Echtzeit – Weltraumwetter und Polarlicht Aktivität

Polarlicht-Aktivität

Der Polarlicht Tachometer zeigt die Polarlicht-Aktivität in Echtzeit an. Der Standort des Messgerätes ist Schiffdorf bei Bremerhaven.
Das Warnsystem läuft bei Sonnenstand unter -10,5°.

Sonneneruptionen / Solare Flares

Eine Sonneneruption ist ein Gebilde erhöhter Strahlung innerhalb der Chromosphäre der Sonne, die durch Magnetfeldenergie gespeist wird. Als Flare oder chromosphärische Eruption bezeichnet man einfache Plasma-Magnetfeldbögen. Kommt es zu einer Reorganisation der Bögen, die zu einer Ablösung von Plasmaschläuchen führt, beobachtet man einen erhöhten Masseausstoß. Bezeichnungen dafür sind Koronaler Massenauswurf (CME) oder auch Eruptive Protuberanz, die damit verbundenen Teilchenstürme Sonnensturm, Protonenschauer,Solarkosmischer Strahlungsausbruch

Flares werden logarithmisch nach ihrer Röntgenstrahlungsenergie in die Klassen A, B, C, M und X unterteilt. Die Intensität innerhalb einer Klasse wird mit einem Wert zwischen 1,0 und 9,9 festgelegt. Erreicht der Wert 10,0, wird er der nächsten Klasse zugeteilt. In der Klasse X sind auch Werte größer als 10 möglich. Die Einteilung ergibt sich aus dem Fluss der Röntgenstrahlung, die von der Sonne ausgeht, und zwar aus dem Bereich von 0,1 bis 0,8 nm (1,55 bis 12,4 keV). Die Klasse A geht von 10-8 bis 10-7 Watt pro Quadratmeter, während die Klasse X ab 10-4 Watt pro Quadratmeter beginnt.

Der GOES Flare oder X-Ray-Flux Monitor aktualisiert sich jede Minute und wird verwendet, um Sonneneruptionen zu erkennen. B-Klasse Flares werden als sehr gering eingestuft, C-Klasse Flares als gering , M-Klasse Flares gelten als mäßig bis stark und X-Klasse Flares werden als stark bis extrem stark eingestuft. Die Daten werden von einem Sensor an Bord des GOES-15 Raumfahrzeugs gesammelt.

X-Ray Flux (6 Stunden Übersicht) ( Update jede Minute )

X-Ray Flux (3 Tages Übersicht) 

EVE (aktuell Offline – alternativ dafür : GOES-15 Solar X-Ray Imager)

Das Extreme Ultraviolet Variability Experiment kurz EVE ist eine wichtige Quelle, um die Position einer Sonneneruption auf der zur Erde gerichteten Sonnenscheibe zu bestimmen. Dieses Instrument ist Teil des Solar Dynamics Observatory (SDO) und wird alle 10 Minuten automatisch aktualisiert. Während einer Sonneneruption werden Röntgenstrahlen freigesetzt , Diese Grafik kann die Röntgenstrahlung als helle weiße Fläche darstellen , oft als heller Kreis , weil die Strahlung den Sensor überblendet . Auch sehr Aktive Sonnenflecken sind oft auf dieser Grafik sichtbar . Man erkennt diese auf der Grafik als helle Flecken, die jedoch nicht so hell sind, wie bei einer Sonneneruption. Dies ist die Hintergrundstrahlung , die jede aktive Region abgibt.

GOES-15 Solar X-Ray Imager

 Sonnenwind-Daten

Der Sonnenwind besteht hauptsächlich aus Protonen und Elektronen sowie aus Heliumkernen (Alphateilchen); andere Atomkerne und nichtionisierte (elektrisch neutrale) Atome sind kaum enthalten, weshalb der Sonnenwind ein sogenanntes Plasma darstellt.

Die Geschwindigkeit des Sonnenwinds

Die Geschwindigkeit des Sonnenwinds ist ein sehr wichtiger Parameter für das Auftreten eines geomagnetischen Sturms. Die Sonnenwindgeschwindigkeit an der Erde liegt in der Regel rund 300-400 km/s , erhöht sich aber wenn ein schneller Sonnenwind aus einem Koronalern Lock (CH HSS) oder einem koronalen Massenauswurf (KMA) eintrifft. Während eine koronaler Massenauswurf den Sonnenwind plötzlich auf 500km/s oder sogar mehr als 1000 km/s springen lässt, steigert sich bei einem Sonnenwind aus einem Koronalen Loch meist die Geschwindigkeit in einer art Rampe. Für das Auftreten von Polarlichtern in mittleren Breiten ist eine Geschwindigkeit ab 700 km/s sehr gut. Dies ist jedoch keine goldene Regel, starke geomagnetische Stürme können sich auch bei niedrigeren Geschwindigkeiten entwickeln, z.b. wenn die Werte des interplanetaren Magnetfeldes günstig sind.

Auf den unteren Diagrammen können Sie leicht erkennen, wenn ein koronaler Massenauswurf auf die Sonde trifft, die Sonnenwindgeschwindigkeit steigt dann plötzlich um mehrere 100 km/s an. Ist ein solcher Ausschlag vorhanden, sollten Sie als nächstes die IMF- Werte im Auge behalten. Näheres zu den IMF-Werten / Bz und Bt, entnehmen Sie bitte dem Text unter den Diagrammen.

 Beachten Sie, dass wenn es zu einem Aufprall am ACE Satelliten kommt, es einige Zeit dauern kann, biss dieser die Erde erreicht. (abhängig von der Sonnenwindgeschwindigkeit)

6-Stunden Übersicht der Sonnenwinddaten ( oben; Teilchendichte,mitte;Geschwindigkeit,unten; IMF-Werte, Bz&Bt

3-Tages Übersicht der Sonnenwinddaten

Weitere Daten: >2h >24h >Archive

Sonnenwind-Geschwindigkeit und Ausrichtung der z-Komponente des Interplanetaren Magnetfeldes (IMF) in Erdnähe

Einen für das Auftreten von Polarlicht in mittleren Breiten entscheidenden Faktor stellt das interplanetarische Magnetfeld dar, das Magnetfeld also, das vom Sonnenwind getragen wird. Dessen relative Polung zum Erdmagnetfeld entscheidet, inwieweit geladene Teilchen von der Sonne bis zu uns vordringen können. Nur wenn das IMF südwärts, also dem irdischen Magnetfeld entgegengesetzt ausgerichtet ist, können die Magnetfeldlinien des IMF in die des Erdmagnetfelds einkoppeln (Reconnection). Entlang dieser Feldlinien ist es nun Teilchen des Sonnenwinds möglich, tief in die Erdatmosphäre einzudringen. Als Folge ist Polarlicht bis in unsere Breiten möglich. Während bei einem weit südlich gerichteten IMF auch kleinere Ausbrüche auf der Sonne in unseren Breiten starkes Polarlicht auslösen können, ist bei höhen Sonnenwindgeschwindigkeiten der Orientierungseffekt beider Magnetfelder gegeneinander zu vernachlässigen. In der Grafik ist die Nord-Süd-Komponente des IMF (Bz) gegen die Geschwindigkeit des Sonnenwindes geplottet. Die Zeigerspitze ist zusätzlich je nach Teilchendichte des Sonnenwinds grün, gelb oder rot eingefärbt.

Kp-Index

Um in mittleren Breiten Chance auf Polarlichter zu haben, sollte der K-Index auf mindestens 6 ansteigen. Erst ab K=8 ist dann die Wahrscheinlichkeit wirklich groß.

Der K-Index selbst ist ein dreistündiger logarithmische lokalen Index der geomagnetischen Aktivität. Der Kp-Index hat eine Skala von 0 bis 9. Für die hohen Breiten reicht bereits ein Kp-Index von 3-4 für Polarlichter aber in den mittleren Breiten (je nach Ihrem genauen Standort) ist ein Kp-Index von 6-7 erforderlich ; eine Sichtung in niedrigen Breiten ist ab einem Kp-Index von 8-9 möglich.

 

Satelliten-Umgebung ( Update alle 5 Minuten )

Elektronen-Fluss ( Update alle 5 min )

GOES Magnetometer ( Update jede Minute )

Protonen Fluss ( Update alle 5 Minuten )

EPAM – Elektron-Proton und Alpha-Monitor

EPAM steht für die Elektronen, Protonen und Alpha-Monitor und ist ein Instrument der ACE-Satelliten, die die Elektronen und Protonen, die mit dem Sonnenwind gesendet werden misst . Dies ist eine sehr nützliche Grafik um festzustellen, ob ein Sonnensturm bzw ein Koronaler Massenauswurf zur Erde gerichtet ist und wann dieser eintrifft.

EPAM - Elektron-Proton und Alpha-MonitorDaten-Quelle: swpc.noaa.gov