Akademik

Sonnenwind,

 

solare Korpuskularstrahlung, das aus der Sonnenkorona in den interplanetaren Raum abströmende Gas. Es bildet ein Plasma aus freien Elektronen und Atomkernen, zu dem die Wasserstoffkerne (Protonen) etwa 86 %, die Heliumkerne rd. 13 % und die übrigen Elemente den Rest beitragen. Der Sonnenwind ist zeitlich stark veränderlich. Seine Geschwindigkeit beträgt in Erdbahnnähe zwischen 200 und 900 km/s (Mittelwert 400 km/s), die Dichte variiert zwischen etwa 0,4 und 100 Teilchen/cm³ (Mittelwert 6 Teilchen/cm³). Infolge des Sonnenwinds verliert die Sonne eine Masse von etwa 10 Mrd. kg je Sekunde. Nahe der Erde beobachtet man einen relativ stetigen allgemeinen Sonnenwind mit ihm überlagerten schnellen Teilchenwolken. Der langsam fließende Sonnenwind kommt vermutlich aus Koronaregionen über Sonnenaktivitätsgebieten. Die Quellgebiete der Hochgeschwindigkeitswolken sind hingegen Koronalöcher, aus denen ein mehrere Sonnenrotationen überdauernder, stark gebündelter Abfluss erfolgt. Ein derartiger Strom überstreicht infolge der Sonnenrotation im Rhythmus von 27 Tagen (synodische Rotationsperiode) die Erde, was dann jeweils als eine »Wolke« des Sonnenwinds registriert wird. Die Ursprungsgebiete haben nach außen hin offene lokale Magnetfelder, sodass Koronamaterie längs der Feldlinien abfließen kann. Den Antrieb dazu gibt der Gasdruck in der inneren Korona. Bei den Hochgeschwindigkeitsströmen sorgen wahrscheinlich magnetohydrodynamische Prozesse für eine zusätzliche Beschleunigung. Die vom Sonnenwind mitgeschleppten, in Erdbahnnähe daher spiralförmig verlaufenden Magnetfelder beeinflussen die Planetenmagnetosphären und die Ionenschweife der Kometen. Der Sonnenwind erfüllt die Heliosphäre, die bis zu einer Entfernung von vermutlich 100 AE reicht, in der der kinetische Druck des Sonnenwinds dem Gasdruck der interstellaren Materie in der Sonnenumgebung gleicht. - Der Sonnenwind wurde 1951 von L. F. B. Biermann theoretisch postuliert und 1962 durch die Raumsonde Mariner 2 erstmals nachgewiesen.