Allgemeines

Die Hauptantreiber des „Space Weathers“ sind:

  • Sonnenwind
  • Koronale Massenauswürfe (CMEs … Coronal Mass Ejections)
  • Sonneneruptionen (Solar Flares)
  • Hochenergetische Protonen sowohl von der Sonne (SEPs … Solar Energetic Protons) als auch aus dem interstellaren Raum (GCR … Galactic Cosmic Rays)

Der Sonnenwind ist ein kontinuierlicher quasineutraler Plasmastrom, der von der Sonnenkorona (äußere Sonnenatmosphäre) permanent in alle Richtungen abgegeben wird. Hauptbestandteile sind Elektronen, Protonen und Heliumkerne sowie einige wenige schwerere Atomkerne. Obwohl der Sonnenwind stetig weht, weht er nicht gleichmäßig. Zahlreiche Parameter weisen Variationen auf, für uns bedeutend sind die Geschwindigkeit und Teilchendichte des Sonnenwindes sowie die magnetische Flussdichte und vor allem Ausrichtung des in den Sonnenwind „eingefrorenen“ Magnetfeldes (IMF … Interplanetary Magnetic Field) –> südwärts ausgerichtet bedeutet hohe Signifikanz.

Tabelle_Sonnenwind
Hochgeschwindigkeits-Sonnenwinde – mit meist aber nur geringer Dichte – entspringen zum Beispiel Koronalen Löchern (CHs … Coronal Holes). Das sind Regionen in der Sonnenkorona mit einem lokal schwächeren unipolaren Magnetfeld, welches von den in den interplanetaren Raum strebenden Sonnenwindpartikeln leichter und demnach mit höherer Geschwindigkeit überwunden werden kann. Man spricht von CH HSSs (Coronal Hole High Speed Streams).

Coronal Hole
Betrachtet man die Sonne im extrem ultravioletten Bereich (EUV) des elektromagnetischen Spektrums bei einer Wellenlänge von 19,5nm, so zeigen sich Koronale Löcher als dunkle Regionen. Die im Vergleich zur Umgebung deutlich herabgesetzte Strahlungsintensität rührt daher, dass Koronale Löcher neben einem schwächeren Magnetfeld auch eine geringere Temperatur als die umgebende Korona aufweisen.
 
Credit: SOHO (ESA&NASA)

Hohe Werte aller genannter Parameter werden speziell entlang von Schockfronten, welche sich an den Vorderseiten schneller Interplanetarer Koronaler Massenauswürfe (ICMEs … Interplanetary Coronal Mass Ejections) entwickeln, erzielt, sowie dann auch in den magnetisierten Plasmawolken der ICMEs selbst. Als Koronalen Massenauswurf bezeichnet man den explosionsartigen Auswurf großer Mengen solarer Materie (bis zu 10^13kg) aus der Sonnenkorona. Er tritt oft gemeinsam mit einem Flare (siehe übernächster Absatz) oder einem eruptierenden Filament auf (Materiewolke, welche oberhalb der Sonnenoberfläche schwebt und entweder plötzlich in den interplanetaren Raum entweicht oder zusammenfällt und dabei schockartige Explosionen in der Sonnenatmosphäre auslöst).

Protuberanz
Filamente vor dem dunklen Himmelshintergrund werden auch als Protuberanzen bezeichnet.
 
Credit: Michael Karrer
Quelle: Flickr, „Sunset in H-Alpha-Light“
Lizenz: CC BY-NC 2.0

Coronal Mass Ejection
Koronale Massenauswürfe entwickeln im interplanetaren Raum häufig eine zweiteilige Struktur, bestehend aus einer Plasmawolke mit rotierendem Magnetfeld sowie einer Schockfront, an der das nahe der Ekliptikebene überwiegend horizontal verlaufende Magnetfeld des Sonnenwindes in eine deutliche Nord-Süd-Richtung aufgefaltet wird.
 
Bild nach Gosling/McComas, „Field line draping about fast coronal mass ejecta. A source of strong out-of-the-ecliptic magnetic fields. Geophys. Res. Lett., 1987“

Aber auch Kollisionspunkte von ICMEs oder ganz allgemein Regionen, wo unterschiedlich schnell laufende Sonnenwinde zusammentreffen (CIRs … Co-Rotating Interaction Regions), können im Falle einer konstruktiven Interferenz verdichtete Schockwellen erzeugen, welche den Sonnenwind manchmal sprunghaft beschleunigen. Dies kann übrigens ebenso entlang der Grenzfläche zwischen zwei Sonnenwindsektoren mit entgegengesetzter Magnetfeldausrichtung (HCS … Heliospheric Current Sheet, siehe Bild oben) passieren. Die Passage der Heliospheric Current Sheet wird als SSBC (Solar Sector Boundary Crossing) bezeichnet.

Nicht nur geladene Materie, auch starke elektromagnetische Strahlung trägt erheblich zum Space Weather bei. Verursacher hierfür sind Sonneneruptionen, auch Flares genannt. Darunter versteht man extreme Strahlungsausbrüche auf der Sonnenoberfläche, welche mit einer gewaltigen Energiefreisetzung und unvorstellbaren Temperaturen von mehreren Millionen, im Extremfall bis zu 20 Millionen Grad, einhergehen. Zurückzuführen sind Flares im Wesentlichen auf magnetische Kurzschlüsse im Bereich größerer magnetisch komplexer Sonnenfleckengruppen. Dabei wird Strahlung im gesamten elektromagnetischen Spektrum abgegeben (erheblich v.a.: X-RAY, UV, VIS, RADIO). Klassifiziert werden Flares entweder nach ihrer Flächenausdehnung oder nach ihrer Röntgenstrahlungsleistung, gemessen von den geostationären Satelliten der GOES-Serie.

Tabelle_Flare1
Tabelle_Flare2

Strahlung, welche in Form von materiellen Teilchen bewegt wird („Teilchenstrahlung“), ist die vierte und letzte Antriebskomponente des Space Weathers, die hier erwähnt sei. Träger der besonders intensiven Strahlung sind energiereiche, mit relativistischen Geschwindigkeiten ausgestattete Protonen, die zum einen von der Sonne stammen (SEPs … Solar Energetic Protons), zum anderen aber aus den Tiefen des Weltalls (GCR … Galactic Cosmic Rays oder auch extragalaktisch) zur Erde gelangen. Erstere weisen Energiebeträge von immerhin 1MeV bis 1GeV auf und erreichen fallweise eine signifikante Raumdurchflussstärke. Letztere sind zwar stets erheblich dünner gesät, ihr Energieausmaß mit Werten zwischen 1GeV und 1ZeV ist dafür aber umso imposanter.

Solar Energetic Protons werden am ehesten nach besonders schnellen und weitwinkeligen Koronalen Massenauswürfen in erheblichen Mengen von der Sonne wegkatapultiert. Ihre enorme Beschleunigung erfolgt dabei an der Schockfront des expandierenden Massenauswurfs. Zwar können auch Flares ohne CME nennenswerte „Protonen-Events“ erzeugen, diese fallen dann aber überwiegend schwächer aus. Die auf der Erde registrierten Galactic (und extragalactic) Cosmic Rays werden hingegen mit Supernovae (vernichtende Explosionen von Sternen), Quasaren (extrem leuchtende Akkretionsscheiben um aktive Schwarze Löcher in Galaxienzentren früherer Zeiten) sowie noch anderen weitaus exotischeren Ereignissen und Vorgängen im Universum in Verbindung gebracht.

Space Weather wird aber nicht nur „von außen“ getriggert.

Im erdnahen Raum sind folgende wichtige Faktoren mitbestimmend:

  • Erdmagnetfeld mit seinen Teilkomponenten (Hauptfeld, Krustenfeld, Störungsfelder)
  • die zahlreichen Stromsysteme im Bereich Magnetosphäre-Ionosphäre
  • Thermosphäre und die in ihr auftretenden horizontalen und vertikalen Luftbewegungen

Das Erdmagnetfeld ist in erster Näherung ein globales Dipolfeld, das durch Konvektionsströmungen im flüssigkeitsartigen, hauptsächlich aus Nickel und Eisen zusammengesetzten äußeren Erdkern erzeugt wird. Die Pole dieses sogenannten „geomagnetischen Feldes“ liegen in Wilkesland auf dem Kontinent Antarktika bei etwa 80,0°S/107,8°E (geomag. Nordpol) sowie auf Ellesmere Island im Kanadischen Territorium Nunavut bei etwa 80,0°N/72,2°W (geomag. Südpol). Überlagert wird das geomagnetische Feld (Hauptfeld) zum einen durch das Krustenfeld, welches durch magnetische Materialien in der Erdkruste zustande kommt sowie auch durch Störungsfelder, die durch die Stromsysteme der Ionosphäre und Magnetosphäre hervorgerufen werden. Erst das daraus resultierende Gesamtfeld, an dem sich frei schwebende Kompassnadeln orientieren, ergibt das eigentliche Magnetfeld der Erde mit seinem magnetischen Nordpol im Packeis der Antarktis bei etwa 64,42°S/137,34°E und seinem magnetischen Südpol im Arktischen Ozean bei etwa 84,97°N/132,35°W (Stand 2010). Aufgrund von Fluktuationen in den Störungsfeldern wandern die Pole pro Tag bis zu 85km in Zickzackkursen unregelmäßig umher.

Arktische Pole Antarktische Pole
Die Pole der Erde (gelb: geografischer Nordpol, grün: geografischer Südpol, orange: geomagnetische Pole, rot: magnetische Pole).
Credit Hintergrundbild: NASA

Der Sonnenwind nimmt erheblichen Einfluss auf das Erdmagnetfeld, welcher sich deutlich in dessen Stärke und Gestalt sowie den Vorgängen im Inneren der Magnetosphäre manifestiert. An der sonnenzugewandten Seite werden die magnetischen Feldlinien massiv zusammengedrückt, an der Nachtseite werden sie hingegen weit in den Weltraum hinausgezogen. Durch Rekonnexionen und Feldlinienverschleppungen, Oszillationen und Feldinduzierungen werden in der Magnetosphäre enorme Elektronenbeschleunigungen bewirkt und Sonnenwindpartikel können trotz ihrer Ladung in das Innere der Magnetosphäre vordringen. Mit dem Sonnenwind werden aber auch bedeutende Energiemengen übertragen und damit gewaltige Stromsysteme im Raum Magnetosphäre-Ionosphäre betrieben. Dazu gehören z.B. die Chapman-Ferraro-Ströme, die an der sonnenzugewandten Seite der Magnetopause verlaufen, dann das gigantische Stromsystem im sonnenabgewandten Schweif der Magnetosphäre, weiters der in großer Höhe über dem Äquator verlaufende Ringstrom (siehe Bild unten), die Birkeland-Ströme (FAC … Field-Aligned Currents), welche die Magnetosphäre mit der Ionosphäre verbinden sowie dann innerhalb der Ionosphäre noch die Pedersen- und Hallströme (inklusive PEJs … Polare ElektroJets) sowie der Äquatoriale Elektrojet (EEJ … Equatorial ElektroJet).

Magnetosphaere3 Beispiele für markante Stromsysteme in der Magnetosphäre/Ionosphäre:

  • der Ringstrom (links oben; aus „Polarlichter. Feuerwerk am Himmel. 2.Auflage. Oculum-Verlag GmbH, Erlangen, 2013“)
  • ein extrem stark gebündelter PEJ am 13.März 1989 (rechts oben; Credit: Metatech Corporation)
  • die typische Ausprägung des EEJ (rechts unten; Credit: NOAA)
PEJ
EEJ

Die horizontalen und vertikalen Luftbewegungen innerhalb der Thermosphäre sind vielfältiger Natur. Großräumige Massenbewegungen der oberen Lufthülle werden sowohl durch Gezeiteneffekte (lunare Wirkung infolge der Bewegung des Mondes um die Erde ist naturgemäß stärker als die solare Wirkung infolge der Bewegung der Erde um die Sonne) als auch durch die solare thermische Anregung von einer nächtlich relativ kühlen zu einer tagsüber heißeren und damit ausgedehnteren Lufthülle verursacht, die sich während der Nacht dann wieder entsprechend zusammenzieht. Horizontale Einstrahlungsgegensätze, die durch die kugelförmige Gestalt der Erde und der Neigung des Erdäquators gegen die Ekliptik zustande kommen, bedingen wiederum hochreichende jahreszeitlich wechselnde Zirkulationszellen. Diese erfahren jedoch in unregelmäßigen Abständen erhebliche Störungen, teils sogar globaler Natur (siehe Bild), wenn Elektronen in signifikant erhöhter Anzahl und Geschwindigkeit in Form eines regelrechten Partikelbombardements aus der Magnetosphäre in die obere Atmosphäre einfallen und reibungsbedingt ein hochatmosphärisches Aufheizen der Lufthülle bewirken.

Ähnlich dem terrestrischen Wetter findet auch das Weltraumwetter permanent statt, in der meisten Zeit zwar unspektakulär, zeitweise aber auffällig und stellt manchmal, wenn auch sehr selten, eine erhebliche Gefahr dar. „Space Weather“-Events werden entsprechend ihrer Bedeutung klassifiziert, wobei allerdings unterschiedliche Klasseneinteilungen in Verwendung sind. Die meisten dieser Einstufungen geben nur den Grad der Magnetfeldstörungen auf der Erde wieder (z.B.: 10-stufiger K-Index, 28-stufiger Kp-Index, Ap-Index von 0-400, der Ringstrom-basierte DST-Index, „Geomagnetic-Activity-Level“ mit 6 Klassen, „Geomagnetic-Storm-Level“ mit 4 Klassen, etc.). Ausgeklügelter sind die „NOAA-Space-Weather-Scales“, die – abgeleitet aus der Saffir-Simpson-Skala für Hurrikanes – bedeutende „Space Weather“-Events in Kategorien von 1 bis 5 abbilden und die entsprechend der zugeordneten Kategorie zu erwartende Gefährlichkeit anschaulich wiedergeben.

Thermosphaere
Credit: COMET/NCAR/HAO
(siehe http://meted.ucar.edu/)

„NOAA-Space-Weather-Scales“ gibt es für drei unterschiedliche Formen von „Space Weather“-Stürmen:

  • Elektromagnetische Strahlung / Flares („Radio Blackouts“ – R-Stürme)
  • Hochenergetische Protonen / SEPs („Solar Radiation Storms“ – S-Stürme)
  • Geomagnetische Stürme ( „Geomagnetic Storms“ – G-Stürme)

Tabelle_R_Stürme
Tabelle_S_Stürme
Tabelle_G_Stürme

R-Stürme werden nach der auftretenden Flare-Röntgen-Klasse eingestuft, S-Stürme werden nach dem 5-Minuten-Mittel der Raumdurchflussstärke von SEPs mit Energiebeträgen >10MeV klassifiziert. G-Stürme werden nach dem Grad der Störung des Erdmagnetfeldes eingestuft. Hierfür wird der sogenannte „Kp-Index“ herangezogen, welcher anhand von Magnetometermessungen vom Erdboden aus weltweit erhoben wird.
Mit Aktivitätszyklus ist jeweils der Sonnenfleckenzyklus gemeint. Er umfasst einen Zeitraum von 11,0 Jahren.

 
Geomagnetische Stürme und Polarlichter:
Das Auftreten von Polarlichtern hängt eng mit der geomagnetischen Aktivität zusammen. Ist diese nur schwach ausgeprägt, so zeigt auch das Polarlicht meist nur einfache Strukturen mit langsamen Bewegungen, ist häufig lichtschwach und es sind kaum Farben auszumachen. Dabei ist das Polarlicht auch nur in der Polarlichtzone zu sehen, in einem relativ eng begrenzten Gebiet.
Setzt hingegen ein Geomagnetischer Sturm ein, so ändern sich die Bedingungen. Elektronen in der nachtseitigen Magnetosphäre werden nun deutlich stärker beschleunigt und dringen in signifikant höherer Anzahl und Geschwindigkeit über die Plasmaschicht in die hohe Atmosphäre ein. Das führt zu:

  • helleren und aktiveren Polarlichtern im Polarlichtoval
  • bunteren Polarlichtern aufgrund des erhöhten Ionisationsgrades der hohen Atmosphäre (z.B. intensivierte Stoßionisierung von Stickstoff)
  • farbigen Polarlicht-Unterrändern durch das Vordringen beschleunigter Elektronen bis in tiefere Atmosphärenschichten (D-Region)
  • einer Verbreiterung und einer vorübergehenden Verlagerung des Polarlichtovals in Richtung niedrigere Breiten

In den niedrigeren Breiten ist dann bei stärkeren Geomagnetischen Stürmen ein rotes oder auch violettes Polarlicht zu sehen, allerdings kaum in Form diskreter Strukturen sondern vielmehr weitläufig diffus, was auf die Wirkung des Ringstroms zurückzuführen ist. Dieser wird nämlich bei Geomagnetischen Stürmen verstärkt und rückt näher an die Erde heran. Dabei trifft er auf die Plasmasphäre und streut Elektronen daraus relativ dicht und diffus auf die hohe Atmosphäre.

In diesem Zusammenhang sind auch noch die Geomagnetischen Sub-Stürme zu erwähnen, welche gehäuft und wiederkehrend während Geomagnetischer Stürme aber auch abseits davon auftreten. Sie äußern sich primär durch starke Magnetfeldschwankungen an lokalen Magnetometern. Besonders spektakulär sind aber die damit teils korrespondierenden Polarlicht-Substürme, bei denen verschiedenste Polarlichtstrukturen, farbig und formenreich, plötzlich den ganzen Himmel bedecken und dabei vorübergehend so hell werden, dass sie den Boden merklich beleuchten. Dazu verlagern sich die Einfallszonen auroraler Elektronen atemberaubend schnell in alle mögliche Richtungen und erzeugen somit Bewegungen, die rasch und unvorhergesehen ablaufen. Substürme sind stets nur kurzzeitige Ereignisse, können sich aber während eines Beobachtungsabends auch mehrmals wiederholen.

 

Sonnensturm
Ein Musterbeispiel eines mehrphasigen Sonnensturms: Am 14. Juli 2000 setzte um 10:03 utc in zentraler Position auf einer heliografischen Breite von 22°N und einer heliografischen Länge von 7°W eine massive Sonneneruption ein; das Flare-Maximum mit der Klasse X5.7/3B wurde um 10:24 utc beobachtet (links oben). Etwa 30 Minuten später, um 10:54 utc, registrierte der Koronagraph LASCO C2 auf dem Sonnensatelliten SOHO einen erdgerichteten Full-Halo CME (rechts oben); als Auswurfgeschwindigkeit konnte ein Wert von 1775km/s ermittelt werden. Bereits knapp davor, um 10:45 utc, nur 42 Minuten nach Beginn der Sonneneruption, haben die Instrumente des geostationären Erdumlaufsatelliten GOES 8 schon eine ungewöhnlich starke Zunahme hochenergetischer solarer Protonen festgestellt (links unten). Am folgenden Tag, dem 15. Juli um 12:30 utc, erreichte ihre Raumdurchflussstärke mit 24.000p/srcm²s den Maximalwert. Der geomagnetische Sturm setzte letztendlich am 15. Juli um 14:38 utc, etwa 28,6 Stunden nach Flare-Beginn, ein (rechts unten, Kp-Wert steigt von 6 auf 9). Damit hatte die Plasmawolke ihren Weg von der Sonne zur Erde mit einer durchschnittlichen Geschwindigkeit von 1475km/s zurückgelegt.

Credit: SOHO (NASA&ESA) oben links und rechts, NOAA/SWPC/SEC unten links und rechts

Andreas Pfoser, 12. März 2018

Weitere noch ausführlichere Informationen zum
Thema „Space Weather“ sind hier zu finden:

Buch_Polarlichter

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