Unterwegs zu den Sternen (Teil 2)

Am 17. Februar 1998 überholte Voyager 1 dank ihrer höheren Geschwindigkeit die fünf Jahre ältere Jupitersonde Pionier 10 und ist seither das entfernteste, von Menschen geschaffene Objekt im Weltall. Ähnlich wie die Voyagers war auch Pionier 10 ein Wunder an Langlebigkeit. Im Januar 2003 sendete die Sonde ihre letzten Signale zur Erde. Mit einer Missionsdauer von knapp 31 Jahren übertraf sie ihre geplante Lebensdauer von 21 Monaten um mehr als das Sechzehnfache. Doch die Grenze des Sonnensystems erreichte Pionier 10 in dieser Zeit nicht, dass sollte den Voyagers vorbehalten sein.

Wo genau diese Grenze sich befindet, wussten die Forscher nicht. Doch sie hatten Vorstellungen davon, was sich dort physikalisch abspielt – und entsprechende Erwartungen an die Anzeigen der Messinstrumente an Bord der Sonden. Aus der heißen Atmosphäre unseres Zentralgestirns strömen ständig mit hoher Energie geladene Teilchen ins Weltall ab. Dieser so genannte Sonnenwind bewegt sich mit Überschallgeschwindigkeit nach außen, hüllt das ganze Sonnensystem in eine große Blase, die Heliosphäre, und schirmt es so vor dem interstellaren Gas ab. Irgendwann jedoch ist der Sonnenwind so stark verdünnt, dass er das interstellare Gas nicht länger zurückdrängen kann. Das Gas bremst die von der Sonne heranrasenden Teilchen ab. Ihre Geschwindigkeit fällt unter die Schallmauer – und wie bei einem Flugzeug kommt es zu einem Überschallknall. „Termination-Schock“ nennen die Wissenschaftler diese Stoßwelle.

Ende 2004 war es endlich soweit: Die von Voyager 1 aus einer Entfernung von 14 Milliarden Kilometern – mehr als dem 93-fachen Abstand Erde-Sonne – gelieferten Messdaten zeigten plötzlich eine starke Zunahme der Teilchendichte des Sonnenwindes. Gleichzeitig stieg das Magnetfeld im Weltall um das Zweieinhalbfache an. Für die Wissenschaftler war dies der sehnsüchtig erwartete Beweis dafür, dass die Sonde die Stoßwelle durchquert hatte. Schon zwei Jahre lang hatten die Instrumente widersprüchliche Werte angezeigt, die immer wieder zu voreiligen Meldungen über ein Erreichen des Termination-Schock geführt hatten.

Der Sonnenwind schwankt mit der Aktivität unseres Zentralgestirns – also mit der Häufigkeit von Sonnenflecken und -Eruptionen – in einem elfjährigen Zyklus. Entsprechend kann sich die Stoßwelle nach innen oder nach außen bewegen. Schwankungen im Sonnenwind können außerdem dazu führen, dass die Grenzzone Wellen wirft und ausfranst. „Die Voyager-Daten zeigen, dass der Termination-Schock viel komplizierter ist, als wir uns vorgestellt haben“, so Nasa-Forscher Eric Christian.

Auch die Messungen der Schwestersonde zeigten die Unberechenbarkeit der solaren Grenzschicht. Am 31. August und am 1. September 2007 durchquerte Voyager 2 gleich mehrfach den Termination-Schock. Das Raumfahrzeug erreichte die Stoßwelle zudem 1,5 Milliarden Kilometer früher als Voyager 1. Die Heliosphäre ist, so folgerten die Forscher, nicht exakt kugelförmig, sondern asymmetrisch. Als Ursache für diese Asymmetrie kommt nach Ansicht der Wissenschaftler das lokale interstellare Magnetfeld infrage.

Auf die Forscher warteten noch weitere Überraschungen – sie hatten sich den äußeren Rand des Sonnensystems sehr viel einfacher vorgestellt. Jenseits des Termination-Schocks liegt die Heliosheath, die Sonnenhülle. In dieser Übergangszone, so das ursprüngliche Modell, vermischen sich Sonnenwind und interstellares Gas langsam, bis vom Sonnenwind schließlich nichts mehr zu spüren ist. Hier, an der so genannten Heliopause, endet unser Sonnensystem dann endgültig.

Doch die Heliosheath ist keineswegs eine ruhige Zone, wie die Messungen der Sonden-Veteranen zeigen. Nicht nur, dass Voyager 1 und 2 ganz unterschiedliche Daten lieferten, sie stießen auch auf unerwartet abrupte Veränderungen im Strom der geladenen Teilchen. Eine mögliche Erklärung für dieses Phänomen sind 150 Millionen Kilometer große magnetische Blasen, von denen die Heliosheath einem Schweizer Käse gleich durchlöchert ist.

Vermutlich handelt es sich bei den magnetischen Blasen um abgelöste Teile des Sonnen-Magnetfeldes. „Das Magnetfeld unserer Sonne reicht bis an den Rand des Sonnensystems“, erklärt Merav Opher von der Boston University, „und da sich die Sonne dreht, verdreht und verwickeln sich die Feldlinien.“ Dadurch können die Feldlinien schließlich abreißen und neue, geschlossene Formen - eben die magnetischen Blasen - bilden.

Bildquelle: Nasa

Autor: Rainer KayserE-Mail: Diese E-Mail-Adresse ist vor Spambots geschützt! Zur Anzeige muss JavaScript eingeschaltet sein!