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: NASA, 3. Juni 2026

3. Juni 2026, Washington / Greenbelt Md. – Die Behörde berief im Februar einen Untersuchungsausschuss ein, um die Bergungsbemühungen zu bewerten und den wahrscheinlichen aktuellen Zustand des Raumfahrzeugs einzuschätzen. Der Untersuchungsausschuss kam zu dem Schluss, dass das MAVEN-Raumfahrzeug nicht mehr rettbar ist und seine wissenschaftliche Mission sowie die Datenübertragung nicht mehr erfüllen kann, was mit den Erkenntnissen des Missionsteams übereinstimmt.

Die Telemetriedaten von MAVEN vor dem Passieren des Raumfahrzeugs hinter dem Mars im Dezember zeigten, dass alle Teilsysteme normal funktionierten. Nachdem das Raumfahrzeug wieder hinter dem Mars hervorkam, konnte das Deep Space Network (DSN) der NASA kein Signal mehr empfangen. Ein kurzer Ausschnitt aus den Telemetriedaten, der aus der Analyse der vom Open-Loop-Empfänger des DSN aufgezeichneten Funksignale gewonnen wurde, deutete darauf hin, dass sich das Raumfahrzeug im Sicherheitsmodus befand und sich mit ungewöhnlich hoher Geschwindigkeit drehte, als es hinter dem Mars wieder auftauchte, was auf eine Störung in der Umlaufbahn von MAVEN hindeutete. Der Untersuchungsausschuss kam zu dem Schluss, dass aufgrund dieser Drehung die Batterien des Raumfahrzeugs leerliefen, wodurch das Kommunikationssystem die Stromversorgung verlor und MAVEN in einen nicht mehr wiederherstellbaren Zustand geriet.

Diese vorläufigen Ergebnisse gehen nicht auf eine mögliche Ursache für die Anomalie ein, die noch untersucht wird. Der Untersuchungsausschuss wird voraussichtlich noch in diesem Jahr seinen Abschlussbericht vorlegen. Die NASA hat den offiziellen Prozess zur Stilllegung der MAVEN-Mission eingeleitet und folgt dabei den Standardverfahren zur Archivierung des gesamten Missionsdatensatzes für die Wissenschafts- und Forschungsgemeinschaften.

„Die wissenschaftlichen Erkenntnisse, die uns MAVEN geliefert hat, sind entscheidend dafür, welche Strahlenschutz- und Sicherheitsmaßnahmen wir ergreifen müssen, bevor wir Menschen zum Mars schicken“, sagte Louise Prockter, Direktorin der Abteilung für Planetenwissenschaften im NASA-Hauptquartier in Washington. „Die von MAVEN gesammelten Daten werden auch in den kommenden Jahrzehnten weiterhin wertvolle Einblicke in den Mars liefern.“

Die im November 2013 gestartete MAVEN-Mission erforschte die obere Atmosphäre des Roten Planeten, die Ionosphäre und die Wechselwirkungen mit der Sonne, um den Verlust der Marsatmosphäre ins All zu untersuchen. Das Verständnis des atmosphärischen Verlusts gibt Wissenschaftlern Einblicke in die Geschichte der Atmosphäre und des Klimas des Planeten, in flüssiges Wasser und in die Bewohnbarkeit des Planeten.

„Die MAVEN-Mission hat unser Verständnis der Marsatmosphäre und ihrer Entwicklung wirklich vorangebracht. Dieser Datensatz hat enorme Auswirkungen auf das Fachgebiet gehabt“, sagte Shannon Curry, MAVEN-Projektleiterin und Forscherin am Labor für Atmosphären- und Weltraumphysik der University of Colorado Boulder.

„Unser Wissenschaftsteam ist außerordentlich stolz auf all diese erstaunlichen Entdeckungen.“

Der Einfluss der Sonne auf den Mars

Eines der ersten wichtigen Ergebnisse von MAVEN war, dass die Erosion der Marsatmosphäre während Sonnenstürmen deutlich zunimmt. Das Team untersuchte, wie der Sonnenwind – ein Strom geladener Teilchen, der kontinuierlich von der Sonne ausströmt – und Sonnenstürme die Marsatmosphäre kontinuierlich abtragen, sowie wie dieser Prozess eine entscheidende Rolle dabei spielte, das Marsklima von einer potenziell bewohnbaren Welt in den heutigen kalten, trockenen Planeten zu verwandeln. Die MAVEN-Mission hat unser Verständnis davon, wie die Sonne und das Weltraumwetter den Mars beeinflussen, in beispielloser Weise vorangebracht, da sie das einzige Raumfahrzeug war, das gleichzeitig Messungen sowohl der Sonne als auch der Reaktion der Marsatmosphäre vornehmen konnte.

Lichterspektakel auf dem Mars

Die MAVEN-Mission entdeckte mehrere Arten von Polarlichtern, die aufleuchten, wenn energiereiche Teilchen in die Atmosphäre eintauchen, Gase bombardieren und diese zum Leuchten bringen. Das MAVEN-Team zeigte, dass Protonen auf dem Mars neue Arten von Polarlichtern erzeugen. Auf der Erde treten Protonen-Auroren nur in sehr kleinen Regionen nahe den Polen auf, während sie auf dem Mars überall auftreten können.

Die Marsatmosphäre „sputtert“ ins All

Um besser zu verstehen, wie der Mars den Großteil seiner Atmosphäre verloren hat, hat MAVEN zum ersten Mal bei einem Planeten die atmosphärische Verflüchtigung gemessen. Das Team tat dies durch die Beobachtung von Argon, einem Edelgas, das nur selten mit anderen Bestandteilen der Marsatmosphäre reagiert. Der einzige nennenswerte Weg, auf dem es entfernt werden kann, ist das atmosphärische Sputtering – ein Prozess, bei dem Ionen mit ausreichend hoher Geschwindigkeit in die Marsatmosphäre einschlagen, sodass sie Gasmoleküle aus der Atmosphäre herausspritzen, ähnlich wie bei einem Kopfsprung in einen Pool. Das Team nutzte Daten aus elf Jahren, um das Vorhandensein von gesputtertem Argon in großen Höhen genau an den Stellen nachzuweisen, an denen die energiereichen Teilchen in die Atmosphäre einschlugen, und zeigte so das Sputtering in Echtzeit.

Die staubigen Geheimnisse des Mars entschlüsseln

Im Jahr 2018 entstand durch eine Reihe von Staubstürmen eine Staubwolke, die so groß war, dass sie den Roten Planeten vollständig umhüllte. Das MAVEN-Team untersuchte, wie sich dieser „globale“ Staubsturm auf die obere Marsatmosphäre auswirkte, um zu verstehen, wie solche Ereignisse den Wasserverlust ins All beeinflussen. Es bestätigte, dass die Erwärmung durch Staubstürme Wassermoleküle weit höher in die Atmosphäre befördern kann als gewöhnlich, was zu einem plötzlichen Anstieg des Wasserverlusts ins All führt.

Auf der Jagd nach Kometen

Neben der Marsforschung trug MAVEN zu den Bemühungen der NASA bei, den Kometen 3I/ATLAS am Mars zu beobachten. Im Laufe von 10 Tagen im letzten Jahr entwarf das MAVEN-Team eine neue Beobachtungskampagne, um 3I/ATLAS zu erfassen, indem es mehrere Bilder des Kometen in verschiedenen Wellenlängen aufnahm, ähnlich wie bei der Verwendung verschiedener Filter an einer Kamera. Anschließend nahm es hochauflösende UV-Bilder auf, um den vom Kometen stammenden Wasserstoff zu identifizieren. Durch die Auswertung dieser Bilder können Wissenschaftler eine Vielzahl von Molekülen identifizieren und die Zusammensetzung sowie die Geschichte des Kometen besser verstehen.

Während der gesamten Missionsdauer veröffentlichte das Wissenschaftsteam von MAVEN mehr als 800 Publikationen, und weitere Veröffentlichungen sind geplant.

Neben der wissenschaftlichen Arbeit spielte die MAVEN-Sonde eine entscheidende Rolle im Mars-Relay-Netzwerk der NASA, indem sie Daten von den Marsrovern zur Erde übertrug. Sie hält zudem den Rekord im Sonnensystem für die meisten Daten, die an einem einzigen Tag von einem anderen Planeten übertragen wurden.

Die MAVEN-Mission ist Teil des Mars-Erkundungsprogramms der NASA. Der leitende Wissenschaftler der Mission ist am Labor für Atmosphären- und Weltraumphysik der University of Colorado in Boulder tätig, das auch für die Leitung der wissenschaftlichen Operationen sowie für Öffentlichkeitsarbeit und Kommunikation zuständig ist. Das Goddard Space Flight Center der NASA in Greenbelt, Maryland, leitet die MAVEN-Mission. Lockheed Martin Space hat das Raumfahrzeug gebaut und ist für den Missionsbetrieb verantwortlich. Das Jet Propulsion Laboratory der NASA in Südkalifornien stellt die Navigation und die Unterstützung durch das Deep Space Network bereit.

Weitere Informationen zum Mars-Erkundungsprogramm der NASA finden Sie unter:

https://science.nasa.gov/planetary-science/programs/mars-exploration

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• MAVEN – Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN

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Quelle: MPS/Aktuelles/Nachrichten/Pressemitteilung/Im Feuerwerk der Sonne, 15. Januar 2026

• Den Auftakt macht MPS-Direktor Prof. Dr. Sami K. Solanki am 12. Februar 2026. Sein Vortrag „Die eruptive Sonne und ihr Einfluss auf die Erde“ bietet einen einführenden Überblick über die Aktivität der Sonne. Es geht um Eruptionen und Strahlungsausbrüche, den schwankenden Aktivitätszyklus unseres Sterns, ihren aktuellen Zustand und die Frage, was uns der Blick auf ferne Sterne über gewaltige Sonnenausbrüche, so genannte Superflares, lehren kann.
• Weniger explosiv als Sonneneruptionen, aber ebenso faszinierend ist der Sonnenwind: der stetige, nie ganz abreißende Teilchenstrom von der Sonne, der zum Teil mit Überschallgeschwindigkeiten bis an den Rand des Sonnensystems jagt. Unter dem Titel „Unsichtbar und doch zu messen: Wie der Wind von der Sonne ihre Umgebung prägt“ berichtet Prof. Dr. Hardi Peter am 12. März 2026 vom Einfluss des ständigen Sonnenteilchenbeschusses auf die Erde.
• Den wohl malerischsten Auswirkungen der Sonnenaktivität, den Polarlichtern, wendet sich Prof. Dr. Yasuhito Narita von der TU-Braunschweig am 2. April 2026 zu. In seinem Vortrag „Polarlichter: Faszination und aktuelle Forschung“ erklärt er, wie die Leuchterscheinungen am Himmel entstehen und welche Erkenntnisse Forschende daraus gewinnen können.
• Um gefährliche Auswirkungen der Sonnenaktivität geht es am 16. April 2026. In seinem Vortrag „Gefahren von Weltraumwetter für unsere moderne Infrastruktur“ berichtet Dr. Volker Bothmer vom Institut für Astrophysik und Geophysik der Universität Göttingen von den Problemen, zu denen heftige Sonnenstürme auf der Erde führen können.
• Auf eine Reise in die weite Vergangenheit unseres Sterns entführt Dr. Natalie Krivova vom MPS mit ihrem Vortrag „Wenn die Sonne tobt: Auf den Spuren der stärksten Sonnenstürme des Holozäns“ am 7. Mai 2026. Um zu verstehen, zu welchem Verhalten die Sonne prinzipiell fähig ist, blickt die Forscherin zurück auf die Epoche der Nacheiszeit. Gibt es Hinweise auf starke Sonnenstürme? Wie häufig kamen sie vor? Und wie lassen sie sich nach Jahrhunderten und Jahrtausenden aufspüren?
• Um Zukunftsmusik geht es im letzten Vortrag der Reihe: Mission Vigil – Weltraumwettervorhersage aus einzigartiger Perspektive. 2031 startet die ESA-Raumsonde Vigil ins All. Aus seitlicher Beobachtungsposition wird der Sonnenspäher eher als erdnahe und erdgebundene Teleskope erkennen können, wenn sich auf der Sonne gefährliches Weltraumwetter zusammenbraut. Eines der wissenschaftlichen Instrumente der Mission entsteht derzeit am MPS. Am 21. Mai 2026 gibt Dr. Johann Hirzberger vom MPS einen Überblick.

Die Vorträge finden jeweils um 19 Uhr im Auditorium des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung statt. Die Teilnahme ist kostenlos. Eine Reservierung ist nicht erforderlich.

Hinweis zum Parken: Das MPS liegt am Nordcampus der Uni Göttingen und bietet so viele Parkmöglichkeiten. Einige öffentliche Parkplätze finden sich rechts neben dem Haupteingang des Instituts. Weitere Parkplätze gibt es am nahegelegen Friedrich-Hund-Platz zwischen den Fakultäten für Chemie und Physik.

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• Vortragsreihe 2026 am MPS, Göttingen

Der Beitrag Öffentliche Vortragsreihe: Im Feuerwerk der Sonne erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Im AstroGeo-Podcast erzählen Karl Urban und Franzi Konitzer abwechselnd eine Geschichte, die ihnen die Steine des kosmischen Vorgartens eingeflüstert oder die sie in den Tiefen und Untiefen des Universums aufgestöbert haben. 

In dieser Episode geht es um euer Feedback zu den Geschichten: Das AstroGeoPlänkel ist eine regelmäßige Sonderfolge, in der es um eure Fragen, Kommentare, Anmerkungen und Wünsche geht.

Frühere Ausgaben des AstroGeo Podcast gibt es auf astrogeo.de. AstroGeo ist der Podcast der Riffreporter eG. Er ist frei verfügbar und entsteht durch die finanzielle Unterstützung seiner Hörerinnen und Hörer. Das geht mit einem monatlichen Abonnement oder einer Spende. Diese und jede andere Form der finanziellen Unterstützung hilft dabei, dass der Podcast weiter werbefrei bleibt.

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• AstroGeo Podcast

Der Beitrag AstroGeoplänkel: Zwischen Multiversum und Meteoriten erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung 7. Dezember 2023.

7. Dezember 2023 – Vor 151 Jahren traf ein gewaltiger Sonnensturm auf die Erde: Am 4. Februar 1872 meldeten Telegrafenämter in vielen Teilen der Welt stundenlange Störungen und Ausfälle; Polarlichter waren selbst in Indien, Sudan und in der Karibik zu sehen. In der Fachzeitschrift The Astrophysical Journal legt eine Gruppe von 22 Wissenschaftler*innen, die von der Universität Nagoya in Japan geleitet wurde und zu der ein Forscher des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen gehört, jetzt die bisher umfassendste Untersuchung des ungewöhnlichen Ereignisses vor. Dafür werteten die Forscher*innen eine Vielzahl historischer Aufzeichnungen, Messungen und Dokumente aus Europa, Asien, Afrika, den USA und Australien aus – darunter auch bisher unbekannte Quellen. Wie die Studie zeigt, gehört der Sonnensturm von 1872 zu den drei heftigsten, die jemals direkt beobachtet wurden. Zudem konnte das Team erstmals die Region auf der Sonne identifizieren, die den Sturm ausgelöst hatte. Dies kann helfen zu verstehen, wie solch gewaltige Sonnenstürme entstehen und wie sie sich ankündigen.

In heftigen Eruptionen schleudert die Sonne immer wieder Strahlung und hochenergetische, geladene Teilchen ins All. Breiten sich diese in Richtung der Erde aus und treffen auf das irdische Magnetfeld, spricht man von einem Sonnensturm. Kleinere Stürme machen sich durch bunt leuchtende Polarlichter in hohen Breiten bemerkbar; stärkere Exemplare können in der Atmosphäre und zum Teil sogar in Bodennähe so starke elektrische Ströme induzieren, dass Funkübertragungen beeinträchtigt und Transformatoren zerstört werden. Berühmtestes Beispiel ist das so genannte Carrington-Ereignis von 1859. Als Folge des stärksten bisher bekannten Sonnensturms brach in weiten Teilen Nordeuropas und Nordamerikas das Telegrafennetzwerk zusammen; Polarlichter waren sogar in Rom, Mexiko und Kuba zu sehen.

Forschende gehen davon aus, dass ein ähnlich starker Sonnensturm heutzutage deutlich weitreichendere Konsequenzen hätte – nicht zuletzt, weil die heutige Infrastruktur empfindlich von Satelliten abhängt, die ebenfalls in Mitleidenschaft gezogen werden können. Umso drängender ist das Anliegen, heftige Ereignisse dieser Art vorhersagen zu können. „Extrem starke Sonnenstürme treten nur sehr, sehr selten auf“, erklärt MPS-Wissenschaftler Dr. Theodosios Chatzistgeros, Koautor der aktuellen Studie. „Grundsätzlich ist das natürlich gut, es erschwert aber die Erforschung dieser Ereignisse“, fügt er hinzu. Um Gesetzmäßigkeiten zu erkennen, bleibt Wissenschaftler*innen deshalb nur der Blick in die Vergangenheit.

Etwa auf den Sonnensturm vom 4. Februar 1872. Ähnlich wie beim Carrington-Ereignis waren auch 13 Jahre später Polarlichter in ungewöhnlich niedrigen Breiten zu sehen: Ein rotes, blaues oder violettes Leuchten, gleißend helle Streifen und weitere Lichterscheinungen zeigten sich Aufzeichnungen zur Folge etwa am Himmel über dem heutigen Mumbai (Indien), über Khartum (Sudan) und über der Karibik. Auch von weitreichenden Störungen des Telegraphenbetriebs wird berichtet. In der aktuellen Studie tragen Forscher*innen bereits bekannte sowie neu entdeckte Quellen zusammen und werten sie aus. Dabei blicken sie nicht nur auf die außergewöhnlichen Vorgänge, die sich am 4. Februar 1872 auf der Erde entfalteten, sondern schauen auch auf die Vorgänge auf der Sonne in den Tagen davor.

Regelmäßige Zeichnungen der Sonne
An mehreren Observatorien wie etwa in den italienischen Städten Rom, Palermo und Moncalieri gehörten im späten 19. Jahrhundert regelmäßige Sonnenbeobachtungen zum wissenschaftlichen Alltag. Die Astronomen waren vertraut mit dem etwa elfjährigen Sonnenfleckenzyklus, zeichneten Anzahl, Größe, Form und Anordnung der dunklen Gebiete auf der Sonnenoberfläche sorgsam auf und konnten zum Teil auch Eruptionen beobachten. Ihre Skizzen und Einträge lieferten den Autor*innen der aktuellen Studie entscheidende Informationen. So fertigte etwa der Jesuitenpater Angelo Secchi, Leiter der Vatikansternwarte, in den Tagen vor dem Sonnensturm detaillierte Handzeichnungen der Sonnenflecke an.

„Heute wissen wir, dass Sonnenflecken mit starken Magnetfeldern an der sichtbaren Oberfläche der Sonne einhergehen. Oftmals sind sie Ausgangspunkt von Sonneneruptionen“, erklärt Chatzistergos. Die Zeichnungen Secchis und weiterer Zeitgenossen aus den letzten Januar- und ersten Februartagen 1872 zeigen einen sprunghaften Anstieg der Anzahl der Sonnenflecken. Die Autor*innen der aktuellen Studie konnten eine Gruppe von Sonnenflecken identifizieren, die den Sonnensturm ausgelöst haben müssen. Zeit und Ort ihres Auftretens passen genau. Dabei mutet die Ansammlung dunkler Flecken zunächst eher unspektakulär an: Weder ihre Gesamtgröße noch die Abmessungen der einzelnen Flecken ist außergewöhnlich. Allerdings folgt die Anordnung der Flecken innerhalb der Gruppe nicht den typischen Gesetzmäßigkeiten. Die Magnetfeldarchitektur, auf die diese Anordnung hinweise, habe das Potential eine große Menge an Energie freizusetzen, so Chatzistergos.

Polarlichter bis zu den Tropen
Die Folgen des Ausbruchs zeigten sich auf der Erde schon bald. Am 4. Februar 1872 verkündeten Routinemessungen des Erdmagnetfeldes unter anderem aus Greenwich (England), Tiflis (Georgien) und Mumbai (Indien) das Einsetzen des Sturms. Die Daten erlauben es den Forschern einzugrenzen, wie stark der Sturm das Erdmagnetfeld abgeschwächt haben muss. Beinah noch eindrucksvoller sind die zahlreichen Sichtungen von Polarlichtern. Das Forscherteam wertete Berichte in Zeitungen, Chroniken und wissenschaftlichen Zeitschriften aus, sowie Zeichnungen, Tage- und Schiffslogbucheinträge aus Asien, Europa, Afrika, Australien und Amerika. Einige dieser Quellen waren zuvor nicht bekannt gewesen. Die äquatornächsten Polarlichtsichtungen stammen demnach aus dem karibischen Tobago, nur 11 Breitengrade nördlich des Äquators.

Insgesamt entsteht so ein umfassendes Bild des Extrem-Sonnensturms: Neben dem Carrington-Ereignis von 1859 und einem weiteren Sturm von 1921 zählt der Sonnensturm von 1872 demnach zu den drei heftigsten bisher bekannten Ereignissen. Seit Beginn des Weltraumzeitalters ist kein so starker Sturm mehr aufgetreten.

Sonnenaktivität nimmt zu
Aktuell durchläuft die Sonne ihren so genannten 25. Sonnenzyklus und nähert sich ihrem nächsten Maximum an, das sie in etwa im Laufe des nächsten Jahres erreichen dürfte. Die damit verbundenen häufigeren und stärkeren Sonnenstürme haben sich in den vergangenen Wochen auch in Deutschland und sogar in Teilen Südeuropas bemerkbar gemacht: Die kürzlich aufgetretenen Polarlichter waren sogar in Teilen von Griechenland und Italien zu sehen. Dennoch sind extreme Sonnenstürme wie das Carrington-Ereignis und der Sturm von 1972 eher seltene Phänomene – selbst in Zeiten zunehmender Sonnenaktivität. Weitere Forschung zu vergangenen Sonnenstürmen ist notwendig, um solche Ereignisse in Zukunft besser zu verstehen.

Originalveröffentlichung
Hisashi Hayakawa et al.:
The Extreme Space Weather Event of 1872 February: Sunspots, Magnetic Disturbance, and Auroral Displays,
The Astrophysical Journal, 959 23, Dezember 2023
dx.doi.org/10.3847/1538-4357/acc6cc
https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/acc6cc
pdf: https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/acc6cc/pdf

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• Sonnenstürme

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Quelle: GFZ 22. November 2023.

22. November 2022 – Heute trägt das GFZ innerhalb eines internationalen wissenschaftlichen Konsortiums, Swarm DISC (Swarm Data, Innovation, and Science Cluster), zur regelmäßigen Bereitstellung von Datenprodukten für Geomagnetismus und Weltraumwetter bei, die aus den Swarm-Messungen gewonnen werden.

Die drei baugleichen Satelliten umkreisen die Erde auf polaren Bahnen in einer besonderen Konstellation: Swarm A und Swarm C fliegen als Satellitenpaar in einer Höhe von 462 Kilometern, Swarm B auf einer entfernteren Umlaufbahn in 510 Kilometer Höhe. Die endgültige Orbitkonstellation war im April 2014 erreicht. Dementsprechend wird das 10-jährige Swarm-Jubiläum im April 2024 offiziell gefeiert werden, im Rahmen einer wissenschaftlichen Konferenz in Kopenhagen, Dänemark.

Die Swarm-Mission
Jeder der drei Satelliten erhebt hochgenaue und hochaufgelöste Messungen der Stärke und der Richtung des magnetischen Feldes. In Kombination liefern sie die notwendigen Beobachtungsdaten, die für die Modellierung der verschiedenen Quellen des erdmagnetischen Feldes gebraucht werden.

„Die Swarm-Mission war ursprünglich nur für mindestens vier Jahre geplant, sie liefert aber auch nach 10 Jahren hochqualitative Daten insbesondere zu Stärke und Richtung des Erdmagnetfelds. Diese Daten trugen und tragen zu wesentlichen Erkenntnisgewinnen über physikalische Prozesse sowohl innerhalb als auch außerhalb der Erde bei“, sagt Monika Korte, Leiterin (komm.) der Sektion 2.3 „Geomagnetismus“ am GFZ.

Einerseits sind die Daten wichtige Grundlage zur genauen Kartierung des sich langsam ändernden Hauptfelds und zur Erforschung der zugrunde liegenden Bewegungen im flüssigen äußeren Erdkern, der das Erdmagnetfeld wie ein Dynamo erzeugt. Andererseits sind sie unverzichtbar zum Verständnis der diversen elektrischen Stromsysteme im Umfeld der Erde und des Zustands der Ionosphäre, was zur Charakterisierung von Weltraumwetterbedingungen von Bedeutung ist. Die Ströme schneller geladener Teilchen im Weltraum, die ihre Ursache in Sonneneruptionen haben, bilden u.a. eine Gefahr für Satelliten und Raumfahrzeuge, können aber auch elektronische Systeme auf der Erde stören. Das Erdmagnetfeld hat hierbei eine wichtige Abschirmfunktion.

Swarm und Polarlichter
Die Daten der Swarm-Mission spielen auch für das Verständnis von Polarlichtern eine wichtige Rolle, wie sie in diesem Jahr vermehrt auch in unseren Breiten zu beobachten sind. Polarlichter entstehen, wenn bei starker Sonnenaktivität geladene Teilchen des Sonnenwindes, gelenkt durch das Erdmagnetfeld, in die Atmosphäre gelangen. Dort regen die Teilchen Moleküle wie Sauerstoff oder Stickstoff zum Leuchten in verschiedenen Farben an. Es gibt bereits Datenprodukte, die – punktuell – die Grenzen des Polarlichtovals bestimmen, also der Zone um die Polregion, in der Polarlichter auftreten. Das basiert auf punktuellen Messungen auf den jeweiligen Satellitenbahnen. Daraus lassen sich dann Modelle für das komplette Polarlichtoval berechnen – allerdings bislang nur für die Vergangenheit. „Wir hoffen, in den nächsten Jahren auch eine Vorhersage des Polarlichtovals aus Swarm-Daten entwickeln zu können“, so Korte.

Tradition und Zukunft der Magnetfeldbeobachtung aus dem All
Swarm setzt die wichtige Beobachtung der Erdmagnetfelds aus dem Weltraum fort, die von 2000 bis 2010 wesentlich von CHAMP getragen wurde. Dieser Satellit des GFZ und des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt DLR war gleichzeitig für hochgenaue Messungen des Erdschwerefelds konzipiert. Die drei Swarm-Satelliten sind auf das Magnetfeld fokussiert und liefern im Vergleich zu CHAMP nicht nur mehr räumlich verteilte Daten, sondern bald auch längere Zeitreihen.

Die Nutzergemeinschaft hofft, dass die Swarm-Mission noch bis mindestens 2030 in Betrieb bleibt, um aus der Datenreihe insbesondere Informationen über den Zeitraum eines kompletten Sonnenfleckenzyklus zu gewinnen. Ein solcher Zyklus der Sonnenaktivität dauert – von einem Aktivitätsminimum zum nächsten – im Schnitt rund 11 Jahre. In dieser Zeit nimmt die Zahl der Sonnenflecken zu und wieder ab. Die Sonnenflecken stoßen – getrieben von internen Magnetfeldern – große Mengen geladener Teilchen in den Weltraum aus, daher der Begriff Sonnenaktivität. Diese Teilchen tragen als bewegte Ladung selbst ein Magnetfeld mit sich und beeinflussen daher auch das Magnetfeld im erdnahen Raum. Weil sich die Polarität der Sonnenflecken nach 11 Jahren ändert, dauert ein kompletter Zyklus rund 22 Jahre. Das letzte Aktivitätsminimum war zur Jahreswende 2019/20.

Aktuell wird u.a. am GFZ daran gearbeitet, viele der bisher mit einer Verzögerung von vier bis sechs Tagen erzeugten Datenprodukte nahezu in Echtzeit zur Verfügung zu stellen. „Dies war bei keiner der bisherigen erdnahen Magnetfeldmissionen der Fall und ist nur aufgrund der extrem hohen Datenqualität und Stabilität der Mission möglich. Diese neuen Datenprodukte werden daher eine noch wichtigere Rolle als bisher für die Charakterisierung des Weltraumwetters spielen, obwohl die Swarm-Mission ursprünglich gar nicht für diesen Zweck konzipiert wurde“, sagt Guram Kervalishvili, Wissenschaftler in der Sektion 2.3 „Geomagnetismus“ und Projektmanager für die ESA Swarm Mission und ESA Space Weather Aktitvitäten am GFZ.

Umfassende Informationen zu den Datenprodukten der Swarm Mission finden Sie unter: https://swarmhandbook.earth.esa.int.

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• Swarm

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Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung 18. Juli 2023.

18. Juli 2023 – Die Polarlichter des Merkurs sind nicht wie die der Erde mit dem bloßen Auge sichtbar, sondern strahlen ausschließlich Röntgenlicht aus. In der heutigen Ausgabe der Fachzeitschrift Nature Communications beschreibt eine Forschergruppe, zu der auch Wissenschaftler des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung in Göttingen zählen, wie Sonnenwind-Elektronen auf dem Planeten prasseln und so das hochenergetische Leuchten auslösen. Dafür wertete das Team Daten aus, welche die europäisch-japanische Raumsonde BepiColombo bei ihrem Vorbeiflug am Merkur Anfang Oktober 2021 aufgenommen hatte. Die Auswertungen zeichnen erstmals detailliert nach, wie die Polarlichter des sonnennächsten Planeten entstehen. Zudem legen die Daten nahe, dass trotz unterschiedlichster Bedingungen im Sonnensystem, Polarlichter immer auf denselben Prozess zurückzuführen sind.

Neben der Erde schmücken sich auch andere Planeten im Sonnensystem mit einem auffälligen Leuchten über ihren Polarregionen. Die gewaltigen Polarlichter des Jupiters etwa erstrecken sich über eine Fläche mit einem Durchmesser von mehr als 40.000 Kilometern. Dass am Nord- und Südpol des Merkurs extrem energiereiche Röntgenpolarlichter auftreten können, hatten bereits die amerikanischen Raumsonden Mariner 10 in den 70er Jahren des vergangenen Jahrhunderts und MESSENGER in der Zeit von 2011 bis 2015 beobachtet. Wie auf der Erde lösen geladene Teilchen des Sonnenwinds, die im Magnetfeld des Planeten eingefangen werden, das Phänomen aus. Während auf der Erde die Sonnenwind-Teilchen jedoch auf die Atmosphäre treffen und dort Moleküle ionisieren, bietet der Merkur keine solch schützende Hülle. Ihn umgibt nur eine so genannte Exosphäre, eine ausgesprochen dünne Gasschicht. Die Sonnenwindteilchen treffen deshalb direkt auf die Oberfläche des Planeten.

Vorbeiflug mit guter Sicht
„Wie genau die Polarlichter des Merkurs entstehen, war bisher nicht geklärt“, so MPS-Wissenschaftler Dr. Markus Fränz, Koautor der aktuellen Studie und Mitglied im Team des BepiColombo-Instruments Mercury Plasma Particle Experiment (MPPE). Die Flugbahnen von Mariner 10 und MESSENGER ließen lediglich einen Blick auf die Nordhalbkugel des Planeten zu. Zudem konnten beide Missionen nicht die Elektronen in der Umgebung des Merkurs untersuchen. Ein vollständiges Bild des Entstehungsprozesses konnte sich so nicht ergeben. Die neuen Messdaten von BepiColombo schaffen nun eine völlig neue Situation.

Im Oktober 2018 startete die Merkursonde BepiColombo ins All und wird 2025 in eine Umlaufbahn um den Merkur einschwenken. Bis zur Ankunft stehen insgesamt sechs Vorbeiflüge am Zielplaneten im Missionsplan; der erste ereignete sich im Oktober 2021. Aus einer Entfernung von etwa 200 Kilometern hatte dabei das Instrument MPPE Gelegenheit, Verteilung und Energien der Teilchen in der Umgebung des Merkur genau zu bestimmen. Das Instrument besteht aus mehreren Sensoren, von denen jeder auf Teilchen einer bestimmten Sorte und Geschwindigkeit spezialisiert ist. Das MPS hat zu Entwicklung und Bau des Massenspektrometers von MPPE beigetragen.

Ein „Regen“ aus Elektronen
Beim Vorbeiflug vor 21 Monaten konnte MPPE erstmals Messungen über der nördlichen Nachtseite sowie erstmals über der Tagseite der Südhalbkugel durchführen und so die Struktur der Magnetosphäre, des Einflussbereichs des planetaren Magnetfeldes, und ihrer Grenze, der Magnetopause, bestimmen. Wie bei der Erde ist die Merkur-Magnetosphäre auf der sonnenabgewandten Seite zu einem langen Schwanz verzerrt; auf der sonnenzugewandten Seite zeigte sie sich stark gestaucht. „Der Sonnenwind muss zum Zeitpunkt der Messungen besonders kräftig gewesen sein“, folgert MPS-Wissenschaftler Dr. Norbert Krupp, ebenfalls Koautor der Studie und Mitglied des MPPE-Teams.

Zudem konnte MPPE den Entstehungsprozess der Merkur-Polarlichter genau nachverfolgen. Aus dem Schwanz der Magnetosphäre kommend bewegen sich hochenergetische Elektronen entlang der Magnetfeldlinien auf den Planeten zu. Dort „regnen“ sie auf ihn hinunter und wechselwirken so an den Polen mit dem Material an seiner Oberfläche. Dabei werden Moleküle ionisiert, die ihrerseits als Folge hochenergetische Röntgenstrahlung abstrahlen.

„Zum ersten Mal konnten wir beobachten, wie Elektronen in der Magnetosphäre des Merkurs beschleunigt und auf die Planetenoberfläche geschleudert werden. Obwohl die Magnetosphäre des Merkurs viel kleiner ist als die der Erde und eine andere Struktur und Dynamik aufweist, haben wir die Bestätigung, dass der Mechanismus, der Polarlichter erzeugt, im gesamten Sonnensystem der gleiche ist“, so Erstautorin Dr. Sae Aizawa vom Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie im französischen Toulouse. Seit Kurzem forscht die Wissenschaftlerin am Institute of Space and Astronautical Science der japanischen Weltraumbehörde JAXA und an der Universität von Pisa in Italien.

In den nächsten Jahren wir BepiColombo noch dreimal dicht am Merkur vorbeifliegen. Die nächste Begegnung ist für September nächsten Jahres (2024) geplant.

Originalveröffentlichung
Sae Aizawa et al.: Direct evidence of substorm-related impulsive injections of electrons at Mercury, Nature Communications, 18. Juli 2023, dx.doi.org/10.1038/s41467-023-39565-4,
https://www.nature.com/articles/s41467-023-39565-4,
pdf: https://www.nature.com/articles/s41467-023-39565-4.pdf.

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• BepiColombo auf Ariane 5 ECA

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Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung 6. Juli 2023.

6. Juli 2023 – Über den Polen des Gasriesen Jupiters leuchten fortwährend Polarlichter von riesigem Ausmaß. Das malerische Phänomen prägt die Vorgänge in der Atmosphäre des Gasriesen stärker als bisher gedacht, wie eine Gruppe von Forschenden, zu denen auch Wissenschaftler des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen zählen, heute in der Fachzeitschrift Nature Astronomy berichtet. Mit Hilfe von Messdaten des Atacama Large Millimeter/Submillimeter Arrays (ALMA) in Chile und des International Gemini Observatory auf Hawaii beschreibt das Forscherteam die Verteilung von Kohlenmonoxid und Blausäure in der Jupiteratmosphäre in bisher unerreichter Genauigkeit und räumlicher Auflösung. Dabei stechen die Regionen unterhalb der Polarlichter besonders heraus. Möglich wurden die neuen Erkenntnisse durch einen kosmischen Zusammenstoß, der sich vor fast 30 Jahren ereignete.

Das Eintauchen der insgesamt 21 Bruchstücke des Kometen Shoemaker-Levy 9 in den Jupiter im Juli 1994 war ein spektakuläres Ereignis. Da sich die Kollision schon Jahre zuvor vorhersagen ließ, konnten leistungsstarke Teleskope auf der Erde und im Weltraum den Zusammenstoß und seine Auswirkungen genau mitverfolgen. Als markante, schwarze, wolkenartige Gebilde zeigen sich die Einschlagstellen etwa auf Aufnahmen des Hubble Weltraumteleskops.

Weitere Messungen ergaben, dass der Komet zahlreiche Molekülarten wie Kohlenmonoxid, Kohlendioxid, Wasser und Blausäure in die Jupiteratmosphäre eintrug, die dort zuvor nicht heimisch waren. Da diese Moleküle über viele Jahrzehnte stabil bleiben, boten die „Fremdkörper“ Forschenden eine einzigartige Gelegenheit: Über viele Jahre konnten sie beobachten, wie sich die Moleküle über den Jupiter verteilen und so wertvolle Einblicke in die Winde und chemischen Reaktionen in der Atmosphäre des Gasriesen gewinnen. Die Messungen von 2017, die Forschende unter Leitung der Universität von Bordeaux jetzt ausgewertet haben und heute veröffentlichen, zeichnen die Verteilung des eingetragenen Kohlenmonoxids und der Blausäure in bisher unerreichter Genauigkeit nach.

Das Forscherteam hat auf diese Weise den gesamten Planeten kartiert und dabei auch die Polarregionen des Jupiters in hoher Auflösung erfasst. Diese sind Schauplatz seiner gewaltigen Polarlichter, die sich über eine Fläche mit einem Durchmesser von mehr als 40.000 Kilometern erstrecken. (Zum Vergleich: Die Erde hat einen Durchmesser von etwa 12.700 Kilometern.) In deutlich kleinerer Ausführung ist dieses Phänomen auch auf der Erde bekannt. Wenn in Phasen starker Sonnenaktivität hochenergetische Sonnenwindteilchen entlang der Feldlinien des Erdmagnetfeldes auf die irdische Atmosphäre treffen, werden dort in einer Höhe von 100 bis 1000 Kilometern Moleküle ionisiert. Als Folge emittieren diese Licht verschiedener Wellenlängen und erzeugen so das diffuse Leuchten in Grün-, Blau- und seltener Rottönen. Auch auf dem Jupiter erzeugt ein Zusammenspiel aus geladenen Teilchen, Magnetfeld und Atmosphäre die Polarlichter. Allerdings ist das Magnetfeld des Jupiters etwa zwanzigmal stärker als das der Erde; die Polarlichter leuchten in allen Wellenlängenbereichen vom Infraroten bis hin zur Röntgenstrahlung. Zudem sind die Polarlichter des Jupiters – anders als die der Erde – eine ständige Erscheinung. Als Auslöser werden neben Sonnenwindteilchen auch Teilchen vermutet, die den heftigen Vulkanausbrüchen des Jupitermondes Io entstammen.

„Die Polarlichter des Jupiters faszinieren Forscher, die sich mit der Dynamik und Chemie der Jupiteratmosphäre beschäftigen, schon seit Langem“, so Dr. Paul Hartogh vom MPS, Koautor der aktuellen Studie. Im vorvergangenen Jahr etwa berichtete ein Forscherteam, zu dem neben Paul Hartogh zwei weitere Wissenschaftler vom MPS zählten, von stabilen stratosphärischen Winden, die unterhalb der Polarlichter wehen. „Wir denken, dass uns die Moleküle, die der Komet vor fast 30 Jahren in die Jupiteratmosphäre eingetragen hat, helfen können, die Vorgänge im Bereich der Polarlichter besser zu verstehen“, so Dr. Ladislav Rezac vom MPS, Zweitautor der aktuellen Studie und Koautor der Studie von vor zwei Jahren. Mit Hilfe von Messungen vom Radioteleskop ALMA der Europäischen Südsternwarte (ESO) in der chilenischen Atacama-Wüste und des International Gemini Observatory auf Hawaii von 2017 konnte die Forschergruppe nun die Verteilung von Kohlenmonoxid und Blausäure in der Jupiteratmosphäre genau untersuchen. Im Vergleich zu älteren Studien, die auf den Messungen anderer bodengebundener Teleskope beruhen, bieten diese Messdaten eine deutlich höhere räumliche Auflösung.

Wie die Auswertungen nun genau belegen, haben sich beide Molekülsorten seit des Einschlags des Kometen Shoemaker-Levy 9 im Jahr 1994 in ähnlicher Weise weit in der Jupiteratmosphäre verteilt und bevölkern mittlerweile auch einen ausgedehnten Höhenbereich. In der Region unterhalb der Polarlichter fand das Forscherteam allerdings eine unerwartete Auffälligkeit: Dort zeigen die Messungen deutlich weniger Blausäure als erwartet. „Da beide gemessenen Molekülsorten den gleichen dynamischen Kräften wie etwa Winden unterliegen, bedeutet dies, dass die Blausäure durch andere Mechanismen beeinflusst wird“, so Dr. Ladislav Rezac. Winde hätten beide Molekülsorten in gleicher Weise verteilt. „Stattdessen muss es offenbar einen chemischen Vorgang geben, an dem nur die Blausäure beteiligt ist und der nur unterhalb der Polarlichter auftritt“, schlussfolgert der Forscher.

Die Erklärungen der Forschenden drehen sich vor allem um winzige Aerosole, die sich im Bereich der Polarlichter bilden. Angeregt durch elektromagnetische Strahlung im Höhenbereich der Polarlichter bilden sich einfache Kohlenwasserstoffe, die zu komplexeren Kohlenwasserstoffketten wie Benzol anwachsen, bis sich schließlich gasförmige polyzyklische aromatische Kohlenwasserstoff (PAHs) bilden. Diese kondensieren nach und nach und die so entstandenen Aerosole sinken in niedrigere Schichten der Stratosphäre. Chemische Reaktionen auf diesen Aerosolen führen zur Zerstörung der Blausäure. Dieser Mechanismus erinnert an die Ozonzerstörung in der polaren Erdstratosphäre durch chemische Reaktionen auf polaren Stratosphärenwolken.

„Aerosole spielen offenbar in der Atmosphärenchemie der polaren Jupiterstratosphäre eine wichtige Rolle, ähnlich wie in der polaren Erdstratosphäre“, so Dr. Paul Hartogh. Um die Zusammenhänge besser zu verstehen, hoffen die Forscher nun auf Messungen des James-Webb-Weltraumteleskops, das seit vergangenem Jahr in Betrieb ist. Das Teleskop ist in der Lage, die Verteilung von Kohlendioxid in der Jupiteratmosphäre mit hoher Genauigkeit zu bestimmen. Und auch die Weltraummission JUICE dürfte genauere Erkenntnisse liefern. Die gleichnamige ESA-Raumsonde, die seit April dieses Jahres den Jupiter ansteuert, trägt das Submillimetre Wave Instrument (SWI) an Bord. Es wurde unter Leitung des MPS entwickelt und gebaut und wird vor Ort im Jupitersystem ab 2031 einen besonders guten Blick auf die Vorgänge in der Atmosphäre des Gasriesen haben. So wird etwa die räumliche Auflösung der Messdaten von SWI die von ALMA um das Hundertfache übertreffen; zudem wird SWI weitere Spurengase, die auf den Kometeneinschlag zurückzuführen sind, wie etwa Schwefelkohlenstoff detektieren können.

Originalpublikation:
T. Cavalié, L. Rezac et al.:
Evidence for auroral influence on Jupiter’s nitrogen and oxygen chemistry revealed by ALMA,
Nature Astronomy, 6. Juli 2023
DOI: 10.1038/s41550-023-02016-7
https://www.nature.com/articles/s41550-023-02016-7

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• Planet Jupiter

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Quelle: GFZ.

Wissenschaftler*innen weltweit nutzen den Kp-Index für ihre Forschung und Daten-Produkte. Er dient Weltraumklima-Studien, zur Analyse des Weltraumwetters, er findet Anwendung in empirischen und physikbasierten Modellen für die Luft- und Raumfahrt oder auch bei der Modellierung des Erdmagnetfeldes. In durchschnittlich mehr als 1000 Publikationen pro Jahr wird er zurzeit verwendet – meist handelt es sich um ionosphärische und magnetosphärische Studien.

Der globale Kp-Index ist ein Maß für unregelmäßig auftretende, natürliche geomagnetische Störungen, hervorgerufen durch den Sonnenwind. Damit zeigt der Index auch geomagnetische Stürme an, die durch sehr starke Sonneneruptionen entstehen und weitreichende Konsequenzen auf unsere elektrischen Systeme haben können.

Julius Bartels führte den 3-stündigen geomagnetischen Kp-Index bereits im Jahre 1949 ein. Der Kp-Index berechnet sich aus den K-Indizes von 13 geomagnetischen Observatorien, die sich alle außerhalb der Polarlichtzone befinden. In Deutschland zum Beispiel in Wingst, wo seit 1938 Beobachtungen stattfinden und in Niemegk. Weitere europäische Observatorien stehen in Schweden, Dänemark, England und Schottland.

Wissenschaftler*innen weltweit nutzen den Kp-Index für ihre Forschung und Daten-Produkte. Er dient Weltraumklima-Studien, zur Analyse des Weltraumwetters, er findet Anwendung in empirischen und physikbasierten Modellen für die Luft- und Raumfahrt oder auch bei der Modellierung des Erdmagnetfeldes. In durchschnittlich mehr als 1000 Publikationen pro Jahr wird er zurzeit verwendet – meist handelt es sich um ionosphärische und magnetosphärische Studien.

Der globale Kp-Index ist ein Maß für unregelmäßig auftretende, natürliche geomagnetische Störungen, hervorgerufen durch den Sonnenwind. Damit zeigt der Index auch geomagnetische Stürme an, die durch sehr starke Sonneneruptionen entstehen und weitreichende Konsequenzen auf unsere elektrischen Systeme haben können.

Julius Bartels führte den 3-stündigen geomagnetischen Kp-Index bereits im Jahre 1949 ein. Der Kp-Index berechnet sich aus den K-Indizes von 13 geomagnetischen Observatorien, die sich alle außerhalb der Polarlichtzone befinden. In Deutschland zum Beispiel in Wingst, wo seit 1938 Beobachtungen stattfinden und in Niemegk. Weitere europäische Observatorien stehen in Schweden, Dänemark, England und Schottland.

Neue Publikation zum Kp-Index und DOI-Vergabe
Kürzlich wurde dem Daten-Produkt des GFZ nun eine DOI, der Digital Object Identifier 10.5880/Kp.0001 durch GFZ Data Services zugewiesen, was dazu dient, dem digitalen Objekt einen eindeutigen und dauerhaft verfügbaren Zugang zu geben. Dadurch kann man sich künftig auch einen genaueren Überblick darüber verschaffen, wie oft das frei verfügbare Datenprodukt des GFZ genutzt wird.

Zudem erschien vor kurzem die erste umfassende Beschreibung des Kp-Index seit 1996. Der Artikel „The geomagnetic Kp index and derived indices of geomagnetic activity“ wurde im amerikanischen Wissenschaftsjournal Space Weather publiziert und unter Federführung von Dr. Jürgen Matzka und Prof. Claudia Stolle, die in der Sektion Geomagnetismus am GFZ forschen, erarbeitet. Die Publikation zeigt neueste Entwicklungen wie den Echtzeit-Kp und erläutert Verbesserungen, die seit August 2020 in Kraft sind. Der Echtzeit-Kp wird inzwischen von vielen Institutionen genutzt, unter anderem der ‚Europäischen Weltraumorganisation‘ (ESA) oder auch der zivilen US-Bundesbehörde ‚Nationale Aeronautik- und Raumfahrtbehörde‘ (NASA).

Weitere Informationen:
Link zur Publikation in Space Weather (AGU Journal)
Link zur Datenpublikation

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• Weltraumwetter
• Polarlichter

Der Beitrag Planetarische Kennziffern geomagnetischer Aktivität erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung.

Die Sonne ist keinesfalls der ‚ruhige Ort‘ als der sie einem lediglich mit dem bloßem Auge beobachtenden Betrachter am Taghimmel erscheint, sondern vielmehr – wie jeder andere Stern auch – ein recht aktives Himmelsobjekt. Das Zentralgestirn unseres Sonnensystems schleudert im Rahmen dieser Sonnenaktivität in mehr oder weniger regelmäßigen Abständen immer wieder große Mengen an energetisch geladenen Teilchen ins Weltall. Gleichzeitig entweicht permanent ein kontinuierlicher Partikelstrom – der Sonnenwind – von deren Oberfläche. Sowohl der eher ‚moderate‘ Sonnenwind als auch die heftigen Erutionen – die kornonalen Masseauswürfe – können dabei direkte und gegebenenfalls eindeutig negative Auswirkungen auf das Leben auf der Erde haben.

Das bekannteste Beispiel für derartige Effekte sind die Polarlichter, welche entstehen, wenn größere Mengen an von der Sonne ausgehenden Partikeln auf die Magnetosphäre der Erde treffen und dabei speziell über den Polarregionen wunderschön anzuschauende Leuchterscheinungen hervorrufen. Deutlich gravierender – und nachteiliger für die Menschheit – können allerdings die Auswirkungen von größeren kornonalen Masseauswürfen sein, welche die Erde ‚direkt“ treffen. Derartige Teilchenströme können sowohl in der Erdumlaufbahn kreisende Satelliten beschädigen als auch zu einer Beeinträchtigung des irdischen Kommunikationsnetzes führen.

Eine weitere Gefahr besteht zudem für das Stromversorgungsnetz, welches ebenfalls sehr anfällig für Störungen durch das Weltraumwetter ist. Durch eine erhöhte Sonnenaktivität hervorgerufene geomagnetische Stürme können gegebenenfalls dazu führen, dass das Stromnetz zusammenbricht. Dies war in der jüngsten Vergangenheit unter anderem im März 1989 der Fall, als in der kanadischen Provinz Quebec das Stromnetz infolge eines geomagnetischen Sturmes ausfiel und sechs Millionen Einwohner der Region einen Zeitraum von neun Stunden ‚im Dunklen‘ verbringen mussten.

Die regelmäßige Überwachung der Sonnenaktivität ist daher mittlerweile unabdingbar, um mögliche Auswirkungen auf die Erde möglichst früh zu registrieren und im gegebenen Fall entsprechende vorsorgliche Maßnahmen einleiten zu können. Zu diesem Zweck stehen den verschiedenen Weltraumorganisationen inzwischen eine Vielzahl von Raumsonden zur Verfügung, welche auf die Beobachtung der Sonne spezialisiert sind. Deren Daten waren bisher allerdings lediglich bruchstückhaft.

Da sich die Sonne innerhalb von etwas mehr als 28 Tagen einmal um ihre Rotationsachse dreht war es bisher nicht möglich, den Teilchenstrom der Sonne und dessen Quellregionen auf der gesamten Sonnenoberfläche über einen längeren Zeitraum hinweg gleichzeitig im Blick zu behalten. Wissenschaftler unter der Leitung des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen haben nun erstmals die Daten von drei Raumsonden zu einem ‚Rundumblick‘ kombiniert, bei dem die gesamte Oberfläche der Sonne über mehrere Tage hinweg erfasst werden konnte. Dabei konnten die Forscher auch verfolgen, wie die Sonne ein seltenes Heliumisotop freisetzt.

Sonnenbeobachtungssatelliten
Die meisten der Raumsonden, welche derzeit die Sonne beobachten und erforschen, befinden sich keineswegs in der Nähe der Sonne. Vielmehr bewegen sie sich üblicherweise in der unmittelbaren Nähe zu unserem Heimatplaneten, dessen Umlaufbahn immerhin rund 150 Millionen Kilometer von der Sonne entfernt verläuft. Der von der ESA und der NASA betriebene Sonnenbeobachtungssatellit SoHO befindet sich so zum Beispiel in einer Entfernung von lediglich rund 1,5 Millionen Kilometern zur Erde. Der neueste ‚Sonnenspion‘, das am 11. Februar 2010 gestartete Solar Dynamics Observatory (kurz „SDO“) der NASA, befindet sich sogar in einem Erdorbit.

Derartig ‚erdnahe‘ Standorte im Weltall sind zwar für die Kommunikation zwischen einer Raumsonde und den Bodenstationen auf der Erde und speziell für die Übertragungsrate der dabei gewonnenen Daten vorteilhaft – sie bieten jedoch zugleich auch einen entscheidenden Nachteil. Nur die Seite der Sonne, welche sich gerade in ‚Richtung Erde‘ befindet, liegt dabei im Blickfeld der Raumsonden und kann mit den jeweiligen Instrumenten beobachtet werden. Die ‚Rückseite‘ der Sonne bleibt bei den entsprechenden Beobachtungen dagegen jedoch stets für einen Zeitraum von mehreren Tagen ‚verborgen‘.

STEREO-A und STEREO-B
An dieser Stelle kommen seit dem Jahr 2011 die beiden Raumsonden STEREO-A und STEREO-B ins Spiel.

Die bereits am 26. Oktober 2006 gestarteten STEREO-Sonden umkreisen die Sonne seit mittlerweile fast acht Jahren auf der gleichen Umlaufbahn wie die Erde. Eine der beiden Sonden – STEREO-A („A“ für „Ahead“ – voraus) – befindet sich dabei ‚vor‘ der Erde. Die andere Sonde – STEREO-B („B“ für „Behind“ – hinterher) – folgt unserem Heimatplaneten auf dessen Umlaufbahn um die Sonne. Dabei driften die STEREO-Sonden von Jahr zu Jahr immer weiter auseinander. Anfang des Jahres 2011 nahmen die beiden Raumsonden dabei eine Formation im Weltraum ein, bei der sich die Sonne genau zwischen diesen beiden Sonden befand. Somit ergab sich für STEREO-A und STEREO-B erstmals die Gelegenheit, zum selben Zeitpunkt nahezu die gesamte Oberfläche der Sonne zu dokumentieren.

„Zusammen mit Sonden in Erdnähe ist es nun möglich, alle Seiten der Sonne gleichzeitig im Blick zu halten“, so Radoslav Bučík vom MPS. „Auf diese Weise können wir erstmals langfristige Prozesse ohne Unterbrechung verfolgen“, so der Wissenschaftler weiter. Hierdurch kann nicht nur die aktuelle Aktivität der Sonne überwacht werden. Vielmehr ergibt sich auch die Möglichkeit, die physikalischen Prozesse im Rahmen eines ‚Rundumblickes‘ zu untersuchen, die aktuell auf der Sonne ablaufen.

In Zusammenarbeit mit Wissenschaftlern von der Johns Hopkins University in Baltimore/USA und der Universität von Alcalá (Spanien) untersuchten die Mitarbeiter des MPS dabei unter anderem die Verteilung des Helium-Isotops „Helium-3“, welches von der Sonne gelegentlich in das Weltall abgegeben wird. Helium-3 ist nicht nur in der Sonnenmaterie, sondern im gesamten Sonnensystem ein sehr selten auftretendes Isotop. Das schwerere Isotop „Helium-4“, dessen Kern aus zwei Protonen und ebenfalls zwei Neutronen besteht, tritt zum Beispiel etwa 10.000mal so häufig auf. Auch der Sonnenwind spiegelt dieses Verhältnis dieser beiden Spielarten des Heliums wieder. Gelegentlich wird unsere Sonne jedoch zu einer wahren ‚Helium-3-Schleuder‘. Über einen begrenzten Zeitraum entweicht dabei ein Teilchenstrom mit einer stark erhöhten Konzentration dieses seltenen Isotops.

„Offenbar gibt es einen Mechanismus auf der Sonne, der bei diesen Ereignissen Helium-3 deutlich wirksamer ins All beschleunigt als andere Teilchen“, so Radoslav Bučík weiter. Wie dieser Mechanismus funktioniert, ist bisher jedoch noch völlig unklar.

Eines der Probleme bei der Untersuchung dieses Effektes bestand bisher darin, dass sich diese Teilchen in der Vergangenheit lediglich über einen Zeitraum von maximal einen Tag verfolgen ließen. Da die Sonne rotiert beschreiben die Teilchen – vergleichbar mit dem Wasserstrahl eines rotierenden Rasensprengers – eine Art Spiralbahn. Nach nur wenigen Stunden verschwanden sie deshalb aus dem Blickfeld des jeweiligen Messinstruments. Erst die neue, zu Beginn des Jahres 2011 erreichte Beobachtungsgeometrie der STEREO-Sonden ermöglicht jetzt – in Kombination mit den Daten weiterer Sonnenbeobachtungssatelliten – einen tieferen Einblick. Lediglich wenige Monate später konnten so Daten über den Helium-3-Ausstoß gewonnen werden, welche von den beteiligten Wissenschaftlern in den folgenden Jahren ausgewertet wurden.

Am 1. Juli 2011 registrierte das Massespektrometer SIT an Bord von STEREO-B eine deutlich erhöhte, von der Sonne ausgehende Helium-3-Konzentration. Am 7. Juli wurden diese Teilchen mittels des Teilchenspektrometers ULEIS an Bord der NASA-Raumsonde ACE auch in der Nähe der Erde nachgewiesen. Als Quelle, so das Resultat der Auswertungen, konnten die Wissenschaftler eine spezielle aktive Region auf der Oberfläche der Sonne identifizieren. Derartige Regionen befinden sich oftmals in der Nähe eines Sonnenflecks und weisen hohe Magnetfeldstärken auf. Am 9. und am 16. Juli zeichneten die Raumsonden ACE und STEREO-A erneut erhöhte Helium-3-Werte auf. Auch hier konnten die Wissenschaftler in ihren Berechnungen die selten Isotope bis zu ihrem Ursprungsort zurückverfolgen.

„Dass helium-3-reiche Ereignisse mehrere Tage anhalten können, war eine große Überraschung“, so Radoslav Bučík. Offenbar weist das Sonnenplasma auch über längere Zeiträume Bedingungen auf, welche die Freisetzung von Helium-3 begünstigen. Dies könnte wiederrum ein wichtiger Hinweis sein, der dabei hilfreich sein könnte, den hierfür zugrunde liegenden Beschleunigungsmechanismus zu identifizieren.

„Diesen Mechanismus zu verstehen, hat weitreichende Konsequenzen“, ergänzt Bučík. „Er könnte uns helfen zu verstehen, wie es der Sonne grundsätzlich gelingt, Teilchen in so genannten Flares ins All zu schleudern.“

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• Sonnen-Eruption
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Verwandte Internetseiten:

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• Live-Bilder von SoHO

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: CICLOPS, JPL, Planetary Society.

Bereits am 1. März 2012 hat die Raumsonde Cassini auf ihrer elliptischen Umlaufbahn um den Saturn um 04:51 MEZ erneut die Apoapsis, den Punkt ihrer größten Entfernung zum Saturn, erreicht. Zu diesem Zeitpunkt befand sich Cassini in einer Entfernung von rund 2,38 Millionen Kilometern zu der obersten Wolkenschicht des Saturn und begann damit zugleich ihren mittlerweile 163. Umlauf um den Ringplaneten. Die Raumsonde wird sich auch in den kommenden zwei Monaten weiterhin auf einer Orbitbahn bewegen, welche fast genau auf einer Ebene mit der Ringebene des Saturn sowie den Umlaufbahnen mehrerer größerer Saturnmonde verläuft.

Diese äquatoriale Flugbahn der Raumsonde – während des jetzigen Orbits beträgt die Inklination lediglich 0,4 Grad – ermöglicht es den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern unter anderem, die Kanten der Saturnringe abzubilden. Durch die Auswertung dieser Bilder ist es zum Beispiel möglich, deren vertikale Ausdehnung zu ermitteln. Außerdem ergibt sich bei diesem Verlauf der Umlaufbahn die Möglichkeit, sich im Rahmen eines einzigen Orbits unter günstigen Umständen gleich mehreren Saturnmonden zu nähern, deren Bahnen ebenfalls in der Äquatorebene des Saturn verlaufen.

Wie bereits die vorherigen Umläufe wird auch der jetzt begonnene Orbit, er trägt die Bezeichnung „Rev 162“, von den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern in erster Linie dazu genutzt werden, um den Ringplaneten und den größten seiner 62 bisher bekannten Monde, den etwa 5.150 Kilometer durchmessenden Titan, mit verschiedenen Instrumenten zu untersuchen und aus unterschiedlichen Entfernungen mit der ISS-Kamera der Raumsonde abzubilden.

Für das aus einer Telekamera (NAC) und einer Weitwinkelkamera (WAC) bestehende ISS-Kameraexperiment, einem von insgesamt 12 wissenschaftlichen Instrumenten an Bord von Cassini, sind während des 18 Tage dauernden Orbits insgesamt 38 Beobachtungskampagnen vorgesehen. Ein großer Teil dieser Beobachtungen wird dabei erneut das gewaltige Sturmgebiet zum Ziel haben, welches sich seit dem Dezember 2010 über der nördliche Hemisphäre des Saturn ausdehnt (Raumfahrer.net berichtete). Außerdem sind verschiedene Beobachtungen der Monde Enceladus und Rhea vorgesehen, welche am 10. März im Rahmen von zwei nicht gesteuerten Vorbeiflügen passiert werden.

Die ISS-Kamera nahm ihren wissenschaftlichen Betrieb während des jetzigen Orbits bereits am gestrigen Tag auf. Das Ziel der Beobachtung des Mondes Titan, welche aus einer Entfernung von etwa 1,96 Millionen Kilometern erfolgte, war die Dokumentation der oberen Atmosphärenschichten und der dort befindlichen Wolkenstrukturen.

Nach dem Abschluss dieser Beobachtungskampagne wurde sich die ISS-Kamera auf den Mond Thrymr ausgerichtet, um diesen aus einer Entfernung von rund 9,5 Millionen Kilometern über einen Zeitraum von 18 Stunden mehrfach abzubilden. Außer den Daten von dessen Umlaufbahn um den Saturn, seinem Durchmesser von etwa 5,6 Kilometern und seiner im Vergleich zu den anderen kleinen Monden relativ hohen mittleren Dichte von 2,3 Gramm pro Kubikzentimeter, welche auf eine Zusammensetzung aus Wassereis mit einem hohen Anteil an Silikatgestein hindeutet, ist über diesem erst im Jahr 2000 entdeckten Saturnmond bisher nur sehr wenig bekannt.

Anhand der Variationen in der sich bei der Beobachtung ergebenden Lichtkurve und dem Abgleich mit vorherigen Beobachtungen sollen dessen Helligkeitsvariationen und die sich daraus ergebende Rotationsperiode näher bestimmt werden. Diese Beobachtung ist ein Bestandteil einer langfristig angelegten Kampagne, in deren Verlauf mehrere der kleinen, äußeren Saturnmonde unter verschiedenen Beleuchtungsverhältnissen aus mehreren Millionen Kilometern Entfernung abgebildet werden. Vergleichbare Beobachtungen sind für den 8. und 9. März vorgesehen und werden die Monde Jarnsaxa und Mundilfari zum Ziel haben.

Trotz der großen Distanz zwischen den Monden und der Raumsonde kann Cassini bei derartigen Beobachtungen neben den Rotationsgeschwindigkeiten der Monde wertvolle Daten über deren Ausdehnung, die sich daraus ergebende Gestalt und die Neigung der Rotationsachsen gewinnen. Entsprechende Ergebnisse wurden Anfang Oktober 2011 auf dem EPSC-DPS Joint Meeting 2011, einem internationalen Planetologen-Kongress, im französischen Nantes präsentiert.

Zwischen dem 5. und dem 7. März steht der Saturn auf dem Beobachtungsprogramm. Die ISS-Kamera wird sich in diesem Zeitraum auf dessen südliche Hemisphäre ausrichten und in Zusammenarbeit mit dem Ultraviolet Imaging Spectrometer (UVIS) nach Polarlichtern Ausschau halten, welche eventuell in der Südpolregion auftreten, und diese abbilden. Für den 9. März ist eine kurze Zündung der Triebwerke der Raumsonde vorgesehen. Dieses als „Short Engine Burn“ (kurz „SEB“) bezeichnete Manöver dient einer notwendigen Kurskorrektur. Ein weiterer SEB ist für den 15. März eingeplant.

Am 10. März wird Cassini um 03:13 MEZ die Periapsis, den Punkt der größten Annäherung an den Saturn während ihres 163. Orbits, erreichen. Zu diesem Zeitpunkt wird sich die Raumsonde 135.530 Kilometer über der obersten Wolkenschicht des Saturn befinden. Wenige Stunden zuvor erfolgt ein dichter, nicht gesteuerter Vorbeiflug an dem Saturnmond Enceladus, welcher um 00:22 in einer Entfernung von 9.176 Kilometern mit einer Geschwindigkeit von 7 Kilometern pro Sekunde passiert werden wird. Neben anderen Instrumenten soll dabei auch die ISS-Kamera eingesetzt werden, um die Oberfläche des Mondes aus verschiedenen Entfernungen und Blickrichtungen abzubilden.

Um 16:03 MEZ erfolgt anschleißend ein ebenfalls nicht gesteuerter Vorbeiflug an dem Mond Rhea. Dieser zweitgrößte Mond des Saturn wird dabei in einer Entfernung von 41.858 Kilometern mit einer Geschwindigkeit von 7,5 Kilometern pro Sekunde passiert werden. Im Rahmen des Vorbeifluges sind drei Beobachtungskampagnen der ISS-Kamera vorgesehen. Zuerst soll die Kamera während der Anflugsphase zusammen mit einem weiteren Spektrometer der Raumsonde, dem Composite Infrared Spectrometer (CIRS), den zu diesem Zeitpunkt nur teilweise von der Sonne beschienenen und deshalb lediglich als schmale Sichel erkennbaren Mond abbilden. Die CIRS-Beobachtung dient der Erstellung einer Karte der auf der Oberfläche von Rhea herrschenden Temperaturverteilung.

Während der dichtesten Annäherung soll die ISS-Kamera ein aus 30 Einzelbildern bestehendes Mosaik der Oberfläche anfertigen. Dabei werden unter anderem auch die beiden Impaktbecken Mamaldi und Tirawa in das Aufnahmefeld geraten. Während der Abflugphase soll die Kamera schließlich die nähere Umgebung des Mondes abbilden und dabei nach Hinweisen für ein eventuell existierendes Ringsystem suchen (Raumfahrer.net berichtete). Die Kamera, so die Berechnungen der an der Cassini-Mission beteiligten Wissenschaftler, könnte dabei Ringpartikel ab einer Größe von etwa fünf bis zehn Metern direkt nachweisen. Allerdings waren vergleichbare Beobachtungen in der Vergangenheit erfolglos, so dass die Wissenschaftler mittlerweile die Existenz eines solchen Ringsystems bezweifeln.

Zwischen dem 11. und dem 18. März wird schließlich der Saturn in den Fokus der Kamera rücken. Insgesamt sind in diesem Zeitraum 14 Beobachtungskampagnen vorgesehen, welche das immer noch auf der nördlichen Hemisphäre aktive Sturmgebiet zum Ziel haben. Mit diesen Aufnahmen soll dessen aktuelle Ausdehnung und Entwicklung dokumentiert werden.

Am 12. März sollen zudem mehrere der kleineren inneren Saturnmonde im Rahmen sogenannter astrometrischer Beobachtungen abgebildet werden. Die Umlaufbahnen dieser kleinen und entsprechend massearmen Saturnmonde unterliegen einer permanenten gravitativen Beeinflussung durch den Saturn und dessen größeren Monden, was zu minimalen Veränderungen der jeweiligen Umlaufbahnen führen kann.

Das wissenschaftliche Ziel der anzufertigenden Aufnahmen der Monde Epimetheus, Helene, Pandora, Telesto, Anthe und Methone besteht darin, die bisher verfügbaren Daten über deren jeweilige Umlaufbahnen noch weiter zu verfeinern. Die entsprechenden Fotosequenzen werden allerdings durchweg aus größeren Distanzen angefertigt, so dass im Rahmen dieser Beobachtungen keine Oberflächendetails der jeweiligen Monde aufgelöst werden können. Weitere astrometrische Beobachtungskampagnen sind für den 13., 15. und 17. März vorgesehen.

Cassini wird schließlich am 19. März 2012 um 00:55 MEZ in einer Entfernung von rund 2,4 Millionen Kilometern zum Saturn erneut die Apoapsis erreichen und diesen 163. Orbit um den Ringplaneten beenden. Während des damit beginnenden Orbits Nummer 164 wird am 27. März ein gesteuerter Vorbeiflug an dem Mond Enceladus erfolgen. Enceladus wird dabei in einer Distanz von lediglich 74 Kilometern mit einer Geschwindigkeit von 7,5 Kilometern überfolgen werden. Außerdem erfolgen am 27. und 28. März zwei nicht gesteuerte Vorbeiflüge an den Monden Janus und Dione.

Die Mission Cassini-Huygens ist ein Gemeinschaftsprojekt der amerikanischen Weltraumbehörde NASA, der europäischen Weltraumagentur ESA und der italienischen Weltraumagentur ASI. Das Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien, eine Abteilung des California Institute of Technology (Caltech), leitet die Mission im Auftrag des Direktorats für wissenschaftliche Missionen der NASA in Washington, DC.

Verwandte Meldungen:

• Cassinis Saturnorbit Nummer 162 (9. Februar 2012)
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• Cassini beginnt den Saturnorbit Nummer 158 (15. November 2011)
• Cassinis Saturnorbit Nummer 157 (27. Oktober 2011)
• Cassini: Sonnenkonjunktion und Enceladus-Vorbeiflug (13. Oktober 2011)
• Schneefall auf dem Saturnmond Enceladus (9. Oktober 2011)

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• Planet Saturn
• Saturnmond Titan
• Saturnmond Enceladus
• Raumsonde CASSINI

Verwandte Seiten:

• Cassini-Huygens Sonderseite
• Cassini-Huygens Newsarchiv
• CICLOPS (engl.)

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Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: NASA.

P1 ist bereits am 27. Juni in einen exzentrischen Mondorbit eingetreten, P2 soll am 17. Juli folgen. Zum Erreichen dieser Bahnen wurde nur wenig Treibstoff eingesetzt. Die Gravitation sorgte für die meisten Bahnänderungen, die Energie dafür holt man sich weitgehend aus der Bewegung der Erde um die Sonne. Der Weg von Bahnen um Librationspunkte des Erde-Mond-Systems zum Eintritt in einen Mondorbit hat allerdings insgesamt etwa 2 Jahre in Anspruch genommen und sehr genaue Berechnungen erfordert.

ARTEMIS steht für Acceleration, Reconnection, Turbulence and Electrodynamics of the Moon’s Interaction with the Sun, auf deutsch etwa Beschleunigung, Wiederanschluss, Turbulenz und Elektrodynamik der Wechselwirkung zwischen Mond und Sonne und stellt eine Verlängerung der 2007 gestarteten THEMIS-Mission der NASA dar. Im Rahmen dieser zweijährigen Forschungsreihe wurden Messungen im Umfeld der Erde zur Erforschung der Wechselwirkungen zwischen solaren Teilchenströmen und Erdmagnetfeld bzw. Erdatmosphäre vorgenommen. Dazu wurden insgesamt 5 baugleiche Satelliten in einen Orbit um die Erde gebracht. Damit ließen sich Entwicklungen in der Magnetosphäre zeitlich und räumlich erfassen. Danach war auch der Missionsname THEMIS gewählt: Time History of Events and Macroscale Interactions during Substorms, deutsch etwa zeitlicher Verlauf von Ereignissen und makroskopische Wechselwirkungen in Teilstürmen. Diese Teilstürme werden zwar durch den Sonnenwind verursacht, entwickeln sich aber durch die Struktur der Magnetosphäre der Erde.

Zur Erfüllung ihrer Mission sind die 5 Satelliten mit Messgeräten zur Ermittlung der Stärken von elektrischen und magnetischen Feldern sowie der Dichte an geladenen Teilchen ausgestattet. Sie bewegten sich zunächst auf Erdumlaufbahnen zwischen 470 und 87.630 km Höhe bei einer Bahnneigung von 15,7 Grad und begannen im Juli 2007 mit dem offiziellen Messbetrieb. Dabei durchflogen sie nacheinander Zonen der Magnetosphäre, in denen man Ursachen für die Ausprägung von Polarlichtern in der Erdatmosphäre vermutet. Im September wurden die erdfernsten Bahnen einiger Satelliten angehoben, so dass man eine vertikale räumliche Messung ermöglichen konnte.

2008 wurden THEMIS B und C zu Librationspunkten des Erde-Mond-Systems dirigiert, um das Weltraumwetter in der Umgebung der Erde zu untersuchen. Außerdem wurden derartige Umlaufbahnen erstmals weltweit von Raumfahrzeugen erreicht. Eine Premiere ist auch der Wechsel in eine Mondumlaufbahn, den ARTEMIS P1 und P2 nun erstmals vollziehen.

Raumcon:

• THEMIS-Thread ab Mondorbit ARTEMIS P1
• THEMIS auf Delta II

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Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: Astronomy Now Online.

Vorgestellt hat das Verfahren Dr. Jonathan Nichols, der dazu das verteilte LOw Frequency ARray (LOFAR) verwenden möchte. LOFAR besteht aus mehr als 10.000 einfachen Einzelantennen, die Radiostrahlung in den Frequenzbereichen 10–80 sowie 110–240 MHz empfangen können. Dabei werden die Messwerte der Einzelantennen rechnerisch überlagert, so dass sich auch die Richtung ermitteln lässt, aus der das Signal stammt und zwar mit einer Genauigkeit von einer Bogensekunde. Das ist der 3.600ste Teil eines Grades. Das europaweite System wird seit 2006 errichtet, wurde im vergangenen Jahr offiziell eingeweiht und ist seit kurzem vollständig.

Unsere Sonne sendet, wie jeder andere Stern auch, ständig neben Licht und weiterer elektromagnetischer Strahlung auch schnelle Teilchen aus. Wenn diese auf das Magnetfeld eines Planeten treffen, werden sie entlang der Feldlinien zu den magnetischen Polen hin abgelenkt. Besitzt der Planet eine Atmosphäre, dann treffen die Partikel auf die Gase und verursachen dabei sogenannte Polarlichter und Radioemissionen in bestimmten Frequenzbereichen. Ist der Planet recht nahe an seinem Stern, dann könnte sich die Strahlung möglicherweise nicht von den Radioemissionen des Sterns selbst abheben und wäre für uns nicht messbar. Ist ein Planet aber weiter entfernt, dann könnte er sich als wandernde Radioquelle in der Nähe eines Sterns identifizieren lassen. Dadurch wäre diese neue Suchmethode nach Exoplaneten gerade für weiter von ihrem Stern entfernte geeignet.

Bei aktiven Sternen, die große Mengen Teilchenstrahlung aussenden und sich im Umkreis von maximal 150 Lichtjahren um unser Sonnensystem befinden, könnten sich Exoplaneten nachweisen lassen, die zwischen 1 und 50 Astronomischen Einheiten (150 Millionen bis 7,5 Milliarden Kilometer) von ihrem Zentralgestirn entfernt sind.

Bisher entdeckte Planeten bei anderen Sternen wurden immer über Veränderungen im emittierten Licht derselben nachgewiesen. Bei der Transitmethode zieht ein Planet in zeitlich gleichen Abständen von uns aus gesehen vor seinem Stern vorbei und verdunkelt dessen Licht um einen winzigen aber messbaren Bruchteil. Planeten, die über oder unter dem Stern vorbeiziehen, und sei es auch nur knapp, lassen sich durch dieses Verfahren nicht finden.

Bei einer weiteren Methode wird über den Dopplereffekt eine periodische aber recht geringe Blau- oder Rotverschiebung des Lichts eines Sterns gemessen. Daraus kann man schlussfolgern, dass ein dunkles Objekt diesen Stern umläuft und durch seine Gravitation den Stern leicht hin und her zieht. Hier können Größe und Masse des vermuteten Exoplaneten aber nur geschätzt werden, da man nicht messen kann, wie stark dessen Bahn gegenüber unserer Blickrichtung geneigt ist. Umläuft ein Planet seinen Stern auf einer Bahn, dessen Ebene senkrecht zu unserer Blickrichtung steht, dann sehen wir nämlich überhaupt keine Rot- oder Blauverschiebung, das Objekt bliebe für uns unentdeckt.

Raumcon:

• Radioteleskop LOFAR

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Ein Beitrag von Simon Plasger. Quelle: CSA.

Das AuroraMax genannte Projekt sendet nachts (Ortszeit) unter dieser Adresse zwischen August und Mai eine Liveübertragung der Polarlichter in einer 180°-Ansicht. Selbst bei schlechtem Wetter kann man die Nordlichter genießen: Auf der Webseite des Projekts gibt es eine Bildergallerie mit den schönsten Aufnahmen.

Nordlichter entstehen, wenn Elementarteilchen, die von der Sonne kommen, auf die oberen Schichten der Erdatmosphäre treffen. Dabei wechselwirken sie mit ihr und regen Luftmoleküle an, zu leuchten. Dies geschieht besonders häufig, wenn die Sonne sich in ihrem Aktivitätsmaximum befindet. Dabei werden durch starke Eruptionen sehr viele Teilchen zur Erde gesandt.

Raumcon:

• Polarlichter

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: Europlanet, EPSC 2010.

Eines der erklärten Ziele von „Europlanet“ ist die allgemeinen Verbesserung der Kommunikation zwischen der Wissenschaftsgemeinde und der Öffentlichkeit. Neben der Vermittlung von allgemeinem Wissen in Bezug auf die Entwicklung unseres Sonnensystems wird dabei ein besonderes Augenmerk auf das sogenannte „Public Outreach“, die Öffentlichkeitsarbeit und die Verbreitung der neuesten wissenschaftlichen Erkenntnisse bei einer gleichzeitigen Einbindung der interessierten Öffentlichkeit in die damit verbundenen Arbeiten der beteiligten Forscher, gelegt.

Im Rahmen dieser Zielsetzung werden deshalb jährlich Wissenschaftler der verschiedenen europäischen Institute mit einem Preis für „Excellence in Public Communication in Planetary Science“ ausgezeichnet, welche sich in dieser Beziehung besonders engagiert haben. Dieser Preis soll herausragende Leistungen im Bereich der Kommunikation mit der breiten Öffentlichkeit würdigen, welche von einer Einzelperson, einer Gruppe oder von einem Institut erbracht wurden und die dabei innovative Verfahren und Vorgehensweisen entwickelt haben, um deren jeweilige wissenschaftliche Arbeit der allgemeinen Öffentlichkeit zu vermitteln und zugänglich zu machen.

Eine erfolgreiche Öffentlichkeitsarbeit erfordert allerdings Phantasie, Enthusiasmus und harte Arbeit, welche über einen langen Zeitraum erbracht werden muss. Um eine entsprechende Anerkennung für diese Tätigkeit zu zeigen und um die Arbeit mit einem finanziellen Beitrag, das Preisgeld beläuft sich auf 4.000 Euro, zu unterstützen, wurde der diesjährige Preis an Dr. Jean Lilensten vom Laboratoire de Planétologie de Grenoble in Frankreich vergeben. Dr. Lilensten ist neben seiner wissenschaftlichen Tätigkeit seit mehr als 10 Jahren damit beschäftigt, die Faszination von planetaren Auroras an Schüler und Erwachsene in ganz Europa zu vermitteln.

Polarlichter sind wunderschön anzuschauende Effekte, welche beim Auftreffen von geladenen Teilchen des Sonnenwindes auf die Erdatmosphäre entstehen und dabei speziell in den Polargebieten der Erde zu beobachten sind. Neben der damit verbundenen Ästhetik geben sie uns durch ihr Auftreten wichtige Informationen über das Weltraumwetter, welches zum Beispiel einen nicht zu vernachlässigenden Einfluss auf die Funktionalität der Satelliten im Erdorbit hat.

Um die bei der Entstehung der Polarlichter auftretenden Effekte und die zugrunde liegenden physikalischen Gesetzmäßigkeiten zu demonstrieren, benutzt Dr. Lilensten ein sogenanntes „Planeterrella“. Diesem liegt ein als Terrella bekanntes Experiment zugrunde, welches im Zeitraum zwischen 1896 und 1917 von dem norwegischen Physiker Kristian Birkeland entworfen wurde. Im Prinzip werden dabei Elektronen auf eine in einem Vakuum befindliche magnetisierte Kugel geschossen, wobei der Effekt der Polarlichter erzeugt wird.

Ein Jahrhundert später benutzt Dr. Lilensten das gleiche Prinzip. Mit der mobilen Version seines „Planeterrella“-Experiments können dabei neben der Entstehung der irdischen Polarlichter auch die erfolgenden Interaktionen zwischen der Sonne und den Planeten und Monden unseres Sonnensystems, unter anderem Uranus und Neptun mit ihren geneigten Achsen, die Wechselwirkung zwischen Jupiter und Ganymed, stellare Ringe und Jets, aber auch die Interaktion zwischen einem Exoplaneten und seinem Zentralstern, simuliert werden.

Das von Dr. Lilensten verwendete transportable Planeterrella kann sowohl für wissenschaftliche Arbeiten als auch zu Demonstrationszwecken bei öffentlichen Veranstaltungen verwendet werden. Dr. Lilensten hat im Anschluss an die Entwicklung seiner Apparatur Kollegen und Studenten seines Instituts in der Anwendung des Planeterrella ausgebildet. Am Laboratoire de Planétologie in Grenoble finden gegenwärtig etwa alle zwei Wochen entsprechende öffentliche Vorführungen statt. Zudem wurde das Experiment in der Vergangenheit auf diversen Veranstaltungen in Europa präsentiert und auch mehrmals in verschiedenen Fernsehsendungen vorgestellt. Zwei Observatorien in Toulouse und Paris verwenden mittlerweile dauerhaft eigene Apparaturen. Weitere Entwicklungen sind gegenwärtig in Zusammenarbeit mit Dr. Lilensten in der Schweiz, in Italien und in Großbritannien in Arbeit.

Dr. Lilensten äußerte sich zu der Preisverleihung folgendermaßen: „Ich freue mich sehr über diese Auszeichnung, welche ich hier erhalten habe. Ich bin mir sicher, dass diese wichtige Anerkennung auch als eine Auszeichnung für mein Labor und all die Freunde und Kollegen angesehen wird, welche mich bei diesen Outreach-Aktivitäten unterstützt haben.“

Eine lobende Erwähnung ging zudem in diesem Jahr an Thomas Ormston und das Flight Control Team der von der ESA betriebenen Marssonde Mars Express. Diese Sonde, welche unseren äußeren Nachbarplaneten mittlerweile seit dem Dezember 2003 umrundet, ist der Öffentlichkeit in erster Linie durch die Bilder der High Resolution Stereo Camera (HRSC) bekannt, welche den Mars in hoher Auflösung kartografiert und dabei unter anderem Stereoaufnahmen von dessen Oberfläche anfertigt. Entsprechende Meldungen zu den aus diesen Aufnahmen resultierenden Veröffentlichungen finden Sie auf unserer Sonderseite zu dieser Raummission.

Weniger bekannt ist dagegen die zweite Kamera von Mars Express. Die Visual Montoring Camera (VMC) an Bord des Mars-Orbiters stellt keines der wissenschaftlichen Instrumente der Sonde dar. Der ursprüngliche Zweck dieser nur mit einer geringen Auflösung arbeitenden Kamera bestand lediglich darin, Bilder der Abkopplung des Mars-Landers Beagle 2 zu erstellen und die Separation fotografisch zu dokumentieren. Nach der Abtrennung des Landers im Dezember 2003 wurde das Instrument, entsprechend dieser Zielvorgabe, plangemäß deaktiviert. Eine weitere Nutzung der Kamera war laut dem Missionsprofil von Mars Express ab diesem Zeitpunkt nicht mehr vorgesehen.

Im Jahr 2008 haben Thomas Ormston und das für die Steuerung der Sonde zuständige Mars Express Flight Control Team des ESOC-Kontrollzentrums in Darmstadt die Kamera jedoch erneut aktiviert. Eigentlich, so die damalige Überlegung des Teams, könnte die nach wie vor noch voll funktionsfähige Kamera doch in Zukunft dazu genutzt werden, um weitere Aufnahmen des Mars zu erstellen. Immerhin ist diese Kamera das einzige Instrument an Bord von Mars Express, welches unseren Nachbarplaneten im Ganzen abbilden kann. Alle anderen Instrumente der Raumsonde können aufgrund ihrer hohen Auflösungen nur Teilbereiche der Oberfläche wiedergeben. Das Ziel dieser erneuten Inbetriebnahme bestand laut den Überlegungen des Flight Control Teams allerdings nicht darin, die VMC-Kamera als ein vollwertiges wissenschaftliches Instrument zu nutzen. Vielmehr, so die Idee, sollte sie ab jetzt als eine Art „WebCam“ eingesetzt werden und der interessierten Öffentlichkeit bei dieser Gelegenheit unbearbeitete „Roh-Bilder“ vom Mars liefern. Gleichzeitig sollte so ein Einblick in die Arbeit und Vorgehensweise des Flight Control Teams ermöglicht werden.
Die von der VMC-Kamera aufgenommenen Bilder werden seitdem nach der Übermittlung an das Kontrollzentrum in Darmstadt automatisch und ohne weitere Aufbereitung oder Nachbearbeitung in „Echtzeit“ in einen extra dafür eingerichteten WebCam-Blog überspielt. Abhängig von der zur Verfügung stehenden Daten-Download-Kapazität von Mars Express sind die Bilder der VMC-Kamera dort unter besonders günstigen Umständen innerhalb von Stunden nach dem Aufnahmezeitpunkt abrufbar. Von dort aus können interessierte Nutzer diese Bilder dann direkt auf ihre privaten Computer herunterladen, anschließend nach Belieben bearbeiten und die jeweiligen eigenen Interpretationen der Ansichten des Mars an die ESA zurücksenden. Die qualitativ besten Rücksendungen werden anschließend von der ESA in einer eigenen Bildergalerie veröffentlicht.

Die von der VMC-Kamera übermittelten und unbehandelten Rohdaten sehen dabei im Vergleich zu den allgemein bekannten Aufnahmen der HRSC-Kamera auf den ersten Blick tatsächlich wenig spektakulär aus. Immerhin verfügt die Kamera, entsprechend ihrem ursprünglichen Zweck, nur über eine geringe Auflösung mit einer fest eingestellten Brennweite. Dieser Umstand hinderte viele Internet-Nutzer jedoch nicht daran, sich unmittelbar nach dem Einsatz der VMC-Kamera als WebCam und der darauf folgenden Bereitstellung der Mars-Fotos im Internet auf die jetzt verfügbaren Daten zu stürzen. Keine 24 Stunden nach der ersten Bildveröffentlichung hatten zwei User unabhängig voneinander Softwareprogramme entwickelt und in Internetforen online gestellt, mit deren Hilfe die ursprünglichen Schwarz-Weiß-Fotos der Kamera in Farbaufnahmen umgewandelt werden konnten.

Andere Nutzer der Bilder wandelten diese in der Folge in Mosaik-Aufnahmen und Videos um, welche anschließend vereinzelt sogar als Ausgangsdaten für weiterführende professionelle wissenschaftliche Studien genutzt wurden. Als ein Beispiel sei hier die Arbeit von Mike Malaska, einem „Amateur-Planetologen“ aus den USA, genannt. Mike Malaska hat die von der VMC-Kamera aufgenommenen Bilder einer Wolkenformation über dem Marsvulkan Arsia Mons mit einer Software nachbearbeitet. Anschließend hat er diese Bilder ausgewertet und die erkennbaren Wolken schließlich als die Ergebnisse von Leewellen interpretiert. Die gesamte Vorgehensweise seiner Arbeit hat er zusammen mit einer fundierten Quellenangabe in einem Artikel zusammengefasst und anschließend der ESA zur Verfügung gestellt. Der Artikel wurde darauf hin an mehrere an der Mission beteiligte Wissenschaftler verschickt, um deren Kommentare einzuholen. Und diese fielen durchweg sehr positiv aus.

Douglas Ellison, der Gründer des Internetforums „Unmanned Spaceflight“, welcher das Team der VMC-Kamera für den „Excellence in Public Communication in Planetary Science“-Preis vorschlug, begründete die Nominierung folgendermaßen: „Es existiert ein in der Öffentlichkeit weit verbreiteter Bekanntheitsgrad von einzelnen Raummissionen wie Cassini und der Mars Exploration Rover, welche diesen Bekanntheitsgrad dadurch steigern und aufrecht erhalten, indem sie jedes einzelne gewonnene Bild schnellstmöglich über das Internet verbreiten. Dies ist eine Vorgehensweise, welche sich in den Institutionen des ESA noch nicht verbreitet hat. Aber zumindestens ein Team hat über den „Tellerrand“ geschaut und schlägt eine Brücke über die Kluft, welche zwischen der Öffentlichkeit und den direkt an einer Weltraummission Beteiligten herrscht, indem man die Öffentlichkeit „an Bord“ vom Mars Express gehen und den Mars aus einer ungewöhnlichen Pespektive betrachten lässt.“
Joe Mansfield, einer der Unterstützer der Nominierung: „Im Gegensatz zu der bisher üblichen Vorgehensweise, wobei die Daten nach ihrer Aquisition über Monate und Jahre nur gelegentlich freigegeben werden, hat sich das VMC-Experiment zu einem Live-Erlebnis entwickelt. Was mich noch mehr erfreut ist, dass das Team permanent ein Feedback von der Öffentlichkeit gesucht und dann auch darauf reagiert hat.“

Die Jury des für die Preisverleihung zuständigen „Europlanet Outreach Steering Committee“ (OSC) äußerte sich zu der erfolgreichen Öffentlichkeitsarbeit von Thomas Ormston und dem Flight Control Team folgendermaßen: „Die Mitglieder der Jury vertreten, basierend auf den Erfahrungen der amerikanischen Weltraumbehörde NASA, die Meinung, dass die Veröffentlichung der im Rahmen einer Weltraummission gewonnenen Daten zu einem frühestmöglichen Zeitpunkt eine sehr wirkungsvolle Methode zur Einbeziehung der Öffentlichkeit in die jeweilige Mission darstellt. Eine entsprechende Vorgehensweise sollte auch von der ESA übernommen werden. Das OSC betrachtet daher die Vorgehensweise Ihres Teams, die VMC-Kamera als eine Art „Live“-Fenster zum Mars zu nutzen, als eine dringend benötigte Initiative. Das OSC hofft, dass die diesjährige lobende Erwähnung Ihrer Arbeit die ESA und andere Raumfahrtagenturen darin ermutigen wird, diesem Beispiel stärker als bisher zu folgen, die frühzeitige Veröffentlichung von Bildmaterial und Rohdaten in Zukunft als eine Möglichkeit der Öffentlichkeitsarbeit zu nutzen und diese Möglichkeit auch bereits bei der Planung der Missionen zu erwägen!“

Raumcon-Forum:

• Mars Express (VMC-Kamera)

VMC-Seite der ESA:

• VMC (engl.)
• Technische Details zur Bildbearbeitung (engl.)

Arbeit von Mike Malaska:

• Arsia Mons Cloud Observed by MEX-VMC Instrument (engl.)

Der Beitrag EPSC 2010: Auszeichnungen für Öffentlichkeitsarbeit erschien zuerst auf Raumfahrer.net.