IMF und Sonnenwind
Worum geht es hier?
Das Weltraumwetter beginnt auf der Sonne, welche einen konstanten Strom an hochgeladenen Teilchen (Elektronen) in den Weltraum sendet. Diesen Strom nennt man „Sonnenwind“. Auf der Erde bekommen wir davon weitestgehend aber nichts mit, da unser Magnetfeld wie ein Schutzschild funktioniert. Allerdings ist es nicht zu 100% perfekt und hat an den Magnetpolen große Schwachstellen, in denen der Sonnenwind zu unserer Atmosphäre eindringen kann. In einer Höhe von 80 bis 600 Kilometern kollidiert dieser dann mit Sauerstoff- und Stickstoffatomen, welche dadurch zeitweise einen Energieschub bekommen. Infolgedessen werden Photonen freigesetzt, die wir als Licht wahrnehmen. Es entstehen Polarlichter.
Dichte, Geschwindigkeit und Magnetfeld des Sonnenwindes
Der erste Faktor für das Auftreten von Polarlichtern ist die Dichte, welche darstellt, wie viele Teilchen pro Kubikzentimeter der Sonnenwind mit sich führt. Je mehr Teilchen vorhanden sind, desto höher ist die Wahrscheinlichkeit, um sie zu sehen. Allerdings ist die Dichte im Vergleich zu den folgenden Eigenschaften relativ unwichtig.
Der zweite von drei Faktoren ist die Geschwindigkeit des Sonnenwindes. Partikel mit einer höheren Geschwindigkeit treffen härter auf die Magnetosphäre der Erde und können somit eine größere Störung bringen. Normalerweise sind die Partikel ca. 300 km/s schnell, werden aber durch einen Hochgeschwindigkeitsstrom oder einen Massenauswurf auf über 500 km/s beschleunigt. Extreme Auswürfe können sogar jenseits der 1000 km/s schnell sein. Meistens sind solche Einschläge dann leicht auf den Echtzeit-Daten des Satelliten erkennbar. Die Geschwindigkeit nimmt in wenigen Minuten um mehrere 100 km/s zu und braucht nach der Messung nur noch knapp 20 Minuten (sehr schnell) bis 60 Minuten (normal) bis zur Erde. Dazu später mehr.
Der letzte und wichtigste Faktor liegt im Magnetfeld der Sonne. Das interplanetare Magnetfeld wird über den Sonnenwind durch das gesamte Sonnensystem getragen, wobei sich die Stärke und Ausrichtung ständig ändert. Für Polarlichter ist es wichtig, dass die Gesamtstärke (Bt) so hoch wie möglich und die Ausrichtung (Bz) nach Süden gerichtet ist. So kann eine Kopplung der Magnetfelder mit dem Magnetfeld unserer Erde, welches eine nördliche Z-Komponente hat, stattfinden. Hätten beide eine nördliche Ausrichtung, würden sie sich gegenseitig abstoßen und die Interaktion unmöglich machen. Vergleichbar ist das mit dem Versuch, zwei Magneten an den gleichen Polen (Nord und Nord) zu koppeln.
Das interplanetare Gesamtmagnetfeld ist ab Bt=10 nT mäßig stark, ab 20 nT stark und ab 30 nT sehr stark. Die Einheit nT steht für nano-Tesla. Anhaltende Werte beim Bz von -10 nT können geomagnetische Stürme entwickeln. Je negativer der Wert ist, desto wahrscheinlicher sind Polarlichter.
Interplanetares Magnetfeld (6 Stunden)
Sonnenwind (6 Stunden)
Hinweis: Die Datenquelle für die Live-Werte ist eine andere als die der beiden Diagramme. Für die Live-Werte wird eine Datei benutzt, welche den neusten Wert des gerade aktiven Satelliten benutzt. Das kann ACE oder DSCOVR sein. Die Diagramme sind so programmiert, dass DSCOVR priorisiert und nur bei fehlenden Daten auf ACE zurückgegriffen wird. (Diagramme für ACE gibt es hier: Testseite)
Messung des Sonnenwindes
Die Echtzeitdaten zur Dichte, Geschwindigkeit und zum Magnetfeld werden vom Satelliten „Deep Space Climate Observatory“ (DSCOVR) gemessen. Dieser befindet sich ca. 1,5 Mio. km von der Erde entfernt am sogenannten Lagrange-Punkt L1, an dem der Satellit trotz der geringeren Entfernung zur Sonne immer konstant am gleichen Ort zwischen Erde und Sonne bleibt. Somit erhalten wir eine Vorwarnzeit von 20 bis 60 Minuten, je nachdem wie schnell der Sonnenwind gerade ist. Vor DSCOVR hat der Satellit „Advanced Composition Explorer“ (ACE) die Messungen übernommen und dient heutzutage als Backup-System. Ab dem späten Frühjahr 2026 beginnt außerdem noch ein weiterer Satellit (SOLAR), den Sonnenwind zu messen, welcher dann auch als primäre Quelle genommen wird. DSCOVR und ACE sind dann beide ein Backup-System.
Das interplanetare Magnetfeld (IMF)
Während des Minimums im Sonnenzyklus kann man das Magnetfeld der Sonne mit dem der Erde vergleichen, nur dass es 100-mal stärker ist. Im Maximum ist das anders. Dann gibt es keinen richtigen Nord- und Südpol, weswegen Sonnenflecken entstehen, welche ihre eigenen magnetischen Feldlinien haben, an denen Sonnenplasma entlang fließt. Der Sonnenwind trägt diese bis zur Heliopause, der Grenze zwischen Sonnensystem und interstellarem Raum. Aufgrund der Rotation der Sonne geschieht das Ganze in einer Spiralform. Das IMF hat auf der Erde normalerweise eine Gesamtstärke von etwa 6 nT.
