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Aktuelle Sonnenbilder und Daten zur Sonne, die auch für die Polarlichtvorhersage geeignet sind
Bitte beachten Sie unbedingt, daß die Sonne niemals ohne die Verwendung geeigneter, speziell zu diesem Zweck entwickelter Filter betrachtet werden darf. Dies gilt erst recht bei der Verwendung von optischen Geräten, wozu auch schon ein Fernglas oder ein Opernglas zählt. Wer diesen Grundsatz nicht beachtet, verliert sofort und unumkehrbar sein Augenlicht.
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Sonne im Weißlicht mit Sonnenflecken - MDI Sunspots mit Sonnenflecken-Nummerierung
Die Zeitangabe in dem Bild ist in UTC (Koordinierte Weltzeit) angegeben. UTC=MEZ -1 Std. bzw. MESZ -2 Std.
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Bild: © NASA
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Dieses Bild zeigt die Sonne im Weißlicht. Die Kamera der NASA hat den für das Auge sichtbaren Teil des Sonnenlicht-Spektrums vom kurzwelligen violetten Licht bis zum langwelligen roten Licht aufgenommen. Die Mischung dieser Farben ergibt die gezeigte weiße Farbe. Aus diesem Grunde nennt man Sonnenbilder, bei denen alle für das menschliche Auge sichtbaren Farben ins Bild einfließen, Weißlichtbilder der Sonne. Siehe dazu auch die Grafik etwas weiter unten im Bereich “Aktuelle Bilder der Sonne in der H-Alpfa-Linie”.
Das Vorschaubild und die per Link aufrufbaren größeren Bilder werden von der SOHO-Seite der NASA importiert. © NASA
Wenn links kein oder kein aktuelles Bild erscheint, ist der NASA-Server gestört oder der NASA ist kein aktuelles Bild von der Kamera der Raumsonde übermittelt worden. Die Aktualisierung des Sonnenbildes im Weißlicht erfolgt meist einmal täglich.
Größere Bilder der Sonne im Weißlicht aufrufen: 512x512 Pixel oder 1024x1024 Pixel
Wenn Sie sich über die Sonnenflecken informieren möchten, dann rufen Sie die Informationen bitte hier ab.
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Aktuelle Bilder der Sonne in der H-Alpha Linie
Photoheliogramme in Hα vom Observatorium Kanzelhöhe für Sonnen- und Umweltforschung in Graz, Österreich
Photoheliogramme in Hα vom Big Bear Solar Observatory, Kalifornien, Big Bear Lake, San Bernardino Mountains
Zeitangabe im Bild des KSO = UTC (Koordinierte Weltzeit), im Bild des BBSO = UT (Weltzeit) angegeben. UTC/UT=MEZ -1 Std. / MESZ -2 Std.
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Bild © KSO
verkleinerte Darstellung
des 4MPixel-Bild der Pulnix CCD
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Bei der Fussion von Wasserstoff zu Helium entsteht eine Strahlung, die die Emissionslinien des Wasserstoffs, und damit auch die H-Alpha-Linie enthält.
Das linke Vorschaubild wird vom Observatorium Kanzelhöhe importiert, und das rechte vom Big Bear Solar Observatory . © KSO / © BBSO
Wenn kein oder kein aktuelles Bild erscheint, ist der KSO bzw. BBSO-Server gestört oder dem KSO bzw. BBSO liegt kein aktuelles Bild vor.
Die Aktualisierung der KSO-Hα Bilder erfolgt im Reglfall einmal täglich morgens.
Die Aktualisierung der BBSO-Hα Bilder erfolgt im Reglfall mehrmals täglich.
Größere Bilder KSO
High Cadence Hα Imaging System mit 1MPixel/1.000x1.072 Pixel Pulnix CCD oder 4MPixel/2.048x2.108 Pixel mit hohem Kontrast.
Größere Bilder BBSO
Hα Bild aufgenommen mit einer 12-bit/2.048x2048 Pixel Pulnix CCD camera mit normalen Kontrast oder mit hohem Kontrast. Live-Bild der Sonne in Hα.
Wenn Sie sich über die H-Alpha-Bilder näher informieren möchten, dann rufen Sie die Informationen bitte hier ab. Dort finden Sie auch Bilder, die Ihnen aufzeigen, was man auf den H-Alpha-Bildern erkennen kann.
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Bild © BBSO
verkleinerte Darstellung
des Bild mit hohem Kontrast
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Aktuell zur Verfügung stehende Sonnenbilder der SDO-Seite der NASA und des KSO
Die Zeitangaben in den Bildern sind in UTC (Koordinierte Weltzeit) angegeben. UTC=MEZ -1 Std. bzw. MESZ -2 Std.
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AIA 094
Größere Bilder abrufen
512 - 1024 - 2048 - 4096
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AIA 131
Größere Bilder abrufen
512 - 1024 - 2048 - 4096
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AIA 171
Größere Bilder abrufen
512 - 1024 - 2048 - 4096
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AIA 193
Größere Bilder abrufen
512 - 1024 - 2048 - 4096
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AIA 211
Größere Bilder abrufen
512 - 1024 - 2048 - 4096
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AIA 304
Größere Bilder abrufen
512 - 1024 - 2048 - 4096
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AIA 335
Größere Bilder abrufen
512 - 1024 - 2048 - 4096
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AIA 1600
Größere Bilder abrufen
512 - 1024 - 2048 - 4096
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AIA 1700
Größere Bilder abrufen
512 - 1024 - 2048 - 4096
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AIA 4500
Größere Bilder abrufen
512 - 1024 - 2048 - 4096
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Composite 171-193-211
Größere Bilder abrufen
512 - 1024 - 2048 - 4096
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Composite 171-211-304
Größere Bilder abrufen
512 - 1024 - 2048 - 4096
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Composite 94-193-335
Größere Bilder abrufen
512 - 1024 - 2048 - 4096
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Composite 171+HMI
Größere Bilder abrufen
512 - 1024 - 2048 - 4096
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HMI Magnetogram
Größere Bilder abrufen
512 - 1024 - 2048 - 4096
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SDO/HMI Quick Look Dopplergram
Größere Bilder abrufen
256-1024-4096 (~12 MB)
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SDO/HMI Quick Look Magnetogram
Größere Bilder abrufen
256-1024-4096 (~ 13 MB)
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SDO/HMI Quick Look Continuum
Größere Bilder abrufen
256-1024-4096 (~ 11 MB)
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Photoheliogramm im
Kontinuum (KSO)
Größeres Bild aufrufen
Normaler Kontrast (2048)
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Photoheliogramm im
Kontinuum (KSO)
Größeres Bild aufrufen
Hoher Kontrast (2048)
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Die Vorschaubilder und die per Link abrufbaren größeren Sonnenbilder werden von der SDO-Seite der NASA importiert. © NASA
Wenn keine oder keine aktuellen Bilder erscheinen, ist der NASA-Server gestört oder der NASA werden keine Bilder von der Raumsonde übermittelt.
Die AIA- Bilder der SDO-Seite der NASA werden im Regelfall mehrmals täglich aktualisiert, das HMI-Bild meist einmal täglich.
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Die Atmospheric Imaging Assembly (AIA) liefert Bilder der der vollen Sonnenscheibe, der inneren Sonnenkorona und der Chromosphäre mit hoher zeitlicher und räumlicher Auflösung bei zehn verschiedenen Wellenlängen im extremen ultravioletten Licht (EUV). Die ursprünglich monochromen Bilder der AIA werden eingefärbt, um die Vorgänge auf der Sonne besser erkennen zu können. Wegen dieser Einfärbung nennt man sie auch Falschfarben-Bilder. In der folgenden Tabelle finden Sie weitre Informationen zu den oben dargestellten AIA Bildern der SDO.
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Kanalname / Wellenlänge
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Anfängliche Ionenemission
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Dargestellte Atmosphären-Region der Sonne
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4500 Ã - Weißlicht
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Kontinuum
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Photosphäre
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1700 Ã
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Kontinuum
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Photosphäre im Temperaturminimum
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304 Ã
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He II
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Übergangsbereich der Chromosphäre
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1600 Ã
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C IV + Kontinuum
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Übergangsbereich und obere Photosphäre
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171 Ã
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Fe IX
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Oberer Übergangsbereich der ruhigen Korona
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193 Ã
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Fe XII, XXIV
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Korona und heiße Plasma-Flares
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211 Ã
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Fe XIV
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Aktive Region der Sonnenkorona
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335 Ã
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Fe XVI
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Aktive Region der Sonnenkorona
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94 Ã
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Fe XVIII
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Flare-Regionen (teilweises Auslesen möglich)
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131 Ã
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Fe VIII, XX, XXIII
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Flare-Regionen (teilweises Auslesen möglich)
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à = Angström = Angabe der verwendeten Wellenlänge der Strahlung im entsprechenden AIA-Bild der SDO
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Die Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) ermöglicht Messungen der Sonnenbeben sowie verschiedener Komponenten der magnetischen Sonnenaktivität, die auch als HMI-Megnetogram-Bild festgehalten wird
Das Quick Look Dopplergram des SDO stellt die schwingende Sonnenoberfläche dar, bei der alle Schwingungsmoden gleichzeitig aktiv sind, was zu einer komplizierten, sich rasch veränderlichen Oberflächenstruktur führt.
Das Quick Look Magnetogramm des SDO zeigt das Magnetfeld in der Photosphäre unserer Sonne, mit den schwarzen und weißen Bereichen der entgegengesetzten Polarität. Schwarze Bereiche entsprechen dem Nordpol und Weiße Bereiche dem Südpol des Magnetfeldes.
Das Quick Look Continuum des SDO und die beiden Photoheliogramme im Kontinuum des KSO zeigen die Sonne im für uns sichtbaren Spektrum des Sonnenlicht. Die auffälligsten Merkmale sind die Sonnenflecken. Die Bilder entsprechen im großen und ganzen dem Anblick der Sonne, wie wir sie mit unseren Augen wahrnehmen, wenn wir die Sonne mit einer speziellen Sonnenfinsternisbrille oder im Teleskop mit besonderen Sonnenfiltern betrachten.
Wenn Sie sich näher mit den gezeigten Bildern beschäftigen möchten, dann finden Sie hier entsprechende Beispielbilder. Dort wird auch beschrieben, was man auf den Bildern erkennen kann. Außerdem sind dort die Fachbegriffe der sichtbaren Phänomene der Sonne erklärt.
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Aktuell zur Verfügung stehende Sonnenbilder der SOHO-Seite der NASA
Die Zeitangaben in den Bildern sind in UTC (Koordinierte Weltzeit) angegeben. UTC=MEZ -1 Std. bzw. MESZ -2 Std
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EIT 171
Größere Bilder abrufen
512x512 oder 1024x1024
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EIT 195
Größere Bilder abrufen
512x512 oder 1024x1024
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EIT 284
Größere Bilder abrufen
512x512 oder 1024x1024
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EIT 304
Größere Bilder abrufen
512x512 oder 1024x1024
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MDI Magnetogram
Größere Bilder abrufen
512x512 oder 1024x1024
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MDI Continuum
Größere Bilder abrufen
512x512 oder 1024x1024
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LASCO C2
Größere Bilder abrufen
512x512 oder 1024x1024
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LASCO C3
Größere Bilder abrufen
512x512 oder 1024x1024
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Die Vorschaubilder und die per Link abrufbaren größeren Sonnenbilder werden von der SOHO-Seite der NASA importiert. © NASA
Wenn keine oder keine aktuellen Bilder erscheinen, ist der NASA-Server gestört oder der NASA werden keine Bilder von der Raumsonde übermittelt.
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Das EIT (Extreme ultraviolet Imaging Telescope) liefert Bilder der vollen Sonnenscheibe, der inneren Sonnenkorona und der Chromosphäre bei vier verschiedenen Wellenlängen im Bereich des extremen ultravioletten Licht (EUV). Die ursprünglich monochromen Bilder des EIT werden eingefärbt, um die Vorgänge auf der Sonne besser erkennen zu können. Wegen dieser Einfärbung nennt man sie auch Falschfarben-Bilder. Die EIT 171-Bilder liefern ein Abbild der Sonne im Temperaturbereich um 1.000.000° Kelvin bei einer Wellenlänge von 171 Angström. Die EIT 195-Bilder liefern ein Abbild der Sonne im Temperaturbereich um 1.500.000° Kelvin bei einer Wellenlänge von 195 Angström. Die EIT 284-Bilder liefern ein Abbild der Sonne im Temperaturnereich um 2.000.000° Kelvin bei einer Wellenlänge von 284 Angström. Die EIT 304-Bilder liefern ein Abbild der Sonne im Temperaturnereich von 60.000° bis 80.000° Kelvin bei einer Wellenlänge von 304 Angström.
Da man auf den EIT-Bildern so ziemlich das gleiche erkennen kann wie auf den AIA Bildern, können Sie sich hier über die sichtbaren Sonnen-Phänomene informieren.
Der Michelson Doppler Imager (MDI) liefert Bilder des Sonnen-Kontinuum, die in der Nähe der 6767 Angström Linie des atomaren Nikel (Ni I) aufgenommen und mehrmals täglich aktualisiert werden.
Das MDI-Magnetogram Bild zeigt das Magnetfeld in der Photosphäre unserer Sonne, mit den schwarzen und weißen Bereichen der entgegengesetzten Polarität. Schwarze Bereiche entsprechen dem Nordpol und Weiße Bereiche dem Südpol des Magnetfeldes.
Das MDI Continuum Bild zeigt die Sonne im für uns sichtbaren Spektrum des Sonnenlicht. Die auffälligsten Merkmale sind die Sonnenflecken. Das Bild entspricht im großen und ganzen dem Anblick der Sonne, wie wir sie mit unseren Augen im sichtbaren Bereich des Spektrums wahrnehmen, wenn wir die Sonne mit einer speziellen Sonnenfinsternisbrille oder im Teleskop mit besonderen Sonnenfiltern betrachten.
Der Large Angle Spectrometric Coronograf (LASCO) liefert Bilder der inneren (C2) und äußeren (C3) Sonnenkorona, in dem es das direkte Sonnenlicht mittels einer im Instrument eingebauten runden Platte blockiert. Der kleine weiße Kreis entspricht Größe der Sonne. Die LASCO-Bilder entsprechen dem optischen Eindruck, den man bei der irdischen Beobachtung einer totalen Sonnenfinsternis hat. Die Punkte auf den Bildern sind die hellen Sterne im Umfeld der Sonne. Die Bilder werden mehrmals täglich aktualisiert.
C2 Bilder zeigen die innere Sonnencorona mit einem Abstand von bis zu bis zu 8,4 Millionen Kilometern von der Sonne.
C3 Bilder zeigen die äußere Sonnencorona mit einem Abstand von bis zu bis zu 45 Millionen Kilometern von der Sonne.
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Aktuell zur Verfügung stehende Sonnenbilder der Stereo-Seite der NASA
Die Zeitangaben in den Bildern sind in UTC (Koordinierte Weltzeit) angegeben. UTC=MEZ -1 Std. bzw. MESZ -2 Std
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STEREO Ahead EUVI 195
Größeres Bild abrufen
512x512
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EUVI/AIA Stonyhurst Heliographic
Größeres Bild abrufen
640x400
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STEREO Behind EUVI 195
Größeres Bild abrufen
512x512
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Die Vorschaubilder und die per Link abrufbaren größeren Sonnenbilder werden von der Stereo-Seite der NASA importiert. © NASA
Wenn keine oder keine aktuellen Bilder erscheinen, ist der NASA-Server gestört oder der NASA werden keine Bilder von der Raumsonde übermittelt.
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Das Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO) ist ein Forschungsprojekt der NASA. Es besteht aus den beiden Zwillingssonden A und B. Sie kreisen ununterbrochen um die Sonne. Um räumlich zu sehen, betrachten die beiden Satelliten das Weltall zwischen der Sonne und der Erde wie mit zwei Augen, also aus zwei Blickwinkeln. Die Sonde STEREO A (Ahead) kreist unserer Erde etwas vorauseilend auf einer geringfügig sonnennäheren Bahn während STEREO B (Behind) auf ihrer leicht sonnenferneren Bahn gegenüber der Erde etwas zurückbleibt. STEREO A läuft jedes Jahr gegenüber der Erde um 22° weiter auf ihrer Umlaufbahn nach vorne und STEREO B bleibt um 22° pro Jahr auf ihrer Umlaufbahn gegenüber der Erde zurück. Der Winkelabstand der Sonden wächst also pro Jahr etwas an. Die beiden STEREO-Sonden liegen dadurch so weit auseinander, daß sie selbst riesige Gaswolken plastisch erkennen und zeigen, wie sie sich durch den Weltraum auf die Erde zu bewegen. Das Ergebnis sind sensationelle und nie da gewesene 3-D-Bilder unserer Sonne. Und dank STEREO wissen die Sonnenforscher heute, wie groß die Materiewolken der Sonnenstürme sind und in welche Richtung sie sich ausbreiten.
Da man auf den Stereo-Bildern so ziemlich das gleiche erkennen kann wie auf den AIA Bildern, können Sie sich hier über die sichtbaren Sonnen-Phänomene informieren.
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Vorhersage-Indikatoren für in Deutschland sichtbares Polarlicht
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Polarlichtaktivität
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 er auf STORM stehen und die Röntgenstrahlung muß auf X Class FLARE oder MEGA Flare stehen.
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Röntgenstrahlung
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..
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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 N3KLwurden keine Daten vom NOAA SWPC übermittelt
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Magnetfeldausrichtung, Sonnenwindgeschwindigkeit und dynamischer Teilchendruck im Sonnenwind
Die Zeitangabe in der Grafik ist in UTC (Koordinierte Weltzeit) angegeben. UTC=MEZ -1 Std. bzw. MESZ -2 Std.
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Im linken Teil der Grafik kann man die vertikale Komponente des interplanetarischen Magnetfeld (IMF), angegeben als Bz-Wert, und seine Ausrichtung ablesen. Sie ist in Nanotesla (nT = Einheit für die magnetische Flußdichte) angegeben. Die Geschwindigkeit des Sonnenwind ist in der Mitte der Grafik in Kilometern je Sekunde angegeben. Im rechten Teil der Grafik kann man den dynamischen Druck der geladenen Partikel im Sonnenwind auf das Erdmagnetfeld ablesen.
Je mehr das interplanetarische Magnetfeld nach Süden abgelenkt wird (zu erkennen an negativen BZ-Werten) und je höher die Geschwindigkeit des Sonnenwinds ist, desto höher ist auch eine Polarlichtwahrscheinlichkeit.
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Die Grafik wird vom NOAA Space Weather Prediction Center importiert und alle 5 Minuten aktualisiert. © NOAA SWPC
Wenn auf dieser Grafik keine Zeiger erscheinen, liegen dem NOAA Space Weaher Prediction Center keine aktuellen Daten vor.
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Magnetfeldausrichtung, Sonnenwindgeschwindigkeit und Teilchendichte im Sonnenwind
Die Zeitangabe in der Grafik ist in UTC (Koordinierte Weltzeit) angegeben. UTC=MEZ -1 Std. bzw. MESZ -2 Std.
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Die nebenstehende 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 Teichendichte im Sonnenwind in Teilchen je Kubikzentimeter an:
grün: bis 5T/cm3
gelb: bis 10T/cm3
rot: über 10T/cm3
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Die Grafik wird vom Courtesy IPS Radio and Space Services importiert und alle 5 Minuten aktualisiert. © Commonwealth of Australia
Wenn auf dieser Grafik kein Zeiger erscheint, liegen dem Courtesy IPS Radio and Space Services keine aktuellen Daten vor.
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Polarlicht-Oval der nördlichen Hemisphäre
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Die links angeordnete Activity-Level-Grafik vom US-Ameriknischen Space Weather Prediction Center zeigt die aktuelle Ausdehnung des Polarlicht-Ovals in der nördlichen Hemisphäre aus aktuellen Daten der amerikanischen National Oceanic and Atmospheric Administration (NOAA).
Das Polarlicht ist immer als Oval angeordnet und es ist auch immer in der Grafik vorhanden. In der Grafik wird der Energiefluß der Sonne pro Fläche und pro Sekunde auf einer Skala von 0 bis 10 dargestellt. Der rote Pfeil in der Grafik weist auf den Meridian. Der Wert n, ebenfalls links in Grafik angegeben, ist der Normierungsfaktor. Er sollte für eine vertrauenswürdige Abschätzung des Activity-Level unter 2 sein. Je höher der Wert über 2 liegt, desto weniger verläßlich ist die Vorhersage des Activity-Level und damit die Vorhersage von auftretendem, sichtbaren Polarlicht.
Wenn das Polarlicht-Oval rot eingefärbt ist, kann man in der Regel von sichtbarem Polarlicht ausgehen. Interessant wird es in den mittleren Breiten erst, wenn das links in der Grafik angegebene Activity-Level mindestens auf 9 steht.
Um das Polarlicht in unseren Breiten sehen zu können, sollte die rötliche Ausdehnung des Polarlicht-Oval bis nahe an Deutschland heran reichen und das Activity-Level sollte mindestens auf 9, besser auf 10 stehen.
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Die Grafik wird vom NOAA Space Weather Prediction Center importiert. © NOAA SWPC
Wenn keine Grafik erscheint ist der Server des NOAA SWPS gestört.
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Weitere Polarlicht-Ovale der nördlichen Hemisphäre
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Die hier aufrufbare, aktuelle Grafik von der Seite Solar Terrestrial Dispatch 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 die Gesamtenergieleistung gemittelt über die ganze Hemisphäre (Auroral Power Input).
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.
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Bei der hier aufrufbaren, aktuellen Grafik von der Seite des Canadian Space Science Data Portal handelt es sich um eine mit ergänzenden Daten versehene Darstellung des Polarlicht-Oval. Dieses fast in Real Time dargestellte Polarlicht-Oval zeigt die aktuelle Polarlichtwahrscheinlichkeit durch eine farbliche Markierung des entsprechenden Bereichs an. Grün zeigt dabei die geringste, hellgelb die höchste Aktivität an. Grundlage für die Voraussage ist die gemessene Störung des Erdmagnetfeldes aus Magnometerdaten in Nanotesla (nT). Die benutzten Magnetometer liegen ausschließlich in Kanada. Ihre Lage bildet eine Linie. Die einzelnen Standorte der Magnometer sind durch gelbe Punkte innerhalb des Oval gekennzeichnet. Die kleinen Grafiken oben links zeigen die triaxial angegebenen Magnetometerdaten dieser Magnometer. Die Nord-Süd-Komponente des Magnetfeldes ist in diesem Bereich mit X bezeichnet, die Ost-West-Komponente ist mit Y benannt und die vertikale Komponente ist als Z angegeben. Die untere, langgezogene Grafik zeigt die zeitliche Entwicklung, sowie die Breite und Position der Jets seit Tagesbeginn an. Die mit RISK bezeichnete Grafik gibt die Polarlichtwahrscheinlichkeit im Sichtbarkeitsovals an. Da zur Berechnung der Polarlichtwahrscheinlichkeit ausschließlich Magnetometerdaten aus Kanada verwendet werden, sind die Vorhersagen für Europa nur eingeschränkt brauchbar.
Für ein in unseren Breiten sichtbares Polarlicht sollte das für diesen Fall mindestens gelb, besser hellgelb, dargestellte Polarlicht-Oval bis möglichst nahe an die Grenze Deutschlands reichen.
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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 Wahrscheinlicht für das Auftreten von sichtbarem Polarlicht an. Je höher der Level ist, desto wahrscheinlicher ist das Auftreten von sichtbarem Polarlicht.
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.
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Populärwissenschaftliche Artikel und Seiten aus Wikipedia sowie Zahlen, Daten und Fakten zur Sonne
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. Nachfolgend finden Sie einige direkte Download-Links auf Artikel, die sich mit der Sonne und dem Weltraumwetter beschäftigen. Die beiden letzten Links verweisen auf Artikel, die auf der Homepage der freien Enzyklopädie wikipedia erschienen sind und dort in der Liste der lesenswerten Artikel geführt werden.
Sowohl die Publikationen des MPS als auch die Artikel der Wikipedia können Ihnen dabei helfen, die Informationen dieser Seite besser zu verstehen. Es handelt sich dabei um PDF-Dokumente, die Sie nur lesen können, wenn Sie über einen entsprechenden PDF-Reader verfügen.
Polarlicht von K. Schlegel vom MPS (1.096 KB)
Die Magnetosphäre der Erde von K. Schlegel vom MPS (506 KB)
Das Weltraumwetter und seine Auswirkungen von K. Schlegel vom MPS (1.167 KB)
Sonnenwind und Weltraumwetter von R. Schwenn und K. Schlegel vom MPS (426 KB)
Sonnenatmosphäre, Sonnenwind, Sonnenaktivität von K. Schlegel vom MPS (1.112 KB)
Die Sonne aus Wikipedia (3.732. KB)
Die Sonnenflecken aus Wikipedia (1.677 KB)
Zahlen, Daten und Fakten zu unserer Sonne
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