Die Flare‐Häufigkeit in Fleckengruppen unterschiedlicher Klasse und magnetischer Struktur (Mitteilungen des Astrophysikalischen Observatoriums Potsdam Nr. 87)

Zur Untersuchung der Flare‐Häufigkeit in Fleckengruppen unterschiedlicher Klasse und magnetischer Struktur werden von 2406 im Zeitraum 1956 bis 1958 entstandenen Fleckengruppen 886 mit Flare‐Erscheinungen verbundene und für die statistische Betrachtung geeignete Fleckengruppen der Klassen A bis F verwendet. Der Anteil der zusammen mit Flares aufgetretenen Fleckengruppen an der Zahl aller beobachteten Fleckengruppen wird angegeben. Aus der Zahl aller beobachteten Flares jeder Fleckengruppenklasse werden die mittleren täglichen Flare‐Zahlen getrennt für Flare‐ und Sichtbarkeitstage der Fleckengruppen und die mittleren Flare‐Zahlen bezogen auf die Anzahl der Fleckengruppen ermittelt. An diesen Ergebnissen sind die Flares der Importance 1 (1–; 1; 1+) mit 93% beteiligt. Die Anteile der Flares mit der Importance 2 (2–; 2;2+) bzw. 3 (3–; 3;3+) betragen dagegen nur 6.5% bzw. 0.5%. Die Flare‐Häufigkeit nimmt zu höheren Fleckengruppenklassen hin zu. Innerhalb der Klassen D, E und F sind nach Unterteilung der Fleckengruppen in β, βγ, γ und Gruppen, bei denen in einem Fleckenhof mehrere Kerne mit entgegengesetzter Polarität beobachtet wurden, deutliche Unterschiede in der Flare‐Häufigkeit festzustellen. Es zeigt sich, daß die Flare‐Zahlen magnetisch komplexer Fleckengruppen (βγ und γ) merklich größer sind, als die normaler β‐Gruppen. Die größten Flare‐Zahlen innerhalb der Klassen treten jedoch bei Fleckengruppen mit entgegengesetzter Polarität mehrerer Kerne in einem Fleckenhof auf.