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

Der Beitrag Wenn die Sonne ernst macht erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: ESA / Science & Exploration, 15. Mai 2026

Verfolgen Sie die Mission während der letzten Startvorbereitungen am europäischen Weltraumbahnhof in Französisch-Guayana; vom Betanken und Einbau in die Schutzverkleidung bis hin zur Verbindung mit dem Rest der Vega-C-Rakete, die sie ins All befördern wird.

Smile fliegt mit dem Vega-C-Flug VV29 ins All. Die 35 Meter hohe Vega-C wiegt auf der Startrampe 210 Tonnen. Die Rakete wird Smile mit drei feststoffbetriebenen Stufen in die Umlaufbahn bringen, bevor die vierte Stufe mit Flüssigtreibstoff die Kontrolle übernimmt, um Smile präzise in die Erdumlaufbahn zu befördern.

Smile (Solar Wind Magnetosphere Ionosphere Link Explorer) ist eine gemeinsame europäisch-chinesische Mission zur Erforschung der Wechselwirkungen zwischen dem Sonnenwind und der magnetischen Umgebung der Erde aus einer einzigartigen, stark elliptischen Umlaufbahn. In den nächsten drei Jahren wird die Sonde alle zwei Tage hoch über den Nordpol fliegen, um Röntgen- und Ultraviolettbilder des magnetischen Schutzschilds der Erde und der Nordlichter aufzunehmen.

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• SMILE-Mission (ESA/China) auf Vega C

Der Beitrag Vorbereitung von „Smile“ auf den Weltraum erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: ESA / Science & Exploration, 23. April 2026

Der ursprüngliche Starttermin wurde vorsorglich verschoben, nachdem an der Fertigungslinie einer Komponente des Vega-C-Subsystems ein technisches Problem festgestellt worden war. Sowohl „Smile“ als auch die Vega-C, die es ins All befördern wird, sind weiterhin stabil und sicher. Nach Abschluss sorgfältiger Untersuchungen des Problems haben sich alle Partner auf den 19. Mai als neuen Starttermin geeinigt.

Smile ist ein Gemeinschaftsprojekt der Europäischen Weltraumorganisation (ESA) und der Chinesischen Akademie der Wissenschaften (CAS). Es wird Aufschluss darüber geben, wie die Erde auf Partikelströme und Strahlungsausbrüche der Sonne reagiert. Dazu wird eine Röntgenkamera eingesetzt, um erstmals Röntgenbeobachtungen des Erdmagnetfelds durchzuführen, sowie eine Ultraviolettkamera, um die Nordlichter 45 Stunden lang ununterbrochen zu beobachten.

Die Startvorbereitungen am europäischen Weltraumbahnhof in Französisch-Guayana schreiten gut voran. Im März wurde „Smile“ betankt, mit dem Vega-C-Raketenadapter verbunden und in die Raketenverkleidung eingebaut.

Während des Starts werden sich die vier Stufen der Vega-C nacheinander abtrennen, bevor „Smile“ nach 57 Minuten schließlich freigesetzt wird. Nach 63 Minuten werden sich die Solarpaneele von „Smile“ entfalten – ein Meilenstein, nach dem Start. Der Start wird Smile in eine erdnahe Umlaufbahn bringen. Von dort aus übernimmt das Raumfahrzeug selbst die Steuerung, um sich in seine endgültige, eiförmige Umlaufbahn zu begeben, die 121 000 km über dem Nordpol verläuft, um Daten zu sammeln, bevor es 5000 km über den Südpol kommt, um diese an die wartenden Bodenstationen zu übermitteln.

Über Smile

Smile (Solar Wind Magnetosphere Ionosphere Link Explorer) ist eine gemeinsame Mission der Europäischen Weltraumorganisation (ESA) und der Chinesischen Akademie der Wissenschaften (CAS).
Smile wird mithilfe von vier wissenschaftlichen Instrumenten untersuchen, wie die Erde auf den Sonnenwind reagiert. Auf diese Weise wird Smile unser Verständnis von Sonnenstürmen, geomagnetischen Stürmen und der Weltraumwetterforschung verbessern.

Die ESA ist verantwortlich für die Bereitstellung des Nutzlastmoduls von Smile (das drei der vier wissenschaftlichen Instrumente trägt), eines der vier wissenschaftlichen Instrumente des Raumfahrzeugs (den Soft-Röntgen-Imager, SXI), der Trägerrakete sowie der Einrichtungen und Dienstleistungen für die Montage, Integration und Erprobung. Die ESA leistet einen Beitrag zu einem zweiten wissenschaftlichen Instrument (dem Ultraviolett-Imager, UVI) und zum Missionsbetrieb, sobald Smile sich im Orbit befindet.

CAS stellt die übrigen drei wissenschaftlichen Instrumente sowie die Raumfahrzeugplattform bereit und ist für den Betrieb des Raumfahrzeugs im Orbit verantwortlich.

Über Vega-C
Die europäische Vega-C-Rakete kann 2300 kg ins All befördern, beispielsweise kleine wissenschaftliche Satelliten und Erdbeobachtungssatelliten. Die 35 Meter hohe Vega-C wiegt auf der Startrampe 210 Tonnen und erreicht die Umlaufbahn mit drei feststoffbetriebenen Stufen, bevor die vierte Stufe mit Flüssigtreibstoff die präzise Platzierung der Satelliten in ihre gewünschte Umlaufbahn um die Erde übernimmt. Als Ergänzung zur Ariane-Familie, die alle Arten von Nutzlasten in ihre gewünschten Umlaufbahnen befördert, gewährleistet Vega-C, dass Europa über einen vielseitigen und unabhängigen Zugang zum Weltraum verfügt. Die ESA leitet das Vega-C-Programm und arbeitet dabei mit Avio als Hauptauftragnehmer und Konstruktionsbehörde zusammen. Bei diesem Start fungiert Avio auch als Startdienstleister.

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• SMILE-Mission (ESA/China) auf Vega C

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Quelle: NASA / Goddard Space Flight Center / Mara Johnson-Groh, 15. April 2026

Nun haben Beobachtungen der Parker Solar Probe der NASA neue Erkenntnisse darüber geliefert, wie solche magnetischen Ereignisse Teilchen auf gefährliche Geschwindigkeiten beschleunigen. Bei einem Vorbeiflug an der Sonne im Jahr 2022 flog die Parker Solar Probe zwischen der Sonne und dem Ort eines magnetischen Rekonnektionsereignisses im Sonnenwind vorbei – jenem kontinuierlichen Strom aus Teilchen und Magnetfeldern, den die Sonne aussendet. Da die sturmauslösenden Rekonnektionsereignisse in der schwer zugänglichen Sonnenatmosphäre stattfinden, bieten Ereignisse im Sonnenwind die Möglichkeit, direkte Messungen an Teilchen vorzunehmen, die durch magnetische Rekonnektion beschleunigt werden. Und genau das hat die Parker Solar Probe getan.

Die Parker Solar Probe beobachtete einen auf die Sonne gerichteten Teilchenstrahl aus Protonen und schweren Ionen – Elementen mit zusätzlichen Elektronen. Überraschenderweise ergab die Auswertung der Daten jedoch, dass Protonen und Ionen auf unterschiedliche Weise beschleunigt wurden. Theorien zur magnetischen Rekonnexion gehen davon aus, dass diese beiden Partikeltypen auf die gleiche Weise beschleunigt werden, doch die neuen Beobachtungen zeigten, dass die Protonen einen gestreuten Strahl bildeten, ähnlich dem einer Taschenlampe, während die schwereren Ionen wie ein Laserstrahl in einer geraden Linie ausgerichtet waren.

Die Ergebnisse, die am 31. März im Astrophysical Journal veröffentlicht wurden, werden Wissenschaftlern helfen, theoretische Modelle der magnetischen Rekonnexion zu verfeinern, um besser zu verstehen, wie Sonnenstürme entstehen.

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• Parker Solar Probe auf Delta IV Heavy

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Quelle: ESA / Science & Exploration / Space Science / SOHO, 2. Dezember 2025

„Dass diese Mission alle Erwartungen übertroffen hat, ist ein Beweis für den Einfallsreichtum unserer Ingenieure, Betreiber und Wissenschaftler sowie für die internationale Zusammenarbeit“, sagt Prof. Carole Mundell, Wissenschaftsdirektorin der ESA. „SOHO hat spannende Herausforderungen gemeistert und ist zu einer der am längsten laufenden Weltraummissionen aller Zeiten geworden.“
„Die SOHO-Mission ist ein großartiges Beispiel für die unglaubliche Partnerschaft zwischen der NASA und der ESA“, fügt Nicky Fox, stellvertretender Administrator der Wissenschaftsdirektion im NASA-Hauptquartier in Washington, hinzu. „Herzlichen Glückwunsch an die Teams der NASA und der ESA zu dreißig Jahren erfolgreicher Zusammenarbeit.“

Die Mission verlief nicht ohne Drama. Zweieinhalb Jahre nach dem Start kam es zu einem kritischen Fehler, wodurch das Raumschiff außer Kontrolle geriet und den Kontakt zur Erde verlor. Ein internationales Rettungsteam arbeitete drei Monate lang unermüdlich daran, es zu lokalisieren und zu bergen.
Im November und Dezember 1998 fielen dann die Stabilisierungsgyroskope des Raumfahrzeugs aus, und ein neuer Wettlauf um die Rettung der Mission begann. Im Februar 1999 ermöglichte eine neue Software dem Raumfahrzeug, ohne Gyroskope zu fliegen, und seitdem revolutioniert es die Sonnenforschung.
„SOHO hat neue Bereiche in der Sonnenforschung erschlossen. Es hat die Erforschung des Weltraumwetters revolutioniert, indem es die Sonne in Echtzeit überwacht, um potenziell gefährliche Sonnenstürme auf dem Weg zur Erde vorherzusagen, und sein Vermächtnis leitet auch künftige Missionen“, sagt Daniel Müller, ESA-Projektwissenschaftler für SOHO und Solar Orbiter.
„SOHO liefert nach wie vor täglich hochwertige Daten, und mit Hunderten von Veröffentlichungen pro Jahr ist seine wissenschaftliche Produktivität weiterhin sehr hoch.“
Daniels neue Veröffentlichung „SOHO’s 30-year legacy of observing the Sun“ (Das 30-jährige Vermächtnis von SOHO in der Sonnenbeobachtung) erscheint am Dienstag, dem 2. Dezember 2025, in Nature Astronomy.

Hier sind fünf Höhepunkte aus den letzten fünf Jahren:

1. Ein einzelnes Plasma-Förderband.

SOHO war Vorreiter auf dem Gebiet der „Helioseismologie”. Ähnlich wie bei der Untersuchung, wie seismische Wellen während eines Erdbebens die Erde durchlaufen, untersucht die Helioseismologie das Innere der Sonne, indem sie untersucht, wie Schallwellen durch sie hindurch hallen. Zu Beginn seiner Karriere lieferte SOHO die ersten Bilder von Plasmaströmen (elektrisch geladenes Material) unter der Sonnenoberfläche und bot damit einen einzigartigen Einblick in ihr geschichtetes Inneres.
Dank der langen Lebensdauer von SOHO konnten Wissenschaftler mithilfe der Helioseismologie ein seit langem bestehendes Rätsel lösen: Plasma fließt entlang einer einzigen Schleife oder Zelle in jeder der Sonnenhalbkugeln – und nicht, wie zuvor angenommen, entlang mehrerer Zellen.
Die Daten zeigen, dass Plasma etwa 22 Jahre benötigt, um eine vollständige Umrundung dieses einzigen „Förderbandes“ zu absolvieren, wobei es von der Oberfläche in der Nähe des Äquators zu den Polen fließt und dann wieder tief ins Innere in Richtung Äquator zurückkehrt. Dies entspricht dem Zeitrahmen des Magnetzyklus der Sonne und erklärt, warum Sonnenflecken – Regionen, in denen intensive Magnetfelder die Sonnenoberfläche durchbrechen – im Laufe des Sonnenzyklus immer näher am Äquator auftreten.

2. Scheint die Sonne gleichmäßig?

Die Energiemenge, die von der Sonne ausgestrahlt wird, ist eine grundlegende Größe für das Verständnis der Auswirkungen der Sonnenwärme auf die Erdatmosphäre und das Klima. Die Daten von SOHO aus drei Jahrzehnten liefern in Kombination mit älteren Messungen unvergleichliche Messwerte aus fast fünfzig Jahren.
Die Gesamtenergieabgabe der Sonne ändert sich nur sehr wenig – im Durchschnitt um nur 0,06 % über den Sonnenzyklus. Im Gegensatz dazu ist die Schwankung der extremen ultravioletten Strahlung erheblich und verdoppelt sich zwischen dem Sonnenminimum und dem Sonnenmaximum. Die extreme ultraviolette Strahlung der Sonne hat einen erheblichen Einfluss auf die Temperatur und die Chemie in der oberen Erdatmosphäre, ist jedoch kein direkter Treiber für die in der Nähe der Erdoberfläche beobachteten globalen Erwärmungstrends.

3. Überwachung von Sonnenstürmen gesetzlich vorgeschrieben.

SOHO hat eine so wichtige Rolle bei der Entwicklung von Echtzeit-Weltraumwetterüberwachungssystemen gespielt, dass es im Oktober 2020 in das US-amerikanische Recht aufgenommen wurde.
Das Gesetz „Promoting Research and Observations of Space Weather to Improve the Forecasting of Tomorrow” (PROSWIFT).

SOHOs Instrument „Large Angle and Spectrometric Coronagraph” (LASCO).
LASCO ist ein Koronagraph, ein Teleskop mit einer Scheibe, die den Blickpunkt verdeckt. Durch das Ausblenden des direkten Lichts der Sonne kann das Instrument das Licht der umgebenden Atmosphäre, der sogenannten Korona, sehen. So können wir koronale Massenauswürfe – große Eruptionen von Sonnenmaterial und Magnetfeldern – beobachten, wenn sie von der Sonne ausgehen, und bis zu drei Tage im Voraus vor potenziell störendem Weltraumwetter warnen, das auf die Erde trifft.

4. 5000 Kometen – Tendenz steigend!

Die Leistungsfähigkeit des Teleskops als Kometenjäger war nicht geplant, erwies sich jedoch als unerwarteter Erfolg. Dank des Abschirmungseffekts des Koronagraphen von SOHO werden auch „Sungrazer“-Kometen sichtbar, die sich der Sonne auf sehr kurze Distanz nähern.
Nicht alle von SOHO beobachteten Kometen sind Sonnenstreifer. So hat es beispielsweise auch den Kometen Tsuchinshan–ATLAS, auch bekannt als der Große Komet von 2024, wunderschön eingefangen, einen nicht-periodischen Kometen aus den Außenbereichen des Sonnensystems.
SOHO entdeckte im März 2024 seinen 5000. Kometen und ist damit der produktivste Kometenentdecker der Geschichte. Die meisten davon wurden von Bürgerwissenschaftlern weltweit im Rahmen des Sungrazer-Projekts gefunden. Die Beobachtungen lieferten wertvolle Daten über die Bewegung, Zusammensetzung und Staubproduktion von Kometen.

5. Wegbereiter für zukünftige Entdeckungen

Der Erfolg von SOHO hat die nächste Generation von Sonnenobservatorien geprägt, sowohl in Bezug auf ihre Technologie und wissenschaftlichen Ziele als auch als Vorbild für offene Datenpolitik und internationale Zusammenarbeit.
Beispielsweise bildet die von der ESA geleitete Mission Solar Orbiter die Sonnenpole aus höheren Breitengraden ab und fliegt viel näher an die Sonne heran, wobei viele ihrer Instrumente Nachfolger von SOHO sind. In ähnlicher Weise verfügt das Solar Dynamics Observatory der NASA über verbesserte Versionen der SOHO-Instrumente, um das Erbe von SOHO in den Bereichen Vollbildaufnahmen und Helioseismologie fortzuführen. Darüber hinaus leistet SOHO häufig Beiträge zu „Mehrpunktmessungen” und liefert damit wichtige Kontextinformationen für Solar Orbiter und die Parker Solar Probe der NASA, die auf ihren eigenen einzigartigen Umlaufbahnen um die Sonne fliegen.
Vor kurzem startete die ESA-Sonde Proba-3 ins All, um neue Einblicke in die schwache Korona der Sonne zu gewinnen, während die bevorstehende Vigil-Mission der Agentur als erste die Sonne von der „Seite“ aus beobachten und Sonnenstürme erkennen wird, bevor sie in das Sichtfeld von SOHO gelangen.
„SOHO ist ein rundum glänzender Erfolg, dank des Engagements der Teams, die diese unglaubliche Maschine am Laufen halten“, sagt Daniel. „Ihre wissenschaftlichen Erkenntnisse sind nach wie vor wertvoll und relevant und dienen Generationen von Wissenschaftlern. Ich bin mir sicher, dass ihr Vermächtnis die Sonnenforschung noch über Jahrzehnte hinweg prägen wird.“

‘SOHO’s 30-year legacy of observing the Sun’ von Müller et al. wird heute in Nature Astronomy veröffentlicht.

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• SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) auf Atlas-IIAS AC-121 vom LC36B CC

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Quelle: NASA, 18. Juli 2025

TRACERS wird untersuchen, wie das Weltraumwetter die Erde beeinflusst

Die Magnetosphäre der Erde schützt den Planeten vor dem ständigen Bombardement der Sonnenpartikel, dem so genannten Sonnenwind. Die magnetische Rekonnektion tritt auf, wenn der Sonnenwind mit der Magnetosphäre in Wechselwirkung tritt und bewirkt, dass sich die Magnetfeldlinien trennen und neu verbinden. Dadurch regnen Teilchen auf die Erdatmosphäre herab. Die Auswirkungen des Weltraumwetters können zu schönen Phänomenen wie dem Polarlicht führen, aber auch weltraumgestützte Infrastrukturen wie Satelliten und GPS-Systeme beeinträchtigen.
Durch die Platzierung der beiden TRACERS-Sonden in einer sonnensynchronen Umlaufbahn, so dass sie immer die Tagseite der Erde passieren, wird das Team Tausende von tagesseitigen Rückkopplungsereignissen sammeln. Da es sich um zwei Raumsonden handelt, können die Wissenschaftler durch den Vergleich der von den beiden Sonden gesammelten Daten beobachten, wie schnell sich der Prozess verändert und weiterentwickelt

Missionsübergreifende Zusammenarbeit

Das TRACERS-Missionsteam wird mit anderen Missionen zusammenarbeiten, die komplementäre Regionen und Prozesse untersuchen. Die MMS (Magnetospheric Multiscale Mission) der NASA untersucht die magnetische Rekonnexion aus dem Weltraum. Die TRACERS-Beobachtungen aus der niedrigen Erdumlaufbahn werden es den Wissenschaftlern ermöglichen, die Ergebnisse der beiden Missionen zu vergleichen.
Kürzlich gestartete Missionen wie PUNCH (Polarimeter to Unify the Corona and Heliosphere) und EZIE (Electrojet Zeeman Imaging Explorer) der NASA befinden sich ebenfalls in einer niedrigen Erdumlaufbahn und untersuchen den Sonnenwind und die Wechselwirkungen in der Erdatmosphäre. Durch die Kombination der Beobachtungen von PUNCH, EZIE und TRACERS werden die Wissenschaftler in der Lage sein, ein umfassenderes Verständnis davon zu gewinnen, wie die Energie aus der Sonnenatmosphäre durch die Magnetosphäre und die Atmosphäre der Erde fließt.
TRACERS wird von David Miles an der Universität von Iowa geleitet und vom Southwest Research Institute in San Antonio, Texas, verwaltet. Das Heliophysics Explorers Program Office der NASA im Goddard Space Flight Center der NASA in Greenbelt, Maryland, beaufsichtigt das Projekt für die Heliophysik-Abteilung im NASA-Hauptquartier in Washington, D.C. Die Universität von Kalifornien, Los Angeles, und die Universität von Kalifornien, Berkeley, leiten Instrumente auf TRACERS, die Veränderungen im Magnetfeld und im elektrischen Feld untersuchen.

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• TRACERS – Missionen auf Falcon 9

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Quelle: NASA, 23. Juli 2025

Die TRACERS-Mission wird die magnetische Rekonnexion und ihre Auswirkungen in der Erdatmosphäre untersuchen. Magnetische Rekonnektion tritt auf, wenn Material von der Sonne mit dem Magnetfeld der Erde interagiert. Bei einer Rekonnexion können Sonnenwindteilchen, die normalerweise um unseren Planeten kreisen, mit hoher Geschwindigkeit direkt in unsere Atmosphäre geschossen werden.
Die TRACERS-Satelliten werden die magnetische Rekonnexion 3.000 Mal pro Jahr messen, damit die Wissenschaftler beobachten können, wie schnell sich die Rekonnexion verändert und entwickelt. Die Wissenschaftler hoffen, die Auswirkungen der Sonnenaktivität besser verstehen und sich darauf vorbereiten zu können, z. B. auf Störungen von Kommunikationssatelliten, GPS-Systemen und Stromnetzen auf der Erde.
Die Forscher werden die Daten anderer kürzlich gestarteter NASA-Missionen zur Erforschung der Sonne mit den Daten von TRACERS kombinieren, um besser zu verstehen, wie die Sonne die Magnetosphäre und Atmosphäre der Erde beeinflusst. Die NASA-Missionen PUNCH (Polarimeter to Unify the Corona and Heliosphere) und EZIE (Electrojet Zeeman Imaging Explorer) starteten beide Anfang des Jahres. Bei der PUNCH-Mission handelt es sich um eine Konstellation von vier Kleinsatelliten, die 3D-Beobachtungen durchführen, um mehr über den Sonnenwind zu erfahren, während EZIE aus drei Kleinsatelliten besteht, die elektrische Ströme über dem Pol untersuchen.
Drei weitere von der NASA finanzierte Nutzlasten wurden mit TRACERS gestartet und in Betrieb genommen: der Kleinsatellit Athena EPIC (Economical Payload Integration Cost), das PExT (Polylingual Experimental Terminal), das vom NASA-Programm für Weltraumkommunikation und Navigation in Zusammenarbeit mit dem Johns Hopkins Applied Physics Laboratory verwaltet wird, und der REAL (Relativistic Electron Atmospheric Loss) CubeSat.
Das vom Langley Research Center der NASA in Hampton, Virginia, geleitete Athena EPIC soll einen innovativen, konfigurierbaren Weg aufzeigen, um Fernerkundungsinstrumente schneller und kostengünstiger in die Umlaufbahn zu bringen.
Die Technologiedemonstration PExT (Polylingual Experimental Terminal), die vom SCaN-Programm (Space Communications and Navigation) der NASA in Zusammenarbeit mit dem John Hopkins Applied Physics Laboratory geleitet wird, wird eine neue Technologie vorstellen, die es ermöglicht, zwischen Kommunikationsnetzen im Weltraum zu wechseln, so wie Mobiltelefone zwischen Anbietern auf der Erde wechseln.
Der vom Dartmouth College in Hanover, New Hampshire, geleitete REAL CubeSat schließlich wird den Weltraum als Labor nutzen, um zu verstehen, wie hochenergetische Partikel innerhalb der die Erde umgebenden Strahlungsbänder auf natürliche Weise in die Atmosphäre gestreut werden, und so die Entwicklung von Methoden zur Entfernung dieser schädlichen Partikel unterstützen, um Satelliten und die von ihnen unterstützten wichtigen Bodensysteme besser zu schützen.
Die Mission wird von David Miles von der University of Iowa geleitet und vom Southwest Research Institute in San Antonio unterstützt. Das Heliophysics Explorers Program Office der NASA im Goddard Space Flight Center in Greenbelt, Maryland, leitet die Mission für die Heliophysics Division der NASA-Zentrale in Washington. Die Universität von Iowa, das Southwest Research Institute, die Universität von Kalifornien, Los Angeles, und die Universität von Kalifornien, Berkeley, leiten alle Instrumente auf TRACERS, die Veränderungen im Magnetfeld und im elektrischen Feld der Erde untersuchen werden. Das Launch Services Program der NASA, das im Kennedy Space Center in Florida angesiedelt ist, verwaltet den Venture-Class Acquisition of Dedicated and Rideshare-Vertrag.

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• TRACERS – Missionen auf Falcon 9

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Quelle: DARC e.V. 9. August 2024.

9. August 2024 – Der aktuelle elfjährige Sonnenzyklus hat es in sich. Als er im Dezember 2019 loslegte, dachten die Experten, dass er nicht mehr Power haben würde als sein Vorgänger, der Sonnenzyklus 24. Aber jetzt sagt das Solar Influences Data Analysis Center des Königlichen Observatoriums von Belgien: Im Juli 2024 lag die durchschnittliche Sonnenfleckenzahl bei 196,5 Einheiten. Zuletzt wurde dieser Wert im Dezember 2001 erreicht. Damit hat der Solarzyklus 25 den Solarzyklus 24 überholt.

Sonnenflecken sind dunkle Stellen auf der sichtbaren Sonnenoberfläche, auch Photosphäre genannt. Im Vergleich zu ihrer Umgebung strahlen Sonnenflecken weniger sichtbares Licht ab und sind daher dunkler. Die Anzahl und Größe der Sonnenflecken sagen uns ziemlich genau, wie aktiv die Sonne gerade ist. Und je aktiver die Sonne ist, desto besser klappen weltweite Funkverbindungen auf der Kurzwelle. Das ist der Frequenzbereich von 3 bis 30 Megahertz. Eine hohe Sonnenaktivität sorgt für eine kräftige Ionisation der oberen Luftschichten (Ionosphäre). Die wirken auf Kurzwellen wie eine Art Reflektor in großer Höhe – Voraussetzung dafür, um auf der Kurzwelle große Entfernungen überbrücken zu können.

Wenn es mehr Sonnenflecken gibt, wie im aktuellen Sonnenflecken-Maximum, gibt es jedoch auch öfter Sonneneruptionen. Normalerweise umgeben die Magnetfeldlinien in den Regionen der Sonnenflecken das heiße Sonnenplasma, das Protonen, Elektronen und andere elektrisch geladene Teilchen enthält. Manchmal reißen die Feldlinien aber und schleudern die Teilchen mit bis zu zwanzig Prozent der Lichtgeschwindigkeit ins All. In nur etwa einer Stunde erreicht diese Wolke die Erde und kann dafür sorgen, dass der Funkverkehr über den Polkappen zusammenbricht. Das betrifft vor allem Flug-, See-, Amateur- und internationalen Rundfunk.

Eine starke Sonneneruption wird zudem von einem sogenannten Röntgenblitz begleitet. Dieser bewegt sich mit Lichtgeschwindigkeit fort und erreicht die Erde vor den hochenergetischen Teilchen in nur etwa acht Minuten. Diese Röntgenstrahlung führt auf der Tagseite der Erde augenblicklich zu einer Ionisation auch in niedrigeren Höhen. Diese verhindert, dass elektromagnetische Wellen im Kurzwellenbereich die höheren Regionen der Ionosphäre erreichen und zur Erde zurückgeworfen werden. Es kommt zu den gefürchteten Radio Blackouts (auch Mögel-Dellinger-Effekt genannt): Die Wellenausbreitung internationaler Funkdienste auf Kurzwelle ist dann oft für mehrere Stunden gestört.

Die Sonnenaktivität ist für alle Funkdienste, die die Kurzwelle nutzen, daher Fluch und Segen zugleich. Meteorologische Dienste, aber auch Funkwetterexperten des DARC beobachten täglich das Geschehen auf der Sonne und veröffentlichen allgemein zugängliche Funkwetterberichte, die aktuell die Ausbreitungsbedingungen auf den Kurzwellenbändern einschätzen und eine Prognose zu der weiteren, kurzfristigen Entwicklung des Funkwettergeschehens abgeben.

Über den DARC e.V.
Als größter Verband von Funkamateuren in Deutschland hat der DARC e.V. rund 30.000 Mitglieder. Damit ist über die Hälfte der deutschen Funkamateure im Verein organisiert. Der DARC vertritt die Interessen der Funkamateure bundesweit und engagiert sich bei der Förderung des Amateurfunks auf allen Ebenen, auch international als Mitglied der International Amateur Radio Union (IARU). Informationen zum DARC finden Sie im Internet unter www.darc.de.

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• Unsere Sonne

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Quelle: GFZ 21. Juni 2023.

21. Juni 2023 – Geladene Teilchen aus dem Weltraum werden vom Magnetfeld der Erde eingefangen. Sie fließen dann auf einer kreisförmigen Bahn um die Erde und bilden den so genannten Ringstrom. Das Wissen um seine Dynamik ist wichtig, weil er wiederum das Erdmagnetfeld und die Atmosphäre beeinflusst und gefährliche Bedingungen für Satelliten schaffen kann. Insbesondere das Verhalten während geomagnetischer Stürme, die von verstärkter Sonnenaktivität verursacht werden, ist bislang nicht vollständig verstanden. Hierfür genutzte Modelle haben die Stärke des Ringstroms bisher systematisch überschätzt. Das haben Forschende um Bernhard Haas und Yuri Shprits vom Deutschen GeoForschungsZentrum GFZ in einer Studie im Fachmagazin Nature Scientific Reports gezeigt. Sie analysierten die Teilchenbahnen während geomagnetischer Stürme und identifizierten einen bislang nicht berücksichtigen Teilchen-Verlust-Prozess durch Streuung an sogenannten Plasmawellen.

Der Ringstrom und seine Effekte
Der Weltraum ist erfüllt vom interplanetaren Medium, einem Mix aus Protonen, Elektronen und anderen geladenen Teilchen, die u.a. von der Sonne ausgestoßen werden. Ein Teil dieser geladenen Partikel wird vom Magnetfeld der Erde eingefangen. Sie fließen dann als sogenannter Ringstrom auf einer kreisförmigen Bahn in der Äquatorebene im Abstand von einigen Erdradien um die Erde.

Je nach Sonnenaktivität kann sich der Ringstrom dynamisch verändern. Eine möglichst genaue Kenntnis darüber ist wichtig, weil der Ringstrom diverse Auswirkungen auf die Erde und ihre Umgebung hat: Er kann gefährliche Oberflächenladungseffekte auf Satelliten verursachen, was deren Betrieb und Funktionsweise erheblich beeinträchtigen kann. Ringstromelektronen können über Streuprozesse in die Atmosphäre gelangen und dort über die Bildung von Stickoxiden zur Zerstörung von Ozon beitragen. Und nicht zuletzt kann der Ringstrom das Nettomagnetfeld der Erde schwächen. Um das Magnetfeld im Erdinneren möglichst genau studieren zu können, muss man äußere Einflüsse wie den des Ringstroms rechnerisch entkoppeln.

Der Ringstrom kann seit langem im Weltraum und von der Erde aus gemessen werden. Solche Messungen wurden erstmals 1806 von Alexander von Humboldt in Berlin durchgeführt. Er prägte auch den Begriff „Magnetsturm“ für die von verstärkter Sonnenaktivität verursachten Änderungen des Erdmagnetfeldes.

Auswirkungen geomagnetischer Stürme auf den Ringstrom
Obwohl der Ringstrom seit Jahrzehnten wissenschaftlich untersucht wird – sowohl mit Messungen als auch über Modellierung und Computersimulation –, ist noch immer nicht vollständig verstanden, wie er sich während geomagnetischer Stürme verändert. Das liegt daran, dass es viele verschiedene Prozesse gibt, die auf unterschiedlichen Zeitskalen zu seinem Verhalten beitragen.

Neue Modellierungsansätze zeigen Teilchenverlust
Eines der Hauptmerkmale eines geomagnetischen Sturms ist ein verstärkter Teilchenfluss im Ringstrom. Allerdings wurde die Anzahl der Elektronen vor allem zu Beginn der Stürme von bisherigen Modellen systematisch überschätzt, insbesondere auf der Nachtseite der Erde. Das haben Wissenschaftler:innen um Bernhard Haas und Yuri Shprits vom Deutschen GeoForschungsZentrum GFZ und der Universität Potsdam in einer Studie gezeigt, die im Fachmagazin Nature Scientific Reports erschienen ist. Als Ursache ermittelten sie bislang nicht berücksichtigte Teilchenverlustprozesse.

Ausgangspunkt für die Analysen der Forschenden waren starke Diskrepanzen zwischen Modellvorhersagen und Messungen der inneren Magnetosphäre der Erde während starker geomagnetischer Stürme.

Für genauere Untersuchungen betrachtete das Team des GFZ ein spezielles Magnetsturm-Event, nämlich den sogenannten St.-Patricks-Day-Sturm vom 17. März 2013. Er wurde schon verschiedentlich studiert und zeigt eine klare Unterscheidbarkeit zwischen starker und schwacher geomagnetischer Aktivität.

Ursachensuche für geringeren Teilchenfluss im Ringstrom
Grundsätzlich gibt es im Ringstrom eine permanente Partikelfluktuation: Neue Partikel werden eingefangen, andere wieder ausgestoßen. Dafür spielt auch die Position im Ringstrom eine Rolle, also ob man zum Beispiel die der Sonne zugewandte Tag- oder die ihr abgewandte Nachtseite betrachtet. Denn die Magnetosphäre der Erde ist hier jeweils sehr unterschiedlich ausgeprägt.

Die Forschenden klärten zunächst, dass die Ursache der festgestellten Überschätzung der Elektronenanzahl nicht in der Modellierung der Quellprozesse lag. Stattdessen fanden sie von bisherigen Modellen unberücksichtigte Verlustprozesse.

Hierfür analysierten sie die Bahnen von Elektronen nach ihrem Eintritt in den Ringstrom. Mithilfe von Simulationsrechnungen fanden sie heraus, dass ein Teil der Elektronen höchstwahrscheinlich durch Wechselwirkung mit sogenannten Plasmawellen wieder aus dem Ringstrom in die Atmosphäre gestreut wird. Als Plasma wird ein Zustand bezeichnet, in dem positiv und negativ geladene Teilchen vorherrschen. Beispielsweise durch Schwankungen in der Teilchendichte entstehen Plasmawellen, die mit schwankenden elektrischen und magnetischen Feldern einhergehen und so wieder auf geladene Teilchen rückwirken können.

Resümee und Ausblick
„Diese Prozesse wurden von bisherigen Modellen des Ringstroms nicht ausreichend genau erfasst. Mit unserem Ansatz konnten wir bislang nicht berücksichtigte Elektronen-Verluste empirisch quantifizieren und zeigen, dass sie extrem stark sein müssen. Wir haben zwei Arten von Plasmawellen identifiziert, die für die Streuprozesse verantwortlich sein könnten. Der physikalische Mechanismus ist aber noch nicht vollständig verstanden und wird Gegenstand künftiger Studien sein. Eine genaue Lokalisierung der Verlustprozesse im Ringstrom ist mit unserer Methode nicht möglich, aber unsere Berechnungen deuten darauf hin, dass die Prozesse in dem Ringsektor stattfinden, der vor Mitternacht liegen muss“, resümiert Bernhard Haas, Erstautor der Studie und Doktorand am GFZ.

Yuri Shprits, am GFZ Leiter der Sektion 2.7 „Weltraumphysik und Weltraumwetter“ und Professor an der Universität Potsdam, ergänzt: „Das ist ein wichtiger Schritt zum besseren Verständnis der Dynamik von Teilchen in dieser Region des Weltraums und hilft uns, das Verhalten des Ringstroms während geomagnetischer Stürme besser zu modellieren und vorherzusagen. Das ist wiederum die Voraussetzung, um Satelliten vor den entsprechenden schädlichen Auswirkungen zu schützen, sowie das Magnetfeld der Erde in ihrem Inneren und die Auswirkungen dieser Teilchen auf die Atmosphäre und damit auch auf das Klima besser zu verstehen.“

Da sich der Ringstrom sowohl auf die Atmosphäre wie die Gefährdung von Satelliten auswirkt, trägt diese Studie zu Topic 1 „Atmosphäre im Globalen Wandel“ und Topic 3 „Ruhelose Erde – Vorhersage von Geogefahren ermöglichen“ unseres Forschungsprogramms „Changing Earth – Sustaining our Future“ der Programmorientierten Förderung PoF IV von Helmholtz Erde und Umwelt bei.

Originalpublikation:
Haas, B., Shprits, Y.Y., Allison, H.J. et al. A missing dusk-side loss process in the terrestrial electron ring current. Sci Rep13, 970 (2023). DOI: 10.1038/s4159-023-28093-2, https://www.nature.com/articles/s41598-023-28093-2, pdf: https://www.nature.com/articles/s41598-023-28093-2.pdf.

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• Die Van-Allen-Gürtel

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Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung 14. Juni 2022.

14. Juni 2022 – Das Scientific Committee on Solar-Terrestrial Physics (SCOSTEP), ein Gremium des internationalen Wissenschaftsrats (ISC), hat Dr. Theodosios Chatzistergos vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) mit dem diesjährigen Distinguished Young Scientist Award ausgezeichnet. Mit diesem Preis würdigt das Gremium die Beiträge des jungen Forschers zur Rekonstruktion vergangener Aktivitäts- und Helligkeitsschwankungen der Sonne. Dr. Chatzistergos ist es unter anderem gelungen, mehr als 100 Jahre alte, historische Beobachtungen so genannter Sonnenfackeln, besonders heller Gebiete auf der Sonne, zu diesem Zweck nutzbar zu machen. Die Ergebnisse Chatzistergos’ helfen zu verstehen, wie stark die Aktivität und die Helligkeit der Sonne in vergangenen Zeiten variiert hat – und ob dies das Klima auf der Erde beeinflusste.

Um den Einfluss der Sonne auf das irdische Klima zu verstehen, braucht es mehr als eine Momentaufnahme. Vielmehr ist es nötig, soweit wie möglich zurückzuschauen – sowohl auf die Klimaveränderungen, die sich auf der Erde vollzogen haben, als auch auf die wechselhafte Aktivität der Sonne. Allerdings ist solare „Geschichtsforschung“ dieser Art knifflig: Die entscheidende Größe, die Intensität der Sonnenstrahlung, die außerhalb der Erdatmosphäre auftrifft, kann erst seit 1978 mit Hilfe von Satelliten gemessen werden.

Zum Glück offenbart sich die Aktivität unseres Sterns auf vielfältige Weise. Ursächlich für die Schwankungen der Strahlungsintensität ist ein ständiges Entstehen und Verschwinden dunkler und heller Bereiche, genannt Sonnenflecken und -fackeln, auf der sichtbaren Oberfläche der Sonne. Beide Phänomene werden vom dynamischen Magnetfeld der Sonne angetrieben und treten häufig auf, wenn die Sonnenaktivität hoch ist; in Zeiten geringer Aktivität kommen sie deutlich seltener vor. Die dunklen Sonnenflecke sind mit einfachen optischen Hilfsmitteln von der Erde aus erkennbar; ihre Anzahl zeichnen Astronominnen und Astronomen seit 1609 auf. Die Sonnenfackeln hingegen lassen sich schwerer greifen. Ihren Einfluss auf Schwankungen der Strahlungsintensität der Sonne detailliert und über einen möglichst langen Zeitraum zu berücksichtigen, ist Ziel der Arbeiten von Dr. Theodosios Chatzistergos.

Von Flecken und Fackeln
Sonnenflecken und -fackeln zeigen sich oft in enger zeitlicher und räumlicher Nachbarschaft. In bisherigen Rechnungen wurde deshalb oft angenommen, dass sich aus historischen Aufzeichnungen von Sonnenflecken auf die Anzahl und Fläche der Sonnenfackeln schließen lässt. „In perfektem Gleichtakt verläuft das Zusammenspiel von Sonnenflecken und Sonnenfackeln jedoch nicht“, gibt Chatzistergos zu bedenken. Deutlich genauere Informationen zum Auftreten von Sonnenfackeln liefern Aufnahmen der Sonne, bei denen violettes Licht einer speziellen Wellenlänge betrachtet wird. Es wird von ionisierten Kalzium-Ionen in den besonders heißen Regionen oberhalb der Sonnenfackeln emittiert. Messungen dieser Art gibt es seit 1892, allerdings nicht durchgängig von ein und demselben Observatorium.

Chatzistergos ist es gelungen, die verschiedenen Sonnenfackel-Datensätze aus fast allen Regionen der Erde zu sammeln und zu vereinen und so erstmals als langfristiges Archiv solarer Aktivität nutzbar zu machen. Entstanden ist ein Datenschatz, der das Verhalten der Sonne über das gesamte 20. Jahrhundert abbildet. Aus Daten dieser Art lassen sich die Magnetfelder an der Oberfläche der Sonne und daraus die Intensitätsschwankungen der Sonne berechnen. Wie der Forscher bereits zeigen konnte, stimmen diese Berechnungen für die vergangenen Jahrzehnte gut mit den tatsächlich im Weltraum gemessenen Intensitätsschwankungen überein.

Dr. Theodosios Chatzistergos hat an der National and Kapodistrian University in Athen (Griechenland) und an der Queen Mary University in London (England) Astronomie und Astrophysik studiert und sich in seiner Abschlussarbeit mit den Monden und Ringen des Saturns beschäftigt. Während seiner Promotion am MPS, die er 2017 abschloss, wandte er sich der Sonnen und speziell der Rekonstruktion ihrer historischen Helligkeitsschwankungen zu. Nach einem zweijährigen Forschungsaufenthalt am INAF Osservatorio Astronomico die Roma (Italien), forscht Dr. Chatzistergos seit Mitte 2020 wieder am MPS.

SCOSTEP (Scientific Committee on Solar-Terrestrial Physics) ist ein Gremium des internationalen Wissenschaftsrates, des weltweit größten Dachverbands nationaler und internationaler Wissenschaftsvereinigungen. SCOSTEP bringt Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler unterschiedlichster Disziplinen zusammen, die die Beziehung zwischen Sonne und Erde erforschen. Alle zwei Jahre verleiht das Gremium den SCOSTEP Distinguished Young Scientist Award an eine Nachwuchswissenschaftlerin oder einen Nachwuchswissenschaftler für bedeutende Beträge zu diesem Forschungsfeld.

SCOSTEP Distinguished Young Scientist Award Seminar
Dr. Theodosios Chatzistergos berichtet von seinen Forschungsergebnissen am Donnerstag, 16. Juni, um 14 Uhr (MESZ) im Rahmen des SCOSTEP Distinguished Young Scientist Award Seminar.

Zur Teilnahme ist eine Anmeldung unter https://us02web.zoom.us/webinar/register/WN_cI80a-8VSxmZOL6YxyUiyw erforderlich.

Der Vortrag wird aufgezeichnet und später unter https://scostep.org/ zur Verfügung gestellt.

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• Unsere Sonne

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Quelle: ETH Zürich / Oliver Morsch.

Was in der Sonne vorgeht, lässt sich nur indirekt beobachten. Sonnenflecken zum Beispiel geben Aufschluss über den Grad der Sonnenaktivität – je mehr Flecken auf der Sonnenoberfläche sichtbar sind, desto aktiver ist unser Zentralgestirn in seinem Innern. Auch wenn Sonnenflecken bereits seit dem Altertum bekannt sind, wurden sie doch erst seit Erfindung des Fernrohrs vor etwa 400 Jahren im Detail dokumentiert. Seitdem weiß man beispielsweise, dass sich die Zahl der Flecken in regelmäßigen Elfjahreszyklen ändert und dass es darüber hinaus lang andauernde Phasen von starker und schwacher Sonnenaktivität gibt, die sich auch im irdischen Klima niederschlagen.

Wie sich die Sonnenaktivität allerdings vor Beginn dieser systematischen Aufzeichnungen entwickelt hat, liess sich bislang nur schwer nachvollziehen. Ein internationales Forschungsteam unter Leitung von Hans-​Arno Synal und Lukas Wacker am Labor für Ionenstrahlphysik der ETH, an dem unter anderem das Max-​Planck-Institut für Sonnensystemforschung in Göttingen und die schwedische Universität Lund beteiligt waren, hat nun mithilfe von Messungen des Gehalts an radioaktivem Kohlenstoff in Baumringen den Elfjahreszyklus der Sonne bis ins Jahr 969 zurückverfolgt. Gleichzeitig haben die Forschenden damit eine wichtige Datenbasis zur genaueren Altersbestimmung mit der C14-​Methode geschaffen. Ihre Ergebnisse wurden kürzlich im Fachjournal Nature Geoscience veröffentlicht.

Sonnenaktivität aus Baumringen
Um die Sonnenaktivität über ein Jahrtausend mit einer extrem guten zeitlichen Auflösung von nur einem Jahr zu rekonstruieren, nutzten die Wissenschaftler Baumring-​Archive aus England und der Schweiz. In diesen Baumringen, deren Alter sich präzise durch Zählen der Ringe bestimmen lässt, befindet sich ein winzig kleiner Teil an radioaktivem Kohlenstoff C14, wobei von 1000 Milliarden Atomen nur etwa eines radioaktiv ist. Aus der bekannten Halbwertszeit dieses C14-​Isotops – etwa 5700 Jahre – lässt sich dann auf den radioaktiven Kohlenstoffgehalt schließen, der sich zum Zeitpunkt der Bildung eines Jahresrings in der Erdatmosphäre befand. Da radioaktiver Kohlenstoff hauptsächlich von kosmischen Teilchen gebildet wird, die wiederum vom Magnetfeld der Sonne mehr oder weniger von der Erde ferngehalten werden – je aktiver die Sonne, desto besser schirmt sie die Erde ab -, lässt sich aus einer Änderung des C14-​Gehalts in der Atmosphäre auf die Sonnenaktivität schließen.

Moderne Nachweismethoden verbessern Resultate
Genaue Messungen der Änderung dieses ohnehin sehr kleinen Gehalts gleichen allerdings der Suche nach einem Staubkorn auf einer Nadel in einem riesigen Heuhaufen. «Die einzigen Messungen dieser Art wurden in den 80er und 90er Jahren gemacht», sagt Lukas Wacker, «allerdings nur für die letzten 400 Jahre und mit der extrem aufwendigen Zählmethode». Bei dieser Methode werden die radioaktiven Zerfallsereignisse von C14 in einer Probe mit einem Geigerzähler direkt gezählt, wozu man vergleichsweise viel Material und, wegen der langen Halbwertszeit von C14, noch mehr Zeit braucht. «Mit der modernen Beschleuniger-​Massenspektrometrie konnten wir nun mit einer tausendmal kleineren Jahresringprobe in wenigen Stunden den C14-​Gehalt auf etwa ein Promille genau bestimmen», ergänzt Nicolas Brehm, der als Doktorand für diese Analysen verantwortlich ist.

Bei der Beschleuniger-​Massenspektrometrie werden die zunächst elektrisch aufgeladenen C14-​ und C12-​Atome (der «normale», nichtradioaktive Kohlenstoff; C14 dagegen enthält in seinem Kern zwei Neutronen mehr) des Baummaterials mit einer Spannung von mehreren Tausend Volt beschleunigt und dann durch ein Magnetfeld geleitet. In diesem Magnetfeld werden die unterschiedlich schweren Kohlenstoffisotope verschieden stark abgelenkt und können so getrennt gezählt werden. Um aus diesen Rohdaten schließlich die gewünschten Informationen über die Sonnenaktivität zu bekommen, müssen die Forscher diese anschließend noch einer aufwendigen statistischen Analyse unterziehen und mittels Computermodellen aufarbeiten.

Regelmäßiger Elfjahreszyklus
Dieses Vorgehen erlaubte es den Forschern, die Sonnenaktivität von 969 bis 1933 lückenlos zu rekonstruieren. Daraus konnten sie sowohl die Regelmäßigkeit des Elfjahreszyklus über ein Jahrtausend bestätigen als auch die Tatsache, dass die Amplitude dieses Zyklus (also die Stärke des Ausschlags der Sonnenaktivität nach oben und unten) bei lang andauernden solaren Minima ebenfalls kleiner ist. Solche Erkenntnisse sind wichtig für ein besseres Verständnis der inneren Dynamik der Sonne. Die Messdaten erlaubten es auch, das solare Ereignis mit energetischen Protonen aus dem Jahr 993 zu bestätigen. Bei einem solchen Ereignis führen stark beschleunigte Protonen, die während einer Sonneneruption zur Erde gelangen, zu einer leichten Überproduktion von C14. Darüber hinaus fand das Forschungsteam Anzeichen zweier weiterer, bislang unbekannter Ereignisse in den Jahren 1052 und 1279. Dies könnte darauf hindeuten, dass solche Ereignisse – die elektronischen Schaltkreise auf der Erde und in Satelliten empfindlich stören können – häufiger auftreten als bisher angenommen.

Genauere Datierung mit der C14-​Methode
Da Baumring-​Archive für die letzten 14’000 Jahre existieren, wollen die Forscher mit ihrer Methode demnächst die jährlichen C14-​Konzentrationen bis zum Ende der letzten Eiszeit bestimmen. Gleichsam als Zugabe können die Daten der neuen Studie in Zukunft für eine viel genauere Datierung organischer Materialien mit der C14-​Methode verwendet werden und sind bereits in die neue Ausgabe der international anerkannten Radiokarbon-​Kalibrierkurven (IntCal) eingeflossen. «Zuvor war die ETH an dieser Referenzdatenbasis nicht beteiligt gewesen», sagt Lukas Wacker, «doch nun haben wir mit unseren Ergebnissen auf einen Schlag ein Drittel der Messwerte beigesteuert.»

Literaturhinweis
Brehm N, Bayliss A, Christl M et al. Eleven-year solar cycles over the last millennium revealed by radiocarbon in tree rings. Nat. Geosci. 14, 10–15 (2021).

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• Unsere Sonne

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: ESA.

Mit einem Durchmesser von 5.150 Kilometern handelt es sich bei dem im Jahr 1655 durch den niederländischen Astronomen Christiaan Huygens entdeckten Mond Titan um den größten der 62 bisher bekannten Monde des Planeten Saturn und – nach dem Jupitermond Ganymed – zugleich um den zweitgrößten Mond innerhalb unseres Sonnensystems. Der Titan ist als einziger Mond im Sonnensystem von einer dichten Atmosphäre umgeben. Diese Gashülle besteht hauptsächlich aus Stickstoff, welcher dort mit einem Anteil von rund 98 Prozent vertreten ist. Neben dem Edelgas Argon sind zudem Spuren von Methan, Ethan und weitere komplexe Kohlenwasserstoffverbindungen vertreten.

Nahe der Oberfläche fällt diese Atmosphäre etwa fünfmal dichter aus als auf unserem Heimatplaneten und erreicht dort einen Atmosphärendruck von 1,5 bar, was einen etwa 50 Prozent höheren Wert als auf der Erde darstellt. Die Lufthülle, deren gesamte Masse etwa 1,19 mal größer ausfällt als die Gesamtmasse der Erdatmosphäre, erreicht eine Höhe von mehreren hundert Kilometern und ist mit Wolken und Dunstschleiern durchsetzt.

Der Großteil der Daten, welche den Planetologen gegenwärtig über den Titan zur Verfügung stehen, wurden während der letzten knapp 9,5 Jahre durch die Raumsonde Cassini gewonnen, welche sich bereits seit dem 1. Juli 2004 in einer Umlaufbahn um den Saturn befindet und dabei auch dessen Mond Titan mittlerweile 96 mal im Rahmen von dichten Vorbeiflügen passiert und bei diesen Gelegenheiten mit verschiedenen Instrumenten eingehend untersucht hat.

Neben der Untersuchung des Saturn und dessen Ringsystems stellt der Titan einen der Forschungsschwerpunkte der überaus erfolgreichen Cassini-Mission dar. Ein besonderes Augenmerk richten die beteiligten Wissenschaftler dabei auf die Atmosphäre dieses Mondes, dessen Zusammensetzung vermutlich eine gewisse Ähnlichkeit mit der frühen Atmosphäre unseres Heimatplaneten aufweist.

Sonnenaktivität beeinflusst die Titan-Atmosphäre
Eine kürzlich veröffentlichte Studie führt zu dem Ergebnis, dass das Zentralgestirn unseres Sonnensystems einen deutlich nachweisbaren Einfluss auf die oberste Atmosphärenschicht des Titan ausübt. Diese so genannte Ionosphäre befindet sich in einer Höhe von etwa 1.000 bis 1.300 Kilometern über der Oberfläche des Mondes, wobei Dichte und Ausdehnung dieser Atmosphärenschicht in einem direkten Zusammenhang mit der einfallenden Sonnenstrahlung stehen.

Für diese Studie verwendete ein von Niklas J. T. Edberg vom Institut für Weltraumphysik in Uppsala/Schweden geleitetes Team die Daten, welche zwischen den Jahren 2004 und 2012 im Rahmen von 72 dichten Titan-Vorbeiflügen von einer Langmuir-Sonde gesammelt wurden. Die Langmuir-Sonde ist einer von drei Detektoren, aus denen sich das „Radio and Plasma Wave Science Experiment“ (kurz RPWS), eines der 12 wissenschaftlichen Instrumenten an Bord von Cassini, zusammensetzt.
Die Langmuir-Sonde von Cassini verfügt über einen Auslegerarm mit einer Länge von einem Meter, an dessen Ende eine Kugel mit einem Durchmesser von fünf Zentimetern montiert ist. Sie kann Elektronendichten von fünf bis 10.000 Elektronen pro Kubikzentimeter und Energiespektren von 0,1 bis vier Elektronenvolt erfassen. Mit diesem Instrument können die an der Cassini-Mission beteiligten Wissenschaftler die Dichte, die Temperatur und die Geschwindigkeit von geladenen Partikeln in der Umgebung des Saturn registrieren und diese untersuchen.
Im Rahmen ihrer Arbeit stellten die Wissenschaftler fest, dass die Elektronendichte in der Ionosphäre des Titan zu den Zeitpunkten besonders hoch ausfällt, an denen die Sonne erhöhte Dosen an energiereicher Ultraviolett- und Röntgenstrahlung freisetzt. Dieser Fall tritt ein, sobald sich die Sonne in eine aktive Phase während ihres durchschnittlich etwa elfjährigen Sonnenfleckenzyklus befindet. Die von der Sonne ausgehende UV- und Röntgenstrahlung trifft dabei auch auf die Atmosphäre des Titan und spaltet die dort in großen Höhen befindlichen Luftmoleküle in Ionen und Elektronen auf, welche dann von der Raumsonde Cassini beobachtet und untersucht werden können.

Zwischen den Jahren 2004 und 2010 konnten die Wissenschaftler in ihren Messergebnissen keine nennenswerten Veränderungen oder auffällig erhöhte Elektronendichten feststellen. Typischerweise, so zeigten die in diesem Zeitraum erfolgten Messungen, konzentrierten sich in diesem Zeitraum auf der Tagseite des Titan etwa 3.000 Partikel pro Kubikzentimeter in dessen Ionosphäre, auf der Nachtseite dagegen lediglich rund 1.000 Partikel. Zu den Zeitpunkten, an denen die entsprechenden Messungen durchgeführt wurden, wies die Sonne allerdings eine nur geringe Sonnenfleckenaktivität auf und gab dadurch bedingt auch nur geringe Mengen an energiereicher Strahlung ab.

Nach dem Jahr 2010 stieg die Aktivität der Sonne jedoch deutlich an, was sich durch eine Zunahme der Sonnenflecken bemerkbar machte. Bei sechs weiteren Titan-Vorbeiflügen im Jahr 2012, welche zwischen dem 22. Mai und dem 29. November erfolgten, registrierte die Langmuir-Sonde parallel zu dieser angestiegenen Aktivität dann auch einen signifikanten Anstieg der Elektronendichte in der Ionosphäre des Titan, welche 15 bis 30 Prozent betrug. Die Ergebnisse der Messungen lassen sich gut mit der zeitgleich beobachteten Sonnenaktivität und dem dadurch erhöhten Strahlungsausstoß in Einklang bringen.

Hierbei haben die an der Studie beteiligten Wissenschaftler auch berücksichtigt, dass sich der Saturn seit dem Beginn der Messungen auf seiner elliptischen Umlaufbahn um die Sonne inzwischen um mehr als 100 Millionen Kilometer von dem Zentralgestirn unseres Sonnensystems entfernt hat. Obwohl der Saturnmond Titan somit gegenwärtig immer weniger Sonnenstrahlung empfängt, fällt die absolute Strahlungsdichte an energiereicher UV- und Röntgenstrahlung derzeit aufgrund der erhöhten Sonnenaktivität höher aus als zuvor. Dieser Effekt bewirkt, dass gegenwärtig mehr Moleküle in der Titanatmosphäre ionisiert werden.

Bemerkenswert ist dabei, dass die Sonnenaktivität derzeit zwar das Maximum des derzeitigen Aktivitätszyklusses erreicht, diese Aktivität aber deutlich geringer ausfällt als bei früheren Aktivitätsmaxima. Theoretische Berechnungen haben ergeben, dass die Elektronendichte in der Titan-Ionosphäre bei einem stärker ausfallenden – sprich „eigentlich normalen“ – Aktivitätsmaximum einen Wert von etwa 6.500 Partikeln pro Kubikzentimeter erreichen würde.

Die Erforschung des Titan verbessert das Verständnis der Erde
„Fast die gleichen Mechanismen treten auch auf der Erde auf, wo die möglichen Auswirkungen einer erhöhten Sonnenaktivität auf das Erdklima immer noch diskutiert werden“, so Nicolas Altobelli, ESA-Projektwissenschaftler der Cassini-Mission.
Obwohl der Titan die Sonne in einer etwa zehnmal größeren Entfernung als die Erde umkreist kann die Untersuchung von dessen Atmosphäre und des dort ablaufenden Wettergeschehens den Wissenschaftlern somit wertvolle Erkenntnisse über das aktuelle Klimageschehen auf der Erde liefern.

Die Beobachtung des aktuellen Wettergeschehens auf dem Titan ist einer der Beobachtungsschwerpunkte der Raumsonde Cassini und erfolgt in erster Linie durch das aus einer Telekamera (NAC) und einer Weitwinkelkamera (WAC) bestehende ISS-Kameraexperiment. Aus Entfernungen von teilweise mehreren Millionen Kilometern werden dabei Aufnahmen angefertigt, welche die Titan-Atmosphäre zeigen.

Durch die dadurch ermöglichte Beobachtung von kleineren Sturmgebieten und markanten Wolkenformationen in den Atmosphären des Titan lassen sich zum Beispiel Aussagen über die dort gegenwärtig vorherrschenden Windrichtungen und Windgeschwindigkeiten tätigen, welche – vergleichbar mit dem Wetter auf der Erde – einer jahreszeitlich bedingten Veränderung unterliegen. Die nächste Möglichkeit für eine etwas „direktere“ Untersuchung der Titanatmosphäre bietet sich dagegen bereits am 1. Dezember 2013. An diesem Tag wird die Raumsonde Cassini den Titan um 01:41 MEZ im Rahmen eines gesteuerten Vorbeifluges passieren und aus einer Überflughöhe von diesmal 1.400 Kilometern erneut mit verschiedenen Instrumenten untersuchen.

Die hier kurz vorgestellten Resultate der Untersuchung der Titanatmosphäre wurden bereits am 13. August 2013 unter dem Titel „Solar cycle modulation of Titan’s ionosphere“ in der Fachzeitschrift „Journal of Geophysical Research: Space Physics“ publiziert.

Die Mission Cassini-Huygens ist ein Gemeinschaftsprojekt der US-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. Nach dem derzeitigen Planungsstand soll Cassini den Saturn und seine Monde noch bis zum Jahr 2017 erkunden und am 15. September 2017 aufgrund des dann nahezu komplett aufgebrauchten Treibstoffvorrates kontrolliert in der Atmosphäre des Ringplaneten zum Absturz gebracht werden.

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• Saturnmond Titan
• Planet Saturn
• Raumsonde CASSINI

Verwandte Internetseiten:

• CICLOPS (engl.)

Fachartikel von Niklas J. T. Edberg et al.:

• Solar cycle modulation of Titan’s ionosphere (Abstract, engl.)

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Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: NASA. Vertont von Peter Rittinger.

Die Atlas V hob gestern gegen 10.07 Uhr MESZ vom Komplex 41 in Cape Canaveral ab. Wenig später wurden beide Satelliten auf ihren Zielbahnen ausgesetzt. Damit sie alle Strahlungsgürtel durchfliegen und die gewünschten Messungen ausführen können, sind diese hochelliptisch. Der erdnächste Punkt liegt etwa 585 Kilometer über der Erdoberfläche, der erdfernste bei mehr als 30.000 Kilometern. Die Bahn ist zudem um etwa 10 Grad gegenüber dem Äquator geneigt.

Mit den beiden Erdsatelliten soll in erster Linie untersucht werden, welchen zeitlichen und räumlichen Einfluss die verschiedenen Facetten der Sonnenaktivität auf die Strahlungsgürtel der Erde haben. Insbesondere möchte man verstehen, welche Wechselwirkungen geomagnetische Stürme mit den Strahlungsgürteln haben. Dazu sind RBSP A und B mit jeweils 5 Messkomplexen ausgerüstet.

Dies sind im Einzelnen die Energetic Particle, Composition, and Thermal Plasma Suite (ECT) zur Untersuchung der Zusammensetzung und Energien von Teilchenströmen, die Electric and Magnetic Field Instrument Suite and Integrated Science (EMFISIS) zur Vermessung der elektrischen und magnetischen Felder in unterschiedlicher Entfernung zur Erdoberfläche, die Electric Field and Waves Suite (EFW) zur Messung elektromagnetischer Wellen, das Radiation Belt Storm Probes Ion Composition Experiment (RBSPICE) zur Identifizierung von Ionen in den Partikelströmen sowie das Relativistic Proton Spectrometer (RPS) für Protonenmessungen.

Die Körper beider Satelliten sind achtseitige Prismen mit kleinen Solarzellenpaneelen sowie verschiedenen Antennen zur Messung und Kommunikation. Die Massen der Raumfahrzeuge liegen bei 648 bzw. 667 kg. Die spinstabilisierten Satelliten verfügen zudem über einen eigenen Antrieb für Bahnkorrekturen. Die Forschungen sollen mindestens über 2 Jahre laufen und Unmengen an Daten erbringen.

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• Radiation Belt Storm Probes (RBSP) auf Atlas V 401

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Ein Beitrag von Igor Bissing. Quelle: Roskosmos.

Die Klassifikation dieser Ausbrüche basiert auf Messungen der Röntgenstrahlung der Wellenlängen von 1 bis 8 Angström. Alle Sonneneruptionen unterteilt man diesem Kriterium nach in 5 Klassen, welche mit den Buchstaben des Lateinischen Alphabets bezeichnet werden: A, B, C, M und X. Die kleinste dieser Klassen – A0.0 wird registriert bei der messbaren Strahlung im Orbit von 10 Nanowatt pro Quadratmeter. Für jede weitere Klasse müsste die Strahlung um das 10-fache zunehmen, für die höchste erreicht das Strahlungsniveau mindestens 100.000 Nanowatt pro Quadratmeter. Solch kraftvolle Ausbrüche beobachtet man ausschliesslich im Peak der Sonnenaktivität. So wurden im Maximum des letzten Sonnenzyklus, Ende Oktober 2003, Ausbrüche der Klasse X17 beobachtet.

Obwohl der gemessene Ausbruch mehr als 100-mal schwächer ist als diese einmaligen Ereignise, war er doch der stärkste seit langer Beobachtungszeit. Die letzte Eruption der Klasse C wurde am 11. Dezember 2008 gemessen, war aber um einiges schwächer. Stärkere Ausbrüche dagegen wurden zuletzt am 25. März 2008 registriert. Ein sehr langsamer Anstieg der Sonnenaktivität wird schon seit März dieses Jahres beobachtet. Ende März, nach einer langwierigen dreijährigen Ebbe, formierten sich in der nördlichen Sonnenhalbkugel die ersten Aktivitätsherde. Sie bildeten eine Formation die „Der nördliche Gürtel“ genannt wird. Charakteristisch für den Anfang eines neuen Sonnenzyklus und dieses Areal waren die nächsten zwei Monate auch alle Ausbrüche der coronaren Materie gebunden. Diese Dominanz der Nord- über die Südhalbkugel dauerte rund zwei Monate an, bis Ende Mai, wo der südliche Aktivitätsgürtel ausgebildet wurde. Auf diese Weise wurde die magnetische Konfiguraton der Sonne nach einer kurzen Unterbrechung wieder symmetrisch.

Noch existiert der südliche Gürtel etwas länger als einen Monat und ist wesentlich schwächer entwickelt als der nördliche. Trotzdem ereignete sich der stärkste Ausbruch dieses Jahres gerade darin. Obwohl gewöhnlich eine lange Zeit gebraucht wird, um Energie für solch einen Ausbruch zu sammeln, war es in diesem Fall mit Sicherheit nicht so. Die aktive Region, in welcher dieser Ausbruch passierte, existierte zwei Tage davor einfach noch nicht. Sie tauchte erst am 4. Juli gegen zwei Uhr mitteleuropäischer Sommerzeit auf der Sonnenscheibe auf. Entweder wurde die Eruptionsenergie schon lange vor dem eigentlichen Ausbruch im Magnetfeld der Sonne gespeichert, oder dieses Gebiet entwickelt sich mit sehr hoher Geschwindigkeit, was eher typisch für ein Aktivitätsmaximum wäre. Zugunsten der zweiten Hypothese spricht die Beobachtung der schwarzen Flecken – der Hauptindikatoren für Sonnenaktivität. Deren Zahl in dem Gebiet wächst rasant an: am 3. Juli kein einziger, am 4. schon 7, am 5. – 14. Heute, am 6. Juli sind es schon 16. Sollte diese Entwicklung anhalten, könnte es nicht der letzte derartige Ausbruch dieser Woche werden.

Die aktuelle Zunahme der Sonnenaktivität fiel glücklicherweise mit dem Anfang der „schattenfreien“ Arbeit des CORONAS-PHOTON-Satelliten zusammen. Die Neigung des Orbits wird in den nächsten zwei Wochen auf 90 Grad relativ zur Sonne geändert. Das gewährleistet, dass der Satellit nicht in den störenden Erdschatten eintreten wird und lückenlos die Sonnenoberfläche beobachten kann. Nichts was diese Tage auf der Sonne passieren wird, bleibt von seinen Instrumenten unbeobachtet. Gleichzeitig treten auch der japanische Satellit HINODE und die NASA-STEREO-Satelliten in den Modus der erhöhten Beobachtungsfrequenz.

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Ein Beitrag von Karl Urban. Quelle: Zioutas et al..

Flares gehören zum Alltagsgeschäft unserer Sonne. Fünf bis zehn mal pro Tag erhebt sich eine Fackel einige tausend Kilometer über die Sonnenoberfläche und gibt dabei UV- und Röntgenstrahlung sowie Ionen und Elektronen in das Sonnensystem ab. Sie entstehen in der Chromosphäre, einer Schicht, die fast ausschließlich aus Wasserstoff und Helium besteht und hauptsächlich durch das Magnetfeld der Sonne beeinflusst wird. Das starke Magnetfeld der Sonne resultiert in Magnetfeldlinien, die durch ihre Eigenrotation ständig um die Sonne „herumgewickelt“ werden. Dabei kommt es regelmäßig zu einem „Reißen“ und „Wiederverbinden“ der Feldlinien. Eine Feldlinie, welche kurzzeitig die Chromosphäre verlässt, kann so etliche Teilchen mit sich reißen, was wir als Sonnenfackel oder Flare beobachten.
Bisher war man davon ausgegangen, dass die Verzwirbelungen des Magnetfelds die einzige Ursache für solare Flares sind. Jedoch konnten bisher nicht alle beobachteten Ausbrüche auch mit dieser Ursache in der Verbindung gebracht werden.

Wie ein Forscherteam um Konstantin Zoutas von der Universität von Patras in Griechenland nun berichtet, dürfte zumindest ein Teil der beobachteten Flares durch einen völlig anderen Prozess verursacht werden. So könnten hypothetische Teilchen im Innern der Sonne zu den Auslösern gehören, die Axionen. Diese – auch wenn sie bisher nicht nachgewiesen sondern nur theoretisch postuliert werden konnten – stehen im Verdacht, einen Teil der wenig verstandenen Dunklen Materie auszumachen.

Die Quantenchromodynamik (QCD) untersucht das Verhalten von Quarks, den fundamentalen Bausteinen, aus der alle Materie aufgebaut ist. Die Theorie versucht, die physikalischen Eigenschaften von Elementarteilchen wie Elektron, Proton und Neutron aufgrund derer Bausteine zu beschreiben. Sie geht davon aus, dass die Atomkern-Grundbausteine aus jeweils drei Quarks aufgebaut sind. Die experimentelle Untersuchung von Quarks ist technisch sehr aufwendig. Impulse erwarten sich Forscher durch den neuen Beschleuniger LHC am CERN in Genf.

Überwiegend kann sich die QCD jedoch nur auf theoretische Modelle stützen, welche erst in der Zukunft mit technisch hochaufwendigen Experimenten oder durch neue Beobachtungsmethoden experimentell bestätigen lassen. So erfordert die Untersuchung kleinster Strukturen die Schaffung extremer Bedingungen, um die Materiebausteine aus ihrer Verpackung zu reißen. Diese herrschen nur in Teilchenbeschleunigern und in astronomischen Objekten wie Sternen.

Wie bei experimentell nur eingeschränkt überprüfbaren Modellen in der Physik üblich, müssen mögliche Widersprüche zunächst hingenommen und verarztet werden. So gibt es ein größeres Problem mit dem elektrisch neutralen Neutron, das alle schwereren Atome nach dem Wasserstoff mit aufbaut. Dessen theoretisch mit der QCD vorhergesagten Eigenschaften stimmen nicht völlig mit den experimentell gemessenen überein. Um einen Bruch der für die Theorie essentiellen Symmetrien zu vermeiden, führte der amerikanische Physiker Frank Wilczek das Axion als hypothetisches Teilchen ein.

Bisher waren Physiker davon ausgegangen, dass sich Axionen, die im Sonnenkern entstehen, radial in ihre Außenzonen bewegen, um hier die sie umgebende Materie zu ionisieren. Die dabei von ihren Atomkernen befreiten Elektronen werden dann gestreut, was die bei Flares entstehende Röntgenstrahlung erklären würde, die keiner Vorzugsrichtung zu folgen scheint. Das Team um Zioutas schlägt nun vor, eine genauere Untersuchung solarer Flares könnte Aufschlüsse über die Masse der Axionen liefern. Denn deren Masse ist abhängig von der Dichte des Plasmas, in der sie Röntgenstrahlung erzeugen können. Schließlich könnten Kosmologen die Axionenmasse dazu nutzen, zu berechnen, wie viele von ihnen im jungen Universum erzeugt wurden und welchen Anteil sie heute zur Dunklen Materie beitragen.

Hier gelangen Sie zur Diskussion zu diesem Thema in der Raumcon.

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