Quelle: MPS/Aktuelles/Nachrichten/Wenn die Sonne ernst macht; Text: Jan Berndorff, 16. Juni 2026

Auf den Punkt gebracht

• Von der Sonne ins All geschleudertes, magnetisiertes Plasma kann beim Auftreffen auf das schützende Erdmagnetfeld nicht nur Polarlichter auslösen, sondern auch erhebliche Schäden an technischer Infra-struktur verursachen. Solche Sonnenstürme häufen sich am Maximum des elfjährigen Aktivitätszyklus der Sonne.
• Um diesen Zyklus besser zu ver-stehen, untersuchen Forschende des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung die Magnetfeld-Dynamik der Sonne mit den Sonnenobservatorien Solar Orbiter und Sunrise.
• Die Forschenden sind auch an einer zukünftigen Mission, Vigil, beteiligt. Deren Ziel ist es, potenziell verheerende geo-magnetische Stürme frühzeitig vorherzusagen, sodass sich rechtzeitig Schutzmaßnahmen für Stromnetze oder Satelliten einleiten lassen.

Polarlichter sind die schöne Seite des Weltraumwetters. Doch es gibt im Sonnensystem auch Unwetter. Die Sonne kann Teilchenstürme entfesseln, die auf der Erde erhebliche Schäden an technischer Infrastruktur verursachen. Fachleute des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung wollen auch mithilfe neuer Teleskope besser verstehen, warum unser Stern alle elf Jahre besonders aktiv ist. Ihr Ziel ist nicht zuletzt, Sonnenstürme frühzeitig vorherzusagen.

Die ersten Monate dieses Jahres waren in Deutschland ungewöhnlich farbenfroh: Leuchtend grüne Vorhänge zogen sich über den Sternenhimmel von den norddeutschen Inseln bis in die bayrischen Voralpen. Manchmal flackerten die Lichter wie Fahnen im Wind. Manchmal strahlten sie ruhig und gingen von Grün über Rot in Violett über.

Was zahlreiche Menschen da nachts mit ihren Kameras einfingen, waren Polarlichter. Wenn diese sich sogar in Mitteleuropa zeigen und nicht nur in höheren Breiten wie in Skandinavien oder der Arktis, ist dies ein Anzeichen für eine besonders hohe Sonnenaktivität. Denn sie gehen auf Eruptionen auf unserem Heimatstern zurück: Heftige Turbulenzen im Magnetfeld schleudern einen Schwall geladener Teilchen ins All. Trifft die magnetisierte Wolke das Erdmagnetfeld, dellt es dieses ein. Es entsteht ein im geomagnetischen Sturm flatternder magnetischer Schweif, der weg von der Sonne zeigt. Dort kommen sich einzelne Feld­linien teils so nahe, dass sie sich unter einem energetischen Schnalzen neu verbinden. Die dabei entfesselten Kräfte beschleunigen geladene Elektronen von der Sonne entlang des gekrümmten Erdmagnetfelds bis zu dessen Polen.

Auf dem Weg regen die Teilchen in der Atmosphäre Sauerstoff und Stickstoff zum Leuchten an – Polarlichter entstehen. Etwa alle elf Jahre produziert die Sonne besonders viele solcher Eruptionen – es herrscht quasi solare Hurrikansaison: Über ein bis zwei Jahre hinweg wehen dann häufiger Sonnenstürme durchs All, die stärker sind als der übliche Sonnenwind. „In niedrigeren geografischen Breiten schützt das Erdmagnetfeld stärker“, sagt Sami Solanki. Er ist Direktor am Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung in Göttingen. Trifft ein besonders starker Partikelschwall die Erde, so drückt dieser dermaßen gegen das Erd­magnetfeld, dass sich sogar solche Magnetfeldlinien neu verbinden, die in mittleren Breiten fußen – Sonnenteilchen regnen dann auch in die Atmosphäre über südlichere Teile Europas.

Das kann unangenehme Folgen haben: Satelliten, Raumstationen und hoch fliegende Flugzeuge sind intensiver Teilchenstrahlung von der Sonne ausgesetzt, Stromleitungen am Boden werden durch die geladenen Teilchen überladen, Transformatoren brennen durch, und flächendeckende Stromausfälle sind die Folge. Die europäische Raumfahrtagentur Esa hat in einer Studie ausgerechnet, dass ein heftiger Sonnensturm allein in Europa Schäden in Höhe von bis zu 15 Milliarden Euro verursachen könnte. Fachleute des US-Forschungsrates nennen für die USA sogar ein bis zwei Billionen US-Dollar.

Mit anderen Worten: So wichtig und faszinierend dieser Stern für uns ist – immerhin sorgt die Sonne für 99,96 Prozent der Energie, die die Erde vor der Auskühlung bewahrt –, er kann auch anders. Und darum wollen Forschende besser verstehen, wie er funktioniert.

Blicke auf die Pole der Sonne

Denn obwohl Forschende die Sonne bereits seit Jahrzehnten mit Teleskopen am Boden und im Orbit beobachten und vermessen, bleiben zahlreiche Details rund um deren komplexes Magnetfeld, aus dessen Dynamik die Sonnenstürme resul­tieren, im Dunkeln. „Wenn wir diese Vorgänge besser verstehen, können wir sie modellieren, und wenn wir sie modellieren, können wir auch Vorhersagen treffen – zum Beispiel wann ein gefährlicher Sturm droht, die Erde zu treffen“, sagt Kinga Albert, die am Göttinger Institut in der Abteilung Sonne und Heliosphäre forscht.

Aktuell untersucht Albert die ersten Messdaten der Esa-Sonde Solar Orbiter, zu der das Max-Planck-Institut ein Schlüsselinstrument beigesteuert hat: Der „Polarimetric and Helioseismic Imager“ macht Aufnahmen der Sonnenoberfläche im sichtbaren Licht und bestimmt Stärke und Richtung des Magnetfeldes. Solar Orbiter dringt dabei in wissenschaftliches Neuland vor und kommt bei seinen Umrundungen näher an das Sonnenfeuer heran als der innerste Planet Merkur. Erstmals verlässt ein Sonnenteleskop mit hochauflösenden Kameras zudem die Ekliptik, also jene Ebene, in der alle Planeten bis auf wenige Grad Abweichung um die Sonne kreisen. Nur so erlangt Solar Orbiter einen detaillierten Blick auf die Sonnenpole. Bislang gibt es von der Sonne und ihrem Magnetfeld fast ausschließlich seitliche Aufnahmen, die aus der Ekliptik heraus entstanden. Denn die Drehachse der Sonne ist nur etwa 7 Grad zu dieser Ebene gekippt. „Aus diesem Winkel erkennt man aber leider so gut wie nichts, daher sind die Pole noch weitgehend unerforscht“, bedauert Sami Solanki. „Wir vermuten jedoch, dass sich dort Entscheidendes zum Verständnis des elfjährigen Sonnenzyklus abspielt.“

Aufbrausendes Sonnenfeuer

In diesem Zyklus, der zwischen neun und 13 Jahre dauern kann, zeigt die Sonne eine erstaunliche Verwandlung: Beginnend als Dipol mit beinahe geradlinig zwischen Nord und Süd verlaufenden Feldlinien, wie wir das vom Erdmagnetfeld kennen, wickeln sich diese Feldlinien im Verlauf zunehmend auf. Laut bisheriger Forschung geht das so: Die Sonne ist wie die Erde im Prinzip ein riesiger Dynamo. Während sie rotiert, erzeugt die geladene Materie, aus der sie besteht – das Plasma aus Wasserstoff und Helium –, ein Ma­gnetfeld. Nun dreht sie sich in verschie­denen Breiten unterschiedlich schnell: An den Polen einmal in 35, am Äquator in 25 Tagen. Da die Magnetfeldlinien mit den geladenen Teilchen des Plasmas gekoppelt sind, wickeln sich die ursprüng­lichen Nord-Süd-Feldlinien quasi um die Sonne herum, es entsteht ein ziemlich komplexes und grob ring- oder donut­förmiges Magnetfeld.

Das Magnetfeld, das durch diese differenzielle Rotation entsteht, ist am Grund der sogenannten Konvektionszone verankert. Diese Zone entspricht dem äußeren Drittel der Sonne, in dem die Energie aus dem Sonneninneren nicht durch Strahlung, sondern durch mächtige Ströme und Umwälzungen im Plasma nach außen gelangt. Knapp unter der Oberfläche schießen sogar Blasen mit durchschnittlich 3000 Kilometern pro Stunde zur Ober­fläche, ehe diese abkühlen und wieder nach unten sinken: Es blubbert und brodelt wie kochendes Wasser in einem Topf.

Am Grund der Konvektionszone drängt sich das Magnetfeld dicht auf dicht und ist dermaßen turbulent, dass sich Feldlinien losreißen und schlauchartige Formen bilden. Im Inneren solcher Magnetfeldkäfige befindet sich weniger Sonnenplasma als in der Umgebung, und so steigen diese zur Oberfläche auf, wie U-Boote mit geleerten Tanks. Wo die gebündelten Feldlinien die Oberfläche durchstoßen, verhindern die magnetischen Kräfte, dass weiteres heißes Plasma nachschiebt. Die Konvektion und damit der Energietransport sind dort unter­bunden – es entsteht ein Sonnenfleck, der oft weit größer als die Erde ist und dunkel erscheint, weil er nur etwa 4000 Grad heiß ist, während in der übrigen Photosphäre rund 5500 Grad herrschen.

Je aktiver die Sonne ist, desto mehr Sonnen­flecken sind zu sehen und desto dynamischer und chaotischer ist das Magnetfeld auch an der Oberfläche. Immer wieder erheben sich Plasmabögen entlang ausladender Feldlinien, die meist in der Umgebung von Sonnenflecken verankert sind, weit über die Oberfläche. Teils verdrillen und verknoten sich Feldlinien, bis die Spannung allzu groß wird, der magnetische Käfig aufbricht und einen Schwall Plasma mit viel Schwung ins All schleudert. Fachleute nennen das einen koronalen Massenauswurf. Er ist die Ursache für das, was auch als Sonnensturm bezeichnet wird. Nach ein bis zwei Jahren des Wütens – das letzte Aktivitätsmaximum begann 2024 und ging mit den Polarlichtern Anfang dieses Jahres vermutlich zu Ende – beruhigt sich die Sonne langsam wieder. Die Zahl der Sonnen­flecken geht zurück, und die Feld­linien ordnen sich allmählich wieder zum Dipol. Nur diesmal andersherum: Der vormalige magnetische Nord- wird zum magnetischen Südpol und umgekehrt.

Vor allem diese Phase ist noch rätselhaft: „Wir können noch nicht erklären, wie die Sonne aus dem Chaos wieder zur Ordnung zurückfindet“, sagt Sami Solanki. Genau dazu soll Solar Orbiter neue Erkenntnisse liefern. Von den Bildern und Messungen, die das Sonnenteleskop im Jahr 2025 aufzeichnete, wurden einige bereits veröffentlicht. Doch die Analyse der vielen Daten hat gerade erst begonnen: „Nicht vor Ende dieses Jahres werden wir erste Ergebnisse veröffentlichen, darum darf ich noch nichts Konkretes verraten“, sagt Solanki. „Nur so viel: Wir haben spannende Dinge gefunden, die so manche Modellvorstellung wahrscheinlich widerlegen.“

Die Sonne zwischen Chaos und Ordnung

Seine Kollegin Kinga Albert beschäftigt sich mit Messungen magnetischer Strukturen in Polnähe: „Da gibt es größere und kleinere magnetische Teilflächen. Sie sind zwar alle nicht so groß wie die Sonnenflecken in Äquatornähe, haben aber in etwa mindestens die Fläche Deutschlands. Manche verändern sich binnen weniger Stunden, andere bleiben tagelang stabil, manche sind positiv, manche negativ magnetisch polarisiert.“ Diese Strukturen folgen einem Granulationsmuster – das ist die körnige Struktur mächtiger Plasmablasen, die durch die Konvektion entstehen: „Die Strömungen spülen Magnetfelder, die an der Ober­fläche treiben und meist Überbleibsel größerer Sonnen­flecken sind, zu Ein­heiten zusammen wie Schaum auf dem Meer, nur um sie dann wieder zu zerstreuen“, beschreibt Albert. Sie ist noch bei der Bestandsaufnahme und sucht nach Regelmäßigkeiten. „Eine Interpretation kann ich noch nicht liefern.“ „Aber unsere Reise zu den Polen fängt ja gerade erst an“, betont Lakshmi Pradeep Chitta, der in derselben Abteilung wie Kinga Albert forscht. Die Raumsonde werde in wenigen Jahren eine Bahn fliegen, die mit einem Winkel von etwa 33 Grad aus der Ekliptik ausbricht – mit noch klarerem Blick auf die Pole. „So werden wir also eben jenen Weg der Sonne zurück in ihr Dipol-Stadium detailliert verfolgen, den wir bislang noch nicht recht erklären können“, sagt Chitta.

Doch die Forschenden haben noch mehr Trümpfe im Ärmel, um der Sonne ihre Geheimnisse zu entlocken. Darunter ein weiterer sehr spezieller Sonnenspäher: ein Observatorium namens Sunrise, geleitet vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung. Dieses rund 2,5 Tonnen schwere Teleskop mit einem ein Meter großen Spiegel steht weder auf dem Erdboden, noch rast es durchs All. Statt­dessen schwebt es an einem riesigen Helium-Ballon in rund 37 Kilometer Höhe an der Grenze zwischen Erd­atmosphäre und Weltraum. Dort entgeht es Wolken und den störenden Luftturbulenzen der Erdatmosphäre, lässt sich zudem landen und warten. Es vereint so die Vorteile von Teleskopen im Weltraum und am Boden.

Der Ballon, der bei maximaler Füllung 130 Meter durchmisst, startete 2024 in der Nähe von Kiruna in Nordschweden und fuhr mit den stratosphärischen Westwinden entlang des nördlichen Polarkreises nach Kanada, um dort etwa eine Woche später zu landen. „Dieser Flug war ein voller Erfolg“, freut sich Smitha Narayanamurthy, die am Institut die Daten auswertet. Dank der Mitternachtssonne und der Position über Wolken und Wetter beobachtete das Teleskop durchgehend die Sonne und machte hochaufgelöste Bilder. „Mit Sunrise können wir Eruptionen von Anfang bis Ende hochauflösend verfolgen, und in den Daten werden wir sehen, ob und wie sie sich ankündigen“, sagt Sami Solanki. „Damit halten wir einen riesigen Datenschatz von 200 Terabyte in unseren Händen, den wir gerade erst zu heben beginnen.“ Darin enthalten sind auch zahlreiche Spektren und Polarisationsmuster in hoher Auflösung, mit denen Smitha Narayanamurthy die Granulation im Detail verfolgte und kleine Plasmawirbel und -strudel entdeckte.

Geomagnetische Stürme vorhersagen

Doch wer geomagnetische Stürme präzise vorhersagen will, muss auch wissen, ob und wann genau ein Plasmaschwall die Erde trifft. Je nachdem braucht dieser zwischen einem halben Tag und drei Tagen. Bislang ist es so: Eine heftige Sonneneruption mit dem Potenzial für ernsthafte Störungen auf der Erde erkennt man erst, wenn sie stattfindet. Zum Beispiel mit der Raumsonde Soho, die bereits seit 1995 die Sonne vom Lagrange-Punkt 1 (L1) aus beobachtet, also aus der gleichen Richtung wie die Erde. Jedoch kann dieser Satellit nicht gut erkennen, ob ein Sonnenauswurf tatsächlich Kurs auf die Erde nimmt und mit welchem Tempo.

Das liegt daran, dass die Kamera an Bord die Sonne mit einer kreisrunden Blende abdeckt und daher vornehmlich Auswürfe sieht, die die Sonne zu den Seiten verlassen. Erst wenn die Teilchen der Sonne Soho bereits erreicht haben – also wenn der Sturm kurz bevorsteht –, schlagen Sensoren an Bord Alarm. Ab da bleiben nur noch rund 30 bis 60 Minuten, bis der Partikelsturm auf das schützende Magnetfeld der Erde einprasselt. Das ist auch der Grund dafür, dass Vorhersagen von Polarlichtern nur maximal eine Stunde im Voraus gelten.
Entscheidender Blick von der Seite

Was der Sonnensturmvorhersage fehlt, ist die Sicht auf die Sonne aus einer anderen Perspektive, am besten noch während sich ein Sturm zusammenbraut. Hilf­reicher als der Blick von oben, den Solar Orbiter einnimmt, ist dabei jener der Raumsonde Vigil von der Seite. Das Göttinger Institut ist ebenfalls an der Sonde beteiligt, die die Esa im Jahr 2031 zum Lagrange-Punkt L5 schießen will. „Von L5 aus wird Vigil wegen der Drehung der Sonne Ereignisse auf ihrer Oberfläche beobachten, fünf bis sechs Tage, bevor sie von L1 oder der Erde aus sichtbar sind“, erklärt Pradeep Chitta. Das bedeutet: Wenn sich Eruptionen ankündigen, kann Vigil bereits eine Woche im Voraus warnen. Und falls eine Plasmawolke tatsächlich Richtung Erde stürmt, berechnet Vigil deren Richtung und Tempo.

„Eine Vorhersage wäre extrem wichtig“, sagt Sami Solanki. „Denn eines wissen wir sicher: Bislang sind wir bei Sonnenstürmen sehr glimpflich davongekommen.“ Seit der Mensch sich durch die breite Verwendung der Elektrizität, durch Raumfahrt und Satellitentechnik verwundbar für diese kosmischen Katastrophen machte, hat es keinen wirklich schlimmen Sonnensturm mehr gegeben. Mal gingen eine ganze Reihe Starlink-Satelliten dadurch verloren, mal sind in halb Kanada die Stromnetze für ein paar Stunden zusammengebrochen oder die Satelliten­navigation in Deutschland. Doch im Vergleich zu dem, wozu die Sonne fähig ist, waren das laue Lüftchen.

Funkensprühende Telegrafenmasten

Der bisher heftigste registrierte Sturm ereignete sich 1859. Das sogenannte Carrington-Ereignis, benannt nach einem britischen Astronomen, war geschätzt zwei bis vier Mal stärker als die intensivsten Sonnenstürme seither. Es sorgte für Polarlichter bis in die Karibik und Nordafrika und ließ Wälder in Flammen aufgehen, weil Telegrafenmasten Funken schlugen. Doch Elektrizität war damals kaum verbreitet, und so blieben die Schäden überschaubar. Heute würden sie in die Milliarden gehen, die Reparaturen der Energieinfrastruktur könnten Wochen oder gar Monate dauern. Schätzungen zu­folge sollte sich ein Sturm der Carrington-Klasse etwa alle 100 bis 500 Jahre er­eignen. Sie beruhen unter anderem auf Vergleichen mit solchen Eruptionen auf anderen sonnenähnlichen Sternen und auf Rekonstruktionen der Sonnenaktivität, die inzwischen mehrere Tausend Jahre in die Vergangenheit reichen.

„Allerdings kann es sogar noch viel intensivere Sonnenstürme geben als das Carring­ton-Ereignis“, warnt Sami Solanki. Diese sogenannten Miyake-Ereignisse sind zehn bis hundert Mal stärker. Sechs bis zehn dieser Art sollen sich in den letzten 14 500 Jahren ereignet haben. Das zeigen Messungen der Konzentration des Kohlenstoffisotops 14C in den Jahresringen alter Bäume. Derartige Stürme produzieren enorme Mengen dieses Isotops in der Atmosphäre, und es lagert sich dann in Bäumen ab. Der letzte besonders starke Fall ereignete sich wohl im Jahr 774 nach Christus. Ob und wann es wieder so weit ist, kann niemand genau sagen. Es könnte auch schon beim nächsten Sonnenmaximum geschehen.

Der Mensch hat auf die Aktivität der Sonne keinen Einfluss. Deshalb gelte es dringend, sich zu wappnen, meinen die Sonnenforschenden der Max-Planck-Gesellschaft. Bereits bei einer Vorwarnzeit von wenigen Tagen könnten Astronautinnen und Astronauten in Schutzmodule flüchten, Verkehrsflüge ließen sich aussetzen oder die empfindlichen Instrumente der Satelliten vorübergehend aus der Sonne drehen. Die kommenden Jahre der Sonnenforschung könnten uns also früher oder später vor einer Katastrophe bewahren.

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• Unsere Sonne

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Quelle: SpaceX-Livestream, Raumfahrer.net Forum, 27. August 2025

Die Vorgeschichte

Der Starship-Flight-Test-10 ist jener mit der warscheinlich übelsten Vorgeschichte in der Historie der Starship-Test-Flights. Diese beginnt schon mit dem Starship-Flight-Test-7 am 16. Januar mit welchem Booster-14 und Ship-33, und damit das erste Schiff der Version-2, getestet werden sollte.
Der Start war erfolgreich und der Booster-14 konnte erfolgreich in den Chopsticks gelandet werden. Aber gerade während der Landephase des Boosters, und daher von vielen Beobachtern der Livestreams fast unbemerkt, bekam Ship-33 große Probleme.
Unerwartet starke Resonanzschwingungen in den Treibstoffleitungen der Raptor-Triebwerke führten zu einem Leck in einer drucklosen Kammer zwischen Triebwerke und Sauerstofftank. In dieser Kammer entzündete sich ein Feuer, beschädigte kritische Systeme, welche zur Deaktivierung von immer mehr Triebwerken führte. Das automatische Flugabbruchsystem sprengte daraufhin das manövrierunfahige Schiff.
Die Haupttestziele, die Erprobung der Version 2 des Schiffes, sind bis Starship-Flight-Test-10 praktisch unverändert offen geblieben.
Mit verstärkten Treibstoffleitungen, verbesserter Entlüftung und mit einem Stickstoff-Spülsystem in diesem Zwischenbereich war man guter Dinge für den nächsten Start mit Booster-15 und Ship-34 der am 3. März Ortszeit stattfinden sollte.
An diesem Tag hat es dann mit dem Start nicht geklappt, aber am 6. März Ortszeit war es soweit. Sauberer Start, und auch wenn beim Boost-Back-Burn nicht alle Triebwerke anliefen, landetet der Booster schließlich wieder perfekt in den Chopsticks.
Allerdings traute man den Augen nicht; das Schiff war wieder außer Kontrolle. Zum zweiten Male ein Trümmerregen über den Bahamas.
Auch wenn es aussah, wie wenn es das selbe Problem wäre, so war es diesmal ein Hardwarefehler an einem Triebwerk, der zur Deaktivierung weiterer Triebwerke, zum Kontrollverlust, und in Folge zur Zerstörung durch das Flugabbruchsystem führte.
Leider konnte man damit wieder die benötigten Erkenntnisse nicht gewinnen.
Der Flight-Test-9 mußte es richten. Da man nun über einige gelandete Booster verfügte, wagte man es Booster-14 von Flight-Test-7 noch mal einzusetzen.
Zusammen mit Ship-35 wurde am 27. Mai gestartet. Moritz Vieth vom Youtubekanal „Senkrechtstarter“ titelte „Versagen verboten“. Daumen wurden gedrückt. Es half alles nichts.
Diesmal war es nicht geplant den Booster einzufangen sondern weich im Golf von Mexico zu wassern. Allerdings verlor man schon davor die Telemetrie vom Booster, da dieser bei der letzten Triebwerkszündung explodierte.
Ship-35 kam dieses Mal weiter. Zum geplanten Zeitpunkt der Starlink-Dummy-Aussetzung war diese jedoch nicht möglich; die Luke klemmte. Möglicherweise weil das Schiff schon nicht mehr stabil flog, den kurz darauf konnte man den Lagekontrollverlust des Schiffes erkennen. Im Livestream waren Gasaustritte zu beobachten; Ventings wegen Lecks im Treibstoffversorgungssystem. Das Schiff trudelte weiter. Diesmal erfolgte der Trümmerregen über dem Indischen Ozean.

Vorbereitung zu Flight-Test-10

Also richtete sich der Augenmerk auf Booster-14 und Ship-36 für den zehnten Testflug. Ganz reibungslos sollte die Vorbereitung jedoch nicht laufen.
Beim Aufsetzen von Booster-14 am 8. Juni auf den Transportstand schwang dieser frei und touchierte den Stand mehrmals. Über Schäden wurde aber nichts berichtet. Am 17. Juni erfolgte ein Static Fire von Ship-36 mit einem Triebwerk auf dem Masseys Testgelände. Da war noch alles in Ordnung, es folgte jedoch der folgenschwere 19. Juni. Ship-36 explodiert am Teststand auf Masseys. Der noch positive Punkt bei dieser sehr heftigen Detonation war der, dass niemand zu Schaden gekommen ist. Der sehr wichtige Teststand wurde natürlich bis zur Unbrauchbarkeit beschädigt, und etliche benachbarte Einrichtungen, wie z.B. die nahen „Chiller“, auch. Das war dann auch schon die Zeit wo man befürchtete, dass in den Aktivitäten von SpaceX überhaupt „der Wurm“ drin sei, denn zu allem Überfluss fiel am 24. Juni auf Masseys auch noch ein Kran um. Wieder wurde von keinem Verletzten berichtet, aber das sind potentiell sehr gefährliche Begebenheiten, und irgendwann ist alles Glück aufgebraucht.
Angesichts der sehr nüchternen Performance der Version-2 des Schiffs bis dato wurden in der Community auch Stimmen laut, Version-2 aufzugeben, darauf zu warten bis OLM-2 fertig würde und gleich mit Version-3 des Starships weiter zu machen.
SpaceX dürfte das anders gesehen haben, denn schon am 28. Juni wurde ein neuer Schifftransportstand an OLM-1 gesichtet, mit dem dieser zu einem temporärerem Schiffteststand umgebaut werden konnte. Ein Betankungsgestell musste auch noch rauf. Es ist wirklich beachtenswert, mit welcher Geschwindigkeit bei SpaceX auf neue Begebenheiten reagiert und Lösungen umgesetzt werden. Für den „Starstool“ benannten Adapter gab es am OLM-1 natürlich keine Befestigungspunkte; also blieb nur festschweißen.
Jetzt mußte man jedoch neben dem Umbau des OLM-1 zum Teststand auch die Fertigstellung des Schiffes, das eigentlich erst für den darauffolgenden Teststart vorgesehen war, und daher für diesen Start in der Fertigstellung hinterher hinkte, beschleunigen.
Am 27. Juli war es aber soweit. Ship-37 wurde für ein Static Fire zum umgebauten OLM-1 gefahren. Hier wurde sicherlich vorsichtig vorgegangen, denn die Gefahr das einzige operable Startpad zu beschädigen, war natürlich vorhanden.
Am 31. Juli wurde dann ein Static Fire mit einem Triebwerk, und am 1. August ein solcher mit allen 6 Triebwerken durchgeführt.
Nur einen Start von OLM-1 konnte man so nicht durchführen – da war ja der Teststand drauf. Also losschweißen und runter damit. Aber da doch noch ein Triebwerkstausch notwendig wurde, musste er wieder rauf. Nach dem Tausch des Triebwerkes konnte dann am 13. August die Testreihe mit einem erfolgreichen Spin-Prime-Test abgeschlossen werden.
Also runter mit dem Schiff, damit der Starstool wieder losgeschweißt werden konnte. Ja, als Schweißer hat man seinen Job bei SpaceX recht sicher.
Am 15. August finalisierte sich der aktuelle Starttermin. Auch die FAA-Genehmigung lag vor.
Am 21. August wurde Booster-14 schließlich zum Startgelände transportiert. In Ship-17 wurden die Starlink-Dummies, im Bau von diesen hatte man nun auch schon mehr Erfahrung als man wollte, verladen und am 23. August ebenfalls zum Startgelände verfrachtet. Am OLM-1 wurde noch am selben Tag das finale Stacking durchgeführt.
Also doch noch alles klar für den 24. August, 18:30 Ortszeit.

Der gesamte Flug
Was hatte man sich, eigentlich ja zum wiederholten Male, für diesen Test vorgenommen?

• Booster: Test einer asymmetrischen Abdeckung des Hotstageringes, mit der man dem Booster bei der Stufentrennung einen Drehimpuls in die gewünschte Richtung geben will.
• Booster: Simulation eines Triebwerksausfalls, indem eines der drei zentralen Triebwerke bei der Bremszündung deaktiviert wird.
  
• Schiff: Öffnen der Nutzlastklappe, Aussetzen von 8 Starlink-Simulatoren, Schließen der Nutzlastklappe.
• Schiff: Tests diverser neuer Hitzeschildmaterialien und verschiedener Füllstoffe zwischen den Kacheln und Test der Auswirkungen auf die Bereiche in denen Kacheln entfernt wurden.
• Schiff: Test des verstärkten Thermalschutzes an empfindlichen Stellen, wie den Fangpins.
• Schiff: Test der nach wie vor ungetesteten, in Design und Lage modifizierten, vorderen Flaps.
• Schiff: Tests der Flugkontrolle in verschiedenen Fluglagen.

Der Startversuch am 24. August wurde wegen eines Problemes am Ground-Support-Equipment, an der LOX-Zuführung, um einen Tag verschoben. Das Wetter am folgenden Tag war nicht optimal. Es wurde aber betankt. Bei T-40s wurde wegen des Wetters der Countdown gestoppt und schließlich abgebrochen.

Am nächsten Tag wirbelten bei T-0 sechs Dampfwolken vom Startpad-1 davon, während Booster-14 mit allen Triebwerken den gesamten Stack unter einem akustischen Inferno in die Höhe schob. Nach einer guten Minute wurde der Moment des „max dynamic pressures“ erreicht, nach ungefähr eineinhalb Minuten verabschiedete sich dauerhaft ein Triebwerk des mittleren Ringes, was jedoch auf den Flugablauf keinen Einfluß hatte. Nach gut zweieinhalb Minuten wurden alle Triebwerke bis auf die inneren 3 abgeschalten.

Sofort darauf aktivierten sich die Triebwerke von Ship-37, der Booster schwenkte zur Seite und begann seinen Boost-Back-Burn mit 12 noch verfügbaren Triebwerken und unverzüglich wurde der Hot-Stage-Ring abgeworfen.
Derweil richtete sich das Augenmerk auf Ship-37, das sich weiterhin auf dem vorgesehenen Flug befand.
Auch wenn sich der Booster nicht Richtung Startplatz zurückbewegte, war das Aufflammen der Bereiche zwischen den Triebwerken, durch die heiße komprimierte Luft, die der Booster vor sich her schob, erkennbar.

Nach gut 6 Minuten totaler Flugzeit konnte das Meeresgebiet in dem der Booster wassern würde ausgemacht werden.
Mit dem abschließenden Landingburn setzte der Booster, nach einer Schwebephase, auf der Meeresoberfläche auf, und beendete seine Mission damit erfolgreich.

In der Übertragung konnte sogar der Test nachverfolgt werden, bei dem beim Landingburn ein Triebwerk der inneren Dreiergruppe inaktiv blieb, und dieses durch ein Triebwerk des mittleren Ringes ausgeglichen wurde.

Nach knapp 9 Minuten im Flug hatte Ship-37 seine gewünschte Flugbahn erreicht und schaltete seine Triebwerke ab, womit die Freiflugphase begann.
An dieser Stelle warteten wir auf das Öffnen der schlitzförmigen Nutzlasttür und das tat sie auch. Nacheinander wurden alle 8 Starlinksatelliten-Dummies ausgeworfen. Einer der Dummies touchierte allerdings leicht die Öffnung der Nutzlasttür.
Wiederum brandete Jubel bei den Mitarbeitern auf. Schließlich konnte man den leeren Nutzlastbereich sehen.

Der nächste Punkt auf der Liste war das Wiederzünden eines der inneren drei Triebwerke des Starships, mit dem die Fähigkeit eines Deorbit-Burns demosntriert werden soll, was ebenso einwandfrei von statten ging.
Damit mußte noch der Wiedereintritt überstanden werden. Am Beginn des Wiedereintritts sah man Teile vom Starship wegfliegen, was am ehesten losgelöste Kacheln waren.

Nach 47 Minuten im Flug kam es allerdings zu einem Ereignis im Triebwerksbereich, in dem sich in einem Trümmerregen Teile vom Starship lösten. Die Beschädigung konnte auch auf nachfolgenen Bildern klar erkannt werden.
Welche Auswirkungen diese hatten ist nicht zu sagen, da das Starship seinen Flug fortsetzte. Allerdings flatterte etwas an einem hinteren Flap.
Je tiefer das Starship in die Atmosphäre eindrang, desto klarer wurde ersichtlich, das die Designänderung der vordernen Flaps sehr erfolgreich war. Es war kein Abbrand zu verzeichnen.

Dafür hat es diesmal die hinteren Flaps erwischt. Allerdings war das rechte hintere Flap schon vor dem Wiedereintritt, jedoch nicht vor dem Aussetzen der Starlink-Dummies, an dieser Stelle beschädigt. Von der hinteren Kante beginnend begannen diese zu glühen und abzubrennen. Jedoch wurde nur ein kleiner Teil vernichtet, so das die Funktion weiterhin vorhanden war. In ein paar Kilometer Höhe war gut zu erkennen wie die Flaps die Lage intensiv nachzuregeln hatten.

Schließlich erfolgte erfolgreich der Landing-Flip und das Aufsetzen auf der Meeresoberfläche, von dem Bilder, aufgenommen von Kameras auf Bojen oder Plattformen, vorhanden waren. Das Zielgebiet muß also sehr genau getroffen worden sein.
Mit dem Umfallen von Starship-37 und der folgenden Explosion endete der im Endeffekt sehr erfolgreiche Testflug.
Dieses mal wird es keine FAA Untersuchung geben, der nächste Testflug wird damit nicht so lange auf sich warten lassen.

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• „Starship Flight 10 (B16/S37) [ehemals S36] von Starbase

Weitere Bilder des Missionsablaufes

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Quelle: DESY 12. April 2024.

12. April 2024 – Turbulenz ist in der Natur allgegenwärtig. Sie existiert in unserem täglichen Leben genauso wie im fernen Universum und ist von Richard Feynman als „das letzte große ungelöste Problem der klassischen Physik“ bezeichnet worden. Huirong Yan, Leitende Wissenschaftlerin bei DESY und Professorin am Institut für Physik und Astronomie der Universität Potsdam entdeckte jetzt mit ihrer Arbeitsgruppe ein lang vorhergesagtes Phänomen: den Übergang von schwachen zu starken Plasmaturbulenzen im Weltraum. Sie wurden bei der Analyse von Daten der Cluster-Mission darauf aufmerksam – einer Weltraummission der ESA, bestehend aus einer Konstellation von vier Raumsonden in der Erdumlaufbahn, welche erforschen, wie Sonne und Erde interagieren.

Der Übergang von schwacher zu starker Alfvénischer Turbulenz ist die kritischste, bisher durch Beobachtungen nicht bestätigte Vorhersage der magnetohydrodynamischen (MHD) Turbulenztheorie der letzten drei Jahrzehnte. Sie ist besonders schwierig, weil die dreidimensionale Abtastung von Turbulenzänderungen bisher nicht möglich war. Daher entwickelte das Forschungsteam neue Analysemethoden, um dreidimensionale Informationen über Geschwindigkeits- und Magnetfeldänderungen zu erhalten und damit Beobachtungen und theoretische Vorhersagen vergleichen zu können. „Die beobachtete Bestätigung des Übergangs von schwacher zu starker Turbulenz löst nun das letzte Rätsel der MHD-Turbulenztheorie: Sie belegt, dass sich die Turbulenz unabhängig von anfänglichen Störungen während der Energiekaskade mit zunehmender Nichtlinearität von linearen wellenförmigen 2D-Fluktuationen zu starker 3D-Turbulenz selbstorganisiert, was die Allgemeingültigkeit der starken MHD Turbulenz unterstreicht“, sagt Huirong Yan.

Im Ergebnis vertiefen diese Erkenntnisse unser Wissen über die Turbulenz erheblich. Ihre Auswirkungen erstrecken sich über die Untersuchung der Turbulenz selbst hinaus auf Teilchentransport und -beschleunigung, auf Strukturänderungen von Magnetfeldern, auf die Sternentstehung und alle anderen relevanten physikalischen Prozesse von unserer Erde bis zum fernen Universum.

Originalveröffentlichung
Siqi Zhao, Huirong Yan et al., 2024, Identification of the weak-to-strong transition in Alfvénic turbulence from space plasma, Nature Astronomy
https://www.nature.com/articles/s41550-024-02249-0
pdf: https://www.nature.com/articles/s41550-024-02249-0.pdf

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• Helmholtz-Gemeinschaft Deutscher Forschungszentren

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Quelle: MPE 14. Dezember 2023.

14. Dezember 2023 – Eine neue Himmelskarte des eROSITA-Teleskops zeigt Röntgenstrahlen, die von Millionen Grad heißem Plasma in und um die Milchstraße emittiert werden. Bei der Analyse dieser Daten stellte das Team am Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik fest, dass das sehr heiße, ionisierte Gas eine Verteilung ähnlich der stellaren Scheibe aufweist, möglicherweise eingebettet in einen viel größeren kugelförmigen Halo. Damit wissen die Forschenden nun mehr über Form und Größe eines großen Teils des zirkumgalaktischen Mediums der Milchstraße, das ein großes Gasreservoir für die zukünftige Sternentstehung darstellt.

Sterne entstehen aus Gas in einem endlosen Prozess, der sich sowohl aus ursprünglicher kosmischer Materie als auch von recyceltem Gas früherer Sterngenerationen speist. In Spiralgalaxien wie der Milchstraße gibt es jedoch einfach zu viele Sterne und nicht genug sichtbares Gas, um das derzeitige Niveau der Sternentstehung über lange Zeit aufrechtzuerhalten. Daher gehen die Astronomen davon aus, dass ein großes Gasreservoir über die gesamte Galaxie existiert, dessen Größe möglicherweise zehnmal so groß ist wie der Durchmesser der Sternscheibe.

Details über Form, Größe und Menge an Materie in diesem so genannten zirkumgalaktischen Medium sind jedoch noch umstritten – sie sind durch Beobachtungen nur schlecht zu erfassen. Klar ist, dass das Gas im zirkumgalaktischen Medium bisher weder mit optischen noch mit IR- oder Radioteleskopen nachgewiesen werden konnte. Daher muss das meiste Gas im zirkumgalaktischen Medium sehr heiß sein (etwa eine Million Grad) und eine sehr geringe Dichte aufweisen (weniger als 1000 Teilchen pro Kubikmeter). Aufgrund dieser hohen Temperaturen müsste das Gas Röntgenstrahlung aussenden, die aber wegen der geringen Dichte sehr schwach sein muss – schwächer als das, was bisher beobachtet werden konnte. Ein deutliches Merkmal, das die Existenz eines solch dünnen, heißen Gases bestätigt, sind Emissionslinien hochionisierter Sauerstoffatome (zum Beispiel die O VIII-Atomlinie), die im Röntgenlicht zu beobachten sind.

Das eROSITA-Teleskop, das vollständig am Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE) gebaut wurde, hat nun zum ersten Mal den Himmel nach weicher Röntgenstrahlung abgesucht. Die daraus resultierende Karte der gesamten westlichen galaktischen Hemisphäre wurde am MPE erstellt und überprüft. „Die Karte zeigt nicht nur, dass um uns herum überall heißes Gas existiert, sondern liefert auch genügend Details, um seine Struktur viel genauer zu erforschen als je zuvor“, sagt Xueying Zheng vom MPE, deren Arbeit die Grundlage für die Analyse der Verteilung des heißen Plasmas bildet.

„Wir sehen die O VIII-Emission aus allen Richtungen des weichen Röntgenhimmels“, unterstreicht Nicola Locatelli, der die eROSITA-Datenanalyse am MPE leitete. „Dies bestätigt die diffuse Beschaffenheit des heißen Gases, und wir können jetzt sogar untersuchen, wie es sich um uns herum verteilt.“

Das Team am MPE fand insbesondere heraus, dass die Geometrie des Gases durch zwei Komponenten beschrieben werden kann: einen sehr großen, mehr oder weniger kugelförmigen Halo und eine nähere Komponente, die der stellaren Scheibe ähnelt. Der heiße Halo ist etwa viermal so groß (bis zu ~100 Kiloparsec) wie die optische Größe der Milchstraße, und die nahe Komponente reicht bis zur Größe der sogenannten „dicken Scheibe“ (etwa 7 kpc mit einer Höhe von 1 kpc). Aufgrund seines enormen Volumens umfasst der heiße Halo den größten Teil der Masse – aber die nähere scheibenförmige Komponente erzeugt die meisten der von eROSITA beobachteten Photonen, sie ist etwa zehnmal heller als der Halo.

Im Prinzip lässt sich die hohe Temperatur des Gases durch die Energie erklären, die durch Supernova-Explosionen aus der Scheibe der Milchstraße in das zirkumgalaktische Medium injiziert wird. In einem alternativen Szenario wird Rohmaterial aus noch weiter entfernten Regionen, dem so genannten intergalaktischen Medium, zugeführt. Dieses wird während des Einfalls erhitzt und bildet so den sphärischen Halo.

Ein wichtiger Aspekt dieser neuen Studie ist die Entfernung, in der der größte Teil der Strahlung beobachtet wird, nämlich einige Kiloparsec von der Sonne entfernt. Diese relative Nähe spricht für das Szenario der Supernova-Explosionen als Ursprung des heißen Gases. Dies bestätigt auch Theorien zur Galaxienentwicklung, wonach das Gas in der Sternscheibe selbst recycelt wird. In Kürze werden hochmoderne Röntgenspektrographen in der Lage sein, die Radialgeschwindigkeit dieses Gases zu bestimmen. Sie können so die Kartierung der Gesamtgeometrie des heißen Gases ergänzen und die Modelle für die Entstehung und Entwicklung von Galaxien weiter verfeinern. Das MPE wird dank des künftigen Athena-Instruments weiterhin eine entscheidende Rolle bei der Lösung dieser Aufgabe spielen.

Originalveröffentlichungen:
Broadband maps of eROSITA and their comparison with theROSAT survey
Xueying Zheng, Gabriele Ponti, Michael Freyberg, Jeremy Sanders, Nicola Locatelli, Andrea Merloni, Andy Strong, Manami Sasaki, Johan Comparat, Werner Becker, Juergen Kerp, Chandreyee Maitra, Teng Liu, Peter Predehl, Konstantina Anastasopoulou, Georg Lamer
A&A, accepted
doi.org/10.1051/0004-6361/202346576
https://www.aanda.org/component/article?access=doi&doi=10.1051/0004-6361/202346576

Locatelli, N. ; Ponti, G. ; Zheng, X. ; Merloni, A. ; Becker, W. ; Comparat, J. ; Dennerl, K. ; Freyberg, M. J. ; Sasaki, M. ; Yeung, M. C. H.
The warm-hot circumgalactic medium of the Milky Way as seen by eROSITA
A&A, accepted
dx.doi.org/10.48550/arXiv.2310.10715
https://arxiv.org/abs/2310.10715
pdf: https://arxiv.org/pdf/2310.10715

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• Röntgenteleskope ART-XC und eRosita auf Spektr-RG (SRG)

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Quelle: Max-Planck-Institut für Radioastronomie 8. November 2023.

8. November 2023 – Zum ersten Mal ist es gelungen, die Spiralform des drehenden Lichts zu messen, das vom Rand eines supermassereichen Schwarzen Lochs entweicht. Diese Ergebnisse hat die Event Horizon Telescope (EHT) Kollaboration (an der das MPI für Radioastronomie und das Institut de Radioastronomie Millimétrique maßgeblich beteiligt sind) kürzlich veröffentlicht. Diese sogenannte zirkulare Polarisation ist eine Folge der Rotation der Schwingungsrichtung des elektrischen Feldes in den Radiowellen. Auf seiner Reise bringt das Radiolicht Informationen über die Magnetfeld-Struktur und die Zusammensetzung der energetischen Teilchen nahe dem Schwarzen Loch mit sich. Die neue Arbeit, die heute in der Fachzeitschrift Astrophysical Journal Letters veröffentlicht wurde, unterstützt frühere Erkenntnisse des EHT bezüglich eines rotierenden Magnetfeldes, das stark genug ist das schwarze Loch in der Galaxie M87 zeitweise daran zu hindern, Materie zu “verschlucken”.

“Die Untersuchung der zirkularen Polarisation war der letzte Teil unserer umfassenden Analyse der Polarisation um das Schwarze Loch in M87 mit den Daten aus dem Jahr 2017. Da die zirkulare Polarisation relativ schwach ist, war es besonders schwierig dieses Signal zu extrahieren”, sagt Andrew Chael, Wissenschaftler der Gravity Initiative an der Princeton University, der das heute vorgestellte Projekt koordiniert hat. „Diese neuen Ergebnisse bestätigen unser Bild eines starken Magnetfelds, welches das heiße Gas um das Schwarze Loch durchdringt. Die EHT-Beobachtungen helfen uns, besser zu verstehen, wie Schwarze Löcher Materie aufsaugen und gleichzeitig energiereiche Jets ausstoßen, die weit über die Galaxie hinausreichen können, in der sich das Schwarze Loch befindet.”

Im Jahr 2019 erreichte das Event Horizon Telescope (EHT) einen Meilenstein als es zum ersten Mal ein Bild eines glühenden Rings aus heißem Plasma um das zentrale Schwarze Loch in M87 zeigte. Im Jahr 2021 veröffentlichten die EHT-Wissenschaftler dann ein weiteres Bild, das die Ausrichtung der elektrischen Felder des Lichts zeigt, also die lineare Polarisation aus dem Plasmaring. Diese lineare Polarisation deutet auf die Existenz geordneter und starker Magnetfelder in der Nähe des Ereignishorizonts des Schwarzen Lochs hin.

„Darauf aufbauend liefern unsere neuen Messungen der zirkularen Polarisation, die zeigen, wie sich die elektrischen Felder des Lichts spiralförmig drehen, eine noch überzeugendere Bestätigung für die Existenz dieser starken Magnetfelder“, sagt Eduardo Ros, Wissenschaftler am MPIfR und Koautor der veröffentlichten Arbeit.

„Das zirkular polarisierte Signal ist etwa 100 Mal schwächer als die unpolarisierte Strahlung, die wir für das erste Bild des Schwarzen Lochs verwendet haben“, erklärt Ioannis Myserlis, Astronom am Institut für Radioastronomie im Millimeterbereich (IRAM). „Dieses schwache Signal in den Daten zu finden war, als würde man versuchen, ein Gespräch neben einem Presslufthammer zu verfolgen. Wir mussten unsere Methoden sorgfältig testen, um herauszufinden, worauf wir uns wirklich verlassen konnten.”

Um diese genaue Analyse durchführen zu können, entwickelte und testete das Team mehrere neue Methoden, um aus den spärlichen und verrauschten EHT-Messungen ein polarisiertes Bild zu rekonstruieren. „Es war entscheidend, unsere verschiedenen Analysemethoden gegen simulierte Daten und gegeneinander zu testen“, sagt Freek Roelofs, Postdoktorand am Center for Astrophysics | Harvard and Smithsonian. In einer ebenfalls heute veröffentlichten Arbeit stellte Roelofs fest, dass die Daten einen überraschenden Unterschied zwischen den links- und rechtshändig zirkular polarisierten Anteilen des Lichtes des Rings zeigen. Dieses Ergebnis basiert jedoch auf der (plausiblen) Annahme einer ringförmigen Struktur der Emission – unter weniger stringenten Annahmen über die Helligkeitsverteilung verschwanden diese Unterschiede. „Zusammen zu arbeiten und herauszufinden, was und was nicht aus den Daten abgeleitet werden kann, hat dieses Projekt unglaublich spannend und interessant gemacht“, sagt Roelofs.

Das Team führte verschiedene Tests mit den Daten durch, die alle auf die tatsächliche Präsenz zirkular polarisierten Lichtes in der Nähe des Ereignishorizonts hinweisen. Maciek Wielgus, Wissenschaftler am MPIfR und Mitglied des Teams, erklärt: „Da die Genauigkeit der EHT-Messungen der zirkularen Polarisation durch die Messempfindlichkeit begrenzt war, konnte unser Team letztlich kein klares Bild von der ‚Händigkeit‘ des zirkular polarisierten Lichtes gewinnen. Stattdessen konnten wir aber feststellen, dass der zirkular polarisierte (oder spiralförmige) Anteil des Lichts nur einen kleinen Teil des gesamten Lichts ausmacht, aus dem sich das Bild des Schwarzen Lochs zusammensetzt.”

In einer kürzlich durchgeführten Studie hat das Team des EHT mit einer speziellen Messtechnik verschiedene Hypothesen über die Form und das Verhalten von Plasma- und Magnetfeldern in der Umgebung eines Schwarzen Lochs untersucht. Dabei kamen auch modernste Supercomputer-Simulationen zum Einsatz. Die nun vorliegende Messung der zirkularen Polarisation untermauert frühere Befunde, die auf die Existenz starker Magnetfelder hindeuten. Diese Magnetfelder üben eine beträchtliche Kraft auf die in das Schwarze Loch fallende Materie aus und begünstigen die Bildung robuster Plasmajets, die sich weit vom Zentralbereich der Galaxie M87 entfernen.

Die kombinierte Analyse von Simulationen und Beobachtungen zeigt eine turbulente und dynamische Umgebung nahe dem Ereignishorizont des Schwarzen Lochs. In dieser Region kommt es zu heftigen Wechselwirkungen zwischen Magnetfeldern, dem heißen Plasma und der Schwerkraft.

„Obwohl die EHT-Daten von 2017 nicht empfindlich genug sind, um alle Details in der Struktur der zirkularen Polarisation um das Schwarze Loch zu enthüllen, sind wir optimistisch die momentanen Einschränkungen überwinden zu können“, sagt Thomas Krichbaum vom MPIfR, einer der Pioniere von Millimeter-VLBI Messungen. „Unsere laufende Analyse neuerer und besserer EHT-Datensätze verspricht, dass wir dieses Signal noch genauer messen können. Das würde uns Aufschluss darüber geben, ob Materie-Antimaterie-Paare Teil des Plasmas am Ereignishorizont sind und welche Mechanismen ihrer Beschleunigung auf nahezu Lichtgeschwindigkeit zugrunde liegen“, schließt er.

Unter den teilnehmenden Teleskopen in der Messung befindet sich auch das vom MPIfR gebaute und betriebene Radioteleskop APEX in Chile. „Die Arbeit an diesen bahnbrechenden Beobachtungen war zweifellos eine große Herausforderung, aber sie hat uns auf die spannenden Perspektiven vorbereitet, die noch vor uns liegen“, ergänzt Anton Zensus, Gründungsvorsitzender der EHT-Kooperation und Direktor am MPIfR. Er fügt hinzu: „Das EHT erlebt derzeit eine rasante Expansion mit neuen Teleskopen und verbesserter Technologie an allen Observatorien, die auch auf den Ergebnissen von unserem VLBI-Korrelator in Bonn basieren.“

Mehr Informationen
An der EHT-Kollaboration sind mehr als 300 Forscher aus Afrika, Asien, Europa sowie Nord- und Südamerika beteiligt. Die internationale Kollaboration arbeitet daran, die detailliertesten Bilder von Schwarzen Löchern zu erfassen, die je gemacht wurden, indem sie ein virtuelles Teleskop in Erdgröße erzeugt. Unterstützt durch beträchtliche internationale Investitionen verknüpft das EHT bestehende Teleskope mit neuartigen Systemen und schafft so ein grundlegend neues Instrument mit dem höchsten bisher erreichten Winkelauflösungsvermögen.

Die einzelnen beteiligten Teleskope sind: ALMA, APEX, das IRAM 30-Meter-Teleskop, das IRAM NOEMA Observatorium, das James Clerk Maxwell Teleskop (JCMT), das Large Millimeter Telescope (LMT), das Submillimeter Array (SMA), das Submillimeter Teleskop (SMT), das South Pole Telescope (SPT), das Kitt Peak Teleskop und das Greenland Telescope (GLT).

Das EHT-Konsortium besteht aus 13 beteiligten Instituten: dem Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics, der University of Arizona, der University of Chicago, dem East Asian Observatory, der Goethe-Universität Frankfurt, dem Institut de Radioastronomie Millimétrique, dem Large Millimeter Telescope, dem Max-Planck-Institut für Radioastronomie, dem MIT Haystack Observatory, dem National Astronomical Observatory of Japan, dem Perimeter Institute for Theoretical Physics, der Radboud University und dem Smithsonian Astrophysical Observatory.

Folgende Wissenschaftler, die dem MPIfR angehören, sind Mitautoren der Veröffentlichung: Walter Alef, Rebecca Azulay, Uwe Bach, Anne-Kathrin Baczko, Silke Britzen, Gregory Desvignes, Sergio A. Dzib, Ralph P. Eatough, Christian M. Fromm, Michael Janssen, Dong-Jin Kim, Jae-Young Kim, Joana A. Kramer, Michael Kramer, Thomas P. Krichbaum, Mikhail Lisakov, Jun Liu, Kuo Liu, RuSen Lu, Andrei P. Lobanov, Nicholas R. MacDonald, Nichola Marchilli, Karl M. Menten, Cornelia Müller, Hendrik Müller, Aristeidis Noutsos, Gisela N. Ortiz-León, Georgios F. Paraschos, Felix M. Pötzl, Eduardo Ros, Helge Rottmann, Alan L. Roy, Tuomas Savolainen, Lijing Shao, Pablo Torne, Efthalia Traianou, Jan Wagner, Robert Wharton, Maciek Wielgus, Gunther Witzel, und J. Anton Zensus.

Bei IRAM, mit seinen Standorten in Grenoble und Granada, sind folgende Wissenschaftler Mitglieder des Teams: Michael Bremer, Dominique Broguiere, Sergio A. Dzib, Roberto García, Olivier Gentaz, Carsten Kramer, Ioannis Myserlis, Roberto Neri, Vincent Piétu, Ignacio Ruiz, Salvador Sánchez, Miguel Sánchez-Portal, Karl-Friedrich Schuster, und Pablo Torne.

Originalveröffentlichungen
First M87 Event Horizon Telescope Results IX: Detection of Near-Horizon Circular Polarization
EHT Collaboration et al., The Astrophysical Journal, 8 November 2023, DOI: 10.3847/2041-8213/acff70
https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/acff70
pdf: https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/acff70/pdf
Polarimetric geometric modeling for mm-VLBI observations of black holes
F. Roelofs, M.D. Johnson, A. Chael, M. Janssen, M. Wielgus, and the EHT Collaboration, The Astrophysical Journal, 8 November 2023, DOI: 10.3847/2041-8213/acff6f
https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/acff6f
pdf: https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/acff6f/pdf

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• Schwarze Löcher
• Event Horizon Telescope „EHT“

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Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung 24. August 2023.

24. August 2023 – Kleinste Plasmaströme auf der Sonne, die mit Geschwindigkeiten von einigen hundert Kilometern pro Stunde von der Sonnenkorona ins All rasen, könnten der lang gesuchte Antrieb des Sonnenwindes sein. Wie ein Forscherteam unter Leitung des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen heute in der Fachzeitschrift Science berichtet, findet sich in hochaufgelösten Aufnahmen eines koronalen Lochs, die der ESA-Raumsonde Solar Orbiter im März vergangenen Jahres gelungen sind, eine Vielzahl solcher Mini-Ströme. Koronale Löcher zeigen sich als dunkle Bereiche in Aufnahmen der Korona und gelten als Ausgangsort des Sonnenwindes. Wie die Auswertungen jetzt zeigen, sind die Plasmaströme zwar ein ständig wiederkehrendes und häufiges Phänomen, jeder einzelne reißt jedoch nach kurzer Zeit ab. Dies legt den Schluss nahe, dass der Sonnenwind bei näherer Betrachtung nicht als gleichmäßiger Teilchenstrom ausgestoßen wird, sondern zu Beginn und auf kleinen Skalen unregelmäßig fluktuiert.

Die Sonne sendet nicht nur Strahlung ins All, sondern auch einen Strom geladener Teilchen wie etwa Protonen und Elektronen. Dieser Sonnenwind fällt je nach Aktivität der Sonne mal stärker und mal schwächer aus, kommt jedoch nie vollständig zum Erliegen. Die schnellsten Teilchen des Sonnenwindes erreichen Überschallgeschwindigkeiten von mehr als 500 Kilometern pro Sekunde. Ihre Quellregionen sind koronale Löcher vorzugsweise in der Nähe der Sonnenpole. Auf Aufnahmen der Sonnenkorona im ultravioletten Licht zeigen sich diese „Löcher“ als dunkle Bereiche. Dort weisen die Feldlinien des Sonnenmagnetfeldes nicht bogenförmig zurück zur Sonne, sondern ragen in den interplanetaren Raum. Die Aufnahmen der Raumsonde Solar Orbiter, die das Forscherteam nun ausgewertet hat, zeigen ein solches koronales Loch in bisher unerreichter Detailschärfe und mit schneller Bildabfolge.

Zum Zeitpunkt der Aufnahmen am 30. März 2022 hatte Solar Orbiter den sonnennächsten Punkt seiner stark elliptischen Umlaufbahn um die Sonne erreicht. Aus einem Abstand von nur etwa 50 Millionen Kilometern blickte die Sonde aus geringerem Abstand auf die Sonnenkorona, als jeder ihrer Vorgänger. Etwa eine halbe Stunde lang konnte das Instrument Extreme-Ultraviolet Imager (EUI), zu dessen Bau und Entwicklung auch wissenschaftlich-technische Teams des MPS beigetragen haben, seinen Blick auf ein koronales Loch in der Nähe des Südpols richten.

„Wie genau es der Sonne gelingt, den Sonnenwind mit hohen Geschwindigkeiten ins All zu beschleunigen, war bisher unklar. Die einzigartigen Aufnahmen von Solar Orbiter bieten uns die Möglichkeit, genauer als je zuvor auf die Quellregionen des Sonnenwindes zu schauen und so diesen Prozess besser als zuvor zu verstehen“, erklärt MPS-Wissenschaftler Dr. Lakshmi Pradeep Chitta, Erstautor der neuen Studie.

Kleine Ausbrüche mit großer Wirkung
In den Aufnahmen findet sich eine Vielzahl kleinster Ströme, die sich mit Geschwindigkeiten von einigen hundert Kilometern pro Sekunde von der Sonne fortbewegen. Sie sind etwa 100 Kilometer breit, von langgezogener oder Y-förmiger Gestalt und recht kurzlebig: nach etwa 20 bis 100 Sekunden verblassen sie. Auch die Energie, die jeder einzelne Strom transportiert, ist verhältnismäßig klein: etwa der billionste Teil der Energie, welche die größten Explosionen im Sonnensystem, Strahlungsausbrüche der Sonne der Kategorie X, freisetzen. Deshalb sprechen die Forscherinnen und Forscher von Piko-Flare-Strömen. Für irdische Verhältnisse ist diese Energiemenge dennoch gewaltig: Sie entspricht etwa der Energiemenge, die 10.000 Haushalte in Deutschland im Laufe eines Jahres verbrauchen.

In der Summe dürften die Mini-Ströme dennoch einen Großteil der Energie bereitstellen, die erforderlich ist, die Sonnenwindteilchen auf ihre Überschallreise durchs All zu schicken. „Die Ströme, die wir nun entdeckt haben, sind zwar klein und treten nur sporadisch auf“, so Chitta, „sie sind aber offenbar ein häufiges Phänomen und in dem betrachteten koronalen Loch geradezu allgegenwärtig.“ Auslöser der Piko-Flare-Ströme könnten lokale Umstrukturierungen des Sonnenmagnetfeldes sein. Von größeren, ähnlich geformten Strömen ist bekannt, dass sie dort entstehen, wo sich offene und geschlossene Feldlinien des Sonnenmagnetfeldes treffen, neu anordnen und dabei Energie freisetzen.

Teilchenstrom mit Feinstruktur
In bisherigen Vorstellungen ist der Sonnenwind ein über große Zeiträume betrachtet zwar an- und abschwellender, ansonsten aber homogener Teilchenstrom. Diese Sicht scheint nicht länger haltbar zu sein. Wie Solar Orbiters zeitlich und räumlich hochaufgelöste Messungen zeigen, nimmt der Sonnenwind seinen Ursprung offenbar in Gestalt vieler winziger Ströme – ähnlich wie die meisten Flüsse sich aus einer Vielzahl kleiner Bäche und Nebenarme speisen.

„Je genauer wir mit Solar Orbiter in die Korona der Sonne schauen, desto mehr finden wir, welch entscheidende Rolle kleinste Strukturen und Prozesse für das Verständnis unseres Sterns spielen“, so Koautor Prof. Dr. Hardi Peter vom MPS. Die Forschenden halten es für möglich, dass sogar noch kleinere Ströme oder schwächere Strahlungsausbrüche, die auch dem Sonnenspäher der ESA verborgen bleiben, am Werk sind. Die Forscherinnen und Forscher hoffen nun, im weiteren Verlauf der Mission mehr über die Piko-Flare-Ströme zu lernen. In den kommenden Jahren wird Solar Orbiter, die Ebene, in der die Planeten um die Sonne kreisen, mehr und mehr verlassen und so eine immer bessere Sicht auf ihre Polregionen – und die dortigen koronalen Löcher – genießen.

Originalveröffentlichung
L.P. Chitta et al.: Picoflare jets power the solar wind emerging from a coronal hole on the Sun, Science, 24. August 2023,
dx.doi.org/10.1126/science.ade5801, https://www.science.org/doi/10.1126/science.ade5801.

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• Unsere Sonne

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Quelle: Christian-Albrechts-Universität zu Kiel (CAU) 14. Juni 2023.

14. Juni 2023 – Am Freitag, 16. Juni (Anm. d. Red.: Start verschoben!), tritt der nach dem deutschen Physiker Heinrich Hertz benannte Kommunikationssatellit seine Reise in eine Erdumlaufbahn an. Zwischen 23.26 Uhr und 01:01 Uhr deutscher Zeit soll er vom europäischen Weltraumbahnhof Kourou in Französisch Guiana aus gestartet werden. Anstelle eines rein chemischen Antriebs verwendet diese Mission der Deutschen Raumfahrtagentur im Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) auch zusätzlich einen effizienteren elektrischen Antrieb. Unter den vielen Experimenten an Bord befindet sich das an der Christian-Albrechts-Universität zu Kiel (CAU) entwickelte Messgerät „Electric Propulsion Diagnostics Package Plasma Sensor“ (EPDPPS), um erstmals die Wechselwirkungen des neuen Antriebs mit dem Satelliten zu untersuchen.

Die Heinrich-Hertz-Mission hat gleich mehrere Ziele: Eines davon ist es, neue Technologien für die Satellitenkommunikation auf ihre Weltraumtauglichkeit zu testen. Dafür wird der Kommunikationssatellit 15 Jahre in einem geostationären Orbit um die Erde kreisen, das heißt er befindet sich dann immer über derselben Stelle an der Erdoberfläche. Die Stabilisierung und Lageregelung des Satelliten erfolgt durch sehr sparsame elektrische Triebwerke, die Plasmatechnologie nutzen. Sie erlauben es, den Satelliten mit viel weniger Treibstoff und dafür einer größeren Nutzlast auszustatten. Allerdings stoßen diese Triebwerke Plasma mit sehr hoher Geschwindigkeit aus. Dadurch können Wechselwirkungen mit dem umgebenden, sehr dünnen Weltraumplasma entstehen und dessen Eigenschaften verändert werden. Dies kann dazu führen, dass ein kleiner Anteil des Plasmas zum Satelliten zurück beschleunigt wird.

Um die Rückwirkung dieser relativ neuen Antriebstechnologie auf den Satelliten besser zu verstehen, wurde am Institut für Experimentelle und Angewandte Physik der CAU der EPDPPS entwickelt, gebaut und getestet. Dazu haben die Arbeitsgruppen Plasmatechnologie von Prof. Holger Kersten und Extraterrestrische Physik von Prof. Robert Wimmer-Schweingruber eng zusammengearbeitet und Know-How aus den beiden Gruppen kombiniert. Das Kieler Experiment ist dabei Teil eines größeren Diagnostiksystems, welches von der Firma von Hoerner & Sulger in Schwetzingen entwickelt und gebaut wurde. „Das Gerät soll die Eigenschaften des Plasmas um den Satelliten herum messen und wie diese durch den Betrieb des elektrischen Antriebes verändert werden“, erklärt Wimmer-Schweingruber, der das Projekt leitet. „Der Rückfluss auf den Satelliten könnte zu einer Erosion oder auch zu einer Beschichtung von Teilen der Satellitenoberfläche führen“, so der Astrophysiker.

Außerdem können „diese Prozesse zum Beispiel die Wirksamkeit der Solarpanele des Satelliten negativ beeinflussen. Wir wissen aber nicht, ob sie dafür stark genug sind. Deshalb sind wir sehr gespannt auf die ersten Daten von EPDPPS“, ergänzt Kersten, „solche gab es bisher nicht. Sie sind sehr wichtig um zu verstehen, wie die Oberfläche des Satelliten durch diese Antriebe verändert wird.“ Der Plasmaphysiker erforscht schon lange die Anwendung von Plasmen zum Beispiel zur Behandlung von Oberflächen oder in der Nanotechnologie. Die besonderen Eigenschaften des ionisierten Gasgemisches schaffen eine hochaktive Umgebung, die viele Einsatzfelder ermöglicht, aber auch zu Wechselwirkungen führen kann.

Der Start kann am 16. Juni live mitverfolgt werden:
https://www.arianespace.com/

Die Heinrich-Hertz-Mission und ihre Partner
Mit der Heinrich-Hertz-Mission startet erstmals ein eigener deutscher Kommunikationssatellit zur Erforschung und Erprobung neuer Technologien und Kommunikationsszenarien. Die Mission leistet damit auch einen Beitrag für die Informationsgesellschaft in Deutschland. Die Heinrich-Hertz-Mission wird von der Deutschen Raumfahrtagentur im Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) in Bonn im Auftrag des Bundesministeriums für Wirtschaft und Klimaschutz (BMWK) und unter Beteiligung des Bundesministeriums der Verteidigung (BMVg) geführt. Mit der Entwicklung und dem Bau des Satelliten wurde die OHB-System AG beauftragt. An der Entwicklung und dem Test des Satelliten sind zudem die Firmen IABG GmbH, MDA AG und TESAT GmbH & Co. KG beteiligt. Das Bodensegment mit dem Kontrollzentrum in Bonn wird von der OHB Digital Connect in Zusammenarbeit mit der Firma CGI verantwortet. Die Standorte für die neuen Bodenstationen befinden sich in Hürth (Nordrhein-Westfalen) und Neustrelitz (Mecklenburg-Vorpommern). Für den Start der Mission an Bord der Ariane-5-Trägerrakete (VA261) ist Arianespace verantwortlich. An der Mission sind insgesamt 42 Partner beteiligt – davon 14 an der wissenschaftlichen Nutzlast. Das EPDPPS Projekt wurde durch das Deutsche Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) gefördert.

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• Syracuse-4B und Heinrich Hertz auf Ariane 5 ECA+ von Kourou

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Quelle: Max-Planck-Institut für Kernphysik 6. Dezember 2022.

6. Dezember 2022 – Die im Labor gemessenen Intensitätsverhältnisse wichtiger Strahlungslinien von Eisen wichen bislang von den berechneten ab, und damit herrschte auch Unklarheit über die aus den Röntgenspektren abgeleiteten Zustände sehr heißer Gase, wie in der Korona der Sonne oder der Umgebung Schwarzer Löcher. Mit den neuen experimentellen Daten wurde nun eine Übereinstimmung mit der Theorie erreicht. Damit können Röntgendaten von Weltraumteleskopen zukünftig mit hohem Vertrauen an die dahinterliegenden Atommodelle analysiert werden.

Nahezu alles, was wir über ferne Sterne, Gasnebel und Galaxien wissen, beruht auf der Analyse des Lichts, das wir von ihnen empfangen. Genauer gesagt, der elektromagnetischen Wellen, denn mittlerweile steht Astronomen deren gesamtes Spektrum zur Verfügung. In welchem Spektralbereich ein Körper oder ein Gas besonders hell leuchtet, hängt vor allem von seiner Temperatur ab: Je heißer, desto energiereicher die Strahlung. Im Weltraum befindet sich mehr als 99 Prozent der gesamten sichtbaren Materie im Plasmazustand; es ist so heiß, dass die Atome ein oder mehrere Elektronen verloren haben und als positiv geladene Ionen vorliegen. Extrem heiße Plasmen mit Temperaturen von mehr als eine Million Grad gibt es zum Beispiel in der während einer totalen Sonnenfinsternis sichtbaren Korona der Sonne. Darüber hinaus findet man sie in der Umgebung von Schwarzen Löchern oder als intergalaktisches Gas zwischen den Galaxien.

Die von solchen Plasmen ausgesandte Röntgenstrahlung weist die Fingerabdrücke der in ihnen befindlichen chemischen Elemente auf. Sehr prominent sind Strahlungslinien (Emissionslinien) von mehrfach ionisiertem Eisen, insbesondere Fe XVII, das von seinen ursprünglichen 26 Elektronen 16 verloren hat. Der Grund: Eisen ist unter den schweren Elementen häufig und Fe XVII über einen breiten Temperaturbereich vertreten.

Bei der Analyse eines Röntgenspektrums vergleicht man neben den Energien der Emissionslinien unter anderem die Intensitätsverhältnisse charakteristischer Linien. Um daraus auf die Eigenschaften des kosmischen Plasmas schließen zu können, muss man diese Intensitätsverhältnisse gut kennen. Das ist möglich, indem man sie theoretisch berechnet und im Labor experimentell überprüft. Und genau das war bislang das Problem: Quantenmechanische Rechnungen und Laborergebnisse des Intensitätsverhältnisses von zwei starken Linien namens 3C und 3D wichen um etwa 20 Prozent voneinander ab und stellten unser Verständnis atomarer Struktur und das Vertrauen in die genutzten Modelle in Frage.

Das war nicht nur ein Problem für die Astronomen, sondern auch für die Physiker, denn wo lag der Fehler, in der Theorie oder dem Experiment? Vor zwei Jahren hatte das Team um Doktorand Steffen Kühn vom Heidelberger Max-Planck-Institut für Kernphysik (MPIK) das bis dahin genauestes Experiment durchgeführt, und auch damals blieb eine unerklärbare Diskrepanz bestehen. Das MPIK-Theorieteam um Natalia Oreshkina und Zoltan Harman, sowie Marianna Safronova und Charles Cheung in den USA und Julian Berengut in Australien hatten Supercomputer heißlaufen lassen, um die Emissionslinien 3C und 3D von Fe-XVII mit höchster Präzision erneut zu berechnen: Die Diskrepanz sowie die Fragestellung blieben: Wer hatte Recht?

„Wir waren überzeugt alle damals bekannten systematische Effekte bei der Messung im Griff zu haben“, erinnert sich Kühn. Doch in einem letzten Anlauf wollte er und das Forscherteam geleitet von José Crespo der Sache auf den Grund gehen: Anstelle des Intensitätsverhältnisses der beiden Linien versuchte man die absolute Stärke der einzelnen Übergänge, auch Oszillatorstärke genannt, zu vermessen. Doch um diese individuellen Linienstärken zu vermessen und den Übeltäter der beiden Linien in der theoretischen Betrachtung zu identifizieren, musste die Qualität der Messdaten erheblich verbessert werden.

Für diese knifflige Messung hat Kühn im Rahmen seiner Doktorarbeit eine Electron Beam Ion Trap Apparatur (PolarX-EBIT) verwendet, die im Rahmen eines Projekts von Postdoc Sonja Bernitt am MPIK gebaut worden war. In ihr werden Eisen-Ionen durch einen Elektronenstrahl produziert und in einem Magnetfeld gefangen. Dabei entfernt der Elektronenstrahl die äußeren Elektronen der Eisen-Ionen, bis das gewünschte Fe XVII vorliegt. Dann werden die gefangenen Eisen-Ionen mit Röntgenlicht geeigneter Energie bestrahlt, sodass sie leuchten. Dafür muss die eingestrahlte Energie der Röntgenphotonen variiert werden, bis die gesuchten Linien exakt getroffen werden. Da handelsübliche Quellen die benötigte Röntgenstrahlung nicht produzieren können, musste die PolarX-EBIT zum DESY nach Hamburg transportiert werden. Dort erzeugt das Synchrotron PETRA III einen Röntgenstrahl, dessen Energie sich über einen bestimmten Energiebereich durchstimmen lässt. Auf diese Weise regt man die Eisen-Ionen zur Emission von Röntgenstrahlung an, die dann in Abhängigkeit von der eingestrahlten Photonenenergie spektral analysiert wird.

Mit trickreichen Verbesserungen an der Apparatur und am Messschema gelang es Kühn mit seinen Kollegen Moto Togawa, René Steinbrügge und Chintan Shah, in langen Tagen und kurzen Nächten an der PETRAIII-Strahlröhre die Auflösung der Spektren im Vergleich zu ihrer vorherigen Messung noch einmal zu verdoppeln und den störenden Untergrund, wie er bei jeder Messung auftritt, um einen Faktor tausend zu unterdrücken. Die enorm verbesserte Datenqualität brachte den Durchbruch: Erstmals konnten die zu untersuchenden Emissionslinien vollständig von benachbarten Linien getrennt werden. Außerdem ließen sich die Linien 3C und 3D nun bis zum äußersten Rand vermessen. „In den bisherigen Messungen waren die Flügel dieser Linien im Untergrund versteckt, was zu einer fehlerhaften Interpretation der Intensitäten geführt hatte“, erklärt Kühn. Damit ist auch Maurice Leutenegger vom NASA Goddard Space Flight Center hochzufrieden, der als Experte für Röntgenastrophysik am Experiment mitbeteiligt war: Das Endergebnis stimmt nun hervorragend mit den theoretischen Vorhersagen überein. Das freut auch die Theoretiker.

Damit ist das Vertrauen in die quantenmechanischen Rechnungen gestärkt, mit denen astrophysikalische Spektren analysiert werden. Dies gilt besonders für Linien, für die es keine experimentellen Vergleichswerte gibt“, verdeutlicht Kühn die Bedeutung des neuen Resultats. Und die Spektren der Weltraumteleskope können nun mit höherer Genauigkeit ausgewertet werden. Das betrifft auch zwei große Röntgenobservatorien, die demnächst ins All gelangen sollen: Das unter japanischer Leitung gebaute X-Ray Imaging Spectroscopy Mission (XRISM, Start im Mai 2023) und das Athena X-Ray Observatory der Europäischen Weltraumorganisation ESA (Start in den frühen 2030er Jahren).

Originalpublikation:
New Measurement Resolves Key Astrophysical Fe-XVII Oscillator Strength
Steffen Kühn, Charles Cheung, Natalia S. Oreshkina, René Steinbrügge, Moto Togawa, Sonja Bernitt, Lukas Berger, Jens Buck, Moritz Hoesch, Jörn Seltmann, Florian Trinter, Christoph H. Keitel, Mikhail G. Kozlov, Sergey G. Porsev, Ming Feng Gu, F. Scott Porter, Thomas Pfeifer, Maurice A. Leutenegger, Zoltán Harman, Marianna S. Safronova, José R. Crespo López-Urrutia and Chintan Shah
Physical Review Letters, 5. Dezember 2022 DOII: doi.org/10.1103/PhysRevLett.129.245001, https://journals.aps.org/prl/abstract/10.1103/PhysRevLett.129.245001.

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• physikalische Grundlagenforschung

Der Beitrag Röntgenanalyse ohne Zweifel – Vier Jahrzehnte währendes Rätsel kosmischer Röntgenstrahlung gelöst erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: Max-Planck-Institut für Radioastronomie 22. November 2022.

22. November 2022 – Im Kern fast jeder Galaxie befindet sich ein supermassereiches Schwarzes Loch. Aber nicht alle dieser supermassereichen Schwarzen Löcher sind gleich: Es gibt viele verschiedene Typen. Quasare (oder auch quasi-stellare Objekte) sind eine der hellsten und aktivsten Spielarten von Galaxienzentren, die supermassereiche schwarze Löcher beherbergen.

Eine internationale Gruppe von Wissenschaftlern, darunter auch Astronomen des Max-Planck-Instituts für Radioastronomie in Bonn, präsentiert neue Beobachtungen des ersten jemals identifizierten Quasars. Dieser Quasar mit dem Namen 3C 273 befindet sich in einer Entfernung von ca. 1,9 Milliarden Lichtjahren in Richtung des Sternbilds Virgo. Die neuen hochauflösenden Radiobilder verfolgen den Jet bis hinunter zu der Region, wo sich der Jet bildet. Sie zeigen, wie die Breite des Jets mit zunehmender Entfernung vom zentralen Schwarzen Loch selbst variiert.

Die Ergebnisse sind in der aktuellen Ausgabe der Fachzeitschrift „Astrophysical Journal“ veröffentlicht.

Aktive supermassereiche schwarze Löcher stoßen schmale, unglaublich energiereiche Plasmastrahlen aus, die mit nahezu Lichtgeschwindigkeit entweichen. Thomas Krichbaum, Astronom am Bonner Max-Planck-Institut für Radioastronomie (MPIfR) und einer der Hauptautoren der Arbeit, sagt: „Radiojets in Quasaren werden schon seit langem untersucht, aber die Details der Jetbildung sind immer noch nicht gut verstanden und ein aktuelles Thema der laufenden Forschung. Eine ungelöste Frage ist, wie und wo genau die Jets zu einem engen Strahl gebündelt werden, so dass sie sich bis weit über die Grenzen ihrer Wirtsgalaxie ausbreiten können. Die Astronomen wissen jetzt, dass Jets sogar die Entwicklung von Galaxien beeinflussen können. Die neuen Radiobeobachtungen dringen bis zu 0,5 Lichtjahre tief in das Herz von 3C 273 vor, in die Region nahe dem Schwarzen Loch, in der der Jet-Plasmastrom zu einem schmalen Strahl kollimiert wird.“

Die neue Studie, die heute in der Fachzeitschrift „The Astrophysical Journal“ veröffentlicht wurde, umfasst Beobachtungen des Jets von 3C 273 mit der bisher höchsten Winkelauflösung. Diese bahnbrechende Arbeit wurde durch den Einsatz eng miteinander koordinierter Radioteleskopen rund um den Globus ermöglicht, einer Kombination aus dem „Global Millimeter VLBI Array“ (GMVA) und dem „Atacama Large Millimeter/submillimeter Array“ (ALMA) in Chile. Darüber hinaus wurden ebenfalls koordinierte Beobachtungen mit dem „High Sensitivity Array“ (HSA) durchgeführt, um die Untersuchung von 3C 273 auf einen größeren Maßstab auszudehnen und die Expansion und Form des Jets auch bei größeren Entfernungen vom Quasarkern zu bestimmen. Die diesem Forschungsprojekt zu Grunde liegenden Messdaten wurden im Frühjahr 2017 aufgezeichnet, etwa zur gleichen Zeit wie die Beobachtungen des Event Horizon Telescope (EHT), die die ersten Bilder eines Schwarzen Lochs im Zentrum von M87 enthüllten, einer Radiogalaxie, die etwa 20 Mal näher ist als 3C 273.

Das MPIfR ist federführendes Institut für den Betrieb des GMVA. Die Daten werden im Korrelatorzentrum des Instituts verarbeitet, und die Beobachtungen werden vom Institut aus koordiniert.

„3C 273 wird seit Jahrzehnten als ideales, nahe gelegenes Labor für die Untersuchung von Quasar-Jets betrachtet“, sagt Hiroki Okino, Hauptautor dieser Arbeit und Doktorand an der Universität von Tokio und dem „National Astronomical Observatory of Japan“. „Doch obwohl der Quasar relativ nah ist, hatten wir bis vor kurzem kein Beobachtungsinstrument, das Bilder erzeugen konnte, die scharf genug waren, um zu sehen, wie sich dieser schmale und starke Plasmastrom bildet.“

Das Bild des Jets von 3C 273 ermöglicht den Wissenschaftlern einen allerersten Blick in den innersten Teil des Jets in einem Quasar, dort wo die Kollimation oder Bündelung des Plasmastrahls stattfindet. Das Team fand außerdem heraus, dass sich der Öffnungswinkel des Plasmastroms, der vom Schwarzen Loch wegfließt, langsam verengt. Dieser sich verengende Teil des Strahls setzt sich unglaublich weit fort, weit über den Bereich hinaus, in dem die Schwerkraft des Schwarzen Lochs dominiert.

„Es ist erstaunlich zu sehen, wie sich die Form des mächtigen Plasmastroms in einem extrem aktiven Quasar langsam und über eine große Entfernung ändert. Dies wurde auch in der Nähe von viel schwächeren und weniger aktiven supermassereichen Schwarzen Löchern beobachtet“, sagt Kazunori Akiyama, Forscher am MIT-Haystack-Observatorium und Leiter des Forschungsprojekts. „Die Ergebnisse werfen eine neue Frage auf: Wie kommt es, dass die Jet-Kollimation in derart unterschiedlichen Systemen Schwarzer Löcher so gleichmäßig verläuft?“

Die neuen, extrem scharfen Bilder des Jets 3C 273 wurden durch die Einbeziehung des ALMA-Interferometers ermöglicht, das bei diesen Messungen wie ein einziges großes Radioteleskop funktioniert. Das GMVA und ALMA wurden über Kontinente hinweg mit einer Technik namens „Very Long Baseline Interferometry“ (VLBI) verbunden, um sehr detaillierte Informationen auch von weit entfernten astronomischen Quellen zu erhalten. Die bemerkenswerte VLBI-Fähigkeit von ALMA wurde durch das „ALMA Phasing Project“ (APP) Team ermöglicht. Das internationale APP-Team unter der Leitung des MIT-Haystack-Observatoriums und des MPIfR entwickelte die Hard- und Software, um ALMA, ein Array von 66 Teleskopen, in die empfindlichste astronomische Interferometriestation der Welt zu verwandeln. Die Einbeziehung von ALMA in das Beobachtungsnetzwerk erhöht die Auflösung und Empfindlichkeit des VLBI-Arrays erheblich. Diese Fähigkeit war nicht nur für das GMVA von grundlegender Bedeutung, sondern auch für die Kartierung von Schwarzen Löchern mit dem Event Horizon Telescope.

Anton Zensus, Direktor am MPIfR und Mitautor der vorliegenden Arbeit, fasst zusammen: „Der Beitritt von ALMA zu den globalen VLBI-Netzwerken markiert einen Wendepunkt für die Erforschung Schwarzer Löcher. Damit ist es zum ersten Mal möglich, Bilder von supermassereichen Schwarzen Löchern erhalten, und jetzt hilft es uns in Beobachtungsobjekten wie 3C 273, zum ersten Mal im Detail zu erforschen, wie Schwarze Löcher ihre Jets antreiben, und das selbst bei weit entfernten Galaxien.“

Weitere Informationen:
GMVA: Das „Global Millimeter-VLBI Array“ (GMVA) beobachtet bei 3 mm Wellenlänge und nutzte für diese Forschung im April 2017 die folgenden Stationen: acht Antennen des „Very Long Baseline Array“ (VLBA), das 100-m-Radioteleskop Effelsberg des MPIfR, das 30m-IRAM-Teleskop, das 20-m-Teleskop des Onsala Space Observatory und das 40-m-Radioteleskop des Yebes Observatory. Die Daten wurden am DiFX VLBI-Korrelator am MPIfR in Bonn korreliert.

ALMA: Das „Atacama Large Millimeter/submillimeter Array“ (ALMA) basiert auf der Partnerschaft der Europäischen Südsternwarte (ESO, stellvertretend für ihre Mitgliedsstaaten), der NSF (USA) und NINS (Japan), zusammen mit NRC (Kanada), MOST und ASIAA (Taiwan) und KASI (Republik Korea), in Zusammenarbeit mit der Republik Chile. Das gemeinsame ALMA-Observatorium wird von ESO, AUI/NRAO und NAOJ betrieben. Für diese Arbeit wurden die folgenden ALMA-Daten verwendet: ADS/JAO.ALMA2016.1.01216.V.

APP: Zu den Partnerorganisationen des ALMA-Phasing-Projekts (APP) gehören: MIT Haystack Observatory, USA; Max-Planck-Institut für Radioastronomie (MPIfR), Deutschland; Universität von Concepción, Chile; National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ), Japan; National Radio Astronomy Observatory (NRAO), USA; Institute of Astronomy & Astrophysics, Academia Sinica (ASIAA), Taiwan; Onsala Space Observatory, Schweden; Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA), USA; Universität Valencia, Spanien. Finanziert wurde das APP durch das Major Research Instrumentation Program der National Science Foundation, das ALMA North America Development Program und internationale Partner, die sich die Kosten teilen.

VLBA: Das “Very Long Baseline Array” (VLBA) ist ein Instrument des “National Radio Astronomy Observatory”.

NRAO: Das „National Radio Astronomy Observatory“ (NRAO) ist eine Einrichtung der „National Science Foundation“, die im Rahmen einer Kooperationsvereinbarung von „Associated Universities, Inc.“ betrieben wird.

Das Forscherteam besteht aus Hiroki Okino, Kazunori Akiyama, Keiichi Asada, José L. Gómez , Kazuhiro Hada, Mareki Honma , Thomas P. Krichbaum, Motoki Kino, Hiroshi Nagai, Uwe Bach, Lindy Blackburn, Katherine L. Bouman, Andrew Chael, Geoffrey B. Crew, Sheperd S. Doeleman, Vincent L. Fish, Ciriaco Goddi, Sara Issaoun, Michael D. Johnson, Svetlana Jorstad, Shoko Koyama, Colin J. Lonsdale, Ru-Sen Lu, Ivan Martí-Vidal, Lynn D. Matthews, Yosuke Mizuno, Kotaro Moriyama, Masanori Nakamura, Hung-Yi Pu, Eduardo Ros, Tuomas Savolainen, Fumie Tazaki, Jan Wagner, Maciek Wielgus und Anton Zensus. Thomas P. Krichbaum, Uwe Bach, Ru-Sen Lu, Eduardo Ros, Tuomas Savolainen, Jan Wagner, Maciek Wielgus, und J. Anton Zensus sind mit dem MPIfR affiliiert.

Originalveröffentlichung
Collimation of the Relativistic Jet in the Quasar 3C273
H. Okino et al., The Astrophysical Journal Vol. 940, Number 1, 22 Nov 2022, DOI:10.3847/1538-4357/ac97e5, https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ac97e5, pdf: https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ac97e5/pdf.

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• Aktive Galaktische Kerne – Quasare – supermassive Schwarze Löcher

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Quelle: Max-Planck-Instituts für Plasmaphysik, Frank Fleschner 26. Oktober 2022.

26. Oktober 2022 – Der Durchbruch kam an einem Donnerstag, an dem – wie oft davor – Plasmen mit Neutralteilchenheizung bei hohen Temperaturen untersucht werden sollten. Diese Plasmen waren von einer hartnäckigen Gleichförmigkeit. „Doch mitten in der Serie änderten sich schlagartig die wichtigen Plasmaparameter. Alle Wissenschaftler im Kontrollraum von ASDEX merkten, dass etwas Außergewöhnliches passiert war“, erinnert sich Prof. Dr. Friedrich Wagner, der damals für dieses Forschungsgebiet bei ASDEX zuständig war. Anfangs glaubten viele, dass man es an diesem 4. Februar 1982 mit „schmutzigen Entladungen“ und großen Sägezähnen, also inneren Energierelaxationen, zu tun hatte. Tatsächlich machten Wagner und seine Kollegen am Max-Planck-Institut für Plasmaphysik (IPP) in Garching eine der bis heute wichtigsten Entdeckungen der Kernfusionsforschung: Sie fanden die H-Mode.

Vor 40 Jahren, am 8. November 1982 erschien der zugehörige Fachartikel in der Zeitschrift „Physical Review Letters“. Er beendete eine jahrelange Phase der Stagnation und der Enttäuschung in der Fusions-Community über den Nutzen der Neutralteilchenheizung. Zwar hatten die Forschenden in den 1970er Jahren Plasmen auf beachtliche Ionentemperaturen von sieben Kiloelektronenvolt heizen können – was kurzzeitig eine wahre Euphorie auslöste. Bald stellte sich aber heraus, dass die hohen Plasmatemperaturen durch eine Abnahme beim Energieeinschluss erkauft war. Es war so, als würde man ein Zimmer kräftig heizen und gleichzeitig die Fenster aufreißen. Dieses Plasmaverhalten stellte eine Gefahr für die weitere Entwicklung eines Fusionskraftwerks dar.

Viele in der Fusions-Community hielten die H-Mode für einen Messfehler
Heute heißt dieser ungünstige Betriebszustand L-Mode (Low-Confinement Mode). Wagners Entdeckung an ASDEX, dem Vorgänger des jetzigen Garchinger Experiments ASDEX Upgrade, bezeichnen die Forscher dagegen als High-Confinement Mode, kurz H-Mode. Dass es sich dabei tatsächlich um einen neuen Plasmaszustand handelte, war anfangs umstritten. „Ich fuhr im Juni 1982 zur Varenna Summer School in Italien, auf der ich unsere Ergebnisse erstmals öffentlich vorstellte. Besonders amerikanische Kollegen verbreiteten hinterher, dass wir in ASDEX den Plasmastrom nicht korrekt messen würden“, sagt Wagner, der später Direktor am IPP wurde. Erst beim nächsten wichtigen Symposium im September in Baltimore überzeugte er seine Kollegen – nachdem sie ihn vorher in einer stundenlangen Diskussion „gegrillt“ hatten. Wenig später konnten auch sie den neuen Plasmazustand in ihren Anlagen erzeugen.

„Die Entdeckung der H-Mode hat ITER erst möglich gemacht“, erklärt Prof. Dr. Elisabeth Wolfrum, die heute am IPP die Forschung an der H-Mode fortsetzt. ITER – die größte Fusionsanlage der Welt, entsteht derzeit im südfranzösischen Cadarache. Sie ist dafür ausgelegt, zehnmal mehr Leistung aus einem Fusionsplasma zu erzeugen, als an Heizleistung zugeführt wird. Dass ITER nach dem Vorbild von ASDEX und auch ASDEX Upgrade aufgebaut ist, liegt auch an der H-Mode. Diese trat bei ASDEX zuerst auf, weil dort im Donut-förmigen Vakuumgefäß vom Typ Tokamak das Plasma unten erstmals nicht rund, sondern spitz zulaufend geformt wurde. Die Physiker nennen die Spitze den X-Punkt. Dort wird überschüssige Energie in den sogenannten Divertor, quasi den Aschekasten eines Fusionsreaktors, abgeführt. Heute ist diese Bauweise Standard in allen Fusionsanlagen, die Magnetfelder zum Einschließen des Plasmas benutzen.

Die H-Mode führt zur Bildung einer Isolationsschicht am Plasmarand
Kurz nach der Entdeckung der H-Mode wurde am ASDEX gezeigt, warum Plasmen in diesem Zustand Energie doppelt so gut einschließen können wie in der L-Mode. „Am äußeren Rand des Plasmas bildet sich eine sehr effektive Isolationsschicht“, erklärt Wolfrum. „Die Temperaturdifferenz zwischen ihrer Außenseite und der dem Plasmainneren zugewandten Seite beträgt mehrere Millionen Grad Celsius.“ Allerdings entdeckten die Physikerinnen und Physiker auch eine unangenehme Begleiterscheinung der H-Mode: Am Plasmarand entstehen in regelmäßigen Zeitabständen heftige Energieeruptionen – so genannte Edge Localized Modes (ELMs). „In ASDEX Upgrade sind ELMs verkraftbar, aber im viel größeren ITER wären sie so stark, dass die beschichteten Wandoberflächen des Vakuumbehälters schmelzen würden“, sagt Wolfrum. ITER wird mit dem vierfachen Gefäßradius von ASDEX Upgrade gebaut, was wohl zu zehn- bis 15mal so starken ELM-Energien wie bei ASDEX Upgrade führen würde. Deshalb gehört die Unterdrückung dieser Störungen zu den wichtigsten Forschungsgebieten der Fusionsphysik.

Zentrale Fragen in Sachen H-Mode sind auch 40 Jahre nach ihrer Entdeckung noch ungeklärt. Etwa: Wie genau lässt sich der Übergang von der L-Mode in die H-Mode physikalisch erklären? Oder: Wie dick ist die Isolationsschicht, die so genannte Randtransportbarriere? Noch gibt es kein numerisches Modell, das die H-Mode komplett abbilden kann. Bislang müssen die Theoretiker ihre Computercodes mit bestimmten Anfangsannahmen füttern, um einzelne Phänomene der H-Mode zu berechnen. Was noch nicht gelingt: Ein Modell zu programmieren, bei dem der Übergang von L-Mode zu H-Mode sich quasi zwangsläufig aus der Physik ergibt. Mit einem solchen Modell ließen sich dann auch die Erreichbarkeit der H-Mode und die Parameter der ELMs im noch nicht fertiggestellten ITER-Experiment vorhersagen.

Auf der Suche nach dem perfekten numerischen Modell
Dieser perfekte Code müsste drei physikalische Ansätze für Plasmen vereinen: den Neoklassischen Transport, die Magnetohydrodynamik (siehe Erklärungen unten) und Turbulenz-fokussierte Modelle. Die derzeitigen Codes konzentrieren sich meist auf einen dieser Ansätze und beschäftigen selbst mit dieser Vereinfachung die weltweit besten Supercomputer oft monatelang für die Beantwortung begrenzter Fragestellungen. Aber die Modelle werden besser und die Rechner immer schneller.

Am IPP sind vor allem zwei numerische, nichtlineare Modelle im Einsatz, die beide von internationalen Teams unter Mitwirkung des IPP weiterentwickelt werden:

• JOREK basiert auf den magnetohydrodynamischen Gleichungen.
• GENE fokussiert sich auf Mikroturbulenzen in Plasmen.

„Durch das Zusammenspiel von Experimenten und Computermodellen haben wir beim Verständnis der H-Mode in den vergangenen Jahren viel gelernt“, erklärt Wolfrum. „Unsere experimentellen Ergebnisse vergleichen die Theoretiker mit ihren numerischen Modellen, bauen notwendige physikalische Verfeinerungen ein und erzielen dadurch wiederum Ergebnisse, die uns die Richtung für neue Experimente weisen.“

Bei diesen geht es auch immer um die Einstellung der Parameter Plasmadichte, Temperatur und Magnetfeld, die letztlich die Bewegung der Teilchen im Plasma bestimmen und bestimmte Moden, also Betriebsarten, erzeugen. Weil sich die Messtechnik in den letzten vier Jahrzehnten rasant verbessert hat, lassen sich Plasmen heute genauer vermessen als zur Zeit der Entdeckung der H-Mode, was hilft, den Plasmazustand besser zu beschreiben und zu verstehen.

Was die Forschenden inzwischen wissen: Es sind verscherte Strömungen mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten am Rand des Plasmas, so genannte Flow Shears, die bei der Entstehung der Randtransportbarriere eine entscheidende Rolle spielen. Diese Flow Shears reduzieren Turbulenzen am Plasmarand und führen so zu den spezifischen Eigenschaften der H-Mode.

Strategien zur Unterdrückung von Eruptionen am Plasmarand
Auch bei der Unterdrückung großer Edge Localised Modes – genannt Type-1-ELMs – ist die Wissenschaft zuletzt einen großen Schritt vorangekommen. So existieren zwei vielversprechende Strategien gegen die großen Energieeruptionen:

• Schwache magnetische Störfelder können ELMs im günstigsten Fall vollständig beseitigen. Dabei wird das ansonsten komplett achsensymmetrische Magnetfeld zum Einschluss des Plasmas leicht verformt, was allerdings die Energieeinschlusszeit um zehn bis 20 Prozent verringert. Seit 2011 erforscht das IPP an ASDEX Upgrade, wie diese Störfelder platziert werden müssen. Diese Methode ist besonders effektiv bei niedrigen Plasmadichten am Rand. Die Störfelder betragen dabei ein Promille des starken Toroidalfeldes.
• Die Entstehung von großen Type-I-ELMs lässt sich auch verhindern, indem man die Entstehung kleinerer unschädlicher ELMs fördert. Dafür wird die ansonsten elliptische Form des Plasmaquerschnitts mit Hilfe von Magneten in Richtung eines abgerundeten Dreiecks verformt. Die Plasmadichte am Rand wird erhöht. Indem man gezielt weitere Teilchen von außen ins Plasma bläst, treten dann mehrere tausend Mal pro Sekunde kleine Plasmaeruptionen am Rand auf, die die Gefäßwand nicht gefährden können.

„Durch die Erforschung der H-Mode nähern wir uns immer mehr Plasma-Betriebszuständen an, die für große Fusionsanlagen wie ITER am besten geeignet sind“, resümiert Prof. Elisabeth Wolfrum. Der inzwischen emeritierte H-Mode-Entdecker Prof. Friedrich Wagner freut sich über die völlig neuen Möglichkeiten, die die Fusionsanlage in Südfrankreich nach Fertigstellung bieten wird: „ITER wird ein Instrument sein, wie wir es noch nie auf der Erde hatten.“ Aus seiner Arbeit an ASDEX – und vor allem aus dem H-Mode-Jahr 1982 –hat er eines gelernt: „Fortschritt entwickelt sich nicht immer linear. Zwischendurch gibt es völlig unerwartet große Sprünge nach vorn. Das ist es, was Wissenschaft so spannend macht.“

Hintergrundinformation:
Neoklassische Transportmodelle: Die geladenen Teilchen in einem Plasma stoßen miteinander, sodass sie aus den Bahnen gelenkt werden, auf die sie im ungestörten Zustand die anliegenden Magnetfelder zwingen würden. Durch die speziell geformten Felder in Tokamaks kommt es typischerweise zu bananenförmigen Bahnen. Numerische Modelle auf dieser Basis berechnen den Weg einzelner Teilchen und im Kollektiv die Wärmeverluste aus dem Plasma.

Magnetohydrodynamik: In diesem Forschungsfeld wird die Wechselwirkung des angelegten Magnetfelds mit elektrischen Feldern der Teilchen im Plasma mit Hilfe eines makroskopischen Ansatzes berechnet. Statt einzelne Bahnen zu betrachten, geht es hier um Mittelwerte. Das Plasma wird quasi wie eine Flüssigkeit betrachtet.

Originalveröffentlichung von 1982:
Wagner, F.; et al.: Regime of Improved Confinement and High Beta in Neutral-Beam-Heated Divertor Discharges of the ASDEX Tokamak. Physical Review Letters 49, S. 1409 – 1412 (1982)

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• physikalische Grundlagenforschung

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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: Technische Universität Dortmund 8. September 2022.

8. September 2022 – Der Nachweis ist so spektakulär, dass die Arbeit es in die aktuelle Ausgabe des renommierten Wissenschaftsmagazins Nature geschafft hat. An den Beobachtungen war auch Privatdozent Dr. Dominik Elsässer von der Fakultät Physik der TU Dortmund beteiligt. Er arbeitete für die Datensammlung mit Schüler*innen aus Würzburg zusammen.

Aktive Galaxienkerne gehören zu den leuchtkräftigsten Objekten im Universum. Es handelt sich dabei um extrem helle Zentralbereiche von Galaxien, die aus großen Distanzen beobachtbar sind. Ihre Helligkeit resultiert meist aus den Vorgängen um ein Schwarzes Loch, auf das Materie aus der Umgebung zustürzt. Dabei bilden sich manchmal Plasmaströme aus geladenen Teilchen, sogenannte Jets. Astrophysiker*innen erforschen aktive Galaxienkerne und ihre Jets, da sie vermuten, dass diese Teilchen enorm beschleunigen können und dabei noch viel höhere Energien erreichen als die größten Teilchenbeschleuniger auf der Erde.

Knick im Plasmastrom verursacht Helligkeitsschwankungen
Eine Unterklasse von aktiven Galaxienkernen sind die sogenannten „Blazare“. Ein bekannter Blazar heißt „BL Lacertae“: Diese etwa 900 Millionen Lichtjahre entfernte Galaxie beherbergt ein Schwarzes Loch mit einer Masse, die 170 Millionen Mal größer ist als die unserer Sonne. Bei der Analyse von Daten eines besonderen Helligkeitsausbruchs von BL Lacertae im Jahr 2020 fiel Astronom*innen auf, dass die Helligkeit außergewöhnlich regelmäßig schwankte. Diese quasi-periodischen Oszillationen konnten die Forschenden mit einer Veränderung im Plasma des Jets erklären, einer sogenannten Knick-Instabilität, die das Magnetfeld beeinflusst. Zu den sichtbaren Helligkeitsfluktuationen kommt es, da sich die energiereichen Teilchen im Jet durch genau diesen Knick bewegen.

„Die Knick-Instabilität ist von großer Bedeutung für die Untersuchung von Plasmen. Die Entdeckung im Jet von BL Lacertae ermöglicht nun vollkommen neue Einblicke in diesen kosmischen Teilchenbeschleuniger“, sagt Dr. Dominik Elsässer. Aus diesem Grund wurde die Arbeit vom renommierten Fachmagazin Nature zur Veröffentlichung ausgewählt. Die Publikation entstand im Rahmen des Whole Earth Blazar Telescope Projekts, eines internationalen Konsortiums von Astronom*innen, die speziell Blazare überwachen.

Schüler*innen überwachen Helligkeiten aktiver Galaxienkerne.
Ein Teil der Daten, die zur aktuellen Nature-Veröffentlichung geführt haben, stammt aus einem Kooperationsprojekt zwischen dem Friedrich-Koenig-Gymnasium in Würzburg, dem Lehrstuhl für Astronomie der Universität Würzburg und der Fakultät Physik der TU Dortmund. In einem Schülerlabor werden seit zehn Jahren die Helligkeiten aktiver Galaxienkerne überwacht. Dabei führen die Schüler*innen in über 100 Nächten pro Jahr selbstständig die Messungen durch und werten auch die Daten eigenständig aus. Die wissenschaftliche Leitung des Projekts liegt bei Prof. Karl Mannheim von der Universität Würzburg und Dr. Dominik Elsässer von der TU Dortmund.

Publikation:
Rapid quasi-periodic oscillations in the relativistic jet of BL Lacertae, https://www.nature.com/articles/s41586-022-05038-9

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• Aktive Galaktische Kerne – Quasare – supermassive Schwarze Löcher

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Quelle: Ruhr-Universität Bochum (RUB).

25. November 2021 – Am nächtlichen Sternenhimmel sehen wir mit dem bloßen Auge Jahr für Jahr die gleichen Konstellationen, sodass der Eindruck entstehen könnte, es handele sich um ein statisches Konstrukt – ein Gedanke, der sich über Jahrhunderte hielt, bevor es Anfang des 20. Jahrhunderts gelang nachzuweisen, dass das Universum ein dynamisches System ist, das mit einem großen Knall entstanden ist und sich immer weiter ausdehnt.

Auch auf kleineren Skalen ist die Dynamik hoch, Sterne entstehen und vergehen in mächtigen Supernovaexplosionen. So beeinflussen sie die Dynamik der Galaxien, in denen sie beherbergt sind. Durch die Explosionen entstehen Wolken von Teilchen oder aus Plasma, die mit kosmischen Magnetfeldern wechselwirken. Das Wechselspiel der kosmischen Materie, welches diese Prozesse antreibt, ist Leitthema des Sonderforschungsbereiches 1491: „Wie werden die verschiedenen Formen von Materie und Energie ineinander umgewandelt? Wie werden die kleinsten, elementaren Teilchen zu den höchsten, jemals beobachteten Energien beschleunigt? Wie entstehen im Plasma der Galaxien großräumige Magnetfeldstrukturen? Welchen Einfluss hat die dunkle Materie auf die Dynamik der Systeme?“, nennt Prof. Dr. Julia Tjus, Sprecherin des SFB, einige der Forschungsfragen.

16 führende Forschende arbeiten in 13 Teilprojekten zusammen, um ein vereinheitlichtes Bild der nachweisbaren Spuren der wechselwirkenden Materie zu erstellen. Sie wollen verstehen, wie kleine Galaxien wie unsere Milchstraße funktionieren, aber auch große, in deren Kern sich ein aktives, supermassives schwarzes Loch befindet. Hierzu werden theoretische astrophysikalische Modelle mit experimentellen Beobachtungen aller Wellenlängen und Teilchen verknüpft. Des Weiteren liefert der SFB Wissen über die fundamentalen Eigenschaften der Materie aus theoretischen Rechnungen, kosmologischen Beobachtungen und irdischen Experimenten zu Teilchenwechselwirkungen. Dieses Wissen kann direkt in den astrophysikalischen Modellen verwendet werden. Die Kombination der beiden Forschungsstränge liefert ein detailreiches und präzises Bild, wie die Galaxien funktionieren und sich entwickeln.

Kooperationspartner
Dieses Wechselspiel der kosmischen Materie zu verstehen ist nur möglich, wenn Forscherinnen und Forscher aus verschiedenen Bereichen der Physik zusammenarbeiten: An der RUB ist die Zusammenarbeit zwischen der Astro- und Plasmaphysik wohletabliert, hinzu kommt die Expertise aus der Teilchen- und Astroteilchenphysik an den benachbarten Universitäten Dortmund und Wuppertal. Die Verknüpfungen der Teilgebiete Astro-, Plasma-, Astroteilchen- und Teilchenphysik werden seit 2015 im Ruhrgebiet im Ruhr Astroparticle and Plasma Physics Center (RAPP Center) untersucht.

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• Kosmologie

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Quelle: Goethe-Universität Frankfurt am Main.

Frankfurt, 4. November 2021 – 55 Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt im Sternbild Jungfrau liegt die Galaxie Messier 87 (M87), eine Riesengalaxie mit 12.000 Kugelsternhaufen, gegen die die 200 Kugelsternhaufen der Milchstraße eher bescheiden wirken. Im Zentrum von M87 befindet sich ein schwarzes Loch von 6,5 Milliarden Sonnenmassen. Es ist das erste schwarze Loch, von dem es ein Bild gibt, erstellt 2019 von der internationalen Forschungskollaboration Event Horizon Telescope.

Dieses schwarze Loch (M87*) stößt mit nahezu Lichtgeschwindigkeit einen Plasmastrahl aus, einen so genannten relativistischen Jet, der 6000 Lichtjahre misst. Die ungeheure Energie für diesen Jet stammt wahrscheinlich aus der Anziehungskraft des schwarzen Lochs, doch wie genau ein solcher Jet entsteht und was ihn über diese riesige Entfernung hin stabilisiert, ist bisher noch nicht verstanden.

Das schwarze Loch M87* zieht Materie an, die in einer Ebene um das schwarze Loch in immer engeren Umlaufbahnen rotiert, bis sie von dem schwarzen Loch aufgesaugt wird. Aus dem Zentrum dieser spiralförmigen Akkretionsscheibe von M87* (lateinisch accrescere – anwachsen) wird der Jet ausgestoßen, und diese Region modellierten jetzt sehr detailreich theoretische Physiker der Goethe-Universität Frankfurt zusammen mit Wissenschaftlern aus Europa, den USA und China.

Dabei nutzten sie ausgefeilte dreidimensionale Supercomputer-Simulationen, die pro Simulation die gewaltige Menge von einer Million CPU-Stunden verschlangen und gleichzeitig die Gleichungen von Albert Einsteins Allgemeiner Relativitätstheorie, James Maxwells Gleichungen zum Elektromagnetismus und Leonhard Eulers Gleichungen zur Strömungsmechanik integrieren mussten.

Das Ergebnis war ein Modell, bei dem die berechneten Werte für Temperaturen, Materiedichten und Magnetfeldern in hohem Maße mit den Werten übereinstimmten, die aus den astronomischen Beobachtungen errechnet wurden. Auf dieser Basis gelang es den Wissenschaftlern, die komplexe Strahlungsbewegung in der gekrümmten Raumzeit im innersten Bereich des Jets zu modellieren und in Bilder des Radiowellenspektrums zu übersetzen. Diese computermodellierten Bilder konnten sie nun mit den Beobachtungen vergleichen, die während der vergangenen drei Jahrzehnte mit zahlreichen Radioteleskopen und Satelliten gemacht wurden.

Dr. Alejandro Cruz-Osorio, Erstautor der Studie, erklärt: „Unser theoretisches Modell der elektromagnetischen Emission und der Jet-Morphologie von M87 stimmt überraschend gut mit den astronomischen Beobachtungen des Jets überein, und zwar im infraroten, im optischen und im Röntgenspektrum. Daraus folgern wir, dass das supermassive Schwarze Loch M87* wahrscheinlich stark rotiert und dass das Plasma im Jet stark magnetisiert ist, wodurch die Teilchen so stark beschleunigt werden, dass sie diesen Jet über Tausende von Lichtjahren bilden.“

Prof. Luciano Rezzolla vom Institut für Theoretische Physik der Goethe-Universität Frankfurt meint: “Dass die von uns berechneten Bilder den astronomischen Beobachtungen so nahekommen, ist eine weitere wichtige Bestätigung dafür, dass Einsteins Allgemeine Relativitätstheorie die genaueste und natürlichste Erklärung für die Existenz supermassereicher schwarzer Löcher im Zentrum von Galaxien ist. Zwar lassen unsere Berechnungen immer noch Raum für alternative Erklärungsmodelle, doch durch die Ergebnisse unserer Arbeit wird dieser Raum deutlich kleiner.“

Publikation:
Alejandro Cruz-Osorio, Christian M. Fromm, Yosuke Mizuno, Antonios Nathanail, Ziri Younsi, Oliver Porth, Jordy Davelaar, Heino Falcke, Michael Kramer, Luciano Rezzolla: State-of-the-art energetic and morphological modelling of the launching site of the M87 jet. Nature Astronomy 2021

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• Event Horizon Telescope „EHT“

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Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung.

20. Juli 2021 – Ein Team von Sonnenphysikerinnen und Sonnenphysikern unter der Leitung von Laurent Gizon vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) und der Universität Göttingen hat globale Schwingungen der Sonne mit sehr langen Perioden, vergleichbar mit der 27-tägigen Rotationsperiode der Sonne, entdeckt. Die Schwingungen zeigen sich an der Sonnenoberfläche als riesige Wirbelbewegungen mit Geschwindigkeiten in der Größenordnung von fünf Kilometern pro Stunde. Möglich wurde die Entdeckung durch das Auswerten von Messdaten der NASA-Raumsonde Solar Dynamics Observatory (SDO), die einen Zeitraum von zehn Jahren abdecken. Mit Hilfe von Computersimulationen konnten die Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler zeigen, dass es sich bei den neu entdeckten Schwingungen um Resonanzmoden handelt, die ihre Existenz der differentiellen Rotation der Sonne verdanken. Sie werden dazu beitragen neue Wege zu finden, das Sonneninnere zu untersuchen und Informationen über die innere Struktur und Dynamik unseres Sterns zu erhalten. Die Wissenschaftler beschreiben ihre Ergebnisse heute in der Zeitschrift Astronomy & Astrophysics.

Die „hohen Töne“ der Sonne sind seit den 1960er Jahren bekannt: Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler hatten entdeckt, dass die Sonne wie eine Glocke schwingt. Plasmaströme nahe der Sonnenoberfläche regen Millionen von Moden akustischer Wellen mit kurzen Perioden von etwa fünf Minuten an, die im Sonneninneren gefangen sind. Mit Hilfe von erdgebundenen Teleskopen und Weltraumobservatorien werden diese schnellen Schwingungen seit Mitte der 1990er Jahre ununterbrochen beobachtet. Helioseismologinnen und Helioseismologen konnten auf diese Weise mehr über die innere Struktur und Dynamik unseres Sterns erfahren – so wie Seismologinnen und Seismologen mit Hilfe von Erdbeben das Innere der Erde erforschen. Einer der großen Erfolge der Helioseismologie war das Kartieren der Sonnenrotation in Abhängigkeit von der Tiefe und der heliographischen Breite. Man spricht von differentieller Rotation.

Zusätzlich zu den kurzperiodischen Schwingungen wurde schon vor mehr als 40 Jahren vorhergesagt, dass Sterne auch Schwingungen mit deutlich längeren Perioden aufweisen. Auf der Sonne konnten sie bisher nicht vollständig identifiziert werden. „Die langperiodischen Schwingungen hängen von der Rotation der Sonne ab; sie sind nicht akustischer Natur“, sagt Laurent Gizon, Erstautor der neuen Studie und Direktor am MPS. „Um die langperiodischen Sonnenschwingungen zu entdecken, ist es erforderlich, die horizontalen Bewegungen an der Sonnenoberfläche über viele Jahre hinweg zu messen. Die ununterbrochenen Beobachtungen des Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) an Bord von SDO sind für diesen Zweck perfekt geeignet“, fügt er hinzu.

Das Forscherteam beobachtete einige Dutzend Schwingungsmoden, jede mit ihrer eigenen Schwingungsperiode und räumlichen Abhängigkeit. Einige Schwingungsmoden haben maximale Strömungsgeschwindigkeiten an den Polen (Film 1), einige in mittleren Breitengraden (Film 2) und einige in der Nähe des Äquators (Film 3). Diejenigen mit hohen Geschwindigkeiten am Äquator entsprechen den solaren Rossby-Wellen, die das Team bereits 2018 identifiziert hatte. „Die langperiodischen Oszillationen manifestieren sich als sehr langsame Wirbelbewegungen an der Sonnenoberfläche mit Geschwindigkeiten von etwa fünf Kilometern pro Stunde. Das ist etwa so schnell wie ein Mensch geht“, sagt Zhi-Chao Liang vom MPS. Kiran Jain vom National Solar Observatory (NSO) sowie B. Lekshmi und Bastian Proxauf vom MPS bestätigten die Ergebnisse mit Daten der Global Oscillation Network Group (GONG), eines Netzwerks von sechs Sonnenobservatorien in den USA, Australien, Indien, Spanien und Chile.

Um das Wesen der neu entdeckten Schwingungen besser zu verstehen, verglich das Team die Beobachtungsdaten mit den Ergebnissen von Computermodellen. „Die Modelle erlauben uns, in das Innere der Sonne zu schauen und die volle dreidimensionale Struktur der Schwingungen zu bestimmen“, erklärt MPS-Doktorand Yuto Bekki. Um die simulierten Schwingungen zu erhalten, begann das Team mit einem Modell des inneren Aufbaus der Sonne und ihrer differentiellen Rotation, das auf helioseismologischen Daten basiert. Zudem bezogen die Forscherinnen und Forscher die Stärke der konvektiven Ströme in den oberen Schichten und der turbulenten Bewegungen ein. Werden kleine Störungen des Sonnenmodells berücksichtigt, ergeben sich die freien Schwingungen des Modells. Die entsprechenden Geschwindigkeiten an der Oberfläche stimmen gut mit denen der beobachteten Schwingungen überein und ermöglichten es dem Team, die Moden zu identifizieren (siehe Filme 1-3).

„All diese neuen Oszillationen, die wir auf der Sonne beobachten, werden stark von der differentiellen Rotation der Sonne beeinflusst“, sagt MPS-Wissenschaftler Damien Fournier. Die Abhängigkeit der Sonnenrotation vom Breitengrad bestimmt, wo die Geschwindigkeit der Moden am größten ist. „Die Schwingungen hängen zudem empfindlich von Eigenschaften des Sonneninneren ab: insbesondere von der Stärke der turbulenten Bewegungen und der damit verbundenen Viskosität des Sonnenmediums sowie von der Stärke des konvektiven Antriebs“, sagt Robert Cameron vom MPS. Diese Abhängigkeit ist an der Basis der Konvektionszone etwa zweihunderttausend Kilometer unter der Sonnenoberfläche stark ausgeprägt. „So wie wir mit der Helioseismologie akustische Schwingungen nutzen, um mehr über die Schallgeschwindigkeit im Sonneninneren zu erfahren, können wir die langperiodischen Schwingungen nutzen, um mehr über die turbulenten Prozesse zu lernen“, fügt er hinzu.

„Die Entdeckung einer neuen Art von Sonnenschwingungen ist sehr aufregend. Sie erlaubt uns, auf Eigenschaften wie die Stärke des konvektiven Antriebs zu schließen, die letztlich den solaren Dynamo steuern“, sagt Laurent Gizon. Das diagnostische Potenzial der langperiodischen Moden wird in den kommenden Jahren mit Hilfe eines neuen Exascale-Computermodells, das im Rahmen des Projekts WHOLESUN entwickelt wird, voll ausgeschöpft. WHOLESUN wird durch einen Synergy Grant des Europäischen Forschungsrats gefördert.

Originalveröffentlichung
Laurent Gizon et al.:
Solar inertial modes: Observations, identification, and diagnostic promise, Astronomy & Astrophysics, forthcoming article, Source, DOI

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