Ankunft des CME

Kurz nachdem sich einen Flare oder eine Filamenteruption ereignet hat, kann man schon erste Hinweise auf die Ankunftszeit eines möglichen CME oder die Stärke des geomagnetischen Sturms abschätzen. Dazu muss man sich zu allererst die Position auf der Sonne angucken, von der sich der CME gelöst hat. Je zentraler sich der CME gelöst hat, desto wahrscheinlicher ist die Chance, dass er die Erde voll trifft. Aber auch Streifschüsse (wie beispielsweise am 15.03.2012) haben schon Polarlichter ausgelöst. Ein weiteres Indiz für die Beschaffenheit eines CME, ist die Dichte und Geschwindigkeit der ausgestoßenen Teilchen. Diese kann man sich einige Stunden nach dem Auftreten eines Flares an den Aufnahmen des SOHO-Satelliten angucken. Ob es einen CME gegeben hat und wie dicht dieser ist, lässt sich anhand der Bilder der LASCO-Instrumenten ablesen. Die Geschwindigkeit des CME wird regelmäßig in E-Mail Warnungen des SWPC herausgegeben. So ein Alert kann wie folgt aussehen: ALERT: Type II Radio Emission
Begin Time: 2014 Dec 18 2222 UTC
Estimated Velocity: 664 km/s Die NASA stellt Modelle bereit, die die Flugbahn des CME simulieren und die mögliche Ankunftszeit vorhersagen. Eines dieser Modelle ist das GODDARD-Modell (vom ISWA), ein anderes Modell wird vom SWPC bereitgestellt. Im Groben kann man sagen, dass ein CME meistens immer langsamer ist als er vorhergesagt wurde.

Das EPAM (Electron, Proton, and Alpha Monitor) ist ein Messegrät am ACE-Satelliten das die Elektronen- und Protonendichte des Sonnenwindes misst. Jeder farbige Graph steht für ein Energieniveau. In der folgenden Grafik sind die Messergebnisse des EPAMs der letzten 6 Stunden bzw. 3 Tage abgebildet. Der obere Bereich (türkiser und blauer Graph) beschreibt die Dichte der Elektronen und der untere Bereich besitzt gleich 5 Graphen (rot, orange, gelb, weiß und grün) welche die Protonendichte des Sonnenwindes repräsentieren.

Wenn die Sonne einen CME in Richtung Erde schleudert, liefert der EPAM die ersten Anzeichen über das Eintreffen der Schockfront. Die Protonendichte steigt, bis zum Eintreffen der Schockfront, stetig an. Die Graphen bilden eine Rampe. Das Erscheinungsbild der Rampe folgt keiner besonderen Charakteristik, sondern sieht immer unterschiedlich aus. Alle Graphen haben jedoch gemeinsam, dass sie kurz vor dem Eintreffen der Schockfront schlagartig ansteigen. Dieser Anstieg wird auch als "finaler Anstieg" bezeichnet.

Sobald der obere Graph das Energieniveau von 10.000 Protonen/cm² (1.0E+05) überschritten hat, sollte man wachsam sein. Es kann passieren, dass der CME innerhalb der nächsten Stunden den ACE Satelliten passiert. Dieser Wert ist jedoch nur ein Richtwert! Der CME kann auch früher oder später eintreffen. Wie bereits erwähnt, leitet der "finale Anstieg" am EPAM das Eintreffen des CME ein. Den finalen Anstieg erkennt man daran, dass die Protonendichte innerhalb weniger Minuten stark ansteigt und die Graphen steil nach oben schnellen. Ab jetzt sollte man die Geschwindigkeit des Sonnenwindes im Auge behalten.

Als Impact bezeichnet man das eintreffen des CME an der Erde bzw. des ACE-Satelliten. Impact deswegen, weil die Geschwindigkeit des Sonnenwindes ruckartig ansteigt. Der ACE-Satellit, unser Vorbote im All, registriert das Eintreffen der Schockfront als erstes. Er verzeichnet einen schlagartigen Anstieg der Geschwindigkeit des Sonnenwinds und Ausschläge der Magnetometer. Danach dauert es ca. 15-30 Minuten bis der CME die Erde erreicht. Die folgenden beiden Plots zeigen die Echtzeitdaten (von oben nach unten: Dichte, Sonnenwindgeschwindigkeit, Bt & Bz-Wert) des ACE-Satelliten. Die Daten stammen vom SWPC.

Das Eintreffen eines CME zeichnet sich jedoch nicht nur durch den schlagartigen Anstieg der Geschwindigkeit des Sonnenwindes aus. Auch die Stärke und Ausrichtung des IMF ändert sich mit dem Eintreffen des CME. Die Stärke und Ausrichtung der Z-Komponente (Da dies die wichtigste ist) kann am untersten Plot der ACE-Satelliten abgelesen werden. Der Bt-Wert (Grauer Graph im untersten Plot), also die Gesamtstärke des Magnetfeldes, steigt. Da die Natur nun mal nicht das macht, wie es in den Lehrbüchern steht, ist kein CME perfekt. Es kann passieren, dass die Partikelgeschwindigkeit auf ein hohes Niveau ansteigt, die magnetische Ausrichtung des IMF jedoch völlig unbeeindruckt bleibt. Eine hohe Geschwindigkeit des Sonnenwindes sorgt zwar dafür, dass das Magnetfeld der Erde eingedrückt wird, aber es ist eine negative Ausrichtung der Z-Komponente im IMF notwendig (Bz-Wert), damit die Partikel des Sonnenwindes in unsere Atmosphäre eindringen können.

Sobald der CME an der Erde eingetroffen ist, wird er geoeffektiv und verändert die Magnetosphäre und Ionosphäre der Erde. Das Magnetfeld der Erde wird verformt und aus der Richtung des Sonnenwindes zusammengedrückt. Dem Bz-Wert sollte nun eine besondere Beachtung geschenkt werden. Dieser Wert ist förmlich ausschlaggebend für das Auftreten von Polarlichtern in unseren Breiten. Je kleiner dieser Wert ist und je länger der Bz-Index im negativen Bereich liegt, desto höher ist die Wahrscheinlichkeit, dass Polarlichter zu sehen sind. Grob kann man sagen: Liegt der Bz-Wert über mehrere Stunden hinweg bei etwa -10nT, dann sind Polarlichter in Deutschland nachweisbar. Bei einem Bz-Wert von -20nT sind schon starke Substürme möglich. Zusätzlich spielen auch Teilchendichte und Geschwindigkeit des Sonnenwindes eine Rolle. Drückt der Sonnenwind mit über 1000km/s gegen das Magnetfeld der Erde, wird dieses förmlich weggedrückt. Bei den stärksten Polarlicht-Events im Jahr 2001 oder 2003 erreichte der Bz-Wert einen Wert von etwa -50nT. Hier ist eine Liste der TOP3-Polarlichter geordnet nach ihrem Bz-Werten.

1. 05./06.11.2001 - sehr helles Polarlicht (Bz: -79,5nT)
2. 15./16.07.2000 - extrem helles Polaricht (Bz: -60,6nT)
3. 07./08.11.2004 - sehr helles Polarlicht (-50,7nT)

Der Grund weshalb gerade die Stärke und die negative Ausrichtung der Z-Komponente des IMF (Bz-Wert) so wichtig ist, liegt in der "magnetischen Rekonnexion" (eng. magnetic reconnection). Der Prozess der Rekonnexion wird eindrucksvoll im folgendem Video der Universität Olso ab Minute 3:00 erklärt.