• Solar Wind Dichte:
  (Gemessen) Diese Menge ist die Anzahl der Sonnenwind Protonen pro Volumeneinheit wie sie in der ACE gemessen Solar Wind Electron Proton Alpha Monitor (SWEPAM).

• Sonnenwindgeschwindigkeit:
  (Gemessen) Diese Menge ist der Durchschnitt ("bulk") Geschwindigkeit der Sonnenwind Protonen wie ACE / SWEPAM gemessen. Dies ist der Solarwind wie die Schüttgeschwindigkeit von Luftmolekülen ist der "Windgeschwindigkeit" wissen wir hier auf der Oberfläche der Erde.

• Solar Wind Druck:
  (Abgeleitet) Diese Menge ist der Sonnenwind Staudruck, die Kraft pro Flächeneinheit erforderlich, um den Sonnenwind Fluss zu stoppen. Dies ist im Konzept ähnlich wie die Kraft eine Oberfläche Wind auf einem Segel ausübt. Die Sonnenwindstaudruck hängt von dem Solarwindgeschwindigkeit und Dichte.

• Solar Wind Temperatur:
  (Gemessen) Diese Menge ist die Temperatur von Protonen in dem Sonnenwind. Es wird von ACE / SWEPAM gemessen.

• Interplanetaren Magnetfeldes Magnitude:
  (Gemessen) Diese Menge ist die Stärke des interplanetaren Magnetfeldes (IMF), wie durch die ACE gemessen Magnetometer (MAG).

• Interplanetaren Magnetfeldes Polar-Winkel:
  (Abgeleitet) Diese Menge ist der Winkel zwischen dem IWF und der geomagnetischen Achse. Wenn der IWF ist nach Süden, anti Felder in der Nähe des magneto subsolaren Punkt ermöglichen Verschmelzung zwischen dem IWF und geomagnetischen Feldern. Dieser Prozess erhöht den Transport von Sonnenwind Masse, Impuls und Energie in die Magnetosphäre der Erde. Dieser Prozess kann auch öffnen Sie die Magnetosphäre der Sonnen energetische Teilchenstrahlung. In schweren Bedingungen kann diese Strahlung Höhenflugzeug in hohen Breiten und Polarregionen bedrohen. Unter weniger strengen Bedingungen diese Strahlung noch bedrohen polumlaufenden Raumschiff. Diese Menge hängt von IWF-Komponenten von ACE / MAG gemessen.

• Interplanetaren Magnetfeldes Azimut:
  (Abgeleitete) Diese Menge ist die Ausrichtung des IWF senkrecht zum Erdmagnetfeld Achse. Dies wirkt sich auf die Einzelheiten der Sonnenwind-Magneto Wechselwirkungen; jedoch ist der tertiäre Bedeutung dieses gegenüber dem IWF Betrag und Polarwinkel. Diese Menge hängt auch von IWF-Komponenten von ACE / MAG gemessen.

• Spannung an der Polar Cap / Konvektion Potential:
  (Abgeleitet) Diese Menge misst die Sonnenwind Energie-Input in der Magnetosphäre, die Magneto Konvektion antreibt. Es scheint, als ein elektrisches Potential über die polare Ionosphäre auferlegt. Die hier gezeigte Menge ist eine Schätzung des asymptotischen Konvektion Potenzial auf Basis von ACE / SWEPAM und ACE / MAG-Messungen sowie die Arbeit von Boyle, et al. (Journal of Geophysical Research 102, 111, 1997.) Diese Abschätzung ist asymptotisch, da es nicht für die Zeitverzögerungen, wie sie durch die Reibung zwischen der Ionosphäre und der neutralen Atmosphäre auferlegten ausmachen.

• Alfvén-Geschwindigkeit:
  (Abgeleitet) Diese Menge ist die Ausbreitungsgeschwindigkeit der Scher Alfven (Zwischenmodus) magneto Wellen im Sonnenwind.

• Schallgeschwindigkeit:
  (Abgeleitet) Diese Menge ist die Ausbreitungsgeschwindigkeit der gasdynamische (Ton) Wellen im Sonnenwind. Obwohl Kollisionsraten sind in der Regel im Sonnenwind so niedrig, dass klassische Schallwellen nicht effektiv reisen, ist diese Menge für die Berechnung der Ausbreitungsgeschwindigkeiten der Kompressions Alfven (schnelle und langsame Modus) magneto Wellen im Sonnenwind notwendig. Die magneto Wellen zusammen ermöglichen die Verwendung von gasdynamischen Annäherungen, um Teile des Sonnenwind-Magneto Interaktion beschreiben.

• Thermische Energiedichte:
  (Abgeleitete) Diese Menge ist der Wärmeinhalt der Solarwind. Es berücksichtigt sowohl die Sonnenwinddichte und Temperatur und kann in Sonnenwind Thermodruck übersetzen. Diese Menge ist in der Regel weniger wichtig als entweder dem Sonnenwind Staudruck oder dem Sonnenwind (IWF) magnetische Druck.

• Anmelden [Beta]:
  (Abgeleitete) "Beta" ist das Verhältnis zwischen der thermischen und magnetischen Energiedichten in dem Sonnenwind; dieses Verhältnis wird gesteuert, ob Partikel thermische Prozesse oder magnetische Prozesse dominieren das Verhalten des Plasmas. Die Basis 10 Logarithmus der Beta auf dem Zifferblatt angezeigt. Der blaue Teil des Zifferblatts zeigt, wenn magnetische Prozesse regeln Sonnenwind Strukturen; die lila Teil zeigt, wenn thermische Prozesse regeln diese Strukturen.

• Alfvén-Mach-Zahl:
  (Abgeleitete) Diese Menge ist das Verhältnis zwischen dem Sonnenwind und dem Alfvén Geschwindigkeit. Dies steuert normalerweise die Art der Bugstoßwelle erforderlich, um den Sonnenwind um die Magnetosphäre abzulenken. Diese Bugstoßwelle ähnelt dem Schock vor einem Überschallflugzeug, das einen "Überschallknall" erzeugt, wenn der Schock geht einen Beobachter.

• Mach-Zahl:
  (Abgeleitete) Diese Menge ist das klassische Machzahl ist das Verhältnis zwischen dem Sonnenwind und dem gasdynamischen Schallgeschwindigkeit. Diese Menge steuert die Bugwelle, wenn der Sonnenwind Plasma in einem High-Beta (Log [Beta]> 0) Zustand.

Aktuelle Geo-Magnetische Sturmstufe auf ACE-Real-Time-Solar Winddaten basierend.

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.

EUVI / AIA 195 Stonyhurst Heliographic.

Solar Wind Speed.

Space Weather Overview.

Aktueller Kp-Index.

Sonnenwind: ACE (6 Stunden).

Sonnenwind: ACE (3 Tage).

Boulder USGS Magnetometer.

Sonnenwind Transitzeit (6 Stunden).

WSA-Enlil Solar Wind Prediction

WSA-Enlil Solar Wind Prediction

Polarlichtaktivität Nördliche Hemisphäre.

Polarlichtaktivität Südliche Hemisphäre.

Der Lebenszyklus unserer Sonne.

Und unsere Erde ist hier in der Milchstraße.

Rund um die Sonne.
Sonnendaten – hätten Sie’s gewusst? Ich habe es auch nicht gewusst.

Entfernung von der Erde:   mittlere:    149.598.000 km   kleinste (Anfang Januar):    147.100.00 km   größte (Anfang Juli):    152.100.00 km  Scheinbarer Winkeldurchmesser der Sonnenscheibe:   Max. Winkeldurchm.    33'32"   Anfang Januar:    32'32"   Anfang Juli:    31'28"   Sonnenparallaxe:    8",79   Scheinbare Helligkeit:    mv= -26m,7 Absolute   Helligkeit:    Mv= 4M,87   Spektraltyp: G2 V Leuchtkraft:    3,8 x 1026 Watt   Solarkonstante:    1367 Watt/m²   Oberflächentemperatur:    5780 K (etwa 5510 °C)   Durchmesser 1.392.520 km =    109 Erddurchmesser   Oberfläche 6.09 x 1012 km² =    11.920 Erdoberflächen   Volumen 1,41 x 1018 km³ =    1.302.000 Erdvolumen   Masse 1,989 x 1030 kg =    333.000 Erdmassen   Mittlere Dichte:    1,41 g/cm³   Dichte im Zentrum:    134 g/cm³   Zentraltemperatur:    knapp 15 Millionen Grad   Schwerebeschleunigung an der Oberfläche:    274 m/s² = 30 fache Erdbeschleunigung   Entweichgeschwindigkeit:    617,7 km/s = 55 fache Erdentweichgeschwindigkeit

Rotation:
Neigung der Sonnenachse zur Ekliptik: i= 7°,15'
Siderische Rotation Synodische Rotation in heliographhischer Breite.

Mittelwert +/- 16° 25 Tage 0° 25 Tage +/- 10° 25 Tage +/- 20° 25 Tage +/- 30° 26 Tage +/- 40° 27 Tage +/- 60° 29 Tage +/- 75° 30 Tage fast +/- 90° 30 Tage

>9 Stunden 0 Stunden 5 Stunden 17 Stunden 11 Stunden 9 Stunden 8 Stunden 10 Stunden 21 Stunden

27 Tage 26 Tage 27 Tage 27 Tage 28 Tage 29 Tage 31 Tage 33 Tage 33 Tage

7 Stunden 20 Stunden 2 Stunden 16 Stunden 13 Stunden 14 Stunden 21 Stunden 4 Stunden 17 Stunden

Alter der Sonne: knapp 5 Milliarden Jahre

Sonnenlicht ist lebenswichtig.

Ein sonniger Tag am Meer, im Garten oder auch in der Stadt hebt die Laune und schafft Wohlbefinden. Kein Wunder, denn Sonnenlicht regt die Bildung von körpereigenen Glückshormonen an, den Endorphinen, und ist notwendig für die Bildung von Vitamin D im Körper. Das Licht der Sonne fördert den Austausch von Sauerstoff und Kohlendioxid in den Lungen; das Gehirn schüttet mehr nervenstimulierende Neurotransmitter aus. Zu viel Sonne kann allerdings auch krank machen. Umso wichtiger ist es also, auch die negativen Seiten des Sonnenlichtes zu kennen, sich gegen sie zu schützen, um so die Sonne von ihrer besten Seite zu genießen.

Die Sonne: Fixstern am Firmament.

Unsere Sonne, die leuchtende Gaskugel, besteht in den äußeren Schichten aus 71 % Wasserstoff, 27 % Helium und 2 % übrigen Elementen. Im Sonnenzentrum befinden sich 35 % Wasserstoff, 63 % Helium und 2 % übrige Elemente. Die Energie der Sonne entsteht durch Kernfusion in ihrem Zentralbereich: Über mehrere Reaktionsstufen verschmelzen vier Wasserstoffkerne zu Helium-4, das aus zwei Photonen und zwei Neutronen zusammengesetzt ist. Außerdem entstehen zwei Positronen, zwei Neutrinos und elektromagnetische Strahlung (Photonen). Erst im 19. Jahrhundert entdeckte Joseph Fraunhofer im Sonnenspektrum „fast unzählig viele starke und schwache vertikale Linien".

Das war der Beginn der Spektralanalyse. Heute wissen wir, dass die Sonnenstrahlung aus elektromagnetischen Wellen unterschiedlicher Art besteht, mit Wellenlängen zwischen 280 und 3.000 Nanometern. UV-(Ultraviolett-) Strahlung macht lediglich 4,3 % des Sonnenlichtes aus. 51,8 % bestehen aus sichtbarem Licht und die übrigen 43,9 % aus Infrarotlicht.

Wo die energiereiche UV-Strahlung auf die Erdatmosphäre trifft, wandelt sie einen Teil des Sauerstoffs in Ozon um. Die Ozonschicht schützt die Erde, indem sie einen Teil der kurzwelligen Strahlen absorbiert. Während Wissenschaftler früher annahmen, dass die Ozonschicht pro Jahrzehnt um ca. 4 bis 6 % dünner wird, sind heute zum Teil auch andere Verschiebungen in der Ozonschicht feststellbar. Das bedeutet, dass zunehmend mehr UV-Strahlung die Erde und unsere Haut erreichen kann.

Wie wirken Sonnenstrahlen?

Photobiologisch aktiv ist überwiegend die UV-Strahlung. Im Gewebe setzen photochemische Reaktionen ein, die zu Änderungen im Stoffwechsel der Zelle führen. Insbesondere ändern sich nach einigen Stunden bis Tagen die Zellkinetik, die Blutzirkulation und die Melaninsynthese. Photobiologische Reaktionen laufen nur in lebendem Gewebe ab. In der Hornschicht wird lediglich ein großer Teil des Sonnenlichtes reflektiert. In den tieferen Schichten bestimmt hauptsächlich Melanin die Eindringtiefe.

UV-Strahlen.

Der ultraviolette Anteil des Sonnenlichtes ist eine unsichtbare Strahlungsart, die in die Haut eindringt und dadurch ihre Struktur verändern kann. UV-Bestrahlung bringt die im Urlaub ersehnte Bräune - sie steht aber, übermäßig genossen, auch in Zusammenhang mit der Entwicklung von ernsthaften Erkrankungen, zum Beispiel Haut- und Lippenkrebs. An den Augen kann UV-Strahlung Katarakte auslösen. Genau genommen unterscheidet man UV-A-, UV-Bund UV-C-Strahlung. Je langwelliger die Strahlen sind, umso mehr und umso tiefer dringen sie in die Haut ein. UV-A-Strahlung wird also zu einem höheren Prozentsatz als UV-B-Strahlung von der Haut durchgelassen und dringt tiefer ein. Alle energiereichen Strahlen sind in der Lage, die Bildung freier Radikale zu induzieren und das Gewebe dauerhaft zu schädigen.