Tutorial

Ein kleiner Leitfaden

Die Entstehung eines Polarlichtes geschieht - einfach ausgedrückt - immer gleich. Teilchen der Sonne (mal mehr, mal weniger) reisen durch den Weltraum und treffen auf das Erdmagnetfeld. Diese Reise wird von Satelliten und erdgebundenen Messstationen genauestens aufgezeichnet und läuft ungefähr so ab:

1. Koronales Loch (Coronal Hole - CH)

Die Satelliten (z.B. ACE - Advanced Compositions Explorer) oder GOES (Geostationary Operational Environmental Satellite) empfangen höhere Geschwindigkeiten (bis 700 oder 800 km/s) und / oder höhere Dichten des Sonnenwindes. Die Daten des Satelliten ACE gehen entsprechend eine halbe bis 1 Stunde vor, da ACE in ca. 1,5 Millionen km von der Erde zwischen Erde und Sonne positioniert ist. Hier hängt er im wahrsten Sinne des Wortes exakt zwischen den Schwerkräften der Erde und der Sonne.

2. Koronaler Masseauswurf (Coronal Mass Ejection - CME)

Hier sieht die Sachlage schon deutlich komplizierter aus, da sich ein CME manchmal auch im Vorfeld ankündigen kann (Sonnenfleckenkonfiguration --> ( ersichtlich z.B. auf www.raben.com/maps)

Gibt es dann eine Sonneneruption, kann - muss aber auch nicht immer koronale Masse ausgeworfen werden. Indizien hierfür zeigen Aufnahmen der Sonne in verschiedenen Spektralbereichen und die sogenannten LASCO-Bilder, bei denen die helle Kugel der Sonne durch eine Scheibe abgedeckt ist und somit die direkte Sonnenumgebung sichtbar
wird. Bei LASCO zeigen sich CMEs sehr eindrucksvoll! Siehe hierzu http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/realtime-images.html

Die GOES-Satelliten messen nun während eines Flares dessen Stärke (Röntgenstrahlung). Die Klassifizierung der Flares reicht von A über B und C nach M und findet im X-Flare seinen Höhepunkt. Der “GOES solar X-ray flux” (http://www.swpc.noaa.gov/) beschreibt die aktuelle Stärke eines Flares. Ab M wird es für Mitteleuropa interessant. Wichtig ist hierbei auch noch, ob ein Flare lange oder eher kurz dauert. Die Wahrscheinlichkeit, dass Sonnenmaterie ausgeworfen wurde, ist bei einem lang andauernden Flare deutlich größer! Entscheidend für die Reisedauer der Sonnenmaterie ab jetzt ist dann auch noch die Geschwindigkeit des CME / der ausgeworfenen Sonnenmaterie. Auf http://www.swpc.noaa.gov/ftpdir/indices/events/events.txt werden Berichte veröffentlicht, die Events auf der Sonne protokollieren.

Die ersten Ausschlage an den Instrumenten der Satelliten gibt es dann im Bereich der Protonen (EPAM - Electron-Proton-Alpha-Monitor des Satelliten ACE). Diese steigen an. Je nach Stärke des Anstieges kann man die Stärke des Flares abschätzen... Bei starken Anstiegen spricht man auch von einem Protonen-Event. Dieses ist sehr schön auch auf dieser Seite aus Belgien erklärt (http://www.spaceweatherlive.com/)

Die Protonen sind aber deutlich schneller unterwegs (bis 300000 km/s) als die eigentliche Sonnenmaterie
(bis 2500 km/s). Also heißt es abwarten und anhand der Daten aus dem event.text die Ankunft des CMEs für die Erde zu errechnen (Entfernung Erde-Sonne 150 Millionen Kilometer). Meist sind es ca. zwischen 36 und 72 Stunden.

Nun rücken andere Instrumente ins Blickfeld. Auf http://www.swpc.noaa.gov/ace/MAG_SWEPAM_24h.html richtet sich die Aufmerksamkeit nun (in absteigender Folge) auf die WEISSE  (Bt - Stärke des Interplanetaren Magnetfeldes - IMF) und die ROTE (Bz - Ausrichtung des IMF). Bt sollte möglichst hoch sein und Bz möglichst negativ (beide Kurven sollten  möglichst weit auseinanderstehen mit WEISS oben und ROT unten).

Die BLAUE Kurve (Phi) zeigt einen eventuellen HCS (Heliospheric Current Sheet - die Grenzschicht zwischen südlich gerichtetem und nördlich gerichtetem IMF). Dieser macht sich durch  heftige Schwankungen bemerkbar. Jedoch muss die Kurve mehrere Tage  linear verlaufen sein.

Die anderen drei Kurven zeigen die Dichte (ORANGE), die Geschwindigkeit  (GELB) und die Temperatur (GRÜN) des Sonnenwindes.

Ideal ist nun: WEISS möglichst weit oben, ROT möglichst weit unten, BLAU möglichst in der Mitte, ORANGE UND GELB möglichst hoch.

Da diese Daten wieder vom ACE-Satelliten stammen, muss man nun wiederum - falls alles, was oben steht, idealerweise eingetroffen ist - weitere 30 bis 60 Minuten warten. Diese Zeit kann man aber nutzen, um die Kamera startklar zu machen, eine Thermoskanne Tee zu kochen und sich abreisebereit zu halten.

Nun gilt es, die erdgebundenen Magnetometer im Auge zu behalten. Unsere Erde ist ein großer Magnet. Allerdings ist die mittlere Stärke des  Magnetfeldes der Erde relativ gering. Sie beträgt nur etwa 30-60 µT =  Mikrotesla = 30.000-60.000 Nanotesla). Trotz dieses geringen Wertes  richtet sich eine frei bewegliche Magnetnadel entsprechend des Verlaufes der Feldlinien aus. Als erstaunliches Beispiel für die "Schwäche" des  Erdmagnetfeldes soll die Stärke des Magnetfeldes eines Staubsaugers in  30 cm Entfernung genannt werden: bis 80 µT !!!

Sollten nun die Kurven auf “unseren” in Deutschland installierten Magnetometern (http://www.sam-europe.de/sam_online_grid_de.html - SAM --> Simple Aurora Monitor) um Bereich von 100 oder mehr Nanotesla schwanken, heißt es: Nichts wie raus und Blick Richtung Norden!

In der Reihenfolge der erklärten Daten, die man alle per Internet abrufen kann, baut sich nun die Vorhersage-Seite auf.

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