Parker Sonnen-Sonde PSP

Max Camenzind – HD Sept. 2018

Inhalt

• Start der Parker-Sonde PSP im August 2018.

• Bahnverlauf der Parker-Sonde.

• Eugene Parker und der Sonnenwind:

• der sog. Parker-Wind von 1958;

• der magnetische Sonnenwind;

• langsamer und schneller Sonnenwind.

• Instrumente der Parker-Sonde.

• Wissenschaft mit der Parker-Sonde.

Parker Solar Probe ist eine Raumsonde der NASA zur Erforschung der Sonne, insbesondere ihrer äußersten Atmosphärenschicht, der Korona. Sie soll ungelöste Fragen über die Korona beantworten: Der Energiefluss, der die Korona aufheizt und den Sonnenwind beschleunigt, soll bestimmt werden. Die Struktur von Plasma und Magnetfeld am Entstehungsort des Sonnenwinds soll untersucht werden. Der Mechanismus, der

energiereiche Partikel beschleunigt und transportiert, soll erforscht werden.

Dazu soll sich Parker Solar Probe der Sonnenoberfläche bis auf 8,5 Sonnenradien nähern.

Parker Solar Probe begins its mission to unlock the mysteries of our star on Sunday, Aug. 12, 2018 with a ride atop a Delta IV Heavy rocket at Launch Complex 37 at Cape Canaveral Air Force Station, Florida. Credit: NASA/Johns Hopkins APL/Ed Whitman

Start PSP mit Delta IV

As of 12 p.m. EDT on Sept. 4, Parker Solar Probe was more than 15 million miles from Earth, travelling at about 72.000 kilometers per hour.

Orbits der Parker-Sonde

Parker-Sonde am 6. Sept. 2018

Bahn-Parameter Parker-Sonde

7 Mal Venus Flyby ~ Merkur-Orbit

Timeline Parker-Sonde

Timeline Parker-Sonde

Timeline Parker-Sonde

Timeline Parker-Sonde

Venus Flyby

Distanz & Geschwindigkeit PSP

Warum bremst die Venus?

Ein Gedankenexperiment verdeutlicht, wie das funktioniert: Wirft man einen Ball auf einen Tennisschläger, der sich Richtung Ball bewegt, so prallt der Ball deutlich schneller vom Schläger ab. Bewegt sich der Schläger vom Ball weg, verliert der Ball an Tempo. Genau das passiert auch im Weltraum: Die Parker Solar Probe fliegt gut geplant die sich bewegende Venus an. Dabei zieht sie knapp am Planeten vorbei und überträgt ihr etwas Energie. Die Sonde wird dadurch langsamer, ändert ihre Bahn und dringt weiter in Richtung Sonne vor. Im Laufe der Mission soll die Parker Solar Probe rund einmal jährlich am planetaren Bremsklotz etwas abstoppen.

Swing-By Beschleunigung

& Abbremsung

Grafik: Wikipedia

Das erste Swing-By-Manöver wurde 1970 von Apollo 13 durchgeführt, aber eher unfreiwillig. Das Raumschiff war mit 3 Astronauten besetzt, die gerade zum Mond fliegen wollten. Unterwegs explodierte ein Sauerstofftank, sodass die drei so schnell wie möglich zur Erde zurückkehren mussten, ehe ihnen die Luft zum Atmen ausgeht. Anstatt (wie ursprünglich geplant) auf dem Mond zu landen, umrundeten sie ihn und nutzten seine Schwerkraft, um ihr Raumschiff Richtung Erde zu beschleunigen. Sie schafften es glücklicherweise rechtzeitig, lebend nach Hause zurückzukommen. Mariner 10 nutzte 1973 die Schwerkraft der Venus, um abzubremsen. Sie flog zum Merkur ins Innere des Sonnensystems. Dabei besteht immer das Problem, dass die Anziehungskraft der Sonne so stark wirkt, dass Raumsonden wie von selbst beschleunigen. Deshalb muss unterwegs abgebremst werden, damit ein Ziel wie Merkur angeflogen werden kann. In der umgekehrten Richtung nutzten Voyager 1 und 2 die Riesenplaneten Jupiter und Saturn als 'Sprungbretter', um ihre Reise in die äußeren Bereiche des Sonnensystems fortsetzen zu können. Voyager 2 beschleunigte an Jupiter und Saturn mit der Swing-By-Methode und konnte so Neptun innerhalb von 12 Jahren erreichen. Ohne zusätzlichen Schwung hätte die Reise doppelt so lange gedauert!

Parker-Sonde – Venus Flybys

a ist die große Halbachse der Bahn, die im ungestörten Zweikörperproblem konstant bleibt. r ist der aktuelle Bahnradius bezüglich des Zentralkörpers, der sich in einem Brennpunkt der Bahn befindet. μ ist das Produkt aus Masse des Zentralkörpers und universeller Gravitationskonstante. Für die Sonne beträgt μ = 1,327x1011 km³/s², für die Erde µ = 398.600,44 km³/s². v ist die Bahngeschwindigkeit beim Bahnradius r für eine große Halbachse a. vE = 29,783 km/s.

Kepler-Problem:

Warum so nahe an die Sonne ?

Sonne von der Erde aus

Sonne von der PSP aus

Dr. Eugene Parker Credit: NASA/Glenn Benson

Prof. Eugene Parker *1927 - Sonnenwind

1974/76 Helios-Sonden (BRD/USA) 1. globale Sonnenwind-Daten

1990-2009 Ulisses Sonde (ESA/NASA) polare Sonnenwind-Daten

Die Korona setzt die Chromosphäre fort

Photosphäre Ch

rom

osp

här

e

Korona

Sonnenwind

Das Problem „Sonnen-Korona“ Sonnenkorona Temperatur der Korona: TCor = 1 - 2 Mio. K Dichte Korona: 100 Mio. / cm³ Entweichgeschw.: Vesc = 617 km/s Schallgeschw.: VS = 150 km/s Alfven-Geschw.: VA = 100 km/s @ B ~ 3 G (0,3 mT)

Bei einem Planeten wie der Erde ist es einfach: Solche Himmelskörper sind im Kern sehr heiß, werden aber nach außen hin immer kühler. Nicht so bei der Sonne. Sie besitzt neben ihrem heißen Kern eine zweite Hitzezone – die solare Korona. Sie ist viel heißer als die Sonnenober-fläche – und das gibt den Astronomen bis heute Rätsel auf.

Heizung

Das Problem der Heizung der Korona

(Euler-Gleichung)

Schall-Punkt Alfven-Punkt

Akkretion

Wind

Supersonisch

Subsonisch

2kBT/m

Was ist ein Faraday-Becher ? Ein Faraday-Becher (engl. Faraday Cup) ist ein Detektor zur Messung von Ionen- oder Elektronenströmen. Da das Innere eines leitfähigen Hohlkörpers (Metallbecher) feldfrei ist, überträgt sich die Ladung eines eingebrachten aufgeladenen Gegenstandes (zum Beispiel ein fallendes positiv geladenes Teilchen) ohne Wandberührung auf die Behälterwand und kann von dort einem Ladungsmessgerät zugeführt werden (Influenz). Dadurch baut sich eine Spannung zwischen Metallbecher und Grund auf, die mit einem Spannungs-messer (Voltmeter) gemessen werden kann. Diese Entdeckung machte Michael Faraday um 1830, nach dem der Aufbau benannt wurde.

Metallischer Wasserkocher

Spannungs- messer

Ionenstrahlen Sekundär-Elektronen

Der magnetische Sonnenwind

Geschwindigkeit

Teilchendichte

Alfven- Geschwindigkeit

A

A

Super-Alfven

Sub-Alfven

Grafik: Camenzind

Erde

Parker-Sonde

SOHO: extremes Ultraviolett (EIT) und gestreutes sichtbares Licht (LASCO)

die Sonnenkorona ist dynamisch und erzeugt den supersonischen

Sonnenwind.

Eclipse: Rot 1,1 x 106 K Eisen X-XI (RED) Grün 2 x 106 K Eisen XIII-XIV (GREEN)

Dieses Eclipse-Bild zeigt die magnetische Topologie der Korona: globales Dipolfeld + solare Loops auf mittleren Breiten.

Radiales Magnetfeld

Dipolfeld

Solare

Loops

Magnetfelder der Sonne: Die farbigen Linien stellen offene Feldlinien dar, sie entstehen im Inneren der Sonne und reichen weit in den interplanetaren Raum.

Grüne und lila Linien weisen eine Nord- und Süd-Polarität auf. Weiße Linien sind geschlossene Feldlinien, verlassen die Oberfläche, bilden einen Loop und tauchen wieder in die Sonne ein.

SDO

SDO

1976 1982 1988 1994 2000 2006

South

North

Smoothed average

Wilcox Solar Obsevatory (http://wso.stanford.edu)

Radiales Magnetfeld der Sonne

Magnetfeld Sonne 55° - 90° N/S

arXiv:1805.06654

N

S

Sonnenflecken-Zahl

Cycle 23 Cycle 24

Die Sonnenflecken-Zyklen werden seit 1750 gezählt – 11 Jahre

1

24

2

Dauer der Sonnenzyklen

Anzahl Sonnenflares

Sonnenflare GOES X-Rays

Die Sonne im UV (SDO)

Sonnenwind Teil II

Ulysses-Sonde bei Dornier

Parker-Sonde am 6. Sept. 2018

Schneller Sonnenwind entsteht in koronalen Löchern

Koronale Löcher sind große Flächen, auf denen sich das Magnetfeld der Sonne öffnet und dem Sonnenwind erlaubt zu entweichen. Koronale Löcher manifestieren sich auf Satel-litenaufnahmen im Röntgen-strahlenbereich als dunklere Bereiche.

Helios-Sonden Sonnenwind

Die Helios-Raumsonden waren

ein Gemeinschaftsprojekt der

Bundesrepublik Deutschland

(70%) und der Vereinigten

Staaten von Amerika (30%) zur

Erforschung des Sonnenwindes.

Es wurden zwei Raumsonden

gestartet. Ende 1974 startete die

erste und Anfang 1976 die zweite.

Das Radioteleskop Effelsberg,

sowie die 30-Meter-Antenne der

Satellitenbodenstation Weilheim

nahmen Teil an der Überwachung

der Sonden.

Orbits der Helios-Sonden untersuchten erfolgreich Sonnenwind

Die deutschen Gesamtkosten

teilten sich folgendermaßen

auf:

Entwicklungs- und

Fertigungskosten:

280 Millionen DM

Deutsche Experimente:

65 Millionen DM

Datenempfang und

Aufbereitung:

40 Millionen DM

Versuchs- und

Bodenbetriebsanlagen:

50 Millionen DM

Ulisses-Sonde (ESA) 1990 - 2009

Copyright: ESA

Orbit Ulisses-Sonde

Copyright: ESA

Ulisses Flyby an Jupiter 1992

Copyright: David Hardy

The Ulysses mission,

orbiting the Sun in a

plane nearly

perpendicular to the

ecliptic,has verified that

the quiet solar wind is

indeed structured into a

high speed polar flow

and a slower and more

turbulent equatorial

region.

These radial plots of the solar wind speed combine data from all three of Ulysses' polar orbits of the sun, each

of which take six years to complete. The blue coloured lines represent the outward interplanetary magnetic

field; the red coloured lines the inward IMF. The first orbit occurred during solar minimum and showed slow

wind over the equator and a fast wind over the poles. The second orbit showed fast and slow winds at all

latitudes, consistent with solar maximum activity. Ulysses has completed more than three quarters of the third

orbit, occurring around the current solar minimum cycle. While much of the data gathered thus far is

consistent with typical solar minimum activity, surprisingly, it also indicates that the solar wind is about 25

percent less powerful than it was in the previous solar minimum cycle. The Sun's magnetic field flips

approximately every 11 years, which explains the reversal of the red and blue IMF lines in the third orbit. A

timeline and line graphs showing sunspot frequency are shown at the bottom for comparison.

Der magnetische Sonnenwind

Seitenansicht der Sonne mit idealisiertem Dipolfeld zu einem Sonnen-fleckenminimum [Grafik: Wikipedia]

Die Heliosphärische Stromschicht Die Heliosphärische Stromschicht ist die elektrische Stromschicht in der Heliosphäre, in der die Polarität des Magnetfeldes der Sonne von Nord nach Süd wechselt. Das Magnetfeld der Sonne ist in ständiger Veränderung und wird vom Sonnenwind entsprechend dessen Ausbreitungsgeschwindigkeit weit nach außen getragen. In Kombination mit der Rotation der Sonne erhält die heliosphärische Stromschicht daher die Form einer rotierenden Spirale um den Bereich der Ebene des Sonnenäquators. In einigen Veröffentlichungen wird vom Ballerina skirt (Ballerinarock) als normaler Form der heliosphärischen Stromschicht gesprochen (vgl. Abbildung). Im Bereich der Erdumlaufbahn ist sie etwa 10.000 km dick und reicht so weit nach außen wie der Sonnenwind, der sie indirekt verursacht. Innerhalb der heliosphärischen Stromschicht fließt ein kleiner elektrischer Strom von 10-10 A/m² (vgl. mit Birkeland-Strömen der Erdmagnetosphäre). Die heliosphärische Stromschicht wurde 1965 von John M. Wilcox und Norman F. Ness entdeckt. In den 1970er Jahren entwickelte K. H. Schatten das erste mathematische Modell ihrer Form.

The radially expanding solar wind carries the solar magnetic fields outward

forming a very large current sheet, the heliospheric current sheet, a layer

through which the interplanetary magnetic field suddenly reverses direction.

The field lines above and below the current sheet are still connected at

large distances, but they are stretched out extensively by the solar wind.

Interplanetare Magnetfelder

Heliosphärische Stromschicht

Die heliosphärische Stromschicht in 3D - die größte Struktur im Sonnen-

system - ist ein Art Ballerinarock, da das Dipolfeld der Sonne leicht

geneigt ist gegenüber der Rotationsachse, in Abhängigkeit vom

Sonnenzyklus. [Grafik: Wikipedia]

Die Strömung ist korotierend bis zum Alfven-Punkt rA, dann koppelt die Strömung vom Magnetfeld ab. Die Sonne hat praktisch allen Drehimpuls verloren!

2

IMF = Interplanetares Magnetfeld

Das Weltraumwetter im Internet

Das Deep Space Climate Observatory, abgekürzt DSCOVR (2015), (deutsch: Klimaobservatorium im tiefen Weltraum) ist eine Sonde zur Beobachtung bestimmter Aspekte des Sonnen- und Erdklimas und eine Art Warnboje für Sonnenstürme, dessen Gesamtkosten von 340 Mio. US-Dollar sich die NASA, die NOAA und die US Air Force geteilt haben. Lagrange-Punkt L1.

Lagrange-Punkte Erde - Sonne

EPIC-Camera DSCOVR L1

www.spaceweatherlive.com/en/solar-activity/solar-cycle

Daten: DSCOVR

Sonnenwind über 3 Tage

GOES Röntgenstrahlung

Sonnenwind & Magnetfeld interplanetare Daten

Grafik: V. Bothmer Göttingen

Grafik: V. Bothmer Göttingen

Sonnenwind als Funktion Radius

arXiv:1711.07534

Extrapolation Sonnenwind PSP

arXiv:1711.07534 2 RS

Instrumente der Parker-Sonde

Instrumente der Parker-Sonde

Instrumente der Parker-Sonde

Um die Sonnenkorona so gründlich wie möglich erkunden zu können, ist die Parker Solar Probe mit vier Hauptinstrumenten ausgestattet. Zwei davon messen vor allem die Partikelströme im Sonnenwind und solaren Plasma, eines misst elektrische und magnetische Felder und Strahlung und das vierte besteht aus zwei Teleskopen, die hochaufgelöste Bilder der Korona und inneren Heliosphäre liefern sollen.

Aufbau der Parker-Sonde

Schutz hinterm Schild Dennoch ist dies heiß genug, um ungeschützte Teile der Raumsonde und vor allem ihre sensiblen Messinstrumente zu zerstören. Um dies verhindern, ist die Sonde mit einem knapp 2,50 Meter großen und knapp zwölf Zentimeter dicken Hitzeschild ausgestattet. Dieser besteht aus einem Karbonschaum, der zwischen zwei Kohlenstoffplatten eingebettet ist. Als äußerste Schicht trägt der Hitzeschild einen weißen Keramiküberzug, der die Sonnenhitze besonders gut reflektiert. In Tests hielt dieser geschichtete Schutzschild immerhin einer Hitze von 1.650 Grad stand, wie die NASA berichtet. Und das Wichtigste: Hinter dem Schild herrschen selbst unter diesen Bedingungen nur milde 30 Grad. Damit dieser so wichtige Schutz während der Sonnen-Umkreisungen der Raumsonde immer genau auf die Sonne ausgerichtet ist, sitzen entlang des ganzen Schattenrands Lichtsensoren. Registrieren sie einen direkten Lichteinfall, zeigt das an, dass die Ausrichtung des Schilds nicht mehr exakt stimmt. Der Bordcomputer korrigiert dann die Position der Sonde so, dass ihr Rumpf und die Messinstrumente wieder komplett im Schatten liegen.

Instrumente der Parker-Sonde

Instrumente der Parker-Sonde Besonders wichtig für die Lösung des Rätsels um die koronare Heizung sind die Instrumente FIELDS und SWEAP (Solar Wind Electrons Alphas and Protons Investigation). Denn ihre Daten könnten verraten, ob Alfvén-Wellen, magnetische Rekon-nexionen oder beide das Plasma der Sonnen-korona aufheizen.

Das FIELDS-Instrument besteht aus einer Kombination von Spannungsmessern, Magnetometern und Sensorantennen. Gemeinsam registrieren sie Stärke und Ausrichtung der elektrischen und magnetischen Felder in der Korona. FIELDS kann aber auch die Plasmadichte und dessen Fluktuationen ermitteln und Radiowellen detektieren. Sollten Alfvén-Wellen in der Korona am Werk sein, müsste das FIELDS-Experiment sie nachweisen. Aber auch explosive Kontakte von solaren Magnetfeldlinien und die dabei entstehenden Nanoflares müssten als abrupte Turbulenzen in diesem Feldmesser zu erkennen sein. Das SWEAP-Experiment wird dem solaren Plasma und dem Sonnenwind am direktesten ausgesetzt sein. Denn zu ihm gehört der Probenbecher (Faraday-Becher), der hinter dem Schutz des Hitzeschilds hervorragt. Zwei weitere Teilchendetektoren sitzen am Rumpf der Sonde. Mit ihnen sollen die häufigsten Teilchen des Sonnenwinds – Elektronen, Protonen und Heliumionen - gezählt, sowie ihre Dichte, Geschwindigkeit und Temperatur bestimmt werden. Weil diese Teilchen jeweils unterschiedlich auf Alvén-Wellen reagieren, könnte SWEAP deren Effekte erfassen.

Instrumente von

SWEAP

Faraday Becher

SPC is a Faraday Cup (FC) that looks directly at the Sun and measures ion and electron fluxes and flow angles as a function of energy. A small strut places SPC at the edge of the spacecraft heat shield. [Photo Credit: Andrew Wang]

Instrumente der Parker-Sonde

ISIS: Detektor für schnelle Teilchen Das ISIS-Instrument (integrated Science Investigation of the Sun) ist der Hochleistungsdetektor unter den Partikelmessern. Denn dieser zweiteilige Detektor kann ein breites Spektrum von schnellen Elektronen, Protonen und schweren Ionen erfassen. ISIS misst Teilchen in einem breiten Energiespektrum, von zehntausenden von Elektronenvolt bis zu hunderten Millionen Elektronenvolt. Das erlaubt es, Art, Geschwindigkeit, Richtung und Energie der Teilchen zu bestimmen.

WISPR: Bilder aus der Korona Abgerundet wird die wissenschaftliche Nutzlast der Parker Solar Probe durch den Wide-Field Imager for Solar PRobe (WISPR). Er besteht aus zwei Teleskopen, die hochaufgelöste Nahaufnahmen der Korona, der inneren Heliosphäre, aber auch von Plasmastrukturen, Schockwellen und anderen Phänomen in der Sonnenatmosphäre liefern werden.

Wissenschaft mit Parker-Sonde

• Die NASA-Forscher versprechen sich von der bis 2025 angesetzten Mission Erkenntnisse darüber, warum die Korona um ein Vielfaches heißer ist als die Oberfläche der Sonne und somit auch über die Funktionsweise von Sternen.

• Die Daten könnten zudem künftige Wettervorhersagen genauer machen. Da die Sonne die Quelle von Licht und Wärme für das Leben auf der Erde ist, erhoffen sich die Forscher auch neues Wissen über die Evolution.

• Das Projekt soll zudem Auskünfte über die schnellen Solarwinde geben, die Satelliten empfindlich stören können.

Solar wind speed as a function of heliographic latitude illustrating the relationship between the structure of the solar wind and coronal structure at solar minimum (a, c) and solar maximum (b). Ulysses SWOOPS solar wind data are superposed on composite solar images obtained with the SOHO EIT and LASCO C2 instruments and with the Mauna Loa K-coronameter. (d) Solar cycle evolution (image credit: D. J. McComas et al.)

Ion energy spectra of different inner heliospheric particle populations that SPP will encounter and the required energy range coverage for EPI-Lα (green) and EPI-Hi (blue) as well as the broader expected performance (lighter shades) for ISIS' overall energy coverage. Also shown is the energy range coverage for electrons (image credit: ISIS-EPI collaboration)

Solare Flares