Sonde flog näher an die Sonne heran und schreibt Koronaphysik neu

Nah genug, um den Atem der Sonne zu spüren: Eine Raumsonde flog so nah an die Sonne wie nie zuvor

Anfang dieses Jahres flog eine Raumsonde näher an die Sonne als jeder andere Forschungsreisende in der Geschichte und lieferte eine Reihe von Messwerten, die Physiker dazu zwingen, ein klassisches Problem der Sonnenforschung neu zu bewerten. Die Parker Solar Probe der NASA ist wiederholt tief in die äußere Atmosphäre der Sonne eingetaucht und kam bei ihren gewagtesten Begegnungen bis auf etwa 3,8 Millionen Meilen an die sichtbare Sonnenoberfläche heran. Diese rohen In-situ-Partikel- und Feldmessungen – aufgenommen dort, wo der Sonnenwind entsteht und noch stark mit dem Magnetfeld der Sonne interagiert – werden nun mit neuen Analysewerkzeugen genutzt, um aufzudecken, wie Energie in den Wind übertragen wird und warum die Korona Millionen Grad heiß ist.

Die Parker Solar Probe startete 2018 und nutzt eine Abfolge von Venus-Gravity-Assist-Manövern, um ihr Perihel in die innere Heliosphäre abzusenken. Bei ihren engsten Passagen ist die Raumsonde in Regionen vorgestoßen, die für Heliophysiker bis vor kurzem rein theoretisches Terrain waren. Diese Nähe ist entscheidend: Instrumente an Bord der Sonde messen die Geschwindigkeitsverteilungen von Ionen und Elektronen direkt und nicht indirekt über Licht- oder Radiosignaturen aus der Ferne. Diese Verteilungen sehen nicht wie die einfachen, glockenförmigen Maxwell-Kurven aus, die viele Modelle voraussetzen; stattdessen sind sie asymmetrisch und strukturiert und tragen die Fingerabdrücke jüngster Erhitzung und Wellenaktivität.

Da die Sonde die Korona und den jungen Sonnenwind physisch durchquert, können Wissenschaftler lokale Messungen mit den Erwartungen langjähriger Theorien vergleichen. Der Datensatz ist sowohl in seiner Nähe als auch in seiner Genauigkeit außergewöhnlich: Magnetfelder, Partikelgeschwindigkeiten und -dichten, elektromagnetische Wellen über einen breiten Frequenzbereich – alles gemessen innerhalb weniger Millionen Meilen von der Sonne entfernt. Diese Kombination ermöglicht es Forschern, Heizmechanismen zu testen, zu verwerfen und zu verfeinern, über die seit mehr als einem Jahrhundert debattiert wird.

Warum der nahe Vorbeiflug der Raumsonde Hinweise auf die koronal Heizung liefert

Das jahrhundertealte Rätsel im Zentrum dieser Beobachtungen ist das Problem der Koronaheizung: Die äußere Atmosphäre der Sonne, die Korona, ist um Größenordnungen heißer als die darunter liegende sichtbare Oberfläche. Die Photosphäre liegt bei etwa 5.800 Kelvin, aber die Korona erreicht Temperaturen von Millionen Kelvin. Wie Energie von den unteren Schichten der Sonne nach oben in ein dünnes Plasma gelangt, das dennoch weitaus heißer wird, ist ein Rätsel, seit die hohen Koronatemperaturen im frühen 20. Jahrhundert zum ersten Mal abgeleitet wurden.

Eine in diesem Jahr veröffentlichte neue Arbeit nutzt Parkers Nahmessungen zusammen mit einem numerischen Analysewerkzeug namens ALPS – dem Arbitrary Linear Plasma Solver –, um dieses Rätsel direkt anzugehen. ALPS ermöglicht es Wissenschaftlern zu berechnen, wie beobachtete, nicht-maxwellsche Partikelgeschwindigkeitsverteilungen mit elektromagnetischen Wellen auf Ionenskala interagieren: welche Wellen emittiert werden, welche absorbiert werden und wie viel Energie ausgetauscht wird. Das Ergebnis ist eine weitaus detailliertere Bilanz des Energieflusses in der inneren Heliosphäre als bei früheren Modellen, die von thermalisierten Partikelpopulationen ausgingen.

Was die Sonde fand: Wellen, Dämpfung und langsame Abkühlung

Das Kernergebnis der neuen Analyse ist, dass der Sonnenwind nicht einfach expandiert und abkühlt, während er der Sonne entweicht; vielmehr erfährt er eine kontinuierliche Aufheizung durch kleinskalige Welle-Teilchen-Interaktionen. Die Messungen von Parker zeigen anhaltende Anisotropien und Abweichungen vom thermischen Gleichgewicht bei den Ionengeschwindigkeiten, und ALPS deutet darauf hin, dass diese nicht-thermischen Merkmale die Emission und Absorption von Wellen auf Ionenskala ermöglichen. Die Absorption dieser Wellen durch spezifische Partikelpopulationen überträgt Energie auf die Teilchen und verlangsamt die Abkühlung, die ansonsten aus der reinen Expansion resultieren würde.

Wissenschaftler beschreiben die beobachtbare Folge als „Dämpfung“: Wellenenergie wird in kinetische Energie der Teilchen umgewandelt und zwischen Ionen und Elektronen neu verteilt. Diese Dämpfung ist nicht gleichmäßig – sie hängt von der lokalen magnetischen Geometrie, der Form der Geschwindigkeitsverteilungen und den vorhandenen Wellenmodi ab. Diese räumlich variierende Aufheizung hilft zu erklären, warum die Korona in Sonnennähe so heiß bleibt und wie der Sonnenwind seine Geschwindigkeit gewinnt, während er nach außen strömt.

Auswirkungen auf das Weltraumwetter, Satelliten und Astrophysik

Dies sind nicht nur rein akademische Details. Ein besseres Verständnis davon, wie und wo der Sonnenwind aufgeheizt wird, fließt direkt in Modelle ein, die vorhersagen, wie sich koronale Massenauswürfe und Teilchenstürme auf ihrem Weg zur Erde entwickeln. Eine realistischere Behandlung von Teilchenverteilungen und Dämpfung wird die Berechnungen darüber verändern, wie schnell und wie energiereich solare Eruptionen werden, während sie durch die Heliosphäre wandern. Für Betreiber von Satelliten, Stromnetzen und Flugrouten in der Nähe der Pole kann dies bedeuten: verbesserte Warnungen und geringere Risiken.

Jenseits der erdnahen Umgebung hat die Physik, die dort aufgedeckt wurde, wo eine Raumsonde so nah wie nie zuvor an die Sonne flog, eine weitreichende Bedeutung. Heiße, magnetisierte Plasmen sind im gesamten Universum allgegenwärtig – in Akkretionsscheiben um Schwarze Löcher, Winden von anderen Sternen und dem dünnen Gas zwischen Galaxien. Dieselben Arten von Welle-Teilchen-Prozessen und nicht-thermischen Geschwindigkeitsverteilungen steuern wahrscheinlich auch die Energiedissipation in diesen Systemen, sodass die Erkenntnisse von Parker in den kommenden Jahren in astrophysikalische Modelle einfließen werden.

Wie dies das Gesamtbild verändert und was als Nächstes folgt

Bisher behandelten viele Modelle den entstehenden Sonnenwind als annähernd thermisch und verwendeten vereinfachte Vorschriften für die Wellenheizung. Die neuen Direktmessungen zeigen, dass diese Annahmen wichtige Kanäle des Energietransfers übersehen. Durch die Kombination von In-situ-Daten mit Solvern wie ALPS können Forscher nun vorhersagen, welche Partikelpopulationen in welchen radialen Abständen Energie gewinnen – Vorhersagen, die durch die wiederholten Vorbeiflüge von Parker validiert werden können, während die Sonde im Verlauf des Sonnenzyklus verschiedene Teile der Korona beprobt.

Die nächsten Schritte umfassen die Erweiterung der analysierten Begegnungen, den Vergleich der Daten von Parker mit Fernbeobachtungen anderer Raumsonden und die Einbeziehung der präzisierten Heizungsfaktoren in globale heliosphärische Modelle. Teams arbeiten bereits daran, den „Point of no Return“ in der Sonnenatmosphäre zu kartieren – die Grenze, an der Plasma der magnetischen Eingrenzung der Sonne entkommt – und aufzuzeichnen, wie sich Dämpfung und Wellenabsorption mit der Sonnenaktivität verändern. Während Parker sein Perihel weiter absenkt, werden diese Karten an Auflösung und Vorhersagekraft gewinnen.

Quellen