Kategorie: Astronomie

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Liebe Leserinnen und Leser,

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.

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Liebe Leserinnen und Leser,

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.

Bis dahin
Alles gute

Euer Blindnerd.

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Liebe Leserinnen und Leser,

irgendwie bin ich von dem Thema der Sonnenforschung ganz angefressen.
1987 stieg ich quasi über dieses Thema in die Astronomie ein. In „Blind zu den Sternen“ schrieb ich im Kapitel „Mittlere Reife“ über dieses Schlüsselerlebnis.
Das Wetter ist super, der Frühling ist da, und wir dürfen trotzdem alle nicht so richtig raus…
Damit aufhören kann ich jetzt einfach nicht. Durch die Erwartungen an den Solar Orbiter, ist dieses Thema wieder neu in mir erwacht und meine Begeisterung darüber neu entflammt.
Sie ist ja auch noch so unvollständig, meine Serie zu „Der Sonne entgegen“.

Also, gehen wir heute ein Stück weiter.
Wie angekündigt geht es heute um das erste richtige bemannte Sonnenobservatorium der Welt, um Skylab, die 1973 ins All startete.
Heute werde ich speziell darauf eingehen, was Skylab sah. Wer mehr über den Aufbau dieser Station wissen möchte, dem darf ich wärmstens meinen Artikel „Gedenken an die erste Raumstation der Welt“ empfehlen.
Es wird auch in diesem Beitrag viel um die Röntgensonne gehen, die man wegen der Atmosphäre vom Boden aus nicht beobachten kann. Es macht aber viel Sinn, die Sonne nicht nur im weißen Lichte zu betrachten, sondern sie sich auch mal im Licht, einzelner Wellenlängen, z. B. eben auch die Ultraviolett- und Röntgenstrahlung, anzusehen.
Im einfarbigen Licht treten Dinge zu Tage, die normalerweise entweder von unserer Atmosphäre verschluckt, bzw. vom vom weißen Licht überstrahlt werden.
Also, es war nun so weit und Skylab begann seine Beobachtungen.
Man fand im ultravioletten Licht beispielsweise Spektrallinien von Helium, die von der Erde nicht beobachtbar waren. Hierfür war ein sehr empfindlicher Spektro-Heliograph an Bord. Das ist ein Instrument, mit welchem Beobachtungen in sehr kurzwelligen, dem Auge unsichtbaren Sonnenlicht möglich wurden. Helio in Helio-Spektrograph bezieht sich hier nicht auf das Helium, das damit beobachtet wurde. Mit einem Spektroheliographen kann man die Sonne im Lichte verschiedener Wellenlängen beobachten.

Man fand auch die sechseckige Struktur der Granulen im ultravioletten Bereich wieder, die man schon von einer Spektrallinie des Kalcium von der Erde her kannte. Auch in Linien des Elementes Sauerstoff ließ sich dies nachweisen. Auffallend war das Bild der Sonne in einer Linie von Magnesium. Dieses Licht entsteht über der Sonnenoberfläche, quasi erst in der Korona.

Da diese Linie die Feinstruktur der Sonnenoberfläche nicht mehr zeigte, war klar, dass die hierfür verantwortlichen Magnetfelder nicht bis in die Korona reichten.
Dafür konnte man aber viele andere magnetische Strukturen im kurzwelligen Sonnenlicht erkennen.

In „Die Röntgensonne“ erwähnte ich, dass es nicht ganz einfach ist, eine Kamera zu bauen, die auch bei Röntgenlicht funktioniert.
Vor Skylab standen den Forschern z. B. für ihre Ballon-Flüge meist nur Lochkameras zur Verfügung.
Es gibt aber einen Trick, bei dem man ausnutzt, dass Röntgenlicht von Metalloberflächen
gespiegelt wird, wenn es schräg, nur streifend, auf eine Metalloberfläche
trifft. Der Physiker Hans Wolter (1911-1978)
hatte diesen Fernrohrtyp 1952 erfunden. Seither spricht man vom
Wolter-Teleskop, mit dem man Röntgenbilder von Himmelskörpern
aufnehmen kann. Die Röntgen-Reihenuntersuchung der Sonne durch
SkyLAB zeigte nun, dass sich magnetische Felder der Sonnenoberfläche hinaus in die Korona fortsetzen.

Man sah den Zusammenhang, dass wo man stärkere Magnetfelder in der Korona fand, auch die Röntgenstrahlung intensiver war.
Man erkennt im Röntgenlicht große magnetische Bögen, die mit beiden Beinen in der Sonnenoberfläche verankert sind und offene Feldlinien, die nur mit einem Bein in der Sonne stehen und weit in den Raum hinausragen. Einige der magnetischen Bögen leuchten stärker
als andere, obwohl die magnetische Stärke dieselbe ist. Es scheint, als ob die Teile der Korona besonders heiß sind und stärker leuchten, in denen die Feldlinien vorher stark verbogen worden sind.

Das bringt die Frage wieder auf, warum die Sonnen-korona eine Temperatur von zwei Millionen Grad besitzt, wogegen die unter ihr liegende Sonnenoberfläche mit ihren einigen tausend Grad eigentlich kalt ist.

Durch die heißen Bögen in der Sonnenkorona ist wieder eine alte Idee ins Zentrum des Interesses gerückt, die auf den Astronomen Ludwig Biermann (1907-1986) zurückgeht. Nach Biermann wandern von der Zone, in der
die Granulation die Materie in ständiger Bewegung hält, Schallwellen
nach außen, die Energie in die Korona transportieren und so für die
heiße Korona verantwortlich sind.

Und da ist er wieder, der Schall, der Klang der Sonne. Ich schrieb darüber in „Klingel oder Orgelpfeife“. Die von SKYLAB aus aufgenommenen Röntgenbilder zeigen koronale Löcher und die
hellen Röntgenflecken, in denen die Energie sich gegenseitig vernichtender entgegengesetzter Magnetfelder in Wärme verwandelt wird.

Die im weißen Licht gewonnenen Bilder der Sonnenkorona zeigten rasche Veränderungen. Da steigen gelegentlich riesige Blasen in der Korona auf, Materie, die mit Geschwindigkeiten von tausend Kilometern pro Sekunde die Sonne verlassen.

Koronale Löcher, aus welchen bereits Materie ins All entwichen ist, sah man als dunkle Streifen auf der Sonnenscheibe. Dort war keine Materie mehr vorhanden, die im Röntgenlicht strahlte.

Durch SKYLAB sah man erstmals Vorgänge auf der Sonne, die der Koronaforschung ganz neue Wendungen gaben. Eigentlich ist das nicht verwunderlich. Von der Erde aus kann man die Sonnenkorona nur während einer totalen Sonnenfinsternis ungestört beobachten. Koronographen lassen die Korona nur in unmittelbarer Nähe der Sonnenscheibe
erkennen. In einem Abstand von mehr als einem Fünftel des Sonnenradius vom Scheibenrand kann man sie nicht mehr untersuchen.
Mit einem Konorographen kann man die Sonne bei normalem Taghimmel in gewissen Grenzen beobachten, als herrsche eine totale Sonnenfinsternis.
Zählt man alle Sonnenfinsternisse der jüngeren Menschheitsgeschichte
zusammen, so kommt man auf eine Gesamtdauer von einigen Stunden,
während derer sich die Korona dem irdischen Beobachter in voller Pracht darbot. Da man von SKYLAB aus die Sonnenkorona nahezu ununterbrochen beobachten konnte, sind durch diese Mission einige tausend Stunden Beobachtungszeit hinzugekommen.
Und das alles ganz unabhängig von Wind und Wetter…

Mich fasziniert es sehr, was Wissenschaftler aus dem Sonnenlicht lesen. Die Sonnenobservation aus dem All ging natürlich nach Skylab noch weiter, aber dies ist eine neue Folge wert.

Gehabt euch wohl, passt auf euch auf und bleibt gesund.

Euer Blindnerd.

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Liebe Leserinnen und Leser,

und hier erscheint ein weiterer Blindnerd, der euch die lange Zeit in der Krise verkürzen und verschönen soll.

In Der Sonne entgegen- Der Aufbruch erzählte ich von den Anfängen der Sonnenforschung aus Ballonen.

Heute kommt Teil 2. Es geht um die Erforschung einer Strahlungsart der Sonne, der Röntgenstrahlung, die glücklicherweise von der Erdatmosphäre verschluckt wird. Sie wäre höchst gefährlich für unser Leben.

Dass die Sonne im Röntgenlicht strahlt, war schon durch Ballonflüge klar, aber diese bewegten sich eben doch noch weit in der schützenden Atmosphäre. Somit war deren Erforschung von Ballonen aus noch eher schwierig und ungenau.
Es war auch klar, dass etwas, das mehrere Millionen Grad heiß ist, wie die Corona, einfach auch im Röntgen und UV-Licht strahlen muss.
Zu den Problemen mit der störenden Atmosphäre kommt noch, dass es gar nicht so einfach ist, eine Kamera für Röntgenlicht zu bauen, denn normale optische Kameras mit Linsen funktionieren hier nicht.
Die Röntgenbilder in der Medizin entstehen auch nicht in einer Kamera, sondern sind Schattenbilder des Körpers, Gewebe, Knochen etc., die dadurch entstehen, dass eine punktförmige Röntgenquelle den Körper durchleuchtet und die Schatten auf eine Fotoplatte wirft. Diese schwärzen sich nämlich auch bei Röntgenlicht. So wurden diese Strahlen auch entdeckt, indem Herr Röntgen einen radioaktiven Strahler in der Nähe von Fotoplatten aufbewahrte, die dann dadurch unbrauchbar wurden.

Das einfachste Instrument, das einer Kamera schon recht nahe kommt, ist eine Lochkamera, auch Camera obscura genannt.
Sie besteht im wesentlichen aus einer Blende mit einem kleinen Loch, hinter dem dann die Fotoplatte sich befindet. Der Durchmesser des Lochs muss auf die Wellenlänge des Lichtes angepasst sein, welches man beobachten möchte, für Röntgenstrahlung also sehr klein. Linsen etc. gibt es nicht. Diese Art von Kamera funktioniert auch für Röntgenlicht. Wir alle tragen im Grunde zwei derartige Kameras mit uns herum, unsere Augen. Die Pupille, das Loch in der Iris, ist das Loch in der Blende. Von der Linse dahinter mal abgesehen, fällt das Bild dann punktgespiegelt auf unsere Netzhaut. Was rechts ist, kommt links, und was oben ist kommt unten auf ihr an. Das ist übrigens auch bei den meisten Teleskopen so, dass die Optik das Bild dreht. Um nicht noch mehr Licht durch Optik zu verlieren, spart man sich meist das zusätzliche optische Element, das das Bild wieder richtig herum drehen könnte. Im All gibt es sowieso quasi kein oben und unten.
Heute hat man natürlich modernere Kameras für Röntgenlicht, aber die erkläre ich in einer der nächsten Artikel in dieser Serie. Zu der Zeit, in welcher die heutige Geschichte spielt, hatte man einfach nichts besseres.
Wieso die Röntgensonne so interessant ist, wird auch näher in der nächsten Folge beleuchtet.

Aber zurück zur Röntgensonne:
Eine totale Sonnenfinsternis, die am 12. Oktober 1958 im südlichen
Pazifik zu beobachten war, half, etwas mehr über die Quellen der Röntgenstrahlung von der Sonnenscheibe zu erfahren. Dazu standen zu Beginn der totalen Finsternis am Hubschrauberdeck der USS Point-Defiance sechs Raketen vom Typ Nike-Asp bereit, um Röntgenempfänger über die Erdatmosphäre zu schießen. Die erste Rakete wurde so gestartet, dass sie die Röntgenstrahlen der Sonne gerade in dem Augenblick registrierte, als kurz vor Beginn der Totalität der Mond nur noch eine schmale Sonnensichel frei ließ. Dort fand man zwei starke Aktivitätsgebiete mit viel Röntgenstrahlung. Beim zweiten Schuss empfing man Röntgenstrahlen nur von einem noch schmaleren Streifen am Ostrand der Sonne und bei Schuss drei war die Sonnenscheibe vollständig vom Mond verdeckt, während
bei Nummer vier bereits wieder ein schmaler Streifen am Westrand
hinter dem Mond hervorgetreten war. Dort standen an diesem Tage
zwei Filamente. Die entscheidendste Entdeckung bei diesem Experiment
war wohl, dass von der Sonne selbst dann noch Röntgenstrahlen
kommen, wenn ihre Scheibe vollständig vom Mond verdeckt ist. Das liegt daran, dass die Corona auch ein starker Röntgenstrahler ist. Man muss die Sonnenscheibe nicht unbedingt vom Mond abtasten lassen, um herauszufinden, woher die Röntgenstrahlen der Sonne stammen.
Mit einem Raketenschuss ohne Sonnenfinsternis, kann man diese Strahlung, wie oben schon erwähnt, mit besagter Lochkamera beobachten, bzw. Fotografieren.
Sie arbeitet für Röntgenlicht genausogut wie für sichtbares Licht.
Genauer gesagt: Die Lochkamera arbeitet im Röntgengebiet genauso
schlecht wie im sichtbaren Licht.

Am 19. April 1960 gelang Herbert Friedman und seinen Mitarbeitern
vom Naval Research Laboratorium in Washington, DC, mit einer Lochkamera in einer Rakete ein Schnappschuss von der Sonne im Röntgenlicht.
Diese historische Aufnahme kann man im Internet finden. Da die Rakete währent ihres Fluges sich um sich selbst drehte, sind die aufgenommenen Flecken und Gebiete kreisförmig verschmiert. Zumindest wurde mir das so berichtet.
Man erkennt deutlich, dass es auf der Sonnenscheibe hellere Flecken und dunklere gibt. Die Röntgenstrahlung ist also nicht überall gleich stark.
Interessant ist, dass sie Unterschiede der Sonnenoberfläche und der Corona darstellt, die im sichtbaren weißen Sonnenlicht nicht erkennbar sind.
Erst 13 Jahre später erfuhr man genauer, welche Bewandtnis es damit hat.

Das oben beschriebene Raketenexperiment während einer Sonnenfinsternis fand ein Jahr nach dem Start von SPUTNIK I, dem ersten künstlichen Erdsatelliten, statt. Die Ära rückte näher, in der man Messinstrumente praktisch beliebig lange im Raum halten und nach Belieben ein-
und ausschalten konnte. Für die Sonne baute man die OSO-Satelliten.
Das war die Abkürzung für Orbiting Solar Observatory, also für das
Sonnenobservatorium im Orbit. Acht Messstationen dieses Typs wurden insgesamt in Umlaufbahnen gebracht, die ersten in den frühen sechziger Jahren. Ihre Teleskope waren verhältnismäßig klein, und ihre
Leistungen wurden durch das in den Schatten gestellt, was in der Mitte
der siebziger Jahre folgte. Die eigentliche Erforschung der Sonne vom
Weltraum aus begann am 14. Mai 1973 mit SkyLAB, einer bemannten
Station auf einer Umlaufbahn.
Über diese Raumstation schrieb ich im einzelnen bereits in Gedenken an die erste Raumstation der Welt
Was Skylab sah, und welche Missionen aus dem Weltraum zur Erforschung der Sonne darauf noch folgten, wird Inhalt von „Der Sonne entgegen, Teil 3“.

Bis da hin
Passt auf euch auf und haltet durch

Euer Blindnerd.

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Liebe Leserinnen und Leser,

wir alle sind in den Maßnahmen wegen der Pandemie gefangen und müssen damit klar kommen.
Dies wird kein Artikel werden, der über weitere Möglichkeiten, sich zu schützen etc. berichten wird. Dafür gibt es andere Profis.
Ich möchte aber es trotz aller Widrigkeiten nicht unterlassen, weiterhin hier auf Blindnerd.de zu veröffentlichen. Gerade jetzt, kann die Astronomie eine Möglichkeit sein, mal etwas aus der Bedrücktheit der Situation zu fliehen.
Es wird nur einen Artikel von mir geben, in welchem das Wort Coronavirus vorkommen wird.

Heute geht es darum, wie das Ding zu seinem astronomischen Namen kam.

Wie ich mir das Virus vorstellte

Es ist ja offensichtlich, dass in Corona irgendwie die Krone steckt. Und so stellte ich mir das Virus auch vor, wie ein kleines Krönchen.
Kurz vor der Verbannung in das Homeoffice wegen Corona, druckte mir mein Arbeitskollege im Labor ein 3D-Modell des Virus aus. Ich war beeindruckt, wie schön es sich anfühlte, obwohl es solchen Schaden bringt.
Leider habe ich davon momentan kein Foto, weil uns dann die Maßnahmen zur Eindämmung der Pandemie überraschten, und keine Zeit mehr blieb, eines zu schießen. Das wird nachgereicht, wenn alles überstanden ist. Dann muss das Teil sich auch nicht mehr in der Öffentlichkeit schämen, sich zu zeigen.

Und so fühlt es sich an:

Viele von euch kennen diese Igel-Bälle zur Hand-Massage etc. So ähnlich fühlt sich das Modell an. Nur, dass die Stacheln zu ihrem Ende hin dicker und nicht dünner werden.
OK, Igelball also, aber wo bleibt die Krone? Ich konnte keine ertasten, und da war auch keine.
Also fragte ich auf Twitter nach, wieso man das Virus Corona nennt. Schaut man von oben mit dem Elektronenmikroskop auf das Virus, dann ähnelt es am Rand etwas, das man durchaus mit einer Krone vergleichen kann, und das heute Gegenstand dieses Artikels sein wird.
Tja, was soll ich sagen. Auch ein Ding, mit derart schlimmen Eigenschaften, kann uns zur Astronomie führen.

Nun zu dem, was dem Virus seinen Namen gab:

Wenn die Sonne sich am Tage verfinstert, weil sich unser Mond vor die Sonnenscheibe schiebt, bekommen wir etwas von der Sonne zu sehen, was den Augen normalerweise verborgen bleibt, weil dieses etwas von der Sonne immer völlig überstrahlt wird.
Nur Astronomen mit speziellen Filtern, Spektrographen und Teleskopen bleibt dieses wunderschöne Geheimnis auch am Tage nicht verborgen.
Wenn sich also bei einer totalen Sonnenfinsternis der Mond zur totalen Verfinsterung vor die Sonne geschoben hat, erscheint plötzlich um die verdeckte Sonne herum ein schöner fahler Strahlenkranz, durchsetzt von roten Flammenzungen.
Dieser Strahlenkranz erinnert an eine Krone. Deshalb nennt man sie die Korona.
In Deutsch schreibt man sie mit K, aber ursprünglich schon mit C.
Die Korona besteht aus sehr heißem Sonnenpplasma. Die Oberfläche der Sonne hat eine Temperatur von etwa 6000 Grad. Die Korona hingegen ist deutlich heißer. Ihre ionisierten Teilchen sind um zwei Millionen Grad heiß. Allerdings ist die Korona sehr dünn, will sagen, sie hat eine deutlich geringere Dichte, als die Sonne und ihre sonstige Atmosphäre.
Nach außen hin geht die Korona in den Sonnenwind über. Außerdem ist die Korona von starken Magnetfeldern durchzogen. Die roten Flammenzungen bestehen aus empor gerissenen kühlerem Sonnenplasma. Diese Prodtuberanzen und Filamente stehen quasi wie Blätter senkrecht auf der Oberfläche der Sonne und können bei Tage ohne Hilfsmittel nicht beobachtet werden.
Diese Plasma-Blätter hängen quasi in ihren Magnetfeldlinien, wie Wäsche auf der Leine. Sie entstehen und vergehen. Auch die Korona verändert sich stetig. In Zeiten hoher Sonnenaktivität mit vielen Sonnenflecken, dehnt sie sich mit unter über mehrere Sonnenradien aus.

Die Energie der Korona

Woher die Korona die Energie erhält, dass ihre Teilchen derart heiß sein können, ist bis heute noch nicht restlos erforscht. Ein Grund ist, wie schon erwähnt, dass sich hier die Energie auf wenige Teilchen pro Volumeneinheit verteilt. Da bekommt dann eben jedes einzelne Teilchen etwas mehr davon ab. Beobachtet man die Sonne durch gewisse Filter, so sieht man Materieströme nach oben in Richtung der Korona schießen. Das sieht aus, als wäre die Sonne mit Hecken oder Gras überzogen. Auch diese Halme schießen nach oben und vergehen und entstehen neu. Der italienische Astronom, der sie entdeckte, nannte sie daher Spiculen.
Aber auch dieser Energietransport dürfte nicht ausreichen, um die Korona mit Materie und Energie immer wieder neu aufzufüllen. Stoßwellen, also quasi Schall, der Klang der Sonne, könnte auch einen Teil dazu beitragen. Es gibt da noch weitere Vermutungen, die ich aber selbst nicht richtig verstehe, und bevor ich hier etwas falsches sage…

Woraus besteht sie?

Natürlich interessierte die Astronomen brennend, woraus die Korona besteht. In anderen Artikeln beschrieb ich schon kurz, dass eines der wichtigsten Werkzeuge der Astronomen die Spektralanalyse darstellt. Fächert man das Licht einer Flamme mittels eines Prissmas auf, kann man an den farbigen Linien genau erkennen, was da gerade leuchtet oder verbrennt. Jedes chemische Element erzeugt sein charakteristisches eigenes Licht. Wie ein eindeutiger Fingerabdruck erscheinen je nach Element andere farbige Linien des Regenbogens und andere Linien bleiben dunkel.
Als man nun das Spektrum der Korona betrachtete, fiel eine grüne Linie auf, die keinem Element auf der Erde zuzuordnen war. Die naheliegendste Annahme war, dass es sich eben um ein Element handele, das es definitiv vielleicht nur auf der Sonne geben könnte. Schließlich war zu dieser Zeit sowieso noch nicht klar, wie das Sonnenfeuer wirklich funktioniert. Somit gab man dem Element den Namen Coronium.

Mittlerweile, zwei Jahrhunderte später wissen wir, dass es leider dieses Element Coronium nicht gibt.
Ich sprach oben schon öffters von Plasma. Das ist neben fest, flüssig und gasförmig ein vierter Zustand, in welchem Materie geraten kann, wenn man sie stark erhitzt. Dabei gehen die Atome kaputt. Sie verlieren einige Elektronen und sind somit ionisiert. Die Elektronen bewegen sich frei durch das Plasma und finden nicht mehr zurück zu ihren Atomkernen.

Dieser vierte Aggregatzustand, das Plasma, ist auf jeden Fall mal ein eigener Artikel wert, weil sich 99 % der sichtbaren oder auch barionisch genannten Materie im Universum in diesem Zustand befindet.

Nun fand man also heraus, dass das Coronium durchaus auf Erden zu finden ist, allerdings nicht als Plasma, sondern meistens fest.
Es handelt sich um Eisenatome, die so stark aufgeheizt sind, dass deren Atomkerne dreizehn Elektronen fehlen. Normalerweise sollte es 26 Elektronen besitzen. Davon fehlen ihm nun die Hälfte. Ganz schön kaputt, möchte ich sagen. Nur so kaputt oder entartet, kann Eisen diese grüne Linie erzeugen, von der man glaubte, dass sie nicht zu einem irdischen Element gehört.

Und noch ein Sonnenstoff

Das ist übrigens nicht das erste mal, dass man einen speziellen Sonnenstoff vermutete. Sicherlich ließ ich im ein oder anderen Artikel schon fallen, dass die Sonne ihre wesentliche Energie so erzeugt, indem sie aus vier Wasserstoff-Atomen in ihrem Kern ein Atom des Edelgases Helium verschmilzt. Aber auch dem Kraftwerk der Sonne müssen wir uns durchaus nochmal extra zuwenden. Die Lateiner*in oder Altgriechler*in erkennt, dass im Wort Helium die Sonne, der Sonnengott, Helios, steckt. Auch dieses Element konnte man zunächst auf Erden nicht finden. Es ist sehr selten und entfleucht ob seines geringen Gewichtes direkt durch unsere Atmosphäre ins All. Außerdem reagiert es als Edelgas chemisch quasi mit nichts, was zur damaligen Zeit den Nachweis deutlich erschwerte. Das Helium, was wir hier auf Erden finden, und womit wir unsere Ballone mit den Glückwunschkarten füllen, oder, womit wir sprechen können, wie die Micky Maus, wenn wir es einatmen, stammt nicht von der Sonne. Es entsteht in der Erde durch den radioaktiven Zerfall von anderen Elementen.

Es ist schon erstaunlich. Das Helium ist neben dem Wasserstoff das zweithäufigste Element im Universum, denn es entsteht in allen Sternen, und dennoch ist es hier auf erden so selten, dass es relativ teuer ist. Es könnte sogar ernstlich knapp werden, denn wir kühlen immer mehr komplexe Dinge mit Helium.

So, nun wisst ihr, wie das Virus zu seinem schönen Namen kam.

Jetzt wünsche ich uns allen, dass wir gut durch die Krise kommen. Ich denke, dass es momentan sehr vernünftig ist, dass wir diese ganzen Einschränkungen akzeptieren und einhalten

Passt gut auf euch auf.
Euer Blindnerd.

🔊 vorlesen
Liebe Leserinnen und Leser,
wie die meisten von euch wissen, wurde am 10.02.2020 die Sonde Solar Orbiter gestartet. Sie wird in wenigen Jahren mit zehn verschiedenen Instrumenten die Sonne erforschen.
Die Riffreporter und @Astrozwerge berichteten ganz wunderbar darüber.
Somit kann ich mir den Solar Orbiter für den Moment sparen und mich anderen Sonnenthemen widmen.
„Der Sonne entgegen“ soll eine kleine Serie werden, mit welcher ich euch das Warten, bis der Solar Orbiter an seinem Ziel ist, etwas versüßen möchte.

Der Anfang

Aus physikalischen und theoretischen Überlegungen heraus war schon klar, dass die Sonne auch Strahlung in Wellenlängen senden sollte, die wegen der Atmosphäre den Erdboden nicht erreichen können. Das ist auch gut so, denn ihre Röntgenstrahlung wäre äußerst Gefährlich für jegliches Leben.
Die Ozonschicht die vor allem durch ihr wachsendes Loch in den 80ern des letzten Jahrhunderts von sich reden machte, schützt uns vor Krebs erregender UV-Strahlung.
Diese Entschlossenheit, mit der man es schaffte, in verhältnismäßig kurzer Zeit die FCKWs, die für dieses Ozonloch verantwortlich zeigten, aus unseren Kühlschränken und Sprüh-Dosen zu verbannen, könnten wir z. B. für die Bremsung des Klimawandels heutzutage mal wieder gebrauchen; aber zurück zum Thema.

Den Tag, als man sich anschickte, zur Sonne aufzubrechen, wissen wir genau. Am 10. Oktober 1946 trug in den USA eine V-2-Rakete aus dem erbeuteten deutschen Kriegsarsenal in der Wüste White Sands in New Mexico Messinstrumente in eine Höhe von 90 Kilometern. Während der kurzen Zeit, welche die Rakete über der Atmosphäre blieb, wurde der extrem kurzwellige Ultraviolettbereich des Sonnenspektrums aufgenommen.
Diese Strahlung wird von den obersten Luftschichten verschluckt.
In neunzig Kilometern über dem Meeresspiegel ist zwar
unsere Atmosphäre noch nicht zu Ende, doch liegt nur ein Millionstel
der Luftmassen der Erde darüber. Es gelang damals tatsächlich, die
Strahlung zu messen, die die Erdoberfläche nie erreicht.
Später verwendete man für derlei Messungen dann andere modernere Raketen.

Trotzdem stand bei jedem Schuss nur die
kurze Zeit zur Verfügung, die die Rakete in der Nähe des Gipfels ihrer
Bahn fliegen konnte.

Man brauchte mehr Zeit, um nicht nur in Form von Schnappschüssen, beobachten zu können.

Das Observatorium in der Ballon-Gondel

Der Sonnenforscher mag seine Fernrohre auf Inseln, auf hohe Berge
setzen, er mag von weiß gestrichenen Türmen beobachten, die aus den
Schichten der Bodenturbulenz herausragen, ganz wird er den Ärger
mit der Erdatmosphäre nie los. Das merkte auch Martin Schwarzschild (31. Mai 1912 in Potsdam; † 10. April 1997 in Langhorne, Pennsylvania) Professor an der Universität von Princeton an der Ostküste der USA,
der 1953 begonnen hatte, auf dem Mount Wilson in Kalifornien die
Granulation der Sonne zu studieren, jene sich ständig ändernde Feinstruktur, die von der Bewegung der äußeren Schichten der Sonne herrührt.
Teure Raketen wollte man für die Erforschung der Granulen nicht opfern, da man diese auch im sichtbaren Teil der Sonnenstrahlung beobachten kann. Schon dem Mönch und Astronomen Christoph Scheiner viel vor etwa 500 Jahren die scheinbar gekörnte Oberfläche der Sonne auf.
Bis dato konnte man nur schlecht Beobachtungen in der Zeit machen. Meistens wurde ein Foto von der gerade herrschenden Situation auf der Sonnenoberfläche geschossen und danach wieder eines…

So entstand in Princeton der Plan, der Sonne entgegen zu gehen, Messinstrumente im Ballon in die obersten Schichten der Atmosphäre zu bringen, und von dort aus die Granulation der Sonne zu
untersuchen.

Die beste Fotografie der Granulation war selbst im Jahre 1957
noch eine aus dem letzten Jahrhundert.
Am 1. April 1894 hatte ein französischer Pionier der Sonnenbeobachtung, Jules Janssen
mit einem Spiegelteleskop von nur
13 cm Durchmesser ein Bild der Sonne gewonnen, das bis Mitte des vorigen Jahrhunderts an Schärfe von keiner anderen Aufnahme übertroffen
worden ist. janssen hatte damals noch eine nasse Kollodiumplatte
benutzt. Seine Belichtungszeit lag bei 1/3000 Sekunde. Erst später, als
man von möglichst hohen Bergen aus die Sonne fotografierte und
unter Tausenden von Aufnahmen suchte, um eine zu finden, bei der
zufällig die Luft während der Belichtungszeit nahezu in Ruhe war,
konnte man sich mit den janssenschen Aufnahmen messen. Somit wollte Martin
Schwarzschild die Luftunruhe überlisten und vom Ballon aus
fotografieren.

Der Vorteil eines Ballons ist auch, dass man stundenlang beobachten kann. Die Überlegungen zum Projekt STRATOSCOPE, wie man es nannte, stammten
von den beiden Princetoner Astronomen Martin Schwarzschild und
Lyman Spitzer. Schwarzschild übernahm das Ballonprojekt, Spitzer begann damals bereits mit anderen Plänen, die schließlich 15 Jahre
später im Forschungssatelliten KOPERNIKUS gipfeln sollten, einem
der ersten astronomischen Observatorien in einer Umlaufbahn. Ein aktuelles Weltraumteleskop ist nach zweiterem benannt.
Mitte der fünfziger Jahre flossen überall in der Welt die Mittel für
astronomische Programme nur spärlich, selbst in den USA. Trotzdem
gelang es Schwarzschild im September 1957 im US-Bundesstaat Minnesota, den ersten Ballon aufsteigen zu lassen. Er erreichte eine Höhe von
25 Kilometern. Die Gondel trug Geräte zur Fotografie der Sonnenoberfläche. Da die STRATOSCOPE-Flüge unbemannt waren, musste der
gesamte Ablauf der Beobachtung, wie das Ausrichten des Teleskops
nach der Sonne und die Belichtungszeit, im voraus programmiert werden.
Einmal gestartet, waren die Instrumente sich selbst überlassen.

Das ist in der Raumfahrt an sich bis heute Normalität. Sonden sind zu weit entfernt, als dass man sie in Echtzeit steuern könnte.
Schwarzschilds Team konnte nur noch vom Boden aus den Ballon mit
dem Feldstecher verfolgen,
ihm mit dem jeep nachfahren und hoffen,
dass die Instrumente, wo immer der Wind den Ballon auch blasen würde, die Landung
unbeschadet überstünden. Als im Oktober 1957 der sowjetische SPUTNIK pipsend um den
Erdball flog und die USA sich danach langsam von dem „Sputnik-Schock“ erholten, flossen die Mittel für das Projekt STRATOSCOPE wieder reichlicher.
Mehr Gelder waren für das Projekt nötig, denn ein einfacher Ballonflug in der
notwendigen Höhe kostete damals an die 20000 US-Dollar, bei einem
aufwendigeren Flug musste man mit einer Million Dollar rechnen.
Wesentlich teurer jedoch als der Ballonflug war die Reparatur der
Geräte nach jeder Landung, die man nicht kontrollieren konnte.

Schwarzschild rüstete seinen Ballon mit einer Fernsehkamera aus,
deren Bilder zum Erdboden übertragen wurden. So konnte er am Fernsehschirm durch das Teleskop im Ballon zur Sonne blikken und die ferngesteuerten Apparate an Bord bedienen.

Ergebnisse der Stratoscope-Mission

Zum Team waren inzwischen mehrere Wissenschaftler gestoßen. Man beschränkte sich nicht nur auf das Studium der Granulation.
Robert Danielson (1931-1976) beobachtete Sonnenflecken, vor allem
die Penumbra,
john B. Rogerson untersuchte Erscheinungen am Sonnenrand.
Diese Sonden lieferten die bis dahin besten Bilder der Sonnengranulation. Zeigte janssens Fotografie Granulationselemente mit Durchmessern von 800 bis 1600 Kilometern, so bewiesen die STRATOSCOPE-Aufnahmen, dass es auch viel kleinere gibt. Man konnte sogar solche
mit Durchmessern von nur 160 Kilometern erkennen.
Man sah auch, dass die auf- und absteigenden Gasballen eine eckige Umrandung hatten. Das ist bei Blasen kochender Flüssigkeiten zumindest im Laborversuch auf erden auch so. Meist sind sie sechseckig.

Fazit

Die Beobachtungen vom Ballon aus waren eine ideale Vorübung für
die Arbeiten mit Raumsonden. Allerdings lernte man zur Zeit von
STRATOSCOPE 1 und 2gerade erst langsam, den Weltraum von Raketen aus zu untersuchen. Dabei erhielt man u. A. die ersten Bilder der Sonne im Röntgenlicht.
Die Röntgen-Sonne ist aber ein weiteres so spannendes Thema, dass ich mir diese für einen weiteren Beitrag aufhebe.