Sonnenwind Daten - gemessen an L1
X-Flare / Protonen (>=10 MeV) / Kp - NOAA
Weltraumwetter aktuell und die letzten 72h
Solar X-ray Flux (GOES, 0.1–0.8 nm)
R-ScaleSolar Proton Flux ≥10 MeV (GOES)
S-ScaleGeomagnetische Aktivität (Kp Index)
G-ScaleWeltraumwetter Vorhersage
Polarlicht Vorhersage
Die Animationen weiter unten zeigen, was die Aurora in den letzten 24 Stunden gemacht hat und schätzen, wie die nächsten 30 Minuten aussehen werden. Das bunte grüne, rote und violette Licht der Aurora verschiebt sich sanft und ändert oft seine Form wie sanft wehende Vorhänge.
Europa Polarlichtwahrscheinlichkeit
Verfolgen Sie die geomagnetische Entwicklung in Echtzeit! (Hinweis! In den Grafiken werden absolute Werte angezeigt. Die Daten sind noch nicht verarbeitet und können vom Menschen verursachte Signale enthalten.
Polarlicht Chance - weltweit – Live
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Sonnenwind
Weltraumwetterwarnungen und Alarmzeiten
Quelle: Space Weather Prediction Center | Sonnenwind Vorhersage auf der Erde
RTSW steht für Real-Time Solar Wind und bezeichnet nahezu in Echtzeit übertragene Messungen des Sonnenwinds. Die Daten stammen von Raumsonden, die sich sonnenwärts der Erde in der Nähe des Lagrange-Punkts L1 befinden. Dort erfassen sie Veränderungen des Sonnenwindplasmas und des interplanetaren Magnetfelds, bevor diese die Erde erreichen. Dadurch ermöglichen die Messungen – abhängig von der Sonnenwindgeschwindigkeit – häufig eine Vorwarnzeit von mehreren zehn Minuten bis ungefähr einer Stunde.
Die NOAA verarbeitet diese Messungen im Space Weather Prediction Center (SWPC). Die aktuell verwendete Raumsonde kann sich je nach Datenverfügbarkeit und Betriebsstatus ändern. Deshalb können die RTSW-Datensätze Messungen von SOLAR-1, IMAP, DSCOVR oder ACE enthalten. Das Feld source gibt die jeweilige Raumsonde an; active kennzeichnet die von NOAA aktuell als operative Quelle verwendeten Daten. Die Datenübertragung kann gelegentlich unterbrochen sein oder zeitweise Messlücken enthalten.
Sonnenwindgeschwindigkeit
Die Geschwindigkeit wird in Kilometern pro Sekunde (km/s) angegeben. Ruhiger Sonnenwind liegt häufig ungefähr zwischen 300 und 450 km/s. Deutlich höhere Werte können auf schnelle Sonnenwindströme oder die Ankunft einer koronalen Massenauswurfstruktur hinweisen.
Aus der Geschwindigkeit kann die ungefähre Laufzeit vom L1-Messpunkt bis zur Erde berechnet werden:
Laufzeit ≈ 1.500.000 km ÷ SonnenwindgeschwindigkeitDiese Berechnung ist nur eine Näherung, da sich die Struktur des Sonnenwinds auf dem Weg zur Erde verändern kann.
Protonendichte
Die Dichte wird in Protonen pro Kubikzentimeter (cm⁻³) angegeben. Ein deutlicher Anstieg kann auf eine komprimierte Sonnenwindregion, eine Stoßfront oder den Beginn einer Sonnenwindstörung hindeuten.
Hohe Dichte allein verursacht jedoch nicht zwangsläufig starke geomagnetische Aktivität. Entscheidend ist das Zusammenspiel mit Geschwindigkeit und Magnetfeld.
Protonentemperatur
Die Protonentemperatur wird in Kelvin (K) angegeben. Erhöhte Temperaturen können auf turbulente oder komprimierte Plasmaregionen hinweisen. Zusammen mit Geschwindigkeit und Dichte hilft dieser Wert dabei, unterschiedliche Sonnenwindstrukturen einzuordnen.
Interplanetarisches Magnetfeld
Das interplanetare Magnetfeld, kurz IMF, wird in Nanotesla (nT) gemessen.
- Bx beschreibt die Magnetfeldkomponente entlang der Sonne-Erde-Richtung.
- By beschreibt die seitliche Magnetfeldkomponente.
- Bz beschreibt die Nord-Süd-Ausrichtung des Magnetfelds.
- Bt bezeichnet die Gesamtstärke des Magnetfelds.
Für geomagnetische Aktivität ist insbesondere Bz wichtig. Ein länger anhaltender negativer beziehungsweise südlich gerichteter Bz-Wert begünstigt die Kopplung des Sonnenwindmagnetfelds mit dem Erdmagnetfeld. Zusammen mit hoher Sonnenwindgeschwindigkeit und einem starken Bt kann dies geomagnetische Störungen und Polarlichter wahrscheinlicher machen.
Hinweise zur Interpretation
RTSW-Daten sind operative Echtzeitmessungen und keine fertige Vorhersage. Einzelne Spitzen, Messfehler oder kurze Datenlücken sollten nicht isoliert bewertet werden. Für eine belastbare Einschätzung sollten Geschwindigkeit, Dichte, Temperatur, Bt und insbesondere Bz gemeinsam betrachtet werden.
Die dargestellten Daten können sich durch folgende Einflüsse verändern:
- Wechsel der aktiven Raumsonde
- kurze Übertragungs- oder Empfangslücken
- unterschiedliche Kalibrierung der Instrumente
- vorläufige oder geschätzte Messwerte
- zeitliche Verzögerung zwischen L1 und Erde
Eine starke geomagnetische Reaktion ist vor allem dann wahrscheinlicher, wenn hohe Geschwindigkeit, erhöhte Dichte, ein starkes Magnetfeld Bt und ein über längere Zeit negativer Bz-Wert gemeinsam auftreten.
Quelle: GFZ Potsdam
Datenassimilative Echtzeitvorhersage von Strahlungsgürteln
Zweitägige Strahlungsgürtelvorhersage von 1 MeV-Elektronen unter Verwendung des datenassimilativen VERB-Codes, Echtzeit-Van-Allen-Sonden-, ACE- und GOES-Daten. Der Kp-Index für die letzten 7 Tage wird aus dem GFZ-Nowcast des letzten und des Vormonats bezogen. Die 3-Tage-Kp-Vorhersage wird vom Space Weather Prediction Center erhalten. Prognosen werden am GFZ automatisch stündlich durchgeführt. Version 2.0 des Codes berechnet die Nowcast- und Prognoseflüsse aus der Reanalyse direkt unter Verwendung des T89-Magnetfeldmodells.
Quelle: NOAA SWPC
WSA-Enlil ist ein großräumiges, physikbasiertes Vorhersagemodell der Heliosphäre, das vom Space Weather Forecast Office verwendet wird, um 1-4 Tage im Voraus vor Sonnenwindstrukturen und erdgesteuerten koronalen Massenauswürfen (CMEs) zu warnen, die geomagnetische Stürme verursachen. Es ist seit langem bekannt, dass solare Störungen die Kommunikation stören, geomagnetische Systeme zerstören und Gefahren für den Satellitenbetrieb darstellen.
CME-Ausbreitungsmodell
WSA-ENLIL Cone Model · CME-Plasmadichte
Quelle: NASA Community Coordinated Modeling Center (CCMC/ISWA), WSA-ENLIL Cone Model. Die Darstellung ist eine Modellberechnung und keine eigenständige Weltraumwetterwarnung.
Quelle: ESA
Provided by: STFC, RAL Space
Sollte keine Aktualisierung der Daten erfolgen, liegt das an der Quelle.
Geosphäre
Quelle: NOAA SWPC
Die Geospace Ground Magnetic Perturbation Maps zeigen die gerasterte magnetische Delta B (nT)-Ausgabe aus dem Geospace-Modell der University of Michigan, das regionale magnetische Variationen auf einem globalen Raster von fünf x fünf Grad liefert. Aus diesen Daten werden farbige Konturdiagramme des vorhergesagten Deltas B für drei verschiedene Ansichten generiert:
delta B über Nordamerika (oberes Bild), eine globale Ansicht von Delta B (mittleres Bild) und eine duale polare Ansicht der nördlichen und südlichen Hemisphäre in fester Ortszeit (unteres Bild). Die Animationen zeigen die Modellvorhersage, bei der die Vorlaufzeit von der Sonnenwindgeschwindigkeit abhängt, sowie die letzten zwei Stunden für den Kontext.
Bodenmagnetische Störungskarten wie die hier gezeigten sind nützlich, um regionale Störungsmodellvorhersagen bereitzustellen, die von Stromnetzbetreibern verwendet werden können, um festzustellen, ob Störungen wahrscheinlich Auswirkungen auf ihren allgemeinen Standort haben.
Quelle: ESA
Eine Reihe von Weltraumwetterphänomenen kann sowohl das fliegende Personal als auch die luftfahrttechnische Infrastruktur beeinflussen. Die Gesundheit von Flugzeugbesatzungen kann durch erhöhte Strahlenbelastung beeinträchtigt werden, die hauptsächlich durch galaktische kosmische Strahlung (GCR) und durch gelegentliche Sonneneruptionen von energetisch geladenen Teilchen (Solar Energetic Particles – SEP) verursacht wird. Die technische Infrastruktur kann unter einer Verschlechterung oder einem Verlust von Kommunikations- und Navigationssignalen sowie unter Avionikfehlern leiden.
Solche Störungen können sowohl durch elektromagnetische als auch durch geladene Teilchenstrahlung sowie durch Veränderungen der ionosphärischen Bedingungen verursacht werden.
Die Strahlungsumgebung in Flughöhen wird hauptsächlich durch galaktische kosmische Strahlung (GCR) geformt, die von außerhalb unseres Sonnensystems kommt, durch Sonnenwind moduliert wird und mit der Magnetosphäre und Atmosphäre der Erde interagiert.
Dadurch ist die Strahlenbelastung in Flughöhen etwas höher als am Boden. Darüber hinaus können einige solare Ereignisse zu einer zusätzlichen Erhöhung der Strahlenbelastung nicht nur in der Atmosphäre, sondern auch am Boden führen – sogenannte Ground Level Enhancements (GLEs). Die erhöhte Strahlung in Flughöhen während eines GLE ist zwar zeitlich, kann aber besonders für Flüge in hohen Breiten bemerkenswert sein. AVIDOS ist eine informative Online-Software zur Beurteilung der kosmischen Strahlungsbelastung in Flughöhen bei ruhigen und außergewöhnlichen Sonnenbedingungen. Es schätzt die Routendosen für Flüge zwischen zwei beliebigen Orten und berechnet die jetzt gecastete Exposition während Sonnenstürmen. Es bietet auch einen Vergleich der geschätzten Exposition mit der natürlichen Hintergrundstrahlung auf der Erde.
Ionosphäre
Das D-Region Absorption Product befasst sich mit den operativen Auswirkungen des solaren Röntgenflusses und SEP-Ereignissen auf die HF-Funkkommunikation. Langstreckenkommunikation mit Hochfrequenz-Funkwellen (3 – 30 MHz) hängt von der Reflexion der Signale in der Ionosphäre ab. Radiowellen werden typischerweise in der Nähe des Peaks der F2-Schicht (~ 300 km Höhe) reflektiert, aber entlang des Weges zum F2-Gipfel und zurück leidet das Radiowellensignal aufgrund der Absorption durch die dazwischenliegende Ionosphäre unter einer Dämpfung.
Das D-Region Absorption Prediction Modell wird als Leitfaden verwendet, um die HF-Radiodegradation und Stromausfälle zu verstehen, die dies verursachen kann.
Das Diagramm veranschaulicht die höhenintegrierte Elektronendichte (TECU, 1 TECU = 1,e16 Elektronen/Quadratmeter), auch Vertical Total Electron Content (VTEC) genannt, vs Breitengrad (-90 bis 90 °) und Längengrad (0 – 360 °) aus dem Coupled Thermosphere Ionosphere Plasmasphere Electrodynamics Model (CTIPe).
CTIPe ist ein hochmodernes Forschungswerkzeug, das am SWPC/NOAA verwendet wird, um Thermosphären-Ionosphären-Phänomene zu untersuchen, um Nowcasting- und Vorhersagealgorithmen für das Weltraumwetter zu entwickeln. Ziel ist es, die Bedeutung der oberatmosphärischen Mechanismen, die menschliche Aktivitäten beeinflussen, zu verstehen und zu quantifizieren und neue Überwachungs- und Vorhersagetechniken zu entwickeln.
Sollte keine Aktualisierung der Daten erfolgen, liegt das an der Quelle.
Sonne
Die Raumsonden GOES tragen jeweils ein hochentwickeltes EUV-Teleskop (Extreme Ultraviolet Imager), das als Solar Ultraviolet Imager (SUVI) bezeichnet wird. Dieses Teleskop ermöglicht es Prognostikern, die heiße äußere Atmosphäre oder Korona der Sonne zu überwachen.
EUV-Photonen entstehen im millionengradigen Plasma der Korona und sind aufgrund der Absorption der Erdatmosphäre vom Boden aus nicht sichtbar. Beobachtungen der solaren EUV-Emission helfen bei der Früherkennung von Sonneneruptionen, koronalen Massenauswürfen (CMEs) und anderen Phänomenen, die sich auf die Georaumumgebung auswirken.
EUV-Photonen bewegen sich mit Lichtgeschwindigkeit und sind der erste Hinweis, den wir auf der Erde für solare magnetische Eruptionen und damit verbundene Eruptionen erhalten. Diese hochenergetischen Photonen verursachen Veränderungen in der Ionosphäre der Erde und können zu einer erheblichen Verschlechterung der Funkkommunikation führen, einschließlich vollständiger Blackouts bei einigen Frequenzen. Die Einschläge beginnen nur 8 Minuten (Zeit, um Licht von der Sonne zur Erde zu reisen) nach einer Eruption.
Die Frühwarnung, wenn SUVI einen Sonnenausbruch beobachtet, kommt mindestens 15 Stunden bevor der zugehörige CME auf der Erde ankommt. Auf diese Weise können Prognostiker bei SWPC die entsprechenden Warnungen, Warnungen und Warnungen für geomagnetische Stürme ausgeben.
Quelle: NOAA/SWPC
GOES19 - SUVI 195
GOES19 - SUVI 304
GOES19 - SUVI Thematic MAP
CMEs detektiert von Cactus-Archiv
Verfolgen Sie die letzten koronalen Massenauswürfe auf der Sonne: CACTus Diagostics (sidc.be)
SDO - AIA 193 < 48H
SDO - AIA 304 < 48H
Live Solarkarte (SUVI 171 Å + NOAA Regionen)
Legende & Quellen
solar_regions.json → Fallback text/srs.txt. Flare-Events: json/goes/primary/xray-flares*. Hintergrund: NOAA GOES-SUVI 171.Sonnenflecken – Aktive Regionen (NOAA)
| Region | Position | Fläche | McIntosh | Flecken | Hale | Zeit |
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SOHO Satellit: LASCO-Bilder wurden vom SWPC-Vorhersagebüro verwendet, um die solare Koronaerwärmung und transiente Ereignisse, einschließlich CMEs, zu charakterisieren und die Auswirkungen der Korona auf den Sonnenwind zu sehen. In jüngerer Zeit sind die LASCO-Bilder für das WSA-Enlil-Modell, das im Oktober 2011 in Betrieb genommen wurde, von entscheidender Bedeutung. WSA-Enlil ist zu einem wichtigen Werkzeug geworden, um die Auswirkungen von koronalen Massenauswürfen und die Auswirkungen des Sonnenwindes auf die Erde vorherzusagen.
STEREO besteht derzeit aus einem weltraumgestützten Observatorium, STEREO-A, das die Sonne knapp innerhalb von 1 AE umkreist und langsam die Erde einholt, während sie um die Sonne kreist. Dieser Aussichtspunkt abseits der Erde-Sonne-Linie ermöglicht es Wissenschaftlern, die Struktur und Entwicklung von Sonnenstürmen zu sehen, wenn sie von der Sonne ausgehen und sich durch den Weltraum bewegen.
Der STEREO Space Weather Beacon Telemetriemodus ist ein sehr niedriger, stark komprimierter Datenstrom, der von der Raumsonde 24 Stunden am Tag gesendet wird. Diese Daten werden für die Weltraumwettervorhersage verwendet. Aufgrund der verwendeten großen Kompressionsfaktoren sind diese Beacon-Bilder von viel geringerer Qualität als die tatsächlichen wissenschaftlichen Daten.
Die obigen Bilder sind in der Reihenfolge der relativen Positionen der drei Standpunkte (post-solar-conjunction) Ahead, Earth und Behind dargestellt. Für die Bilder des Heliospheric Imager (HI) unten ist die Reihenfolge umgekehrt, um die Tatsache widerzuspiegeln, dass die HI Ahead-Teleskope nach rechts von der Sonne und die auf der Rückseite nach links schauen. Außerdem werden die HI-Bilder nicht gedreht, um Solar nach Norden zu bringen.