ALLES WAS SIE ÜBER NORDLICHTER WISSEN MÜSSEN

Die Aurora verstehen

Erkunden Sie das Geheimnis der Aurora Borealis.

Die Sterne berühren

Wir verdanken die nachts bewunderte Aurora unserer Sonne :). Ihre ständige Aktivität liefert uns den „Treibstoff“, der für die Entstehung von Polarlichtern notwendig ist. Die Energie der Sonne, einer massiven Plasmakugel, entsteht durch thermonukleare Fusionsreaktionen, bei denen sich unter Bedingungen extremen Drucks Wasserstoffkerne zu Heliumatomen verbinden. Dabei werden enorme Mengen an Wärme und Licht freigesetzt.

Das brodelnde Plasma an der Oberfläche des Sterns und die ungleichmäßige Rotation der Sonne (unsere Sonne ist eine Gaskugel) führen dazu, dass sich die Magnetfeldlinien ungeordnet verhalten.

Sie verdrehen sich immer weiter, bis in einem bestimmten Moment ein Phänomen namens magnetische Rekonnexion eintritt – das Verbinden von Magnetfeldlinien oder faktisch ihre Zerstörung. So entstehen Sonnenausbrüche – Emissionen über das gesamte elektromagnetische Spektrum. Ausbrüche können von gewaltigen Explosionen begleitet sein, die enorme Mengen Plasma ins All schleudern. Die größten davon nennen wir CMEs (Coronal Mass Ejections). Sehr häufig wird aus einem koronalen Loch mit offenem Magnetfeld auch Sonnenwind (ein Strom geladener Protonen und Elektronen) ausgestoßen, der die Plasmwolke zusätzlich unterstützt und ihr eine höhere Geschwindigkeit verleiht.

Das kosmische Trio

Die Beobachtung der Sonne und die Vorhersage der Aurora wären ohne die verschiedenen Sonden, die wir ins All geschickt haben, nicht möglich.

GOES-Satelliten: Zunächst informieren sie uns darüber, wie stark der Ausbruch war, indem sie den Röntgenfluss messen. Aufgrund der Lichtgeschwindigkeit erscheint diese Information nur wenige Minuten nach dem Ausbruch. Diese amerikanischen Wettersatelliten befinden sich 35.790 km über der Erde und überwachen das Weltraumwetter von der Seite.

SOHO-Sonde: Gleichzeitig ermöglicht die SOHO-Sonde die Beobachtung der Ausbrüche. Sie ist unter anderem mit einem Koronografen ausgestattet (einer Scheibe, die direktes Sonnenlicht blockiert und so die Beobachtung schwächerer Details ermöglicht) sowie mit einer Reihe von Instrumenten zur Untersuchung der Sonnenoberfläche und der Heliosphäre.

DSCOVR-SondeVR Probe: Diese Sonde umkreist den Lagrange-Punkt L1, etwa 1,5 Millionen km von der Erde entfernt. An diesem Punkt gleichen sich die Gravitationskräfte von Sonne und Erde aus. Hier befindet sich DSCOVR (Deep Space Climate Observatory). Ihre Aufgabe ist es, den Sonnenwind zu messen (und vor seinen Gefahren zu warnen) sowie Plasma zu analysieren. Für uns Polarlichtjäger ist ihre Arbeit von unschätzbarem Wert. Aber warum ist sie so wichtig?

Kosmischer Wind

Wenn ein CME „der Erde zugewandt“ auftritt, besteht das Potenzial für die Entstehung einer Aurora Borealis. Bevor wir sie jedoch sehen können, müssen viele Bedingungen erfüllt sein.

Zunächst einmal: Ist der Ausbruch stark genug? Wir unterteilen die Stärke in 4 Klassen: die schwächsten B, C, M und die stärksten (und seltensten) X. Innerhalb jeder Kategorie gibt es außerdem 9 Stufen. Dank der GOES-Satelliten wissen wir nahezu sofort, mit welcher Stärke wir es zu tun haben. Die stärkeren Ereignisse können von einer Plasmaausstoßung begleitet sein.

Aus der Sonne ausgestoßene Materie wird selbst zu einer Quelle eines Magnetfelds und besitzt eigene Pole sowie eine Orientierung im Raum. Wir nennen dies das IMF – Interplanetary Magnetic Field; dieses wird von der DSCOVR-Sonde analysiert, und diese Information ist für uns am wichtigsten.

DSCOVR misst 3 Hauptmerkmale:

Teilchengeschwindigkeit: Durchschnittlich ca. 450 km/s, wobei die Spanne recht groß ist (ca. 250 bis sogar 2000 km/s).
Teilchendichte.
Intensität: Beschrieben durch den Gesamtwert Bt sowie seine Orientierung (Komponente Bz, positiv oder negativ).

Geschwindigkeit und Dichte informieren uns gemeinsam über die Gesamtenergie der Wolke (sie müssen stark genug sein, um die Pole der Erde zu erreichen), während die Intensität, gemessen mit einem Magnetometer, darauf hindeutet, wie „bereitwillig“ (mit welcher Kraft) sich die Wolke an das Magnetfeld der Erde „ankoppeln“ wird. Bei dieser Messung ist die räumliche Orientierung äußerst wichtig: Eine Wechselwirkung zwischen den Teilchen der Wolke und unserer Atmosphäre tritt nur bei südlicher Ausrichtung auf. Hat das IMF eine nördliche Ausrichtung, werden seine Teilchen von der Erde „abgestoßen“ – und leider gibt es keine Aurora! Aber damit es nicht zu einfach wird, kann sich die räumliche Ausrichtung des IMF jederzeit umkehren, was nur die schwer fassbare Natur der Aurora unterstreicht :)

Ab dem Moment, in dem es die DSCOVR-Sonde erreicht, beschleunigt der Teilchenstrom unter dem Einfluss elektromagnetischer Kräfte innerhalb der Magnetosphäre der Erde deutlich, doch er verschafft uns immer noch mehrere Dutzend Minuten, um uns anzuziehen und unsere Kameras vorzubereiten.

Der berühmte Kp-Index

Die meisten Apps im Stil von „Aurora-Alarm“ arbeiten mit dem Kp-Index. Er ist nichts weiter als eine abschließende Zusammenfassung aller zuvor besprochenen Prozesse. Er wird vom NOAA Space Weather Prediction Center (SWPC) „live“ bereitgestellt und berücksichtigt dabei Messwerte von Magnetometern, die sich bereits auf der Erdoberfläche befinden.

Kp wird auf einer Skala von 0 bis 10 angegeben und beschreibt geomagnetische Störungen. WICHTIG: Geomagnetische Störungen sind NICHT gleichbedeutend mit einer Aurora Borealis; sie beschreiben die Wahrscheinlichkeit ihrer Entstehung. Wir gehen davon aus, dass ein Kp-Wert über 5 auf eine mögliche Aurora hinweist.

All-Sky-Kamera am Schwedischen Institut für Astrophysik

Der Bildausschnitt ist so ausgerichtet, als würden Sie auf dem Rücken liegen, den Kopf nach Norden gerichtet, und den gesamten Himmel betrachten.

Die Aurora Borealis am Rand des Bildes befindet sich in ihrem Zenit in einer Entfernung von etwa 300 km.

Die Bilder werden jede Minute aktualisiert.

30-Minuten-Prognose von NOAA

Dieses Modell liefert eine kurzfristige Vorhersage der Intensität des Polarlichtovals für die Nordhalbkugel.

Es basiert auf den vom ACE-Raumschiff gemessenen Bedingungen des Sonnenwinds und des interplanetaren Magnetfelds (IMF).

Die Karte zeigt die Intensität und Lage des Polarlichtovals zum Zeitpunkt, der in der rechten Ecke der Karte angegeben ist.

An Orten bis zu 1.000 Kilometer nördlich oder südlich des Polarlichtovals kann das Polarlicht bei optimalen Sichtbedingungen dennoch nahe dem Horizont sichtbar sein.

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Farben des Polarlichts...

Wie wir alle wissen, ist das Polarlicht das Ergebnis von Kollisionen zwischen Elektronen, die von der Sonne stammen, und Gasmolekülen in der Atmosphäre unserer Erde. Es ist an der Zeit, mehr über seine Farben zu erfahren.

Die Atmosphäre der Erde hat eine geschichtete Struktur; je näher man der Oberfläche unseres Planeten kommt, desto höher werden die Dichte und die Vielfalt der Atome und Moleküle. In dieser Situation werden die obersten Schichten der Atmosphäre von den schnellsten Elektronen bombardiert. Je tiefer man kommt, desto mehr Elektronen werden „abgefangen“, und die Geschwindigkeit nimmt ab.

Die am höchsten gelegenen Sauerstoffmoleküle werden am stärksten mit Elektronen angereichert, doch diese überschüssige Energie muss als Photon abgegeben werden. Jedes Molekül/jedes Atom gibt überschüssige Energie in einer für es spezifischen Frequenz ab, die wir als unterschiedliche Farben wahrnehmen. Der am stärksten „angeregte“ Sauerstoff gibt sie in Form von rotem Licht ab. Dies erklärt im Wesentlichen, warum bei starken Polarlichtern, die weit im Süden zu sehen sind, die vorherrschende Farbe genau Rot ist.

Weiter unten nimmt die Dichte der Sauerstoffatome zu, und die atmosphärische Zusammensetzung wird reicher an anderen Elementen, sodass die Zeit (und damit die Menge der übertragenen Energie) zur Anregung von Sauerstoffatomen abnimmt; daher erscheint statt Rot die grüne Farbe – die dominierende Farbe bei Polarlichtern.

Erst in Höhen von etwa 100 km über der Erde kommt es zu Wechselwirkungen mit Stickstoff- und Heliumatomen, wodurch blaue, violette (purpurne) und manchmal rosa/rote Farben entstehen.

... und ihre fantasievollen Formen

Jede Aurora ist ein absolut einzigartiges Schauspiel. Das liegt daran, dass ihr Verhalten von den lokalen Eigenschaften des Magnetfelds abhängt – und auch der Magnetismus der Erde unter ständigen, feinen Veränderungen steht. Außerdem bewegen sich die Teilchen des Sonnenwinds nicht entlang der Magnetfeldlinien – sie bewegen sich spiralförmig.

Alle oben beschriebenen Prozesse (und noch einige mehr!) beeinflussen die endgültige Form des Leuchtschauspiels: Mal ist es ein Oval/eine Krone, mal färbt sich der Himmel grün, und mit etwas Glück beobachten wir bewegte Lichtvorhänge, Wirbel oder „Engelsflügel“.

Wenn Sie nicht frieren oder nicht zu weit von Polarlicht-Regionen entfernt leben möchten, sehen Sie sich die verfügbaren Kameras online an.

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