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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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Sonnenflecken auf der Sonne
MDI Sunspots mit Sonnenflecken-Nummerierung
Die Zeitangabe in dem Bild ist in UTC (Koordinierte Weltzeit) angegeben. UTC=MEZ -1 Std. bzw. MESZ -2 Std.
Größere Bilder aufrufen: 512x512 oder 1024x1024
Das Vorschaubild und die per Link aufrufbaren größeren Bilder werden von der SOHO-Seite der NASA importiert. © NASA
Wenn kein oder kein aktuelles Bild erscheint, ist der NASA-Server gestört oder der NASA wird kein Bild von der Raumsonde übermittelt.
Die Sonnenoberfläche ist nicht immer so glatt wie es den Anschein hat. Manchmal kann man auf Ihrer Oberfläche nämlich bei der Verwendung von optischen Geräten mit dafür geeigneten Sonnenfiltern, Flecken erkennen. Diese Flecken heißen Sonnenflecken. Sie sind Erscheinungen, die sich auf der Photosphäre der Sonne befinden. Die Photosphäre der Sonne ist die scharf begrenzte Sonnenoberfläche und nur etwa 400 Kilometer dick. Aus dieser Photosphäre wird aber dennoch die gesamte Licht- und Wärmeenergie der Sonne ins umgebende Weltall abgestrahlt.
Sonnenflecken haben eine deutlich geringere Temperatur als die restliche Sonnenoberfläche. Die Photosphäre der Sonne hat im Mittel eine Temperatur von etwa 5.000° Celsius bis 6.000° Celsius. Im Bereich der Sonnenflecken liegt die Temperatur in einem Bereich von etwa 2.500° Celsius bis etwa 5.000° Celsius. Daher erscheinen Sonnenflecken als schwärzliche Gebiete im mit einem Sonnenfilter ausgerüsteten Teleskop oder dem Sonnenfilterbestückten Fernglas und machen somit Temperaturdifferenzen auf der Sonnenoberfläche für das menschliche Auge sichtbar. Sie bestehen aus einem Kerngebiet, der so genannten Umbra und den Außengebieten, die man Penumbra nennt. Sonnenflecken entwickeln sich da, wo das gewaltige Magnetfeld der Sonne gestört ist und sie treten öfters in Gruppen auf. Sonnenflecken haben meist bipolare (Nord/Süd) Magnetfelder die hoch über die Chromosphäre bis in die Corona reichen können. Die Chromosphäre liegt über der Photosphäre, die Corona über der Chromosphäre. Sonnenflecken zeigen uns Magnetische Wirbelgebiete auf der Oberfläche der Sonnen an. Weil die Sonnenaktivität einem mittleren Zyklus von etwa elf Jahren unterliegt, gibt es Zeiten, in denen sich Sonnenflecken häufen und solche, in denen überhaupt keine Sonnenflecken zu sehen sind. Der Aktivitätszyklus ist aber nicht starr. Er unterliegt gewissen Schwankungen und variiert zwischen einem Zeitraum von 8 bis 14 Jahren.
Wer die Sonne, unter Verwendung dafür geeigneten Sonnenfilter, mit Hilfe optischer Geräte betrachtet, dem wird auffallen, daß die Sonne an ihrem Rand dunkler erscheint. Dieses optische Phänomen läßt sich relativ leicht erklären. Wenn man auf die Mitte der Sonnenscheibe sieht, trifft der Blick tiefere Bereiche in der Photosphäre als am Sonnenrand, an dem man auf höher gelegene Gasschichten trifft. Da die Photosphäre in tieferen Schichten heißer und damit heller ist als in den weiter oben gelegenen Gasschichten, erscheint der Sonnenrand immer dunkler als die Sonnenmitte. Somit erkennt man auch in diesem Zusammenhang Temperaturdifferenzen. Weitere Informationen und Daten zur Sonne
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Aktuell zur Verfügung stehende Sonnenbilder 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
Fe IX/X 171 Ã
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512x512 oder 1024x1024
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EIT 195
Fe XII 195 Ã
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512x512 oder 1024x1024
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EIT 284
Fe XV 284 Ã
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512x512 oder 1024x1024
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EIT 304
He II/Si XI 304 Ã
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MDI Magnetogram
Magnetfeld Photosphäre
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MDI Continuum
bei Ni I 6767 Ã
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LASCO C2
Sonnenkorona 8,4 Mio. km
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LASCO C3
Sonnenkorona 45 Mio km
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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 Extreme Ultraviolet Imaging Telescope (EIT) liefert Bilder der Sonne, der inneren Sonnencorona und der Chromosphäre bei verschiedenen Wellenlängen und zeigt daher das Bild der Sonne und ihrer Umgebung bei verschiedenen Temperaturen. Das bei 171 Ã (Angström) gewonnen Bild zeigt die Temperatur des coronalen Plasma bei etwa 1 Million Grad Celsius, das bei 195 Ã gewonnen Bild zeigt die Temperatur des chromosphärischen Plasma bei etwa 1,5 Million Grad Celsius und das bei 284 Ã gewonnen Bild zeigt die Temperatur des coronalen Plasma bei etwa 2 Million Grad Celsius während das bei 304 Ã gewonnen Bild die Temperatur des chromosphärischen Plasma bei etwa 60.000-80.000 Grad Celsius zeigt. Je höher die Temperatur ist, von desto höher sieht man auf die Sonnenatmosphäre. In den Bildern ist die Sonne mit Norden oben und West rechts dargestellt.
Der Michelson Doppler Imager (MDI) liefert Bilder des Sonnen-Kontinuum, die in der Nähe der 6767 Angström Linie des atomaren Nikel (Ni I) aufgenommen werden.
MDI Continuum: 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.
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. In den Bildern ist die Sonne mit Norden oben und West rechts dargestellt.
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 innerhalb der runden Platte entspricht in etwa der Größe der Sonne. Der dunkle Strich in der C3-Aufnahme wird durch den Haltearm der runden Platte verursacht. 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. Gelegentlich kann man auch Kometen oder Planeten sehen
C2 Bilder zeigen die innere Sonnencorona mit einem Abstand von bis zu bis zu 8,4 Millionen Kilometern von der Sonne.
C3 Bilder haben ein größeres Sichtfeld: Es umfasst etwa 32 Durchmesser der Sonne, was einem Durchmesser von 45 Millionen Kilometer entspricht. Das ist etwa die Hälfte des Durchmessers der Umlaufbahn des Merkur um die Sonne. In den Bildern ist die Sonne mit Norden oben und West rechts dargestellt.
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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.
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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.
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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. ©
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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Aktuelles Weltraumwetter
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Stand: Zeit des Seitenaufruf in UTC = Koordinierte Weltzeit
UTC = MEZ -1 Std. bzw. UTC = MESZ -2 Std.
Infos werden vom NOAA SWPC importiert. © NOAA SWPC
Keine / unvollständige Informationen = Serverstörung SWPC
Anklicken der blauen Texte auf der linken Seite
ruft die englischsprachigen Erklärungen der benannten Skalen auf
Anklicken der fett dargestellten Texte mittig + rechts
ruft den englischsprachigen Bericht der Warnungen und Alarme auf
Grafische Darstellung GOES Satellitenumgebung 4 Indizes 3 Tage / 5 Min.
Grafische Darstellung GOES-Magnetometerdaten 3 Tage / 1 Min.
Grafische Darstellung Boulder NOAA-Magnetometerdaten 3 Tage / 1 Min.
Grafische Darstellung des Geomagnetic A-Index letzte 30 Tage
Grafische Darstellung des Geomagnetic K-Index 7 Tage / 3 Std.
Grafische Darstellung des Planetary Kp-Index 3 Tage / 3 Std.
Grafische Darstellung des GOES X-Ray Flux 6 Std./ 1 Min.
Grafische Darstellung des GOES X-Ray Flux 3 Tage / 5 Min.
Grafische Darstellung des GOES 11 Proton-Flux 3 Tage / 5 Min.
Grafische Darstellung des GOES Electron-Flux 3 Tage / 5 Min.
Grafische Darstellung ISES Solar Cycle F10,7cm Radio Flux Progression
Grafische Darstellung ISES Solar Cycle Sunspot Number Progression
Grafische Darstellung ISES Solar Cycle Ap Progression
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SFI = Radioflußindex der Sonne (korreliert mit der SSN)
SFI >180 und A-Ind <8 und K-Ind <3 = Ausbreitung in Ost-West-Richtung
SFI >180 und A-Ind <8 und K-Ind >3 = Ausbreitung in Nord-Süd-Richtung
SFI >250 und A-Ind >30 und K-Ind >3 = Ausbreitung im nördlichen Polargebiet
SSN = Sonnenfleckenrelativzahl
A-Ind = Index der solaren Partikelstrahlung (Werte ab 0 nach oben offen)
K-Ind = Stärke der Magnetfeldschwankung der Erde in Nanotesla (Werte 0 bis 9)
X-Ray = Index der Röntgenstrahlung (Klassen: A, B, C, M, X + Intensität 1,0 bis 9,9)
Ptn-Flx = Index des Protonenfluß
Elc-Flx = Index des Elektronenfluss
Aur-Act = Polarlicht-Aktivität-Level (Werte von 1 bis 10)
Aur-Lat = Niedrigste Breite aus der aktuellen Polarlicht-Aktivitäts-Messung
S-Noise = Signal Noise Level (S-Einheit des HF-Signal-Rausch-Level-Bereich)
der Wert ist eigentlich nur für Funker interessant
Geomag = Index der Störung des Erdmagnetfeld
QUIET = Kp<4 / UNSETTLED = Kp=4 / STORM = Kp>4)
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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-Ind - 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-Ind - 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.
Aur-Act - Der Aurora-Activity-Levels (Level der Polarlichtaktivität) gibt die Wahrscheinlicht für das Auftreten von sichtbarem Polarlicht an. Je höher der Level ist, deto wahrscheinlicher ist das Auftrten von sichtbarem Polarlicht.
Aur-Lat - steht für die Auroral Latitude, die angibt, bis zu welchem Breitengrad der Erde das Polarlicht wahrgenommen werden kann.
Geomag - steht für Geomagnetic Field state und ist ein Indikator für die Störung des Erdmagnetfeldes. Er wird als Kp-Index angegeben.
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