Die Sonne (1)

Sonnenwind und Sonnenstürme

Die Sonne – Quell des Lebens. Ohne ihr Licht und ihre Wärme wäre die Erde öd und leer – und auch wir Menschen würden nicht existieren. Die Bedeutung der Sonne war schon unseren Ahnen bewusst. In zahlreichen Kulturen wurde unser Heimatgestirn als Gott verehrt. So befahl beispielsweise der Pharao Echnaton seinem Volk den Glauben an Aton, die Sonnenscheibe. Sollte die Leistung des Sterns einmal um 1 bis 2% schwanken, würde sich unser Leben drastisch verändern.

Die Sonne ist, was Masse und Helligkeit betrifft, ein Durchschnittsstern, ein sogenannter „Gelber Zwerg“. Ihr Volumen, etwa eine Million mal so groß wie das der Erde, enthält 98% der gesamten Masse des Sonnensystems. Der (mittlere) Durchmesser der Sonne beträgt 1 Million 392 700 Kilometer. Sie entstand vor knapp 4,6 Milliarden Jahren im Zentrum des solaren Urnebels, als dort in einer Gaskugel aus etwa 70% Wasserstoff, 28% Helium und 1 bis 2% schweren Elementen die Kernreaktion zündete: Wasserstoffkerne verschmolzen zu Helium und setzten dabei ungeheure Mengen an Strahlung frei.

Im Alter von 40 Millionen Jahren stabilisierte sich die Strahlung bei rund 70% des heutigen Wertes. Danach folgte ein sehr langsamer Anstieg, der bis heute andauert, denn aus physikalischen Gründen nimmt der Brennstoff (Wasserstoff) zwar ab, aber das Feuer wird heller. Das Massenverhältnis Wasserstoff/Helium beträgt heute im Sonnenzentrum etwa 63 zu 35%. Da etwa 1/10 des gesamten Wasserstoffvorrats die für die Fusion erforderlichen Temperatur und Dichte aufweist, kann unser Stern seine Strahlungsenergie insgesamt ungefähr 10 Milliarden Jahre lang aus dem Verbrennen von Wasserstoff beziehen.

Auf dem Weg zur Erde, die in einer Entfernung von etwa 149,6 Kilometer die Sonne umkreist, verliert die Strahlung den größten Teil ihrer Energie und kühlt ab. Da die meisten ihrer spektralen Anteile durch Absorption von Molekülen in der Atmosphäre herausgefiltert werden, kommt auf der Erdoberfläche vor allem sichtbares Licht sowie infrarotes Licht (Wärme) an.

Bau der Sonne

Die Fusion von Wasserstoff zu Helium findet bei einem hohen Druck (200 Millionen bar) und hoher Temperatur (rund 15 Millionen Grad Celsius) im Kern der Sonne statt. Dabei werden pro Sekunde Millionen von Kilowattstunden Energie frei. Diese Fusionsenergie wird von Photonen (Röntgenstrahlung) nach außen transportiert, zunächst durch die Strahlungszone (etwa 500 000 Kilometer vom Sonnenmittelpunkt bis zu sieben Zehntel ihres Radius). Wegen der Dichte des Plasmas kommen die Lichtteilchen nicht vernünftig vorwärts, da sie immer wieder von Materie (Elektronen und Atomkernen) geschluckt, wieder abgegeben und zurückgeworfen werden. Daher braucht ein Photon einige zehntausend bis hunderttausend Lichtjahre, bis es die Sonne endgültig verlassen kann.

Die Konvektionszone, die äußere, 200 000 Kilometer dicke Schicht der Sonne, reicht vom äußeren Rand der Strahlungszone bis unmittelbar unter die Sonnenoberfläche. Hier geht der Transport der Energie aus der Kernfusion weiter, aber zusätzlich kommt es zu einem Wärmetransport, der Konvektion (von lat. „convectum“ = „mitgetragen“): ein ständiges Auf und Ab heißerer und kühlerer Gase, ganz ähnlich wie in einem Kochtopf.

In der Tachokline, dem turbulenten Grenzbereich von Strahlungszone und Konvektionszone, vermuten die Wissenschaftler den Sitz des mysteriösen Sonnendynamos, der ein Magnetfeld erzeugt. Hier gibt es einen starken Bruch in der Rotation der Sonnenmaterie, woraus der Dynamo-Effekt entstehen könnte, bei dem die Bewegungsenergie aus der Strömung in magnetische Energie überführt wird. (Allerdings sind manche Sonnenforscher skeptisch, da noch nicht bewiesen ist, dass ein Sonnendynamo überhaupt existiert.) Auf jeden Fall erzeugen hier heftige Turbulenzen enorme elektrische Ströme, die mit einer Stärke von etwa 1000 Milliarden Ampere zirkulieren. Wie ein elektrischer Strom in einem Kupferdraht erzeugen diese ständig in Bewegung befindlichen Plasmaströme um sich herum ein gewaltiges Magnetfeld.

Die Photosphäre ist der Teil von der Sonne, den wir von der Erde aus sehen. Sie ist 400 Kilometer dick und enthält ionisiertes Gas, „nur“ 5800 Grad Celsius heiß. Von hier strahlt die Sonne den größten Teil ihrer Energie als Licht ab, das in circa 8,3 Minuten die Erde erreicht. In der Chromosphäre lodern die Feuerfontänen, die immer wieder aus der Photosphäre hochschießen (kleine Eruptionen). Heiße Schichten aus ionisiertem Gas (vor allem Wasserstoff und Helium) bilden einen milchigweißen Strahlenkranz über Photosphäre und Chromosphäre, der sich bis zu 20 Sonnenradien weit in den Raum erstreckt, die Korona. Ihre Helligkeit entspricht nur einem Millionstel der normalen Sonnenhelligkeit. Normalerweise ist sie nur im Röntgen- und Radiowellenbereich sichtbar – oder bei totaler Sonnenfinsternis. Noch unklar ist, warum die Korona mehrere Millionen Grad heiß ist, während an der Sonnenoberfläche nur knapp 6000 Grad Celsius herrschen.

Magnetische Kurzschlüsse (s. u.) schleudern Energie in die Korona und könnten dadurch das in ihrem Umfeld gefangene Plasma auf die beobachtete Temperatur erhitzen. Dazu könnte eine besondere Art dünner Plasmajets (sogenannte Spikule: kleine kurzlebige Strahlenausbrüche am Übergang zur unteren Korona) beitragen. Welche besonderen physikalischen Prozesse die Jets antreiben und wie das Gas in ihnen auf derart hohe Temperaturen aufgeheizt wird, muss aber noch herausgefunden werden.

Das Magnetfeld der Sonne

An der Oberfläche der Sonne treten jeweils an zwei Stellen Magnetfeldlinien aus und bilden ein bogenförmiges Magnetfeld, eine Schlaufe mit magnetischem Nord- und Südpol. Zahllose dieser rund 800 000 Kilometer langen magnetischen Schleifen sind über die Sonnenoberfläche verteilt. Ihre ursprünglich von Süd nach Nord verlaufenden Magnetfeldlinien werden durch die Drehung der Sonne in Rotationsrichtung mitgeschleppt. Da sich die Materie in der Äquatorregion schneller bewegt als in mittleren und höheren Breiten, werden die Feldlinien in komplizierter Weise gedehnt und verzogen. Dabei verdrillen sie sich und speichern über mehrere Tage hinweg immer mehr Energie – wie ein Gummiband, das man verdreht.

Überschreitet die Spannung einen kritischen Wert, können sich die Magnetfeldlinien mit gegensinniger Polung wieder verbinden. Die Astronomen sprechen von magnetischer Rekonnexion („Wiederverbindung“). Die Magnetfelder löschen sich dabei zum Teil gegenseitig aus – und die gespeicherte Energie wird schlagartig frei. Es kommt zu teilweise heftigen Explosionen, die vor allem im Röntgen- und ultravioletten Licht zu sehen sind. Dabei wird ein Schwall hochenergetischer Teilchen in das Sonnensystem geschleudert (s. u.). Zurück bleiben ein Magnetfeld geringerer Stärke sowie schwächere elektrische Ströme.

Wo die Magnetfeldlinien aus der Photosphäre heraustreten bzw. wieder in sie eintauchen, entstehen paarweise (magnetisch verschieden gepolte) Sonnenflecken, deren Größe oft ein Mehrfaches des Erddurchmessers beträgt. Es handelt sich um kältere Zonen in der Sonnenatmosphäre (3700 Grad Celsius), wo das starke Magnetfeld den Hitzetransport aus den darunter liegenden Schichten behindert. Da von hier weniger intensive Strahlung ausgesendet wird, wirken diese Stellen dunkel.

Die Sonnenflecken verändern sich ständig und geben der Sonne ein wechselndes Aussehen. Ursache ist die Sonnenaktivität, die in einem Rhythmus von ungefähr 11 Jahren zu- bzw. abnimmt. Insgesamt handelt es sich also um einen etwa 22-jährigen Zyklus. Nimmt die Sonnenaktivität zu, gibt es stärkere Eruptionen und es werden mehr Teilchen abgegeben; die Sonne zeigt sich insgesamt heißer. Im solaren Maximum, auf dem Höhepunkt des Zyklus, erreicht die Zahl der Flecken ein Höchstmaß, je nach Zählweise 150 bis 200 Flecken. Es treten besonders viele energiereiche Phänomen auf – etwa Protuberanzen und koronale Massenauswürfe (s. u.). Gleichzeitig wird das Dipolfeld der Sonne so schwach, dass es sich schließlich umkehrt. Im solaren Minimum tritt relative Ruhe ein und die Sonnenflecken verschwinden fast ganz oder sogar komplett.

Erst in Teilen ist geklärt, warum sich das Magnetfeld der Sonne regelmäßig umkehrt. Es könnten großräumige Plasmaströme unter der Sonnenoberfläche eine entscheidende Rolle spielen. Die meisten Theorien lokalisieren die Entstehung des Sonnenzyklus am Boden der Konvektionszone. (Neben dem 22-jährigen Zyklus gibt es noch zwei weitere: einen von 80 bis 90 Jahren und einen etwas über 200 Jahren. Der Verlauf der Sonnenaktivität lässt sich so nicht exakt voraussagen.)

Der Sonnenwind

Da die Korona so heiß und unruhig ist, vermag selbst die Sonne mit ihrer enormen Gravitation sie nicht mehr fest an sich zu binden. Daher strömt stetig ein Partikelwind aus geladenen Teilchen (überwiegend Protonen und Elektronen) entlang der offenen Magnetfeldlinien in das Planetensystem ab, wobei das Magnetfeld in den interplanetaren Raum mitgerissen wird. Jede Sekunde verliert die Sonne so Millionen Tonnen geladener Teilchen, die als Sonnenwind durch das Sonnensystem jagen.

Typischerweise weht der Sonnenwind mit 400 bis 800 Kilometer pro Stunde – 10 000mal so schnell wie irdische Orkane. Der langsamere Anteil stammt aus der Äquatorregion, wo der Sonnenwind durch Störungen im solaren Magnetfeld stark gebremst wird. Die energiereicheren Teilchen haben ihren Ursprung dagegen in polaren Regionen. Dort wirken die Magnetfeldlinien auf bisher unbekannte Weise als Beschleuniger. Da unser Stern langsam rotiert (einmal in 27 Tagen), wird das Plasma auf Spiralbahnen gezwungen und aufgefächert. Dabei entsteht ein komplexes Strömungsmuster – und mit ihm verwickelte Magnetfelder. In vier bis fünf Tagen – nach starken Eruptionen auch schneller – erreicht der Sonnenwind die Erde.

Das extrem heiße Plasma des Sonnenwinds mit seinem Magnetfeld fegt eine ausgedehnte Blase rund um die Sonne frei: die sogenannte Heliosphäre. An ihrer Grenze, dem Rand des Sonnensystems, rund 14 Milliarden Kilometer von der Sonne entfernt, werden die Teilchen von den Magnetfeldern des interstellaren Mediums abgebremst. Hier verliert auch das Magnetfeld der Heliosphäre an Einfluss. Allerdings sorgt es auch für einen gewissen Schutz vor der kosmischen Strahlung, da es die meisten niederenergetischen kosmischen Strahlen ablenkt (mindestens 75%), bevor sie das innere Sonnensystem erreichen. Schwächelt der Sonnenwind, können mehr Teilchen aus dem interstellaren Medium eindringen. So erreichte die kosmische Strahlung auf unserer Erde 2009 ein Rekordhoch: Die Zahl energiereicher Teilchen stieg um ein Fünftel gegenüber dem bisherigen Maximalwert an.

Sonneneruptionen

Bei der Rekonnexion können riesige Mengen Energie in Form von Strahlung und Wolken heißer, geladener Teilchen in gigantischen Eruptionen ins All katapultiert werden. Sonnenphysiker unterscheiden Flares, Protuberanzen und koronale Massenauswürfe.

Flares sind plötzlich auftretende, zwanzig Minuten bis zu mehreren Stunden dauernde heftige Ausbrüche energiereicher Teilchen und intensiver Röntgenstrahlung. Sie treten auf relativ kleinen Skalen in der Größenordnung von einigen Tausend Kilometern auf. Dabei geht fast die gesamte Energie zunächst in die Teilchenbeschleunigung. Ein Teil der Partikel schießt auf die Oberfläche herab und erzeugt beim Aufprall die für uns sichtbare Flare-Strahlung, deren Energie der Sprengkraft von einer Milliarde Wasserstoffbomben mit jeweils einer Megatonne TNT entspricht. Gleichzeitig rast ein Teil der Partikel mit hoher Geschwindigkeit von der Sonne fort in große Höhen (bis zu 100 000 Kilometer). Da auch ein Teil der Magnetfelder aufsteigt, besitzen sie immer noch Bogenform, in denen das heiße Gas leuchtet. Solche Protuberanzen sind zuweilen mehrere Monate lang stabil.

Ist ein Flare besonders intensiv, bricht die magnetische Blase, die Millionen von Kilometern durchmessen kann, oben auf. Dann dehnen sich die Feldlinien weit ins Sonnensystem aus, und bis zu 100 Milliarden Tonnen schwere Plasmawolken aus Elektronen und Protonen schießen mit bis zu 3000 Kilometer pro Sekunde weit hinaus ins All – ein koronaler Massenauswurf. Der riesige Teilchenschauer durchpflügt den langsameren Sonnenwind und beschleunigt durch seine Stoßwelle manche der Partikel auf noch höhere Geschwindigkeiten. Die größten der koronalen Eruptionen treten vor allem in der nahen Umgebung von Sonnenflecken auf und gehen typischerweise mit einem oder mehreren intensiven Flares einher.

Auswirkungen auf die Erde

Unser Planet wird von einem Magnetfeld umspannt, das als zuverlässiger Schutzschild vor der schädlichen Strahlung aus dem All gilt. Es hat seinen Ursprung im Erdkern, wo durch die Bewegung der glutflüssigen Eisenlegierung des äußeren Kerns um den festen inneren Kern wie bei einem Dynamo mechanische Energie in elektrische verwandelt wird. Das Streufeld der elektrischen Ströme, hervorgerufen durch die Rotation der Erde, ist (wie in einer stromdurchflossenen Spule) die Ursache für das Magnetfeld, das bis weit in den Raum hinausreicht. Seine Stärke beträgt ungefähr 10^-4 Tesla.

In seinem Einflussbereich, der Magnetosphäre, dominiert das irdische Magnetfeld über das des Sonnenwinds. An seiner Grenze, der Magnetopause, prallen dessen Partikel und auch die der gefährlichen kosmischen Strahlung normalerweise weitgehend ab, da sie elektrisch geladen sind und ein eigenes Magnetfeld besitzen. Allerdings verformt sich der Schutzschirm durch den Druck des solaren Teilchenstroms zu einer kometenähnlichen Form. Auf der sonnenzugewandten Seite der Erde, der Tagseite, ist er eingedrückt und reicht nur rund 60 000 Kilometer in den Weltraum hinaus. Nimmt der Druck des Sonnenwindes zu, rückt die Grenze hier noch näher an die Erde heran, manchmal bis auf 26 000 Kilometer. Auf der abgewandten Seite, der Nachtseite, dagegen ist die Magnetosphäre über viele hundert Millionen Kilometer weit auseinander gezogen – ähnlich wie bei einem Kometen.

Der normalerweise einigermaßen zuverlässige Schutzschild der Magnetosphäre hat allerdings Löcher am magnetischen Nord- und Südpol – die nicht identisch sind mit den geographischen Polen -, wo die Feldlinien trichterförmig zusammenlaufen. Die enrgiereichen Teilchen des Sonnenwindes folgen diesen Feldlinien und treffen in 100 bis 200 Kilometer Höhe auf die Moleküle und Atome der oberen Erdatmosphäre, der Ionosphäre, wo sie schlagartig abgebremst werden. Dabei ionisieren sie die Stickstoff- und Sauerstoff-Atome, welche die aufgenommene Energie wieder als Fluoreszenz abgeben. Ergebnis ist das bunte Farbenspiel der Polarlichter.

Polarlichter signalisieren, so wunderschön das Schauspiel auch sein mag, Gefahr. Nur ein geringer Teil der eingeschleusten Energie ist nämlich tatsächlich als Polarlicht sichtbar. Die erdwärts flitzenden Elektronen erzeugen vor allem ein riesiges elektrisches Potential in der oberen Atmosphäre. Ein elektrischer Strom fließt parallel zur Erdoberfläche – etwa in derselben Region wie der Lichtvorhang, aber auch oft etwa ausgedehnter. Man nennt ihn den Aurora-Elektrojet; er entspricht einem Stromstoß von etlichen tausend Ampere. Bemannte Weltraumflüge machen daher einen großen Bogen um die Pole. Hier – und ebenso an einer weiteren Schwachstelle des irdischen Magnetfelds, dem Südatlantik – musste auch die Concorde ihre übliche Flughöhe von 15 Kilometern verlassen.

Durch Vorgänge im Gesteinsmantel der Erde kann das Magnetfeld stärker oder schwächer werden, manchmal schwankt es sogar innerhalb von Stunden. Schließlich können kleine Veränderungen sogar zum Abbau des irdischen Magnetfelds führen, bis es völlig verschwindet und erst einige tausend Jahre später mit umgekehrtem Vorzeichen wieder auftaucht. Die Wissenschaft spricht von einer Umpolung. Teilchen des Sonnenwindes und weitere kosmische Teilchen können in dieser Zeit viel tiefer als gewöhnlich in die Erdatmosphäre eindringen und magnetische Turbulenzen auslösen. Für Satelliten und die technische Infrastruktur gäbe es Probleme. Möglicherweise würde bei einem solchen Ereignis eine Strahlendosis auf uns einprasseln, wie sie heute nur Astronauten für kurze Zeit bei Weltraumspaziergängen zugemutet wird.

Allerdings haben die vielen Umpolungen im Laufe der Erdgeschichte offensichtlich keine sichtbaren Spuren in der belebten Natur hinterlassen. Untersuchungen unterstreichen, dass die irdischen Wechseljahre sogar recht undramatisch verliefen: keine genetischen Schäden, kein Massensterben, wie manche Wissenschaftler früher spekuliert hatten.

Obwohl die Stärke des Erdmagnetfelds vielerorts heute um etwa 10% abgenommen hat, ist derzeit eine Polumkehr – wie zuletzt vor rund 780 000 Jahren – nicht in Sicht. Selbst wenn der Geodynamo plötzlich stillstünde – was freilich nur auf dem Papier möglich ist -, wäre das Magnetfeld erst in 10 000 Jahren verschwunden.

Auch ohne Magnetfeld hält die rund 600 Kilometer dicke irdische Atmosphäre das Trommelfeuer der energiereichen Teilchen aus dem Kosmos vom Erdboden fern. Allerdings entstehen bei deren Kollision mit Molekülen der oberen Luftschichten (besonders Sauerstoff- und Stickstoffkernen) Kaskaden von Sekundärteilchen, die zu jeder Zeit in Unmengen vom Himmel regnen. Wir bemerken davon im Alltag nichts, doch bei empfindlichen Laborexperimenten schlägt sich der Partikelregen als ständiges Hintergrundrauschen nieder. Die Strahlenbelastung ist in ungefähr 25 Kilometern Höhe am stärksten. Hier kann der ionisierte Stickstoff Schäden in der Ozonschicht anrichten, wodurch die Lebewesen auf der Erde dann einer erhöhten Strahlendosis ausgesetzt sind.

10 bis 12 Kilometer über der Erde ist die Strahlenbelastung immer noch recht beachtlich. Auf einem Langstreckenflug von Europa in die USA und zurück bekommt man eine Strahlendosis ab, die der einer Röntgenaufnahme der Lunge entspricht. Auf der Erdoberfläche kommt im Schnitt nur noch ein Hundertstel davon an. Allerdings ist die Sekundärstrahlung, die am Boden auftrifft, nicht überall gleich stark: In mittleren Breiten ist sie dreimal so hoch wie am Äquator, wo die Luftschicht dicker ist; und auf hohen Bergen ist die Strahlendosis ebenfalls bis zu dreimal so groß wie im Flachland.

[Im durch den Sonnenwind in die Länge gezogenen Magnetschweif kommt es mehrfach täglich zu sogenannten Magnetischen Teilstürmen (Substorms), wobei vermehrt Teilchen in die Erdatmosphäre eingeschleust werden, die dann Polarlichter in mittleren Breiten erzeugen. Sie dauern ein bis drei Stunden und sind nichts Ungewöhnliches. Ursache sind offenbar Wechselwirkungen zwischen dem Magnetfeld, das der Sonnenwind mit sich führt, und dem Erdmagnetfeld. Gelegentlich können diese Substürme auch in rascher Folge auftreten. Hält ein Substurm länger an, wird die Hochatmosphäre aufgeheizt.]

Sonnenstürme

Während der absteigenden Phase des Sonnenzyklus und nahe dem Aktivitätsmaximum treten vermehrt geomagnetische Stürme auf. Es gibt eine schwächere Art, die auf Wechselwirkungen zwischen dem schnellen Sonnenwind aus den koronalen Löchern und dem langsameren aus der Äquatorregion der Sonne zurückgeht. Große geomagnetische Stürme, die bevorzugt um die Zeit des Aktivitätsmaximums der Sonne auftreten (das nächste Maximum ist für 2025 vorhergesagt), sind weit seltener.

Bis Anfang der 1990er Jahre galten Flares allgemein als Auslöser, nach neuen Hinweisen spielen vor allem koronale Massenauswürfe eine zentrale Rolle. Indes lösen nicht alle koronalen Massenauswürfe geomagnetische Stürme aus, denn die meisten zielen gar nicht Richtung Erde. Aber auch von denen, die auf uns gerichtet sind, ist nur jeder sechste stark genug, um einen Sturm zu entfachen. Dabei bewegt sich das ausgeworfene Plasma mit höherer Geschwindigkeit als der Sonnenwind, wodurch in diesem (wie auch im Frontbereich der Plasmaschwaden selbst) die Magnetfeldstärke ansteigt. Je nach Geschwindigkeit erreichen die Partikel des Sonnensturms bereits nach 12 bis 72 Stunden die Erde und drücken deren Magnetfeld noch tiefer als gewöhnlich zusammen.

Bei einem geomagnetischen Sturm, wie z. B. im März 1983, fällt während der Hauptphase die Magnetfeldstärke auf der Erdoberfläche unvermittelt um 300 Nanotesla ab. Das normalerweise gleichmäßig dichte Erdmagnetfeld kann sich so verformen, dass es auf der sonnenabgewandten Seite in Polnähe durchlässig wird, so dass die Erscheinung der Polarlichter auch in mittleren Breiten zu sehen ist (wie z. B. beim Halloween-Sturm im Oktober 2003). Mit dem Nachlassen des Sturms steigt die Magnetfeldstärke auf der Erdoberfläche wieder auf ihren ursprünglichen Wert an – normalerweise binnen weniger Tage, aber nach sehr heftigen Stürmen auch erst nach über einem Monat.

Im Spätsommer 1859 ereignete sich der bis dahin stärkste bekannte Sturm, das „Carrington-Ereignis“ (Carrington-Event). Damals konnten die Menschen in Rom, Havanna und auf Hawaii Polarlichter sehen. Magnetkompasse spielten verrückt – und in den Telegrafenleitungen wurden so hohe Spannungen induziert, dass sich Papierstreifen in den Empfängern entzündeten. Manche Menschen, die damit arbeiteten, erlitten einen Stromschlag. Würde sich ein derart kräftiger Sonnensturm heutzutage ereignen und auf die Erde treffen, hätte das verheerende Auswirkungen.

Strahlungsprobleme gehören bei Satelliten zur Tagesordnung. Partikel der kosmischen Strahlung lassen unter normalen Umständen bereits Solarzellen erodieren, so dass sie jährlich etwa 2% weniger Strom erzeugen. Ein Supersturm würde binnen weniger Stunden Schäden anrichten, die dem Verschleiß während mehrerer Jahre entsprechen würden. Im Januar 1997 ging in einem kosmischen Unwetter der Kommunikationssatellit Telstar 401 einer amerikanischen Telefongesellschaft verloren. Während des Halloween-Sturms 1983 schalteten sich etliche Satelliten automatisch ab. Seitdem funktioniert der japanische Satellit Madori 2 nicht mehr. Ein Supersturm bedeutet auch für Raumfahrer eine große Gefahr, denn Protonenschauer könnten Raumanzüge (z. B. bei Weltraumspaziergängen) und sogar die Wände der Internationalen Raumstation (ISS) durchdringen.

Unsere hochintegrierten Schaltkreise, das Fundament der neuen Technologie-Ära, reagieren sehr empfindlich auf Störungen. Unsere Elektrizitätswerke sind schon bei gutem Weltraumwetter fragile Gebilde. Durch Elektrojets ausgelöste Fluktuationen im Erdmagnetfeld induzieren Spannungsstöße und können Stromnetze und Elektronik lahm legen. Daher richten schon schwächere Magnetstürme, die alle paar Jahre wüten, erheblichen Schaden an.

Am 13. November 1960 verursachte ein Sonnensturm weltweite Störungen und ließ Radiosender ausfallen. Während des schweren geomagnetischen Sturms vom 13. März 1989 zerstörte ein Spannungsstoß einige Transformatoren und legte das Stromnetz des Hydro-Quebec-Kraftwerks lahm; große Teile Kanadas versanken neun Stunden lang in Dunkelheit.

Nach großen Sonnenstürmen könnten GPS- und Handy-Empfang nicht mehr funktionieren. Induzierte elektrische Ströme können Unterseekabel unbrauchbar machen, was den weltweiten Internetverkehr über Wochen oder gar Monate lahmlegte. Langfristig kann es zu Übertragungsstörungen bei Fernsehprogrammen und Telefonaten via Satellit kommen. Funkverkehr, Radaranlagen und Navigationssysteme könnten außer Kraft gesetzt werden. Vor allem der Flugverkehr, aber auch Schiffsverkehr, ist auf elektronische Komponenten angewiesen. Selbst bei der Eisenbahn wäre der Verkehrsablauf gefährdet: 1982 in Schweden schalteten sich bei einem Magnetsturm Signale um.

Schon heute richten Magnetstürme Millionenschäden an. Ein Sonnensturm der Carrington-Kategorie könnte die elektronische Stromstärke in den Verstärkern um mehr als den Faktor 100 erhöhen. Weil viele Komponenten des Stromnetzes ausgetauscht werden müssten, könnte der Strom Wochen oder Monate ausfallen. Allein den USA würden nach Schätzungen tägliche Verluste im Höhe von sieben Milliarden Dollar entstehen.

Fast unkalkulierbare Folgen hätte ein noch heftigerer Sturm, ein sogenanntes Miyake-Ereignis. Die japanische Forscherin Fusa Miyake hat Hinweise auf einen Teilchenschauer entdeckt, der sich etwa im Jahre 775 ereignete und rund 10- bis 100mal gewaltiger war als das Carrington-Ereignis. Er könnte das Ergebnis eines „Superflares“ gewesen sein. Ein solches Phänomen tritt wohl häufiger aus, als zunächst gedacht. So ereigneten sich ein Miyake-Ereignis auch vor 9177 und 7260 Jahren. Inzwischen sind neun der gigantischen Sonnenstürme bekannt; der bisher stärkste geschah vor 14 300 Jahren.

Würde ein solches Ereignis unsere Zivilisation treffen, wäre jahrelanges weltweites Chaos infolge monatelanger Stromausfälle und der Zerstörung eines großen Teils der Telekommunikations- und Navigationssysteme die Folge. Möglicherweise verlören wir alle Aufzeichnungen. Allerdings dürfte die Gefahr für uns, in absehbarer Zeit von einem Miyake-Ereignis in ein dunkles Zeitalter gestürzt zu werden, rein mathematisch eher gering sein. Bei einem Carrington-Ereignis geht man immerhin von einer Wahrscheinlichkeit von 1,6 bis zu 12% im Lauf der nächsten zehn Jahre aus.

Im Juni 2012 verfehlte uns ein großer Sonnensturm nur ganz knapp. Die Frage ist also nicht, ob ein solcher Sturm die Erde trifft, sondern lediglich wann – und ob wir darauf vorbereitet sind. Um den kosmischen Launen nicht hilflos ausgeliefert zu sein, ist dringend zur Vorsorge geraten. Durch eine frühzeitige Warnung könnten wir viele Schäden verhindern. Daher bedarf es einer permanenten Überwachung der Sonnenaktivität. Nach einer großen Sonneneruption dauert es gewöhnlich zwei bis vier Tage (bei einem koronalen Massenausbruch eventuell auch nur einen Tag), bis der Teilchenschauer die Erde erreicht. Diese Zeit sollte genügen, um schnellstens kritische Infrastruktur (z. B. gefährdete Leitungen) abzubauen und empfindliche Elektronikteile ab- bzw. auszuschalten. Empfehlenswert wäre es sogar, schon von vornherein empfindliche Bauteile wie Siliziumchips doppelt oder dreifach einzubauen. Kanadische Energieversorgungs-Unternehmen haben bereits viele Millionen Dollar für zusätzliche Sicherungen investiert.

REM