Auf der Schraubenbahn zum Pol

Jetzt haben wir alles beisammen. Ein Teilchen des Sonnenwinds trifft praktisch nie exakt senkrecht auf eine Feldlinie — es kommt schräg an. Was dann passiert, findet man mit einem Trick heraus, der in der Physik immer wieder trägt: Zerlege die Geschwindigkeit in zwei Anteile und behandle jeden für sich. Hier ist die Zerlegung, noch ganz ohne Bahn:

Bevor du weiterliest: Für jeden der beiden Anteile hast du in den letzten zwei Abschnitten schon die Antwort gelernt. Was macht das Magnetfeld mit $v_{\parallel }$? Und was mit $v_{\perp }$?

• Der Anteil $v_{\parallel }$ parallel zur Feldlinie: Auf ihn übt das Feld keinerlei Kraft aus — die Lorentzkraft braucht Bewegung quer zum Feld. Dieser Anteil bleibt völlig ungestört, das Teilchen driftet gleichförmig an der Feldlinie entlang.
• Der Anteil $v_{\perp }$ senkrecht zur Feldlinie: Für ihn gilt der letzte Abschnitt — er wird auf eine Kreisbahn mit $r=\frac{m{v}_{\perp }}{qB}$ gelenkt.

Beide Bewegungen laufen gleichzeitig und ungestört übereinander: ein Kreis, der gleichmäßig zur Seite geschoben wird. Stell dir das vor, bevor du es ansiehst — welche Kurve entsteht? Das Ergebnis ist eine Schraubenbahn — das Teilchen windet sich um die Feldlinie wie ein Faden um einen unsichtbaren Stab.

Probiere die beiden Regler bewusst getrennt aus. Mehr $v_{\perp }$: Die Windungen werden weiter, aber ihr Abstand bleibt. Mehr $v_{\parallel }$: Dieselben Windungen ziehen sich auseinander, ohne breiter zu werden. Die Zerlegung ist keine Rechentechnik — sie ist im Bild direkt sichtbar.

Und damit löst sich die Frage vom Anfang auf, ob Teilchen auf Feldlinien fahren. Feldlinien sind keine Schienen — kein Teilchen fährt auf ihnen. Aber im Magnetfeld werden sie zu etwas Ähnlichem: Leitplanken. Die Lorentzkraft lässt das Teilchen nicht quer entkommen, sie zwingt es in Kreise um die Linie; frei bleibt nur die Bewegung längs der Linie. Ein geladenes Teilchen im Erdmagnetfeld reist deshalb dorthin, wohin seine Feldlinie führt. Und wohin führen die Feldlinien der Erde? Zu den Polen.

Die Magnetosphäre: ein verbeulter Schutzschild

Von der Sonne aus gesehen ist das Erdmagnetfeld kein hübscher symmetrischer Dipol. Der Sonnenwind — 300 bis 800 km/s schnell — drückt es auf der Tagseite zusammen und zieht es auf der Nachtseite zu einem langen Schweif aus. An der sonnenzugewandten Seite bildet sich eine Bugwelle, an der der Wind abgebremst und um die Erde herumgelenkt wird — dort kommt fast nichts durch. Der Einstieg gelingt den Teilchen erst auf der Rückseite, im Schweif der Magnetosphäre: Dort geraten sie auf erdnahe Feldlinien — und spiralen los, polwärts.

Der magnetische Spiegel: Bremse am Ende der Flasche

In Polnähe rücken die Feldlinien immer dichter zusammen — das Feld wird stärker und ist nicht mehr homogen. Unsere Schraubenbahn-Regel galt aber nur im homogenen Feld. Was ändert sich? Schau auf die Lorentzkraft, während das Teilchen in die Engstelle spiralt:

Links, im fast homogenen Teil, zeigt die Kraft exakt zur Achse — sie lenkt nur, wie im homogenen Feld. Aber wo die Linien zusammenlaufen, steht die Kraft nicht mehr genau quer zur Achse: Ein kleiner Anteil zeigt rückwärts, gegen die Vorwärtsbewegung. Genau dieser Anteil frisst $v_{\parallel }$ auf: Die Schraube wird flacher, langsamer — und am Spiegelpunkt kehrt das Teilchen um und spiralt zurück zum anderen Pol. Es sitzt in einer magnetischen Flasche. Genau das passiert in den Van-Allen-Gürteln: zwei Zonen der Magnetosphäre, in denen Elektronen und Protonen zwischen Nord- und Südpolregion hin- und herpendeln — manche über Jahre.

Warum es leuchtet — und warum grün

Bei starker Sonnenaktivität werden Teilchen tief genug polwärts gedrückt, dass ihr Spiegelpunkt in der Atmosphäre liegt — sie spiralen ihre Feldlinie hinab bis in die Lufthülle. Dort stoßen sie mit Gasteilchen zusammen und übergeben Energie: Die getroffenen Atome und Moleküle senden sie als Licht wieder aus. Angeregter Sauerstoff leuchtet grünlich-weiß — das ist das dominante Grün der Vorhänge. Angeregter Stickstoff leuchtet rosarot bis violett — daher die flackernden Säume am unteren Rand.

Diese Stoßanregung funktioniert nur in sehr dünner Luft: Weiter unten nehmen sich die Gasteilchen die Energie gegenseitig durch Stöße ab, bevor sie leuchten können. Deshalb entsteht das Licht in 100 bis 1000 km Höhe — und deshalb hat jeder Vorhang unten einen scharfen Saum: Dort, wo die Luft zu dicht wird, bricht das Leuchten ab. Die Vorhangform selbst ist das Erdmagnetfeld in Sichtbarkeit: Jeder „Stofffaden" ist ein Bündel von Feldlinien, an dem Teilchen herabspiralen. Das Polarlicht ist eine Landkarte der Feldlinien — gezeichnet von Teilchen, die ihnen nicht wie auf Schienen folgen, sondern von der Lorentzkraft um sie herumgeführt werden.

Bleibt der Rhythmus: Die Sonnenaktivität schwankt in einem Zyklus von etwa 11 Jahren. In Maximumsjahren wird der Sonnenwind so stark, dass Polarlichter bis nach Mitteleuropa reichen — dort oft in tiefem Rot, weil aus südlicher Sicht nur die hohen, sauerstoffdominierten Schichten über dem Horizont stehen. Ein seltenes, blutrotes Himmelsleuchten: Man versteht, warum es früher als Kriegsomen galt.

Damit ist die Frage aus der Nacht über Tromsø beantwortet — nicht durch Eis und Spiegelung, sondern durch eine Kette aus drei Gliedern: Die Sonne liefert schnelle geladene Teilchen. Das Erdmagnetfeld lenkt sie, ohne sie zu beschleunigen, auf Schraubenbahnen zu den Polen. Und die Atmosphäre verwandelt ihre Bewegungsenergie durch Stöße in grünes und violettes Licht. Im nächsten Schritt rechnen wir die Kreisbahn quantitativ durch — von $r=\frac{mv}{qB}$ bis zur spezifischen Ladung e/m, die man im Fadenstrahlrohr selbst messen kann.