Grundlagen des Weltraumwetters

Das Weltraumwetter beginnt an der Sonne. Die Sonne ist so viel mehr als eine glühend heiße Kugel mitten in unserem Sonnensystem. Die Sonne ist sehr dynamisch und spielt im gesamten Sonnensystem eine Schlüsselrolle.

Das erste, was wir verstehen müssen, ist, dass der Raum nicht so leer ist, wie er aussehen mag. Der Raum ist mit einem konstanten Strom gefüllt, der aus hoch geladenen Teilchen (Elektronen) besteht, die von der Sonne kommen. Diesen Strom nennen wir den Sonnenwind. Das Magnetfeld, das unseren Planeten umgibt, sorgt dafür, dass jeder, der hier lebt, vor diesem Sonnenwind geschützt ist. Wenn wir kein Magnetfeld um unseren Planeten hätten, würde die Erde genau wie der Mars: ein unfruchtbarer Planet ohne eine Atmosphäre, in der wir Menschen nicht überleben könnten. Während es eine großartige Sache ist, dass wir dieses Magnetfeld um unseren Planeten haben, um uns zu schützen, ist unser Magnetfeld nicht 100% wasserdicht. Der Sonnenwind ist immer noch in der Lage, unsere Atmosphäre in der Nähe von Schwachstellen in ovaler Form um die Magnetpole unseres Planeten zu durchdringen. Der Sonnenwind kollidiert dort mit Sauerstoff- und Stickstoffatomen, aus denen unsere Atmosphäre in einer Höhe von hauptsächlich 80 bis 600 Kilometern besteht. Wenn der Sonnenwind mit diesen Atomen kollidiert, erhalten die Atome in unserer Atmosphäre zeitlich einen Energieschub. Diese Energie bewirkt, dass die Atome in unserer Atmosphäre zeitlich Photonen freisetzen. Dies ist eine Energieform, die wir als Licht betrachten. Diese Atome senden dieses Licht aus, bis sie sich beruhigt haben. Das Licht, das diese Atome aussenden, ist die Aurora, die wir am Nachthimmel sehen. Diese Atome senden dieses Licht aus, bis sie sich beruhigt haben. Das Licht, das diese Atome aussenden, ist die Aurora, die wir am Nachthimmel sehen. Diese Atome senden dieses Licht aus, bis sie sich beruhigt haben. Das Licht, das diese Atome aussenden, ist die Aurora, die wir am Nachthimmel sehen.

 

Der Sonnenwind

Der Sonnenwind ist das erste Puzzleteil, über das wir Bescheid wissen müssen, um zu verstehen, worum es im Weltraumwetter geht. Das zweite Puzzleteil hat mit dem Magnetfeld der Sonne zu tun. Dies nennen wir das interplanetare Magnetfeld. Das interplanetare Magnetfeld wird vom Sonnenwind durch das Sonnensystem getragen und seine Eigenschaften ändern sich kontinuierlich. Das interplanetare Magnetfeld ändert sich ständig sowohl in seiner Stärke als auch in seiner Richtung. Für Aurora möchten wir, dass die Gesamtstärke des interplanetaren Magnetfelds so hoch wie möglich ist (angezeigt mit Bt) und dass sich die Z-Komponente (Bz) des interplanetaren Magnetfelds nach Süden dreht. In der Grafik, die Sie auf unserer Website finden, sehen Sie einen negativen Wert, wenn sich die Z-Komponente (Bz) des interplanetaren Magnetfelds nach Süden dreht.

Aber warum ist es für uns so wichtig, dass sich die Z-Komponente des interplanetaren Magnetfelds nach Süden dreht? Das ist eigentlich ganz einfach zu verstehen, wenn Sie jemals mit Stabmagneten gespielt haben. Wenn Sie zwei gewöhnliche Stabmagnete nehmen und versuchen, beide Nord- (oder Süd-) Pole zusammenzufügen, werden Sie feststellen, dass sich die Magnete voneinander entfernen möchten. Sie stoßen sich gegenseitig ab. Wenn Sie den Nord- und den Südpol zusammenfügen, werden Sie sehen, dass sie sich gegenseitig anziehen! Die entgegengesetzten Polaritäten ziehen sich an! Genau das gleiche Prinzip findet im Raum statt, wo sich das interplanetare Magnetfeld und das Erdmagnetfeld treffen, wenn die Magnetfeldlinien von der Erde von Süden nach Norden zeigen. Dies ist die Z-Komponente des Erdmagnetfeldes und zeigt immer nach Norden.

Stellen wir uns nun vor, die Z-Komponente (Bz) des interplanetaren Magnetfelds hat sich nach Süden gedreht. Wir wissen jetzt, dass es für das interplanetare Magnetfeld mit einer nach Süden gerichteten Z-Komponente viel einfacher ist, sich mit dem Magnetfeld unseres Planeten zu verbinden, da das Magnetfeld der Erde nach Norden zeigt. Denken Sie an die Stabmagnete! Süd und Nord ziehen sich an! Mit dieser Verbindung wird es für den Sonnenwind viel einfacher sein, in die Atmosphäre einzutreten. In der Grafik, die Sie auf unserer Website finden, möchten wir einen negativen Wert sehen. Dies bedeutet, dass die Z-Komponente (Bz) des interplanetaren Magnetfelds nach Süden zeigt.

 

Das interplanetare Magnetfeld (IWF)

Der Sonnenwind und das interplanetare Magnetfeld sind in Stärke, Richtung, Dichte und Geschwindigkeit nicht konstant. Diese Werte können von Moment zu Moment dramatisch unterschiedlich sein. Der Sonnenwind hier auf der Erde hat unter normalen Bedingungen eine Geschwindigkeit von etwa 300 km / s. Diese Geschwindigkeit kann sich jedoch dank bestimmter Ereignisse auf der Sonne drastisch auf 1.000 km / s oder manchmal sogar mehr erhöhen! Die Dichte des Sonnenwinds (Anzahl der Sonnenwindpartikel pro Quadratzentimeter) kann auch von Moment zu Moment völlig unterschiedlich sein. Sogar das interplanetare Magnetfeld kann dramatisch an Stärke zunehmen, was wiederum eine viel dramatischere Reaktion hervorrufen kann, wenn es mit dem Erdmagnetfeld interagiert. Mit einer hohen Sonnenwindgeschwindigkeit und -dichte und einem starken nach Süden gerichteten interplanetaren Magnetfeld können wir sehen, dass das Erdmagnetfeld vom Sonnenwind überwältigt wird, was wiederum dazu führt, dass immer mehr Sonnenwindpartikel die Atmosphäre erreichen. Die Aurora wird heller und das Auroraloval dehnt sich in niedrigere Breiten als normal aus. In diesem Fall sprechen wir von einem geomagnetischen Sturm. Wir werden später darauf zurückkommen, weil wir zuerst lernen müssen, was diese verbesserten Weltraumwetterbedingungen verursacht. Um die Ursache dafür zu finden, müssen wir unsere Aufmerksamkeit natürlich noch einmal auf die Sonne richten. Wir haben zwei unterschiedliche Phänomene, über die wir lernen müssen: koronale Löcher und koronale Massenauswürfe. Die Aurora wird heller und das Auroraloval dehnt sich in niedrigere Breiten als normal aus. In diesem Fall sprechen wir von einem geomagnetischen Sturm. 

 

Koronale Löcher

Wir beginnen mit koronalen Löchern. Ein koronales Loch ist ein Bereich auf der Sonne, in dem sich die Magnetfeldlinien der Sonne weit in den Weltraum erstrecken. Dadurch bildet sich ein Loch in der Korona, der äußersten Schicht unserer Sonne. Diese koronalen Löcher sind Bereiche auf der Sonne, in denen Sonnenwind mit einer höheren Geschwindigkeit als normal entweichen kann. Wenn ein solches Gebiet der Erde zugewandt ist, fängt der Sonnenwind eines solchen koronalen Lochs an, den normalen Sonnenwind einzuholen, der oft erheblich langsamer ist als der Sonnenwind eines koronalen Lochs. Dies führt dazu, dass sich dort, wo der Sonnenwind eine höhere Dichte hat und auch ein viel stärkeres interplanetares Magnetfeld trägt, eine Stoßwelle bildet. Wenn die Stoßwelle vorbei ist, werden wir sehen, dass die Dichte und die interplanetare Magnetfeldstärke abnehmen und die Sonnengeschwindigkeit zunimmt.

 

Koronale Massenauswürfe

Die dramatischsten Weltraumwettereffekte entstehen durch sogenannte koronale Massenauswürfe. Ein koronaler Massenauswurf (kurz CME) ist im Grunde eine riesige Wolke aus Sonnenplasma, die von solaren Magnetfeldlinien durchtränkt ist, die von der Sonne bei dramatischen Ereignissen wie Sonneneruptionen und Filamentausbrüchen ausgestoßen werden. Später werden wir einen Blick darauf werfen, was Sonneneruptionen und Filamentausbrüche genau sind, aber es ist ratsam, sich an diese beiden Begriffe zu erinnern, wie Sie sie in unseren Analysen oft hören werden!

Aber schauen wir uns die koronalen Massenauswürfe genauer an. Ein koronaler Massenauswurf ist eine enorme Wolke von Sonnenwindpartikeln, die oft viel schneller und dichter ist als der umgebende Sonnenwind. Das interplanetare Magnetfeld innerhalb eines solchen koronalen Massenauswurfs ist oft auch viel stärker. Das interplanetare Magnetfeld hat normalerweise eine Gesamtstärke (Bt) von ungefähr 6 nanoTesla hier auf der Erde, aber innerhalb eines koronalen Massenauswurfs kann dies auf 40 nT oder sogar mehr ansteigen! Sie können sich vorstellen, dass das Erdmagnetfeld heftig reagieren kann, wenn die Stärke des interplanetaren Magnetfelds so stark zunimmt!

Eine wichtige Sache, die wir verstehen müssen, ist, dass koronale Massenauswürfe in jede Richtung gestartet werden können. Meistens werden sie von der Erde weggeleitet. Wenn wir das Glück haben, dass eine solche Plasmawolke auf unseren Planeten zukommt, können wir mit etwas Glück fantastische Auroralanzeigen genießen, oft in viel niedrigeren Breiten als normal.

 

Sonnenflecken, Sonneneruptionen und Filamente

Wir wissen jetzt, was ein koronaler Massenauswurf ist, aber wie stößt die Sonne diese riesigen Plasmawolken aus? Dafür richten wir unsere Aufmerksamkeit natürlich noch einmal auf die Sonne. Der stärkste koronale Massenauswurf ist fast immer das Ergebnis von Sonneneruptionen. Sonneneruptionen sind intensive Explosionen auf der Sonne, die in komplexen Sonnenfleckenregionen auftreten. Eine Sonneneruption ist so unglaublich stark, dass wir uns ihre Stärke nur schwer vorstellen können. Eine Sonneneruption entspricht der Kraft von Millionen von Atombomben. Diese Explosionen können die Magnetfeldlinien in der Nähe einer Sonnenfleckenregion brechen und einen Teil der Sonnenatmosphäre (die Korona) in den Weltraum ausstoßen. Das Plasma, das ausgestoßen wird und seine Reise durch den interplanetaren Raum beginnt, wird als koronaler Massenauswurf bezeichnet.

Aber mehr über diese Sonnenflecken, denn ohne Sonnenflecken werden wir keine Sonneneruptionen haben. Sonnenflecken sind dunklere und kühlere Bereiche auf der Sonnenoberfläche, in denen starke Magnetfeldlinien aus dem Inneren der Sonne durch die Sonnenoberfläche aufsteigen. Wenn sich diese Magnetfeldlinien miteinander verwickeln und einrasten, setzen sie eine große Menge Energie frei, die wir als Sonneneruption bezeichnen. Sonnenflecken sind jedoch nicht immer etwas, was wir auf unserer Sonne finden können. Die Sonne folgt einem Muster von ungefähr 11 Jahren, in dem die Sonne von so gut wie keinen Sonnenflecken zu sehr vielen Sonnenflecken und wieder zurück zu keinen Sonnenflecken geht. Dies nennen wir einen Sonnenzyklus.

Auch sogenannte Filamentausbrüche können einen koronalen Massenauswurf in den Weltraum auslösen. Filamente sind Wolken ionisierter Gase, die sich über den Sonnenoberflächen zwischen Bereichen mit entgegengesetzten magnetischen Polaritäten bilden. Wenn ein Filament instabil wird, kollabiert es oft und wird von der Sonne wieder absorbiert. Eine andere Möglichkeit ist, dass es ausbricht und es schafft, der Schwerkraft der Sonne zu entkommen. Die resultierende Plasmawolke wird… tatsächlich haben Sie es erraten… als koronaler Massenauswurf bezeichnet.

Gewalttätige Sonnenereignisse wie Sonneneruptionen und Filamentausbrüche stoßen manchmal große Mengen geladener Teilchen in den Weltraum aus. Die wichtigsten Teilchen sind Protonen, die Satelliten beschädigen und die Hochfrequenzfunkkommunikation in polaren Breiten schwierig oder sogar unmöglich machen können. Wenn diese Protonen eine bestimmte Schwelle überschreiten, spricht man von einem Sonnenstrahlungssturm.

Aurora

Okay, wir wissen jetzt viel über das Weltraumwetter. Fassen wir zusammen: Wir wissen, dass das Weltraumwetter auf der Sonne beginnt, wo ein konstanter Strom hoch geladener Teilchen, der Sonnenwind genannt wird, der Sonne entweicht. Gelegentlich sehen wir einen dramatischen Anstieg der Menge an Sonnenwind, die die Sonne verlässt: Sonnenwindströme mit koronalen Löchern und koronale Massenauswürfe. Der Sonnenwind nimmt das Magnetfeld der Sonne mit, das wir das interplanetare Magnetfeld nennen. Wenn sich die Z-Komponente (Bz) des interplanetaren Magnetfelds nach Süden dreht (negativ), führt dies zu einer guten Verbindung mit dem Erdmagnetfeld, was es dem Sonnenwind erleichtert, in unsere Atmosphäre einzudringen. Wenn alle Teile des Puzzles zusammenpassen, wird die Auroralaktivität dramatisch zunehmen, was wiederum dazu führt, dass die Aurora aus niedrigeren Breiten als normal sichtbar ist. Dies nennen wir einen geomagnetischen Sturm.

Ein geomagnetischer Sturm ist somit das Ergebnis eines Sonnenwindstroms mit koronalen Löchern oder eines koronalen Massenauswurfs, der auf der Erde ankommt. Wenn wir wissen, dass die Möglichkeit einer verstärkten Auroralaktivität besteht, ist es an der Zeit, herauszufinden, was die Magnetometer uns sagen. Magnetometer sind sehr empfindliche Sensoren, die sich rund um den Globus befinden und die Störung des Magnetfelds um unseren Planeten messen. Wir können im Internet viele Grafiken von Magnetometern auf der ganzen Welt finden, und wenn wir all diese Daten kombinieren, können wir ziemlich gut erraten, wie stark ein geomagnetischer Sturm gerade ist und in welchen Breiten wir möglicherweise Aurora sehen können. Mit den Daten dieser Magnetometer können Sie der geomagnetischen Störung einen bestimmten Kp-Wert geben. Der Kp-Index beginnt bei 0 und geht bis 9. Geomagnetisches Stürmen beginnt bei einem Kp von 5, Dies ist ein kleiner geomagnetischer Sturm und geht bis zu Kp9, was ein extremer geomagnetischer Sturm wäre. Der Kp-Index ist daher eine grundlegende Methode, um festzustellen, wie groß das Auroraloval und wie stark die Aurora ist.

 

Computer versuchen auch, mithilfe von Sonnenwind- und IWF-Daten den Kp-Index in naher Zukunft abzuschätzen. Dies ist nicht immer 100% zuverlässig, aber für Anfänger ist es ein hervorragendes Werkzeug, um eine grobe Vorhersage zu treffen, ob in der kommenden Stunde eine Chance auf Aurora besteht.

Quelle: Space Weather