Warum sind Polarlichter grün oder rot? Farben im Modell

Wo Sie stehen

Warum sind Polarlichter grün oder rot? Sauerstoff hat eine schnelle grüne und eine langsame rote Emission; die rote bleibt nur in dünner Luft weit oben erhalten, was Sie über einem etwa 700 m breiten Tal beobachten können. Fotos zeigen meist einen grünen Vorhang über einer dunklen Landschaft, oft gespiegelt in einem See oder Fjord. Dieses Exponat versetzt Sie mitten in dieses Bild: an das Ufer eines gefrorenen Sees in einem arktischen Dorf bei Nacht. Hinter Ihnen stehen Blockhäuser, im Westen liegt ein Fichtenwald, im Osten ein Hügel mit Aussichtsturm und jenseits des Sees eine kleine Beobachtungsstation. Der Himmel darüber berechnet das Polarlicht mit denselben Größen, mit denen die Wissenschaft es beschreibt.

Das Tal ist etwa 700 m breit. Auf einer flachen Terrasse in seiner Mitte stehen zwölf Hütten mit beleuchteten Fenstern, eine Holzkapelle mit Uhr, eine Sauna und ein Steg auf das Eis. Den See im Norden bedecken schwarzes Eis und Schneeverwehungen. Eine festgefahrene Schlittenstrecke führt um den See und durch den Wald. Auf dem 34 m hohen Hügel steht ein 9 m hoher Turm mit freiem Blick über den Himmel. Zur Beobachtungsstation gehören eine Magnetometerhütte, eine Ganzhimmelskamera unter einer Glaskuppel und eine Tafel mit zwei Bildschirmen für die Messungen.

Sie können den Himmel verändern. Die Bedienelemente regeln Sturmstärke (Kp-Index), Elektronenenergie, Uhrzeit, Datum, Ort, Wolken, Mond und Kameraverschluss. Jede Einstellung verändert das Polarlicht entsprechend der Wirklichkeit. Links erklärt eine Anzeige die Zusammenhänge mit geomagnetischer Breite, Rand des Polarlichtovals, Höhe des grünen und roten Lichts und Sonnenstand. Eine kleine Karte darüber zeigt das Oval vom Pol aus mit Ihrem markierten Standort.

Die ersten zehn Sekunden

Das Exponat beginnt spät an einem Februarabend auf der Breite von Tromsø in Nordnorwegen, bei Kp 3+, kurz vor magnetischer Mitternacht. Ein Teilsturm ist in seiner Ausbruchsphase: Vorhänge werden heller, falten sich und schicken Strahlen in den Himmel. Das blanke Seeeis spiegelt sie. Ziehen Sie den Blick nach oben. Das grüne Licht beginnt etwa 100 km über Ihnen und färbt in einer solchen klaren Nacht sogar den Schnee schwach grün.

Woher das Licht kommt

Polarlicht entsteht, wenn schnelle Elektronen auf Luft treffen. Das Space Weather Prediction Center der NOAA erklärt: Elektronen werden im nächtlichen Schweif des Erdmagnetfelds und näher an der Erde entlang der Polarlichtfeldlinien beschleunigt. Sie folgen dem Feld nahe den Polen in die obere Atmosphäre und stoßen dort auf Sauerstoff und Stickstoff. Atome und Moleküle nehmen dabei Energie auf und geben sie als Licht ab, ähnlich dem Gas einer Leuchtröhre. Auch Protonen erzeugen Polarlicht, doch es ist schwach, diffus und meist schwer zu sehen.

Die Feldlinien bestimmen den Ort. Nahe dem Äquator verlaufen sie hoch über dem Boden und schließen sich weit draußen im All; nahe den Polen tauchen sie steil in die Atmosphäre ein. Die leuchtenden Elektronen folgen Feldlinien aus dem nächtlichen Schweif, die den Boden in einem Band um jeden Magnetpol erreichen. Laut NOAA entsteht Polarlicht gewöhnlich 80 bis 500 km über der Erdoberfläche. Am besten beobachtet man es unter einem Band zwischen etwa 60° und 75° Breite, wo es in mehr als der Hälfte aller Nächte sichtbar ist.

Die Sonne liefert die Energie, aber nicht direkt. Der Sonnenwind, ein dünner Strom geladener Teilchen, drückt auf das Magnetfeld und zieht es auf der Nachtseite zu einem langen Schweif. Dort sammelt sich Energie und wird schubweise freigesetzt. Trifft ein koronaler Massenauswurf, eine große von der Sonne ausgestoßene Plasmawolke, die Erde, wird das Feld stärker gestört: Das Polarlicht wird heller und wandert äquatorwärts.

Warum grün und warum rot

Die meisten Farben stammen von atomarem Sauerstoff. Die Erläuterungen von NOAA Science On a Sphere nennen als häufigste Farbe ein blasses Gelbgrün mit genau 557,7 nm Wellenlänge. Auch das verbreitete rote Leuchten bei 630,0 nm stammt von Sauerstoff. Die unteren Strahlenränder können durch Stickstoffionen bei 427,8 nm blauviolett sein. NASA nennt folgende Höhen: Grün etwa zwischen 100 und 200 km, Rot oberhalb von 200 km, Blau durch Stickstoff zwischen 100 und 200 km und Rosa oder Rotviolett durch Stickstoff unterhalb von etwa 100 km.

Warum leuchtet dasselbe Atom unten grün und oben rot? Ein Sauerstoffatom im Zustand für die grüne Linie sendet sein Photon meist innerhalb etwa einer Sekunde aus. Der Zustand für die rote Linie hält im Mittel etwa 110 Sekunden an. In der dünnen Luft oberhalb von 200 km kann das angeregte Atom so lange ohne Zusammenstoß warten. Weiter unten verliert es seine Energie vorher durch einen Stoß an einen Nachbarn, sodass kein rotes Licht entsteht. Modelle der 630,0-nm-Emission nennen das Stoßlöschung. Die Höhe sortiert die Farben: oben Rot, in der Mitte Grün und am unteren Rand die schnelleren Stickstoffemissionen.

Das Exponat baut jeden Vorhang aus vier Schichten nach diesen Regeln auf. Der Shader verfolgt jeden Sehstrahl durch die Atmosphäre über einer gekrümmten Erde, von 85 km bis zur Oberkante der roten Schicht. In jeder Höhe trifft der Strahl auf das Vorhangmuster und addiert das Licht der dort hellen Schichten. Deshalb ist die Unterkante scharf und grün, während die Oberkante in Rot ausläuft.

Eine Farbe für jede Höhe

Die Höhenmarkierung vergleicht das Polarlicht mit Bekanntem. Ein Mensch ist 1,7 m groß. Ein Verkehrsflugzeug fliegt in etwa 11 km Höhe. Der Everest-Gipfel liegt knapp unter 9 km. Das grüne Licht beginnt nahe 100 km, etwa neun Flughöhen und etwa 59.000-mal so hoch wie die Figur am Ufer. Die Internationale Raumstation kreist in etwa 410 km Höhe innerhalb der roten Schicht. Astronauten sehen daher oft nach unten auf Grün und seitlich auf Rot.

Die Skala steht mindestens 450 km entfernt in Richtung des Polarlichts, damit 100 km und 400 km in ein Blickfeld passen. Durch die Erdkrümmung sind die Beschriftungen nicht gleichmäßig gestaffelt: Aus der Ferne erscheinen 400 km nur wenige Male höher über dem Horizont als 100 km.

Elektronenenergie bestimmt die Höhe

Wie tief ein Elektron gelangt, hängt von seiner Energie ab. Ein schnelles Elektron dringt weiter in die dichter werdende Luft vor, bevor es seine Energie abgegeben hat. Studien zum Elektronenniederschlag setzen das Ionisationsmaximum bei 10 keV nahe 110 km an, bei unter 0,1 keV nahe 250 km. Elektronen mit rund 100 keV erreichen etwa 80 km. Das Exponat verwendet eine glatte Kurve durch solche Werte: 0,1 keV stoppt nahe 235 km, 1 keV nahe 145 km, 3 keV nahe 125 km, 10 keV nahe 110 km, 30 keV nahe 96 km und 100 keV nahe 80 km.

Der Energieregler zeigt die Folgen. Bei weichen Elektronen unter etwa 1 keV entsteht Licht weit oben, wo die rote Linie bestehen bleibt: Das Polarlicht wird rot. Bei harten Elektronen ab 20 keV reichen die Vorhänge unter 100 km und bekommen einen rosa Stickstoffsaum. Die meisten hellen Vorhänge stammen von Elektronen mit wenigen keV; dort beginnt der Regler.

Das Oval: Ring statt Kappe

Oft stellt man sich Polarlicht als Leuchten über dem Nordpol vor. Aus dem All ist es ein Ring. NOAA beschreibt zwei Ovale um die Magnetpole. In ruhigen Zeiten ist der Ring wenige hundert Kilometer breit und liegt weit vom geografischen Pol entfernt. Der Nordpol selbst liegt meist innerhalb des Rings unter einer Polarkappe mit wenig Polarlicht. Deshalb sind Tromsø, Kiruna, Fairbanks und Yellowknife bessere Beobachtungsorte als der Pol.

Der Ring liegt nicht um den geografischen, sondern um den geomagnetischen Pol. Das IGRF-Modell setzte ihn für 2025 bei etwa 80,8° N, 72,6° W an, über der kanadischen Arktis in Richtung Greenland, etwa 1000 km vom Nordpol entfernt. Der Ring ist außerdem unsymmetrisch und reicht nachts weiter äquatorwärts als tagsüber. Frühe Satellitenbilder zeigten einen nahezu kreisförmigen, vom Pol versetzten Ring. Holzworth und Meng beschrieben ihn 1975 gut durch einen versetzten Kreis mit kleinen Korrekturen.

Die kleine Karte zeigt das verwendete Oval von oben, mit magnetischer Mitternacht unten. Ändert man die Uhrzeit, dreht sich die Erde unter dem zur Sonne feststehenden Oval. Mit steigendem Kp wächst der Ring.

Warum ein Sturm das Oval äquatorwärts schiebt

Im Oval erreichen Feldlinien aus dem Nachtschweif den Boden. Drückt der Sonnenwind stärker, besonders bei südwärts gerichtetem mitgeführtem Magnetfeld, werden mehr irdische Feldlinien geöffnet und in den Schweif gezogen. Die Polarkappe aus offenen Feldlinien wächst, ebenso das Oval um sie herum. Holzworth und Meng fanden in Satellitenbildern einen Zusammenhang zwischen Ovalgröße und südlicher Komponente des Sonnenwindfelds. Carbary leitete aus UV-Bildern des NASA-Satelliten Polar eine Faustregel für den hellsten Teil ab: Pro Kp-Stufe wandert er etwa 1° geomagnetischer Breite äquatorwärts.

Ein starker Sturm ist deshalb nicht immer günstig für arktische Städte. Bei Kp 7 sinkt der Ovalrand in diesem Modell um Mitternacht auf etwa 53°. Tromsø bei 67,5° liegt dann polwärts des hellsten Polarlichts, und die Vorhänge erscheinen am Südhimmel. Die Führung zeigt es beim Blick nach Süden über das Dorf.

Kp, die Sturmzahl

Der Kp-Index misst die Störung des Erdmagnetfelds. Er wird alle drei Stunden aus Magnetometerdaten von 13 Observatorien unterhalb der Polarlichtzone berechnet. Er reicht von 0 bis 9 in Drittelstufen: 0, 0+, 1-, 1, 1+ und weiter bis 9, insgesamt 28 Stufen. NOAA verwendet ihn für die geomagnetische Sturmskala. Kp 5 ist ein schwacher Sturm (G1), Kp 6 mäßig (G2), Kp 7 stark (G3), Kp 8 schwer (G4), Kp 9 extrem (G5). NOAA erwartet G5 etwa viermal in einem 11-jährigen Zyklus.

Dieselbe Tabelle nennt eine ungefähre Reichweite. Bei Kp 5 ist Polarlicht häufig in hohen Breiten wie Nord-Michigan und Maine sichtbar. Bei Kp 6 wurde es bis New York und Idaho gesehen, typischerweise bei 55° geomagnetischer Breite; bei Kp 7 bis Illinois und Oregon, typischerweise 50°; bei Kp 8 bis Alabama und Nord-California, typischerweise 45°; bei Kp 9 bis Florida und Süd-Texas, typischerweise 40°.

Der Regler nutzt dieselben Drittelstufen. Die Beschriftung folgt der veröffentlichten Form: 3+ bedeutet drei und ein Drittel.

Wie das Modell das Oval platziert

Der Ovalrand beruht auf einer Studie. Gussenhoven, Hardy und Heinemann bestimmten mit Elektronendetektoren der Wettersatelliten DMSP F2 und F4, die täglich oft die Polarlichtzone kreuzen, den äquatorwärtigen Rand des diffusen Polarlichts. Für jede magnetische Ortsstunde passten sie eine Gerade Λ = Λ0 + α·Kp an. Λ ist die korrigierte geomagnetische Breite des Rands. Nahe magnetischer Mitternacht (00 bis 01 MLT) lautet sie 66,1° − 1,99° × Kp; bei 11 bis 12 MLT nahe Mittag 70,1° − 1,25° × Kp. Nachts wandert der Rand pro Kp-Stufe etwa 2° äquatorwärts, tagsüber weniger.

Das Exponat verbindet die stündlichen Geraden glatt und schließt zwei Tabellenlücken (02 bis 04 MLT und 13 bis 15 MLT) durch lineare Verbindung der Nachbarstunden. Die Stichprobe reicht etwa bis Kp 6; Kp 7, 8 und 9 sind Extrapolationen. Die Tabelle stellt das Modell neben NOAA: Deren typische Sichtbarkeitsgrenzen liegen zwischen dem Ort mit Ovalrand im Zenit und dem fernsten Ort, an dem die rote Oberkante gerade den Horizont erreicht.

Die Breite des hellen Bands ist eine eigene Faustregel, keine Anpassung: etwa 8° um Mitternacht bei ruhigen Bedingungen, zusätzlich 0,4° pro Kp-Stufe, nahe Mittag etwa 7°. Vor Mitternacht ist das Band am hellsten, mittags am schwächsten. NOAAs eigene 30-Minuten-Vorhersage verwendet OVATION Prime, ein anderes Modell, das Sonnenwindmessungen statt Kp nutzt.

Ihre geomagnetische Breite

Da das Oval um den geomagnetischen Pol liegt, ist die geografische Breite nur ein schlechter Anhaltspunkt. Tromsø bei 69,7° N liegt auf etwa 67,5° geomagnetischer Breite. Fairbanks bei 64,8° N liegt auf etwa 65,6°, weil Alaska auf der Seite liegt, zu der der geomagnetische Pol geneigt ist. Seoul bei 37,6° N liegt nur auf etwa 28,9°, weil Ostasien auf der Gegenseite liegt. Eine Stadt gleicher geografischer Breite in Europa oder Nordamerika hätte bessere Chancen.

Öffnen Sie „Mein Ort“ und wählen Sie eine Stadt, verwenden Sie Ihren Standort oder geben Sie Breite und Länge ein. Das Exponat berechnet die geomagnetische Breite aus dem IGRF-Dipol und zwei Kp-Werte: für den Ovalrand über Ihnen um magnetische Mitternacht und für erstes rotes Licht am Horizont. Die Städteliste im Polarlichtbuch macht das für 40 Orte von Tromsø und Longyearbyen bis Singapore. Ihre Eingaben verlassen das Gerät nicht.

Polarlicht aus der Ferne sehen

Man muss nicht unter dem Oval stehen. Licht aus 100 km Höhe ist weit entfernt tief am Horizont sichtbar, ähnlich einer fernen Bergkette. Die Erdkrümmung setzt eine Grenze. Für Licht in Höhe h liegt der fernste Bodenpunkt mit Licht am Horizont um einen Winkel θ entfernt, mit cos θ = R / (R + h). R ist der Erdradius von 6371 km. Bei 110 km ergibt das etwa 10,6° Breitenabstand, rund 1200 km. Bei 400 km sind es etwa 19,8°.

Deshalb ist die rote Oberkante fern vom Oval wichtig. In einem großen Sturm wandert das Oval äquatorwärts und die rote Schicht reicht höher, in diesem Modell bei Kp 9 bis 475 km. In einer 20° entfernten Stadt liegen die grünen Vorhänge unter dem Horizont, die rote Oberkante aber knapp darüber.

Praktisch genügt die Geometrie nicht: Hügel, Dunst, Stadtlicht und das schwache Licht nahe dem Horizont behindern die Sicht. Deshalb liegen NOAAs typische Grenzen deutlich polwärts der geometrischen Grenze in der Tabelle.

Korea und der Sturm im Mai 2024

Am 10. Mai 2024 erreichte eine Folge koronaler Massenauswürfe die Erde und löste den ersten G5-Sturm seit 2003 aus. NASA nannte ihn den stärksten Sonnensturm an der Erde seit 20 Jahren und erwähnte Polarlicht bis hinab zu 26° magnetischer Breite. Im Modell reicht die rote Oberkante bei Kp 9 bis 27,2° gerade über den Horizont, nahe diesem Bericht.

Das Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI) berichtete über Beobachtungen in Korea. Die Ganzhimmelskamera des oberen Atmosphärenbeobachtungssystems TIMOS am Bohyunsan Observatory zeichnete durch einen roten 630,0-nm-Filter rotes Licht im Norden auf. KASIs Weitwinkelteleskope in Mongolia und den United States fotografierten ebenfalls rotes Polarlicht. Früh am 12. Mai fotografierten Amateurastronomen des Yongin Children's Observatory rotes Polarlicht von Hwacheon in Gangwon aus. KASI wies darauf hin, dass die Kamera in Bohyunsan auch am 30. Oktober 2003 während der Halloween-Stürme rotes Polarlicht erfasst hatte. Später beschrieben Forschende große Änderungen der koreanischen Ionosphäre im selben Sturm: Nachts stieg der Gesamtelektronengehalt und starke Szintillation trat auf; am Folgetag sank er mehr als 70% unter den Normalwert.

Die Führung versetzt Sie bei Kp 9 nahe magnetischer Mitternacht nach Seoul. Nur ein dünnes rotes Leuchten erscheint über den nördlichen Höhenzügen und spiegelt sich im See. Mehr ist aus Korea kaum zu erwarten; dafür braucht es einen der größten Stürme eines Sonnenzyklus.

Eine Nacht: Bögen, Ausbruch, Flecken

NOAA beschreibt eine typische Nacht: Abends bilden sich Bögen von Horizont zu Horizont. Später, nahe Mitternacht, verdrehen und bewegen sie sich wie Vorhänge im Wind. Zeitweise können sie sich rasch und sehr hell über den ganzen Himmel ausbreiten, auf dem Höhepunkt eines Polarlichtteilsturms. Am frühen Morgen werden die Formen wolkenartig. Solche diffusen Flecken blinken oft stundenlang.

Syun-Ichi Akasofu beschrieb diesen Ablauf 1964 anhand von Ganzhimmelfilmen und nannte ihn Polarlichtteilsturm. Gespeicherte Energie im Magnetschweif wird frei; die Ausbruchsphase beginnt meist nahe magnetischer Mitternacht. Die pulsierenden Morgenflecken entstehen durch Elektronen, die Chorwellen aus der Magnetosphäre herausstreuen. Nishimura und Kollegen zeigten 2010, dass Flecken und Wellen gemeinsam ein- und ausschalten.

Auf der Nachtseite bei Kp 3 oder höher wiederholt das Exponat einen solchen Ablauf: etwa 40 Sekunden langsames Aufhellen, etwa 20 Sekunden Ausbruch mit schnelleren Strahlen und polwärtiger Ausbreitung, dann Erholung. Zwischen 03 und 09 magnetischer Ortszeit werden die Vorhänge durch blinkende Flecken ersetzt.

Magnetometer und Ganzhimmelskamera

Beim Ausbruch fließt etwa 100 km über Ihnen entlang des Polarlichts ein starker westwärtiger Elektrojetstrom. Ein Magnetometer misst ihn als Abnahme der nordwärtigen Feldkomponente. Die Tafel zeigt die letzten 60 Sekunden einer solchen Spur. Bei Kp 4 oder 5 fällt sie im Ausbruch um mehrere hundert Nanotesla, verglichen mit dem gesamten Erdmagnetfeld von etwa 50.000 nT. Kp selbst entsteht aus solchen Aufzeichnungen an polferneren Observatorien.

Daneben steht eine Ganzhimmelskamera: Ein Fischaugenobjektiv unter einer Glaskuppel fotografiert den ganzen Himmel in einem Bild. Norden ist oben und Osten links, da man nach oben blickt. Der Bildschirm zeigt denselben Himmelsshader wie um Sie herum, als Fischaugenbild.

Polarnacht und Mitternachtssonne

Nördlich des Polarkreises bleibt die Sonne einen Teil des Winters ganztägig unter dem Horizont. Das Exponat berechnet ihren Stand mit NOAAs Sonnengleichungen. Ein Tag gilt als Polarnacht, wenn der Sonnenmittelpunkt mittags mehr als 0,833° unter dem Horizont bleibt. Der Winkel berücksichtigt Lichtbrechung und Sonnenradius. Für Tromsø ergibt das 48 Tage vom 29. November bis 15. Januar, für Longyearbyen auf Svalbard 111 Tage.

Am Polarkreis selbst gibt es keine Polarnacht. Bei Rovaniemi unmittelbar an der Linie zeigt sich selbst am kürzesten Tag die Sonnenoberkante, weil die Luft ihr Bild um etwa ein halbes Grad anhebt. Polarnacht braucht eine etwas nördlichere Breite.

Erst Dunkelheit macht Polarlicht sichtbar. Im Sommer verhindert die Mitternachtssonne die Beobachtung in Polarlichtbreiten. Im Exponat verblasst das Licht, wenn die Sonne zum Horizont steigt. In der Dämmerung beleuchtet sie hohe Strahlenspitzen: Besonnte Stickstoffionen leuchten violett. Deshalb zeigen manche Fotos violette Spitzen über grünen Vorhängen.

Auge und Kamera

Ein Foto wirkt oft heller und farbiger als der Himmel. Die NASA-Infografik erklärt ausdrücklich: Dem bloßen Auge erscheinen Polarlichter selten so hell, Kameras erfassen aber selbst schwache Polarlichter detailliert. Eine Kamera sammelt Licht, solange der Verschluss offen ist, zwei, zehn oder dreißig Sekunden. Das Auge kann das nicht. Bei schwachem Licht nutzt es farbunempfindliche Stäbchen, sodass schwaches Polarlicht bis zum Aufhellen wie eine graue Wolke wirken kann.

Der Verschlussregler wirkt zweifach. In der Liveansicht bestimmt er die Szenenhelligkeit wie ein Kamerabildschirm. Beim Fotografieren im Fotomodus berechnet das Exponat die Bilder innerhalb der Belichtungszeit mit bewegtem Polarlicht und addiert sie. Bei 1/30 s ist das Foto dunkel. Bei 10 s sind Vorhänge hell und glatt. Bei 30 s verwischen schnelle Teile zu weichem Leuchten und der Schnee wird überbelichtet. „Auge“ nähert den Eindruck des Auges an: Schwache Bereiche verlieren ihre Farbe.

Das Südlicht

Das südliche Oval liegt um den geomagnetischen Südpol über Southern Ocean und Antarctica. Die meisten Feldlinien des nördlichen Ovals enden auch im südlichen, sodass ein Sturm beide beleuchtet. Sie sind keine genauen Spiegelbilder. Laundal und Østgaard fotografierten beide Ovale mit zwei Satelliten gleichzeitig und fanden je nach Jahreszeit und Richtung des Sonnenwindfelds unterschiedliche Helligkeiten.

Korea betreibt zwei Antarktisstationen. King Sejong Station bei 62,2° S auf King George Island liegt auf etwa 53° geomagnetischer Breite und sieht das Polarlicht bei Stürmen im Süden. Jang Bogo Station bei 74,6° S auf der Ross-Sea-Seite liegt bei etwa 77°, nahe dem polwärtigen Ovalrand. Wählen Sie sie unter „Ort“ und blicken Sie nach Süden.

STEVE, Dünen und neue Formen

2016 fotografierten Beobachtende in Canada südlich des normalen Polarlichts ein schmales, ost-westlich verlaufendes malvenfarbenes Band und nannten es Steve. Satelliten fanden darunter einen sehr schnellen heißen Plasmastrom, aber keinen Elektronenniederschlag wie bei normalem Polarlicht. Die Wissenschaft gab ihm das nachträgliche Akronym Strong Thermal Emission Velocity Enhancement. Gallardo-Lacourt und Kollegen deuteten das Licht als Leuchten der erhitzten oberen Atmosphäre, nicht als Polarlicht. NASA nennt Erkennungsmerkmale: STEVE erscheint etwa 5 bis 10 Grad äquatorwärts des normalen Polarlichts, ist ein sehr schmaler Ost-West-Bogen, hält 20 Minuten bis eine Stunde an und wird manchmal von kurzen grünen Streifen, dem Lattenzaun, begleitet.

2020 beschrieben finnische Bürgerforschende und Wissenschaftler eine weitere Form, die Dünen: parallele grüne Streifen in etwa 100 km Höhe, wie Sandrippeln, geformt von atmosphärischen Wellen in dieser Höhe.

Das Exponat erzeugt STEVE nach einem nächtlichen Teilsturm bei Kp ab 5, etwa 2,3° äquatorwärts des Ovalrands, bei den größten Stürmen mit dem Lattenzaun darunter.

Kann man Polarlicht hören?

Im Norden berichten Menschen seit langem von Knistern, Zischen oder Klatschen bei starken Polarlichtern. Silverman und Tuan sichteten 1973 die Berichte. Die Frage bleibt umstritten. Schall aus 100 km Höhe wäre zu schwach und käme Minuten später an; ein echtes Geräusch müsste daher bodennah entstehen. Manche Forschende vermuten elektrische Effekte der unteren Atmosphäre bei geomagnetischen Störungen. Der versteckte Fund im Wald spielt ein solches beschriebenes Geräusch, eine Illustration, keine Aufnahme.

Der 11-jährige Zyklus

Die Sonnenaktivität steigt und fällt über etwa 11 Jahre, messbar an der Fleckenzahl. Am 15. Oktober 2024 verkündeten NASA, NOAA und das internationale Solar Cycle Prediction Panel, dass die Sonne die Maximumphase des Sonnenzyklus 25 erreicht hatte, die etwa ein Jahr anhalten könnte. Der bis dahin größte Ausbruch des Zyklus, X9.0, ereignete sich am 3. Oktober 2024. Große Stürme treten um das Maximum häufiger auf, aber auch in anderen Jahren.

Maßstab für extreme Ereignisse bleibt der Sturm vom September 1859, das Carrington-Ereignis, benannt nach dem Astronomen, der den Ausbruch sah. Weltweit wurde Polarlicht in niedrigen Breiten gemeldet. Cliver und Dietrich diskutierten damit die Grenzen extremen Weltraumwetters.

Polarlicht auf anderen Planeten

Jeder Planet mit Atmosphäre und Magnetfeld kann Polarlicht haben. Hubble fotografiert Jupiters Licht im Ultraviolett. Laut ESA bedeckt es größere Flächen als die ganze Erde, ist Hunderte Male energiereicher und hört nie auf. Jupiter besitzt eine zusätzliche Quelle: Der Vulkanmond Io schleudert geladene Teilchen ins All. Wo Feldlinien von Io Jupiter erreichen, hinterlassen sie einen hellen Fußabdruck nahe dem Hauptoval. Juno hat diese Abdrücke aus der Nähe fotografiert.

Auch Saturns Polarlicht ist meist ultraviolett, denn die Atmosphären der Riesenplaneten bestehen überwiegend aus Wasserstoff. Hubble beobachtete 2017 sieben Monate lang das Nordlicht und fand zwei Helligkeitsmaxima, bei Morgengrauen und kurz vor Mitternacht. Mars besitzt kein globales Magnetfeld und kein Oval. NASAs MAVEN entdeckte nach einem Sonnensturm diffuses Polarlicht über weiten Teilen des Planeten.

Der Planetenregler im All zeigt Jupiter, Saturn und Mars mit Polarlicht in Falschfarben und daneben jeweils die Erde im gleichen Maßstab.

Wie der Himmel gezeichnet wird

Ein Shader berechnet den Himmel für jedes Pixel in halber Auflösung und verteilt das Ergebnis über den Bildschirm. Sterne und Mond kommen in voller Auflösung hinzu. Für jedes Pixel verfolgt er den Sehstrahl durch die Atmosphäre über einer gekrümmten Erde. Er prüft bis zu 64 Höhen zwischen 82 km und der Oberkante der roten Schicht, mit engeren Abständen unten an den scharfen Vorhängen. Für jede Höhe bestimmt er die Position entlang des Erdoberflächenbogens und in Richtung Magnetpol und liest dort das Vorhangmuster aus.

Vorhänge folgen dem nicht senkrechten Magnetfeld. Für einen Dipol gilt bei geomagnetischer Breite λ für die Inklination I: tan I = 2 tan λ. Bei Tromsøs 67,5° sind das etwa 78°. Eine Feldlinie von 100 km bis 300 km Höhe bewegt sich dadurch etwa 40 km äquatorwärts. Der Shader verschiebt das Muster entsprechend jeder Höhe, sodass die Strahlen gemeinsam geneigt sind. Von direkt unten scheinen parallele Strahlen im magnetischen Zenit zusammenzulaufen, in Tromsø etwa 12° vom wahren Zenit äquatorwärts: die Korona.

Seitlich betrachtete dünne Vorhänge sind schmaler als der Abstand der Höhenproben. Deshalb wird jede Fläche auf diesen Abstand verbreitert und im gleichen Verhältnis abgedunkelt. Ihre Lichtmenge bleibt erhalten und sie flimmert nicht. Das Seeeis liest für die Spiegelung dasselbe Bild zurück, soweit die Richtung auf dem Bildschirm liegt, und berechnet es außerhalb mit weniger Schritten neu.

Wolken, Mond und Dorflicht

Wolken liegen etwa 2,5 km hoch, weit unter dem Polarlicht. Dichte Wolken verdecken es vollständig. Von unten leuchten sie oft schwach grün, beleuchtet vom Polarlicht darüber. Der Wolkenregler fügt eine ziehende Schicht hinzu. Bei mehr als halb bedecktem Himmel beginnt leichter Schneefall.

Die Mondphase ist einstellbar, die Position folgt daraus relativ zur Sonne: Vollmond steht in der Winternacht hoch, eine Sichel bleibt sonnennah. Ein heller Mond beleuchtet Schnee und Himmel und verdeckt schwaches Polarlicht. Das Dorf fügt warmes Licht nahe dem Horizont hinzu.

Unterschiede zur Wirklichkeit

• Der Ovalrand folgt der DMSP-Anpassung für den Rand des diffusen Polarlichts. Helle einzelne Bögen können überall im Band liegen. Unter dem Oval platziert das Exponat einen knapp polwärts von Ihnen, sonst auf der Ihnen zugewandten Seite.
• Die Bandbreite ist eine Faustregel; oberhalb von etwa Kp 6 wird extrapoliert. In echten Großstürmen kann das Oval weiter äquatorwärts reichen als die Geraden erwarten lassen.
• Hier bestimmt Kp alles. Echte Polarlichter reagieren unmittelbar von Minute zu Minute auf Geschwindigkeit, Dichte und Magnetfeld des Sonnenwinds. Zwei Stürme mit gleichem Kp können anders aussehen.
• Die geomagnetische Breite stammt aus einem geneigten Dipol. Korrigierte geomagnetische Koordinaten unterscheiden sich mancherorts um ein Grad oder mehr, besonders im Südatlantik.
• Die Emissionsschichten sind glatte Kurven durch veröffentlichte Höhen, keine vollständige Rechnung von Energieablagerung und Chemie. Die Helligkeit ist relativ, ohne Angaben in Kilorayleigh.
• Die Vorhänge sind erfundene Muster gefalteter Flächen und driftender Strahlen, die Fotos ähneln sollen. Höhe, Farbe, Feldlinienneigung und Position folgen dem Modell.
• Die Landschaft bleibt an allen Orten gleich. Nur Himmel, Sonne, Mond und Sterne ändern sich mit dem Ort.
• Die Mondposition folgt der gewählten Phase entlang der Ekliptik relativ zur Sonne; sie ist keine vollständige Mondephemeride.

Bewegung im Tal

Gehen Sie mit WASD, Pfeiltasten oder einem Klick auf den Boden. Am Telefon dient der Kreis links unten oder ein Tippen auf den Boden. Ziehen verändert den Blick, auch gerade nach oben. Rechts unten wechseln Sie zwischen Gehen, Laufen, Schlitten, Drohne in 45 m Höhe und Weltraumansicht. Die Tasten 1 bis 5 tun dasselbe. M öffnet die Karte, T die Aufgaben, B das Polarlichtbuch, F die versteckten Funde und P den Fotomodus.

Die Turmtreppe liegt an der Südseite. Der Schlitten ist auf der gestrichelten Strecke um den See am schnellsten. Im All drehen Sie den Planeten durch Ziehen und zoomen durch Scrollen.

Die Führung

Die Führung hat 14 Schritte. Sie beginnt beim Ausbruch über dem See, zeigt Farben nach Höhe, erzeugt rotes Licht, schiebt das Oval südlich an Tromsø vorbei, stellt Sie unter eine Korona, spiegelt den Himmel im Eis, besucht die Station, vergleicht Auge und Kamera, sucht Polarnacht, blickt von Seoul bei Kp 9 nach Norden, besucht King Sejong Station und Svalbard mittags und endet im All bei Erde und Jupiter.

Aufgaben und versteckte Funde

Es gibt 11 Aufgaben. Manche fragen nach Modellwerten wie dem nötigen Kp für Seoul. Andere lösen Sie durch Herstellen einer Situation: rotes Licht, Polarnacht, ein 10-Sekunden-Foto, Korona über Ihnen, Teilsturm am Magnetometer, Polarlicht mittags. „Vorbereiten“ bringt Sie an einen günstigen Ausgangspunkt, ohne die Aufgabe zu lösen.

Das Polarlichtbuch enthält 44 Einträge zu Farben, Formen und Ereignissen, Himmel und Kamera, Ansichten aus dem All und besuchten Polarlichtorten. Im Tal liegen 18 versteckte Funde, sieben davon Karten mit überraschender Richtigstellung unter „Tatsächlich“. Der Fortschritt bleibt auf diesem Gerät.