Die Sonne

Das Sonnensystem (Bildquelle NASA)
Das Sonnensystem (Bildquelle NASA)

 

 

Inhalt

  • Protuberanzen, Flares, Filamente
  • Sonifikationen (das Lied des Sonnensturms)
  • Sonnenflecken
  • Sonnenfleckenzyklus
  • Sonnenatmosphäre: Photosphäre, Chromosphäre, Korona
  • Sonnenfinsternis
  • Sonnenbeobachtende Raumsonden
  • Komet trifft Sonne (01./02.10.2011)
  • Weiterführende Links

 

Protuberanzen

Protuberanz (Bildquelle NASA, Satellit TRACE)
Protuberanz (Bildquelle NASA, Satellit TRACE)


Protuberanzen sind heftige Materieströme auf der Sonne, die am Sonnenrand als matt leuchtende Bögen beobachtet werden können.

 

Eine Sonneneruption ist ein Gebilde erhöhter Strahlung innerhalb der Chromosphäre der Sonne, die durch Magnetfeldenergie gespeist wird.

 


Als Flare oder chromosphärische Eruption bezeichnet man einfache Plasma-Magnetfeldbögen.

 

Kommt es zu einer Reorganisation der Bögen, die zu einer Ablösung von Plasmaschläuchen führt, beobachtet man einen erhöhten Masseausstoß. Bezeichnungen dafür sind Koronaler Massenauswurf (CME) oder auch Eruptive Protuberanz, die damit verbundenen Teilchenstürme Sonnensturm, Protonenschauer, Solarkosmischer Strahlungsausbruch (englisch Solar Cosmic Ray Event) oder SEP (englisch Solar Energetic Particles).

 

Filamente (Bildquelle NASA/ESA)
Filamente (Bildquelle NASA/ESA)

 

 

 

 

 

 

 

Erscheinen Protuberanzen als dunkle, fadenförmige Strukturen vor der Sonnenscheibe, so werden sie Filamente (von lateinisch filum "Faden") genannt.

 

 

Man unterscheidet zwei Arten von Protuberanzen:

 

Ruhende Protuberanzen sind Strukturen, deren Form sich oft Monate lang kaum verändert. Sie treten häufig in der Nähe von Sonnenflecken auf und werden durch starke Magnetfelder erzeugt und in ihrer Form gehalten. Dabei fließt Materie entlang der magnetischen Feldlinien oberhalb der Sonnenoberfläche. Sie kühlt ab und erscheint dunkler als die Umgebung. Bei Störungen der Magnetfelder fällt das Material auf die Oberfläche zurück. Die dabei auftretenden Leuchterscheinungen werden auch Hyder Flares (nach Charles Hyder, der sie 1967 ausführlich beschrieb) genannt.

 

Eruptive Protuberanzen (Koronale Massenauswürfe, auch aktive Protuberanzen genannt, oft auch allgemein Sonneneruption) sind Phänomene, die nur einige Minuten oder Stunden dauern. Hierbei wird Materie mit bis zu 1.000 km/s von der Sonne weggeschleudert. Sie entstehen manchmal aus ruhenden Protuberanzen, die nach dem Ausbruch meist wieder ihre alte Form annehmen.

 

Besonders starke Sonnenprotuberanzen treten etwa alle 11 Jahre auf. Während dieser Zeit sind in den Polgebieten der Erde häufiger als gewöhnlich Polarlichter zu beobachten.

 

Sonifikation - So klingt ein Sonnensturm

Sonifikation („Verklanglichung“) ist die Darstellung von Daten (in diesem Fall die astronomische Daten eines Sonnensturms) in nichtsprachlichen Klangereignissen. Neben der graphischen Darstellung von Daten, die diese visuell zugänglich macht, stellt die Sonifikation damit eine akustische Form der Anschauung dar.

 

Ähnlich wie die Visualisierung hat die Sonifikation wissenschaftliche, didaktische und ästhetisch/künstlerische Anwendungsbereiche. Sie hilft dabei, über das Hören Strukturen zu erfassen, und damit sowohl neue Gesetzmäßigkeiten als auch bereits bekannte Zusammenhänge darzustellen. Daten können dabei auch Ausgangsmaterial für kompositorische Bearbeitung und interaktiver Kunst sein.

 

Sonnenflecken

Sonnenflecken - auch im Größenvergleich mit der Erde (Bildquelle NASA)
Sonnenflecken - auch im Größenvergleich mit der Erde (Bildquelle NASA)

 

Sonnenflecken sind dunkle Stellen auf der sichtbaren Sonnenoberfläche (Photosphäre), die kühler sind und daher weniger sichtbares Licht abstrahlen als der Rest der Oberfläche. Ihre Zahl und Größe ist das einfachste Maß für die Sonnenaktivität. Die Häufigkeit der Sonnenflecken unterliegt einer Periodizität von durchschnittlich 11 Jahren, was als Sonnenfleckenzyklus bezeichnet wird. Ursache der Flecken und der in ihrer Nähe auftretenden Ausbrüche sind Magnetfelder.

 

Die normale Oberflächentemperatur der Sonne beträgt knapp 6000 °C. Bei dieser Temperatur liegt das Maximum der Energie, die abgegeben wird, nahe am Bereich des sichtbaren Lichts, da die Sonne angenähert wie ein "schwarzer Körper" strahlt.

 

Der Kernbereich eines Sonnenflecks, die so genannte Umbra („Kernschatten“), hat nur rund 4000 °C, der Randbereich – oder auch Hof – der Penumbra („Halbschatten“) 5000 bis 5500 °C. Bei diesen etwas niedrigeren Temperaturen sinkt die Strahlungsintensität im sichtbaren Licht bereits deutlich ab. Umbra und Penumbra erscheinen daher bei Beobachtung durch einen Sonnenfilter oder bei der Okularprojektion deutlich dunkler.

 

Ursache für die Abkühlung sind starke Magnetfelder, die die Konvektion behindern. Die Sonnenflecken zeigen im sichtbaren Licht daher die aktivsten Regionen auf der Sonne. Bei einer hohen Anzahl von Sonnenflecken besteht eine größere Chance, dass sich zwei benachbarte, aber gegenläufig gepolte Magnetfeldlinien neu verbinden (Rekonnexion) und die freiwerdende Energie in den Raum abgegeben wird. Eine sichtbare Variante sind die Flares.

 

Kommt es zu einem Strahlungsausbruch in Richtung Erde, so kann dieser zu starken Störungen im Erdmagnetfeld führen und sogar den Betrieb von Satelliten oder elektrischen Anlagen auf der Erde beeinträchtigen. Zudem erhöht solch ein Strahlungsausbruch die Wahrscheinlichkeit für Polarlichter auch in gemäßigten Breiten.

 

Sonnenfleck AR 2529 am 13.04.2016 aufgenommen mit meiner Nikon P900. Die helleren Flecken im linken Randbereich sind sog. Sonnenfackeln (solar faculae).
Sonnenfleck AR 2529 am 13.04.2016 aufgenommen mit meiner Nikon P900. Die helleren Flecken im linken Randbereich sind sog. Sonnenfackeln (solar faculae).

Sonnenfleckenzyklen

Der Sonnenfleckenzyklus bezeichnet die Periodizität in der Häufigkeit der Sonnenflecken. Er beschreibt einen Zeitraum von durchschnittlich 11 Jahren, welcher nach Samuel Heinrich Schwabe auch als Schwabe-Zyklus bezeichnet wird. Im Minimum sind oft monatelang keine Flecken zu sehen, im Sonnenfleckenmaximum jedoch Hunderte. Innerhalb dieses Zyklus verändern die Fleckengebiete ihre heliografische Breite und die magnetische Polarität, so dass sie tatsächlich einem 22-jährigen Zyklus folgen (Hale-Zyklus nach George Ellery Hale).

 

Dauer eines Zyklus

 

Der 11-jährige Sonnenfleckenzyklus ist nicht exakt regelmäßig. Obwohl der Durchschnittswert 11,04 Jahre beträgt, treten auch Zyklen von 9 bis 14 Jahren Dauer auf. Auch der Durchschnittswert variiert über die Jahrhunderte – die Sonnenzyklen im 20. Jahrhundert waren zum Beispiel mit 10,2 Jahren im Durchschnitt kürzer als die der vergangenen Jahrhunderte. Der Verlauf des Maunderminimums und weiterer Minima legt eine Variation der Gesamtintensität der Sonne auf einer Zeitskala von mehreren 100 Jahren nahe. Aus der 10Be-Verteilung im Grönlandeis schließt man auf mehr als 20 Sonnenminima innerhalb der letzten 10.000 Jahre.

 

Auch der Verlauf des Zyklus selbst ist nicht konstant. So erklärte der Schweizer Astronom Max Waldmeier, dass der Übergang vom Minimum zum Maximum der Sonnenaktivität umso schneller erfolgt, je höher das Maximum sein wird. Im Gegensatz zum steilen Anstieg nimmt die Anzahl der Sonnenflecken bei solchen Zyklen jedoch nur langsam ab.

 

Bei Zyklen mit geringer maximaler Anzahl an Sonnenflecken ist die Phase des Ansteigens und des Abfallens in etwa gleich lang.

 

Beginn und Ende eines Zyklus

 

Den Beginn eines neuen Zyklus leitete man in der Vergangenheit aus dem Tiefpunkt der Zykluskurve ab. Dank verbesserter Messtechnik ist es heute möglich, die Magnetfeld-Polarität der Sonnenflecken zu bestimmen. Ein neuer Zyklus beginnt, wenn sich die Polarität zusammengehöriger Flecken auf der Sonnenoberfläche vertauscht. Die Auflösung der Abbildung rechts ist zu klein, um den Wechsel ablesen zu können. Jedoch ist die Vertauschung der Polarität zwischen benachbarten Phasen deutlich zu erkennen.

 

Die Zyklen erhielten durch Rudolf Wolf eine fortlaufende Nummerierung, beginnend im Jahre 1749. Derzeit befinden wir uns im 24. Zyklus.

 

Während des Ausklangs des 23. hin zum 24. Zyklus waren im März 2008 sowohl Sonnenflecken der alten Polarität als auch neue mit vertauschter Polarität zu beobachten. Das eigentliche Minimum und der eindeutige Beginn des 24. Zyklus konnten selbst im Oktober 2008 noch nicht unterschieden werden. Die ruhige Sonne lässt ein spätes schwaches Maximum um 2012 und ein noch schwächeres um 2023 erwarten. Möglicherweise beginnt ein neues Maunder-Minimum.

 

Als Maunder-Minimum wird eine Periode stark verringerter Sonnenfleckenaktivität in den Jahren zwischen 1645 und 1715 bezeichnet.

 

Sie ist nach dem englischen Astronomen Edward Walter Maunder benannt, der die geringe Anzahl der Sonnenflecken jener Periode im Nachhinein erkannte. Sonnenflecken waren erst kurz vor dem Maunder-Minimum erstmals systematisch beobachtet worden, so dass zu jener Zeit noch keine Erwartungen bezüglich ihrer Häufigkeit gemacht werden konnten; nur im Nachhinein ließ sich erkennen, dass der Zustand seit 1715 sich signifikant von dem zwischen 1645 und 1715 unterscheidet.

 

Das Maunder-Minimum fiel mit den kältesten Jahren der Kleinen Eiszeit zusammen, während der in Europa, Nordamerika und China viele sehr kalte Winter auftraten. Aufzeichnungen aus anderen Teilen der Welt sind nicht detailliert genug, um diese Aussage zu verallgemeinern.

 

Mit der verringerten Sonnenfleckenaktivität ging eine verringerte Strahlungsintensität einher. Daher kühlte sich der Planet ein wenig ab, die globale Durchschnittstemperatur ging zurück.

 

Zyklus-Nummer Beginn: Jahr-Monat Maximum: Jahr-Monat Sonnenflecken-relativzahl
18 1944-02 1947-05 201
19 1954-04 1957-10 254
20 1964-10 1968-03 125
21 1976-06 1979-01 167
22 1986-09 1989-02 165
23 1996-09 2000-03 139
24 2008-01 2014-02 102

Die Sonnenatmosphäre

Aufbau der Sonne (Quelle: NASA)
Aufbau der Sonne (Quelle: NASA)

Die Photosphäre ist die unterste Schicht einer Sternatmosphäre. Aus ihr stammt sowohl das kontinuierliche Spektrum des sichtbaren Lichts als auch die Absorptionslinien eines Sternspektrums.

 

In sonnenähnlichen und späten Hauptreihen- und Riesensternen schließt sich darüber die Chromosphäre an, in den frühen Sternen folgt direkt der Sternwind.

 

Tief liegende Schichten eines Sterns können nicht direkt beobachtet werden, da die von dort stammenden Photonen an den freien Elektronen im Sternplasma gestreut werden. Die Anzahl solcher Streuungen, die ein Photon im statistischen Mittel hinter sich bringen muss, um den Stern zu verlassen wird optische Tiefe genannt. Als Konvention in der Astrophysik beginnt die Photosphäre bei einer optischen Tiefe von 2/3, und der mit dieser optischen Tiefe verknüpfte Radius gilt als Sternradius. Falls sich eine Chromosphäre anschließt, endet die Photosphäre an dem Punkt, an dem sich die normale, nach außen abnehmende Temperaturschichtung umkehrt und die chromosphärische Heizung beginnt.

 

Die Chromosphäre (griech: Farbschicht) ist eine relativ dünne Masseschicht der Sonne, die überwiegend aus Wasserstoff und Helium besteht. Sie erstreckt sich bis zu einer Höhe von etwa 10.000 Kilometern über der Photosphäre und geht dann in die Korona über.

 

Die Gasdichte nimmt in der Chromosphäre von 10-11 auf 10-15 g/cm³ mit der Höhe ab. Gleichzeitig steigt die Temperatur von etwa 6.000 K bis auf 10.000 K an. Innerhalb weniger hundert Kilometer geht die Chromosphäre dann in die Korona mit ein bis zwei Millionen Kelvin über.

Da sie eine sehr geringe Dichte hat, trägt sie zur Gesamtstrahlung fast nicht bei.

 

Ohne optische Hilfsmittel, wie spezielle Filter (H-alpha-Filter), ist die Chromosphäre nur bei einer totalen Sonnenfinsternis zu beobachten. Sie ist dann als rötlich scheinendes, nach oben gezacktes Gebilde zu erkennen (siehe im Bild unten).

 

"Totale Sonnenfinsternis 1999 in Frank- reich" von Luc Viatour / www.Lucnix.be
"Totale Sonnenfinsternis 1999 in Frank- reich" von Luc Viatour / www.Lucnix.be

Die Sonnenkorona (griech./lat.: Corona = Kranz, Krone) ist die sehr dünne „Atmosphäre“ der Sonne, deren schwaches Leuchten man freiäugig nur bei einer totalen Sonnenfinsternis sieht.

 

Dieser zarte Strahlenkranz reicht – je nach Sonnenaktivität – um 1–3 Sonnenradien nach außen und stellt eine erste Übergangszone von der Sonne zum interplanetaren Raum dar. Den inneren Teil können Astronomen mit speziellen Messinstrumenten (Koronograf) auch ohne die Hilfe des Mondes aufnehmen.

 

 

 

Der bei verfinsterter Sonne auftauchende Strahlenkranz hat schon vor Jahrtausenden die Menschen erstaunt. Wenn besonders viele Sonnenflecken auftreten, kann er bis zu mehreren Millionen Kilometern oder 2 bis 3 Sonnendurchmesser in den Weltraum reichen. Er zeigt eine strahlenförmige Struktur, die sich mit dem 11-jährigen Zyklus stark ändert. Im Sonnenflecken-Maximum verlaufen die Strahlen nach allen Seiten, im Minimum nur in der Weite des Sonnenäquators.

 

Die Korona schließt an die Photosphäre (sichtbare Sonnenoberfläche) und die nur mehr infrarot strahlende Chromosphäre an. Ihre äußerst verdünnte Materie wird von letzterer durch Stoßwellen heißer Gase auf etwa 106 K angeregt. Allerdings ist die Gasdichte so gering (sie nimmt von ~10-6 g/cm³ auf ~10-19 g/cm³ ab), so dass die kinetische Temperatur nur aus der mittleren Geschwindigkeit ihrer Teilchen zu bestimmen ist.

 

 

Sonnenbeobachtung

Helios 1 startete unter seinem Projektnamen Helios A am 10. Dezember 1974 auf einer Titan-IIIE-Centaur-Rakete von Launch Complex 41 auf Cape Canaveral. Die Sonde erreichte eine Sonnenumlaufbahn mit einer minimalen Sonnenentfernung von 46,5 Millionen Kilometern, was etwa der sonnennächsten Entfernung des innersten Planeten Merkur von der Sonne entspricht. Der sonnenfernste Punkt der Umlaufbahn von Helios 1 entspricht etwa dem Abstand der Erde von der Sonne. Der Kontakt zu Helios 1 ging am 16. März 1986 verloren.

 

Helios 2 startete unter seinem Projektnamen Helios B am 15. Januar 1976 ebenfalls auf einer Titan-Centaur-Rakete von derselben Rampe. Sie kam bis auf 43,5 Millionen Kilometer (0,29 AE) an die Sonne heran. Die Mission von Helios 2 endete bereits im Dezember 1981.

 

Ulysses

SWOOPS image of solar wind at solar minimum and solar maximum (Quelle: ESA, Ulysses)
SWOOPS image of solar wind at solar minimum and solar maximum (Quelle: ESA, Ulysses)

Ulysses ist eine am 6. Oktober 1990 gestartete, mittlerweile aufgegebene Raumsonde der Europäischen Weltraumorganisation ESA und der US-amerikanischen Luft- und Raumfahrtbehörde NASA zur Erforschung der Sonne. Hauptauftragnehmer der Sonde war der deutsche Luft- und Raumfahrtkonzern DASA. Die Sonde war bis zum 29. Juni 2009 in Betrieb.

 

 

Die wissenschaftliche Mission von Ulysses umfasst unter anderem die Sonnenkorona, den Sonnenwind, das Sonnenmagnetfeld, solare Plasmawellen, kosmische Strahlen, sowie zahlreiche Messungen beim Jupitervorbeiflug 1992. 

 

Ulysses war die erste Sonde, die eine polare Sonnenumlaufbahn einschlug. Außerdem war sie mit dem Jupiter-Vorbeiflug die erste nicht-amerikanische Sonde im äußeren Sonnensystem. Ein Schlagwort in diesem Zusammenhang ist "SWOOPS" (Solar Wind Observations Over the Poles of the Sun).

 

 

SOHO (SOlar and Heliospheric Observatory)

Eine Collage von riesigen Protuberanzen: Die Bilder im Uhrzeigersinn, Start oben links, vom: 15.05.2001, 28.03.2000, 18.01.2000 und 02.02.2001 (Bildquelle: NASA, SOHO)
Eine Collage von riesigen Protuberanzen: Die Bilder im Uhrzeigersinn, Start oben links, vom: 15.05.2001, 28.03.2000, 18.01.2000 und 02.02.2001 (Bildquelle: NASA, SOHO)

Solar and Heliospheric Observatory (Sonnen- und Heliosphären-Observatorium), kurz SOHO, ist eine Raumsonde bzw. ein Weltraumobservatorium von ESA und NASA.

 

SOHO wurde in Europa gebaut und am 2. Dezember 1995 vom Weltraumbahnhof Cape Canaveral der NASA mit einer Atlas-II-AS-Rakete gestartet.

 

SOHO befindet sich in einem Halo-Orbit mit 600.000 km Radius um den Lagrange-Punkt L1, in einer Entfernung von ca. 1,5 Millionen Kilometern zur Erde. In diesem Orbit hat es wegen der Erdanziehung die gleiche Umlaufzeit um die Sonne wie die Erde und kann sich dort ohne Energieaufwand halten.

 

Von der Erde aus gesehen steht es immer in der Nähe der Sonne, hat dabei aber immer einen ausreichenden Abstand, so dass einerseits der Blick des Observatoriums auf die Sonne nicht durch den Mond oder die Erde gestört werden kann, aber andererseits Funkverkehr möglich ist.

 

SOHO ist nach wie vor das Flaggschiff der Sonnenforschungssonden. Die Mission wurde im Oktober 2009 bis Dezember 2012 und damit 14 Jahre über die ursprünglich geplante Dauer hinaus verlängert.

 

 

Genesis

Die in der Wüste von Salt Lake City ungebremst eingeschlagene Genesis-Sonde (Bildquelle: NASA)
Die in der Wüste von Salt Lake City ungebremst eingeschlagene Genesis-Sonde (Bildquelle: NASA)

Die Raumsonde Genesis (benannt nach dem ersten Buch der Bibel) ist eine NASA-Mission zur Erforschung des Sonnenwindes, die am 8. August 2001 mit einer Delta-II-Rakete von der Erde abhob. Sie erreichte ihre endgültige Position, den Lagrange-Punkt L1 des Sonne-Erde-Systems, im November 2001. Nach dem Aussetzen der Kapsel mit den Proben wurde die Genesis-Muttersonde in eine der Erde vorauseilende Umlaufbahn um die Sonne gebracht.

 

Am 8. September 2004 stürzte die Kapsel mit den Kollektoren in der Wüste von Salt Lake City auf den Boden, ohne dass sich die Fallschirme geöffnet hatten. Ein Hubschrauber hätte den Probenbehälter in der Luft auffangen und sicher auf die Erde bringen sollen.

 

An Bord befanden sich unter anderem drei hochreine Kollektorarrays, die unter anderem aus Gold, Saphir, Silizium und Diamant bestehen. Zwischen dem 3. Dezember 2001 und dem 1. April 2004 fingen sie  Teilchen des Sonnenwindes auf. Dabei wurde jedes dieser Arrays einem der drei unterschiedlichen Sonnenwindregimes ausgesetzt. Diese Arrays wurden in einer Probenkapsel zur Erde zurückgebracht, wobei sie allerdings durch den ungebremsten Aufprall beschädigt und kontaminiert wurden.

 

Laut offizieller Stellungnahme der NASA sind Teile der Kollektoren intakt geblieben. Die geborgenen Überreste des Kollektoren-Behälters wurden in einem Reinraum mit verschiedenen Methoden untersucht, um die durch irdischen Staub kontaminierten Kollektoren zu reinigen. Die Atome von der Sonne konnten inzwischen (Juni 2011) von den irdischen Verunreinigungen getrennt werden und beweisen, dass die Sonne – wie die Gasplaneten – eine deutlich andere Isotopen-Verteilung hat als die inneren Planeten.

 

 

Hinode

Partielle Sonnenfinsternis vom 17.02.2007, die von der Erde aus nicht gesehen werden konnte (Bildquelle: NASA, Hinode)
Partielle Sonnenfinsternis vom 17.02.2007, die von der Erde aus nicht gesehen werden konnte (Bildquelle: NASA, Hinode)

Hinode (jap. Sonnenaufgang) ist ein Weltraumteleskop, das von der japanischen Raumfahrtbehörde JAXA mit Beteiligung von ESA, von der britischen Forschungsorganisation PPARC und vom Marshall Space Flight Center der NASA, zunächst unter dem Namen SOLAR-B entwickelt wurde.

 

Mit dem Satelliten sollen die Wechselwirkungen zwischen dem Magnetfeld der Sonne und der Sonnenkorona untersucht werden. Hinode ist die Nachfolgemission des Satelliten Yohkoh (SOLAR-A), welcher zwischen 1991 und 2001 operierte.

 

Der Start von Hinode erfolgte mit einer japanischen Trägerrakete vom Typ M-V am 22. September 2006 vom Uchinoura Space Center an der südlichen Spitze der Insel Kyushu. Der ca. 900 kg schwere Satellit wurde in einem 280 × 686 km hohen Übergangsorbit ausgesetzt, welcher in den Wochen nach dem Start mit satelliteneigenen Triebwerken zu einem 600 km hohen sonnensynchronen Orbit korrigiert werden soll. Nach dem Start erhielt SOLAR-B den Namen Hinode. Die Mission ist auf drei Jahre ausgelegt.

 

Im Februar/März 2007 lieferte Hinode erste Bilder im Röntgenbereich, die verwickelte Magnetfelder in der Korona der Sonne zeigen. Durch diese Aufnahmen konnte die Theorie, dass durch solche Prozesse hochenergetische Teilchen erzeugt werden, bestätigt werden.

 

 

 

STEREO (Solar TErrestrial RElations Observatory)

STEREO (Quelle: NASA)
STEREO (Quelle: NASA)
Überdeckung der Sichten der beiden Raumsonden und damit erzielter 3D-Effekt (wikipedia, NASA)
Überdeckung der Sichten der beiden Raumsonden und damit erzielter 3D-Effekt (wikipedia, NASA)

Das Projekt STEREO (Solar TErrestrial RElations Observatory) der US-Raum- fahrtbehörde NASA besteht aus zwei fast identischen Raumsonden, die die Sonne und die Wechselwirkung ihrer Teilchen- ausbrüche und Felder mit der Magneto- sphäre der Erde erstmals dreidimen- sional beobachten sollen (Stereoeffekt).

 

Der Start erfolgte nach einer langen Reihe von Verschiebungen am 26. Oktober 2006 mit einer Delta II 7925-10L von Cape Canaveral in Florida aus.

 

Die beiden Sonden STEREO A und STEREO B wurden aufeinander montiert in einer Delta-II-Trägerrakete unter- gebracht. Diese transportierte die Raumsonden in eine hochelliptische Erdumlaufbahn mit einem Apogäum (Erdferne) von etwa 400.000 km Höhe. Das Apogäum liegt dabei in der Ebene der Mondbahn und ist etwas weiter von der Erde entfernt als die Mondbahn.

 

Während mehrerer Erdumläufe entfernen sich die Raumsonden voneinander. Am 15. Dezember 2006 führten STEREO A (Ahead) und B (Behind) ein Swing-by (Gravitationsmanöver) am Mond aus, wobei STEREO A den Mond in einer Entfernung von 7.322 km passierte und STEREO B in 11.750 km. STEREO A überschritt dadurch die Fluchtgeschwindigkeit (zum Verlassen der Erdumlauf- bahn) des Erde-Mond-Systems und fliegt der Erde in ihrer Umlaufbahn um die Sonne voraus.

 

STEREO A tritt dabei in eine Sonnenumlaufbahn ein, die etwas innerhalb der Erdumlaufbahn liegt und deren Umlaufzeit 346 Tage beträgt. STEREO A umkreist dadurch die Sonne schneller als die Erde und läuft jedes Jahr gegen- über der Erde um 22° weiter auf ihrer Umlaufbahn nach vorne.

 

STEREO B wird durch den Swing-by auf eine wesentlich größere Erdumlaufbahn gebracht. Danach passierte sie am 21. Januar 2007 erneut den Mond, diesmal jedoch über der entgegengesetzten Seite der Erde. Bei diesem zweiten Swing-by in 8.800 km Höhe wurde STEREO B auf Fluchtgeschwindigkeit beschleunigt und flog entgegen der Umlaufrichtung der Erde um die Sonne davon.

 

Stereo B tritt dadurch auf eine Sonnenumlaufbahn mit 388 Tagen Umlaufzeit ein. STEREO B umkreist dadurch die Sonne langsamer als die Erde und bleibt um 22° pro Jahr auf ihrer Umlaufbahn gegenüber der Erde zurück.

 

Am 6. Februar 2011 passierten die Sonden ihre gegenseitige Opposition; am 1. Juni 2011 wurden erstmals Aufnahmen gemacht, aus denen sich ein vollstän- diges Bild der erdabgewandten Sonnenseite zusammensetzen ließ.

 

 

Links

Komet trifft Sonne am 01./02.10.2011
Komet trifft Sonne am 01./02.10.2011

Links

Sehr interessant: Solar Dynamics Observatory (SDO) der Nasa zur Aktivität der Sonnenflecken

 

SDO: Aktuelle Sonnenfotos

 

What is a Hyder Flare

 

News und Informationen über Sonnenstürme

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