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

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

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

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

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• Vortragsreihe 2026 am MPS, Göttingen

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Quelle: Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP).

5. August 2021 – Mit Hilfe von optischen, zeitaufgelösten Beobachtungen des Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) haben Astronominnen und Astronomen des Leibniz-Instituts für Astrophysik Potsdam (AIP) in Zusammenarbeit mit Forschenden aus den USA und Spanien große Superflares auf jungen, kleinen Sternen untersucht. Diese Klasse von Sternen, auch „Rote Zwerge“ genannt, haben eine niedrigere Temperatur und Masse als unsere Sonne.

Viele Exoplaneten wurden um diese Art von Sternen entdeckt. Die Frage ist, ob diese Exoplaneten habitabel, also bewohnbar sind, denn Rote Zwerge sind aktiver als unsere Sonne und zeigen häufige und intensive Strahlungsausbrüche. Diese sogenannten Flares sind magnetische Explosionen in der Atmosphäre von Sternen, die intensive elektromagnetische Strahlung in den Weltraum schleudern. Große Flares sind mit der Aussendung von energiereichen Teilchen verbunden, die Exoplaneten um den ausbrechenden Stern treffen und deren Atmosphären verändern oder sogar zerstören können.

Ekaterina Ilin, Doktorandin am AIP, und das Team entwickelten eine Methode, um festzustellen, von wo auf der Oberfläche der Sterne die Flares entspringen. „Wir entdeckten, dass extrem große Flares in der Nähe der Pole von Roten Zwergen zünden und nicht an ihrem Äquator, wie es bei der Sonne typischerweise der Fall ist“, sagt Ilin. „Exoplaneten, die sich auf einer Bahn in der Ebene um den Äquator des Sterns bewegen, so wie die Planeten in unserem eigenen Sonnensystem, könnten daher weitgehend vor solchen Superflares geschützt sein, da diese nach oben oder unten aus dem Exoplanetensystem heraus gerichtet sind. Dies könnte die Aussichten für die Habitabilität von Exoplaneten um kleine Rote Zwerge verbessern. Sie wären sonst durch die energetische Strahlung und Teilchen, die mit Flares einhergehen, viel stärker gefährdet als Planeten in unserem Sonnensystem.“

Der Nachweis der polnahen Flares ist ein Beleg dafür, dass sich in der Nähe der Rotationspole von schnell rotierenden Sternen starke und dynamische Konzentrationen stellarer Magnetfelder bilden, die sich als dunkle Flecken und Flares manifestieren können. Die Existenz solcher „polaren Flecken“ wird seit langem durch indirekte Rekonstruktionstechniken wie (Zeeman) Doppler Imaging von Sternoberflächen vermutet, konnte aber bisher nicht direkt nachgewiesen werden. Dies gelang dem Team durch die Analyse von Weißlicht-Flares an schnell rotierenden M-Zwergsternen. Diese dauern lange genug an, um durch ihr Herein- und Herausrotieren auf der Sternoberfläche in ihrer Helligkeit moduliert zu werden. Die Autorinnen und Autoren konnten aus der Form der Lichtkurve direkt auf die geografische Breite der Flares schließen und zeigten außerdem, dass die Nachweismethode für alle Breitengrade gleichmäßig effizient ist. „Ich freue mich besonders, dass wir die Existenz der polaren Flecken bei solchen schnell rotierenden Sternen endlich gut belegen können. In der Zukunft wird uns dies helfen, die Magnetfeldstrukturen dieser Sterne besser zu verstehen“, ergänzt Katja Poppenhäger, Leiterin der Abteilung Sternphysik und Exoplaneten.

Die Forschenden durchsuchten das gesamte Archiv der TESS-Beobachtungen nach Sternen, die große Flares aufweisen, indem sie die Lichtkurven von über 3000 Roten Zwergen auswerteten, die insgesamt über 400 Jahren Beobachtungszeit entsprechen. Unter diesen Sternen fanden sie vier, die für die neue Methode geeignet waren. Ihre Ergebnisse zeigen, dass alle vier Flares oberhalb von ∼55 Grad geografischer Breite auftraten, also viel näher am Pol als Eruptionen und -flecken, die bei unserer Sonne normalerweise unterhalb von 30 Grad auftreten. Selbst bei nur vier Flares ist dieses Ergebnis bedeutend: Wären die Flares gleichmäßig über die Sternoberfläche verteilt, würde die Wahrscheinlichkeit, gleich vier von ihnen in solch hohen Breitengraden zu finden, bei 1 zu 1000 liegen. Dies hat Auswirkungen auf Modelle der Magnetfelder von Sternen und auf die Habitabilität von Exoplaneten, die sie umkreisen.

Originalveröffentlichung

Ekaterina Ilin, Katja Poppenhaeger, Sarah J Schmidt, Silva P Järvinen, Elisabeth R Newton, Julián D Alvarado-Gómez, J Sebastian Pineda, James R A Davenport, Mahmoudreza Oshagh, Ilya Ilyin,

Giant white-light flares on fully convective stars occur at high latitudes,

Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2021.

DOI: https://arxiv.org/abs/2108.01917

Über das Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)

Das Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP) widmet sich astrophysikalischen Fragen, die von der Untersuchung unserer Sonne bis zur Entwicklung des Kosmos reichen. Forschungsschwerpunkte sind dabei kosmische Magnetfelder und extragalaktische Astrophysik sowie die Entwicklung von Forschungstechnologien in den Bereichen Spektroskopie, robotische Teleskope und E-Science. Seinen Forschungsauftrag führt das AIP im Rahmen zahlreicher nationaler, europäischer und internationaler Kooperationen aus. Das Institut ist Nachfolger der 1700 gegründeten Berliner Sternwarte und des 1874 gegründeten Astrophysikalischen Observatoriums Potsdam, das sich als erstes Institut weltweit ausdrücklich der Astrophysik widmete. Seit 1992 ist das AIP Mitglied der Leibniz-Gemeinschaft.

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• Sternentwicklung

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Quelle: ESO ESON.

Die Ergebnisse, die heute in Nature Astronomy veröffentlicht wurden, helfen Astronomen, diese rätselhaften Sterne besser zu verstehen. Sie öffnen Türen zur Klärung anderer schwer zu lösender Rätsel der Sternastronomie.

Das Team unter der Leitung von Yazan Momany vom Astronomischen Observatorium des INAF in Padua in Italien untersuchte eine besondere Art von Sternen, die als extreme Horizontalaststerne bekannt sind – Objekte mit etwa der Hälfte der Masse der Sonne, aber vier- bis fünfmal heißer. „Diese heißen und kleinen Sterne sind etwas Besonderes, weil wir wissen, dass sie eine der letzten Lebensphasen eines typischen Sterns umgehen und vorzeitig sterben werden“, sagt Momany, der zuvor als Astronom am Paranal-Observatorium der ESO in Chile tätig war. „In unserer Galaxie werden diese merkwürdigen heißen Objekte im Allgemeinen mit einem nahen Begleitstern in Verbindung gebracht.“

Überraschenderweise scheint jedoch die große Mehrheit dieser extremen Horizontalaststerne, wenn sie in dicht gepackten Sterngruppen beobachtet werden, die Kugelsternhaufen genannt werden, keine Begleiter zu haben. Die Langzeitbeobachtung dieser Sterne durch die Forschergruppe, die mit ESO-Teleskopen durchgeführt wurde, zeigte auch, dass an diesen mysteriösen Objekten etwas mehr dran war. Bei der Untersuchung von drei verschiedenen Kugelsternhaufen stellten Momany und seine Kollegen fest, dass viele der darin enthaltenen extremen Horizontalaststerne im Laufe von nur wenigen Tagen bis zu mehreren Wochen regelmäßige Helligkeitsänderungen aufwiesen.

„Nachdem alle anderen Szenarien eliminiert worden waren, gab es nur noch eine einzige Möglichkeit, die beobachteten Helligkeitsschwankungen zu erklären“, folgert Simone Zaggia, eine Mitautorin der Studie vom Astronomischen Observatorium des INAF in Padua in Italien und ehemalige ESO-Stipendiatin: „Diese Sterne müssen von Flecken bedeckt sein!“

Flecken auf extremen Horizontalaststernen scheinen ganz anders zu sein als die dunklen Sonnenflecken auf der Sonne. Aber beide werden durch Magnetfelder verursacht. Die Flecken auf diesen heißen, extremen Sternen sind heller und heißer als die umgebende Sternoberfläche, im Gegensatz zur Sonne, wo wir Flecken als dunkle Verfärbungen auf der Sonnenoberfläche sehen, die kühler sind als ihre Umgebung. Die Flecken auf extremen Horizontalaststernen sind auch deutlich größer als Sonnenflecken und bedecken bis zu einem Viertel der Sternoberfläche. Diese Flecken sind unglaublich beständig und halten jahrzehntelang, während einzelne Sonnenflecken vorübergehend sind und nur einige Tage bis Monate überdauern. Während die heißen Sterne rotieren, erscheinen und verschwinden die Flecken auf der Oberfläche und verursachen die sichtbaren Helligkeitsveränderungen.

Neben den Helligkeitsänderungen aufgrund der Flecken entdeckte das Team auch einige extreme Horizontalaststerne, die Superflares zeigten – plötzliche Energieausbrüche und ein weiteres Anzeichen für die Existenz eines Magnetfeldes. „Sie ähneln den Flares, die wir auf unserer Sonne sehen, sind aber zehnmillionenmal energiereicher“, sagt der Mitautor der Studie, Henri Boffin, ein Astronom im deutschen Hauptsitz der ESO. „Ein solches Verhalten war sicher nicht zu erwarten und unterstreicht die Bedeutung von Magnetfeldern bei der Erklärung der Eigenschaften dieser Sterne“, sagt der Studienmitautor Henri Boffin.

Nachdem sechs Jahrzehnte lang versucht wurde, extreme Horizontalaststerne zu verstehen, haben die Astronomen nun ein vollständigeres Bild von ihnen. Darüber hinaus könnte dieses Ergebnis dazu beitragen, den Ursprung starker Magnetfelder in vielen Weißen Zwergen zu erklären, Objekten, die das letzte Stadium im Leben sonnenähnlicher Sterne darstellen und Ähnlichkeiten mit extremen Horizontalaststernen aufweisen. „Die übergeordnete Bedeutung“, so Teammitglied David Jones, ein ehemaliger ESO-Stipendiat, der jetzt am Instituto de Astrofísica de Canarias, Spanien, tätig ist, „besteht jedoch darin, dass die Helligkeitsänderungen aller heißen Sterne – von jungen sonnenähnlichen Sternen über alte extreme Horizontalaststerne bis hin zu längst verstorbenen Weißen Zwergen – alle miteinander in Verbindung gebracht werden könnten. Diese Objekte können daher so verstanden werden, dass sie kollektiv von magnetischen Flecken auf ihrer Oberfläche betroffen sind.“

Um zu diesem Ergebnis zu gelangen, benutzten die Astronomen mehrere Instrumente des Very Large Telescope (VLT) der ESO, darunter VIMOS, FLAMES und FORS2, sowie OmegaCAM, das am VLT-Survey-Teleskop (VST) des Paranal-Observatoriums angebracht ist. Außerdem setzten sie ULTRACAM am New Technology Telescope (NTT) am La-Silla-Observatorium der ESO, ebenfalls in Chile, ein. Der Durchbruch kam, als das Team die Sterne im nahen ultravioletten Teil des Spektrums beobachtete, wodurch sie die heißeren, extremen Sterne, die in Kugelsternhaufen unter den kühleren Sternen hell hervorstehen, sichtbar machen konnten.

Weitere Informationen
Diese Studie wird in der heute in Nature Astronomy (doi: 10.1038/s41550-020-1113-4) veröffentlichten Arbeit „A plage of magnetic spots among the hot stars of globular clusters“ vorgestellt.

Das Team besteht aus Y. Momany (INAF Astronomisches Observatorium von Padua, Italien [INAF Padua]), S. Zaggia (INAF Padua), M. Montalto (Abteilung für Physik und Astronomie, Universität Padua, Italien [U. Padua]), D. Jones (Instituto de Astrofísica de Canarias und Abteilung für Astrophysik, Universität La Laguna, Teneriffa, Spanien), H. M. J. Boffin (Europäische Südsternwarte, Garching, Deutschland), S. Cassisi (INAF-Astronomische Sternwarte der Abruzzen und INFN Pisa, Italien), C. Moni Bidin (Instituto de Astronomia, Universidad Catolica del Norte, Antofagasta, Chile), M. Gullieuszik (INAF Padua), I. Saviane (Europäische Südsternwarte, Santiago, Chile), L. Monaco (Departamento de Ciencias Fisicas, Universidad Andreas Bello, Santiago, Chile), E. Mason (INAF Astronomische Sternwarte von Triest, Italien), L. Girardi (INAF Padua), V. D’Orazi (INAF Padua), G. Piotto (U. Padua), A.P. Milone (U. Padua), H. Lala (U. Padua), P.B. Stetson (Herzberg Astronomie und Astrophysik, Nationaler Forschungsrat, Victoria, Kanada) und Y. Beletsky (Sternwarte Las Campanas, Carnegie Institution of Washington, La Serena, Chile).

Über die ESO
Die Europäische Südsternwarte (engl. European Southern Observatory, kurz ESO) ist die führende europäische Organisation für astronomische Forschung und das wissenschaftlich produktivste Observatorium der Welt. Die Organisation hat 16 Mitgliedsländer: Belgien, Dänemark, Deutschland, Finnland, Frankreich, Großbritannien, Irland, Italien, die Niederlande, Österreich, Polen, Portugal, Spanien, Schweden, die Schweiz und die Tschechische Republik. Hinzu kommen das Gastland Chile und Australien als strategischer Partner. Die ESO führt ein ehrgeiziges Programm durch, das sich auf die Planung, den Bau und den Betrieb leistungsfähiger bodengebundener Beobachtungseinrichtungen konzentriert, die es Astronomen ermöglichen, wichtige wissenschaftliche Entdeckungen zu machen. Auch bei der Förderung internationaler Zusammenarbeit auf dem Gebiet der Astronomie spielt die Organisation eine maßgebliche Rolle.

Die ESO verfügt über drei weltweit einzigartige Beobachtungsstandorte in Chile: La Silla, Paranal und Chajnantor. Auf dem Paranal betreibt die ESO das Very Large Telescope (VLT) und das weltweit führende Very Large Telescope Interferometer sowie zwei Durchmusterungsteleskope: VISTA im Infrarotbereich und das VLT Survey Telescope (VST) für sichtbares Licht. Am Paranal wird die ESO zukünftig außerdem das Cherenkov Telescope Array South beherbergen und betreiben, das größte und empfindlichste Gammastrahlenobservatorium der Welt. Die ESO ist zusätzlich einer der Hauptpartner bei zwei Projekten auf Chajnantor, APEX und ALMA, dem größten astronomischen Projekt überhaupt. Auf dem Cerro Armazones unweit des Paranal errichtet die ESO zur Zeit das Extremely Large Telescope (ELT) mit 39 Metern Durchmesser, das einmal das größte optische Teleskop der Welt werden wird.

Die Übersetzungen von englischsprachigen ESO-Pressemitteilungen sind ein Service des ESO Science Outreach Network (ESON), eines internationalen Netzwerks für astronomische Öffentlichkeitsarbeit, in dem Wissenschaftler und Wissenschaftskommunikatoren aus allen ESO-Mitgliedsländern (und einigen weiteren Staaten) vertreten sind. Deutscher Knoten des Netzwerks ist das Haus der Astronomie in Heidelberg.

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• Sternentwicklung

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Ein Beitrag von Lars-C. Depka. Quelle: R.A. Mewaldt et al, Dr. Tony Phillips; The California Institute of Technology, Lars-C. Depka.

Auch, wenn es zu Zeiten eines scheinbar überlangen Aktivitätsminimums schwer zu glauben ist, so kann unser Zentralgestirn doch auch anders. Wie anders, zeigte sich völlig überraschend an einem bis zu diesem Tage nicht außergewöhnlichen Sonnenfleck. Sonnenflecken werden zu unterschiedlichen Aktivitätszyklen der Sonne in heterogener Häufigkeit auf der sichtbaren Sonnenoberfläche (der Photosphäre) beobachtet und sind dort in Relation zu dem sie umgebenen Milieu Gebiete kühlerer Temperatur.
In den Gebieten mit solchen Sonnenflecken entwickeln sich über einen „normalen“ Sonnentag bis zu etwa 10 Plasma-Magnetfeldbögen, die man auch als Flares bezeichnet. Kommt es nun aus sonnenphysikalischen* Gründen zu einer Reorganisation dieser Magnetfeldbögen mit einem Ausschleudern des Plasmas, entsteht ein sogenannter Koronaler Massenauswurf (CME) oder auch eine Eruptive Protuberanz.

Größere Flares können durchaus ein Promille der Sonnenoberfläche oder das Zehnfache der Erdoberfläche einnehmen. Seit in den letzten fünf Jahren auch im Segment der H-Alpha-Beobachtung durch erschwingliche Teleskope eine Menge Bewegung gekommen ist, sind solche gewaltigen Ausbrüche auf der Sonnenoberfläche einer immer größer werdenden Anzahl von Amateurbeobachtern zugänglich.

Innerhalb des Sonnensystems stellen die Massenausbrüche der Sonne mit einem Äquivalent von mehreren hundert Millionen Wasserstoffbomben die stärksten beobachteten Explosionen dar. Man sollte also annehmen, dass Nichts in relativer Umgebung eines solchen Ereignisses wie einem Koronalen Massenauswurf überstehen würde. Noch nicht einmal ein einzelnes Atom sollte dem Teilchensturm der Sonne trotzen können, so die einhellige Auffassung und gültige Lehrmeinung.

Dass man ständig mit dem Unerwarteten, besonders in Zusammenhang mit wenig verstandenen sonnenphysikalischen Ereignissen rechnen muss, bewies dann doch der Nachweis eines Stroms energetisch neutraler und intakter Wasserstoffatome (energetic neutral hydrogen atoms ENAs), die im Zuge des Flares Anfang Dezember emittiert wurden. Auf der „Richter-Skala“ für Sonneneruptionen erreichte das Dezemberereignis einen X9-Status, was den später als E79 bezeichneten Flare zum stärksten Ereignis seiner Art der letzten dreißig Jahre machte.

Eine Stunde nach dem beobachteten Ausbruch auf der Sonne und viele weitere Stunden vor dem Eintreffen des „Hauptsturmes“ bei der Erde, wurde in einer ersten Teilchenwelle ein Protonenanstieg von 1,6 – 15 MeV (Megaelektronenvolt) registriert. Mehr als 70% aller Partikel stammten aus einem etwa 10 Breitengrade großen Gebiet auf der Sonne, dass gut mit dem zuvor beobachteten Sonnenfleck korrespondierte.

Doch nicht nur das schnelle Eintreffen der ersten Welle überraschte, sondern auch ihre Zusammensetzung widersprach der bis dahin geltenden Lehrmeinung fundamental. Zum einen bestand die erste Welle ausschließlich aus Wasserstoffatomen. Kein anderes Element, noch nicht einmal Helium (immerhin das zweithäufigste Element der Sonne), konnte nachgewiesen werden. Purer Wasserstoff flutete über mehr als 90 Minuten heran. Auch und insbesondere die völlige Unversehrtheit der Atome angesichts der gewaltsamen Entstehungshistorie führte zu radikalen Überlegungen im Zusammenhang mit der unerwarteten Natur der ersten Teilchenwelle.

Für mehr als 30 weitere Minuten nach dem Abflauen der ersten Welle herrschte absolute Ruhe, bis endlich die allgemein postulierten und durch das Flareereignis „zerstörten“ Teilchen wie Protonen und schwerere Ionen wie Helium nachgewiesen werden konnten.

Wie also konnten ausgerechnet die Wasserstoffatome einen derartigen Energieausbruch unbeschadet überstehen, und warum verspäteten sich die postulierten Ionen in der beobachteten Art und Weise? So lauteten über lange Zeit hinweg die entscheidenden Fragen, auf die erst kürzlich eine wegen ihrer Schlichtheit in ihrem ersten Teil entwaffnende Antwort gefunden wurde: Gar nicht.

Das Szenario, das die Beobachtungen am besten erklärt, geht von einem Auseinanderfallen der Wasserstoffatome in Protonen und Elektronen aus. Bevor diese Teilchen jedoch die ca. 10.000 km mächtige Chromosphäre (alle Schichten oberhalb der Photosphäre – beginnend mit der Chromosphäre – zählen zur Sonnenatmosphäre) verlassen, rekombinieren sich einzelne Protonen im Wege der sogenannten Strahlungsrekombination erneut mit einem Elektron, so dass ein intaktes Wasserstoffatom entsteht.

Die Rekombination stellt den Gegenpol zur Ionisation dar, bei der ein Ladungsträger – also das Elektron – aus einem Atom oder Molekül durch beispielsweise die Stoßionisation anderer Teilchen herausgebrochen wird. Die Rekombination verkörpert im Gegensatz dazu eine (Wieder)Vereinigung positiver und negativer Ladungsträger zu einem elektrisch neutralen Produkt, also wieder einem Atom bzw. Molekül. (Bei der Strahlungsrekombination verbindet sich ein Elektron mit einem atomaren Ion zu einem neutralen Atom und einem Photon.) Da die Ionisierung als Ladungstrennung hohe Energien benötigt, werden diese im Wege des Umkehrprozesses (der Rekombination) auch wieder abgegeben. Bevor das neu entstandene Atom neuerlich aufgebrochen wird, verlässt es, durch diese Energieabgabe auf hohen Energiegehalt beschleunigt, auf diese Weise die Chromosphäre.

Da es sich bei Ionen um elektrisch geladene Partikel handelt, unterliegen diese folgerichtig auch dem Einfluss des Magnetfelds der Sonne, so die Antwort auf den zweiten Teil der Fragestellung. Die elektrisch neutralen Wasserstoffatome passieren das Magnetfeld hingegen ohne weitere magnetische Interferenzen und konnten somit reichlich zwei Stunden vor der Ionenwelle im Raum um die Erde nachgewiesen werden.

Es stehen zwischenzeitlich eine Vielzahl Ansatzpunkte zu Verfügung, mit denen die genaue Quelle der Hydrogenemissionen durch Triangulation bestimmt werden kann. Alles, was man noch dazu braucht, ist ein bisschen Action auf unserem Zentralstern. Und genau darin liegt seit nunmehr 18 Monaten das Problem …

* Zur Verdeutlichung: Als Standardtheorie zur Entstehung von Flare-Ausbrüchen sind allgemein elektromagnetische Vorgänge innerhalb der Sonne anerkannt. Aufgrund ihrer geringeren Masse besitzen Elektronen eine höhere Geschwindigkeit als positive Ionen, die gemeinsam mit negativen Elektronen Bestandteile des Plasmas sind. Innerhalb des durch Konvektionsströmungen ständig in Bewegung gehaltenen Plasmas fließt ein elektrischer Strom, der ein Magnetfeld induziert. In einem komplexen Magnetfeld kann es getrennte Feldlinienbündel geben, die ihre Fußpunkte in verschiedenen Polen haben. Liegen nun zwei entgegengesetzt gerichtete Felder nahe beieinander, so löschen sich die Felder gegenseitig aus. Berühren sich die Plasmaschläuche in der Chromosphäre, schließen sich die Magnetfeldlinien kurz und es setzt eine magnetische Rekonnexion ein. Das heißt, die Magnetfeldstruktur ändert sich abrupt, was eine hohe Energiefreisetzung begründet, die letztlich zu den beobachteten Masseauswürfen führt. Zioutas et al machen alternativ in ihrer Arbeit „Flares as fingerprints of inner solar darkness“ auch Axionen (bislang hypothetische Elementarteilchen) aus dem Sonneninneren für einen Teil der Flares verantwortlich.

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Ein Beitrag von  Lutz Growalt

Es ist unklar, welcher weise fernöstliche Denker die Eingebung zu diesem Namen hatte – Nozomi ist das japanische Wort für „Hoffnung“ – doch gibt es unter all den Mariners, Vikings, Pathfinders und Mars Expresses wohl keine Mission, die mit einem treffenderen Namen aufwarten könnte.

Dabei hat alles so hoffnungsvoll angefangen. Damals vor fast fünf Jahren, als Nozomi am 4. Juli 1998 – auf den Tag genau ein Jahr nach der erfolgreichen Ladung von Pathfinder und dem unvergessenen Sojourner – vom japanischen Weltraumbahnhof Kagoshima seine Reise zum Mars antritt. Die erste Mission der Japaner zu den Planeten – eine planetare Forschungsmission, ausgerüstet mit 15 Experimenten und einem klaren Auftrag: Erforschung der Ionosphäre des Mars und seiner Wechselwirkungen mit dem Sonnenwind.

Der Schub der japanischen Trägerrakete reicht nicht für den direkten Schuß des 540 kg-Pakets zum Mars. So müssen zwei Ehrenrunden um Erde und Mond gedreht werden, um Schwung zu holen. Aber das tut der Hoffnung keinen Abbruch, die Verabredung Nozomis mit dem Mars steht: CU am 11. Oktober 1999.

Ende Dezember 1998, nach dem zweiten Vorbeiflug an der Erde, schlägt die freudige Erwartung zum ersten Mal in banges Hoffen um: Nach Missionsplan soll Nozomi durch eine Zündung des Bordtriebwerks auf den endgültigen Marskurs gebracht werden. Ein Ventil in der Treibstoffversorgung klemmt, das Triebwerk liefert nicht genug Beschleunigung, um den Mars zu erreichen. Zwei am folgenden Tag durchgeführte Korrekturzündungen verbrauchen dann weit mehr Treibstoff als im Budget vorgesehen – Japans Reise zum Mars scheint beendet, bevor sie richtig begonnen hat.

Bis Mitte Januar 1999 knobelt die japanische Missionskontrolle eine Notplan aus: Der fehlende Triebwerksschub soll bei Sir Isaac Newton besorgt werden, im Klartext: Nozomi fliegt auf einer Umlaufbahn um die Sonne zweimal haarscharf an der Erde vorbei und nutzt die dabei auftretende Beschleunigung, um doch noch den Weg zum Mars zu finden. Die Ankunft am Mars wird sich dadurch allerdings um vier Jahre verzögern.

Im April 2002 gerät Nozomi – diesmal völlig unverschuldet – wieder in Schwierigkeiten. Eine besonders starke Sonneneruption trifft den wackeren Kämpfer mit voller Wucht. Sechs Stunden liegt Nozomi unter heftigem Partikelbeschuß. Es kommt zu Beschädigungen an Bord: einer der beiden Bordsender kann dem Bombardement nicht standhalten und fällt aus. Durch eine unvorhergesehene Abschaltung im Energieversorgungssystem fällt ein Heizelement aus, das die Temperatur des Treibstofftanks regelt. Der Treibstoffvorrat friert daraufhin völlig ein. Zeitweise ist die Datenverbindung zur Erde stark beeinträchtigt, so daß keine Statusmeldungen von Bord mehr empfangen werden können.

Im September 2002 die erlösende Nachricht: Nozomi steht wieder im Ring. Die japanischen Flugingenieure haben die Kontrolle über Nozomi wiedergewonnen. Der verbleibende Bordsender funktioniert gut und die Ausrichtung Nozomis wird so verändert, daß der Treibstoff auftauen kann und für die unverzichtbare Kurskorrektur beim ersten Erdvorbeiflug der neuen Kursführung im Dezember 2001 zur Verfügung steht.

Vorbeiflug und Kurskorrektur gelingen, Nozomi zieht am 21. Dezember 2002 in 30.000 Kilometern Entfernung an der Erde vorbei und macht sich auf die zweite Runde um die Sonne. Das nächste Treffen mit der Erde und gleichzeitig das Lebewohl soll am 19. Juni 2003 stattfinden. Wenn alles glatt geht – und wer will daran zweifeln? – kommt Nozomi als letzter Vertreter des „Mars Trecks 2003“ im Januar 2004 am Mars an.

Und diese Rangfolge – Nozomi zuletzt – könnte sich als Vorteil herausstellen. In der internationalen Marssonden-Fliegergemeinde gibt es den Schnack vom „Great Galactic Ghoul“, einem Weltraummonster, das hinter dem Mars lauert und einen unstillbaren Appetit auf Raumsonden hat. Wer’s nicht glaubt, der sei an das knappe Dutzend russischer Mars-Missionen erinnert, das (unter manchmal ziemlich dubiosen Umständen) sang- und klanglos verschwand. Und an den Polar Lander. Und an den Climate Orbiter. In diesem Jahr ist der Tisch für den Ghoul wieder reichlich gedeckt. Da kann es nicht von Nachteil sein, der letzte Ankömmling zu sein. Denn wenn sonst nichts bleibt, dann bleibt immer noch die Hoffnung …

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