Schutz vor dem „Außen“

Neben diesen Sonnensystem-internen Wechselwirkungen ist die Erde auch „äußeren“ Ereignissen wie nahen Supernova-Explosionen oder Gammastrahlungsausbrüchen ausgesetzt. Bei einer Frequenz von weniger als einem solchen Ereignis in Sonnennähe pro 100 Millionen Jahre ist dieser Einfluss allerdings extrem selten und für die Klimaforschung daher nahezu vernachlässigbar.

Weitaus größere Relevanz als diese eher zufälligen Ereignisse hat dagegen das interstellare Medium für die Erde und ihre Umgebung. Seine Hauptagenten – die galaktische kosmische Strahlung und der interstellare neutrale Wasserstoff – können bis tief in die Heliosphäre und damit zur Erde vordringen. Infolge eines abschirmenden Effektes der Heliosphäre geschieht das aber nicht ungehindert.

Geschützter Raumbereich dank Sonnenwind

Die Heliosphäre dehnt sich mehrere hundert Astronomische Einheiten (1 AE = Entfernung Sonne-Erde) um die Sonne herum aus. Sie ist der Raumbereich, in dem der von der Sonne ausgehende Sonnenwind über das anströmende interstellare Medium dominiert. Der Sonnenwind ist eine kontinuierliche, überschallschnelle Protonen-Elektronen-Plasmaströmung, die sich von unserem Zentralstern ausgehend kreisförmig ausbreitet. Auf Höhe der Erdbahn erreicht sie eine Geschwindigkeit von 400 bis 800 Kilometern pro Sekunde, eine Teilchenzahldichte von fünf bis zehn pro Quadratzentimeter und eine Temperatur von 50.000 bis 100.000 Kelvin.

Schockzone und Schweif

Weiter draußen, in der heliosphärischen Randregion, wird die Ausbreitung des Sonnenwinds jedoch gestört. Denn hier muss er sich an die Bedingungen des Lokalen InterStellaren Mediums (LISM) anpassen. In 80 bis 100 AE stößt der solare Teilchenstrom auf den Terminations-Schock, einen Bereich an dem die ungestörte Überschallausbreitung des Sonnenwindes endet. Diese Zone bildet auch die Grenze der so genannten inneren Helioschicht. In ihr wird das Sonnenwindplasma durch den „Gegenwind“ des interstellaren Mediums komprimiert und aufgeheizt und gleichzeitig aus seiner kreisförmigen Ausbreitung abgelenkt. Auf der der Strömungsrichtung des LISM abgewandten Seite des Sonnensystems bildet sich so ein heliosphärischer Schweif.

Aufbau der Heliosphäre, beruhend auf vorläufigen Daten des Interstellar Boundary Explorer (IBEX) © NASA

„Puffer“ zum interstellaren Medium

Bei 130 AE schließt sich eine weitere Grenze an, die Heliopause. Sie trennt das solare und interstellare Plasma. Da jenseits der Heliopause das teilweise ionisierte LISM als ein interstellares Plasma strömt, bildet sie die natürliche Grenze der Heliosphäre. Da sich die Sonne mitsamt der Heliosphäre mit Überschallgeschwindigkeit durch das LISM bewegt, bildet sich vor der Heliopause, in 300 bis 400 AE Entfernung zur Sonne, eine Bugstoßwelle, auch Bugschock genannt.

Durch diese verschiedenen Interaktionen bilden sich im Prinzip zwei große Pufferbereiche zwischen Sonnensystem-Umgebung und dem interstellaren Medium: Die innere Helioschicht zwischen Terminal-Schock und Heliopause, in der der Sonnenwind mit dem LISM reagiert. Und die zwischen Bugschock und Heliopause liegende äußeren Helioschicht, in der das LISM wiederum auf das „Hindernis” Heliosphäre reagiert.

Modellrechnungen durch Voyager-Sonden bestätigt

Wissenschaftler um Horst Fichtner am Institut für Theoretische Physik IV der Ruhr-Universität Bochum haben mit Hilfe von Modellen Lage, Eigenschaften und zeitliche Veränderungen der verschiedenen heliosphärischen Grenzflächen und Gebiete, wie dem Terminations-Schock oder der inneren Helioschicht, genauer bestimmt. Die NASA-Missionen Voyager 1 und 2 haben diese Berechnungen in jüngster Zeit weitgehend bestätigt: Die beiden Raumsonden durchflogen in den Jahren 2004 und 2007 in entsprechender Entfernung den Terminations-Schock und befinden sich seitdem in der inneren Helioschicht.

Horst Fichtner / aus RUBIN (Ruhr-Universität Bochum)
Stand: 04.06.2010