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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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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.
Die Erklärungen zu den oben dargestellten Sonnenbildern finden Sie hier
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Die mittlere Grafik wird vom NOAA Space Weather Prediction Center importiert und alle 5 Minuten aktualisiert. © NOAA SWPC
Die LASCO-Vorschaubilder und die per Link abrufbaren größeren Sonnenbilder werden von der SOHO-Seite der NASA importiert. © NASA/ESA/SOHO
Wenn keine oder keine aktuellen Bilder erscheinen, ist der Server der Institution gestört oder es werden keine Bilder von der entsprechenden Raumsonde übermittelt.
Die Erklärungen zu den oben dargestellten LASCO-Sonnenbildern finden Sie hier
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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
Die nachfolgend aufgeführtem Publikationen können Ihnen dabei helfen, die Informationen dieser Seite und der verwandten Seiten mit den aktuellen Sonnenbildern und der Polarlichtvorhersage noch besser zu verstehen. Es handelt sich bei den Artikeln des MPS und bei den Dokumenten aus der freien Enzyklopädie wikipedia um PDF-Dokumente, die Sie nur lesen können, wenn Sie über einen entsprechenden PDF-Reader verfügen. Die beiden Bände der Lehrbuchreihe Kleines Lehrbuch der Astronomie und der Astrophysik können sie online lesen oder ausdrucken. Wer über einen PDF-Drucker auf seinem System verfügt, kann sich die Bände auch damit ausdrucken und erhält so je Band ein eigenes PDF-Dokument, das er auf seinem PC speichern und lesen kann.
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.
Polarlicht - Entstehung, Farben und Formen, Forschungen am MPAE (1.096 KB)
Die Magnetosphäre der Erde - Übersicht, Polarlichter, Magnetische Stürme, Beiträge des MPS (506 KB)
Das Weltraumwetter und seine Auswirkungen - Was ist Weltraumwetter, Sonnenwind, Sonnensturm, Magnetsturm, Auswirkungen auf biologische Systeme, Sonnenflares, Auswirkungen des Weltraumwetters. Andere kosmische Einflüsse, Vorhersage und Erforschung (1.167 KB)
Sonnenwind und Weltraumwetter - Korona und Sonnenwind, Flares und Massenauswürfe, Unzuverlässige Wettervorhersage, Einwirkungen aus der Magnetosphäreauf die Ionosphäre, Einwirkungen aus der Ionosphäre auf die Thermosphäre, Gefahren für Mensch und Technik, Einflüsse durch kosmische Katastrophen, Suche nach Warnzeichen (426 KB)
Sonnenatmosphäre, Sonnenwind, Sonnenaktivität - Aufbau der Sonnenatmosphäre, Sonnenflecken, Solare Magnetfelder, Aktive Sonne, Sonnenwind, Forschungen des MPAE (1.112 KB)
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 (5.366 KB)
Die Sonnenflecken - Entstehung, Klassifizierung, Zyklen, Breiteneffekt, Quantifizierung, Geschichte (2.393 KB)
Die beiden nachfolgend genannten Links verweisen auf zwei Bände der Lehrbuchreihe 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 verlinkten 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 - Die Sonne als Stern - Eigenschften, Sonnenatmosphäre, innerer Aufbau, Energieerzeugung
Band 13 - Aktive Sonne - Sonnenflecken, Flares, koronale Massenauswürfe, Aktivitätszyklus, Sonnenwind
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Ich weise ausdrücklich darauf hin, daß die auf dieser Seite angezeigten Bilder und Grafiken von den jeweils unter den Darstellungen oder im Text angegebenen Webseiten stammen. Diese Bilder und Grafiken werden mit Hilfe von direkt aufrufenden Links importiert. Die Einbindungen erfolgen mit ausdrücklicher Genehmigung der Seitenbetreiber, die auch über das jeweilige Copyright verfügen. Auf meiner Linkseite habe ich die Webseitenbetreiber hinter dem Begriff “Sonne” verknüpft.
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