Echtzeit-Weltraumwetter

Echtzeit – Weltraumwetter und Polarlicht Aktivität

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 )

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X-Ray Flux (3 Tages Übersicht) 

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Sonnenwind

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

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3-Tages Übersicht der Sonnenwinddaten

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Weitere Daten: >2h >24h >Archive

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

 

Echtzeit-Weltraumwetter 5Einen 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.

ENLIL Sonnenwind Vorhersagemodell

Nachfolgendes Modell zeigt die magnetischen Sektorgrenzen und koronale Massenauswürfe an.

Bild

Kp-Index Aktuell

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.

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Kp-Index Vorhersage

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Echtzeitprognose des Van-Allen-Strahlungsgürtel

Ein Strahlungsgürtel ist ein Ring energiereicher geladener Teilchen im Weltraum, die vom Magnetfeld eines astronomischen Objekts, seiner Magnetosphäre, eingefangen sind.

Der zuerst vorhergesagte und bestuntersuchte Strahlungsgürtel ist der Van-Allen-Gürtel der Erde, benannt nach James Van Allen, der ihn nachgewiesen hat. Grundsätzlich besitzt vermutlich jeder Himmelskörper, der ein ausreichend starkes und stabiles globales magnetisches Dipolfeld hat, einen oder mehrere Strahlungsgürtel. Im Sonnensystem ist der Planet mit dem stärksten Strahlungsgürtel mit deutlichem Abstand der Gasriese Jupiter. Jupiters Magnetfeld ist rund 20-mal stärker als das Magnetfeld der Erde. Sein Strahlungsgürtel ist tausende mal stärker als der der Erde und besitzt die härteste ionisierende Strahlung im Sonnensystem.

Strahlungsgürtel haben für den Planeten eine gewisse Schutzwirkung. 2014 wurden Ergebnisse einer NASA-Studie veröffentlicht, nach denen der Strahlungsgürtel zusammen mit der Plasmasphäre der Erde wie eine Barriere wirkt, die für hochenergetische Elektronen aus dem Weltraum nahezu undurchdringlich ist.

Wenn Strahlungsgürtel besonders stark ausgeprägt sind, können sie mit der Hochatmosphäre des Planeten reagieren und Polarlichter erzeugen.

Von Strahlungsgürteln kann auch nichtionisierende und elektromagnetische Strahlung ausgehen, die noch in großer Distanz vom Planeten messbar ist.

Der Kp-Index für die letzten 7 Tage wird vom Nowcast des GFZ für den letzten und den vorherigen Monat abgerufen. Die 3-Tage-Kp-Vorhersage wird vom Space Weather Prediction Center abgerufen. Prognosen werden automatisch stündlich im GFZ aktualisiert.

Aktueller Zustand des Strahlengürtels der Erde
Aktueller Zustand des Strahlengürtels der Erde

 

IMPTAM-VERB Echtzeitprognose

Niedrigenergieelektronen (bis zu einigen 100 keV) im Plasmaschild und im Strahlungsgürtel können durch verschiedene Prozesse auf höhere Energien beschleunigt werden und werden zu Treibern der Dynamik der Strahlungsgürtel. Daher ist es wichtig, die Dynamik dieser sogenannten Niedrigenergie-Keimpopulation bei der Simulation von Strahlungsgürtelelektronen zu berücksichtigen. Während niederenergetische Elektronen im Magnetschweif aufgrund der magnetosphärischen Konvektion zur Erde transportiert werden, wird die Dynamik energetischer Elektronen in der geosynchronen Umlaufbahn weitgehend durch Diffusionsprozesse bestimmt. Die meisten verfügbaren physikbasierten Modelle berechnen nur die Entwicklung einer dieser Elektronenpopulationen. Um die Partikelwechselwirkungen in der inneren Magnetosphäre besser zu verstehen, ist jedoch eine Verbindung zwischen diesen Modellen erforderlich.

Das Modell der inneren magnetosphärischen Teilchen- und Transportbeschleunigung (IMPTAM) (Ganushkina et al. 2001, 2005, 2006) verfolgt Elektronen vom Plasmaschild unter Verwendung der Führungszentrumsnäherung zusammen mit zeitabhängigen elektrischen und magnetischen Feldern in den inneren magnetosphärischen Bereich. Das Modell berücksichtigt eine Reihe von Wellenpartikelwechselwirkungen, Coulomb-Kolisionen und Verlusten an die Atmosphäre. Von IMPTAM modellierte Elektronenverteilungen liefern realistische zeitabhängige Randbedingungen, um Strahlungsgurtsimulationen mit dem VERB-3D-Code (Shprits et al. 2009 und Subbotin et al. 2009) anzutreiben, der wiederum die Entwicklung energetischer Elektronen aufgrund von auftretenden Diffusionsprozessen berechnet in den inneren L-Schalen der Magnetosphäre. Die Kombination dieser beiden Modelle bringt das IMPTAM-VERB-gekoppelte Modell hervor.

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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-Monitor

Magnetosphären-Simulation

Dies Magnetosphären-Simulationen zeigen 2D-Schnittebenen der Erdmagnetosphäre des Geospace-Modells für drei verschiedene Plasmaparameter (Druck, Geschwindigkeit und Dichte). Diese 2D-Schnittebenen der Magnetosphäre sind nützlich, um einen großen globalen Aktivitätskontext in der erdnahen Umgebung bereitzustellen.

Magnetosphären-Druck
Magnetosphären-Druck
Magnetosphäre-Geschwindigkeit
Magnetosphären-Geschwindigkeit
 Magnetosphären-Dichte
Magnetosphären-Dichte
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