Schumann Frequenz LIVE
Der Herzschlag der Erde in Echtzeit. Schumann Resonanz, KP-Index und Sonnensturm klar eingeordnet.
Schumann Resonanz Spektrum
Quelle: Tomsk
Zeitangaben im Diagramm verstehen
Die Zeitachse (unten im Bild) zeigt Tomsk-Ortszeit (UTC+7). Das ist 5 Stunden vor deutscher Sommerzeit (MESZ) und 6 Stunden vor Winterzeit (MEZ).
Einfache Umrechnung: Ziehe 5 Stunden ab (Sommer) bzw. 6 Stunden (Winter). Steht im Diagramm z. B. 18:00 Tomsk-Zeit, entspricht das 13:00 deutscher Sommerzeit.
Oben zeigen wir dir die Aktualisierungszeit bereits in deutscher Zeit – du musst also nur bei der Achse im Bild selbst umrechnen.
Was ist die Schumann Frequenz?
Die Schumann Frequenz (auch Schumann Resonanz) ist die elektromagnetische Grundschwingung der Erde bei 7,83 Hz. Entdeckt 1952 vom Physiker Winfried Otto Schumann, entsteht sie durch Blitzentladungen zwischen Erdoberfläche und Ionosphäre.
Unser Gehirn schwingt in seinen Alpha-Wellen ebenfalls bei 7-8 Hz – wir sind evolutionär mit der Erde synchronisiert. Wenn die Schumann Frequenz Spitzen zeigt, berichten viele Menschen von körperlichen Symptomen, die als Aufstiegssymptome bekannt sind.
Mehr erfahren →Schumann Resonanz – Alle Messstationen
Die Schumann-Resonanz wird weltweit gemessen. Wir zeigen Daten aus Tomsk (Russland) und Cumiana (Italien) – zwei der zuverlässigsten Stationen. Erst wenn beide ähnliche Muster zeigen, ist eine Aussage belastbar.
Tomsk, Russland Hauptquelle
Die Messstation der Universität Tomsk (Sibirien) liefert die weltweit bekanntesten Schumann-Daten. Die Grafiken zeigen Frequenzspektrum, Amplitude und harmonische Obertöne in Echtzeit. Die Zeitachse zeigt Tomsk-Ortszeit (UTC+7).
Frequenzspektrum (Spektrogramm)
tomsk1 Das Spektrogramm zeigt die Verteilung der elektromagnetischen Energie über verschiedene Frequenzen im Tagesverlauf. Die horizontalen Bänder markieren die Schumann-Resonanzmoden: Die Grundfrequenz bei 7,83 Hz und die Obertöne bei ca. 14, 20, 26, 33 und 39 Hz. Helle Bereiche bedeuten hohe Amplitude (starke Aktivität), dunkle Bereiche niedrige. Vertikale helle Streifen deuten auf globale Gewitteraktivität oder ionosphärische Störungen hin.
Amplitude
tomsk2
Die Amplitude misst die Stärke (Intensität) der Schumann-Resonanz in Picotelsa (pT). Hohe Ausschläge zeigen Phasen mit starker elektromagnetischer Aktivität. Die Amplitude schwankt natürlich im Tagesverlauf – nachts ist sie oft ruhiger, tagsüber aktiver. Auffällige Spitzen korrelieren häufig mit erhöhter globaler Gewitteraktivität oder Sonnenstürmen.
Harmonische Frequenzen
tomsk3
Neben der Grundfrequenz (7,83 Hz) existieren Obertöne (Harmonische) bei 14,3 Hz, 20,8 Hz, 27,3 Hz, 33,8 Hz und höher. Diese Grafik zeigt die Aktivität jeder einzelnen Mode. Wenn mehrere Harmonische gleichzeitig aktiv sind, deutet das auf besonders starke elektromagnetische Prozesse in der Ionosphäre hin.
Cumiana, Italien Europäische Referenz
Die Messstation in Cumiana (Piemont, Norditalien) dient als europäische Gegenprüfung zu den Tomsk-Daten. Unterschiede zwischen beiden Stationen können durch lokale Gewitterzellen, Störquellen oder Antennenunterschiede entstehen. Erst die Übereinstimmung beider Quellen macht eine Aussage robust.
Station 1 – Breitband
cumiana1
Die erste Cumiana-Antenne misst das breitbandige elektromagnetische Spektrum. Sie erfasst die Schumann-Resonanzen im europäischen Raum und ermöglicht einen direkten Vergleich mit den sibirischen Tomsk-Daten. Lokale Unterschiede sind normal und kein Grund zur Sorge.
Station 2 – Feinmessung
cumiana2
Die zweite Antenne liefert höhere Auflösung für Feinstrukturen in den Resonanzmoden. Damit lassen sich subtile Veränderungen erkennen, die in der Breitbandmessung untergehen. Besonders nützlich für die Identifikation kurzzeitiger Impulse und Artefakte.
KP-Index & Geomagnetische Aktivität
Der KP-Index ist der wichtigste Indikator für geomagnetische Stürme. Zusammen mit Sonnenwind und Röntgenfluss ergibt sich ein vollständiges Bild der aktuellen Space-Weather-Lage.
KP-Index – Geomagnetische Störungen
NOAA/SWPC
Der KP-Index misst die Stärke geomagnetischer Schwankungen auf einer Skala von 0 (ruhig) bis 9 (extrem). Die Balken zeigen 3-Stunden-Intervalle. Grün = ruhig (0–3), Gelb = aktiv (4), Rot = Sturm (5+). Ab KP 5 beginnt offiziell ein geomagnetischer Sturm (G1). Bei höheren Werten (G2–G5) können Funkverbindungen, Satellitennavigation und Stromnetze beeinflusst werden. Viele sensible Menschen berichten bei hohen KP-Werten von verstärkten körperlichen Symptomen.
KP-Index ausführlich erklärt →Sonnenwind – Geschwindigkeit & Dichte
NOAA/DSCOVR
Der Sonnenwind ist ein kontinuierlicher Strom geladener Teilchen von der Sonne. Gemessen wird die Geschwindigkeit (km/s) und Teilchendichte (p/cm³) am DSCOVR-Satelliten (L1-Punkt zwischen Erde und Sonne). Normalwerte: 300–400 km/s. Ab 500+ km/s ist der Wind erhöht, ab 700+ km/s spricht man von einem schnellen Sonnensturm. Plötzliche Dichteanstiege zeigen die Ankunft einer koronalen Massenauswurf (CME)-Front an.
Röntgenfluss – Solar Flares
NOAA/GOES
Der Röntgenfluss wird von den GOES-Satelliten gemessen und zeigt Sonneneruptionen (Solar Flares) in Echtzeit. Flares werden klassifiziert als A, B, C (schwach), M (mittel) und X (stark). Ein M-Flare kann bereits Funkstörungen verursachen. Ein X-Flare ist ein massives Ereignis, das Stunden später als CME die Erde erreichen kann. Zusammen mit dem Sonnenwind gibt diese Grafik ein klares Bild der aktuellen Sonnenaktivität.
Ionosphäre & Funkwetter
Die Ionosphäre ist die elektrisch leitfähige Schicht der Atmosphäre in 60–1.000 km Höhe. Sie ist der „Resonanzraum" für die Schumann-Frequenz und wird direkt durch Sonnenaktivität beeinflusst.
D-Region Absorption (D-RAP)
NOAA/SWPC
Die D-Region ist die unterste Schicht der Ionosphäre (60–90 km). Bei starker Röntgenstrahlung von Solar Flares wird sie stärker ionisiert und absorbiert Kurzwellen-Funkwellen. Die Karte zeigt, wo aktuell Funkausfälle auftreten (rote Bereiche). Dies betrifft vor allem die Tagseite der Erde und hat direkte Auswirkungen auf Flugfunk und Amateurfunk.
Globale Ionosphärenkarte
NOAA/SWPC
Diese Karte zeigt den Total Electron Content (TEC) der Ionosphäre. TEC beschreibt die Gesamtzahl freier Elektronen entlang eines Pfades durch die Ionosphäre. Hohe TEC-Werte beeinflussen GPS-Genauigkeit und zeigen an, wie stark die Ionosphäre durch Sonnenstrahlung aufgeladen ist. Veränderungen korrelieren direkt mit Schumann-Resonanz-Schwankungen.
Radio Blackout Vorhersage
NOAA/SWPC
Die Radio Blackout Vorhersage zeigt die Wahrscheinlichkeit und Intensität von Kurzwellen-Funkausfällen auf der Tagseite der Erde. Eingeteilt in Stufen R1 (minor) bis R5 (extreme). Radio Blackouts entstehen durch starke Solar Flares, die die D-Region der Ionosphäre überionisieren. Sie dauern typischerweise Minuten bis Stunden und betreffen vor allem Langstrecken-Kommunikation und Flugfunk.
Sonnenbeobachtung LIVE – SDO, SOHO & SUVI
Die Sonne wird mit mehreren Weltraumsatelliten in verschiedenen Wellenlängen beobachtet. Videos zeigen die letzten 48h als Zeitraffer, Standbilder die aktuelle Lage. Zusammen ergeben sie ein vollständiges Bild der Sonnenaktivität.
NASA SDO – Sonne in Echtzeit-Video
Das Solar Dynamics Observatory (SDO) der NASA liefert hochauflösende Videos der Sonnenoberfläche in verschiedenen Wellenlängen und Instrumenten. Die Videos zeigen die letzten 48 Stunden Sonnenaktivität als Zeitraffer – Flares, Protuberanzen und koronale Löcher werden so in Bewegung sichtbar.
HMI Intensitogramm – Sonnenflecken
NASA SDO/HMIDas HMI Intensitogramm zeigt die Sonnenoberfläche im sichtbaren Licht. Dunkle Flecken sind Sonnenflecken – Bereiche mit starkem Magnetfeld und niedrigerer Temperatur. Je mehr und je komplexer die Flecken, desto wahrscheinlicher sind Sonneneruptionen. Im aktuellen Solar Cycle 25 sehen wir besonders viele aktive Regionen.
HMI Magnetogramm – Magnetfelder
NASA SDO/HMIDas Magnetogramm visualisiert die magnetische Polarität der Sonnenoberfläche. Weiß = positive Polarität (Feldlinien nach außen), Schwarz = negative Polarität (Feldlinien nach innen). Wo beide Polaritäten dicht beieinander liegen, entsteht magnetische Spannung – der Auslöser für Solar Flares und CMEs.
193 Å – Korona & Löcher
Koronale Strukturen bei ~1,2 Mio. K. Dunkle Bereiche = koronale Löcher, aus denen schneller Sonnenwind strömt.
131 Å – Flares
Extrem heißes Plasma (10+ Mio. K). Hier leuchten aktive Flares besonders hell auf.
304 Å – Protuberanzen
Chromosphäre bei ~50.000 K. Zeigt Protuberanzen und Filamente – Plasmawolken am Sonnenrand.
94 Å – Flare-Regionen
Zeigt extrem heiße Bereiche (6+ Mio. K). Ideal zum Tracken von Flare-Bögen und Post-Flare-Schleifen.
SOHO/LASCO – Korona-Videos (CME-Erkennung)
Die SOHO/LASCO-Koronagraphen liefern nicht nur Einzelbilder, sondern auch Zeitraffer-Videos der letzten Stunden. Damit werden koronale Massenauswürfe (CMEs) als sich ausbreitende Plasmawolken in Bewegung sichtbar.
LASCO C2 Video – Innere Korona
SOHO/NASAZeitraffer der inneren Korona (bis 6 Sonnenradien). CMEs erscheinen als helle, sich ausbreitende Wolken. Eine Halo-CME (ringförmig um die Sonne) zeigt eine erdgerichtete Plasmawolke – nach 1–3 Tagen kann sie einen geomagnetischen Sturm auslösen.
LASCO C3 Video – Äußere Korona
SOHO/NASAWeitfeld-Zeitraffer der äußeren Korona (bis 30 Sonnenradien). Hier lässt sich verfolgen, wie schnell und wohin sich CMEs im interplanetaren Raum ausbreiten. Die hellen Punkte sind Hintergrundsterne. Besonders eindrucksvoll bei großen CME-Ereignissen.
SUVI – Sonnenoberfläche in Extremem Ultraviolett
SUVI (Solar Ultraviolet Imager) an Bord des GOES-Satelliten fotografiert die Sonne in verschiedenen EUV-Wellenlängen. Jede Wellenlänge zeigt eine andere Temperaturschicht der Sonnenatmosphäre – von der Chromosphäre bis zur heißen Korona.
131 Å – Flares
Zeigt extrem heißes Plasma (10+ Mio. K). Hier leuchten aktive Sonneneruptionen besonders hell. Ideal zum Erkennen von Flares.
171 Å – Korona
Die „Standard-Ansicht" bei ~700.000 K. Zeigt koronale Schleifen und Magnetfeldstrukturen. Dunkle Bereiche sind koronale Löcher (schneller Sonnenwind).
304 Å – Chromosphäre
Zeigt die untere Sonnenatmosphäre bei ~50.000 K. Hier sind Protuberanzen und Filamente sichtbar – riesige Plasmawolken, die sich vom Sonnenrand lösen können.
193 Å – Koronale Löcher
Optimal zum Erkennen von koronalen Löchern (dunkle Bereiche). Aus diesen strömt schneller Sonnenwind, der 2–3 Tage später die Erde erreicht und KP-Werte erhöhen kann.
LASCO – Koronabeobachtung & CME-Erkennung
LASCO (Large Angle and Spectrometric Coronagraph) am SOHO-Satelliten blockiert die helle Sonnenscheibe und macht die Korona und koronale Massenauswürfe (CMEs) sichtbar. Eine CME ist eine gigantische Plasmawolke, die Milliarden Tonnen Materie ins All schleudert.
LASCO C2 – Innere Korona
SOHO/NASA
LASCO C2 zeigt die innere Korona bis ca. 6 Sonnenradien. Hier werden CMEs in ihrer Entstehungsphase erkannt – als helle, sich ausbreitende Wolken. Der weiße Kreis in der Mitte markiert die Größe der Sonne hinter dem Koronagraph-Block. Wenn sich eine CME in Richtung Erde bewegt (Halo-CME), erscheint sie als ringförmige Aufhellung um die Sonne herum.
LASCO C3 – Äußere Korona
SOHO/NASA
LASCO C3 hat ein größeres Sichtfeld (bis 30 Sonnenradien) und zeigt die Ausbreitung von CMEs im interplanetaren Raum. Die hellen Punkte im Hintergrund sind Sterne. In diesem Bild lässt sich verfolgen, wie schnell und in welche Richtung sich eine CME ausbreitet – entscheidend für die Vorhersage, ob und wann sie die Erde trifft.
Synoptische Sonnenkarte
NASA/SDO
Die synoptische Karte zeigt die gesamte Sonnenoberfläche als flache Projektion (ähnlich einer Weltkarte). Damit lassen sich die Positionen aktiver Regionen, koronaler Löcher und Filamente über die gesamte Sonnenscheibe verfolgen. Besonders wichtig: Aktive Regionen in der Sonnenmitte stehen in direkter Verbindung zur Erde.
Thematische Sonnenkarte
NASA/SDO
Diese annotierte Karte markiert aktive Regionen, Sonnenflecken und Filamente mit Beschriftungen. Jede aktive Region hat eine NOAA-Nummer (z.B. AR 3901). Je komplexer die Magnetfeldstruktur einer Region, desto wahrscheinlicher sind Flares. Regionen in der Sonnenmitte sind für erdgerichtete Aktivität besonders relevant.
Polarlicht-Vorhersage – Aurora Borealis & Australis
Bei hohem KP-Index werden Polarlichter sichtbar – in Skandinavien ab KP 3, in Norddeutschland ab KP 6–7, in Süddeutschland/Österreich ab KP 8–9. Die Ovalkarten zeigen, wo gerade Polarlichter auftreten.
Aurora Borealis – Nordhalbkugel
NOAA/OVATION
Das OVATION-Modell der NOAA berechnet die Polarlicht-Wahrscheinlichkeit basierend auf aktuellen Sonnenwind-Daten. Je weiter sich das grüne Oval nach Süden ausdehnt, desto weiter südlich sind Polarlichter sichtbar. Die Intensität zeigt die Stärke: Hellere Bereiche = stärkere Aurora. Bei starken geomagnetischen Stürmen (KP 7+) kann das Oval bis Mitteleuropa reichen.
Aurora Australis – Südhalbkugel
NOAA/OVATION
Das südliche Gegenstück – Aurora Australis. Die Südhalbkugel-Aurora ist oft symmetrisch zur Nordhalbkugel. In der Praxis ist sie seltener sichtbar, da weniger bewohnte Gebiete im hohen Süden liegen (hauptsächlich Antarktis, Südspitze Neuseelands und Tasmanien).
Seismische Aktivität & Vulkane
Erdbeben und Vulkanausbrüche werden in der Schumann-Community oft im Zusammenhang mit erhöhter geomagnetischer Aktivität diskutiert. Hier findest du die aktuellen globalen Daten zur Einordnung.
Aktuelle Erdbeben weltweit
USGS
Globale Karte der aktuellen Erdbeben (letzte 24–48 Stunden). Die Punkte zeigen Ort, Stärke (Magnitude) und Tiefe. Die meisten Erdbeben ereignen sich entlang tektonischer Plattengrenzen (Pazifischer Feuerring, Alpiner Gürtel). Erdbeben ab Magnitude 5 sind weltweit spürbar, ab Magnitude 7 potenziell katastrophal.
Seismisches Aktivitätslevel
USGS
Zeigt das aktuelle globale Aktivitätslevel im Vergleich zum Durchschnitt. Hilft bei der Einordnung, ob die seismische Aktivität gerade normal, erhöht oder ungewöhnlich ruhig ist.
Erdbeben – 24 Stunden
USGS
Anzahl und Stärkeverteilung der Erdbeben in den letzten 24 Stunden, aufgeschlüsselt nach Magnitudenklassen.
Erdbeben – 30 Tage
USGS
Langfristiger Überblick über 30 Tage seismische Aktivität. Nützlich um Trends und ungewöhnliche Häufungen zu erkennen.
Aktive Vulkane weltweit
Smithsonian/GVP
Globale Übersicht aktuell aktiver Vulkane. Die Erde hat ca. 1.500 potenziell aktive Vulkane, davon sind jederzeit 20–30 in Eruption. Vulkanische Aktivität kann die Ionosphäre durch Aschewolken, elektrostatische Ladungen und Druckwellen beeinflussen. Große Eruptionen setzen genug Material frei, um kurzzeitig die Schumann-Resonanz zu stören.
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Transparenz & Quellen
Redaktion: Herzschlag der Erde / schumannfrequenz.live
Methodik: Live-Messdaten (Tomsk/Cumiana) kombiniert mit öffentlichen Space-Weather-Quellen und verständlicher Einordnung.
Datenquellen: NOAA SWPC, NASA SDO, SOHO/LASCO, USGS, Tomsk University, Cumiana Observatory
Hinweis: Inhalte dienen der Information und ersetzen keine medizinische Beratung, Diagnose oder Behandlung.