DIE ENTSTEHUNG DES POLARLICHTS

Das Polarlicht tritt sowohl auf der nördlichen als auch auf der südlichen Erdhalbkugel auf. Das Polarlicht auf der Nordhalbkugel wird auch Nordlicht oder Aurora borealis genannt. Auf der Südhalbkugel spricht man vom Südlicht oder der Aurora australis.


Im Überblick

Die Quelle des Polarlichts ist unsere Sonne von der ständig elektrisch geladene Teilchen, der sogenannte Sonnenwind, ausgesendet werden. Wenn der Sonnenwind die Erde erreicht, trifft er zuerst auf deren Magnetfeld und verformt es. Auf der sonnenzugewandten Seite wird das Magnetfeld zusammengedrückt und es bildet sich eine Stoßfront aus, vergleichbar wie fließendes Wasser, das auf einen großen Stein trifft. Auf der sonnenabgewandten Seite werden hingegen die Magnetfeldlinien durch das Vorbeiströmen des Sonnenwindes in die Länge gezogen. 

Durch die Interaktion des Sonnenwindes mit dem Erdmagnetfeld gelangen elektrisch geladene Teilchen des Sonnenwindes in das Erdmagnetfeld und reichern sich in der sogenannten Plasmaschicht an. Zusätzlich wirkt der vorbeiströmende Sonnenwind gemeinsam mit dem Erdmagnetfeld wie ein Dynamo und beschleunigt die geladenen Teilchen aus der Plasmaschicht entlang der Magnetfeldlinien in die Atmosphäre. Dort treffen diese Teilchen auf Gasmoleküle (v.a. Stickstoff und Sauerstoff, sowie Wasserstoff) und regen diese zum Leuchten an. Dieses Leuchten wird von uns als Polarlicht wahrgenommen. Da nur Magnetfeldlinien aus höheren geografischen Breiten (nördlich von 60° Nord bzw. südlicher von 60° Süd) in die Plasmaschicht hineinragen beschränkt sich das Polarlicht üblicherweise auf diese Regionen. Bei besonders starkem Sonnenwind kann sich die Plasmaschicht in der Magnetosphäre ausdehnen. Dadurch reichen auch Magnetfeldlinien aus niedrigeren geografischen Breiten hinein und das Polarlicht kann sich weiter in Richtung Äquator ausdehnen.


Im Detail

Die Sonne- die Quelle des Polarlichts

Die Sonne ist ein Stern mittlerer Größe und sie besteht zu etwa 73% aus Wasserstoff und 25% aus Helium. Die Energiequelle der Sonne ist die Kernfusion. Die Kernfusion läuft im Kern der Sonne ab, wo ein enormer Druck und eine Temperatur von ~15 Millionen °K herrschen. Es kommt dabei zu einer Verschmelzung von Wasserstoffkernen zu Helium, wobei es zu einem geringen Massenverlust kommt. Diese Massendifferenz wird direkt in Energie umgewandelt. Die dabei gewonnene Energiemenge ist riesig und der dabei entstehende Strahlungsdruck enorm. Dem entgegen wirkt die Gravitation der Sonne. Strahlungsdruck und Gravitation befinden sich in einem Gleichgewicht und verhindern, dass die Sonne weder unter ihrem eigenen Gewicht weiter komprimiert wird, noch dass sie durch die Kernfusionsreaktionen in ihrem Inneren auseinandergerissen wird. Die Sonne besitzt auch ein Magnetfeld, das grundsätzlich dem eines Stabmagneten ähnelt, so wie das Magnetfeld der Erde. Allerdings ist das Magnetfeld der Sonne noch weit komplexer als das der Erde. Ursache dafür sind lokale Magnetfelder die durch Ströme von Plasma in den sogenannten Konvektionszonen unterhalb der Sonnenoberfläche gebildet werden. In einem Plasma liegt ein frei bewegliches Teilchengemisch aus Elektronen, Ionen und neutralen Teilchen vor und ist daher elektrisch leitfähig. Die durch Plasmaströme hervorgerufenen Magnetfelder können das Aufsteigen von heißem Plasma aus dem Sonneninneren an die Oberfläche blockieren. Als Folge davon kühlt die darüber liegende Oberfläche ab und es bilden sich kühlere, dunklere Bereiche, die Sonnenflecken. Das Magnetfeld der Sonne reicht bis zum Rand des Sonnensystems und wird auch interplanetarisches Magnetfeld genannt (IMF).

Der Sonnenwind

Neben elektromagnetischer Strahlung (zum Beispiel sichtbares Licht, Röntgenstrahlung, Radiowellen) emittiert die Sonne auch den sogenannten Sonnenwind. Der Sonnenwind besteht vor allem aus Protonen und Elektronen. Daher handelt es sich beim Sonnenwind nicht um elektromagnetische Strahlung sondern um Partikel beziehungsweise um ein Plasma. Nachdem diese Partikel elektrisch geladen sind, können diese im Gegensatz zu elektromagnetischen Strahlung von Magnetfeldern abgelenkt werden. Der Sonnenwind ist ein ständiges Ereignis und pro Sekunde verliert die Sonne im Durchschnitt 1 Million Tonnen an Masse durch den Sonnenwind. Wie die Erde rotiert auch die Sonne um ihre eigene Achse und benötigt für eine Umdrehung 27 Tage. Der Sonnenwind verläuft daher nicht geradlinig sondern in spiralförmigen Bahnen von der Sonne weg, ähnlich einem Wasserstrahl aus einem sich drehenden Sprinkler. Die Stärke des Sonnenwindes ist nicht konstant sondern abhängig von der Sonnenaktivität. Man kann beim Sonnenwind zwischen zwei verschiedenen Formen unterscheiden:

1. Der konstante, immer vorhandene Sonnenwind, der in der Aktivität starken Schwankungen unterworfen ist, beispielsweise durch das Vorhandensein von koronalen Löchern.
2. Die unregelmäßigen und schwer vorhersagbaren CMEs.

Koronale Löcher (coronal holes)

Die Aktivität des Sonnenwindes ist zum Beispiel abhängig vom Vorhandensein koronaler Löcher. Die Korona ist die äußere Atmosphäre der Sonne und mit freiem Auge nur während einer totalen  Sonnenfinsternis sichtbar.  Koronale Löcher bilden sich durch ein lokal schwächeres Magnetfeld in der Sonnenkorona aus. Dadurch kann der Sonnenwind in diesem Bereich mit höherer Geschwindigkeit entweichen. Die Lebensdauer von koronalen Löchern kann sich über mehrere Sonnenrotationen erstrecken. Dadurch handelt es sich um periodische Ereignisse die eine Vorhersage einer höheren Polarlichtaktivität vereinfachen, vorausgesetzt das koronale Loch ist auch langlebig genug.

Koronale Massenauswürfe (coronal mass ejections, CMEs)- extremer Sonnenwind

Eine Extremform des Sonnenwindes ist ein koronaler Massenauswurf. Ausgangspunkt einer CME ist meistens ein aktives Zentrum auf der Sonnenoberfläche (zum Beispiel eine aktive Sonnenfleckengruppe). Es kommt zu magnetischen Rekonnexionen zwischen eingedrillten Magnetfeldern, die bis in die Korona der Sonne reichen. Diese Rekonnexionsereignisse kann man sich wie ein eingezwirbeltes Gummiband vorstellen das plötzlich gelöst wird. Die im Magnetfeld gespeicherte Energie wird dann plötzlich freigesetzt und es werden große Mengen an Plasma explosionsartig in den Weltraum geschleudert. Oft sind CMEs auch mit anderen Ereignissen auf der Sonne gekoppelt, zum Beispiel mit Flares. CMEs können Geschwindigkeiten bis zu 2000 km/s erreichen und können damit nach einem Tag auf der Erde eintreffen. Die durchschnittliche Geschwindigkeit liegt bei ~500 km/s und die CME benötigt dann 5-6 Tage bis die Erde erreicht wird. CMEs bewegen sich durch den interplanetaren Raum eingebettet in den Sonnenwind. Sie können durch diesen daher auch abgebremst oder beschleunigt werden, je nachdem ob sich der Sonnenwind oder die CME schneller bewegen. CMEs können auf der Erde intensive Polarlichter hervorrufen, allerdings nur wenn die Plasmawolke der CME die Erde auch trifft. Eine von der erdabgewandten Seite der Sonne ausgehende CME kann auf der Erde völlig unbemerkt bleiben. Bei CMEs handelt es sich aber um riesige Plasmablasen die über einen großen Winkelbereich des Sonnenumfangs abgegeben werden können. Die Wahrscheinlichkeit dass die Erde getroffen wird ist dann natürlich höher. Sogenannte Full-Halo CMEs können über den gesamten Sonnenumfang abgegeben werden.

Polarlichtentstehung in der irdischen Hochatmosphäre- Was passiert wenn der Sonnenwind auf die Erde trifft?

Wie schon vorhin erwähnt, besitzt die Erde ein Magnetfeld, das dem eines Stabmagneten ähnelt. Es handelt sich dabei um ein Dipolfeld. Die zwei Magnetpole der Erde (Nord und Süd) befinden sich dabei in der Nähe der geografischen Pole, sind mit diesen allerdings nicht ident. Das Magnetfeld der Erde ist nicht gleichförmig ausgebildet, sondern wird durch den Sonnenwind verformt. Auf der Tagseite wird es komprimiert und auf der Nachtseite wird es zu einem langen Schweif auseinandergezogen. Der Großteil des Sonnenwinds wird durch das Magnetfeld abgelenkt und fliegt seitlich daran vorbei. Ein Teil der Sonnenwindpartikel kann aber durch die sogenannte Feldlinienverschmelzung in das Magnetfeld der Erde eindringen. Wichtige Voraussetzung dafür ist aber, dass das interplanetare Magnetfeld entgegengesetzt zum Erdmagnetfeld ausgerichtet ist. Die Sonnenwindpartikel reichern sich zusammen mit anderen Teilchen, die aus der irdischen Ionosphäre stammen, in der Plasmaschicht an. Von hier können die Partikel (vor allem Elektronen) entlang der Magnetfeldlinien Richtung Erde strömen und dabei Polarlichter erzeugen. Wichtig ist hier zu erwähnen, dass die Partikel durch den an der Magnetosphäre vorbeiströmenden Sonnenwind durch eine Art Dynamoeffekt zusätzlich beschleunigt werden und dadurch Energie gewinnen. Wodurch wird allerdings der den Polarlichtern zugrunde liegende Leuchtprozess hervorgerufen? Polarlichter entstehen in sehr großer Höhe, vor allem in der sogenannten Ionosphäre (100 - 300 km Höhe), durch Kollision mit Teilchen aus der Erdatmosphäre. Auch in dieser Höhe sind noch Teilchen der Atmosphäre vorhanden, natürlich in viel geringerer Dichte als in der Nähe der Erdoberfläche. Die dominanten Teilchen in dieser Höhe sind molekularer Stickstoff und atomarer Sauerstoff. Elektronen können nach einem Zusammenstoß mit einem Molekül, Atom oder Ion dieses anregen. Dabei wird ein Elektron aus der Atomhülle von einem niedrigeren Energieniveau auf ein höheres angehoben. Von diesem höheren Energieniveau fällt das Elektron nach kurzer Zeit wieder auf das ursprüngliche Energieniveau zurück. Die Energie, die beim Zurückfallen frei wird, wird dabei als Lichtquant abgegeben. Die Wellenlänge des Lichts (= Farbe) hängt von zwei Faktoren ab:

1. Welches Molekül, Atom oder Ion an der Kollision beteiligt war.
2. Vom Energiegehalt des aus der Plasmaschicht beschleunigten Elektrons.

Bei atomarem Sauerstoff dominiert die Farbe Grün (557,7 nm). Dies ist auch die häufigste bei Polarlichtern zu beobachtende Farbe. Atomarer Sauerstoff kann aber auch rotes Licht abgeben (630 und 634,4 nm). Vom molekularen Stickstoff wird hauptsächlich rosa, violettes und blaues Licht abgegeben. In welchen Farben sich das Nordlicht zeigt hängt von mehreren Faktoren ab: Welche Teilchen in welcher Höhe angeregt werden und über welchen Energiebetrag die Partikel verfügen, die aus der Plasmaschicht in die Hochatmosphäre strömen. Es kann sogar von der Uhrzeit abhängen: Besonders intensives violettes und blaues Licht kann auch hervorgerufen werden wenn die Hochatmosphäre in ca. 200-700 km Höhe noch von Sonneneinstrahlung getroffen wird. Die ionisierende Sonneneinstrahlung verstärkt dann das durch den Stickstoff abgegebene violette und blaue Licht.

Der Sonnenzyklus und seine Bedeutung für die Polarlichtentstehung

Der Sonnenzyklus spielt eine wichtige Rolle für die Polarlichtentstehung. Die Sonne durchläuft einen etwa 11jährigen Zyklus und schwankt in diesem sinuskurvenartig zwischen einem Aktivitätsmaximum und  -minimum hin und her. Der Sonnenzyklus ist nicht mit der Strahlungsleistung der Sonne gekoppelt. In den letzten 2000 Jahren schwankte die Strahlungsleistung der Sonne nur um ca. 0,1-0,2%, ist also sehr konstant. Der 11jährige Sonnenzyklus dagegen ist mit der Anzahl der Sonnenflecken auf der Sonnenoberfläche gekoppelt. Dieser Zusammenhang ist schon lange bekannt und da Sonnenflecken relativ einfach zu beobachten sind werden diese seit ca. der Mitte des 18. Jahrhunderts wissenschaftlich aufgezeichnet. Das Aktivitätsmaximum der Sonne korreliert mit der höchsten Anzahl an Sonnenflecken und das  Minimum mit der geringsten. Warum ist das nun für die Polarlichtbeobachtung von Interesse? Wie schon weiter oben erwähnt sind Sonnenflecken eine Voraussetzung für die Entstehung von CMEs und diese wiederrum können starke Polarlichter auf der Erde hervorrufen. Die Häufigkeit von Polarlichtern, insbesondere durch  schwere geomagnetische Stürme ausgelöst, korreliert mit der Häufigkeit an Sonnenflecken. Dadurch war schon lange Zeit vor der Entschlüsselung der zugrundeliegenden physikalischen Vorgänge bekannt, dass Polarlichter durch Aktivitäten auf der Sonne ausgelöst werden mussten. Die größte Häufigkeit an Polarlichtern wird übrigens etwas zeitversetzt zum Aktivitätsmaximum der Sonne beobachtet, und zwar etwa 2-3 Jahre später. Derzeit (2018/2019) befindet sich die Sonne in einem Aktivitätsminimum am Übergang von Sonnenzyklus 24 zu 25. In 5-6 Jahren wird also das nächste Maximum erreicht, also ungefähr in den Jahren 2024/2025. Durch welche Vorgänge in der Sonne dieser Aktivitätszyklus ausgelöst wird ist noch unbekannt.

Weiterführende Information

Die hier beschriebenen physikalischen Vorgänge sind natürlich stark vereinfacht dargestellt. Bei der Polarlichtentstehung handelt es sich um einen hochkomplexen physikalischen Prozess, der Vorgänge im Sonneninneren, an der Sonnenoberfläche, in der Sonnenatmosphäre, im interplanetaren Raum und in der irdischen Hochatmosphäre umfasst.  
Für die Erforschung der Polarlichtentstehung muss Wissen aus unterschiedlichen wissenschaftlichen Teilgebieten kombiniert werden, unter anderem Teilchenphysik, Plasmaphysik, Elektrizität und Magnetismus, Spektroskopie, Astrophysik und Meteorologie.
Weitergehende Informationen über die Polarlichtentstehung und über das Polarlicht im Allgemeinen sind zum Beispiel hier zu finden:

Brekke Pål, Broms Fredrik. Northern Lights – A Guide. Forlaget Press 2013, ISBN 978-82-7547-624-9

Hunnekuhl Michael. Mythos Polarlicht. Delius Klasing Verlag 2014, ISBN 978-3-7688-3910-5

Pfoser Andreas, Eklund Tom. Polarlichter – Feuerwerk am Himmel. Oculum Verlag 2011, ISBN 978-3-938469-67-5

Schlegel Birgit, Schlegel Kristian. Polarlichter zwischen Wunder und Wirklichkeit. Spektrum Akademischer Verlag 2011, ISBN 978-3-8274-2880-6

Zurück zum Seitenanfang

 

© lightriders.info, Impressum