text: Hauptziel ist die Sammlung und Auswertung von Sonnenflecken-Beobachtungen im Weißlicht auf der Basis eines weltweiten Beobachternetzes (SONNE-Relativzahlnetz). Es werden tägliche Werte für die Wolf'sche Relativzahl, die Zahl der Fleckengruppen (beides auch getrennt für die Nord- und Südhalbkugel) und die Beck'sche Relativzahl ermittelt.
  Wenn Sie die Relativzahl getrennt für die Nord- und Südhalbkugel ermitteln möchten, informeren Sie sich bitte über Methoden zur groben Positionsbestimmung auf der Sonne. Sie finden die Information im Menü "Themengebiete - Positionsbestimmung".
  Die Auswertung der Beobachtungen erfolgt monatlich (provisorische Relativzahlen) und quartalsweise (definitive Relativzahlen). Statistische Daten der Beobachter werden einmal pro Quartal und jährlich veröffentlicht. Zusätzlich werden Bezugsbeobachter festgelegt, die statistisch zuverlässige Beobachtungsreihen liefern. Sie werden für ein Jahr quasi als konstante Größe in das Rückgrat des Beobachternetzes integriert.
  Ihre Beobachtungen schicken Sie bitte monatlich an diese Mail-Adresse (als reiner Mail-Text, pro Zeile eine Beobachtung), besser über das Online-Formular auf dieser Web-Seite (Menü "Dateneingabe - Relativzahl") oder benutzen Sie die Software unter "Dateneingabe - Software".
  Um Ihre täglichen Beobachtungen zu notieren, können Sie das Formblatt zum Ausdrucken nutzen: Monatsliste Relativzahlen
  Provisorische Sonnenfleckenrelativzahlen: Verwendet werden Ihre Relativzahlen aus den täglichen Beobachtungen.
  Als Relativzahl definierte der Zürcher Astronom Rudolf Wolf (1816 bis 1893) eine Zahl, die "dem Fleckenstande proportional sein soll". Durch simples Zählen der Flecken und Fleckengruppen ist sie ein Maß für die Sonnenaktivität und wird heute "Wolf'sche Relativzahl" genannt, um sie von anderen Zählweisen abzugrenzen.
  Damit können Zählungen verschiedener Beobachter in einen Datenpool genommen werden, um z.B. Wetterlücken zu schließen. Das Ergebnis ist eine der längsten Datenreihen, die auf direkter Beobachtung basiert und bis ins 17. Jahrhundert reicht. Sie erlaubt in gewissen Grenzen Vorhersagen für die Sonnenaktivität und korreliert mit der gemessenen Gesamtstrahlung (TSI) der Sonne. Damit ist sie als Brücke in die Vergangenheit ein Baustein auch bei der Klärung von Einflüssen auf das Erdklima.
  Die internationalen Relativzahlen werden seit 1981 vom SIDC-SILSO in Brüssel veröffentlicht. Im Bild sehen Sie die provisorischen Relativzahlen der vergangenen 30 Tage vom SIDC.
  Vor 1981 war der zentrale Sitz an der ETH Zürich. Deshalb wurde auch der Begriff "Zürcher Relativzahl" verwendet. Auch das gelegentlich verwendete Kürzel Re bezieht sich auf die Wolf'sche Relativzahl.
  Die Wolf'sche Relativzahl ist mit einfachen Mitteln zu beobachten. Sie gehört deshalb zum "Kernprogramm" für Amateur-Sonnenbeobachter. Schon mit einem kleinen Fernrohr oder Fernglas ab ca. 40 mm Objektivdurchmesser sind sinnvolle Beobachtungen möglich, in Projektion oder direkter Beobachtung.
  Zum Vergleich: Der "Wolf'sche Standardrefraktor" ist ein Fraunhofer-Refraktor mit einer Öffnung von 83 mm, 1320 mm Brennweite, der mit 64-facher Vergrößerung und einem Polarisationshelioskop für direkte Beobachtung betrieben wird. Das Gerät wird auch heute als Standardinstrument für die Relativzahl eingesetzt. Es befindet sich als Dauerleihgabe der ETH Zürich beim Schweizer Sonnenbeobachter Thomas K. Friedli.
  Wirklich entscheidend ist, dass Relativzahl-Beobachter immer dasselbe Instrument mit gleicher Methode, Vergrößerung und Zählweise benutzen. Wird ein neues Instrument eingesetzt, beginnt für den Beobachter eine neue Beobachtungsreihe. Instrumenten- Wechsel müssen deshalb unbedingt an die zentrale Auswertung gemeldet werden.
  In der Fachgruppe SONNE ist eine der größten Beobachtergruppen weltweit aktiv. Neben der Wolf'schen Relativzahl wurden später weitere Relativzahlen ins Beobachtungsprogramm aufgenommen. Die wichtigsten sind die Beck'sche Relativzahl und die Pettis-Zahl.
  Die Sonnenaktivität schwankt durchschnittlich in einem Zyklus von elf Jahren. Im "Sonnenfleckenminimum" gibt es nur wenige, oft gar keine Sonnenflecken. Im "Maximum" sind die Sonnenflecken häufig und fleckenfreie Tage gibt es sehr selten. Relativzahlen erfassen diese Schwankungen.
  Das Bild zeigt Monatsmittel aus Beobachtungen in der Fachgruppe Sonne (dünne, zackige Linie), die mit der P17-Mittelung ausgeglichen sind (fette Linie). Es ist erkennbar, dass Sonnenfleckenzyklen Ähnlichkeiten aufweisen können, dennoch unterscheiden sie sich in Höhe und Verlauf. Mit eigenen Beobachtungen diesen Puls der Sonne zu verfolgen, ist eine spannende Aufgabe.
  Um die Vergleichbarkeit der Relativzahlen verschiedener Beobachter zu gewährleisten, gibt es Richtlinien für die Entscheidung, was als Gruppe oder Fleck gezählt wird. Gerade bei den Gruppen wird das auch für erfahrene Beobachter manchmal schwierig.
  Das SONNE-Relativzahlnetz ist durch seine Bezugsbeobachter sehr robust. Wichtig ist nur, dass die Beobachtung für einen Tag vollständig ist. Das bedeutet: Alle Bereiche der Sonnenscheibe wurden genau auf leicht zu übersehende Einzelflecken abgesucht.
  Natürlich kommt es vor, dass in einem kleinen Teleskop weniger Flecken erkennbar sind, als in einem großen, oder gar auf Bildern von Weltraumteleskopen. Das ist völlig in Ordnung und wird durch einen Faktor k korrigiert (siehe unten). Immer aber gilt: Unbedingt nur das zählen, was im eigenen Teleskop sichtbar ist.
  Sonnenflecken treten in räumlich eigenständigen Gruppen auf. Häufig haben die Gruppen eine bipolare Struktur, die Sonnenflecken konzentrieren sich in zwei Zentren.
  Am Anfang oder Ende der Entwicklung einer Sonnenfleckengruppe können auch nur Einzelflecken auftreten. Auch diese Flecken werden als Gruppe gezählt. Ihre Größe spielt dabei keine Rolle.
  Sonnenfleckengruppen entwickeln und verändern sich in Zeiträumen von Stunden bis Wochen. Gruppen sind entwicklungsmäßig eigenständige und zusammenhängende Strukturen, die häufig zwei Zentren ausbilden. Auch solche bipolaren Fleckengruppen werden als eine Gruppe gezählt, nicht als zwei.
  Das Bild zeigt von links nach rechts die Entwicklung zweier Sonnenfleckengruppen. Die Gruppe links erscheint als Einzelfleck, rechts daneben steht eine zweite Gruppe mit bipolarer Struktur. In einer typischen Entwicklung von Fleckengruppen verschwindet eins der bipolaren Zentren, das andere bleibt häufig langfristig stabil.
  Im rechten Bild werden deshalb zwei Gruppen gezählt. Es geht um den eigenen Entwicklungszusammenhang von Fleckengruppen. Die beiden rechten Einzelflecken haben sich aus eigenständigen Fleckengruppen entwickelt.
  Gezählt werden also die dunklen Umbren. In der Zeichnung links gibt es 20 Umbren, rechts sind es elf.
  Umbren können auch komplizierte Formen haben und sich in der Größe stark unterscheiden. Trotzdem wird zusammenhängende Umbra als ein einziger Fleck gezählt. Im Bild links haben die Flecken links jeweils zwei Umbren, der rechte Fleck nur eine einzige (zusammenhängende) Umbra. Im Bild rechts wird die große, zusammenhängende Umbra ebenfalls als "Eins" gezählt. Die kleinen Umbren haben also das gleiche Gewicht in der Relativzahl, wie die großen.
  Bei der zentralen Auswertung wird der Faktor k ermittelt und in den statistischen Übersichten als Rückmeldung für jeden Beobachter aufgelistet.
  Mit diesem Umrechnungsfaktor wird jede individuelle Beobachtung multipliziert, bevor sie in den Mittelwert eines Tages einfließt. Das geschieht bei der zentralen Auswertung. Beobachter schicken ihre unkorrigierten Relativzahlen ein.
  Beobachter mit k = 1,0 ermitteln also im Auswertungszeitraum genau so hohe Relativzahlen wie der Netz-Durchschnitt. Bei k = 1,2 wird also immer etwas "zu wenig" gezählt. Das ist zwangsläufig, wenn z.B. ein Teleskop mit geringer Auflösung verwendet wird. Da der Faktor k eine individuelle "Kennmarke" darstellt, ist die Höhe des Faktors aber nicht entscheidend. Entscheidend ist die zeitliche Konstanz.
  Geübte Beobachter haben einen stabilen Faktor k, weil sie immer nach den gleichen Kriterien zählen, am immer gleichen Instrument. Darauf kommt es entscheidend an, nicht jedoch darauf, möglichst viele Sonnenflecken zu zählen.
  Relativzahlen unterliegen von Tag zu Tag starken Schwankungen. Deshalb sind Mittelwerte über einen Monat die "kleinste Einheit" beim Verfolgen der Sonnenfleckenzyklen. Weil an jedem Ort Wetterlücken unausweichlich sind, können einzelne Beobachter keine lückenlosen Beobachtungsreihen gewinnen. Nur ein Netz von Beobachtern kann das leisten, in Zusammenarbeit.
  Zudem fallen zufällige Beobachtungsfehler beim Einzelbeobachter weniger ins Gewicht, wenn mehr Einzeldaten zur Verfügung stehen. Deshalb gilt: Je größer die Beobachtergruppe, desto zuverlässiger wird die Sonnenaktivität ermittelt.
  Wenn Sie den "Erfinder" der Relativzahl, Rudolf Wolf (1816 bis 1893), einmal in seinen eigenen Worten lesen möchten: