Erdfernerkundung - Numerische Physik: Modellierung

5.1. DAS NAHE ERDUMFELD 227
Abbildung 5.3: Zeitverlauf
der Sonnenfleckenzahl
(oben) und
der Solarkonstanten
(Mitte) im Zeitraum
von 1978 bis 1989, zur
Erklärung der einzelnen
Kurven vergleiche
Text [146]; im unteren
Teil Fortschreibung der
Kurven bis 2000 [105]
mit solaren Eruptionen (Flares), oder wird die Solarkonstante aufgrund der großen Zahl der
Flecken (sie sind kälter als ihre Umgebung und emittieren daher weniger elektromagnetische
Strahlung) eher geringer?
§ 743 Dazu zeigt Abb. 5.2 die relative Änderung der Solarkonstante, beobachtet über einen
Zeitraum von 155 Tagen (ungefähr die erste Hälfte des Jahres 1980, also in der Nähe des
solaren Maximums). Man erkennt deutlich den Einfluss einzelner Fleckengruppen, die relative
Änderung im solaren Strahlungsfluss entspricht dabei der relativen von den Flecken bedeckten
Fläche der Sonne. Die Gesamtänderung des solaren Flusses beträgt nur wenige Promill. Die
waagerechte Linie entspricht dem mittleren Fluss während des Beobachtungszeitraumes, die
nach oben ausweichenden Zacken geben den maximalen Fluss wieder.
§ 744 Aufgrund der großen Variabilität der Sonne während dieser Zeit ist eine 27-tägige
Periodizität (im Zusammenhang mit der Sonnenrotation) nur schwach zu erahnen. Pfeile
markieren einen willkürlichen 27-Tage Rythmus. Zwar sind stets Maxima der Solarkonstanten
in unmittelbarer Nähe dieser Marker, die Abweichungen sind jedoch zu groß, als dass dieser
Zusammenhang statistisch signifikant wäre. Naheliegendste Erklärung ist das Auftauchen
neuer und das Verschwinden alter Fleckengruppen während dieser Zeiten.
§ 745 Nachdem wir hier Schwankungen der Solarkonstante auf Zeitskalen von Monaten be-
c○ M.-B. Kallenrode 2. Juli 2008