Plasma-Experimente im Weltraum: Gemeinsame Sitzung der Klasse für Natur-, Ingenieur- und Wirtschaftswissenschaften und der Klasse für Geisteswissenschaften am 26. September 1973 in Düsseldorf. Leo-Brandt-Vortrag

42 Pages·1974·1.22 MB·German

by  Reimar Lüst (auth.)

Rheinisch -Westfälische Akademie der Wissenschaften
Natur-, Ingenieur- und Wirtschaftswissenschaften Vorträge . N 242
Herausgegeben von der
Rheinisch -Westfälischen Akademie der Wissenschaften
REIMAR LÜ ST
Plasma-Experimente im Weltraum
Westdeutscher Verlag
Gemeinsame Sitzung
der Klasse für Natur-, Ingenieur- und Wirtschaftswissenschaften
und der Klasse für Geisteswissenschaften
am 26. September 1973 in Düsseldorf
Leo-Brand t-Vortrag
© 1974 by Westdeutscher Verlag GmbH Opladen
Gesamtherstellung: Westdeutscher Verlag GmbH
ISBN 978-3-663-01771-4 ISBN 978-3-663-01770-7 (eBook)
DOI 10.1007/978-3-663-01770-7
Inhalt
1. Einleitung 7
2. Die Entwicklung der Methode ... ....... .... ........ ....... 9
3. Die Strömung eines Plasmas in einem elektrischen Feld ....... .. 16
4. Der Ursprung elektrischer Felder in der Ionosphäre und in der
Magnetosphäre ... ......... ..... ... .. ... ........ ...... .. 17
5. Messungen des elektrischen Feldes .............. .. ..... ..... . 19
6. Messungen in der Magnetosphäre und künstliche Kometenschweife . 24
7. Ausblick ..... .. ..... ............... ........ .... ...... .. 30
Diskussionsbei träge
Professor Dr.-Ing. August Wilhelm Quick; Professor Dr. rer. nato
Reimar Lüst; Professor Dr. phi!. Walter Weize!; Professor Dr.
rer. nato Hans Kar! Paetzold; Professor Dr. rer. nato Vlrieh Hauser;
Professor Dr. rer. nato Hans-Jürgen Engel!; Professor Dr. phi!. Mar
tin Schmeißer; Dr. rer. nato Hermann L. Jordan; Professor Dr. phi!.
Dr. theo!. h. C. Jose! Pieper . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31 . . . . . .
1. Einleitung
Der Zustand der Materie im Kosmos ist recht verschieden von demjeni
gen, den wir normalerweise hier auf der Erdoberfläche vorfinden. Auf der
Schule haben wir gelernt, daß die Materie auf der Erde in drei Aggregat
zuständen in Erscheinung tritt, nämlich als fester Körper, als Flüssigkeit und
als Gas. Diese drei Erscheinungsformen reichen zur physikalischen Beschrei
bung der kosmischen Materie jedoch nicht aus, und es wäre vernünftig, sie
durch eine vierte zu ergänzen, den sogenannten Plasmazustand. Er ist
dadurch gekennzeichnet, daß die Atome oder Moleküle eines oder mehrere
ihrer Schalenelektronen verloren haben. Die positiv geladenen Restionen und
die negativ geladenen freien Elektronen bilden so ein Gas, das ganz beson
dere Eigenschaften hat. Vor allem wird ein solches Gas auch durch elektri
sche und magnetische Felder beeinflußt. Wirkungen extraterrestrischer Plas
men hier auf der Erde wurden zum erstenmal systematisch von Gauß in
Göttingen gemessen, der 1833 die erste erdmagnetische Beobachtungsstation
aufbaute. Damit konnten die Veränderungen des Erdmagnetfeldes registriert
werden, die durch Plasmaströme in großem Abstand von der Erde verur
sacht werden. Bemerkenswert ist für unsere Zeit beim Studium dieser ersten
Statistik auch, in welch kurzer Zeit diese Messungen realisiert werden konn
ten. Am 29. Januar 1833 stellte Gauß einen Antrag an den Kurator, der
sofort genehmigt wurde. Das Gebäude konnte dann schon im selben Jahr
seiner Bestimmung übergeben werden und kostete 197 Taler.
Die Mittel der Weltraumtechnik haben uns die Möglichkeit eröffnet,
extraterrestrische Plasmen auf direktem Wege zu studieren. Die hierbei ge
wonnenen Ergebnisse können dann indirekt sowohl zu einem besseren Ver
ständnis der entfernten kosmischen Plasmen, die nicht mehr direkt erreichbar
sind, beitragen, als auch etwas über das Verhalten von Plasmen im Labora
torium aussagen.
Die Untersuchungen von extraterrestrischen Plasmen können auf zweierlei
Weise unternommen werden, nämlich mit sogenannten passiven und mit
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aktiven Experimenten. Die passive Methode ist die üblichere und bedeutet,
daß man einen Detektor oder ein anderes Meßgerät dazu benutzt, um be
stimmte physikalische Parameter des Plasmas zu messen, ohne daß man sei
nen Zustand dabei zu stark stört. Unter der aktiven Methode versteht man
Experimente, bei denen das Plasma ganz bewußt gestört wird, um die
Reaktion auf diese künstliche Störung zu untersuchen. In dieser Weise ist es
einem Laboratoriumsexperiment ähnlicher. Der Vorteil diesem gegenüber
besteht darin, daß man solche extraterrestrischen Experimente unter physi
kalischen Bedingungen durchführen kann, die im Laboratorium nicht zu
realisieren sind, z. B. um hochverdünnte Plasmen, bei denen die Zusammen
stöße der Teilchen keine Rolle mehr spielen, zu untersuchen. Ebenso kann
man damit die im Laboratorium so schwierig zu handhabenden Einflüsse aus
schalten, die von den Wänden der das Plasma einschließenden Behälter und
anderen Randbedingungen ausgehen. Die Ausnutzung des extraterrestrischen
Raumes als ein großes "Laboratorium" geschah schon bei den ersten An
fängen der Weltraumforschung, indem man in großen Höhen Atombomben
für wissenschaftliche Zwecke zur Explosion brachte. Abgesehen davon hat
man bisher praktisch nur passive Experimente im Weltraum durchgeführt.
Die Experimente, von denen hier berichtet werden soll und die vom Max
Planck-Institut für extraterrestrische Physik unternommen werden, haben
beide Aspekte, sowohl den passiven als auch den aktiven, abhängig von der
Höhe, in der sie ausgeführt werden, und von der Menge des benutzten Mate
rials.
Es gibt aber auch noch einen anderen allgemeinen Aspekt, unter dem
diese Experimente gesehen werden sollten: Wenn man das Geschwindigkeits
feld einer homogenen Flüssigkeit beobachten möchte, so ist es eine übliche
Methode, dieser Flüssigkeit einen Farbstoff oder Metallstaub beizumengen.
Im allgemeinen verwendet man nur so geringe Mengen, daß die Bewegung
und das Verhalten der Flüssigkeit nicht gestört werden.
Die meisten kosmischen Plasmen sind so verdünnt - mit Ausnahme der
Konzentration in Sternen -, daß sie nicht sichtbar sind. Denn sie be
stehen zum überwiegenden Teil aus ionisiertem Wasserstoff und Helium, die
einen extrem geringen Querschnitt gegenüber gestreutem Licht haben und
daher das von den Sternen ausgesandte Licht nicht genügend streuen, um
sichtbar zu werden. Aus diesem Grunde wäre es von Interesse, in ein kosmi
sches Plasma ein geeignetes Material zu injizieren, das einen sehr viel grö
ßeren Wirkungsquerschnitt für Lichtstreuung aufweist, um damit die Be
wegung kosmischer Plasmen sichtbar zu machen. Für ein Plasma sehr hoher
elektrischer Leitfähigkeit ist dies von besonderem Interesse, da jede Bewe
gung senkrecht zu den magnetischen Feldlinien beschrieben werden kann als
Plasma-Experimente im Weltraum 9
eine Bewegung der magnetischen Kraftlinien. Der schwedische Astrophysiker
Hannes Alfven hat bei einem Plasma mit unendlicher elektrischer Leitfähig
keit dafür das sehr anschauliche Bild eingeführt, daß die magnetischen Feld
linien im Plasma "eingefroren" sind.
Man kann jedoch die beobachtete Bewegung auch durch die Wirkung
eines elektrischen Feldes beschreiben. Beide Beschreibungen sind in eInem
Plasma unendlicher Leitfähigkeit identisch. Dabei gilt die Beziehung:
V =-c- ~E XB---+ ~E---+ +-1 V---+ XB---+ =O
1. B2 C '
V E
wobei 1. die Ges~hwindigkeitskomponente senkrecht zum Magnetfeld, das
elektrische Feld, B das magnetische Feld und c die Lichtgeschwindigkeit ist.
Mißt man also die Geschwindigkeit eines Plasmas, so erhält man damit auch
Aufschluß über die Komponente des elektrischen Feldes senkrecht zum Ma
gnetfeld, falls dieses bekannt ist.
Das Ziel der Arbeiten des Instituts in Garching war es, künstliche Plasma
wolken im Weltraum zu erzeugen, um ihre Wechselwirkung mit den um
gebenden elektrischen und magnetischen Feldern zu studieren. Nach Ent
wicklung dieser Methode war es möglich, hiermit bestimmte qualitative
Messungen am extraterrestrischen Plasma durchzuführen und die beobachte
ten Phänomene zu analysieren. Das künstliche Plasma wurde hauptsächlich
von Höhenforschungsraketen aus in Höhen von etwa 200 km oberhalb der
Erdoberfläche injiziert. Die Wahl dieses Höhenbereiches, in dem der pas
sive Charakter entscheidend ist, wird noch begründet werden.
Einige Experimente wurden jedoch in viel größeren Höhen (1000, 2000
und 33000 km) sowie eines von einem Satelliten aus in 74000 km Höhe
durchgeführt. Bei diesen Höhen spielt auch der aktive Charakter dieser
Experimente eine wichtige Rolle.
2. Die Entwicklung der Methode
Der Ausgangspunkt für die Entwicklung der Methode ergab sich aus
Fragestellungen, die bei der Untersuchung von ionisierten Kometenschwei
fen aufgetreten waren. Schon 1951 hatte L. Biermann aus der Richtung die
ser Schweife, die fast radial von der Sonne wegzeigen, sowie aus den beob
achteten hohen Beschleunigungen der ionisierten Schweifmaterie auf die
Existenz einer kontinuierlichen solaren Korpuskularstrahlung geschlossen,
die inzwischen direkt nachgewiesen werden konnte und die man allgemein
10 Reimar Lüst
als "solaren Wind" bezeichnet. Aus diesem Grunde können die ionisierten
Kometenschweife auch als natürliche Sonden für den solaren Wind ausge
nutzt werden. Um mehr über den Mechanismus der Wechselwirkung zwischen
dem Plasma des solaren Windes und demjenigen der Kometen zu lernen,
wurde Anfang der sechziger Jahre vorgeschlagen, ähnliche Prozesse mit
Hilfe von künstlichen Plasmawolken zu untersuchen.
Unter diesem Gesichtspunkt wäre es am attraktivsten, wenn man die
gleichen Substanzen, d. h. die gleichen Moleküle, benutzen könnte, die wir
auch in den Kometenschweifen beobachten (z. B. Kohlenmonoxyd). Jedoch
sind die Mengen, die man zur Erzeugung einer sichtbaren Wolke im Welt
raum benötigt, so hoch, nämlich mehrere Tonnen, daß Experimente dieser
Art kaum möglich erscheinen. Um das Nutzlastgewicht niedrig zu halten,
wurde schon zu Beginn der Entwicklung angestrebt, als Energiequelle für
die Ionisation und Anregung der Atome einer künstlichen Wolke die Sonnen
strahlung auszunutzen. Außerdem sollte eine solche Wolke vom Erdboden
aus beobachtbar sein. Diese Bedingungen führten zu einer Reihe von An
forderungen bei der Auswahl geeigneter chemischer Substanzen:
1. Die Resonanzlinien der Ionen müssen im sogenannten "optischen Fenster"
der Erdatmosphäre liegen;
2. die Zeitskala für die Anregung der Spektrallinien der Ionen und
3. für die Photoionisation der neutralen Atome muß relativ kurz sein;
4. da für die Freisetzung der Elemente ein chemischer Prozeß ausgenutzt
werden sollte, wäre eine niedrige Verdampfungstemperatur wünschens
wert.
Die in dieser Hinsicht vielversprechendsten Elemente sind einige Erd
alkalimetalie, insbesondere Barium, sowie wahrscheinlich einige der selte
nen Erden, nämlich Europium und Ytterbium. Mit Strontium und Barium
wurden zunächst Vorexperimente durchgeführt, die zeigten, daß man mit
Barium sichtbare Wolken erzeugen kann. Die benötigten Mengen sind sehr
gering, sie liegen bei nur einigen 10-100 g Barium.
Um einen effektiven Weg für die Verdampfung zu finden, wurden eine
ganze Reihe von Experimenten im Laboratorium sowie verschiedene theore
tische Untersuchungen durchgeführt. Als be~te Methode erwies sich dabei eine
Reaktion zwischen Barium und Kupferoxyd:
(n + l)Ba + CuO-+ BaO+ Cu+nBa (als Dampf).
Bei dieser Reaktion wird ein Teil des Bariums verbrannt und liefert dabei
die notwendige Energie für die Verdampfung des restlichen Bariums. Es
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konnte schließlich eine Effektivität von etwa 10 bis 20 Q/o erreicht werden,
d. h., 10-20 % des verdampften Bariums konnten in Form von Ba-Atomen
beobachtet werden. Die Ba-Ionen wurden durch Photoionisation mit einer
Zeitskala von etwa 19,5 sec erzeugt. Hierbei ist ein metastabiles Energie
niveau des atomaren Bariums entscheidend.
Die Ionisation kann nicht nur spektroskopisch, sondern auch direkt mit
bloßen Augen beobachtet werden, da die Wolke sowohl ihre Farbe als auch
ihre Gestalt während der Übergangsphase verändert. Der nicht ionisierte An
teil der Wolke strahlt in verschiedenen grünen, gelben und roten Linien des
sichtbaren Spektrums. Die grüne Strahlung ist die intensivste, deshalb ist
Grün die vorherrschende Farbe, und man sieht sie am längsten, wenn die
Wolke allmählich verblaßt. Die ionisierten Bariumatome strahlen im violet
ten, blauen und roten Spektralbereich; dies ergibt eine Purpurfarbe der ioni
sierten Wolke. Auf diese Weise lassen sich ionisierter und neutraler Anteil
leicht voneinander unterscheiden, da zusätzlich eine unterschiedliche Ver
formung stattfindet.
Diese Verformung wird auf folgende Weise hervorgerufen: Die neutrale
Wolke ist kugelförmig, und ihr Durchmesser nimmt zunächst rasch zu. Von
einem bestimmten Zeitpunkt an wird diese schnelle Expansion durch Stöße
zwischen Bariumatomen und anderen Atomen und Molekülen der Erd
atmosphäre gebremst. Deshalb wächst die neutrale Wolke von da an sehr
viel langsamer durch Diffusion. Inzwischen gehen in dem ionisierten Anteil
der Bariumwolke ganz andere Veränderungen vor sich: Die positiv gelade
nen Ionen und die negativen Elektronen werden im Erdmagnetfeld ein
gefangen und führen eine spiralenförmige Bewegung um die magnetischen
Feldlinien aus. Deshalb wächst die Plasma wolke nur in der Richtung der
Feldlinien an; sie wird zigarrenförmig auseinandergezogen und kann auch
dadurch leicht von der neutralen Wolke unterschieden werden. Allerdings
kann später eine erhebliche Verzerrung dieser typischen Form durch ein in
homogenes elektrisches Feld hervorgerufen werden. Noch ein weiterer Effekt
wird sichtbar. Das bei diesen Versuchen verwendete Barium enthält immer
eine sehr geringe (weniger als 1 %) Verunreinigung durch Strontium. Das
Strontium wird nicht ionisiert, und dadurch bleibt eine blaue Strontium
wolke sichtbar, wenn bereits das Barium völlig ionisiert worden ist.
Bisher hat unser Institut an 59 Bariumwolken-Experimenten mit Höhen
forschungsraketen teilgenommen. Wir haben dabei verschiedene Raketen
benutzt: die französischen Centaure-, Dragon- und Rubis-Raketen, die eng
lische Skylark-Rakete, die kanadische Black-Brant-Rakete und die amerika
nischen Javelin-, Nike Tomahawk- und Nike Apache-Raketen. Starts wur
den von weit auseinanderliegenden Plätzen aus durchgeführt: von der alge-