Ohne Sonnenwind gäbe es keine Polarlichter. Aber was genau ist dieses „Wind" eigentlich, warum macht seine Geschwindigkeit einen Unterschied — und warum reicht hoher Wind ohne den passenden Bz-Wert oft nicht? Diese Seite ordnet die wichtigsten Punkte ein.
Wenn von „Wind" die Rede ist, denken die meisten an Luft. Im Weltraum bedeutet das Wort etwas anderes.
Der Sonnenwind besteht zu rund 95 % aus Wasserstoffionen (Protonen) und Elektronen, dazu Helium- und schwerere Ionen. Es ist also voll ionisiertes Plasma — ein Gas, in dem Atome und Elektronen voneinander getrennt sind und das deshalb elektrisch leitfähig ist.
Die Korona der Sonne ist mit über einer Million Grad so heiß, dass die Gravitation der Sonne die Teilchen nicht mehr festhält. Sie strömen kontinuierlich nach außen — wir leben buchstäblich in der äußersten Atmosphäre der Sonne.
Mit 300–800 km/s ist der Sonnenwind extrem schnell, gemessen an irdischen Maßstäben — und gleichzeitig sehr dünn. Auf einem Kubikzentimeter kommen typischerweise nur 5–10 Teilchen. Trotzdem ist der Impulsfluss groß genug, um die Magnetosphäre der Erde zu komprimieren und zu verformen.
Weil Plasma elektrisch leitfähig ist, „friert" das Magnetfeld der Sonne darin ein und wird mitgetragen. Bei der Erde misst man dieses interplanetare Magnetfeld (IMF) in seinen drei Komponenten — die wichtigste davon ist Bz.
Neben der Geschwindigkeit bestimmt die Dichte (Teilchen pro cm³) den dynamischen Druck des Sonnenwinds. Hohe Dichte presst die Magnetosphäre stärker zusammen und kann auch ohne hohe Geschwindigkeit Effekte auslösen. AuroraCast nutzt für die Einordnung primär die Geschwindigkeit, weil sie der zugänglichste Indikator ist.
Der Sonnenwind hat trotz seiner geringen Dichte Temperaturen von 100.000 bis 1 Mio. K. Dieser Wert sagt aber wenig über sein Aurora-Potenzial — er ist eher ein Marker für die Herkunft (langsamer Wind hat tendenziell höhere Temperatur).
Sonnenwind ist nicht gleich Sonnenwind. Je nach Herkunft sind Geschwindigkeit, Dichte und Magnetfeld unterschiedlich — und damit auch die Aurora-Wirkung.
Bereiche in der Sonnenkorona mit offenen Magnetfeldlinien. Plasma kann dort ungebremst ins All entweichen — der Sonnenwind ist schnell (500–800 km/s), dafür dünn und mit moderater Magnetfeldstärke. Koronale Löcher leben oft mehrere Wochen und kehren mit der Sonnenrotation alle 27 Tage wieder. Sie sind für anhaltende, mittelstarke geomagnetische Aktivität verantwortlich.
Gewaltige Plasmawolken, die nach einer Sonneneruption oder Filament-Eruption ins All geschleudert werden. CMEs sind dicht und können ein starkes Magnetfeld mitbringen. Trifft der Bz-Anteil dieser Wolke negativ auf die Erde, entstehen die stärksten geomagnetischen Stürme. Vorlaufzeit: 1–4 Tage von Sonne zu Erde.
Wenn schneller Sonnenwind aus einem Koronalen Loch in langsameren Wind hineinläuft, bildet sich eine Kompressionszone — eine CIR. Sie kann den Sonnenwind kurzzeitig stark verdichten und das Magnetfeld komprimieren. Treffen CIRs die Erde, gibt es typischerweise moderate Stürme (G1–G2) mit teils schöner Aurora in höheren Breiten.
Auch ohne Spezialereignisse weht ständig ein „normaler" Sonnenwind. Er liegt bei 300–450 km/s und führt zu ruhiger geomagnetischer Aktivität. Polarlichter sind in dieser Phase auf das polare Aurora-Oval beschränkt — Skandinavien sieht sie, Mitteleuropa nicht.
Wie wird aus einem Plasma-Strom 150 Millionen Kilometer entfernt ein leuchtendes Band am Himmel?
Etwa 60.000 km vor der Erde stößt der Sonnenwind auf die Magnetosphäre. Diese ist normalerweise eine Schutzbarriere — sie lenkt den Großteil des Plasmas ab.
Ist der Bz-Wert im IMF negativ, koppeln die Feldlinien des Sonnenwinds und des Erdmagnetfelds aneinander. Es entsteht ein offener Kanal, durch den Plasma einströmen kann.
Das einströmende Plasma wird zunächst im Magnetschweif der Erde gespeichert — auf der Nachtseite. Energie staut sich, ähnlich wie in einer gespannten Feder.
Wenn genug Energie gespeichert ist, kommt es zu einer plötzlichen Entladung — einem geomagnetischen Substorm. Geladene Teilchen werden Richtung Pole beschleunigt.
Auf 100–300 km Höhe treffen die Teilchen auf Sauerstoff- und Stickstoffmoleküle, geben Energie ab — und die Atome leuchten in Grün (Sauerstoff, 557,7 nm), Rot (Sauerstoff, 630 nm), Violett und Blau (Stickstoff).
Das Leuchten konzentriert sich auf das Aurora-Oval — einen ovalen Ring um die magnetischen Pole. Bei ruhigen Bedingungen liegt es polar, bei Stürmen dehnt es sich nach Süden aus und wird auch in mittleren Breiten sichtbar.
AuroraCast zeigt dir die Sonnenwind-Geschwindigkeit prominent. So nutzt du den Wert in der Praxis.
Sieh Geschwindigkeit als Multiplikator: Ein günstiger Bz-Wert bei 700 km/s liefert deutlich mehr Aurora-Potenzial als der gleiche Bz bei 400 km/s. Allein gibt sie aber keine Garantie.
Sonnenwind ohne negativen Bz ist wie ein Auto mit Vollgas, aber im Leerlauf. Erst die Kombination treibt geomagnetische Aktivität. Beide Werte zusammen lesen — AuroraCast zeigt sie nebeneinander.
Steigt die Geschwindigkeit kontinuierlich an, kommt vermutlich ein Hochgeschwindigkeitsstrom oder eine CME-Ankunft. Sinkt sie, ist die Sturmphase wahrscheinlich auf dem Rückzug.
Wenn die Dichte plötzlich auf über 20 Teilchen/cm³ springt, ist meist eine CME-Schockfront eingetroffen. Solche Signaturen kündigen oft eine Aurora-Phase in den kommenden 30–90 Minuten an.