(Bildnachweis: NASA/Johns Hopkins APL/Steve Gribben)
Am 6. November flog die Parker Solar Probe der NASA bis auf 376 Kilometer an der Venusoberfläche vorbei. Der Zweck dieses nahen Vorbeiflugs bestand darin, ein Manöver zur Unterstützung der Schwerkraft durchzuführen, bei dem die Sonde einen Teil des Schwungs der Venus stehlen würde, um die Umlaufbahn des Raumfahrzeugs zu ändern und sich selbst noch näher an die Sonne zu bringen.
Die Parker Solar Probe hatte bereits mehrere nahe Vorbeiflüge an der Sonne unternommen, aber der jüngste Vorbeiflug war der nächste, der sich der Sonnenoberfläche bis auf etwa 6 Millionen km (3,8 Millionen Meilen) näherte. Das ist weniger als das Neunfache des Sonnenradius.
Im Moment der größten Annäherung war Parker mit einer Geschwindigkeit von fast 700.000 km/h unterwegs und ist damit das schnellste Objekt, das jemals von Menschen entwickelt wurde. Um Ihnen ein Gefühl dafür zu geben, wie schnell das ist, gibt uns Parker die seltene Gelegenheit, die Einheiten zu wechseln: Wir können seine Geschwindigkeit vernünftigerweise als 0,06 % der Lichtgeschwindigkeit ausdrücken.
Das Ziel der Parker Solar Probe Mission ist es, die Geheimnisse der Korona der Sonne, ihrer äußeren Atmosphäre, zu erforschen. Insbesondere wissen wir seit Jahrzehnten, dass die sichtbare Oberfläche der Sonne, die Photosphäre, eine Temperatur von einigen tausend Kelvin hat, die Korona selbst jedoch Millionen von Kelvin.
Das Ziel der Parker Solar Probe Mission ist es, die Geheimnisse der Korona der Sonne, ihrer äußeren Atmosphäre, zu erforschen. Insbesondere wissen wir seit Jahrzehnten, dass die sichtbare Oberfläche der Sonne, die Photosphäre, eine Temperatur von einigen Tausend Kelvin hat, die Korona selbst jedoch Millionen von Kelvin aufweist.
Es ist, als würde man eine Glühbirne einschalten, und die Birne fühlt sich warm an, aber die Luft um sie herum ist tausendmal heißer. Was ist da los?
Wir wissen, dass die Korona nicht durch normale Wärmeübertragungsprozesse aufgeheizt werden kann, da dies gegen den zweiten Hauptsatz der Thermodynamik verstoßen würde – die kühlere Oberfläche kann keine Wärme an die wärmere Korona abgeben. Es muss sich also um einen anderen Prozess handeln, an dem Magnetfelder beteiligt sind, die eine große und dynamische Rolle in der Physik der Korona spielen.
Ironisch gesehen braucht man gar nicht so viel Energie, um die Korona aufzuheizen, und das liegt an der Rolle, die Helium in der Berechnung spielt.
Helium macht etwa 25 % der Sonnenmasse aus. Die Temperaturen in der Photosphäre sind so kühl, dass Helium, das normalerweise zwei Elektronen trägt, eines davon verliert. Wir nennen dies einen teilweise ionisierten Zustand. Dadurch kann das Helium sehr viel Strahlung abgeben, was zum allgemeinen Leuchten der Sonne beiträgt. Aber es hält auch die Temperatur im Zaum, denn es gibt eine einfache „Fluchtmöglichkeit“ für die Wärme der Sonne.
Wenn es jedoch etwas wärmer wird, verliert das Helium sein anderes Elektron, und es wird vollständig ionisiert. Dadurch wird es viel, viel schwerer, Strahlung abzugeben, was bedeutet, dass es die Wärme viel besser einfangen kann. Sonnenphysiker nennen diesen Übergang „Verdampfung“, in Analogie zum Kochen von Wasser, um Dampf zu erzeugen.
Das Ergebnis ist, dass man gar nicht so viel Energie braucht – etwa 1 Kilowatt pro Quadratmeter – um die Korona auf lächerlich hohe Temperaturen zu erhitzen. Das ist so, als würde man die Oberfläche der Sonne mit Geschirrspülern bedecken, was weniger als 0,0025 % der gesamten von der Sonne ausgestrahlten Energie ausmacht.
Das bedeutet, dass wir, egal was wir zum Aufheizen der Korona verwenden, sehr, sehr ineffizient damit umgehen können, und es wird wahrscheinlich immer noch den Zweck erfüllen.
Und genau hier kommt die Parker Solar Probe ins Spiel. Um diese Region der Sonne zu untersuchen, ist die Sonde mit vier Instrumentenpaketen ausgestattet: FIELDS, WISPR, IS-O-IS und SWEAP. Diese Instrumente arbeiten zusammen, um die Korona selbst, den Sonnenwind (den Strom geladener Teilchen, der von der Korona ausgeht) und die Photosphäre zu untersuchen und ein vollständiges Bild zu erstellen.
Und so entdeckte Parker, dass seltsame Wellen von Magnetfeldenergie, so genannte Switchbacks, eine entscheidende Rolle beim Aufheizen der Korona spielen.
Ein Switchback beginnt in der turbulenten Photosphäre, wo Plasmaströme ständig zur Oberfläche aufsteigen und wieder abfallen. Manchmal können sich Regionen mit intensiver magnetischer Energie bilden, in denen sich viele Feldlinien ineinander verheddern. Einige dieser Felder sind gerade und zeigen von der Sonne weg. Andere schlängeln sich in Form eines riesigen Hufeisens zur Oberfläche zurück.
Wenn diese beiden Arten von Magnetfeldern aneinander stoßen, können sich die Linien trennen und wieder verbinden und einen riesigen S-förmigen Knick in den Feldlinien bilden. Dieser Knick, der als Switchback bezeichnet wird, verläuft von der Sonne weg und tief in die Korona hinein.
Schließlich löst sich der Knick auf und gibt seine Energie ab. Astronomen sind der Meinung, dass dies einer der wichtigsten – wenn nicht sogar der wichtigste – Weg ist, wie die Sonne ihre Korona aufheizt.
Diese Forschung ist besonders wichtig, weil Magnetfelder auch die Entwicklung des Weltraumwetters steuern, bei dem sich Plasmastürme von der Sonne lösen und durch das Sonnensystem fliegen. Das Weltraumwetter hat einen enormen Einfluss auf Satelliten, die bemannte Raumfahrt und sogar auf unsere Stromnetze. Je mehr wir also über die komplexe Rolle der Magnetfelder in allen Regionen der Sonne wissen, desto besser können wir Sonnenstürme aller Art vorhersagen und planen.
