Quelle: DLR 20. Juli 2022.

20. Juli 2022 – Mit dem Johannes Kepler Observatorium verfügt das Deutsche Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) über eine einmalige Forschung- und Entwicklungsstation. Das Observatorium setzt auf modernste Lasertechnologie, um in Zukunft die Flugbahn und Beschaffenheit von Weltraumschrott in erdnahen Umlaufbahnen möglichst schnell, präzise und zuverlässig zu bestimmen. Diese Informationen helfen zum Beispiel dabei, aktive Satelliten vor Zusammenstößen mit Weltraumschrott zu schützen. Denn Ausweichmanöver können so effizienter geplant werden. Nach rund zwei Jahren für Bau und Inbetriebnahme hat das DLR am 20. Juli 2022 gemeinsam mit Gästen aus Politik, Verwaltung, Wirtschaft und Wissenschaft das Observatorium feierlich eingeweiht. Es befindet sich auf dem Innovationscampus Empfingen rund 60 Kilometer südwestlich von Stuttgart. Dort befindet sich das DLR-Institut für Technische Physik, zu dessen zentralen Forschungsanlagen das Observatorium gehört.

Satelliten- und Raumfahrtmissionen auch in Zukunft ermöglichen – trotz Weltraumschrott
„Ob für Information, Kommunikation oder Navigation – Satellitentechnologien sind aus der modernen Wirtschaft, Wissenschaft und Gesellschaft nicht mehr wegzudenken. Gleichzeitig wird es immer voller im All und Weltraumschrott zu einem zunehmenden Problem. Deshalb arbeitet das DLR schon heute an technologischen Lösungen für mehr Sicherheit im All. Das Johannes Kepler Observatorium des DLR wird dabei eine zentrale Rolle spielen“, erläuterte Prof. Anke Kaysser-Pyzalla, Vorstandsvorsitzende des DLR.

„Raumfahrt ist Faszination, Entdeckerdrang und gleichzeitig Ursprung von Wissen, Innovation und Hightech, um das Leben auf der Erde besser zu machen. Die Möglichkeiten der Raumfahrt auch für zukünftige Generation zu erhalten, ist ein Auftrag, dem sich Deutschland gemeinsam mit Partnern in Europa und der Welt annimmt. Das Johannes Kepler Observatorium des DLR ist dabei ein wichtiger Baustein. Als einzigartige Forschungsplattform für die Beobachtung und Bewertung von Objekten im Erdorbit leistet es seinen Beitrag, um Satelliten auch in Zukunft sicher betreiben und robotische wie astronautische Missionen erfolgreich durchführen zu können“, fasste Dr. Anna Christmann, Koordinatorin der Bundesregierung für die Deutsche Luft- und Raumfahrt, zusammen.

DLR-Forschungsteleskop ist das größte seiner Art in Europa
Das Teleskop des Johannes Kepler Observatoriums ist das größte seiner Art in Europa für die Beobachtung und Charakterisierung von Objekten in der Erdumlaufbahn. Der Durchmesser des Primärspiegels beträgt 1,75 Meter. Das Teleskop ist in einem fast 15 Meter hohen Rundturm mit drehbarer Kuppel untergebracht. Bei der Kuppel handelt es sich um einen sogenannten Schlitzdom. Dieser dreht sich synchron mit dem Teleskop und öffnet sich jeweils nur für rund zwei Meter in die jeweilige Blickrichtung. Dazu ist die Kuppel auf Rollen gelagert und wird mit einem Motor angetrieben. Das Teleskop lässt sich mit bis zu sechs Grad pro Sekunde drehen. Diese hohe „Nachführgeschwindigkeit“ in Kombination mit dem großen Primärspiegel ist eine technologische Herausforderung. Beides zusammen ist aber notwendig, um einen möglichst großen Bereich des Himmels zu betrachten und Objekte, die bis zu zehn Zentimeter klein sind und sich mit 28.000 Kilometer pro Stunde bewegen, gleichzeitig erfassen, orten und bestimmen zu können.

Im Fokus der Forschungs- und Entwicklungsarbeiten des Teams vom DLR-Institut für Technische Physik steht die hochgenaue Entfernungsmessung mit Hilfe spezieller Laser. Zudem wollen die DLR-Wissenschaftlerinnen und -Wissenschaftler bisher unbekannte orbitale Objekte ausfindig machen. Dazu führen sie Spektralanalysen durch, untersuchen also die farbliche Zusammensetzung des von den beobachten Objekten gestreuten Sonnenlichts. Auf diese Weise können sie zum Beispiel Rückschlüsse ziehen, um was für ein Objekt es sich handelt, aus welchem Material es besteht, wie groß es ist, wie es rotiert und in welcher Bahn es sich befindet.

Mitbegründer der modernen Astronomie als Namenspate
Johannes Kepler gilt als Mitbegründer der neuzeitlichen Astronomie und der modernen Naturwissenschaften. Er erklärte die Gesetzmäßigkeiten, wie sich Planeten um die Sonne bewegen: nämlich in einer elliptischen Bahn mit der Sonne in einem Brennpunkt der Ellipse. Seine Kindheit und Jugend verbrachte Johannes Kepler im Südwesten Deutschlands.

Die Investitionssumme von rund 2,5 Millionen Euro stammt aus Mitteln des DLR und des Bundesministeriums für Wirtschaft und Klimaschutz (BMWK). Die Forschungsarbeiten tragen zur sicheren Nutzung des Weltraums bei. Sie werden von der Programmkoordination Sicherheit im DLR mit Mitteln des Bundesministeriums der Verteidigung (BMVg) unterstützt.

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• Weltraummüll

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Ein Beitrag von Günther Glatzel und Timo Lange. Quelle: Lawrence Berkeley National Laboratory, EurekAlert.org, Raumcon. Vertont von Peter Rittinger.

Bereits vor einigen Jahrzehnten wurde theoretisch ein spezieller Typ von Supernovae vorhergesagt, bei dem sehr energiereiche Gammastrahlung im Inneren des Sterns zu Paarbildung führt, wodurch der Druck zunächst sinkt: Energie wird bei der Kollision der hochenergetischen Gammateilchen mit Atomkernen in Materie, d.h. andere Teilchen, umgewandelt. In diesem Fall wird die Energiedichte bei der Kollision der Gammaphotonen mit den im Stern vorhandenen Wasserstoff- und Heliumkernen so hoch, dass Paare von Elektronen und ihren Antiteilchen, den Positronen, erzeugt werden.

Diese Paarerzeugung kann erst bei sehr hohen Temperaturen, d.h. nur in den massereichsten Sternen erfolgen, da nur dort die Gammastrahlung entsprechend energiereich ist, um Elektron-Positron-Paare zu erzeugen. Setzt dieser Prozess einmal ein, stehen die Gammateilchen nicht mehr zur Verfügung um den Kollaps des Sterns aufzuhalten, wodurch der Kern noch dichter und heißer wird. Das wiederum führt zu noch energiereicherer Gammastrahlung, welche noch mehr Elektron-Positron-Paare erzeugt. Zwar senden diese Paare bei ihrer meist sehr schnell stattfindenden gegenseitigen Annihilation wiederum ein Gammateilchen aus, aber dieses ist nun nicht mehr ausgerichtet und kann den Sternenkollaps nicht mehr stoppen – es findet eine sich selbst verstärkende Rückkopplung statt, an deren Ende der schrumpfende Kern durch Fusionsprozesse umso gewaltiger explodiert und den ganzen Stern, ohne dass ein Schwarzes Loch zurückbleibt, zerreißt. Vergleichbar ist dies mit der Zündung einer riesigen Fusionsbombe. Dabei entstehen große Mengen schwere, radioaktive Isotope deren Zerfall die umgebenden Gasmassen lange nachleuchten lassen.

Im Falle SN 2007bi konnte aus anderthalbjähriger intensiver Beobachtung mit verschiedenen Hochleistungsteleskopen ermittelt werden, dass der Stern zuvor mehr als 200 Sonnenmassen besessen haben musste. Ebenso erstaunlich ist der Fakt, dass sich die Supernova in einer Zwerggalaxie nahe der Milchstraße ereignete. Bisher hatte man sich eher auf Ereignisse in größeren Galaxien konzentriert.

SN 2007bi war im Zuge einer automatischen Suche nach derartigen Ereignissen im Rahmen der PALOMAR-Quest Survey entdeckt und sogleich als ungewöhnlich identifiziert worden. Da das verantwortliche Team der sogenannten Nearby Supernova Factory am Lawrence Berkeley National Laboratory (USA) bereits etwa 1.000 Supernovae entdeckt hat, eine fast alltägliche Beobachtung. Die weitere Auswertung, an der auch Wissenschaftler vom Weizmann-Institut in Israel beteiligt waren, ergab dann weitere Besonderheiten, die jetzt in der Fachzeitschrift Nature veröffentlicht wurden. So bestand das Innere des Sterns zum Ende dessen Existenz zum größten Teil aus Sauerstoff und war extrem heiß. Dabei wurden Gamma-Photonen emittiert, deren Energie beim Aufeinandertreffen so groß war, dass Paare aus Teilchen und Antiteilchen „kondensieren“ konnten. Der dabei auftretende „Verlust“ an Energie ist letztlich dafür verantwortlich, dass der thermische Druck nicht mehr ausreicht, um der Gravitation des Riesensterns entgegenzuwirken. Die Verdichtung führte zu weiterer Temperatur- und Druckerhöhung, was schließlich in einer thermonuklearen Explosion gipfelte, bei der große Mengen Nickel entstanden, welches unter Abgabe von Positronen und Gammastrahlung zu Cobalt zerfällt. Dies ergaben Computermodelle, die nach den Spektralmessungen der Supernova erstellt worden waren.

Mittlerweile hat das Team um Avishay Gal-Yam vom Weizmann-Institut mehrere ähnliche Supernovae in Zwerggalaxien rund um die Milchstraße im Fokus, so dass in nächster Zeit weitere Rekordentdeckungen zu erwarten sind.

Raumcon:

• Supernova-Thread ab 3. Dezember

Der Beitrag Erstmals Paar-Instabilitäts-Supernova beobachtet erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Daniel Schiller. Quelle: ESA, NASA/JPL.

Saturn ist von unzähligen Monden umgeben. Trotz ihrer sehr unterschiedlichen Chrakteristika scheint viele von ihnen eine gemeinsame Vergangenheit zu verbinden. Auf vielen Monden wurde ein charakteristisches dunkles Material auf der Oberfläche gefunden. Die Unterschiede zwischen den Monden zusammen mit diesem gemeinsamen Merkmal deuten auf einen gemeinsamen Prozess im Saturnsystem hin, welcher sie alle gleichermaßen beeinflusst. Prozess und Ursprung dieser Materialverteilung sind noch unbekannt, evtl. kommen Kometen als Quelle für das Material in Frage. Spektraluntersuchungen ergaben, dass das gleiche feinkörnige Material auf den Monden Dione, Phoebe, Iapetus, Hyperion und Epimetheus vorzufinden ist. Außerdem wurde es in Saturns F-Ring aufgespürt. Auf Dione und Enceladus ist beispielsweise nur eine Seite der Monde bedeckt. Die beobachteten Absorbtionsspektren des Materials im sichtbaren und infraroten Bereich sind im Sonnensystem bisher einzigartig, wurden also an keinem anderen Ort bisher gemessen. Aus den Messungen schließen die Wissenschaftler bisher, dass Wasser und eventuell Amoniak in dem Material gebunden sind.

Ein anderes Merkmal des Saturnsystems sind die geologischen Aktivitäten auf einem Teil der Monde. Enceladus speit kontinuierlich Fontänen aus Wasserdampf und -eis aus, und baut so teilweise den E-Ring auf.

Im Spektrum des Rings wurden Hinweise auf organische Moleküle und Silikate gefunden. Die Quelle dieses Materials könnte der feste Kern Enceladus` zusammen mit flüssigem Wasser unter seiner Oberfläche sein. Einige Wissenschaftler leiten daraus ab, dass nicht nur flüssiges Wasser sondern ein organisches Gemisch unter der Oberfläche existieren könnte. Auch der Mond Dione weist Indizien für geologische Aktivität auf. In einem Orbit um den Mond wurden kürzlich Hinweise auf Methan- und Wassereiswolken gefunden, welche direkt von Dione selbst stammen könnten.

Aber nicht nur die großen Monde scheinen Material an die Ringe abzugeben. 2004 und 2007 wurden die beiden Monde Methone und Anthe entdeckt. Beide sind jeweils nur 3 und 2 km groß und befinden sich auf Orbits zwischen den Monden Mimas und Enceladus. Beim Passieren ihrer Orbits hat Cassini einen starken Abfall in der Intensität hochenergetischer, geladener Teilchen gemessen. Diese allpräsenten Teilchen werden in den Orbits der beiden Monde absorbiert, was auf die Anwesenheit von Staub schließen lässt. Die Absorptionsgebiete um die Monde haben Ausdehnungen zwischen 1.000 und 3.000 Kilometern und formen teilweise eine Ringstruktur. Das Material dieser Ringe scheint sehr fein zu sein. Die Ringe selbst konnten optisch noch nicht beobachtet werden. Ursprung scheinen die beiden Kleinstmonde zu sein, welche durch Asteroideneinschläge lockeres Material von ihren Oberflächen verlieren könnten.

Insgesamt ergibt sich durch die Cassini-Mission ein immer umfassenderes Bild über das Saturnsystem. Während aber erste Phänomene erklärt werden können, kommen immer wieder neue Entdeckungen hinzu, welche neue Erklärungen benötigen. Die anstehende Verlängerung der ursprünglichen Mission wird noch auf Jahre hinaus neue Erkenntnisse liefern. Cassini wird am 12. März seinen nächsten Flyby an Enceladus in 50 km Höhe durchführen. Dabei werden die Wasser- und Eiswolken seiner Geysire durchflogen.

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Ein Beitrag von Ingo Froeschmann. Quelle: ESA.

Die inzwischen bearbeiteten Bilder gehören zu den ersten wissenschaftlichen Daten der Sonde Rosetta. „Der Erdvorbeiflug war die erste wirkliche Gelegenheit, um die Bordsysteme an einem echten Ziel zu testen und auszurichten,“ sagte Angioletta Coradini, Instrumentleiterin für das Bordinstrument VIRTIS (Visible and Infrared Thermal Imaging Spectrometer).

„Obwohl wir VIRTIS während des Erdvorbeifluges erst ausgerichtet haben, besitzen die gewonnen Daten schon wissenschaftlichen Wert,“ fügte Coradini hinzu.

Kurz vor der größten Annäherung an die Erde und etwa 400 000 Kilometer von unserem Trabanten entfernt, machte VIRTIS Aufnahmen von hoher Auflösung im sichtbaren und infraroten Bereich. Zu diesem Zeitpunkt war nur ein kleiner Teil der Mondoberfläche von der Sonne beschienen (zwischen 19 und 32 Prozent).

Die Spektralanalyse (ein chemischer Fingerabdruck) deutet auf mineralogische Unterschiede zwischen den Gebirgen und den Maria hin. Es war beispielsweise möglich, deutliche Unterschiede in der Vorkommenshäufigkeit zweier Gesteinsarten, Pyroxin und Olivin, zu erkennen.

Am 5. März, bereits nach der größten Annäherung, machte VIRTIS aus einer Entfernung von 250 000 Kilometern eine Reihe von Aufnahmen von der Erde. Nur 49 Prozent der der Sonde zugewandten Erdoberfläche waren zu diesem Zeitpunkt sonnenbeschienen.

Nach der Ankunft am Kometen 67P im Jahr 2014 wird VIRTIS die Zusammensetzung des Kerns und der Korona des Kometen bestimmen. Zusammen mit anderen Instrumenten wird VIRTIS außerdem bei der Auswahl des Landeplatzes für den Lander Philae behilflich sein.

Bis es soweit ist, muss Rosetta noch einige kosmische Pirouetten drehen, während ihre Instrumente Daten über Planeten, Asteroiden und Kometen sammeln. Die nächste Begegnung mit der Erde steht im November 2007 auf dem Flugplan.

VIRTIS wurde von einem Konsortium europäischer Wissenschaftler entwickelt. Die größten Beträge leisteten Italien, Frankreich und Deutschland.

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Ein Beitrag von Michael Stein. Quelle: ESA.

Integral wurde von der russischen Proton-Trägerrakete mit nur minimalen Abweichungen in den vorgesehenen Transferorbit befördert. Nachdem die beiden Solarpaneele voll entfaltet waren begannen die Missionsspezialisten damit, während des ersten Erdumlaufs sukzessive die verschiedenen Instrumente und Versorgungssysteme an Bord des Forschungssatelliten zu aktivieren. Am 20. Oktober wurde dann zum ersten Mal das Perigäum (= erdnächster Punkt der Umlaufbahn) passiert, was gleichzeitig den Abschluss des ersten Orbits bedeutete.
Einen Tag später wurde die erste Testaufnahme mit dem Gammastrahlen-Bildaufzeichner IBIS (= Imager on Board the Integral Satellite) gemacht, der zukünftig Gammastrahlenquellen mit einer bisher nicht erreichten Winkelauflösung aufnehmen soll. Die zweite „First Light“-Aufnahme eines Integral-Instruments ließ nicht lange auf sich warten, schon am folgenden Tag öffnete sich die Schutzklappe des Refraktor-Teleskops OMC (= Optical Monitoring Camera), um die erste Aufnahme im Spektralbereich des sichtbaren Lichts zu ermöglichen.
Während des dritten, am 22. Oktober beginnenden Umlaufs schließlich wurde zum ersten Mal das Triebwerk von Integral gezündet, um das Perigäum anzuheben. Hierzu wurden am 24. Oktober bei einer Brenndauer von 39 Minuten 84 kg Treibstoff verbrannt und die Geschwindigkeit um 48,1 m/sek. erhöht, wodurch das Perigäum von 651 auf 2.258 km angehoben wurde. Auch diese Aktion verlief vollkommen problemlos. Am Tag zuvor wurde die erste Aufnahme mit einem von acht Modulen des „Low Energy Detector Array“ (ISGRI) des Gammastrahlen-Bildaufzeichners IBIS gemacht – erneut konnten die Projektwissenschaftler sich über exzellente Ergebnisse im Rahmen der Vorhersagen freuen.

Am heutigen Samstag um 20:44 Uhr sowie 22:47 Uhr (MESZ) stehen erneut zwei Triebwerkszündungen auf dem Programm, wodurch das Perigäum auf 7.033 km angehoben werden soll. Zwei weitere Zündungen am 29. und 31. Oktober schließlich werden das Perigäum des Integral-Orbits auf die endgültige Höhe von 9.078 km anheben. Der vollständigen Aktivierung der vier Beobachtungsinstrumente an Bord des Weltraumteleskops wird dann noch eine mehrwöchige Kalibrierungsphase folgen, bevor im Januar 2003 die reguläre Operationsphase beginnt. Wir werden Sie natürlich weiterhin im Rahmen unseres Integral-Specials über alle wichtigen Ereignisse und Ergebnisse dieser Mission informieren.

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Autor: Jan Großmann

Sie strahlen in einer solchen Pracht, dass es immer wieder fasziniert. Aber warum strahlen diese Objekte eigentlich? Was verleiht ihnen ihre Leuchtkraft? Um diese Frage zu beantworten muss man die Nebel erst einmal in kategorisieren. Sie werden unterteilt in planetarische Nebel, Supernova-Überreste, Emmisions-Nebel, Reflexions-Nebel und Dunkelwolken.

Die planetarischen Nebel bestehen aus einer Wolke interstellaren Wasserstoffs. Dieser Wasserstoff wurde meist von einem Stern im Zentrum dieses Nebels ausgestoßen. Auf kleineren Teleskopen erscheint dieser Wasserstoff, der sich kreisförmig um seinen Zentralstern anordnet, und ihm eine Planeten-ähnlich Form verleit. Daher stammt der Name planetarischer Nebel. Dieser ist aber irreführend, da diese Objekte keine Planeten sind. Die Leuftkraft des Nebels rührt nun daher, dass der Wasserstoff durch den heißen Stern im Zentrum ionisiert und somit zum Leuchten angeregt wird, ähnlich wie bei einer Leuchtstoffröhre.

Die einzigen Unterschiede zwischen planetarischen Nebeln und Supernova-Überresten bestehen in ihrer Form und ihrer Entstehung. Der Ursprung ist zunächst einmal derselbe. Es ist Wasserstoff, der von einem Stern ausgestoßen worden ist. Doch im Gegensatz zu den planetarischen Nebeln ist der Wasserstoff bei einer Supernova, also einer Sternenexplosion, freigesetzt worden. Daraus kann man schon den zweiten Unterschied herleiten, nämlich die Form. Da der Wasserstoff nicht von einem im Zentrum befindlichen Stern zusammengehalten wird, verteilt er sich asymmetrisch im Raum. Die Leuchtkraft des explodieren Sterns ist so stark wie eine Milliarde Sonnen.

Die dritte Form der Nebel sind die Emissions-Nebel. Auch diese Form der Nebel besteht aus Wasserstoff, der durch die nahgelegenen Sterne zum Leuchten angeregt wird. Allerdings muss man sich, um sich das Leuchten dieser Nebel klar zu machen, näher mit der Spektralanalyse befassen. Die Elektronen der Wasserstoffatome werden durch die Energie der Sterne angeregt und erzeugen so die Leuchtkraft. Eine genauere Beschreibung der Spektralanalyse finden sie hier.

Die am einfachsten zu erklärende Art der Nebel sind die Reflexionsnebel. Diese werden schlicht und einfach durch benachbarte Sterne angestrahlt und somit für unsere Verhältnisse sichtbar. Sie bestehen zum größten Teil aus interstellarem Staub.

Auch die Dunkelwolken bestehen aus diesem Staub, allerdings kann man bei ihnen, wie der Name schon sagt, nicht von Leuchtkraft sprechen. Diese Nebel verschlucken auf Grund der extrem hohen Dichte des Staubes das Licht dahinterliegender Sterne, und erscheinen so als sternenleerer Raum in der sonst symmetrischen Ebene der Milchstraße.

Der Beitrag Interstellare Nebel erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von 03.09.2002 / Autor:. Quelle: Ohne Quellen.

Einleitung
„Weit draußen in den unerforschten Einöden eines total aus der Mode gekommenen Ausläufers des westlichen Spiralarms der Galaxis leuchtet unbeachtet eine kleine gelbe Sonne.“ (Douglas Adams, „Per Anhalter durch die Galaxis“). Und das ist auch gut so, möchte man angesichts der turbulenten Entwicklung, die andere Sterne im Gegensatz zu unserer Sonne an den Tag legen, hinzufügen. Denn erst die lange Phase relativer Konstanz der Leuchtkraft unserer Sonne hat die Entwicklung des Lebens auf unserer Erde möglich gemacht.

Dieser Artikel ist in folgende Kapitel unterteilt:
Forschungsgeschichte

Entstehung

Lage und Einordnung

Aufbau und Funktion

Fakten

Forschungsgeschichte

Schon seit den Anfängen menschlichen Bewußtseins haben sich unsere Vorfahren mit der Sonne beschäftigt. Ihre Bedeutung als Quelle von Licht und Wärme für alles Leben auf der Erde spiegelte sich in den Mythen und Religionen annährend sämtlicher früher Kulturen wider, in denen die Sonne oft als zentrale Gottheit verehrt wurde. Schon früh begann aber auch die oft religiös induzierte astronomische Beobachtung des jahreszeitlichen Verlaufs der Sonne, um markante Daten wie beispielsweise die Winter- und Sommersonnenwenden präzise vorhersagen zu können.
Nach der Erfindung des Teleskops durch Galileo Galilei im Jahr 1609 begann sehr bald auch die planmäßige und regelmäßige Beobachtung der Sonne, was schnell zur wissenschaftlichen Verifizierung der bereits früher mit bloßem Auge beobachteten Sonnenflecken führte. Der nächste wichtige Schritt in der Geschichte der Sonnenforschung ist mit den Namen Fraunhofer und Bunsen verbunden, deren Arbeiten auf dem Gebiet der Spektralanalyse

um 1815 und 1860 erstmals Erkenntnisse über die chemische Zusammensetzung der Sonne lieferten. Weitere historische Eckpunkte der Sonnenforschung sind die Entdeckung des Heliums im Jahr 1868 (mit Hilfe der Spektralanalyse) und der 1908 geführte Nachweis, dass in den Sonnenflecken Magnetfelder vorhanden sind.

In unserem Jahrhundert hat die Sonnenforschung wie alle anderen Bereiche der Astronomie auch einen extremen Erkenntniszuwachs dadurch erfahren, dass zum einen die technologische Entwicklung insgesamt ständig bessere Beobachtungsinstrumente ermöglichte und zum anderen Raumsonden die verSchon seit den Anfängen menschlichen Bewußtseins haben sich unsere Vorfahren mit der Sonne beschäftigt. Ihre Bedeutung als Quelle von Licht und Wärme für alles Leben auf der Erde spiegelte sich in den Mythen und Religionen annährend sämtlicher früher Kulturen wider, in denen die Sonne oft als zentrale Gottheit verehrt wurde. Schon früh begann aber auch die oft religiös induzierte astronomische Beobachtung des jahreszeitlichen Verlaufs der Sonne, um markante Daten wie beispielsweise die Winter- und Sommersonnenwenden präzise vorhersagen zu können.

Nach der Erfindung des Teleskops durch Galileo Galilei im Jahr 1609 begann sehr bald auch die planmäßige und regelmäßige Beobachtung der Sonne, was schnell zur wissenschaftlichen Verifizierung der bereits früher mit bloßem Auge beobachteten Sonnenflecken führte. Der nächste wichtige Schritt in der Geschichte der Sonnenforschung ist mit den Namen Fraunhofer und Bunsen verbunden, deren Arbeiten auf dem Gebiet der Spektralanalyse um 1815 und 1860 erstmals Erkenntnisse über die chemische Zusammensetzung der Sonne lieferten. Weitere historische Eckpunkte der Sonnenforschung sind die Entdeckung des Heliums im Jahr 1868 (mit Hilfe der Spektralanalyse) und der 1908 geführte Nachweis, dass in den Sonnenflecken Magnetfelder vorhanden sind.

In unserem Jahrhundert hat die Sonnenforschung wie alle anderen Bereiche der Astronomie auch einen extremen Erkenntniszuwachs dadurch erfahren, dass zum einen die technologische Entwicklung insgesamt ständig bessere Beobachtungsinstrumente ermöglichte und zum anderen Raumsonden die verschiedene Strahlungsarten absorbierende Erdatmosphäre hinter sich lassen konnten; die theoretische Forschung profitierte von den enorm gestiegenen Verarbeitungsgeschwindigkeiten moderner Computeranlagen.

Entstehung

Unser Zentralgestirn ist nach heutigem Wissensstand vor etwa 4,7 Milliarden Jahren aus einer Wolke interstellarer Materie entstanden, die aufgrund einer Störung – beispielsweise einer Supernovaexplosion in relativ geringer Entfernung – zu kollabieren begann. Als die Materiekonzentration eine bestimmte Dichte und damit auch Temperatur erreicht hatte, begann der Fusionsprozeß, bei dem Wasserstoffatome zu Heliumatomen verschmelzen und der dabei entstehende Masseverlust in Form von Energie abgestrahlt wird.

Aufgrund der chemischen Zusammensetzung unserer Sonne kann man mit Sicherheit sagen, dass sie kein Stern der ersten Generation (nach der Entstehung des Universums) ist. Etwa zwei Prozent der Elemente unserer Sonne sind schwerer als Helium und ihrerseits in anderen Sternen „erbrütet“ worden, bevor sie durch Nova- oder Supernova-Explosionen ins Weltall hinausgeschleudert und bei der Entstehung unseres Zentralgestirns wieder eingefangen worden sind.

Lage und Einordnung

Die Sonne befindet sich etwa 30.000 Lichtjahre vom Zentrum unserer Heimatgalaxie entfernt im so genannten Orion-Arm. Bei einer Geschwindigkeit von rund 240 Kilometern pro Sekunde benötigt sie ca. 220 Millionen Jahre, um eine Umkreisung des Milchstraßenzentrums zu absolvieren.

Unsere Heimatsonne ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse G2 und der Leuchtkraftklasse V, mithin also ein ziemlich durchschnittlicher Vertreter seiner Gattung.

Aufbau und Funktion

Die Sonne ist ein Gasball mit ca. 1,4 Millionen Kilomenter Durchmesser, der mehr als 99,8 Prozent der Gesamtmasse unseres Sonnensystems in sich vereint – würde der dritte Planet dieses Systems nicht aufgrund der ihn besiedelnden Lebensformen so außerordentlich aus der endlosen Zahl kosmischer Himmelskörper hervorstechen wäre es legitim, unser Sonnensystem mit seinem Zentralgestirn gleichzusetzen. Dieser gigantische Gasball setzt sich zur Zeit aus ca. 75 Prozent Wasserstoff, 23 Prozent Helium und 2 Prozent schwerere Elemente zusammen, wobei durch den nuklearen Fusionsprozess der Wasserstoffanteil langsam, aber stetig sinkt. Die Temperatur im Zentrum liegt bei etwa 16.000.000° Kelvin, während der Druck im Kernbereich unserer Sonne unvorstellbare 10¹⁶

Pascal beträgt.

Obwohl unser Zentralgestirn im Vergleich zum Leben und Sterben anderer Sterne ein ausgesprochen angenehmer und ruhiger Vertreter ist und dies bis zu seinem absehbaren Verlöschen in einigen Milliarden Jahren wohl auch die längste Zeit bleiben wird, so stellt sich die Sonne bei näherer Betrachtung doch keineswegs als statisch, sondern vielmehr als ein von dynamischen Prozessen gekennzeichneter Himmelskörper dar. Am bekanntesten sind sicherlich die so genannten Sonnenflecken, Regionen an der Sonnenoberfläche mit geringerer Temperatur, die deswegen dunkler erscheinen.

Die Häufigkeit und Intensität dieser Sonnenflecken wie überhaupt die gesamte Aktivität der Sonne ändert sich regelmäßig mit einer Periode von durchschnittlich 11,07 Jahren, d.h. etwa alle elf Jahre gibt es ein Maximum solarer Aktivität, dem jeweils rund fünfeinhalb Jahre später ein Aktivitätsminimum folgt. Auf der Erde machen sich diese unterschiedlichen Aktivitätsniveaus der Sonne unter anderem in Gestalt vermehrter oder verminderter Polarlichter bemerkbar, weil der diese Erscheinungen verursachende „Sonnenwind“ aus geladenen Partikeln ebenfalls im 11-Jahres-Rhythmus seine Intensität ändert (was übrigens auch die Satellitenbetreiber spüren, da die von der Sonne ausgehenden Teilchenströme der Elektronik von Satelliten und Raumsonden gefährlich werden können). Weniger bekannt ist, dass auch das gigantische Magnetfeld der Sonne, das oft bis über die Umlaufbahn von Pluto in den Weltraum hinausreicht, alle elf Jahre umgepolt wird: immer wenn es zu einem solaren Aktivitätsmaximum kommt erfolgt eine Reorganisation des Magnetfelds der Sonne, so dass in diesem Fall sogar ein 22-jähriger Sonnenzyklus vorliegt.

Interessanterweise ist das Sonneninnere vollständig dunkel (wenn man denn hineinschauen könnte), da die dort erzeugte Strahlung hochenergetisch ist und damit weit ausserhalb der Wellenlänge des sichtbaren Lichts liegt. Erst auf ihrem Weg zur Oberfläche wird die Strahlung durch Energieverluste, die sie aufgrund von Kollisionen mit Sonnenmaterie erleidet, soweit abgeschwächt, dass sie schließlich die Sonne auch als sichtbares Licht verläßt.

Missionen

Die Sonne war seit jeher Ziel von Raumsonden. Als Ergänzung zu der erdgebundenen Sonnenbeobachtung können ausserhalb der Erdatmosphäre auch Strahlungsarten und Partikelströme untersucht werden, die aufgrund der abschirmenden Wirkung unserer Atmosphäre und des Erdmagnetfeldes von der Erdoberfläche aus nicht zu beobachten sind. Dieses Kapitel bietet in chronologischer Reihenfolge einen kurzen Überblick über die wichtigsten Forschungsmissionen.

Im Februar 2002 startete die Forschungssonde HESSI („High Energy Solar Spectroscopic Imager“), um von einer Erdumlaufbahn in ca. 600 km Höhe aus erstmals solare Flares auch im Bereich der Röntgen- und Gammastrahlung zu beobachten. Die so genannten „solaren Flares“ sind gigantische Explosionen, die in der Nähe von Sonnenflecken auftreten und in wenigen Minuten enorme Mengen an Strahlung und geladenen Teilchen ins Weltall ausstoßen.

Die im August 2001 gestartete Sonde Genesis kreist in etwa 1,5 Millionen Kilometern Entfernung von der Erde um den so genannten Lagrange-Punkt 1, wo die Schwerkraft von Erde und Sonne die Sonde in einem Orbit auf der Linie Erde-Sonne hält, um dort von Dezember 2001 bis April 2004 eine winzige Menge des „Sonnenwindes“ einzufangen – ein konstanter, von der Sonne ausgehender Partikelstrom. Anschließend wird Genesis zur Erde zurückkehren, wo die Kapsel mit dem gesammelten Untersuchungsmaterial dann in die Erdatmosphäre eintauchen und an einem Fallschirm herabsinken wird, bevor sie noch in der Luft von einem Hubschrauber aus eingefangen werden soll (dadurch sollen Beschädigungen der Kapsel beim Aufprall auf die Erdoberfläche vermieden werden). Die Wissenschaftler hoffen durch die Untersuchung des Sonnenwindes Erkenntnisse über die Materiezusammensetzung zur Zeit der Entstehung unseres Sonnensystem zu erhalten.

Die europäisch-amerikanische Raumsonde SOHO („Solar and Heliospheric Observatory“) startete im Dezember 1995 ebenfalls zum Lagrange-Punkt 1, wo sie seitdem mit einem Bündel von 12 Instrumenten die Sonne beobachtet (mit bisher nur einer größeren Unterbrechung von vier Monaten im Jahr 1998 aufgrund technischer Probleme). Das Sonnenobservatorium SOHO war eines der herausfordernsten Gemeinschaftsprojekte von ESA und NASA in den 1990er Jahren. Aufgrund ihrer Beobachtungsposition am Lagrange-Punkt 1 ist SOHO die erste Raumsonde, die eine ununterbrochene Sonnenbeobachtung erlaubt – alle Vorgängersonden kreisten auf verschiedenen Erdumlaufbahnen und waren deshalb regelmäßig im Erdschatten, was natürlich eine Sonnenbeobachtung während dieser Zeit unmöglich macht. SOHO soll neue Erkenntnisse über die interne Struktur der Sonne und der äußeren Sonnenatmosphäre liefern sowie den Sonnenwind studieren, ein ständig von der Sonne aus ins Weltall geblasener Strom ionisierten Gases.

Ebenfalls als europäisch-amerikanische Koproduktion wurde Ulysses im Oktober 1990 von der Raumfähre Discovery aus gestartet und flog zunächst zum Jupiter, um mit dessen Hilfe die Bahnebene der Erde (die sogenannte Ekliptik) zu verlassen. Durch dieses im Februar 1992 erfolgte Manöver wurde das Raumfahrzeug auf eine Umlaufbahn um die Sonne gebracht, die eine Neigung der Bahnebene zur Ekliptik von ca. 80° aufweist, so dass Uylsses seitdem die Bahnebenen der meisten Planeten beinahe im rechten Winkel schneidet und die Flugbahn die Sonde über die Pole unserer Sonne hinwegführt – und genau das war der Sinn dieses Flugmanövers, da die Wissenschaftler Daten über den Sonnenwind und verschiedene von der Sonne ausgehende Strahlungsarten aus diesen bisher unerforschten Bereichen des Sonnensystems haben wollten. Die stark elliptische Umlaufbahn um die Sonne mit einer Umlaufdauer von 6,2 Jahren hat die Raumsonde zuletzt im November 2000 über den Südpol und im Oktober 2001 über den Nordpol der Sonne geführt.

Fakten

Verwandte Artikel:

• Es stürmt die Sonne
• Spektralanalyse

Verwandte Webseiten:

• HESSI-Homepage (englisch)
• SOHO-Homepage der ESA (englisch)
• Genesis-Homepage der NASA (englisch)
• Ulysses-Homepage der ESA (englisch)
• Die Neun Planeten: Sonne
• Solarviews.com (englisch/deutsch)

Diskussion zu diesem Artikel

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Ein Beitrag von Michael Stein. Quelle: ESA.

Grundlagen der Fernbeobachtung
Alle Beobachtungsinstrumente an Bord von ENVISAT kann man zunächst einmal als Empfänger beschreiben, die von der Erde ausgehende Strahlung verschiedener Wellenlängen registrieren. Sie nutzen den Umstand aus, dass alle Objekte und Prozesse auf der Erde – und natürlich auch in der Erdatmosphäre – elektromagnetische Strahlung mit verschiedensten Wellenlängen und Frequenzen aussenden, absorbieren oder reflektieren. Bei diesem Vorgang werden der elektromagnetischen Strahlung „Fingerabdrücke“ in Form von spektralen Absorptions- oder Emissionslinien aufgeprägt, die für jedes Objekt und jeden Prozess charakteristisch sind. Ein Beispiel: Die Blätter von Pflanzen absorbieren („schlucken“) das gesamte sichtbare Licht mit Ausnahme des von uns als „grün“ bezeichneten Anteils – weshalb wir ihre Farbe als „grün“ wahrnehmen. Aus dem Absorptionsspektrum eines pflanzlichen Blattes lässt sich sogar erkennen, ob die Pflanze an Trockenheit leidet, da sich dann dieses Spektrum geringfügig verändert. Eine genauere Beschreibung der so genannten Spektralanalyse, mit der die spektralen „Fingerabdrücke“ registriert werden können, finden Sie in unserem Artikel zu diesem Thema.
 
Die meisten Instrumente an Bord von ENVISAT analysieren sichtbares Licht sowie das so genannte „Nahe Infrarot“ (der sich am roten Ende des sichtbaren Lichts anschließende Wellenbereich) und Mikrowellen. Die Messung der infraroten Strahlung erlaubt zum Beispiel Aussagen über die Temperatur der Erdoberfläche sowie von verschiedenen Schichten der Atmosphäre.
 
Die Beobachtungsinstrumente lassen sich in aktive und passive Instrumente unterteilen. Während die passiven Instrumente einfach die von der Erdoberfläche bzw. Atmosphäre kommende Strahlung registrieren, senden aktive Instrumente Strahlungspulse aus und registrieren anschließend die dadurch ausgelösten Reflektionen. ENVISAT hat Instrumente beider Typen an Bord.
 
Instrumente zur Atmosphärenbeobachtung
Vier der wissenschaftlichen Beobachtungsinstrumente an Bord von ENVISAT sind ausschließlich oder teilweise für die Beobachtung von Zuständen und Prozessen in unserer Atmosphäre verantwortlich.
Da ist zum einen MERIS („Medium Resolution Imaging Spectrometer“), mit dessen Hilfe unter anderem Daten über die Wolkenbildung und die Luftfeuchtigkeit der Atmosphäre gewonnen werden können. Auch das Ausmaß des von Wolken reflektierten Sonnenlichts im sichtbaren und infraroten Bereich des Wellenspektrums wird von MERIS bestimmt.
 
Das Instrument GOMOS („Global Ozone Monitoring by Occultation of Stars“) nutzt das Licht von über dem Horizont aufgehenden Sternen, um durch Analyse des Lichtspektrums nach dem Durchgang durch die Erdatmosphäre Aussagen über den Gehalt von Ozon und Wasserdampf treffen zu können. Diese Messungen sind in Höhenschichten von 20 bis 200 km möglich und erlauben in Zusammenarbeit mit anderen ENVISAT-Instrumenten dreidimensionale Abbildungen der Ozonschicht.
 
Der „Michelson Interferometer for Passive Atmospheric Sounding“ (MIPAS) arbeitet im infraroten Spektralbereich und ist in der Lage, verschiedenste Spurengase zu erkennen und unterscheiden. Diese Fähigkeit ermöglicht es, sowohl die Verteilung und Konzentration von Industrieabgasen wie auch von Treibhausgasen zu ermitteln. Die Informationen über chemische und physikalische Prozesse in der Stratosphäre sind auch für Prognosen über die zukünftige Entwicklung der Ozonschicht von Bedeutung.
 
Das vierte und letzte Instrument, welches die Atmosphäre als Untersuchungsgegenstand zum Ziel hat, ist das größtenteils in Deutschland entwickelte und gebaute SCIAMACHY („Scanning Imaging Absorption Spectrometer for Atmospheric Chartography„). Dieser leistungsfähige Atmosphären-Sensor nimmt Messungen sowohl in einem bis zu 960 km breiten Streifen direkt unter ENVISAT wie auch in Richtung des Horizonts vor. Die annährend simultane Kombinationen dieser Beobachtungsmodi ermöglicht es, im Zeitverlauf ein dreidimensionales Bild der Atmosphäre zu erstellen. Dabei kann SCIAMACHY in Höhenschichten von bis zu 100 km verschiedenste chemische Moleküle, Aerosole und Wolken registrieren. Dadurch soll das Wissen über Austauschprozesse zwischen den verschiedenen Atmosphärenschichten erweitert werden wie auch neue Daten über die Dotierung der einzelnen Atmosphärenschichten mit Spurengasen gewonnen werden. Auch die Auswirkung natürlicher Ereignisse auf die Atmosphäre (wie Vulkanausbrüche oder Veränderungen der Sonnenaktivität) können mit Hilfe dieses Instruments studiert werden.

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