Um 7000 Jahre müssen wir warten, bis der momentan sichtbare Komet Neowise wieder erscheint. So lange braucht der Komet, mit dem ich quasi meinen ersten Kontakt zu Kometen hatte, nicht.
In den ersten siebzehn Jahren meines lebens habe ich wohl mal das Wort Komet gehört, wusste aber wenig bis gar nichts über sie. Meine Flamme und Liebe zu ihnen entzündete sich 1986 an folgender Geschichte:
Zitat aus Blind zu den Sternen:
Glücklicherweise war am nächsten Tag schulfrei, sonst hätte ich im Fernsehen nicht erleben dürfen, wie die Raumsonde Giotto durch den Kometenschweif des Halleyschen Kometen flog. Hier waren sogar die auftreffenden Partikel zu hören, denn die Sonde hatte einen Sensor dafür hinter ihrem Schutzschild. Bedauerlicherweise erblindete die Kamera leider recht früh, weil ein Partikel den Schutzschild durchschlug. Nichtsdestotrotz gibt es Bilder des Kometenkerns, der Koma und seines Schweifes. Diese Mission war eine Glanzleistung der Europäischen Weltraumorganisation (ESA). Hätte sie nicht funktioniert, böte sich erst wieder das Jahr 2061 an, da der Komet nur alle 76 Jahre erscheint. Sein Auftauchen war durchaus nicht immer willkommen. Im Jahre 1910 fand man mittels Spektralanalyse des Schweifes Blausäure darin. Panikmacher dachten, jetzt würden alle eines Todes durch Blausäure sterben, wenn die Erde durch den Schweif fliegt.
Ein Englischer König wurde gekrönt, als der Komet gut sichtbar am Himmel stand. Es war kein gutes Omen für ihn, denn er verstarb noch im selben Jahr.
Der Fernsehsprecher erklärte sehr ausführlich, wie ein Komet aussieht, in welche Richtung sein Schweif zeigt und dass der Sonnenwind den Kometenschweif stets von der Sonne weg wehen lässt. Bis dahin wusste ich gar nicht, dass es einen Sonnenwind aus geladenen Teilchen gibt. Dieses Wissen hat mich damals sehr bereichert: der Schweif, der einer Fahne gleich im Sonnenwind weht.
Für jemanden, der einen Kometen zeichnet, ist das selbstverständlich, weil man ihn immer so sieht. Für einen Menschen mit Blindheit ist das keinesfalls selbstverständlich: Beschreibt oder zeigt man ihm das nicht, wird er es nie erfahren. Es ist ein schönes Gefühl, an den Sonnenwind zu denken. Die Vorstellung passt gut zur Wärme, die wir von ihr empfangen.
Aber auch hier wieder das schon bekannte Bild, dass wir Blinden keinerlei Zugang zu Astronomie hatten.
Da war ich quasi ein Einser-Schüler und wusste dennoch mit meinen 17 Jahren nicht, wie ein Komet aussieht.
Ich wusste nicht, dass sie aus Eis und Staub bestehen. Ich wusste nicht, dass sie einen Gas-Schweif und einen Teilchen-Schweif besitzen und wusste auch nichts über ihre Bahnen.
Spannend war für mich natürlich auch, dass bis heute Kometen nicht nur als Unheilsbringer dienen, sondern eventuell Kandidaten dafür sind, wie das Wasser auf die Erde gekommen sein könnte. Es wäre sogar möglich, dass sie die chemischen Formeln auf die Erde brachten, welche letztlich Leben ermöglichten.
Zu dieser Weltraum-Chemie hat Tim Pritlove noch nicht lange her, eine Raumzeit-Folge veröffentlicht, die ich wärmstens empfehle.
In Folge 79 interviewte Tim eine Professorin, die maßgeblich an der Mission Giotto beteiligt war und viel zum Thema Kosmische Chemie erzählt.
die @Riffreporter haben in ihren @Astrogeo-Podcast vor einigen Jahren auch maleine Folge mit der Dame aufgenommen. Zu dieser sehr hörenswerten Folge geht es hier lang.
So, meine lieben, das war meine zweite Kometengeschichte, mein erster Kontakt. Wenn sie gefallen hat, dann lasst es mich gerne in den Kommentaren wissen. Und wer durch meinen Auszug aus meinem Buch vielleicht jetzt darauf aufmerksam und neugierig wurde, der oder demjenigen sei gesagt: “Ja, das Buch gibt es noch.” In der Menüleiste des Blogs oder gleich hier findet ihr alle wichtigen Informationen zu meinem Buch.
Bis zum nächsten Mal grüßt euch ganz herzlich
euer Blindnerd.
Seid herzlich gegrüßt,
Momentan haben wir einen Star am Himmel. Seit mehreren Jahren ist endlich mal wieder ein Komet am Morgen- und am Abendhimmel zu sehen. Sein Name ist @neowise. Über den werde ich aber heute nicht schreiben, weil hierfür noch ein Experiment aussteht, aus welchem ich eine weitere Kometengeschichte verfassen werde, wenn es denn gelingt. Nichts desto Trotz nehme ich den Kometen zum Anlass, hier mal einige Kometengeschichten zu bringen, in welchem ich Erlebnisse mit Kometen schildern werde. Hier kommt eine dieser Erinnerungen:
im Juli vor 26 Jahren stürzte der Komet Shoemaker-Levy 9 in den Gasplaneten Jupiter. Ich erinnere mich daran, dass dieses Ereignis große Aufmerksamkeit und Präsenz in den Medien hatte.
Lasst uns kurz dieses Spektakels gedenken und uns daran erfreuen:
Shoemaker-Levy 9 (kurz auch SL9) war ein 1993 entdeckter Komet. Seine offizielle Bezeichnung ist D/1993 F2 (Shoemaker-Levy). Das „D“ in seiner Bezeichnung steht für das englische „disappeared“ („verschwunden“) und zeigt an, dass der Komet nicht mehr existiert. Seine Bruchstücke schlugen im Juli 1994 auf dem Planeten Jupiter ein. Er erhielt seinen Namen, weil er der neunte kurzperiodische Komet war, der von Carolyn und Eugene Shoemaker zusammen mit David H. Levy entdeckt wurde.
Kometen, die eine Umlaufzeit von unter 200 Jahren haben, nennt man kurzperiodische Kometen. Es sind solche, die von den großen Gasplaneten durch gravitative Einflüsse ins Innere des Sonnensystems gezogen wurden.
Es gibt Kometen, deren Bahnen so exzentrisch sind und so weit über den Rand des Sonnensystems hinaus ragen, dass ihre Wiederkehr Jahrtausende dauert. Sicherlich gibt es sogar Kometen, die die Menschheit seit Bestehen, noch nie gesehen hat, weil ihre Periode zu lang ist.
Kometen können aus allen Richtungen kommen, z. B. von oben die Ekliptik durchstoßen oder von unten.
Der Komet wurde erstmals auf einem Foto nachgewiesen, das am 24. März 1993 mit einem 46-cm-Schmidt-Teleskop am Mount-Palomar-Observatorium in Kalifornien aufgenommen wurde.
Ein Schmidt-Teleskop ist ein Beobachtungsinstrument, das ausschließlich für die Astrofotografie geeignet ist. Man kann damit nicht selbst beobachten. Ich erspare uns jetzt die Einzelheiten.
Der Japanische Astronom Shuichi Nakano sagte den erwarteten Zusammenstoß als Erster voraus. Die Beobachtung wurde in der Folge von anderen Astronomen bestätigt. Rasch wurde klar, dass es sich um einen ungewöhnlichen Kometen handelte. Er befand sich nahe am Planeten Jupiter und war in mehrere Fragmente zerbrochen.
Der Komet geriet vermutlich schon während der 1960er Jahre unter die starken Gravitationskräfte des Jupiter und wurde so in eine stark elliptische Bahn um den Planeten Jupiter gezwungen.
Aufgrund der Gezeitenkräfte zerbrach der Komet, der ursprünglich einen Durchmesser von rund 4 km gehabt haben dürfte, in 21 Fragmente zwischen 50 und 1000 m Größe, die sich auf einer mehrere Millionen Kilometer langen Kette aufreihten.
Man gab jedem Fragment einen Buchstaben (A – W), wobei das I und das O wegen der Verwechslung mit den Ziffern 1 und 0, nicht verwendet wurden.
Nur zwei Monate nach der Entdeckung zeigte die Bahnbestimmung der Astronomen, dass die Kometenstücke im Juli 1994 mit dem Planeten Jupiter kollidieren würden.
Zwischen dem 16. Juli und dem 22. Juli 1994 schlugen die Bruchstücke des Kometen Shoemaker-Levy 9 in Jupiters südlicher Hemisphäre mit einer Geschwindigkeit von 60 km/s ein und setzten dabei die Energie von 50 Millionen Hiroshima-Bomben / 650 Gigatonnen TNT frei.
Wann kommen wir sprachlich endlich von diesen Hiroshima-Bomben und dem TNT weg, um Energiemengen zu beschreiben…
Dies war das erste Mal, dass die Kollision zweier Körper des Sonnensystems und die Auswirkungen eines solchen Impakts direkt beobachtet werden konnten.
Obwohl die Einschlagstelle aus Sicht der Erde knapp hinter dem “Rand” Jupiters lag und somit nicht direkt einsehbar war, konnten die Astronomen sogenannte “Plumes” (heiße Gasblasen, ähnlich einem “Atompilz”) über den Rand Jupiters aufsteigen sehen. Aufgrund der raschen Rotation von Jupiter wurden die Einschlagstellen nur wenige Minuten nach den Impakten von der Erde aus sichtbar. Es zeigte sich, dass sie dunkle Flecken mit Durchmessern bis zu 12.000 km in der Atmosphäre Jupiters hinterlassen hatten, die über Monate hinweg sichtbar blieben.
Das erstaunt mich sehr, denn man sollte doch meinen, dass ein Loch in der Gashülle Jupiters gleich wieder “zugeweht” werden sollte.
Aber es waren ja nicht nur Löcher, sondern aeben riesige Blasen aufgeheizten Gases. Das kann dann schon mal bissel dauern, bis die wieder abkühlen.
Ich habe hier einen taktilen Ausdruck der gestreiften Jupiteroberfläche an meiner Bürotüre hängen. Darauf sind diese Einschlagsstellen auch zu sehen und zu tasten.
Einzig die Raumsonde Galileo konnte aus einer Entfernung von 1,6 AE die Impakte direkt beobachten.
Eine AE, Astronomische Einheit, oder auch AU, Astronomic Unit, ist der mittlere Abstand Erde-Sonne, etwa 150 Mio Kilometer, oder 8 Lichtminuten.
Aufgrund einer defekten Parabolantenne waren die Kapazitäten der Raumsonde für die Datenübertragung allerdings beschränkt, und es konnten nicht alle Messwerte zur Erde übermittelt werden. Hinzu kam, dass Galileo infolge der Challenger-Katastrophe erst mit drei Jahren Verspätung zum Jupiter geschickt wurde. Hätte der Starttermin 1986 stattgefunden, hätte die Raumsonde die Einschläge aus nächster Nähe im Jupiterorbit verfolgen können.
In den Spektren der Plumes wurden große Mengen molekularen Schwefels (S2) und Kohlenstoffdisulfids (CS2) gefunden, mehr als durch die Explosion eines vergleichsweise kleinen Kometenkerns hätte freigesetzt werden können. Man vermutet den Ursprung daher in tieferen Atmosphärenschichten des Jupiter. Weitere nachgewiesene Moleküle sind Kohlenstoffmonoxid (CO), Ammoniak (NH3) und Schwefelwasserstoff (H2S). Auch Emissionslinien von Eisen, Magnesium und Silizium wurden beobachtet: Die Hitze der Explosionen muss also ausgereicht haben, diese Metalle zu verdampfen. Wasser wurde in geringeren Mengen beobachtet, als das zunächst erwartet worden war. Vermutlich wurden die Wassermoleküle durch die Hitze aufgespalten.
Das ist spannend, dass man gleich noch etwas messen konnte, was offensichtlich vom Jupiter stammte. Klar, wenn etwas wo einschlägt, sieht man auch bissel was von dem, was das Innere des getroffenen Körpers enthält.
Muss alles in allem ganz schön gestunken haben. SH2 riecht beispielsweise nach faulen Eiern. Ammoniak riecht nach Schweinestall. Wir werden noch in meinen weiteren Kometen-Geschichten davon hören, dass Kometen scheinbar gern mal vor sich hin stinken, wenn die Sonne sie antaut.
So, das war mal eine Kometengeschichte, die für den Kometen leider nicht gut ausging.
Bis zum nächsten mal grüßt euch
Euer Blindnerd.
nicht selten kommt es vor, dass ich als blinder astronomisch interessierter Mensch Dinge gefragt werde, die ich selbst noch nie gesehen habe. Wen wunderts. Im all hat fast niemand noch viel gesehen. Außer einigen Sternen hat auch der Mensch mit den besten Augen und Messinstrumenten nicht viel auf dem Konto. Etwa vier Fünftel des Universums sind für Licht-Augen nicht sichtbar. Und von dem Fünftel, was wir sehen, verbirgt sich noch so einiges hinter Staubwolken. Die Astronomen haben mittlerweile zwar Tricks, auch für Augen unsichtbare Dinge sichtbar, und auch hörbar zu machen, aber sehen ist das halt nicht.
Vor einigen Jahren, als ich gerade neu in einen Astronomie-Verein eingetreten war, wollte dieser im Rahmen eines Tag der offenen Türs einen Workshop für Neueinsteiger anbieten. Hier sollte in einem Vortrag erklärt werden, was man mit verschiedenen Messinstrumenten, Fernglas, Linsenteleskop, Spiegelteleskop etc. sehen kann und womit man finanziell tragbar einsteigen könnte.
Der Macher dieses Workshop fiel leider aus. In seiner Not rief der Organisator der Veranstaltung mich an. Er fragte mich, ob ich diesen Workshop und Vortrag übernehmen würde. Spontan sagte ich zu und bereitete mit meiner sehenden Assistenz die Folien für den Vortrag vor.
Einige Wochen später rief er mich bestürzt an und entschuldigte sich überschwänglich und herzzerreißend dafür, dass er mich als blindes Mitglied um so einen visuellen Gefallen gebeten hatte. Ich war noch so neu im Verein, dass er meine Blindheit einfach nicht auf dem Schirm hatte. Dann musste ich diesem sehr netten Menschen leider sagen, dass das Kind quasi schon in den Brunnen gefallen sei, weil der Vortrag mit seinen Folien und allem schon fertig war. Ich tröstete ihn, indem ich ihm sagte, da wir den Vortrag am hellichten Tage halten, kann niemand etwas von dem ausprobieren, was ich erzähle. Wie auch immer. Ich hielt den Vortrag unter einer sehr dunklen Sonnenbrille und verriet erst auf der vorletzten Folie, dass ich blind bin. Das war äußerst inklusiv und großartig.
In der Hauptschule sparte man das Thema Optik aus, weil wir blind sind und viele von uns mit Licht nichts anfangen könnten. Außerdem wäre es dann auch zu kompliziert für uns, meinten die Lehrer*innen. Zum Glück hatte ich später Anfang der 90er Jahre im Rahmen meines Physik-Nebenfachs im Studium nochmal die Möglichkeit, Optik zu lernen. Ich fand Optik eines der leichtesten Themen in diesem Studium. Wenn ich da an die Thermodynamik oder die Quantenmechanik mit ihren vielen langen Gleichungen denke, dann bin ich heute noch froh, die Klausuren bestanden zu haben.
Ich erzähle euch das alles, weil es immer wieder vorkommt, dass ich über an sich nur sehbare Phänomene befragt werde. Und wisst ihr was, das ist überhaupt nicht ungewöhnlich. Ich lebe ja in unserer gemeinsamen Welt, die nun mal einfach eine Welt des Sehens ist, mit allen vor- und Nachteilen, die das mit sich bringen kann. Im Gespräch darf ich immer wieder feststellen, dass unsere Welten gar noch so weit voneinander entfernt liegen. Es geschieht quasi nie, dass ich völlig daneben liege, wenn ich mir etwas visuelles vorstelle.
Deshalb schreibe ich heute mal über Seh-Fragen, die Sehende an den Blinden stellen.
Wie sieht der Himmel anderswo aus, fragte mich neulich eine blinde wunderbare Freundin. Gute Frage dachte ich. Wie sieht der Himmel denn bei uns aus?
Auf der Erde haben wir die helle Sonne, manchmal Wolken, die sehr unterschiedlich aussehen können, z. B. Regenwolken, Schäfchen, Gewitterwolken etc. Und Dann ist da irgendwo überuns der Himmel, der blaue Himmel. Und wenn man in die Ferne blickt, dann stößt der Himmel an der Horizont-Linie mit der Erde zusammen.
Und es ist bei uns auch an bewölkten Tagen, wo man keine Sonne sieht, überall ungefähr gleichmäßig hell.
Und nachts haben wir natürlich unseren Mond, der zu und abnimmt und manchmal einen Hof hat, wenn ein Vulkan gerade mal wieder viel Staub und Asche in die Atmosphäre geblasen hat.
Und dann sind da natürlich unsere Planeten, die ihre Stellungen zueinander ändern und gemeinsam mit unseren Sternen viel Raum für astrologische Schwurbelei bieten.
Manchmal huscht die internationale Raumstation durchs Bild und die vielen hunderte Kleinsatelliten verschmutzen unseren Nachthimmel und unsere Stadtbeläuchtungen etc. tun das auch, so dass der Himmel nachts an manchen Orten gar nicht mehr ganz dunkel wird.
Es ist noch gar nicht lange her, als man noch nicht wusste, dass die galaktischen Nebel auch Gebiete mit Sternen sind, die aber unser Sehsinn nicht einzeln auflösen kann.
Manchmal haben wir Glück und es ereignen sich Sonnen- und Mondfinsternisse. Nicht selten kann man auch Kometen erspähen, die von weit her kommen und u. U. tausende Jahre zu uns unterwegs waren.
Manche Haarsterne waren vielleicht da, als es uns Menschen noch gar nicht gab.
Zum Leidwesen aller Astronomen flackern und romantischer ausgedrückt funkeln die Sterne. Schuld daran ist die wabernde störende Atmosphäre, deren Dichte und Dicke sich dauernd blubbernd ändert. Sie ist halt nicht ganz durchsichtig. Sie ist der Grund dafür, dass unser Himmel blau ist. Wenn morgens und abends das Sonnenlicht in flachem Winkel durch dickere Luftschichten dringen muss, wird der blaue Anteil des Lichtes ausgefiltert, weshalb wir Morgenrot und Abendrot wahrnehmen. Ja, in Wirklichkeit haben wir dauernd nahezu alle Farben des Lichts. Das verrät sich in der Wunderbaren Ansicht eines Regenbogens. Kleine Wassertropfen in der Atmosphäre wirken wie Prismen und fächern das weiße Licht in seine einzelnen Farben auf.
So sieht grob der Himmel auf der Erde aus.
Wie sieht er aber woanders aus?
Die ersten, die ein Blick durch dieses Fenster hatten, waren unsere Mondfahrer. Da ist zunächst der Mondtag. Er dauert einen Monat lang. Das bedeutet, dass es ungefähr 14 Tage lang hell, und 14 Tage lang dunkel auf dem Mond ist. Der Mond hat keine Atmosphäre. Das hat weitreichende Konsequenzen, was den Anblick des Himmels vom Mond aus betrifft. Auffällig ist, dass der Himmel auf dem Mond nicht mehr blau, sondern schwarz ist. Man sieht die gleißende Sonne oder nachts auch Sterne. Diese flackern auf dem Mond nicht mehr, weil man nicht durch eine wabernde Atmosphäre blicken muss, um sie zu sehen. Es ist auf dem Mond auch nicht gleichmäßig hell, wie bei uns, da er keine Atmosphäre besitzt, an deren Teilchen das Tageslicht gleichmäßig gestreut wird. Das bedeutet, dass es in Blickrichtung dunkel ist, wenn man die Sonne im Rücken hat. Schattenwürfe auf dem Mond sind viel klarer und deutlicher. Selbstverständlich gibt es auf dem Mond durch die fehlende Atmosphäre und Wasserdampf auch kein Wetter. Der Mond hat kein Magnetfeld. Das bedeutet, dass jeder Kompass dort nicht funktioniert. Auch Polarlichter gibt es aus diesem Grunde auf dem Mond nicht zu sehen.
Astronauten berichten, dass man dort alles ganz nah sieht, weil keine Atmosphäre vorhanden ist. Man kann also Entfernungen nicht mehr so einschätzen. Bemerkenswert ist auf dem Mond der nahe Horizont. Der Mond ist viel kleiner als die Erde. Das bedeutet, dass sich seine Krümmung (Kugelform) deutlich früher bemerkbar macht, wenn man den Blick in die Ferne schweifen lässt. Man hat also auf dem Mond immer das Gefühl, gleich am Rande der “Scheibe” zu stehen. Wo auf dem Mond keine Sonne hin kommt, z. B. in einen Krater, dort ist es auch dunkel, weil es kein Zwielicht auf ihm gibt. Das macht sich auch in den Temperaturen auf dem Mond bemerkbar.
Es ist natürlich klar, dass man auf dem Mond keinen Mond sieht, weil man sich ja auf ihm befindet. Ein Foto ging um die Welt, dass ein Astronaut von Apollo8 aus schoss. Dort ist die Erde in ihrer blauen Luftblase zu sehen. Man sieht Wolken, Wasser und Kontinente. Auch Wüsten und große Städte kann man sehen. Das Foto zeigt, wie zerbrechlich unser Raumschiff Erde ist. Vergleicht man sie mit einem Apfel, so ist die Atmosphäre nicht dicker als seine Schale. Mondfinsternisse sollten ein beeindruckendes Schauspiel bieten. Ohne die helle Sonne würde man auf der der Erde zugewandten Seite beleuchtete Städte sehen, die sich langsam am Mond vorbei drehen. Sonnenfinsternisse dürften sich auf dem Mond kaum von normalen monatlichen Neumond-Ereignissen unterscheiden. Die sehen auf Erden deutlich spektakulärer aus.
Und naja, hören kann man auf dem Mond auch nichts. weil es keine Luft dort gibt, die den Schall transportieren würde. Die Astronauten hörten dort ihre eigenen Schritte nicht. Wahrscheinlich hörten sie schon etwas, weil ihr Raumanzug voll Luft gepumpt war. Vielleicht ein Rascheln, ein Klopfen, ein Rauschen der Überlebenssysteme etc. Aber etwas vom Mond hörten sie leider sicher nicht. Ich denke, es sollte sich im Mondstaub ungefähr so anhören, wie wenn man durch guten Schnee läuft, wenn es dort eben eine schalltragende Atmosphäre gäbe.
Physisch muss es auf dem Mond aber genial sein. Man wiegt dort nur ein sechstel seines normalen Körpergewichtes. Das bedeutet, dass unsere Muskeln, die zur Fortbewegung unseres Körpers auf Erden ausgebildet sind, ganz viel Kraft haben. Damit können wir beispielsweise sehr hoch springen. Auch wenn man hin fällt, tut es vermutlich auf dem Mond nicht mehr so weh. Also, bei allem wunderlichen Anblick auf dem Mond. Man kann dort nicht leben.
Interessant ist es aber schon mal, sich Gedanken darüber zu machen, wie dort so die Perspektive ist. Der erste, der das versuchte, war Johannes Kepler in seiner Mondgeschichte, über die ich vor Jahren schon schrieb.
Auf unserem inneren Planeten, dem Merkur, über dessen Mysterium mit den zwei Sonnenaufgängen ich schon schrieb, sind die Verhältnisse ähnlich. Keine Atmosphäre, große Hitze und sehr lange Tage. Der Merkur hat keine Monde. Was man allerdings interessantes sehen könnte ist, dass die Sonne unterschiedlich groß erscheint. In seinem sonnennächsten Punkt ist der Merkur etwa nur ein Drittel so weit von ihr entfernt, wie die Erde. Das bedeutet, dass man die Sonne dann neun mal so groß wahrnehmen sollte. Selbst in seinem sonnenfernsten Punkt ist der Merkur noch so nahe an der Sonne, dass man sie vierfach so groß sehen sollte, wie auf der Erde, da sein Abstand von ihr ungefähr die Hälfte des Erdabstandes beträgt.
Natürlich könnte man auf dem Merkur auch sehen, wie die anderen Planeten kreisen. Hören kann man auf dem Merkur natürlich auch ohne Atmosphäre nichts. Vielleicht kleinere beben, wenn man das Ohr an ihn legte. Ein Ruf in das Vakuum würde auf Merkur leider auch ungehört verhallen.
Auf der Venus wäre es ganz davon abgesehen, dass es an ihrem Boden um 400 Grad heiß ist, ziemlich interessant. Sie hat eine Atmosphäre, die 100 mal schwerer ist, als die bei uns. Das bedeutet, dass ein laues Lüftchen, das wir auf Erden angenehm empfinden würden, uns auf der Venus glatt umhauen würde. Die Venus erlebt momentan einen unglaublichen Treibhauseffekt. CO2, Schwefelsäure und andere unschöne und lebensfeindliche Gase würden uns das leben schwer machen. Die Sonne würde man vermutlich in dieser dicken und wolkigen Atmosphäre nie sehen. Man hätte nur ein fahles rötliches Zwielicht. An Sterne und den Mond ist auf der Venus nicht zu denken. Immer wolken verhindern den Blick auf die Sterne und einen Mond hat die Venus leider nicht.
Allerdings dreht sich die Venus falsch herum. Sie steht quasi auf dem Kopf. Vermutlich hat ein Einschlag sie auf den Kopf gekippt und möglicherweise auch den Treibhauseffekt auf ihr ausgelöst, weil z. B. alle Vulkane auf ihr gleichzeitig hoch gegangen sein könnten. Die Sonne auf Venus zieht also von West nach Ost.
Klingen würde in dieser dicken Atmosphäre alles viel tiefer wie bei uns. Helium, davon hören wir später, macht eine Micky Maus Stimme. Die dicke Venus-Luft macht alles tiefer.
Wo momentan jeder hin will, na klar, auf dem Mars.
OK, wirklich gut leben kann man auf dem Mars auch nicht. Die Luft dort ist sehr dünn und ihr fehlt das für uns wichtige Gas, der Sauerstoff. Ohne Treibhaus ist es auf dem Mars auch recht kühl. Immerhin hat der Mars zwei Monde, die Angst und Schrecken heißen, (Phobos und Deimos).
Auf dem Mars wögen wir auch ungefähr nur 1/3 unseres Gewichtes auf der Erde und durch die dünne Atmosphäre würden wir alles ganz leise hören. Es gab in der Vergangenheit schon Mars-Missionen, die ein Mikrophon dabei hatten, aber die sind leider dort nie angekommen.
Naja, momentan gibt es eine große Diskussion, ob es tatsächlich Metan auf dem Mars geben könnte. Metan wäre ein Bioindikator für eventuelles Leben. Tja, wie es aussieht, hat der Rover auf dem Mars seine eigenen Abgase gemessen. Das übertrage ich jetzt mal besser nicht auf menschliche Ausdünstungen…
Jetzt überschreiten wir die Schneegrenze unseres Sonnensystems und überlegen uns, wie das alles auf einem unserer großen Gasplaneten sein könnte.
Zunächst mal ist es schwierig, bei einem Gasplaneten die Atmosphäre zu bestimmen. Er besteht ja aus fast nichts anderem. Naja, da orientiert man sich an der Erde. Bei einem Gasplaneten, wie dem Jupiter, Saturn Uranus und Neptun definiert man einfach den Boden der Atmosphäre dort, wo auf der Erde Normaldruck herrschen würde. Boden hat man bei einem Gasplaneten zwar dann noch nicht unter den Füßen, weil es noch viele Kilometer weiter gasförmig weiter geht, aber man kann dann die Situation einfach vergleichen. Also der Jupiter hat viele Wolken und es herrschen häftige Stürme auf ihm. Die Wolken zeigen sich als sichtbare Bänder. Er dreht sich sehr schnell. Einer der großen Stürme auf Jupiter bilden den roten Fleck in der Nähe des Südpols. Das ist ein unglaublicher Sturm, wie er hier auf Erden vermutlich nie stattfinden kann. Jupiter hat ein enormes Magnetfeld. Das bedeutet, dass auf ihm enorme Polarlichter herrschen sollten. Das Wetter sollte viele Gewitter mit großartigen Blitzen und Gewittern erzeugen. Selbiges haben Raumsonden wohl auch schon gesehen. Die Sonne auf Jupiter wirkt schon deutlich kleiner als bei uns auf der Erde. Das wird natürlich nach außen hin zum Saturn, wo die Sonne nur noch die Größe eines Stecknadelkopfes hat, noch dramatischer. Ein Gasplanet und unsere Sonne auch rotiert nicht gleichmäßig, wie ein Starrer Körper. Die Sonne rotiert beispielsweise am Äquator rascher, als in ihrem Polregionen. So etwas geschieht bei Gasplaneten auch. Das bedeutet, dass die Lebewesen auf so einem Gasplaneten unterschiedliche Tageslängen hätten. OK, beim Jupiter-Jahr könnte man dann alle wieder einfangen, weil sich dieses durch seinen Umlauf um die Sonne definiert. Naja, auf einem Planeten wie Jupiter oder Saturn hätte man schon Probleme mit dem Mondkalender. Nach welchem Mond soll man ihn denn schreiben? Io, Europa, Ganymed und Kallisto.
Die Monde dieser Planeten sind durchaus interessant. Jupiters Europa oder Saturns Titan geben schon interessante rätselhafte Aufgaben auf. Es gäbe hier noch viel zu schreiben. Ich wollte in diesem Artikel einfach mal zeigen, wie interessant es ist, sich auch als blinder Mensch damit zu beschäftigen, was normalerweise einfach nur zu sehen ist.
Es kann gut sein, dass dieser Artikel sich noch weiter entwickeln wird. Ich stelle jetzt einfach mal die erste Version davon online.
Gehabt euch wohl, tragt fleißig eure Schnutendeckel und bleibt gesund.
in diesen Tagen, Mitte Mai 2020, soll bei guten Bedingungen der Merkur neben der Venus und der Mondsichel sogar bei uns gut zu sehen sein. Das ist nicht so einfach, weil der Merkur sehr klein ist und meistens wie der Mond bei Neumond von der Sonne überstrahlt wird. Deshalb sieht man ihn, wenn überhaupt nur am Morgen- oder Abendhimmel nahe bei der Sonne. Der große Astronom Kopernikus soll einer Legende nach auf seinem Sterbebett gesagt haben, dass es ihm zu Lebzeiten nie vergönnt gewesen wäre, den Merkur zu sehen. Aber der Merkur war schon in der Antike bekannt, weil man ihn eben manchmal mit bloßem Auge sehen kann. Merkur machte auch wegen seiner merkwürdigen elliptischen Bahn auf sich aufmerksam. Erst durch die Relativitätstheorie konnte die sog. Periheldrehung des Merkur erklärt werden. Damit ist gemeint, dass sich die ganze Merkurbahn langsam um die Sonne dreht. Somit verschiebt sich dann auch sein Perihel, sein sonnennächster Punkt. Die Newtonsche Himmelsmechanik reichte nicht aus, diese zu beschreiben.
Heute wollen wir uns mal mit einer Merkwürdigkeit befassen, die es so in unserem Sonnensystem nur auf dem Merkur zu beobachten gibt.
Der Lauf der Sonne auf Merkur
Man würde sich dort sehr über den Lauf der Sonne wundern, wenn man sich denn dort aufhalten könnte. Von einem Sonnenaufgang zum nächsten vergehen auf dem Merkur 176 Tage. Außerdem scheint die Sonne auf dem Merkur bei Sonnenauf- und Untergang aus dem Gang zu geraten. Am Äquator bleibt sie zur Mittagszeit kurz stehen, läuft dann etwas rückwärts, dann hält sie erneut an, um dann wieder ihren normalen Lauf von Ost nach West wieder aufzunehmen. Noch merkwürdiger wird alles, wenn man sich 90 Grad links oder rechts vom Mittagspunkt befindet, wo die Sonne gerade im Begriffe ist, auf- bzw. unter zu gehen. Man würde dort einen doppelten Sonnenauf- oder Untergang erleben. Also wenn die Sonne am Merkur-Morgen erscheint, verschwindet sie nochmal kurz unter dem Horizont, um dann endgültig richtig aufzugehen. Ebenso am Abendhimmel. Dort geht sie zunächst unter, erscheint dann nochmals kurz über dem Horizont, um sich dann zur Nacht zu begeben.
Dieses Kuriosum gibt es nur auf dem Merkur in unserem Sonnensystem. Was geht da vor.
Auf erden ist alles, wie es sein soll
Jeder weiß, dass sich die Erde links herum gegen den Uhrzeigersinn dreht, weshalb die Sonne von Ost nach West über den Himmel zu laufen scheint. Es ist auch bekannt, dass die Erde ungefähr 24 Stunden für eine Umdrehung benötigt. Für ihren Umlauf um die Sonne benötigt sie ein Jahr, ungefähr 365 Tage. Beim Merkur ist das alles anders.
Wie denn?
Bis in die 60er Jahre des letzten Jahrhunderts dachte man, dass der Merkur uns stets dieselbe Seite zeigt. So ist das bei unserem Mond. Dessen Drehung um sich selbst entspricht genau seiner Umlaufzeit um die Erde, einem synodischen Monat. Deshalb sehen wir seine Rückseite nie. So dachte man sich das eben auch von Merkur. Mit Teleskopen, Radar und Raumsonden, als man Struktur auf dem Merkur ausmachen konnte, fand man heraus, dass er sich doch etwas schneller um sich selbst dreht, als ein Umlauf um die Sonne dauert.
Er zeigt uns eben doch nicht immer dieselbe Seite.
Für eine Umdrehung benötigt Merkur 58,646 Tage. Für einen Umlauf um die Sonne benötigt er 87,969 Tage. Das bedeutet, dass wenn Merkur zweimal die Sonne umrundet, dreht er sich dreimal um sich selbst. Und damit nicht genug. Merkurs bahn ist extrem elliptisch. An seinem sonnenfernsten Punkt, dem Aphel, beträgt sein Abstand zur Sonne rund 70 Millionen Kilometer. In seinem sonnennächsten Punkt, dem Perihel ist er nur noch knapp 46 Millionen Kilometer von ihr entfernt. Dagegen verglichen laufen Erde und Venus fast auf Kreisbahnen.
Das bedeutet, dass Merkurs Winkelgeschwindigkeit auf seiner Bahn sehr stark variiert. Keplers zweites Planetengesetz besagt, dass der Fahrstrahl eines Planeten stehts gleiche Flächen zu gleicher Zeit überstreicht. Der Fahrstrall ist die gedachte Hilfslinie zwischen Stern und Planet. Ist nun unser Merkur an seinem entferntesten Punkt von der Sonne, ist sein Fahrstrahl länger. Wenn der zu gleicher Zeit eine gleiche Fläche überstreichen soll, bedeutet das, dass Merkur sich langsamer auf seiner Bahn bewegen muss, um diese Bedingung zu erfüllen. Das “Kuchenstück” ist dann zwar länger, aber deutlich schmaler. In Sonnennähe beschreibt der Fahrstrahl dann zur selben gegebenen Zeit ein kürzeres, aber breiteres “Kuchenstück”, ganz davon abgesehen, dass der Kuchenrand keinen Kreis beschreibt, weil es sich um eine elliptische Bahn handelt, aber als Bild geht es so.
Nun haben wir alle Fakten beieinander, um Merkurs Sonnen-Wunder zu erklären.
Von Winkeln und Verhältnissen
Zunächst ist es so, dass ein Beobachter auf dem Merkur die Sonne im Laufe eines Merkur-Jahres immer größer wahrnimmt, so lange Merkur sich auf sein Perihel zubewegt. Entfernt er sich dann wieder von ihr, erscheint die Sonne wieder kleiner. Bei dieser starken Exzentrizität der Merkurbahn würde man das deutlich sehen. Den Effekt hätten wir gern bei unserem Supermond…
Wir haben oben gefunden, dass Merkur drei Umdrehungen innerhalb zweier Merkur-Jahre (Lauf um die Sonne) vollführt.
Die Geschwindigkeit, mit welcher Merkur sich um sich selbst dreht, bleibt konstant. Bei Drehungen spricht man gerne von Winkelgeschwindigkeiten, also von der Änderung des Winkels pro Zeit. Für die Eigendrehung des Merkur ist die konstant.
Beim Lauf um die Sonne auf merkurs extrem elliptischer Bahn ist das durchaus nicht so, denn sonst wäre keplers Gesetz mit den Flächen und dem Fahrstrahl nicht erfüllbar. Man kann also sagen, dass die Winkelgeschwindigkeit der Eigenrotation des Merkur ungefähr 1,5 mal größer ist, als die durchschnittliche Winkelgeschwindigkeit seines Laufes um die Sonne. Betrachtet man aber nun die Position des Merkur auf seiner Bahn, ändert sich dieses Zahlenverhältnis sehr stark. Im sonnenfernsten Punkt ist die Winkelgeschwindigkeit um 0,68 mal kleiner als die mittlere Winkelgeschwindigkeit und im Perihel um den Faktor 1,53 größer. Somit stehen im Aphel die beiden Winkelgeschwindigkeiten 1,5 (Eigendrehung konstant) zu 0,68 und im Perihel 1,5 (Konstante Eigendrehung) zu 1,53 (Bahnumlauf).
Was fällt hier auf:
Je näher der Merkur seinem sonnennächsten Punkt kommt, desto größer wird seine Bahngeschwindigkeit. Das Verhältnis zur konstanten Winkelgeschwindigkeit der Eigendrehung steigt also vom Aphel mit 0,68 bis zum Perihel mit 1,53 an. Nun ist das Verhältnis plötzlich anders herum.
Konsequenzen
Die Winkelgeschwindigkeit der Eigendrehung ist im Verhältnis zur Umlauf-Winkelgeschwindigkeit plötzlich kleiner. Das bedeutet, dass die Sonne für den Beobachter plötzlich rückwärts läuft, denn negatives Geschwindigkeitsverhältnis bedeutet entgegengesetzte Richtung.
Und was passiert an dem Punkt, wo das Verhältnis 1,5 zu 1,5 ist? Dort steht die Sonne kurz still und kehrt ihre Richtung von einem Beobachter aus gesehen entweder wieder in die richtige Richtung um, dass sie wieder von Ost nach west läuft, oder in die falsche.
Und was bedeutet das für den Beobachter an einer der Tag-Nacht-Grenzen? Genau. Die Sonne läuft rückwärts und tut nochmal, was sie schon tun wollte, nämlich auf- oder unterzugehen.
Und wie kommen wir auf die Tageslänge von über 180 Tagen, obwohl die Sonne sich in 54 Tagen um sich selbst dreht? Das liegt am Verhältnis von Merkurtag zu Merkurjahr. Hat die Sonne von ihrer Umdrehung her den Merkurtag beendet, hat sie sich erheblich auf ihrer Bahn weiter gedreht, Wir Erinnern uns Drei Umdrehungen in zwei Umläufen. Deshalb dauert die Zeitspanne so lange.
Liebesurlaub auf dem Merkur
Puh, das war jetzt kompliziert, oder?
Aber für Verliebte wäre das doch wirklich super romantisch mit den zwei Sonnenauf- und Untergängen.
Auch für Sonnenanbeter gibt es auf dem Merkur ein Plätzchen. Sie sollten die Caloris Planitia besuchen. Es ist das Becken der Hitze auf Merkur. Dieser Einschlagskrater hat einen Durchmesser von 1,500 km. Es ist der Ort, bei dem zum Zeitpunkt jedes zweiten Perihel-Durchgangs die Sonne im Zenit steht. Und sie verlängert das Sonnenbad noch etwas, denn sie wandert ja am Perihel kurz rückwärts. Näher kommt man der Sonne so wohl nicht und bei molligen mehreren Hundert Grad und ohne schützende Atmosphäre, dürfte sich die erwünschte Bräune rasch einstellen.
Und eins noch zur Urlaubs-Saison auf Merkur:
Jahreszeiten in dem Sinne, wie wir sie durch unsere um 23 Grad geneigte Erdachse auf der Erde haben, gibt es auf Merkur nicht, da seine Achse nur um 0,01 Grad gekippt ist. Man kann sagen, er steht aufrecht. Seine sehr elliptische Bahn bewirkt aber, dass die Sonneneinstrahlung variiert. Dieser Effekt hat auf Erden wegen der fast kreisförmigen Bahn keine Auswirkung. Allerdings bewirkt die Exzentrizität der Erdbahn, dass unser Sommer ungefähr vier Tage länger als der Winter ist. Es ist noch nicht ausgemacht, ob an den Polem von Merkur Skiurlaub möglich sein könnte. Kann sein, dass es Eis in Kratern an den Polen gibt, wo nie Sonne hin kommt. Möglicherweise muss man dann selbst die Piste beleuchten.
Und auch Kunstkenner kommen auf Merkur durchaus auf ihre Kosten. Besuchen sie doch Rembrandt, den größten Krater des Merkur. Bedenken Sie, dass die Kleiderordnung hierfür durchaus einen veritablen Raumanzug verpflichtend vorsieht. Und ob Sie dort Gemälde finden werden, ist äußerst fraglich. Wie dem auch sei. Wenn einer eine Reise tut, dann kann er was erzählen.
Naja, ob aber jemals Menschen in diese heiße Wüstenwelt ohne Atmosphäre reisen möchten, sei dahin gestellt.
Jetzt warten wir erst mal, bis in einigen Jahren die Raumsonde BepiColombo am Merkur ihre Forschungsarbeit aufnimmt. Apropos Merkur und Missionen: Folge 43 des Podcasts Raumzeit beschreibt die Mission sehr hörenswert und in Folge 44 dieses Podcast geht es um den Merkur an sich.
Inspiriert zu diesem Artikel hat mich das Buch Sternstunden des Universums von Harald Lesch, das es bei Audible auch als Hörbuch gibt.
Wie auch immer:
Bis Bepicolombo am Merkur ist, wird es aber noch viele neue Artikel auf Blindnerd geben.
Vor sechs Jahren hatte ich mit meinem Freund Volker, der Pfarrer ist und auch hier mitließt, eine ganz interessante Unterhaltung über Weltraum-Missionen, Satelliten für Navis und auf welche Bahnen man verschiedene Missionen oder Satelliten schicken sollte, damit sie ihre Aufgabe möglichst gut erfüllen können.
Da wir neulich wieder darauf kamen und das Thema auch durch Twitter rauschte, möchte ich meine Ausführungen gerne hier mit euch teilen.
Tanz mit der Erde
Bei Aufgaben, wo es wichtig ist, dass man von der Erde aus stehts von der gleichen Stelle aus Sicht auf den Satelliten hat, schickt man sie auf eine geosynchrone Umlaufbahn. Der Satellit umläuft die Erde synchron zur Erddrehung ein mal täglich. Die einfachste Bahn dieser Art ist die geostationäre Umlaufbahn.
Die liegt ungefähr 36.000 Kilometer über dem Äquator. Es gibt noch weitere geosynchrone Bahnen.
Diese Bahnen eignen sich gut für Satelliten zur Kommunikation, Navigation und zur Wetterbeobachtung.
Welch ein Gezerre
Für andere Aufgaben aus Erdnähe wird es dann mit den Bahnen etwas kompliziert.
Ein Hauptproblem ist die Tatsache, dass immer mehrere Körper mit ihren Gravitationskräften an unserer gedachten Raumsonde ziehen.
Da zieht die Sonne mit ihrer ungeheuren Masse, die Erde, in deren Nähe sich unsere Sonde befindet, der Mond zieht, wenn er gerade mal vorbei kommt und auch die riesigen Gasplaneten, wie unser Jupiter ziehen an der Sonde.
Als erstes dürfte den Menschen aufgefallen sein, dass Kometen, deren wiederkunft vorausberechnet war, sich verspäten können, weil sie unterwegs von anderen Körpern, wie dem Jupiter abgelenkt wurden.
Dieses Spiel der Kräfte wird dann schnell chaotisch und die Sonde muss mittels Treibstoff ihre Bahn korrigieren.
Das ist bei mehr als zwei Körpern, die sich gegenseitig beeinflussen, nicht mehr mit einer geschlossenen Formel, wie den Newtonschen Bewegungsgleichungen oder den Keplerschen Gesetzen zu lösen. Es gibt jedoch numerische Verfahren, wie man die Bahnen von derartigen Drei-Körper-Systemen, z. B. Erde-Sonne-Raumsonde, Stück für Stück berechnen kann.
Bei einigen Missionsaufgaben lässt sich aber enorm Treibstoff sparen, weil es für zwei größere Körper, z. B. Erde und Sonne die einen für ihre Verhältnisse sehr kleinen Körper, eine Raumsonde, beeinflussen Punkte gibt, bei denen man quasi kostenlos mitreisen kann. Treibstoff braucht man dann nur noch, damit man in der Nähe dieser Lagrange-Punkte, benannt nach dem Mathematiker Joseph-Louis Lagrange bleibt. Etwas korrigieren muss man schon, denn zum einen wird unser Drei-Körper-System ja auch von anderen Massen gestört, und zum anderen gibt es an den Lagrange-Punkten nichts, worum man kreisen könnte.
Es sind Punkte, bei denen sich die Zugkräfte auf unsere Sonde der im system befindlichen großen Massen, addieren, subtrahieren oder ergänzen.
Der Parkplatz an der Sonne
Nehmen wir das System bestehend aus Erde, Sonne und einer Sonde zur Sonnenbeobachtung an.
Nun ist man natürlich daran interessiert, möglichst viele Sonnenstunden zu haben, am bessten immer. Kein Tag-Nacht-Rhythmus oder ein Mondschatten soll die Beobachtung stören, und wenig Treibstoff soll die Sonde natürlich auch verbrauchen, denn wir wollen sie ja lange nutzen.
Der beste Parkplatz für so eine Sonde ist der Lagrange-Punkt eins. Er liegt zwischen Erde und Sonne.
An diesem Punkt ziehen in unserem Beispiel Erde und Sonne gleich stark von gegenüberliegenden Seiten an der Sonde, und halten sie auf diesem Punkt fest. Da die Erde deutlich weniger Masse als die Sonne besitzt, liegt dieser Punkt näher an der Erde.
Er liegt ungefähr 1,5 Mio Kilometer von der Erde aus gesehen in Richtung Sonne. Das ist gerade mal ein Prozent der ganzen Strecke Erde-Sonne.
Und was an dem Punkt noch praktisch ist, die Erde zieht unsere Sonde mit sich auf ihrer Umlaufbahn um die Sonne. Somit hat die Sonde den Stern stets im Blick und die Antenne für die Daten zeigt immer brav in Richtung Erde. Klar, die dreht sich natürlich einmal täglich unter der Sonde hindurch, das stört aber nicht, weil es Empfangsantennen für die Daten um den ganzen Erdball verteilt gibt, oder man speichert die Daten und schickt sie dann zur Erde, wenn sich die Heimat-Antenne unter der Sonde vorbei bewegt. Und wenn nicht gerade eine Sonnenfinsternis stattfindet, dürfte nicht mal der Mond mit seinem Schatten störend durch den Datenstrahl zur Erde laufen. Wir merken also: Der LagrangePunkt L1 Erde-Sonne ist ein idealer Parkplatz für Beobachtungen unseres Sterns.
Es sei denn, man möchte auch die Pole der Sonne sehen, dann ist L1 nicht geeignet.
Tatsächlich befinden sich Raumsonden zur Sonnenbeobachtung in Lagrange-Punkt eins des Erde-Sonne-Systems.
Der Punkt ohne Rückkehr
Natürlich gibt es auch im System Erde-Mond einen eigenen L1. Dieser könnte interessant sein, wenn man nicht die Erde, sondern den Mond beobachten möchte. Da der Mond uns aber stets die gleiche Seite zeigt, wäre hier vermutlich nicht viel spannendes zu sehen. Ich glaube, es gibt derzeit keine Sonde in diesem Punkt.
Der Abstand zu L1(Erde-Mond) ist für Mondfahrer interessant. Er liegt etwa 326.000 Kilometer in Richtung Mond. Der Abstand Erde-Mond beträgt im Mittel 384.400 Kilometer. Da der Mond deutlich weniger Masse als die Erde besitzt, liegt dieser L1 natürlich näher bei ihm. Befindet man sich näher als dieser Abstand beim Mond, dann wird man von ihm angezogen. Das bedeutete für die Apollo-Missionen, dass es von da ab nicht mehr möglich war, ohne Triebwerk zur Erde zurück zu fallen (Point of no return).
Im Schatten
Wer wünscht sich im Sommer keinen Parkplatz unter einem schattigen Baum.
Bei vielen Missionen ist es auch so, dass gerade die Sonne mit ihrer Wärme und ihrem Licht stört. Aus diesem Grunde parkte man die beiden WeltraumteleskopeHerschel und Planck, die u. A. Beobachtungen im Infrarot-Bereich, also Wärme, machen sollten, in L2(Erde-Sonne). Dieser liegt von der Sonne aus gesehen 1,5 Mio Kilometer hinter der Erde auf einer Linie mit Erde, L1 und der Sonne.
Aktuell befindet sich dort Das Weltraumteleskop Gaia, das im Schatten der Erde Sterne zählt und katalogisiert.
Das astronomisch teure und viel verspätete Teleskop, James Webb, soll auch im L2-Punkt des Erde-Sonne-Systems geparkt werden.
Die dunkle Seite
L2(Erde-Mond) liegt auf der Rückseite des Mondes, die uns stets abgewandt ist.
Vom Erdmittelpunkt aus gemessen, liegt der Punkt 449 km entfernt knapp hinter dem Mond auf der Verbindungslinie Erde-Mond, auf welcher sich auch L1 dieses Systems befindet. Bis vor kurzem war dieser Punkt für die Raumfahrt nicht sehr spektakulär. Das änderte sich jedoch, seit China einen Rover und eine Sonde auf der Rückseite des Mondes landete.
Der Kommunikationssatellit von Chang’e-4 ist am L2-Punkt geparkt (genauer umkreist L2). Somit stellt er Funkkontakt vom Lander und Rover zur Erde her.
Wo liegt die “Gegenerde”?
Im Fall Sonne-Erde liegt der dritte Lagrange-Punkt auf der uns gegenüberliegenden Seite der Sonne, knapp 190 km weiter weg von der Sonne als die Erde. In diesem Punkt bewirken die (gleichgerichteten) kombinierten Anziehungskräfte von Erde und Sonne wieder eine Umlaufdauer, die gleich der der Erde ist.
Schwurbler vermuten hier eine “Gegenerde” die man nie zu sehen bekommt.
Meines Wissens kann man mit diesem Punkt in der Raumfahrt nicht viel anfangen, weil kein Funkkontakt zur Erde möglich wäre. Die risige Sonne mit ihrem eigenen Radio-Programm wäre immer störend im Wege.
Leben sollte man dort aber schon können.
L3 Erde-Mond liegt auf der Verbindungslinie Erde-Mond, etwa 382,500 Kilometer hinter der Erde vom Mond aus betrachtet.
Trojaner und blinde Passagiere
L4 und L5 solcher Systeme sind für Asteroiden-Forscher interessant.
Sie bilden jeweils ein gleichseitiges Dreieck mit den beiden massereichen Körpern eines derartigen Systems. Beim System Erde-Sonne läge dann die Sonne auf einer, die Erde auf der zweiten und die Sonde auf der dritten Ecke dieses gleichseitigen Dreiecks.
Im Falle Erde-Sonne liegt in Bewegungsrichtung der Erde um die Sonne gedacht, L4 60 Grad vor und L5 60 Grad hinter der Erde.
Wer mag, kann ja mal mit dem Abstand Erde-Sonne von 150 Mio Kilometern das Dreieck aufspannen und berechnen.
Manchmal kommt es vor, dass sich ein kleiner Asteroid als blinder Passagier in L4 oder L5 eines solchen Systems parkt. Unsere Erde führt einen sog. Trojaner in einem dieser Punkte mit. Auch bei Jupitermonden hat man schon Trojaner gefunden.
Selbstverständlich sind auch Trojaner in den anderen Lagrange-Punkten (L1, L2 und L3) denkbar.
Zusammenfassung
Also, nochmal zusammengefasst:
Wir haben ein System von zwei massereicheren und einem im verhältnis sehr leichten und kleinen Körper.
Insgesamt gibt es in solchen Systemen fünf Lagrange-Punkte.
Die ersten drei liegen auf der Verbindungslinie der beiden massereichen Körper, in unserem Beispiel Erde-Sonne.
L1 befindet sich dabei zwischen Erde und Sonne an dem Punkt, wo sich deren Schwerkräfte aufheben.
L2 befindet sich auf der Verbindungslinie hinter dem masseärmeren Körper (Erde im Beispiel). An ihm addieren sich beide Massen der körper und gleichen sich mit der Masse der Sonde aus.
L3 liegt auch auf der Verbindungslinie, doch hinter dem massereicheren Körper (sonne).
Hier subtrahiert sich die Masse des kleineren Körpers (Erde) von der des größeren (Sonne).
Der vierte und fünfte Lagrange-Punkt bilden mit den beiden Körpern jeweils die Eckpunkte eines gleichseitigen Dreiecks
(also mit einem Winkel von je 60 Grad).
Der Vollständigkeit halber muss hier unbedingt nochmal erwähnt werden, dass die Abstände zwischen den Körpern stets von deren Mittelpunkten aus gemessen werden, da ihre Volumina nichts damit zu tun haben.
Also nochmal: Auf einer Linie liegen im Erde-Sonne-System von links nach rechts
L2, Erde, L1, Sonne, L3.
L4 und L5 spannen mit Erde und Sonne dann jeweils ein gleichseitiges Dreieck auf.
L4 läge dann in unserem Beispiel 60 Grad oberhalb vor der Erde in Richtung Sonne und L5 60-Grad unterhalb.
Allen fünf Lagrange-Punkten ist gemeinsam, dass man auf ihnen mit dem kleineren Körper, der um den größeren kreist, kostenlos mitreisen kann.
Epilog
So, jetzt hoffe ich, dass ich das einigermaßen anschaulich auch ohne Bild beschreiben konnte.
Mir ist das immer ganz wichtig, dass ich auch von sehenden Menschen Rückmeldungen bekomme, ob meine Erklärungen stimmen.
Es könnte ja sein, dass ich als Blinder zu manchen Dingen eine ganz falsche Vorstellung habe.
Andererseits muss ich mir die Sachen irgendwie auch so klar machen, dass ich sie erklären kann. Ich kann nicht einfach mal etwas einfach so hin zeichnen. Allerdings tue ich das im Kopf trotzdem.
Ich stelle es mir ungefähr so vor:
Wenn ich über Gaia in L2 erzähle, dann ist es in meiner Vorstellung so, dass ich mit der Sonde fliege, fast, dass ich die Sonde bin.
Ich höre dann quasi hinter mir die Erde mit ihrem Schatten und schaue mit meinem Kopf dorthin, wo gaia hin sehen soll.
Sie beschreibt eine Lissajous-Figur um L2, wofür sie Treibstoff benötigt.
Das mit der Lissajous-Figur ist zwar etwas theoretischer, aber ich weiß, dass Gaia immer so fliegen muss, damit ihre Sonnenpaddel aus dem Erdschatten kommen, um Sonnenenergie zu tanken.
Gaja vollführt noch eine Drehung um sich selbst. Die lassen wir hier mal in der Vorstellung besser weg, um jegliche Raumkrankheit zu vermeiden.
So, meine lieben, das war jetzt wieder etwas länger. Ich hoffe, es hat etwas gefallen und war interessant.
Wenn ja, dann lesen, liken, teilen und oder kommentieren. Ach ja, das Gewinnspiel läuft noch. Wer einen Beitrag kommentiert, könnte einen Ende August einen kleinen astronomischen Preis von mir erhalten…
Gehabt euch wohl,
tragt fleißig eure Masken,
passt auf euch und andere auf und bleibt gesund.
Bis vor wenigen Jahrzehnten war nicht klar, wo die Sonne ihre Energie für so lange Zeit unerschöpflich her nimmt und uns damit wärmt und Leben spendet. In den nächsten Artikeln wird es genau um diese Geschichte gehen, wie man sich langsam der Wahrheit näherte.
Eigentlich dachte ich, ich könnte dieses Thema in einem Artikel abfrühstücken. Das erwies sich aber schon bei der Stoffsammlung als Ding der Unmöglichkeit.
Deshalb geht es heute erst mal um grundsätzliche Fragen, z. B. wieviel Strahlung und Energie wir überhaupt von unserem Heimatstern erhalten. In weiteren Artikeln werden wir dann alle weiteren Aspekte des Kraftwerks Sonne untersuchen.
Die Strahlkraft der Sonne
Auf jeden Quadratmeter einer im Erdabstand von der Sonne außerhalb der Erdatmosphäre aufgestellten und auf sie ausgerichteten Fläche fällt in jeder Sekunde die Energie von 1360 Joule pro Quadratmeter.
Unser Quadratmeter empfängt somit eine Strahlungsleistung von 1,4 Kilowatt. Auf einen Quadratmeter der Erdoberfläche trifft aber wesentlich weniger. Zum einen bleibt ein Teil der Energie in der Erdatmosphäre stecken, zum anderen kommen die Strahlen nicht immer und überall senkrecht von oben. Die Hälfte der Zeit liegt unser Quadratmeter im Dunkel der Nacht, und bei schlechtem Wetter erreichen ihn die Sonnenstrahlen nur stark geschwächt. Die Wolken reflektieren dann die Sonnenenergie wieder in den Raum zurück. So erhält in Mitteleuropa der Quadratmeter durchschnittlich nur etwa 100 Watt. Immerhin, wollte man die Sonnenenergie, die dieser Quadratmeter im Jahr erhält, mit Heizöl decken, müsste man etwa 100 Liter verbrennen.
Das alles weiß man aber erst, seit bekannt ist, wie weit die Erde von der Sonne entfernt ist, und wie die Größenverhältnisse dieser Körper ist.
Die Vermessung des Sonnensystems
Wir wissen, wieviel die Strahlung der Sonne für uns Menschen bedeutet, was bedeutet sie für die Sonne?
Dazu müssen wir zuerst wissen, wie weit wir von ihr entfernt stehen.
Eine nahe Sonne könnte die Energie von 100 Litern Heizöl pro Jahr und Quadratmeter leichter liefern als eine entferntere. Denn von der nach allen Richtungen gleichmäßig in den Raum gehenden Energie, fängt eine Fläche mehr auf, wenn sie nahe bei der Sonne steht, als wenn sie in großem Abstand von ihr beleuchtet wird. Nahe am Feuer ist es immer wärmer, als davon entfernt zu stehen.
Es gilt das einfache Abstands-Quadrat-Gesetz:
Verdoppelt man den Abstand zwischen strahlendem Körper und empfangender Fläche, dann fängt sie nur ein Viertel auf, bei dreifachem Abstand nur ein Neuntel.
Zu diesem Gesetz muss ich euch unbedingt eine kleine Geschichte erzählen, wie unser Mathematiklehrer uns blinden Schüler*innen die Wirkung beschrieb:
Wie uns Blinden das Abstands-Quadrat-Gesetz und die Strahlensätze veranschaulicht wurden
Unser Mathematiklehrer brachte mal einen Dia-Projektor in den Unterricht mit. Er hatte ein Dia mit einem aufgeklebten Dreieck, kleiner als ein Fingernagel in den Projektor gesteckt. Das Bild ließ er nun auf eine weiße Fläche projizieren. Diese weiße Holzwand war mit kleinen Löchern bedeckt. Mit drei Stiften durfte jetzt jemand, aus der Klasse, der noch einen kleinen Sehrest hatte, die Ecken des dargestellten Dreiecks fixieren. Diese Eckpunkte wurden dann mit einem Hosengummi verbunden. Ich war verblüfft, wie riesig das projizierte Dreieck im Gegensatz zum winzigen Original war.
Das Original hatte, wie gesagt, eine Kantenlänge von wenigen Millimetern. Die Projektion war mindestens 30 cm lang.
Nun aber zurück zu unserem Thema.
Bestimmung der Entfernung Erde-Sonne
Wie weit entfernt zieht nun die Erde ihre Bahn um die Sonne? Wir
haben es erst verhältnismäßig spät erfahren. Obwohl die Griechen die Entfernung des Mondes recht gut kannten, lagen ihre mit raffinierten und im Prinzip korrekten Methoden gewonnenen Sonnenentfernungen nur etwa bei einem Zehntel des richtigen Wertes. Die Wahrheit erfuhren die Menschen erst im Jahre 1672.
Damals kam der Planet Mars der Erde besonders nahe. Diese Gelegenheit wurde in Paris und bei einer Expedition nach Cayenne benutzt, die unter der Leitung des französischen Astronomen jean Richer (1630-1696) stand. Beobachtet man den Mars von zwei Orten auf der Erde gleichzeitig, so steht er für jeden Beobachter vor etwas verschiedenen Stellen des Fixstern-Himmel-Hintergrundes. je kleiner der Abstand Erde-Mars, desto größer der Unterschied.
Allerdings muss man zur Bestimmung des Marsabstandes genau wissen, welche Entfernung zwischen den beiden Mess-Orten liegt.
Kurz zuvor hatte der französische Astronom jean Picard (1620-1682) den Radius der Erdkugel
gemessen. Mit der Größe der Erde war nun auch der Abstand Paris-
Cayenne recht genau bekannt. So konnte man den Abstand Erde-Mars
ermitteln. Das war der Anfang der Vermessung des Planetensystems.
Kennt man den Abstand zweier Planetenbahnen und die Zeiten, in
denen sie von ihren Planeten einmal durchlaufen werden, so kann man die Abstände der Bahnen zur Sonne errechnen. Man benötigt dazu das Dritte Keplersche Gesetz, das aus den beobachtbaren Umlaufzeiten zweier Planeten das Verhältnis ihrer Bahndurchmesser liefert. Da die Umlaufzeiten der Planeten leicht zu bestimmen sind, erfuhr man 1672, dass die Sonne etwa 150 Millionen Kilometer von der Erde entfernt ist.
“Etwa” deshalb, weil die Erde eine elliptische Bahn um die Sonne beschreibt.
Inzwischen gibt es bessere Methoden, das System von Sonne und
Planeten auszulosen, und wissen es genau: Im Mittel sind Sonne und Erde 149598000 Kilometer voneinander entfernt. Das Sonnenlicht benötigt etwa acht Minuten, um diese Strecke zurückzulegen. Würde an einem Tag mittags um 12.00 Uhr die Sonne schlagartig verlöschen, wir würden es erst um 12.08 Uhr gewahr.
Nachdem man die Entfernung der Sonne ermittelt hatte, wusste man auch, wie groß sie ist. Am Himmel erscheint sie als eine Scheibe, deren Durchmesser einem Winkel von einem halben Grad entspricht. Mit einer einfachen Dreiecksberechnung erhielt man dann einen Sonnendurchmesser von 1,4 Millionen Kilometern. Das ist etwa das 110fache des Durchmessers der Erde. Setzten wir unseren Planeten in die Mitte der Sonne, so würde der Mond immer noch im Sonneninneren um uns kreisen. Man könnte die Sonnenkugel mit mehr als einer Million Erdkugeln auffüllen.
Aus der hier bei uns auf den Quadratmeter treffenden Strahlungsleistung der Sonne und aus der nunmehr bekannten Entfernung kann man die Strahlkraft der gesamten Sonne bestimmen. In Millionen Watt (Megawatt) ausgedrückt ist es eine 21stellige Zahl!
Was die Sonne in jeder Sekunde an Strahlung in den leeren Raum hinaus verschwendet, könnte eine Million Jahre lang den gesamten Energiebedarf der Menschheit decken.
So, meine lieben, das waren jetzt mal einige Grundlagen zur Strahlkraft der Sonne. Im nächsten Schritt können wir uns dann langsam an das Kraftwerk der Sonne und der Diskussion darüber nähern, wie es funktioniert.
Bis da hin grüßt euch herzlich
Euer Blindnerd.
heute stelle ich euch mal ein weiteres Gesicht unseres Muttersterns vor.
Schon in vorigen Beiträgen fiel immer mal wieder das Wort “Radiosonne”, bzw. dass bei Missionen auch Instrumente zur Messung von Radiostrahlung der Sonne mit an Bord waren. Die Entdeckung, dass die Sonne Radioprogramm sendet, wurde aber bereits hier auf Erden gemacht.
Die Radiostrahlung der Sonne gehört zum sog. Weltraumwetter.
In Droht Gefahr durch unsere Sonne beschrieb ich, dass es durchaus für uns aus verschiedensten Gründen gefährlich sein kann, wenn uns ein von einem Radiosturm begleiteter Ausbruch der Sonne erreicht.
Folgende Geschichte, die sich 1942 im zweiten Weltkrieg zugetragen hatte, markiert eindeutig den Beginn der Erforschung der Radiosonne. Was war geschehen:
Die Geburt der Radio-Astronomie
Der große Radiosturm von der Sonne im Februar 1942 markiert den
Anfang der modernen Entwicklung der Radioastronomie.
Gegen 7 Uhr mitteleuropäischer Zeit bewegt sich der Verband auf der Höhe von Cherbourg. Vizeadmiral Otto Ciliax ist zufrieden. Bald werden sie die zwei Stunden Verspätung aufgeholt haben. Aber der schwerste Teil der Wegstrecke steht den drei Schlachtschiffen noch bevor. Erst vier Stunden nach dem Auslaufen in Brest war den Besatzungen der Scharnhorst, der Gneisenau und der Prinz Eugen das Ziel der von
Hitler angeordneten Operation bekanntgegeben worden. Das war vor
fünf Stunden. Die drei Schlachtschiffe sind auf ihrem Weg durch den
englischen Kanal nach Wilhelmshaven, um in der Nordsee zum Schutz der Erztransporte von Norwegen nach Deutschland eingesetzt zu werden. Noch hat sie das englische Radarsystem nicht bemerkt. Tatsächlich
wird der Verband erst um 13.18 Uhr ausgemacht. Da hat er bereits die
engste Stelle des Kanals passiert. Die dann folgenden Angriffe können
nicht mehr verhindern, dass die Operation, die unter dem Decknamen
“Cerberus” läuft, erfolgreich beendet werden kann. Die Schiffe erreichen planmäßig ihre deutschen Bestimmungshäfen. Das englische Radar hatte am 12. Februar 1942 versagt.
Die Deutschen rühmten danach die sorgfältige Vorbereitung, bei der man schon vorher regelmäßig Störsendungen ausgestrahlt hatte, damit die Engländer bei einer starken RadarstÖrung während der Stunden, auf
die es am 12. Februar ankam, keinen Verdacht schöpften. War das Unternehmen gelungen, weil die Deutschen das englische Radar gestört hatten? Winston Churchill hatte schon kurze Zeit nach dem Durchbruch der Schiffe durch den Kanal »atmosphärische Störungen« für das
Versagen verantwortlich gemacht. Einige Wochen danach wurde das
englische Radarsystem wieder gestört. Wollten die Deutschen angreifen? Alles war in Alarmbereitschaft, doch kein Angriff erfolgte. Inzwischen hatte sich ein junger Physiker, j. Stanley Hey, der Sache angenommen. Bald hatte er herausgefunden, dass die Störungen nicht deutschen Ursprungs waren, sondern von der Sonne kamen.
Inzwischen weiß man, dass die Sonne nicht nur Licht und Wärme aussendet, dass von ihr nicht nur die den koronalen Löchern entweichenden Gasmassen an der Erde vorbei strömen. Die Sonne beliefert
uns auch mit einem reichhaltigen Radioprogramm. Den Entdecker der
Radiostrahlung der Sonne aber, der sich vorher mit der Physik von
Kristallen befaßt hatte, ließ das neue Thema nicht mehr los. Stanley Hey
wurde ein angesehener Radioastronom.
Wie wird die Sonne zum Radiosender?
Woher kommen die Radiowellen der Sonne? Sie entstehen nicht anders als in einer Rundfunkstation. Die Antenne eines Rundfunksenders ist ein elektrischer Leiter. In ihrem Metall sind die den Raum zwischen den Ionen des Metalls ausfallenden Elektronen frei beweglich. Der Sender zwingt sie, längs des Antennendrahtes rhythmisch vor und zurückzuschwingen. Die bewegten Elektronen erzeugen einen
elektrischen Strom, der mit ihrer wechselnden Bewegung ständig seine Richtung ändert. Wie jeder Strom ist auch der Wechselstrom in der Antenne von einem Magnetfeld begleitet. Mit der wechselnden Stromrichtung polt sich das Feld ständig um. Radiowellen sind nichts anderes als Lichtwellen, nur sind ihre Wellenlängen größer. Statt bei zehntausendstel Millimetern liegen sie bei Millimetern bis zu Hunderten von Metern. Die in der Antenne entstehenden Radiowellen bewegen sich mit Lichtgeschwindigkeit in den Raum.
Normalerweise sorgen die starken anziehenden Kräfte zwischen den negativen Elektronen und den positiven Ionen des Sonnenplasmas dafür, dass das Plasma stets neutral ist. Sind irgendwo die positiven Ladungen im Überschuß,
dann ziehen sie aus der Nachbarschaft Elektronen herbei, die mit ihren negativen Ladungen den positiven Überschuss neutralisieren. Wenn ein Plasma sich selbst überlassen bleibt, dann wird es elektrisch neutral.
Zu derartigen Ladungsverschiebungen kommt es schon alleine dadurch, dass die Sonne brodelt, wie ein Kessel mit kochendem Wasser und dass sie in verschiedenen Schichten sogar unterschiedlich rasch rotiert.
Werden aber die Elektronen und Ionen gegeneinander bewegt, etwa durch äußere Einflüsse, dann kann dieses Ladungsgleichgewicht gestört werden. Versuchen die starken elektrischen Kräfte die Neutralität wiederherzustellen, so beginnen die Elektronen gegen die Ionen zu schwingen. Da sie mit Bewegungen von Ladungen verknüpft sind, rufen sie Ströme und Magnetfelder hervor. Die Frequenz des Hin- und Her schwingens der Elektronen nennt man die Plasmafrequenz. Sie liegt
um so höher, je dichter die Elektronen stehen. In der Sonnenkorona liegt
die Plasmafrequenz bei zehn Millionen Schwingungen in der Sekunde.
Dabei entstehen Radiowellen mit Wellenlängen von 30 Metern. In der
Nähe der Sonnenoberfläche liegt die Plasmafrequenz wegen der höheren Elektronendichte bei hundert Milliarden Schwingungen in der Sekunde. Die dazugehörenden Radiowellen liegen bei Wellenlängen von MilliMetern und weniger.
Wenn in unterschiedlichen Schichten der Sonne, bzw. Tiefen Wellenlängen unterschiedlicher Länge entstehen, bedeutet das, dass man je nach dem, in welcher Welle man die Sonne betrachtet, unterschiedlich tief in sie hinein schauen, bzw. hinein hören kann.
Aber nicht nur bei regelmäßigen Schwingungen strahlen Elektronen Radiowellen aus, sondern auch wenn sie unregelmäßig bewegt, etwa an einem Hindernis in ihrem Flug gebremst werden. Das kann zum Beispiel geschehen, wenn ein Elektron in die Nähe eines Ions, also eines Atoms, kommt, dem ein oder mehrere Elektronen fehlen. Die Anziehung, die das positive Ion auf das negative Elektron ausübt, lenkt es von seiner geraden Bahn ab. je nachdem, wie nahe die beiden Teilchen aneinander vorübergehen und wie rasch sie sich aneinander vorbeibewegen, wird das Elektron mehr oder weniger gebremst. Bei jeder Änderung seines Fluges sendet es einen kleinen Strahlungsblitz aus. Bald begegnet es dem nächsten Ion oder einem anderen Elektron. Wieder
wird es abgelenkt. Ständig sendet es daher Radiowellen aus. In jedem
Gramm des heißen Sonnengases gehen in jeder Sekunde von Milliarden und Abermilliarden Elektronen Strahlungsblitze aus. Doch wegen der schlechten Durchlässigkeit des Gases der Sonnenatmosphäre erreicht uns nicht alle Strahlung, die dort erzeugt wird.
Die Sonne als Radiospiegel
Eine wichtige Eigenschaft des Plasma-Zustandes, in welchem sich die Sonnenmaterie befindet ist, dass man nicht so einfach von außen magnetische Felder in ein Plasma einbringen kann. Das bedeutet, dass von außen kommende Radiowellen von der Sonne reflektiert werden, wie von einem Spiegel. Somit sollte sich das Weltall in ihr spiegeln, wie das Wohnzimmer in einer Christbaumkugel.
Ob dem so sei, wurde im September 1958 in folgendem Versuch ausprobiert.
Es ging darum, Radioechos von der Sonne zu empfangen.
Das Areal der Radaranlage der Universität in Stanford in Kalifornien bestand damals aus vier Einzelantennen, die über eine rechteckige Fläche von etwa fünf Hektar verteilt waren. Da die Anlage nicht bewegt werden kann, stand die Sonne fast nie in ihrer Blickrichtung. Nur für wenige Tage im Jahr, jeweils im April und im September wies der nach Osten gerichtete Radarstrahl fÜr etwa 30 Minuten auf die Sonne. Diese Gelegenheit wurde im September 1958 zum ersten Mal genutzt. Bei
einer Wellenlänge von 11.7 m wurden Radarsignale zur aufgehenden Sonne geschickt. Die Botschaft war denkbar einfach. Für 30 Sekunden wurde ein gleichförmiges Signal gesendet. Danach folgten 30 Sekunden Funkstille, wieder 30 Sekunden Signal und wieder 30 Sekunden Schweigen. Das wurde 15 Minuten lang fortgesetzt. Dann wurde die
Antenne vom Sender abgekoppelt und mit dem Empfänger der Anlage verbunden.
Die Zeitdauer von 15 Minuten war nicht zufällig gewählt. Ein Signal, das sich wie eine Radarwelle mit Lichtgeschwindigkeit bewegt, benötigt etwa acht Minuten, um von der Erde zur Sonne zu gelangen. Die gleiche Zeit braucht es für den Rückweg. Etwa eine Minute nach dem Umschalten war also – wenn alles gutging – das erste Radarecho von der Sonne zu erwarten. Im Prinzip hätte man die gesamte Sendung der letzten Viertelstunde im Echo wieder hören müssen: 30 Sekunden Signal, dann Stille, Signal, Stille usw.
So einfach ging es nicht. Die Sonne sendet ja selbst Radiowellen aus,
auch solche im Bereich der Betriebsfrequenz der Anlage. Diese Störstrahlung lässt die Echos nur schwer erkennen. Man erhielt in erster Linie die Radiowellen der äußersten Koronaschichten. Das schwache Echo der von Menschen erzeugten Signale war darin nur schwer auszumachen. Die Schwierigkeit gleicht der eines Mannes, der aus dem Lärm eines Münchner Oktoberfestzeltes den Zuruf eines mehrere Tische entfernt sitzenden Bekannten herauszufiltern versucht.
Mit Hilfe von modernen statistischen Methoden gelang es aber nicht nur, das Echo wirklich zu erkennen, sondern auch herauszufinden, wie die Sonne die Signale bei der Reflexion verändert hat. Wenn sich die
reflektierende Materie bewegt, dann ändert der Doppler-Effekt die
ursprüngliche Frequenz. Kommt der das Signal zurückwerfende Stoff auf die Radaranlage zu, so ist das Echo kurzwelliger als die ursprünglich ausgesandte Welle. Bewegt er sich weg, ist das Echo langwelliger. Die
Echos von der Sonne kommen aber von der mit der Sonne rotierenden Korona. Die Drehung bewirkt, dass das Radarsignal sowohl auf die Stellen der Korona trifft, die sich infolge der Rotation von uns wegbewegen,
wie auch auf den Teil, der sich gerade auf uns zu dreht. Ein Teil des
Echos zeigt also eine größere Wellenlänge, der andere Teil eine kleinere als das Ausgangssignal. Das Echo enthielt also auch Information über die Rotation der Sonnenkorona.
Zum anderen gelang es, aus dem Echo etwas über die Bewegungen in der Korona selbst zu erfahren. Wir wissen bereits, dass Materie in der Korona längs der magnetischen Feldlinien von der Sonne nach außen
fliegt und zum Sonnenwind wird. Deshalb herrscht in der Korona eine einheitliche Windrichtung, von innen nach außen. Die Radarechos wurden auch durch diese Bewegung beeinflußt.
Sie waren im Mittel kurzwelliger, ein Zeichen, dass Materie, die sich auf
uns zu bewegt, die irdischen Signale zurückgeworfen hat. So gelang es, die Geschwindigkeit des Sonnenwindes in der Korona zu messen. Man fand, dass er mit mindestens 20 km/s nach oben bläst.
Misst man die Radiostrahlung bei Sonnenausbrüchen, geben sie viel Information über den Ausbruch selbst. Man hat hier beispielsweise zur Kathegorisierung der Flares die Radioausbrüche in verschiedene Typen eingeteilt, aber das ist richtig komplizierte Sonnenphysik und Radioastronomie.
Heute hat sich die Radioforschung an der Sonne längst zur Radioastronomie entwickelt, da es noch deutlich mehr Radioquellen als nur die Sonne oder andere Sterne in unserem Universum gibt. Über diese werden wir uns sicher noch in anderen Artikeln unterhalten.
Nun zum Schluss noch eine Ankündigung einer kleinen Feier auf Blindnerd. Der nächste Beitrag wird der hundertste Artikel sein. Dafür überlege ich mir, wie ich das mit euch zelebrieren kann.
auch heute geht es nochmal um Raumsonden, welche die Sonne erforschten. Bis heute ist das Interesse der Menscheit an unserem Stern ungebrochen.
Die beiden Deutsch-Amerikanischen Planeten
Die Instrumente von SKYLAB und des späteren SPACELAB haben die
Sonne von einer Umlaufbahn um die Erde aus untersucht. Die beiden
HELIOS-Sonden dagegen sind direkt auf die Sonne zugeflogen. Sie
waren keine künstlichen Erdmonde, sondern künstliche Planeten.
HELIOS war ein amerikanisch-deutsches Gemeinschaftsunternehmen. Im Dezember 1974 hob von Cape Canaveral eine fünfstufige Titan-Centaur-Rakete ab. Sie trug an ihrer Spitze die 371 Kilogramm schwere Sonde HELIOS 1. Außerhalb der Erdbahn angelangt, wurde das Gerät in eine Umlaufbahn in Richtung Sonne geschossen. War die Sonde im Augenblick des Abschusses ebenso weit von der Sonne entfernt wie die Erde, also 150 Millionen Kilometer, so sollte sie sich dem
Stern bis auf 46 Millionen Kilometer nähern. Das ist näher als der Planet Merkur, der die Sonne in einem mittleren Abstand von 58 Millionen Kilometern umkreist.
Am 15. März 1975 erreichte HELIOS 1 zum ersten Mal den sonnennächsten Punkt ihrer Umlaufbahn. Die Strahlung war zehnmal so stark wie in Erdnähe. An Bord herrschten Temperaturen um 150 Grad. Trotzdem
arbeitete nahezu alles einwandfrei. Nur eine Antenne, die niedrigfrequente Wellen in dem von der Sonne ausströmenden Plasma messen sollte, war durch einen Fehler unempfindlicher geworden als man erwartet hatte. An Bord waren insgesamt zwölf Messeinrichtungen. Sieben stammten von Arbeitsgruppen aus der Bundesrepublik, drei von Teams aus den USA und zwei weitere betrieb man gemeinsam. Die Messdaten wurden per Funk zur Erde übertragen, wo Radioantennen der NASA mit Durchmessern von 64 Metern und das Radioteleskop des Max-Planck-Instituts für Radio-astronomie in Effelsberg in der Eifel mit seinem Antennenspiegel von 100 Metern Durchmesser die Signale des amerikanisch-deutschen Planeten empfingen. Während seines 190tägigen Umlaufes gab es zwei Phasen, in denen die Verbindung zusammenbrach: Wenn die Sonde von der Erde aus gesehen vor oder hinter der Sonne stand, störte deren
Radiostrahlung den Empfang für Tage oder Wochen. Im Januar 1976 wurde die Schwestersonde HELIOS 11 gestartet und auf eine ähnliche Bahn gebracht. Sie kam bei jedem ihrer Umläufe der Sonne sogar bis auf 43,4 Millionen Kilometer nahe. Eigentlich sollten die HELIOS-Sonden ihre Aufgaben nach etwa drei Monaten Flug erfüllt haben. Für einen längeren Zeitraum waren sie nicht ausgelegt. Doch sie arbeiteten weiter und wurden noch lange genutzt. Nach drei Jahren traten bei HELIOS II Temperaturprobleme auf; am 3. März 1980
wurde die Sonde aufgegeben. Zu Beginn des Jahres 1986, also zwölf Jahre nach ihrem Start, wurde die Verbindung mit HELIOS 1 schwierig. Die Sonde reagierte nicht mehr auf Kommandos von der Erde. War es bisher gelungen, die Orientierung von HELIOS 1 mittels Düsen aufrechtzuerhalten, dass die Bordantenne immer auf die Erde wies, so gelang das nun nicht mehr. Obwohl die meisten Experimente noch liefen, driftete die Antenne langsam von der Erde weg. Von HELIOS 1 kam keine Nachricht mehr.
ULYSSES und SOHO
Die HELIOS-Sonden haben uns Daten über die Gasmassen geliefert, die von der Sonne in den Raum geblasen werden und die auch die Erde erreichen. Doch die Erdbahn und die Bahnen der von ihr gestarteten Satelliten, wie auch die Bahnen der HELIOS-Sonden lagen nicht allzu weit von der Äquatorebene der Sonne entfernt. Deshalb wussten wir bis dato nichts von den Gasmassen, die von der Sonne in Richtung ihrer Pole abgestoßen werden. Dem sollte ULYSSES abhelfen, ein Gemeinschaftsunternehmen der NASA und der europäischen Weltraumorganisation ESA.
Der Start war für Mai 1986 mit der Mission STS-61-F auf einer Centaur-Oberstufe vorgesehen, doch aufgrund des Absturzes der Raumfähre Challenger am 28. Januar 1986 rutschte der Start schließlich auf den 6. Oktober 1990 und wurde dann mit der Mission STS-41 auf einer IUS/PAM-S-Oberstufenkombination durchgeführt.
Ihre Bahn war so ausgerichtet, dass sie in weitem Bogen über die
Pole der Sonne flog. Wissenschaftler aus 44 Instituten waren mit Messgeräten an ULYSSES beteiligt.
Radioantennen maßen Plasmawellen,
von der Sonne kommende Teilchen wurden nach Anzahl und Geschwindigkeit registriert,
Magnetometer untersuchten die im Plasma enthaltenen Magnetfelder,
Detektoren hielten nach den von Flares kommenden Röntgenstrahlen Ausschau.
Beinahe wäre schon vor dem Start ein Fehlschlag vorprogrammiert gewesen. Erst kurz vor dem Start wurde bemerkt, dass eine Anzahl von Chips, die man eingebaut hatte, fehlerhaft waren und ersetzt werden mussten.
Der Start war so geplant, dass die Sonde genau zum Zeitpunkt des Sonnenflecken-Maximums 1990/91 über den Südpol der Sonne flog.
Und damit noch nicht genug der Sonnenforschung.
Das Sonnenobservatorium SOHO
1995 wurde das Sonnenobservatorium SOHO gestartet.
Der Name ist aus Teilen von Solar und Helio-spheric Observatory zusammengebastelt. Vorschergruppen aus Finnland, Frankreich, Großbritannien, Deutschlands, aus der Schweiz und den USA waren mit Instrumenten an dieser Mission beteiligt.
Die Sonde überwachte in einer Entfernung von 1,5 Millionen Kilometern von der
Erde, dort, wo sich die Schwerkraft von Sonne und Erde die Waage halten, dem Sog. Lagrange-Punkt 1, die Sonne.
Neben zahlreichen Messgeräten, die nicht nur die von der Sonne ausströmenden Gase untersuchten, sondern auch die von ihnen mitgebrachten magnetischen und elektrischen Felder, wurde von den Bordinstrumenten die Oszillation der Sonnenoberfläche registriert.
Gelingt es zwar vom Südpol der Erde aus, die Sonne tagelang lückenlos zu überwachen, so begrenzt dort das Wetter die Zeitdauer langer Beobachtungsreihen.
Weit innerhalb der Bahn der Erde um die Sonne, wurde SOHO von keiner Sonnenfinsternis, sei sie nun durch die vor die Sonne tretende MondScheibe, sei sie durch den Erdball hervorgerufen, gestört.
Das ist nun für den Moment der letzte Artikel zu sonnenforschenden Raumsonden.
Aktuell erforscht die Sonde Parker die Sonne und der Solar-Orbiter ist unterwegs.
Somit ist das Interesse an ihr bis heute ungebrochen.
Wir werden dann in den nächsten Artikeln einen zeitlichen Sprung in die Vergangenheit machen und werden gewisse Aspekte der Sonnenforschung einzeln herausgreifen, die dann letztlich als Konsequenz diese vielen Raumsonden zur Erforschung des Sternes von dem wir leben, zur Folge hatten.
Liebe Leserinnen und Leser,
Das folgende und wirklich rührende Erlebnis muss ich unbedingt mit euch teilen.
Ein Familienvater, der mal in einem meiner Vorträge war, fragte mich, ob ich nicht mal für seine Kinder und für Kinder von Freunden zum Zeitvertreib im Rahmen einer Videokonferenz mal etwas zum Thema Astronomie erzählen könnte.
Schwierig, denn meine Modelle sind alle im Büro und ich sitze hier fest in Isolation. Also überlegten wir Thema und Ablauf. Modelle ergänzten wir, indem der Vater es irgendwie schaffte, Fotos und Grafiken aus dem Netz für alle sichtbar einzuspielen. Das Thema moderierte ich.
Es ging zum einen um die Frage, wieso Ostern manchmal so früh, und manchmal so spät sei. Zum anderen durften die Kinder dann frei ihre Fragen zu Weltraumthemen stellen.
Ein kind hatte in dem Medien aufgeschnappt, dass heute, am 08.04. nicht nur Ostervollmond, sondern auch Supermond sei. Es wollte zunächst wissen, was der Supermond eigentlich ist.
Unterstützt von einem Vater, der einen Globus und einen Tennisball in seine Kamera brachte, erklärte ich den Supermond und er bewegte seinen Tennisball um seinen Globus. Ich glaube, er hatte noch was als Sonne im Hintergrund, ein Wasserball oder so. Das weiß ich nicht mehr genau.
Allen, die nochmal genau wissen möchten, was der Supermond ist, und wie er entsteht, darf ich meinen schon gut abgehangenen Artikel, Was ist der Supermond, wärmstens ans Herz legen.
Ich teile mit euch jetzt die Frage, die das Kind stellte, nachdem der Supermond erklärt und verstanden war.
“Wenn Supermond immer bei Vollmond ist, gibt es dann auch einen Super-Neumond?”
Da musste ich erst mal kurz schlucken und nachdenken. Stimmt eigentlich. Wieso haben die Medienmacher nicht auch den Neumond so schön tituliert.
“Ist doch klar”, kann man hier sofort anbringen. Den Neumond sieht man ja nie. “Was sollen wir Journalisten mit etwas anfangen, das niemand sehen kann. Das ist langweilig und bringt keine Verkaufs- oder Einschaltquoten”.
Aber stimmt das wirklich immer?
Wir erinnern uns. Super-Vollmond ist immer dann, wenn der Mond auf seiner elliptischen Bahn um die Erde gleichzeitig zum Vollmond seinen erdnächsten Punkt das Perigäum, durchläuft. Dann zeigt sich uns der Vollmond etwas größer, also super. Dieses “super” ist aber mit bloßem Auge nicht wahrnehmbar….
Das kann man sich natürlich jetzt auch für den Neumond denken. Gut, wir sehen ihn zwar nie, aber es spricht ja nichts dagegen, dass es gleichzeitig, wenn der Mond das Perigäum passiert, auch mal Neumond sein kann. So weit, so gut.
Die Frage ist damit beantwortet. Es gibt auch einen langweiligen Super-Neumond, den niemand sieht und der deshalb uninteressant ist.
Ist er das wirklich?
Ich sage entschieden nein!!! Er ermöglicht uns den Blick auf das spannendste Phänomen, das unsere Sonne uns zu bieten hat. Manche menschen stürzen sich in Abenteuer, reisen um die ganze Welt, investieren ein imenses vermögen, nur um den Super-Neumond für wenige Sekunden bis Minuten zu erleben. Sie sind süchtig davon. Es gibt in den USA ein Wort für diesen Menschenschlag. Man nennt sie dort “Eclipse Chasers”.
OK, alle haben es mittlerweile erraten. Es hat mit Finsternissen zu tun.
Der Super-Neumond wird nur selten sichtbar, obwohl er eigentlich eben so oft stattfindet, wie der Super-Vollmond. Er zeigt sich bei einer totalen Sonnenfinsternis.
Es ist schon ein Wunder, dass die Größenverhältnisse und der Abstand zwischen Sonne und Mond gerade so sind, dass der Mond in der Lage ist, die helle Sonnenscheibe abzudecken, damit uns die wunderbare Korona offenbar werde.
Wäre unser Mond der Erde näher, oder wäre er größer, dann würde er mehr als nur die helle Sonnenscheibe verdecken. Dann könnten wir die Korona vermutlich nur sehr kurz vor der totalen Bedeckung oder kurz nach der Bedeckung erhaschen, wie wir jetzt die sog. Perlenschnur erhaschen, wenn die Sonne kurz vor der Totalität noch am Rande der Mondscheibe zwischen einigen Mondgebirgen hindurch lukt.
Unser Mond deckt die Sonnenscheibe vor allem dann so wunderbar ab, wenn Neumond und der Durchgang des Mondes durch sein Perigäum gleichzeitig stattfinden.
Das ist im Grunde dasselbe, wie beim Super-Vollmond. Man muss nur das Voll durch Neu ersetzen.
Ich sagte vorhin, dass man die Super-Eigenschaft des Vollmondes, etwas größer, mit bloßem Auge nicht schauen kann, weil 13 % Unterschied bei der kleinen Mondscheibe nicht wahrgenommen werden können.
Das ist beim Super-Neumond durchaus anders.
Findet der Neumond gleichzeitig mit dem Durchgang des Mondes durch seinen erdfernsten Punkt, das Apogäum statt, dann kann, bei einer Sonnenfinsternis, das Mondscheibchen nicht mehr die ganze Sonne abdecken, weil er für uns kleiner erscheint. Es entsteht eine ringförmige Finsternis. Der Mondschatten bohrt ein Loch in die Sonnenscheibe. Ein heller Rand bleibt stehen, und die Korona bleibt verborgen, weil sie davon überstrahlt wird.
Was einen Neumond zur Sonnenfinsternis, und einen Vollmond zur Mondfinsternis macht, beschrieb ich ausführlich beispielsweise in Finstere Erinnerungen.
Fazit:
Es gibt auch einen Super-Neumond. Der zeigt sich uns bei seltenen Sonnenfinsternissen. Naja, so selten sind die gar nicht, aber man muss halt hin kommen, wo sie stattfindet.
Und es gibt auch das Gegenteil. Der Sub-Vollmond, der uns in Erdferne, dem Apogäum, etwas kleiner als der Supper-Vollmond in Erdnähe erscheint. Fällt nicht ins Gewicht.
Anders beim Sub-Neumond.
Der ist bei ringförmigen Sonnenfinsternissen für das Loch verantwortlich.
Der Vollständigkeit halber muss ich noch erwähnen, dass in dem Fall auch eine Rolle spielt, wo sich die Erde gerade auf der Umlaufbahn um die Sonne befindet. Denn auch dieser Abstand variiert und lässt die Sonne im Perihel etwas größer erscheinen, als im ihrem Aphel. Davon merken wir aber ohne die optischen Schattenwürfe von Finsternissen im alltag nichts.
So, meine lieben, das war der Super-Neumond. Lassen wir ihn auch mitmachen und behandeln wir ihn künftig nicht mehr so stifmütterlich neben seinem Bruder, dem Supermond…
Gehabt euch wohl,
passt auf euch auf
und bleibt gesund.
auch heute befassen wir uns nochmal mit der Historie der Sonnenforschung. Diesmal geht es um ein großes Abenteuer; genauer um die Reparatur der Raumsonde SMM (Solar Maximum Mission). Ich finde diese Geschichte so aufregend, dass ich hoffe, dass auch ihr sie spannend findet.
Also los:
Was Skylab während der neun Monate 1973 – 1974 im All auf der Sonne sah, beschrieb ich im letzten Artikel. Zu dieser Zeit befand sich die Sonne gerade in einem Flecken-Minimum. Es liegt nun nahe, dass man sich mittels einer Raumsonde, SMM, auch mal betrachten wollte, was sich so auf der Sonne während eines Flecken-Maximums tut.
Das nächste Maximum erwartete man in den Jahren 1979 – 1980.
Am 14. Februar 1980 wurde SMM gestartet, welche die Sonne während der Zeit ihrer größten Aktivität überwachen sollte. Die unbemannte Sonde hatte sieben Instrumente an Bord, die vor allem Flares auf der Sonne untersuchen sollten. Auch die Stärke der Sonnenstrahlung wurde von Smm überwacht.
Flares sind Strahlenausbrüche auf der Sonne, die dadurch hervorgerufen werden, dass sich entgegengesetzte Magnetfelder gegenseitig auslöschen, und deren Stärke dann in Energie umgewandelt wird.
Die Sonde arbeitete nach ihrem Start zwei Monate einwandfrei. Dann
versagte ihr Orientierungssystem, das die Instrumente genau auf die
gewünschte Stelle der Sonne richten sollte, die man gerade untersuchen wollte. Viele unbemannte Sonden
sind seither in den Raum geschossen worden, die nach einiger Zeit
fehlerhaft arbeiteten und aufgegeben werden mussten. Das war bei
SMM anders. Mit ihrer Flughöhe von 600 Kilometern lag die Station in
der Reichweite des SPACE-SHUTTLES. Deswegen war das Gerät
bereits so gebaut worden, dass Einzelteile leicht ausgewechselt werden konnten. Für die Vorbereitungen zur Reparatur benötigte man nahezu drei Jahre. Werkzeuge wurden neu entwickelt und jeder Handgriff im Wassertank unter weltraumähnlichen Bedingungen geübt. Schließlich war es soweit.
Die Space Shuttle trug im April 1984 fünf Astronauten nach oben.
Nachdem sie einen anderen Satelliten in eine Umlaufbahn gebracht hatten, steuerte Kapitän Crippen mit der Raumfähre CHALLENGER, unterstützt von Astronaut Scobie, der 21 Monate später im gleichen
Raumschiff den Tod finden sollte, das Sonnenobservatorium SMM an.
Die NASA hat Einzelheiten des Manövers mit Kameras an Bord per Video festgehalten. Das sollte sich im Internet leicht finden lassen. Mir wurde es vor langer Zeit folgendermaßen beschrieben:
Wie ein riesiges, von der Sonne beleuchtetes Fass hebt sich die schadhafte Sonde hell vor dem schwarzen Himmelshintergrund ab. Die beiden Sonnenpaddel, welche die Station mit Energie versorgen, hängen wie zwei große Flügel an beiden Seiten. Der Astronaut Crippen bringt die Fähre bis auf 90 Meter an die Station heran. Die beiden Körper fliegen nun parallel nebeneinander um die Erde. Aber noch dreht sich die Station um ihre eigene Achse. Am nächsten Tag verlassen zwei Astronauten in Raumanzügen die Fähre. Sie haben sich auf das Arbeiten außerhalb des sie schützenden Raumschiffs vorbereitet. Seit vier Stunden atmen sie eine reine Sauerstoffatmosphäre. Auch während ihrer Arbeiten draußen werden sie in ihren Raumanzügen reinen Sauerstoff atmen.
Reinen Sauerstoff atmen die Astronauten deshalb, weil man dadurch Gasvolumen sparen kann. Wenn man bedenkt, dass 78 % der Luft hier auf der Erde aus Stickstoff besteht, mit welchem unser Körper nichts anfängt, dann ist das absolut nachvollziehbar, wenn man die Atemluft auf das Gas beschränkt, das man wirklich zum überleben benötigt, den Sauerstoff. Aus diesem Grunde haben beispielsweise auch die Apollo-Astronauten während ihrer ganzen Mission reinen Sauerstoff geatmet.
Zurück zur Geschichte.
Dann legt sich einer von ihnen die Antriebseinheit an, mit der er sich im Raum frei bewegen wird. Wie ein riesiger Tornister, fast wie ein umgeschnallter Großvaterstuhl sieht das Gerät aus, mit Armstützen, welche die Schalthebel für die zwölf Antriebsdüsen tragen, mit denen der Astronaut Stickstoff in den Raum blasen kann, der ihn mit seinem Rückstoß in jede beliebige Richtung bewegt und dreht. Das Gerät, das auf der
Erde nahezu 150 Kilogramm wiegt, bereitet den Astronauten in der Schwerelosigkeit keine Probleme. es geht nur alles entsprechend langsamer.
Langsam ist hier ganz wichtig, denn, wenn z. B. dieser Düsenantrieb im All auch nichts wiegt, so besitzt er ob seiner Masse Trägheit. Einmal beschleunigt und verloren, könnte kein Astronaut ihn wieder aufhalten, bzw. ihm im All “hinter her schwimmen”, um den Stuhl wieder einzufangen. Selbiges gilt auch für Werkzeuge und Ersatzteile. Irgendwo fliegt beispielsweise noch eine Werkzeugtasche herum, die bei einem Außeneinsatz einem Astronauten entglitten war.
Nun beginnt die Reise im stickstoffgetriebenen Lehnstuhl.
In Zeitlupen-Tempo verlässt der Astronaut den offenen Laderaum des Shuttles in Richtung SMM.
Nach zehn Minuten hat er die Station erreicht. Er soll die Drehbewegung der Sonde mit Hilfe seines Düsenantriebes abstoppen. Dazu befestigt er sich an einer Seite der Station und erzeugt mit seinem Stickstoffgebläse die nötige Gegenbewegung. Schwindelig dürfte ihm dabei wahrscheinlich nicht geworden sein, denn ohne Schwerkraft gibt es im All kein oben und unten, und wenn er unbeirrt auf die Sonde blickt, so steht sie nahezu ruhig zu ihm, weil er mit ihr ja fest verbunden ist. Mit Blick auf die wartende Raumfähre dürfte er festgestellt haben, dass die Sonde und auch er nun die Drehung gestoppt haben. Ich weiß nicht, ob der Astronaut während dieser Aktion über eine Leine mit dem Shuttle verbunden war. Kann ich mir eigentlich nicht vorstellen. Er könnte sich durch die Drehung von SMM doch darin verfangen… Sicher stand in der Fähre ein weiterer Astronaut mit Düsenantrieb bereit, um ihm zur Seite zu schweben, sollte es Probleme geben. Verraten sei an dieser Stelle, dass es keine gab.
Als die Sonde sich nicht mehr drehte, konnte man sie in den Laderaum bringen, ohne die sperrigen Sonnenpaddel zu beschädigen.
Zur bergung der Sonde nähert sich die Fähre der Station auf neun Meter. Ein speziell dafür konstruierter Greifarm, gesteuert von Astronaut Nelson, ergreift das Sonnenobservatorium, um es vorsichtig in eine dafür vorbereitete Halterung in der offenen Ladeluke zu bringen. SMM wird befestigt, und die Reparatur kann beginnen.
Die Umlaufzeit von Sonde und Fähre um die Erde beträgt 100 Minuten. Für jeweils 60 Minuten hat man Tageslicht, während der restlichen Zeit bewegt man sich im Erdschatten.
Huch, wieso nicht 45 Minuten Tag und 45 Minuten Nacht? Genau. Die Sonde bewegt sich nicht in der Ekliptik, sondern hat eine zu ihr gekippte bahn. Das ist sinnvoll, denn man wollte ja nicht nur die Äquator-Region der Sonne betrachten, sondern auch etwas näher bei den Polen forschen.
Scheinwerfer erhellen bei Nacht die provisorische Werkstatt. Einzelteile werden von den beiden Astronauten ausgetauscht. Dabei müssen die Männer vorsichtig arbeiten, obwohl das Gewicht der auszuwechselnden Teile in der Umlaufbahn keine Rolle spielt. Schließlich müssen Massen bewegt werden, deren Gewicht auf der Erde Hunderte von Kilogramm betragen würden. Oben schrieb ich schon, dass Einmal bewegt, sind sie nicht leicht wieder
zu stoppen. Die Sonnenpaddel, die zu beiden Seiten aus der Raumfähre herausragen, dürfen nicht beschädigt werden.
Während einer Arbeitspause sind alle fünf Astronauten wieder im Inneren der Fähre. Der Präsident der Vereinigten Staaten ist am Telefon. Der NASA-Film zeigt Präsident Reagan an seinem Arbeitstisch im Weißen Haus. Man sieht auch die fünf Astronauten im Schiff frei schwebend, ohne Schuhe, nur in Strümpfen, während sie vom Präsidenten den Dank der Nation entgegennehmen. Ich glaube, dass nur selten in der Geschichte der Vereinigten Staaten Amerikaner in
Strümpfen mit ihrem Präsidenten gesprochen haben.
Danach gehen die Arbeiten draußen weiter. Zwei Astronauten wechseln Teile aus. Während der Arbeiten haben sie, jetzt zur Sicherheit an langen Leinen hängend, dicke Spezialhandschuhe an, die ihre Hände
vor der luftleeren Umgebung schützen. Damit müssen sie Kabel ergreifen und Schrauben drehen. Bei der Reparatur werden auch noch zwei Meßgeräte an Bord von SMM überholt. Die Station ist wieder betriebsbereit.
Vorsichtig hebt der Greifarm das Gerät aus dem Laderaum heraus und das Observatorium wird abgekoppelt. Solar Maximum Mission ist wieder auf einer eigenen Umlaufbahn um die Erde.
Im Jahre 1988 machte SMM wieder von sich reden, als bekannt
wurde, dass die Messungen von aus dem Weltraum kommenden Gammastrahlen durch sowjetische Spionagesatelliten ernstlich gestört werden. Verursacher dafür waren die Kernreaktoren, welche die Agenten im Orbit mit Energie versorgen. Dabei treten nämlich aus den Reaktoren positiv geladene Teilchen aus, Positronen.
Positronen sind quasi das Gegenstück aus der Antimaterie zu den Elektronen. Stößt so ein Antiteilchen auf normale Materie, z. B. auf die Wand von SMM oder gar ein Messinstrument, dann verstrahlt es in einem Lichtblitz, der im Gamma-Bereich liegt, mit einem Teilchen der getroffenen Materie.
Das störte die Messungen der Gamma-Detektoren an Bord von SMM.
Von diesem Problem abgesehen, war SMM eine der erfolgreichsten wissenschaftlichen Missionen zur Erforschung der Sonne. Langsam drang die Sonde inzwischen während der vergangenen Jahre immer tiefer in die Erdatmosphäre ein. Aber noch im November 1989 lieferte sie wichtige Daten.
Am 2. Dezember 1989 trat die 2268 Kilogramm schwere Messstation
zu ihrem letzten Umlauf an. Kurz danach verglühte sie über dem Indischen Ozean in der Erdatmosphäre.
Während ihrer nahezu zehnjährigen Betriebszeit hat die Sonnensonde SMM 12 500 Flares auf der Sonne
registriert. Doch neben ihrer eigentlichen Aufgabe hat sie mehrere
Kometen entdeckt, die berühmte Supernova vom Februar 1987 in der
Großen Magellanschen Wolke am Südhimmel vermessen und die
Ozonschicht der Erdatmosphäre untersucht.
Eine weitere Frage, die SMM erforschen sollte war, ob die Strahlung der Sonne schwankt. Es gab Wissenschaftler, die in Erwägung zogen, dass beispielsweise die sog. kleine Eiszeit während des Mounder-Minimums von einer geringeren Sonnenstrahlung her gerührt haben könnte. Manchmal hält sich die Sonne mit ihrem Fleckenzyklus leider nicht an ihre elf Jahre. Von 1645 – 1715 blieben jegliche Sonnenflecken aus. Dieses verlängerte Minimum ist nach ihrem Entdecker Edward Walter Maunder benannt. Von der Erde aus ist es nicht leicht, die Variation der Sonnenstrahlung zu beobachten, da Wolken und sonstige atmosphärische Bewegungen derartige Messungen unbrauchbar machen können. Deshalb misst man Die Intensität der Sonnenstrahlung besser vom Weltall aus. Die Ergebnisse von SMM war,dass die Sonnenstrahlung um weniger ein Promille schwankt. Diese Schwankung hängt z. B. auch damit zusammen, dass es in Zeiten eines Flecken-Maximums mehr dunklere Stellen auf der Sonne gibt, als bei einer blank geputzten Sonne ohne Flecken. Da die Flecken mit der Sonnenoberfläche rotieren, ist der Schwankung der Sonnenstrahlung auch diese Periode aufgeprägt.
So, meine lieben, das war das große Abenteuer der Reparatur von SMM.
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Gehabt euch wohl, passt gut auf euch auf und bleibt gesund.
Es grüßt euch ganz herzlich
euer Blindnerd.
