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 damit etwa 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 beschreibt die Nord-Süd-Ausrichtung des interplanetaren Magnetfeldes (IMF) in der Z-Komponente. Die Einheit ist Nanotesla [nT]. Wenn der Bz-Wert über längere Zeit negativ ist, kann es zur magnetischen Rekonnexion zwischen dem IMF und dem Magnetfeld der Erde kommen. 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 ist nur ein grober Erfahrungswert; feste Grenzwerte gibt es nicht:

• -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 gestartet 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 je nach Geschwindigkeit etwa 30 bis 60 Minuten, 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.

Dst-Index

Der Dst-Index beschreibt die Stärke der globalen Störung des Erdmagnetfeldes während eines geomagnetischen Sturms. Er ist vor allem ein Maß für den Einfluss des Ringstroms in der Magnetosphäre. Negative Dst-Werte bedeuten eine stärkere Störung; je negativer der Index, desto intensiver ist der Sturm. Der Dst-Index reagiert damit besonders auf die Hauptphase starker geomagnetischer Ereignisse.

EPAM

EPAM steht für "Electron, Proton, and Alpha Monitor". Das Instrument an Bord von ACE misst den Fluss energiereicher Elektronen, Protonen und Alpha-Teilchen aus Sonne, interplanetarem Raum und Galaxis. Die Messungen helfen, die Ankunft eines CME zu erkennen, weil sich vor dem Eintreffen der Stoßfront oft eine deutliche "Rampenbildung" im Teilchenfluss zeigt. Damit lässt sich das Teilchenumfeld im Sonnenwind und im interplanetaren Raum überwachen. EPAM ergänzt damit die Messungen von SWEPAM und IMF.

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 Röntgenfluss der Sonne messen. Im vom SWPC bereitgestellten Diagramm kann man erkennen, ob es zu Flares auf der Sonnenoberfläche gekommen ist.

HCS

HCS steht für "Heliospheric Current Sheet". Dabei handelt es sich um die wellenförmige Stromschicht im Sonnenwind, in der sich die magnetische Polarität umkehrt. Je nach Sonnenaktivität bewegt sich die Erde zeitweise innerhalb dieser Schicht, darüber oder darunter. Wenn sich die Polarität des Sonnenwindes ändert, ist das ein Hinweis darauf, dass die Erde die Stromschicht überquert hat. Die HCS hängt eng mit dem interplanetaren Magnetfeld und dem Sonnenwind zusammen.

IMF

Die Abkürzung IMF steht für "interplanetarisches 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.

Interplanetarisches 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 ist vor allem ein über längere Zeit südgerichteter Bz-Wert wichtig, damit es zur Rekonnexion der beiden Magnetfelder kommen kann. Mit anderen Worten: Der vom DSCOVR-Satelliten gemessene Bz-Wert sollte negativ sein.

K-Index

Der K-Index ist ein lokaler, dreistündiger Index für geomagnetische Aktivität. Er beschreibt die maximale Abweichung des horizontalen Erdmagnetfeldes von der ruhigen Tagesvariation an einem einzelnen Magnetometer. Die Skala reicht von 0 bis 9; je höher der Wert, desto stärker ist die Störung des Magnetfeldes. Aus den K-Indizes mehrerer Observatorien wird anschließend der Kp-Index als planetarer Mittelwert berechnet. Deshalb ist der K-Index ein wichtiger Baustein für die Bewertung von geomagnetischen Stürmen.

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 typischerweise aus einer Schockfront und der magnetischen Blase. Innerhalb der magnetischen Blase herrschen ein relativ homogenes, rotierendes Magnetfeld und eine geringe Protonentemperatur. 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.

Koronale Löcher können vor allem im Minimum eines Sonnenfleckenzyklus eine wichtige Quelle für Polarlichter sein. Sie führen jedoch nicht automatisch zu sichtbaren Polarlichtern; entscheidend sind die Geschwindigkeit und die magnetische Orientierung des ausströmenden Sonnenwinds.

Koronograf

Ein Koronograf ist ein spezielles Teleskop oder Instrument, mit dem das helle Licht der Sonnenscheibe abgedeckt wird, um die Sonnenkorona und nahe gelegene Strukturen 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 das Instrument 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 Bilder im Abstand von 15 Minuten.

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 kann mit sehr starken koronalen Massenauswürfen (CMEs) einhergehen.

Filament

Ein Filament ist eine dunkle, fadenförmige Struktur aus relativ kühlem und dichtem Plasma, die in der Sonnenatmosphäre von Magnetfeldschleifen getragen wird. Auf der Sonnenscheibe erscheinen Filamente im H-Alpha-Licht dunkel. Am Sonnenrand sind sie als Protuberanzen zu sehen. Filamente sind für Filamenteruptionen relevant und können mit koronalen Massenauswürfen verbunden sein.

Filamenteruption

Eine Filamenteruption ist das plötzliche Aufsteigen oder Ausbrechen eines Filaments aus der Sonnenatmosphäre. Dabei wird die magnetische Struktur instabil, und die Eruption kann von einem koronalen Massenauswurf begleitet sein. Filamenteruptionen werden häufig gemeinsam mit Flares oder aktiven Regionen beobachtet.

Flare

Ein Flare ist eine Eruption in einer aktiven Region auf der Sonne. Das englische Wort "Flare" bedeutet so viel wie "Aufleuchten". Flares entstehen, wenn sich verschränkte Magnetfeldlinien in der Sonnenatmosphäre 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-Klasse - 0,01 bis unter 0,1 µW/m²
• B-Klasse - 0,1 bis unter 1 µW/m²
• C-Klasse - 1 bis unter 10 µW/m²
• M-Klasse - 10 bis unter 100 µW/m²
• X-Klasse - 100 µW/m² und mehr

Die Position auf der Sonne, an der ein Flare auftritt, kann man mithilfe der Aufnahmen des SDO-Satelliten bestimmen. Flares sind in den 94-Å-Bildern des SDO-Satelliten oft als helle Strukturen zu erkennen.

Sonneneruptionen können mit koronalen Massenauswürfen (CMEs) einhergehen. Jedoch erzeugt nicht jeder Flare einen CME. Je länger ein Flare andauert, desto mehr Energie wird freigesetzt, und desto wahrscheinlicher ist ein CME. Man spricht von sogenannten "Long Duration Flares" (LD Flares).

Full-Halo CME

Als Full-Halo CME bezeichnet man einen koronalen Massenauswurf, der in den Aufnahmen eines Koronografen die Sonne scheinbar vollständig umgibt. Dieses Halo entsteht durch die Projektion der dreidimensionalen CME-Struktur auf die Bildebene. Ein Full-Halo ist ein wichtiger Hinweis darauf, dass der Auswurf in Richtung Erde oder von der Erde weg gerichtet ist. Besonders erdgerichtete Full-Halo CMEs sind für die geomagnetische Störung und damit für starke Polarlichter relevant. Für die Analyse werden häufig die Bilder von LASCO, STEREO oder GOES-19 herangezogen.

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 zwischen dem Magnetfeld 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.

Magnetometer

Ein Magnetometer misst die Stärke und Richtung eines Magnetfeldes. In der Weltraumwetterbeobachtung werden Magnetometer verwendet, um das interplanetare Magnetfeld sowie Störungen des Erdmagnetfeldes zu erfassen. Die Daten fließen unter anderem in den Kp-Index und den Dst-Index ein. In Echtzeit sind die Magnetometer an Bord von ACE und DSCOVR besonders wichtig, weil ein anhaltend negativer Bz-Wert und ein erhöhter Bt-Wert die Wahrscheinlichkeit für starke Polarlichter in den nächsten Minuten bis etwa einer Stunde deutlich erhöhen können. Bodenmagnetometer zeigen zusätzlich, ob die Störung des Erdmagnetfeldes bereits begonnen hat.

Magnetopause-Durchgang

Als Magnetopause-Durchgang bezeichnet man den Moment, in dem der Sonnenwind die Magnetopause der Erde so weit zusammendrückt, dass ein Satellit von der Magnetosphäre in den direkten Sonnenwind oder umgekehrt wechselt. Die Magnetopause ist die Grenzfläche zwischen dem Sonnenwind und dem Magnetfeld der Erde. Ein solcher Durchgang ist ein Warnsignal für sehr gestörte Weltraumwetterbedingungen, weil dabei Energie, Teilchen und Impuls effizient in die Magnetosphäre eingekoppelt werden. Wenn die Magnetopause in die Nähe oder sogar innerhalb der geostationären Umlaufbahn gedrückt wird, können besonders starke Substürme und Probleme für Satelliten auftreten. In den Magnetometer-Daten, etwa von GOES, zeigt sich das oft als plötzliche Änderung des Magnetfeldes.

Röntgenfluss

Der Röntgenfluss, auch als X-Ray Flux bezeichnet, ist die gemessene weiche Röntgenstrahlung der Sonne im Bereich von 0,1 bis 0,8 nm. Die Sonne emittiert diese Strahlung ständig aus der heißen Korona, wobei Sonneneruptionen sie für kurze Zeit deutlich verstärken können. Er wird von den GOES-Satelliten erfasst und zur Klassifikation von Flares in die Stufen A, B, C, M und X verwendet. Der Röntgenfluss ist daher direkt mit der Flare-Entwicklung verknüpft.

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.

• 1700 Å - Beobachtung der oberen Photosphäre und unteren Chromosphäre, einschließlich 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. Solar Cycle 25 begann im Dezember 2019; NASA und NOAA erklärten am 15. Oktober 2024 das Maximum für erreicht. Der genaue Aktivitätsgipfel lässt sich erst im Nachhinein bestimmen.

Sonnensturm

Der Begriff "Sonnensturm" leitet sich vom englischen Wort "solar storm" ab. In den USA wird "solar storm" oft als Sammelbegriff für Weltraumwetter-Ereignisse verwendet, nicht als präziser Fachbegriff. In der deutschen Sprache ist ebenfalls nicht klar abgegrenzt, was mit dem Begriff "Sonnensturm" gemeint ist. Je nach Kontext bezeichnet er eine Sonneneruption (Flare), einen koronalen Massenauswurf, den Sonnenwind oder 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 60 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.

STEREO

STEREO steht für "Solar TErrestrial RElations Observatory". Die beiden Raumsonden STEREO-A (Ahead) und STEREO-B (Behind) lieferten stereoskopische Beobachtungen der Sonne und des Sonnenwinds aus verschiedenen Blickwinkeln. Damit lassen sich vor allem koronale Massenauswürfe, die Ausbreitung von Eruptionen und die Struktur des Sonnenwinds besser verstehen. STEREO ergänzt damit die Beobachtungen von SOHO und DSCOVR.

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.

SWEPAM

SWEPAM steht für "Solar Wind Electron, Proton, and Alpha Monitor". Das Instrument an Bord von ACE misst die Elektronen-, Protonen- und Alpha-Teilchen des Sonnenwinds und liefert damit Informationen über Dichte, Geschwindigkeit und Temperatur des Plasmas. Damit ergänzt SWEPAM die Messungen von Bt-Wert, Bz-Wert und interplanetarem Magnetfeld.

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

X-Ray Flux ist der englische Begriff für Röntgenfluss.