Weltraum

mini|120px|Schichten der Atmosphäre (nicht maßstabsgetreu)Layers of the Atmosphere (englisch). Webseite des National Weather Service, 5. Januar 2010. Abgerufen am 3. November 2010.

Der Weltraum (umgangssprachlich auch Weltall bzw. kurz All genannt) bezeichnet den Raum zwischen Himmelskörpern. Die Atmosphären von festen und gasförmigen Himmelskörpern (wie Sternen und Planeten) haben keine feste Grenze nach oben, sondern werden mit zunehmendem Abstand zum Himmelskörper allmählich immer dünner. Ab einer bestimmten Höhe spricht man vom Beginn des Weltraums.

Im Weltraum herrscht ein Hochvakuum mit niedriger Teilchendichte. Er ist aber kein leerer Raum, sondern enthält Gase, kosmischen Staub und Elementarteilchen (Neutrinos, kosmische Strahlung, Partikel), außerdem elektrische und magnetische Felder, Gravitationsfelder und elektromagnetische Wellen (Photonen). Das fast vollständige Vakuum im Weltraum macht ihn außerordentlich durchsichtig und erlaubt die Beobachtung extrem entfernter Objekte, etwa anderer Galaxien. Jedoch können Nebel aus interstellarer Materie die Sicht auf dahinterliegende Objekte auch stark behindern.

Der Begriff des Weltraums ist nicht gleichzusetzen mit dem Weltall, welches eine eingedeutschte Bezeichnung für das Universum insgesamt ist und somit alles, also auch die Sterne und Planeten selbst, mit einschließt. Dennoch wird das deutsche Wort „Weltall“ oder „All“ umgangssprachlich mit der Bedeutung „Weltraum“ verwendet.

Die Erforschung des Weltraums wird Weltraumforschung genannt. Reisen oder Transporte in oder durch den Weltraum werden als Raumfahrt bezeichnet.

Übergang zum Weltraum mini|Die Übergangszone zwischen der Erdatmosphäre und dem Weltraum, mit der Mondsichel im Hintergrund. Foto von der ISS aufgenommen.

Der Übergang zwischen der Erdatmosphäre und dem Weltraum ist fließend. Die Fédération Aéronautique Internationale (FAI) definiert die Grenze zum Weltraum bei 100 Kilometern Höhe über dem Meeresspiegel, der Kármán-Linie. In dieser Höhe ist die Geschwindigkeit, die benötigt wird, um Auftrieb zum Fliegen zu erhalten, gleich hoch wie die Umlaufgeschwindigkeit eines Satelliten, so dass man oberhalb dieser Linie nicht mehr sinnvoll von Luftfahrt sprechen kann. in: fai.org astronautics Davon abweichend definieren die US-amerikanische NASA und die US Air Force bereits die Höhe von 50 Meilen (circa 80 km) als Beginn des Weltraums. Beide als Grenzen vorgeschlagenen Höhen liegen in der Hochatmosphäre.

Eine andere Höhendefinition, die diskutiert wird, ist die niedrigstmögliche Perigäumshöhe eines Erdsatelliten, da die dünne Atmosphäre auch oberhalb von 100 Kilometern noch eine nicht zu vernachlässigende Bremswirkung hat. Bei einem die Erde elliptisch umkreisenden Raumflugkörper mit Antrieb liegt die niedrigstmögliche Perigäumshöhe bei etwa 130 Kilometern. Bei einem Raumflugkörper ohne Antrieb liegt sie bei ungefähr 150 Kilometern. Aber selbst in 400 Kilometern, der Flughöhe der Internationalen Raumstation, ist noch eine Bremswirkung der Atmosphäre spürbar, durch die die ISS ständig leicht an Höhe verliert und immer wieder von angedockten Raumschiffen auf eine höhere Umlaufbahn zurückgeschoben werden muss.

Die Kármán-Linie der Venus befindet sich bei ungefähr 250 Kilometern Höhe, die des Mars bei etwa 80 Kilometern. Bei Himmelskörpern, die keine oder fast keine Atmosphäre haben, wie etwa dem Merkur, dem Erdmond oder Asteroiden, beginnt der Weltraum direkt an der Oberfläche des Körpers.

Beim Wiedereintritt von Raumflugkörpern in die Atmosphäre wird für die Berechnung der Flugbahn eine Wiedereintrittshöhe so festgelegt, dass bis zum Wiedereintrittspunkt der Einfluss der Atmosphäre praktisch vernachlässigbar ist; ab diesem Punkt muss er einkalkuliert werden. Üblicherweise ist die Wiedereintrittshöhe gleich oder höher der Kármán-Linie. Die NASA verwendet bei der Erde als Wiedereintrittshöhe den Wert von 400.000 Fuß (ca. 122 Kilometer).

In der bemannten Raumfahrt wird die Grenze physikalisch durch das Erreichen der für eine Erdumlaufbahn nötigen ersten kosmischen Geschwindigkeit definiert, welche erforderlich ist, um die Erde wirklich verlassen zu können.

Bereiche mini|Die Magnetosphäre schirmt die Erde gegen den Sonnenwind ab: Auf der Tagseite entsteht eine zusammen­gepresste Bugstoßwelle, auf der Nachtseite ein langer Magnetschweif. Es gibt im Weltraum große Unterschiede zwischen dem erdnahen Weltraum, dem interplanetaren Raum, dem interstellaren Raum, dem intergalaktischen Raum und den Voids.

Erdnaher Weltraum Der erdnahe Weltraum, englisch Geospace genannt, wird vom Erdmagnetfeld (und nicht vom Magnetfeld der Sonne) dominiert. Er reicht von den oberen Regionen der Atmosphäre bis an die Grenze der irdischen Magnetosphäre. Diese misst auf der Sonnenseite etwa zehn Erdradien (etwa 60.000 km), auf der Nachtseite in Form eines langen Schweifs etwa hundert Erdradien (600.000 km). Die irdische Magnetosphäre lenkt den von der Sonne abströmenden Sonnenwind um die Erde herum ab und schützt sie so vor dem größten Teil des für Lebewesen gefährlichen Teilchenstroms. Nur ein kleiner Teil des Sonnenwinds gelangt in Polnähe in die Erdatmosphäre und wird dort als Polarlicht sichtbar.

Veränderungen des interplanetaren Mediums im erdnahen Raum werden als Weltraumwetter bezeichnet. Hauptsächliche Ursachen sind Veränderungen im Sonnenwind und der kosmischen Strahlung der Milchstraße. Durch diese Einflüsse gelangen in unregelmäßigen Abständen verstärkt Materie, Teilchen- und Strahlungsströme in das Umfeld der Erde.

Nicht alle Himmelskörper haben solche Magnetfelder. So ist zum Beispiel der Mond dem Sonnenwind schutzlos ausgesetzt.

Der innere Bereich der irdischen Magnetosphäre ist die von relativ kühlem Plasma erfüllte torusförmige Plasmasphäre (in der nebenstehenden Grafik rot eingezeichnet). Ebenfalls befindet sich in der irdischen Magnetosphäre ein torusförmiger Strahlungsgürtel, der Van-Allen-Gürtel. In diesem Teil des erdnahen Weltraums herrscht eine harte ionisierende Strahlung.

Interplanetarer Raum

mini|hochkant|Zum Erkennen auf das Bild klicken: Das „Raum­schiff Erde“ als winziger „blass­blauer Punkt“ („Pale Blue Dot“) im inter­planetaren Raum, aus einer Ent­fernung von etwa 40,5 AU (ca. 6 Mrd. km), auf­ge­nom­men von der Raumsonde Voyager 1 am 14. Februar 1990. Die far­bi­gen Strei­fen sind Beugungs­muster der Kamera­linse. mini|Die Heliosphäre unter dem Einfluss des interstellaren Gases

Der interplanetare Raum ist der vom interplanetaren Staub, vom Sonnenwind und dem Magnetfeld der Sonne erfüllte Raum im Sonnensystem. Das Magnetfeld der Sonne interagiert mit dem Sonnenwind und bestimmt maßgeblich seinen Fluss. Umgekehrt leitet und verstärkt aber auch der Sonnenwind als elektrisch leitendes Plasma das Magnetfeld der Sonne.

Der interplanetare Raum ist der Raum innerhalb der Heliosphäre bis zur Grenzschicht der Heliopause. Die Heliosphäre hat einen geschätzten Radius von etwa 110 bis 150 AE und schützt das Sonnensystem und die Planeten wiederum vor sehr energiereichen Teilchen der kosmischen Strahlung.

Interstellarer Raum

mini|Interstellare Gas- und Staubwolke mit einer Länge von ca. einem Lichtjahr mini|Dunkle Sternengeburtsstätten im Adlernebel

Der interstellare Raum bezeichnet den Raum zwischen den Astropausen der Sterne innerhalb einer Galaxie. Er ist von der interstellaren Materie und vom galaktischen Magnetfeld erfüllt. Die interstellare Materie spielt eine wesentliche Rolle in der Astrophysik, da aus ihr Sterne entstehen, die mit Sternwinden und Supernovae auch wieder Materie in den interstellaren Raum abgeben.

Es gibt im interstellaren Raum Regionen mit höherer Teilchendichte, die interstellare Wolken genannt werden. Man unterscheidet nach ihrer Dichte, Größe und Temperatur verschiedene Typen solcher Wolken: in H-I-Gebieten liegt der Wasserstoff neutral atomar vor, in H-II-Gebieten ionisiert atomar (ein Plasmazustand aus einzelnen Protonen), und in Molekülwolken als molekularer Wasserstoff (H2). Durch gravitative Zusammenziehung entstehen aus Molekülwolken neue Sternensysteme. Auch das Sonnensystem ist aus einer solchen Wolke entstanden, der Urwolke.

Die Materiedichte im interstellaren Medium kann stark variieren. Im Durchschnitt beträgt sie etwa 106 Teilchen pro Kubikmeter, aber in kalten Molekülwolken kann sie 108 bis 1012 Teilchen pro Kubikmeter betragen. Riesenmolekülwolken können die millionenfache Masse der Sonne haben und machen einen erheblichen Anteil der Masse im interstellaren Medium aus.

An den Grenzen der Astropausen können, wenn die Geschwindigkeit des Sterns relativ zum interstellaren Medium groß genug ist, Stoßfronten (englisch bow shocks) auftreten. Im Fall der Sonne ist die Geschwindigkeit hierfür vermutlich zu gering, so dass statt einer Bugstoßwelle nur eine relativ sanfte Bugwelle angenommen wird.G. P. Zank et al. – HELIOSPHERIC STRUCTURE: THE BOW WAVE AND THE HYDROGEN WALL (2013)

Am 12. September 2013 verkündete die NASA, dass die Raumsonde Voyager 1 am 25. August 2012 die Heliosphäre verlassen habe, als sie einen plötzlichen Anstieg der Plasmadichte registrierte. Voyager 1 hat demnach als erstes menschengeschaffenes Objekt den interstellaren Raum erreicht.NASA Spacecraft Embarks on Historic Journey Into Interstellar Space (abgerufen im September 2013) Die Schwestersonde Voyager 2 verließ die Heliosphäre als zweites Objekt am 5. November 2018.

Die Sonne durchquert seit ca. 100.000 Jahren die Lokale Flocke, eine Region im interstellaren Raum mit höherer Dichte als ihre Umgebung, und wird diese voraussichtlich in 10.000 bis 20.000 Jahren wieder verlassen. Die Lokale Flocke befindet sich innerhalb der Lokalen Blase, einer Region der Milchstraße mit niedrigerer Dichte.

Intergalaktischer Raum

mini|Computersimulation eines Raums von 43×43×43 Megaparsec: Sie zeigt im loga­rith­mischen Zeit­raffer, wie sich Regionen größerer Materie­dichte durch Gravitation zusammen­ziehen und dabei kosmi­sche Voids entstehen.

Der intergalaktische Raum ist der Raum zwischen Galaxien. Der größte Teil des Universums ist intergalaktischer Raum. Das intergalaktische Medium besteht hauptsächlich aus ionisiertem Wasserstoff-Gas/-Plasma (HII), also gleichen Mengen freier Protonen und Elektronen.

Das intergalaktische Medium zwischen den Galaxien ist nicht gleichförmig verteilt, sondern liegt in fadenförmigen Verbindungen, den Filamenten, vor. In deren Knotenpunkten befinden sich Galaxienhaufen und Superhaufen. Zwischen den Filamenten gibt es riesige Leerräume mit sehr viel geringerer Materiedichte, genannt Voids. Die Voids enthalten nur wenige Galaxien. Die Filamente und Voids sind die größten zurzeit bekannten Strukturen im Universum.

Das intergalaktische Medium wird in zwei Arten eingeteilt. Das Gas, das aus den Voids in den Bereich der Filamente strömt, heizt sich dabei auf Temperaturen von 105 K bis 107 K auf. Dies ist heiß genug, dass bei Kollisionen von Atomen die Elektronen von den Wasserstoffkernen getrennt werden, weshalb es als ionisiertes Plasma vorliegt. Dieses wird das Warm-Hot Intergalactic Medium (warm-heiße intergalaktische Medium, WHIM) genannt. (Obwohl das Plasma nach irdischen Standards sehr heiß ist, wird in der Astrophysik 105 K oft als „warm“ bezeichnet.) Computersimulationen und Beobachtungen deuten an, dass bis zur Hälfte aller atomaren Masse im Universum in diesem verdünnten, warm-heißen Plasmazustand existiert.

Dort, wo Gas von den Filamentenstrukturen des WHIM in die Knotenpunkte der kosmischen Filamente strömt, heizt es sich noch weiter auf und erreicht Temperaturen von 107 K bis 108 K, manchmal auch darüber. Dieses intergalaktische Medium wird Intracluster-Medium (ICM) genannt. Es ist durch seine starke Emission von Röntgenstrahlung beobachtbar.

Temperatur des Weltraums