Was verursacht das Nordlicht? Die Wissenschaft erklärt

Jedes Mal, wenn du ein Foto von grünen Schleiern siehst, die sich über einen dunklen arktischen Himmel bewegen, blickst du auf eine Ereigniskette, die 150 millionen Kilometer entfernt auf der Sonnenoberfläche ihren Anfang nahm. Zu wissen, wodurch sie ausgelöst wird, hilft dir auch vorherzusagen, wann und wo die Nordlichter erscheinen.

Die Sonne: Hier nimmt alles seinen Anfang

Das Nordlicht beginnt bei der Sonne. Unser Stern ist kein statischer Feuerball. Er ist ein magnetisch aktives System, das ständig Plasma ins All schleudert. Dieser kontinuierliche Ausstrom geladener Teilchen (vor allem Elektronen und Protonen) wird Sonnenwindgenannt.

Der Sonnenwind bewegt sich üblicherweise mit 300–800 km/s und erreicht die Erde in etwa 2–4 Tagen. Bei extremen CME-Ereignissen können die Geschwindigkeiten 1 000 km/s überschreiten, die Reisezeit beträgt dann weniger als 24 Stunden. In dieser Entfernung ist er unsichtbar und harmlos, trägt aber enorme Energie in sich. An einem ruhigen Tag ist der Sonnenwind ein sanfter, stetiger Strom. In aktiven Phasen kann die Sonne heftige Ausbrüche auslösen, die den Teilchenstrom stark verstärken und den magnetischen Schutzschild der Erde zusammendrücken.

Zwei Arten von Sonnenereignissen, die Polarlichter antreiben

Nicht jeder Sonnenwind ist gleich. Die Intensität der Polarlichter hängt stark davon ab, welche Art von Sonnenaktivität ihn hervorgebracht hat:

• Koronale Massenauswürfe (CMEs): Gewaltige Ausbrüche magnetisierten Plasmas, die direkt von der Sonnenoberfläche ins All geschleudert werden. Ein einzelner CME kann Milliarden Tonnen Sonnenmaterie enthalten. Ist ein CME auf die Erde gerichtet, trifft er üblicherweise nach 15–72 Stunden ein und verursacht die stärksten geomagnetischen Stürme – jene, die Polarlichter bis in mittlere Breiten bringen. CMEs sind die spektakulären Ereignisse, die Nordlichter in Städte wie London, Chicago oder Berlin bringen.
• Schnelle Sonnenwindströme: Regionen der Sonne, sogenannte koronale Löcher, setzen einen schnelleren, kontinuierlicheren Sonnenwindstrom frei. Diese Ströme rotieren mit der 27-tägigen Periode der Sonne und können daher vorhersehbar wiederkehren. Sie verursachen eher mäßige, anhaltende Polarlichtaktivität als einzelne intensive Stürme und sind für einen Großteil der regelmäßig Woche für Woche von Orten in hohen Breiten sichtbaren Polarlichter verantwortlich.

Der magnetische Schutzschild der Erde: die Magnetosphäre

Würde der Sonnenwind direkt auf die Erdoberfläche treffen, wären die Folgen für das Leben schwerwiegend. Stattdessen erzeugt das Magnetfeld der Erde, das durch Konvektionsströme im flüssigen äußeren Eisenkern des Planeten entsteht, eine schützende Blase, die Magnetosphäregenannt wird.

Die Magnetosphäre lenkt den größten Teil des Sonnenwinds um den Planeten herum. Auf der sonnenzugewandten Seite wird sie zusammengedrückt (auf ungefähr 10 Erdradien), während sie sich auf der Nachtseite zu einem langen Schweif ausdehnt (über Hunderte von Erdradien). Diese asymmetrische Form entsteht durch den stetigen Druck des Sonnenwinds.

Wenn sich der Schutzschild öffnet: magnetische Rekonnexion

Der Sonnenwind trägt ein eigenes Magnetfeld. Zeigt dieses Feld nach Süden, also entgegengesetzt zum nach Norden gerichteten Erdmagnetfeld an der sonnenzugewandten Grenze, setzt ein Prozess namens magnetische Rekonnexion ein. Die entgegengesetzt ausgerichteten Feldlinien verbinden sich und reißen auf. Dabei wird enorme Energie freigesetzt und es öffnen sich vorübergehende Kanäle, durch die Sonnenpartikel in die Magnetosphäre strömen können.

Diese Teilchen werden anschließend entlang der Magnetfeldlinien der Erde in Richtung der Polarregionen beschleunigt, wo die Feldlinien zusammenlaufen und in die Atmosphäre eintauchen. Deshalb erscheinen Polarlichter in Ringen um die magnetischen Pole statt gleichmäßig über den gesamten Himmel verteilt.

Das Polarlichtoval

Die Region, in der Polarlichter regelmäßig auftreten, heißt Polarlichtoval — eine ringförmige Zone um den magnetischen Pol der Erde, die gewöhnlich auf etwa 65–72 Grad magnetischer Breite liegt. Vom Boden aus erscheint diese Zone als ein Band, das die Polarregionen umschließt.

Bei ruhigen Bedingungen liegt das Polarlichtoval eng um die magnetischen Pole und ist hauptsächlich von Orten wie Tromsø, Fairbanks und Yellowknife aus sichtbar. Bei einem geomagnetischen Sturm und steigendem Kp-Index dehnt sich das Oval in Richtung Äquator aus. Bei Kp 7 kann es Schottland und Seattle erreichen. Bei Kp 9, dem im Mai 2024 gemessenen Wert, kann es bis nach Spanien und Texas reichen.

Ein wichtiger feiner Unterschied: Die magnetische Breite ist nicht dasselbe wie die geografische Breite. Der magnetische Nordpol der Erde ist gegenüber dem geografischen Nordpol versetzt. Er hat sich schnell verlagert: 2025 liegt er bei ungefähr 86°N, 164°E im Arktischen Ozean, nachdem er den geografischen Pol überquert und sich in Richtung Sibirien bewegt hat (laut World Magnetic Model 2025, gepflegt von NCEI und dem British Geological Survey). Edinburgh (56°N geografische Breite) hat damit eine magnetische Breite von ungefähr 58°, während Moskau (56°N geografische Breite) nur bei etwa 52° magnetischer Breite liegt. In Edinburgh sind Polarlichter trotz gleicher geografischer Breite viel häufiger zu sehen als in Moskau.

Die Kollision: Wie Licht tatsächlich entsteht

Hier entsteht das visuelle Schauspiel. Wenn beschleunigte Elektronen entlang der Magnetfeldlinien hinabfliegen und in etwa 80–300 km Höhe die obere Atmosphäre erreichen, kollidieren sie mit Sauerstoff- und Stickstoffatomen und -molekülen.

Bei diesen Kollisionen wird Energie auf die Gasatome übertragen und ihre Elektronen werden in höhere Energiezustände versetzt – ein Zustand, der Anregunggenannt wird. Ein angeregtes Atom ist instabil. Innerhalb von Mikrosekunden bis Sekunden gibt es die überschüssige Energie als Lichtphoton ab, und das Elektron kehrt in seinen Normalzustand zurück. Millionen solcher Kollisionen, die sich gleichzeitig über Hunderte Kilometer Himmel hinweg ereignen, erzeugen die leuchtenden Schleier, Bögen und Strahlen, die wir Polarlichter nennen.

Die jeweilige Farbe des ausgestrahlten Lichts hängt ganz davon ab, welches Gas angeregt wird und in welcher Höhe die Kollision stattfindet. Ein Polarlicht ist damit eine ablesbare Karte der atmosphärischen Chemie.

Warum Polarlichter verschiedene Farben haben

Die Farben von Polarlichtern sind nicht zufällig. Sie sind ein präziser Fingerabdruck der atmosphärischen Chemie und der Höhe. Jedes Gas sendet bei Anregung bestimmte Lichtwellenlängen aus, und die atmosphärische Dichte verändert sich mit der Höhe. Dadurch wird beeinflusst, wie lange Atome angeregt bleiben, bevor sie ihre Photonen abgeben.

Grünes Polarlicht: das typische Schauspiel

Grün ist mit Abstand die häufigste Polarlichtfarbe, da sie von angeregten Sauerstoffatomen in 90–150 km Höhe stammt – dem dichtesten Bereich der Polarlichtzone. Beim Übergang aus dem angeregten Zustand sendet Sauerstoff ein hellgrünes Photon mit einer Wellenlänge von 557.7 Nanometern aus. In diesem Höhenbereich werden die meisten für Polarlichter verantwortlichen Elektronen von der Atmosphäre aufgenommen. Deshalb ist Grün weltweit bei fast jedem Polarlicht das vorherrschende Farbspiel.

Rotes Polarlicht: das Leuchten in großer Höhe

Oberhalb von 300 km ist zwar noch Sauerstoff vorhanden, doch die atmosphärische Dichte ist extrem gering. In dieser Höhe haben angeregte Sauerstoffatome genug Zeit, ein rotes Photon mit einer Wellenlänge von 630 Nanometern auszusenden, bevor sie mit einem anderen Atom zusammenstoßen. Da die Atmosphäre dort oben so dünn ist, setzt rotes Polarlicht einen intensiven Teilchenbeschuss voraus, üblicherweise bei Stürmen ab Kp 6+. Rotes Polarlicht erscheint oft als diffuses karmesinrotes Leuchten über den hauptsächlichen grünen Schleiern oder als intensives rotes Aufflammen am Himmel bei den stärksten Ereignissen.

Lila und Blau: Stickstoff am unteren Rand

Am unteren Rand von Polarlichtschleiern zeigt sich oft ein deutlicher lila oder violetter Saum. Er stammt von ionisierten Stickstoffmolekülen in etwa 100 km Höhe. Stickstoff sendet eine Mischung aus blauen und roten Wellenlängen aus, die optisch zusammen lila erscheinen. Wenn du bei einem Polarlicht einen scharf abgegrenzten unteren Rand mit einem farbigen Saum siehst, beobachtest du die Grenze, an der die einfallenden Elektronen von der dichteren Atmosphäre darunter aufgehalten werden.

Rosa: die seltenste sichtbare Farbe

Ist der Teilchenbeschuss stark genug, um unter 100 km vorzudringen, dominieren Stickstoffmoleküle und senden rosarotes Licht aus. Rosa Polarlicht am unteren Rand von Schleiern ist ein zuverlässiges Zeichen für einen intensiven Sturm, üblicherweise ab Kp 7. Während des G5-Ereignisses im Mai 2024 berichteten Beobachter in ganz Skandinavien und Nordkanada von leuchtend rosa und magentafarbenen Säumen, wie sie seit Jahren nicht zu sehen gewesen waren.

Der Kp-Index: Stärke geomagnetischer Stürme messen

Der Kp-Index ist das Standardmaß für geomagnetische Störungen auf einer Skala von 0 bis 9. Er wird alle drei Stunden anhand der Daten von 13 weltweit verteilten Magnetometerstationen aktualisiert. Für Polarlichtjäger ist der Kp-Index der deutlichste Hinweis darauf, wie weit von den Polen entfernt Polarlichter in einer bestimmten Nacht sichtbar sein werden.

Ein höherer Kp-Wert bedeutet, dass sich das Polarlichtoval weiter in Richtung Äquator ausgedehnt hat. Kp 5 gilt als kleiner geomagnetischer Sturm und bringt Polarlichter an Orte wie Edinburgh und Juneau. Kp 7 reicht bis nach London und Chicago. Kp 9, der im Mai 2024 gemessene Wert, brachte Polarlichter bis nach Florida, Texas und Nordafrika.

Der Kp-Index ist kein Helligkeitsmesser. Er sagt dir, wie weit das Polarlicht geografisch reicht, nicht, wie spektakulär es von einem bestimmten Aussichtspunkt aus wirken wird. Ein Substurm bei Kp 3 kann für Beobachter innerhalb des Polarlichtovals dramatische, rasch wandernde Schleier erzeugen, während ein länger anhaltendes Ereignis bei Kp 6 für Beobachter in mittleren Breiten vielleicht nur als diffuses Leuchten erscheint. Beides sind echte Nordlichtereignisse, die auf derselben zugrunde liegenden Physik beruhen.

CMEs und Sonnenwindströme: Was die besten Polarlichter hervorbringt

Wenn du den Unterschied zwischen diesen beiden solaren Auslösern kennst, kannst du die Qualität und Dauer von Polarlichtereignissen einschätzen, bevor sie eintreffen.

Koronale Massenauswürfe (CMEs)

Ein CME ist eine plötzliche Explosion magnetisierten Plasmas aus der Sonnenkorona. Ein einzelner CME kann 10 Milliarden Tonnen Sonnenmaterie mit sich führen, die sich mit 500–3 000 km/s bewegt. Trifft ein auf die Erde gerichteter CME ein, komprimiert er die Magnetosphäre und löst oft rasche, intensive geomagnetische Stürme aus, die 12–36 Stunden anhalten.

Entscheidend beim Eintreffen ist die Ausrichtung des Magnetfelds des CME. Zeigt das Magnetfeld des CME bei seiner Ankunft nach Süden (entgegengesetzt zum Erdmagnetfeld), beschleunigt sich die magnetische Rekonnexion und der Sturm verstärkt sich rasch. Deshalb können zwei ähnlich große CMEs sehr unterschiedliche Polarlichter hervorrufen: Ein CME mit einem nach Norden gerichteten Feld stört die Magnetosphäre kaum, während ein CME mit einem nach Süden gerichteten Feld den Kp-Wert innerhalb weniger Stunden nach dem Einschlag auf 8 oder 9 treiben kann.

Schnelle Sonnenwindströme

Koronale Löcher sind dunkle Bereiche auf der Sonne, in denen sich das Magnetfeld ins Weltall hinaus öffnet und ein schnellerer, weniger dichter Sonnenwindstrom freigesetzt wird. Anders als CMEs sind diese Ströme vorhersehbar. Da sich die Sonne einmal alle 27 Tage dreht, wird ein aktives koronales Loch, das diese Woche einen Strom mit Kp 4–5 erzeugt, voraussichtlich in 27 Tagen einen ähnlichen Strom hervorbringen. Die 27-Tage-Vorhersage von AuroraMe nutzt dieses Rotationsmuster, um Zeiträume mit statistisch erhöhter Aktivität zu kennzeichnen.

Die durch Sonnenwindströme ausgelöste Aktivität ist sanfter und hält länger an: Sie lässt Polarlichter tagelang im Polarlichtoval aktiv bleiben, statt einen einzigen intensiven Ausbruch hervorzurufen.

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Aurora australis: das südliche Gegenstück

Alles bisher Beschriebene gilt gleichermaßen für die Südhalbkugel. Derselbe physikalische Prozess – Sonnenwind, der mit der Magnetosphäre der Erde wechselwirkt und atmosphärische Gase anregt – erzeugt Aurora australis („südliche Morgendämmerung“) rund um den südlichen magnetischen Pol – zeitgleich mit dem Nordlicht im Norden.

Aurora australis und Nordlicht treten als Spiegelbilder in miteinander verbundenen Polarlichtovalen auf. Bei einem geomagnetischen Sturm dehnen sich beide Ovale gleichzeitig um denselben Betrag aus. Das Nordlicht wird lediglich deshalb von mehr Menschen beobachtet, weil mehr Menschen in den hohen nördlichen Breiten leben. Aurora australis ist genauso hell und farbenprächtig.

Die besten Beobachtungsorte für Aurora australis sind der Süden Neuseelands (die Regionen Otago und Southland), Tasmanien, die Südspitze Argentiniens (Ushuaia) und die Antarktis. Bei großen Stürmen wurde Aurora australis auch von Melbourne und Kapstadt aus fotografiert. AuroraMe erstellt Vorhersagen für beide Hemisphären. Wenn du eine Reise nach Queenstown oder Ushuaia planst, gelten dieselben Kp-Schwellenwerte, gespiegelt an deiner magnetischen Breite auf der Südhalbkugel.

Wie lange dauern Polarlichter?

Die Dauer von Polarlichtern variiert stark – je nachdem, wodurch die Aktivität ausgelöst wird:

• Substurm-Ausbruch: 15–45 Minuten intensive, rasch wandernde Polarlichter. Das ist die spektakulärste Art, die man beobachten kann: Helle Strahlen fegen über den Himmel, Schleier falten und pulsieren sich, Farben wechseln zwischen Grün und Lila. Substürme können sogar bei mäßigen Bedingungen mit Kp 2–3 auftreten und sind oft der Höhepunkt einer Reise zur Polarlichtbeobachtung in hohen Breiten.
• CME-bedingter Sturm: Ein großer geomagnetischer Sturm verursacht gewöhnlich 12–36 Stunden lang Polarlichtaktivität, obwohl die intensivste Phase möglicherweise nur 3–6 Stunden dauert. Nach dem plötzlichen Einsetzen des Sturms folgt oft eine ruhige Phase, bevor die Hauptaktivität beginnt.
• Aktivität durch Sonnenwindströme: Ein Wechselwirkungsvorgang mit einem schnellen Strom kann erhöhte Kp-Werte und Hintergrundpolarlichter 2–4 Tage lang aufrechterhalten, normalerweise jedoch mit geringerer Intensität als bei einem direkten CME-Einschlag.

Für die praktische Beobachtung gilt: Sobald ein Schauspiel beginnt, hast du normalerweise 30–90 Minuten mit besonders guter Aktivität. Eine volle Stunde draußen zu stehen ist ein ganz anderes Erlebnis als ein kurzer Blick von 5 Minuten, denn das Schauspiel verändert sich ständig. Die dramatischste Phase tritt oft erst nach 20–30 Minuten ein.

Kann man Polarlichter vorhersagen?

Kurzfristige Polarlichtvorhersagen (0–3 Stunden) sind mit einer Genauigkeit von über 80% recht zuverlässig. Der Grund: Sonnenwinddaten treffen vom NOAA-Satelliten DSCOVR am L1-Lagrange-Punkt ein, ungefähr 1.5 Millionen km stromaufwärts von der Erde. Dieser Satellit ermöglicht eine Vorwarnzeit von etwa 15–60 Minuten, bevor der Sonnenwind die Magnetosphäre der Erde erreicht, und damit nahezu in Echtzeit erstellte Polarlichtvorhersagen.

Mittelfristige Vorhersagen (1–3 Tage) hängen davon ab, ob ein CME beim Verlassen der Sonne entdeckt wurde. Das Space Weather Prediction Center der NOAA verfolgt auf die Erde gerichtete CMEs anhand von Aufnahmen des LASCO-Koronografen und berechnet ihre Ankunftszeit anhand von Geschwindigkeit und Flugbahn. Diese Vorhersagen haben größere Unsicherheitsbereiche; die Ankunftszeit ist gewöhnlich auf ±7 Stunden genau. Dennoch reichen sie aus, um sich einen Abend freizuhalten und sich vorzubereiten.

Langfristige Vorhersagen (mehr als 3 Tage im Voraus) beruhen nach wie vor weitgehend auf statistischen Methoden. Die 27-Tage-Vorschau von AuroraMe liefert eine wahrscheinlichkeitsbasierte Orientierung anhand der Rotationsperiode der Sonne. Einzelne CME-Ereignisse lassen sich jedoch nicht mehr als wenige Tage im Voraus präzise vorhersagen. Die Schlussfolgerung ist klar: Polarlichtbenachrichtigungen sind wichtig. Die besten Ereignisse entwickeln sich und erreichen ihren Höhepunkt innerhalb weniger Stunden. Ein im Voraus eingerichtetes Echtzeit-Warnsystem ist die wirksamste einzelne Maßnahme, mit der du deine Chancen auf Nordlichter verbessern kannst.

Der Sonnenzyklus und warum 2026 etwas Besonderes ist

Die Häufigkeit von Polarlichtern ist nicht jedes Jahr gleich. Die Sonne durchläuft einen ungefähr 11-jährigen Zyklus magnetischer Aktivität, der anhand der Sonnenflecken gezählt wird – der dunklen Stellen auf der Sonnenoberfläche, an denen sich das Magnetfeld konzentriert. Mehr Sonnenflecken bedeuten mehr Sonneneruptionen und CMEs und damit mehr Polarlichter.

Wir befinden uns derzeit im Solarzyklus 25, der im Dezember 2019 begann. Erste Vorhersagen von NOAA und NASA gingen von einem unterdurchschnittlichen Zyklus aus. Die Sonne hatte andere Pläne. Bereits 2023 übertraf die Zahl der Sonnenflecken das vorhergesagte Maximum. Der Zyklus nahm weiter an Fahrt auf und brachte ein seltenes Muster mit zwei Spitzen hervor, das die starke Aktivität bis weit ins Jahr 2026 hinein verlängert hat.

• Erste Spitze: Ende 2023–Mitte-2024, einschließlich des G5-Supersturms im Mai 2024, des stärksten Ereignisses seit 2003
• Zweite Spitze: 2025 bis 2026, mit anhaltend erhöhter Aktivität, häufigen CME-Ereignissen und mehreren G3–G4-Stürmen
• Was das praktisch bedeutet: In mittleren Breiten sind Polarlichter mehrmals im Monat statt nur einige Male im Jahr zu sehen. Städte wie Edinburgh, Kopenhagen, Helsinki und Seattle erleben sie in aktiven Phasen regelmäßig. In London, Berlin und Chicago sind sie bei Stürmen mehrmals im Jahr zu sehen.

Das nächste Sonnenmaximum wird voraussichtlich erst um 2036 erreicht. Wenn dieser Zyklus abflaut, vermutlich bis 2027–2028, werden sich Polarlichter jahrelang wieder in Richtung der Pole zurückziehen. Das günstige Zeitfenster ist jetzt offen.

Häufig gestellte Fragen

Warum haben Polarlichter verschiedene Farben?

Die Farben von Polarlichtern hängen davon ab, welches atmosphärische Gas angeregt wird und in welcher Höhe. Grün stammt von Sauerstoff in 90–150 km Höhe und ist bei Polarlichtern die häufigste Farbe. Rot stammt von Sauerstoff oberhalb von 300 km, wo die dünne Atmosphäre den Atomen Zeit lässt, Licht mit der längeren roten Wellenlänge auszusenden. Dafür ist ein Sturm mit hohem Kp-Wert erforderlich. Lila und Blau stammen von ionisierten Stickstoffmolekülen in etwa 100 km Höhe und erscheinen häufig als scharf abgegrenzter unterer Rand von Polarlichtschleiern. Rosa stammt von Stickstoff unterhalb von 100 km und ist selten. Es tritt nur bei extremen Stürmen auf, wenn der Teilchenbeschuss ungewöhnlich tief in die Atmosphäre eindringt.

Kann man Polarlichter vom Äquator aus sehen?

Unter normalen Bedingungen nicht – für Polarlichter ist eine magnetische Breite von mehr als ungefähr 55 Grad erforderlich. Bei den extremsten geomagnetischen Stürmen (Kp 9, von NOAA als G5 eingestuft) dehnt sich das Polarlichtoval jedoch stark aus. Beim G5-Ereignis im Mai 2024 wurden Polarlichter bis nach Texas, Spanien, Nordafrika und Japan gesichtet. Solche Ereignisse treten nur wenige Male pro Sonnenzyklus auf und lassen sich nicht mehr als ein oder zwei Tage im Voraus vorhersagen.

Was ist ein CME?

Ein koronaler Massenauswurf (CME) ist ein großer Ausbruch magnetisierten Plasmas aus der Sonnenkorona. Ein CME kann Milliarden Tonnen Sonnenmaterie enthalten, die sich mit 500–3 000 km/s bewegen. Trifft ein auf die Erde gerichteter CME ein (üblicherweise 15–72 Stunden nach dem Ausbruch), komprimiert er die Magnetosphäre der Erde und löst geomagnetische Stürme aus. Starke, als G3 oder höher eingestufte CMEs sind für Polarlichter verantwortlich, die in mittleren Breiten sichtbar sind. AuroraMes Sonnenintelligenz-Funktion verfolgt CMEs anhand von 9 NOAA-Datenfeeds in Echtzeit und warnt frühzeitig, sobald ein auf die Erde gerichteter CME bestätigt ist.

Wie lange dauern Polarlichter?

Das hängt vom Auslöser ab. Ein Polarlicht-Substurm, die spektakulärste Art, die man beobachten kann, dauert 15–45 Minuten. Ein CME-bedingter geomagnetischer Sturm kann Polarlichter 12–36 Stunden lang aufrechterhalten, wobei die intensivste Phase üblicherweise 3–6 Stunden dauert. Sonnenwindstrom-Aktivität kann 2–4 Tage lang anhaltende, mäßige Polarlichter hervorrufen. Für die praktische Beobachtung solltest du, sobald ein Schauspiel beginnt, mindestens eine Stunde im Freien einplanen, da sich die spektakulärsten Phasen oft erst 20–30 Minuten nach Beginn entwickeln.

Was ist der Unterschied zwischen Nordlicht und Aurora australis?

Das Nordlicht (aurora borealis) tritt rund um den magnetischen Nordpol der Erde auf. Aurora australis (Südlicht) erscheint gleichzeitig als Spiegelbild rund um den magnetischen Südpol. Beide werden durch denselben Prozess verursacht: Sonnenwind wechselwirkt mit der Magnetosphäre der Erde. Bei geomagnetischen Stürmen dehnen sich beide Ovale gleich weit aus. Die besten Beobachtungsorte für Aurora australis sind der Süden Neuseelands, Tasmanien, Patagonien und die Antarktis. AuroraMe deckt beide Hemisphären mit derselben Vorhersagegenauigkeit ab.

Kann man Polarlichter vorhersagen?

Ja, die Genauigkeit hängt jedoch vom Vorhersagezeitraum ab. Echtzeitvorhersagen (0–1 Stunde) sind dank der vorgelagerten Sonnenwinddaten von NOAAs L1-Überwachungssatelliten (DSCOVR) sehr genau. Vorhersagen für ein bis drei Tage beruhen auf der Entdeckung von CMEs und der Analyse ihrer Flugbahn. Die Ankunftszeit lässt sich dabei auf ungefähr plus oder minus 7 Stunden genau vorhersagen. Für Zeiträume von mehr als 3 Tagen sind nur statistische Prognosen anhand der 27-tägigen Rotation der Sonne möglich. Deshalb sind Warnmeldungen wichtiger als die tägliche Kontrolle: Das Zeitfenster zum Handeln ist oft nur wenige Stunden breit.

Quellen

• NOAA Space Weather Prediction Center — Polarlichter — offizieller Überblick der US-Regierung zur Entstehung von Polarlichtern und geomagnetischer Aktivität
• NASA Heliophysics — Kopplung von Magnetosphäre und Ionosphäre — Wechselwirkung des Erdmagnetfelds mit dem Sonnenwind
• NOAA SWPC — Planetarer K-Index — Echtzeitmessung geomagnetischer Aktivität anhand von Daten aus 13 weltweit verteilten Magnetometerstationen
• NASA — Was ist der Sonnenwind? — Wie geladene Teilchen von der Sonne Polarlichter auslösen
• Newell et al. (2014) — OVATION Prime-2013 — das von NOAA für operative Polarlichtvorhersagen verwendete Modell für Polarlichtteilchenregen (Space Weather, AGU)
• Matzka et al. (2021) — Der geomagnetische Kp-Index — maßgebliche wissenschaftliche Beschreibung des Kp-Index durch seine Betreuer bei GFZ Potsdam (Space Weather, AGU)
• Der Gannon-Sturm (2024) — Bürgerwissenschaftliche Beobachtungen während des geomagnetischen G5-Supersturms im Mai 2024, dem stärksten seit 2003 (Geoscience Communication)
• NCEI — Wanderung der geomagnetischen Pole — Verfolgung der Verlagerung des magnetischen Nordpols der Erde, der sich nun bei ~86°N im Arktischen Ozean befindet

Das in diesem Leitfaden erwähnte Modell des Polarlicht-Substurms wurde erstmals 1964 von Syun-Ichi Akasofu am Geophysical Institute der University of Alaska Fairbanks beschrieben. Diese grundlegende Arbeit prägte die Magnetosphärenphysik. Das Konzept des Polarlichtovals wurde in den 1960er-Jahren von Yakov Feldstein und G.V. Starkov bei IZMIRAN (Russland) vorgeschlagen. Das von NOAA verwendete OVATION-Polarlichtvorhersagemodell wurde von Patrick Newell und Kollegen am Johns Hopkins Applied Physics Laboratory entwickelt.