Im Sonnenwind steckt mehr Ordnung, als sein chaotischer Eindruck vermuten lässt. Forschende der Technischen Universität Braunschweig und der University of Tokyo haben in dem dünnen, turbulenten Plasma ein klares Muster entdeckt: Das Magnetfeld dreht sich auf großen und kleinen Skalen in entgegengesetzte Richtungen. Die Studie erscheint heute, am 13. Oktober 2026, in The Astrophysical Journal Letters.

Auf großen Skalen, von der Sonne aus gesehen, ist die Drehung überwiegend linkshändig beziehungsweise gegen den Uhrzeigersinn. Auf kleinen Skalen läuft sie rechtshändig, also im Uhrzeigersinn. Es geht dabei nicht um eine Umkehr des gesamten Sonnenmagnetfelds, sondern um unterschiedliche Dreheigenschaften von Magnetfeldbewegungen verschiedener Größe.

Ein Muster zwischen 15 und 117 Millionen Kilometern

Grundlage der Untersuchung waren Messdaten der NASA-Sonde Parker Solar Probe aus dem Zeitraum vom 29. September bis 22. November 2021. Die Sonde war dabei zwischen 0,1 und 0,78 astronomischen Einheiten von der Sonne entfernt. Eine astronomische Einheit entspricht etwa 150 Millionen Kilometern. Besonders nahe kam sie dem Stern also bis auf rund 15 Millionen Kilometer.

Ausgewertet wurden Magnetfeldmessungen sowie Plasmadaten zu Dichte, Temperatur und Geschwindigkeit. Das internationale Team um Masatomi Iizawa von der TU Braunschweig berechnete aus zeitlichen Veränderungen des Magnetfelds das sogenannte Helizitätsspektrum. Es beschreibt, in welche Richtung sich das Magnetfeld um die von der Sonne wegführende radiale Richtung dreht und auf welchen Größenskalen diese Strukturen liegen.

Bei 0,1 au fanden sich zwei statistisch abgesicherte Maxima: ein negatives bei 10 Hertz und ein positives bei 20 Hertz. Die unterschiedlichen Vorzeichen markieren die gegensätzlichen Drehsinne. Frühere Untersuchungen hatten Helizitätsmaxima bereits nahe den Ionenskalen beobachtet. Neu ist, dass die Forschenden ihre Entwicklung über verschiedene Abstände von der Sonne verfolgen konnten.

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Zwischen etwa 15 und 60 Millionen Kilometern wanderten beide Maxima zu niedrigeren Frequenzen. Unter den verwendeten Annahmen entspricht das größeren räumlichen Strukturen im Plasma. Das Muster war zwischen 0,1 und 0,4 au besonders deutlich, ab etwa 0,5 au kaum noch erkennbar; in der ausgewerteten Messreihe war die Zweiteilung jenseits von ungefähr 75 Millionen Kilometern nicht mehr eindeutig.

Keine simple Aufblähung des Sonnenwinds

Die Verschiebung folgt ungefähr einer Exponentialkurve und nicht der einfachen Verlagerung, die eine reine Ausdehnung des Sonnenwinds erwarten ließe. Die Ausdehnung allein erklärt die Entwicklung der Struktur also nicht. Auch lokale Plasmaeigenschaften, etwa die Protonen-Eigenfrequenz im Magnetfeld, liefern keine feste Skala für die Maxima.

Die Forschenden diskutieren deshalb unterschiedliche Protonentemperaturen parallel und senkrecht zum Magnetfeld als mögliche Ursache. Dadurch könnten Wellen mit entgegengesetztem Drehsinn entstehen. Ebenfalls im Raum steht eine inverse Kaskade: Magnetische Verflechtungen könnten sich entgegen der üblichen Energieübertragung von großen zu kleinen Wirbeln zu größeren Mustern entwickeln.

Die Beobachtung passt zum theoretischen Modell einer „Helizitätsbarriere“. Danach sammelt sich magnetische Helizität am Übergang zu kleinen Skalen an, statt dort vollständig zu zerfallen. Das ist eine mögliche Interpretation, kein Beweis. Als weitere Ursachen werden elektromagnetische Wellen und Plasma-Instabilitäten genannt; der genaue Entstehungsmechanismus ist offen.

Ein Haken bleibt: Die Sonde verfolgt nicht dieselbe Plasmaportion auf ihrem gesamten Weg, sondern liefert einen räumlichen Trend. Für einen Teil der Daten fehlten direkte Angaben zur Strömungsgeschwindigkeit, weshalb teilweise ein Mittelwert verwendet wurde. Außerdem erfasst ein einzelnes Raumfahrzeug nur den Drehsinn um die radiale Richtung, nicht die vollständige dreidimensionale Helizität.

Warum das Muster ab etwa 0,5 au verschwindet, ist ebenfalls ungeklärt. Eine mögliche Erklärung: Die Sonde durchquert dort häufig die heliosphärische Stromschicht. Ob die Zweiteilung unter allen Bedingungen im inneren Sonnensystem auftritt, lässt sich aus dem begrenzten Beobachtungszeitraum noch nicht sagen. Herkömmliche Modelle müssten jedenfalls Strömungen im Sonnenwind und die Kopplung verschiedener Größenskalen genauer berücksichtigen.

Plasma ist kein gewöhnliches Gas

Der Sonnenwind besteht aus ionisiertem Gas. Elektronen sind dabei von Atomen oder Molekülen getrennt, und das Plasma ist stark an elektromagnetische Felder gekoppelt. Weil sich die Teilchen über große Abstände bewegen, ist es weitgehend stoßfrei. Auf großen Skalen verhält es sich trotzdem ähnlich wie eine Flüssigkeit: Wirbel und elektromagnetische Wellen erzeugen Turbulenz. Auf kleinen Skalen geben einzelne Teilchen den Ton an.

Genau an dieser Grenze zwischen fluidartigem und teilchenartigem Verhalten liegt die entdeckte Struktur. Diese Skala wird von herkömmlichen Fluidtheorien nicht erfasst und war bislang nur wenig theoretisch untersucht. Dass sich mitten in der ansonsten unstrukturierten Bewegung ein klares Spektrummuster zeigt, dürfte deshalb auch für die Modellierung von Weltraumplasma interessant sein.

Plasmaturbulenz spielt eine Rolle in der Erdmagnetosphäre, im Sonnenwind, bei Sonneneruptionen, im interplanetaren Raum und in Akkretionsscheiben. Sie beeinflusst Stoßwellen und magnetische Wolken, die bei koronalen Massenauswürfen durch den Weltraum gelangen. Für die Erde können solche Vorgänge geomagnetische Stürme auslösen – mit Polarlichtern, aber auch mit Störungen in Stromnetzen.

Ein besseres Verständnis könnte langfristig Modelle des Weltraumwetters verbessern. Eine unmittelbar bessere Vorhersage von Sonnenstürmen lässt sich aus den neuen Messungen allein allerdings nicht ableiten. Die Studie nennt keine konkrete Verbesserung bestehender Vorhersagemethoden.

Was als Nächstes kommt

Das Projekt wird vom Institut für Theoretische Physik der TU Braunschweig geleitet und von der Deutschen Forschungsgemeinschaft gefördert. Beteiligt war ein internationales Team aus zehn Ländern. Die Studie von Masatomi Iizawa und weiteren Autorinnen und Autoren trägt den Titel „Nonlocal Evolution of Magnetic Helicity across the Magnetohydrodynamic–Kinetic Interface“; der DOI lautet 10.3847/2041-8213/aea84b.

Weiterhelfen soll die Mission Solar Orbiter. Sie kann die Struktur aus größerer Entfernung und bei höheren heliografischen Breiten untersuchen. Vielleicht zeigt sich dann, ob die auffällige Ordnung im Sonnenwind ein stabiles Grundmuster ist – oder nur ein kurzer Blick in ein Plasma, das sich gerade anders entschieden hat.

Quelle: futurezone.de · Quelle: scinexx.de · Quelle: idw-online.de