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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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Weltraumwetter? - Was ist das denn?
Das Weltraumwetter, im englischen Sprachraum als Space Weather bezeichnet, kann man mit dem irdischen Wetter vergleichen. Beide werden in erster Linie von der Sonne und den auf ihr ablaufenden Prozessen beeinflusst. Das Weltraumwetter unterliegt massiven Störungen der physikalischen Bedingungen auf der Sonne und im Sonnenwind. Zu nennen wären unter anderem:
- Koronale Löcher in der heißen Sonnenatmosphäre, aus denen hauptsächlich der sogenannte Sonnenwind ins Weltall abgeleitet wird. Ein koronales Loch (coronal hole) ist ein ausgedehntes Gebiet außergewöhnlich niedriger Dichte und Temperatur in der Sonnen-Korona. Das koronale Loch tritt in der Regel an den Sonnenpolen auf. Auf den AIA-Aufnahmen der Sonne erkennt man es als schwarze bzw. wenig farbige Regionen. Diese koronalen Löcher können aber auch irgendwo auf der Sonne angetroffen werden. Koronale Löcher verursachen relativ häufig Sonnenwinde von mehr als 700 km/s, da aus den coronal hole die Materie sehr schnell entweicht, weil die Magnetfeldlinien aus der Sonne austreten und sich dann ins Weltall erstrecken. Dabei strömen die an die Feldlinien gekoppelteten Teilchen ungehindert ins All. Dies steht im Gegensatz zum normalen Verhalten der Magnetfeldlinien. Im Regelfall ist es nämlich so, daß austretende Feldlinien wieder irgendwo auf die Sonnenoberfläche treffen und damit die Teilchen wieder auf die Sonne zurückfallen. Koronale Löcher dauern typischer weise mehrere Sonnenrotationen an.
- Der Sonnenwind selbst besteht aus einem Strom elektrisch geladener Teilchen, die sich mit Geschwindigkeiten von einigen hundert Kilometern ins Universum, und damit auch in Richtung zur Erde, ausbreiten. Der Sonnenwind ist ein Plasma, das sowohl das Sonnenmagnetfeld als auch das Erdmagnetfeld verformt. Das Magnetfeld der Erde hält den Teilchenschauer zum größten Teil von der Erde ab. Nur bei einem sehr starken Sonnenwind können die Teilchen in die hohen Schichten der Erdatmosphäre eindringen. Das erkennt man an dem dann auftretenden Polarlicht. Starke Sonnenwinde haben auch Einfluss auf die Ausbreitung von elektromagnetischen Wellen und stören deshalb unter anderem den Kurzwellenfunk und den Datenfluß mit den Satelliten. Der Sonnenwind reicht bis weit über die äußeren Planetenbahnen hinaus. Er treibt das sogenennte interstellare Gas aus dem Sonnensystem hinaus und bildet eine Blase im Weltall. Diese Blase bezeichnet man als Heliosphäre.
- Auch die Coronal Mass Ejections (CME), die man im deutschen Sprachraum mit dem Begriff “Koronale Massenauswürfe” kennzeichnet, haben einen prägenden Einfluß auf das Weltraumwetter. Ein koronaler Massenauswurf ist ein Flare (Sonneneruption), bei der Plasma in gewaltigen Mengen ausgestoßen wird. Koronale Massenauswürfe treten meist gemeinsam mit Flares auf. Die beiden Ereignisse können aber auch einzeln auftreten. Bis heute ist noch weitgehend ungeklärt, wo Flares und CME’s ihre Bindung haben und was der genaue Grund ihrer Entstehung ist. Koronale Massenauswürfe ereignen sich zu Zeiten hoher Sonnenaktivität bis zu zehn mal täglich, während sie zu Zeiten niedriger Sonnenaktivität lediglich etwa ein mal pro Tag vorkommen. Sie haben eine typische Lebensdauer von einigen Stunden. Extrem schnelle koronale Massenauswürfe mit Geschwindigkeiten von mehr als 1.500 km/s lösen im Magnetfeld und in der Atmosphäre der Erde die Polarlichter aus. Sie gefährden aber auch bestimmte sich im All und auf der Erde befindliche technische Einrichtungen. In der Vergangenheit kam es bei starken Sonnenstürmen bereits zum Totalausfall von Erdsatelliten, zu Störungen von Telekommunikationssystemen und zu Ausfällen von Stromnetzen mit weit reichenden Folgen in Amerika und in Kanada.
- Im Zusammenhang mit dem Weltraumwetter stehen auch die Flares, die man im deutschen Sprachraum “Sonneneruptionen” nennt. Sie sind durch das plötzliche, heftige Ausstoßen von Energie in der Chromosphäre der Sonne gekennzeichnet, die über komplexen, aktiven Gebieten der Sonne stattfinden. Flares beschleunigen geladene Teilchen und emittieren Strahlung im Bereich von harten Röntgenstrahlen mit Wellenlängen von weniger als 0.1 nm bis zu Radiowellen mit Wellenlängen von Metern bis einigen Kilometern. Die meiste Energie wird in Form von weichen Röntgenstrahlen und im extremen Ultraviolett abgegeben. Dabei nimmt sowohl die Temperatur als auch die Helligkeit im betroffenen lokalen Teile der Sonne zu. Stoßwellen, auch Schockwellen genannt, durchqueren die Chromosphäre und die Korona und große Mengen des Sonnenplasma werden in den interstellaren Raum heraus geschleudert. Flares dauern von einigen Minuten bis zu mehreren Stunden mit einer typischen Lebensdauer von etwa 20 Minuten. Die maximale Helligkeit wird nach mehreren Minuten erreicht, das Abklingen erfolgt langsamer. Sonneneruptionen entstehen in der unteren Korona und in der Chromosphäre in der Regel nahe der so genannten Neutrallinie, die in den Sonnenfleckengruppen die Gebiete entgegengesetzter magnetischer Polarität trennt.
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Magnetfeldausrichtung, Sonnenwindgeschwindigkeit und Teilchendichte im Sonnenwind
Die Datums(Zeit)angabe in der Grafik ist angegeben in UT (Universal Time)
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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 Teichendichte 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.
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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 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
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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
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Das WSA-Enlil Modell verwendet für die Vorhersage des Sonnenwind Magnetfeldmessungen der Sonnenoberfläche, also sogenannte Magnetogramme. Das sind Kartierungen der senkrechten Magnetfeldkompone 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 Berechnungmodell 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 Weaher Prediction Center gestört.
Detaillierte Informationen zu Zeit- und Datumsangaben können Sie hier abrufen
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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
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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.
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.
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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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