Glossar

ACE

Der ACE-Satellit wurde im Jahr 1997 gestartet und wird von der NASA betrieben. Er befindet sich im Lagrange-Punkt L1 und ist somit ca. 1,5 Millionen Kilometer von der Erde entfernt. Die Abkürzung steht für "Advanced Composition Explorer". Der Satellit misst das interplanetare Magnetfeld anhand der Vektoren Bx, By und Bz. Der Bt-Wert gibt die Stärke des Magnetfelds an. Zusätzlich werden die Partikeldichte und die Geschwindigkeit des Sonnenwinds erfasst. Der Nachfolger von ACE ist DSCOVR, der im Jahr 2015 in Betrieb genommen wurde.

Bt-Wert

Der Bt-Wert wird aus den Vektoren Bx, By und Bz berechnet und gibt die Gesamtstärke des interplanetaren Magnetfeldes (IMF) an. Die Einheit ist Nanotesla [nT]. Die Stärke des IMF ist jedoch kein eindeutiger Indikator für das Auftreten von Polarlichtern. Entscheidend ist, dass die Z-Komponente – der sogenannte Bz-Wert – möglichst lange negativ bleibt. Nur dann kann es zur magnetischen Rekonnexion zwischen dem IMF und dem Erdmagnetfeld kommen. Der Bt-Wert wird vom MAG-Instrument des DSCOVR-Satelliten oder des älteren ACE-Satelliten gemessen.

Bz-Wert

Der Bz-Wert ist einer der wichtigsten Indikatoren für das Auftreten von Polarlichtern in unseren Breiten. Er repräsentiert die Stärke des interplanetaren Magnetfeldes (IMF) in der Z-Komponente. Die Einheit ist Nanotesla [nT]. Wenn der Bz-Wert möglichst lange im negativen Bereich verweilt, kommt es zur magnetischen Rekonnexion zwischen dem IMF und dem Magnetfeld der Erde. Der Bz-Wert wird vom MAG-Instrument des DSCOVR-Satelliten oder des älteren ACE-Satelliten gemessen. Wird ein CME erwartet oder ist mit erhöhter Sonnenaktivität zu rechnen, sollte der Bz-Wert besonders aufmerksam beobachtet werden.

Die folgende Liste dient als Richtwert für die Stärke des Polarlichts (Erfahrungswerte):

• -5 nT: Schwaches Polarlicht ist in Norddeutschland sichtbar.
• -10 nT: Visuelles Polarlicht in ganz Deutschland möglich.
• -15 nT: Polarlichter können bis in südliche Regionen (z.B. Bayern, Alpen) vordringen.
• -20 nT: Es können helle Substürme auftreten.
• Unter -30 nT: Das Polarlicht kann sehr hell und großflächig werden.

CH

Die Abkürzung CH steht für "Coronal Hole", den englischen Begriff für ein koronales Loch.

CME

Die Abkürzung CME steht für "Coronal Mass Ejection", den englischen Begriff für einen koronalen Massenauswurf.

DSCOVR

DSCOVR (Deep Space Climate Observatory) ist ein amerikanischer Satellit, der im Jahr 2015 ins All geschossen wurde. Da sich der Satellit – zusammen mit dem ACE-Satelliten – im Lagrange-Punkt L1 in etwa 1,5 Millionen Kilometern Entfernung zur Erde befindet, dient er als eine Art "Frühwarnsystem" im All. Der Sonnenwind benötigt nach dem Passieren des DSCOVR-Satelliten etwa 15 bis 30 Minuten, abhängig von seiner Geschwindigkeit, bis er die Erde erreicht. DSCOVR misst das interplanetare Magnetfeld anhand der Vektoren Bx, By und Bz. Der Bt-Wert beschreibt dabei die Gesamtstärke des Magnetfeldes. Zusätzlich erfasst der Satellit die Partikeldichte und Geschwindigkeit des Sonnenwinds.

Geomagnetischer Sturm

Als geomagnetischen Sturm bezeichnet man eine Störung des Magnetfeldes der Erde. Diese wird durch den Sonnenwind und koronale Massenauswürfe verursacht, die auf die Erde treffen. Je stärker die Störung des Erdmagnetfeldes ausfällt, desto intensiver und weiter südlich können Polarlichter sichtbar sein.

Um zu messen, wie stark das Erdmagnetfeld gestört wird, können der Kp-Index oder der DST-Index verwendet werden.

GOES

GOES steht für "Geostationary Operational Environmental Satellite". Die Wettersatelliten werden von der amerikanischen Wetterbehörde NOAA betrieben und befinden sich in einem geostationären Orbit. Sie sind für die Polarlicht-Vorhersage relevant, da sie den X-Ray-Flux der Sonne messen. Im vom SWPC bereitgestellten Diagramm kann man erkennen, ob es zu Flares auf der Sonnenoberfläche gekommen ist.

IMF

Die Abkürzung IMF steht für "Interplanetares Magnetfeld".

Impact

Als Impact bezeichnet man den Moment, in dem ein CME auf die Erde trifft. Dabei steigen die Dichte und Geschwindigkeit des Sonnenwinds schlagartig an.

Interplanetares Magnetfeld

Das interplanetare Magnetfeld (kurz IMF) ist das Magnetfeld der Sonne, das mit den Planeten unseres Sonnensystems wechselwirkt. Es wird von den elektrisch geladenen Teilchen des Sonnenwinds weit in den interplanetaren Raum hinausgetragen. Die Ausrichtung und Stärke des interplanetaren Magnetfeldes kann mithilfe des DSCOVR-Satelliten gemessen werden. Dabei werden die Magnetfeldstärken in den Richtungen X, Y und Z in Nanotesla (nT) angegeben. Für die Entstehung von Polarlichtern muss die Magnetfeldstärke des IMF in Z-Richtung möglichst negativ ausgerichtet sein, damit es zur Rekonnexion der beiden Magnetfelder kommen kann. Mit anderen Worten: Der vom DSCOVR-Satelliten gemessene Bz-Wert muss möglichst negativ sein.

KMA

Die Abkürzung KMA steht für koronaler Massenauswurf.

Koronaler Massenauswurf

Wenn es zu einer starken Sonneneruption (Flare) kommt, kann es passieren, dass Plasma mit hoher Geschwindigkeit ins All geschleudert wird. Diese Ausstöße werden als koronale Massenauswürfe bezeichnet, oft auch CME abgekürzt. Die Plasmawolke besteht aus Elektronen und Protonen. Nicht jeder Flare führt zu einem CME. Nur bei starken Eruptionen tritt dies auf. Ob nach einer Sonneneruption ein CME entstanden ist, lässt sich an den Aufnahmen der LASCO-Instrumente des SOHO-Satelliten erkennen.

Ein CME besteht aus einer Schockfront und der magnetischen Blase. Innerhalb der magnetischen Blase herrschen ein relativ homogenes, rotierendes magnetisches Feld und eine geringe Temperatur der Protonen. Trifft die Schockfront des CME ein, steigen die Dichte und Geschwindigkeit des Sonnenwinds schlagartig an. Man spricht von einem CME-Impact.

Koronale Massenauswürfe können, wenn sie erdgerichtet sind, sehr helle Polarlichter auslösen.

Koronales Loch

Koronale Löcher (abk. CH) sind Gebiete in der Sonnenkorona mit geringerer Temperatur und Dichte, aus denen der Sonnenwind mit erhöhter Geschwindigkeit austritt. Sie können einfach in den Bildern des SDO-Satelliten erkannt werden. In den Aufnahmen im Wellenlängenbereich von 193 Å (bronze) sind koronale Löcher als großflächige schwarze Flecken sichtbar. Im Gegensatz zu Sonnenflecken sind koronale Löcher sehr langlebig und überstehen oft mehrere Umdrehungen der Sonne. Somit können mögliche Polarlichter schon mehrere Tage im Voraus vorhergesagt werden.

Die Signatur des Sonnenwinds, der aus einem koronalen Loch entspringt, zeigt sich typischerweise am DSCOVR-Satelliten in einer charakteristischen Abfolge: Zunächst steigt die Teilchendichte des Sonnenwinds plötzlich an, gefolgt von Störungen des interplanetaren Magnetfeldes. Danach nimmt die Geschwindigkeit des Sonnenwinds langsam, aber stetig zu.

Die meisten Polarlichter im Minimum eines Sonnenfleckenzyklus werden durch koronale Löcher verursacht. Tatsächlich führen koronale Löcher fast immer zu Polarlichtern, wenn sie in eine für die Erde günstige Position auf der Sonne rotieren und der damit verbundene Sonnenwind das Erdmagnetfeld beeinflusst.

Koronograf

Ein Koronograf ist ein spezielles Teleskop oder Instrument, mit dem das helle Licht der Sonne abgedeckt wird, um schwächere Objekte in ihrer Nähe, wie Sterne und die Sonnenkorona, sichtbar zu machen. Dabei wird eine Art künstliche Sonnenfinsternis erzeugt, um das grelle Licht zu blockieren und Details im Umfeld zu erkennen. Koronografen sind wichtig für die Vorhersage von Polarlichtern, weil man mit ihnen koronale Massenauswürfe erkennen kann.

Die beiden Koronografen LASCO C2 und LASCO C3 befinden sich an Bord der Raumsonde SOHO. Seit April 2025 verfügt der Wettersatellit GOES-19 über ein neues Instrument namens CCOR-1 (Compact Coronagraph-1), das speziell zur Beobachtung der Sonnenkorona entwickelt wurde. CCOR-1 ist der erste operationelle Koronograf in einer geostationären Umlaufbahn und liefert alle 15 Minuten Bilder der äußeren Sonnenatmosphäre.

Kp-Index

Der Kp-Index wird verwendet, um die Stärke eines geomagnetischen Sturms zu beschreiben. Er errechnet sich aus den Daten von 13 weltweit verteilten Magnetometern und wird daher als "Planetary K-Index" bezeichnet. Der Index besteht aus 10 Werten, die von 0 bis 9 reichen. Je höher der Wert, desto stärker war der geomagnetische Sturm. Für die Berechnung des Kp-Index wird die Änderung des Erdmagnetfeldes innerhalb der letzten 3 Stunden berücksichtigt.

Die amerikanische Wetterbehörde NOAA beschreibt die Auswirkungen eines geomagnetischen Sturms mithilfe der sogenannten G-Skala.

• Kp 5 - G1 minor (gering)
• Kp 6 - G2 moderate (mäßig)
• Kp 7 - G3 strong (stark)
• Kp 8-9 - G4 severe (schwerwiegend)
• Kp 9 - G5 extreme (extrem)

Der Kp-Index wird fälschlicherweise oft zur Vorhersage von Polarlichtern herangezogen. Jedoch ist der Kp-Index zur Polarlicht-Vorhersage ungeeignet, weil er lediglich die Änderung des Erdmagnetfeldes innerhalb der letzten drei Stunden berücksichtigt. Er gibt keinerlei Auskunft über die zukünftige Entwicklung eines geomagnetischen Sturms.

LASCO

LASCO C2 und LASCO C3 sind Instrumente am SOHO-Satelliten. Die beiden Koronografen beobachten die Korona der Sonne. Auf den Aufnahmen lassen sich koronale Massenauswürfe erkennen. Bei energiereichen Sonneneruptionen treffen hochenergetische Protonen auf den Sensor von LASCO. Es kommt zum sogenannten "Schneegestöber".

LD Flare

LD Flares sind Sonneneruptionen, die sich über mehrere Stunden hinweg erstrecken und einen relativ langen Abfall aufweisen. Die Abkürzung "LD" steht dabei für "Long Duration" (lange Dauer). Diese Art von Flares hat viel Potenzial und kann sehr starke koronale Massenauswürfe (CMEs) erzeugen.

Flare

Ein Flare ist eine Eruption auf der Sonnenoberfläche. Das englische Wort "Flare" bedeutet so viel wie "Aufleuchten". Flares entstehen, wenn sich die Magnetfeldlinien, die aus den Sonnenflecken austreten, schlagartig neu verbinden. Man spricht von magnetischer Rekonnexion. Dabei wird viel Energie freigesetzt, und es kann Plasma ins All geschleudert werden. Die Gebiete, die Flares erzeugen, senden kurzwellige ultraviolette Strahlung und Röntgenstrahlung aus.

Flares lassen sich im Röntgenfluss (X-Ray Flux) erkennen, der von den GOES-Satelliten gemessen wird. Sie werden in die Klassen A, B, C, M und X eingeteilt. Die Skala ist logarithmisch.

• A-Class - 0,01 < 0,1 µW/m²
• B-Class - 0,1 < 1 µW/m²
• C-Class - 1 < 10 µW/m²
• M-Class - 10 < 100 µW/m²
• X-Class - > 100 µW/m²

Die Position auf der Sonne, an der ein Flare auftritt, kann man mithilfe der Aufnahmen des SDO-Satelliten bestimmen. Flares sind im Spektrum von 94Å als helle weiße Flächen zu erkennen.

Sonneneruptionen sind die Ursache für koronale Massenauswürfe (CME). Jedoch erzeugt nicht jeder Flare einen CME. Je länger ein Flare andauert, desto mehr Energie wird freigesetzt, und desto wahrscheinlicher ist es, dass es zu einem CME gekommen ist. Man spricht von sogenannten "Long Duration Flares" (LD Flares).

Magnetische Blase

Die magnetische Blase ist der Teil eines CMEs, der sich der Schockfront anschließt. Innerhalb der magnetischen Blase herrscht ein homogenes rotierendes Magnetfeld mit einer geringen Protonentemperatur. Trifft ein CME auf die Erde, dauert das Durchdringen der magnetischen Blase mehrere Stunden. Im Idealfall verweilt der Bz-Wert lange im negativen Bereich. So kann es zur magnetischen Rekonnexion des Magnetfeldes des CMEs und dem Erdmagnetfeld kommen. Geschieht dies, entstehen Substürme, die Polarlichter hervorrufen. Mit dem Durchdringen der magnetischen Blase nimmt die Gesamtstärke des Magnetfeldes (Bt-Wert) stetig ab.

Magnetische Rekonnexion

Bei der magnetischen Rekonnexion verbinden sich die Magnetfeldlinien zweier Magnetfelder. Dabei ändert sich die Struktur des Magnetfeldes abrupt und es werden große Mengen an Energie freigesetzt. Auf der Sonnenoberfläche ist dieses Phänomen für die Erzeugung von Flares verantwortlich. Dabei verbinden sich die Magnetfeldlinien der Sonnenkorona. Kommt es zur Rekonnexion im Magnetfeld der Erde, treten Substürme mit kurzzeitig hellem Polarlicht auf.

SDO

Das Solar Dynamics Observatory (SDO) ist ein Sonnenbeobachtungssatellit. Es befindet sich, wie auch SOHO, im Lagrange-Punkt L1, etwa 1,5 Millionen Kilometer von der Erde entfernt. Eines der wichtigsten Instrumente des Satelliten ist das Atmospheric Imaging Assembly (AIA), das die Sonne in verschiedenen Wellenlängen abbildet. Die Bilder werden in Echtzeit zur Erde gesendet.

Je nach Wellenlänge lassen sich verschiedene Regionen und Ereignisse auf der Sonne beobachten.

• 1070 Å - Beobachtung der Photosphäre und Sonnenflecken
• 304 Å - Beobachtung der Chromosphäre
• 193 Å - Beobachtung von koronalen Löchern
• 94 Å - Beobachtung von Flares

SOHO

Das Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) ist ein Satellit der ESA und NASA, der der Erforschung der Sonne dient. Er wurde im Jahr 1995 in Betrieb genommen und befindet sich 1,5 Mio. km von der Erde entfernt, im Lagrange-Punkt L1 zwischen Erde und Sonne. Für die Polarlichtvorhersage sind die beiden LASCO-Instrumente, die die Korona der Sonne beobachten, von Relevanz.

Sonneneruption

Siehe Flare.

Sonnenfleck

Sonnenflecken sind eng begrenzte Gebiete auf der Oberfläche der Sonne, aus denen starke Magnetfelder austreten. Sie sind kühler als der Rest der Sonnenoberfläche und erscheinen im sichtbaren Licht als schwarze Flecken. Sonnenflecken können alleine auftreten oder auch in Gruppen. Je komplexer eine Sonnenfleckengruppe ist, desto wahrscheinlicher ist es, dass es zur Rekonnexion der Magnetfeldlinien kommt. In diesem Fall spricht man von einer Sonneneruption.

Die Aktivität der Sonnenflecken unterliegt einem 11-jährigen Zyklus, dem Sonnenfleckenzyklus.

Sonnenfleckenzyklus

Der Sonnenfleckenzyklus ist ein etwa 11-jähriger Rhythmus, in dem die Aktivität der Sonne zwischen einem Minimum und einem Maximum schwankt. In aktiven Phasen (Maximum) treten viele Sonnenflecken, Flares und koronale Massenauswürfe auf, während in ruhigen Phasen (Minimum) nur wenige oder keine Sonnenflecken sichtbar sind. Dieser Zyklus beeinflusst das Weltraumwetter und die Wahrscheinlichkeit von Polarlichtern auf der Erde. Aktuell befinden wir uns im 25. Sonnenzyklus, der 2019 begann und voraussichtlich im Jahr 2025 sein Maximum erreicht.

Sonnensturm

Der Begriff "Sonnensturm" leitet sich vom englischen Wort "solar storm" ab. In den USA wird "solar storm" als Synonym für einen CME verwendet. In der deutschen Sprache ist nicht ganz klar, was mit dem Begriff "Sonnensturm" gemeint ist. Oft bezeichnet er eine Sonneneruption (Flare), den Sonnenwind oder auch einen geomagnetischen Sturm.

Sonnenwind

Der Sonnenwind ist ein Strom von geladenen Teilchen, der ständig von der Sonne abgestrahlt wird. Er besteht aus Protonen und Elektronen, die weit ins All hinausgetragen werden. Dichte, Geschwindigkeit und magnetische Ausrichtung des Sonnenwindes werden vom DSCOVR-Satelliten gemessen. DSCOVR befindet sich im L1-Punkt zwischen Sonne und Erde und ist etwa 1,5 Mio. km von der Erde entfernt. Somit dauert es, je nach Geschwindigkeit des Sonnenwindes, etwa 30 bis 15 Minuten, bis dieser nach Passieren des Satelliten die Erde erreicht. Die Beschaffenheit des Sonnenwindes ist sehr variabel, und koronale Löcher oder koronale Massenauswürfe können zu Störungen führen, die das Magnetfeld der Erde beeinflussen.

Substurm

Als Substurm bezeichnet man das spontane und kurzzeitige Auftreten einer erhöhten Polarlichtaktivität. Dabei wird das Polarlicht für wenige Minuten hell, sodass visuelle Sichtungen sowie intensive Farben und Bewegungen zu sehen sind. Auch wenn sie nur kurz anhalten, kann es in einer Nacht zu mehreren Substürmen kommen. Substürme werden ausgelöst, wenn es zur magnetischen Rekonnexion zwischen dem interplanetaren Magnetfeld und dem Magnetfeld der Erde kommt. Dabei verbinden sich die Magnetfeldlinien. Die Partikel des Sonnenwindes können in das Erdmagnetfeld eindringen und entlang der Feldlinien zu den Polen wandern. Weil Substürme kurzlebig sind und ihr Auftreten nicht vorhergesagt werden kann, empfiehlt es sich, einen Zeitraffer zur Dokumentation anzufertigen.

SWPC

Die Abkürzung SWPC steht für "Space Weather Prediction Center" und ist eine Abteilung der amerikanischen Wetterbehörde. Das SWPC stellt wichtige Daten zur Vorhersage von Weltraumwetter zur freien Verwendung bereit. Die Webseite lautet: www.swpc.noaa.gov

X-Ray Flux

Die Sonne ist so heiß, dass sie konstant Röntgenstrahlung erzeugt. Sonneneruptionen erhöhen die Strahlung für kurze Zeit um das Vielfache. Diese Strahlung wird von den GOES-Satelliten gemessen. Auf dem Diagramm lassen sich die Stärke und Dauer von Sonneneruptionen, den sogenannten Flares, erkennen.