Hilfe

Auf dieser Seite finden Sie eine Übersicht über das Weltraumwetter. Für eine detailliertere Erklärung mit Bildern und anderen hilfreichen Tools laden wir Sie ein, auf die Links zu klicken, die Sie unter den einzelnen Absätzen finden. Wenn Sie immer noch eine brennende Frage haben, hinterlassen Sie bitte einen Beitrag in unserem Forum und wir werden unser Bestes tun, um Ihnen zu helfen.

Grundlagen des Weltraumwetters

Das Weltraumwetter beginnt auf der Sonne, die so viel mehr ist als nur eine glühende heiße Kugel in der Mitte unseres Sonnensystems. Die Sonne ist sehr dynamisch und spielt eine Schlüsselrolle im gesamten Sonnensystem.

Das erste, das wir verstehen müssen, ist, dass der Weltraum nicht so leer ist, wie er vielleicht aussieht. Der Weltraum ist mit einem konstanten Strom hochgeladener Teilchen (Elektronen) gefüllt, die von der Sonne kommen. Diesen Strom nennen wir den Sonnenwind. Das Magnetfeld, das unseren Planeten umgibt, sorgt dafür, dass wir auf der Erde vor diesem Sonnenwind geschützt werden.. Hätten wir kein Magnetfeld um unseren Planeten, wäre die Erde genau wie der Mars: ein karger Planet ohne Atmosphäre, auf dem wir Menschen nicht überleben könnten. Es ist zwar großartig, dass wir dieses schützende Magnetfeld um unseren Planeten haben, aber unser Magnetfeld ist nicht 100 % wasserdicht. Der Sonnenwind kann immer noch in der Nähe von Schwachstellen in Form eines Ovals um die Magnetpole unseres Planeten in unsere Atmosphäre eindringen. Dort kollidiert der Sonnenwind in einer Höhe von 80 bis 600 Kilometern mit Sauerstoff- und Stickstoffatomen, aus denen unsere Atmosphäre besteht. Wenn der Sonnenwind mit diesen Atomen zusammenstößt, erhalten die Atome in unserer Atmosphäre zeitweise einen Energieschub. Diese Energie veranlasst die Atome in unserer Atmosphäre, zeitweise Photonen freizusetzen, eine Energieform, die wir als Licht wahrnehmen. Diese Atome strahlen dieses Licht aus, bis sie sich beruhigt haben. Das Licht, das diese Atome aussenden, ist das Polarlicht, das wir am Nachthimmel sehen.

Der Sonnenwind ist das erste Teil des Puzzles, das wir kennen müssen, um zu verstehen, worum es beim Weltraumwetter geht. Das zweite Puzzlestück hat mit dem Magnetfeld der Sonne zu tun. Wir nennen es das interplanetare Magnetfeld. Das interplanetare Magnetfeld wird durch den Sonnenwind durch das gesamte Sonnensystem getragen und seine Eigenschaften ändern sich ständig sowohl in seiner Stärke als auch in seiner Richtung. Für Polarlichter ist es wichtig, dass die Gesamtstärke des interplanetaren Magnetfeldes so hoch wie möglich ist (angegeben mit Bt) und dass die Z-Komponente (Bz) des interplanetaren Magnetfeldes nach Süden gerichtet ist. Auf der Grafik, die Sie auf unserer Website finden, sehen Sie einen negativen Wert, wenn die Z-Komponente (Bz) des interplanetaren Magnetfeldes nach Süden dreht.

Aber warum ist es für uns so wichtig, dass sich die Z-Komponente des interplanetaren Magnetfeldes nach Süden dreht? Das ist eigentlich ganz einfach zu verstehen, wenn Sie schon einmal mit Stabmagneten gespielt haben. Wenn Sie zwei gewöhnliche Stabmagnete nehmen und versuchen, die beiden Nord- (oder Süd-) Pole zusammenzubringen, werden Sie sehen, dass die Magnete sich voneinander wegbewegen wollen. Sie stoßen sich gegenseitig ab. Wenn Sie hingegen den Nord- und den Südpol zusammenbringen, werden Sie sehen, dass sie sich gegenseitig anziehen! Entgegengesetzte Pole ziehen sich an! Genau das gleiche Prinzip findet im Weltraum statt, wo sich das interplanetare Magnetfeld und das Erdmagnetfeld treffen, da die Magnetfeldlinien der Erde von Süden nach Norden zeigen. Das ist die Z-Komponente des Erdmagnetfeldes, die immer nach Norden zeigt. Wenn die Z-Komponente des interplanetaren Magnetfelds ebenfalls nach Norden zeigt, wird der Sonnenwind wie unsere Stabmagnete abgestoßen und kann keine Verbindung mit dem Erdmagnetfeld herstellen. Dadurch wird es schwieriger für den Sonnenwind, in unsere Atmosphäre einzudringen.

Nehmen wir nun an, dass die Z-Komponente (Bz) des interplanetaren Magnetfeldes nach Süden gerichtet ist. Wir wissen nun, dass sich das interplanetare Magnetfeld mit einer nach Süden gerichteten Z-Komponente viel leichter mit dem Magnetfeld unseres Planeten verbinden kann, da das Magnetfeld der Erde nach Norden gerichtet ist. Denken Sie an die Stabmagnete! Süden und Norden ziehen sich gegenseitig an! Mit dieser Verbindung wird es für den Sonnenwind viel leichter sein, in unsere Atmosphäre einzudringen. Auf dem Diagramm, das Sie auf unserer Website finden können, wollen wir einen negativen Wert sehen. Das bedeutet, dass die Z-Komponente (Bz) des interplanetaren Magnetfeldes nach Süden gerichtet ist.

Der Sonnenwind und das interplanetare Magnetfeld sind in ihrer Stärke, Richtung, Dichte und Geschwindigkeit nicht konstant. Diese Werte können sich von einem Moment zum anderen drastisch verändern. Der Sonnenwind hat hier auf der Erde unter normalen Bedingungen eine Geschwindigkeit von etwa 300 km/s. Diese Geschwindigkeit kann jedoch durch bestimmte Ereignisse auf der Sonne drastisch auf 1.000km/s oder manchmal sogar mehr ansteigen! Auch die Dichte des Sonnenwindes (Anzahl der Sonnenwindteilchen pro Quadratzentimeter) kann von einem Moment zum anderen stark verändern. Sogar das interplanetare Magnetfeld kann dramatisch an Stärke zunehmen, was wiederum eine viel dramatischere Reaktion hervorrufen kann, wenn es mit dem Magnetfeld der Erde in Wechselwirkung tritt. Bei einer hohen Sonnenwindgeschwindigkeit und -dichte und einem starken, nach Süden gerichteten interplanetaren Magnetfeld können wir sehen, dass das Magnetfeld der Erde vom Sonnenwind gewissermaßen überwältigt wird, was wiederum dazu führt, dass immer mehr Sonnenwindteilchen unsere Atmosphäre erreichen. Das Polarlicht wird heller und das Polarlichtoval dehnt sich auf niedrigere Breiten als normal aus. Wenn dies geschieht, spricht man von einem geomagnetischen Sturm. Wir werden später darauf zurückkommen, denn zunächst müssen wir herausfinden, was diese verstärkten Weltraumwetterbedingungen verursacht. Um die Ursache dafür zu finden, müssen wir unsere Aufmerksamkeit natürlich wieder auf die Sonne richten. Es gibt zwei verschiedene Phänomene, über die wir etwas lernen müssen: koronale Löcher und koronale Massenauswürfe.

Koronale Löcher

Wir beginnen mit den koronalen Löchern. Ein koronales Loch ist ein Bereich auf der Sonne, in dem sich die Magnetfeldlinien der Sonne weit in den Weltraum ausdehnen. Dadurch entsteht ein Loch in der Korona, der äußersten Schicht unserer Sonne. Diese koronalen Löcher sind Bereiche auf der Sonne, in denen der Sonnenwind mit höherer Geschwindigkeit als normal entweichen kann. Wenn ein solcher Bereich der Erde zugewandt ist, beginnt der Sonnenwind eines solchen koronalen Lochs, den normalen Sonnenwind einzuholen, der oft deutlich langsamer ist als der Sonnenwind aus einem koronalen Loch. Dadurch bildet sich eine Schockwelle, in der der Sonnenwind eine höhere Dichte hat und auch ein viel stärkeres interplanetarisches Magnetfeld mit sich führt. Wenn die Schockwelle vorüber ist, nehmen die Dichte und die Stärke des interplanetaren Magnetfelds ab und die Sonnengeschwindigkeit nimmt zu. Koronale Löcher sind oft die Quelle kleinerer bis mittlerer geomagnetischer Stürme auf der Erde.

Koronaler Massenauswurf

Die dramatischsten Auswirkungen auf das Weltraumwetter haben die so genannten koronalen Massenauswürfe. Ein koronaler Massenauswurf (oder kurz CME) ist im Grunde eine riesige Wolke aus Sonnenplasma, die von den Magnetfeldlinien der Sonne durchtränkt wird. Er wird von der Sonne bei dramatischen Ereignissen wie Sonneneruptionen und Filamentausbrüchen ausgestoßen. Später werden wir uns ansehen, was Sonneneruptionen und Filamenteruptionen genau sind, aber Sie sollten sich diese beiden Begriffe merken, da Sie sie in unseren Analysen oft hören werden!

Aber schauen wir uns die koronalen Massenauswürfe genauer an. Ein koronaler Massenauswurf ist eine riesige Wolke aus 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 hier auf der Erde normalerweise eine Gesamtstärke (Bt) von etwa 6 NanoTesla, aber innerhalb eines koronalen Massenauswurfs kann diese 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!

Wichtig ist zu verstehen, dass koronale Massenauswürfe in jede beliebige Richtung ausgestoßen werden können. Meistens sind sie von der Erde weg gerichtet. Wenn wir das Glück haben, dass sich eine solche Plasmawolke auf unseren Planeten zubewegt, können wir mit etwas Glück fantastische Polarlichter genießen und dies oft auch in viel niedrigeren Breiten als normalerweise.

Sonnenflecken, Sonneneruptionen und Filamente

Wir wissen jetzt, was ein koronaler Massenauswurf ist, aber wie stößt die Sonne diese riesigen Plasmawolken aus? Dazu wenden wir uns natürlich wieder einmal der Sonne zu. Die stärksten koronalen Massenauswürfe sind 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. Nur eine Sonneneruption entspricht der Kraft von Millionen von Atombomben. Diese Explosionen können die Magnetfeldlinien in der Nähe einer Sonnenfleckenregion durchbrechen und einen Teil der Sonnenatmosphäre (die Korona) ins All schleudern. Das Plasma, das dabei ausgestoßen wird und seine Reise durch den interplanetaren Raum antritt, nennen wir einen koronalen Massenauswurf.

Aber mehr zu diesen Sonnenflecken, denn ohne Sonnenflecken gibt es keine Sonneneruptionen. Sonnenflecken sind dunklere und kühlere Bereiche auf der Sonnenoberfläche, in denen starke Magnetfeldlinien aus dem Inneren der Sonne durch die Sonnenoberfläche nach oben dringen. Wenn diese Magnetfeldlinien miteinander verschränkt werden und reißen, setzen sie eine enorme Energiemenge frei, die wir als Sonneneruption bezeichnen. Wir finden jedoch nicht immer Sonnenflecken auf der Sonne. Die Sonne folgt einem Muster von etwa 11 Jahren, in denen die Sonne von so gut wie keinen Sonnenflecken zu sehr vielen Sonnenflecken und wieder zurück zu keinen Sonnenflecken wechselt. Dies nennen wir einen Sonnenzyklus.

Auch so genannte Filamentausbrüche können einen koronalen Massenauswurf in den Weltraum bewirken. Filamente sind Wolken aus ionisierten Gasen, die sich über der Sonnenoberfläche 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 besteht darin, dass es ausbricht und der Schwerkraft der Sonne entkommt. Die dabei entstehende Plasmawolke wird - Sie haben es erraten - koronaler Massenauswurf genannt.

Heftige Sonnenereignisse wie Sonneneruptionen und Filamentausbrüche schleudern manchmal große Mengen geladener Teilchen in den Weltraum. Die wichtigsten Teilchen sind Protonen, die Satelliten beschädigen und den Hochfrequenz-Funkverkehr in polaren Breitengraden erschweren oder gar unmöglich machen können. Wenn diese Protonen einen bestimmten Schwellenwert überschreiten, spricht man von einem solaren Strahlungssturm.

Polarlicht

Okay, wir wissen jetzt eine Menge über das Weltraumwetter. Fassen wir noch einmal zusammen: Wir wissen, dass das Weltraumwetter auf der Sonne beginnt, von wo ein konstanter Strom hochgeladener Teilchen, der so genannte Sonnenwind, die Sonne verlässt. Gelegentlich kommt es zu einem dramatischen Anstieg der Menge an Sonnenwind, der die Sonne verlässt: koronale Sonnenwindströme und koronale Massenauswürfe. Der Sonnenwind nimmt das Magnetfeld der Sonne mit, was wir interplanetares Magnetfeld nennen. Wenn sich die Z-Komponente (Bz) des interplanetaren Magnetfelds nach Süden (negativ) dreht, führt dies zu einer guten Verbindung mit dem Magnetfeld der Erde. Dies erleichtert wiederum dem Sonnenwind, in unsere Atmosphäre einzudringen. Wenn alle Teile des Puzzles zusammenpassen, werden wir einen dramatischen Anstieg der Polarlichtaktivität erleben, was wiederum dazu führt, dass die Polarlichter in niedrigeren Breitengraden als normal sichtbar sind. Das ist es, was wir einen geomagnetischen Sturm nennen.

Ein geomagnetischer Sturm ist also das Ergebnis eines Sonnenwindstroms, der aus einem koronalem Loch entweicht, oder eines koronalen Massenauswurfs, der auf die Erde trifft. Wenn wir wissen, dass mit einer verstärkten Polarlichtaktivität zu rechnen ist, ist es an der Zeit zu prüfen, was die Magnetometer uns sagen. Magnetometer sind sehr empfindliche Sensoren, die rund um den Globus verteilt sind und die Störung des Magnetfelds um unseren Planeten messen. Im Internet finden wir viele Diagramme von Magnetometern auf der ganzen Welt, und wenn wir alle diese Daten zusammenführen, können wir ziemlich gut abschätzen, wie stark ein geomagnetischer Sturm gerade ist und in welchen Breitengraden wir möglicherweise Polarlichter sehen können. Anhand der Daten dieser Magnetometer kann man der geomagnetischen Störung einen bestimmten Kp-Wert zuordnen. Der Kp-Index beginnt bei 0 und endet bei 9. Geomagnetische Stürme beginnen bei einem Kp-Wert von 5, was einem leichten geomagnetischen Sturm entspricht, und reichen bis zu Kp 9, was einem extremen geomagnetischen Sturm entsprechen würde. Der Kp-Index ist also ein einfacher Indikator dafür, wie groß das Polarlichtoval und wie stark das Polarlicht ist.

Computer versuchen auch abzuschätzen, wie hoch der Kp-Index in naher Zukunft sein wird, indem sie Sonnenwind- und IMF-Daten verwenden. Dies ist nicht immer 100% zuverlässig, aber für Anfänger ist es ein ausgezeichnetes Werkzeug, um eine grobe Vorhersage zu treffen, ob es in der nächsten Stunde oder so eine Chance für Polarlichter geben wird. Für detailliertere Hilfe laden wir Sie ein, die folgenden Artikel zu lesen.

<< Zurück zur vorherigen Seite

Neueste Nachrichten

Unterstützen Sie SpaceWeatherLive!

Um unseren vielen Besuchern auch bei starkem Ansturm eine optimale Polarlicht-Vorhersage bieten zu können, braucht es eine teure Serverausstattung. Unterstützen Sie dieses Projekt mit ihrem Beitrag, damit der Betrieb aufrechterhalten werden kann!

23%
Unterstütze SpaceWeatherLive mit unseren Merchandise-Artikeln
Schaue nach unseren Merchandise-Artikeln

Weltraumwetter-Fakten

Letzte Klasse X-Eruption22/02/2024X6.3
Letzte Klasse M-Eruption19/03/2024M1.4
Letzter geomagnetischer Sturm03/03/2024Kp6- (G2)
Tage ohne Flecken
Letzter fleckenlose Tag08/06/2022
Monatliche mittlere Sonnenfleckenzahl
Februar 2024124.7 +1.7

An diesem Tag in der Vergangenheit*

Sonneneruptionen
12003M5.34
22003M2.33
32000M2.29
42003M2.23
52003M2
ApG
1200137G3
2200638G2
3200219G1
4201526G1
5200511G1
*seit 1994

Soziale Netzwerke