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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.
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Früher befanden sich auf dieser Seite meiner Homepage auch Informationen zur Polarlichtvorhersage und zum aktuellen Weltraumwetter. Diese Informationen habe ich zu Gunsten einer besseren Übersicht und Kategorisierung ausgelagert.
Hier finden Sie die Links zu den neuen Seiten: Polarlichtvorhersage - Weltraumwetter - Eigene Sonnenbeobachtung
Das bietet Ihnen diese Seite meiner Homepage
Auf dieser Seite finden Sie fast alle im Internet frei zugänglichen und aktuellen Sonnenbilder. Dabei habe ich mich, im Gegensatz zu vielen anderen Internetauftritten, nicht darauf beschränkt, nur die Bilder anzubieten. Vielmehr habe ich mich bemüht, auch aufzuzeigen, welche der auf der Sonne auftretenden Phänomene man auf diesen aktuellen Sonnenbildern erkennen kann. Dabei komme ich nicht ohne die Verwendung von Fachbegriffen aus, die den meisten Laien, die meine Seite besuchen, wahrscheinlich nichts sagen werden.
Um diese Seite nicht zu überfrachten, habe ich mich entschlossen, meinen Besuchern die verwendeten Fachbegriffe und die dazu passenden Bildbeispiele auf den eigens zu diesem Zweck geschaffenen Seiten meiner Homepage zur Verfügung zu stellen. Die Links zu diesen Seiten finden sie immer unterhalb der kurzen Erläuterungen zu den präsentierten Bildern. Sie sind mit einem orangefarbenen Hintergrund gekennzeichnet. Und jetzt wünsche ich Ihnen viel Spaß bei der Beschäftigung mit unserer Sonne.
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Sonne im Weißlicht (Continuum) mit Sonnenflecken und Sonnenfleckennummern
Die Datums(Zeit)angabe in dem Bild ist angegeben in UT (Universal Time)
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Foto:
© NASA/ESA
SDO/AIA/HMI/EVE
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Dieses Bild zeigt die Sonne im Weißlicht. Die Kamera des SDO hat zwar die Farben aller Wellenlängen der strahlenden Sonne aufgenommen, aber das menschliche Auge kann sie nicht alle wahrnehmen. Konkret kann unser Auge alle Farbabstufungen vom kurzwelligen bläulichen Licht bis zum langwelligen rötlichen Licht erkennen. Da die Sonne diese Farben gleichzeitig an unser Auge sendet, sehen wir im Ergebnis eine Mischung aus den dem Menschen zugänglichen Farben, die wir dann als weißes Licht einstufen. Aus diesem Grund sprechen Astronomen vom Weißlicht oder von einer Sonnenbeobachtung im Weißlicht
Das Vorschaubild und die aufrufbaren größeren Bilder werden von der SOHO-Seite importiert. © NASA/ESA/SDO/AIA/HMI/EVE
Wenn links kein oder kein aktuelles Bild erscheint, ist der SDO-Server gestört oder der NASA steht kein aktuelleres Bild von der Kamera der Raumsonde zur Verfügung. Die Aktualisierung des Continuum-Sonnenbildes im Weißlicht erfolgt mehrfach täglich.
Größere Bilder der Sonne im Weißlicht aufrufen:
512x512 oder 1024x1024
Detaillierte Informationen zu den Sonnenflecken können Sie hier abrufen
Detaillierte Informationen zu Zeit- und Datumsangaben können Sie hier abrufen
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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
Die Datums(Zeit)angaben in den Bildern des KSO sind angegeben in = Z (Zulu-Zeit), in den Bildern des BBSO in UT (Universal Time)
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Darstellung normaler Kontrast
Darstellung hoher Kontrast
Bilder © KSO
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Bei der Fusion von Wasserstoff zu Helium entsteht eine Strahlung, die die Emissionslinien des Wasserstoffs, und damit auch die H-Alpha-Linie enthält.
Die linken Vorschaubilder werden vom Observatorium Kanzelhöhe importiert,
die rechten Bilder 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. dem BBSO liegt kein aktuelleres Bild vor.
Die Aktualisierung der KSO-Hα Bilder erfolgt im Regelfall einmal täglich morgens.
Die Aktualisierung der BBSO-Hα Bilder erfolgt im Regelfall mehrmals täglich.
Größere Bilder des KSO High Resolution Hα Imaging System
Aufgenommen mit einer 4MPixel Pulnix CCD Kamera:
Normaler Kontrast oder Hoher Kontrast oder Live Sonnenbild
Größere Bilder des BBSO High Resolution Hα Imaging System
Aufgenommen mit einer 12-bit/2.048x2048 Pixel Pulnix CCD Kamera:
Normaler Kontrast oder Hoher Kontrast oder Live Sonnenbild
Weitere Fotos und Movies der Sonne aufgenommen in der Hα Linie
Fotos aus dem NSO/GONG - H Alpha Network Monitor
Movies aus dem NSO/GONG - H Alpha Network Monitor
Detaillierte Informationen zu den H-Alpha-Bildern können Sie hier abrufen
Detaillierte Informationen zu Zeit- und Datumsangaben können Sie hier abrufen
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Darstellung normaler Kontrast
Darstellung hoher Kontrast
Bilder © BBSO
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Aktuelle Bilder der Sonne in der CaII K-Linie
Photoheliogramme in CAII K vom Observatorium Kanzelhöhe (Graz) und vom INAF-OAR = Osservatorio Astronomico di Roma
Die Datums(Zeit)angaben in den KSO-Fotos sind angegeben in Z (Zulu-Zeit) und im INAF-OAR-Foto in UT (Universal Time)
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Darstellung normaler Kontrast
Bild © KSO
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Chromosphärische Fackeln, die man auch Plages nennt, sind Gebiete in der Chromosphäre der Sonne, die man im Licht der CaII K-Linie als helle Bereiche auf der Sonnenoberfläche erkennen kann.
Die beiden Vorschaubilder werden vom Observatorium Kanzelhöhe importiert,
Wenn kein oder kein aktuelles Bild erscheint ist einer der beiden Server gestört oder dem Institut liegt kein aktuelleres Bild vor. Die Aktualisierung der Fotos erfolgt meist einmal täglich morgens.
Größere Fotos des High Cadence CaII K Imaging Systems des KSO Aufgenommen mit der 4 MPixel Pulnix CCD Kamera:
Normaler Kontrast oder Hoher Kontrast
Foto des INAF-Osservatorio Astronomico di Roma: Bitte hier abrufen
Detaillierte Informationen zu den CaII K-Linien Bildern können Sie hier abrufen
Detaillierte Informationen zu Zeit- und Datumsangaben können Sie hier abrufen
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Darstellung hoher Kontrast
Bild © KSO
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Aktuell zur Verfügung stehende Sonnenbilder der SDO-Seite der NASA
Die Datums- und Zeitangaben in den Bildern sind angegeben in = UT (Universal Time)
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AIA 094
Größere Bilder
512-1024-2048-4096
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AIA 131
Größere Bilder
512-1024-2048-4096
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AIA 171
Größere Bilder
512-1024-2048-4096
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AIA 193
Größere Bilder
512-1024-2048-4096
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AIA 211
Größere Bilder
512-1024-2048-4096
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AIA 304
Größere Bilder
512-1024-2048-4096
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AIA 335
Größere Bilder
512-1024-2048-4096
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AIA 1600
Größere Bilder
512-1024-2048-4096
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AIA 1700
Größere Bilder
512-1024-2048-4096
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AIA 4500
Größere Bilder
512 - 1024 - 2048 - 4096
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Comp. 171-193-211
Größere Bilder
512-1024-2048-4096
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Comp. 171-211-304
Größere Bilder
512-1024-2048-4096
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Comp. 94-193-335
Größere Bilder
512-1024-2048-4096
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Comp. 171+HMI
Größere Bilder
512-1024-2048-4096
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SDO/HMI Dopplergram
Größere Bilder
512-1024-2048-4096
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SDO/HMI Quick Look Magnetogram
Größere Bilder
512-1024-2048-4096
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SDO/HMI Quick Look Magnetogram Colored
Größere Bilder
512-1024-2048-4096
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SDO/HMI Quick Look Continuum
Größere Bilder
512-1024-2048-4096
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SDO/HMI Quick Look Continuum Colored
Größere Bilder
512-1024-2048-4096
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SDO/HMI Quick Look Continuum Flattened
Größere Bilder
512-1024-2048-4096
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Die Vorschaubilder und die per Link abrufbaren größeren Sonnenbilder werden von der SDO-Seite der NASA importiert. © NASA/SDO/AIA/HMI/EVE
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 Bild der Magnetfeldströme 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 weitere 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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Atmosphären-Region der Sonne / Temperatur
Erklärungen zu den Regionen
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4500 Ã - 450 nm - Weißlicht
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Kontinuum
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Photosphäre
(Temperatur: 2.000.000° K)
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1700 Ã - 170 nm
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Kontinuum
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Photosphäre im Temperaturminimum
(Temperatur: 4.400° K)
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304 Ã - 30,4 nm
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He II
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Übergangsbereich der Chromosphäre
(Temperatur: 60.000 - 80.000° K)
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1600 Ã - 160 nm
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C IV + Kontinuum
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Übergangsbereich und obere Photosphäre
(Temperatur: 4.400° K)
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171 Ã - 17,1 nm
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Fe IX
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Oberer Übergangsbereich der ruhigen Korona
(Temperatur: 1.000.000° K)
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193 Ã - 19,3 nm
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Fe XII, XXIV
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Korona und heiße Plasma-Flares
(Temperatur: 1.500.000° K)
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211 Ã - 21,1 nm
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Fe XIV
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Aktive Region der Sonnenkorona
(Temperatur: 2.000.000° K)
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335 Ã - 33,5 nm
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Fe XVI
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Aktive Region der Sonnenkorona
(Temperatur: 5.000.000° K)
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94 Ã - 9,40 nm
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Fe XVIII
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Flare-Regionen - Auslesen nur teilweise möglich
(Temperatur: 9.000.000° K)
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131 Ã - 13,1 nm
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Fe VIII, XX, XXIII
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Flare-Regionen - Auslesen nur teilweise möglich
(Temperatur: 1.000.000° K)
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à = Angström / nm = Angabe der verwendeten Wellenlänge in Angström / Nanometer (Längenangabe) - Temperatur: angegeben in Grad Kelvin
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Detaillierte Informationen zu den AIA-Bildern können Sie hier abrufen
Detaillierte Informationen zu Zeit- und Datumsangaben können Sie hier abrufen
Das Quick Look Dopplergram des SDO/HMI stellt uns fast in Echtzeit die schwingende Oberfläche unserer Sonne (Photosphäre) dar, bei der alle Schwingungsmoden gleichzeitig aktiv sind, was zu einer komplizierten, sich fast minütlich ändernden Oberflächenstruktur führt. Um das Quick Look Dopplergram fast in Echtzeit darstellen zu können, wird ein reduzierter Datensatz verwendet. Die dunklen Farben zeigen die einige km/sec schnellen Bewegungen der etwa 1.000 km großen Granulen der Photosphäre der Sonne zum Beobachter an, die hellen Bereiche bewegen sich vom Betrachter weg. Der größte Beitrag im Gesamtbild stammt von der Rotation der Sonne. Die hellen und dunklen Gebiete stellen eine Momentaufnahme aufsteigender und absinkender Regionen dar. Die Aufnahme von Dopplergrammen gehört heute zu den Standardtechniken moderner Sonnenobservatorien. Die Genauigkeit der verwendeten Instrumente erlaubt detaillierte Untersuchungen des Schwingungs- und Rotationsverhaltens der Sonne, aus dem sich mit Hilfe komplizierter mathematischer Methoden Informationen über das Sonneninnere gewinnen lassen.
Das SDO/HMI Quick Look Magnetogram und das SDO/HMI Quick Look Magnetogram Colored zeigt dem Betrachter fast in Echtzeit die Stärke und die Lage der Magnetfelder unserer Sonne in ihrer Photosphäre. In den hier dargestellten SDO/HMI-Magnetogram-Bildern sind die Oberflächenregionen in der Photosphäre unserer Sonne zu sehen, die erhöhte Magnetfeldstärken aufweisen. Je nach der vorhandenen Polung werden diese als helle oder dunkle Bereiche dargestellt. Wir sehen auf den Aufnahmen also das Magnetfeld der Sonne mit den schwarzen und weißen Bereichen der entgegengesetzten Polarität. Schwarze Bereiche entsprechen der südmagnetischen, nach innen gerichteten Polarität und weiße Bereiche der nordmagnetischen, also der nach außen gerichteten Polarität des Sonnenmagnetfeld. Daraus ergibt sich auch die Bewegungsrichtung des Magnetfeld im Bezug auf den Betrachter. Die schwarzen Bereiche bewegen sich in Richtung zur Sonnenmitte während die weißen Bereiche sich auf uns zu bewegen. Die grauen Bereiche zeigen die Regionen auf der Sonnenoberfläche, die keine oder nur schwach erhöhte Magnetfeldstärken aufweisen. Die großflächigen Regionen heller und dunkler Art sind Gebiete aktiver Regionen, meist in der Nähe von Sonnenflecken, in denen es zu sehr starken Magnetfeldern auf der Sonnenoberfläche kommt. Die Farben in der Colored Version bedeuten: Positive Feldwerte sind grün und blau, negative Feldwerte dagegen gelb und rot. Bereiche mit schwachen Magnetfeldern sind zu meist grau, gelb oder grün dargestellt. Zunehmend positive Werte reichen von dunkelgrün bis leuchtend grün und negative Werte von gelb bis orange. Sonnenflecken mit positiver oder negativer Polarität sowie andere starke Magnetfelder sind blau bzw. rot und weisen einen dunklem Schatten auf. Das Magnetogram kann dazu beitragen, Sonnenstürme (solare Eruptionen / Sonneneruption) vorherzusagen. Wenn die nebeneinander stehenden schwarzen und weißen Flächen klar voneinander getrennt sind, gibt es nur eine kleine Chance auf eine solare Eruption. Anders sieht es aus, wenn die schwarzen und weißen Flächen miteinander vermischt sind. Dann liegt eine wesentliche höhere Wahrscheinlichkeit für die Entwicklung einer Sonneneruption an einem solchen Ort vor.
Die Quick Look Continuum Grafiken des SDO/HMI zeigen die Sonne im für uns sichtbaren Spektrum des Sonnenlicht. Die Quick Look Continuum Bilder werden fast in Echtzeit zur Verfügung gestellt. Um dies zu ermöglichen wird ein reduzierter Datensatz benutzt. Die auffälligsten Merkmale sind die Sonnenflecken. Man kann aber auch die Granulen und die Sonnenfackeln erkennen. Sonnenfackeln sind sind heiße Magnetfeldstrukturen in Aktivitätsgebieten der Sonne. Sie sind zu sehen als Gebilde mit erhöhter Helligkeit auf der Sonnenoberfläche, der Photosphäre. Sie befinden sich typischerweise in der Nähe der Sonnenflecken und breiten sich flächig und in langen Lichtlinien aus. Im Weißlicht kann man sie naturgemäß besonders gut an den Randzonen der Sonnenscheibe beobachten, weil sie dort deutlich heller sind als die sie umschließende Umgebung. Die mittlere Lebensdauer liegt bei etwa 15 Tagen und ist damit länger als die mittlere Lebensdauer der dazugehörigen 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. Neben der Weißlichtversion habe ich auch noch die eingefärbte (colored) Version und abgeflachte (flattened) Version eingestellt. In den ersten beiden Darstellungen kann man sehr schön den dunklen Rand der Photosphäre sehen. Dieses optische Phänomen läßt sich 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. In der abgeflachten Darstellung ist der dunkle Sonnenrand entfernt worden.
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Aktuell zur Verfügung stehende Sonnenbilder der SOHO-Seite der NASA
Die Datums(Zeit)angaben in dem Bildern sind angegeben in UT (Universal Time)
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LASCO C2
Größere Bilder abrufen: 512x512 oder 1024x1024
Animation 256x256 (~15 MB) / Animation 512x512 (~60 MB)
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LASCO C3
Größere Bilder abrufen: 512x512 oder 1024x1024
Animation 256x256 (~15 MB) / Animation 512x512 (~60 MB)
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EIT 171
Größere Bilder aufrufen
512x512 oder 1024x1024
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EIT 195
Größere Bilder aufrufen
512x512 oder 1024x1024
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EIT 284
Größere Bilder aufrufen
512x512 oder 1024x1024
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EIT 304
Größere Bilder aufrufen
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/ESA/SOHO
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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Bitte beachten Sie, dass die NASA seit Ende 2010 die Kapazitäten des Extreme Ultraviolet Imaging Telescope (EIT) dem Large Angle Spectrometric Coronograf (LASCO) zur Verfügung gestellt hat. Das EIT wird nur noch zur Erhaltung einer einheitlichen Datengrundlage benutzt und nimmt daher täglich nur noch wenige Sonnenbilder auf, was unproblematisch ist, weil die seit diesem Zeitpunkt zur Verfügung stehenden SDO/AIA Bilder in wesentlich besserer Auflösung und schnellerer Aktualisierung zur Verfügung stehen. Durch die Verschiebung der Kapazitäten des EIT auf den LASCO werden die LASCO-Bilder nun in besserer Auflösung und schnellerer Aktualisierung zur Verfügung gestellt.
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 Abdeckscheibe (Occulting Disk) 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. Manchmal kann man auch Planeten oder Kometen auf den Aufnahmen sehen. Die Hauptaufgabe des LASCO ist die Beobachtung von koronalen Massenauswürfen, die man im englischen CME nennt. Die Bilder werden mehrmals täglich aktualisiert. Die SOHO-Raumsonde, die den Large Angle Spectrometric Coronograf (LASCO) trägt, wurde im L1 Librationspunkt platziert. Der L1 Librationspunkt ist ein Punkt 1.5 Millionen km von der Erde entfernt in Richtung Sonne. SOHO dreht sich mit der Bahnbewegung der Erde um die Sonne mit, so daß die Sonne still zu stehen scheint. LASCO liefert Bilder der Erdzugewandten Sonnenseite.
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 45 Millionen Kilometern von der Sonne.
Das Extreme Ultraviolet Imaging Telescope (EIT) zeigt die aktuellen Bilder des EIT-Instruments auf dem Solar and Heliospheric Observatory (SOHO). Die EIT-Aufnahmen zeigen die Sonnenatmosphäre bei verschiedenen Wellenlängen und machen die Sonnenmaterie bei bestimmten Temperaturen sichtbar. Die nachstehenden Informationen verdeutlichen das.
Die EIT-171-Aufnahmen werden durch einen Fe IX-Filter aufgenommen, der nur die Emissionslinien der Wellenlänge von 17,1 Nanometer (nm), was 171 Angström entspricht, passieren läßt und zeigt die strahlende Materie der Sonnenatmosphäre bei 1.000.000° Kelvin.
Die EIT-195-Aufnahmen werden durch einen FE XII-Filter aufgenommen, der nur die Emissionslinien der Wellenlänge von 19,5 Namometer (nm), was 195 Angström entspricht, passieren läßt und zeigt die strahlende Materie der Sonnenatmosphäre bei 1.5000.000° Kelvin.
Die EIT-284-Aufnahmen werden durch einen FE XV-Filter aufgenommen, der nur die Emissionslinien der Wellenlänge von 28,4 Nanometer (nm), was 284 Angström entspricht, passieren läßt und zeigt die strahlende Materie der Sonnenatmosphäre bei 2.000.000° Kelvin.
Die EIT-304-Aufnahmen werden durch einen HE II-Filter aufgenommen, der nur die Emissionslinien der Wellenlänge von 30,4 Nanometer (nm), was 304 Angström entspricht, passieren läßt und zeigt die strahlende Materie der Sonnenatmosphäre bei 60.000° bis 80.000° Kelvin.
Detaillierte Informationen zu den LASCO-Bildern können Sie hier abrufen.
Detaillierte Informationen zu Zeit- und Datumsangaben können Sie hier abrufen
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Aktuell zur Verfügung stehende Sonnenbilder der Stereo-Seite der NASA
Die Datums(Zeit)angaben in dem Bildern sind angegeben in UT (Universal Time)
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STEREO Ahead EUVI 195
Grafik in Originalgröße
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EUVI/AIA Stonyhurst Heliographic
Grafik in Originalgröße
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STEREO Behind EUVI 195
Grafik in Originalgröße
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Lage der Sonden Stereo A+B
Originalgrafik 500x400
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Lage der Stereo Sonden A+B
Auswahl: Art, Objekte, Datum
Link öffnet neuen TAB
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Animierte GIF-Grafik
Original Animation abrufen
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Die Vorschaubilder und die per Link abrufbaren größeren Sonnenbilder werden von der Stereo-Seite der NASA importiert. © NASA/STEREO
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.
Detaillierte Informationen zu den STEREO-Bildern können Sie hier abrufen. Die STEREO-Bilder zeigen fast das gleiche wie die AIA-Bilder
Detaillierte Informationen zu Zeit- und Datumsangaben können Sie hier abrufen
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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 Wltraumwetter 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 - Eigenschften, 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?
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