Flares und Filamente gehören zu den wichtigsten Auslösern für Weltraumwetter Events. Sichtbar sind beide Phänomene besonders gut in der Chromosphäre der Sonne, da diese im wesentlichen das Licht der Wasserstofflinie Hα (656.28 nm) abstrahlt, ist sie mit einem Hα Filter sehr gut beobachtbar. In der Chromosphäre sieht man die Bereiche um die Sonnenflecken als helle Gebiete (Active Regions), die auch nummeriert werden (siehe Bild unten), genau in diesen Active Regions kann man immer wieder ein helles Aufleuchten beobachten, das wenige Minuten bis zu mehreren Stunden dauern kann, man nennt das dann ein Flare. Von einem Flare wird einerseits Strahlung in einem sehr breiten Wellenlängenbereich ausgesandt, von Radiowellen bis Röntgenwellen, und andererseits ionisierte Materie (Protonen, Elektronen, Ionen). Die Auswirkungen sind Störungen der Ionosphäre und des Erdmagnetfeldes, ein Nebeneffekt sind Polarlichter. Filamente sind Wolken aus solarem Plasma die durch Magnetfelder gehalten werden und in denen Plasma strömt, am Sonnenrand werden sie Protuberanzen genannt. Filamente können sehr lang werden, oft mehrere hundertausend km, und sich manchmal monatelang ruhig halten. In einigen Fälle kann das Filament auch aufsteigen (Filamenteruption, Eruptive Protuberanz) und ionisierte Materie mit hohen Geschwindigkeiten (ca. 1000 km/s) ins Weltall schleudern.
Aktuelles Bild der Sonne
Bild: Das aktuelle Bild der Sonne in Hα zeigt die Chromosphäre der Sonne. Besonders interessant für das Weltraumwetter sind in diesem Bild die Flares (ein helles Aufleuchten in den helleren aktiven Regionen) und die Filamente (dunkle wolkenartige Strukturen). Sollte es heute Flares gegeben haben, so werden sie in untenstehender Liste angeführt. Detektierte Filamente sind im Bild weiter unten zu sehen. Bei Schlechtwetter bzw. in der Nacht kann natürlich nicht beobachtet werden und es wird ein Standardbild dargestellt.
Aktuelle Flares
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Flare Tabelle: Für jedes detektierte Flare werden folgende Parameter angegeben: Type: Der optische Flaretyp, kann von S bis 4 reichen (Größe des Flares) mit dem Zusatz F, N oder B, der die Helligkeit des Flares angibt, also SF ist das kleinste und 4B das größte Flare. Begin, Max: Startzeit des Flares, bzw. Zeitpunkt der maximalen Ausdehnung. Position: Zentrum des Flares in heliographischen Koordinaten. Size: Größe der Flarefläche in millionstel Sonnenhemisphären (μHem). |
Letztes Filament Bild
Sonnenbild der Chromosphäre mit eingefärbten Filamenten: Alle größeren Filamente werden detektiert und vermessen, kleinere Filamente und solche, die nur zeitweise sichtbar sind, werden nicht mitgerechnet. Diese Filamente können manchmal aufsteigen und ihre Materie in das Weltall rausschleudern, diesen Vorgang nennt man eine Filamenteruption. Die Positionen, Flächen und Längen der Filamente können in der nachfolgenden Tabelle nachgelesen werden. Bei Schönwetter und guten Beobachtungbedingungen erfolgt ein Update zu jeder vollen Stunde.
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No filaments detected |
Filament Tabelle: Für jedes detektierte Filament werden folgende Werte angegeben: Number: die Nummer des Filaments, um es im Bild identifizieren zu können. Position: Heliographische Position des Filaments. Area: Fläche des Filaments in μHem (Projektion korrigiert) Length: Länge des Filaments in arcsec. |
Datenquellen
- Observatorium Kanzelhöhe für Sonnen- und Umweltforschung
- Flare Monitoring Live am Observatorium Kanzelhöhe
- Filament Detektion am Observatorium Kanzelhöhe