Parker Sonnen-Sonde PSP - Max Camenzind - HD Sept. 2018 - LSW Heidelberg
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Parker Sonnen-Sonde PSP Max Camenzind – HD Sept. 2018
Inhalt • Start der Parker-Sonde PSP im August 2018. • Bahnverlauf der Parker-Sonde. • Eugene Parker und der Sonnenwind: • der sog. Parker-Wind von 1958; • der magnetische Sonnenwind; • langsamer und schneller Sonnenwind. • Instrumente der Parker-Sonde. • Wissenschaft mit der Parker-Sonde.
Parker Solar Probe ist eine Raumsonde der NASA zur Erforschung der Sonne, insbesondere ihrer äußersten Atmosphärenschicht, der Korona. Sie soll ungelöste Fragen über die Korona beantworten: Der Energiefluss, der die Korona aufheizt und den Sonnenwind beschleunigt, soll bestimmt werden. Die Struktur von Plasma und Magnetfeld am Entstehungsort des Sonnenwinds soll untersucht werden. Der Mechanismus, der energiereiche Partikel beschleunigt und transportiert, soll erforscht werden. Dazu soll sich Parker Solar Probe der Sonnenoberfläche bis auf 8,5 Sonnenradien nähern.
Parker Solar Probe begins its mission to unlock the mysteries of our star on Sunday, Aug. 12, 2018 with a ride atop a Delta IV Heavy rocket at Launch Complex 37 at Cape Canaveral Air Force Station, Florida. Credit: NASA/Johns Hopkins APL/Ed Whitman
Start PSP mit Delta IV As of 12 p.m. EDT on Sept. 4, Parker Solar Probe was more than 15 million miles from Earth, travelling at about 72.000 kilometers per hour.
Orbits der Parker-Sonde
Parker-Sonde am 6. Sept. 2018
Bahn-Parameter Parker-Sonde
7 Mal Venus Flyby ~ Merkur-Orbit
Timeline Parker-Sonde
Timeline Parker-Sonde
Timeline Parker-Sonde
Timeline Parker-Sonde
Distanz & Geschwindigkeit PSP
Venus
FlybyWarum bremst die Venus? Ein Gedankenexperiment verdeutlicht, wie das funktioniert: Wirft man einen Ball auf einen Tennisschläger, der sich Richtung Ball bewegt, so prallt der Ball deutlich schneller vom Schläger ab. Bewegt sich der Schläger vom Ball weg, verliert der Ball an Tempo. Genau das passiert auch im Weltraum: Die Parker Solar Probe fliegt gut geplant die sich bewegende Venus an. Dabei zieht sie knapp am Planeten vorbei und überträgt ihr etwas Energie. Die Sonde wird dadurch langsamer, ändert ihre Bahn und dringt weiter in Richtung Sonne vor. Im Laufe der Mission soll die Parker Solar Probe rund einmal jährlich am planetaren Bremsklotz etwas abstoppen.
Swing-By
Beschleunigung
&
Abbremsung
Grafik: WikipediaDas erste Swing-By-Manöver wurde 1970 von Apollo 13 durchgeführt, aber eher unfreiwillig. Das Raumschiff war mit 3 Astronauten besetzt, die gerade zum Mond fliegen wollten. Unterwegs explodierte ein Sauerstofftank, sodass die drei so schnell wie möglich zur Erde zurückkehren mussten, ehe ihnen die Luft zum Atmen ausgeht. Anstatt (wie ursprünglich geplant) auf dem Mond zu landen, umrundeten sie ihn und nutzten seine Schwerkraft, um ihr Raumschiff Richtung Erde zu beschleunigen. Sie schafften es glücklicherweise rechtzeitig, lebend nach Hause zurückzukommen. Mariner 10 nutzte 1973 die Schwerkraft der Venus, um abzubremsen. Sie flog zum Merkur ins Innere des Sonnensystems. Dabei besteht immer das Problem, dass die Anziehungskraft der Sonne so stark wirkt, dass Raumsonden wie von selbst beschleunigen. Deshalb muss unterwegs abgebremst werden, damit ein Ziel wie Merkur angeflogen werden kann. In der umgekehrten Richtung nutzten Voyager 1 und 2 die Riesenplaneten Jupiter und Saturn als 'Sprungbretter', um ihre Reise in die äußeren Bereiche des Sonnensystems fortsetzen zu können. Voyager 2 beschleunigte an Jupiter und Saturn mit der Swing-By-Methode und konnte so Neptun innerhalb von 12 Jahren erreichen. Ohne zusätzlichen Schwung hätte die Reise doppelt so lange gedauert!
Parker-Sonde – Venus Flybys a ist die große Halbachse der Bahn, die im ungestörten Kepler-Problem: Zweikörperproblem konstant bleibt. r ist der aktuelle Bahnradius bezüglich des Zentralkörpers, der sich in einem Brennpunkt der Bahn befindet. μ ist das Produkt aus Masse des Zentralkörpers und universeller Gravitationskonstante. Für die Sonne beträgt μ = 1,327x1011 km³/s², für die Erde µ = 398.600,44 km³/s². v ist die Bahngeschwindigkeit beim Bahnradius r für eine große Halbachse a. vE = 29,783 km/s.
Warum so nahe an die Sonne ?
Sonne
von der
PSP aus
Sonne
von der
Erde ausProf. Eugene Parker *1927 - Sonnenwind Dr. Eugene Parker Credit: NASA/Glenn Benson
1974/76 Helios-Sonden (BRD/USA) 1. globale Sonnenwind-Daten 1990-2009 Ulisses Sonde (ESA/NASA) polare Sonnenwind-Daten
Die Korona setzt die Chromosphäre fort
Korona
Chromosphäre
Sonnenwind
PhotosphäreDas Problem „Sonnen-Korona“
Sonnenkorona Bei einem Planeten
wie der Erde ist es
Temperatur der Heizung einfach: Solche
Korona: Himmelskörper sind
TCor = 1 - 2 Mio. K im Kern sehr heiß,
werden aber nach
außen hin immer
Dichte Korona: kühler. Nicht so bei
100 Mio. / cm³ der Sonne. Sie
besitzt neben ihrem
Entweichgeschw.: heißen Kern eine
Vesc = 617 km/s zweite Hitzezone –
die solare Korona.
Schallgeschw.: Sie ist viel heißer
VS = 150 km/s als die Sonnenober-
fläche – und das
gibt den
Alfven-Geschw.: Astronomen bis
VA = 100 km/s heute Rätsel auf.
@ B ~ 3 G (0,3 mT)Das Problem der Heizung der Korona
(Euler-Gleichung)
Supersonisch
2kBT/m
Schall-Punkt
Wind
Alfven-Punkt
Akkretion
SubsonischWas ist ein Faraday-Becher ?
Ein Faraday-Becher (engl. Faraday Cup) ist ein
Detektor zur Messung von Ionen- oder
Elektronenströmen.
Da das Innere eines leitfähigen Hohlkörpers
(Metallbecher) feldfrei ist, überträgt sich die
Ladung eines eingebrachten aufgeladenen
Gegenstandes (zum Beispiel ein fallendes
positiv geladenes Teilchen) ohne Metallischer
Wandberührung auf die Behälterwand und Wasserkocher
kann von dort einem Ladungsmessgerät
zugeführt werden (Influenz). Dadurch baut
sich eine Spannung zwischen Metallbecher
und Grund auf, die mit einem Spannungs-
messer (Voltmeter) gemessen werden kann.
Diese Entdeckung machte Michael Faraday um
1830, nach dem der Aufbau benannt wurde.
Spannungs-
messerIonenstrahlen Sekundär-Elektronen
Der magnetische Sonnenwind
Alfven-
Geschwindigkeit Super-Alfven
A
Geschwindigkeit
A
Sub-Alfven
Teilchendichte
Parker-Sonde
Erde
Grafik: CamenzindSOHO: extremes Ultraviolett (EIT) und gestreutes sichtbares Licht (LASCO) die Sonnenkorona ist dynamisch und erzeugt den supersonischen Sonnenwind.
Solare
Loops
Radiales Magnetfeld
Dipolfeld
Eclipse: Rot 1,1 x 106 K Eisen X-XI (RED) Grün 2 x 106 K Eisen XIII-XIV (GREEN)
Dieses Eclipse-Bild zeigt die magnetische Topologie der Korona:
globales Dipolfeld + solare Loops auf mittleren Breiten.Magnetfelder der Sonne: Die farbigen Linien stellen offene Feldlinien dar, sie entstehen im Inneren der Sonne und reichen weit in den interplanetaren Raum. Grüne und lila Linien weisen eine Nord- und Süd- Polarität auf. Weiße Linien sind geschlossene Feldlinien, verlassen die Oberfläche, bilden einen Loop und tauchen wieder in die Sonne ein.
SDO
SDO
Radiales Magnetfeld der Sonne
South
North
Smoothed average
1976 1982 1988 1994 2000 2006
Wilcox Solar Obsevatory (http://wso.stanford.edu)Magnetfeld Sonne 55° - 90° N/S
N
S
arXiv:1805.06654Sonnenflecken-Zahl
Cycle 23 Cycle 24Die Sonnenflecken-Zyklen
werden seit 1750 gezählt – 11 Jahre
24
1 2Dauer der Sonnenzyklen
Anzahl Sonnenflares
Sonnenflare GOES X-Rays
Die Sonne im UV (SDO)
Sonnenwind
Teil II
Ulysses-Sonde bei DornierParker-Sonde am 6. Sept. 2018
Schneller Sonnenwind entsteht in
koronalen Löchern
Koronale Löcher
sind große
Flächen, auf
denen sich das
Magnetfeld der
Sonne öffnet
und dem
Sonnenwind
erlaubt zu
entweichen.
Koronale Löcher
manifestieren
sich auf Satel-
litenaufnahmen
im Röntgen-
strahlenbereich
als dunklere
Bereiche.Helios-Sonden Sonnenwind Die Helios-Raumsonden waren ein Gemeinschaftsprojekt der Bundesrepublik Deutschland (70%) und der Vereinigten Staaten von Amerika (30%) zur Erforschung des Sonnenwindes. Es wurden zwei Raumsonden gestartet. Ende 1974 startete die erste und Anfang 1976 die zweite. Das Radioteleskop Effelsberg, sowie die 30-Meter-Antenne der Satellitenbodenstation Weilheim nahmen Teil an der Überwachung der Sonden.
Orbits der Helios-Sonden
untersuchten erfolgreich Sonnenwind
Die deutschen Gesamtkosten
teilten sich folgendermaßen
auf:
Entwicklungs- und
Fertigungskosten:
280 Millionen DM
Deutsche Experimente:
65 Millionen DM
Datenempfang und
Aufbereitung:
40 Millionen DM
Versuchs- und
Bodenbetriebsanlagen:
50 Millionen DMUlisses-Sonde (ESA) 1990 - 2009
Copyright: ESAOrbit Ulisses-Sonde
Copyright: ESAUlisses Flyby an Jupiter 1992
Copyright: David HardyThe Ulysses mission, orbiting the Sun in a plane nearly perpendicular to the ecliptic,has verified that the quiet solar wind is indeed structured into a high speed polar flow and a slower and more turbulent equatorial region.
These radial plots of the solar wind speed combine data from all three of Ulysses' polar orbits of the sun, each of which take six years to complete. The blue coloured lines represent the outward interplanetary magnetic field; the red coloured lines the inward IMF. The first orbit occurred during solar minimum and showed slow wind over the equator and a fast wind over the poles. The second orbit showed fast and slow winds at all latitudes, consistent with solar maximum activity. Ulysses has completed more than three quarters of the third orbit, occurring around the current solar minimum cycle. While much of the data gathered thus far is consistent with typical solar minimum activity, surprisingly, it also indicates that the solar wind is about 25 percent less powerful than it was in the previous solar minimum cycle. The Sun's magnetic field flips approximately every 11 years, which explains the reversal of the red and blue IMF lines in the third orbit. A timeline and line graphs showing sunspot frequency are shown at the bottom for comparison.
Der magnetische Sonnenwind Seitenansicht der Sonne mit idealisiertem Dipolfeld zu einem Sonnen- fleckenminimum [Grafik: Wikipedia]
Die Heliosphärische Stromschicht Die Heliosphärische Stromschicht ist die elektrische Stromschicht in der Heliosphäre, in der die Polarität des Magnetfeldes der Sonne von Nord nach Süd wechselt. Das Magnetfeld der Sonne ist in ständiger Veränderung und wird vom Sonnenwind entsprechend dessen Ausbreitungsgeschwindigkeit weit nach außen getragen. In Kombination mit der Rotation der Sonne erhält die heliosphärische Stromschicht daher die Form einer rotierenden Spirale um den Bereich der Ebene des Sonnenäquators. In einigen Veröffentlichungen wird vom Ballerina skirt (Ballerinarock) als normaler Form der heliosphärischen Stromschicht gesprochen (vgl. Abbildung). Im Bereich der Erdumlaufbahn ist sie etwa 10.000 km dick und reicht so weit nach außen wie der Sonnenwind, der sie indirekt verursacht. Innerhalb der heliosphärischen Stromschicht fließt ein kleiner elektrischer Strom von 10-10 A/m² (vgl. mit Birkeland-Strömen der Erdmagnetosphäre). Die heliosphärische Stromschicht wurde 1965 von John M. Wilcox und Norman F. Ness entdeckt. In den 1970er Jahren entwickelte K. H. Schatten das erste mathematische Modell ihrer Form.
Interplanetare Magnetfelder
Heliosphärische Stromschicht
The radially expanding solar wind carries the solar magnetic fields outward
forming a very large current sheet, the heliospheric current sheet, a layer
through which the interplanetary magnetic field suddenly reverses direction.
The field lines above and below the current sheet are still connected at
large distances, but they are stretched out extensively by the solar wind.Die heliosphärische Stromschicht in 3D - die größte Struktur im Sonnen- system - ist ein Art Ballerinarock, da das Dipolfeld der Sonne leicht geneigt ist gegenüber der Rotationsachse, in Abhängigkeit vom Sonnenzyklus. [Grafik: Wikipedia]
2 Die Strömung ist korotierend bis zum Alfven-Punkt rA, dann koppelt die Strömung vom Magnetfeld ab. Die Sonne hat praktisch allen Drehimpuls verloren!
IMF = Interplanetares Magnetfeld
Das Weltraumwetter im Internet Das Deep Space Climate Observatory, abgekürzt DSCOVR (2015), (deutsch: Klimaobservatorium im tiefen Weltraum) ist eine Sonde zur Beobachtung bestimmter Aspekte des Sonnen- und Erdklimas und eine Art Warnboje für Sonnenstürme, dessen Gesamtkosten von 340 Mio. US-Dollar sich die NASA, die NOAA und die US Air Force geteilt haben. Lagrange-Punkt L1.
Lagrange-Punkte Erde - Sonne
EPIC-Camera DSCOVR L1
Daten: DSCOVR www.spaceweatherlive.com/en/solar-activity/solar-cycle
Sonnenwind über 3 Tage
GOES Röntgenstrahlung
Sonnenwind & Magnetfeld interplanetare Daten
Grafik: V. Bothmer
GöttingenGrafik: V. Bothmer
GöttingenSonnenwind als Funktion Radius arXiv:1711.07534
Extrapolation Sonnenwind PSP
2 RS
arXiv:1711.07534Instrumente der Parker-Sonde
Instrumente der Parker-Sonde
Instrumente der Parker-Sonde Um die Sonnenkorona so gründlich wie möglich erkunden zu können, ist die Parker Solar Probe mit vier Hauptinstrumenten ausgestattet. Zwei davon messen vor allem die Partikelströme im Sonnenwind und solaren Plasma, eines misst elektrische und magnetische Felder und Strahlung und das vierte besteht aus zwei Teleskopen, die hochaufgelöste Bilder der Korona und inneren Heliosphäre liefern sollen.
Aufbau der Parker-Sonde
Schutz hinterm Schild Dennoch ist dies heiß genug, um ungeschützte Teile der Raumsonde und vor allem ihre sensiblen Messinstrumente zu zerstören. Um dies verhindern, ist die Sonde mit einem knapp 2,50 Meter großen und knapp zwölf Zentimeter dicken Hitzeschild ausgestattet. Dieser besteht aus einem Karbonschaum, der zwischen zwei Kohlenstoffplatten eingebettet ist. Als äußerste Schicht trägt der Hitzeschild einen weißen Keramiküberzug, der die Sonnenhitze besonders gut reflektiert. In Tests hielt dieser geschichtete Schutzschild immerhin einer Hitze von 1.650 Grad stand, wie die NASA berichtet. Und das Wichtigste: Hinter dem Schild herrschen selbst unter diesen Bedingungen nur milde 30 Grad. Damit dieser so wichtige Schutz während der Sonnen- Umkreisungen der Raumsonde immer genau auf die Sonne ausgerichtet ist, sitzen entlang des ganzen Schattenrands Lichtsensoren. Registrieren sie einen direkten Lichteinfall, zeigt das an, dass die Ausrichtung des Schilds nicht mehr exakt stimmt. Der Bordcomputer korrigiert dann die Position der Sonde so, dass ihr Rumpf und die Messinstrumente wieder komplett im Schatten liegen.
Instrumente der Parker-Sonde
Instrumente der Parker-Sonde Besonders wichtig für die Lösung des Rätsels um die koronare Heizung sind die Instrumente FIELDS und SWEAP (Solar Wind Electrons Alphas and Protons Investigation). Denn ihre Daten könnten verraten, ob Alfvén-Wellen, magnetische Rekon- nexionen oder beide das Plasma der Sonnen- korona aufheizen.
Das FIELDS-Instrument besteht aus einer Kombination von Spannungsmessern, Magnetometern und Sensorantennen. Gemeinsam registrieren sie Stärke und Ausrichtung der elektrischen und magnetischen Felder in der Korona. FIELDS kann aber auch die Plasmadichte und dessen Fluktuationen ermitteln und Radiowellen detektieren. Sollten Alfvén-Wellen in der Korona am Werk sein, müsste das FIELDS-Experiment sie nachweisen. Aber auch explosive Kontakte von solaren Magnetfeldlinien und die dabei entstehenden Nanoflares müssten als abrupte Turbulenzen in diesem Feldmesser zu erkennen sein. Das SWEAP-Experiment wird dem solaren Plasma und dem Sonnenwind am direktesten ausgesetzt sein. Denn zu ihm gehört der Probenbecher (Faraday-Becher), der hinter dem Schutz des Hitzeschilds hervorragt. Zwei weitere Teilchendetektoren sitzen am Rumpf der Sonde. Mit ihnen sollen die häufigsten Teilchen des Sonnenwinds – Elektronen, Protonen und Heliumionen - gezählt, sowie ihre Dichte, Geschwindigkeit und Temperatur bestimmt werden. Weil diese Teilchen jeweils unterschiedlich auf Alvén-Wellen reagieren, könnte SWEAP deren Effekte erfassen.
Faraday Becher
Instrumente
von
SWEAPSPC is a Faraday Cup (FC) that looks directly at the Sun and measures ion and electron fluxes and flow angles as a function of energy. A small strut places SPC at the edge of the spacecraft heat shield. [Photo Credit: Andrew Wang]
Instrumente der Parker-Sonde
ISIS: Detektor für schnelle Teilchen Das ISIS-Instrument (integrated Science Investigation of the Sun) ist der Hochleistungsdetektor unter den Partikelmessern. Denn dieser zweiteilige Detektor kann ein breites Spektrum von schnellen Elektronen, Protonen und schweren Ionen erfassen. ISIS misst Teilchen in einem breiten Energiespektrum, von zehntausenden von Elektronenvolt bis zu hunderten Millionen Elektronenvolt. Das erlaubt es, Art, Geschwindigkeit, Richtung und Energie der Teilchen zu bestimmen.
WISPR: Bilder aus der Korona Abgerundet wird die wissenschaftliche Nutzlast der Parker Solar Probe durch den Wide-Field Imager for Solar PRobe (WISPR). Er besteht aus zwei Teleskopen, die hochaufgelöste Nahaufnahmen der Korona, der inneren Heliosphäre, aber auch von Plasmastrukturen, Schockwellen und anderen Phänomen in der Sonnenatmosphäre liefern werden.
Wissenschaft mit Parker-Sonde • Die NASA-Forscher versprechen sich von der bis 2025 angesetzten Mission Erkenntnisse darüber, warum die Korona um ein Vielfaches heißer ist als die Oberfläche der Sonne und somit auch über die Funktionsweise von Sternen. • Die Daten könnten zudem künftige Wettervorhersagen genauer machen. Da die Sonne die Quelle von Licht und Wärme für das Leben auf der Erde ist, erhoffen sich die Forscher auch neues Wissen über die Evolution. • Das Projekt soll zudem Auskünfte über die schnellen Solarwinde geben, die Satelliten empfindlich stören können.
Solar wind speed as a function of heliographic latitude illustrating the relationship between the structure of the solar wind and coronal structure at solar minimum (a, c) and solar maximum (b). Ulysses SWOOPS solar wind data are superposed on composite solar images obtained with the SOHO EIT and LASCO C2 instruments and with the Mauna Loa K-coronameter. (d) Solar cycle evolution (image credit: D. J. McComas et al.)
Ion energy spectra of different inner heliospheric particle populations that SPP will encounter and the required energy range coverage for EPI-Lα (green) and EPI-Hi (blue) as well as the broader expected performance (lighter shades) for ISIS' overall energy coverage. Also shown is the energy range coverage for electrons (image credit: ISIS-EPI collaboration)
Solare Flares
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