Wenngleich schon seit etwa 500 Jahren Entdeckungsreisende den Erdball umrunden, wagten sich erst in den letzten Jahrzehnten kühne Abenteurer durch die arktischen und antarktischen Eiswüsten zum Nord- und Südpol unseres Planeten vor. Erstaunlicherweise verlief die Erforschung des Sonnensystems ähnlich: Seit etwa 40 Jahren erkunden Instrumentensysteme den interplanetaren Raum; dabei blieben sie aber stets in einer schmalen Zone um die Ekliptik, weil die Bahnen fast aller Planeten nur wenig gegenüber dieser Ebene der Erdbahn um die Sonne geneigt sind. Lediglich die im Oktober 1990 gestartete Sonde Ulysses, die den englischen Namen des mythischen Seefahrers Odysseus trägt, sandte man nahezu senkrecht aus dieser Ebene hinaus und über die Polregionen der Sonne hinweg (Bilder 1 und 2).
Freilich lag es nicht an mangelndem wissenschaftlichem Interesse, daß der weite Raum außerhalb der Ekliptik so lange ausgespart blieb, sondern an den dynamischen Gesetzen der Raumfahrt. Viele Astronomen hatten sogar auf eine International Solar Polar Mission gedrängt, wie man das Vorhaben anfangs nannte. Sie wußten nämlich, daß unser Zentralgestirn von einer sehr ausgedehnten, dünnen äußeren Atmosphäre – der Heliosphäre – umgeben ist, die sich weit über die Erdbahn hinaus erstreckt und eine Art Blase im interstellaren Medium bildet (Spektrum der Wissenschaft, Juni 1995, Seite 50). Aus dem Umstand, daß die Gasschweife der Kometen immer von der Sonne fort zeigen, hatte der in Göttingen und München tätige Astrophysiker Ludwig Biermann (1907 bis 1986) bereits 1951 richtig gefolgert, daß der heißen Sonnenkorona ein beständiger Strom geladener Teilchen entspringt: der Sonnenwind. Die Partikel – hauptsächlich Protonen und Elektronen – sowie das Magnetfeld, das sie mitführen, beeinflussen die Sonnenumgebung bis in eine Entfernung von mehreren Astronomischen Einheiten (dieses Maß entspricht dem Radius der Erdumlaufbahn, der etwa 150 Millionen Kilometer beträgt). Die Eigenschaften der Heliosphäre konnten aber vor Beginn der Ulysses-Mission nur im erd- und ekliptiknahen Bereich direkt gemessen werden.
Von einer Warte außerhalb der Ekliptik ließen sich jedoch die Sonne, ihr Magnetfeld, der Sonnenwind sowie dessen Wechselwirkung mit den aus dem interstellaren Raum in das Sonnensystem eindringenden Strahlungen viel besser untersuchen. Insbesondere über den Polregionen der Sonne, deren Rotationsachse um 82,75 Grad gegen die Ekliptik geneigt ist, wären aufschlußreiche Wechselwirkungseffekte zu erwarten. So entstand der Plan, die Heliosphäre über den gesamten Bereich heliographischer Breiten zu erforschen.
Wie aber sollte man eine Raumsonde nahezu rechtwinklig zur Ebene der Ekliptik um die Sonne kreisen lassen? Weil die Erde sich auf ihrer Bahn mit durchschnittlich 30 Kilometern pro Sekunde bewegt, würde jede von ihr startende Sonde einen hohen Impuls in dieser Bewegungsrichtung mitbekommen. Selbst mit den stärksten verfügbaren Triebwerken gelänge es nicht, das Raumfahrzeug in eine dazu senkrechte Bahn zu überführen. Einzig ein Swing-by-Manöver – der nahe Vorbeiflug an dem großen Planeten Jupiter – schien zum Umlenken geeignet.
Zunächst fürchteten viele Wissenschaftler allerdings, beim Durchgang durch dessen Magnetosphäre könnten hochenergetische Teilchen die empfindliche Elektronik an Bord der Sonde schädigen. Die Bedenken wurden aber zerstreut, als Anfang der siebziger Jahre die beiden Instrumentenkapseln Pioneer 10 und 11 die Strahlungsgürtel des Riesenplaneten unbeschädigt durchquerten – die Planungen für die Ulysses-Mission konnten beginnen.
Die europäische Raumfahrtbehörde ESA und ihre amerikanische Schwesterorganisation NASA vereinbarten 1977 ein gemeinsames Projekt: Zwei Sonden sollten simultan den nördlichen beziehungsweise den südlichen Bereich der Heliosphäre erkunden. Aus Kostengründen wurde das Programm jedoch auf ein Raumfahrzeug reduziert – die ESA baute die Sonde, die mit Meßgeräten europäischer und amerikanischer Forschungsinstitute bestückt wurde, und die NASA übernahm den Start.
Im Januar 1986, wenige Monate bevor Ulysses auf die Raumfähre Challenger verladen werden sollte, ereignete sich jedoch die Katastrophe, die das amerikanische Raumfahrtprogramm weit zurückwarf: Die Challenger explodierte kurz nach dem Start, wobei alle Besatzungsmitglieder ums Leben kamen. Nach Untersuchung der Unglücksursachen und Modifikation der verbliebenen Raumfähren wurden zunächst militärische Nutzlasten bevorzugt; das alles verzögerte den Beginn des Projekts um vier Jahre. Im Oktober 1990 schließlich konnte Ulysses mit dem Space Shuttle Discovery in eine Erdumlaufbahn befördert werden, und ihr eigenes Triebwerk brachte die Sonde auf den Weg zum Jupiter, den sie am 8. Februar 1992 passierte und dessen starkes Gravitationsfeld sie auf ihre endgültige Bahn schleuderte (Bild 2).

Sonnenwind und Magnetfeld

Schon zu Beginn des Raumfahrtzeitalters hatten Beobachtungen von der Erde und vom Erdorbit aus gezeigt, daß der Sonnenwind nicht von allen Bereichen der Sonnenoberfläche gleichmäßig wegströmt. Insbesondere die Protuberanzen – Gasmassen, die bevorzugt in der Äquatorregion als helle, bogenförmige Strukturen in große Höhen aufsteigen oder eruptiv emporschießen und dabei den Linien des solaren Magnetfeldes folgen – senden intensive Teilchenschauer aus. Eine weitere Quelle sind die sogenannten koronalen Löcher, die überwiegend in der Nähe der Sonnenpole auftreten, gelegentlich aber auch in anderen Regionen zu beobachten sind; bei ihnen handelt es sich um scheinbar materiefreie Gebiete in der oberen Sonnenatmosphäre, der Korona, von denen besonders schnelle Partikelströme ausgehen.
Inzwischen haben die Messungen mit Ulysses dazu beigetragen, das Phänomen Sonnenwind umfassender zu verstehen: Nachdem die Sonde, vom Riesenplaneten Jupiter abgelenkt, auf einen Südkurs relativ zur Ekliptik eingeschwenkt war, registrierten ihre Detektoren eine auf das Doppelte angestiegene Teilchengeschwindigkeit, die auf ein koronales Loch über dem Sonnensüdpol zurückzuführen war. Interessanterweise setzte dieser Strom schon ein, bevor Ulysses sich direkt über dem Loch befand. Daraus schlossen die Forscher, daß der polare Wind sich bald nach Verlassen der Sonne beträchtlich auffächern muß.
Diese Vergrößerung des Ausströmwinkels widersprach den gängigen Vorstellungen vom Magnetfeld der Sonne. Bis dahin war seine Stärke nur in Oberflächennähe und lediglich indirekt zu ermitteln gewesen: In der solaren Atmosphäre wird das abgestrahlte Licht durch Atome bei bestimmten Wellenlängen absorbiert; das Magnetfeld bewirkt eine Aufspaltung dieser im Spektrum sichtbaren Absorptionslinien, die proportional zur Feldstärke ist. Dieser Effekt ist nach dem niederländischen Physiker Pieter Zeeman (1865 bis 1943) benannt, der ihn erstmals in irdischen Labors beobachtete; der amerikanische Astrophysiker George Ellery Hale (1868 bis 1938) wandte ihn zuerst 1908 auf die Sonne an. Aus Messungen des Zeeman-Effekts schloß man, daß das solare Magnetfeld weitgehend dem irdischen ähnele: Die Feldlinien sollten demnach an den magnetischen Polen, die nahe bei den Polen der Rotationsachse liegen, besonders dicht verlaufen (Bild 3 oben).
Entsprechend erwarteten die Forscher, daß sich diese Struktur auch in den Messungen von Ulysses widerspiegele, die in einem Abstand von etwa 2,2 Astronomischen Einheiten die Polregionen der Sonne überquerte. Doch anders als beim Erdmagnetfeld, das entlang der Polachse auch in großen Abständen deutlich stärker ist als über anderen geographischen Breiten, erwies sich die solare Magnetfeldstärke entlang der Bahn von Ulysses als nahezu isotrop und mithin als unabhängig von der heliographischen Breite (Bild 3 unten).
Dieser Befund lieferte sogleich eine Erklärung für die unerwartete Auffächerung des polaren Sonnenwindes: Offenbar lenken magnetische Kräfte die Teilchenschauer zur Äquatorebene hin ab; und dies bewirkt wegen der Kopplung von Sonnenwind und Magnetfeld wiederum eine eher gleichmäßige Dichte der Feldlinien.
Der Sonnenwind ist mit dem Magnetfeld deshalb so innig verbunden, weil er aus elektrisch geladenen Partikeln besteht. Sie stammen aus der etwa eine Million Grad heißen Korona, in der die Materie ionisiert ist, also als Plasma aus positiven Atomkernen – hauptsächlich denen von Wasserstoff, also Protonen – und negativen Elektronen vorliegt (deren Ladungen sich indes sowohl im Wind als auch in der Korona über große Raumgebiete gemittelt aufheben). Das Magnetfeld zwingt die frei beweglichen geladenen Teilchen auf Spiralbahnen, die sich um die Feldlinien winden. Sie stellen somit einen elektrischen Strom dar, der unablässig seine Richtung ändert und deshalb wie in einer Spule selbst ein Feld erzeugt. Dieses komplizierte Wechselspiel zwischen Sonnenwind und solarem Magnetfeld verursacht weitere dynamische Effekte: Die geschwinden Schauer geladener Partikel lassen die Feldlinien wie Fäden in Zugluft flattern; und wenn die Teilchenströme in Richtung Äquatorebene aufgefächert werden, ziehen sie die Magnetfeldlinien mit.

Galaktische Eindringlinge

Unter den geladenen Teilchen innerhalb der Heliosphäre befinden sich auch vollständig ionisierte Atomkerne schwererer Elemente als Wasserstoff, vom Helium bis zum Uran, mit sehr hoher Energie; manche bewegen sich sogar fast mit Lichtgeschwindigkeit. Seit einigen Jahren weiß man, daß diese Partikel nicht von der Sonne, sondern von Quellen inner- und außerhalb unserer Galaxis stammen.
Die energiereichsten lösen durch Zusammenstöße mit den Atomen der Erdatmosphäre Kaskaden intensiver Teilchenschauer aus, die sogar auf dem Erdboden nachweisbar sind (Spektrum der Wissenschaft, März 1997, Seite 44). Entdeckt hatte diese kosmische Strahlung 1912 der österreichische Physiker Victor Hess (1883 bis 1964), der dafür 1936 den Nobelpreis erhielt. Die ersten Messungen von Satelliten aus offenbarten vor fast 40 Jahren schließlich auch eine Fülle niederenergetischer Teilchen in dieser Partikelstrahlung. Damit war klar, daß unser Sonnensystem nicht nur von elektromagnetischen Wellen aus kosmischer Nähe und Ferne, sondern auch beständig von einer Vielfalt atomarer Teilchen durchdrungen wird, die scheinbar aus allen Richtungen kommen.
Aber bald erkannte man, daß der nach außen drängende Sonnenwind einen Teil dieses galaktischen Zustroms daran hindern muß, in die inneren Bereiche der Heliosphäre vorzudringen. Doch was sollte die rasenden kosmischen Partikel fernhalten? Die geringe Teilchendichte des Sonnenwindes schließt jedenfalls direkte Kollisionen mit den Eindringlingen als maßgeblichen Mechanismus aus. Indes kann das Magnetfeld, das der Sonnenwind mitführt, gewissermaßen als Schutzschild wirken; denn jedes bewegte elektrisch geladene Teilchen wird von ihm abgelenkt.
Diese Kräfte zwingen die Teilchen der kosmischen Strahlung ebenso wie die solaren Protonen auf Spiralbahnen längs der Feldlinien, die – wie beschrieben – nicht stationär sind, sondern flattern. Durch die Turbulenzen ändert sich die Richtung des Feldes in kleinen Raumbereichen abrupt, was das weitere Vordringen der Partikel in Richtung Sonne behindert (Bild 4). Ihre Situation ist der von Schwimmern vergleichbar, die gegen eine starke Brandung ankämpfen.
Vor der Ulysses-Mission vermuteten die Astronomen, daß kosmische Teilchen längs der solaren Polachse viel leichter bis in die innere Heliosphäre fliegen könnten als auf Bahnen nahe der Äquatorebene. Zum einen wären nämlich die zurückzulegenden Wege entlang der geradlinigen polaren Feldlinien wesentlich kürzer; zum anderen hielten manche Forscher die durch Turbulenzen verursachten Verbiegungen der Feldlinien dort für sehr gering, weil der von den koronalen Löchern in den Polregionen ausgehende Sonnenwind viel homogener ist als der von den Protuberanzen in Äquatornähe erzeugte.
Messungen von Ulysses zeigten dann jedoch, daß die Intensität der kosmischen Strahlung über den solaren Polen nur geringfügig stärker ist als über dem Äquator. Und wieder lieferten neue Erkenntnisse über das Magnetfeld der Sonne einen Grund dafür: Ulysses entdeckte quasi-periodischeTurbulenzen, die sich entlang des polaren Magnetfeldes fortkräuseln, sich mithin der kosmischen Strahlung entgegenstellen und sie ablenken. Zum Erstaunen vieler Wissenschaftler erwies sich damit die Dichte der in die innere Heliosphäre vorgedrungenen kosmischen Teilchen als bemerkenswert homogen, also unabhängig von der heliographischen Breite.

Beschleunigungsmechanismen

Zusätzlich zu der energetischen Teilchenstrahlung galaktischen Ursprungs gibt es aber auch verschiedene Arten sehr schneller Partikel, die aus der Heliosphäre selbst stammen. Diese Ionen haben ungefähr dieselben Anteile leichter und schwererer Atomkerne wie der Sonnenwind, erreichen aber deutlich höhere Geschwindigkeiten, die nicht von Erhitzung herrühren können. Der Beschleunigungsmechanismus könnte mit starken Feldern zusammenhängen, die im Weltraum unter speziellen Umständen auftreten – etwa wenn schnelle Strömungen des Sonnenwindes auf langsamere treffen. Ähnlich wie Meereswellen, die dem Strand entgegenlaufen und dabei immer steiler werden, bilden sie entlang einer gekrümmten Fläche eine Stoßfront aus; an ihr ändern sich die physikalischen Bedingungen abrupt.
Messungen anderer Raumfahrzeuge zeigten, daß solche Stoßwellen geladene Teilchen stark beschleunigen können. So ließ sich erklären, warum Satelliten und Stratosphärenballons mit fast uhrengleicher Periodizität – typischerweise zweimal pro Sonnenrotation – hochenergetische Sonnenwindpartikel in Erdnähe registrieren. Weil die magnetische Achse der Sonne gegenüber der Ekliptik leicht gekippt ist, neigt sich je einmal pro Umdrehung ihr Nord- und ihr Südpol in Richtung Erde; dadurch wechselt sich der relativ mäßig wehende Sonnenwind aus den Äquatorregionen mit den stürmischen polaren Strömen regelmäßig ab, so daß jedesmal schnelle auf langsame Teilchen auflaufen und eine Stoßfront entsteht (Bild 5).
Auf dem Weg zu Jupiter war Ulysses häufig solchen mit Stoßwellen assoziierten Schauern hochenergetischer Partikel ausgesetzt. Aber als die Sonde höhere heliographische Breiten erreichte und dadurch in die Region des schnellen polaren Windes vordrang, hörten die Stoßfront-Phänomene auf, weil der Sonnenwind dort eher gleichmäßig strömte. Dennoch registrierte die Sonde weiterhin regelmäßige Schauer stark beschleunigter Teilchen; die Wissenschaftler versuchen noch herauszufinden, warum sie auch in den polnahen Zonen der Sonnenumgebung auftreten.
Ebenso weitgehend unerklärlich ist ferner der Mechanismus, der eine weitere Klasse von Ionen beschleunigt, die von der Sonne wegströmen. Ulysses entdeckte Partikel, die offenbar aus der inneren Atmosphäre des Sterns stammen. Dort ist das Magnetfeld lokal sehr inhomogen und stark veränderlich; kommen sich dadurch Feldlinien entgegengesetzter Richtung sehr nahe, heben sich die Feldstärken auf, und die zuvor im Feld vorhandene Energie überträgt sich auf geladene Teilchen in der Nähe. Aber ob dies der einzige Beschleunigungsmechanismus für hochenergetische Teilchen aus der inneren Sonnenatmosphäre ist, weiß man noch nicht.
Die kosmische Strahlung geringer Energien enthält zudem eine sogenannte anomale Komponente mit abweichender Ionenzusammensetzung – vorwiegend Helium-, Stickstoff- und Sauerstoffkerne. Es handelt sich dabei um ehemals neutrale Atome der interstellaren Materie, die mangels Ladung ungehindert vom solaren Magnetfeld in die Heliosphäre eingedrungen sind. Erst die ultraviolette Strahlung der Sonne oder die seltenen Stöße mit anderen Teilchen können aus ihnen Elektronen herausschlagen. Aber als Ionen unterliegen sie sofort der beschleunigenden Kraft des Magnetfeldes und werden Komponenten des Sonnenwindes. Ulysses identifizierte eine Reihe von Ionensorten als bisher unbekannte Bestandteile der anomalen kosmischen Strahlung, was interessante direkte Rückschlüsse auf die chemische Zusammensetzung der interstellaren Materie in unmittelbarer Umgebung unseres Sonnensystems erlaubt.
Die Ulysses-Messungen zeigten, daß die anomale Komponente der kosmischen Strahlung auch an Stoßfronten innerhalb der Heliosphäre beschleunigt werden kann. Zuvor meinten die Astrophysiker, dies geschehe nur an deren äußerem Rand, der Heliopause, wo der Sonnenwind auf das interstellare Medium trifft, eine Stoßfront bildet und sich aufheizt.Die magnetischen Aktivitäten der Sonne mit ihren Auswirkungen auf die interplanetare Partikelstrahlung – eruptiver Sonnenwind sowie Beschleunigung an Stoßfronten und durch Feldauslöschung – unterliegen der wohlbekannten elfjährigen solaren Periode. Der Start von Ulysses lag glücklicherweise so, daß die Sonde bei ihren ersten Überquerungen der solaren Pole 1994 und 1995 alle diese Phänomene in einer relativ ruhigen Phase verfolgen konnte. Zu diesen Zeiten lagen somit wahrscheinlich recht einfache physikalische Bedingungen vor. Mittlerweile hat Ulysses den ersten Umlauf beendet und im vergangenen Januar den äußersten Punkt ihrer Bahn passiert. In den Jahren 2000 und 2001 wird sie erneut die Polregionen der Sonne überqueren, die dann nahezu ein Aktivitätsmaximum erreicht. Bei dieser Passage sind also weit dynamischere Verhältnisse im Raum fern der Ekliptik-Ebene zu erwarten.Edward J. Smith und Richard G. Marsden beteiligten sich schon vor zwanzig Jahren an den ersten Vorbereitungen zur Ulysses-Mission. Smith promovierte 1959 an der Universität von Kalifornien in Los Angeles und ging zwei Jahre später an das Jet Propulsion Laboratory im benachbarten Pasadena. Aufgrund seiner Untersuchungen von Magnetfeldern und elektromagnetischen Wellen im Weltraum ist er an vielen Raummissionen beteiligt. Marsden promovierte 1976 in Physik am Imperial College in London und begann anschließend, bei der Europäischen Raumfahrtbehörde ESA am dortigen Ulysses-Projekt mitzuarbeiten; seit 1981 gehört er dem wissenschaftlichen Team an. Er erforscht hauptsächlich die kosmische Strahlung und andere Hochenergieteilchen im Weltraum.Literaturhinweise
The High Latitude Heliosphere. Herausgegeben von R. G. Marsden. Kluwer Academic Publishers, 1995.
Ulysses: Solar Sojourner. Von R. G. Marsden und E. J. Smith in: Sky and Telescope, Band 91, Heft 3, Seiten 24 bis 31, März 1996.
Die Sonne. Aus der Perspektive der Erde. Von Herbert Friedman. Spektrum Akademischer Verlag, Heidelberg 1987.
Die Sonne, Stern unserer Erde. Von Kenneth R. Lang. Springer-Verlag, Berlin 1995.
Weitere Informationen über Ulysses halten die ESA und die NASA im World-Wide Web unter http://helio.estec.esa.nl/ulysses/welcome.html sowie unter http://ulysses.jpl.nasa.gov/ bereit


Aus: Spektrum der Wissenschaft 3 / 1998, Seite 26
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