Quelle: Beyond Gravity, 29. November 2024

Wien, 3. Dezember 2024 – Am Mittwoch, dem 4. Dezember, sollen zwei kleine europäische Satelliten für die Mission Proba-3 zur Sonne starten. Der Raketenstart erfolgt von Indien. Die beiden Kleinsatelliten sollen gemeinsam erstmalige Aufnahmen von der Sonne machen und neue Technologien im All testen. Die genaue Position der beiden Raumsonden wird von Navigationsempfängern aus Wien bestimmt. „Wir tragen mit unseren Produkten zum reibungslosen Funktionieren dieser wichtigen europäischen Mission bei, die neue Einblicke in die Sonnenkorona liefern wird“, betont Kurt Kober, Geschäftsführer von Beyond Gravity Austria (vormals RUAG Space), Österreichs größtem Weltraumunternehmen. Derzeit verwenden 25 Satelliten im All Navigationsempfänger von Beyond Gravity. Die Sonnenkorona ist ein Teil der Sonnenatmosphäre und etwa der Ursprung von Sonnenstürmen, die das Funktionieren von Satelliten oder von Kommunikations- und Stromnetzen auf der Erde beeinträchtigen können.

Ein Satellit verdeckt die Sonne für den zweiten Satelliten

Die beiden Raumsonden von Proba-3 fliegen nebeneinander bei der Sonne vorbei. Ein Satellit verfinstert die Sonne, damit der zweite die sonst unsichtbare Sonnenkorona untersuchen kann. Mit einer Genauigkeit von einem Millimeter wird sich eine Raumsonde vor der anderen in etwa 150 Metern Entfernung aufstellen, um ihren Schatten genau auf die andere Sonde zu werfen. Der Schatten, den die erste Sonde wirft, verdeckt das feurige Antlitz der Sonne, so dass die schwache, sie umgebende „koronale“ Atmosphäre sichtbar wird. Die rätselhafte Korona ist der Ursprung des Weltraumwetters, ein Thema von großem wissenschaftlichem und praktischem Interesse. 

Sonnenkorona ist Ursprung von Sonnenstürmen

Die Sonnenkorona ist mehr als eine Million Grad wärmer ist als die darunter liegende Oberfläche der Sonne. Sie ist ein wichtiger Schwerpunkt der wissenschaftlichen Forschung. Einerseits, um unser Verständnis der Sonne zu verbessern. Andererseits als Ursprung des Sonnenwetters, wie koronale Massenauswürfe oder Sonnenstürme.

Proba-Missionen

Die Proba-Missionen sind eine Reihe von IOD-Missionen (In-Orbit-Demonstrationsmissionen) der Europäischen Weltraumorganisation zur Demonstration und Validierung neuer Technologien und Konzepte in der Umlaufbahn. Sie basieren auf Kleinsatelliten.

• Proba-3 wird einen präzisen Formationsflug demonstrieren, bei dem zwei Satelliten zur Beobachtung der inneren Korona der Sonne fliegen.
• Der 2001 gestartete Proba-1 ist ein Erdbeobachtungssatellit mit fortgeschrittener Autonomie an Bord, der ein Hyperspektralinstrument an Bord hat. Er ist seit mehr als 20 Jahren in Betrieb.
• Proba-2, der 2009 gestartet wurde, beobachtet die Sonne mit mehr als 20 technologischen Nutzlasten und wissenschaftlichen Instrumenten.
• Proba-V (für Vegetation), gestartet 2012, sorgt für die multispektrale Kartierung der globalen Vegetation.

Beyond Gravity Austria ist Österreichs größter Weltraumzulieferer

Beyond Gravity Austria (vormals RUAG Space Austria) mit Sitz in Wien-Meidling ist mit rund 50 Millionen Euro Umsatz (2023) und rund 240 Mitarbeitenden das größte österreichische Weltraumtechnikunternehmen. Das Hochtechnologieunternehmen rüstet weltweit Satelliten und Trägerraketen mit Elektronik, Mechanik und Thermalisolation aus und hat eine Exportquote von rund 100 Prozent. Die Firma ist in Europa Marktführer bei Navigationsempfängern, Thermalisolation und Triebwerkssteuerungsmechanismen für Satelliten sowie in den USA für Spezialtransportsysteme für große Satelliten. Als Spin-off der Weltraumaktivitäten produziert das Unternehmen auch Thermalisolation für Anwendungen auf der Erde, zum Beispiel für Magnetresonanztomographen in der Medizintechnik.

Über Beyond Gravity: 1800 Mitarbeitende

Beyond Gravity mit Hauptsitz in Zürich, Schweiz, beschäftigt rund 1800 Mitarbeitende an 14 Standorten in sieben Ländern (Schweiz, Schweden, Österreich, Deutschland, Portugal, USA und Finnland). Beyond Gravity ist der bevorzugte Lieferant von Strukturen für alle Arten von Trägerraketen und führend bei ausgewählten Satellitenprodukten. 2023 erwirtschaftete das Unternehmen einen Umsatz von rund 383 Millionen Schweizer Franken. Mehr Informationen unter: www.beyondgravity.com

Fragen und Antworten der ESA zu Proba-3:

https://www.esa.int/Enabling_Support/Space_Engineering_Technology/Proba_Missions/Proba-3_Frequently_Asked_Questions

ESA über Proba-3:

https://www.esa.int/Enabling_Support/Space_Engineering_Technology/Proba_Missions/About_Proba-3

ESA Mediakit zu Proba-3:

https://esamultimedia.esa.int/docs/technology/esa-proba3_media_kit.pdf

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• ESAs Proba-3-Mission auf PSLV

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Quelle: ESA 8. April 2024.

8. April 2024 – Die Proba-3-Raumsonde „Occulter“ wird etwa 150 m von der zweiten Proba-3-Raumsonde, „Coronograph“ entfernt fliegen. Am vergangenen Mittwoch konnten Medienvertreter*innen in der Redwire Space Facility in Kruibeke, Belgien, die Sonden besichtigen, wo sie vor dem Flug getestet werden. Das Paar wird sich so genau nach der Sonne ausrichten, dass der Occulter einen Schatten auf die Oberfläche der Coronograph-Sonde wirft und somit die Sonne ausblendet und die Sonnenkorona sichtbar macht.

„Die beiden Raumsonden werden sich wie ein riesiges, 150 m langes Instrument verhalten“, erklärt Dietmar Pilz, ESA-Direktor für Technologie, Entwicklung und Qualität. „Dies zu erreichen wird jedoch eine enorme technische Herausforderung sein, denn bei der kleinsten Fehlausrichtung wird es nicht funktionieren. Der Entwicklungsprozess hat entsprechend lange gedauert – er wurde von einem Konsortium kleinerer ESA-Mitgliedstaaten unter der Leitung von Spanien und Belgien durchgeführt – daher freue ich mich sehr, dass Proba-3 heute hier für den Start vorbereitet wird.“

Künstliche Sonnenfinsternisse im Orbit erzeugen
Die Idee dahinter ist nicht neu: Eine zylindrische Apollo-Kapsel versuchte 1975 im Rahmen des Apollo-Sojus-Testprojekts, denselben Prozess mit einem sowjetischen Sojus-Raumfahrzeug durchzuführen. Das Ziel von Proba-3 ist es jedoch, diese künstlichen Sonnenfinsternisse routinemäßig durch präzise Formationsflüge zu erzeugen, und zwar bis zu sechs Stunden am Stück pro 19 Stunden und 36 Minuten Umlaufzeit.

Sonnenfinsternisse enstehen durch einen bemerkenswerten kosmischen Zufall: Die Sonne ist 400-mal größer als unser Mond, aber auch genau 400-mal weiter entfernt. Das bedeutet, dass der Mond, wenn die beiden Körper im Weltraum genau ausgerichtet sind, das feurige Antlitz der Sonne verdeckt und die Sonnenkorona sichtbar macht, die sich Millionen von Kilometern von unserem Mutterstern erstreckt.

Selten gesehene Region unseres Sonnensystems
Diese selten zu sehende Region unseres Sonnensystems ist sowohl wissenschaftlich als auch praktisch von Interesse: Die Korona ist eine Million Grad wärmer als die Oberfläche der darunter liegenden Sonne und sorgt für Sonnenwind und Weltraumwetter, sowie für heftige Auswürfe, die als „koronale Massenauswürfe“ bekannt sind und Weltraumwetter und Sonnenstürme verursachen, die sowohl Satelliten in der Umlaufbahn als auch terrestrische Energie- und Kommunikationsnetze beeinträchtigen können.

Um mehr von der Korona zu sehen, können spezialisierte Teleskope am Boden und in der Umlaufbahn, so genannte „Koronagraphen“, „Bedeckungsscheiben“ einbauen – sorgfältig konstruierte Blenden, die die Sonne innerhalb ihres Sichtfelds abdecken und so eine Sonnenfinsternis imitieren.

Ihre Wirksamkeit wird jedoch durch ein Phänomen namens „Beugung“ eingeschränkt, bei dem Streulicht über die Ränder der Koronografen austritt. Um diesen Effekt zu minimieren, muss die Blende viel weiter vom beobachtenden Koronografen entfernt sein – das ist aber aufgrund der begrenzten Größe von Raumsonden im Weltraum nicht praktikabel.

Gemeinsam stark
Jedenfalls bis jetzt. – Indem die beiden Raumsonden bis auf den Millimeter genau geflogen werden, wird das Hauptinstrument von Proba-3, ASPIICS (Association of Spacecraft for polarimetric and Imaging Investigation of the Corona of the Sun) Daten liefern, als ob es sich an Bord einer einzigen stationären Raumsonde befände, und so einen bisher schwer zugänglichen Untersuchungsbereich zwischen 3 und 1,1 Sonnenradien von der Sonne aus erschließen.

Diese Genauigkeit wird durch die Kombination einer Reihe von immer präziseren Positionierungstechnologien erreicht: Satellitennavigation; funkgestützte Verbindungen zwischen den Satelliten, Kameras für sichtbares Licht, die auf LEDs gerichtet sind, und schließlich ein Laserstrahl, der zwischen den Raumsonden reflektiert wird. Das zweite Instrument von Proba-3 ist ein Radiometer zur Messung der Gesamtenergie der Sonne, die für die Klimamodellierung wichtig ist.

Vollautonomer Formationsflug
Der Formationsflug findet völlig autonom statt und zwar am oberen Ende jeder Umlaufbahn in 60 000 km Höhe, wo die gravitativen, atmosphärischen und magnetischen Störungen minimal sind. Den Rest der Zeit verbringt das Paar in passivem, sicherem Schwebeflug im Orbit.

Wie bei allen ESA-Missionen zur Technologiedemonstration der Familie Proba wird der Erfolgsnachweis in der Qualität der gewonnenen wissenschaftlichen Daten liegen.

Neuartige Weltraummissionen möglich machen
Wenn es gelingt, einen präzisen Formationsflug durchzuführen, würde dies eine völlig neue Ära für Wissenschaft und Transfer ermöglichen. Es könnten Missionen geflogen werden, die viel größer sind als jede einzelne Raumsonde – wie z.B. riesige Funk- und optische Interferometrie-Arrays in der Umlaufbahn –, während ein präzises Rendezvous im Orbit die Wartung von Satelliten in der Umlaufbahn ermöglichen und die Lebensdauer der Weltrauminfrastruktur verlängern würde.

In der Zwischenzeit nutzen die Mitglieder des Proba-3-Wissenschaftsteams die totale Sonnenfinsternis über Nordamerika, um die für die Mission entwickelte Hardware zu testen: Polarisationsfilterräder, die in ASPIICS verwendet werden, sowie eine alternative LED-Technologie.

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• ESAs Proba-3-Mission auf PSLV

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Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung 25. November 2022.

25. November 2022 – Mit Hilfe von Messdaten der amerikanischen Wettersatelliten GOES hat ein Forscherteam unter Leitung des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) einen wichtigen Schritt getan, der Sonne eines ihrer hartnäckigsten Geheimnisse zu entlocken: Wie gelingt es unserem Stern, den Sonnenwind ins All zu schleudern? Die Messdaten erlauben einen einzigartigen Blick auf eine Schlüsselregion in der Sonnenkorona, zu der Forschende bisher kaum Zugang hatten. Dort hat das Team erstmals ein dynamisches Netz langgezogener, verwobener Plasmastrukturen sichtbar gemacht. Zusammen mit Daten anderer Raumsonden und umfangreichen Computersimulationen zeigt sich ein klares Bild: Dort, wo die langen Fäden des koronalen Netzes wechselwirken, entlädt sich magnetische Energie – und Teilchen entweichen ins All. Das Team, zu dem auch Forscher des Southwest Research Institute (Boulder, USA), der Predictive Science Inc. (San Diego, USA) und dem Goddard Space Flight Center der NASA (Greenbelt, USA) gehören, berichtet von seinen Ergebnissen in der heutigen Ausgabe der Fachzeitschrift Nature Astronomy.

Die Wettersatelliten GOES (Geostationary Operational Environmental Satellites) der Wetter- und Ozeanographiebehörde (NOAA) der USA haben traditionell anderes als die Sonne im Sinn. Seit 1974 kreist das Satellitensystem in einer Höhe von etwa 36.000 Kilometern um unseren Planeten und liefert ununterbrochen erdbezogene Daten etwa zur Wetter- und Sturmvorhersage. Im Laufe der Jahre wurde die ursprüngliche Konfiguration um neuere Satelliten erweitert. Die drei jüngsten Mitglieder der Satellitenfamilie, die derzeit in Betrieb sind, sind zusätzlich mit Instrumenten ausgestattet, die zur Vorhersage des Weltraumwetters auf die Sonne schauen. Sie können die ultraviolette Strahlung aus der Korona unseres Sterns abbilden.

Eine besondere Messkampagne fand im August und September 2018 statt. Ihr Ziel war es, die ausgedehnte Sonnenkorona abzubilden. Mehr als einen Monat lang schaute das GOES-Sonneninstrument Solar Ultraviolet Imager (SUVI) nicht nur so wie sonst direkt auf die Sonne, sondern fing auch Aufnahmen ein, die seitlich versetzt waren. „Wir hatten die seltene Gelegenheit, das Instrument auf ungewöhnliche Weise einzusetzen und so eine Region zu beobachten, die noch nicht wirklich erforscht wurde“, sagt Dr. Dan Seaton vom Southwest Research Institute, der während der Beobachtungskampagne als leitender Wissenschaftler für SUVI tätig war. „Wir wussten nicht einmal, ob es funktionieren würde, aber wir wussten, dass wir wichtige Entdeckungen machen würden, wenn es funktioniert.

Durch Zusammensetzen der Bilder aus den verschiedenen Blickwinkeln ließ sich das Sichtfeld des Instrumentes deutlich vergrößern und so erstmals die komplette mittlere Korona, eine Schicht der Sonnenatmosphäre, die 350.000 Kilometer (also etwa einen halben Sonnenradius) oberhalb der sichtbaren Sonnenoberfläche beginnt, im ultravioletten Licht abbilden.

Andere Raumsonden, welche die Sonne untersuchen und Daten aus der Korona sammeln, wie etwa die NASA-Sonde Solar Dynamics Observatory (SDO) oder das Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) von NASA und ESA, blicken in tiefer- oder höherliegende Schichten. „In der mittleren Korona hatte die Sonnenforschung bisher eine Art blinden Fleck. Die GOES-Daten sorgen hier für eine deutliche Verbesserung“, so Dr. Pradeep Chitta vom MPS, Erstautor der neuen Studie. In der mittleren Korona vermuten Forscherinnen und Forscher Prozesse, die den Sonnenwind antreiben und modulieren.

Mit Überschallgeschwindigkeit durchs All
Der Sonnenwind ist eines der raumgreifendsten Merkmale unseres Sterns. Der Strom aus geladenen Teilchen, den die Sonne ins All schleudert, strömt bis an den Rand unseres Sonnensystems und erzeugt so die Heliosphäre, eine Blase dünnen Plasmas, das den Einflussbereich der Sonne markiert. Je nach Geschwindigkeit wird der Sonnenwind in eine schnelle und langsame Komponente unterteilt. Der so genannte schnelle Sonnenwind, der Geschwindigkeiten von mehr als 500 Kilometern pro Sekunde erreicht, stammt aus dem Inneren der koronalen Löcher. Das sind Regionen, die in der ultravioletten Strahlung aus der Korona dunkel erscheinen. Wo der langsame Sonnenwind seinen Ursprung nimmt, ist unklarer. Doch selbst diese langsameren Teilchen rasen mit Überschallgeschwindigkeiten von 300 bis 500 Kilometern pro Sekunde durchs All.

Diese langsame Komponente des Sonnenwindes wirft noch immer viele Fragen auf. Mehr als eine Million Grad heißes Plasma aus der Korona muss der Sonne entkommen, um den langsamen Sonnenwind zu bilden. Welcher Mechanismus ist hier am Werk? Zudem ist der langsame Sonnenwind nicht homogen, sondern offenbart zumindest teilweise eine strahlenartige Feinstruktur. Wo und wie entsteht sie? Diesen Fragen geht die neue Studie nach.

Ein Blick in die mittlere Korona
In den GOES-Daten zeigt sich in Äquatornähe eine Region, die das besondere Interesse der Forscherinnen und Forscher weckte: zwei koronale Löcher, von denen der Sonnenwind ungehindert fortströmt, in unmittelbarer Nachbarschaft zu einem Bereich hoher Magnetfeldstärke. Wechselwirkungen zwischen Systemen wie diesen gelten als mögliche Ausgangspunkte für den langsamen Sonnenwind. Oberhalb dieser Region durchziehen langgezogene, radial nach außen weisende Plasmastrukturen die mittlere Korona. Als koronales Netz bezeichnet das Autorenteam das Phänomen, das mit Hilfe der GOES-Satelliten jetzt erstmals direkt abgebildet wird. Das Netz ist ständig in Bewegung: Seine langgezogenen Strukturen kreuzen einander und gruppieren sich um.

Eine ähnliche Architektur des Sonnenplasmas kennen Forscherinnen und Forscher seit Langem aus der äußeren Korona. Aufnahmen aus diesem Bereich im sichtbaren Licht liefert seit Jahrzehnten der Koronograph LASCO (Large Angle and Spectrometric Coronagraph) an Bord der Raumsonde SOHO, die im vergangenen Jahr ihr 25-jähriges Dienstjubiläum feierte. Die strahlenartigen Ströme in der äußeren Korona deuten Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler als Feinstruktur des langsamen Sonnenwindes, der in der äußeren Korona seine Reise ins All beginnt. Wie die neue Studie nun eindrucksvoll zeigt, herrscht diese Feinstruktur bereits in der mittleren Korona vor.

Einfluss des solaren Magnetfeldes
Um das Phänomen besser zu verstehen, wertete das Forscherteam auch Daten weiterer Raumsonden aus: Der NASA-Sonnenspäher Solar Dynamics Observatory (SDO) ermöglichte den zeitgleichen Blick auf die Oberfläche der Sonne; die Raumsonde STEREO-A, die seit 2006 der Erde auf ihrer Umlaufbahn um die Sonne vorauseilt, bot eine Perspektive von der Seite.

Mit modernen Berechnungsmethoden, die Beobachtungsdaten von der Sonne einbeziehen, können Forscherinnen und Forscher mit Hilfe von Supercomputern realistische 3D-Modelle des schwer fassbaren Magnetfelds in der Sonnenkorona erstellen. In dieser Studie verwendete das Team ein modernes magnetohydrodynamisches (MHD) Modell, um das Magnetfeld und den Plasmazustand der Korona für diesen Zeitraum zu simulieren. „Dies hat uns geholfen, die faszinierende Dynamik, die wir in der mittleren Korona beobachtet haben, mit den vorherrschenden Theorien über die Entstehung des Sonnenwindes zu verbinden“, sagt Dr. Cooper Downs von Predictive Science Inc., der die Computersimulationen durchgeführt hat.

Wie die Rechnungen nahelegen, folgen die Plasmastrukturen des koronalen Netzes dem Verlauf der Magnetfeldlinien. „Wir gehen davon aus, dass sich die Architektur des Magnetfeldes auf den langsamen Sonnenwind überträgt und eine wichtige Rolle bei der Beschleunigung der Sonnenwindteilchen ins All spielt“, so Chitta. Demnach fließt das heiße Sonnenplasma in der mittleren Korona entlang der offenen Magnetfeldlinien des koronalen Netzes. Wo sich die Feldlinien kreuzen und wechselwirken, wird Energie frei.

Viel spricht dafür, dass die Forscherinnen und Forscher einem grundsätzlichen Phänomen auf der Spur sind. „In Phasen hoher Sonnenaktivität treten in Äquatornähe koronale Löcher häufig in unmittelbarer Nachbarschaft zu Gebieten hoher Magnetfeldstärke auf“, so Chitta. „Das koronale Netz, das wir beobachtet haben, dürfte deshalb kein Einzelfall sein“, fügt er hinzu.

Weitere und detaillierte Erkenntnisse erhofft sich das Team von künftigen Sonnenmissionen. Einige von ihnen wie etwa die für 2024 geplante ESA-Mission Proba-3 sind mit Instrumenten ausgerüstet, die speziell die mittlere Korona ins Visier nehmen. Das MPS ist an der Verarbeitung und Auswertung der Daten beteiligt. Zusammen mit Messdaten von bereits aktiven Sonden wie der Parker Solar Probe der NASA und dem Solar Orbiter der ESA, die die Verbindungslinie zwischen Sonne und Erde verlassen, wird so ein besseres Verständnis der dreidimensionalen Struktur des koronalen Netzes möglich.

Originalpublikation:
L.P. Chitta, D.B. Seaton, C. Downs, C.E. DeForest, A.K. Higginson:
Direct observations of a complex coronal web driving highly structured slow solar wind,
Nature Astronomy, 24. November 2022, https://www.nature.com/articles/s41550-022-01834-5

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Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung 12. September 2022.

12. September 2022 – Während des bisher engsten Vorbeiflugs der ESA-Raumsonde Solar Orbiter an der Sonne im Frühjahr dieses Jahres wurde der Koronograph Metis Zeuge eines kuriosen Schauspiels in der Korona: einer S-förmigen, einige hunderttausend Kilometer großen Plasmastruktur, die sich mit hoher Geschwindigkeit von der Sonne wegbewegt. Eine Forschergruppe, zu denen Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen zählen, halten dies für die Aufnahme eines so genannten „Switchbacks“. Das Phänomen ist seit Jahrzehnten aus Sonnenwindmessungen bekannt, wo es sich als kurzzeitige Umkehr des Magnetfeldes zeigt. Die Messdaten von Solar Orbiter und neue Modellrechnungen ermöglichen es nun erstmals, dem Ursprung des Phänomens bis hinunter in die untere Korona nachzuspüren. Wie das Team heute in der Fachzeitschrift „The Astrophysical Journal Letters“ berichtet, lösen dort Umstrukturierungen im solaren Magnetfeld die Switchbacks aus.

Das Magnetfeld der Sonne macht sich nicht nur in ihrer unmittelbaren Umgebung bemerkbar. Der Sonnenwind, der stetige Strom geladener Teilchen von der Sonne, trägt es weit in den Weltraum hinaus und erzeugt so die Heliosphäre, den magnetischen Einflussbereich der Sonne. Plötzliche, lokal auftretende Umkehrungen des Magnetfeldes sind dabei offenbar keine Seltenheit. In großer Nähe zur Sonne ist das Phänomen der NASA-Raumsonde Parker Solar Probe in den vergangenen Jahren häufig begegnet. Auch die deutsch-amerikanischen Zwillingssonden Helios I und II sowie die NASA-Sonde Ulysses fingen in den 70er und 90er Jahren in deutlich größerem Abstand zur Sonne vereinzelt entsprechende Messdaten ein. Die so gennannten Switchbacks dauern höchstens einige Stunden an, haben eine S-förmige Gestalt und gehen oftmals mit Beschleunigungen des Sonnenwindes einher. Ihr Ursprung blieb jedoch bisher weitestgehend unklar.

Die neuen Messungen von Solar Orbiter, die heute veröffentlicht werden, bringen neue Erkenntnisse – auch weil sich die Beobachtungen der ESA-Sonde fundamental von denen ihrer sonnenforschenden Vorgänger unterscheiden. Bei den bisherigen Begegnungen mit Switchbacks handelte es sich um in situ-Messungen: Die Raumsonden durchflogen den Sonnenwind und zeichneten die Stärke und Richtung des Magnetfeldes am eigenen Standort auf. Solar Orbiter hingegen ist auch mit Teleskopen und Kameras ausgerüstet und kann so das Phänomen in seiner Gesamtheit abbilden.

Langgestreckte, gebogene Plasmastruktur
Dies gelang dem Solar Orbiter-Koronograph Metis am 25. März dieses Jahres, einen Tag bevor die Raumsonde ihren bisher sonnennächsten Punkt erreichte. Weniger als 48 Millionen Kilometer trennten Solar Orbiter zu diesem Zeitpunkt von der Sonne. Der Koronograph deckt die helle Sonnenscheibe sowie die innere Atmosphäre der Sonne ab und macht so Vorgänge in der deutlich lichtschwächeren äußeren Atmosphäre sichtbar. Am MPS wurden die Kameras des Instrumentes entwickelt und gebaut.

In den jetzt veröffentlichten Aufnahmen ist eine langestreckte, S-förmig gebogene Plasmastruktur zu erkennen, die zunächst in einer Höhe von 2,6 Sonnenradien oberhalb der Sonnenoberfläche auftritt. Mit einer Geschwindigkeit von mindestens 290.000 Kilometern pro Stunde bewegt sie sich radial von der Sonne weg, wobei sich ein kleiner Teil der Struktur in entgegengesetzter Richtung auszubreiten scheint.

„Die große Stärke von Solar Orbiter ist, dass die Raumsonde mit Instrumenten ausgerüstet ist, die gleichzeitig in unterschiedliche Schichten der Sonne schauen können“, erklärt Dr. Luca Teriaca vom MPS, Co-Principal Investigator von Metis und Ko-Autor der aktuellen Studie. „So konnten wir den Switchback erstmals bis zu seinem Ursprung verfolgen“, fügt er hinzu. Denn auch der Extreme Ultraviolet-Imager (EUI) von Solar Orbiter war am 25. März eingeschaltet. Das Instrument, zu dem das MPS eines von drei Teleskopen beigesteuert hat, fängt die extrem kurzwellige ultraviolette Strahlung aus der inneren Korona ein. Sein Sichtfeld liegt somit deutlich näher an der Oberfläche der Sonne als das von Metis.

Die EUI-Aufnahmen vom 25. März zeigen unterhalb des Switchbacks ein wahres Feuerwerk heller Plasmabögen, die sich von der Sonnenoberfläche bis in die innere Korona erstrecken. Wie auch hier treten solche koronalen Bögen häufig in Zusammenhang mit aktiven Regionen, Gebieten starker Magnetfeldstärke an der Oberfläche der Sonne, auf. Das Plasma strömt dort entlang der gebogenen, geschlossenen Feldlinien des Sonnenmagnetfeldes.

Umbauarbeiten im Magnetfeld
Um zu verstehen, wie die Beobachtungen von EUI und Metis zusammenpassen, hat das Team umfangreiche magnetohydrodynamische Modellrechnungen durchgeführt. Auf diese Weise konnten die Forscherinnen und Forscher sowohl die Architektur des solaren Magnetfeldes zum Zeitpunkt des Switchbacks berechnen, als auch die Entwicklung und Ausbreitung der kuriosen Struktur selbst nachvollziehen.

„Die Berechnungen deuten darauf hin, dass sich Switchbacks dort bilden, wo sich das Magnetfeld oberhalb einer aktiven Region neu formiert“, so MPS-Wissenschaftlerin und Ko-Autorin Dr. Regina Aznar Cuadrado. In direkter Nachbarschaft zu den geschlossenen Magnetfeldlinien fand das Team offene Feldlinien, die weit ins All reichen. Dort, wo beide Arten von Magnetfeldlinien interagieren, strukturiert sich das Magnetfeld um; die freiwerdende Energie wird in Form einer S-förmigen Störung im Plasma freigesetzt.

„Switchbacks gehen oftmals mit einem lokalen Anstieg der Sonnenwindgeschwindigkeit einher“, ordnet MPS-Wissenschaftler und Ko-Autor Prof. Dr. Hardi Peter die neuen Ergebnisse ein. „Die aktuelle Studie kann deshalb möglicherweise helfen zu verstehen, wie der Sonnenwind ins All beschleunigt wird“, fügt er hinzu.

Von der Korona bis in die Heliosphäre
Das Team hofft nun darauf, das Solar Orbiter in den kommenden Monaten Zeuge weiterer Switchbacks wird. Im Idealfall breitet sich die Plasmastörung dann in Richtung der Raumsonde aus und erreicht sie schließlich. Auf diese Weise könnten nicht nur Solar Orbiter’s Teleskope, sondern auch die in situ-Instrumente Messdaten einfangen – und das Phänomen erstmals von seinem Entstehungsort bis in die Heliosphäre nachverfolgen.

Originalveröffentlichung
Daniele Telloni et al.: Observation of magnetic Switchback in the Solar Corona, The Astrophysical Journal Letters, Vol. 936, Nr. 2, dx.doi.org/10.3847/2041-8213/ac8104,
https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/ac8104,
pdf: https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/ac8104/pdf.

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• Solar Orbiter (SolO) auf Atlas V (411)

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Quelle: HZDR – Helmholtz-Zentrum Dresden-Rossendorf.

3. Januar 2022 – Warum die Sonnenkorona Temperaturen von mehreren Millionen Grad Celsius erreicht, ist eines der großen Rätsel der Sonnenphysik. Eine „heiße“ Spur zur Erklärung dieses Effekts führt in einen Bereich der Sonnenatmosphäre, der direkt unterhalb der Korona liegt und in dem sich Schall- und bestimmte Plasmawellen gleich schnell bewegen. In einem Experiment mit dem geschmolzenen Alkalimetall Rubidium und gepulsten hohen Magnetfeldern hat ein Team des Helmholtz-Zentrums Dresden-Rossendorf (HZDR) ein Labormodell entwickelt und das theoretisch vorhergesagte Verhalten dieser Plasmawellen – sogenannter Alfvénwellen – erstmals experimentell bestätigt, wie die Forscher in der Fachzeitschrift Physical Review Letters (DOI: 10.1103/PhysRevLett.127.275001) berichten.

Im Zentrum unserer Sonne ist es mit 15 Millionen Grad Celsius unvorstellbar heiß. An ihrer Oberfläche strahlt sie ihr Licht bei vergleichsweise moderaten 6.000 Grad Celsius ab. „Umso erstaunlicher ist es, dass in der darüber liegenden Sonnenkorona plötzlich wieder Temperaturen von mehreren Millionen Grad vorherrschen“, sagt Dr. Frank Stefani. Sein Team forscht am HZDR-Institut für Fluiddynamik zur Physik von Himmelskörpern – darunter auch unser Zentralgestirn. Für Stefani ist das Phänomen der Koronaheizung nach wie vor eines der großen Rätsel der Sonnenphysik, das ihm in Gestalt einer ganz einfachen Frage immer wieder durch den Sinn geht: „Warum ist der Topf wärmer als der Herd?“

Dass für die Heizung der Korona Magnetfelder eine dominierende Rolle spielen, ist in der Sonnenphysik inzwischen weitgehend akzeptiert. Umstritten bleibt jedoch, ob dieser Effekt hauptsächlich durch eine plötzliche Änderung von Magnetfeldstrukturen im Sonnenplasma oder durch die Dämpfung verschiedener Wellenarten zu Stande kommt. Die neue Arbeit des Dresdner Teams nimmt die sogenannten Alfvénwellen in den Blick, die unterhalb der Korona im heißen und von Magnetfeldern durchdrungenen Plasma der Sonnenatmosphäre auftreten. Die auf die ionisierten Teilchen des Plasmas einwirkenden Magnetfelder ähneln dabei einer Gitarrensaite, deren Spiel eine Wellenbewegung auslöst. So wie die Tonhöhe einer angeschlagenen Saite mit ihrer Spannung steigt, wächst die Frequenz und die Ausbreitungsgeschwindigkeit der Alfvénwelle mit der Stärke des Magnetfelds.

„Unterhalb der Korona liegt der sogenannte magnetische Baldachin, eine Schicht, in der Magnetfelder weitgehend parallel zur Sonnenoberfläche ausgerichtet sind. Hier haben Schall- und Alfvénwellen in etwa die gleiche Geschwindigkeit und können sich deshalb leicht ineinander umwandeln. Genau an diesen magischen Punkt wollten wir vordringen – dahin, wo die schockartige Verwandlung der magnetischen Energie des Plasmas in Wärme ihren Anfang nimmt“, umreißt Stefani das Ziel seines Teams.

Ein gefährliches Experiment?
Schon bald nach ihrer Vorhersage 1942 waren die Alfvénwellen in ersten Flüssigmetall-Experimenten nachgewiesen und später in aufwändigen plasmaphysikalischen Anlagen detailliert untersucht worden. Nur die für die Koronaheizung als entscheidend eingestuften Bedingungen des magnetischen Baldachins blieben für die Experimentatoren bisher unzugänglich. Einerseits ist in großen Plasmaexperimenten die Alfvéngeschwindigkeit typischerweise deutlich höher als die Schallgeschwindigkeit. Andererseits lag sie in allen bisherigen Flüssigmetall-Experimenten deutlich darunter. Der Grund dafür: die mit etwa 20 Tesla relativ niedrige Magnetfeldstärke üblicher supraleitender Spulen mit konstantem Feld.

Wie aber sieht es mit gepulsten Magnetfeldern aus, wie sie am Hochfeld-Magnetlabor Dresden (HLD) des HZDR mit Maximalwerten von nahezu 100 Tesla erzeugt werden können? Das entspricht etwa dem Zweimillionenfachen der Stärke des Erdmagnetfelds: Würden es diese extrem hohen Felder den Alfvénwellen gestatten, die Schallmauer zu durchbrechen? Durch einen Blick auf die Eigenschaften von Flüssigmetallen war im Vorfeld bekannt, dass das Alkalimetall Rubidium diesen magischen Punkt tatsächlich schon bei 54 Tesla erreicht.

Doch Rubidium entzündet sich spontan an der Luft und reagiert äußerst heftig mit Wasser. Dem Team kamen deshalb zunächst Bedenken, ob ein solch gefährliches Experiment überhaupt ratsam sei. Die Zweifel wurden schnell zerstreut, erinnert sich Dr. Thomas Herrmannsdörfer vom HLD: „Unsere Energieversorgungsanlage zum Betreiben der Pulsmagnete setzt in Sekundenbruchteilen 50 Megajoule um – damit könnten wir theoretisch ein Verkehrsflugzeug in Sekundenbruchteilen zum Starten bringen. Als ich den Kollegen erklärte, dass mich da ein Tausendstel dieses Betrags an chemischer Energie des flüssigen Rubidiums nicht sonderlich beunruhigt, hellten sich ihre Mienen sichtlich auf.“

Gepulst durch die Magnetschallmauer
Trotzdem war es bis zum erfolgreichen Experiment noch ein steiniger Weg. Wegen der im gepulsten Magnetfeld entstehenden Drücke von bis zum Fünfzigfachen des atmosphärischen Luftdrucks muss die Rubidiumschmelze von einem stabilen Edelstahlcontainer umschlossen sein, zu dessen Befüllung eigens ein erfahrener Chemiker aus dem Ruhestand geholt wurde. Durch die Einspeisung von Wechselstrom am unteren Ende des Containers bei gleichzeitiger Einwirkung des Magnetfelds gelang schließlich die Erzeugung von Alfvénwellen in der Schmelze, deren Aufwärtsbewegung mit der erwarteten Geschwindigkeit gemessen wurde.

Das Neue: Während bis zur magischen Feldstärke von 54 Tesla alle Messungen durch die Frequenz des Wechselstrom-Signals dominiert waren, tauchte genau an diesem Punkt ein neues Signal mit halbierter Frequenz auf. Diese plötzlich einsetzende Periodenverdopplung war in perfekter Übereinstimmung mit den theoretischen Vorhersagen. Die Alfvénwellen von Stefanis Team hatten die Schallmauer erstmals durchbrochen. Obwohl sich noch nicht alle beobachteten Effekte so problemlos erklären lassen, trägt die Arbeit ein wichtiges Detail zur Lösung des Rätsels der Koronaheizung bei. Für die Zukunft planen die Forscher detaillierte numerische Analysen und weitere Experimente.

Und auch anderenorts wird am Heizmechanismus der Korona geforscht: So sollen die Raumsonden „Parker Solar Probe“ und „Solar Orbiter“ aus nächster Nähe neue Einsichten gewinnen.

Publikation:
F. Stefani, J. Forbriger, Th. Gundrum, T. Herrmannsdörfer, J. Wosnitza: Mode Conversion and Period Doubling in a Liquid Rubidium Alfvén-Wave Experiment with Coinciding Sound and Alfvén Speeds, in Physical Review Letters, 2021 (DOI: 10.1103/PhysRevLett.127.275001)

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Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung.

Zu den spannendsten Entdeckungen der ESA-Raumsonde Solar Orbiter gehören kleine, hell aufleuchtende Regionen in der heißen Sonnenkorona, die anderen Raumsonden bisher entgangen waren. Die Mini-Strahlungsausbrüche finden sich in Messdaten des Extreme-Ultraviolet Imagers (EUI), die während der Inbetriebnahme des Instrumentes im All im vergangenen Jahr entstanden. Auf der Jahrestagung der European Geosciences Union (EGU) stellen das EUI-Team, zu dem Forscherinnen und Forscher des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen gehören, und eine weitere Forschergruppe unter MPS-Leitung jetzt erste Untersuchungen und Simulationen des Phänomens vor. Die kleinsten Strahlungsausbrüche treten deutlich häufiger auf als ihre bereits bekannten größeren Verwandten. Sie könnten eines der fehlenden Puzzleteile sein, die nötig sind, die unfassbar heißen Temperaturen in der Sonnenkorona zu erklären.

Streng genommen ist das Solar Orbiter-Instrument EUI noch gar nicht im Dienst. Regelmäßige wissenschaftliche Messungen sind erst ab Ende dieses Jahres vorgesehen, wenn die Raumsonde ihre anvisierte, stark ellipsenförmige Umlaufbahn um die Sonne erreicht haben wird. Doch schon die Daten, die während der technischen Inbetriebnahme des Instrumentes im vergangenen Jahr abfielen, wurden mit Spannung erwartet. Schließlich zeigen die 50 Bilder, die EUI auf etwa halbem Weg zwischen Erde und Sonne aufgenommen hat, die heiße, äußere Hülle der Sonne, die so genannte Korona, in bisher nahezu unerreichter Detailschärfe.

Darin zu erkennen sind zwischen 400 und 4000 Kilometer große Bereiche, die für kurze Zeit extrem kurzwelliges ultraviolettes Licht hoher Intensität abstrahlen. In den Aufnahmen erscheinen sie als winzige, helle Flecken. „Größere Strahlungsausbrüche dieser Art kennen wir bereits aus den Messdaten anderer Raumsonden“, ordnet MPS-Wissenschaftler Dr. Udo Schühle aus dem Führungsteam von EUI die Beobachtungen ein. „Die kleinsten haben wir nun zum ersten Mal gesehen.“ Die EUI-Wissenschaftlerinnen und -Wissenschaftler bezeichnen die hell aufblitzenden Bereiche als „Lagerfeuer“.

Die Eigenschaften von 1500 solcher Lagerfeuer hat das Team unter Leitung von Dr. David Berghmans von der Königlichen Sternwarte von Belgien nun untersucht und bietet damit die bisher umfassendste Charakterisierung des Phänomens. Die entsprechende Studie erscheint demnächst in der Fachzeitschrift Astronomy & Astrophysics. Demnach dauern die Strahlungsausbrüche nicht mehr als wenige Minuten an. „Sie erreichen Temperaturen von mehr als eine Million Grad; viele haben eine längliche, gebogene Form“, beschreibt MPS-Wissenschaftler Dr. Luca Teriaca aus dem EUI-Team.

Zudem konnten die Forscherinnen und Forscher für einige der Lagerfeuer berechnen, dass sie in der unteren Sonnenkorona, also etwa 1000 bis 5000 Kilometer über der sichtbaren Oberfläche der Sonne, auftreten. Dafür wertete das EUI-Team weniger hoch aufgelösten Aufnahmen der NASA-Sonde Solar Dynamics Observatory (SDO) aus, die zeitgleich entstanden und die die Lagerfeuer aus einem zweiten Blickwinkel zeigen.

Rätselhafter Temperaturanstieg
Die Region zwischen der unteren und der oberen Sonnenatmosphäre fasziniert Sonnenphysikerinnen und Sonnenphysiker seit Langem. Dort steigt die Temperatur sprunghaft an: von einigen tausend Grad auf mehr als eine Million. Nach wie vor ist ungeklärt, welche Prozesse die dafür notwendige Energie liefern und in Wärme umwandeln. Verschiedene Wellenphänomene, Spikulen, magnetische Prozesse und Strahlungsausbrüche sind nur einige der Verdächtigen.

„Wie wir jetzt sehen, kommen die kleinsten, bisher unentdeckten Strahlungsausbrüche deutlich häufiger vor als die größeren“, erklärt EUI-Teammitglied Dr. Regina Aznar Cuadrado vom MPS. „Es könnte sein, dass ihr Einfluss auf die Koronaheizung bisher unterschätzt wurde“, fügt sie hinzu.

„Um zu bewerten, welche Rolle die Lagerfeuer wirklich spielen, müssen wir zunächst verstehen, welche physikalischen Prozesse ihnen zugrunde liegen“, sagt MPS-Wissenschaftler Prof. Dr. Hardi Peter, einer der Autoren einer zweiten Studie, die demnächst ebenfalls in der Zeitschrift Astronomy & Astrophysics erscheint. Im Computermodell simulierte die Gruppe das Zusammenspiel aus heißem Plasma und Magnetfeldern im Bereich zwischen der Oberfläche der Sonne bis hin zur Korona und berechnete dann, wie sich ihre künstlich geschaffene Sonnenatmosphäre in Messungen von EUI darstellen würden. „Ganz gezielt haben wir die Perspektive von EUI eingenommen, um unsere Rechnungen mit den aktuellen Messdaten in Beziehung zu setzen“, so Erstautor Yajie Chen, der an der Universität Peking und am MPS forscht.

Wo sich magnetische Feldlinien kreuzen
Auch in der simulierten Sonnenatmosphäre blitzen die kleinen Lagerfeuer auf. Die hellsten von ihnen unterzogen die Forscher einer eingehenden Prüfung und schauten besonders genau auf ihre Umgebung: Welche Prozesse spielen sich dort ab? Wie verändern sich die magnetischen Eigenschaften der Sonnenatmosphäre dort?

In den meisten Fällen entstehen die Strahlungsausbrüche, wenn sich zwei Bündel beinahe gleich gerichteter magnetischer Feldlinien, die bogenförmig in die Sonnenatmosphäre ragen, kreuzen und wechselwirken. An ihrer Schnittstelle wird genug Energie frei, das Sonnenplasma dort auf mehr als eine Million Grad zu heizen. „Die Lagerfeuer, die EUI misst, sind sozusagen nur die sichtbare Spitze des Eisbergs“, beschreibt Peter. Auslöser sind Umstrukturierungen im Magnetfeld der Sonne, die sich unterhalb abspielen.

Durchaus denkbar ist, dass die Korona noch kleinere Strahlungsausbrüche kennt, die weder EUI noch die Computersimulationen derzeit abbilden können. Wie stark kleine und kleinste Lagerfeuer zur Heizung der Korona beitragen, hänge jedoch nicht allein von ihrer Häufigkeit ab, so Peter. Ebenso wichtig sei, wie viel Energie sie zur Gesamtenergiebilanz der Korona beitragen. Dieser Frage wollen die Forscher in ihren nächsten Simulationen nachgehen.

Originalveröffentlichung
D. Berghmans et al.:
Extreme-UV quiet Sun brightenings observed by the Solar Orbiter/EUI,
accepted for publication in Astronomy & Astrophysics

Y. Chen et al.:
Transient small-scale brightenings in the quiet solar corona: A model for campfires observed with Solar Orbiter
accepted for publication in Astronomy & Astrophysics

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Quelle: Christian-Albrechts-Universität zu Kiel (CAU).

Viel zu tun hatten die Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler der Christian-Albrechts-Universität zu Kiel (CAU) seit dem Start der ESA-Weltraummission Solar Orbiter im Februar 2020. Trotz der Corona-bedingten Widrigkeiten konnten sie ihre Instrumente an Bord der Raumsonde in Betrieb nehmen und erste Daten analysieren. Das Besondere: Die Messungen stehen der gesamten wissenschaftlichen Community online zur Verfügung.

„Wir sind jetzt soweit, dass wir unsere ersten Daten am Datenzentrum der Europäischen Weltraumorganisation ESA online gestellt haben. Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler auf der ganzen Welt können diese neuen und einzigartigen Daten nun analysieren und neue Erkenntnisse gewinnen. So kann die solare Korona Elektronen und Ionen mit großer Energie beschleunigen, zum Teil fast auf Lichtgeschwindigkeit“, erklärt Professor Robert Wimmer-Schweingruber, der den Kieler Beitrag geleitet hat. Dass die Daten bereits sieben Monate nach dem Start der Raumsonde und drei Monate nach der Kalibrierungsphase veröffentlicht werden, sei außergewöhnlich. Denn nicht nur der Zeitraum der Testphase, während der die Instrumente unter Weltraumbedingungen im Realbetrieb erprobt werden, war sehr kurz. Die Instrumententeams haben jetzt nur noch 90 Tage Zeit, um die Rohdaten zu kalibrieren und in eine Form zu bringen, die Externe verarbeiten können.

„Diese Frist wäre selbst in normalen Zeiten eine Herausforderung gewesen, mit der Corona-Pandemie waren die Teams ganz besonders gefordert“, erklärt der Kieler Wissenschaftler. So fliegt Solar Orbiter beispielsweise auf einer hoch-elliptischen Bahn um die Sonne und wird mehrere Swing-by-Manöver nutzen, um bis auf 0,28 astronomische Einheiten an die Sonne heranzukommen. Im entferntesten Punkt von der Sonne wird sie fast eine astronomische Einheit von ihr entfernt sein. Die so variablen Bedingungen stellen ganz besondere Anforderungen an die Instrumente und deren Einstellungen, die sorgfältig optimiert werden mussten. „Dies während Covid-19-Zeiten zu erreichen war eine riesige Herausforderung“, sagt Dr. Yannis Zouganelis, stellvertretender Projektwissenschaftler der ESA. „Aber wir sind jetzt soweit, dass wir die Daten wie geplant an die wissenschaftliche Community übergeben können, damit diese daran wissenschaftliche Untersuchungen vornehmen kann.“ Das enge Zusammenspiel zwischen Wissenschaftlern, Ingenieurinnen, Operateuren der Raumsonde und der Verfügbarkeit der großen Radioantennen musste trotz der neuen Arbeitsbedingungen einwandfrei und auf Anhieb funktionieren, „denn die Raumsonde war ja unterwegs und konnte nicht mehr aufgehalten werden“, fasst Robert Wimmer-Schweingruber die besonderen Schwierigkeiten zusammen.

„Unser Ziel war es immer, unsere Daten möglichst schnell zu veröffentlichen, damit die Forschungsgruppen auf der ganzen Welt an möglichst aktuellen Daten arbeiten können“, bekräftigt Wimmer-Schweingruber. Bei den meisten Weltraummissionen werden die Daten gewöhnlich erst ein halbes oder gar ein ganzes Jahr nach Erhalt auf der Erde veröffentlicht, um den Teams, die die Instrumente gebaut haben, eine exklusive Frist für die Analyse einzuräumen.

Bei Solar Orbiter waren sich die Forschenden einig, dass dies sehr viel schneller gehen muss. „Wir wollen, dass Solar Orbiter eine der offensten Weltraummissionen wird. Das heißt offen für die ganze Welt, nicht nur für die Instrumententeams“, sagt Yannis Zouganelis. In ersten virtuellen Workshops, in denen die neuen Daten vorgestellt wurden, nahmen etwa zehnmal mehr Interessentinnen und Interessenten teil, als in den Instrumententeams arbeiten. „Je mehr Leute unsere Daten verwenden, desto mehr erhöht sich die wissenschaftliche Ausbeute von Solar Orbiter,“ freut sich Wimmer-Schweingruber.

Am heutigen Tag (30. September 2020) werden auch alle Beschreibungen der zehn Instrumente auf Solar Orbiter und der Raumsonde und des Missionskonzeptes im Fachjournal Astronomy and Astrophysics veröffentlicht. „Diese Informationen sind unverzichtbar, um eine verlässliche Analyse der Daten zu gewährleisten. Auch in zehn Jahren, wenn die Ingenieurinnen und Ingenieure, die die Instrumente gebaut haben schon längst wieder an anderen Projekten arbeiten“ so Wimmer-Schweingruber.

Die Arbeiten an der CAU wurden unter Förderkennzeichen 50OT1702 durch das Bundesministerium für Wirtschaft und Energie aufgrund eines Beschlusses des Deutschen Bundestages gefördert.

Die neu veröffentlichen Daten sind online verfügbar:
http://soar.esac.esa.int/soar/

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Ein Beitrag von Thomas Weyrauch. Quelle: ISRO

Aktuell geht die ISRO von einem Start 2019 oder 2020 vom Satish Dhawan Space Center (SDSC) auf Sriharikota an Indiens Südküste aus. Als Trägerrakete für das Sonnenobservatorium soll eine des Typs PSLV-XL zum Einsatz kommen.

Anfangs sah der Missionsentwurf für das Observatorium nur ein zentrales Instrument vor, einen Koronographen namens Visible Emission Line Coronagraph (VELC). Zwischenzeitlich wurde das Aufgabenfeld von ADITYA L1 deutlich erweitert, die Satellitenmasse ist merklich angestiegen.

Als Arbeitsorbit der zunächst ADITYA 1 genannten Mission mit einem Raumfahrzeug mit einer Masse im Bereich von 400 Kilogramm war anfänglich ein polarer in rund 800 Kilometern über der Erde vorgesehen. Nach neuesten Angaben der ISRO will man das Sonnenobservatorium künftig beim Lagrange Punkt L1 zwischen Sonne und Erde betreiben. Deshalb wird das Observatorium nun ADITYA L1 genannt.

Ein Orbit um den Lagrange Punkt L1 in rund 1,5 Millionen Kilometern Abstand von der Erde hat den Vorteil eines zeitlich uneingeschränkten Blicks Richtung Sonne, ohne dass sich das Observatorium durch den Erdschatten bewegt.

Die von den Messungen von ADITYA L1 erhofften Daten sollen bei der Beantwortung der Fragen helfen, welche physikalischen Prozesse für die Aufheizung der Korona unseres Zentralgestirns sorgen (Temperaturen zwischen ein und zwei Millionen Grad Celsius), den Sonnenwind auf bis zu 1000 km/s beschleunigen und die koronalen Masseauswürfe (coronal mass ejections, CMEs) verursachen.

Mit der erweiterten Instrumentierung des Sonnenobservatoriums wird es außerdem möglich sein, die unterste Schicht der „Atmosphäre“ der Sonne, die Photosphäre in den Bereichen weicher und harter Röntgenstrahlung zu beobachten und die an die Photosphäre anschließende, außen in die Korona übergehende Chromosphäre im Bereich des Ultravioletten Lichts (UV) zu untersuchen.

Teilchendetektoren werden den von der Sonne kommenden Partikelfluss um das Observatorium auf seiner Bahn um den L1-Punkt erfassen können und Magnetometer werden in der Lage sein, die Feldstärke des von der Sonne erzeugten Magnetfelds im Bereich der Bahn des Observatoriums zu ermitteln. Teilchendetektoren und Magnetometer wären laut ISRO auf einer erdnahen Umlaufbahn in rund 800 Kilometern über der Erde nicht sinnvoll zu betreiben gewesen, da sie sich dort im unmittelbaren Einflussbereich des Erdmagnetfeldes befunden hätten.

Die umfangreiche Instrumentierung wird nach Angaben der ISRO Sonnenforschern verschiedenster Institutionen aus Indien Gelegenheit geben, weltraumgestützte Instrumente zur Beobachtung der Sonne einzusetzen.

Im einzelnen besteht die für ADITYA L1 vorgesehene Instrumentenausstattung nach aktueller Planung aus den folgenden Geräten:

Visible Emission Line Coronagraph (VELC)
Der Koronograph VELC ist für das Studium der Korona der Sonne gadacht. Außerdem soll er der Untersuchung der Dynamik und der Quelle von CMEs dienen. Um seine Aufgaben zu erfüllen, ist er vierkanalig ausgelegt. Drei der Kanäle decken Bereiche des sichtbaren Lichts ab, eine Kanal liegt im Infraroten (IR). Der Koronograph wird entwickelt und betreut vom Indischen Astrophysikalischen Institut (Indian Institute of Astrophysics, IIA) aus Bangalore.

Solar Ultraviolet Imaging Telescope (SUIT)
Mit dem UV-Teleskop SUIT will man Photosphäre und Chromosphäre der Sonne im nahen UV auf Wellenlängen zwischen 200 und 400 Nanometern beobachten und Variationen in der von der Sonne ausgesandten Strahlung ermitteln. Das Teleskop wird betreut vom Interuniversitären Zentrum für Astronomie und Astrophysik Pune (Inter University Centre for Astronomy and Astrophysics, IUCAA).

Plasma Analyser Package for Aditya (PAPA)
PAPA wird sich laut Plan mit den Sensoren SWEEP (Solar Wind Electron Energy Probe) und SWICAR (Solar Wind Ion Composition AnalyseR) der Energieverteilung im Sonnenwind und seiner Zusammensetzung in einem Energiebereich zwischen 0,01 und 3 keV annehmen. Mütter und Väter des Plasmaanalysepackets PAPA sitzen im Labor für Weltraumphysik (Space Physics Laboratory, SPL) des Vikram Sarabhai Raumfahrtzentrum (Vikram Sarabhai Space Centre, VSSC) aus Thiruvananthapuram.

Aditya Solar Wind Particle Experiment (ASPEX)
Der Detektorkomplex für Partikel im Sonnenwind ASPEX ist insbesondere der Ermittlung von Variationen und Verteilung von Teilchen im Sonnenwind gewidmet. Ein SWIS für Solar Wind Ion Spectrometer genanntes Spektrometer soll Protonen, Alpha-Teilchen und schwere Ionen in einem Bereich von 100 eV bis 20keV unterscheiden können. Das STEPS für Supra Thermal Energetic Particle Spectrometer genannte Spektrometer soll Sonnenwind aus vier verschiedenen Richtungen erfassen und ist für Energien zwischen 20keV und 5 MeV empfindlich. Die Anlage kommt vom Physkialischen Forschungslabor (Physical Research Laboratory, PRL) aus Ahmedabad.

Solar Low Energy X-ray Spectrometer (SoLEXS)
Mit dem Röntgenspektrometer SoLEXS will man die von Plasma-Magnetfeldbögen ausgehende Röntgenstrahlung zwischen einem und 30 keV messen, wovon man sich Unterstützung beim Studium der Vorgänge, die für die Aufheizung der Korona der Sonne sorgen, verspricht. Das Spektrometer ist ein Projekt des ISRO-Zentrums für Raumfahrtanwendungen (ISRO Satellite Centre, ISAC) in Bangalore.

High Energy L1 Orbiting X-ray Spectrometer (HEL1OS)
Um dynamische Ereignisse in der Sonnenkorona zu beobachten, wird man ADITYA L1 auch mit einem Spektrometer für energiereiche Röntgenstrahlung ausstatten. Ein Detektor aus CdZnTe und einer aus CdTe werden sich im jeweils nutzbaren Energiebereich überlappen und so Beobachtungen in einem Bereich von Strahlung zwischen 10 und 150 keV ermöglichen. Man erwartet von HEL1OS Daten, die eine Abschätzung der Energie, die für die Beschleunigung von Teilchen bei eruptiven Ausbrüchen (CMEs) verantwortlich ist, zulassen. HEL1OS ist ein gemeinsames Programm des ISAC und des Sonnenobservatoriums Udaipur (Udaipur Solar Observatory, USO) des PRL.

Magnetometer
Das Labor für elektrooptische Systeme (Laboratory for Electro-optic Systems (LEOS) aus Bangalore steuert zusammen mit dem ISAC Magnetometer-Technik bei, mit deren Hilfe man Stärke und Natur des Magnetfelds im interplanetarischen Raum im Bereich der Flugbahn von ADITYA L1 untersuchen möchte.

Verwandte Meldung bei Raumfahrer.net:

• Sonnenobservatorium ADITYA (L)1 nicht vor 2017 im All (2. März 2014)

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Ein Beitrag von Oliver Karger. Quelle: NASA.

Beobachtet von den beiden Koronagraphen an Bord von SOHO (Solar and Heliospheric Observatory, zu deutsch Sonnen- und Heliosphärenobservatorium) ist ein Eiskomet auf seinem hochelliptischen Orbit um die Sonne dieser so nahe gekommen, dass er durch die hohe Temperatur und Strahlung vermutlich komplett verdampft ist.

Kometen, die derart nah an der Sonne vorbeifliegen, weswegen sie auch „sungrazers“, zu deutsch Sonnenstreifer, genannt werden, sind nichts Ungewöhnliches. Bernhard Fleck, SOHO-Projektwissenschaftler, gibt an, dass dies der hellste Sungrazer war, den SOHO seit Weihnachten 1996 aufgenommen hat. Insgesamt konnte SOHO bisher über 1.000 derartige Kometen fotografieren.

Der nun beobachtete Komet stammte wahrscheinlich aus der Kreutz-Sonnenstreifer-Familie. Sonnenstreifer sind eine Gruppe von Kometen, die der Sonne extrem nahe kommen. Beim Vorbeiflug durchqueren sie die Sonnenkorona, in der sie einer hohen Strahlungsbelastung und hohen Temperaturen ausgesetzt sind. Die Gesamtzahl derartiger Objekte wird auf über 200.000 geschätzt. Insbesondere durch die starken Gezeitenkräfte der Sonne, werden die Sonnenstreifer oft auseinander gerissen. Daher sind die meisten Sonnenstreifer kleine Bruchstücke mit einem Durchmesser von 10 m und weniger.

Parallel zeitgleiche Beobachtungen des Solar Dynamics Observatory, kurz SDO, mit dem AIA-Instrument (Atmospheric Imaging Assembly) zeigen das Vergehen des Kometen im extremen ultravioletten Licht bei einer Wellenlänge von 17,1 nm. Über einen Zeitraum von 15 Minuten konnte das Zerbrechen des Kometen beobachtet werden. Eine detaillierte Analyse der Daten wird mehr Hinweise auf das Schicksal des Kometen aufzeigen.

Raumcon:

• Unsere Sonne (ab Kometenbeitrag)
• Kometen
• SDO

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Ein Beitrag von Martin Ollrom. Quelle: NCAR News Release.

Die Forschungsarbeit, welche von Steve Tomczyk vom National Center for Atmospheric Research (NCAR) geleitet wurde, ist letzte Woche im Science-Magazin erschienen. „Alfven-Wellen können uns einen tieferen Einblick in die Prozesse unserer Sonne und deren Auswirkungen auf die Erde gewähren“, hofft Tomczyk.

Alfven-Wellen sind sich schnell bewegende, ausstrahlende Störungen entlang der Magnetfeldlinien der Sonnenkorona, welche Energie nach außen transportieren. Seit längerer Zeit war uns die Existenz dieser Wellen in der Heliosphäre außerhalb der Sonne bekannt, doch zum ersten Mal konnten wir deren Existenz auch in der Korona direkt nachweisen. Die Korona ist die äußere Schicht der Sonnen-Atmosphäre. Alfven-Wellen sind sehr schwer zu entdecken, da sie keine großen Fluktuationen in der Sonnenkorona auslösen – wie bei anderen Wellen üblich. Zusätzlich scheinen sich die Wellen immer mit derselben Geschwindigkeit fortzubewegen, weswegen sie schwer zu erfassen sind. Normale Wellen werden meist durch eine Geschwindigkeitsänderung entdeckt.

„Unsere Untersuchungen erlauben es uns, sicher sagen zu können, dass es sich bei diesen Schwingungen um Alfven-Wellen handelt“, ist Co-Autor Scott McIntosh vom Southwest Research Institute in Boulder stolz. „Die Wellen sind zu jeder Zeit sichtbar und genehmigen sich keine Pause. Zusätzlich treten sie an allen Stellen der Korona auf, was uns etwas überraschte.“

Im Inneren der Sonne
Indem sie die Geschwindigkeit und Richtung der Wellen messen, erhoffen sich die Forscher, auf die grundlegenden Bestandteile der Sonnenatmosphäre schließen zu können. Unbekannte wie zum Beispiel Dichte oder Ausrichtung des Magnetfeldes gilt es festzustellen. In diesen Wellen könnten die Antworten auf Fragen stecken, nach denen die Physiker schon seit Generationen suchen. Die heißeste (im wahrsten Sinne des Wortes) Frage ist, warum die Korona hundertfach heißer ist als die Oberfläche der Sonne. Etwa aufgrund dieser Wellen, die Energie und somit Hitze von drinnen nach draußen transportieren?

Ein weiteres „heißes“ Thema ist die Vorhersage von Sonnenstürmen, welche tausende Tonnen von magnetisierter Materie in den Weltraum schleudern. Diese gelten als Auslöser unserer geomagnetischen Stürme auf der Erde, welche Kommunikations- und Versorgungssysteme stören können. Wie will man sich in Zukunft gegen diese Sonnenausbrüche schützen? Genau, man will sie voraussagen und somit besser auf entsprechende Folgen auf der Erde gerüstet sein. Des Weiteren ist die Sonne mit ihrer hohen Strahlung auch die größte Gefahr für mögliche Langzeitaufenthalte von Astronauten auf dem Mond oder gar dem Mars. Der Forschungsleiter Tomczyk bringt es auf den Punkt: „Wenn wir zum Mond oder Mars wollen, müssen wir wissen, was in der Sonne vor sich geht.“

Ein mächtiges Instrument
Viele werden sich nun fragen, wie Tomczyk und seine Kollegen diesen Wellen auf die Spur gekommen sind. Sie haben sich eines Instrumentes vom NCAR bedient, dass es schon jahrelang gab. Sie mussten nur einige Änderungen daran vornehmen, um es den höheren Anforderungen gerecht werden zu lassen – anders gesagt, sie haben es etwas „getuned“. Die Rede ist vom Coronal Multichannel Polarimeter (CoMP), welches auf einem Teleskop des National Solar Observatory in New Mexico installiert wurde. Es sammelte Daten über die Magnetfeldaktivitäten entlang der gesamten Grenze der Sonnenatmosphäre. Dabei arbeitete es mit außergewöhnlich hoher Geschwindigkeit – alle 15 Sekunden hat es den betroffenen Bereich in der Korona gemessen. So wurde verhindert, dass die Forscher eine Welle vielleicht verpassen könnten.

Dabei ist dieses Instrument ein Allrounder. Es konnte gleichzeitig die Intensität, Geschwindigkeit und Polarisation der Korona messen. So konnte festgestellt werden, dass diese Wellen mit einer Geschwindigkeit von 4.032 Kilometern pro Sekunde unterwegs sind.

Dieser interessante Fund beweist einmal mehr, dass wir über die Sonne bei weitem nicht alles wissen. Wir wissen auch nicht, welche Gefahr von ihr ausgehen wird beziehungsweise kann. Aber, wie Tomczyk es bereits angesprochen hat, ohne ein grundlegendes Verständnis der Sonnenprozesse werden die Astronauten auf Mond und Mars in größter Lebensgefahr schweben.

Der Beitrag Geheimnisvolle Wellen in der Sonnenkorona erschien zuerst auf Raumfahrer.net.