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Die Sonnenaktivität im Jahre 1960

Von

M. WALDMEIER (Zürich)(Mit 3 Abbildungen im Text)

The present paper gives the frequency numbers of sunspots, photospheric faculae and pro-minences as well as the intensity of the coronal line 5303 A and of the solar radio emission atthe wavelength of 10.7 cm, all characterizing the solar activity in the year 1960.

Die vorliegende Veröffentlichung gibt die die Sonnenaktivität charakterisierenden Häufig-keitszahlen der Sonnenflecken, der photosphärischen Fackeln, der Protuberanzen, die Inten-sität der Koronalinie 5303 A und diejenige der solaren radiofrequenten Strahlung auf derWellenlänge 10.7 cm.

Mean daily sunspot relative-numberMittlere tägliche Sonnen flecken-RelativzahlLowest sunspot relative-numberNiedrigste Sonnenflecken-RelativzahlHighest sunspot relative-numberHöchste Sonnenflecken -RelativzahlMean daily group-numberMittlere tägliche GruppenzahlTotal number of the northern spot-groupsGesamtzahl der nördlichen FleckengruppenTotal number of the southern spot-groups Gesamtzahl der südlichen Fleckengruppen J

112.3 (159.0)

22 (65)

257 (301)

9.4 (13.1)

427 (624)

255 (296)

Mean equatorial distance of the northern sunspotsMittlerer Äquatorabstand der nördlichen FleckenMean equatorial distance of the southern sunspotsMittlerer Äquatorabstand der südllchen FleckenSurface covered by fields of faculae on the N-hemisphere

14.9

1203

(1507)

(130.0)

Bedeckung der N-Halbkugel durch Fackelfelder 13.9 % (27.1 %)Surface covered by fields of faculae on the S-hemisphereBedeckung der S-Halbkugel durch Fackelfelder 8.5 % (12.7 %)Mean equatorial distance of the northern faculaeMittlerer Äquatorabstand der nördlichen Fackeln 18.7 (217)

Mean equatorial distance of the southern faculaeMittlerer Äquatorabstand der südlichen Fackeln 1404 (1509)

Mean daily profile-surface of prominences l4026Mittlere tägliche Protuberanzenprofilfläche J (6242)

234 Vierteljahrsschrift der Naturforschenden Gesellschaft in Zürich 1961

Mean daily value of the total emission of the coronal line 5303 A )Mittlere tägliche Gesamtemission der Koronalinie 5303 A J 843.8 (1149.4)

Mean daily value of the radio emission at the wavelength of 10.7 cm l 161.0 (209.0)Mittlere tägliche Radioemission auf Wellenlänge 10.7 cm J

The values put in brackets are concerning the year 1959.Die in Klammern gesetzten Werte beziehen sich auf das Jahr 1959.

The tables 1, 3 and 12 give the daily values of the relative-numbers, of the group-numbersand of the radio emission, the tables 4, 6, 7, 9 and 10 contain the distribution in latitude ofthe spots, faculae, prominences and of the coronal intensity. Fig. 1 and 3 are showing thecourse of the relative-numbers and of the radio emission, and by fig. 2 the distribution inlatitude of the spots, faculae, prominences and of the coronal intensity is demonstrated.

Tabellen 1, 3 und 12 enthalten die Tageswerte der Relativzahlen, der Gruppenzahlen undder Radioemission, die Tabellen 4, 6, 7, 9 und 10 die Breitenverteilung der Flecken, Fackeln,Protuberanzen und der Koronahelligkeit. Abb. 1 und 3 zeigen den Verlauf der Relativzahlenund der Radioemission, Abb. 2 die Breitenverteilung der Flecken, Fackeln, Protuberanzenund der Koronahelligkeit.

1. Sonnenflecken-RelativzahlenIn unveränderter Weise wurden die Sonnenflecken-Relativzahlen an dem

mit Polarisationshelioskop ausgerüsteten Fraunhoferschen Fernrohr von 8 cmÖffnung bei 64facher Vergrösserung bestimmt. Relativzahlbeobachtungen konn-ten in Zürich an 298 Tagen ausgeführt werden, auf unserer Station in Locarno-Monti an 299 Tagen und auf derjenigen in Arosa, welche nur an 113 Tagen inBetrieb war, an 77 Tagen. Die Vereinigung unserer drei eigenen Beobachtungs-reihen liefert die Relativzahl für 348 Tage. Durch die stark ausgebaute inter-nationale Zusammenarbeit, an welcher sich sowohl Sternwarten wie auch zahl-reiche Liebhaber-Astronomen beteiligen, sind wiederum alle Tage durch viel-fache Beobachtungen gedeckt.

Nachfolgend sind die Mitarbeiter der Zürcher Sonnenfleckenstatistik, welcheuns regelmässig ihre Beobachtungsreihen zustellen, mit ihren Reduktionsfak-toren k und der Zahl N der Beobachtungstage aufgeführt.

a) Eigene Beobachtungen: N kM. Waldmeier, Zürich und Arosa, Vergr. 64 185 0.60H. Müller, Zürich, Vergr. 64 243 0.52W. Scheidegger, Zürich, Vergr. 64 221 0.54S. Cortesi, Locarno-Monti, Projektionsbild von 25 cm Durchmesser 219 0.59A. Pittini, Locarno-Monti, Projektionsbild von 25 cm Durchmesser

b) Beobachtungen auswärtiger Sternwarten:233 0.60

Royal Greenwich Observatory, Herstmonceux, Beob. H. Barton 276 0.90Observatoire Royal de Belgique, Uccle, Beob. A. Koeckelenbergh, R. Nuttinck 230 0.75Observatoire de Paris, Meudon 225 0.94Astrophysikalisches Observatorium Potsdam, Beob. H. Künzel, F. W. Jäger,

Mattig, Schröter 158 0.82Sternwarte Sonneberg, Thüringen, Beob. R. Brandt 77 0.94Deutscher Wetterdienst, Wetterwarte Karlsruhe, Beob. W. Malsch 280 1.02Sonnenobservatorium Kanzelhöhe, Kärnten, Beob. W. Ellerböck, W. Comper,

R. Kern 270 0.84Statne Observatorium Skalnaté Pleso, Beob. L. Pajdušaková-Mrkosová,

Antalova, Lexa, Rusin, Antal, Boris 278 0.79

Jahrgang 106 M. WALDMEIER. Die Sonnenaktivität im Jahre 1960 235

Astronomisches Institut der Karls-Universität, Prag, Beob. J. Bouska 148 0.73Astronomisches Institut Wrozlaw, Beob. J. Jakimiec, M. Zabza,

M. Jerzykiewiez, Z. Kordylewski 176 0.69Observatoire astronomique, Beograd, Beob. M. Protitch, O. Cvijanovic,

J. Arsenijevic, R. Grujic, A. Kubičela, M. Djokic 180 0.58Observatoire de Bucarest, Beob. E. Tifrea, I. Soru, V. Dinulescu 212 0.65Observatorium der Universität, Beyazit-Istanbul, Beob. F. Yilmaz, A. Belger,

S. Gökgör, E. Balli, K. Özemre, T. Salim, A. Kiral, B. Güctekin, M. Hotinli 271 0.81Osservatorio Astrofisico di Arcetri, Firenze 198 0.97Osservatorio Astrofisico, Catania, Beob. G. Fornara, A. Turiano, S. Cristaldi 303 0.94Observatorio del Ebro, Tortosa 337 0.98Observatorio de Cartuja, Granada, Beob. J. Burgos 329 0.88Kislovodsk Station of the Pulkovo Observatory 337 0.72Kiev Observatory 221 0.80Tashkent Observatory 282 1.05Taiwan Weather Bureau, Taipei, Beob. K. Cheng 193 1.22Taipei Astronomical Observatory, Taipei, Beob. Chang-Hsien Tsai 140 0.78Tokyo Astronomical Observatory, Mitaka, Beob. M. Notuki, S. Nagasawa 270 0.73Ikomasan Solar Observatory of Kyoto University, Nara-Ikoma, Beob.

T. Tsujimura 244 0.77Manila Observatory, Baguio-City, Beob. Rev. Father R. A. Miller, S. J. 333 0.64Philippine Weather Bureau, Astronomical Observatory, Quezon-City,

Beob. R. L. Kintanar 232 0.98Observatorio Astronomic() Nacional, Santiago de Chile, Beob. J. Barrera,

K. Contreras, H. Wroblewskic) Beobachtungen von Privatastronomen:

154 1.16

W. Sandner, Grafing bei München 137 0.59H. Krüger, Astronomische Arbeitsgemeinschaft Hannover 227 0.90G. Stemmler, Oelsnitz im Erzgebirge 101 0.98U. Seliger, Dresden 287 1.40L. Wohlfeil, Gdansk 161 1.16W. Szymanski, Dabrowa Görnicza 133 1.02A. Barbacki, Nowy Sacz 310 1.21L. v. Bartha, J. Fejes, A. Szanto, Cs. Székely, K. Thaly, Urania Observatory

Budapest 79 0.91P. Kunaver, Ljubljana 147 1.12R. Compte, Palma de Mallorca 107 0.93J. Costas, Barcelona 270 0.68M. Serinanell, Barcelona 266 0.83J. Sacasas, Barcelona 179 1.38V. Farre, Agrupacion Astronomica Aster, Barcelona 159 1.08F. Montanya und M. Martinez, Palma de Mallorca 139 1.62E. Mané und E. Tullés, Barcelona 181 0.75J. M. Alfaras, Barcelona 140 0.78H. Arber, Manila 220 0.93H. Chiba, Nikonmatsu-City 211 1.02J. Hama, Nikonmatsu-City 234 0.88N. Kail, Chikugo-City 147 0.97K. Kobayashi, Okazaki-City 136 0.99T. Urano, Okazaki-City und Numasu-City 267 0.87Y. Yoshizumi, Chikugo-City 106 1.05

In Tabelle 1 sind die Sonnenflecken -Relativzahlen für 1960 mitgeteilt. Diesewerden täglich nur einmal bestimmt und beziehen sich im allgemeinen auf6 bis 9 Uhr Weltzeit. Dies gilt auch für die meisten europäischen Stationen,


Tabelle 1 Tägliche Sonnenflecken-Relativzahlen R für das Jahr 1960

Monat1Äg+

I H IH IV V VI VII \ IlI IX X XI XH

1 136 173 63 154 97 100 167 75 103 22 76 742 141 181 57 143 97 90 157 58 105 34 79 923 148 177 62 152 102 109 163 36 80 22 69 1014 160 156 66 162 96 113 203 30 75 53 67 1115 168 149 74 156 87 104 168 25 83 70 77 1026 174 145 79 143 93 109 139 24 100 92 90 1047 179 123 108 123 125 123 133 56 110 113 116 948 171 116 111 112 135 113 134 58 121 110 132 999 158 143 109 98 142 129 123 76 138 128 127 97

10 139 143 109 103 149 147 108 94 147 140 137 10311 143 128 82 114 147 149 95 156 145 133 134 10212 123 116 68 139 127 151 83 201 147 116 116 10113 108 106 85 132 135 131 84 235 160 123 122 9214 118 104 76 149 110 138 89 236 161 106 132 10115 121 94 84 156 91 144 105 252 151 98 133 10816 119 84 98 152 101 138 132 244 128 98 121 10317 117 73 86 124 114 105 136 253 122 103 103 9218 103 60 85 116 106 91 140 257 153 98 93 8219 87 44 95 121 108 84 141 228 166 96 83 7020 94 49 97 116 115 60 137 204 171 92 82 7121 108 56 115 123 109 56 139 177 177 82 72 6322 134 64 128 108 118 50 135 168 189 60 66 4423 138 68 145 106 125 58 127 130 168 54 59 3524 136 74 123 102 147 68 105 113 157 49 52 3725 152 89 128 95 148 80 110 131 141 62 42 5726 209 96 133 96 124 99 92 140 114 72 60 4827 203 92 138 82 148 116 90 109 97 67 58 7028 199 87 139 91 142 140 80 98 89 52 57 8629 193 83 142 92 138 147 94 97 74 72 64 9430 178 — 151 100 121 165 82 96 44 82 69 10331 178 — 132 — 111 — 83 100 — 68 — 118

Mittel 146.3 106.0 102.2 122.0 119.6 110.2 121.7 134.1 127.2 82.8 89.6 85.6

welche in erster Linie für die Ergänzung unserer eigenen Beobachtungen heran-gezogen werden. Eigene Beobachtungen vom Mittag oder Nachmittag werdenaber, sofern sie bei guter Bildqualität erfolgten, den auswärtigen, von welchenübrigens Beobachtungsstunde und Bildqualität meistens nicht bekannt sind,vorgezogen.

Der starke Abfall der Sonnenfleckentätigkeit von 1958 auf 1959 hat sich imBerichtsjahr fortgesetzt. Der Mittelwert der täglichen Sonnenflecken-Relativ-zahl für 1960 beträgt:

R =112.3


Er liegt um 46.7 Einheiten tiefer als derjenige für 1959. Zweieinhalb Jahre nachdem extrem hohen Maximum von 1957.9 lag die Fleckentätigkeit noch immerhöher als während eines Maximums durchsChnittlicher Intensität. Nachdemdie Fleckentätigkeit im Herbst 1959 einen starken Rückgang zeigte und in denMonaten Oktober bis Dezember auf dem Niveau von R =120 stationär ge-worden war, blieb sie auch in den ersten neun Monaten des Jahres 1960, vonkleineren Schwankungen abgesehen, auf diesem Niveau (Mittelwert Januar bisSeptember 121). Gegenüber dieser konstanten Aktivität weisen die MonateJanuar und August etwas erhöhte, die Monate Februar und März etwas nied-rigere Relativzahlen auf. Wiederum trat am Ende des dritten Quartals einsprunghafter Abfall der Fleckentätigkeit auf, dem in den letzten drei Monateneine fast konstante Aktivität auf dem Niveau R = 86 folgte.

Der Verlauf der täglichen Relativzahlen ist in Abb. 1 dargestellt. Die höchstenWerte wurden in der zweiten Dekade des August erreicht (R= 257) , die klein-sten (R = 22) anfangs Oktober.

Die oft starken Schwankungen der Relativzahlen, wie etwa die Zunahme vonR = 24 am 6. August auf den zehnfachen Wert innerhalb von 10 Tagen, sind nurzum Teil durch entsprechend starke Änderungen der Sonnenaktivität bedingt,zum Teil haben sie ihre Ursache in der oft ungleichförmigen Verteilung derFlecken zusammen mit dem Umstand, dass man stets nur die halbe Sonnenober-fläche sieht. Da die Rotationsdauer der Sonne nicht sehr verschieden ist vonder Dauer des Monats, sind in den Monatsmitteln diese Einflüsse teilweise eli-miniert. Aber auch diese zeigen noch starke Schwankungen, indem die Sonnen-aktivität nicht monoton, sondern fluktuierend zu- und wieder abnimmt. Um denallgemeinen Verlauf derselben über grössere Intervalle klarer hervortretenzu lassen, hat man durch die sogenannten ausgeglichenen Monatsmittel eineweitere Glättung vorgenommen. Die Relativzahl wird bekanntlich nach fol-gender Vorschrift bestimmt:

R=k(10 g-f- f),

wobei k der Reduktionsfaktor ist, g die Anzahl der Fleckengruppen und f diegesamte Zahl der in allen Gruppen enthaltenen Flecken bedeuten. Für einenbestimmten Monat (n = 0) betrage das Monatsmittel der Relativzahlen R,), füreinen beliebigen Monat n dagegen Rn. Die ausgeglichene Relativzahl für denMonat n = 0 wird nach folgender Definition berechnet:

R 6 + R6 + 2 R,Z

R = -5

Man bestimmt somit zunächst die Mittelwerte aus je zwölf aufeinanderfolgendenMonaten; das Mittel aus zwei derartigen aufeinanderfolgenden Werten ist dieausgeglichene Relativzahl für den mittleren der dreizehn verwendeten Monate.Die ausgeglichenen monatlichen Relativzahlen seit dem Fleckenminimum 1954sind in Tabelle 2 mitgeteilt. In die eingeklammerten Werte gehen auch Monats-mittel des Jahres 1961 ein, von denen vorerst nur ein provisorischer Wert be-kannt ist.

24

Wii_=1 IL_1IULA1IM i1111M11111=111=►r^r 7"

1 10 20 1 10 20 1 10 20 1 10 20 1 10 20 1 10 20 1 10 20 1 10 20 1 10 20 1 10 20 1 10 20 1 10 20

I It III IV V VI VU VIII IX X XI XII

Abb. 1 Die täglichen Sonnenflecken-Relativzahlen im Jahre 1960.

260

240

220

200

180

160

140

120

100

80

60

40

20

0


Tabelle 2 Die ausgeglichenen monatlichen Relativzahlen 1954-4960

Jahr I H HI IV V VI VH VHI IX X XI XHJahres-mitteI

1954 6.4 5.6 4.2 3.4 3.7 4.2 5.4 7.2 7.8 7.9 9.5 12.0 6.41955 14.2 16.4 19.5 23.4 28.8 35.1 40.1 46.5 55.5 64.4 73.0 81.0 41.51956 88.8 98.5 109.3 118.7 127.4 136.9 145.5 149.6 151.5 155.8 159.6 164.3 133.81957 170.2 172.2 174.3 181.0 185.5 187.9 191.4 194.4 197.3 199.5 200.8 200.1 187.91958 199.0 200.9 201.3 196.8 191.4 186.8 185.2 184.9 183.8 182.2 180.7 180.5 189.51959 178.6 176.9 174.5 169.2 165.1 161.4 155.8 151.3 146.3 141.1 137.2 132.5 157.51960 128.9 125.0 121.6 119.6 117.0 113.9 (108.4) (101.9) (97.2) (92.6) (87.2) (82.9) (108.0)

2. Statistik der SonnenfleckengruppenDie tägliche Anzahl der Fleckengruppen ist in Tabelle 3 mitgeteilt. Wie die

Relativzahlen, beziehen sich auch die Gruppenzahlen im wesentlichen auf 6 bis9 Uhr Weltzeit und auf eine Beobachtung bei 64facher Vergrösserung. Anjedem Tag wird nur eine Beobachtung berücksichtigt. Bei grösserer Sonnen-aktivität treten häufig kleine Gruppen auf, welche nach wenigen Stundenwieder verschwunden sind. Bei kontinuierlicher Beobachtung der Sonne könntesomit die Zahl der an einem bestimmten Tag beobachteten Fleckengruppen umeinige grösser sein als die Gruppenzahl bei nur einer Beobachtung.

Der Jahresmittelwert der täglichen Fleckengruppenzahl ist von 13.1 im Jahre1959 auf 9.4 im Berichtsjahr gefallen. Die Abnahme beträgt 28 %, stimmt somitpraktisch überein mit der Abnahme der Relativzahlen, welche 29 % beträgt.Die Gruppenzahlen zeigen einen ähnlichen Verlauf wie die Fleckenzahlen: nacheinem hohen Wert im Januar bleibt die Gruppenzahl in den Monaten Februarbis August zwischen 9 und 10, steigt im September auf 12 und liegt nach einemstarken Abfall für die restlichen drei Monate um 7.

Die Gesamtzahl der Fleckengruppen hat von 920 im Jahre 1959 auf 682, dasheisst um 26 %, abgenommen. Bei dieser Statistik wurde jede Fleckengruppe,unabhängig von ihrer Lebensdauer, nur einmal gezählt, und zwar wurden alleFleckengruppen berücksichtigt, deren erste Sichtbarkeit in das Jahr 1960 fällt.Hingegen wurde jede am E-Rand eintretende Gruppe neu gezählt, auch wennsie bereits in der vorangegangenen Rotation beobachtet worden war; in vielenderartigen Fällen ist es nämlich schwierig oder unmöglich, mit Sicherheit fest-zustellen, ob es sich um eine Wiederkehr oder um eine Neubildung handelt.Im Gegensatz zu dieser Statistik der Fleckengruppen wurde bei der täglichenGruppenzahl (Tabelle 3) jede Gruppe an jedem Tag erneut gezählt.

Die Verteilung der 682 Fleckengruppen nach heliographischer Breite istquartalsweise in Tabelle 4 mitgeteilt. Gegenüber dem Vorjahre hat die Zahlder südlichen Fleckengruppen von 296 auf 255, diejenige der nördlichen von 624auf 427 abgenommen. Trotzdem die Abnahme auf der S-Halbkugel nur 14 %obeträgt gegenüber 32 % auf der N-Halbkugel, bleibt diese noch immer dieaktivere, indem im Jahre 1959 die . Zahl der nördlichen Gruppen mehr alsdoppelt so hoch lag wie diejenige der südlichen.


Tabelle 3 Tägliche Anzahl der Fleckengruppen im Jahre 1960Monat

TagI I II IlI IV V VI I VH VHI 1X X XI XII

1 16 13 6 9 8 8 11 7 7 3 7 62 14 16 6 8 9 7 9 6 8 4 9 83 17 14 8 11 8 9 9 4 7 2 7 94 16 12 9 11 8 8 11 4 7 6 8 85 16 12 10 11 7 8 9 3 7 9 8 106 14 13 8 12 7 8 8 3 12 8 8 97 14 9 11 13 10 9 9 7 11 9 9 98 14 9 11 11 10 11 9 6 9 9 10 109 14 12 9 11 10 13 8 7 11 9 7 10

10 13 12 11 9 13 13 8 10 15 12 6 911 13 9 8 9 13 12 9 12 14 13 7 1112 10 9 7 10 11 14 8 13 14 11 6 1013 11 8 10 8 11 11 9 14 15 12 8 1014 13 7 8 9 10 11 8 14 16 10 5 1115 13 5 8 11 9 13 7 15 19 10 7 916 13 5 11 11 10 14 12 14 13 8 9 917 12 4 7 8 9 11 9 14 13 9 8 718 10 6 7 8 9 10 12 13 16 7 6 719 9 5 9 7 9 9 13 13 10 8 6 620 8 6 9 7 9 7 13 14 13 6 7 521 10 6 9 9 7 6 14 13 15 5 5 422 14 5 12 8 9 5 14 13 15 3 6 423 15 5 12 8 10 7 15 12 14 4 6 424 12 7 9 9 10 6 12 11 14 5 6 425 12 8 9 9 12 6 12 11 12 5 5 726 13 9 12 9 10 8 10 11 12 7 7 527 11 10 13 8 11 9 10 10 11 6 6 728 11 9 12 8 11 11 8 9 10 4 5 729 13 8 11 7 10 9 8 8 7 6 5 730 14 — 10 8 9 11 6 8 5 5 5 831 14 — 9 — 10 — 7 6 — 6 — 9

Mittel 12.9 8.7 9.4 9.2 9.6 9.5 9.9 9.8 11.7 7.1 6.8 7.7

Tabelle 4 Verteilung der Fleckengruppen nach heliographischer BieiteSüdliche Breite NördIiche Breite

2529

2024

1519

1014

59

14

04

59

10 14

1519

2024

2529

3034

3539

4044

4549

5054

I. Quartal 3 9 13 20 10 5 12 32 25 16 20 12 3II. Quartal 1 6 15 30 15 6 12 23 27 16 9 10 3

III. Quartal 6 15 26 12 7 5 17 22 33 20 19 3 1 1IV. Quartal 5 10 20 13 3 4 19 26 15 12 6 4

Jahr 1960 4 26 53 96 50 26 33 91 100 80 61 47 13 1 1

Jahrgang 106 M. WALDMEIEu. Die Sonnenaktivität im Jahre 1960 241

Die Fleckentätigkeit war mit wenigen Ausnahmen auf der N-Halbkugel aufBreiten < 35 °, auf der S-Halbkugel auf Breiten < 25° beschränkt. Bemerkens-wert ist ein Nachzügler in über 50° Breite der nördlichen Hemisphäre. Eskommt darin erneut zum Ausdruck, dass die Phase des Zyklus auf der süd-lichen Halbkugel weiter fortgeschritten ist als auf der nördlichen. Die maximaleHäufigkeit der Flecken findet sich auf beiden Hemisphären im Intervall 10bis 14°.

Häufigkeit und mittlere heliographische Breite der Fleckengruppen sind fürjedes Quartal in Tabelle 5 mitgeteilt. Trotzdem vom ersten zum zweiten Quartaldie Zahl der nördlichen Gruppen ab-, diejenige der südlichen zunahm, bleibtin jedem Quartal die nördliche Halbkugel die aktivere.

Tabelle 5 Häufigkeit und mittlere heliographische Breite der Fleckengruppen

I. QuartaI II. Quartal HI. QuartaI IV. Quartal Jahr 1960

AnzahlN-Halb-

120 100 121 86 427

kugel mittlerehel. Breite + 13.9 + 130.6 + 170.2 + 140.4 + 14°.9

AnzahlS-Halb-

60 73 66 56 255

kugel mittlerehel. Breite — 14.0 — 12.2 — 110.9 — 11.2 — 12.3

Der mittlere Aquatorabstand der Fleckengruppen hat gegenüber dem Vor-jahr auf der nördlichen Halbkugel von 15.7° auf 14.9° abgenommen, auf dersüdlichen von 13.0° auf 12.3 °. Auch aus dem Breitenunterschied der beidenFleckenzonen folgt, dass die südliche Halbkugel im Zyklus weiter fortgeschrit-ten ist als die nördliche.

Während der Aquatorabstand der südlichen Gruppen im Laufe des Jahresregelmässig abnimmt, steigt derjenige der nördlichen im dritten Quartal (gleich-zeitig mit der Zunahme der Aktivität) sprunghaft an. Dies kommt auch in derBreitenverteilung (Abb. 2) zum Ausdruck, indem die Breiten zwischen 20°und 30° der nördlichen Halbkugel anomal stark besetzt sind und zu einer«Schulter» in der Breitenverteilung Anlass geben, die auf zwei sich über-lappende Fleckenzonen schliessen lässt, von denen die «normale» im Intervall10-15° liegt, die «anomale» etwa bei 25°.

3. FackelnWie bisher wurden die Fackeln im Projektionsbild von 25 cm Durchmesser

eingezeichnet und hernach auf die heliographischen Karten übertragen. Dieeinzelnen Fackelpunkte sind zu Fackelherden zusammengefasst und diese aufden «Heliographischen Karten der Photosphäre für das Jahr 1960» (Publ. d.Eidgen. Sternwarte, 11, Heft 5), welche die Rotationsperioden Nr. 1422-1435umfassen, planimetriert worden. Als Flächeneinheit der Fackelfelder wurde

Tabelle 6 Breitenverteilung der Fackeln (Hauptzone) in Fackelflächeneinheiten für die Rotationen des Jahres 1960

SüdIiche Breite

Rot.Nr. 55-50 50-45 45-40 40-35 35-30 30-25 25-20 20-15 15-10 10-5 5-0

1422 - - - - 0.5 6 13.5 20.5 16 8 5.51423 - - - - 0.5 5 11 22.5 15.5 7 6

1424 1 1 0.5 - 1 6 13 16 15 8 5.5

1425 - - - 0.5 2.5 6.5 13 15 15 14 6

1426 - - - - - 5 6 14.5 20.5 14.5 5.5

1427 - - - 1 3.5 5.5 9.5 24.5 27.5 22 8

1428 - - - - 1.5 1 5.5 18 20 16 8

1429 - - - 0.5 1.5 2.5 7 16 21 18 7

1430 - - - - 0.5 1.5 6.5 14 19 18 12

1431 - - - - - 2 7 12 18 17 13

1432 - - - - 1 6 14.5 25 20.5 13.5 8.5

1433 - - - - 1 6.5 14 20 17 11 4

1434 - - - 0.5 1 4 8.5 15.5 15 20 6

1435 - - - 1 1 2 11.5 12 13 14.5 7

Mittel 0.1 0.1 0.04 0.3 1.1 4.3 10.0 17.5 18.1 14.4 7.3

NördIiche Breite MittIere Breite

0-5 5-10 10-15 15-20 20-25 25-30 30-35 35-40 40-45 45-50 50-55 Süd Nord

12 29 28.5 23 24 22 8 3 4.5 6 2 16.0 19.214.5 28.5 28.5 27 26 16.5 8 2.5 2.5 3 .5 - 15.6 17.414.5 20.5 21.5 18.5 18 18 7 3 1 2.5 1 17.2 17.910.5 29.5 19 17 19 17 7 3.5 0.5 2.5 2 15.7 17.95.5 20 21 14.5 11 11.5 5.5 1.5 1 - 13.7 16.7

10 22 28 20 16.5 12.5 9 1.5 0.5 0.5 - 14.5 16.69 18 20.5 18.5 17 12.5 9 6 12.9 17.98 19 22 23 22 17 10 7 3 13.4 19.29 13 25 27 25 22 15 8 1.5 11.9 20.17 11 20 23 21 16 10 6 2 11.7 19.05 7.5 12 19 20 15.5 9.5 3.5 3.5 0.5 15.1 21.24 7.5 13 18 23 16 9 5 1 16.1 21.07.5 17 14 18 26.5 21.5 12.5 6.5 2 13.8 20.47 13.5 21 22.5 22 14 7.5 3 0.5 14.2 18.3

8.8 18.3 21 20.6 20.8 16.6 9.1 4.3 1.6 1.2 0.4 14.4 18.7


eine Fläche von 25 Quadratgrad der heliographischen Karten gewählt. DieseFlächeneinheit nimmt auf der Kugel mit dem Cosinus der heliographischenBreite ab und beträgt in jeder 5°-Breitenzone 1/72 =1.389 % der Gesamtflächedieser Zone. Für die Rotationen des Jahres 1960 sind die Fackelflächen nach5°-Breitenzonen in Tabelle 6 mitgeteilt, ebenso die Jahresmittelwerte. Bei derBerechnung der mittleren heliographischen Breite wurden alle Breitenzonenmit gleich grossem Gewicht versehen, obschon die Gesamtfläche der Zonen mitdem Cosinus der heliographischen Breite abnimmt.

Die Breitenverteilung der Fackeln (Abb. 2) zeigt wiederum das Vorherr-schen der nördlichen Aktivität. Allerdings kommt dieses nicht so sehr durchdie grössere Höhe des nördlichen Maximums zum Ausdruck, als vielmehr durchseine grössere Breite. Die nördliche Zone zeigt zwei Maxima der Fackelhäufig-keit; das eine liegt, wie auf der südlichen Halbkugel, zwischen 10° und 15 °,das zweite zwischen 20° und 25°. Diese bei den Fackeln direkt in Erscheinungtretende Aufspaltung der Aktivitätszone wurde bereits aus der anomalenBreitenverteilung der Flecken («Schulter» bei 25° auf der nördlichen Halb-kugel) gefolgert. Gegenüber 1959 hat die mittlere heliographische Breite derFackeln der südlichen Hemisphäre von 15.9° auf 14.4°, diejenige der nördlichenvon 21.7° auf 18.7° abgenommen. Der mittlere Äquatorabstand der Fackeln istauf der N-Halbkugel um 3.8°, auf der S-Halbkugel um 2.1° grösser als der-jenige der Flecken. Auch die Fackelzonen zeigen die schon bei den Flecken inErscheinung getretene Phasenverschiebung der beiden Halbkugeln. Diesekommt nicht nur in der heliographischen Breite der Fackelzonen zum Aus-druck, sondern auch in der Breitendifferenz zwischen Flecken und Fackeln,welche mit fortschreitender Phase kleiner wird.

Die mittlere Bedeckung durch Fackelfelder, bezogen auf die ganze Sonne, hatgegenüber 1959 von 19.9 % auf 11.2 % abgenommen. Die Bedeckung der N-Halb-kugel ist gegenüber dem Vorjahr von 27.1 % auf 13.9 %, diejenige der S-Halb-kugel von 12.7 % auf 8.5 % zurückgegangen. Der starke Rückgang der nörd-lichen Hemisphäre und der relativ schwache der südlichen sind ein Abbild derentsprechenden Variationen der Fleckenhäufigkeit.

Nachdem die polaren Fackeln während des Sonnenfleckenmaximums aus-geblieben waren und erstmals wieder 1959 auf der südlichen Polarkalotte ingrösserer Zahl auftraten, sind sie 1960 auf der N-Halbkugel sehr häufig ge-worden. Die Trennung zwischen Haupt- und Polarzone der Fackeln liegt etwabei 45°. Die Fackeln treten zwar stets in Form heller Punkte auf; diejenigender Hauptzone finden sich aber zu flächenhaften Fackelfeldern vergesell-schaftet, während diejenigen der Polarzone isoliert und regellos verteilt auf-treten. Im Gegensatz zu den Fackeln der Hauptzone können somit die Polar-fackeln quantitativ nicht durch ein Flächenmass ausgedrückt werden. Wirhaben deshalb die Fackelpunkte der Polarkalotte nach ihrer heliographischenBreite ausgezählt. Das Resultat ist in Tabelle 7 enthalten, sowohl für die einzel-nen Rotationen als auch das ganze Jahr.

Für diese Statistik wurden sämtliche Beobachtungen von Zürich und Locarnoverwendet, diejenigen von Arosa dagegen nur, falls von den andern Stationen

Jahrgang 106

M. WALDMEIER. Die Sonnenaktivität im Jahre 1960

Tabelle 7 Breitenverteilung der Polarfackeln für das Jahr 1960

Rot.

SüdIiche Breite Nördliche Breite

Nr. 8085

7580

7075

6570

6065

55 '^,' 60 ,

5055

4550

4550

50 '.:55

5560

6065

6570

j 7075

7580

8085

I ' I

1422 — 1 7 9 6 6 3 2 50 133 91 57 18 4 — ! 1423 — — 4 23 7 2 1 — 73 174 127 80 21 — — 1424 — 1 25 16 15 16 9 3 52 111 165 137 34 1 — li —

1425 14 35 55 25 5li

7 2 2 33 155 200 47 3 — 1426 3 35 66 29 5 ', 1 6 — 20 165 313 227 107 16 — 1427 1 15 40 17 11 1 9 2 2 25 134 311 332 159 39 —1428 — 3 24 11 7 4 3 1 1 11 54 233 274 213 47 11429 — — — 6 4 7 1 4 14 26 123 240 218 131 16 j 31430 — — — 4 — 1 3 8 8 18 73 267 341 206 56 141431 — — — — — 2 1 9 11 I 16 55 160 213 173 46 71432 — — — 1 2 3 11 4 14 13 47 130 269 221 113 71433 — — — 2 — 1 — — 9 10 j 47 220 305 280 85 71434 — — 3 4 6 7 4 5 13 33 81 153 242 160 34 21435 — — 4 12 5 ! 2 6 — 18 37 ' 110 170 102 56 3

i

Mittel 1.3 6.4 16.3 11.4 5.2 4.9 3.7 2.9 25.1 77.1 146.0 189.1 163.5 95.5 25.3 2.9

keine Beobachtungen vorlagen. Die «Zahl» der meist kontrastarmen Polar-fackeln ist schwierig festzustellen, da die persönliche Auffassung, die Bild-grösse und vor allem die Bildqualität von grossem Einfluss sind. Häufigkeit undscheinbare Breitenverteilung der Polarfackeln hängen von deren Sichtbarkeits-funktion ab. Im Frühjahr, wenn der Südpol der Erde zugekehrt ist, sind sie be-sonders auf der südlichen Polarkalotte sichtbar, im Herbst auf der nördlichen.Die Sichtbarkeitsfunktion verursacht auch zusammen mit der variablen Lageder Sonnenachse relativ zur Erde die jahreszeitliche Schwankung der helio-graphischen Breite der polaren Fackeln. Auf der N-Halbkugel erscheinen sieim Frühjahr am häufigsten im Intervall 50-55°, im Herbst im Intervall 65-70°.Gesamthaft betrachtet sind die nördlichen Polarfackeln etwa 20mal zahlreicherals die südlichen (Abb. 2). Ein wie es scheint bedeutungsvoller Unterschiedzeigt sich in der heliographischen Breite der beiden Polarzonen, indem dasMaximum der südlichen Polarfackeln im Intervall 70-75° liegt, das Maximumder nördlichen aber im Intervall 60-65°. Der Unterschied hat seine Ursachehauptsächlich darin, dass die südlichen Polarfackeln fast nur in der erstenJahreshälfte aufgetreten waren, wo ihre scheinbare Breite besonders hoch ist.Aber auch wenn man nur die Zeiten günstigster Sichtbarkeit in Betracht zieht,

Vierteljahrsschrift d. Naturf. Ges. Zürich. Jahrg. 106, 1961 18

245


besteht die Breitendifferenz - wenn auch abgeschwächt - weiter, indem diemaximale südliche Häufigkeit im Intervall 70-75° liegt, die nördliche im Inter-vall 65-70°. In Wirklichkeit muss die Breitendifferenz grösser sein, da dieSichtbarkeitsfunktion eine solche verringert. Auf die Beziehung zwischen denpolaren Fackeln und andern Erscheinungen der polaren Aktivität wird nochzurückzukommen sein.

4. ProtuberanzenDie Photographien der Protuberanzen werden an allen drei Stationen

Zürich, Arosa und Locarno mit einem auf 10 cm abgeblendeten Objektiv von225 cm Brennweite über ein Ha-Filter mit einer Kleinbildkamera auf Kodak-Film IV-E gemacht. Obschon die Station Arosa nur an 113 Tagen in Betriebwar und auf der Station Locarno zufolge Reparatur des Filters die Beobach-tungen vom 1. März bis 31. August ausfielen, liegen von 308 Tagen Protube-ranzenaufnahmen vor. Lückentage der Protuberanzenstatistik sind:

JanuarFebruarMärzAprilMaiJuniJuliAugustSeptemberOktoberNovemberDezember

15., 28.5., 11., 17., 18., 23.2., 3., 5., 9., 11., 15., 18.,4.,14.,17., 23., 26.22., 29., 30.1., 7., 14.9., 11., 18., 19., 27., 28.1., 8., 12.5., 19., 30.6., 7., 9., 15., 22., 23.4., 17., 28.5., 6., 7., 9., 10., 13., 15.,

20.,

16.,

31.

17., 18.

Die Umrisse der Protuberanzen werden in dem auf 25 cm Sonnendurch-messer vergrösserten Bild eingezeichnet und ihre Fläche ausgemessen. InTabelle 8 sind die Monatsmittel der täglichen Protuberanzenflächen mitgeteilt;als Einheit diente dabei ein Millionstel der Fläche der photosphärischen Sonnen-scheibe. Die beigefügten kleinen Zahlen geben die Anzahl der Beobachtungs-tage an.

Tabelle 8 Die Monatsmittel der täglichen Protuberanzenprofilflächen

I II HI IV V VI VH VIII IX X XI XH Jahres-mittel

338422 372324 331422 394025 434028 557027 3785 95 544328 324627 421425 363927 3381214026808

Die Protuberanzenhäufigkeit ist von Dezember 1959 auf Januar 1960 starkabgefallen zufolge des ein Vierteljahr früher erfolgten starken Rückganges derFleckentätigkeit. Sie bleibt bis zum Jahresende etwa auf dem Niveau der erstendrei Monate, mit nochmaligen stärkeren Anstiegen in den Monaten Juni undAugust. Die mittlere tägliche Protuberanzenprofilfläche von 4026 Millionstelnder Sonnenscheibe - was 1127 Protuberanzeneinheiten der alten, bis 1958 ver-

S

N


wendeten, auf visuellen Beobachtungen beruhenden Statistik entspricht — weistgegenüber dem Vorjahr einen Rückgang von 35 % auf.

In Tabelle 9 sind die mittleren täglichen Profilflächensummen der Protube-ranzen nach 5°-Breitenzonen (Summe aus E- und W-Rand) mitgeteilt und inAbb. 2 dargestellt. Wie bei den Flecken und Fackeln ist die Hauptzone der

30

25

20

15

10

5

0

250

200

150

100

50

0

20

15

10

5

0

100

90

80

70

60

50

40

30

20

100-90°-80 -70 -60 -50 -40 -30 -20 -10 0° 10 20 30 40 50 60 70 80 90°

Abb. 2 Die Verteilung der Sonnenfleckengruppen, der photosphärischen Fackeln,der Protuberanzen und der Intensität der Koronalinie 5303 A nach heliographischer Breite

im Jahre 1960.

Tabelle 9 Breitenverteilung der Protuberanzenprofilflächen für das Jahr 1960

Heliogr.

Breite0-5 5-10 10-15 15-20 20-25 25--30 30-35 35-40 40-45 45-50 50-55 55-60 60-65 65-70 70-75 75-80 80-85 85-90 0-90

N 166 192 179 212 260 268 233 195 165 163 95 21 5 2 2 1 2 2 2163

S 185 218 210 202 183 173 100 85 77 99 126 138 50 8 2 2 3 2 1863

351 410 389 414 443 441 333 280 242 262 221 159 55 10 4 3 5 4 4026

Tabelle 10 Die Intensität der Koronalinie 5303 A in Abhängigkeit von der heliographischen Breite

Heliogr.Breite

0° 5° 10° 15° 20° 25° 30° 35° 40° 45° 50° 55° 60° 65° 70° 75° 80° 85° 90°

Nord 18.41 20.23 23.36 25.63 23.52 24.93 23.11 18.32 13.80 11.70 10.97 12.44 12.66 7.80 3.16 1.18 0.49 0.25 0.14

Süd 18.41 19.73 22.47 23.43 20.10 15.65 11.72 8.57 6.57 5.50 4.81 4.06 3.89 4.69 6.44 5.84 3.50 2.10 1.66

Mittel 18.41 19.98 22.91 24.53 21.81 20.29 17.41 13.44 10.18 8.60 7.89 8.25 8.27 6.24 4.80 3.51 1.99 1.18 0.90


Protuberanzen auf der N-Halbkugel stärker entwickelt als auf der S-Halbkugel.Das nördliche Hauptmaximum folgt in bekannter Weise dem Fleckenmaximumin einer um 15° höheren Breite. Das kleine Maximum bei 7.5° stammt von denmit den Flecken verbundenen Protuberanzen. Auf der S-Halbkugel fällt dasProtuberanzenmaximum mit der Fleckenzone zusammen, während die sonstdominierende Hauptzone, die den Flecken in höherer Breite folgt, nur durcheine «Schulter» bei 25° angedeutet ist. Die alte polare Protuberanzenzone, die1959 in der Umgebung des Nordpoles noch kräftig entwickelt war – auf derS-Halbkugel war sie schon früher erloschen – ist 1960 vollständig verschwun-den. Auf der südlichen Hemisphäre, die auch bezüglich der Protuberanzen imZyklus weiter fortgeschritten ist als die nördliche, erschien 1959 zwischen 55°und 60° ein kleines Maximum, welches im letztjährigen Bericht versuchsweiseals neue Polarzone interpretiert wurde. Diese Vermutung hat sich bestätigt,indem diese Zone 1960 in derselben Breite noch deutlicher in Erscheinung tritt.Auf der N-Halbkugel ist nun die neue Polarzone ebenfalls angedeutet durchdie «Schulter» im Intervall 45-50°.

5. Korona

Die Intensitätsverteilung der Koronalinie 5303 längs des Sonnenrandeskonnte an 44 von den 113 Tagen, an welchen das Aroser Observatorium inBetrieb war, aufgenommen werden, nämlich:

JanuarMärzAprilJuniJuliAugustOktoberDezember

2.6., 7.,13.,16., 21., 22., 23.,2., 3., 5., 6., 7., 8.,10.,13.4., 6.31.4., 7., 13., 14., 16., 17., 20.,1., 2., 5., 8.,10.,13.24., 25., 26., 27., 30.

26.,

22.,

28.

24., 25., 26., 27.

Die Mittelwerte dieser 44 Beobachtungen, welche die Intensität der Linie 5303,ausgedrückt in willkürlichen Einheiten und beobachtet bei einem Abstand vonetwa 30" vom Sonnenrand, geben, sind in Tabelle 10 in Intervallen von 5° derheliographischen Breite mitgeteilt, wobei bereits zwischen Ost- und Westrandgemittelt worden ist. Die Breitenverteilung der Intensität der Linie 5303 istüberdies in Abb. 2 dargestellt. Die mittlere tägliche Summe der von 5° zu 5°heliographischer Breite gemessenen Intensitäten hat von 1149.4 im Jahre 1959auf 843.8 abgenommen. Von dieser Summe entfallen 485.6 auf die nördliche,358.2 auf die südliche Halbkugel. Die Intensität in der nördlichen Hauptzonehat stärker abgenommen als diejenige der südlichen (wie auch die Flecken- undFackeltätigkeit), so dass das nördliche Maximum nur noch wenig höher liegtals das südliche (ebenfalls konform mit der Flecken- und Fackeltätigkeit).

Bei der Mittelbildung über das ganze Jahr können schwach entwickelteAktivitätszonen verwischt werden. Deshalb wurden die 44 Beobachtungen in


vier etwa gleich grosse Gruppen unterteilt. Die heliographischen Breiten dereinzelnen Intensitätsmaxima sind in Tabelle 11 mitgeteilt. Die Hauptzone iststets vorhanden, liegt auf der S-Seite bei etwa 13° und ist auf der N-Seitefast während des ganzen Jahres in zwei Maxima bei 15° und 25° aufgespalten.Auf diese Doppelzone wurde schon bei den Flecken und Fackeln hingewiesen.In der Korona treten die Hauptmaxima in bekannter Weise in etwas höhererBreite auf als in der Photosphäre, doch beträgt die Differenz bei der fortge-schrittenen Phase des Zyklus nur noch etwa 2.5°.

Tabelle 11 Die heliographischen Breiten der Haupt- und Polarzonen der 5303- Intensität

Epoche• N-Halbkugel S-HaIbkugel

PoIarzone Hauptzone Hauptzone Polarzone

1960.12 (60°) 15° 15° 70°

1960.34 55° 25°, 15° 15° 70°

1960.59 60° 25°, 15° 10° 70°

1960.82 55° 25°, 15° 12° 70°

Die südliche Polarzone, die 1959 bei 65-70° lag, ist während des ganzenJahres bei 70° aufgetreten, war jedoch schwächer als im Vorjahr. Dagegen istdie nördliche Polarzone, die erst in der zweiten Hälfte 1959 erstmals deutlichin Erscheinung trat, stark entwickelt mit einem Maximum bei 55-60°. VonInteresse ist das Verhalten der polaren Koronazone in Zusammenhang mit denpolaren Fackeln. Sowohl die Korona wie die Fackeln der nördlichen Polarzonesind stärker entwickelt und befinden sich in niedrigerer Breite als diejenigender südlichen.

6. Radioemission der Sonne

Wie in den vorangegangenen Jahren ergänzen wir die optischen Beobach-tungen über die Sonnenaktivität durch radioastronomische. Wie schon früherhervorgehoben wurde, erscheinen unter den vielen radiohelioskopischen Be-obachtungen zur Charakterisierung der Sonnenaktivität und eventuell zurspäteren Ersetzung der «subjektiven» Relativzahlen durch eine «objektive»Messung die von A. E. COVINGTON 1947 begonnenen und vom National ResearchCouncil Ottawa in homogener Weise fortgesetzten Messungen auf der Wellen-länge 10.7 cm am geeignetsten. Die im Jahre 1960 erhaltenen Messwerte sind inTabelle 12 mitgeteilt; die verwendete Einheit beträgt 10-22 W/m2 und 1 Hz Band-breite.

Das Jahresmittel dieser Radioemission beläuft sich auf 161.0 gegenüber 209.0im Jahre 1959. Der Verlauf der Radioemission (Abb. 3) stimmt in den wesent-lichen Zügen mit demjenigen der Relativzahlen überein. Alle grossen und auch

250

200

150

100Jan. Febr. März April Mai Juni Juli Aug. Sept. Okt. Nov. Dez.

Abb. 3 Die täglichen Werte der solaren Radioemission auf der Wellenlänge 10.7 cmim Jahre 1960.


Tabelle 12 Die Intensität der solaren Radioemission bei X = 10.7 cm

Monattag

I H HI IV V VI VII VIH IX X XI XII

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Mittel 200 169 146 167 163 162 164 174 164 141 147 136

die meisten kleinen Extrema finden sich ohne Phasenverschiebung in beidenKurven. Die relativen Höhen der einzelnen Maxima können allerdings bei denFlecken und bei der Radioemission stark verschieden sein. Eine stärkere Ab-weichung im Parallelismus der beiden Kurven zeigt sich Ende FebruaranfangsMärz, wo mit den allerdings nur kleinen Maxima der Relativzahlen vom 26. Fe-bruar und 8. März ein breites Minimum der Radioemission korrespondiert.

Eidgenössische Sternwarte Zürich, Mai 1961.

von m. waldmeier (zürich) - ngzhthe present paper gives the frequency numbers of sunspots,...

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