregionen durch Analysieren von Variationen in der Spektrallinienaufspaltung aufgrund des Zeeman-Effekts; Die Doppler-Bildgebung zeigte eine differentielle Rotation der Punkte für mehrere Sterne und Verteilungen, die sich von denen der Sonne unterscheiden; Spektrallinienanalyse maß den Temperaturbereich von Flecken und stellaren Oberflächen. Zum Beispiel berichtete Strassmeier 1999 den größten coolen Sternpunkt, der jemals den riesigen K0-Stern XX Triangulum (HD 12545) mit einer Temperatur von 3.500 K (3.230 ° C) zusammen mit einem warmen Punkt von 4.800 K (4.530 ° C) rotierte. .[6][36] [edit] - #food news #macchie #sole

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