Erforschung der Plasmaumgebung der Planeten

Erforschung der Plasmaumgebung der Planeten

Einleitung

Neben den bekannten drei Zustandsformen der Materie - fest, flüssig und gasförmig - gibt es auch exotischere Formen. Eine in der Natur häufig auftretende Form ist der Plasma-Zustand: dieser beschreibt ein Gas, das nicht nur neutrale Teilchen enthält, sondern zu großen Teilen ionisiert ist - also aus freien Ionen und Elektronen besteht. Auf der Erde finden wir Plasma in Blitzen, in der Ionosphäre, aber auch in Leuchtstoff- und Fernsehröhren. Da Sterne auch aus Plasma bestehen, befindet sich der größte teil des sichtbaren Universums in diesem Zustand.

Plasma tritt auch in unserem Sonnensystem sehr häufig auf, zum Beispiel im interplanetaren Raum oder gefangen in den Magnetosphären der Planeten. Plasma im interplanetaren Raum besteht in erster Linie aus dem Sonnenwind, der durch den hohen Druck der Sonnen-Korona von der Sonne weggeblasen wird. Dieser Wind wechselwirkt mit den Körpern des Sonnesystems, bei magnetisierten Planeten in erster Linie mit den Magnetosphären, bei unmagnetisierten Körpern mit deren Ionosphären. Magnetosphären werden durch den Sonnenwind auf der Tagseite komprimiert und auf der Nachtseite zu langen Magnetschweifen verformt.

Magnetosphären können Ionen des Sonnenwindes speichern, schützen aber die Atmosphären vor Erosion durch den Sonnenwind. Sie enthalten aber auch Teilchen, die sich von Atmosphäre oder Oberfläche gelöst haben und durch die UV-Strahlung der Sonne ionisiert worden sind und damit einen Teil des planetaren Plasmas erzeugen.

Daher kann man die Magnetosphären des Sonnensystems als große Plasma-Labore betrachten, die Messbedingungen liefern, die auf der Erde nie erreichbar wären und daher unser Verständnis der Plasmaphysik enorm bereichern.


   

Erforschung der Merkur-Plasmaumgebung

Im Gegensatz zu den übrigen terrestrischen Planeten besitzt Merkur keine Atmosphäre, hat aber ein relativ schwaches inneres Magnetfeld. Die starke solare UV-Strahlung führt zu einem Verlust von Ionen von der Oberfläche des Planeten. Ebenso können Ionen des Sonnenwindes über die Polkappen zur Oberfläche vordringen und dort Teilchen herausschlagen. Da eine Ionosphäre fehlt, kann die Magnetosphäre des Merkur kaum Energie speichern, sodass Änderungen des Sonnenwindes binnen Sekunden die Magnetosphäre verändern.

Mit Plasmainstrumenten auf einem Satelliten lassen sich sowohl diese Prozesse vor Ort beobachten als auch die Zusammensetzung der von der Oberfläche entweichenden Teilchen bestimmen. Dies erlaubt Rückschlüsse auf die Entwicklungsgeschichte der Oberfläche. Zum anderen lassen sich Plasmaprozesse auf kurzen Zeitskalen sehr gut bei Merkur beobachten. Daher trägt die Planetare Plasmagruppe zur Instrumentisierung der Bepi-Colombo-Mission zum Merkur bei, die 2016 gestartet werden soll. Diese besteht aus dem japanischen Magnetosphären Orbiter (MMO) mit umfangreicher Plasmainstrumentisierung und dem europäischen Planetaren Orbiter (MPO) mit Neutral- und Ionenspektrometern.

Venusforschung

Im Gegensatz zu den Planeten Erde, Jupiter und Saturn besitzt Venus kein inneres Magnetfeld und daher ist ihre Atmosphäre nicht gegen den einströmenden Sonnenwind geschützt. Jedoch wird durch die solare UV-Strahlung die Hochatmosphäre der Venus ionisiert und es bildet sich eine Ionosphäre -eine leitende Schicht, die mit dem Sonnenwind und seinem Magnetfeld wechselwirkt. Es formt sich eine sogenannte induzierte Magnetosphäre dadurch, dass die solaren Magnetfeldlinien um die Ionosphäre gefaltet werden, und der Plasmafluss so den Planeten umströmt. Abhängig  vom Druckausgleich zwischen dem Plasmadruck der Ionosphäre und des Sonnenwindes bilden sich eine Ionopause und eine magnetische Kompressionszone in wechselnder Höhe.

Die Ionosphäre kann dabei zwei unterschiedliche Zustände annehmen: magnetisiert und unmagnetisiert je nach Eindringtiefe des solaren Magnetfeldes. Dies beeinflusst den Transport von Ionen und Elektronen in der Ionosphäre.

Seit April 2006 befindet sich der Venus Express Satellit in Orbit um Venus. Der Satellit trägt sowohl ein Magnetometer als auch das Plasmainstrument ASPERA-4, das ein Ionen- und Elektronspektrometer und zwei Neutralteilchen-Sensoren umfasst. Damit lassen sich eine Vielzahl von dynamischen Prozessen in der Plasmaumgebung der Venus beobachten und mit früheren Beobachtungen des Pioneer Venus Orbiter vergleichen. Venus Express wird zumindest bis Ende 2014 in Betrieb bleiben.


Plasma in der Erdmagnetosphäre


Unser Heimatplanet Erde besitzt ein starkes inneres Magnetfeld und eine relativ dichte Atmosphäre. Die solare UV-Strahlung ionisiert die Hochatmosphäre, sodass sich eine leitende Schicht - die Ionosphäre bildet. Diese wird durch das rotierene Magnetfeld auch auf die Nachtseite der Erde getragen. Ionen der Ionosphäre können aber auch
entlang der Feldlinien herausgetragen werden, während Ionen des Sonnenwindes vor allem an den Polkappen in die Magnetosphäre eindringen können. Der Sonnenwinddruck komprimiert die Magnetosphäre auf der Tagseite, sodass Feldlinien und Ionen auf die Nachtseite ausweichen und den Plasmaschweif der Erde formen.

Durch die Wechselwirkung zwischen Sonnenwind und Magnetosphäre bilden sich verschiedene Plasmaschichten und -grenzen: an der Bugstosswelle wird der Sonnenwind auf Unterschallgeschindigkeit gebremst - wobei Schall sich hier auf die magnetosonischen Wellen bezieht. An der Magnetopause herrscht Gleichgewicht zwischen dem magnetischen Druck der Erde und dem Druck des Sonnenwindes, der ausserhalb dieser Grenze - im magnetischen Mantel - um die Erde strömt. Die Polkappen sind die Schwachpunkte der schützenden Magnetosphäre, da hier Sonnenwindionen bis zur Atmosphäre vordringen können und die Nordlichter erzeugen.

All diese Regionen werden seit Dezember 2000 von der  Cluster-Mission erforscht. Cluster besteht aus 4 identischen Satelliten, die in einer Tetraeder-Konfiguration um die Erde kreisen. Dies erlaubt, kleinskalige Strukturen der Magnetosphäre und ihrer Umgebung in drei Dimensionen zu untersuchen. An Bord von Cluster befinded sich unter anderem das  Experiment 'Research with Adaptive Particle Imaging Detectors (RAPID)', das am MPS gebaut wurde und Ionen mit Energien von 30 keV bis 4 MeV mißt. Die Beschleunigung energie-reicher Teilchen - besonders durch Rekonnexion - und ihre Zusammensetzung in verschiedenen Regionen der Magnetosphäre sind Ziel dieser Untersuchung. In niedrigerem Energiebereich liefert das Experiment  'Cluster Ion Spectrometry (CIS)' Dichte, Geschwindigkeit und Temperatur des Plasmas. Die Experimente 'Electron Drift Instrument (EDI)' und 'Flux-Gate Magnetometer (FGM)' ergänzen dazu die Messungen des elektrischen und magnetischen Feldes.


Marsumgebung

Ähnlich der Venus hat Mars eine Ionosphäre aber kein globales inneres Magnetfeld. Nur in der südlichen Hemisphäre des Planeten bestehen starke lokale Magnetisierungen der Planetenkruste. Diese führen zu einer komplexen Struktur der Wechselwirkung der Ionosphäre mit dem Sonnenwind: während sich über der Nordhemisphäre eine stabile Ionopause und magnetische Kompressionszone bildet, können sich über der Südhemisphäre Plasmastrukturen ähnlich den irdischen Polkappen bilden.

Der Mars Express Satellit trägt das ASPERA-3 Plasma Instrument, das aus dem Ionenspektrometer IMA mit einem Energiebereich von 10 eV bis 40 keV, dem Elektronspektrometer ELS (5 eV bis 27 keV) und zwei Neutralteilchen-Sensoren besteht. Der Satellit ist seit 2004 im Orbit um Mars und wird noch mindestens bis 2016 Messungen vornehmen. Leider trägt Mars Express kein Magnetometer, aber das Radarinstrument MARSIS erlaubt die Bestimmung der lokalen Elektronendichte und des Magnetfeldbetrages an der Satellitenposition und des ionosphärischen Dichteprofils. Durch die Massenauflösung des IMA-Sensors lässt sich so der Fluss und der Verlust von Sauerstoff-Ionen aus der oberen Ionosphäre von Mars bestimmen.  Die Untersuchung dieser Verlustprozesse trägt wesentlich zum Verständnis der Entwicklung des Wasserhaushalts der Mars-Atmosphäre bei. Die Planetare Plasmagruppe untersucht alle Phänomene der Magnetosphärenphysik des Planeten Mars.


Jupiter-Forschung

Das Jupitersystem ist ein Mini-Sonnensystem der Superlative bestehend aus dem größten Planeten (71400 km Radius) mit dem meisten Monden (67 Stück), der größten Magnetosphäre (könnte man sie sehen, wäre sie größer wie der Vollmond), mit den stärksten Strahlungsgürteln, beinhaltet den einzigen Mond mit eigenem Magnetfeld (Ganymed), beinhaltet den Mond mit der stärksten vulkanischen Aktivität im Sonnensystem (Io).

Jupiter wurde bisher von acht Raumsonden vor Ort untersucht (Pioneer 10, Pioneer 11, Voyager 1, Voyager 2, Ulysses, Cassini, New Horizons und Galileo (bislang einzige Raumsonde im Orbit um Jupiter). Weiterhin ist die Raumsonde Juno zum Jupiter unterwegs (Ankunft 2016) und die Mission JUICE wird 2030 das Jupitersystem erreichen.

Das MPS war maßgeblich am Teilchenspektrometer EPD (Energetic Particles Detector) an Bord der NASA-Mission Galileo (1995-2003) beteiligt und lieferte erstmals Informationen über die globalen Plasmageschwindigkeiten in der Äquatorebene des Planeten. Die Datenauswertung dauert weiter an und gewinnt weiter an Bedeutung im Hinblick auf die nächsten Mission ins Jupitersystem (JUNO ab 2016 und JUICE ab 2030)

MPS ist am Instrument PEP (Particle Environment Package) an Bord der Raumsonde JUICE mit einem eigenen Teilchensensor beteiligt. JUICE soll 2022 zum Jupiter aufbrechen und ab 2030 Daten aus dfer Jupiteraumgebung senden.


Erforschung des Saturnsystems

Saturn mit seinem charakteristischen Ringsystem ist der zweitgrößte Planet in unserem Sonnensystem. 62 Monde umkreisen den Planeten. Einige davon sind sehr speziell und einzigartig: Titan, der zweitgrößte Mond im Sonnensystem nach Ganymed hat als einziger Mond eine dichte Atmosphäre; Enceladus, nur 500km groß, ist ein aktiver Mond, der bis zu 300 kg/s Wassermoleküle aus Schluchten am Südpol in die Saturnmagnetosphäre entlässt.

Das MPS ist auch an der Untersuchung des der Plasmaumgebung des Ringplaneten Saturn maßgeblich beteiligt. Auch Saturn ist ein schnell rotierendes Plasmalabor und bietet einzigartige Möglichkeiten um die Wechselwirkungsprozesse zwischen dem magnetosphärischen Plasma bestehend aus Wassermolekülen, Protonen, Neutralgas und Staub und den Monden zu untersuchen.

Gelegenheit bietet sich dazu im Rahmen der Mission Cassini, die seit 2004 den "Herr der Ringe" umkreist und kontinuierlich Daten liefert. Das MPS ist an der Datenanalyse des Teilchenspektrometers MIMI an Bord der Raumsonde beteiligt.


Staub

Dust offers a tangible, physical link between our planetary system and the stars. For example, it is an intimate player in proto-planetary accretion disks and the formation of planetesimals. Therefore, the study of dust in space can provide important information on the fundamental processes governing the formation of planetary systems. The zodiacal dust disk of our solar system and planetary rings are ideal laboratories to study such processes which are of a wide astrophysical relevance.

Spacecraft investigations during the last 20 years have vastly improved our knowledge about dust in the solar system. Interstellar dust grains sweeping through the heliosphere are messengers from the Local Interstellar Cloud (LIC), bringing information about the physical environment in the LIC to our doorstep.
In-situ spacecraft measurements showed that the size distribution of interstellar dust extends to much larger grains than is accessible with astronomical observing techniques, pointing to an enhancement of heavy elements in the LIC. Interaction of electrically charged grains with the magnetospheres of Jupiter and Saturn  lead to high-speed dust ejection from these planetary magnetospheres into interplanetary space.  Dust grains ejected from the volcanic plumes of  Jupiter's moon Io served as a monitor of Io's time-varying volcanic activity, dust charging was studied in Saturn's ring system and high-speed collisions of interplanetary micrometeoroids with atmosphereless moons are dust sources feeding dusty ring systems, like Jupiter's gossamer ring. Salty water ice particles ejected from the plumes of Saturn's moon Enceladus showed that this moon hosts an internal reservoir of liquid water, making it a potential habitat for life in the outer solar system.

Finally, compositional analysis of cometary dust grains provides information about the formation and early evolutionary phases of our solar system.

Mission Instrument Mitarbeiter
Ulysses DUST H. Krüger
P. Strub
Galileo DUST H. Krüger
P. Strub



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