Polarlichtvorhersage

 
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Bitte beachten Sie unbedingt, daß die Sonne niemals ohne die Verwendung geeigneter, speziell dazu entwickelter Filter betrachtet werden darf. Dies gilt erst recht bei der Verwendung von optischen Geräten, wozu auch schon ein Opernglas oder Fernglas zählt. Wer diesen Grundsatz nicht beachtet, verliert sofort und unumkehrbar sein Augenlicht.


Häufigkeit von Polarlichtern und Abschätzen der Polarlichtwahrscheinlichkeit in Deutschland
 

Es gibt eine Faustregel, die Auskunft über die Häufigkeit der von Deutschland aus beobachtbaren Polarlichter gibt. Sie besagt, daß während der maximalen solaren Aktivitätsphase jährlich etwa vier bis acht Polarlichter in Deutschland zu sehen sind. Um das Minimum der Sonnenaktivität herum können nur selten vereinzelte Polarlichter beobachtet werden.

Grundsätzlich sollten Sie beachten, daß eine langfristige und/oder punktgenaue Vorhersage von Polarlichtern nicht möglich ist, weil die Polarlichter durch von der Sonne ausgehende Partikelströme verursacht werden, die ihren Ursprung in den nicht vorhersehbaren Flares und Sonneneruptionen haben. Man kann die Partikelströme selbst und deren Weg zur Erde nur durch Beobachtung verfolgen. Dabei bedient man sich sowohl der Sonnenaufnahmen als auch der von den Sonnensatelliten übertragenen Daten. Außerdem sind die Daten der Magnetometer auf der Erdoberfläche an diesem Prozeß beteiligt. Wenn Sie die Möglichkeit von mittelfristig auftretendem Polarlicht in unseren Breiten beurteilen möchten, sollten Sie sich der nachfolgend beschriebenen Reihenfolge bedienen.

Am Anfang steht die Begutachtung der
aktuellen Sonnenbilder der verschiedenen Satelliten, die die Sonne laufend überwachen. Dabei suchen Sie systematisch nach auffallend starken Sonneneruptionen und Flares, weil sie die oben beschriebenen Partikelströme auslösen. Beispiele für das Aussehen von Sonneneruptionen und Flares auf den AIA- und STEREO-Aufnahmen finden Sie hier und. Beispiele für die LASCO Aufnahmen hier.

Dann sollten Sie sich zunächst den nachfolgend beschriebenen Allgemeinen Vorhersageindikatoren widmen. Anschließend wäre dann die Betrachtung der weiter unten angegebenen Vorhersage-Indikatoren für in Deutschland sichtbares Polarlicht fällig. Im Anschluß daran sollten Sie sich dann noch die ebenfalls auf dieser Seite beschriebenen Daten zur Magnetfeldausrichtung, der Sonnenwindgeschwindigkeit, dem dynamischen Teilchendruck und der Teilchendichte im Sonnenwind genauer ansehen. Dabei können Sie dann auch berücksichtigen, daß unter Umständen bereits eine ausreichend hohe Sonnenwindgeschwindigkeit und eine hohe bis sehr hohe Teilchendichte ausreichend sein können, um ein nach Süden ausgerichtetes Interplanetarisches Magnetfeld entbehrlich zu machen. Bei der Beurteilung der vorgenannten Grafiken dürfen Sie die KP-Indizes keinesfalls außer Acht lassen, denn sie stellen dabei den Maßstab dar, mit dem Sie die Schwere des Magnetsturms und die damit verbundene Wahrscheinlichkeit von bei uns sichtbaren Polarlichtern beurteilen müssen. Zwei KP-Indizes finden Sie weiter unten auf dieser Seite. Einen weiteren Hinweis finden Sie im mittleren Bereich der Grafik neben den KP-Indizes. Dort suchen Sie nach der Überschrift Aur-Lat. Die Gradzahl gibt die niedrigste Breite aus der aktuellen Polarlicht-Aktivitäts-Messung an. Hier sollte ein Wert um die 50° für ein in Deutschland sichtbares Polarlicht stehen
Wenn die Schockfront des Partikelstrom das irdische Magnetfeld und die Erdatmosphäre erreicht hat, was meist 24 bis 48 Stunden nach dem Ereignis der Fall ist, helfen Ihnen die weiter unten dargestellten Polarlichtovale der nördlichen Hemisphäre bei der eigenen Beurteilung einer Polarlichtvorhersage für unsere Breiten weiter.

Sie möchten Ihre eigene Polarlichtvorhersage überprüfen? Das
Polarlicht-Forum kann Ihnen dabei behilflich sein. Dort finden Sie die für Deutschland geltenden aktuellen Polarlicht-Vorwarnungen und Polarlicht-Warnungen.
Hier finden das alpha Centauri Video von BR Alpha, in dem Professor Harald Lesch der Frage “Was ist ein Nordlicht” nachgeht.

LASCO C2

Größere Bilder abrufen: 512x512 oder 1024x1024
Animation 256x256 (~15 MB) / Animation 512x512 (~60 MB)

LASCO C3

Größere Bilder abrufen: 512x512 oder 1024x1024
Animation 256x256 (~15 MB) / Animation 512x512 (~60 MB)

Die Vorschaubilder und die per Link abrufbaren größeren Sonnenbilder werden von der SOHO-Seite der NASA importiert. © NASA/ESA/SOHO
Wenn keine oder keine aktuellen Bilder erscheinen, ist der Server der NASA gestört oder es werden keine Bilder von der SOHO Raumsonde übermittelt.
Die Erklärungen zu den LASCO-Aufnahmen finden Sie hier 
|   Die Erklärungen zu den STEREO-Aufnahmen finden Sie hier

Allgemeine Vorhersageindikatoren für das Auftreten von Polarlicht
Die Datums(Zeit)angaben in den Grafiken sind angegeben in UTC (Coordinated Universal Time) und in GMT (Greenwich Mean Time / Greenwich-Zeit)

ACE EPAM Diagramm
über 2 Stunden

ACE EPAM Diagramm
über 6 Stunden

ACE EPAM Diagramm
über 24 Stunden

ACE EPAM Diagramm
über 3 Tage

ACE EPAM Diagramm
über 7 Tage

 

Die EPAM-Diagramme (EPAM=Electron-Proton-Alpha-Monitor) der ACE-Satelliten der NASA (ACE=Advanced Composition Explorer) zeigen den von der Sonne ausgehenden Protonenfluss während der genannten Zeiträume an.
Der Electron-Proton-Alpha-Monitor setzt sich aus mehreren Detektoren zusammen, die Partikel der Energiebereiche von 0,047 MeV (Mega-Elektronenvolt) bis 1,9 MeV (Mega-Elektronenvolt) messen.
Beim Eintreffen einer CME (Coronal Mass Ejection = Koronaler Massenauswurf der Sonne) ist immer eine Rampenbildung (steiler Anstieg der Protonen-Graphen) mit ständig steigender Protonenenergie erkennbar
(Beispiel-Grafik).
Erfahrungsgemäß beginnt der auf das Eintreffen des CME bezogene Anstieg im Diagramm etwa zwei Stunden vor der Ankunft des CME. Der angezeigte Wert liegt dabei regelmäßig nicht unterhalb von 10 hoch 4 MeV. Steigt der Wert auf 10 hoch 5 MeV, kann dies als ziemlich sicheres Zeichen einer kurz bevorstehen Ankunft eines CME angesehen werden.
Ab diesem Zeitpunkt sollten Sie dann die nachfolgenden Daten zum Magnetfeld und zum Sonnenwind (ACE MAG & SWEPAM) beobachten.

Die verlinkten Grafiken werden vom NOAA Space Weather Prediction Center zur Verfügung gestellt und regelmäßig aktualisiert. © NOAA SWPC
Wenn die Grafiken nicht abrufbar sind, ist der Server des NOAA Space Weather Prediction Center gestört.
Detaillierte Informationen zu Zeit- und Datumsangaben können Sie hier abrufen
 

ACE MAG & SWEPAM
über 2 Stunden

ACE MAG & SWEPAM
über 6 Stunden

ACE MAG & SWEPAM
über 24 Stunden

ACE MAG & SWEPAM
über 3 Tage

ACE MAG & SWEPAM
über 7 Tage

 

In den ACE MAG & SWEPAM Diagrammen, die das Magnetfeld und und den Sonnenwind grafisch darstellen, wird oben die Stärke des Interplanetaren Magnetfeld (IMF) insgesamt als weiße Bt-Kurve angezeigt. An dieser Stelle ist auch die Stärke der Z-Komponente als rote Bz-Kurve aufgetragen. Die Polarlichtwahrscheinlichkeit ist umso höher je niedriger der Bz-Wert im negativen Bereich ist und umso höher der Bt-Wert ist.
Die hellblaue Phi-Kurve zeigt einen Heliospheric Current Sheet (HCS) an, wenn ein Wechsel von 0/360 Grad nach 180 Grad oder umgekehrt erfolgt. Wichtig ist, daß diese Phi-Kurve vor und nach dem angezeigten Wechsel stabil ist. Man sollte auch wissen, daß kurz vor, während und nach nach einem HCS solare Ereignisse besonders starke Wechselwirkungen mit dem Erdmagnetfeld verursachen. Der HCS ist die mit Abstand größte von der Sonne verursachte Struktur im Sonnensystem. Es handelt sich dabei um ein riesiges Magnetfeld innerhalb des Sonnensystems, das sich ausgehend von der Äquatorialebene der Sonne bis zur Jupiterbahn erstreckt.
Die orange Density-Kurve stellt die Partikeldichte im Sonnenwindes dar. Für das Auftreten von Polarlicht ist eine möglichst hohe Teilchenanzahl pro Kubikzentimeter erforderlich. Je höher die Teilchenanzahl ist, desto stärker ist der Druck auf das Erdmagnetfeld. Ein starker Druck auf unser irdisches Magnetfeld wirkt sich auf die Wahrscheinlichkeit des Auftretens von sichtbarem Polarlicht in erheblichem Maße aus. Die Polarlichtwahrscheinlichkeit steigt nämlich mit dem Anstieg der Teilchenanzahl und dem damit verbundenen höheren Druck
Die gelbe Speed-Kurve gibt die Geschwindigkeit des Sonnenwinds an. Je höher die Sonnenwindgeschwindikeit ist, desto höher ist auch die Wahrscheinlichkeit des Auftretens von sichtbarem Polarlicht.
Die grüne Temp-Kurve gibt die Temperatur der Sonnenwindteilchen an. In der Regel ist mit dem Auftreten einer Schockfront auch ein Sprung in der Temperatur der Sonnenwindteilchen verbunden. Ein solcher Temperaturanstieg kann aber hier und da auch bei normalen Bedingungen vorkommen. Von daher gesehen ist diese Kurve nicht so aussagekräftig. Wenn die Temperatur wenige Stunden nach der Ankunft eines frontal auftreffenden Partikelstroms einer Sonneneruption an der Erde merklich absinkt, dann ist die Erde in die magnetische Blase des Partikelstrom eingetreten. Die Erfahrung lehrt, daß häufig während einer solchen Passage durch die magnetische Blase stark ausgeprägte Polarlichter auftreten.

Die verlinkten Grafiken werden vom NOAA Space Weather Prediction Center zur Verfügung gestellt und regelmäßig aktualisiert. © NOAA SWPC
Wenn die Grafiken nicht abrufbar sind, ist der Server des NOAA Space Weather Prediction Center gestört.
Detaillierte Informationen zu Zeit- und Datumsangaben können Sie hier abrufen
 

SOHO Kombi-Grafik
mit allen Daten

SOHO Geschwindigkeit des Sonnenwind

SOHO Partikeldichte
im Sonnenwind

SOHO Thermische Geschwindigkeit Plasma

SOHO Richtung der
Ausdehnung des IMF

 

Die SOHO Proton Monitor Grafiken können, ebenso wie die ACE MAG & SWEPAM Grafiken im entsprechenden Tabellenabschnit weiter oben, zur Beurteilung der Wahrscheinlichkeit des Auftretens von sichtbarem Polarlicht herangezogen werden. Allerdings sind die SOHO-Daten meist nicht so aktuell wie die ACE-Daten. Dennoch kann sich auch ein Blick auf diese Grafiken als lohnend herausstellen.
Vsw (km/s) = Geschwindigkeit des Sonnenwind
Density (1/cm**3) = Partikeldichte im Sonnenwind
Vth (km/s) = thermische Geschwindigkeit des Plasma
From S+ / N- (deg) = Ausdehnrichtung des Interplanetarischen Magnetfeld (IMF)
Zur Deutung der Daten verweise ich auf die Beschreibung der MAG & SWEPAM Daten + Grafiken im entsprechenden Abschnitt oben.

Die verlinkten Grafiken werden von der University of Maryland zur Verfügung gestellt und regelmäßig aktualisiert. © NASA/University of Maryland
Wenn die Grafiken nicht abrufbar sind, ist der Server der University of Maryland oder der NASA gestört.
Detaillierte Informationen zu Zeit- und Datumsangaben können Sie hier abrufen

Vorhersage-Indikatoren für in Deutschland sichtbares Polarlicht

Geomagnetisches Feld

QUIET = Kp<4
UNSETTLED = Kp=4
STORM = Kp>4

Die Polarlichtaktivität basiert auf dem Kp-Index und ist ein Maß für die Auftrittswahrscheinlichkeit von Polarlichtern. Für sichtbares Polarlicht in Deutschland sollte der Kp-Index auf STORM stehen und der solare Strahlungsfluß sollte auf X Class FLARE oder MEGA Flare stehen.

Solarer Strahlungsfluß

NORMAL = keine Flares     ACTIVE = aktive Flares
M CLASS FLARE = Flares der M-Klasse    
X CLASS FLARE! = Flares der X-Klasse

Flare = Röntgenstrahlenausbruch auf der Sonne
Steht die Anzeige auf X CLASS FLARE oder auf MEGA FLARE!
ist in Deutschland sichtbares Polarlicht wahrscheinlich, wenn die Polarlichtaktivität gleichzeitig auf STORM steht
.

Die Anzeige des solaren Strahlungsfluß weist häufig auf Flares oder Sonneneruptionen (CME) hin. Bei diesen Ereignissen auf der Sonne wird naturgemäß Materie ausgeworfen und Strahlung emittiert. Die Strahlung bewegt sich mit Lichtgeschwindigkeit in den Weltraum und kann wenige Minuten nach dem Sonnenereignis von den die Sonne beobachtenden Satelliten gemessen werden. Die Teilchen der ausgeworfenen Sonnenmaterie brauchen ungefähr 24 bis 48 Stunden, bis sie die Erde erreichen. Dann können sie Polarlichter hervorrufen. Wenn ein X-Class oder Mega-Class Flare aufgetreten ist, dann sollten Sie die weitere Entwicklung unbedingt im Auge behalten.

Die kleinen Grafiken in dieser Tabelle werden von N3KL.ORG importiert. Sie werden ständig aktualisiert. Weitere Parameter: Klick auf die Grafik. © N3KL.ORG
Wenn keine oder keine aktuellen Grafiken erscheinen, ist der Server von N3KL gestört oder dem N3KL wurden keine Daten vom NOAA SWPC übermittelt


Anmerkungen und Erklärungen zur Grafik finden Sie auf dieser Seite © Michael Theusner

Magnetfeldausrichtung, Sonnenwindgeschwindigkeit und Teilchendichte im Sonnenwind
Die Datums(Zeit)angabe in der Grafik ist angegeben in UT (Universal Time)

 

Die oben stehende Grafik zeigt auf der Y-Achse die vertikale Komponente des interplanetaren Magnetfeldes (IMF) als BZ-Wert in Nanotesla (nT) an sowie die aktuelle Ausrichtung des IMF. Auf der X-Achse wird die gemessene Sonnenwindgeschwindigkeit angegeben. Je mehr das interplanetarische Magnetfeld nach Süden abgelenkt wird (zu erkennen an der nach unten weisenden Linie) und je höher die Geschwindigkeit des Sonnenwinds ist (zu erkennen an der weit nach rechts reichenden Linie), desto höher ist auch eine Polarlichtwahrscheinlichkeit. Zusätzlich zeigt das kleine Quadrat in der Spitze der Linie die Teilchendichte im Sonnenwind in Teilchen je Kubikzentimeter an. Die Bedeutung der Farben im kleinen Quadrat: Grün bis zu 5 Teilchen je Kubikzentimeter - Gelb bis zu 10 Teilchen je Kubikzentimeter - Rot über 10 T/cm3.

Die Grafik wird vom Courtesy IPS Radio and Space Services importiert und alle 5 Minuten aktualisiert. © Commonwealth of Australia
Wenn auf diesen Grafiken keine Zeiger erscheinen, liegen dem Courtesy IPS Radio and Space Services keine aktuellen Daten vor.
Detaillierte Informationen zu Zeit- und Datumsangaben können Sie hier abrufen

WSA-Enlil Sonnenwind Vorhersage

WSA-Enlil ist ein groß angelegtes, Physik-basiertes Vorhersagemodell der Heliosphäre. Sein Ziel ist es, eine Vorwarnzeit von bis zu vier Tagen zu ermöglichen. Die Animation zeigt die grafisch aufbereiteten Ergebnisse der gewonnen Daten. Sie beinhaltet die Stärke der vom Sonnenwind transportierten und auf die Erde gerichteten Strukturen der letzten gemessenen koronalen Massenauswürfe. Angezeigt wird die Plasmadichte der transportierten Teilchen und deren Radialgeschwindigkeit bis zum Ende des Vorhersagezeitraums

.

Das WSA-Enlil Modell verwendet für die Vorhersage des Sonnenwind Magnetfeldmessungen der Sonnenoberfläche, also sogenannte Magnetogramme. Das sind Kartierungen der senkrechten Magnetfeldkomponente auf der photosphärischen Oberfläche der Sonne. Diese werden erstellt aus Magnetogrammen der sichtbaren Sonnenseite über den Zeitraum einer vollständigen Sonnenrotation. Da sich das Magnetfeld der Sonne ständig ändert, müssen die Messdaten für eine zuverlässige Sonnenwindvorhersage gewichtet werden. Am stärksten werden die Messungen des Magnetfeld im Zentrum der Sonnenscheibe gewichtet. Neben den Daten des Magnetfelds fließen in das Berechnungsmodell auch die Daten der Koronagraphen der NASA ein, wenn ein auf die Erde gerichteter koronaler Massenauswurf (CME) erkannt wird. Aus den Daten der Koronagraphen werden die grundlegenden Eigenschaften der koronalen Massenauswürfe (Zeitpunkt, Ort, Richtung und Geschwindigkeit) bestimmt. Dies ist dann die Grundlage für die Vorhersage der Ankunftszeit der CME am Magnetfeld der Erde, ihre Intensität und die Dauer der Auswirkungen auf das Erdmagnetfeld. Daraus kann sich auch ein in Deutschland sichtbares Polarlicht ergeben, denn wenn ein CME auf das Magnetfeld der Erde trifft wandern seine Bestandteile an den Magnetfeldlinien entlang bis zu den magnetischen Polen der Erde. Hier dringen sie in die Atmosphäre ein und regen die Moleküle der Atmosphäre zum Leuchten an. Wir sehen dieses Leuchten dann als Polarlicht. Bei einem starken CME kann das Erdmagnetfeld auf der Tagseite regelrecht zusammengedrückt werden während sich der Schweif auf der Nachtseite stark verlängert. In der Animation wird die Sonne als gelber Punkt, die Erde als grüner Punkt und die beiden STEREO Raumsonden als roter und blauer Punkt dargestellt. Oben wird die Plasmadichte im Sonnenwind und unten die Radialgeschwindigkeit des Sonnenwind angezeigt. Die beiden linken Animationen zeigen die Intensität von Plasmadichte und Radialgeschwindigkeit in der Ebene der Ekliptik (scheinbare Sonnenbahn), die Animationen rechts daneben zeigt die vorhergesagte Dichte und den Geschwindigkeitswert in Richtung Erde. Ganz rechts dann die Darstellung der Werte der Plasmadichte und der Geschwindigkeit des Sonnenwind an der Erde und den beiden STEREO-Sonden.

Hier können Sie sich eine animierte Darstellung der WSA-Enlil Sonnenwind Vorhersage für den gesamten Zeitraum aufrufen

Da für die Darstellung der Animation eine relativ große Datenmenge geladen wird, kann es einige Zeit in Anspruch nehmen, bis die Animation startet. Bitte haben Sie, insbesondere bei langsamen Internetverbindungen, die notwendige Geduld und warten Sie den Start der Animation ab.

Die verlinkte Grafik wird vom NOAA Space Weather Prediction Center zur Verfügung gestellt und regelmäßig aktualisiert. © NOAA SWPC
Wenn die Grafiken nicht abrufbar sind, ist der Server des NOAA Space Weather Prediction Center gestört.
Detaillierte Informationen zu Zeit- und Datumsangaben können Sie hier abrufen


Weitere grafisch aufbereitete Daten
 



 



 



 



 



 



 

Die Grafiken dieser Tabelle werden vom NOAA Space Weather Prediction Center (NOAA SWPC)importiert und regelmäßig aktualisiert. © NOAA SWPC
Wenn keine oder veraltete Grafiken erscheinen, ist der Server vom NOAA Space Weather Prediction Center (NOAA SWPC  gestört.

Detaillierte Informationen zu Zeit- und Datumsangaben können Sie hier abrufen

 

SFI = Radioflußindex der Sonne
FI >180 + A-Ind <8 + K-Ind <3 = Ausbreitung in Ost-West-Richtung
SFI >180 + A-Ind <8 + K-Ind >3 = Ausbreitung in Nord-Süd-Richtung
SFI >250 + A-Ind >30 + K-Ind >3 = Ausbreitung im nördlichen Polargebiet
SSN = Sonnenfleckenrelativzahl
A-Index = Index der solaren Partikelstrahlung (Werte ab 0 nach oben offen)
K-Index = Stärke  Magnetfeldschwankung der Erde in Nanotesla (Werte 0 bis 9)
X-Ray = Index Röntgenstrahlung (Klassen: A, B, C, M, X+Intensität 1 bis 9,9)
304A = Band-Daten der 304 Angström-Linie
(Helium-Linie im Bereich 304 Angström/30,4 nm mit Abweichung von bis zu +/- 40 Angström
eigentlich nur für Funker interessant
Ptn Flx = Index des Protonenfluß
Elc Flx = Index des Elektronenfluss
Aurora = Polarlicht-Aktivität-Level (Werte von 1 bis 10)
Mag (BZ) = Interplanetares Magnetfeldes (IMF) als BZ-Wert in nT und Ausrichtung des IMF
Solar Wind = Tempo Sonnenwind in km/sec
HF Conditions = Vorhersage HF-Bereich nur für Funker interessant
VHF Conditions = Vorhersage VHF-Bereich nur für Funker interessant
Aur-Lat = Niedrigste Breite aus der aktuellen Polarlicht-Aktivitäts-Messung
Geomag Field = Index für die Störung des Erdmagnetfeld
QUIET=Kp<4-UNSETTLED=Kp=4-STORM=Kp>4)
Sig Noise Lvl = Signal Noise Level nur für Funker interessant

Ergänzende Angaben zur rechts stehenden Grafik

Zeit in UTC
(Coordinated Universal Time)
Detaillierte Infos zur Zeitangabe können Sie hier abrufen
(c) Paul L Herrman

SFI - Der Solar Flux Index (Radioflußindex der Sonne) gibt die gemessene solare Radiostrahlung an. Gemessen wird die Radiostrahlung  bei einer Wellenlänge von 10,7 cm, was der Frequenz von 2800 MHz entspricht. Die Strahlung wird nicht im Weltraum gemessen sondern von etlichen Stationen auf der Erdoberfläche. Der Wert gibt Aufschluß über die Sonnenaktivität. Er ist zur Bestimmung der Sonnenaktivität besser geeignet als die Sonnenfleckenrelativzahl, da der SFI gemessen wird während die Sonnenfleckenrelativzahl von subjektiven Zählungen der Sonnenflecken abhängig ist. Der SFI findet Verwendung bei der Vorhersage der Ausbreitungsbedingungen im Kurzwellenfunk. Er kann aber auch zur Vorhersage aktiver Sonnenregionen (aktive Längengrade) verwendet werden.
SSN - Die Sunspot Number (Sonnenfleckenrelativzahl) gibt den Grad der Sonnenaktivität auf Grund der von Sonnenbeobachtern durchgeführten Zählung der Sonnenflecken an. Die Formel zur Berechnung der Sonnenfleckenrelativzahl (R) lautet: R = f + (10 x g), also: Anzahl der Einzelflecken (f) plus das Zehnfache der Gruppenanzahl (g). Dabei zählen Einzelflecken vom Typ A und I auch als Gruppe.
A-Index - Er bezeichnet das Ausmaß der solaren Partikelstrahlung, die in der Atmosphäre zu Ionosphären- und Magnetstürmen führt. Die A-Index-Messungen werden in dreistündigen Intervallen durchgeführt. Je kleiner der A-Index, desto ruhiger die Partikelstrahlung, je höher er ist, desto größer sind die Störungen in der Ionosphäre und im Magnetfeld.
K-Index - Er ist ein logarithmisches Maß für die größte Änderung der Schwankungen des Erdmagnetfelds innerhalb von drei Stunden. Er wird auf vielen Meßstationen auf der Erde gemessen. Je kleiner der K-Wert, desto ruhiger sind die geomagnetischen Bedingungen.
X-Ray - Von der Sonne geht immer eine Röntgenstrahlung aus. Wenn die Sonne aber besonders aktiv ist, erhöht sich diese. Man spricht dann von Röntgenstrahlenausbrüchen. Diese sind meßbar und werden in die o.g. Klassen und Intensitätsstufen eingeteilt. X steht für höchste Stufe und damit für die stärksten Strahlenausbrüche. Nur die Klasse X kann höhere Intensitätswerte Werte als 10 annehmen.
Ptn Flx + Elc Flx - Die Abkürzungen stehen für Proton-Flux (Protonenfluß) und Electron-Flux (Elektronenfluß) Die Sonne gibt in jeder Sekunde eine Million Tonnen elektrisch geladener Teilchen (Protonen und Elektronen) ins All ab. Das Erdmagnetfeld der Erde lenkt diese Teilchen um die Erde herum. Es kommt aber vor, daß die Teilchen das Erdmagnetfeld überwinden In der Regel sind es die Elektronen, die dann an den Feldlinien des Erdmagnetfeldes entlang wandern und die Polarlichter auslösen. Sehr viel seltener durchbrechen aber auch Protonen das erdmagnetische Schutzschild der Erde. Sie dringen dann in die Lufthülle ein und entziehen den Atomen in der Erdatmosphäre Elektronen. Die Folge sind rot-violette Protonen-Polarlichter. Je höher die Indizes sind, desto wahrscheinlicher ist das Auftreten von sichtbarem Polarlicht.
Aurora - Der Aurora-Activity-Levels (Level der Polarlichtaktivität) gibt die Wahrscheinlichkeit für das Auftreten von sichtbarem Polarlicht an. Je höher der Level ist, desto wahrscheinlicher ist das Auftreten von sichtbarem Polarlicht.
Mag (Bz) - Zeigt die vertikale Komponente des interplanetaren Magnetfeldes (IMF) als BZ-Wert in Nanotesla (nT) an sowie die aktuelle Ausrichtung des IMF. Je mehr das interplanetarische Magnetfeld nach Süden abgelenkt wird (zu erkennen am Minuswert) und je höher die Geschwindigkeit des Sonnenwinds ist (zu erkennen an der nächsten Angabe in der Grafik mit der Bezeichnung Solar Wind), desto höher ist auch eine Polarlichtwahrscheinlichkeit.
Solar Wind - Gemessene Geschwindigkeit des Sonnenwind, angegeben in km/sec. Aussagekräftig nur im Zusammenhang mit der zuvor beschriebenen Angabe Mag (Bz)
Aur-Lat - steht für die Auroral Latitude, die angibt, bis zu welchem Breitengrad der Erde das Polarlicht wahrgenommen werden kann und die Bänder der Amateurfunker gestört werden können.
Geomag Field - steht für Geomagnetic Field state und ist ein Indikator für die Störung des Erdmagnetfeldes. Er wird als Kp-Index angegeben.

Polarlicht-Ovale der nördlichen Hemisphäre
Die in den Grafiken enthaltenen Datums(Zeit)angaben sind angegeben in UT (Universal Time), in UTC (Coordinated Universal Time) und in UT


 

Diese aktuelle Grafik von der Seite Solar Terrestrial Dispatch (STD) zeigt ebenfalls die Wahrscheinlichkeit der Entstehung von sichtbarem Polarlicht an. Die Farben des Polarlicht-Oval gehen von Grün über Orange bis Rot. Dabei steht Grün für eine niedrige bis mittlere Aktivität, Orange für eine mittlere bis hohe und Rot für eine hohe bis sehr hohe Aktivität. Angegeben ist auch der Auroral Power Input, also die Gesamtenergieleistung gemittelt über die gesamte Hemisphäre. Für ein in unseren Breiten sichtbares Polarlicht sollte das Polarlicht-Oval bis Deutschland reichen und die Farbe des Oval sollte Rot sein. Je heller das Rot dargestellt wird, desto stärker ist die Polarlicht-Aktivität.


   

Das oben links befindliche Bild wird vom Programm SvaltrackII des Kjell Henriksen Observatory (KHO) in Svalbard, Norwegen erzeugt. Es wird alle 15 Minuten aktualisiert. Die Grafik zeigt die Größe und die Lage der Aufprallzone der energetischen Teilchen, die von der Sonne stammen. Daraus ergeben sich die sogenannten Bänder, die auch unter dem Namen Auroral Oval (Polarlicht Oval) bekannt sind. Die Beziehung zwischen der Gestalt des Polarlichtoval und dem Niveau der geomagnetischen Aktivität (Kp-Index) ermöglicht es, Modelle der Lage des Polarlicht zu entwickeln. Die beiden Berechnungsmethoden von Starkov (1994, matt-grünes Oval) und Zhang&Paxton (2008, hell grünes Oval) werden verwendet, um mathematisch die Größe und Lage des Polarlichtoval zu berechnen und sie dann auf einer Landkarte abzubilden. Beide Berechnungsmodelle verwenden für die Vorhersage des Polarlichtoval nur den planetaren Kp-Index und die Zeit. Die gestrichelte Kreislinie entspricht einem Horizont von 110 km rund um den Mittelpunkt des Kreises. Die durchgehende weiße Linie zeigt den diffusen Rand des erwarteten Polarlicht an. Den Terminator, also die Tag-Nacht Grenze, kann man in der Grafik an den abweichenden Helligkeiten des Kartenhintergrund erkennen. Unten rechts sind die wichtigsten Messergebnisse der in die Berechnung einfließenden Daten der Sonne angegeben, auf denen die Prognosen für die Wahrscheinlichkeit des Auftretens von sichtbarem Polarlicht basieren. Für ein in unseren Breiten sichtbares Polarlicht sollte mindestens die durchgehende weiße Linie, besser noch das grün dargestellte Polarlicht-Oval bis möglichst nahe an die Grenze Deutschlands heranreichen. Die Grafik auf der rechten Seite zeigt den Sternenhimmel zum unten in der Grafik angegebenen Zeitpunkt einschließlich des Polarlichtoval. Oben rechts ist die Wahrscheinlichkeit (Probability) des Auftretens von Polarlicht in Prozent angegeben. Ganz unten rechts sind die weiteren Daten zur Dämmerung und zum Mondstand angegeben. Links davon sind die wichtigsten Wetterdaten verzeichnet. Diese Grafiken sind auch für Smartphons verfügbar. Die App kann über Google Play, den Apple App Store und den Windows Market Place heruntergeladen werden. Der Name der App lautet "Auroral Forecast".


 

Diese Grafik des NOAA Space Weather Prediction Center (NOAA SWPC) zeigt ein zum unten rechts in der Grafik angegebenen Zeitpunkt berechnetes, empirisches Modell der Intensität und der voraussichtlichen geografischen Orte an, in denen man von einer Sichtbarkeit des Polarlicht ausgehen kann. Die Vorhersage gilt für den oben rechts angegebenen Zeitpunkt, der zumeist 30 Minuten nach dem Berechnungszeitpunkt liegt. Dieses Modell verwendet die Sonnenwindmessungen und die Daten des Interplanetaren Magnedfeld (IWF) des ACE-Satelliten. Berücksichtigt wird auch die voraussichtliche Zeit, die der Sonnenwind und das interplanetarisches Magnetfeld von der Messung im L1-Punkt des ACE-Satelliten bis zur Ankunft auf der Erde  benötigen werden. Der L1-Punkt ist der Librationspunkt 1, der 1.5 Millionen km von der Erde entfernt in Richtung Sonne liegt. Die im Modell verwendeten Beziehungen wurden mit Hilfe eines Vergleichs mit den Daten aus dem validierten UVI Instrument auf dem NASA-Satelliten POLAR überprüft. Unten links finden Sie eine Farb-Skala, die angibt, in welchem Grad mit dem Auftretens von Polarlicht mit Hilfe der Wahrscheinlichkeitsaussage dieses Modells gerechnet werden kann. Die Tagseite ist in einem hellen Blau dargestellt, die Nachtseite in dunkelblau. Die rote Linie stellt die Grenze dar, bis zu der das Polarlicht vom Beobachter bei guten Sichtverhältnissen eventuell gesehen werden kann.

Wenn keine Grafik erscheint ist der Server der entsprechenden Institution gestört  |  Detaillierte Informationen zu Zeit- und Datumsangaben können Sie hier abrufen

Links zu den aktuellen Daten, Bildern und Videos der letzten Ereignisse auf der Sonne

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Weiterführende Dokumente und Videos

Die nachfolgend aufgeführtem Publikationen können Ihnen dabei helfen, die Informationen dieser Seite und der verwandten Seiten mit der Polarlichtvorhersage und dem Weltraumwetter noch besser zu verstehen.

Das MPS (Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung) bietet auf Ihrer Homepage diverse populärwissenschaftliche Artikel an, die sich sehr gut lesen lassen und auch für Laien verständlich sind. Folgen Sie diesem Link zu dem Informationsbroschüren.

Die beiden nachfolgenden Links verweisen auf Artikel, die auf der Homepage der freien Enzyklopädie Wikipedia erschienen sind und dort in der Liste der lesenswerten Artikel geführt werden.
Die Sonne - Allgemeines, Aufbau, Physikalische Eigenschaften, Optische Erscheinungen und Beobachtung, Entwicklung der Sonne, Kosmische Umgebung, Erforschung der Sonne, Kulturgeschichte
Die Sonnenflecken - Entstehung, Klassifizierung, Zyklen, Breiteneffekt, Quantifizierung, Geschichte

Der nachfolgende Link verweist auf das Kleines Lehrbuch der Astronomie und Astrophysik von Herrn Mathias Scholz. Die Lehrbuchreihe wendet sich schwerpunktmäßig an Schüler der Abiturstufe und ihre Lehrer, Studenten der ersten Studienjahre und an Hobbyastronomen, die mehr wissen wollen über die Sonne, die sie in ihren Amateur-Teleskopen beobachten. Die beiden nachgenannten Bände sind teilweise allgemeinverständlich geschrieben, einige Abschnitte erfordern aber mathematische Kenntnisse auf Abiturniveau, um die komplexen Sachverhalte verstehen zu können. Bilder und Grafiken ergänzen die Texte.
Band 12 - Eigenschaften, Sonnenatmosphäre, innerer Aufbau, Energieerzeugung
Band 13 - Sonnenflecken, Flares, koronale Massenauswürfe, Aktivitätszyklus, Sonnenwind
Hier finden Sie  alle Bände des Kleinen Lehrbuch der Astronomie und Astrophysik

Und hier noch einer kleine Video-Auswahl des Senders alpha Centauri, in denen sich Professor Harald Lesch mit der Sonne beschäftigt
Was sind Sonnenflecken und Sonnenstürme?
Woher hat die Sonne ihre Energie?
Steuert die Sonne unser Wetter?
Krümmt die Sonne den Raum?
Was ist der Sonnenwind?
Was sind solare Flares?
Was sind Spikulen?

Ich weise ausdrücklich darauf hin, daß die auf dieser Seite angezeigten Bilder und Grafiken von den jeweils unter den Darstellungen oder im Text angegebenen Webseiten stammen. Diese Bilder und Grafiken werden mit Hilfe von direkt aufrufenden Links importiert. Die Einbindungen erfolgen mit ausdrücklicher Genehmigung der Seitenbetreiber, die auch über das jeweilige Copyright verfügen. Auf meiner Linkseite habe ich die Webseitenbetreiber hinter dem Begriff “Sonne” verknüpft..

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