Sonnenwind | Baubiologie Stump

Sonnenwind

Space-Weather - Sonnenwind - Solarflares

CME-Events

Vorhersagemodell der CME - Events (ENLIL-Modell der NASA)

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

Stand 22.04.2024

WSA-ENLIL- Modell CME-Entwicklung für Ereignisse :
Geschwindigkeit

WSA-ENLIL -Modell CME Entwicklung für Ereignisse :
Dynamischer Druck

Quelle : WSA-ENLIL -Modell

WSA-ENLIL -Modell CME Entwicklung für Ereignisse :
Dichte

Timeline für Ereignisse :
Geschwindigkeit und Dichte

Sonnenwind Vorhersagemodell EUHFORIA. (ESA)

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.

Unten stehendes Diagramm zeigt die Sonnenwind Dichte, die Geschwindigkeit und den Bz-Wert der letzten 6 Stunden an.

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 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)

Unten stehendes Diagramm zeigt die Sonnenwind Dichte, die Geschwindigkeit und den Bz-Wert der letzten 3 Tage an.

X-Ray-Flux

X-Ray-Flux / Sonneneruptionen / Solare Flares

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.

Disturbance Storm Time (Dst)-Index (Dcx-Index)

Der Disturbance Storm Time (Dst)-Index ist ein Maß für die geomagnetische Aktivität, das zur Bewertung der Schwere geomagnetischer Stürme verwendet wird. Er wird in nanoTeslas ausgedrückt und basiert auf dem Durchschnittswert der horizontalen Komponente des Erdmagnetfeldes, der an vier äquatornahen geomagnetischen Observatorien gemessen wird. Er misst das Wachstum und die Erholung des Ringstroms in der Magnetosphäre der Erde. Je niedriger diese Werte sind, desto mehr Energie ist in der Magnetosphäre der Erde gespeichert.

CME-Details

Sonnenzyklen

Ein Teil der Grafiken wurde von www.polarlicht-vorhersage.de übernommen.

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