Freitag, 6. Mai 2011

Die Sonne im April 2011

Insgesamt 20 verschiedene Fleckengruppen wurden im April registriert. Fünf waren am 1. April auf der Sonne im Weißlicht zu finden, die dominantere war die AR 11183, die man unschwer als E-Gruppe klassifizieren konnte. Die NOAA sah dann noch eine F-Gruppe (AR 11176), die auf der Zeichnung der Kanzelhöhe für diesen Tag aber nirgends zu finden ist. Daneben fanden sich ein paar kleinere Fleckengruppen niedrigerer Waldmeierklassen. Grundsätzlich änderte sich in den nächsten Tagen dann erst einmal nicht viel. Die NOAA sah immer noch eine F-Gruppe, die von der Kanzelhöhe in zwei Gruppen aufgeteilt war und nun wirklich auch nach eigenen Beobachtungen nicht wie ein Vertreter der höchsten Waldmeierklasse aussah. Die dann folgenden Tage waren wieder eher geprägt von einer mittleren Sonnenaktivitäten, denn E- und F-Gruppen wurden bis zum 14.4. nicht registriert, stattdessen gab es – durchaus interessant anzusehende – Gruppen der Klasse bis D. Auch H- und J-Gruppen waren eher selten zu sehen. Dafür stieg die Zahl der insgesamt auf der Sonne sichtbaren Gruppen teilweise auf 8 bis 9 an. Hierin waren sich Kanzelhöhe und NOAA mal wieder uneins. Die AR 11190 erreichte Mitte des Monats die Klasse F (NOAA) bzw. E (Kanzelhöhe) und hatte reichlich strukturierte Penumbren in voranschreitenden und nachfolgenden Teil der bipolaren Gruppe ausgebildet. Am 17. sah die Kanzelhöhe eine G-Gruppe, was prinzipiell sehr schwierig ist. Hierbei handelt es sich um eine Weiterentwicklung einer F-Gruppe, die alle komplexen Penumbren verloren hat und die oftmals aussieht, wie zwei H-Gruppen, die sich gegenüber stehen. Im Grunde kann man G-Gruppen nur mit Hilfe der Positionsbestimmung identifizieren. Hierzu ist es allerdings zwingend notwendig, die Gruppe vorher schon beobachtet, ihre Position bestimmt und dabei auch Eigenbewegung und Breitenwanderung berücksichtigt zu haben. Dies ist nur möglich, wenn man über einen längeren Zeitraum hinweg ein Wetter hat, das solcherart Messungen zulässt. Gruppen der Waldmeierklasse G zeichnen sich dadurch aus, dass sie keine Flecken mehr zwischen dem p- und dem f-Teil und eine Längenausdehnung von ca. 10 heliographischen Graden haben. Das macht ihre Identifikation vor allem dann schwierig, wenn man witterungsbedingt für einen längeren Zeitraum keine Beobachtungen vornehmen konnte. Am 16. hatte die AR 11193 lt. NOAA die Stufe E erreicht, während sich die AR 11190 bereits im Auflösungsstadium befand und wieder auf eine niedrigere Stufe zurückgefallen war. Die AR 11193 entwickelte sich nur ganz allmählich weiter und wurde dabei immer länger und die Penumbren immer umfangreicher. Am 21. erschien am Ostrand die AR 11195, die binnen weniger Tage offenbarte, dass es sich hierbei zumindest um eine E-Gruppe handelte. Ab dem 22. waren dann zwei große E-, bzw. F-Gruppen, schön verteilt auf beide Hemisphären, zu beobachten. Insbesondere die neue Gruppe legte ein enormes Tempo vor, was den Aufbau immer strukturreicher Penumbren betrifft. Die in ihr enthaltenen Einzelflecken nahmen Werte von um die 40 herum an, sodass bei manchen Beobachtern die Sonnenfleckenrelativzahl in diesem Tagen die 100,0-Marke überschritt. Am 25., die AR 11195 stand ziemlich zentral nahe der Sonnenscheibenmitte, nahm die Kanzelhöhe wieder eine seltsame Unterteilung zwischen zwei dicht beieinander liegenden Flecken vor, die sicher viele Beobachter so nicht gesehen haben und die auch anhand der Zeichnung nur schwer nachzuvollziehen ist. Nach dem 26. wurde die AR 11193 nicht mehr gesehen, weil sie um den westlichen Sonnenrand herumrotiert war, die AR 11195 hatte ihren Höhepunkt überschritten und entwickelte sich nun wieder zurück: die Penumbren wurden kleiner und die Zahl der Flecken darin nahm drastisch ab. Am 28. fiel sie endgültig auf die Stufe D zurück. Für den 30. meldete die NOAA, dass die AR 11199 die Stufe E erreicht haben soll, anhand der Zeichnung der Kanzelhöhe ließ sich das aber nicht verifizieren. Der Monat endete dann für Beobachter im Norden Schleswig-Holsteins in der Nacht vom 29. Auf den 30. April mit einem schönen Polarlicht, welches als Folge des aus einem Koronaloch austretenden erhöhten Teilchenstroms von der Sonne entstanden war. Beobachter während des Aschberg-Frühjahrs-Treffens kamen so in den Genuss eines lange nicht mehr gesehenen Himmelsspektakels.

Die Hα-Sonne war in den Anfangstagen des Monats April relativ ruhig. Flares konnten nur wenige Beobachtet werden und auch die Protuberanzen hatten eher MInimumsdimensionen. So produzierte die AR 11183 am 3. um  5:19 UT einen kleine C1-Flare, gefolgt von einem B8/Sf aus der AR 11173, der immerhin mit einem respektablen CME verknüpft war. Am 4. gab es weitere Koronale Massenauswürde, die aber nicht mit Aktiven Regionen in Verbindung standen und auch eher niederenergetisch ausfielen. Bis zum 12. April konnte der geneigte Beobachter nur schwächere Ausbrüche bis maximal zur Klasse b beobachten. An diesem Tag gab es in der sehr aktiven AR 11190 gleich drei Flares der Klasse c. Auch die nachfolgenden Tage brachten kaum Abwechslung, da wieder nur kleinere Flares von der Sonne erzeugt wurden, darunter am 14. ein C4/Sf aus der AR 11193. Doch schon ein paar Stunden später meldete sich die AR 11190 zu Wort und trumpfte mit einem M1/1F-Flare am 15. um 17:12 UT auf. Verbunden war das mit einer schwachen Radioemission zwischen 4995 und 15400 MHz. Bereits um 0:36 UT hatte es ein aufsteigendes Filament gegeben, dessen Teilchen mit 390 km/s in den Weltrau, hinaus befördert wurde. Am 16. folgte dem um 0:57 UT ein C5/Sf- und um 16:16 UT ein weiterer C5/Sf, dem um 16:53 UT noch ein C3-Flare folgte. Dieses Niveau wurde in etwa gehalten bis zum 21, als um 9:48 UT aus der AR 11195 ein c8/Sf gab. Ein Tag mit hoher Flareaktivität war der 22. April. Um 4:57 UT gab es einen M1/Sn- und um 15:53 einen M1/1n-Flare, jeweils aus der AR 11195. Bis zum 26. wurden entweder gar keine, oder nur sehr schwache Flares beobachtet. Am 27. produzierte die neue AR 11201 um 3:01 UT einen C2-Flare mit einem erdwärts gerichteten CME und um 8:00 UT einen weiteren C2 mit einem CME. Bis zum Monatsende konnte man eine ganze Reihe kleinerer und schwächerer c-class-Flares beobachten, die allerdings keine Auswirkungen für das Erdmagnetfeld hatten.

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