Damit es Polarlichter geben kann muss erst einmal etwas auf der Sonne passieren. Hier gibt es drei Moeglichkeiten. Zum einen ein kraeftiges Roentgenflare (grobgesagt eine Explosion) mit anschliessenden koronalen Masseauswurf (CME*) zum anderen Hochgeschwindigkeitssonnenwind der durch ein Coronalhlole*(CH) entsteht. Eine weitere Moeglichkeit ist ein sogenannter Sektorenwechsel, wenn das Interplanetare Magnetfeld MAn spricht bei einen Sektorenwechsel von einem HCS. Wenn ein CME oder ein Coronalhole zeitgleich mit einem HCS auf der Erde eintrifft, kann ein eigentlich schwaches Event viel staerker ausfallen. Ein HCS fuer sich alleine ist meist zu schwach fuer Polarlichter in den mittleren Breiten. Aber da es Ereignisse,die mit einem HCS in Zusammenhang stehen schon bis Suedschweden beobachtet wurden, kann man davon ausgehen, dass Sichtungen auch in Norddeutschland moeglich sind.

Nehmen wir nun an, dass ein heftiges Flare von einer Fleckengruppe in der Sonnenmitte produziert wurde.(kann man am Ausschlag am Goes Xrey-Flux-Diagramm zu erkennen) Anschliessend gab es einen zentrischen CME, einen sogenannten Vullhalo-CME., so kann man davon ausgehen, dass diese Teilchenwolke in Richtung Erde unterwegs ist. Tritt ein solches Ereignis ein, wird es mit 15% gewertet. Geht ein CME nach Osten oder Westen weg und eine erdgerichtete Komponente des CME ist nur zu erahnen gibt es 5%. Um zu sehen ob es einen CME gab oder nicht ist eine Auswertung der C2 und C3 Bilder der Lasco-Kamera des SOHO-Satelliten notwendig. Diese Bilder findet man unter http://sohowww.nascom.nasa.gov/ Manchmal kommt es vor das keine Bilder zu Verfuegung stehen. Dann muss man sich anderweitig behelfen. Unter http://www.sel.noaa.gov/ftpmenu/indices/events.html werden die einzelnen Flares aufgelistet. Erscheint unter den jeweiligen Event eine roemische II und eine roemische IV wurde dieses Flare in gewissen Frequenzbereichen gehoert und man kann mit grosser Wahrscheinlichkeit mit einem CME rechnen.

Ein Coronalhole erkennt man wunderbar auf den EIT-Bildern, besonders dem gelben EIT 284. CHs sind als dunkle groessere Flecken auf diesen Bildern zu erkennen. Ein Coronalhole wird mit 10% gewichtet.

Die Plasmawolke eines CME oder der Hochgeschwingikeitswind benoetigt je nach Geschwindigkeit, mehrere Stunden bzw. Tage bis sie die 150 Mio km absolviert haben und auf der Erde eintreffen- Die Ankunft der so genannten Schockfront kann man im Regelfall sehr schoen am sofortigen starken Anstieg der gelben Linie (Speed) und der braunen Linie (Density) am Swepam-Diagramm erkennen. Auch vom SOHO gibt es ein Diagramm auf dem man eine Ankunft sehr schoen verfolgen kann.( Diagramm vom SOHO) Hochgeschwindigkeitswind (HGSW)eines Coronalhole erkennt man im Gegensatz zur Schockfront am gleichmaessigen Anstieg der Geschwindigkeit und der Density. Fuer die Nutzung im System interessiert uns nun Ankunftszeit der Schockfront oder des HGSW. So werten wir eine Ankunft vor 08.00 UT mit 5%
Ankunft zwischen 08-13UT 10% und zwischen 13.00 und 04.00 UT 15%

Das mit dem CME oder CH mitgefuehrte interplanetare Magnetfeld (IMF) wird von oben genannten Satelliten ausgemessen. Hier interessiert uns die Intensitaet und die Ausrichtung des IMF. Die obere weisse Linie (BT) vom Swepam zeigt die Intensitaet des IMF an und sollte so hoch wie moeglich sein. Die Ausrichtung des IMF wird mit der roten Linie (BZ) angezeigt und diese sollte am besten so weit als moeglich im negativen Bereich sein um mit dem Magnetfeld in Wechselwirkung zu treten. Hier interessieren uns nun die Werte ab Einbruch der Dunkelheit
In unser System wird ein BT von 0-10 mit 2%, von 10-20 mit 5% von 20-30 mit 15% mehr als 30 mit 25% gewertet

Der BZ ist einer der wichtigsten Faktoren, denn bei einem extrem negativ ausgerichtetem IMF ist eigentlich zu 100% mit Polarlicht zu rechnen. Man muesste mehr als minus 30 eigentlich generell mit 100% werten. Da aber die Wertungen der anderen Faktoren mit in die Wertung einfliessen kommen wir automatisch auf ueber 100%
Das BZ wird nun wie folgt gewertet, stark wechselnde (vom plus ins minus und umgekehrt) sowie Pluswerte bis minus 5 2 %; -5 bis -10 10%; -10 bis -20 15%; -20 bis -30 30% und mehr als -30 60% (Anmerkung: Da besonders dieser Faktor mit Hauptverantwortlich fuer Polarlicht ist, werden diese Wertungen staendig verfeinert)

Zusaetzlich kommt noch ein Sonderfall mit dazu. Wenn sich das IMF ueber einen langen Zeitraum (mehre Stunden) im Mittelhohen negativen Bereich befindet ist ebenfalls ein hoher Polarlichtfaktor gegeben. (-15 bis -30) Dieser wird mit 40% gewichtet

Nun spielt die Sonnenwindgeschwindigkeit eine Rolle (gelbe Linie Speed am Swepam) Je hoeher der Speed um so besser folgende Werte fliessen wie folgt ein..
bis 500k/s 1% von 500-600km/s 5% von 600- 800 km/S 10%, 800-1000 km/s 15% mehr als 1000 km /s 30% . Ein Faktor der hier unberuecksichtigt bleibt und von einen Polarlichtexperten bemaengelt wurde, bleibt auch im Update aussen vor. Es handelt sich um die Anfangsgeschwindigkeit des CME, wenn er von der Sonne abgeht. Ein mit sehr hoher Anfangsgeschwindigkeit abgegangener CME sorgt mit Sicherheit fuer Polarlicht aber wenn dieser CME in den Sommermonaten am fruehen Morgen an der Erde ankommt ist es nicht raus ist, dass die Aktivitaet auch bis zur naechsten Dunkelheit anhaelt und weiterhin hat ein sehr schneller CME auch eine hohe Endgeschwindigkeit die immerhin mit 30% gewichtet wird. Zusammen mit den anderen Faktoren wird auch in diesen Fall ein hohes Ergebnis erreicht

Die Teilchendichte der Teilchenwolke spielt natuerlich auch eine massgebende Rolle je hoeher die Teilchendichte um so mehr Teilchen koennen mit dem Erdmagnetfeld in Wechselwirkung treten. Die Werte der Densiity g/qcm von 0-5 1%; 05-10 5% 10-20 10% mehr als 20 15%

Um die Sache nun komplett Rund zu bekommen beachten wir die Magnetometer, denn auch bei schwachen Events kann es zu Substroemen kommen Wir verteilen bei schwachen Events mit geringen Prozentzahlen (unter 60%) folgende Bonuspunkte: Magnetometer mit k5 5%; k6 10% hoehere k-Werte werden selten oder nie erreicht. hier gehts zu den Samseiten

Auswertung

Bei *normalen* Werten, die eine geringe Prozentzahl erziehlen, ( kleiner 50%) ist im Regelfall nicht mit Polarlicht zu rechnen. Da es aber immer mal zu Substroemungen kommen kann, die Regional und zeitlich begrenzt fuer geomagnetische Aktivitaeten sorgen koennen, ist eine Ueberpruefung der regionalen Magnetometer unabdingbar. Die Interpretationen des Ereignis durch die Experten im Polarlichtforum sind ebenfalls eine grosse Hilfe.

Ab 50% wird die Sache interessant. Fotografisches Polarlicht ist moeglich und je hoeher das Endergebnis um so groesser sind die Chancen fuer visuelles Polarlicht. Ab 50% sollte man staendig die Magnetometer im Auge behalten. Bei groesseren Ausschlaegen wird es spannend und man sollte die ersten Kontrollfotos schiessen.

Es gibt aber auch die sogenannten 100%igen Ereignisse bei denen es nicht unbedingt Notwendig ist alle Werte abzuchecken. So z. Bsp. wenn nach einem heftigen Flare zwischen 25 Grad Ost und 25 Grad West auf der Sonne ein gewaltiger Fullhalo-CME mit hoher Anfangsgeschwindigkeit abgegangen ist und zu einer guenstigen Zeit (ab dem Mittag) auf der Erde eintrifft.

Wenn ein CME auf der Erde eintrifft und das IMF ausgeprochen guenstige Werte erzeugt, aehnlich wie am 20.11.03

Wenn das IMF ueber einen langen Zeitraum im hohen negativen Bereich verweilt.