Der Sonnenwind
1951 postulierte der deutsche Physiker Ludwig Biermann den Sonnenwind. Er leitete dessen Existenz aus den stets von der Sonne wegweisenden Kometenschweifen ab. Der Nachweis gelang acht Jahre später während des Flugs der sowjetischen Mondsonde Lunik 1.
Foto links:
Der Komet NEOWISE im Jahr 2020.
Die Krümmung des Schweifs resultiert aus der Bewegung des Kometen und den unterschiedlichen Massen der kometaren Teilchen. Die leichtesten und mit Abstand schnellsten bilden den separierten, geradlinigen Schweif, hier links. Er weist exakt von der Sonne weg
Praktisch ein Vakuum
Der Sonnenwind besteht zu 95% aus Wasserstoffkernen. Heliumionen machen 4% aus. Der Teilchenstrom ist elektrisch nicht neutral, da aufgrund der exotischen Bedingungen Elektronen von den Atomen entfernt wurden. Somit liegt die Materie in ionisiertem Zustand vor - man spricht von Plasma. Die Atome sind wegen des Fehlens von Elektronen nun positiv, die Elektronen sowieso negativ.Die Teilchendichte beträgt nur einige Atome bis wenige Dutzend Atome pro Kubikzentimeter. Technisch betrachtet ist also selbst der Sonnenwind ein "ideales Vakuum". Kein künstlich auf Erden erzeugtes Vakuum besitzt eine so geringe Teilchendichte!
Langsam oder schnell
Die Sonne bläst in jeder Sekunde 1 Mio. Tonnen dieser Materie ins All. Nur ein Teil davon zielt in Richtung der 150 Mio. km entfernten Erde, die bereits nach wenigen Tagen erreicht wird. In Erdnähe mag der normale, "langsame" Sonnenwind z.B. 300 km/sec schnell sein und aus 4 Protonen pro Kubikzentimeter bestehen.Bestimmte Ereignisse auf der Sonne - Flares, koronale Massenauswürfe (CME) und koronale Löcher - lassen den Sonnenwind gleichsam zum Sturm anschwellen. Solche Events können immer passieren. In Summe treten sie aber rund um das Sonnenfleckenmaximum häufiger auf. Das nächste Maximum wird für Ende 2024 oder für das Jahr 2025 erwartet. Statistisch gesehen gibt es bereits jetzt mehr Flares und CMEs als sonst.Nach solchen Ereignissen nehmen Teilchendichte und -geschwindigkeiten im Sonnenwind plötzlich zu. Ist der solcherart angeschwollene Strom auf die Erde gerichtet, wird es 2 bis 4 Tage nach dem solaren Event interessant für uns. Dieser "schnelle" Sonnenwind legt in Erdnähe z.B. 750 km oder sogar 1.000 km/s pro Sekunde zurück, mit einer Dichte, die z.B. bei 10 bzw. sogar bei über 20 Teilchen pro Kubikzentimeter liegen mag.Die US-amerikanische NOAA (National Oceanic and Atmospheric Administration) legt die aktuellen Sonnenwindaten in Erdnähe vor. Besonders interessant sind die Parameter Bt/Bz (fürs Magnetfeld), Density (Dichte) und Speed (Geschwindigkeit).Vergleichen wir damit zwei Termine:Datum Zeit Magnetfeld Dichte GeschwindigkeitMEZ Bt Bz nT p/cm³ km/s05.11.2023* 16 22 -18 45 47518.11.2023 17 5 +3 4 305Beim ersten Termin sind die Werte außerordentlich. In Folge zeigte sich abends das Polarlicht am Nordhimmel Österreichs!
Grafik links (NASA): Der Sonnenwind auf dem Weg zur Erdmagnetosphäre (vereinfachte Darstellung, Beschriftung von mir abgewandelt)
Obige Grafik ist vereinfacht. Der Sonnenwind erreicht uns nicht in gerader Linie. Könnte man aus der Vogelperspektive aufs Sonnensystem schauen und die Feldlinien des Teilchenstroms tatsächlich sehen, würde man gekrümmte Kurven erblicken - so, also beobachtete man eine rotierende Sprinkleranlage im Garten.Diese Parker-Spiralen entstehen durch die Rotation der Sonne und die endlich große Teilchengeschwindigkeit (u.a. hier zu sehen unter "WSA-Enlil-Vorhersage").
Das interplanetare Magnetfeld
Raumsonden an speziellen PunktenDer Sonnenwind trägt jedenfalls das solare Magnetfeld mit sich, das so zum interplanetaren Magnetfeld (IMF) wird. Dessen totale Feldstärke, also die magnetische Flussdichte, lässt sich knapp vor Erreichen der Erde messen (Bt) - und beträgt bei ruhiger Sonne z.B. 4 nT (Nanotesla). Zum Vergleich: Das Erdmagnetfeld in Mitteleuropa ist 12.000 mal stärker (48.000 nT bzw. 48 Mikrotesla).Dieses an sich schwache Feld besteht im Raum aus drei Komponenten. Bx und By liegen in der Ebene des Erdorbits, also in der Ekliptikebene: Bx liegt in Richtung Erde - Sonne, By rechtwinkelig dazu. Die Komponente Bz steht rechtwinkelig auf diese Ebene, weist also nach oben oder unten aus der Ekliptikebene hinaus.Ist das Magnetfeld des Sonnenwinds südwärts, also gegenteilig zum Erdmagnetfeld ausgerichtet, erkennt man dies anhand eines negativen Bz-Werts (also z.B. - 10 nT; siehe auch den Datenvergleich oben). Dann gelingt es den solaren Teilchen wesentlich leichter, den irdischen Magnetschutzschild in Unruhe zu versetzen.Aus geometrischen Gründen scheint dies ein paar Wochen vor bzw. nach den Tag- und Nachtgleichen etwas häufiger zu geschehen.
>>> Worauf trifft der Sonnenwind?Es gibt tatsächlich fünf spezielle Punkte (eigentlich Räume) im All, wo sich die Anziehungskräfte von Sonne und Erde die Waage halten (Lagrange-Punkte). Ein Objekt kann dort lange verweilen, ohne aus der Bahn geworfen zu werden. Die Punkte L1 bis L3 wurden erstmals vom Schweizer Mathematiker Leonhard Euler zur Mitte des 18. Jahrhunderts berechnet. Sein Schüler, der in Italien geborene Joseph-Louis Lagrange, fand die Punkte L4 und L5.L1 liegt aus irdischer Perspektive vor der Sonne, und zwar 1,5 Mio. km von der Erde entfernt - das ist ein Hundertstel der Distanz zwischen Erde und Sonne.In L1 sind die Satelliten ACE und DSCOVR stationiert. Sie messen die Parameter des ankommenden Sonnenwinds, bevor dieser (je nach seiner Geschwindigkeit) 15 bis 60 Minuten später auf das Magnetfeld der Erde trifft. Auch das Sonnenobservatorium SOHO, ein Gemeinschaftsprojekt von ESA und NASA, umkreist die Sonne im L1. Es zeigt uns die Sonne in verschiedenen Wellenbereichen und hält gegebenfalls auch CME-Events eindrucksvoll fest.