Der Begriff „Weltraumwetter“ beschreibt die veränderlichen Bedingungen im erdnahen Weltraum, die technische Systeme im Weltraum und auf der Erde beeinträchtigen können. Die Hauptursache von Störungen unseres Weltraumwetters sind energetische Ausbrüche von der Sonne. Das Observatorium Kanzelhöhe für Sonnen- und Umweltforschung der Universität Graz führt regelmäßige, hochqualitative Beobachtungen der Sonne durch.

Mittels automatisierter Bilderkennungsmethoden werden Strahlungsausbrüchen in Echtzeit in den Beobachtungsdaten detektiert und Warnmeldungen ausgesandt. Das Observatorium Kanzelhöhe ist die österreichische Vertretung im internationalen ISES Weltraumwetter-Netzwerk und die europäische Kernstation zur Sonnenbeobachtung im Rahmen des SSA Weltraumwetter-Programms der Europäischen Weltraumbehörde ESA.

Weltraumwetter aktuell

Sonne in H-alpha

Aufnahme der Sonne im Licht der H-alpha Spektrallinie des neutralen Wasserstoffs. Die H-alpha Linie liegt im roten Wellenlängenbereich des sichtbaren Spektrums. Das Observatorium Kanzelhöhe nimmt alle 6 Sekunden ein H-alpha Sonnenbild auf und stellt es Wissenschafter/innen und Interessierten in Echtzeit zur Verfügung. Aufnahmen in H-alpha zeigen die Chromosphäre der Sonne. Sie eignen sich insbesondere zur Untersuchung von energetischen Strahlungs- und Teilchenausbrüchen auf der Sonne, sogenannten Flares, und von Filamenten. Filamente erscheinen als dunkle, langgezogene Strukturen in H-alpha Bildern. Sie können von der Sonne weggeschleudert werden und sich als koronaler Massenauswurf Richtung Erde bewegen.

Sonne in Weißlicht

Aufnahme der Sonne im integrierten Licht des sichtbaren Spektrums (Weißlicht). Das Observatorium Kanzelhöhe nimmt jede Minute ein Weißlichtbild der Sonne auf und stellt es Wissenschafter/innen und Interessierten in Echtzeit zur Verfügung. In Weißlichtbildern sehen wir die „Oberfläche“ der Sonne, die sogenannte Photosphäre. Sie zeigen insbesondere die dunklen Sonnenflecken sowie die kleinskaligen Granulationsbewegungen des Sonnenplasmas. Die starken Magnetfelder in Sonnenflecken sind die Energiequelle für Sonneneruptionen und die damit verbundenen Störungen unseres Weltraumwetters.

Sonne in Kalzium

Aufnahme der Sonne in der Spektrallinie des ionisierten Kalziums (Ca II K) im blauen Wellenlängenbereich. Das Observatorium Kanzelhöhe nimmt alle 6 Sekunden ein Ca II K Bild der Sonne auf und stellt es Wissenschafter/innen und Interessierten in Echtzeit zur Verfügung. In der Ca II K Spektrallinie sehen wir die obere Chromosphäre der Sonne. Hier treten insbesondere die hellen, großräumigen Fackelgebiete sowie das wabenförmige magnetische Netzwerk hervor, das die gesamte Sonne überzieht. Fackelgebiete und das magnetische Netzwerk erscheinen heller als die Umgebung, da hier aufgrund des stärkeren Magnetfeldes die Chromosphäre heißer ist als in der Umgebung.

Sonnenkorona in H-alpha

Aufnahme der Sonne im Licht der H-alpha Spektrallinie des neutralen Wasserstoffs. Einmal pro Tag wird am Observatorium Kanzelhöhe ein H-alpha Bild mit langer Belichtungszeit erstellt und die Sonnenscheibe ausgeblendet, um die darüber liegende, schwächer strahlende Schicht, die sogenannte Korona, zu verstärken. Diese Aufnahmen eignen sich insbesondere zur Untersuchung von Protuberanzen über dem Sonnenrand. Protuberanzen sind dichte, kühle Gebiete in der Sonnenkorona, die durch Magnetfelder quasi in der Schwebe gehalten werden. Sie entsprechen den dunklen Filamenten auf der Sonnenscheibe. Protuberanzen können instabil und von der Sonne weggeschleudert werden, oft in Zusammenhang mit einem koronalen Massenauswurf.

Sonnenfleckenrelativzahl

Die Anzahl der Sonnenflecken ändert sich sowohl von Tag zu Tag als auch auf längeren Zeitskalen. Im Mittel beobachten wir alle 11 Jahre besonders viele Sonnenflecken und damit verbunden besonders viele energetische Sonneneruptionen. Diese Abfolge bezeichnet man als den Aktivitätszyklus der Sonne oder Sonnenfleckenzyklus. Die Sonnenfleckenrelativzahl wurde eingeführt als ein Maß, um die Sonnenaktivität über lange Zeiträume hinweg mit gleichbleibenden Mitteln beschreiben zu können. Die Sonnenfleckenrelativzahl wird errechnet als R = k(10g+f). Dabei ist f die Anzahl der einzelnen Sonnenflecken, g die Anzahl der Fleckengruppen und k eine Konstante, die vom Beobachtungsinstrument abhängt.

Lichtkurve von Strahlungsausbrüchen

Aus den Sequenzen von Kanzelhöhe H-alpha Bildern werden Lichtkurven von den hellsten Regionen der Sonne erstellt. Diese Lichtkurven werden alle 5 Minuten aktualisiert und zusammen mit dem solaren Röntgenfluss, der von den NOAA/GOES Satelliten gemessen wird, dargestellt. Diese Lichtkurven zeigen das Auftreten und die Abfolge von Strahlungsausbrüchen (Flares) auf der Sonne.

Observatorium Kanzelhöhe

Das Observatorium Kanzelhöhe ist eine experimentelle Forschungseinrichtung der Universität Graz, die auf die Messung qualitativ hochwertiger Daten in den Bereichen Sonnenphysik und Umweltphysik spezialisiert ist. Das Observatorium unterstützt dabei speziell die Arbeitsgruppe Sonnenphysik des Instituts für Physik der Universität Graz, die sich in ihren Forschungen auf solare Aktivitätsphänomene und ihre Auswirkungen auf den erdnahen Weltraum konzentriert. Das Observatorium Kanzelhöhe ist das einzige Sonnenobservatorium in Österreich und ist in eine Vielzahl nationaler und internationaler Messnetze in den Bereichen erdgebundene Sonnenbeobachtung und Umweltphysik eingebunden. Die Beobachtungsdaten sind über das Archiv des Observatoriums frei zugänglich.

Kanzelhöhe Observatory - NCE Space Weather