Sonnenwind - Solar wind

Ulysses ' Beobachtungen der Sonnenwindgeschwindigkeit als Funktion der Heliobreite während des Sonnenminimums. Langsamer Wind (≈400 km/s ) ist auf die äquatorialen Regionen beschränkt, während schneller Wind (≈750 km/s ) wird über den Polen gesehen. Rot/Blaue Farben zeigen nach innen/außen gerichtete Polaritäten des heliosphärischen Magnetfelds .
Eine Illustration der Struktur der Sonne

Der Sonnenwind ist ein Strom geladener Teilchen, der von der oberen Atmosphäre der Sonne freigesetzt wird , die Korona genannt wird . Dieses Plasma besteht hauptsächlich aus Elektronen , Protonen und Alphateilchen mit kinetischer Energie zwischen0,5 und 10  keV . Die Zusammensetzung des Sonnenwindplasmas umfasst auch eine Mischung von Materialien, die im Sonnenplasma vorkommen: Spuren von Schwerionen und Atomkernen wie C, N, O, Ne, Mg, Si, S und Fe. Es gibt auch seltenere Spuren einiger anderer Kerne und Isotope wie P, Ti, Cr, 54 Fe und 56 Fe sowie 58 Ni, 60 Ni und 62 Ni. Dem Sonnen-Wind-Plasma überlagert ist das interplanetare Magnetfeld . Der Sonnenwind variiert in Dichte , Temperatur und Geschwindigkeit im Laufe der Zeit und über die Sonnenbreite und -länge. Seine Teilchen können aufgrund ihrer hohen Energie aufgrund der hohen Temperatur der Korona, die wiederum auf das koronale Magnetfeld zurückzuführen ist, der Schwerkraft der Sonne entkommen .

In einer Entfernung von mehr als wenigen Sonnenradien von der Sonne erreicht der Sonnenwind Geschwindigkeiten von 250–750 km / s und ist Überschall, d.h. er bewegt sich schneller als die schnelle Magnetosonic-Welle . Die Strömung des Sonnenwindes ist beim Abschlussstoß nicht mehr überschallt . Andere verwandte Phänomene sind die Aurora ( Nord- und Südlicht ), die Plasmaschweife von Kometen , die immer von der Sonne wegzeigen , und geomagnetische Stürme , die die Richtung der magnetischen Feldlinien ändern können.

Geschichte

Beobachtungen von der Erde

Die Existenz von Teilchen, die von der Sonne zur Erde ausströmen, wurde zuerst vom britischen Astronomen Richard C. Carrington vorgeschlagen . Im Jahr 1859 machten Carrington und Richard Hodgson unabhängig voneinander die ersten Beobachtungen von dem, was später als Sonneneruption bezeichnet wurde . Dies ist eine plötzliche, lokalisierte Zunahme der Helligkeit auf der Sonnenscheibe, von der heute bekannt ist, dass sie häufig in Verbindung mit einem episodischen Ausstoß von Material und magnetischem Fluss aus der Sonnenatmosphäre auftritt, der als koronaler Massenauswurf bekannt ist . Am folgenden Tag wurde ein starker geomagnetischer Sturm beobachtet, und Carrington vermutete, dass es eine Verbindung geben könnte; Der geomagnetische Sturm wird nun der Ankunft des koronalen Massenauswurfs im erdnahen Raum und seiner anschließenden Wechselwirkung mit der Magnetosphäre der Erde zugeschrieben . Der irische Wissenschaftler George FitzGerald schlug später vor, dass Materie regelmäßig von der Sonne weg beschleunigt wird und die Erde nach einigen Tagen erreicht.

Laborsimulation des Einflusses der Magnetosphäre auf den Sonnenwind; Diese Polarlicht-ähnlichen Birkeland-Ströme wurden in einer terrella erzeugt , einer magnetisierten Anodenkugel in einer evakuierten Kammer.

Im Jahr 1910 schlug der britische Astrophysiker Arthur Eddington in einer Fußnote zu einem Artikel über Comet Morehouse im Wesentlichen die Existenz des Sonnenwinds vor, ohne ihn zu nennen . Eddingtons Vorschlag wurde nie vollständig angenommen, obwohl er bereits im Vorjahr einen ähnlichen Vorschlag in einer Ansprache der Royal Institution gemacht hatte, in der er postuliert hatte, dass das ausgestoßene Material aus Elektronen bestehe, während er in seiner Studie über den Kometen Morehouse angenommen hatte, dass sie werden Ionen .

Die Idee, dass das ausgestoßene Material sowohl aus Ionen als auch aus Elektronen besteht, wurde zuerst vom norwegischen Wissenschaftler Kristian Birkeland vorgeschlagen . Seine geomagnetischen Untersuchungen zeigten, dass die Polarlichtaktivität fast ununterbrochen war. Da diese Displays und andere geomagnetische Aktivitäten von Partikeln der Sonne erzeugt wurden, kam er zu dem Schluss, dass die Erde ständig von "von der Sonne emittierten Strahlen elektrischer Korpuskeln" bombardiert wurde. Er schlug 1916 vor: „Aus physikalischer Sicht ist es am wahrscheinlichsten, dass Sonnenstrahlen weder ausschließlich negative noch positive Strahlen sind, sondern von beiden Arten“; Mit anderen Worten, der Sonnenwind besteht sowohl aus negativen Elektronen als auch aus positiven Ionen. Drei Jahre später, 1919, schlug auch der britische Physiker Frederick Lindemann vor, dass die Sonne Teilchen beider Polaritäten ausstößt: Protonen ebenso wie Elektronen.

Um die 1930er Jahre kamen Wissenschaftler zu dem Schluss, dass die Temperatur der Sonnenkorona aufgrund ihrer Ausdehnung in den Weltraum (wie bei einer totalen Sonnenfinsternis ) eine Million Grad Celsius betragen muss . Spätere spektroskopische Arbeiten bestätigten diese außergewöhnliche Temperatur. Mitte der 1950er Jahre berechnete der britische Mathematiker Sydney Chapman die Eigenschaften eines Gases bei einer solchen Temperatur und stellte fest, dass die Korona ein so hervorragender Wärmeleiter ist, dass sie weit in den Weltraum hinausragen muss, über die Umlaufbahn der Erde hinaus. Ebenfalls in den 1950er Jahren interessierte sich der deutsche Astronom Ludwig Biermann für die Tatsache, dass der Schweif eines Kometen immer von der Sonne weg zeigt, unabhängig davon, in welche Richtung sich der Komet bewegt. Biermann postulierte, dass dies geschieht, weil die Sonne einen stetigen Strom von Teilchen aussendet, der den Schweif des Kometen wegdrückt. Der deutsche Astronom Paul Ahnert (von Wilfried Schröder) gilt als der erste, der den Sonnenwind auf der Grundlage von Beobachtungen des Kometen Whipple-Fedke (1942g) mit der Richtung eines Kometenschweifs in Verbindung brachte.

Der amerikanische Astrophysiker Eugene Parker erkannte, dass die von der Sonne ausgehende Wärme in Chapmans Modell und der von der Sonne wegblasende Kometenschweif in Biermanns Hypothese das Ergebnis desselben Phänomens sein mussten, das er als "Sonnenwind" bezeichnete. 1957 zeigte Parker, dass die Korona der Sonne, obwohl sie stark von der Sonnengravitation angezogen wird, ein so guter Wärmeleiter ist, dass sie in großen Entfernungen von der Sonne immer noch sehr heiß ist. Da die Sonnengravitation mit zunehmendem Abstand von der Sonne nachlässt, kann die äußere koronale Atmosphäre mit Überschall in den interstellaren Raum entweichen . Parker war auch der erste, der bemerkte, dass der schwächende Einfluss der Schwerkraft der Sonne die gleiche Wirkung auf die hydrodynamische Strömung hat wie eine de Laval-Düse , indem sie einen Übergang von Unterschall- zu Überschallströmung anregt . Es gab starken Widerstand gegen Parkers Hypothese über den Sonnenwind; das Papier, das er 1958 beim Astrophysical Journal einreichte, wurde von zwei Gutachtern abgelehnt, bevor es vom Herausgeber Subrahmanyan Chandrasekhar angenommen wurde .

Beobachtungen aus dem Weltraum

Im Januar 1959 beobachtete die sowjetische Raumsonde Luna 1 erstmals den Sonnenwind direkt und maß seine Stärke mit halbkugelförmigen Ionenfallen. Die von Konstantin Gringauz gemachte Entdeckung wurde von Luna 2 , Luna 3 und den weiter entfernten Messungen von Venera 1 bestätigt . Drei Jahre später wurde eine ähnliche Messung von der amerikanischen Geophysikerin Marcia Neugebauer und Mitarbeitern mit der Raumsonde Mariner 2 durchgeführt .

Die erste numerische Simulation des Sonnenwinds in der Sonnenkorona, einschließlich geschlossener und offener Feldlinien , wurde 1971 von Pneuman und Kopp durchgeführt. Die magnetohydrodynamischen Gleichungen im stationären Zustand wurden ausgehend von einer anfänglichen dipolaren Konfiguration iterativ gelöst .

1990 wurde die Ulysses- Sonde gestartet, um den Sonnenwind aus hohen Sonnenbreiten zu untersuchen. Alle vorherigen Beobachtungen waren auf oder nahe der Ekliptikebene des Sonnensystems gemacht worden .

In den späten 1990er Jahren beobachtete das Instrument Ultraviolet Coronal Spectrometer (UVCS) an Bord der Raumsonde SOHO den Beschleunigungsbereich des schnellen Sonnenwinds, der von den Polen der Sonne ausgeht, und stellte fest, dass der Wind viel schneller beschleunigt, als durch thermodynamische Expansion erklärt werden kann allein. Parkers Modell sagte voraus, dass der Wind in einer Höhe von etwa vier Sonnenradien (ca. 3.000.000 km) von der Photosphäre (Oberfläche) in Überschallströmung übergehen sollte ; aber der Übergang (oder "Schallpunkt") scheint jetzt viel niedriger zu sein, vielleicht nur einen Sonnenradius (ca. 700.000 km) über der Photosphäre, was darauf hindeutet, dass ein zusätzlicher Mechanismus den Sonnenwind von der Sonne weg beschleunigt. Die Beschleunigung des schnellen Windes ist noch immer nicht verstanden und kann mit Parkers Theorie nicht vollständig erklärt werden. Die gravitative und elektromagnetische Erklärung für diese Beschleunigung wird jedoch in einem früheren Artikel des Nobelpreisträgers für Physik von 1970 , Hannes Alfvén, detailliert beschrieben .

Die STEREO- Mission wurde 2006 gestartet, um koronale Massenauswürfe und die Sonnenkorona mithilfe von Stereoskopie von zwei weit voneinander entfernten Bildgebungssystemen zu untersuchen. Jede STEREO-Raumsonde trug zwei heliosphärische Imager: hochempfindliche Weitfeldkameras, die den Sonnenwind selbst durch Thomson-Streuung des Sonnenlichts an freien Elektronen abbilden konnten . Filme von STEREO zeigten den Sonnenwind in der Nähe der Ekliptik als großräumige turbulente Strömung.

Diagramm, das einen dramatischen Rückgang der Erkennungsrate von Sonnenwindpartikeln durch Voyager 1 zeigt

Die Sonde Voyager 1 erreichte 2012 das Ende der Sonnenwind- "Blase" , als die Detektion von Sonnenwind steil nachließ. Eine ähnliche Beobachtung wurde sechs Jahre später von Voyager 2 gemacht .

Im Jahr 2018 startete die NASA die Parker Solar Probe , benannt nach dem amerikanischen Astrophysiker Eugene Parker, um die Struktur und Dynamik der Sonnenkorona zu untersuchen, um die Mechanismen zu verstehen, die dazu führen, dass Teilchen als Sonnenstrahlen erhitzt und beschleunigt werden Wind. Während ihrer siebenjährigen Mission wird die Sonde vierundzwanzig Umlaufbahnen um die Sonne machen, wobei sie mit dem Perihel jeder Umlaufbahn weiter in die Korona eindringt und schließlich innerhalb von 0,04 astronomischen Einheiten der Sonnenoberfläche vorbeikommt . Es ist die erste NASA-Raumsonde, die nach einer lebenden Person benannt wurde, und Parker im Alter von 91 Jahren war vor Ort, um den Start zu beobachten.

Beschleunigung

Während sich frühe Modelle des Sonnenwinds hauptsächlich auf thermische Energie stützten , um das Material zu beschleunigen, war in den 1960er Jahren klar, dass die thermische Beschleunigung allein die hohe Geschwindigkeit des Sonnenwinds nicht erklären kann. Ein zusätzlicher unbekannter Beschleunigungsmechanismus ist erforderlich und bezieht sich wahrscheinlich auf Magnetfelder in der Sonnenatmosphäre.

Die Korona oder erweiterte äußere Schicht der Sonne ist eine Plasmaregion, die auf über ein Megakelvin erhitzt wird . Als Ergebnis von thermischen Kollisionen haben die Teilchen innerhalb der inneren Korona einen Bereich und eine Geschwindigkeitsverteilung, die durch eine Maxwellsche Verteilung beschrieben wird . Die mittlere Geschwindigkeit dieser Teilchen beträgt etwa145 km/s , was deutlich unter der solaren Fluchtgeschwindigkeit von . liegt618 km/s . Einige der Teilchen erreichen jedoch Energien, die ausreichen, um die Endgeschwindigkeit von . zu erreichen400 km/s , wodurch sie den Sonnenwind füttern können. Bei gleicher Temperatur erreichen Elektronen aufgrund ihrer viel geringeren Masse Fluchtgeschwindigkeit und bauen ein elektrisches Feld auf, das Ionen weiter von der Sonne wegbeschleunigt.

Die Gesamtzahl der vom Sonnenwind von der Sonne weggetragenen Teilchen beträgt etwa 1,3 × 10 36 pro Sekunde. Somit beträgt der Gesamtmassenverlust pro Jahr etwa(2–3) × 10 –14 Sonnenmassen oder etwa 1,3–1,9 Millionen Tonnen pro Sekunde. Dies entspricht dem Verlust einer Masse in Höhe der Erde alle 150 Millionen Jahre. Durch den Sonnenwind sind jedoch nur etwa 0,01 % der Gesamtmasse der Sonne verloren gegangen. Andere Sterne haben viel stärkere Sternwinde , die zu deutlich höheren Massenverlustraten führen.

Eigenschaften und Struktur

Dies soll zeigen, dass der Sonnenwind des Sterns LL Orionis einen Bugschock erzeugt (den hellen Bogen).

Schneller und langsamer Sonnenwind

Es wird beobachtet, dass der Sonnenwind in zwei grundlegenden Zuständen existiert, die als langsamer Sonnenwind und schneller Sonnenwind bezeichnet werden, obwohl ihre Unterschiede weit über ihre Geschwindigkeiten hinausgehen. Im erdnahen Weltraum wird der langsame Sonnenwind mit einer Geschwindigkeit von . beobachtet300–500 km/s , eine Temperatur von ~100 MK und eine Zusammensetzung, die der Korona sehr nahe kommt . Im Gegensatz dazu hat der schnelle Sonnenwind eine typische Geschwindigkeit von750 km/s , eine Temperatur von 800 MK und entspricht fast der Zusammensetzung der Photosphäre der Sonne . Der langsame Sonnenwind ist doppelt so dicht und variabler in der Natur als der schnelle Sonnenwind.

Der langsame Sonnenwind scheint aus einer Region um den äquatorialen Gürtel der Sonne zu stammen, die als "Streamer-Gürtel" bekannt ist, wo koronale Streamer durch einen magnetischen Fluss erzeugt werden, der sich zur Heliosphäre öffnet und über geschlossenen Magnetschleifen drapiert. Die genauen koronalen Strukturen, die an der langsamen Sonnenwindbildung beteiligt sind, und die Methode, mit der das Material freigesetzt wird, werden noch diskutiert. Sonnenbeobachtungen zwischen 1996 und 2001 zeigten, dass die Emission des langsamen Sonnenwinds während des Sonnenminimums (der Zeit der niedrigsten Sonnenaktivität) in Breiten von bis zu 30–35 ° auftrat und sich dann in Richtung der Pole ausdehnte, wenn sich der Sonnenzyklus dem Maximum näherte. Beim Sonnenmaximum strahlten die Pole auch einen langsamen Sonnenwind aus.

Der schnelle Sonnenwind stammt aus koronalen Löchern , die trichterähnliche Bereiche offener Feldlinien im Magnetfeld der Sonne sind . Solche offenen Linien sind besonders um die magnetischen Pole der Sonne herum verbreitet. Die Plasmaquelle sind kleine Magnetfelder, die von Konvektionszellen in der Sonnenatmosphäre erzeugt werden. Diese Felder begrenzen das Plasma und transportieren es in die engen Hälse der koronalen Trichter, die sich nur 20.000 km über der Photosphäre befinden. Das Plasma wird in den Trichter freigesetzt, wenn sich diese magnetischen Feldlinien wieder verbinden.

Druck

Der Wind übt einen Druck aus bei AE typischerweise im Bereich von1–6 nPa ((1–6) × 10 –9  N/m 2 ), obwohl er außerhalb dieses Bereichs leicht variieren kann.

Der Staudruck ist eine Funktion der Windgeschwindigkeit und -dichte. Die Formel lautet

Dabei ist m p die Protonenmasse , der Druck P in nPa (Nanopascal), n die Dichte in Teilchen/cm 3 und V die Geschwindigkeit des Sonnenwinds in km/s.

Koronaler Massenauswurf

CME bricht aus der Sonne der Erde aus

Sowohl der schnelle als auch der langsame Sonnenwind kann durch große, sich schnell bewegende Plasmaausbrüche unterbrochen werden, die als koronale Massenauswürfe oder CMEs bezeichnet werden. CMEs werden durch die Freisetzung von magnetischer Energie an der Sonne verursacht. CMEs werden in den populären Medien oft als „Sonnenstürme“ oder „Weltraumstürme“ bezeichnet. Sie sind manchmal, aber nicht immer, mit Sonneneruptionen verbunden , die eine weitere Manifestation der Freisetzung magnetischer Energie an der Sonne sind. CMEs verursachen Stoßwellen im dünnen Plasma der Heliosphäre, die elektromagnetische Wellen ausstoßen und Teilchen (meist Protonen und Elektronen ) beschleunigen , um Schauer ionisierender Strahlung zu bilden , die der CME vorausgehen.

Wenn ein CME auf die Magnetosphäre der Erde auftrifft, verformt es vorübergehend das Erdmagnetfeld , ändert die Richtung der Kompassnadeln und induziert große elektrische Erdströme in der Erde selbst; Dies wird als geomagnetischer Sturm bezeichnet und ist ein globales Phänomen. CME Auswirkungen können induzieren magnetische Wiederverbindung in der Erde Magneto (die Mitternachtsseite des Magnetosphäre); Dies schleudert Protonen und Elektronen nach unten in Richtung Erdatmosphäre, wo sie die Aurora bilden .

CMEs sind nicht die einzige Ursache für Weltraumwetter . Es ist bekannt, dass unterschiedliche Flecken auf der Sonne je nach lokalen Bedingungen zu leicht unterschiedlichen Windgeschwindigkeiten und -dichten führen. Für sich genommen würde jeder dieser verschiedenen Windströme eine Spirale mit einem etwas anderen Winkel bilden, wobei sich schnell bewegende Ströme direkter ausbreiten und sich langsam bewegende Ströme mehr um die Sonne wickeln. Schnelle Ströme neigen dazu, langsamere Ströme zu überholen, die westlich von ihnen auf der Sonne ihren Ursprung haben , und bilden turbulente, mitrotierende Wechselwirkungsbereiche, die Wellenbewegungen und beschleunigte Teilchen verursachen und die Magnetosphäre der Erde auf die gleiche Weise beeinflussen, aber sanfter als , CME.

Auswirkungen des Sonnensystems

Die heliosphärische Stromschicht entsteht durch den Einfluss des rotierenden Magnetfeldes der Sonne auf das Plasma im Sonnenwind

Während der Lebensdauer der Sonne hat die Wechselwirkung ihrer Oberflächenschichten mit dem entweichenden Sonnenwind ihre Oberflächenrotationsrate erheblich verringert. Der Wind wird zusammen mit der Sonnenstrahlung für die Schweife der Kometen verantwortlich gemacht. Der Sonnenwind trägt durch einen als interplanetare Szintillation bezeichneten Effekt zu Schwankungen der auf der Erde beobachteten himmlischen Radiowellen bei .

Magnetosphären

Schema der Magnetosphäre der Erde . Der Sonnenwind fließt von links nach rechts.

Wenn der Sonnenwind einen Planeten mit einem gut entwickelten Magnetfeld (wie Erde, Jupiter oder Saturn) schneidet , werden die Teilchen durch die Lorentzkraft abgelenkt . Diese Region, die als Magnetosphäre bekannt ist , bewirkt, dass die Partikel um den Planeten wandern, anstatt die Atmosphäre oder Oberfläche zu bombardieren. Die Magnetosphäre ist auf der der Sonne zugewandten Seite grob wie eine Halbkugel geformt und wird dann auf der gegenüberliegenden Seite in einem langen Nachlauf herausgezogen. Die Grenze dieser Region wird als Magnetopause bezeichnet , und einige der Partikel können durch diese Region die Magnetosphäre durch teilweises Wiederverbinden der magnetischen Feldlinien durchdringen.

Mittagsmeridianschnitt der Magnetosphäre

Der Sonnenwind ist für die Gesamtform der Magnetosphäre der Erde verantwortlich. Schwankungen in Geschwindigkeit, Dichte, Richtung und mitgerissenem Magnetfeld wirken sich stark auf die lokale Weltraumumgebung der Erde aus. Zum Beispiel können die Niveaus der ionisierenden Strahlung und der Funkstörungen um Faktoren von Hunderten bis Tausenden schwanken; und die Form und Lage des Magneto und Bogen Schockwelle stromaufwärts davon kann durch mehrere Radien Erde ändern, Belichten geosynchronen Satelliten , der direkten Sonnenwind. Diese Phänomene werden zusammenfassend als Weltraumwetter bezeichnet .

Von der Europäischen Weltraumorganisation ist Cluster - Mission, eine neue Studie hat stattgefunden , die schlägt vor , dass es einfacher für den Sonnenwind ist die Magnetosphäre als bisher angenommen zu infiltrieren. Eine Gruppe von Wissenschaftlern beobachtete direkt die Existenz bestimmter Wellen im Sonnenwind, die nicht erwartet wurden. Eine kürzlich durchgeführte Studie zeigt, dass diese Wellen es einfallenden geladenen Teilchen des Sonnenwinds ermöglichen, die Magnetopause zu durchbrechen. Dies deutet darauf hin, dass sich die Magnetblase eher als Filter denn als durchgehende Barriere bildet. Diese neueste Entdeckung erfolgte durch die charakteristische Anordnung der vier identischen Cluster-Raumschiffe, die in einer kontrollierten Konfiguration durch den erdnahen Raum fliegen. Auf ihrem Weg von der Magnetosphäre in den interplanetaren Raum und wieder zurück bietet die Flotte außergewöhnliche dreidimensionale Einblicke in die Phänomene, die die Sonne mit der Erde verbinden.

Die Forschung charakterisierte Varianzen in der Bildung des interplanetaren Magnetfelds (IMF), die weitgehend von der Kelvin-Helmholtz-Instabilität beeinflusst werden (die an der Grenzfläche zweier Flüssigkeiten auftritt) als Folge von Dickenunterschieden und zahlreichen anderen Eigenschaften der Grenzschicht. Experten glauben, dass dies das erste Mal war, dass das Auftreten von Kelvin-Helmholtz-Wellen in der Magnetopause bei einer hohen Breitengrad-Abwärtsorientierung des IMF gezeigt wurde. Diese Wellen werden an unvorhergesehenen Orten unter Sonnenwindbedingungen beobachtet, die früher für ihre Erzeugung als unerwünscht galten. Diese Entdeckungen zeigen, wie die Magnetosphäre der Erde unter bestimmten IMF-Bedingungen von Sonnenpartikeln durchdrungen werden kann. Die Ergebnisse sind auch für Studien der magnetosphärischen Progression um andere planetare Körper relevant. Diese Studie legt nahe, dass Kelvin-Helmholtz-Wellen ein relativ häufiges und möglicherweise konstantes Instrument für den Eintritt von Sonnenwind in terrestrische Magnetosphären unter verschiedenen IMF-Orientierungen sein können.

Atmosphären

Der Sonnenwind beeinflusst andere einfallende kosmische Strahlen, die mit der planetaren Atmosphäre interagieren. Darüber hinaus unterliegen Planeten mit schwacher oder nicht vorhandener Magnetosphäre einem atmosphärischen Stripping durch den Sonnenwind.

Venus , der der Erde am nächsten und ähnlichste Planet, hat eine 100-mal dichtere Atmosphäre mit geringem oder keinem geomagnetischen Feld. Raumsonden entdeckten einen kometenartigen Schweif, der sich bis in die Erdumlaufbahn erstreckt.

Die Erde selbst ist durch ihr Magnetfeld , das die meisten geladenen Teilchen ablenkt, weitgehend vor dem Sonnenwind geschützt ; einige der geladenen Teilchen sind jedoch im Van-Allen-Strahlungsgürtel gefangen . Eine kleinere Anzahl von Teilchen aus dem Sonnenwind gelangt wie auf einer Übertragungsleitung für elektromagnetische Energie in die obere Erdatmosphäre und Ionosphäre in den Polarlichtzonen. Der Sonnenwind ist auf der Erde nur dann zu beobachten, wenn er stark genug ist, um Phänomene wie Polarlichter und geomagnetische Stürme hervorzubringen . Helle Polarlichter erhitzen die Ionosphäre stark, wodurch sich ihr Plasma in die Magnetosphäre ausdehnt, die Plasma- Geosphäre vergrößert und atmosphärische Materie in den Sonnenwind injiziert wird. Geomagnetische Stürme entstehen, wenn der Druck der in der Magnetosphäre enthaltenen Plasmen groß genug ist, um sich aufzublähen und dadurch das geomagnetische Feld zu verzerren.

Obwohl der Mars größer als Merkur und viermal weiter von der Sonne entfernt ist, wird angenommen, dass der Sonnenwind bis zu einem Drittel seiner ursprünglichen Atmosphäre abgestreift hat und eine Schicht von 1/100stel so dicht wie die der Erde hinterlassen hat. Es wird angenommen, dass der Mechanismus für dieses atmosphärische Strippen darin besteht, dass Gas in Blasen des Magnetfelds gefangen ist, die vom Sonnenwind abgerissen werden. Im Jahr 2015 maß die NASA-Mission Mars Atmosphere and Volatile Evolution ( MAVEN ) die Rate der atmosphärischen Stripping, die durch das Magnetfeld verursacht wird, das vom Sonnenwind getragen wird, wenn er am Mars vorbeifließt, der ein elektrisches Feld erzeugt, ähnlich wie eine Turbine auf der Erde verwendet werden kann Strom zu erzeugen. Dieses elektrische Feld beschleunigt elektrisch geladene Gasatome, sogenannte Ionen, in der oberen Marsatmosphäre und schießt sie in den Weltraum. Die MAVEN-Mission maß die Geschwindigkeit des atmosphärischen Strippings mit etwa 100 Gramm (≈1/4 lb) pro Sekunde.

Monde und Planetenoberflächen

Apollos SWC- Experiment
Apollos Solar Wind Composition Experiment auf der Mondoberfläche

Merkur , der der Sonne am nächsten gelegene Planet, trägt die volle Hauptlast des Sonnenwinds, und da seine Atmosphäre rudimentär und vergänglich ist, ist seine Oberfläche in Strahlung gebadet.

Merkur hat ein intrinsisches Magnetfeld, so dass der Sonnenwind unter normalen Sonnenwindbedingungen seine Magnetosphäre nicht durchdringen kann und Partikel nur in den Spitzenregionen die Oberfläche erreichen. Bei koronalen Massenauswürfen kann die Magnetopause jedoch in die Oberfläche des Planeten gedrückt werden, und unter diesen Bedingungen kann der Sonnenwind frei mit der Planetenoberfläche interagieren.

Der Mond der Erde hat keine Atmosphäre und kein intrinsisches Magnetfeld , und folglich wird seine Oberfläche mit dem vollen Sonnenwind bombardiert. Die Projekt Apollo Missionen passive Aluminiumsammler in einem Versuch eingesetzt , um den Sonnenwindes Probe und Mondboden für Studie ergab bestätigt , dass der Mond regolith in Atomkernen von dem Sonnenwind abgeschieden angereichert ist. Diese Elemente können sich als nützliche Ressourcen für Mondkolonien erweisen.

Äußere Grenzen

Eine Infografik mit den äußeren Regionen der Heliosphäre basierend auf Ergebnissen der Raumsonde Voyager

Der Sonnenwind „bläst eine Blase“ in das interstellare Medium (das verdünnte Wasserstoff- und Heliumgas, das die Galaxie durchdringt). Der Punkt, an dem die Stärke des Sonnenwinds nicht mehr groß genug ist, um das interstellare Medium zurückzudrängen, wird als Heliopause bezeichnet und wird oft als äußere Grenze des Sonnensystems angesehen. Die Entfernung zur Heliopause ist nicht genau bekannt und hängt wahrscheinlich von der aktuellen Geschwindigkeit des Sonnenwinds und der lokalen Dichte des interstellaren Mediums ab, liegt aber weit außerhalb der Umlaufbahn von Pluto . Die Wissenschaftler hoffen, aus den Daten der im Oktober 2008 gestarteten Mission Interstellar Boundary Explorer (IBEX) einen Einblick in die Heliopause zu gewinnen .

Das Ende der Heliosphäre wird zusammen mit dem Kuiper-Gürtel als einer der Wege bezeichnet, die die Ausdehnung des Sonnensystems definieren , und schließlich den Radius, bei dem der Gravitationseinfluss der Sonne von anderen Sternen erreicht wird. Das maximale Ausmaß dieses Einflusses wurde auf zwischen 50.000 AE und 2 Lichtjahre geschätzt, verglichen mit dem Rand der Heliopause (dem äußeren Rand der Heliosphäre), der von der Raumsonde Voyager 1 mit etwa 120 AE endet .

Die Raumsonde Voyager 2 überquerte den Schock zwischen dem 30. August und dem 10. Dezember 2007 mehr als fünfmal. Voyager 2 überquerte den Schock etwa einen Tm näher an der Sonne als die Entfernung von 13,5 Tm, in der Voyager 1 auf den Beendigungsschock traf. Das Raumfahrzeug bewegte sich durch den Abschlussschock nach außen in die Helioscheide und weiter in Richtung des interstellaren Mediums .

Bemerkenswerte Ereignisse

  • Vom 10. bis 12. Mai 1999 beobachteten der Advanced Composition Explorer (ACE) und die WIND- Raumsonde der NASA eine 98%ige Abnahme der Sonnenwinddichte. Dadurch konnten energiereiche Elektronen von der Sonne in schmalen Strahlen, die als „ strahl “ bekannt sind, zur Erde fließen , was ein höchst ungewöhnliches „polares Regen“ -Ereignis auslöste , bei dem über dem Nordpol eine sichtbare Polarlichter auftauchte. Darüber hinaus vergrößerte sich die Magnetosphäre der Erde auf das 5- bis 6-fache ihrer normalen Größe.
  • Am 13. Dezember 2010 stellte Voyager 1 fest, dass sich die Geschwindigkeit des Sonnenwinds an seinem Standort 10,8 Milliarden Meilen (17,4 Milliarden Kilometer) von der Erde auf Null verlangsamt hatte. „Wir sind an einem Punkt angelangt, an dem der Wind von der Sonne, der bisher immer nach außen gerichtet war, nicht mehr nach außen wandert, sondern sich nur noch seitwärts bewegt, damit er am Ende den Schweif der Heliosphäre hinuntergehen kann ist ein kometenförmiges Objekt", sagte Edward Stone, Wissenschaftler des Voyager-Projekts.

Siehe auch

Verweise

Weiterlesen

Fox, Karen C. (2012) „NASA-Studie mit Cluster enthüllt neue Einblicke in den Sonnenwind“ NASA.

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Externe Links