"KLASSIFIKATIONSWERTE nach Malde"Erstmal verøffentlicht SONNE no. 36, Dezember 1985 (SONNE 13Mai94 )
eine neue Messung
der Sonnenaktivität ?
Übersetzt von Josef Hoell
Das gut bekannte Relativzahlsystem nach Wolf zur Messung der Sonnenaktivität ist seit langer Zeit bekannt. Normalerweise erhält man danach die Relativzahl, indem man alle Flecken zählt und dazu die Anzahl der Gruppen, mit 10 multipliziert, addiert. Um die Unterschiede der verschiedenen Teleskope auszugleichen, wird dies noch mit dem k-Faktor (eine Beobachterkonstante) multipliziert. Man erhält:
R = k * ( 10 * g + f )
vobei k der k-Faktor ist, g die Anzahl der Gruppen, f die Anzahl der Flecken und R die Relativzahl nach Wolf. Teilweise (z.b. in der BAA in England) wird g als Anzahl der aktiven Gebiete bezeichnet und g als 2 gesetzt, wenn eine Gruppe mehr als 10 Grad auf der Sonne lang ist, aber ein gemeinsames Zentrum hat.
Dieses R-System hat viele Nachteile. Man zählt alle Flecken, die man im Teleskop sieht, aber großen Flecken auf der Sonne wird genauso viel Wert geschenkt wie kleinen. Eine Pore von 30 µH (Millionstel = Mikro der sichtbaren Hemisphäre) und ein großer Fleck von 300 µH werden gleich gezählt: als 1. Die Idee eine aktive Region als zwei zu zählen, wenn sie mehr als 10 Grad lang ist, zeigt, daß sich jemand schon einmal Gedanken darüber gemacht hat, den großen Gruppen mehr Beachtung zu schenken; diesen, die die Aktivität bestimmen, wie ich meine.
"Klassifikationswärte" (auf Englisch Classification Values)=CV, "erfand" ich und nach einigen Verbesserungen ging das System ab 15.08.1981 in die Erprobungsphase. Mit anderen Worten: schon 17 Jahre nun mit guter Erfahrung.
In diesem Artikel werde ich erklären, woraus dieses Experiment besteht und auch Beispiele der Vorzüge dieses Systems zeigen. Die Nachteile der Relativzahl nach Wolf werden dabei auch erläutert.
Sie mögen vielleicht schon wissen, daß alle Gruppen in das Züricher System eingeordnet werden mit der Ergänzung Klassen G und J (Waldmeier). Die Klassifikation in der Fachastronomie läuft dagegen nach einem etwas anderen System (entwickelt von Patrick S. McIntosh von der NOAA, USA) ab, das Zürich/McIntosh-klassifikationsystem. Er modifizierte das Zürichsystem und faßte die Klassen G und J in die E, F und H-Klassen mit hinein (siehe Extra-Erläuterung weiter unten). Als Ergänzung weren die 7 Klassen mit zwei zusätzlichen Buchstaben versehen, die die Regionen mit Bezug auf die Penumbra und der Verteilung der Flecken beschreiben. Mit dieser Methode endet man bei 60 verschiedenen Sonnenfleckenklassen. Diese drei Buchstaben geben einem eine Idee davon, wie die Gruppe aussieht, obwohl man sie noch gar nicht gesehen hat. Lassen Sie uns das mal näher betrachten:
(Source: Solar Geophysical Data, 474 Supplement, Feb1984, pp.
21-23),
(US Dept of Commerce, Boulder CO 80303, USA)
quote:
Unipolare Gruppe: Ein einzelner Fleck oder eine einzelne kompakte Ansammlung von Flecken, deren größer Durchmesser drei Grad auf der Sonne nicht überschreitet. In der modifizierten Züricher Klassifikation wird dieser Durchmesser vom äußeren Rand der Penumbra des größten Fleckes zum Zentrum des entferntesten Flecken in der Gruppe! Neue Flecken, die in solch einer Konfiguration auftreten (im Vergleich zu großen alten Penumbren) und vorläufer einer neuen aufsteigenden Gruppe sind, werden als eine getrennte Gruppe extra gezählt.
Bipolare (ausgedehnte) Gruppen: Zwei Flecken oder ein Haufen von vielen Flecken, die sich in Ost-West-Richtung mit der Hauptachse ausdehnen und eine länge von drei Grad auf der Sonne überschreiten. Ein alter symetrischer Penumbrafleck kann einen Durchmesser von drei Grad haben, so daß eine bipolare Gruppe mit solch einem Fleck sich 5 Längengrade ausdehnen muß.
MODIFIZIERTE ZÜRICHER KLASSIFIKATION ( 1. Buchstabe )
A Eine unipolare Gruppe ohne Penumbra.
B Eine bipolare Gruppe ohne Penumbra (ohne obere Grenze der Länge der Gruppe!)
C Eine bioplare Gruppe mit Penumbra nur an Flecken derselben Polarität, d.h. gewöhnlich nur an einer Ende der Gruppe. Wenn die Penumbra mehr als fünf Grad in Länge ausdehnt, wird die C eine enge D-Gruppe. Es gibt keine obere Grenze in der Länge einer C-Gruppe.
D Eine bipolare Gruppe mit Penumbrae an Flecken beider magnetischer Polarität, normalerweise heißt das, an beiden Enden der Gruppe. Die Länge ist kleiner als 10 Grad auf der Sonne.
E Eine bipolare Gruppe mit Penumbrae an Flecken beider Polarität und einer Länge zwischen 10 und 15 Grad.
F Eine bipolare Gruppe mit Penumbrae an Flecken beider Polarität und einer Länge größer als 15 Grad.
H Eine unipolare Gruppe mit Penumbra. Flecken in der Nähe mußen weniger als 3 Grad von der Penumbra entfernt sein. Die großen Flecken sind immer die führenden Flecken (meistens) der Gruppe, die aus einer alten bipolaren Gruppe stammt. Eine H-Gruppe wird eine kompakte D-Gruppe, wenn die Penumbra 5 Grad in der Länge auf der Sonne überschreitet.
G und J fehlen in dieser modifizierten Aufstellung. Gruppe G ist in der Definition der Klassen E und F enthalten, und J ist in der H-Definition enthalten.
PENUMBRA DES GRÖSSTEN FLECKS (2. BUCHSTABE)
x Keine Penumbra. Die Größe des grauen Penumbrabereiches an dem Rand der Umbra muß 3 Bogensekunden überschreiten, um als Penumbra klassifiziert zu werden.
r Die Penumbra ist rudimentär. Sie ist dann normalerweise nicht komplett, irregulär in der Umrißlinie, gerade 3 Bogensekunden stark, meist etwas heller als normale Penumbra und hat eine gefleckte, granulierte feine Struktur. Rudimentäre Pemnumbren stellen den übergang zwischen photosphärischer Granulation und filamentärer Penumbra dar. Ein Erkennen der rudimentären Penumbra erfordert entweder Photos oder direkte Beobachtung (keine Projekti- onsbeobachtung!)
s Symetrische, nahezu kreisrunde Penumbra mit filamentärer Struktur und einem Flecken- durchmesser kleiner als zweieinhalb heliographische Grade. Die Umbra bildet einen kompakten Haufen nahe dem Zentrum der Penumbra. Auch elliptische Penumbrae sind symetrisch um einzelne dastehende Umbrae. Flecken mit symetrischer Penumbra ändern sich sehr langsam.
a Asymetrische oder komplexe Penumbrae mit filamentärer Struktur und einem Flecken-durchmesser kleiner als zweieinhalb heliographischen Graden längs des Sonnenmeridians. Asymetrische Penumbra ist unregelmäßig in der Umrißlinie oder sehr elongiert (nicht kreis- förmig) mit zwei oder mehr Umbrae darin verteilt. Asymetrische Flecken ändern sich rasch im Abstand von Tag zu Tag.
h Eine große symetrische Penumbra mit Durchmessern mit mehr als 2.5 heliographischen Graden. Mit Ausnahme des Durchmessers sind seine Charakteristika dieselben wie der einer 's'-penumbra.
k Eine große asymetrische Penumbra mit durchmessern von mehr als 2.5 heliographischen Graden. Mit Ausnahme des Durchmessers sind die Charakteristika dieselben wie die einer 'a'-penumbra. Wenn die Längenausdehnung der Penumbra fünf heliographische Grade über- schreitet, ist es wahrscheinlich, daß die beiden magnetischen Polaritäten in der Penumbra präsent sind, und die Klassifikation der Gruppe wird Dkc, Ekc oder Fkc.
SONNENFLECKENVERTEILUNG (3. BUCHSTABE)
x Einzelner Fleck.
o Eine offene (open) Fleckenverteilung. Das Gebiet zwischen voran- und nachfolgendem Ende der Gruppe ist frei von Flecken, so daß die Gruppe klar in 2 Gebiete unterschiedlicher Polarität geteilt zu sein scheint. Eine offene Verteilung deutet auf einen leichten magnetischen Feld- wechsel entlang der Linie des Polaritätswechsels hin.
i Eine mittlere (intermediate) Fleckenverteilung. Einige Flecken liegen zwischen dem voran- und nachfolgendem Ende der Fleckengruppe, aber keiner dieser Flecken besitzt eine Penumbra.
c Eine kompakte (compact) Fleckenverteilung. Das Gebiet zwischen voran- und nachfolgendem Ende der Gruppe ist mit vielen starken Flecken bevölkert, wobei mindestens einer davon eine Penumbra besitzt. Im extremsten Fall der kompakten Verteilung hat die gesamte Fleckengruppe eine sie vollkommen umgebende Penumbra. Eine kompakte Verteilung deutet auf einen relativ raschen Abfall und Anstieg des Magnetfeldes entlang der Linie des Polaritätswechsels hin.
Faßt man alle obigen Betrachtungen zu den drei Buchstaben der sogenannten McIntosh-Klassifikation zusammen, kommt man zu dem Schluß daß der erste Buchstabe davon die Brunner-klassifikation ist mit folgenden Ausnahmen:
Ero, Fro, Eso, Fso, Eao, Fao, Eho, Fho, Eko, Fko = Brunner class G
Hrx, Hsx, Hax = Brunner class J
unquote
DAS CV-SYSTEM
Das Klassifikationswertsystem versucht, die Zürich/McIntosh-Klassifikation zu verbessern, indem alle 60 Klassen (=Kombinationen, die möglich sind) nach und nach in ein Gewichtssystem eingearbeitet werden, um eine Art Reihenfolge zu finden. Es ist klar, daß Axx einen "Punkt" haben muß und die komplizierteste Fhc erhält dann 60 Punkte. Aber warum Fhc? Warum nicht Fkc, Fac order Fsc?
Wenn man alle 60 Kombinationen ordnet nach Gewicht, muß man die Fähigkeit der Gruppe zu überleben berücksichtigen, und zwar die längstmöglichste Zeit. Eine F-Gruppe ist größer als eine E-Gruppe, welche größer als eine D-Gruppe ist. Eine C-Gruppe hat praktisch nur eine Polarität. Eine B-Gruppe hat keine Penumbra, aber mehr Flecken als eine A-Gruppe. So hat man mit dem ersten Buchstaben die Grundreihenfolge festgelegt.
Mit dem zweiten berücksichtigen Buchstaben lernen wir, daß sich eine symetrische Penumbra nur langsam ändert, während eine asymetrische sich jeden Tag ändert (mehr oder weniger). Und eine große Penumbra wird ganz klar bessere Chancen haben, länger zu leben, als eine kleine Penumbra. Eine rudimentäre Penumbra ist entweder eine ganz neue Penumbra (meist nur ein Tag alt) oder eine sterbende Penumbra (oft in wenigen Tagen verschwunden). Schließlich hat ein Fleck ohne Penumbra das kürzeste Leben, oder sie wachsen in wenigen Stunden stark an.
Beim dritten Buchstaben ist es klar, dab eine kompakte Verteilung die stärksten Magnetfeldgradienten hat, anders als eine offene Verteilung. Bei der mittleren Verteilung kann man sich nicht ganz sicher darüber sein. Ein einzelner Fleck (nur mit Penumbra) kann sehr lange leben, aber sie sind sehr unsicher in der Entwicklung.
Mit anderen Worten, ich habe die Gruppenkombinationen in dieser Reihenfolge geordnet:
1 Erster Buchstabe: F, E, D, C, H, B, A
2 Zweiter Buchstabe: h, k, s, a, r, x
3 Dritter Buchstabe: c, i, o, x
Beim Beobachten selbst wird jeder Gruppe oder Region dann
ein Wert nach Tabelle 1 zugeteilt, nachdem man die drei Buchstaben zugeordnet hat. Sie
werden alle zusammengezählt und am Ende des Monats gemittelt.
Dieser Tabelle konvertiert
Zürich/McIntosh-klassifikationen nach CV.
NACHTEILE DES RELATIVZAHLSYSTEMS NACH WOLF
1) Falsches Nord/Süd-verhältnis:
Z.b. Einfache A/B/C-Gruppen im Norden, und große D/E oder F-Gruppen in Süden. Vergleich von R ergibt im Norden und Süden vielleicht 50/50, weil vergleich von CV ergibt ein ganz anderes Eindruck.
2) Aktivität hoch, einfache Gruppen, Relativzahl niedrig:
Z.b. Aktivität hoch, aber mit relativ wenigen Flecken. Hieran kann man klar sehen, daß die Relativzahl R keine Rücksicht darauf nimmt, ob die Gruppen groß oder klein sind.
3) Aktivität niedrig, viele Poren, Relativzahl hoch:
Z.b. Aktivität niedrig, aber mit relativ viele Flecken. Vergleich von R sind hoch, weil CV-summe ist niedrig; als die Aktivität!
Dieser drei Verhältnisse sind einige von vielen Beispielen an nachteilen von des Relativzahlsystems nach Wolf.
Man bekommt den Eindruck, daß Relativzahlsystem sei zufällig oder 'fühlt' das R-system die Aktivität?
SCHLUSSFOLGERUNG
Es scheint mir, daß das CV-System (aus Zürich/McIntosh-Klassifikation-system) eine maßzahl der Sonnenaktivität ist, die vielleicht besser geeignet ist als die Relativzahlsystems. Ich denke, daß das Messen von µH, also der Flächen von Fleckengruppen oder auch das Messen des täglichen Radioflusses in verschiedenen Wellenlängenbereichen noch besser ist, aber diese Möglichkeiten bleiben den professionellen Astronomen vorbehalten; an aufgrund der Aufwendigkeit.
Mit der CV-Methode kann aber jeder Amateur in die Sonnen astronomie leicht einstiegen. Versuchen Sie CV!
Kommentare, Hinweise, Fragen usw. willkommen. Bitte an:
Kjell Inge Malde, CV-Helios Network,
Privat: Sildekroken 23B, N-4085 Hundvaag, Norwegen
telephone: 47 51 54 90 58
e-mail: cv.helios@rl.telia.no
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