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Im Jahre
1992 wurde das Discoveryprogramm der NASA ins Leben
gerufen. Anstatt großer Planetensonden sollten nun kleine Sonden auf die Reise geschickt werden:
Mit begrenztem Budget, aber auch schneller Entwicklung und begrenztem Auftrag. Die erste Sonde
des Programms war NEAR. Der Name steht für NEAR Earth Asteroid
Rendezvous, also Begegnung mit einem Asteroiden der sich der Erde stark nähert. Die
Erkundung eines Asteroiden, welcher die Erdbahn kreuzte war ein Beispiel für eine sinnvolle
Discovery Mission. Im Gegensatz zu einem Planeten hat ein Asteroid keine Atmosphäre, kein
Magnetfeld und keine Strahlungsgürtel. So benötigt man nicht die volle Ausstattung an
Instrumenten wie sie größere Missionen wie Voyager, Mariner 10 oder Mars Observer hatten,
sondern eine abgespeckte Nutzlast reicht für die Anforderungen. Ziel von NEAR war der Asteroid
(im deutschen Sprachgebrauch Planetoid) Eros. Verwirklicht wurde die Raumsonde in lediglich 29
Monaten und mit Kosten von 124.9 Millionen USD (unter dem Budget von 150 Millionen USD und der
Zeitvorgabe von 36 Monaten). Die Gesamtmission kostete mit 44.6 Millionen USD für den Start und
54.6 Millionen USD für die Missionsdurchführung insgesamt 224 Millionen USD. NEAR war die erste
Raumsonde, welche von der John Hopkins Universität geplant wurde. Seitdem hat die Universität
auch die Raumsonden CONTOUR, MESSENGER
und New Horizons entwickelt.
Schon 1989 gab es den Vorschlag eines Advanced Cometary Explorers (ACE). Aus dessen Konzept sollte sich später NEAR entwickeln. Gedacht war an eine Raumsonde die Kometen im Vorbeiflug erkunden sollte. Die erste Raumsonde sollte noch 150 Millionen USD kosten. Eine zweite und dritte würden mit 147 beziehungsweise 136 Millionen USD etwas preiswerter werden. Jede Raumsonde sollte leer 363 und betankt 563 kg wiegen, davon wären 60 kg auf die Instrumente entfallen. Im Jahre 1991 wurde das Konzept der NAA vorgelegt, doch Chancen hatte es erst als am 1.4.1992 Daniel S. Golding neuer NASA Administrator wurde. Er rief das Discovery Programm ins Leben, das neue preiswertere Raumsonden anstatt der großen nun verpönten Mammutmissionen vorsah und NEAR wurde die erste von Ihnen.
Um die Raumsonde der NASA schmackhaft zu machen ging man nochmals mit den Kosten runter. Nun sollte der ACE schon für 110-120 Millionen USD gebaut werden und er sollte nun zu einem Asteroiden fliegen. Aus ACE wurde NEAR. Damit dies möglich war wurde NEAR eine Raumsonde die möglichst einfach sein sollte. So verzichtete man auf bewegliche Teile so weit wie möglich. Instrumente und die HGA waren fest eingebaut.
NEAR hat die Form eines oktogonalen Prismas mit einer Seitenlänge von 1.7
m. Am vorderen Ende befindet sich eine fest montierte 1.5 m große Hochgewinnantenne (HGA) mit der
die Daten zur Erde gesendet werden. An den Seiten vier je 1.2 × 1.8 m große Solarpanels aus
Galliumarsenid. Die Solararrays sind relativ groß, weil durch die feste Befestigung bei der
Kommunikation mit der Erde sie um 40 Grad von der Sonne wegzeigen und so weniger Strom liefern.
Anstatt nun die Panels beweglich zu gestalten hat man einfach ihre Fläche vergrößert. Die
Instrumente befinden sich auf der HGA Seite oder der gegenüberliegenden Seite. Die Düse des
Antriebssystems dagegen an einer Seite des Prismas. Diese Konstruktion ist sehr ungewöhnlich. Bei
den meisten Sonden ist die Düse gegenüber der HGA angebracht und die Instrumente an der Seite. Im
Orbit ist die NEAR 2.80 m lang. Die Kosten wurden gering gehalten, indem NEAR so einfach wie
möglich entworfen wurde. So sind Antenne, Solarpanels und alle Instrumente fest montiert.
Wichtige Systeme wie der Bordcomputer sind jedoch redundant ausgelegt.
NEAR hat zwei Decks, das Gerätedeck und das Antriebsdeck, die durch einen Zwischenboden getrennt sind. Die Struktur besteht aus Aluminium in Honigwabenbauweise. Auch die Seitenteile bestehen aus Aluminium in derselben Bauweise. Die Außenhülle ist mit Kapton und Mylarfolie umgeben. Kapton, wo isoliert werden muss, goldfarbene 15 Lagen dicke Mylarfolie wo Energie ins All abgestrahlt werden muss.
Von den 805 kg Startmasse von NEAR macht das Antriebssystem die Hälfte der Masse aus. Es besteht aus zwei Tanks aus Titan für den Oxydator Stickstofftetroxid und den Treibstoff Hydrazin, einem zentralen 450 N Triebwerk und vier 21 N und sieben 4.5 N Triebwerken für die Feinkontrolle des Orbits und der Ausrichtung. Der Vorrat von 209 kg Hydrazin und 109 kg Stickstofftetroxyd ist für eine Geschwindigkeitsänderung um 1450 m/s ausgelegt. (Spezifischer Impuls 3070 m/s). Er befindet sich in zwei Tanks für den Oxydator (je 55.1 l Volumen) und drei Tanks für den Brennstoff (je 91 l Volumen) im 120 Grad Winkel um die Oxydatortanks angeordnet. Unter Druck werden die Tanks durch Helium gesetzt. 1.7 kg Helium befinden sich in einem 43.4 l Tank unter einem Druck von 215 Bar. Der Tankdruck in den Brennstoff und Oxydatorrtanks beträgt nur 16.5 Bar.
Die kleineren Triebwerke arbeiten nur mit Hydrazin als Treibstoff. Davon sollten nach Verbrauch des Oxydators noch 15 kg verbleiben. Dieses wird katalytisch zersetzt. (Spezifischer Impuls zwischen 2020 und 2295 m/s). Die minimale Geschwindigkeitsänderung für Anpassungen des Orbits um Eros beträgt nur 10 mm/sec. (0.036 km/h). Ohne Treibstoff wiegt NEAR nur noch 387 kg.
Die vier Solarpanels von je 1.2 × 1.8 m Länge haben eine Fläche von zusammen 8.6 m². Sie liefern in Erdnähe 1800 W Strom, beim Planetoiden Eros in 2,2-facher Erdentfernung noch 450 W an Strom. Zeiten ohne Beleuchtung der Panels werden von einer 9 Ah Nickelcadmiumbatterie aus 22 Zellen abgefangen. Bis zum Start von Rosetta 2004 ist dies die größte Entfernung bei der Solarpanels eingesetzt wurden. Die Solarzellen sind nicht schwenkbar sondern fest angebracht, da während der Mission NEAR nie um mehr als 40 Grad von der Sonne weg zeigt.
Die Navigation erfolgt durch eine Kombination von Systemen. Es gibt zum einen die klassischen Sonnendetektoren, von denen NEAR 5 an Bord hat, sowie Laserkreisel und Beschleunigungsmesser, welche Bewegungen feststellen. Dies ergänzt durch die bei der Raumsonde Clementine erstmals erprobten Startracker Kameras. Dies sind Kameras, welche in zyklischen Abstand den Himmel fotografieren, auf dem Bild die Sterne heraussuchen und deren gegenseitige Lage mit einem Sternenkatalog vergleichen. Zwischen zwei Zyklen der Startracker Kameras bildet ein Laserkreisel ein Referenzsystem. Jede Kamera erfasst ein Gebiet von 20 × 20 Grad und verfolgt dabei fünf helle Sterne.
Die Lage wird verändert durch 4 Reaktionsschwungräder, die in allen 3 Achsen angeordnet sind. Die kleinen Düsen dienen zur Kompensation von Momenten der Reaktionsschwungrädern und zum Ausführen schneller Drehungen. Die Ausrichtungsgenauigkeit beträgt 0.1 Grad, wobei 0.0029 Grad über 1 Sekunde erreicht werden können. Dies entspricht auch der Genauigkeit der bestimmten Position.
Anstatt den früher üblichen Bandrekordern verfügt NEAR über einen Massenspeicher aus IBM 16 MBit DRAMs. Es gibt zwei Systeme, eines mit 672 MBit Kapazität und eines mit 1088 MBit Kapazität. Der Hauptcomputer basiert auf dem Anfang der achtziger Jahre entwickelten MIL-STD 1750A Prozessor, einem 16 Bit Prozessor mit 9 MHz Takt und je 512 KB RAM, 256 KB EEPROM und 16 K PROM. (Andere Quellen 12 MHz, 256 KB RAM). Er ist in etwa so leistungsfähig wie ein PC Mitte der achtziger Jahre. Verbunden sind beide (redundante) Bordrechner über zwei MIL-STD 1553 Busse mit dem Rest des Systems. 56 KByte in jedem Rechner stehen für je etwa 4000 Kommandos zur Steuerung der Sonde und der Instrumente zur Verfügung. Unterstützt wird er von einer Reihe von 16 Bit RTX 2010 Prozessoren, die für die Experimente und Telemetrie verantwortlich sind. Diese sind nicht programmierbar und verfügen über je 64 K ROM, 64 K RAM und 2 K PROM. Der Hauptcomputer ist in ADA programmiert, die RTX Rechner in FORTH.
Die
Kommunikation mit der Erde geschieht über eine fest montierte 1.5 m große Parabolantenne.
Verwendet wird ein Sender im X-Band mit den Frequenzen 8438 MHz (zur Erde, Downlink) und 7182 MHz
(von der Erde, Uplink). Je nach Entfernung von der Erde beträgt die Datenrate zwischen 1.1 und
26.5 KBit/sec. Beim Treffen mit Eros beträgt die Datenrate 4.4 KBit zu den 34 m Antennen und 17.6
KBit/sec zu den 70 m Antennen des DSN. Die Datenraten betragen 1.1, 2.9, 4.4 und 8.8 KBit/sec zu
den 34 m Antennen und 17.6 / 26.5 KBit/sec zu den 70 m Antennen.
Die Uplinkrate beträgt 7.8 und 125 Bit/sec. Die Sendeleistung ist mit 5 Watt sehr gering für eine Raumsonde (üblich sind 20-60 W Sendeleistung). Neben der HGA gibt es noch eine Niedergewinnantenne (LGA) auf dem dreieckigen Mast über der HGA und eine Mittelgewinnantenne (MGA) mit einem Austrittswinkel von 40 Grad Breite.
NEAR führt 5 aktive Experimente und ein passives Experiment mit sich. Die Gesamtmasse der Experimente beträgt 56 kg bei einem Stromverbrauch von im Mittel 69 bis maximal 81 W. Von den Experimenten ist das Magnetometer auf der HGA montiert, die anderen vier Experimente befinden sich auf der entgegengesetzten Seite des Raumschiffs. Die gesamten Entwicklungskosten der Experimente betrugen 15.4 Millionen USD.
Multispectral Imager (MSI)MSI ist das Kamerasystem der Sonde. Es benutzt ein Teleskop mit 50 mm Öffnung und 168 mm Brennweite. Es bildet auf dem CCD ein Gesichtsfeld von 2.26 x 2.90 Grad ab.
Der Detektor ist ein CCD mit 244 × 550 Pixels, von denen 244 x 537 benutzt wird. Der CCD hat Abmessungen von 6.6 x 8.8 cm, d.h. die Pixels sind nicht quadratisch. So beträgt die Auflösung eines Pixels 96 × 162 Mikrorad. Dies entspricht 9.6 × 16.2 m Auflösung auf 100 km Entfernung. Das Blickfeld beträgt 3.9 × 5.1 km. Die Bilder sind also verzerrt und müssen am Boden korrigiert werden. Warum man dieses CCD mit rechteckigen Pixeln gewählt hat, bleibt auf der NEAR Website unbeantwortet. (Es ist das einzige CCD mit rechteckigen Pixeln, das jemals auf einer Planetensonde flog). Das Instrumentendesign beruht auf dem der geplanten MSX (Midcourse Space Experiment) der SDI Behörde und wurde schon 1988 entwickelt.
Das CCD ist empfindlich für Wellenlängen zwischen 400 und 1100 nm, also bis ins nahe Infrarot.
Vorgeschaltet können 8 Filter werden: Ein Breitbandfilter und 7 Filter mit Zentralwellenlängen von 450,550, 760, 900, 950, 1050 und 1050 nm. Farbaufnahmen waren bei Eros allerdings die Ausnahme, da er sich monoton in Brauntönen präsentierte. Ein Bild wird in 12 Bits quantisiert und belegt 1.6 MBits. Es stehen verschiedene Datenkompressionsraten zur Verfügung. Es ist auch möglich die Anzahl der Bits pro Pixel von 12 auf 8 durch ein Color-Lookuptable Verfahren zu reduzieren. Unkomprimiert kann pro Sekunde ein Bild auf den Datenrekorder geschrieben werden. Die Belichtungszeit wird elektronisch zwischen 1 und 999 ms ausgewählt.
Das Instrument wiegt 3.7 kg, wozu noch 4.0 kg für die Elektronik kommen. Die Abmessungen betragen 43 x 12.5 cm. Die Entwicklungskosten betrugen 1.8 Millionen US-Dollar. Der Stromverbrauch beträgt 7.0 W. Aufgabe des Systems ist es, den Asteroiden Eros mit einer Auflösung von 5 m global zu kartieren. Es machte auch bei den Vorbeiflügen an Mathilde und der Erde Aufnahmen.
Near-Infrared Spectrometer (NIS)Das Infrarotspektrometer an Bord ist das zweitschwerste aller Experimente, es wiegt 10.15 kg wozu noch 5.0 kg für die Elektronik kommen und verbraucht 15.1 W an Strom. Das Instrument besteht aus mit Gold beschichteten Spiegel der über einen Bereich von 140 Grad rotiert. Durch die Bewegung des Raumfahrzeuges kann man so eine zweidimensionale Szene erstellen. Das reflektierte Licht fällt in zwei Schlitze von 0.37 × 0.74 Grad und 0.74 × 0.74 Grad Größe. Dies entspricht aus 100 km Entfernung einem Gesichtsfeld von 0.65 × 1.3 km bzw. 1.3 × 1.3 km Größe.
Das Licht wird dann durch ein Gitter in ein Spektrum aufgespaltet und gelangt zu zwei Detektoren: Einem aus 32 Elementen bestehenden Germaniumdetektor, empfindlich im Wellenbereich von 804-1506 nm. Jedes Element nimmt die Strahlung eines 21.6 nm Bereiches auf und einem aus 32 Elementen bestehenden Indium-Galliumarsenid Detektor (InGaAs). Dieser ist empfindlich im Bereich von 1348 - 2732 nm. Jedes Element nimmt hier einen Bereich von 43.2 nm ein. Zusammen ergibt dies ein Infrarotspektrum zwischen 804 und 2732 nm mit 64 Spektralkanälen.
Jedes Detektorelement liefert die Intensität in seinem Spektralbereich in 12 Bits quantisiert. Es kann ein Spektrum pro Sekunde gewonnen werden, es können aber auch bis zu 63 Spektren integriert werden um aussagekräftigere Spektren zu erhalten. Die Detektoren werden passiv gekühlt. Ein Shutter erlaubt die Kalibration gegen eine dunkle Hintergrundfläche. Das Instrument sollte Eros auf einer Skala von 300 m kartieren und die vorherrschenden Minerale identifizieren. Es fiel allerdings vorzeitig aus, so dass es nur 70 % der Oberfläche erfassen konnte. Die Entwicklung des Spektrometers kostete 3.3 Millionen US-Dollar.
Dieses Experiment sendet Laserimpulse auf die Oberfläche von Eros und misst deren
Lauflänge. Damit kann man die Form von Eros vermessen. Der Laser ist eine Neodym / Yttrium /
Aluminium-Garnet (Nd-YAG) Laserdiode mit einer Wellenlänge von 1064 nm. Sie sendet Laserimpulse
mit einer Energie von 15 mJ Energie und 12 ns Dauer aus. Die Datenrate ist umschaltbar zwischen
0.125, 1, 2 und 8 Impulsen pro Sekunde. Der ausgehende Laserstrahl hat eine Breite von 235
Mikrorad. Dies entspricht aus der Maximalentfernung des Experimentes von 50 km auf Eros einem
Gebiet von 11.75 m Durchmesser.
Der Empfänger ist ein Spiegel mit 7.6 cm Durchmesser mit einem Detektor der empfindlich für die abgestrahlte Wellenlänge von 1064 nm ist. Er misst durch Kantenerkennung von Signalflanken die Signallaufzeit auf 31 cm genau. Er kann den Laserstrahl bis zu einer Entfernung von 150 km detektieren. Damit ist die Höhe des 12 m großen Bereiches auf 30 cm bekannt. Viele Messpunkte über die Oberfläche verteilt erlauben eine topographische Karte zu erstellen.
Das Experiment wiegt 5 kg und hat einen durchschnittlichen Stromverbrauch von 16.5 und einen maximalen Stromverbrauch von 20.7 W, damit ist es das Experiment mit dem höchsten Stromverbrauch.
Dies ist der erste Einsatz eines Gammastrahlenspektrometers auf einer Planetensonde. Das Instrument bestimmt von der Oberfläche kommende Röntgen- und Gammastrahlen und misst deren Energie. Diese Strahlen entstehen durch den Beschuss von Atomen mit kosmischen Strahlen und Teilchen. Die Atome werden angeregt und senden selbst Röntgenstrahlen und Gammastrahlen aus. Deren Energie ist spezifisch für bestimmte Elemente. Weiterhin gibt es drei natürliche radioaktive Elemente: Kalium, Thorium und Uran die ebenfalls Gammastrahlung aussenden. Deren Konzentration kann man präziser als die der anderen Elemente bestimmen. Das einzige Problem dieser Meßmethode ist, dass sie ein breites Gesichtsfeld hat und lange Integrationszeiten (viele Überflüge eines Gebietes) für aussagekräftige Daten benötigt.
Das
Instrument kann für viele Elemente die Konzentration angeben. Die räumliche Auflösung beträgt
dabei 2 km. Es wiegt 24 kg und verbraucht 27 W an Strom, und ist so das schwerste Instrument. Es
war mit 4.8 Millionen USD Entwicklungskosten auch das teuerste Experiment. Eine Nachfolge Version
sind die XRS und GRNS Instrumente an Bord der Merkursonde MESSENGER. XGRS besteht aus drei Einzeldetektoren:
Dieses Instrument besteht aus drei gasgefüllten Proportionalzählern. Die Einlassöffnung hat eine Größe von 25 cm² und wird von einem 25 µm dicken Beryllium Schild geschützt. Er detektiert Röntgenstrahlen zwischen 0.5 und 10 keV Energie mit 256 Energiekanälen. Die Energieauflösung beträgt 0.85 keV bei 5.9 keV Energie. Das Gesichtsfeld beträgt 5 Grad. Die Zählrate ist zwischen 1 und 10 kHz wählbar. Eine radioaktive Eisen-55 Quelle wird zur Kalibrierung mitgeführt und kann in das Gesichtsfeld des Detektors geschwenkt werden.
Röntgenstrahlen bewirken eine Freisetzung von Elektronen in dem Gas (Photoelektrischer Effekt). Sie werden von einem hochgeladenen Draht angezogen und durch das hohe elektrische Feld schlagen sie weitere Elektronen ab, somit wird das Signal verstärkt über das Hintergrundrauschen des Detektors. Die Röhren sind mit einer Mischung von 90 % Methan und 10 % Argon mit einem Druck von 1 Bar gefüllt. Die 16.6 cm lange und 4.7 cm breite Röhre ist aus Stahl mit einer Berylliumschicht zur Absorption von Röntgenstrahlung die vom Raumschiff und der Eisen-55 Quelle kommt.
Die Einschränkung auf ein Gesichtsfeld von 5 Grad wird durch ein Bündel aus insgesamt 50 Berylliumfolien erreicht, die Strahlen aus anderen Richtungen abfangen. Einschiebbare Magnesium- und Aluminiumfolien blenden bestimmte Energien aus und erlauben so die bessere Detektion anderer Emissionsenergien.
Dieser Detektor hat die Aufgabe die solare Aktivität im Röntgenbereich zu beobachten. Auch er erfasst die Röntgenstrahlung zwischen 1 und 10 keV. Allerdings hat er nur eine Eintrittsöffnung von 1 cm² die auf die Sonne ausgerichtet ist. Eine Siliziumdiode empfängt die Röntgenstrahlen. Sie bewirkt ein Freischlagen von Elektronen und ein Ansteigen des Stroms, das detektiert wird.
Ziel dieses Detektors ist es die solaren Strahlen zu beobachten. Dies ist nötig um die Daten des Röntgenstrahlen Fluoreszenzspektrometer korrekt zu interpretieren.
Dieser Detektor besteht aus einem Thalliumaktivierten Kristall aus Natriumiodid von 2.54 × 7.62 cm Größe als Detektor und einem Bismutgermanat Schirm von 78.9 × 14 cm Größe. Beide Kristalle wiegen zusammen 6 kg. Der Bismutgermanatkristall schirmt den Detektor vor Röntgenstrahlen und Teilchen ab. Er wird aber auch als Detektor genutzt. Der Kristall aus Natriumiodid ist ein Szintillationsdetektor: Gammastrahlen verursachen die Freisetzung eines Lichtblitzes. Dieser wird verstärkt und detektiert. Der Detektor ist empfindlich für Gammaquanten von 0.1 bis 10 MeV Energie. Die Energie wird in 10 Bits quantisiert (1024 Spektralkanäle). Die Energieauflösung beträgt 8.7 % bei 0.662 MeV Energie.
Alle drei Detektoren bestimmen zusammen die Verteilung von Mineralbildenden Elementen auf Eros. Dies sind vor allem Magnesium, Aluminium, Silizium und Calcium. Der Gammastrahlendetektor kann die Elemente Eisen, Sauerstoff, Wasserstoff, Kalium, Thorium und Uran genauer erfassen, der Röntgenstrahlendetektor Kalzium, Schwefel, Titan und Eisen. Mineralien können die Detektoren nicht nachweisen.
Man erwartet bei einem so kleinen Körper wie Eros kein Magnetfeld, doch kann
dieser auch aus magnetisierten Teilen und einem kleinen Eisenkern führen. Durch die große Nähe
zum Eisenkern ist dann das Magnetfeld relativ groß, so entdeckte Galileo bei Gaspra ein
Magnetfeld das an der Oberfläche dreimal stärker als das irdische war. Deswegen führte NEAR ein
Magnetometer um bei Eros ein Magnetfeld zu bestimmen.
Das Magnetometer ist an der Spitze der HGA montiert, da dies der Platz ist, der am weitesten von dem Metallteilen von NEAR entfernt ist. Deren Magnetfeld könnte das Instrument stören. Daher gibt es auch eine Möglichkeit zur Kalibrierung für das Instrument im Flug. Bei anderen Sonden wird zur Minimierung der Störstrahlung das Instrument an einen mehreren Meter langen Mast montiert und ein zweites Magnetometer nahe der Sonde misst deren Eigenmagnetfeld. Dies war bei NEAR nicht möglich.
Der Sensor ist ein triaxiales Fluxgate Magnetometer. Der Messbereich beträgt zwischen ± 4 nT bis ± 65536 nT. Die Erde hat an der Oberfläche ein Magnetfeld von 30000-50000 nT. Der Messbereich wird in Zweierpotenzen automatisch umgeschaltet. Die Auflösung in jedem Kanal liegt bei 16 Bit. So liegt die Auflösung je nach Messbereich zwischen 0.125 Picotesla und 2 nT.
Die Datenrate beträgt maximal 20 Hz, kann jedoch auch bis auf 0.1 Hz gesenkt werden. Das Magnetometer ist mit einer Masse von 2 kg und einem Stromverbrauch von 2 W das kleinste Instrument an Bord. Seine Entwicklung kostete 1.0 Millionen US-Dollar.
Dieses Experiment hat jede Sonde: Es ist der Radiosender der HGA. Bewegt sich NEAR relativ zur Erde so führt dies zu Dopplerverschiebungen des Signals. Aus diesen kann man die Geschwindigkeit der Raumsonde errechnen. Dadurch kann man nicht nur den Orbit der Sonde genau bestimmen, sondern auch die Masseverteilung von Eros, da Gravitationsstörungen NEAR beschleunigen. Der Sender von NEAR arbeitet bei 8438 MHz. Eine sorgfältige Auswertung kann die Geschwindigkeit der Sonde auf 0.1 mm/s genau bestimmen. So bestimmte das RS System aus der Geschwindigkeitsänderung bei Mathilde deren Dichte zu 1.3 g/cm³.
Das ZielDie meisten Asteroiden (Im deutschen Sprachgebrauch Planetoiden genannt) befinden sich jenseits der Umlaufbahn des Mars in 2.2 - 3.5 AE (AE: Astronomische Einheiten = Entfernung der Erde von der Sonne). Für eine Raumsonde sind diese zu weit weg. Bei einem Start mit einer Trägerrakete würde man sehr viel Treibstoff benötigen um die Bahn auf ein Perihel von 2.2 - 3.5 AE anzuheben und auch bei Vorbeiflügen an Mars und Erde wären sehr viele nötig um die Bahn soweit anzuheben.
Man hat sich daher als Ziel einen erdnahen Planetoiden ausgesucht, einen NEO (NEAR Earth Objekt). Der Planetoid Nr. 433 namens Eros hat eine Bahn von nur 1.13 × 1.78 AE bei 10.8 Grad Inklination. Diese Bahn entspricht schon fast einer Bahn zum Mars wenn man von dem sonnennächsten Punkt von 1.13 (anstatt 1.00) AE und der Inklination von 10.8 Grad absieht. Diese Änderung konnte man durch eigenen Treibstoff und einem nahen Erdvorbeiflug erreichen.
Das Ziel eines NEO half auch Geld für die Sonde locker zu machen. Schließlich war ein NEO auch für das Aussterben der Dinosaurier verantwortlich.
Eros ist ein Asteroid von unregelmäßiger Form (Schätzungen vor dem Start: 14 × 14 × 40 km, wahre Größe 13 × 13 × 33 km) und besteht aus Silikatgesteinen. (S-Typ). Er ist also ein recht typischer Asteroid, vergleichbar dem Marsmond Phobos in Größe und Zusammensetzung. Er wurde am 13.8.1898 entdeckt und nach dem Gott der Liebe benannt.
NEARS Bau verlief ohne Probleme und auch der finanzielle Rahmen konnte eingehalten werden. Insgesamt kostete die Mission 214.5 Millionen USD, davon 122.1 Millionen für die Raumsonde, 2.7 Millionen für "Headquarter Support", 46.2 Millionen für die Operationen und Datenauswertung und 43.5 Millionen für die Trägerrakete. Dabei wurde die Raumsonde in nur 27 Monaten gebaut.
Am 17.2.1996 startete eine Delta 2 Trägerrakete (Modell 7925) zu ihrer Mission. Es war der erste Einsatz einer Delta nach 27 Jahren für eine Raumsonde. NEAR konnte Eros nicht direkt erreichen. Die Delta 2 konnte die Raumsonde nur auf 12.3 km/s beschleunigen. Deutlich mehr als eine Raumsonde zum Mars, doch nicht genug um in eine Bahn um Eros direkt einzuschwenken. Die erste Bahn führte bis in eine Entfernung von 2.17 AE von der Erde. Die Bahn wurde primär deswegen so gewählt weil sie die Raumsonde mit nur geringen Kurskorrekturen nach 2 Jahren wieder zur Erde zurückführt (Die Umlaufsdauer beträgt 728,3 Tage, was nahe an 2 x 365 Tagen liegt).
Auf dem Wege dahin passierte NEAR am 27.6.1997 den Planetoiden Nr. 253 Mathilde. Dieser Planetoid ist vom C Typ und unterschiedet sich stark von Eros. So ergaben die Vermessungen des RS Systems, dass er nur eine Dichte von 1.3 g/cm³ hat und dadurch größere Hohlräume enthalten muss. Vier Stunden vor der Annäherung begann das Anfertigen von Fotos, die besten farbigen Bilder hatten Auflösungen von 1 km, die besten monochromen Auflösungen von 200-300 m. NEAR passierte den Asteroiden in einer Entfernung von 1200 km. Außer der Kamera konnte man wegen der großen Entfernung von der Sonne kein weiteres System betreiben. Mathilde ist größer als Eros und hat Abmessungen von 66 × 48 × 46 km. NEAR konnte 60 % des Planetoiden erfassen.
Es gab im Vorfeld Diskussionen, ob man NEAR zu Mathilde lenken sollte. Das Mathilde auf der Bahn von NEAR lag entdeckte man mehr per Zufall im Jahre 1994. Danach wurde diskutiert, ob der Mehrverbrauch an Treibstoff tolerierbar war. Man führte Simulationen durch und Mathilde war der einzige Kandidat, der eine echte Chance hatte ohne größeren Treibstoffmehrverbrauch erreicht zu werden. Unglücklicherweise liegt er nahe des sonnenfernsten Punktes der Bahn, 2.17 AE von der Sonne entfernt. In dieser Entfernung reichte der Strom nur zum Betrieb eines Experiments und man entschloss sich für die Kamera, da auch die relative Geschwindigkeit zu Mathilda sehr groß war und die anderen Instrumente wenig Chancen gehabt hätten brauchbare Daten zu liefern. NEAR passierte Mathilda mit einer Relativgeschwindigkeit von 9,9 km/s, so dass man nur einige Minuten hatte um Bilder zu gewinnen.
Am 3.7.1997, wenige Tage später erreichte NEAR den sonnenfernsten Punkt der Bahn. Eine
Zündung des Haupttriebwerks verlangsamte NEAR um 279 m/s, was zu einem Absinken des
sonnennächsten Punkts des Orbits von 0.99 auf 0.95 AE führte. Dadurch schnitt NEAR nun die wieder
die Erdbahnebene und dies an einem Punkt der einen Monat vor dem Startpunkt lag. So näherte sich
NEAR nun der Erde wieder am 22.1.1998 und passierte Sie in einer Höhe von 540 km. Man nutzte
diesen Vorbeiflug, um die Experimente zu testen. So konnte NIS ohne Probleme in der Antarktis
Wasser und Eis nachweisen. MSI wurde wie schon bei dem Vorbeiflug von Galileo für einen
ungewöhnlichen Test benutzt: Kann man von einer Planetensonde aus Spuren der Menschheit
nachweisen? Galileo konnte es wegen des ungünstigen Flugpfades nicht, doch NEAR gelang es. In der
Saudiarabischen Wüste wurden kreisrunde Flecken beobachtet - bewässerte Felder inmitten der
Wüste. Diese konnten nicht natürlichen Ursprungs sein, womit nach 40 Jahren Raumfahrt nun auch
nachgewiesen werden konnte, das unser Planet von (intelligentem) Lebewesen bewohnt ist. Mehr über
dieses und andere Phänomene in dem Aufsatz Kuriose
Ergebnisse der Planetenforschung.
Nun hatte die Bahn durch den Vorbeiflug an der Erde die richtige Form: Das Aphel war von 2.17 AE auf 1.77 AE gerutscht, die Inklination von 0.5 auf 10.2 Grad erhöht. Nun konnte NEAR Eros einholen, der auf einer etwas langsameren Bahn (Aphel bei 1.15 AE) sich befand. Am 5.11.1998 erfasste MSI zum ersten Mal Eros. Geplant war am 20.12.1998 die Geschwindigkeit um 965 m/s zu verringern und das Aphel auf 1.15 AE zu erhöhen. NEAR hätte nun die gleiche Bahn wie Eros. Sie hätte sich Eros auf 600 km genähert und sollte dann durch langsame Angleichung schließlich bis zum 10.1.1999 in einen Orbit um Eros einschwenken.
Doch genau in diesem Moment schlug Murphys Gesetz zu: Vor der geplanten Zündung am 20.12.1998 verlor man den Kontakt mit NEAR und konnte ihn erst nach 24 Stunden wieder etablieren. Das Problem war ein Softwarefehler, konnte aber nie genau geklärt werden. Sie geriet in einen Safe-Mode Die Zündung wurde abgebrochen. Die Sonde hatte 24 Stunden lang versucht ihre Lage zu regeln um die Sonnenzellen korrekt auszurichten und wurde immer wieder vom Bordcomputer zurückgepfiffen und verbrauchte dabei 29 kg Hydrazin. Es war nun zu wenig Zeit um die Zündung durchzuführen und NEAR passierte am 23.12.1998 Eros in einer Distanz von 3827 km und machte dabei 1026 Aufnahmen mit MSI. 60 % der Oberfläche konnten dabei erfasst werden. Der Vorfall war kritisch, die Batterie war nahezu entladen, wäre sie es ganz gewesen, so hätte man die Sonde verloren. Ebenso war der Verlust an Treibstoff gravierend. Es gab nun kaum noch Reserven für anderen vorgesehene Situationen.
Man
arbeitete einen neuen Missionsplan aus. NEAR sollte sich auf einer neuen Bahn nun nach 13 Monaten
wieder Eros nähern. Am 3.1.1999, 20.1.1999 und 12.8.1999 führten 3 Zündungen des Triebwerks zu
einer neuen Bahn auf der sich NEAR Eros näherte. Am 14.2.2000 fand schließlich das Einschwenken
in den ersten 450 × 327 km hohen Orbit. Dieser Orbit wurde dann langsam abgesenkt. Der Orbit
wurde dann in den folgenden Monaten sukzessive abgesenkt:
Alle Abstände der Orbits beziehen sich auf den Mittelpunkt von Eros. Bei dem 21 km Orbit ist die minimale Distanz zur Oberfläche im Bereich von 5.4 km. Während der einjährigen Mission konnte MIS die Oberfläche mit mindestens 5 m Auflösung erfassen, einige Teile durch die nahen Orbits auch besser.
Die Navigation war durch die elliptische Form des Asteroiden und den starken Einflüssen auf die Bahn nicht leicht, weshalb man NEAR nur wenige Tage in tiefen Orbits beließ.
NIS erfasste 70 % der Oberfläche. Es musste nach einem Fehler, der zu einem überhöhten Stromverbrauch führte, vorzeitig am 30.5.2000 abgeschaltet werden. Das Magnetometer konnte kein Magnetfeld bei Eros nachweisen. Insgesamt übermittelte NEAR 160.000 Bilder von Eros, 10 mal mehr als erwartet worden war.
Eine Neuerung im negativen Sinn war, das es keine Missionsverlängerung gab. Früher gab es eine Primärmission und man hoffte, dass die Raumsonde länger durchhielt, auf jeden Fall betrieb man die Sonde solange sie noch genügend Strom und Treibstoff hatte um ihre Systeme zu betreiben. Als bei NEAR nach einem Jahr die Primärmission auslief steuerte man sie gezielt auf Eros, obwohl NEAR noch voll funktionsfähig war. Dies geschah 1 Jahr nach erreichen des Orbits um Eros am 12.2.2001. NEAR lieferte beim Abstieg zur Oberfläche 69 Bilder, das letzte unvollständige aus einer Höhe von 120 m.
Durch die geringe Schwerkraft von Eros landete NEAR relativ weich
mit 1.6 - 1.9 m/s, also knapp 6-7 km/h auf dem Planetoiden und konnte über die LGA noch mit 10
Bit pro Sekunde mit der Erde kommunizieren. Das war nicht erwartet worden und man versuchte den
Oberflächenaufenthalt doch noch zu nutzen. Zwar hätte NEAR prinzipiell wieder einen Orbit
erreichen können, doch dem Stand die Finanzierung entgegen. Es gab jedoch noch Mittel um die
Mission um 14 Tage bis zum 28.2.2001 zu verlängern.
Am 14.2.2000 benannte die NASA NEAR zu Ehren des Planetenforschers Eugen Shoemaker in NEAR Shoemaker um. Eugen Shoemaker war der wohl engagierteste Forscher für den Mond seit Beginn des Raumfahrtzeitalter. Er wandte sich als erster gegen die noch in den sechziger Jahren favorisierte Vulkanhypothese, nach der die Krater auf dem Mond erloschene Vulkane seien. (Er tat dies übrigens nach einem Besuch im Nördlinger Ries, einem Einschlagskrater nahe Steinheim in Baden Württemberg. Die dort gefundenen Gesteinsformationen bestätigten seine Vorstellungen). Eugen Shoemaker war Projektleiter bei Surveyor und für den wissenschaftlichen Teil von Apollo, er setzte sich bei Voyager für die Beobachtung der Monde der Gasplaneten ein, und war zuletzt Projektleiter bei der Mondsonde Clementine. Während seines ganzen Lebens spielten Impaktkrater die Hauptrolle in seiner Forschung. Das war nach der Umbenennung einer Viking Landesonde das zweite mal und sollte bei den folgenden Marssonden auch so gemacht werden.
Gesendet konnte nur mit der LGA Antenne mit kleiner Datenrate von 9.9 Bit/sec. Auf Eros konnte nur ein Experiment sinnvolle Ergebnisse liefern, dies war XRGS. Durch die direkte Nähe zur Probe und der fehlenden Bewegung der Sonde lieferte es 10 mal genauere Spektren als vom Orbit aus. Die ersten trafen am 18.2.2002 ein. Bis zum 28.2.2001 lieferte es zwei weitere Datensätze, dann waren die Finanzmittel endgültig verbraucht und NEAR wurde in einen Stand by Modus versetzt. Die Mission war damit offiziell beendet.
Als sich Eros wieder der Erde bis auf 86 Millionen km näherte, fand am 10.12.2002, 22
Monate nach der Landung, ein erneuter Kontaktversuch mit der 70 m Antenne von Goldstone statt.
NEAR Shoemaker antwortete jedoch nicht. Eine Antwort wäre auch Zufall gewesen, da dazu die Sonne
die Solarpanels bescheinen müsste. Dies ist jedoch ohne eine dauernde Nachführung der Panels auf
der Oberfläche nicht möglich.
NEAR war eine sehr erfolgreiche Sonde, die eine sinnvolle Ausrüstung für ein begrenztes Missionsziel hatte und erstmals einen Asteroiden genauer untersucht hat. Die Oberfläche von Eros ist nun mit mindestens 5 m Auflösung bekannt. Große Teile der Oberfläche auch mit 3 m oder besserer Auflösung. Es gibt aus 5.6 Millionen Lasermessungen ein topographisches Modell des Planetoiden mit 500 m Auflösung. Auch die mineralogische Zusammensetzung großer Teile der Oberfläche konnten bestimmt werden. Eine der wichtigsten Entdeckungen war, dass der kleine Asteroid an manchen Stellen eine bis zu 100 m dicke Schuttschicht über der Oberfläche aufweist. Die Dichte von Eros wurde zu 2.67 g/cm³ bestimmt. Der größte Krater ist 5.5 km groß, doch spricht viel dafür, dass eine 10 km große Bucht auch durch einen Einschlag entstanden ist.
Die Auswertung der Daten - zehnmal mehr als erhofft - dauert noch immer an. So wurde im November bekannt, dass man nun einen Erklärungsmechanismus gefunden hat, warum Eros so arm an Kratern kleiner Größe ist. Anstatt 400 Krater von 20 m Größe fand NEAR nur etwa ein Zehntel davon. Offensichtlich erzeugen die Einschläge größerer Brocken Seismische Wellen auf der Oberfläche, welche die kleinen Krater zudeckt.
Den nächsten Schritt wird die Erkundung mehrerer Planetoiden mit einer Sonde sein. Dadurch sind bessere Vergleiche möglich. (Alle bisher angeflogenen Asteroiden hatten bislang einzigartige Merkmale. So hat die von Galileo untersuchte Gaspra ein Magnetfeld und ist sehr glatt, Ida einen Mond, Mathilde scheint hohl oder porös zu sein und Eros hat eine Schuttschicht auf der Oberfläche). Von vergleichenden Untersuchungen verspricht man sich daher ein besseres Verständnis. Dies wird die Mission Dawn durchführen die 2006/7 starten wird und die Planetoiden Ceres und Vesta besuchen wird.
Lang Zeit gab es von mir nur ein Buch über Raumsonden: die beiden Mars-Raumsonden des Jahres 2011, Phobos Grunt und dem Mars Science Laboratory. Während die russische Raumsonde mittlerweile auf dem Grund des Pazifiks ruht, hat für Curiosity die Mission erst bekommen. Das Buch informiert über die Projektgeschichte, den technischen Aufbau der Sonden und ihrer Experimente, die geplante Mission und Zielsetzungen. Die Mission von Curiosity ist bis nach der Landung (Sol 10) dokumentiert. Einsteiger profitieren von Kapiteln, welche die bisherige Marsforschung skizzieren, die Funktionsweise der Instrumente erklären aber auch die Frage erläutern wie wahrscheinlich Leben auf dem Mars ist.
2018 wurde dies durch zwei Lexika, im Stille der schon existierenden Bücher über Trägerraketen ergänzt. Jedes Raumsonden Programm wird auf durchschnittlich sechs bis acht Seiten vorgestellt, ergänzt durch eine Tabelle mit den wichtigsten zeitlichen und technischen Daten und Fotos der Raumsonde, bzw., Fotos die sie aufgenommen hat. Ich habe weil es in einen band nicht rein geht eine Trennung im Jahr 1990 gemacht. Alle Programme vorher gibt es in Band 1. Die folgenden ab 1990 gestarteten dann in Band 2. In Band 2 ist ein Raumsonden Programm meist eine Einzelsonde (Ausnahme MER). In Band 1 dagegen ein Vorhaben das damals zumeist aus Doppelstarts bestand, oft auch mehr wie z.B. neun Ranger oder sieben Surveyor. Beide Bänder sind etwa 400 Seiten stark. In Band 1 gibt es noch eine gemeinsame Einführung für beide Bände über Himmelsmechanik und Technik der Instrumente. Beide Bände haben einen Anhang mit Startlisten, Kosten von Raumsonden und Erfolgsstatistiken. Band 2 hatte Redaktionsschluss im Januar 2018 und enthält die für 2018 geplanten Missionen über die es genügend Daten gab.
Hier eine Beschreibung des Buchs auf meiner Website für die Bücher, wo es auch ein Probekapitel zum herunterladen gibt. Sie können das Buch direkt beim Verlag kaufen (versandlostenfrei). Dann erhalte ich als Autor eine etwas höhere Marge, aber auch über den normalen Buchhandel, Amazon (obige Links) und alle anderen Portale wie Bücher.de oder Libri.
Lang Zeit gab es von mir nur ein Buch über Raumsonden: die beiden Mars-Raumsonden des Jahres 2011, Phobos Grunt und dem Mars Science Laboratory. Während die russische Raumsonde mittlerweile auf dem Grund des Pazifiks ruht, hat für Curiosity die Mission erst bekommen. Das Buch informiert über die Projektgeschichte, den technischen Aufbau der Sonden und ihrer Experimente, die geplante Mission und Zielsetzungen. Die Mission von Curiosity ist bis nach der Landung (Sol 10) dokumentiert. Einsteiger profitieren von Kapiteln, welche die bisherige Marsforschung skizzieren, die Funktionsweise der Instrumente erklären aber auch die Frage erläutern wie wahrscheinlich Leben auf dem Mars ist.
2018 wurde dies durch zwei Lexika, im Stille der schon existierenden Bücher über Trägerraketen ergänzt. Jedes Raumsonden Programm wird auf durchschnittlich sechs bis acht Seiten vorgestellt, ergänzt durch eine Tabelle mit den wichtigsten zeitlichen und technischen Daten und Fotos der Raumsonde, bzw., Fotos die sie aufgenommen hat. Ich habe weil es in einen band nicht rein geht eine Trennung im Jahr 1990 gemacht. Alle Programme vorher gibt es in Band 1. Die folgenden ab 1990 gestarteten dann in Band 2. In Band 2 ist ein Raumsonden Programm meist eine Einzelsonde (Ausnahme MER). In Band 1 dagegen ein Vorhaben das damals zumeist aus Doppelstarts bestand, oft auch mehr wie z.B. neun Ranger oder sieben Surveyor. Beide Bänder sind etwa 400 Seiten stark. In Band 1 gibt es noch eine gemeinsame Einführung für beide Bände über Himmelsmechanik und Technik der Instrumente. Beide Bände haben einen Anhang mit Startlisten, Kosten von Raumsonden und Erfolgsstatistiken. Band 2 hatte Redaktionsschluss im Januar 2018 und enthält die für 2018 geplanten Missionen über die es genügend Daten gab.
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