Heliosphäre

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Die Heliosphäre (aus dem Griechischen: Sonnenkugel) ist die Astrosphäre der Sonne. Sie bezeichnet im Weltraum einen weiträumigen Bereich um die Sonne, in dem der Sonnenwind mit seinen mitgeführten Magnetfeldern wirksam ist. In diesem Bereich verdrängt der Teilchenstrom der Sonne die interstellare Materie. Die Umlaufbahnen der Planeten liegen weit innerhalb der Heliosphäre.

Die Heliosphäre unter dem Ein­fluss des inter­stellaren Gases. Eingezeichnet sind die Bahnen der Planeten und des Pluto. Die Helio­sphäre wird durch die Helio­pause begrenzt. Inwieweit sie verformt ist und einen langen „Schweif“ hat, ist unklar. Das inter­stellare Gas staut sich vermutlich zu einer Bugwelle (Bow Wave), nicht aber zu einer Stoßwelle (Bow Shock).

Sonnenwind[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Hauptartikel: Sonnenwind

Der Sonnenwind ist ein Partikelstrom aus elektrisch geladenen Teilchen, ein sogenanntes Plasma, das aus Protonen, Elektronen und Alphateilchen besteht. In einem Abstand von 1 AE von der Sonne beträgt die Teilchendichte des Sonnenwindes außerhalb koronaler Massenauswürfe ein bis zehn Millionen Teilchen pro Kubikmeter.[1] Bei Massenauswürfen kann die Teilchendichte des Sonnenwindes in diesem Abstand auf mehr als das Hundertfache ansteigen.[2]

Der Ursprung des Sonnenwindes sind die äußeren Schichten der Sonne. Er besteht aus zwei verschiedenen Komponenten: dem schnellen Sonnenwind (engl. high-speed streams – ca. 800–900 km/s) und dem langsamen Sonnenwind (engl. low-speed streams – ca. 350–400 km/s).[3] Während der schnelle Sonnenwind hauptsächlich an koronalen Löchern (vgl. koronaler Massenauswurf) austritt, deren Häufigkeit in den Polregionen zunimmt, emittieren die anderen Regionen den langsamen Sonnenwind. Durch die Rotation der Sonne entsteht ein dipolähnliches Magnetfeld, das seine Polarität ungefähr alle elf Jahre ändert. Es wird mit dem abströmenden Sonnenwind mitgeführt. In der Nähe der Ekliptik liegen sich dadurch einander entgegengerichete Magnetfeldlinien gegenüber. Sie werden den maxwellschen Gesetzen entsprechend durch eine heliosphärische Stromschicht (engl. heliospheric current sheet) voneinander getrennt gehalten.

Das Sonnensystem bewegt sich mit einer Geschwindigkeit von etwa 23 km/s durch das interstellare Medium,[4] aus der Richtung des Sternbilds Stier kommend in die Richtung des Sternbilds Skorpion.[5] (Diese Bewegung hat eine andere Richtung als die, die der Sonnenapex – die Bewegungsrichtung der Sonne relativ zum Mittel der benachbarten hellen Sterne – angibt.) Der Sonnenwind wird durch das interstellare Medium abgebremst und fügt sich am Rande der Heliosphäre mit geringen Geschwindigkeiten darin ein.

Aufbau[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die Heliosphäre wird durch zwei Grenzen strukturiert:

  • Terminationsschock[6] (engl. termination shock)  – der Sonnenwind fällt unter Schallgeschwindigkeit, es tritt eine Stoßfront auf.
  • Heliopause – der Sonnenwind und der interstellare Wind treffen aufeinander und werden gestoppt. Die ionisierten Partikel der Sonne und des interstellaren Mediums stehen im Druckgleichgewicht.

Für den Bereich innerhalb des Terminations­schocks gibt es keine besondere Bezeichnung. Der Bereich zwischen Terminations­schock und Heliopause wird Heliohülle (engl. heliosheath) genannt.[7][8] Jenseits der Heliopause endet definitionsgemäß die Heliosphäre, und der interstellare Raum beginnt.

Es wurde spekuliert, ob es – wie bei anderen Sternen beobachtet – jenseits der Heliopause eine weitere Stoßfront gibt, die Bugstoßwelle (Bow Shock), wo der interstellare Wind von Über- auf Unter­schall­geschwindigkeit abgebremst wird. Nach neueren Erkenntnissen gibt es diese nicht (sondern nur eine Bugwelle), weil sich die Sonne relativ zum interstellaren Medium mit weniger als Schall­geschwindigkeit bewegt.[9][10]

Innerer Bereich[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Der innere Bereich der Heliosphäre wird durch den Sonnenwind und durch die heliosphärische Stromschicht geprägt. Nur für elektrisch neutrale Atome aus dem interstellaren Medium und einen geringen Teil der galaktischen kosmischen Strahlung besteht die Möglichkeit, so weit in die Heliosphäre einzudringen. Abgesehen von den wenigen Partikeln, die das schaffen, stammt die gesamte Teilchenmenge dort von der Sonne.

Terminationsschock[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Veränderung der Teilchendichten (> 0,5 MeV und > 70 MeV pro Nukleon) am Terminationsschock und an der Heliopause, gemessen von Voyager 1

Am Terminationsschock endet der starke Einflussbereich des Sonnenwindes. Bis zu dieser Stelle bewegt sich der Sonnenwind unbeeinflusst durch den Raum, da sich Störungen der Dichte bzw. des Druckes im Plasma langsamer fortbewegen als die Strömung selbst. Die Geschwindigkeit der Dichtestörungen kann als Schall­geschwindigkeit interpretiert werden, da eine Ausbreitung von Schallwellen auch bei Gasen solch geringer Dichte wie im Falle des Sonnen­windes möglich ist. An der Stelle des Terminations­schocks sinkt die Strömungs­geschwindigkeit unter die zugeordnete Schall­geschwindigkeit, sodass zum ersten Mal eine Beeinflussung durch das interstellare Medium auftritt. Die Partikel des Sonnenwindes werden durch die Wechselwirkung mit dem interstellaren Gas abrupt abgebremst.

Durch das Abbremsen von ca. 350 km/s auf ca. 130 km/s[11] in niedrigen Breiten und das weitere Nachströmen von Materie verdichtet und erhitzt sich das Medium des Sonnenwindes. Als Folge kommt es weiterhin zu einem deutlichen Anstieg des Magnetfeldes. Messungen ergaben allerdings, dass sich die Temperatur bei weitem nicht so stark erhöht, wie es Modelle vorhersagten. Es wird angenommen, dass die Energie teilweise in die Beschleunigung der angetroffenen Materie übergeht. Das könnten beispielsweise elektrisch neutrale Wasserstoffatome sein, die mit einer Geschwindigkeit von etwa 25 km/s in die Heliohülle eingedrungen und bis zum Terminations­schock vorgestoßen sind.[11][12]

Die Raumsonde Voyager 1, die beim Vorbeiflug am Saturnmond Titan 34° nördlich aus der Ekliptikebene abgelenkt wurde, erreichte den Terminations­schock bei 94 AE Entfernung von der Sonne; Voyager 2 hingegen, die am Neptun 26° südlich abgelenkt wurde, erreichte ihn schon bei 84 AE Entfernung. Eine mögliche Erklärung für diesen Unterschied ist, dass das interstellare magnetische Feld die südliche Hälfte der Heliosphäre nach innen drückt und die nördliche Hälfte nach außen wölbt.[12][13][14] Eine andere mögliche Ursache ist die variable Sonnenaktivität, da die Messungen der beiden Voyager-Sonden im Abstand von drei Jahren vorgenommen wurden.[15]

Ebenso zeigte sich am Beispiel von Voyager 2, dass der Terminationsschock keine konsistente feste Grenze, sondern ein dynamisches Ereignis ist, das sich ähnlich der Brandung an einem Strand verhält. So gibt es Dichteschwankungen im Sonnenwind, hervorgerufen durch koronale Massenausbrüche oder Überlagerung der schnellen und langsamen Sonnenwinde,[16] die mit den Wellen im Meer vergleichbar sind und somit weiter in die Heliohülle hinausreichen. Durch die differentielle Rotation der Sonne und die große Entfernung von der Sonne können so in relativ kurzen Abständen große Sprünge in der absoluten Entfernung von der Sonne möglich sein. Voyager 2 passierte den Terminations­schock innerhalb einiger Tage fünf Mal, bevor er am 30. August 2007 endgültig durchschritten war.[14]

Heliohülle[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Jenseits des Terminationsschocks befindet sich die Heliohülle (heliosheath), in deren Bereich weiterhin Sonnenwind­teilchen vorkommen, nun jedoch mit einer reduzierten Strömungs­geschwindigkeit bei höherer Dichte und Temperatur. Dieser Bereich wird noch vom Sonnenwind dominiert, aber es mischen sich Partikel des lokalen interstellaren Mediums hinein. Messungen der Voyager-Raumsonden ergaben, dass sich in der Heliohülle eine Art „Schaum“ aus magnetischen Blasen mit einem Durchmesser von typischerweise 1 AE[17] befindet, in denen die geladenen Partikel des Sonnenwinds gefangen sind.[8]

Aufgrund von Modellrechnungen und Beobachtungen an anderen Sternen hatte man angenommen, dass sie in Richtung der Eigenbewegung der Sonne nur 10 AE dick sei, während sie in entgegen­gesetzter Richtung vom interstellaren „Fahrtwind“ zu einem langen „Schweif“ von bis zu 100 AE verformt werde.[18] Messungen der Sonde IBEX im Jahr 2013 gaben Hinweise darauf, dass dieser Schweif eine kleeblattförmige Struktur hätte, als deren Ursache die ungleichmäßige Aktivität der Sonne während ihres 11-jährlichen Zykluses angenommen wurde.[19] Kombinierte Langzeitmessungen mit den Raumsonden Voyager 1 und 2, Cassini und IBEX legen jedoch nahe, dass die Heliohülle eher kugelförmig ist.[20] Grund ist das mit etwa 0,5 Nanotesla unerwartet starke interstellare Magnetfeld, das die Heliosphäre in Form hält.

Heliopause[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die Heliopause ist die äußerste Grenze der Heliosphäre. Dahinter beginnt definitionsgemäß der interstellare Raum. Der Sonnenwind übt nun keine materiellen Einflüsse auf das interstellare Gas mehr aus. Die Partikel des Sonnenwindes vermischen sich mit dem interstellaren Gas und haben keine erkennbare herausstechende Strömungsrichtung im Vergleich mit dem die Heliosphäre umgebenden Gas.

In dieser Region verbinden sich die magnetischen Feldlinien der Heliosphäre mit denen des interstellaren Raumes. Dadurch entsteht eine „magnetische Autobahn“ (magnetic highway), entlang derer geladene Teilchen aus dem Sonnensystem in den interstellaren Raum gelangen können und umgekehrt. Voyager 1 passierte die Heliopause am 25. August 2012 in einem Abstand von 121,7 AE von der Sonne. An diesem Tag verzeichneten die Messgeräte einen dramatischen Abfall der Zählrate solarer Teilchen um mehr als einen Faktor 100 sowie einen signifikanten Anstieg energiereicher kosmischer Strahlung.[21]

Die Heliopause wird oft als „Grenze des Sonnensystems“ bezeichnet. In der Tat liegen die Umlaufbahnen des Planeten weit innerhalb der Heliosphäre (Neptun als äußerster Planet mit 30 AE), und Gleiches gilt für Pluto und den Kuipergürtel allgemein (30–50 AE). Mittlerweile sind aber transneptunische Objekte gefunden worden, deren Orbits über die Heliopause hinaus reichen, und noch viel weiter entfernt befindet sich die (allerdings noch nicht nachgewiesene) Oortsche Wolke. Daher ist diese Definition nicht allgemein akzeptiert.

Erforschung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Voyager 1 ist das erste von Menschen entwickelte Objekt, das in die Heliohülle eindrang.

Voyager-Programm[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die Erforschung mit Raumsonden vor Ort ist schwierig, weil immense Distanzen überwunden werden müssen, obendrein gegen die bremsende Gravitationskraft der Sonne. Die einzigen von Menschen gebauten Objekte, die nachweislich jemals in die Heliohülle eingedrungen sind, also den Terminations­schock passiert haben, sind die beiden Sonden des Voyager-Programms. Obwohl sie durch mehrere Swing-by-Manöver beschleunigt wurden, brauchten sie hierfür mehr als ein Viertel­jahrhundert. Die Sonden Pioneer 10 und 11 befinden sich in einer vergleichbaren Distanz zur Sonne, aber es besteht kein Kontakt mehr zu ihnen.

Voyager 1 erreichte den Terminationsschock am 16. Dezember 2004 bei 94 AE Entfernung von der Sonne, Voyager 2 am 30. August 2007 bei 84 AE Entfernung. Voyager 2 übermittelte Daten zur Temperatur in der Heliohülle, direkt nach dem Terminations­schock. Diese war mit durchschnittlich rund 180.000 Kelvin weitaus geringer, als dies Modelle vorhergesagt hatten, die von einigen Millionen Kelvin ausgingen.[22] Die Bewegungsenergie werde nicht vollständig in Wärme umgewandelt, sondern diene der Ionisierung der dort angetroffenen Partikel, was die niedrigere Temperatur erklären würde. Dies wurde durch das Solar Terrestrial Relations Observatory indirekt nachgewiesen.

Am 25. August 2012 passierte Voyager 1 die Heliopause in 121,7 AE Entfernung von der Sonne[21][23] und erreichte damit den interstellaren Raum. Voyager 2 soll die Heliopause um 2019 oder 2020 erreichen.

Erforschung der Heliohülle durch STEREO. Der Farbcode stellt die Intensität hoch­energetischer Atome dar. In der Richtung, in die sich das Sonnen­system bewegt, ist sie deutlich erhöht.

Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO)[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Eigentlich dafür ausgelegt, die Magnetosphäre der Erde in Verbindung mit Ausbrüchen der Sonne zu untersuchen, konnte das Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO) indirekt neutrale Atome aus dem interstellaren Gas nachweisen. Die Sonden detektierten hochenergetische elektrisch neutrale Atome, die vor allem aus der Richtung kamen, in die sich die Sonne bewegt. Unbeeinflusst vom Magnetfeld der Heliosphäre konnten diese Atome bis zu den STEREO-Sonden vordringen. Offenbar handelt es sich um ursprünglich geladene Teilchen (Ionen) aus dem Sonnenwind, die in der Region des Terminationsschocks auf hohe Energien aufgeheizt wurden, in der Heliohülle ihre Ladung an nieder­energetische neutrale Atome aus dem interstellaren Gas verloren und zurückgestreut wurden. Dies stimmt mit den Messergebnissen von Voyager 2 überein, die jenseits des Terminationsschocks eine niedrigere Temperatur als erwartet lieferten. Rund 70 % der Energie des Sonnenwindes, die Menge, die nicht in die Erhöhung der Temperatur übergeht, geht in die Ionisation der ungeladenen Atome aus dem interstellaren Gas.[24]

Interstellar Boundary Explorer (IBEX)[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Der NASA-Forschungssatellit Interstellar Boundary Explorer (IBEX, zu deutsch etwa Erforscher der interstellaren Grenze) hat aus einer Erdumlaufbahn heraus das interstellare Medium um die Sonne mittels der Messung neutraler Atome kartiert und dabei eine Bandstruktur festgestellt, die von der Umströmung der Heliosphäre im interstellaren Magnetfeld herrühren soll.[15] Außerdem ergab sich 2012 durch IBEX das überraschende Ergebnis, dass sich die Sonne so langsam durch das interstellare Gas bewegt, dass es keine Stoßfront (Bugstoßwelle) gibt.[9]

Abschirmung der galaktischen kosmischen Strahlung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die Heliosphäre – vor allem die Heliohülle – schirmt die Erde vor ca. 34 der galaktischen kosmischen Strahlung ab.[25] Derzeit bewegt sich das Sonnensystem im interstellaren Raum durch die Lokale Blase, die eine relativ geringe Dichte hat. Würde die Sonne einen Bereich mit einer weitaus höheren Dichte durchqueren, könnte die Heliosphäre an der Front weiter zurückgedrückt werden.[26] Für das Durchqueren einer Molekülwolke mit 30-mal höherer Dichte ergeben Modellrechnungen beispielsweise, dass die Heliopause in Bewegungsrichtung um einen Faktor 4–5 näher wäre. Die galaktische kosmische Strahlung würde auf der Erde um einen Faktor 1,5–3 ansteigen, die anomale kosmische Strahlung um einen Faktor 10.[27] Diesen Umstand, wäre er jemals in den 4,5 Milliarden Jahren seit Bestehen des Sonnensystems vorgekommen, könnte man durch Untersuchung von Sedimenten nachweisen. Allerdings gibt es keine Anzeichen dafür, dass die Sonne in ihrer bisherigen Lebensspanne eine Molekülwolke durchquert hat. Ebenso ist es nicht zu erwarten, dass die Sonne in den nächsten Jahrmillionen in eine Region mit größerer Dichte eintauchen wird.[28]

Siehe auch[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Weblinks[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Einzelnachweise[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

  1. Aktuelle 7-Tages-Ansicht: Solar Wind Electron Proton Alpha Monitor (SWEPAM). In: noaa.gov. Abgerufen am 16. Januar 2018 (englisch).
  2. What is the average density of solar wind particles that produce the aurora? (Memento vom 21. September 2009 im Internet Archive). Bei: astronomycafe.net.
  3. The Heliosphere. Artikel in der „Cosmicopia“ der NASA.
  4. Principles of Radiation Interaction in Matter and Detection. World Scientific, 2015, ISBN 978-981-4603-20-1, S. 605 (books.google.de, Fußnote).
  5. Andrew Fazekas: Solar System’s “Nose” Found; Aimed at Constellation Scorpius. In: News.NationalGeographic.com. 8. April 2011, abgerufen am 20. März 2018 (englisch).
  6. Horst Fichtner: Schutz vor dem „Außen“. Funktion und Struktur der Heliosphäre. In: scinexx.de. 4. Juni 2010, abgerufen am 21. März 2018.
  7. Stefan Frech, Susana Frech: Fachwörterbuch Astronomie. Englisch – Deutsch. 1. Auflage. Books on Demand, Norderstedt 2011, ISBN 978-3-00-050182-1.
  8. a b Tilmann Althaus: Magnetischer Schaum am Rande des Sonnensystems. In: Spektrum.de. 10. Juni 2011, abgerufen am 22. März 2018.
  9. a b Benjamin Knispel: Heliosphäre. Die Entdeckung der Langsamkeit. In: spektrum.de, 11. Mai 2012, abgerufen am 20. März 2018.
  10. New Interstellar Boundary Explorer data show heliosphere’s long-theorized bow shock does not exist. In: Phys.org. 12. Mai 2012, abgerufen am 1. Oktober 2017 (englisch).
  11. a b Voyager 2 Finds Edge of Solar System more Complex than Predicted. Bei: jhuapl.edu. 9. Juli 2008, abgerufen am 20. März 2018.
  12. a b Abschied vom Sonnensystem. Voyager im Termination Shock. Bei: Spiegel.de. 11. Dezember 2007, abgerufen am 20. März 2018.
  13. Axel Orth: Voyager 2 misst asymmetrische Heliosphäre. In: raumfahrer.net. 28. Mai 2006, abgerufen am 18. März 2018.
  14. a b Voyager 2 Proves the Solar System is Squashed. Bei: NASA.gov. 12. Oktober 2007, abgerufen am 10. September 2017. Über den Durchflug der Voyagersonden durch den Terminationsschock.
  15. a b Sarah Frazier: NASA’s IBEX Observations Pin Down Interstellar Magnetic Field. In: NASA.gov. 26. Februar 2016, abgerufen am 1. April 2018 (englisch).
  16. The Heliosphere. Artikel in der „Cosmicopia“ der NASA, dritter Abschnitt.
  17. Tony Phillips: A Big Surprise from the Edge of the Solar System. In: NASA.gov. 9. Juni 2011, abgerufen am 21. März 2018 (englisch).
  18. Pontus Brandt: Imaging of the heliospheric boundary. (PDF; 51 kB). Bei: lpi.usra.edu.
  19. Holly Zell: NASA’s IBEX Provides First View Of the Solar System’s Tail. In: NASA.gov. 11. Juli 2013, abgerufen am 20. März 2018.
  20. Sarah Frazier: NASA’s Cassini, Voyager Missions Suggest New Picture of Sun’s Interaction with Galaxy. In: NASA.gov. 24. April 2017, abgerufen am 21. September 2017 (englisch).
  21. a b Elena Sellentin: Voyager 1 auf der letzten Etappe ihrer Reise. In: spektrum.de. 5. Dezember 2012, abgerufen am 4. April 2018.
  22. J. D. Richardson: Plasma temperature distributions in the heliosheath. (PDF; 1,9 MB; englisch). Bei: space.mit.edu. Abgerufen am 20. März 2018.
  23. How Do We Know When Voyager Reaches Interstellar Space? In: NASA.gov. 12. September 2013, abgerufen am 1. April 2018 (englisch).
  24. STEREO Creates First Images of the Solar System’s Invisible Frontier. Bei: NASA.gov. Pressemitteilung zu Ergebnissen der STEREO-Mission. 7. Februar 2008, abgerufen am 20. März 2018.
  25. Ota Lutz: The Farthest Operating Spacecraft, Voyagers 1 and 2, Still Exploring 40 Years Later. In: NASA.gov. 29. August 2017, abgerufen am 24. März 2018 (englisch).
  26. Klaus Scherer, Horst Fichtner: Das Klima aus dem All. (Memento vom 31. Januar 2016 im Internet Archive). (PDF; 8,5 MB). In: Physik Journal 6 (2007) Nr. 3.
  27. V. Floriski et at.: The Solar System in a dense interstellar cloud: Implications for cosmic-ray fluxes at Earth and 10Be fluxes (PDF; 1,1 MB). In: Geophysical Research Letters 30 (2003) Nr. 23, S. 2206
  28. The Local Bubble and the Galactic NeighborhoodAstronomy Picture of the Day vom 17. Februar 2002 (englisch).