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Astronomie: Wie der Sonnenwind weht

Neben Licht unterschiedlicher Wellenlängen sendet unser Tagesgestirn einen beständigen Strom elektrisch geladener Teilchen aus. Doch dieser Sonnenwind weht keinesfalls gleichmäßig: Mit ihm laufen lokale Störungen durch den interplanetaren Raum, die das Erdmagnetfeld beeinflussen. In der Folge können "geomagnetische Stürme" und Polarlichter entstehen. Welche Windstrukturen verursachen solche Ereignisse, und wo liegen ihre solaren Ursprünge?
Filamenteruption auf der Sonne

Die Sonne ist weit mehr als nur eine leuchtende Kugel aus heißem Gas. Sie besitzt ein ausgedehntes Magnetfeld mit komplexen Strukturen, die sich ständig verändern und oft weit in den umgebenden Weltraum hinausreichen. Aber auch dabei bleibt es nicht: Im äußersten Teil der Sonnenatmosphäre, der Korona, setzen großflächige Neuverknüpfungen magnetischer Feldlinien enorme Energiemengen frei und katapultieren elektrisch geladenes Gas – so genanntes Plasma – mit einer Geschwindigkeit von bis zu 3000 Kilometern pro Sekunde in den interplanetaren Raum. Solche Ereignisse werden als koronale Massenauswürfe (englisch: coronal mass ejection, CME) bezeichnet. In zeitlicher Nähe zu einem CME werden oftmals auch Flares beobachtet. Dies sind abrupte lokale Helligkeitsanstiege innerhalb der Sonnenatmosphäre. Durch Umordnungen des koronalen Magnetfelds können Elektronen und Protonen sogar nahezu auf Lichtgeschwindigkeit beschleunigt werden. Ihre Wechselwirkung mit dem Sonnenplasma führt zu einer sehr intensiven Energieabstrahlung, die im elektromagnetischen Spektrum vom Radiowellenbereich bis zur Gammastrahlung reicht.

Lange Zeit galten Flares als Hauptverursacher starker geomagnetischer Stürme und damit als solare Ursache intensiver Polarlichterscheinungen, die auch weit abseits der mittleren Polarlichtzonen auftreten. Mit der Entdeckung koronaler Massenauswürfe in Aufnahmen des Sonnenbeobachtungssatelliten OSO-7 (Orbiting Solar Observatory-7) im Dezember 1971 begann sich diese Sichtweise langsam zu wandeln: Sie manifestieren sich im Raum zwischen der Sonne und den Planeten durch charakteristische Plasmastrukturen, die so genannten interplanetaren koronalen Massenauswürfe (ICME). Diese gelten heute als eine wesentliche Ursache geomagnetischer Stürme. ...

Kennen Sie schon …

Sterne und Weltraum – 25 Jahre VLT – Jubiläum des Riesenteleskops

Das Very Large Telescope, das seit dem Jahr 2000 beeindruckende Aufnahmen mit seinen vier kombinierbaren 8-Meter-Spiegeln liefert, ist der Auftakt unserer dreiteiligen Serie über Observatorien in der chilenischen Atacama. Lesen Sie unseren Insiderbericht über die Arbeit und Technik des ESO-Riesenteleskops. Wir blicken mit der Raumsonde Juno in die Vulkanschlünde des Jupitermonds Io und und zeigen, wie Wissenschaftler das Phänomen von Glitches – der kurzzeitigen Rotationsbeschleunigung von Neutronensternen – simulieren. Weiter testen wir, wie sich eine innovative neue Astrokamera mit integriertem Nachführsensor im Praxiseinsatz bewährt.

Spektrum der Wissenschaft – Vorstoß zur Sonne

Viele Vorgänge im leuchtenden Plasma unserer Sonne sind noch immer rätselhaft. Neue Raumsonden sowie Beobachtungen vom Erdboden aus sollen dabei helfen, die Phänomene besser zu verstehen. Außerdem im Heft: Höhere Symmetrien tragen zur Lösung physikalischer Rätsel bei – vom Teilchenzerfall bis hin zum Verhalten komplexer Quantensysteme. Wir berichten von Untersuchungen an kopflosen Würmern und winzigen Zellklumpen, die kein Gehirn haben, aber grundlegende kognitive Fähigkeiten. Die Klimaforschung nimmt Aerosole in den Blick, um Klimasimulationen zuverlässiger zu machen. Wussten Sie, dass die statistische Methode des t-Tests in der Guinness-Brauerei erfunden wurde? Daneben berichten wir über codebasierte Kryptografie.

Sterne und Weltraum – Superheiß: So wird die Sonnenkorona geheizt

Unsere Sonne birgt ein Temperaturrätsel: Der Sonnenkern ist etwa 15 Millionen Grad Celsius heiß, was das Verschmelzen von Atomkernen erlaubt. Diese Fusionsprozesse speisen die Sonnenenergie, die schließlich am äußersten Rand unseres Heimatgestirns – der Photosphäre – als elektromagnetische Wellen abgestrahlt wird. Dort ist unser Heimatgestirn nur noch zirka 5500 Grad Celsius heiß. Doch weiter außen erreicht sie in einer Schicht namens Korona ein bis zwei Millionen Grad Celsius! Wie kommt das? Der Sonnenphysiker Klaus-Peter Schröder klärt in der Titelgeschichte das Mysterium auf und legt dar, welche Rolle Magnetfelder dabei spielen.

  • Quellen

Gopalswamy, N. et al.:The Relationship between the Expansion Speed and Radial Speed of CME Confirmed Using Quadrature Observations of the 2011 February 15 CME. In: Sun and Geosphere 7, S. 7 - 12, 2011

Gosling, J. T.:The Solar Flare Myth. In: Journal of Geophysical Research 98, S. 18937 - 18949, 1993

Iju, T. et al.:Radial Speed Evolution of Interplanetary Coronal Mass Ejections during Solar Cycle 23. In: Solar Physics 288, S. 331 - 353, 2013

Jian, L. et al.:Properties of Interplanetary Coronal Mass Ejections at One AU during 1995–2004. In: Solar Physics 239, S. 393 - 436, 2006

Mittal, N. et al.:On Properties of Narrow CME observed with SOHO/LASCO. In: Astrophysics and Space Science 323, S. 135 - 145, 2009

Robbrecht, E. et al.:Automated LASCO CME Catalog for Solar Cycle 23: Are CME Scale Invariant? In: The Astrophysical Journal 691, S. 1222 - 1234, 2009

Švestka, Z.:Varieties of Coronal Mass Ejections and their Relation to Flares. In: Space Science Reviews 95, S. 135 - 146, 2001

Yue, C., Zong, Q.:Solar Wind Parameters and Geomagnetic Indices for four different Interplanetary Shock/ICME Structures. In: Journal of Geophysical Research, 116, A12201, 2011

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