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- Kompendium zum SOFIE-Projekt -

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Sonne – Weltraumwetter – Erde

Inhalt 1. Einleitung ...... 3 2. Die Sonne ...... 6 2.1. Aufbau der Sonne ...... 7 2.1.1. Strahlungszone ...... 8 2.1.2. Konvektionszone ...... 8 2.1.3. Photosphäre ...... 8 2.1.4. Chromosphäre ...... 9 2.1.5. Korona ...... 10 2.2. Sonnenaktivität ...... 10 2.2.1. Der Sonnenwind ...... 10 2.2.2. Reichweite des Sonnenwindes ...... 10 2.2.3. Sonnenflecken ...... 13 2.2.4. Solare Flares und Koronale Massenauswürfe ...... 14 2.2.5. Sonnenzyklus ...... 15 3. Die Erde ...... 16 3.1. Das Erdmagnetfeld ...... 16 3.2. Die Erdatmosphäre ...... 17 3.2.1. Ionosphäre ...... 18 3.3. Auswirkungen des Weltraumwetters ...... 21 3.3.1. Polarlichter ...... 21 3.3.2. Störungen im GPS ...... 22 3.3.3. Auswirkungen auf Energieversorgungssysteme ...... 24 3.3.4. Menschen ...... 27 4. Projekt SOFIE ...... 28 5. Anhang ...... 30 5.1. Video- und Audioliste ...... 30 5.1.1. Deutsch ...... 30 5.1.2. Englisch ...... 30 6. Quellen ...... 31

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1. Einleitung

Im Zentrum unseres Sonnensystems befindet sich ein Stern. Er ist nicht nur für unsere Erde die „Quelle“ für Licht und Wärme und das schon seit etwa 4,6 Milliarden Jahren. In jeder Sekunde werden durch Kernfusion auf der Sonne hunderte Millionen Tonnen von Wasserstoff zu Helium umgewandelt. Dabei herrscht auf ihr nahezu ein Gleichge- wicht zwischen der eigenen Anziehungskraft und der expandierenden Wirkung der Fusion. Dadurch behält die Sonne ihre Form und Größe bei. Erst im Spätstadium ihres Entwicklungszyklus ändert sich das. Dann wird sich die Sonne zu einem sogenannten Roten Riesen aufblähen und dabei den Merkur, die Venus und vermutlich auch die Erde „verschlucken“.

Neben dem sichtbaren Licht und der Wärme wird ein großer Teil der bei der Fusion freigesetzten Energie als elektromagnetische Welle und als Teilchenstrahlung von der Sonne ins All emittiert. Damit ist sie mit ihrer Aktivität hauptverantwortlich für den Zu- stand bzw. die Veränderungen des kosmischen Raums in unserem Sonnensystem. Dies ist vergleichbar mit dem Zustand und den Änderungen auf der Erdoberfläche bzw. in der Erdatmosphäre, was wir allgemeinhin als Wetter wahrnehmen. Auf Grund dieser Analogie wird das Geschehen im kosmischen Raum unseres Sonnensystems auch als Weltraumwetter bezeichnet.

Welche Auswirkungen hat aber dieses Weltraumwetter mit seiner Strahlung auf die Erde? Bei normaler Wetterlage, also einem stetigen Strahlungs- und Teilchenstrom von der Sonne, dem sogenannten Sonnenwind, wird das Magnetfeld der Erde auf der sonnenzugewandten Seite gestaucht, auf der abgewandten Seite gestreckt (Abb. 1). Ohne die Einflüsse der Sonne würde das Magnetfeld der Erde dem eines Stabmagne- ten ähneln.

Abb. 1: Auswirkungen des Sonnenwindes auf das Erdmagnetfeld (Feldlinien blau dargestellt). Bild: ESA

Eine plötzliche Zunahme der Intensität des Sonnenwindes verursacht einen geomagnetischen Sturm. Wenn dieser Richtung Erde „weht“, entstehen Polarlichter (Abb. 2). In Abhängigkeit von der jeweiligen Hemisphäre werden sie als Nordlicht oder Aurora

Sonne – Weltraumwetter – Erde Seite 3 v. 31 DLR.de/dlrschoollab borealis bzw. als Südlicht oder Aurora australis bezeichnet. Eine solche Zunahme der Intensität des Sonnenwindes erfolgt immer dann, wenn magnetische Felder (Abb. 3) auf der Sonne regional kollabieren. Dadurch haben heiße, ionisierte Gase (Plasma) die Möglichkeit, die Sonnenoberfläche zu verlassen. Dieser Prozess wird als koronaler Massenauswurf bezeichnet.

Abb. 2: Sichtbare Auswirkungen des Weltraumwetters - Polarlichter, gesehen von der Internationalen Raumstation. Bild: NASA

Abb. 3: Momentaufnahme der Sonne vom 07.01.2014 ergänzt durch berechnete Magnetfeldlinien. Bild: NASA

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Neben den Polarlichtern gibt es jedoch auch Effekte, die negative Wirkungen auf die irdische Infrastruktur und technologische Systeme im erdnahen Raum (z.B. Flugzeuge oder Satelliten) haben können. So hat das Weltraumwetter einen wissenschaftlich nachgewiesenen Einfluss auf Leistung und Zuverlässigkeit derartiger weltraum- und bodengestützter Systeme. Es kann beispielsweise erhebliche Störungen in der modernen Kommunikation und Navigation bewirken und dadurch erhöhte Sicherheitsrisi- ken, wirtschaftliche Verlusten und letztendlich verminderte Lebensqualität zur Folge haben. Aus diesem Grund gibt es weltweit schon länger Bestrebungen, das Welt- raumwetter zu beobachten, Vorhersagen vorzunehmen und ggf. Warnungen auszu- sprechen.

Das Deutsche Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) hat 2019 mit der Gründung des Institutes für Solar-Terrestrische Physik (https://www.dlr.de/so/desktopdefault.aspx/tabid-13420/23417_read-54014/) seine Arbeiten auf diesem Gebiet in Neustrelitz zusammengeführt. Hier geht es um die Erforschung der Eigenschaften des aus Ionosphäre, Thermosphäre und Magnetosphäre bestehenden Systems (kurz: ITM- System) und der Wechselwirkungen in ihm. Auch die diesem System inliegende Dyna- mik durch Energieeinträge von der Sonne auf der einen und der Atmosphäre auf der anderen Seite interessiert die Wissenschaftler*innen.

Das DLR_School_Lab in Neustrelitz entwickelte und betreut in Zusammenarbeit mit der seit langem am dortigen DLR-Standort ansässigen Ionosphären-Arbeitsgruppe sein Projekt SOFIE (SOlare Flares detektiert über Ionosphärische Effekte; https://www.dlr.de/schoollab/desktopdefault.aspx/tabid-15410/25041_read-62966/). Hintergrund ist die Vision, ein bodengebundenes und flächendeckendes Messnetz zur Vorhersage des Weltraumwetters unabhängig von weltraumgestützter Technologie aufzubauen. Heute liefern Satelliten fast ausnahmslos die Rohdaten für die Vorhersa- gen zum Weltraumwetter. Bei Ausfällen können sie jedoch nicht so schnell ersetzt werden wie Systeme auf der Erde. SOFIE ist als Teil eines solches Netzes Demonstrator zum Nachweis von solaren Flares (Strahlungsausbrüche auf der Sonne). Sie sind eine Art der uns heute bekannten Erscheinungen der Sonnenaktivität und häufig Vorboten für starke Sonneneruptionen.

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2. Die Sonne

Die Sonne ist riesig im Vergleich zu allen anderen Objekten unseres Sonnensystems. Zumindest vereint sie fast die gesamte Masse (99,86%) des Systems in sich und ihr Durchmesser ist 109mal größer als der der Erde. Zum Vergleich: Etwa 1,3 Millionen Kugeln von der Größe unseres Planeten würden in die Sonne passen. Der Größenver- gleich in Abb. 4 macht das deutlich.

Abb. 4: Größenvergleich der Sonne und einer Sonnen- eruption mit der Erde. Bild: ESA

Tab. 1: Zusammensetzung der Sonne

Element Anteil nach Anzahl der Anteil nach Masse Atome (in Prozent) (in Prozent)

Wasserstoff 92,0 73,4

Helium 7,8 25,0

Kohlenstoff 0,02 0,20

Stickstoff 0,008 0,09

Sauerstoff 0,06 0,80

Neon 0,01 0,16

Magnesium 0,003 0,06

Silizium 0,004 0,09

Schwefel 0,002 0,05

Eisen 0,003 0,14

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Anders als die Erde hat die Sonne keine feste Oberfläche. Sie besteht hauptsächlich aus Wasserstoff (etwa 73 %). Weitere 25 % sind Helium. Der Rest sind Elemente, wie sie auch auf der Erde vorkommen, z.B. Kohlenstoff, Stickstoff oder Eisen. In Tab. 1 sind die wichtigsten auf der Sonne nachgewiesenen chemischen Elemente zusammen- gestellt. Sie liegen auf der Sonne alle im gasförmigen Aggregatzustand vor. Aufgrund der extremen Bedingungen sind die Gase ionisiert. Die Atome bzw. Moleküle haben in diesem Zustand Elektronen aus ihrer Hülle abgegeben. Man bezeichnet ein derartiges Ensemble elektrisch geladener Teilchen als Plasma. Die dafür erforderlich hohe Tempe- ratur liefert die Sonne durch ihre Kernfusion. Hierbei werden in jeder Sekunde etwa 600 Millionen Tonnen an Wasserstoff in Helium umgewandelt. Dabei verliert die Sonne dem Einstein’schen Energie-Masse-Äquivalent entsprechend etwa vier Millio- nen Tonnen Masse. Weitere Bedingung für die Entstehung eines Plasmas ist ein hoher Druck. Der wird durch die Gravitationswirkung aufgrund der immens großen Masse von ca. 1,99∙1030 Kilogramm (das entspricht etwas mehr als 1000 Jupitermassen) erreicht. Die Temperatur im Sonneninneren beträgt ca. 15,7 Millionen Kelvin und es herrscht dort ein Druck von etwa 2,48∙1016 Pascal. Er ist damit mehr als 100 Milliarden Mal so groß wie der Luftdruck auf der Erdoberfläche (ca. 105 Pa = 1 bar).

2.1. Aufbau der Sonne Im Ergebnis der Sonnenforschung haben die Wissenschaftler ein Schalenmodell für den Aufbau der Sonne entwickelt (Abb. 5). Der Kern wird auch als die Zone der Ener- gieerzeugung der Sonne bezeichnet. Hier ein kleiner Steckbrief von ihm:

Tab. 2: Steckbrief des Sonnenkerns

Größe 20 % vom Sonnenradius (rS ≈ 696.000 km) Dichte 162 g/cm³ (zum Vergleich: Blei hat eine Dichte von 11,35 g/cm³) Druck 2,48∙1016 Pa = 2,48∙1011 bar (248 Milliarden Bar) Temperatur 1,57∙107 K (15,7 Millionen Kelvin) Masse 6,8∙1029 kg (ca. 34 % der gesamten Sonnenmasse)

Abb. 5: Schalenaufbau der Sonne. Bild: ESA

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2.1.1. Strahlungszone Der Kern der Sonne wird von der Strahlungszone umgeben. Diese Schale ist reichlich einen halben Sonnenradius dick. Innerhalb der Strahlungszone findet die Energieüber- tragung mittels sog. Photonen – auch als Energiequanten bezeichnet – sehr langsam in Richtung der Oberfläche statt. Durch die hohe Dichte treffen die Photonen immer wieder auf Teilchen. Dadurch sind sie unzähligen Streuungen und Reflexionen unter- worfen. Wissenschaftler haben berechnet, dass dieser durch Photonen vermittelte Energietransport vom Kern bis zur Oberfläche der Sonne im Mittel 170.000 Jahre dauert. Zum Vergleich: Ein Photon benötigt für die ca. 150 Millionen Kilometer von der Sonne zur Erde nur etwas mehr als acht Minuten. In der Strahlungszone jedoch legt es theoretisch in der gleichen Zeit lediglich eine Wegstrecke von nur ca. 3 Zentimetern zurück.

2.1.2. Konvektionszone Oberhalb der Strahlungszone schließt sich die Konvektionszone an. In ihr wird die Energie aus der Strahlungszone binnen weniger Tage zur Oberfläche weitergeleitet und dann radial in den Raum abgestrahlt. Die Schalendicke der Konvektionszone be- trägt etwa 200.000 Kilometer. Das Plasma an der Grenze zur Strahlungszone ist sehr heiß und steigt durch Wärmeströmung (Konvektion) zur Oberfläche auf. Hier wird dann auch thermische Energie in Form von Wärme ins All emittiert. Nach der damit verbundenen Abkühlung des Plasmas sinkt es wieder in Richtung Sonnenkern ab und der Prozess beginn erneut (Zirkulation).

2.1.3. Photosphäre Nach außen schließt sich der Konvektionszone die Photosphäre (griechisch „Lichtku- gel”, „Lichthülle”) an. Sie ist die Schicht der Sonne, die alles Darunterliegende für uns als Beobachter quasi unsichtbar macht. Allen bisherigen Angaben zum inneren Auf- bau liegen physikalisch-mathematische Modellierungen zugrunde, über die die be-

Abb. 6: Oberfläche der Sonne mit ausgeprägten Strukturen, den sog. Granulen. Bild: Königlich Schwedischen Akademie der Wissenschaften

Sonne – Weltraumwetter – Erde Seite 8 v. 31 DLR.de/dlrschoollab obachtbaren Effekte plausibel erklärt werden können. Die Dichte der Photosphäre nimmt nach außen hin ab und erlaubt es somit dem Licht – anders als bei einem schwarzen Loch – die Sonne zu verlassen. Die Dicke der Photosphäre wurde von Wis- senschaftler auf lediglich 400 Kilometer berechnet.

Betrachtet man Nahaufnahmen der Sonne (Abb. 6) ist zu erkennen, dass die Photo- sphäre eine körnig erscheinende Struktur aufweist. Die kleinen „Körner“ mit den dunklen (kühleren) Abgrenzungsrändern werden als Granulen bezeichnet. Sie haben einen Durchmesser von 700-1000 Kilometern. Die Lebensdauer einzelner Granulen liegt zwischen fünf und zehn Minuten. Doch es gibt auch „Super-Granulen”, die bis zu 35.000 Kilometern (fast das Dreifache des Erddurchmessers) groß und mehr als 24 Stunden existieren können.

2.1.4. Chromosphäre Die Photosphäre wird von der etwa 10.000 Kilometer dicken Chromosphäre (griechisch „Farbhülle”) überlagert. Diese Schicht ist schwer beobachtbar (Abb. 7), da sie für das sichtbare Licht weitgehend durchlässig ist und selbst nur wenig Licht emittiert. So konnte man bis zur heutigen Zeit die Chromosphäre lediglich bei totalen Sonnen- finsternissen sehen. Sie erscheint dabei als dünner rötlicher Farbsaum am Rand der schwarzen Mondscheibe. Die Entdeckung des Elements Helium (altgriechisch „Son- ne“) geht auf Beobachtungen der Chromosphäre während einer Sonnenfinsternis im Jahre 1868 zurück. Anschließend dauerte es weitere 14 Jahre, bis Helium auf der Erde nachgewiesen werden konnte.

Abb. 7: Totale Sonnenfinsternis mit sichtbarer Chromosphäre (rötlicher Farbsaum nahe des Mondschattens) und Korona als heller Strahlenkranz. Bild: DLR

Die Temperatur der Chromosphäre beträgt im Mittel 10.000 Kelvin und ist damit hö- her als in der darunter liegenden Photosphäre. Heute weiß man auch, dass die Tem- peratur der Chromosphäre ausgehend von der Photosphäre nach außen zunimmt.

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2.1.5. Korona Die Korona (altgriechisch „Gekrümmtes“, lateinisch „Kranz”, „Krone“) ist der äußere Teil des sichtbaren Bereiches der Sonne. Wie die Chromosphäre kann die Korona nur während einer totalen Sonnenfinsternis bzw. unter Verwendung optischer Hilfsmittel beobachtet werden (Abb. 7). Ansonsten wird sie durch die Photosphäre überstrahlt. Die Korona reicht mehrere Millionen Kilometer hinein ins Weltall und ist interessanter Weise mit einigen Millionen Kelvin heißer als die Photosphäre, die als eigentliche „Oberfläche“ der Sonne gilt.

2.2. Sonnenaktivität

2.2.1. Der Sonnenwind Ausgehend von der Korona mit ihrer enormen Hitze ist es Teilchen (Elektronen, Proto- nen und Ionen) möglich der Gravitation der Sonne zu entkommen. Es entsteht der sogenannte Sonnenwind: ein beständiger Strom elektrisch geladener Teilchen, der sich – ausgehend von der Sonne – in alle Richtungen bewegt. Dieser Teilchenstrom und die Aussendung elektromagnetischer Strahlung verursachen den ständigen Masseverlust der Sonne. Die Teilchen im Sonnenwind bewegen sich dabei mit Geschwindigkeiten von 150 bis 750 Kilometern pro Sekunde. Das ist viel schneller als der Schall, im Ver- gleich zu elektromagnetischer Strahlung im Vakuum (c ≈ 300.000 km/s) jedoch eher langsam. Bei dieser Bewegung von der Sonne weg folgen die Teilchen vielfach spiral- förmigen Bahnen. Die Ursache dafür liegt in der Eigenrotation der Sonne.

2.2.2. Reichweite des Sonnenwindes Wo endet eigentlich unser Sonnensystem? Vielleicht hinter der Umlaufbahn des äu- ßersten Planeten? Dies wäre der Neptun mit einer Entfernung von ca. 4,5 Milliarden Kilometern. Was ist dann mit den Zwergplaneten wie etwa Pluto, die sich jenseits der Neptunbahn befinden? Hier gibt es unterschiedliche Definitionen.

Eine dieser Definitionen macht den Rand des Sonnensystems am Einflussbereich des Gravitationsfeldes der Sonne fest. Im Abstand von 1000 bis 100.000 Astronomischen Einheiten (eine Astronomische Einheit (AE) ist der mittlere Abstand zwischen Erde und Sonne) befindet sich die sogenannte Oortsche Wolke. Sie ist ein Überbleibsel aus der Zeit der Entstehung unseres Sonnensystems und besteht aus einer immens großen Anzahl von Eis- und Gesteinsbrocken. Und da diese Oortsche Wolke ganz offensicht- lich der Anziehungskraft der Sonne unterliegt, könnte sie nach dieser Definition den Rand des Sonnensystems bilden.

Eine andere Definition nutzt den Sonnenwind. Dieser „durchweht“ das Sonnensys- tem, bis er auf den sog. interstellaren Wind trifft. Damit ist ein Teilchenstrom gemeint, der sich im interstellaren Raum bewegt und durch andere Sterne bzw. stellare Ereig- nisse wie etwa Supernovae (explodierende Sterne) verursacht wird. Sobald beide Winde aufeinandertreffen, verändern sich Geschwindigkeit, Druck und Temperatur beider Erscheinungen. Ergebnisse umfangreicher wissenschaftlicher Untersuchungen zum Einflussbereich des Sonnenwindes lieferten dazu Grundlagen. Aus ihnen wurde die in Abb. 8 dargestellte und im Folgenden kurz erklärte Modellierung entwickelt:

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Abb. 8: Einflussbereich des Sonnenwindes. Bild: NASA

Heliosphäre: Die Heliosphäre umfasst den Einflussbereich der Sonne, der durch den Sonnenwind komplett abgedeckt wird.

Randstoßwelle: Nach Millionen von Kilometern und einer Durchschnittsgeschwindig- keit von 300 bis 700 Kilometern pro Sekunde verringert sich die Geschwindigkeit des Sonnenwindes abrupt. Ursache dafür ist der interstellare Wind.

Heliohülle: Die Heliohülle ist der äußere Bereich der Heliosphäre jenseits der Randstoß- welle. In diesem Bereich verringert sich weiterhin die Geschwindigkeit des Sonnenwin- des und zugleich nehmen Dichte und Temperatur zu.

Heliopause: Die Grenze zwischen Sonnen- und interstellarem Wind ist die Heliopause. An dieser Stelle sind die Druckkräfte beider Winde im Gleichgewicht. Das führt dazu, dass Teilchen des Sonnenwindes in Richtung des Schweifes der Heliosphäre (rechts in Abb. 8) abgelenkt werden.

Bugstoßwelle: Ähnlich wie bei einem Schiff bildet sich eine Bugwelle, bestehend aus dem interstellaren Plasma, vor dem sich in Abb. 8 nach links bewegenden Sonnensys- tem.

Dank der beiden baugleichen 1977 von der NASA gestarteten Voyager-Sonden (Abb. 9) war es unter anderem möglich den interplanetaren Raum sowie den Einflussbereich des Sonnen- und des interstellaren Windes näher zu untersuchen. Dabei wurden über Strahlungsmessungen hochenergetische Teilchen nachgewiesen (Abb. 10). Die Aus- wertungen zeigten, dass diese vornehmlich zwei Herkünften, nämlich der Sonne sowie Quellen außerhalb des Sonnensystems (interstellare Herkunft) zuzuordnen waren. Je weiter sich beide Sonden von der Sonne entfernten nahm die Zahl interstellarer

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Partikel zu. In einer Entfernung von 94 (für Voyager 1) bzw. 84 Astronomischen Ein- heiten (für Voyager 2) erreichten die Sonden nach über 25 Jahren Flugzeit die Rand- stoßwelle (Voyager 1 in 2004 und Voyager 2 in 2007).

Abb. 9: Künstlerische Darstellung einer Voyager-Sonde. Bild: NASA

Abb. 10: Messung der Strahlung durch Voyager 1 von 1978 bis 2018. Bild: NASA

Somit sind die beiden Voyager-Sonden die ersten von Menschen gebauten Objekte, die das Sonnensystem verlassen haben. An Bord beider Sonden befindet sich übrigens je eine codierte Grußbotschaft der Menschheit in Form einer goldenen Schallplatte (Abb. 11).

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Abb. 11: Grußbotschaft an Bord der Voyager-Sonden. Bild: NASA

2.2.3. Sonnenflecken Bei der Beobachtung der Sonne sind in ihrer Photosphäre vielfach besonders dunkle Stellen, die sogenannten Sonnenflecken zu sehen (Abb. 12). Sie können bis zu 20 Erd- radien groß und teilweise mehrere Monate stabil sein.

Abb. 12: Detaildarstellung von Sonnenflecken. Bild: NASA

Aufgrund einer bis zu 1500 Kelvin niedrigeren Temperatur dieser Flecke im Vergleich zur Umgebung (ca. 6000 K) strahlen sie weniger sichtbares Licht ab und erscheinen dadurch dunkler. Das Zentrum eines Sonnenflecks wird in der Astronomie auch als Umbra („Kernschatten“) bezeichnet. Hier beträgt die Temperatur nur ca. 4000 Kelvin. Den Übergang nach außen zur normalen Sonnenoberfläche bildet bei großen Sonnen- flecken die Penumbra („Halbschatten”) mit einer Temperatur von ca. 5000 Kelvin.

Wie die Erde hat auch die Sonne ein Magnetfeld. Es wird durch die Bewegung der elektrisch geladenen Teilchen des Plasmas im Sonneninneren verursacht. Sonnen- flecken entstehen durch Störungen dieses Feldes (hohe Magnetfeldstärken der radia- len Feldkomponente). Das behindert die Konvektion der Granulen und führt zu einer Abkühlung. Sonnenflecken treten oft paarweise vergleichbar mit den Polen eines Huf- eisenmagneten auf. Die Modellierung mittels Magnetfeldlinien (Abb. 13) bestätigt bzw. rechtfertigt diesen Vergleich.

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Abb. 13: Berechnete Magnetfeldlinien der Sonne. Bild: NASA

2.2.4. Solare Flares und Koronale Massenauswürfe Die Sonnenflecken sind ein Indiz für Magnetfeldstörungen auf der Sonne. Das Plasma der Sonne bewegt sich sozusagen gebunden entlang gedachter Feldlinien eines Son- nenfleckenpaares. Dadurch entstehen geschlossenen „Plasmafontänen” auf der Son- nenoberfläche (Abb. 14).

Abb. 14: Plasmafontänen auf der Sonnenoberfläche. Bild: NASA

Wenn sich zwei Sonnenflecken rekombinieren (sich gegenseitig aufheben, so als ob sich zwei Stabmagnete anziehen und die magnetische Wirkung nach dem Kontakt der sich berührenden Magnetpole spontan verschwindet), verursacht das einen sog. solaren Flare. Dabei handelt es sich um eine plötzliche Emission elektromagnetischer

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Strahlung unterschiedlicher Frequenzen (z.B. sichtbares Licht, Röntgen- oder UV- Strahlung). Diese Strahlung verlässt die Sonne dann mit Lichtgeschwindigkeit. Bei der Rekombination, also dem plötzlichen Verschwinden des magnetischen „Haltefeldes“, kann es auch passieren, dass Plasma in den interstellaren Raum geschleudert wird. Das ist so ähnlich wie mit der Büroklammer, die z.B. am Südpol eines Stabmagneten hängt, und bei der Annäherung des Nordpols eines zweiten Stabmagneten plötzlich herunterfällt: Die magnetische Haltekraft ist einfach weg. Der Vorgang derartiger Plas- maemissionen auf der Sonne wird als koronaler Massenauswurf (CME - Coronal Mass Ejection) bezeichnet und umfasst ein riesiges Ensemble ionisierter Teilchen, die sich mit Geschwindigkeiten von über einer Million Kilometern pro Stunde bewegen kön- nen. Während ein Flare nach etwas mehr als acht Minuten auf der Erde registriert werden kann, dauert es für einen CME bis zu drei Tagen, um unseren Planeten zu er- reichen. Dabei wird die Bahnform der CMEs ähnlich wie beim Sonnenwind durch die Rotation der Sonne bestimmt und ist dadurch keine Gerade.

2.2.5. Sonnenzyklus Die Aktivität der Sonne wird über Anzahl und Größe der Sonnenflecken definiert. Durch Beobachtungen, die bis auf Galileo Galilei (1564-1642) zurückgehen, konnte eine Periodizität von elf Jahren ermittelt werden. Zu Beginn eines Zyklus ist die Anzahl der Sonnenflecken gering. Im weiteren Verlauf nimmt sie zu, bis ein Maximum erreicht wird.

Die Verteilung der Sonnenflecken auf der Sonnenoberfläche ist nicht gleichmäßig. In Abb. 15 ist die Häufigkeit der Flecken innerhalb mehrerer Zyklen zusammen mit ihrer räumlichen Verteilung auf der Sonne veranschaulicht. Das dabei entstehende Bild erin- nert in seiner Form an Schmetterlinge. Es wird daher auch als „Schmetterlingsmuster” bezeichnet wird. Die Ursachen für diese Anordnungen sind gegenwärtig weitgehend noch unbekannt. Als Erklärung für den Sonnenzyklus selbst werden sonneninterne Strömungsänderungen des Plasmas angenommen, die eine Umpolung magnetischer Felder verursachen sollen.

Abb. 15: Verteilung der Sonnenflecken auf der Sonnenoberfläche in den Sonnenzyklen von 1880 bis 2009. Bild: NASA

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3. Die Erde

Die Erde, als dritter Planet von der Sonne aus, ist etwa 150 Millionen Kilometer von ihr entfernt. Mit einem Passagierflugzeug, das mit etwa 1000 Kilometern pro Stunde fliegt, wäre man theoretisch 17 Jahre und 45 Tage auf direktem Weg von der Erde bis zur Sonne unterwegs. Selbst das Licht benötigt für diese Distanz über acht Minuten. Und trotz dieser enormen Entfernung spielt die Sonne eine bedeutende Rolle für die Erde. Als Energiequelle ermöglicht sie die unterschiedlichsten chemisch-physikalischen Prozesse auf der Erde, die für das uns bekannte Leben notwendig sind. Dies reicht vom Wasserkreislauf über die Photosynthese bis hin zu Wetter- und Klimazyklen. So gibt die Sonne derart viel Energie ab, dass bei klarem Wetter im Sommer auf einem Quadratmeter Erdoberfläche eine Strahlungsleistung von ungefähr 1000 Watt gemessen werden kann. Betrachtet man die der Sonne zugewandte Gesamtfläche der Erde, so steht dort theoretisch innerhalb einer Stunde mehr Energie zur Verfügung, als die Menschheit innerhalb eines Jahres verbraucht. Diese Energie erreicht uns in Form un- terschiedlichster Strahlung, die in zu großer Intensität durchaus schädlich sein kann. Man denke als Beispiel an den Sonnenbrand.

3.1. Das Erdmagnetfeld Das Erdmagnetfeld stellt einen Schutz vor der Teilchenstrahlung der Sonne dar. Ähn- lich wie bei einem Stabmagneten verfügt auch die Erde über einen magnetischen Nord- und Südpol (Abb. 16).

Abb. 16: Darstellung des ungestörten (ohne Einfluss des Sonnenwindes) Magnetfeldes der Erde. Bild: NASA

Dabei stimmen die Positionen des geographischen Nord- und Südpols nicht genau mit deren magnetischen Pendants überein (Abb. 17). Vielmehr ist zu beobachten, dass sich deren Positionen verschieben. Wie Abb. 17 zeigt, wandert der magnetische Nord- pol in Richtung Sibirien.

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Abb. 17: Veränderung der Lage des magnetischen Nordpols der Erde. Bild: ESA

Für die Entstehung des Magnetfeldes der Erde gibt es verschiedenen Theorien. Viele Indizien sprechen heute für das sog. Geodynamo-Modell. In dieser Theorie wird ein rotierender Kern aus geschmolzenem Eisen im Zentrum der Erde angenommen. Wei- terhin soll in diesem Modell das den Kern umgebende Magma bis an die Grenze zum Erdmantel aufsteigen und sich dort abkühlen. Aufgrund der damit verbundenen Zu- nahme seiner Dichte sinkt es dann wieder zurück in Richtung Erdkern (Konvektion). Durch diese zwei sich überlagernden Prozesse würden folglich im flüssigen Erdinneren ständig freie elektrische Ladungsträger gerichtet transportiert. Anders gesagt: Im Erd- inneren fließen elektrische Ströme. Und der nach seinem Entdecker benannten Max- wellschen Theorie zufolge sind solche elektrischen Ströme immer mit Magnetfeldern gekoppelt. Über die Dynamik der aufgeführten Prozesse im Erdinneren können die Wissenschaftler heute sogar die Wanderbewegung der Pole erklären.

Ergebnisse von Untersuchungen an Meeresgestein aus dem Atlantik erlauben weiterhin den Schluss, dass in der erdgeschichtlichen Entwicklung sogar mehrfach ein sog. Polsprung stattgefunden haben muss. Wissenschaftler vermuten, dass sich dabei die Stärke des Erdmagnetfeldes in chaotischer Weise veränderte und schließlich eine Um- polung des Feldes stattfand. Das bedeutet, dass ein sprunghafter Wechsel von mag- netischem Nordpol mit dem magnetischen Südpol und umgekehrt stattfand. Dabei muss der Schutz, den das Magnetfeld der Erde vor der Teilchenstrahlung der Sonne und aus dem Weltraum bietet, zeitweise eingeschränkt gewesen sein.

3.2. Die Erdatmosphäre Die unseren Planeten umgebende weitgehend gasförmige Hülle, die Erdatmosphäre, bietet neben dem Magnetfeld einen weiteren Schutz vor der Strahlung aus dem Welt- raum. Zusammengesetzt ist die Atmosphäre hauptsächlich aus Stickstoff (≈ 78%), Sauerstoff (≈ 21%), Argon (≈ 1%) sowie aus Spuren anderer Elemente. Die Masse dieser Hülle beträgt etwa ein Millionstel der Erdmasse. Trotzdem drückt davon auf je- den Quadratzentimeter der Erdoberfläche (auf Meeresniveau) eine Masse von einem

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Kilogramm. Das entspricht einer Kraft von etwa zehn Newton und damit ergibt sich ein Druck von ca. 1000 Hektopascal (1000 hPa = 1∙105 Pa = 1 bar).

Abb. 18: Schichtenaufbau der Erdatmosphäre nach dem Temperaturverlauf. Bild: DLR

Die Atmosphäre kann nach unterschiedlichen Kriterien in verschiedene Schichten un- terteilt werden. Abb. 18 zeigt die Aufteilung anhand von Temperaturen in einzelne übereinander liegende Kugelschalen. Neben den bekannten Temperaturunterschieden auf der Erdoberfläche (an den Polen kälter als am Äquator) gibt es einen typischen Temperaturverlauf mit zunehmender Höhe, der durch unterschiedliche physikalische und chemische Prozesse bestimmt wird und für das weltweite Klimageschehen von Bedeutung ist.

3.2.1. Ionosphäre Neben dieser Strukturierung über Temperaturen ist es auch möglich Atmosphärenbe- reiche nach ihrem Ionisierungsgrad (Abb. 19) festzulegen. Der Bereich bis in eine Höhe von 80 Kilometer über der Erdoberfläche wird bei dieser Einteilung als Neutro- sphäre bezeichnet. Die Gasmoleküle sind in ihr überwiegend im neutralen (nicht ioni- sierten) Zustand. Dies ändert sich sprunghaft oberhalb dieses Bereichs bis in mehr als 1000 Kilometer Höhe. Hier liegt das Gas unterschiedlich stark ionisiert vor. Man spricht von der Ionosphäre. Sie entsteht durch den beständigen Energieeintrag in die Erdatmosphäre mittels UV- und Röntgenstrahlung von der Sonne. (Einen vergleichs- weisen geringen Anteil liefert aber auch die kosmische Strahlung, deren Ursprung jenseits unseres Sonnensystems liegt.) Auf der sonnezugewandten Seite der Erde werden die Moleküle bzw. Atome der Ionosphäre im Verlauf eines Tages durch diese Strah- lung ionisiert. Durch den dann nächtlich fehlenden Energieeintrag von der Sonne findet die Rekombination der elektrisch geladenen Teilchen zurück zu (elektrisch neutralen) Partikeln statt. Lediglich durch die auch nachts eintreffende kosmische Strahlung wird eine Restionisation aufrechterhalten. Das bedeutet, der Ionisierungsgrad ist im Tagesverlauf von der Strahlungsintensität abhängig, die vor allem durch die Sonne bestimmt wird (Abb. 20 und Abb. 21).

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Abb. 19: Aufbau der Erdatmosphäre nach dem Ionisierungsgrad der Teilchen. Bild: Wikipedia

Abb. 20: Elektronenkonzentration in der Ionosphäre (UTC: 01.10.2020, 17:00 Uhr). Bild: DLR

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Abb. 21: Tag-Nacht-Weltkarte (UTC-Zeit: 01.10.2020, 17:00 Uhr). Bild: Time and Date AS

Die Ionosphäre spielt in vielen Bereichen, in denen es um Funkwellen geht, eine wichtige Rolle – beispielsweise bei der Satellitenkommunikation. Auch der irdische Funk- verkehr nutz sie. Bei der sog. Längstwellen-Übertragung (Very Low Frequency (VLF): 3-30 kHz) wirkt die Ionosphäre neben der Erdoberfläche wie eine Art reflektierender Spiegel im Signalweg. Die gesendeten VLF-Signale werden so zwischen Ionosphäre und Erdoberfläche durch Reflexion weitergeleitet (Abb. 22). Da das ähnlich wie beim Licht in einem Gasfaserkabel abläuft, sprechen die Wissenschaftler auch hier von einem Wellenleiter – natürlich in einer ganz anderen räumlichen Dimension. Der be- schriebene Ausbreitungsmechanismus für die Längstwellen ermöglicht somit eine Kommunikation zwischen weit entfernten Orten auf der Erde und das auch ganz ohne Internet.

Abb. 22: Reflektionen von Radio-Signalen zwischen Erdoberfläche und Ionosphäre. Bild: DLR

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3.3. Auswirkungen des Weltraumwetters Heute weiß man, dass die eindrucksvollen Polarlichter eine Folge des Weltraumwetters sind. Es bewirkt jedoch weitaus mehr. Tatsächlich ist ein Teil der heute genutzten Inf- rastruktur anfällig für bestimmte Einflüsse aus dem Weltraum. Das Weltraumwetter kann im Extremfall beispielsweise erhebliche Störungen an modernen Kommunikati- ons- und Navigationssystemen oder auch an der Stromversorgung verursachen und dadurch erhöhte Sicherheitsrisiken und wirtschaftliche Verluste zur Folge haben.

3.3.1. Polarlichter Polarlichter sind für uns – durch ihre Farbpracht und wandelnde Formen – faszinie- rende, direkt wahrnehmbare Auswirkungen des Weltraumwetters. Zu beobachten sind sie in den polaren Regionen der Erden und manchmal sogar darüber hinaus. Po- larlichter im Bereich des Nordpols werden auch als Aurora borealis und die am Südpol als Aurora australis bezeichnet. Was haben aber diesen zwei Regionen gemeinsam, außer der Kälte? An diesen Bereichen ist die Feldstärke des Erdmagnetismus besonders hoch, so wie an den Polen des bereits vergleichend angeführten Stabmagneten. Im Feldlinien-Modell müssten hier die radial verlaufenden Magnetfeldlinien in hoher Zahl eng gedrängt dargestellt werden. Die Form des ungestörten Magnetfeldes der Erde (bei fehlendem Einfluss des Sonnenwindes) ähnelt theoretisch der des Feldes eines Stabmagneten. Jedoch gibt es dieses ungestörte Feld um die Erde nicht: Der Son- nenwind staucht das Magnetfeld auf der Tagseite und auf der Nachtseite wird es ge- dehnt (Abb. 23). Wie starkt diese Verfrormungen sind bestimmt die Intensität des Sonnenwindes.

Abb. 23: Auswirkungen des Sonnenwindes auf das Erdmagnetfeld und der Erdatmosphäre. Bild: NOSWE

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Von der Sonne ausgehende elektrisch geladene Teilchen bewegen sich nun „geführt“ durch das Magnetfeld in großer Anzahl in Richtung der irdischen Magnetpole und treten in die Atmosphäre der Erde ein. Dort wechselwirken sie mit den Sauerstoff- und Stickstoffmolekülen, werden abgebremst und übertragen einen Teil ihrer Energie. Das hat zur Folge, dass die betroffenen Gasmoleküle in einen höheren energetischen Zu- stand übergehen. Physiker sprechen hier von Anregung (die Energie reicht nicht aus, um zu ionisieren). Naturbedingt sind derartige Zustände nicht stabil. D.h. die angereg- ten Moleküle geben die Energie in Form von Licht im Mittel nach 10-8 Sekunden wieder ab. Dieser Vorgang wird als spontane Emission bezeichnet. Wir können die Lichtab- gabe in Form spektakulärer Polarlichter sehen. Wie komplex die dabei ablaufenden physikalischen Vorgänge der Veränderung von Magnetfeldern sind, zeigt das Video https://www.youtube.com/watch?v=HJfy8acFaOg aus der Universität Oslo sehr an- schaulich.

3.3.2. Störungen im GPS Das Global Positioning System, besser bekannt als GPS, findet heute in vielen Berei- chen seine Anwendung. Über das Fahren mit dem Auto oder die Navigation von Schiffen und Flugzeugen fand GPS auch Einzug in unseren Alltag. So kann man beispielsweise ganz einfach mit dem Smartphone die Strecke beim Joggen oder Fahrrad- fahren aufzeichnen, dem Freund die eigene aktuelle Position schicken oder eine mo- derne Schnitzeljagd, das Geocaching, durchführen.

Um die eigene Position auf der Erde bestimmen zu können, ist die Kenntnis folgender zwei Informationen über die empfangenen GPS-Satelliten notwendig:

1. ihre Positionen am Himmel 2. ihre Entfernungen zum Empfangsgerät (z.B. Smartphone)

Navigationssatelliten senden Signale aus, die von Empfangsgeräten wie etwa dem Navi im Auto aufgenommen werden. Aus der Zeit, die ein Signal für den Weg bis zum Empfänger benötigt, wird die Entfernung berechnet. Die Signalausbreitung erfolgt mit Lichtgeschwindigkeit. Bei einem Abstand der Satelliten zur Erdoberfläche von ca. 20.000 Kilometern braucht ein Signal dabei lediglich etwa 0,07 Sekunden. Um hier schließlich genaue Entfernungsangaben zu erhalten, müssen die Zeiten hochpräzise gemessen werden. Jeder GPS-Satellit verfügt darum über Atomuhren. Die geben den gesendeten Signalen sog. Zeitstempel mit, über die das Navi oder ein anderer GPS- Empfänger die Laufzeit hoch genau bestimmen kann. Sobald diese Zeit bekannt ist, wird im Empfänger unter Anwendung des Weg-Zeit-Gesetzes der geradlinig gleichför- migen Bewegung 푠(푡) = 푣 ∙ 푡 die Entfernung zum Satelliten berechnet. Ist dies für mindestens drei unterschiedliche Satelliten erfolgt, kann durch Überschneidung von Kugelschalen bzw. Kreislinien die eigene Position bestimmt werden (Abb. 24). Die Ma- thematiker sprechen hier von Trilateration.

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Abb. 24: Bestimmung der eigenen Position durch Nutzung von Funksignalen von Satelliten und Trilateration. Bild: DLR

Die von den Satelliten ausgehenden Signale durchqueren auf ihrem Weg zum Emp- fänger die Atmosphäre. Dabei kann es in der Ionosphärenschicht passieren, dass ihr Ausbreitungsverhalten beeinflusst wird. Die Signale benötigen dann eine längere Zeit für ihren Weg durch die Ionosphäre. Wie stark dieser Effekt ist, bestimmt der Ionisati- onsgrad, also die Anzahl der aktuell vorhandenen Ionen und Elektronen. Und dieses ist eben von der Aktivität der Sonne abhängig. So kann das Signal – ähnlich wie ein Lichtstrahl beim Übergang von Luft in Wasser – stärker in der Ionosphäre gebrochen (abgelenkt) werden. Das hat immer einen längeren Signalweg zur Folge (Abb. 25). Im Empfänger wird dann nicht mehr die erforderliche Laufzeit für den direkten (kürzes- ten) Weg des Signals bestimmt und die Berechnung der Position erfolgt fehlerhaft. Die Abweichung kann viele Meter betragen. Das ist bei der Aufnahme des Jogging-Tracks nicht unbedingt dramatisch. Anders bei einem Flugzeug im Landeanflug: Hier muss die Position genau stimmen, um korrekt auf der Landebahn aufzusetzen. Sehr wichtig ist ein genaues GPS für das in Entwicklung befindliche autonome Fahren im öffentli- chen Straßenverkehr.

Abb. 25: Laufwegänderung von Funksignalem beim Durchqueren der Erdatmosphäre. Bild: DLR

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Um diesem durch die Sonne verursachten negativen Effekt zu begegnen, wird ständig einerseits ihre Aktivität beobachtet und zugleich ein Monitoring der Ionosphäre durch- geführt. Aus den gewonnenen Ergebnissen werden dann automatisch in kürzester Zeit Korrekturwerte für wichtige GPS-Anwendungen berechnet und den Nutzern zur Verfügung gestellt.

3.3.3. Auswirkungen auf Energieversorgungssysteme In Abschnitt 3.3.2 wurde der Zusammenhang zwischen Weltraumwetter und Genau- igkeit des GPS als spezielles elektronisches System thematisiert. Daneben gibt es weitere Bereiche der irdischen Infrastruktur, die sensibel auf bestimmte Weltraumwetter- Phänomene reagieren können.

Die mit den Sonnenstürmen verbundenen magnetischen Felder initiieren bei entspre- chenden Stärken in Metallen elektromagnetische Induktionsvorgänge. Das läuft so ähnlich ab wie bei der Bewegung eines Permanentmagneten hinein in eine Spule (Abb. 26).

Abb. 26: Induktion einer elektrischen Spannung durch die Bewegung eines Magneten in das Innere einer Spule. Bild: DLR

Mittels angeschlossenem Messgerät kann hier während des Bewegungsvorgangs eine Spannung registriert werden. Ihre Größe ist abhängig von der Schnelligkeit der Bewe- gung, d.h. von der Schnelligkeit der Änderung des Magnetfeldes, das die Spule umgibt (Induktionsgesetz). Die dabei stattfindende Energieübertragung wird im All- tagsbereich beispielsweise beim Aufladen elektrischer Zahnbürsten genutzt. Hier ersetzt ein sog. magnetisches Wechselfeld die Bewegung des Dauermagneten. Elektromagnetische Induktion findet also immer dann statt, wenn Metalle von sich zeitlich ändernden Magnetfeldern umgeben sind. Auch in den Überlandleitungen von Energieversorgungsnetzen (Abb. 27) kann dieser Vorgang während eines starken Son- nensturmes ablaufen und das unter Umständen mit verherenden Folgen.

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Abb. 27: Überlandleitungen des Höchstspannungsnetzes (Fernleitungen). Bild: Ralph Kuehnl

Der durch die elektromagnetische Induktion stattfindende zusätzliche Energieeintrag stellt eine Belastung des Energienetzes dar (Überspannung). Im Extremfall kann das durch Überlastung von Transformatoren in den sog. Umspannstationen zu Einschrän- kungen oder sogar Ausfällen der Energieversorgung führen. Transformatoren haben die Aufgabe die Spannungen der einzelnen Netzebenen (Höchst-, Hoch-, Mittel- und Niederspannungsnetz) aufeinander anzupassen. Überspannungen können aufgrund der mit ihnen verbundenen großen Stromstärken und der daraus resultierenden Wär- meentwicklung zum Versagen, im Extremfall zur Zerstörung der Transformatoren füh- ren. Ein solcher Vorfall ereignete sich am 13. März 1989 im kanadischen Quebec (Abb. 28 und Abb. 29). Aufgrund eines heftigen Sonnensturmes konnten einerseits an diesem Tag in Nordamerika beeindruckende Polarlichter bis nach Florida und Kuba beobachtet werden. Auf der anderen Seite fiel etwa 12 Stunden lang der Strom aus und Millionen Menschen saßen im Dunkeln, waren in ausgefallenen Fahrstühlen gefangen oder saßen in U-Bahnen fest.

Abb. 28: Zerstörter Transformator, verursacht durch Überspannung während des Sonnensturms von Quebec in Jahr 1989. Bild: Public Service Electric and Gas Company of New Jersey

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Abb. 29: Stromausfall in Kanada, verursacht durch eine Überlastung des Stromnetzes aufgrund eines geomagnetischen Sturmes. Bild: NASA

Ein weitaus dramatischeres Gesehen ereignete sich in Jahr 1859. Das sogenannte Car- rington-Event ist bis heute der größte wissenschaftlich bestätigte Sonnensturm. Richard Carrington war einer von mehreren Astronomen, die zwischen 28. August und 4. September 1859 auf der Sonne mehrere gewaltige Eruptionen beobachteten. Nach nur ca. 17,5 Stunden erreichte damals die von der Sonne ausgestoßene Materie als gewaltiger geomagnetischer Sturm die Erde. Berichten zufolge waren helle Polar- lichter bis Havanna, Hawaii und Rom zu sehen, sodass man sogar nachts die Zeitung lesen konnte. Damals existierte noch kein Energienetz, wie wir es heute kennen. Je- doch gab es bereits die kabelgebundene Telegrafie. In den Leitungen wurden, wie oben erklärt, Überspannungen induziert. Die damit verbundenen hohen Stromstärken führten in vielen Telegrafen-Ämtern zu Funkenüberschlägen, die vielerorts Brände zur Folge hatten.

In unserer hochtechnisierten Welt sind elektrische Leitungen allgegenwärtig, ob im Smartphone und Computer, im Satelliten und Flugzeug oder im Auto und Zug. Auch in diesen und vielen anderen Systemen und Geräten können durch derartige in Zu- sammenhang mit der Sonnenaktivität stehende Ereignissen Fehlfunktionen und De- fekte auftreten. Und das mit ungleich größeren wirtschaftlichen, gesellschaftlichen und persönlichen Schäden.

Nachweise dafür gibt es bereits: Beispielsweise meldeten Satelliten schon mehrfach durch Sonnenaktivitäten verursachte Störungen in ihren Systemen (Abb. 30). An der Atlantikküste Südamerikas ist ein Bereich zu erkennen, in dem sich derartige Vor- kommnisse häufen. Ursache ist die sog. südatlantische Anomalie. Hier existiert nach- weislich eine regional begrenzte Schwächung der Stärke des Erdmagnetfeldes. Dadurch sind dort Satelliten weniger gut gegen die solaren Teilchen geschützt.

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Abb. 30: Räumliche Verteilung registrierter Störungen in Systemen von Satelliten. Bild: DTU Space/ESA

Schutz gegen Überspannungen kann durch spezielle elektrische Schaltungen und Bau- elemente erreicht werden. Zum Teil reicht es aus, die gefährdeten Systeme einfach ab- zuschalten. Wenn es genügend Vorwarnzeit für einen solaren Sturm gibt, werden Sa- telliten gezielt in einen Schlafmodus versetzt. Nach dem vorbeigezogenen Sturm schalten sich die Satelliten im besten Fall selbstständig wieder ein.

3.3.4. Menschen Die erhöhte Strahlungswerte aufgrund von solaren Flares und die Teilchenstrahlung der koronalen Massenauswürfe beinhalten theoretisch auch Gefahren für die Gesund- heit der Menschen. Das betrifft vordergründig die polaren Regionen. Bei starken Son- nenstürmen werden beispielsweise Passagierflugzeuge, die den Nordpol überqueren, schon seit Langem angewiesen in tieferen Bereichen der Atmosphäre zu fliegen oder den Kurs gänzlich zu ändern.

Auch Astronauten/Kosmonauten sind im Weltall einer erhöhten Strahlung ausgesetzt. Bei gefährlichen Sonnenstürmen dürfen sie keine Außeneinsätze absolvieren. Sollten Raumfahrer zukünftig auf dem Weg zu anderen Himmelskörpern sein, benötigen ihre Raumfahrzeuge einen eigenen Schutz gegen die Strahlung.

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4. Projekt SOFIE

Zur Beobachtung der Sonne existieren unterschiedliche Satelliten-Missionen und Messnetze auf der Erde. SOFIE (SOlare Flares detektiert über Ionosphärische Effekte) ist ein Schulprojekt des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) unter Fe- derführung des DLR_School_Lab Neustrelitz. Die Umsetzung erfolgt in Zusammenar- beit mit der Ionosphären-Arbeitsgruppe des DLR-Institutes für Solar-Terrestrische Phy- sik und in Kooperation mit vielen anderen Partnern. Die Mitarbeit ermöglicht den be- teiligten Schulen, selbst Messdaten zum Weltraumwetter aufzunehmen, die dann wissenschaftlich ausgewertet werden können.

Abb. 31: SOFIE-Empfänger und Rahmenantenne. Bild: DLR

Anliegen des Projektes sind das Detektieren und Bewertung solarer Strahlungsausbrü- che (Solar Flares) mittels ionosphärischer Ausbreitungseffekte von Funkwellen. Hierbei wird am Empfänger (Abb. 31) die Feldstärke/Intensität von Signalen eines möglichst weit entfernten Längstwellensenders (3-30 kHz) kontinuierlich gemessen. Als Signal werden dabei die elektromagnetischen Trägerwellen leistungsstarker U-Boot-Sender genutzt. Die hochenergetischen Strahlungsanteile solarer Flares (z.B. Röntgenstrah- lung) verändern den Ionisationszustand der unteren Ionosphäre im Höhenbereich zwischen 60 und 150 Kilometern (siehe 3.2.1). Die dadurch veränderten Ausbreitungsbe-

Abb. 32: Grafische Darstellung der SOFIE-Daten für einen ungestörten und einen Tag mit solarem Flare (untere Kurve, lokale Maximum um ca. 13:00 Uhr). Bild: DLR

Sonne – Weltraumwetter – Erde Seite 28 v. 31 DLR.de/dlrschoollab dingungen der Funkwellen sind als Abweichungen der Empfangsfeldstärke mit dem SOFIE-Empfänger sofort messbar (Abb. 32).

Jedoch steht dabei nur ein zeitlich begrenztes Messfenster zur Verfügung. Und zwar immer dann, wenn die Ionosphäre auf der Tagseite der Erde zwischen Sender und Empfänger durch die Sonneneinstrahlung genügend stark ionisiert wurde. Erst unter dieser Bedingung ist eine definierte Signalausbreitung durch Reflexion möglich. Abb. 32 zeigt, dass nachts das Signal gestört bzw. nicht aussagekräftig ist (starke Schwan- kungen). Am Tage hingegen stabilisiert sich der Verlauf (kaum Schwankungen, leichte Wölbung). Eine Störung der Ionosphäre aufgrund der mit einem solaren Flare verbundenen Effekte repräsentiert sich im Signalverlauf durch ein lokales Maximum in sonst ungestörten Kurvenbereich. Auf diese Weise gelingt mittels relativ einfacher Messun- gen eine brauchbare Detektion solarer Flares, die oft Vorboten nachfolgender Welt- raumwetter-Stürme sind. Wegen der Einfachheit des Messprinzips ist SOFIE hervorra- gend als Schülerprojekt geeignet.

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5. Anhang 5.1. Video- und Audioliste 5.1.1. Deutsch Dinge Erklärt - Kurzgesagt - Wie Sonnenstürme unsere Zivilisation zerstören könnten (9:36): https://www.youtube.com/watch?v=6DPVWbJAWpY

Quarks - Ein Sonnensturm und seine Folgen (7:22): https://www.youtube.com/watch?v=uqMvvOG9J8M

ARTEde - Sonnenstürme - Die rätselhafte Gefahr (52:29): https://www.youtube.com/watch?v=Mj-Z7hcqN3I

Physik - simpleclub - Induktion Grundlagen (+ Herleitung) (7:31): https://www.youtube.com/watch?v=P_uZmbNWwDM

Welt-der-Physik-Podcast, Folge 301 – Weltraumwetter (11:47): https://www.weltderphysik.de/mediathek/podcast/weltraumwetter/

5.1.2. Englisch NASA - Space Weather and Earth's Aurora (4:48): https://www.youtube.com/watch?v=HJfy8acFaOg

NASA - The Difference Between CMEs and Solar Flares (1:59): https://www.youtube.com/watch?v=TWjtYSRlOUI

Real Engineering - The Grid vs. The Next Big Solar Storm (12:59): https://www.youtube.com/watch?v=LLO9WxVO9s8

Curious Droid - How Prepared Are We For A Carrington Level Solar Storm? (17:40): https://www.youtube.com/watch?v=sBxjwzKwVl0

United Nations - The Voyager Golden Record: A reminder that we are all connected (4:48): https://www.youtube.com/watch?v=l5BG5nGmGFQ

Verge Science - We decoded NASA’s messages to aliens by hand (8:53): https://www.youtube.com/watch?v=RRuovINxpPc

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6. Quellen http://solarsystem.dlr.de/RPIF/Produkte/broschuere/Broschuere_2017_web.pdf https://raumschiff.org/wp-content/uploads/2018/07/wie_wird_das_weltraumwet- ter.pdf https://www.aip.de/en/research/research-area-cmf/cosmic-magnetic-fields/solar-physics/optical-solar-physics/publications/constanze-heibel-master-thesis https://www.nasa.gov/mission_pages/sunearth/spaceweather/index.html https://www.nasa.gov/content/goddard/the-difference-between-flares-and-cmes https://www.nasa.gov/mission_pages/themis/auroras/sun_earth_connect.html https://courses.lumenlearning.com/astronomy/chapter/the-structure-and-composition- of-the-sun/ https://solarscience.msfc.nasa.gov/SunspotCycle.shtml https://www.weltderphysik.de/gebiet/erde/erde/sonnenwind/ https://www.mpg.de/9054527/ein-neuer-blick-auf-das-magnetfeld-der-sonne https://physik.cosmos-indirekt.de/Physik-Schule/Sonnenwind https://sonnen-sturm.info/ https://www.abc.net.au/science/articles/2012/04/24/3483573.htm https://genesismission.jpl.nasa.gov/science/module4_solarmax/SolarWind.html https://spaceplace.nasa.gov/solar-cycles/en/ https://www.livescience.com/39780-magnetic-field-pushes-earth-core.html http://solarsystem.dlr.de/RPIF/sonne0.shtml https://photojournal.jpl.nasa.gov/index.html

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