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Im Höllenfeuer unserer Sonne


Sterne und Weltraum - epaper ⋅ Ausgabe 9/2018 vom 10.08.2018

Die NASA-Sonde Parker Solar Probe soll grundlegende Fragen der Sonnenphysik klären und sich dazu unserem Zentralgestirn bis auf wenige Millionen Kilometer annähern. Damit dringt sie in einen Bereich des sonnennahen Weltraums vor, der noch nie vor Ort erforscht wurde.


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Bildquelle: Sterne und Weltraum, Ausgabe 9/2018

Kurzzeitig wird sich die US-Raumsonde Parker Solar Probe bis auf etwa sechs Millionen Kilometer unserer Sonne annähern (künstlerische Darstellung). Ein spezieller Hitzeschild vorne an der Sonde schützt die Technik und die Elektronik vor extremen Temperaturen von bis zu 1400 Grad Celsius.


NASA / Johns Hopkins University Applied Physics ...

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... Laboratory / Steve Gribben

Noch nie ist eine menschengemachte Sonde unserem Zentralgestirn so nahe gekommen: Die Parker Solar Probe der NASA soll sich nach ihrem Start am 6. August 2018 nach einer Reihe von Vorbeiflügen an der Venus im Jahr 2025 der Sonnenoberfläche bis auf sechs Millionen Kilometer annähern. Die ursprünglich als »Solar Probe Plus« bezeichnete Raumsonde wurde am 31. Mai 2017 zu Ehren des Wissenschaftlers Eugene Newman Parker (geb. 1927) in »Parker Solar Probe« umbenannt. Parker leitete Ende der 1950er Jahre die theoretischen Grundlagen der Entstehung des von ihm so genannten Sonnenwinds ab, ein von der Sonne ausgehender kontinuierlicher Strom elektrisch geladener Teilchen. Er erklärte ihn als ein magnetisiertes Plasma, dessen physikalische Prozesse auch energiereiche Teilchenstrahlung im Weltraum erzeugen können. Entdeckt hatte den Sonnenwind schon im Jahr 1951 der deutsche Astrophysiker Ludwig Biermann (1907 – 1986) anhand der Beobachtung des Verhaltens von Kometenschweifen (siehe auch SuW 1/1974, S. 9).

Die bisher engsten Annäherungen an die Sonne gelangen den beiden deutschamerikanischen Helios-Raumsonden in den 1970er Jahren. Sie kamen an unser Tagesgestirn bis auf 42 Millionen Kilometer heran, das sind weniger als ein Drittel der Entfernung Erde – Sonne und ist deutlich innerhalb der Umlaufbahn des sonnennächsten Planeten Merkur. Die beiden Sonden untersuchten die Partikel des Sonnenwinds, das interplanetare Magnetfeld und die Staubverteilung im inneren Sonnensystem. Die Parker Solar Probe wird dagegen mit einer Geschwindigkeit von rund 190 Kilometern pro Sekunde und bei Temperaturen von bis zu 1400 Grad Celsius erstmals die äußere Sonnenatmosphäre, die Korona, durchfliegen. Mit den dabei gewonnenen Messdaten erhoffen sich die Forscher Aufschluss über die Ursprünge und Beschleunigungsmechanismen des Sonnenwinds.

IN KÜRZE

■ Die Parker Solar Probe ist die erste Raumsonde, die in das unmittelbare Umfeld der Sonne vordringt.
■ Sie erforscht den Sonnenwind und die äußere Atmosphäre der Sonne, die Korona.
■ In den Jahren 2024 und 2025 wird sich die Parker Solar Probe unserem Tagesgestirn bis auf drei Sonnendurchmesser annähern und die Korona direkt durchfliegen.

Die Parker Solar Probe wird die Korona, die äußere Atmosphäre der Sonne, direkt durchfliegen. Das Bild entstand am 21. August 2017 über Wyoming.


Sebastian Voltmer

Der große dunkle Bereich in der Scheibenmitte ist ein Loch in der Sonnenkorona und war der Ursprung eines schnellen Sonnenwindstroms zur Erde. Das Bild nahm das Solar Dynamics Observatory (SDO) im Oktober 2015 im extremen Ultravioletten auf.


NASA / SDO and the AIA, EVE, and HMI science teams

Sonnenkorona, Sonnenwind und Sonnenstürme

Die äußere Atmosphäre der Sonne, die Sonnenkorona, ist für das bloße Auge nur bei totalen Sonnenfinsternissen und nur für wenige Minuten sichtbar (siehe Bild links). Sie erreicht nur etwa ein Millionstel der Helligkeit der sichtbaren Sonnenoberfläche, der Photosphäre. Bis zu etwa drei Sonnenradien Abstand vom Sonnenrand sehen wir dann helle Strukturen beziehungsweise ein heißes, ionisiertes und magnetisches Gas, dessen Elektronen das Sonnenlicht streuen. Dagegen überstrahlt in größeren Abständen von der Sonne an Staub gestreutes Licht, die so genannte FKorona, die koronalen Strukturen.

Die Koronastrukturen werden durch die photosphärischen Magnetfelder auf der sichtbaren Sonnenoberfläche erzeugt. Sie unterliegen kontinuierlichen Änderungen im Bereich von Sekunden bis hin zu den Zeitspannen des elfjährigen Sonnenfleckenzyklus. Aus der Sonnenkorona entspringt ein quasi kontinuierlicher Strom ionisierter, also elektrisch geladener, Wasserstoff- und Heliumteilchen sowie zugehöriger Elektronen. Er führt das Magnetfeld der Sonne in den Weltraum mit sich und ruft elektrische Felder gegenüber den von ihm umströmten Kometen und Planeten hervor. Erstmals direkt untersuchten den Sonnenwind die Raumsonden Luna 1 im Jahr 1959 und Mariner 2 im Jahr 1962 mit ihren Bordinstrumenten.

Durch Wechselwirkung des Erdmagnetfelds mit dem Sonnenwind kommt es in den markierten Bereichen zu einem magnetischen Kurzschluss, einer Rekonnexion. Diese führen zu starken elektrischen Strömen in der höheren Erdatmosphäre im Bereich von 80 bis 100 Kilometern über dem Erdboden.


NASA / SuW-Grafik

Die beiden deutsch-amerikanischen Raumsonden Helios 1 und Helios 2 wurden 1974 und 1976 gestartet. Sie ermittelten nahe der Erdumlaufbahn zahlreiche Parameter des Sonnenwinds (siehe Tabelle S. 36 oben).

Seit den 1960er Jahren registriert eine Vielzahl von Satelliten den Sonnenwind. Heute wird er kontinuierlich von den Sonden ACE (Advanced Composition Explorer) und DSCOVR (Deep Space Climate Observatory) gemessen. Sie befinden sich im Abstand von 1,5 Millionen Kilometern zur Erde im Orbit um den so genannten Lagrangepunkt L1 des Systems Sonne-Erde. Dort herrscht ein dynamisches Gleichgewicht der jeweiligen Anziehungskräfte, so dass sich hier Raumsonden für lange Zeit ohne großen Treibstoffbedarf aufhalten können.

Durch zeitgleiche Beobachtungen der Sonne im Röntgenlicht und im extremen Ultravioletten wissen wir heute, dass der schnelle Sonnenwind den so genannten koronalen Löchern entspringt (siehe Bild S. 36 unten). Je nach Geschwindigkeit benötigt der Sonnenwind von dort zur Erde noch 15 bis 60 Minuten, so dass sich mit den Daten von ACE und DSCOVR erdmagnetische Stürme und Polarlichter wenigstens kurzfristig vorhersagen lassen.

Die Sonnenwinddaten werden schon ein bis drei Minuten nach ihrer Messung und damit annähernd »live« durch die US-amerikanische Weltraumwetterbehörde NOAA, die National Atmospheric and Oceanic Administration, online zur Verfügung gestellt. Das von der Universität Göttingen geleitete Weltraumwetterprojekt AFFECTS (Advanced Forecast For Ensuring Communications Through Space) stellt kontinuierlich Sonnenwindmessungen einschließlich der im Folgenden erläuterten erdmagnetischen Aktivität zur Verfügung. Speziell entwickelte Software schickt bei stürmischen Sonnenwindzeiten sogar Warnmeldungen nahezu in Echtzeit auf Smartphones.

Am 28. Oktober 2003 beobachtete die Raumsonde SOHO einen besonders starken Sonnensturm. Von links nach rechts sind die Sonnenflecken im sichtbaren Licht, die Korona im extremen Ultravioletten, der koronale Massenauswurf unmittelbar nach seiner Entstehung und seine Expansion in den interplanetaren Raum kurze Zeit später zu sehen. In den beiden rechten Aufnahmen mit größerem Sichtfeld befindet sich die Sonne (weißer Kreis) hinter der Scheibe des Koronografen.


NASA / ESA / SOHO / MIDI / EIT / LASCO-Konsortium

Die Parker Solar Probe im Überblick

Als erste Raumsonde stößt die Parker Solar Probe (PSP) in die unmittelbare Nähe unserer Sonne vor. Ihr Startfenster öffnete sich am 31. Juli und schloss sich am 19. August 2018. Als Startvehikel diente ihr eine Delta IV Heavy, eine der leistungsstärksten US-Trägerraketen. Zunächst tritt PSP in verschiedene elliptische Umlaufbahnen um die Sonne ein, deren Umlaufperioden zwischen 168 und 88 Tage betragen. Während der siebenjährigen Primärmission sind 24 Sonnenumläufe vorgesehen, wobei die Sonde sieben Mal dicht an der Venus vorbeifliegt, um ihren sonnennächsten Abstand immer weiter zu verringern (siehe Grafik unten). In den Jahren 2024 und 2025 sind die dichtesten Annäherungen an die Sonne vorgesehen. PSP nähert sich dabei unserem Tagesgestirn bis auf sechs Millionen Kilometer an, also etwa seinem dreifachen Durchmesser. Dabei wird sich die Sonde mit bis zu 190 Kilometer pro Sekunde bewegen und damit zum schnellsten Objekt aus Menschenhand.

Nur innerhalb von elf Tagen pro Umlauf, wenn sich PSP in einem Abstand von weniger als 0,25 Astronomischen Einheiten zur Sonne befindet, zeichnet die Sonde Messdaten auf, die später zur Erde übertragen werden.

Der annähernd zylindrische Sondenkörper ist drei Meter lang und einen Meter breit (siehe Bilder auf S. 39). Geschützt wird er von einem 11,4 Zentimeter dicken Hitzeschild aus Kohlefaser-Verbundstoffen. Die Gesamtmasse liegt bei 685 Kilogramm. Wegen der großen Nähe zur Sonne reichen 1,6 Quadratmeter Solarzellen zur Energiegewinnung aus. Um die Abwärme der Elektronik und der Instrumente abzuführen, ist PSP mit einer klappbaren Radiatorenfläche unterhalb des Hitzeschilds mit einer Abstrahlfläche von vier Quadratmetern ausgestattet.

Die Sonde ist in allen drei Achsen stabilisiert und nutzt sowohl Kreisel als auch Hydrazin-Raketentriebwerke zur Ausrichtung, Lagekontrolle und Feinregulierung ihrer Bahn. Sie übermittelt ihre Daten mit einer 60 Zentimeter großen Hauptantenne mit einer maximalen Datenrate von 167 Kilobit pro Sekunde, wenn sie sich in Erdnähe befindet. Die Übertragung erfolgt mit einem 34 Watt starken Sender, der im Ka-Band bei der Frequenz 26,5 bis 40 Gigahertz arbeitet.

Betrieben wird die Parker Solar Probe vom Operation Center am Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory in Laurel, Maryland. Das dortige Missions Operations Center bezieht die Beobachtungsplanungen für die einzelnen Instrumente von den jeweiligen Institutionen, zum Beispiel WISPR vom Naval Research Laboratory, Washington, DC, unter Mitwirkung des Science Planning Teams für die Gesamtmission.

Die Parker Solar Probe wird in sieben Jahren 24 Umläufe um die Sonne absolvieren. Insgesamt sieben Vorbeiflüge an der Venus sind notwendig, um die Sonde dicht an unser Zentralgestirn heranzuführen.


JHU / APL, NASA / SuW-Grafik

Ändert sich der Sonnenwind in Bezug auf seine Geschwindigkeit und Dichte sowie der mit ihm verbundenen Magnetfeldstärke und Richtung, werden stärkere und schwächere erdmagnetische Variationen am Erdboden registriert. Insbesondere zeigen sich starke Schwankungen dann, wenn das Magnetfeld des Sonnenwinds entgegengesetzt zum Magnetfeld der Erde ausgerichtet ist. Dann kommt es in einem Abstand von etwa zehn Erdradien in Richtung zur Sonne zu einem magnetischen Kurzschluss, genannt magnetische Rekonnexion, zwischen den Feldern des Sonnenwinds und der Erde (siehe Grafik S. 37 oben). Infolgedessen erzeugt die Umströmung des Erdmagnetfelds durch den Sonnenwind wiederum Rekonnexionsprozesse auf der Nachtseite. Zudem wird das Erdmagnetfeld zu einem langen Schweif ausgezogen. Die Rekonnexionsprozesse führen letztlich zu elektrischen Strömen in der höheren Erdatmosphäre etwa 80 bis 100 Kilometer über dem Erdboden.

Durch die Rekonnexionsprozesse im Magnetosphärenschweif werden Elektronen auf Energien im Bereich von Kiloelektronvolt beschleunigt. Sie lösen durch ihr Eintreffen in der äußeren Erdatmosphäre in einer Höhe von 100 bis 500 Kilometern Polarlichter aus. Die beschleunigten Elektronen stammen dabei ursprünglich aus der Ionosphäre. Auf Grund von stetig weiterentwickelten Satelliten- und Raumsondenmessungen ist heute bekannt, dass besonders heftige Böen des Sonnenwinds im interplanetaren Raum nach starken Eruptionen in der Sonnenkorona entstehen (siehe Bilder S. 36 unten).

In den 1970er Jahren wurden koronale Massenauswürfe, (englisch: coronal mass ejections, CMEs) entdeckt. Sie schleudern Milliarden Tonnen von Materie aus der äußeren Sonnenatmosphäre ins Weltall, was sich mit speziellen Teleskopen an Bord von Satelliten, den Koronografen, beobachten lässt. Während der Mission der beiden Helios-Sonden beobachtete der Solwind-Koronograf an Bord des die Erde umkreisenden Satelliten P78/1 koronale Massenauswürfe. Sie liefen auf die Helios-Sonden zu und wurden von diesen vor Ort untersucht. Einen besonders heftigen Sonnenwindsturm registrierte im Jahr 1981 die Raumsonde Helios 1: Bei Eintreffen der Stoßwelle stiegen dessen Geschwindigkeit, Dichte, Temperatur und Magnetfeldstärke sprunghaft an.

Die Hauptziele der Parker Solar Probe

■ Messung der Beschleunigungsprozesse des Sonnenwinds und der Mechanismen der Koronaheizung
■ Bestimmung der Struktur und Dynamik des Plasmas und des Magnetfelds in den Ursprungsregionen des Sonnenwinds
■ Messung der Beschleunigungsmechanismen energiereicher Teilchen und deren interplanetarer Transport

An Bord der Parker Solar Probe befinden sich die folgenden Instrumente unter Leitung der jeweiligen amerikanischen Institutionen (siehe Grafiken unten):
■ Solar Wind Electrons Alphas and Protons Investigation (SWEAP), Smithsonian Astrophysical Observatory, Cambridge. SWEAP misst die Plasmazusammensetzung des Sonnenwinds und seine Zustandsgrößen wie Geschwindigkeit, Dichte und Temperatur.
■ Fields Experiment (FIELDS), University of California, Berkeley. FIELDS untersucht Radiowellen sowie elektrische und magnetische Felder.
■ Integrated Science Investigation of the Sun (ISOIS), Southwest Research Institute, San Antonio. Das Instrument analysiert energiereiche Elektronen, Protonen und schwere Ionen im Energiebereich von einem Kiloelektronvolt bis 100 Megaelektronvolt.
■ Wide field Imager for Solar Probe (WISPR), Naval Research Laboratory, Washington, DC und Universität Göttingen. WISPR beobachtet im sichtbaren Licht und dreidimensional die zu durchfliegenden Strukturen der Sonnenkorona und des Sonnenwinds, woraus sich ihre zeitliche Entwicklung ableiten lässt. Damit liefern die Kameras den räumlichen Kontext zu den Messungen der anderen Instrumente. Zudem untersucht WISPR die Verteilung des interplanetaren Staubs nahe an der Sonne.

Die Parker Solar Probe ist mit einer Vielzahl von Instrumenten zur Erkundung der Sonne ausgerüstet.


JHU / APL, NASA / SuW-Grafik

Mit den kombinierten Beobachtungen von Helios und Solwind ließ sich ein weit verbreitetes Missverständnis aufklären, dass nämlich Ausbrüche auf der Sonne, die Flares, Stürme im Weltraum auslösen und für erdmagnetische Stürme verantwortlich sind. Heute wissen wir, dass vielmehr die koronalen Massenauswürfe die Stürme erzeugen und dass sie sogar ohne Flares auf der Sonne auftreten können. Genauso gibt es mitunter Flares ohne zugehörigen koronalen Massenauswurf.

Stürmisches Weltraumwetter

Im Oktober 2003 wurden die bislang letzten starken erdmagnetischen Stürme in Folge von extremen koronalen Massenauswürfen registiert. Neben spektakulären Polarlichterscheinungen auch über Mitteleuropa trat dabei eine Vielzahl von typischen Weltraumwettereffekten auf: Die Bordelektronik von manchen Satelliten fiel aus, es zeigten sich Einwirkungen auf deren Solarzellen, und einige erdnahe Satelliten verloren an Höhe. Zudem stieg die Strahlenbelastung von Astronauten und Flugzeugpassagieren. Der Funkverkehr sowie die Satellitennavigation wurden gestört und Flüge fielen aus. Des Weiteren kam es zu Korrosion in Öl-Pipelines und sogar zu einem kurzzeitigen Stromausfall in Schweden.

Die Erforschung des Weltraumwetters ist wegen der konkreten Einflüsse der Sonne auf die Funktionstüchtigkeit unserer technischen und wirtschaftlichen Infrastrukturen von großer gesellschaftlicher Bedeutung. Dies gilt umso mehr, wenn man berücksichtigt, dass der stärkste jemals registrierte erdmagnetische Sturm, das so genannte Carrington-Event, im September 1859 auftrat. Er wurde als Folge mehrerer heftiger koronaler Massenauswürfe ausgelöst und besaß einen etwa dreifach höheren Störungsgrad als alle nachfolgenden Stürme. Zahlreiche Untersuchungen verschiedener europäischer Länder befassten sich daher bereits mit den möglichen Auswirkungen eines erneuten Carrington-Ereignisses.

So kann die WISPR-Kamera an Bord der Parker Solar Probe die äußere Korona der Sonne erfassen (links): Der Beobachtungsbereich ist mit Linien angedeutet und wird anhand von Aufnahmen der STEREO-Sonden veranschaulicht (rechts). WISPR besitzt zwei Linsensysteme mit zwei sich geringfügig überlappenden Beobachtungsbereichen mit unterschiedlichem Abstand zur Sonne (rechts).


JPL / NASA / WISPR-Konsortium

Wesentliche Fortschritte zum Verständnis des Weltraumwetters erbrachte die STEREO-Mission der NASA, das Solar Terrestrial Relations Observatory. Dabei handelt es sich um zwei nahezu baugleiche Satelliten mit jeweils einem Satz von fünf Kameras an Bord, die zusammen mit der Erde um die Sonne kreisen und sich auf ihrer Umlaufbahn kontinuierlich voneinander entfernen. Der Winkel zwischen dem der Erde vorauseilenden Satelliten STEREO-A (Ahead) und der Linie Sonne – Erde vergrößert sich pro Jahr um etwa 22 Grad. Gleiches gilt für den Satelliten STEREO-B (Behind), nur in entgegengesetzter Richtung. Seit dem Start im Jahr 2006 haben die Satelliten die Sonne mehrfach umrundet und bewegen sich nun wieder auf die Erde zu. Da die ursprüngliche Missionsdauer auf drei Jahre festgelegt war, hat die STEREO-Mission, wie einige andere Weltraummissionen auch, mittlerweile ein Vielfaches ihrer geplanten Lebensdauer erreicht.

Aus der speziellen Umlaufbahn der STEREO-Satelliten nahmen die Kameras erstmals stereoskopische Bilder koronaler Massenauswürfe auf und verfolgten diese über die gesamte Strecke von der Sonne bis hin zur Erde. Mit Hilfe von an der Universität Göttingen entwickelter Software lässt sich die Struktur von koronalen Massenauswürfen schon im Verlauf von nur ein bis drei Stunden nach ihrer Beobachtung dreidimensional modellieren und so vorhersagen, ob und wie der Auswurf die Erde trifft. Diese Messungen liefern wertvolle Informationen, denn das Entstehen koronaler Massenauswürfe und des Sonnenwinds sind im Detail noch nicht verstanden.

Die Parker Solar Probe Mission

Schon seit 1958, als Eugene Parker den Sonnenwind theoretisch beschrieb und die NASA gegründet wurde, gab es erste Pläne, mittels einer Raumsonde innerhalb der Merkurbahn den Sonnenwind und den sonnennahen Raum zu untersuchen. In den Folgejahren wurden immer wieder Sonden vorgeschlagen, die der Sonne möglichst nahekommen sollten. Zwar ließ sich mit der Ulysses-Mission der ESA der Sonnenwind auch außerhalb der Ekliptik untersuchen, aber bisher blieb der Bereich im unmittelbaren Umfeld der Sonne unerforscht.

Nach vielen technischen Entwicklungsfortschritten bildete die NASA Ende 2003 ein neues »Solar Probe Science and Technology Definition Team«, in dem auch der Autor mitgearbeitet hat. Nach einem ersten Entwurf im Jahr 2005 wurde drei Jahre später das endgültige Konzept »Solar Probe Plus« vorgestellt.

Dieses basiert auf sieben Vorbeiflügen an der Venus im Verlauf von sieben Jahren (siehe Grafik S. 38). Die Raumsonde nutzt dabei das Schwerefeld der Venus, um ihre Geschwindigkeit relativ zur Sonne zu reduzieren, damit sie immer näher an das Zentralgestirn herankommen kann. Dabei überträgt sie einen Teil ihrer Bewegungsenergie auf die Venus und »fällt« so in Richtung unseres Zentralgestirns.

Ohne diese komplizierte Bahnmanöver wären hierfür Bremsmanöver mittels Raketentriebwerken erforderlich, die riesige Mengen an Treibstoff verschlingen würden. Eine solche Raumsonde würde viele Tonnen wiegen, eine riesige Startrakete ähnlich der erst kürzlich erprobten Falcon Heavy benötigen und den Kostenrahmen der Parker Solar Probe bei Weitem sprengen. Die Raumsonde kann sich mittels der sieben Venusvorbeiflüge der Sonnenoberfläche schließlich bis auf etwa sechs Millionen Kilometer nähern. Sie durchfliegt damit den Abstandsbereich, der von den Koronografen an Bord der Sonnensonde SOHO beobachtet wird. Dagegen wird der Abstand der zukünftigen europäischen Sonnensonde Solar Orbiter Mission nie weniger als 42 Millionen Kilometer betragen, welche allerdings mit Kameras für die direkte Sonnenbeobachtung ausgestattet ist. Ihr Start ist für das Jahr 2020 vorgesehen.

Die Parker Solar Probe soll erstmals wissenschaftliche Messungen in den Ursprungsregionen des Sonnenwinds durchführen und ein bislang ungelöstes astrophysikalisches Rätsel lösen: Wie entsteht die Millionen Grad heiße Sonnenkorona über der nur einige tausend Grad heißen Sonnenoberfläche, der Photosphäre?

Diese winzigen Krater bildeten sich nach Langzeitbeschuss auf Testkörpern der Linsenmaterialien der WISPR-Kamera im Staublabor des Max-Planck-Instituts für Kernphysik in Heidelberg.


Fig. 11: Vourlidas, A. et al.: Science Reviews, DOI 10.1007/ s11214-014-0114-y, 2015

VOLKER BOTHMER ist promovierter Physiker an der Universität Göttingen und seit 2012 Leiter des Projekts CGAUSS, der deutschen Beteiligung an der Parker Solar Probe der NASA.

Die Kamera WISPR, der Wide field Imager for Solar Probe, ist seitlich an der Raumsonde angebracht (siehe Bilder oben). WISPR ist das einzige optische Teleskop an Bord und soll Aufnahmen der Sonnenkorona, des Sonnenwinds und von Sonnenstürmen in Flugrichtung machen. Im Gegensatz zum geplanten Solar Orbiter der ESA befinden sich auf der Parker Solar Probe keine Kameras, welche direkt die Sonne beobachten.

WISPR arbeitet im sichtbaren Spektralbereich und besitzt zwei unterschiedliche Beobachtungsbereiche, die sich geringfügig überlappen. Als eine der wenigen nichtamerikanischen und als einzige deutsche Institution ist die Universität Göttingen über WISPR an der Parker Solar Probe beteiligt. Die Göttinger Forscher unterstützten die Entwicklung des Instruments mit dem Projekt CGAUSS (Coronagraphic German And US Solar Probe Plus Survey). CGAUSS wird durch das Raumfahrt-Management des Deutschen Zentrums für Luft und Raumfahrt (DLR) aus Mitteln des Bundesministeriums für Wirtschaft und Energie gefördert.

CGAUSS umfasst folgende Aufgabenstellungen:
■ Einschlagtests von Staubpartikeln für die Optiken der WISPR-Kamera.
■ Modellierung der Plasma- und Staubverteilung für die Bahn der Raumsonde durch das Sonnensystem.
■ Dreidimensionale Rekonstruktion von koronalen Strukturen, Sonnenwind und koronalen Massenauswürfen, englisch: coronal mass ejections (CMEs).
■ Unterstützung der Missionskontrolle für WISPR und der Datenaufbereitung und -analyse.
■ Bereitstellung eines europäischen WISPR-Datenarchivs, einschließlich aufbereiteter Datenprodukte.

Aus den Ergebnissen der im Staublabor am Max-Planck-Institut für Kernphysik in Heidelberg unter Leitung von Ralf Srama und seinem Team durchgeführten Einschlagtests von Staubpartikeln ließen sich die Linsenmaterialien bestimmen, die gegenüber den Staubeinschlägen die geringsten Kratereffekte aufwiesen (siehe Bild S. 40 unten). Die Tests zeigten, dass die Kamera in Flugrichtung montiert werden kann, wo sie den Partikeln des interplanetaren Staubs unmittelbar ausgesetzt ist. Damit soll sie direkte Aufnahmen der zu durchfliegenden Strukturen des Sonnenwinds und der Sonnenkorona machen.

Schon vier Monate nach dem Start wird sich die Raumsonde dichter als jemals zuvor unserem Tagesgestirn nähern: bis auf eine Entfernung von 24 Millionen Kilometern oder 16 Prozent der Distanz Erde – Sonne. In den folgenden sechs Jahren kommt sie immer weiter an die Sonne heran. Dafür wurden bei CGAUSS bereits die zu erwartenden Sonnenwind-Parameter modelliert. Mit der Parker Solar Probe wird ein neues Kapitel der Erforschung unseres Tagesgestirns aufgeschlagen werden, und die beteiligten Wissenschaftler sind schon sehr auf Überraschungen gespannt.

Literaturhinweise

Biermann, L.: Kometenschweife und Korpuskularstrahlung. In: Zeitschrift für Astrophysik 29, S. 274 – 286, 1951
Biermann, L.: Neuere Entwicklungen unserer Kenntnis der Kometen. In: Sterne und Weltraum 1/1974, S. 9 – 15
Bothmer, V. et al.: The Sun as the Prime Source of Space Weather. In: Space Weather – Physics and Effects, Bothmer, V. und Daglis, Y. (Hg.), Springer 2007
Fox, N. J. et al.: The Solar Probe Plus Mission: Humanity’s First Visit to Our Star. In: Space Science Reviews, DOI 10.1007/ s11214-015-0211-6, 2015
Parker, E. N.: Dynamics of the Interplanetary Gas and Magnetic Fields. In: The Astrophysical Journal 128, S. 664 – 676, 1958
Royal Academy of Engineering, Extreme Space Weather, 2013; www.raeng.org. uk/publications/reports/space-weatherfull- report
Venzmer, M. S., Bothmer, V.: Solarwind Predictions for the Parker Solar Probe Orbit – Near-Sun Extrapolations Derived from an Empirical Solar-Wind Model based on Helios and OMNI Observations. In: Astronomy & Astrophysics 611, A36, DOI: 10.1051/0004- 6361/201731831, 2018
Vourlidas, A. et al.: The Wide-Field Imager for Solar Probe Plus (WISPR). In: Space Science Reviews, DOI 10.1007/ s11214-014-0114-y, 2015
Diverse Autoren: Unsere Sonne – Motor des Weltraumwetters . Sterne und Weltraum Special 1/2007. Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH, Heidelberg 2007

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