Glossar

ACE

Der ACE-Satellit wurde im Jahr 1997 gestartet und wird von der NASA betrieben. Er befindet sich im Lagrange-Punkt L1 und ist somit ca. 1,5 Mio. km von der Erde entfernt. Die Abkürzung steht für "Advanced Composition Explorer". Der Satellit misst das interplanetare Magnetfeld mit den Vektoren Bx, By und Bz. Der Bt-Wert gibt die Stärke des Magnetfeldes. Zusätzlich werden die Partikeldichte und Geschwindigkeit des Sonnenwindes erfasst. Der Nachfolger des ACE ist DSCOVR, welcher im Jahr 2015 in Betrieb genommen wurde.

Bt-Wert

Der Bt-Wert wird aus den Vektoren Bx, By und Bz gemittelt und gibt die Gesamtstärke des interplanetaren Magnetfeldes (IMF) an. Die Einheit ist Nanotesla [nT]. Die Stärke des IMF ist jedoch kein eindeutiger Indikator für das Auftreten von Polarlichtern. Wichtig ist, dass die Z-Komponente bzw. der Bz-Wert des IMF möglichst lange im negativen Bereich verweilt. So kann es zur magnetischen Rekonnexion zwischen IMF und dem Magnetfeld der Erde kommen. Der Bt-Wert wird vom MAG-Instrument des DSCOVR-Satelliten oder des älteren ACE-Satelliten gemessen.

Bz-Wert

Der Bz-Wert ist einer der wichtigsten Indikatoren für das Auftreten von Polarlichtern in unseren Breiten. Er repräsentiert die Stärke des interplanetaren Magnetfeldes (IMF) in der Z-Komponente. Die Einheit ist Nanotesla [nT]. Wenn der Bz-Wer möglichst lange im negativen Bereich verweilt, kommt es zur magnetischen Rekonnexion zwischen IMF und dem Magnetfeld der Erde. Der Bz-Wert wird vom MAG-Instrument des DSCOVR-Satelliten oder des älteren ACE-Satelliten gemessen. Wird ein CME erwartet oder ist mit erhöhter Aktivität zu rechnen, sollte der Bz-Wert im Auge behalten werden.

Die folgende Liste als Richtwert für die Stärke des Polarlichtes (Erfahrungswerte)

• -5 nT Schwaches Polarlicht ist in Norddeutschland sichtbar
• -10 nT Visuelles Polarlicht in Deutschland möglich
• -15 nT Polarlichter können in südlichen Breiten (Bayern und Alpen) gesehen werden
• -20 nT Es können helle Substürme auftreten
• unter -30 nT Das Polarlicht kann sehr hell werden

CH

Die Abkürzung CH steht für "Coronal hole", der englische Begriff für einen koronales Loch.

CME

Die Abkürzung CME steht für "Coronal mass ejection", der englische Begriff für einen koronalen Massenauswurf.

DSCOVR

DSCOVR (Deep Space Climate Observatory) ist ein amerikanischer Satellit, der im Jahr 2015 ins All geschossen wurde. Da sich der Satellit zusammen mit dem ACE-Satelliten im Lagrange-Punkt L1 in einem Abstand von etwa 1,5 Mio. km von der Erde entfernt befinden, ist er unsere Vorboten im All. Der Sonnenwind benötigt etwa 15 bis 30 min, abhängig von seiner Geschwindigkeit, bis er nach dem Passieren des DSCOVR-Satelliten auf die Erde trifft. Der Satellit misst das interplanetare Magnetfeld mit den Vektoren Bx, By und Bz. Der Bt-Wert gibt die Stärke des Magnetfeldes. Zusätzlich werden die Partikeldichte und Geschwindigkeit des Sonnenwindes erfasst.

Geomagnetischer Sturm

Als geomagnetischen Sturm bezeichnet man die Störung des Magnetfeldes der Erde. Die Störung wird durch den Sonnenwind und koronale Massenauswürfe, die auf die Erde treffen, verursacht. Je größer die Störung des Erdmagnetfeldes ist, desto stärker können Polarlichter ausfallen.

Um zu messen, wie stark das Erdmagnetfeld gestört wird, können der Kp-Index oder auch der DST-Index verwender werden.

GOES

GOES steht für "Geostationary Operational Environmental Satellite". Die Wettersatelliten werden von der amerikanischen Wetterbehörde NOAA betrieben und befinden sich in einem geostationären Orbit. Sie sind für die Polarlicht-Vorhersage relevant, da sie den X-Ray Flux der Sonne messen. Im vom SWPC bereitgestellten Diagramm kann man erkennen, ob es zu Flares auf der Sonnenoberfläche gekommen ist.

IMF

Die Abkürzung IMF steht für "Interplanetares Magnetfeld".

Impact

Als Impact wird der Moment bezeichnet, an dem ein CME auf die Erde trifft. Dabei erhöhen sich Dichte und Geschwindigkeit des Sonnenwindes schlagartig.

Interplanetares Magnetfeld

Das interplanetare Magnetfeld (kurz IMF) ist das Magnetfeld der Sonne, das mit den Planeten unseres Sonnensystems wechselwirkt. Es wird von den elektrisch geladenen Teilchen des Sonnenwindes weit in den interplanetaren Raum hinausgetragen. Die Ausrichtung und Stärke des interplanetaren Magnetfeldes kann mithilfe des DSCOVR-Satelliten gemessen werden. Hierbei werden die Magnetfeldstärke in den Richtungen X, Y und Z in Nanotesla (nT) angegeben. Für die Entstehung von Polarlichtern muss die Magnetfeldstärke des IMF in Z-Richtung möglichst negativ ausgerichtet sein, damit es zur Rekonnexion der beiden Magnetfelder kommen kann. Mit anderen Worten: Der vom DSCOVR-Satelliten gemessene Bz-Wert muss möglichst negativ sein.

KMA

Die Abkürzung KME steht für koronaler Massenauswurf.

Koronaler Massenauswurf

Wenn es zu einer starken Sonneneruption (Flare) kommt, kann es passieren, dass Plasma mit hoher Geschwindigkeit ins All geschleudert wird. Diese Ausstöße nennt man koronale Massenauswürfe, oft als CME abgekürzt. Die Plasmawolke besteht aus Elektronen und Protonen. Nicht jeder Flare erzeugt einen CME. Nur bei starken Eruptionen ist dies der Fall. Ob es nach einer Sonneneruption zu einem CME gekommen ist, lässt sich an den Aufnahmen der LASCO Instrumente des SOHO-Satelliten erkennen.

Ein CME besteht aus einer Schockfront und der magnetischen Blase. Innerhalb der magnetischen Blase herrschen ein recht homogenes rotierendes magnetisches Feld und eine geringe Temperatur der Protonen. Trifft die Schockfront des CME ein, erhöhen sich schlagartig die Dichte und Geschwindigkeit des Sonnenwindes. Man spricht von einem CME-Impact.

Koronale Massenauswürfe können, wenn sie erdgerichte sind, sehr helle Polarlichter auslösen.

Koronales Loch

Koronale Löcher (abk. CH) sind Gebiete in der Sonnenkorona mit geringerer Temperatur und Dichte aus denen der Sonnenwind mit erhöhter Geschwindigkeit austritt. Sie können einfach in den Bildern des SDO-Satelliten ausgemacht werden. In den Aufnahmen im Wellenlängenbereich von 193 Å (bronze) sind koronale Löcher als großflächige schwarze Flecken zu erkennen. Im Gegensatz zu Sonnenflecken sind koronale Löcher sehr langlebig und überstehen oft mehrere Umdrehungen der Sonne. Somit können mögliche Polarlichter schon mehrere Tage im Voraus vorhergesagt werden. Die Signatur des Sonnenwindes, der aus einem koronalen Loch entspringt, ... Die meisten Polarlichter im Minimum eines Sonnenfleckenzyklus werden durch koronale Löcher verursacht. Signatur. Verursachen fast immer Polarlichter

Kp-Index

Der Kp-Index wird verwendet, um die Stärke eines geomagnetischen Sturms zu beschreiben. Er errechnet sich aus den Daten von 13 weltweit verteilten Magnetometern und wird daher "Planetary K-Index" genannt. Der Index besteht aus 10 Werten, die von 0 bis 9 reichen. Je höher der Wert ist, desto stärker war der geomagnetische Sturm. Für die Berechnung des Kp-Index wird die Änderung des Erdmagnetfeldes innerhalb der letzten 3 Stunden berücksichtigt.

Die amerikanische Wetterbehörde NOAA beschreibt die Auswirkungen eines geomagnetischen Sturms mithilfe der sogenannten G-Skala.

• Kp 5 - G1 minor (gering)
• Kp 6 - G2 moderate (mäßig)
• Kp 7 - G3 strong (stark)
• Kp 8-9 - G4 severe (schwerwiegend)
• Kp 9 - G5 extreme (extrem)

Der Kp-Index wird fälschlicherweise oft zur Vorhersage von Polarlichtern herangezogen. Jedoch ist der Kp-Index zur Polarlicht-Vorhersage ungeeignet, weil er die Änderung des Erdmagnetfeldes innerhalb der letzten drei Stunden berücksichtigt. Er gibt keinerlei Auskunft über die zukünftige Entwicklung eines geomagnetischen Sturms.

LASCO

LASCO C2 und LASCO C3 sind Instrumente am SOHO Satelliten. Die beiden Koronografen beobachten die Korona der Sonne. Auf den Aufnahmen der lassen sich koronale Massenauswürfe erkennen. Bei energiereichen Sonneneruptionen treffen hochenergetische Protonen den Sensor von LASCO. Es kommt zum sogenannten "Schneegestöber".

LD Flare

LD Flares sind Sonneneruptionen, die sich über mehrere Stunden hinweg erstrecken und einen relativ langen Abfall haben. Die Abkürzung "LD" steht dabei für "Long Duration". Diese Art von Flares hat viel Potenzial und kann sehr starke CMEs erzeugen.

Flare

Ein Flare ist eine Eruption auf der Sonnenoberfläche. Das englische Wort "Flare" bedeutet soviel wie "Aufleuchten". Flares entstehen, indem sich die Magnetfeldlinien, die aus den Sonnenflecken austreten, schlagartig neu verbinden. Man spricht von magnetischer Rekonnexion. Dabei wird viel Energie freigesetzt und es kann Plasma ins All geschleudert werden. Die Gebiete, die Flares erzeugen, senden kurzwellige ultraviolette Strahlung und Röntgenstrahlung aus.

Flares lassen sich im Röntgenfluss (X-Ray Flux) erkennen, der von den GOES-Satelliten gemessen wird. Sie werden in die Klassen A, B, C, M und X eingeteilt. Die Skala ist logarithmisch.

• A-Class - 0,01 < 0,1 µW/m²
• B-Class - 0,1 < 1 µW/m²
• C-Class - 1 < 10 µW/m²
• M-Class - 10 < 100 µW/m²
• X-Class - > 100 µW/m²

Die Position auf der Sonne, an dem ein Flare auftritt, kann man mithilfe der Aufnahmen des SDO-Satelliten bestimmen. Flares sind im Spektrum von 94Å als helle weiße Flächen zu erkennen.

Sonneneruptionen sind die Ursache für koronale Massenauswürfe (CME). Jedoch erzeugt nicht jeder Flare einen CME. Je länger ein Flare andauert, desto mehr Energie wird freigesetzt und desto wahrscheinlicher ist es, dass es zu einem CME gekommen ist. Man spricht von sogenannten "Long Duration Flares" (LD Flares).

Magnetische Blase

Die magnetische Blase ist der Teil eines CMEs, der sich der Schockfront anschließt. Innerhalb der magnetischen Blase herrscht ein homogenes rotierendes Magnetfeld mit einer geringen Protonentemperatur. Trifft ein CME auf die Erde, dauert das Durchdringen der magnetischen Blase mehrere Stunden. Im Idealfall verweilt der Bz-Wert lange im negativen Bereich. So kann es zur magnetischen Rekonnexion des Magnetfeldes des CMEs und dem Erdmagnetfeld kommen. Geschieht dies, entstehen Substürme, die Polarlichter hervorrufen. Mit dem Durchdringen der magnetischen Blase nimmt die Gesamtstärke des Magnetfeldes (Bt-Wert) stetig ab.

Magnetische Rekonnexion

Bei der magnetischen Rekonnexion verbinden sich die Magnetfeldlinien zweier Magnetfelder. Dabei ändert sich die Struktur des Magnetfeldes abrupt neu und es werden große Mengen an Energie freigesetzt. Auf der Sonnenoberfläche ist dieses Phänomen für die Erzeugung von Flares verantwortlich. Dabei verbinden sich die Magnetfeldlinien der Sonnenkorona. Kommt es zur Rekonnextion im Magnetfeld der Erde, treten Substürme mit kurzzeitig hellem Polarlicht auf.

SDO

Das Solar Dynamics Observatory, kurz SDO, ist ein Sonnenbeobachtungssatellit. Er befindet sich wie auch SOHO im Lagrange-Punkte L1 etwa 1,5 Mio. km von der Erde entfernt. Einer der wichtigsten Instrumente des Satelliten ist das Atmospheric Imaging Assembly (AIA), das die Sonne in verschiedenen Wellenlängen abbildet. Die Bilder werden in Echtzeit auf die Erde gesendet.

Je nach Wellenlänge lassen sich verschiedene Regionen und Ereignisse auf der Sonne beobachten.

• 1070 Å - Beobachtung der Photosphäre und Sonnenflecken
• 304 Å - Beobachtung der Chromosphäre
• 193 Å - Beobachtung von koronalen Löchern
• 94 Å - Beobachtung von Flares

SOHO

Das Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) ist ein Satellit der ESA und NASA, der der Erforschung der Sonne dient. Er wurde im Jahr 1995 in Betrieb genommen und befindet sich 1,5 Mio. km von der Erde entfernt, im Lagrange-Punkte L1 zwischen Erde und Sonne. Für die Polarlicht-Vorhersage sind die beiden LASCO Instrumente, die die Korona der Sonne beobachten, von Relevanz.

Sonneneruption

Siehe Flare.

Sonnenfleck

Sonnenflecken sind eng begrenzte Gebiete auf der Oberfläche der Sonne aus denen starke Magnetfelder austreten. Sie sind kühler als der Rest der Sonnenoberfläche und erscheinen im sichtbaren Licht als schwarze Flecken. Sonnenflecken können alleine auftreten oder auch in Gruppen. Je komplexer eine Sonnenfleckengruppe ist, desto wahrscheinlicher ist es, dass es zur Rekonnexion der Magnetfeldlinien kommt. In diesem Fall spricht man von einer Sonneneruption.

Die Aktivität der Sonnenflecken unterliegt einem 11-jährigen Zyklus, dem Sonnenfleckenzyklus.

Sonnensturm

Der Begriff "Sonnensturm" leitet sich vom englischen Wort "solar storm" ab. In den USA wird "solar storm" als Synonym für einen CME verwendet. In der deutschen Sprache ist nicht ganz klar, was mit dem Begriff "Sonnensturm" gemeint ist. Oft bezeichnet er eine Sonneneruption, den Sonnenwind oder auch für einen geomagnetischen Sturm. Der Begriff wird oft in den Medien benutzt.

Sonnenwind

Der Sonnenwind ist ein Strom von geladenen Teilchen, der ständig von der Sonne abgestrahlt wird. Er besteht aus Protonen und Elektronen, die weit ins All hinausgetragen werden. Dichte, Geschwindigkeit und magnetische Ausrichtung des Sonnenwindes wird vom DSCOVR-Satelliten gemessen. DSCOVR befindet sich im L1-Punkt zwischen Sonne und Erde und ist etwa 1,5 Mio. km von der Erde entfernt. Somit dauert es, je nach Geschwindigkeit des Sonnenwindes, etwa 30 bis 15 Minuten, bis dieser nach Passieren des Satelliten die Erde erreicht. Die Beschaffenheit des Sonnenwindes ist sehr variable und koronale Löcher oder koronale Massenauswürfe können zu Störungen führen, die das Magnetfeld der Erde beeinflussen.

Substurm

Als Substurm bezeichnet man das spontane und kurzzeitige Auftreten einer erhöhten Polarlichtaktivität. Dabei wird das Polarlicht für wenige Minuten hell, sodass visuelle Sichtungen oder auch intensive Farben und Bewegungen zu sehen sind. Auch wenn sie nur kurz anhalten, kann es in einer Nacht zu mehreren Substürmen kommen. Substürme werden ausgelöst, wenn es zur magnetischen Rekonnexion zwischen dem interplanetaren Magnetfeld und dem Magnetfeld der Erde kommt. Dabei verbinden sich die Magnetfeldlinien. Die Partikel des Sonnenwindes können in das Erdmagnetfeld eindringen und wandern entlang der Feldlinien zu den Polen hin. Weil Substürme kurzlebig sind und ihr Auftreten nicht vorhergesagt werden kann, empfiehlt es sich ein Zeitraffer zur Dokumentation anzufertigen.

SWPC

Die Abkürzung SWPC steht für "Space Weather Prediction Center" und ist eine Abteilung der amerikanischen Wetterbehörde. Das SWPC stellt wichtige Daten zur Vorhersage von Weltraumwetter zur freien Verwendung bereit. Die Webseite lautet: www.swpc.noaa.gov

X-Ray Flux

Die Sonne ist so heiß, dass sie konstant Röntgenstrahlung entstehen lässt. Sonneneruptionen erhöhen die Strahlung für kurze Zeit um das Vielfache. Diese Strahlung wird von den GOES-Satelliten gemessen. Auf dem Diagramm lassen sich die Stärke und Dauer von Sonneneruptionen, sogenannten Flares, erkennen.