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Sonnenwind

Astronomie und Astrophysik, Bezeichnung für die solare Korpuskularstrahlung, die aus der Sonnenkorona (Korona) in den interplanetaren Weltraum abströmt. Sie besteht aus freien Elektronen und Atomkernen (davon ca. 86 % Wasserstoffkerne, 13 % Heliumkerne und 1 % andere schwerere Atomkerne) und ist zeitlich stark variabel. Die Geschwindigkeit des Sonnenwindes ist in der Nähe der Sonne relativ klein und wächst nach aussen rasch auf Überschallgeschwindigkeit an. In Erdnähe liegt die Geschwindigkeit zwischen 200 und 900 km / s (im Mittel 400 km / s) bei einer Teilchendichte von 0,4-100 cm-3 (im Mittel etwa 6 cm-3). Die kinetische Temperatur beträgt für die Atomkerne ca. 50 000 K und für die freien Elektronen 200 000 K. Neben dieser langsamen Komponente gibt es auch eine schnelle mit Geschwindigkeiten zwischen 600 und 900 km / s, die aus koronalen Löchern stammt. Ihr Auftreten hat häufig eine Periode von 27 Tagen, was der synodischen Periode der Sonnenrotation entspricht. In Sonnennähe folgt der Sonnenwind dem Magnetfeld der Sonne, in grösserer Ferne, wo die Energiedichte der Teilchenbewegung grösser wird als die des magnetischen Feldes, wird das Magnetfeld der Sonne vom Sonnenwind mitgeführt. Als Folge hiervon werden die magnetischen Feldlinien zu Spiralen gewunden (ähnlich einem rotierenden Rasensprenger). Bereits in Erdbahnnähe schneiden die von der Sonne ausgehenden Strahlen die vom Sonnenwind mitgeführten Magnetfeldlinien unter einem Winkel von 45°. Die Zone, in der der Druck des Sonnenwindes gleich der der interstellaren Materie ist, wird als Heliopause bezeichnet. Sie liegt bei etwa 40-100 AE und definiert die Grenze des Sonnensystems. Das Gebiet innerhalb der Heliopause ist die Heliosphäre (siehe Abb.).

Trifft der Sonnenwind mit seinen mittransportierten Magnetfeldern auf Planetenmagnetosphären, so werden diese auf der der Sonne zugewandten Seite komprimiert, auf der abgewandten Seite zu langen Magnetosphärenschweifen auseinandergezerrt (Polarlichter). Mit dem Sonnenwind geht der Sonne u.a. Drehimpuls verloren, wodurch sich ihre Rotationsgeschwindigkeit im Laufe der Zeit verringert.

Die Existenz des Sonnenwindes wurde zuerst 1951 von L. Biermann gefordert, während er Kometenschweife untersuchte. Er schlug eine Hypothese vor, wonach die Plasmaschweife der Kometen nicht durch Strahlungsdruck, sondern durch eine ständig vorhandene Korpuskularstrahlung der Sonne von dieser weggetrieben werden. Der Begriff Sonnenwind wurde 1959 von E.N. Parker eingeführt und seine Existenz erstmals 1962 durch die Raumsonde Mariner 2 überzeugend nachgewiesen.

Sonnenwind

Sonnenwind: Die von der Sonne radial nach aussen abströmenden solaren Teilchen (Sonnenwind) bilden durch die Rotation der Sonne eine spiralförmige Feldlinienstruktur aus, die beim Auftreffen auf den interstellaren Wind wulstartig zusammengepresst wird. Im Bereich der davor entstehenden heliosphärischen Stosswelle (dessen Existenz jedoch noch nicht gesichert ist) geht die Überschallströmung des Sonnenwindes in eine Unterschallströmung über.

 

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