Hier sind sie Live bei den Sonnenaktivitäten mit dabei!

Sonnenaktivitäten Live

Sonnenflecken

In diesem Abschnitt finden sie eine Übersicht aller sichtbaren Sonnenfleckenregionen auf der Sonne. Das Bild wird stündlich aktualisiert.

Sonnenflecken der letzten 48h (zur Erde zugewandte Seite)

Sonnenflecken voraussage

Observatorium für Solardynamik (SDO)

Die NASA Solar Dynamics Observatory (SDO) Mission besteht aus einem Sonnenbeobachtungsraumfahrzeug mit drei Instrumenten, die in einer geostationären Umlaufbahn um die Erde befindet. Die AIA und HMI Instrumente liefern uns Solar Bildern von beispiellosem Detail. Folgend findest  du zahlreiche Bilder von der Sonne in vielen verschiedenen Wellenlängen. Diese enthüllen viele verschiedene Solar Phänomene wie Sonneneruptionen, koronalen Löchern, Sonnenflecken und Filamenten. Die Zahlen auf den Bildern zeigen die Lage der verschiedenen Sonnenfleckengruppen. Wenn es keine Zahlen hat, ist die Sonne derzeit frei von Sonnenfleckenregionen.

 

HMI Intensitygram	HMI Magnetogram
Auf diesem Bild sieht man die Sonnenflecken	Dieses Bild stammt von HMI, einem Instrument auf SDO.Es zeigt die Magnetfeldrichtungen nahe der Sonnenoberfläche. Weiss/rote und schwarz/blaue Bereiche zeigen entgegengesetzte, magnetische Polaritäten an, wobei weiss/rot die Nordpolarität (nach aussen) und schwarz/blau die Südpolarität (innen) anzeigt
AIA 094	AIA 131
Dieser Kanal wurde (wie auch AIA 131) entwickelt, um Sonneneruptionen zu untersuchen. Er misst extrem heisse Temperaturen um 6 Millionen Kelvin (5’999’726,85 °C). Der Kanal kann alle 2 Sekunden Bilder aufnehmen, damit man Flares genau beobachten kann.	Dieser Kanal wurde (wie auch AIA 094) entwickelt, um Sonneneruptionen zu untersuchen. Er misst extrem heisse Temperaturen um 10 Millionen Kelvin (9’999’726,85 °C), sowie kühle Plasmen um 40’000 Kelvin (39’726,85 °C). Der Kanal kann alle 2 Sekunden Bilder aufnehmen, damit man Flares genau beobachten kann.
AIA 171	AIA 193
Dieser Kanal wurde entwickelt, um koronale Schleifen zu zeigen – die Bögen, die sich von der Sonne weg erstrecken, wo sich das Plasma entlang der magnetischen Feldlinie bewegt. Die hellsten Punkte die hier zu sehen sind, sind Orte, an denen das Magnetfeld an der Oberfläche aussergewöhnlich stark ist	Dieser Kanal hebt die äussere Atmosphäre der Sonne, Korona genannt, sowie das heisse Flare-Plasma hervor. Heisse aktive Regionen, Sonneneruptionen und koronale Massenauswürfe erscheinen hier hell. Die dunklen Bereiche, sogenannte koronale Löcher, sind Orte, an denen nur sehr wenig Strahlung emittiert wird, aber die Hauptquelle an Sonnenwindpartikel sind.
AIA 211	AIA 304
Dieser Kanal (wie auch AIA 335) hebt die aktive Region der äusseren Atmosphäre der Sonne hervor, die Korona. Aktive Regionen, Sonneneruptionen und koronale Massenauswürfe erscheinen hier hell. Die dunklen Bereiche, sogenannte koronale Löcher, sind Orte, an denen nur sehr wenig Strahlung emittiert wird, aber die Hauptquelle an Sonnenwindpartikel sind.	Dieser Kanal ist besonders gut geeignet um Bereiche anzuzeigen, in denen sich kühlere dichte Plasmawolken (Filamente und Vorsprünge) über der sichtbaren Oberfläche der Sonne befinden. Viele dieser Aktivitäten sin in den andren Darstellungen entweder nicht zu sehen oder erscheinen als dunkle Linien. Die hellen Bereichen zeigen Stellen, an denen das Plasma eine hohe Dichte hat.
AIA 335	AIA 1600
Dieser Kanal (wie auch AIA 211) hebt die aktive Region der äusseren Atmosphäre der Sonne hervor, die Korona. Aktive Regionen, Sonneneruptionen und koronale Massenauswürfe erscheinen hier hell. Die dunklen Bereiche, sogenannte koronale Löcher, sind Orte, an denen nur sehr wenig Strahlung emittiert wird, aber die Hauptquelle an Sonnenwindpartikel sind.	Dieser Kanal (wie auch AIA 1700) zeigt oft ein netzartiges Muster aus hellen Bereichen, die Orte anzeigen, an denen Bündel von Magnetfeldlinien konzentriert sind. Kleine Bereiche mit vielen Feldlinien erscheinen jedoch schwarz, normalerweise in der Nähe von Sonnenflecken und aktiven Regionen.
AIA 1700	AIA 094 335 193
Dieser Kanal (wie auch AIA 1600) zeigt oft ein netzartiges Muster aus hellen Bereichen, die Orte anzeigen, an denen Bündel von Magnetfeldlinien konzentriert sind. Kleine Bereiche mit vielen Feldlinien erscheinen jedoch schwarz, normalerweise in der Nähe von Sonnenflecken und aktiven Regionen.	Dieses Bild kombiniert drei verschiedene Bilder mit unterschiedlichen Temperaturen. Jedem Bild wird eine Farbe zugewiesen. Hier ist AIA 094 rot, AIA 335 grün und AIA 193 blau. Jede Farbe hebt einen Teil der Korona hervor.
AIA 304 211 171	HMI Magnetogram AIA 171
Dieses Bild kombiniert drei verschiedene Bilder mit ganz unterschiedlichen Temperaturen. Die Farben sind anders zugeordnet als bei den Einzelbildern. Hier AIA 304 rot (zeigt die Chromosphäre), AIA 211 grün (Korona) und AIA 171 ist dunkelblau (Korona).

Erdabgewannte Seite

Koronaler Massenauswurf

Verwendung von SOHO/LASCO-Koronagraph-Bildern

Der beste Weg, um sicherzustellen, dass ein koronaler Massenauswurf auf die Erde gerichtet ist, ist mit Hilfe von Bildern, die von den LASCO C2- und C3-Coronagraph-Instrumenten aufgenommen wurden, die sich auf der Raumsonde SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) befinden. SOHO beobachtet die Sonne aus der Perspektive der Erde, sodass potenzielle erdgerichtete koronale Massenauswürfe leicht identifiziert werden können. Koronale Massenauswürfe, die auf die Erde gerichtet sind, zeigen sich als partielle oder vollständige Halo-Koronale Massenauswürfe, wenn sie sich von der Sonne weg ausbreiten. Denke daran, dass die Bilder von SOHO nicht immer in Echtzeit sind und du oft mehrere Stunden auf neue Bilder warten musst und es daher oft eine Weile dauern kann, bis wir sicher wissen, ob ein koronaler Massenauswurf eine erdgerichtete Komponente hat oder nicht.

Im Folgenden haben ich zwei grossartige Beispiele dafür, wie ein koronaler Massenauswurf auf den Bildern des SOHO/LASCO-Instrumentenpakets aussehen könnte. Die Animation auf der linken Seite zeigt einen koronalen Massenauswurf, wie er vom SOHO/LASCO C2-Instrument gesehen wird, der sich in Richtung Norden bewegt und die Erde nicht getroffen hat. Es gibt keine Halo-Umrisse, so dass wir leicht den Schluss ziehen können, dass diese Plasmawolke nicht auf die Erde gerichtet ist. Auf der rechten Seite sehen wir jedoch einen koronalen Massenauswurf mit vollem Halo, wie er von SOHO/LASCO C2 gesehen wird. Der Umriss dieses koronalen Massenauswurfs bildet einen perfekten Kreis, der das gesamte Sichtfeld von LASCO einschliesst. Das bedeutet: Die Plasmawolke ist direkt auf uns- oder von uns weggerichtet.

Beispiel Februar 2000	Beispiel August 2013

Die letzten 72 Stunden

LASCO C2 – 72 Stunden Film	LASCO C3 – 72 Stunden Film	STEREO Ahead COR2

Die letzten 3 und die kommenden 7 Tage

Letzte Aufzeichnung

Wenn wir uns nicht sicher sind, ob ein in LASCO-Bildern entdeckter koronaler Massenauswurf von der erdseitigen Sonnenscheibe stammt, vielleicht weil keine klaren Anzeichen einer Eruption vorliegen, können wir uns die Bilder der STEREO-Mission (Solar TErrestrial RElations Observatory) ansehen. Die STEREO-Mission besteht aus zwei Raumfahrzeugen mit den Namen STEREO Ahead & STEREO Behind. Sie beobachten die Rückseite der Sonne. Die Bilder von STEREO und SOHO zusammen geben uns eine 3D-Darstellung des koronalen Massenauswurfs und sagen uns, ob der koronale Massenauswurf auf die Erde zukommt oder sich von der Erde entfernt. Bilder von den SOHO- und STEREO-Missionen findest du auf der Website.

Unter Verwendung aller verfügbaren Bilder der SOHO- und STEREO-Missionen können die Weltraumwetterwissenschaftler die Abfluggeschwindigkeit berechnen und eine geschätzte Ankunftszeit (ETA) für den koronalen Massenauswurf festlegen.

Die letzten 24 Stunden des Solarwindes

Echtzeitansicht der geomagnetischen Feldfluktuationen an der Magnetometerstation Boulder.

Wöchentlicher Sonnenrapport

Sonnenaktivitäten direkt aus dem SOLAR & ASTROPHYSICS LABORATORY in Palo Alto / CA

EPAM-Plott

EPAM steht für Electron, Proton and Alpha Monitor und ist ein Instrument auf dem ACE-Satelliten, das die Elektronen und Protonen misst, die mit dem Sonnenwind ausgesendet werden. Es ist ein sehr nützliches Instrument, um zu wissen, ob ein koronaler Massenauswurf auf die Erde gerichtet ist und wann er ankommen wird. Ich werde es mit einigen EPAM-Plots etwas deutlicher machen. Unten findest du ein EPAM-Plot, wie es einige Stunden nach einer Sonneneruption aussehen kann.

Bei einer gewaltigen Explosion auf der Sonne werden Elektronen und Protonen von der Sonne weg in den Weltraum geschleudert. Die Elektronen und Protonen werden mit der Sonnenwindströmung herausgedrückt. Unmittelbar nach einem Ereignis, das einen koronalen Massenauswurf auslöste, wird die EPAM-Darstellung einen Anstieg der niederenergetischen Elektronen zeigen, der den Beginn des Flares markiert. Auch das niederenergetische Protonendiagramm wird einen stetigen Anstieg zeigen. Dies deutet oft darauf hin, dass ein Teil des koronalen Massenauswurfs auf die Erde gerichtet ist. Wenn wir alles zusammenfassen und wissen, dass ein koronaler Massenauswurf auf dem Weg zur Erde ist… bleibt eine kritische Frage: Wann kommt der koronale Massenauswurf?

Sobald wir die Geschwindigkeit des koronalen Massenauswurfs kennen, können wir selbst bestimmen, wann er eintreffen könnte. Mit der folgenden Tabelle kannst du bestimmen, wie lange der koronale Massenauswurf von der Sonne zur Erde braucht, sofern er sich dabei nicht verlangsamt. Die unten aufgeführten Zeiten sind daher nur Richtwerte. Es ist üblich, dass koronale Massenauswürfe früher oder später als die vorhergesagte Ankunftszeit eintreffen, mit einem Spielraum von manchmal 6 Stunden oder mehr!

Bestimme die Auswirkungen mithilfe des EPAM-Monitors

Sobald ein koronaler Massenauswurf gestartet wurde und wir festgestellt haben, dass er Richtung Erde ausgeht, können wir nur noch warten und den EPAM-Plot beobachten. Die meisten koronalen Massenauswürfe bilden einen Schock vor der Plasmawolke selbst und dieser beschleunigt Protonen, die wir mit Hilfe des EPAM-Instruments am ACE messen können. Wir werden sehen, wie der Protonenplot bis zum Eintreffen des koronalen Massenauswurfs weiter ansteigt. Der erste Anstieg des Flares (kurz nach einer Sonneneruption) wird als «Einsatzphase» bezeichnet.

Es steigt langsam weiter an (Ramp-up-Phase), während der koronale Massenauswurf näher rückt. Einige Stunden vor dem eigentlichen Eintreffen des koronalen Massenauswurfs findet ein neuer steilerer Anstieg statt, was darauf hindeutet, dass der koronale Massenauswurf bald eintreffen wird. Wenn der EPAM-Plot seinen Höhepunkt erreicht, zeigt dies an, dass der koronale Massenauswurf beim DSCOVR-Satelliten angekommen ist. Die Sonnenwind- und interplanetaren Magnetfelddaten sollten nun deutlich zeigen, dass der koronale Massenauswurf angekommen ist.

Nach der Ankunft des koronalen Massenauswurfs wirst du feststellen, dass die Protonenspiegel langsam auf normale Werte sinken, es sei denn, es gibt einen weiteren koronalen Massenauswurf auf dem Weg zur Erde.

Das Bild unten zeigt ein Beispiel des EPAM-Plots, in dem du die verschiedenen Phasen deutlich sehen kannst. Beachte, dass langsame und schwächere koronale Massenauswürfe manchmal keine Stosswelle vor sich herschieben. Diese sind auf EPAM viel schwieriger oder unmöglich zu erkennen! Es sei denn, es gibt einen weiteren koronalen Massenauswurf auf dem Weg zur Erde natürlich.