Sonnenwind: Entstehung, Geschwindigkeit und Wirkung auf die Erde

Von Alexander Merz · Aktualisiert am 2. August 2026 · Angaben geprüft am 14. September 2026

Die Sonne scheint nicht nur — sie weht. Aus ihrer Millionen Grad heißen Korona strömt ununterbrochen ein Teilchenstrom nach außen, der das gesamte Sonnensystem ausfüllt: der Sonnenwind. Er ist so dünn, dass jedes irdische Vakuumlabor daneben wie eine Nebelbank wirkt — und trotzdem stark genug, um Kometenschweife auszurichten, Polarlichter zu zünden, Stromnetze zu stören und dem Mars über Milliarden Jahre die Atmosphäre abzutragen.

Dieser Ratgeber erklärt in Ruhe, was der Sonnenwind physikalisch ist, wie schnell er wirklich unterwegs ist, wo der Unterschied zum Sonnensturm liegt, was er auf der Erde anrichtet — und wie du seine aktuellen Messwerte selbst ablesen kannst.

Was ist der Sonnenwind? Definition und Steckbrief

Der Sonnenwind ist ein Plasma — ein Gas, dessen Atome in Kerne und Elektronen zerlegt sind und das deshalb elektrisch leitet. Die Sonne kann dieses Plasma nicht festhalten: In der Korona, der äußersten Schicht ihrer Atmosphäre, herrschen ein bis drei Millionen Kelvin. Bei diesen Temperaturen bewegen sich die Teilchen so schnell, dass die Schwerkraft der Sonne sie jenseits einer bestimmten Höhe nicht mehr binden kann. Das Ergebnis ist keine Explosion, sondern ein stetiges Ausströmen, das nie aufhört — Tag und Nacht, seit Milliarden Jahren.

Wichtig für das Verständnis: Der Sonnenwind ist kein „Wind” im irdischen Sinn. Es gibt keine Luft, keinen Druck, den man auf der Haut spürt. Am Ort der Erde ist das Sonnenwind-Plasma etwa 10¹⁴-mal dünner als die Luft, die du gerade einatmest. Seine Wirkung entfaltet er nicht durch Masse, sondern dadurch, dass er ein Magnetfeld mitschleppt und mit dem Magnetfeld der Erde in Wechselwirkung tritt.

Woraus der Sonnenwind besteht

Sonnenwind in Zahlen (am Ort der Erde)

Wie entsteht der Sonnenwind?

Die Entstehung des Sonnenwinds ist eine Kette aus vier Schritten: Energie wird im Kern erzeugt, wandert nach außen, heizt auf rätselhafte Weise die Korona weit über die Temperatur der Sonnenoberfläche auf — und dieses überhitzte Plasma entkommt schließlich der Schwerkraft.

Schritt 1: Der Energietransport in der Sonne

Im Kern der Sonne verschmilzt Wasserstoff zu Helium, bei etwa 15 Millionen Kelvin. Die dabei frei werdende Energie hat es allerdings nicht eilig. Sie durchquert zunächst die Strahlungszone, in der Photonen unablässig absorbiert und in zufällige Richtungen wieder abgestrahlt werden. Dieser Zufallsweg dauert je nach Modell zwischen zehntausenden und mehreren hunderttausend Jahren. Erst in den äußeren rund 30 % des Sonnenradius übernimmt die Konvektionszone: Dort steigt heißes Gas in riesigen Zellen auf, kühlt an der Oberfläche ab und sinkt wieder — sichtbar als Granulation der Photosphäre.

Erst nach diesem langen Weg verlässt die Energie die Sonne als Licht. Von dort braucht sie nur noch 8 Minuten und 20 Sekunden bis zur Erde. Der Sonnenwind ist dagegen tausendmal langsamer — er ist Materie, nicht Strahlung.

Schritt 2: Die überhitzte Korona — das Koronaheizungsproblem

Hier wird es merkwürdig. Die Photosphäre, die sichtbare „Oberfläche” der Sonne, ist rund 5.500 °C heiß. Weiter außen sinkt die Temperatur in der Chromosphäre zunächst auf etwa 4.000 °C — und schießt dann in der Korona auf ein bis drei Millionen Kelvin hoch. Es wird also nach außen hin nicht kälter, sondern dramatisch heißer. Das widerspricht der Alltagserfahrung an jedem Lagerfeuer und beschäftigt die Sonnenphysik seit den 1940er-Jahren.

Als Heizmechanismen gelten heute vor allem zwei Prozesse, die sich vermutlich ergänzen: Nanoflares — unzählige winzige Rekonnexionsereignisse in verdrillten Magnetfeldbögen — und Alfvén-Wellen, magnetische Schwingungen, die Energie aus der Konvektionszone nach oben tragen und dort abgeben. Die Sonde Parker Solar Probe hat 2021 gezeigt, dass die dafür nötigen Magnetfeldstrukturen tatsächlich aus sogenannten magnetischen Trichtern zwischen den Supergranulationszellen stammen.

Schritt 3: Die Flucht aus der Schwerkraft

Weil die Korona so heiß ist, ist ihr Gasdruck nach außen größer, als die Gravitation der Sonne kompensieren kann. Genau das rechnete Eugene Parker 1958 vor: Eine statische, ruhende Korona ist physikalisch unmöglich — sie muss ausströmen und dabei sogar auf Überschallgeschwindigkeit beschleunigen. Seine Arbeit wurde damals von Gutachtern abgelehnt und nur durch das Eingreifen des Herausgebers Subrahmanyan Chandrasekhar veröffentlicht. Vier Jahre später bestätigte die Raumsonde Mariner 2 den Effekt.

Schritt 4: Die Alfvén-Fläche — wo die Sonnenatmosphäre endet

Es gibt eine scharfe physikalische Grenze zwischen „Sonnenatmosphäre” und „Sonnenwind”: die Alfvén-Fläche. Unterhalb davon ist das Magnetfeld stark genug, um das Plasma zu dirigieren; Störungen können noch zur Sonne zurücklaufen. Oberhalb davon strömt das Plasma schneller, als magnetische Wellen zurücklaufen können — die Verbindung reißt ab. Am 28. April 2021 durchflog die Parker Solar Probe diese Grenze erstmals, bei 18,8 Sonnenradien (rund 13 Millionen Kilometer vom Sonnenzentrum). Seitdem gilt: Der Mensch hat die Sonne „berührt”.

Wie schnell ist der Sonnenwind? Langsam und schnell im Vergleich

Der Sonnenwind hat zwei klar unterscheidbare Sorten, und sie kommen aus unterschiedlichen Regionen der Sonne. Das ist mehr als eine Feinheit: Nur wer beide kennt, versteht, warum Polarlicht-Vorhersagen manchmal auf den Tag genau funktionieren und manchmal überhaupt nicht.

Koronale Löcher: die Düsen des schnellen Sonnenwinds

Ein koronales Loch ist keine echte Öffnung, sondern ein Gebiet, in dem die Magnetfeldlinien der Sonne nicht zur Oberfläche zurückkehren, sondern offen ins All ragen. Plasma kann dort ungehindert nach außen laufen. Im UV-Licht erscheinen diese Regionen dunkel, weil weniger heißes Material eingeschlossen ist — genau die schwarzen Zonen im Bild oben.

Weil die Sonne sich in rund 27 Tagen (von der Erde aus gesehen) einmal dreht, streicht der Strahl eines langlebigen koronalen Lochs wie ein Leuchtturmfinger über die Erdbahn. Solche wiederkehrenden Hochgeschwindigkeitsströme lassen sich deshalb ungewöhnlich gut vorhersagen: Was vor 27 Tagen ein Polarlicht ausgelöst hat, kann es erneut tun. Trifft schneller Wind auf langsameren, der noch vor ihm liegt, entsteht eine Kompressionszone — ein corotating interaction region —, die geomagnetische Stürme auslösen kann, auch ganz ohne Sonneneruption.

Wie lange braucht der Sonnenwind bis zur Erde?

Die Rechnung ist einfach: 149,6 Millionen Kilometer geteilt durch die Geschwindigkeit. Das ergibt für typische Werte:

In der Praxis kommt die Vorwarnung noch später: Gemessen wird der Sonnenwind erst am Lagrange-Punkt L1, rund 1,5 Millionen Kilometer vor der Erde. Zwischen der Messung dort und dem Eintreffen bei uns liegen — je nach Tempo — nur noch 30 bis 60 Minuten. Mehr Vorwarnzeit gibt es für die harten Fälle nicht.

Sonnenwind, Sonnensturm, Flare, CME — was ist der Unterschied?

Diese vier Begriffe werden in Nachrichtenmeldungen munter durcheinandergeworfen. Sie bezeichnen aber völlig verschiedene Dinge, die sich in Geschwindigkeit, Vorwarnzeit und Wirkung deutlich unterscheiden.

Kurz gesagt: Der Sonnenwind ist immer da. Ein Flare ist ein Blitz, ein CME ist ein Wurfgeschoss. Und Sonnensturm ist das, was Journalisten schreiben, wenn ein CME oder ein schneller Strom das Erdmagnetfeld erwischt. Ihren Ursprung haben Flares und CMEs fast immer über großen Sonnenflecken, wo sich Magnetfeldenergie aufstaut und schlagartig entlädt.

Die Parker-Spirale: Warum der Sonnenwind sich aufwickelt

Der Sonnenwind strömt radial nach außen — geradeaus, von der Sonne weg. Das Magnetfeld, das er mitträgt, bleibt aber mit seinem Fußpunkt auf der Sonne verankert. Und die Sonne dreht sich: am Äquator einmal in rund 25 Tagen. Das Ergebnis ist dasselbe wie bei einem rotierenden Rasensprenger — jeder Wassertropfen fliegt geradeaus, der sichtbare Strahl bildet trotzdem eine Spirale.

Diese Parker-Spirale ist der Grund, warum das interplanetare Magnetfeld bei der Erde nicht von der Sonne weg zeigt, sondern in einem Winkel von etwa 45 Grad zur Verbindungslinie Sonne–Erde steht. Bei Jupiter ist die Spirale bereits fast senkrecht dazu aufgewickelt. Praktische Folge: Geladene Teilchen laufen entlang der Feldlinien. Eine Eruption trifft die Erde magnetisch besonders gut, wenn sie im westlichen Teil der Sonnenscheibe stattfindet — dort setzt die Spirale an, die bei uns ankommt.

Der Sonnenwind trifft die Erde: Magnetosphäre, Bugstoßwelle, Schweif

Wenn der Sonnenwind auf die Erde trifft, prallt er nicht auf die Atmosphäre, sondern auf das Erdmagnetfeld. Weil das Plasma elektrisch leitet, kann es die Feldlinien nicht durchdringen — es staut sich davor und wird um die Erde herumgelenkt. So entsteht eine Schutzblase, die Magnetosphäre.

Die Magnetosphäre ist damit alles andere als kugelförmig: Auf der Tagseite ist sie flachgedrückt, auf der Nachtseite zieht sie sich zu einem Schweif, der weiter reicht als die Mondbahn. Ob ein Sonnenwindereignis wirklich Wirkung zeigt, hängt weniger von seiner Geschwindigkeit ab als von der Richtung seines Magnetfelds: Zeigt die Nord-Süd-Komponente Bz nach Süden — also entgegengesetzt zum Erdfeld —, koppeln die Felder aneinander, und Energie strömt in die Magnetosphäre. Ein schneller Wind mit positivem Bz kann dagegen fast wirkungslos vorbeiziehen.

Polarlichter: Sonnenwind, den man sehen kann

Die Teilchen, die entlang der Feldlinien in die Polregionen stürzen, treffen dort in 100 bis 400 Kilometern Höhe auf Sauerstoff- und Stickstoffatome und regen sie zum Leuchten an. Grün kommt von atomarem Sauerstoff in etwa 100–200 km Höhe, das seltene tiefe Rot von Sauerstoff oberhalb von 200 km, violett und blau von Stickstoff.

Wie stark das Polarlichtoval nach Süden wandert, beschreibt der Kp-Index von 0 bis 9. In Deutschland wird es ab etwa Kp 6 bis 7 interessant. Alles Praktische dazu — Vorhersage-Apps, beste Zeiten, Standortwahl — steht ausführlich im Ratgeber Polarlichter in Deutschland; wenn du sie fotografieren willst, hilft Polarlichter fotografieren: Einstellungen für Handy & Kamera.

Was der Sonnenwind mit unserer Technik macht

Am Boden ist der Sonnenwind für Menschen ungefährlich — die Atmosphäre allein wiegt zehn Tonnen pro Quadratmeter über uns. Für Technik sieht die Bilanz anders aus:

• Stromnetze: Schnelle Änderungen des Erdmagnetfelds induzieren in langen Leitungen geomagnetisch induzierte Ströme (GIC). Sie sättigen Transformatorkerne, die dann überhitzen.
• Satelliten: Die aufgeheizte Hochatmosphäre dehnt sich aus, die Reibung in niedrigen Umlaufbahnen steigt. Betroffen sind auch Starlink-Satelliten und die Raumstation ISS, deren Bahn dann häufiger angehoben werden muss.
• Navigation: Eine gestörte Ionosphäre verzögert GPS-Signale unregelmäßig — Positionsfehler von mehreren Metern sind möglich, für Präzisionslandwirtschaft und Vermessung ein Problem.
• Funk: Kurzwelle auf der Tagseite kann für Minuten bis Stunden komplett ausfallen (radio blackout), was besonders die Polarflugrouten betrifft.
• Pipelines: Auch in langen Rohrleitungen fließen induzierte Ströme und beschleunigen die Korrosion.

Wie ernst das werden kann, zeigt ein Blick in die Ereignisgeschichte:

Ohne Schutzschild: Was der Sonnenwind mit Mars und Kometen macht

Was passiert, wenn ein Planet kein globales Magnetfeld hat, zeigt der Mars. Sein Dynamo erlosch vor rund vier Milliarden Jahren. Seitdem trifft der Sonnenwind direkt auf die obere Atmosphäre und reißt sie Teilchen für Teilchen mit sich. Die NASA-Sonde MAVEN hat diesen Verlust seit 2014 vermessen: Der Mars verliert bis heute in der Größenordnung von 100 Gramm Atmosphäre pro Sekunde, bei Sonnenstürmen ein Vielfaches davon. Über Milliarden Jahre summiert sich das zu dem, was einmal eine dichte Lufthülle mit flüssigem Wasser war — heute liegt der Luftdruck bei unter einem Prozent des irdischen.

Auch Kometen machen den Sonnenwind sichtbar. Ein aktiver Komet zeigt zwei Schweife: Der gelblich-weiße Staubschweif folgt gekrümmt der Bahn, weil ihn der Strahlungsdruck des Lichts nur sanft schiebt. Der bläuliche Ionen- oder Plasmaschweif dagegen zeigt immer exakt von der Sonne weg, weil der Sonnenwind die ionisierten Gase direkt mitreißt. Genau diese Beobachtung brachte Ludwig Biermann 1951 auf die Spur: Der Strahlungsdruck des Lichts allein konnte die beobachtete Beschleunigung nicht erklären — es musste einen Teilchenstrom geben. Sieben Jahre vor Parkers Theorie und elf Jahre vor der ersten Messung.

Sonnenwind aktuell: Werte vom 1. August 2026

Die aktuellen Sonnenwind-Daten sind öffentlich und minutenaktuell — gemessen von den Sonden DSCOVR und ACE am Lagrange-Punkt L1. Ein Momentaufnahme-Beispiel:

Zur Einordnung: Der Sonnenzyklus 25 hat sein Maximum im Oktober 2024 überschritten, bleibt aber deutlich aktiver als der schwache Vorgängerzyklus. Ein F10.7-Wert von 147 sfu bedeutet: reichlich aktive Gebiete auf der Sonne — ein ruhiger Sonnenwind an einem einzelnen Tag sagt darüber wenig aus. Die kommenden Jahre bis etwa 2030 laufen auf das nächste Minimum zu.

Die Heliosphäre: Wo der Sonnenwind endet

Der Sonnenwind hört nicht hinter der Erde auf. Er bläst eine gigantische Blase in das interstellare Medium — die Heliosphäre. Ihre Grenze liegt dort, wo der Druck des Sonnenwinds und der Druck des Gases zwischen den Sternen sich die Waage halten. Innerhalb dieser Blase gilt: Der Sonnenwind hat das interstellare Gas verdrängt. Außerhalb beginnt die Milchstraße im engeren Sinn.

Vermessen wurde diese Grenze von genau zwei Objekten. Voyager 1 durchflog den Terminationsschock im Dezember 2004 bei 94 AE und überquerte am 25. August 2012 bei 121,6 AE die Heliopause. Voyager 2 folgte am 5. November 2018 bei rund 119 AE — auf einer ganz anderen Bahn und in einer anderen Phase des Sonnenzyklus, und trotzdem fast auf derselben Distanz. Warum die Blase so symmetrisch ist, ist bis heute nicht abschließend geklärt.

Zur Einordnung der Größenverhältnisse: Selbst 122 AE sind kosmisch betrachtet nichts. Die Oortsche Wolke — die Heimat der langperiodischen Kometen — beginnt erst rund zwanzigmal weiter draußen. Der Sonnenwind endet also lange vor dem eigentlichen Rand des Sonnensystems.

Die Erforschung des Sonnenwinds: von Kometenschweifen zur Sonnenberührung

Den bislang extremsten Rekord hält die Parker Solar Probe: Am 24. Dezember 2024 passierte sie die Sonne in nur 6,1 Millionen Kilometern Abstand von der Oberfläche — mit 692.000 km/h das schnellste je gebaute Objekt. Ihr Hitzeschild wurde dabei rund 980 °C heiß, während die Instrumente dahinter bei Zimmertemperatur weiterarbeiteten.

Kann man den Sonnenwind beobachten?

Direkt sehen kann man den Sonnenwind nicht — er ist zu dünn und leuchtet nicht. Sichtbar sind nur seine Wirkungen und seine Quellen. Drei davon kannst du selbst beobachten:

• Polarlichter — die spektakulärste Wirkung. Bei starken Stürmen bis nach Süddeutschland sichtbar; alles Weitere im Polarlicht-Ratgeber.
• Sonnenflecken — die Quellregionen der Eruptionen. Mit sicherem Sonnenfilter schon im kleinen Teleskop deutlich zu sehen (Ratgeber Sonnenflecken).
• Kometenschweife — der Ionenschweif zeigt die Richtung des Sonnenwinds direkt an. Ein Fernglas genügt, wenn ein heller Komet am Himmel steht.

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Mehr zu Filtern und Zubehör findest du im Überblick Filter für das Teleskop. Wenn du noch kein Instrument hast, hilft der Ratgeber Teleskop kaufen weiter. Und am 12. August 2026 steht mit der totalen Sonnenfinsternis ohnehin der beste Anlass an, sich mit sicherer Sonnenbeobachtung zu beschäftigen.

Häufige Fragen zum Sonnenwind

Ist der Sonnenwind gefährlich für Menschen?

Am Erdboden nicht. Das Erdmagnetfeld lenkt den Sonnenwind ab, und die Atmosphäre bremst die wenigen Teilchen, die durchkommen. Selbst beim Carrington-Ereignis 1859 kam niemand durch Strahlung zu Schaden. Anders sieht es außerhalb dieses Schutzes aus: Astronautinnen und Astronauten auf einer Mondmission oder auf dem Weg zum Mars wären bei einem starken Teilchenereignis ernsthaft gefährdet — deshalb sind Strahlenschutzräume ein zentrales Thema jeder bemannten Marsplanung. Indirekt kann ein extremer Sturm auch auf der Erde gefährlich werden, allerdings über ausgefallene Infrastruktur, nicht über Strahlung.

Was ist der Unterschied zwischen Sonnenwind und Sonnensturm?

Der Sonnenwind ist der Dauerzustand: Er weht immer, mit 300 bis 800 km/s. Ein Sonnensturm ist ein Ereignis — meist ein koronaler Massenauswurf, der als dichte, schnelle Plasmawolke ins Erdmagnetfeld kracht und dort einen geomagnetischen Sturm auslöst. Bildlich: Der Sonnenwind ist der Fluss, der Sonnensturm die Flutwelle.

Was ist der Sonnenwind — für Kinder erklärt?

Die Sonne ist so heiß, dass ständig winzige Teilchen von ihr wegfliegen, viel zu klein, um sie zu sehen. Sie sausen durch das ganze Sonnensystem, auch an der Erde vorbei. Die Erde hat aber einen unsichtbaren Schutzschirm — ihr Magnetfeld. Es lenkt die Teilchen um uns herum, so wie ein Brückenpfeiler das Wasser eines Flusses teilt. Nur an Nordpol und Südpol schlüpfen ein paar Teilchen hinein. Dort stoßen sie gegen die Luft, und die fängt an zu leuchten: Das sind die Polarlichter.

Kühlen Sonnenwinde den Sonnenkern?

Nein — das ist ein verbreiteter Irrtum, der oft als Quizfrage auftaucht. Der Sonnenwind entsteht in der Korona, also ganz außen, und hat mit dem Kern nichts zu tun. Energetisch fällt er kaum ins Gewicht: Seine kinetische Energie entspricht nur rund einem Zehnmillionstel der Strahlungsleistung der Sonne. Und der Kern ist durch die Strahlungszone thermisch so gut isoliert, dass Energie von dort zehntausende Jahre bis an die Oberfläche braucht. Gekühlt wird der Kern durch nichts — er reguliert sich selbst über das Gleichgewicht aus Gravitation und Fusionsrate.

Wie schnell ist der Sonnenwind genau?

Am Ort der Erde typischerweise 300 bis 500 km/s (langsamer Sonnenwind) und 600 bis 800 km/s (schneller Sonnenwind aus koronalen Löchern). Der Mittelwert liegt bei etwa 400 km/s, also rund 1,4 Millionen km/h. Bei extremen koronalen Massenauswürfen wurden über 3.000 km/s gemessen. Zum Vergleich: Ein Passagierflugzeug schafft 0,25 km/s.

Warum ist die Korona heißer als die Sonnenoberfläche?

Das ist das sogenannte Koronaheizungsproblem und noch nicht restlos geklärt. Als Hauptmechanismen gelten Nanoflares — Myriaden winziger magnetischer Kurzschlüsse — sowie Alfvén-Wellen, die Energie aus der Konvektionszone nach oben transportieren. Wichtig ist: Die Korona ist zwar Millionen Grad heiß, aber extrem dünn. Sie enthält kaum Wärmeenergie — ein Teilchen dort ist sehr schnell, aber es gibt fast keine.

Wie viele Tage ist der Sonnenwind bis zur Erde unterwegs?

Bei 400 km/s rund 4 Tage und 8 Stunden, bei schnellem Wind mit 700 km/s etwa 2,5 Tage. Ein sehr schneller koronaler Massenauswurf kann die Strecke in 14 bis 20 Stunden zurücklegen. Das Licht derselben Eruption ist dagegen schon nach 8 Minuten 20 Sekunden da — deshalb sieht man den Flare immer lange vor dem Sturm.

Verliert die Sonne durch den Sonnenwind viel Masse?

Etwa eine Million Tonnen pro Sekunde, also rund 32 Billionen Tonnen im Jahr. Das klingt gewaltig, ist aber gemessen an einer Sonnenmasse von 2 · 10³⁰ Kilogramm verschwindend: In fünf Milliarden Jahren gehen so nur etwa 0,01 Prozent verloren. Deutlich mehr Masse verliert die Sonne durch die Kernfusion selbst — dort werden pro Sekunde rund vier Millionen Tonnen Materie in Energie umgewandelt.

Was ist die Heliosphäre und wie weit reicht sie?

Die Heliosphäre ist die vom Sonnenwind freigeblasene Blase im interstellaren Gas. Ihre Grenze, die Heliopause, liegt nach den Messungen der beiden Voyager-Sonden bei etwa 119 bis 122 Astronomischen Einheiten — rund 18 Milliarden Kilometer. Innerhalb dieser Blase dominiert der Sonnenwind, außerhalb das Medium zwischen den Sternen.

Kann ich den Sonnenwind mit einem Teleskop sehen?

Den Sonnenwind selbst nicht — er ist unsichtbar. Sichtbar sind nur seine Quellen und Wirkungen: Sonnenflecken und Protuberanzen mit sicherem Filter, koronale Strukturen während einer totalen Sonnenfinsternis, der Ionenschweif eines Kometen und natürlich Polarlichter. Die Zahlenwerte selbst liefern Satelliten am Punkt L1, deren Daten jeder frei abrufen kann.

Woher weiß man, dass es den Sonnenwind gibt?

Der erste Hinweis kam 1951 von Ludwig Biermann aus der Beobachtung von Kometenschweifen: Der Ionenschweif zeigt immer exakt von der Sonne weg und reagiert zu schnell, als dass Lichtdruck allein ihn erklären könnte. Eugene Parker lieferte 1958 die Theorie, die sowjetischen Lunik-Sonden 1959 die ersten Messwerte und Mariner 2 im Jahr 1962 den endgültigen Beweis. Heute messen ACE und DSCOVR den Sonnenwind lückenlos rund um die Uhr.