Sonnenwind

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Ein Experiment zur Erforschung des Sonnenwinds. Das Sonnenwindsegel wird von Aldrin während der Apollo-11-Mission ausgerichtet.

Der Sonnenwind ist ein Strom geladener Teilchen, der ständig von der Sonne in alle Richtungen abströmt. Im Vergleich zum Sternwind anderer Fixsterne ist er relativ schwach, muss aber bei der Ursonne stärker gewesen sein[1].

Gelegentlich wird auch der falsche Begriff Sonnenstaub (analog zu Sternenstaub) verwendet, was insbesondere bei der Berichterstattung der Presse zur Genesis-Sonde der Fall war.

Entstehung und Zusammensetzung[Bearbeiten]

Der Sonnenwind besteht hauptsächlich aus Protonen und Elektronen sowie aus Heliumkernen (Alphateilchen); andere Atomkerne und nichtionisierte (elektrisch neutrale) Atome sind kaum enthalten, weshalb der Sonnenwind ein sogenanntes Plasma darstellt.

Obwohl er aus den äußeren Schichten der Sonne stammt, spiegelt er die Elementhäufigkeit dieser Schichten nicht exakt wider. Denn durch Fraktionierungsprozesse (FIP-Effekt) werden manche Elemente im Sonnenwind angereichert beziehungsweise verdünnt. Im Inneren der Sonne wurden die Elementhäufigkeiten durch die dort ablaufende Kernfusion geändert; da aber die äußeren Sonnenschichten nicht mit den inneren gemischt sind, entspricht deren Zusammensetzung noch jener des Urnebels, aus dem sich das Sonnensystem gebildet hat. Die Erforschung des Sonnenwindes ist deshalb auch interessant, um sowohl auf die chemische Zusammensetzung als auch auf die Isotopenhäufigkeiten des Urnebels schließen zu können.

In Erdnähe hat der Sonnenwind eine Dichte von ≈ 5 × 106 Teilchen pro Kubikmeter. Die Sonne verliert durch den Sonnenwind pro Sekunde etwa eine Million Tonnen ihrer Masse.

Geschwindigkeit[Bearbeiten]

Man unterscheidet den langsamen und den schnellen Sonnenwind: Der langsame Sonnenwind verdoppelt seine Geschwindigkeit von 150 km/s im Abstand 5·R0 auf 300 km/s im Abstand 25·R0. Im größten Teil des 30 Sonnenradien großen Beobachtungsfeldes entspricht das einer konstanten Beschleunigung von 4 m/s².

Der schnelle Sonnenwind, der an den koronalen Löchern austritt, wird zwischen 1,5·R0 und 2,5·R0 auffallend stark beschleunigt und besitzt in Bereichsmitte, also bei 2·R0, eine Geschwindigkeit von 300 km/s. Dabei sind die Sauerstoffionen erheblich schneller als die leichteren Protonen. Die Messungen durch das Ultraviolet Coronal Spectrometer (UVCS) des Forschungssatelliten Solar and Heliospheric Observatory ergaben, dass der schnelle Sonnenwind über den Polen der Sonne erheblich schneller beschleunigt wird als durch die Thermodynamik erklärt werden kann.[2] Diese Theorie sagt voraus, dass die Schallgeschwindigkeit etwa vier Sonnenradien über der Photosphäre überschritten werden sollte. Tatsächlich findet man diese Grenze bereits in etwa 25 % dieser Distanz. Als Ursache dieser Beschleunigung werden Alfvén-Wellen angesehen.

Auswirkungen des Sonnenwinds[Bearbeiten]

Die Magnetosphäre schirmt die Erdoberfläche von den geladenen Partikeln des Sonnenwindes ab. (nicht maßstabsgetreu)
Eintritt von Sonnenwindpartikeln über die polaren Trichter

Da der Sonnenwind ein Plasma darstellt, verformt er sowohl das Magnetfeld der Sonne als auch das der Erde. Das irdische Magnetfeld hält den Teilchenschauer zum größten Teil von der Erde ab. Nur bei einem starken Sonnenwind können die Teilchen in die hohen Schichten der Erdatmosphäre eindringen und dort Polarlichter hervorrufen, ebenso wie auf anderen Planeten mit einem Magnetfeld. Starke Sonnenwinde haben auch Einfluss auf die Ausbreitung von elektromagnetischen Wellen und können unter anderem den Kurzwellenfunk und die Kommunikation mit Satelliten stören. Sonnenwinde und ihre Auswirkungen auf die Technik sind seit z. B. 1847, 1859, 1921 und 1940 bekannt, weil es zu Störungen in der Telegraphie, an Signalanlagen der Bahn, bei der Radiokommunikation und vereinzelt sogar zum explosionsartigen Durchschmoren von Transformatoren gekommen ist (zu einem Transformatorenausfall ist es z. B. am 13. März 1989 in Quebec gekommen). Es wird für möglich gehalten, dass besonders starke Sonnenwinde zu einem globalen Totalausfall von Stromversorgung und Computerfunktionen führen könnten.

Ein deutlich sichtbares Anzeichen für die Existenz des Sonnenwinds liefern die Kometen: Kometenschweife zeigen immer von der Sonne weg, denn die Gas- und Staubteilchen, welche die Koma und den Schweif bilden, werden vom Sonnenwind mitgerissen.

Der Sonnenwind reicht weit bis über die äußeren Planetenbahnen hinaus. Er treibt die interplanetare Materie aus dem Sonnensystem hinaus und bildet eine Art Blase im Weltall, welche Heliosphäre genannt wird. Die Grenze der Heliosphäre, an der die Teilchen des Sonnenwinds abgebremst werden, heißt Heliopause. Sie wird oft als die Grenze des Sonnensystems angesehen. Die genaue Entfernung ist nicht bekannt, Beobachtungen der Raumsonde Voyager 2 geben Grund zu der Annahme, dass sich die Heliopause in etwa der vierfachen Entfernung Plutos befindet.

Innerhalb der Heliosphäre gibt es eine Schicht, in der das Magnetfeld der Sonne seine Polarität ändert. Dadurch entstehen elektrische Ströme im Sonnenwind, die von Raumsonden gemessen werden konnten. Diese Schicht ist unregelmäßig geformt und heißt Heliosphärische Stromschicht.

Entdeckung und Erforschung[Bearbeiten]

Bereits beim Sonnensturm von 1859 beobachtete der Forscher Richard Carrington einen Zusammenhang zwischen Sonnenflares und zeitlich versetzten irdischen Magnetfeldstürmen, was – obwohl damals unerklärlich – ein frühes Indiz für die Existenz des Sonnenwindes war. Anfang des 20. Jahrhunderts vertrat der norwegische Physiker Kristian Birkeland die Auffassung, die Polarlichter würden durch Teilchenströme von der Sonne ausgelöst. Seine Idee wurde jedoch ebenso wenig ernst genommen wie die des deutschen Physikers Ludwig Biermann, der eine „Solare Teilchenstrahlung“ annahm, um die Richtung der Kometenschweife erklären zu können. Astronomen war aufgefallen, dass die Kometenschweife nicht exakt von der Sonne weg gerichtet waren, sondern einen kleinen Winkel dazu aufwiesen. Biermann erklärte diese Eigenschaft 1951 durch die Bewegung des Kometen in einem sich ebenfalls bewegenden Teilchenstrom, gewissermaßen ein seitliches Abdriften durch die Strömung. E. N. Parker hat 1959 die englische Bezeichnung solar wind eingeführt und eine magnetohydrodynamische Theorie zur Beschreibung des Sonnenwindes vorgeschlagen.

Die Existenz des Sonnenwinds konnte erst 1959 durch die sowjetische Lunik 1 und 1962 durch die amerikanische Raumsonde Mariner 2 auf ihrem Weg zur Venus experimentell bestätigt werden. Ein weiterer Meilenstein in der Erforschung des Sonnenwindes waren die Sonnenwindsegel, die mit Ausnahme von Apollo 13 und 17 bei allen Mondlandungen aufgestellt wurden und Daten über die Isotopenhäufigkeiten der Edelgase Helium, Neon und Argon im Sonnenwind lieferten. Viele weitere Missionen haben zum Verständnis des Sonnenwindes beigetragen. Die Raumsonden Pioneer 10/11, Voyager 1/2 und die Ulysses-Mission lieferten Daten des Sonnenwindes außerhalb der Erdumlaufbahn, während Helios 1/2 und die Mariner- und Pioneer-Missionen zur Venus sowie russische Vega-Sonden Daten von innerhalb der Erdumlaufbahn lieferten. IMP 1–8, AIMP 1/2, ACE, ISEE 1–3 Sonden sowie das Sonnenobservatorium SOHO und die Raumsonde Wind lieferten Sonnenwinddaten in Erdnähe. Die Ulysses-Mission lieferte auch Daten über den Sonnenwind außerhalb der Ekliptik. Im Jahr 2001 wurde die Genesis-Mission gestartet, bei welcher hochreine Kristalle in einem der Lagrange-Punkte (L1) des Erde-Sonne-Systems dem Sonnenwind ausgesetzt wurden und danach zur Untersuchung zur Erde zurückgebracht werden sollten. Die Mission schlug bei ihrem Abschluss im Jahr 2004 fehl, weil die Kapsel mit den Sonnenwindteilchen nicht abgebremst wurde, sondern auf dem Erdboden zerschellte. Die Raumsonde Voyager 1 hat im Dezember 2004 den Termination Shock erreicht, und im August 2007 erreichte Voyager 2 diese Grenze, und übermittelte Messdaten.

Es gibt Bemühungen, den Sonnenwind mithilfe von Sonnensegeln zum Antrieb von Raumfahrzeugen zu nutzen.

Siehe auch[Bearbeiten]

Literatur[Bearbeiten]

  • John C. Brandt: Introduction to the solar wind. Freeman, San Francisco 1970, ISBN 0-7167-0328-9
  • Syun-Ichi Akasofu: The solar wind and the earth. Terra Scientific Publ., Tokyo 1987, ISBN 90-277-2472-5
  • Marco Velli: Solar wind ten. American Inst. of Physics, Melville 2003, ISBN 0-7354-0148-9, Abstracts
  • Nicole Meyer-Vernet: Basics of the solar wind. Cambridge Univ. Press, Cambridge 2007, ISBN 0-521-81420-0
  1. J.Bennett, M.Donahue, N.Schneider, M.Voith: Astronomie (Kapitel 7.1 und 8.4). Herausgeber Harald Lesch, 5.Auflage (1170 S.), Pearson-Studienverlag, München-Boston-Harlow-Sydney-Madrid 2010
  2. Four Years of SOHO Discoveries (PDF; 5,7 MB)

Weblinks[Bearbeiten]

 Wiktionary: Sonnenwind – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen
 Commons: Sonnenwind – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien