Sonnenwind trägt Mars' obere Atmosphäre ab. Könnte das auch der Erde passieren?

Mars verliert seine Atmosphäre

Gerade jetzt trägt der Sonnenwind die Atmosphäre des Mars ab. Etwa 100 Gramm Gas pro Sekunde, hinaus ins All. Ein dünner Teilchenstrom strömt von der Sonne in alle Richtungen. Er hört niemals auf.

Diese Erosion könnte Mars zur heutigen kalten, trockenen Welt gemacht haben. Die Erde liegt täglich im selben Wind. Könnte das also auch hier passieren? Der blaue Schweif eines Kometen liefert einen Hinweis.

In Sonnennähe bekommt ein Komet einen leuchtenden Kopf und einen langen Schweif. Kometen sind kosmische Schneebälle aus gefrorenen Gasen, Gestein und Staub und umkreisen die Sonne. Je näher er der Sonne kommt, desto länger wird dieser Schweif. Ein heller Komet kann zwei Schweife haben. Einer ist blassblau und zeigt gerade von der Sonne weg.

Das geschieht, ob der Komet zur Sonne fliegt oder von ihr weg. Wenn der Komet von der Sonne wegfliegt, liegt dieser Schweif also vor ihm. Etwas drückt die ganze Zeit aus Richtung Sonne gegen diesen Schweif. An der Sonne gibt es noch eine zweite Merkwürdigkeit.

Die sichtbare Oberfläche der Sonne ist etwa 5.500 Grad Celsius heiß. Doch die Korona, die dünne äußere Atmosphäre der Sonne, erreicht bis zu 2 Millionen Grad Celsius. Wie ein Raum, der heißer wird, je weiter man vom Herd weggeht. Warum ist die Sonnenatmosphäre so viel heißer als ihre Oberfläche?

Seit Jahrzehnten streiten Wissenschaftler noch immer über die Antwort. Was hält diesen blauen Schweif von der Sonne weg?

Was schiebt den Schweif eines Kometen an?

Der blaue Schweif ist einer von zwei Kometenschweifen. Der andere besteht aus Staub, den Sonnenlicht in sanfter Kurve von der Sonne wegdrückt. Der blaue Schweif besteht aus Gas, dessen Atome Elektronen verloren haben und deshalb elektrisch geladen sind. Ein geladenes Atom wie dieses nennt man Ion, also ist das hier der Ionenschweif. Der Ionenschweif ist derjenige, der gerade von der Sonne wegzeigt.

Dieses Foto von 1987 zeigt den von der Erde aus etwa 11 Millionen Kilometer langen Ionenschweif von Komet Wilson am Himmel. 1951 untersuchte der deutsche Astronom Ludwig Biermann solche Schweife. Er schloss, dass der Sonnenlichtdruck zu schwach war, das schnelle Forttreiben der Ionenschweife zu erklären. Stattdessen schlug er vor, dass ständig ein Strom von Teilchen aus der Sonne strömt.

Ständig bedeutete: immer, nicht nur ab und zu. Damals ging eines der führenden Modelle davon aus, dass die Sonne Teilchen nur in gelegentlichen Ausbrüchen ausstieß. Doch niemand konnte erklären, warum die Sonne weiterhin Teilchen hinausblasen sollte.

Der Aufsatz, der fast abgelehnt wurde

1958 nahm sich ein 31-jähriger Assistenzprofessor an der University of Chicago dieser Frage an. Sein Name war Eugene Parker. Er ging von einer Annahme aus: Die äußere Atmosphäre der Sonne ist extrem heiß, weit über eine Million Grad. Überlegen wir, was Hitze mit einem Gas macht.

Temperatur misst, wie schnell sich Teilchen in einem Gas bewegen. Stellen Sie sich einen Topf Suppe auf dem Herd vor, mit aufgelegtem Deckel. Der Deckel drückt den heißen Dampf zurück und hält ihn im Topf. Rund um die Sonne drückt im All nichts stark genug zurück, um so heißes Gas festzuhalten.

Das All hat keinen Deckel. Parker arbeitete die Mathematik durch. Sie wies auf einen Strom hin, der ständig in alle Richtungen nach außen fließt. Er würde unterwegs schneller, bis er schneller als der Schall war.

Schneller als der Schall zu sein nennt man Überschallgeschwindigkeit. Heute nennen wir diesen Strom Sonnenwind. Erste Antwort: Die äußere Sonnenatmosphäre ist zu heiß, als dass ihre Schwerkraft sie halten könnte. Was abströmt, ist der Sonnenwind. Und dieser Wind drückt den Ionenschweif eines Kometen von der Sonne weg.

Nicht alle waren überzeugt. Parker erinnerte sich: Der Gutachter schickte ihn in die Bibliothek, um das Thema zu lernen, bevor er ein Paper schrieb. Doch, so Parker, der Gutachter habe nicht auf einen einzigen Fehler in der Mathematik hingewiesen. Das Paper ging an einen zweiten Gutachter, mit fast demselben Ergebnis.

Der Herausgeber der Zeitschrift war der Astrophysiker Subrahmanyan Chandrasekhar, der später den Nobelpreis gewann. Parker erinnerte sich, dass Chandrasekhar in sein Büro kam und fragte: "Wollen Sie dieses Paper wirklich veröffentlichen?" Parker sagte, keiner der Gutachter fand einen tatsächlichen Fehler, und Chandrasekhar stimmte der Veröffentlichung zu. Später sagte Chandrasekhar, er sei skeptisch gewesen, habe aber ohne wirklichen Einwand veröffentlichen müssen.

Es erschien 1958 im The Astrophysical Journal, unter dem Titel "Dynamics of the Interplanetary Gas and Magnetic Fields." Es gab ein konkurrierendes Modell des Physikers Joseph Chamberlain. In seinem Modell verdampfte die Atmosphäre der Sonne langsam ins All. Chamberlain erwartete, dass dieses Gas die Erdbahn mit nur etwa 18 Kilometern pro Sekunde erreichen würde.

Eine sanfte Brise oder ein Überschallwind. Entscheiden ließ sich das nur, indem man hinausging und maß.

Den Wind messen

Die erste Gelegenheit kam schon bald, 1959, aus der Sowjetunion. Die Sonden Luna 1 und Luna 2 trugen Teilchendetektoren aus dem Team von Konstantin Gringauz. Sie wiesen geladene Teilchen nach, die schneller als 50 Kilometer pro Sekunde unterwegs waren. Doch die Sonden konnten nicht sagen, aus welcher Richtung die Teilchen kamen.

In der historischen Zeitleiste der NASA wird Luna 1 trotzdem die erste Messung des Sonnenwinds zugeschrieben. Der Fall war dennoch nicht abgeschlossen. Im Jahr neunzehnhundertzweiundsechzig flog die NASA-Sonde Mariner Zwei zur Venus. Es war die erste erfolgreiche Raumsonde, die zu einem anderen Planeten reiste.

An Bord war ein Instrument von Marcia Neugebauer und Conway Snyder am Jet Propulsion Laboratory der NASA. Es fand geladenes Gas, das direkt von der Sonne kam, mit etwa 400 bis 700 Kilometern pro Sekunde. Das ist mehr als 20-mal schneller als Chamberlains Brise. Mit 400 Kilometern pro Sekunde könnte man die Erde in weniger als zwei Minuten ganz umrunden.

Mariner 2 lieferte die ersten Messungen der Geschwindigkeit und Dichte des Winds und dessen Zusammensetzung. Parker sagte: "Da blies der Sonnenwind rund um die Uhr." Chamberlain nannte sein Verdampfungsmodell später "äußerst unrealistisch." Heute wissen wir, dass der Sonnenwind größtenteils aus Protonen und Elektronen besteht.

Ein so heißes Gas, dessen Elektronen sich von ihren Atomen gelöst haben, nennt man Plasma. Der Sonnenwind ist also Plasma, das jede Sekunde und an jedem Tag in alle Richtungen von der Sonne wegströmt.

Heißer als die Oberfläche

Parkers Antwort beruhte auf einer einzigen Sache: einer sehr heißen äußeren Atmosphäre. Woher wusste man also, dass sie so heiß war? Erinnern Sie sich an die Korona, die äußere Atmosphäre der Sonne. Bei totaler Sonnenfinsternis sieht man sie als weißen Schein um die schwarze Mondscheibe.

Während einer Finsternis im Jahr 1869 entdeckten Charles Young und William Harkness jeweils etwas Merkwürdiges im Licht der Korona. Als sie dieses Licht in seine Farben auffächerten, gab es im grünen Bereich eine Linie, die niemand erklären konnte. Einige glaubten, sie stamme von einem neuen Element, und nannten es Koronium. Das Rätsel dauerte mehr als 70 Jahre.

1939 vermutete Walter Grotrian, eine rote Koronalinie stamme von Eisen, das neun Elektronen verloren hatte. 1943 ordnete der schwedische Physiker Bengt Edlén mehrere Koronalinien Laboratoriumsmessungen zu. Die berühmte grüne Linie stammt von Eisenatomen, die 13 ihrer 26 Elektronen verloren haben. Für diese grüne Linie braucht man Gas mit fast 2 Millionen Grad.

Koronium war kein neues Element. Es war gewöhnliches Eisen an einem außergewöhnlichen Ort. 1947 schätzte der schwedische Physiker Hannes Alfvén die Temperatur der Korona auf etwa 2 Millionen Kelvin. Bei solchen Temperaturen ergeben Kelvin und Grad Celsius praktisch dieselbe Zahl. NASA nennt die Zahlen so: Die Oberfläche hat etwa 5.500 Grad Celsius.

Die Korona erreicht bis zu 2 Millionen Grad, und der Kern hat etwa 15 Millionen Grad. Im Kern erzeugt die Sonne ihre Energie, deshalb ist ein heißer Kern plausibel. Man würde erwarten, dass es nach außen immer kälter wird. Direkt über der Oberfläche steigt die Temperatur um einen Faktor von Hunderten.

Noch ein Punkt zu dieser Hitze. Wärme, anders als Temperatur, beschreibt die Energie, die Teilchen weitergeben können. Die Korona hat eine extrem hohe Temperatur, aber eine sehr geringe Dichte. Es gibt so wenige Teilchen, dass sie nur sehr wenig Wärme weitergeben.

Wie Wunderkerzenfunken: sehr heiß, aber zu klein, um die Hand zu verbrennen.

Wer heizt die Korona auf?

Warum ist die Korona also so heiß? Wissenschaftler nennen das das Problem der Koronaheizung. Dafür gibt es zwei Hauptverdächtige. Die erste Möglichkeit sind Wellen. Unterhalb der Sonnenoberfläche brodelt heißes Gas ununterbrochen.

Stellen wir uns die Magnetfeldlinien der Sonne wie lange Gitarrensaiten vor. Das Brodeln könnte sie schwingen lassen und Wellen in die Korona schicken, wo sie Energie an geladene Teilchen abgeben. Sie heißen Alfven-Wellen, benannt nach Hannes Alfven. Die zweite Möglichkeit sind Nanoflares.

Eine Sonneneruption ist ein plötzlicher Energieschub auf der Sonne, und ein Nanoflare ist eine sehr kleine Eruption. Wenn sich verdrehte Magnetfeldlinien voneinander lösen und wieder verbinden, setzen sie Energie frei. Dieser Vorgang heißt magnetische Rekonnexion. Viele winzige Explosionen über die ganze Sonne könnten viel Wärme erzeugen.

Beide Ideen könnten eine Rolle spielen. Praktisch war das Problem: An der Erde hat sich der Wind verändert. Der langsame Sonnenwind braucht ungefähr vier Tage, um die 150 Millionen Kilometer bis zu uns zurückzulegen. Unterwegs vermischt er sich und verliert viel von seinem ursprünglichen Charakter.

Nour Raouafi, Wissenschaftler im Parker-Solar-Probe-Team, sagte: Sie erkannten, dass sie nie das Problem der Koronaheizung ohne Messung direkt in der Korona ganz lösen könnten. Also beschloss NASA, dorthin zu fliegen.

In die Korona fliegen

Am 12. August 2018 startete NASA die Parker Solar Probe. Die erste NASA-Mission nach einem lebenden Menschen. Eugene Parker, damals 91, verfolgte den Start mit dem Team. Um zu überleben, fliegt die Sonde hinter einem Hitzeschild.

Die Vorderseite des Schilds erreicht etwa 1.370 Grad Celsius, während die Instrumente dahinter bei ungefähr 29 Grad bleiben. Ein Teil des Grundes ist, was wir gerade gehört haben: Die Korona ist extrem heiß, aber sehr dünn. Am 28. April 2021 durchquerte die Sonde bei ihrem achten nahen Vorbeiflug zum ersten Mal die Korona. NASA verkündete, eine Raumsonde habe "die Sonne berührt".

Tatsächlich überquerte sie eine unsichtbare Grenze, die Alfvén-kritische Fläche genannt wird. Innerhalb dieser Fläche halten die Schwerkraft und das Magnetfeld der Sonne die Atmosphäre noch fest. Außerhalb bewegt sich der Wind so schnell, dass Wellen nicht mehr zur Sonne zurücklaufen können. Der Wind reißt sich los. Man kann sich das als äußeren Rand der Sonnenatmosphäre vorstellen.

Selbst dann war die Sonde noch etwa 13 Millionen Kilometer über der Sonnenoberfläche. Am 24. Dezember 2024 kam sie der Sonnenoberfläche bis auf 6,1 Millionen Kilometer nahe, näher als jedes von Menschen gebaute Objekt zuvor. Sie bewegte sich mit etwa 690.000 Kilometern pro Stunde, schneller als jedes Objekt, das Menschen je gebaut haben. Sie hat diesen nahen Vorbeiflug immer wieder absolviert. Am 4. September 2026 machte sie ihren 29. nahen Vorbeiflug.

Die Mission wurde bis 2029 verlängert. Ihre Kamera namens WISPR nahm die bislang nächstgelegenen Bilder des Sonnenwinds auf, während er die Sonne verlässt. Nicky Fox, die Wissenschaftschefin der NASA, sagte: "Wir beobachten mit eigenen Augen, wo die Weltraumwettergefahren für die Erde beginnen, nicht nur anhand von Modellen." Eugene Parker sah all das nicht mehr. Er starb im März 2022 im Alter von 94 Jahren.

Was haben die Raumsonden also herausgefunden? Die Parker Solar Probe stellte fest, dass der Wind nahe der Sonne voller plötzlicher Knicke im Magnetfeld ist. Das Feld biegt sich scharf und schnellt dann zurück, wie der Buchstabe S. Man nennt sie Switchbacks. Am 25. März 2022 nahm die Raumsonde Solar Orbiter, die von Europa und der NASA betrieben wird, das erste Bild eines solchen Knicks auf.

Dafür nutzte sie ein Instrument namens Metis, das die helle Sonnenscheibe verdeckt, damit es die schwache Korona ringsum sehen kann. Das Bild passte zu einem Modell: Ins All offene Magnetfeldlinien treffen auf zur Sonne zurücklaufende Linien und verbinden sich wieder. Die Wissenschaftler vermuten, dass derselbe Vorgang den Sonnenwind zusätzlich beschleunigen könnte. Solar Orbiter hatte schon in seinen allerersten Bildern, die 2020 veröffentlicht wurden, noch etwas anderes entdeckt.

Überall auf der Sonne waren winzige Lichtblitze, die das Team "campfires" taufte. Jeder davon ist etwa eine Million bis eine Milliarde Mal kleiner als die Sonneneruptionen, die wir von der Erde aus sehen. Ein Wissenschaftler im Team, Frédéric Auchère, sagte, sie "könnten den größten Beitrag zur Aufheizung der Sonnenkorona leisten". Könnten. Bisher hatte es noch niemand gezeigt.

Der schnelle Wind strömt aus dunklen Koronaflecken, den koronalen Löchern. Ein koronales Loch ist ein dunkler Koronafleck, wo Feldlinien nicht zurück zur Sonne verlaufen und Wind direkt hinausströmt. 2023 untersuchte ein von Stuart Bale geleitetes Team mit der Parker Solar Probe den schnellen Wind nahe seinem Entstehungsort. Sie fanden den Wind in kleinen Strömen. Die Abstände zwischen den Strömen glichen riesigen Zellen

aus aufsteigendem und absinkendem Gas an der Sonnenoberfläche, jede ungefähr 60.000 Kilometer breit. Sie folgerten, dass die Energie hinter dem schnellen Wind von magnetischer Rekonnexion am Fuß koronaler Löcher stammt. Letztlich kommt sie aus dem Magnetfeld der Sonne. 2024 beobachtete ein anderes Team denselben Windstrom zweimal.

Im Februar 2022 maß die Parker Solar Probe den Strom nahe der Sonne. Solar Orbiter maß denselben Strom weiter draußen, nahe der Umlaufbahn der Venus. Zwischen diesen beiden Punkten hatten die Alfvén-Wellen im Wind Energie verloren. Sie berechneten, dass die von den Wellen verlorene Energie ausreichte, um den schnellen Wind aufzuheizen und zu beschleunigen.

Doch es war ein einzelnes Ereignis, und andere Forscher wiesen darauf hin. Eine weitere Studie aus dem Jahr 2024 suchte innerhalb der Korona nach Switchbacks und fand keine, die vollständig ausgebildet waren. Dadurch lässt sich schwerer sagen, wo genau sie entstehen. 2023 fasste es die Europäische Weltraumorganisation so zusammen: Wie die Korona aufgeheizt wird, ist "noch immer stark umstritten".

Die Einzelteile fügen sich also zusammen, aber das Problem der Koronaheizung ist noch nicht gelöst. Wellen und kleine Explosionen könnten jeweils einen Teil der Arbeit übernehmen.

Schneller Wind, langsamer Wind und eine Spirale

Sobald der Wind die Sonne verlässt, weht er nicht überall gleich schnell. Der schnelle Wind aus koronalen Löchern bewegt sich mit 500 bis 800 Kilometern pro Sekunde. In der Nähe der Erdumlaufbahn ist der langsame Wind am häufigsten und bewegt sich mit etwa 400 Kilometern pro Sekunde. Wenn die Sonne ruhig ist, liegt normalerweise über jedem Pol ein großes koronales Loch.

Ulysses flog hoch über die Sonnenpole und maß dort schnellen Wind mit durchschnittlich 750 Kilometern pro Sekunde, während sich der langsame Wind nahe dem Äquator mit etwa 400 Kilometern pro Sekunde bewegte. Wenn der schnelle Wind den langsamen einholt, schiebt er sich in ihn hinein. So entsteht eine dichte, stark magnetische korotierende Wechselwirkungsregion.

Wenn eine solche Region an der Erde vorbeizieht, kann sie einen geomagnetischen Sturm auslösen. Eine meist geringe oder mäßige Störung im Magnetfeld der Erde. Der Wind trägt außerdem das Magnetfeld der Sonne mit sich nach außen. Und die Sonne dreht sich ungefähr alle 27 Tage einmal.

Wie ein rotierender Gartensprinkler: Jeder Tropfen fliegt geradeaus, der Strom krümmt sich zur Spirale. Das Magnetfeld der Sonne wird zu einer Spirale derselben Art aufgewickelt. In Erdnähe kreuzen die Feldlinien den Weg des Windes im Durchschnitt in einem Winkel von etwa 45 Grad. Parker sagte diese Spirale in seiner Theorie von 1958 voraus, und sie trägt seinen Namen: die Parker-Spirale.

Eine Blase um das Sonnensystem

Doch wie weit reicht der Wind? Er zieht an allen Planeten vorbei, bis er auf das dünne Gas zwischen den Sternen trifft. Dabei bläst er eine riesige Blase um die Sonne, die Heliosphäre. Die Entfernungen dort draußen misst man in astronomischen Einheiten. Eine Einheit entspricht der Entfernung von der Erde zur Sonne, etwa 150 Millionen Kilometer.

Im Dezember 2004 überquerte Voyager 1 den Terminationsschock, etwa 94 astronomische Einheiten von der Sonne entfernt. Dort bremst der Wind plötzlich, weil er gegen das Gas außerhalb der Blase drückt. Am 25. August 2012 überquerte Voyager 1 bei etwa 122 astronomischen Einheiten die Heliopause, den Rand dieser Blase. Das ist 122-mal weiter von der Sonne entfernt als wir.

Das Plasma-Instrument von Voyager Eins war seit neunzehnhundertachtzig ausgefallen, daher konnte die Sonde den Sonnenwind nicht direkt messen. Das von Voyager 2 war noch in Betrieb. Am 5. November 2018 registrierte es einen starken Einbruch der Geschwindigkeit des Sonnenwinds. Danach stellte es überhaupt keinen Sonnenwind mehr fest.

Voyager 2 war aus dem Sonnenwind hinaus und in den interstellaren Raum geflogen. Das Windende markiert einen möglichen Rand des Sonnensystems.

Der Schutzschild der Erde und das Polarlicht

Kehren wir nun zur Erde zurück, die jeden Tag in diesem Wind liegt. Die Erde hat ein Magnetfeld, das dafür sorgt, dass eine Kompassnadel nach Norden zeigt. Der Sonnenwind drückt gegen dieses Feld und formt einen geschützten Raum um den Planeten, die Magnetosphäre. Auf der sonnenzugewandten Seite wird sie zusammengedrückt. Auf der Nachtseite dehnt sie sich zu einem langen Schweif aus.

Eine verbreitete Erklärung besagt, dass die Polarlichter entstehen, wenn Teilchen des Sonnenwinds direkt in die Luft fallen. NOAA, die US-Behörde für Wetter und Ozeane, erklärt es anders. Die Elektronen, die das Polarlicht erzeugen, werden in diesem langen Schweif auf der Nachtseite der Erde mit Energie aufgeladen. Sie rasen entlang der Magnetfeldlinien in Richtung der Polarregionen.

Dort stoßen sie in 80 bis 500 Kilometern Höhe mit Sauerstoff und Stickstoff zusammen, die dann Licht abgeben. Der Sonnenwind liefert also die Energie, doch er regnet nicht einfach auf uns herab. Bei starken Stürmen breiten sich die Polarlichter in Ringen um die Pole nach außen aus, und Menschen weitab von den Polen können sie sehen. Im Mai 2024 schickten Menschen aus 55 Ländern mehr als 6.000 Polarlichtmeldungen an ein Citizen-Science-Projekt namens Aurorasaurus.

In Japan fotografierten Himmelsbeobachter ungewöhnliche magentafarbene Polarlichter.

Wenn der Wind zum Sturm wird

Dieser Sturm im Mai 2024 wurde nicht vom alltäglichen Sonnenwind verursacht. Manchmal schleudert die Korona auf einmal eine riesige Plasmawolke samt Magnetfeld hinaus. Das nennt man einen koronalen Massenauswurf oder CME. Wenn der Sonnenwind ein gleichmäßiger Wind ist, dann ist ein CME eine plötzliche Böe.

Die schnellsten können die Erde schon nach 15 bis 18 Stunden erreichen. Trifft ein CME ein, erschüttert er das Erdmagnetfeld heftig: ein oft viel stärkerer geomagnetischer Sturm. NOAA stuft diese Stürme von G1 (gering) bis G5 (extrem) ein. Am 1. September 1859 sahen Richard Carrington und Richard Hodgson einen weißen Lichtblitz auf der Sonne.

Es war die erste Sonneneruption, die jemand im gewöhnlichen weißen Licht beobachtet hatte. Etwa 17 Stunden später traf ein gewaltiger Sturm die Erde, und am 2. und 3. September füllten Polarlichter den Himmel. Damals gab es weltweit etwa 200.000 Kilometer Telegrafenleitungen, und ein großer Teil dieses Netzes war acht Stunden oder länger nicht nutzbar. Am 13. März 1989 traf um 2:44 Uhr morgens ein Sturm das Stromnetz in Quebec, Kanada.

In weniger als einer Minute fiel das gesamte Netz aus. Millionen Menschen waren mehr als neun Stunden lang ohne Strom. Die U-Bahn von Montreal blieb stehen, und Polarlichter waren bis nach Florida und Kuba zu sehen. Ein großer Teil Quebecs liegt auf einem gewaltigen Schild aus hartem Gestein, der elektrischen Strom schlecht leitet.

Während des Sturms nahm der Strom, der durch den Boden floss, den leichteren Weg über die langen Stromleitungen. Am 3. Februar 2022 startete SpaceX 49 Starlink-Satelliten. Sie wurden in eine niedrige Umlaufbahn gebracht, die bis auf etwa 210 Kilometer absank. Am nächsten Tag erwärmte ein geomagnetischer Sturm die obere Atmosphäre und ließ sie anschwellen.

Die dichtere Luft erhöhte den Luftwiderstand der Satelliten gegenüber früheren Starts um bis zu 50 Prozent. SpaceX erklärte, bis zu 40 der 49 würden zurückfallen und verglühen. Spätere Beobachtungen zählten 38. Am 10. Mai 2024 traf der stärkste Sturm seit mehr als 20 Jahren ein. Er wurde erstmals seit über zwei Jahrzehnten mit G5, der höchsten NOAA-Stufe, bewertet.

Heute nennt man ihn Gannon-Sturm, nach der Weltraumwetterforscherin Jennifer Gannon. Im Mittleren Westen der USA kamen einige GPS-gesteuerte Traktoren vom Kurs ab oder blieben mitten in der Aussaat stehen. Eine Analyse der Kansas State University schätzte, dass ein auf GPS-Navigation angewiesener Betrieb etwa 12.000 bis 17.000 US-Dollar verloren haben könnte. Der ICESat-2-Satellit der NASA wechselte selbstständig in einen schützenden Sicherheitsmodus.

Am 10. Oktober 2026 erreichte ein CME die Erde, der die Sonne zwei Tage zuvor verlassen hatte. An diesem Abend meldete NOAA einen geomagnetischen Sturm der Stufe G3, also einen starken Sturm. Die Aktivität der Sonne steigt und fällt in einem Zyklus von etwa 11 Jahren, und der aktuelle Zyklus erreichte im Oktober 2024 seinen Höhepunkt. 2019 erwarteten die Prognostiker einen schwächeren Höhepunkt, doch der tatsächliche fiel deutlich stärker aus.

15 bis 60 Minuten

Können wir einen Sturm also kommen sehen? Zwischen Erde und Sonne liegt ein Punkt, an dem ein Raumfahrzeug mit der Sonne in einer Linie bleibt: 1,5 Millionen Kilometer von der Erde. Er heißt Lagrange-Punkt 1 oder L1. Ein Satellit dort begegnet dem Sonnenwind, bevor er uns erreicht.

Ein Raumfahrzeug dort liefert normalerweise 15 bis 60 Minuten Vorwarnzeit. Jahrelang übernahm NOAAs DSCOVR-Satellit diese Aufgabe. Im Juni 2026 wechselte NOAA zu einem neueren Satelliten. Dieses Raumfahrzeug wurde am 24. September 2025 gestartet und heißt heute SOLAR-1. Im Juni 2026 nahm es offiziell den Betrieb auf, als erster US-Satellit, der ausschließlich zur Überwachung des Weltraumwetters gebaut wurde.

Sein Koronograf, eine Kamera, die die Sonnenscheibe für Bilder der Korona abdeckt, kann Prognostikern binnen 30 Minuten CME-Bilder schicken. Mit dem älteren SOHO-Raumfahrzeug können diese Bilder bis zu acht Stunden brauchen, bis sie die Prognostiker erreichen. Clinton Wallace, Direktor des NOAA Space Weather Prediction Center, sagte es schlicht: "Das bedeutet mehr Zeit zum Handeln."

Was der Wind dem Mars nimmt

Zurück zum Mars, wo wir begonnen haben. Der Mars hat kein globales Magnetfeld. Deshalb erreicht der Sonnenwind seine obere Atmosphäre direkt und trägt geladene Teilchen ins All davon. 2015 maß die NASA-Mission MAVEN diesen Verlust mit etwa 100 Gramm Gas pro Sekunde.

Bei Sonnenstürmen nimmt der Verlust deutlich zu. Der leitende MAVEN-Wissenschaftler Bruce Jakosky verglich dies damit, dass jeden Tag ein paar Münzen aus einer Kasse gestohlen werden: Mit der Zeit summiert es sich. Über Milliarden Jahre könnte das erklären, wie Mars von einer feuchteren Welt zum heutigen kalten, trockenen Planeten mit dünner Atmosphäre wurde. Kann die Erde so Atmosphäre verlieren? Unser Magnetfeld scheint sie zu schützen.

Doch einige Wissenschaftler sind anderer Meinung. 2018 verglich eine Studie Messungen: Erde, Mars und Venus verlieren Atmosphäre ähnlich schnell. Die Venus hat kein globales Magnetfeld und trotzdem eine sehr dichte Atmosphäre. Die Autoren argumentierten: Ein Magnetfeld allein schützt eine Atmosphäre nicht ausreichend,

und könne nahe den Polen sogar Gas entweichen lassen. Mars ist klein und seine Schwerkraft schwächer. Der magnetische Schutz erklärt also vielleicht nur einen Teil.

Was ist Sonnenwind also?

Also, was ist der Sonnenwind? Der Sonnenwind ist Sonnenatmosphäre, zu heiß zum Bleiben, die mit Hunderten Kilometern pro Sekunde in alle Richtungen strömt. Er drückte Kometenschweife, ehe jemand von ihm wusste. Ein junger Physiker sagte ihn voraus, zwei Gutachter lehnten die Arbeit ab, eine Venussonde maß ihn.

Er windet sich zur Spirale, bläst eine Blase über die Planeten hinaus, lässt unseren Himmel leuchten und trägt Mars' Luft langsam ab. Er kommt aus der über der Oberfläche liegenden, hunderte Male heißeren Korona. Eine Sonde fliegt immer wieder durch die Korona und hilft Wissenschaftlern, das Warum noch zu klären. Beim nächsten Kometen achten Sie auf seinen schwachen blauen Schweif. Er zeigt von der Sonne weg, weil die Sonne nie aufhört zu blasen.