Was ist der Sonnenwind ?

Der Sonnenwind, der Sternwind der Sonne, ist ein Strom geladener Teilchen, der von der Sonne ins All strömt. Gelegentlich wird insbesondere in der Presse auch der falsche Begriff Sonnenstaub analog zu Sternenstaub verwendet, was insbesondere bei der Berichterstattung zur Genesis-Sonde der Fall war.

Entstehung und Zusammensetzung

Der Sonnenwind besteht hauptsächlich aus Protonen und Elektronen sowie aus Heliumkernen (Alphateilchen); andere Atomkerne und nichtionisierte (elektrisch neutrale) Atome sind nur in kleinem Umfang vorhanden, weswegen es sich beim Sonnenwind um ein sogenanntes Plasma handelt.
Obwohl der Sonnenwind aus den äußeren Schichten der Sonne stammt, spiegelt er die Elementhäufigkeit dieser Schichten der Sonne nicht exakt wieder, da durch Fraktionierungsprozesse (FIP-Effekt) manche Elemente im Sonnenwind angereichert beziehungsweise verdünnt werden. Im Inneren der Sonne wurden die Elementhäufigkeiten durch die dort stattfindende Kernfusion geändert; da die äußeren Schichten der Sonne jedoch nicht mit den inneren Schichten gemischt sind, entspricht deren Zusammensetzung noch der Zusammensetzung 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.

Man unterscheidet den langsamen und den schnellen Sonnenwind: Die Geschwindigkeit des langsamen Sonnenwindes liegt bei etwa 400 km/s; der schnelle Sonnenwind, der an den koronalen Löchern austritt, erreicht 800–900 km/s (was etwa 3 Mio. km/h entspricht). 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.

Auswirkungen des Sonnenwinds

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 EntfernungPlutos 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

Bereits 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 Birkelanddie 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 StrömungE. 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 HeliumNeon 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 1–3Sonden 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 dieGenesis-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 jedoch bei ihrem Abschluss im Jahr 2004 fehl, da die Kapsel, in der die Sonnenwindteilchen zur Erde transportiert werden sollten, nicht wie geplant von einem Fallschirm abgebremst und dann von einem Helikopter aufgefangen wurde, sondern auf dem Boden zerschellte, da sich der Fallschirm nicht geöffnet hatte. 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

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