Das interplanetare Magnetfeld (IMF)

Das interplanetare Magnetfeld (IMF) spielt eine große Rolle bei der Interaktion des Sonnenwinds mit der Magnetosphäre der Erde. In diesem Artikel erfahren wir, was das interplanetare Magnetfeld ist und wie es die Polarlichtaktivität hier auf der Erde beeinflusst.

Das Magnetfeld der Sonne

Während des Sonnenminimums ähnelt das Magnetfeld der Sonne dem Magnetfeld der Erde. Es sieht ein bisschen aus wie ein gewöhnlicher Stabmagnet mit geschlossenen Linien in Äquatornähe und offenen Feldlinien in der Nähe der Pole. Wissenschaftler nennen diese Bereiche einen Dipol. Das Dipolfeld der Sonne ist etwa so stark wie ein Magnet an einem Kühlschrank (ca. 50 Gauss). Das Magnetfeld der Erde ist etwa 100-mal schwächer.

Um das Sonnenmaximum herum, wenn die Sonne ihre maximale Aktivität erreicht, sind viele Sonnenflecken auf der sichtbaren Sonnenscheibe sichtbar. Diese Sonnenflecken erzeugen viel Magnetismus und große magnetischen Feldlinien, an welchen Material entlang fliesst. Diese Feldlinien sind oft hundertmal stärker als der umgebende Dipol. Dadurch ist das Magnetfeld um die Sonne ein sehr komplexes Magnetfeld mit vielen gestörten Feldlinien.

Das Magnetfeld unserer Sonne bleibt nicht um die Sonne herum stehen. Der Sonnenwind trägt es durch das Sonnensystem, bis es die Heliopause erreicht. Die Heliopause ist der Ort, an dem der Sonnenwind zum Stillstand kommt und mit dem interstellaren Medium kollidiert. Da sich die Sonne um ihre Achse dreht (in etwa 25 Tagen), hat das interplanetare Magnetfeld eine Spiralform, die als Parker-Spirale bezeichnet wird.

Bt Wert

Der Bt-Wert des interplanetaren Magnetfelds gibt die Gesamtstärke des interplanetaren Magnetfelds an. Es ist ein kombiniertes Maß für die magnetische Feldstärke in Nord-Süd-, Ost-West- und Richtung zur Sonne vs. von der Sonne weg. Je höher dieser Wert ist, desto besser ist er für erhöhte geomagnetische Bedingungen. Wir sprechen von einem mäßig starken interplanetaren Gesamtmagnetfeld, wenn das Bt 10 nT überschreitet. Starke Werte beginnen bei 20 nT und wir sprechen von einem sehr starken interplanetaren Gesamtmagnetfeld, wenn Werte über 30 nT liegen. Die Einheiten sind in Nano-Tesla (nT) - benannt nach Nikola Tesla, dem berühmten Physiker, Ingenieur und Erfinder.

Bx, By und Bz

Das interplanetare Magnetfeld ist eine Vektorgröße mit einer dreiachsigen Komponente, von denen zwei (Bx und By) parallel zur Ekliptik ausgerichtet sind. Die Komponenten Bx und By sind für Polarlichtaktivitäten nicht wichtig und werden daher nicht auf unserer Website vorgestellt. Die dritte Komponente, der Bz-Wert, steht senkrecht zur Ekliptik und wird durch Wellen und andere Störungen im Sonnenwind erzeugt.

Die drei Achsen des IWF.

Interaktion mit der Magnetosphäre der Erde

Die Nord-Süd-Richtung des interplanetaren Magnetfelds (Bz) ist der wichtigste Bestandteil für die Polarlichtaktivität. Wenn die Nord-Süd-Richtung (Bz) des interplanetaren Magnetfelds nach Süden ausgerichtet ist, verbindet es sich mit der nach Norden weisenden Magnetosphäre der Erde. Denken Sie an die gewöhnlichen Stabmagnete, die Sie zu Hause haben. Zwei gegensätzliche Pole ziehen sich an! Ein (starkes) südwärts gerichtetes Bz kann Chaos im Magnetfeld der Erde erzeugen, die Magnetosphäre stören und Partikel entlang der Magnetfeldlinien der Erde in unsere Atmosphäre regnen lassen. Wenn diese Partikel mit den Sauerstoff- und Stickstoffatomen kollidieren, aus denen unsere Atmosphäre besteht, leuchten sie und emittieren Licht, das wir als Aurora sehen.

Damit sich ein geomagnetischer Sturm entwickeln kann, ist es wichtig, dass sich die Richtung des interplanetaren Magnetfelds (Bz) nach Süden dreht. Anhaltende Werte von -10 nT und darunter sind gute Indikatoren dafür, dass sich ein geomagnetischer Sturm entwickeln könnte. Aber je niedriger dieser Wert ist, desto besser ist er für die Polarlichtaktivität. Nur bei Extremereignissen mit hohen Sonnenwindgeschwindigkeiten ist es möglich, dass sich ein geomagnetischer Sturm (Kp5 oder höher) mit einem nordwärts gerichteten Bz entwickelt.

Ein schematisches Diagramm, das die Wechselwirkung zwischen dem IMF mit einem südwärts gerichteten Bz und der Magnetosphäre der Erde zeigt.

Bild: Ein schematisches Diagramm, das die Wechselwirkung zwischen dem IMF mit einem südwärts gerichteten Bz und der Magnetosphäre der Erde zeigt.

Es ist wichtig anzumerken, dass wir Bz(t), dh die Stärke, Ausrichtung und Dauer der interplanetaren Nord-Süd-Magnetfeldkomponente Bz einer einfallenden Sonnenwindstruktur, immer noch nicht (genau und konsistent) vorhersagen können. Wir wissen nicht, wie der Sonnenwind und das Magnetfeld sind, bis er am Sonne-Erde-Lagrange-Punkt 1 (fester Punkt im Weltraum zwischen Erde und Sonne etwa 1,5 Millionen Kilometer von der Erde entfernt) ankommt, wo Satelliten die Eigenschaften des einfallenden Sonnenwindes messen. Wir werden im nächsten Absatz mehr darüber erfahren.

Messung des interplanetaren Magnetfeldes

Die Echtzeitdaten zum Sonnenwind und zum interplanetaren Magnetfeld, die Sie auf dieser Website finden, stammen vom Satelliten Deep Space Climate Observatory (DSCOVR), der in einer Umlaufbahn um den Sonne-Erde-Lagrange-Punkt 1 stationiert ist. Dies ist ein Punkt im Weltraum der sich immer zwischen Sonne und Erde befindet, wo die Schwerkraft von Sonne und Erde die gleiche Anziehungskraft auf Satelliten hat, was bedeutet, dass sie in einer stabilen Umlaufbahn um diesen Punkt bleiben können. Dieser Punkt ist ideal für Sonnenmissionen wie DSCOVR, da DSCOVR die Möglichkeit gibt, die Parameter des Sonnenwinds und des interplanetaren Magnetfelds zu messen, bevor er die Erde erreicht. Dies gibt uns eine Vorwarnzeit von 15 bis 60 Minuten (je nach Sonnenwindgeschwindigkeit), welche Art von Sonnenwindstrukturen auf dem Weg zur Erde sind.

Die Mission des Deep Space Climate Observatory (DSCOVR) ist jetzt die Hauptquelle für Echtzeitdaten zu Sonnenwind und interplanetaren Magnetfeldern, aber es gibt einen weiteren Satelliten am Sonne-Erde-L1-Punkt, der den einfallenden Sonnenwind misst. Das ist der Advanced Composition Explorer. Dieser Satellit war bis Juli 2016 die primäre Echtzeit-Weltraumwetterdatenquelle bis DSCOVR voll funktionsfähig wurde. Der Satellit Advanced Composition Explorer (ACE) sammelt immer noch Daten und dient jetzt hauptsächlich als Backup für DSCOVR.

Die Position eines Satelliten am Punkt Sonne-Erde L1.

Bild: Die Position eines Satelliten am Punkt Sonne-Erde L1.

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