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JUICE (JUpiter ICy moons Explorer) - die Experimente

JUICE (JUpiter ICy moons Explorer) ist die erste ESA-Mission zu den äußeren Planeten und sie ist auch die schwerste Jupitersonde für einige Jahre, bis die Europasonde Europa Clipper der NASA sie übertrifft. Sie ist vergleichbar mit Galileo, verfügt wie diese über eine reichhaltige Instrumentensuite die sowohl geeignet ist Jupiter und seine Umgebung zu erforschen wie auch die Monde, die JUICE passiert und in deren Orbit sie einschwenkt.

Da diese Mission sehr umfangreich ist, zerfällt der Artikel in zwei Teile. Der zweite den sie gerade lesen beschäftigt sich mit den Experimenten der Raumsonde. Der erste Teil dagegen mit der Mission und der Raumsonde. Der zweite Artikel geht auf die genauer ein.

Deutschland ist mit 21 Prozent an der Finanzierung von JUICE beteiligt. Gemäß den Regeln der ESA spiegelt das meist auch die Beteiligung an den Experimenten wieder. Der Prozentsatz entspricht in etwa dem Anteil am ESA-Budget (22,9 Prozent). Allerdings war Deutschland bei früheren Raumsonden stärker beteiligt. Italien stellt bei drei Experimenten den PI (Princpial Investigator - Hauptverantwortlichen. Bei einem Instrument (MAJIS) sind Frankreich und Italien gleichberechtigt. Heute ist es aber selten das ein Experiment nur von einem Land gebaut wird, vielmehr sind es oft multinationale Kooperationen, und selbst wenn ein Land nicht mit an einem Experiment direkt beteiligt ist, so können trotzdem Wissenschaftler dieses Landes bei der Auswertung aufgrund ihres Fachverstandes mit beteiligt sein.

Instrumente

JUICE verfügt über zehn Instrumente. Die Instrumente GALA, SWI, PEP, J-MAG und RIME sowie das Kamerasystem JANUS werden mit deutscher Beteiligung entwickelt und gebaut. Verantwortlich sind deutsche Forschungsinstitute bei zwei Experimenten GALA und SWI. Die Instrumente wiegen zusammen 260 kg. Das ist für eine Instrumentensuite eine relativ hohe Masse. Galileo hatte bei 10 Experimenten nur 188 kg für diese zur Verfügung. Bei Europa Clipper sind es für neun Instrumente nur 82 kg. Das erlaubt auch die Mitnahme relativ schwerer Instrumente. Bei dieser Masse sind aber auch Ausleger dabei, so wiegt alleine der Ausleger für die Sensoren für Felder und Teilchen 44 kg. Für die Instrumente steht ein Strombudget von 180 Watt für den Dauerbetrieb zur Verfügung. Während des Vorbeiflugs darf der Verbrauch für eine halbe Stunde auf 230 Watt ansteigen. Informationen über die prinzipiellen Arbeitsprinzipien von Experimenten an Bord von Raumsonden finden sie in diesem Artikel von mir.

Elektronik

Um die Kosten und auch die Komplexität (Qualifikation für das hohe Strahlungslevel) zu begrenzen, wurde für alle Instrumente eine gemeinsame DPU (Data Processing Unit, der Computer der Experimente) designt, die vom Team dann noch individuell bezüglich Speicher und der Software angepasst werden muss. Gemeinsam ist allen ein GR712RC dual LEON3FT Prozessor, der zwischen 20 und 100 MHz getaktet werden kann und pro MHz Takt 2 MIPS und 2 MFlops schafft. Ebenso gemeinsam ist ein festes 32 KByte großes PROM mit dem Bootcode und 256 MByte SDRAM, deutlich mehr als die einzelnen Entwürfe vorher hatten. Das dynamische RAM kann um 2 oder 8 MB MRAM (nicht flüchtig) oder 4,8,16 oder 32 SRAM (schneller) ergänzt werden. Die Verbindung zum Bordcomputer sorgen 1 oder 2 SpaceWire Busse mit einer Datenrate von 40 oder 100 Mbit/s.

Die Bauteile sind qualifiziert mindestens für eine Strahlendosis von 100 krad (RAM-Bausteine) bis 1 Mrad (PROM). Verwendet werden beim SDRAM UT8SDMQ64M48 Bausteine mit 3 Gigabit und UT8R4M39, UT8R2M39, UT8R1M39 SRAM Bausteine mit 40,80 oder 160 MBit Speicherkapazität. Die UT8MR2M8 MRAM Bausteine haben eine Kapazität von 16 MByte.

Die Taktfrequenz der CPU hängt von der SRAM/SD-RAM Bestückung ab und liegt bei 44, 72 oder 100 MHz. Von Vorteil ist, das alle DPU auf dieselbe BASIC-Software, bei Betriebssystemen würde man vom Kernel sprechen, zugreifen können und Treiber für ihre Instrumente, die individuell erstellt werden müssen, eine gemeinsame HAL-Schicht haben (Hardware Abstraction Layer). Die Entwicklung verlief so gut, dass eine gemeinsame DPU bei zukünftigen Projekten schon in der frühen Projektphase ins Auge gefasst wird.

Die Instrumente haben mehrere Aufgabestellungen, für die es jeweils mehrere Instrumente gibt:

JANUS

Das für die Öffentlichkeitsarbeit wichtigste Instrument ist die Kamera JANUS. Sie stammt - anders als bei bisherigen Kameras an Bord von ESA-Sonden nicht aus Deutschland, sondern kommt von Italien von der Università degli Studi di Napoli "Parthenope". Finanziert wurde es von der italienischen Raumfahrtagentur ASI. JANUS soll primär die Eismonde Europa, Kallisto und Ganymed abbilden, aber auch Aufnahmen von Jupiter und den Ringen machen. Dabei sind auch sehr leuchtschwache Objekte dabei, wie die Nachtseite Jupiters und sein Ring. Damit möglichst wenig ausfallen kann, verzichtet man bei der Kamera auf einen Schwenkmechanismus und die inzwischen bei Orbitern etablierte Technik, dass ein Foto aus vielen Scanzeilen zusammengesetzt wird.

Janus besteht aus einem katadioptischen Teleskop, das ist eine Kreuzung aus Linsen- und Spiegelteleskop, dem Sensorteil mit Filterrad und der Elektronik zur Verarbeitung der Daten. Die relativ kurze Brennweite des Teleskops wurde gewählt, weil im endgültigen 500 km Orbit, sich die Szene unter der Raumsonde schnell bewegt und so die Belichtungszeit kurz sein muss, um ein Verschmieren zu vermeiden. Für die Aufnahmen bei den Vorbeiflügen wäre eine langbrennweitige Optik, wie sie z.B. Galileo hatte, besser gewesen.

Der Sensor von JANUS ist ein e2V CIS115 mit einem rechteckigen Format, das war bis vor einigen Jahren ungewöhnlich, setzt sich aber inzwischen bei Raumsondeninstrumenten immer mehr durch, da kommerziell verfügbaren Sensoren sich nach dem gängigen Aspektverhältnis von Fernsehen richten und das ist inzwischen eben das Breitbildformat. Allerdings hat dieser Sensor noch das klassische 4:3 Format, anders als die Sensoren in Solar Orbiter mit dem 16:9 Format oder bei Europa Clipper im 2:1 Format.

Die Datenverarbeitungseinheit ist redundant vorhanden. Sie setzt wie viele ESA Projekte den GR712RC Leon3-FT Prozessor zusammen mit einem FPGA ein.

Nominell werden die Daten mit dem Faktor 3,5 komprimiert. Die Bilder von Janus machen 20 Prozent der Gesamtdatenmenge von 1,4 Gigabit/Tag aus. In frühen Präsentationen ist die Rede von zwei Kamera Systemen, einer "Narrow Angle Camera" (Teleobjektiv, NAC) und einer "Wide Angle Camera" (Weitwinkelobjektiv, WAC). Die Begriffe sind nicht mit denen von Fotoamateuren vergleichbar. Eine NAC hat typischerweise ein Gesichtsfeld von 0,3 bis 0,5 Grad, eine WAC eines von 3 bis 5 Grad. Wohl um Gewicht zu sparen, hat man sich für ein Objektiv mit einem Gesichtsfeld in der Mitte, rund 1,5 Grad entschieden. Zwei Kamerasysteme hätten Vorteile geboten. Zum einen liefert eine NAC bei einem Vorbeiflug, von denen es rund 30 gibt, schon aus größerer Entfernung bessere Bilder und damit mehr und höher aufgelöste Aufnahmen von den beiden Monden, die nur durch Vorbeiflüge erkundet werden, auch von Io hätte man rund dreimal so fein aufgelöste Aufnahmen. Eine Weitwinkelkamera kann dagegen die globale Kartierung auch aus dem endgültigen, nahen Orbit fortsetzen - bei JANUS ist dafür das Blickfeld zu klein.

Das katadioptische Design mit zwei Spiegeln hat zwei Vorteile: Durch den Z-förmigen Strahlengang wird das Teleskop kompakt, das spart Gewicht ein. Daneben gibt es keine Abschattung durch einen Fangspiegel. Die Auflösung von 15 Mikrorad pro Pixel ist gröber als bei den bisherigen Jupitermissionen von Voyager bis New Horizons, doch Hauptaufgabe ist die Kartierung von Ganymed und eine sehr hohe Auflösung bedeutet dies dann auch eine hohe Datenmenge, die in der verfügbaren Missionszeit nicht übertragen werden kann. Schon das Ziel der globalen Kartierung auf 150 m Auflösung wird nach den Planungen nur zu 50 % während des 5.000 km hohen Orbits erreicht. Der Rest muss vorher durch die Vorbeiflüge erfolgen. Aus 1.000 km Distanz beträgt die Auflösung 15 m, Europa als kleinster beobachteter Mond wäre in 140.800 km Distanz formatfüllend. Das Ziel für die Kartierung von Callisto sind 400 m. Bei Europa ist mir nur zwei Vorbeiflügen keine globale Kartierung möglich. 150 m Auflösung für Ganymed klingen schlecht, vergleicht man dies mit den Aufnahmen, die man heute von Mond und Mars hat. Doch die Aufnahmen von Magellan der Venus haben auch nur diese Auflösung und die globale Karte von Viking war mit 300 m Auflösung noch schlechter. Galileo hatte die Aufgabe, globale Karten der galileischen Monde mit nur 1 km Auflösung anzufertigen, erreichte das aber nicht. 16.000 Bilder werden für die globale Kartierung Ganymeds in monochrom benötigt, 64.000 für Farbaufnahmen. Das sind mehr Bilder, als eine Voyager Raumsonde übermittelte. Aus dem finalen 500 km hohen Orbit wird Janus nur noch bestimmte Gebiete (geplant 60 Stück) mit 7,5 m Auflösung abbilden.

Parameter

Wert

Brennweite:

467 mm

Optikdurchmesser:

100 mm

Blende

4,67

Sensor

CIS115

Auflösung

7 µm/Pixel, 15 µrad/Pixel

Gesichtsfeld

2.000 × 1.504 Pixel, 1,72 × 1,29 Grad

Aus 1.000 km Distanz:

30 × 22,5 km

SNR

> 100

Digitalisierungsrate

14 Bits/Pixel

Spektrale Empfindlichkeit:

350 - 1040 nm

Zwei Filterräder mit je acht Positionen nehmen 14 Filter auf, die folgende Eigenschaften besitzen:

Filter

Zentralwellenlänge

Bandbreite

Natrium-D Linie (Engband)

590 nm

10 nm

H-Alpha

636 nm

10 nm

Methan

727 nm

19 nm

Geologie

760 nm

20 nm

Methan, starke Absorption

889 nm

20 nm

Geologie, Fe 2+

940 nm

20 nm

Panchromatisch

650 nm

300 nm

Violett, UV angrenzend

410 nm

80 nm

Blau

450 nm

60 nm

Grün, Hintergrund für Natrium

530 nm

60 nm

Rot, Hintergrund für Rot

656 nm

60 nm

Nah-IR, Fe 2+, Io Beobachtung

910 nm

80 nm

Nah-IR, Fe 2+, Io Beobachtung

1000 nm

150 nm

Die Filter dienen zum einen zum Erstellen von Farbaufnahmen, zum anderen zum Hervorheben von Eigenschaften. So absorbieren im nahen Infrarot Moleküle, die man in Jupiters Atmosphäre findet. Mit den Filtern kann man deren Vorkommen hervorheben. Aber auch Moleküle, die im Eis gebunden sind, absorbieren in diesem Bereich. Spezialfilter für Io und Jupiter heben Natrium und Methan hervor. Ein Filterrad nimmt sieben Engbandfilter auf, ein anderes sieben Breitbandfilter, je eine Position im Filterrrad ist unbelegt. Sie wird für monochromatische Bilder genutzt. Die Engbandfilter können mit Breitbandfiltern verbunden werden.

Bedingt dadurch, dass die Monde unterschiedlich oft angeflogen werden, gibt es folgende Prognosen für die räumliche Abdeckung:

Mond

Abdeckung

Europa:

55 % mit < 3 km/Pixel
42 % mit < 2 km/Pixel
25 % mit < 1 km/Pixel
11 % mit < 0,7 km/Pixel
3,2 % mit < 0,4 km/Pixel
1,1 % mit < 0,2 km/Pixel
minimale Auflösung: 10 m/Pixel

Kallisto

100 % mit < 2 km/Pixel
41 % mit < 1 km/Pixel
14 % mit < 0,4 km/Pixel
6,5 % mit < 0,2 km/Pixel
minimale Auflösung: 10 m/Pixel

Ganymed

100 % mit < 0,4 km/Pixel
3 % mit < 0,024 km/Pixel
60 Ziele mit 3 m/Pixel
minimale Auflösung: 3 m/Pixel

Jupiter:

9 km/Pixel

Ringe:

7 km/Pixel

Io:

6 bis 20 km/Pixel

Die Sonde nähert sich niemals Io besonders nahe, sodass die Auflösung hier nur niedrig ist. Bei höchster Auflösung von 6 km/Pixel ist Io nur 600 Pixel groß, es sind also globale Aufnahmen. Jupiter ist dagegen schon in 6,4 Millionen km Entfernung formatfüllend. Hier ein Vergleich mit Kameras anderer Raumsonden. Bis auf die letzten drei Kameras passierten alle Sonden die Monde nur und hatten daher hochauflösende Kameras. Die Junocam soll aus naher Distanz den Jupiter formatfüllend abbilden und hat daher nur eine große Auflösung und ein weites Gesichtsfeld. Vergleichbar ist JANUS mit dem EIS-Instrument von Europa Clipper, das aber eine 50 % höhere Auflösung und einen Detektor mit dreifachen Pixelzahl (4K × 2K) hat. Europa Clipper wird Europa auf 100 m genau kartieren, das ist vergleichbar der Kartierung von Ganymed durch JUICE. Kallisto wird nur durch JUICE in größerem Maße erfasst werden. Dem innersten Mond Io nähert sich keine der beiden Sonden.

Instrument

Auflösung Mikrorad

Bildgröße (Grad)

Voyager ISS Narrow Angle

9,1

0,424 × 0,424

Galileo SSI

10,16

0,465 × 0,465

Cassini SSI Narrow Angle

6

0,35 × 0,35

New Horizons LORRI

5

0,29 × 0,29

Juno Junocam

632

4,64 × 58,0

Europa Clipper

10

2,30 × 1,20

JUICE JANUS

15

1,72 × 1,29

MAJIS

MAJIS das Moons and Jupiter Imaging Spectrometer ist ein abbildendes Spektrometer. Es arbeitet im sichtbaren und nahen bis mittleren Infrarot. Ein abbildendes Spektrometer kombiniert ein Spektrum mit einer Abbildung. Dazu wird das Licht, das durch einen Eingasschlitz fällt, durch Gitter in ein Spektrum zerlegt, das dann von einem Halbleiterdetektor erfasst wird. Der Eingangsschlitz beengt das Gesichtsfeld auf eine Dimension, das Gitter bildet von jedem Punkt auf der Linie dann ein Spektrum, dass über die Spalten des Detektors erfasst wird. So entsteht ein eindimensionales Bild des Spalts jeweils mit einem Spektrum. Bedingt durch die Bewegung der Raumsonde relativ zum Beobachtungsobjekt, erhält man aus vielen dieser Streifen einen Datenkubus, aus dem man z.B. für ein Bild die Farben Rot, Grün und Blau jeweils einer Wellenlänge zuordnen kann und so z.B. die Häufigkeit und Verteilung von Spurenelementen auf Ganymed farblich in einem Bild abbilden kann.

MAJIS setzt zwei Detektoren ein, da es einen sehr großen Spektralbereich abdecken muss. Beide Detektoren sind HGCDTE-IR CCD-Detektoren, aber unterschiedlich dotiert, optimiert für den jeweils genutzten Spektralbereich.

Bei MAJIS ist der Sprung in der Leistung gegenüber existierenden Instrumenten enorm. Das liegt daran, dass bisher das einzige Instrument mit dieser Technik für die Beobachtung der Monde NIMS an Bord von Galileo war. Damals steckte diese Technik noch in den Kinderschuhen, NIMS hatte nur wenige Pixel und brauchte vergleichsweise lange um ein Spektrum aufzunehmen. MAJIS hat die dreifache spektrale Auflösung von NIMS und die vierfache räumliche Auflösung. Kombiniert mit der höheren Datenrate (bedingt durch den Ausfall der Hauptantenne bei Galileo) rechnet man mit dem 5.000-fachen Datenvolumen. Derzeit befindet sich mit JIRAM ein ähnliches Instrument an Bord der US-Raumsonde Juno. Dieses hat in etwa die halbe räumliche Auflösung und auch die spektrale Auflösung (9 nm) und der erfasste Spektralbereich (2-5 Mikrometer) sind kleiner.

Das Instrument besteht aus einem Teleskop, den Detektoren und der Elektronikeinheit, die ein FPGA zur Verarbeitung einsetzt. Das Teleskop ist ein Three-mirror anastigmat, ein Teleskop bei dem ein ringförmiger Primärspiegel, der das Licht auf einen vorne liegenden Fangspiegel wirft, der es dann zum Hauptspiegel hinten wirft, der es dann in den Fokuspunkt mitten im Tubus wirft. Diese aufwendige und ungewöhnliche Konstruktion vereinigt die Vorteile eines weitestgehend komafreien Blickfeldes, das recht groß sein kann mit kompakten Abmessungen. Auf der irdischen Beobachtung selten eingesetzt findet man TMA auf Raumsonden sehr häufig, das James Webb Teleskop setzt z.B. diese Konstruktion ein. Ebenso RALPH an Bord von New Horizons und Lucy. Ein Strahlteiler teilt dann das Spektrum auf die beiden Detektoren, die jeweils ein eigenes Linsensystem vorgeschaltet haben.

Das Instrument erreicht bei Jupiter rund 100 km Auflösung (das klingt grob, ein Jupiterbild wäre dann aber 14.280 Pixel Hoch) bei den galileischen Monden, die nur im Vorbeiflug erkundet werden, wird eine Kartierung zwischen 1 km und 5 km pro Pixel erwartet. Io wird nur aus der Ferne beobachtet mit einer Auflösung von 60 bis 100 km pro Pixel. Im Orbit um Ganymed entspricht die Auflösung 62,5 m aus 500 km Entfernung und 25 m aus 200 km Entfernung.

Aufgrund der hohen Auflösung wird MAJIS auch zur Jupiterbeobachtung eingesetzt werden. Es ergänzt hier JIRAM. Im 5-Mikrometer-Fenster kann bis zu Tiefen von 7 bar gesehen werden. Untersucht wird die vertikale Verteilung von Ammoniak und Methan in Jupiters Atmosphäre. Der gegenüber JIRAM vergrößerte Wellenlängenbereich erlaubt auch Untersuchung des Stratosphärenbereichs von Jupiter mit Nebeln und Auroras. Bei den Satelliten wird neben der Oberflächenzusammensetzung auch die Exosphäre mit den Spurengasen Sauerstoff und Kohlendioxid untersucht.

MAJIS wird gemeinsam von Frankreich und Italien entwickelt. Federführend ist das AS Space Astrophysics Institute in Frankreich.

MAJIS

Gesichtsfeld:

3,44 Grad × 0,43 Bogenminuten (125 µRad)

Detektoren:

0,4 - 1,9 Mikrometer und 1,7 - 5,7 Mikrometer

Räumliche Auflösung:

125 µRad

Spektrale Auflösung:

2,3 - 6,6 nm

Optik:

80 mm Durchmesser, 240 mm Brennweite F/D = 3

Eingangsschlitz:

14,4 mm × 0,036 mm

Detektoren:

640 × 508 Pixel HgCdTe, 480 Pixel pro Spektrum, 400 Pixel in der Höhe genutzt.

UVS

UBS (UV Spectrometer) ist der NASA-Beitrag zur Mission. Der Grund ist relativ einfach. Die John Hopkins Universität hat schon seit zwei Jahrzehnten UV-Spektrometer für Raumfahrtmissionen gebaut so ALICE für die ESA-Mission Rosetta und die NASA-Mission New Horizons, LAMP für den Lunar Reconnaissance Orbiter und UVS für die Juno-Mission. Basierend auf den Erfahrungen insbesondere des Instruments für die Juno Mission wurde ein gemeinsames UV-Spektrometer für JUICE und Europa Clipper, das weitestgehend baugleich is,t designt. Das spart nicht nur Kosten, es ermöglicht es auch die Daten der Instrumente an zwei verschiedenen Sonden besser zu vergleichen.

Die UV-Strahlung stammt von der Sonne. Im UV absorbieren nur energiereiche Teilchen, meistens werden neutrale Teilchen im UV ionisiert und verlieren Elektronen oder fangen Elektronen ein und senden dann UV-Licht aus.

UVS untersucht daher in drei unterschiedlichen Messmethoden:

Beim UVS fällt das Licht zuerst durch eine Schlitzblende auf einen planaren Umlenkspiegel, der es auf den Primärspiegel lenkt. Der fokussiert es auf das Gitter, das das Licht in ein Spektrum aufbricht und dieses wird vom Detektor registriert. Dabei durchläuft es einen Z-förmigen Strahlengang der Störungen durch Streulicht minimiert. Genauer gesagt gibt es zwei Einlässe nämlich einen für das solare Licht und einen zweiten Einlass für das Licht von Europa. Das erlaubt es, ohne aufwendige Drehungen der Sonde für Scans oder stellare Scans auszukommen. Der Detektor ist ein Elektronenvervielfacher (MCP: Microchannel plate - Mikrokanalplatte) wie er auch in Nachtsichtgeräten verwendet wird.

Es gibt zwei Betriebsmodi. Im einen "Pixel List Modi" wird kein komplettes Spektrum erhalten, sondern die Elektronik merkt sie die Positionen der Pixel mit Signalen, ihre Höhe und Zeitindex. Dieser Modus hat eine hohe Zeitauflösung von 0,001 bis 0,25 s. Im zweiten Modus wird ein Bild durch die Bewegung des Eingangsschlitzes über das Beobachtungsgebiet erhalten. Ein solches Bild kann bis zu 1 MPixel groß sein, definierte Abmessungen sind 2K × 512 oder 512 × 2K.

Die Elektronik nutzt ein FPGA und einen Intel 8051 8 Bit Mikrocontroller, um es neu zu programmieren. Alleine die Abschirmung der Elektronik macht zwei Drittel des Gesamtgewichts aus. Der technisch veraltete Microcontroller (der 8051 erschien 1980) wird nur benötigt, um das Programm des FPGA zu laden. Dafür reicht er aus, und aufgrund seines Alters ist er strahlentoleranter als neuere höher integrierte Bausteine.

UVS

Eintrittsöffnungen

40 × 40 mm Airport (Hauptöffnung)
10 × 10 mm High Resolutionport
0,25 mm Solar Port

Spiegel:

40 × 65 mm, offaxis paraboloidal (OAP) primary mirror, 120 mm Brennweite

Gitter:

Al/MgF2 belegtes toroidales Holographiegitter mit 1600 Furchen/mm

Detektor:

4096 × 4096 MCP-Cäsiumiodid Photocathode, verwendet 790 Pixel (räumlich) × 1.487 Pixel (spektral)

Empfindlich für

UV-Strahlung zwischen 50 und 204 nm

Spektrale Auflösung

0,5 - 0,8 nm in der Mitte des Schlitzes, 1,5 nm am Ende

Räumliche Auflösung:

0,07 Grad in der Mitte, 0,29 Grad am Ende des Schlitzes

Gewicht:

19,4 kg, davon 11,1 kg Abschirmung

Stromverbrauch:

7,5 Watt

SWI

SWI - Submillimetre Wave Instrument - ist eines der Instrumente, die von Deutschland gestellt werden. SWI stammt vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung. Es arbeitet, wie der Name besagt, im Bereich der Submillimeterstrahlung, sehr kurzwelliger Radiostrahlung, die an den Infrarotbereich angrenzt. In diesem Bereich absorbieren zahlreiche Spurenbestandteile von atmosphärischen Gasen Strahlung, vor allem kann man in diesem Bereich einzelne Isotope wie Moleküle mit "normalem" und schwerem Wasserstoff unterscheiden. SWI arbeitet in zwei Frequenzbändern von 520 µm (530 GHz - 625 GHz) und 250 µm (1080 - 1275 GHz) und erstellt in diesem Bereich Spektren mit einer Auflösung von 107. Das ermöglicht es nicht nur Spuren von Wasser, Kohlenmonoxid, Phosphin, Ammoniak zu erkennen, sondern auch organische Moleküle wie Methanol, Formaldehyd oder Acetonitril nachzuweisen. Auch bestimmte Salze wie Kochsalz, Magnesit sind in der Oberfläche nachweisbar. Ebenso kann bei Wasser unterschieden werden, ob das Molekül ein Deuteriumatom oder ein schweres Sauerstoffisotop beinhaltet.

Das Spektrometer, das an die Mikrowellenantenne angeschlossen ist, basiert auf dem Vorgängerinstrument MIRO an Bord von Rosetta, verbraucht aber viel weniger Strom, hat eine größere Bandbreite und mehr Spektralkanäle:

Parameter

MIRO

SWI

Bandbreite

180 MHz

1000 GHz

Spektralkanäle

4096

10.000

Auflösung

45 kHz

100 KHz

Abmessungen

30 × 20 × 10 cm

15 × 12 × 4,4 cm

Gewicht:

2,5 kg

0,35 kg

Strombedarf

15 Watt

7 Watt

Kanäle:

190 und 562 GHz

530 - 620 GHz und 1.080 - 1.275 GHz

Vor allem arbeitet SWI in einem höheren Frequenzbereich als MIRO. Bisher wurde im Jupitersystem nur ein Mikrometer-Radiometer, das Instrument MWR an Bord von Juno eingesetzt. Das arbeitet zwischen 600 MHz und 23 GHz. Demgegenüber arbeitet SWI bei einer viel höheren Frequenz. Angeschlossen ist es an eine 29 cm durchmessende Parabolantenne. Der Sekundärspiegel hat einen Durchmesser von 6 cm. Die Antenne kann um 4,3 Grad quer zur Bewegungsrichtung und um 72 Grad längs der Bewegungsrichtung geschwenkt werden, um die Oberfläche von Ganymed abzutasten. Anders als MIRO ist es aber ein rein passives Instrument. MIRO konnte aktiv Mikrowellen aussenden um den Kometen Churymasov-Geramisenko zu "Durchleuchten".

GALA

Der GAnymede Laser Altimeter (GALA) ist ein Laserentfernungsmesser zur Bestimmung des Oberflächenprofils von Ganymed. Anders als die meisten anderen Experimente ist er erst im Erkundungsorbit um Ganymed aktiv. GALA bestimmt nicht nur das Profil, sondern auch, inwieweit sich Ganymed durch die Gezeitenwirkung verformt (erwartet werden ~ 7 m, das heißt ein Vielfaches der Genauigkeit der Entfernungsmessung von 10 cm) und inwieweit die Rotation durch die Schwerkraft anderer Monde variiert. Dafür ist eine genaue Kenntnis der Topografie nötig. GALA liefert diese Daten im Verbund mit der Kamera JANUS und dem RADAR Rime. Durch Vergleich von Messungen an Kreuzungspunkten zweier Überflüge kann man das Schwerefeld Ganymeds noch genauer charakterisieren und zugleich die Position der Raumsonde besser eingrenzen.

GALA besteht aus einem ND:YAG Laser, der im Infraroten bei 1064 nm Laserimpulse aussendet, einem Sender-Teleskop, das den Laserstrahl zur Oberfläche schickt und einem Empfängerteleskop, welches das reflektierte Echo misst. Der Laser sendet 40-mal pro Sekunde einen Impuls mit einer Energie von 25 mJ aus. Der Strahl hat am Boden einen Durchmesser von 20 m auf 200 km Entfernung bzw. 50 m aus 500 km Entfernung. Das Lasersignal wird zum Teil in das Empfängerteleskop zurückgeworfen und dort detektiert. Über die Laufzeit zwischen Aussenden und Ruflektion kann die Distanz zu der Oberfläche bestimmt werden.

Das Empfängerteleskop hat eine Öffnung von 25 cm bei einer Blende von 1. Hinter einem Engbandfilter, der nur Licht von 1064 nm Wellenlänge passieren lässt, misst eine Avalanche-Photodiode (APD) das empfangene Licht. Eine Avalanche-Photodiode ist eine Photodiode, die nicht nur hochempfindlich ist, sondern auch sehr schnell auf Lichtänderungen reagiert, die APD von GALA wird mit 100 MHz ausgelesen. Die Elektronik misst nicht nur die Laufzeit, sondern auch wie stark das zurückreflektierte Signal ist (das erlaubt Rückschlüsse über das Reflexionsverhalten abhängig von Albedo aber auch Neigung der Oberfläche relativ zur Raumsonde) und die Form Des Signalanstiegs und Abfalls (informiert über Unebenheiten und Distanzunterscheiden innerhalb des ausgeleuchteten Kreises).

Unter optimalen Umständen kann GALA eine zeitliche Auflösung von 1 ns, entsprechend 8 bis 15 cm Distanz erreichen. Da mit steigender Entfernung die Kreisgröße zunimmt und die Zahl der reflektierten Photonen ab, kann GALA nur nahe der Oberfläche eingesetzt werden. Geplant ist es, Tests mit GALA bei nahen Vorbeiflügen durchzuführen. Je nach Albedo sollte es ab 1.000 bis 1.300 km Distanz eingesetzt werden können.

GALA wurde unter der Leitung des DLR Instituts für Planetenforschung zusammen mit deutschen Industrieunternehmen und Beteiligung von Forschungsinstituten aus Spanien und Italien entwickelt. Es ist nach SWI der zweite Hauptbeitrag Deutschlands zu JUICE.

GALA

Wellenlänge des Lasers:

1064 nm

Energie pro Impuls

25 mJ

Frequenz:

30 Hz - 50 Hz

Blickfeld

100 Mikrorad

Mindestbetriebsdistanz

1.000 bis 1.300 km abhängig von der Reflektion

Ortsauflösung

<15 cm, unter optimalen Umständen 8 cm


3GM

3GM oder Gravity & Geophysics of Jupiter and Galilean Moons, ist kein beobachtendes Instrument. Das Experiment besteht vielmehr aus drei Zusatzbestandteilen in der Sonde. Dies sind der KaT (Ka-Band Transponder), der USO (Ultrastabiler Sonator) und das HAA (High Accuracy Accelerometer). Alle drei untersuchen das Schwerefeld in Ganymeds Orbit und damit wie homogen oder heterogen ist, was Schlüsse auf den inneren Aufbau zulässt. Direkt misst die Beschleunigung nur das HAA. Das HAA wird verwendet, um interne dynamische Störungen des Raumfahrzeugs zu kalibrieren, welche die Messungen beeinflussen könnten, wie beispielsweise das Schwappen von Treibstoff.

Der Kern von 3GM ist der Ka-Band Sender der zusammen mit dem USO ein Radiosignal mit einer sehr hohen Stabilität, das heißt, geringer Frequenzänderung aussenden kann. Damit kann die Entfernung der Sonde auf 20 cm genau und die Geschwindigkeit auf 3 cm genau bei einer Integrationszeit von 1000 s ermittelt werden. Für Vorbeiflüge an den Monden ist die Integrationsdauer zu lang, in dieser ändert sich die Geschwindigkeit sehr schnell, daher werden dann noch die X-Band Sender als zweite Referenz hinzugenommen. Zusammen mit Mikrowellenradiometern an den Empfangsstationen, die das Rauschen durch die Troposphäre messen, kann dann die gewünschte Entfernungsgenauigkeit von 20 cm dann in nur 10 s erreicht werden.

Während eine Raumsonde einen Mond passiert, wird sie beschleunigt bzw. nach der Passage abgebremst. Durch die unterschiedliche Dichte im Inneren aber auch Regionen mit dichterem Material ist dies unregelmäßig und so verändern sich sowohl Weg wie auch Geschwindigkeit nicht gleichmäßig und dies will man messen. Durch Simulation kann man dann berechnen, wie der Mond im Inneren aufgebaut ist.

Daneben liefert der USO ein stabiles Signal von definierter Stärke. Passiert die Sonde von der Erde aus gesehen Jupiter so verändert sich das Signal, es wird durch die Atmosphäre abgeschwächt. So kann die Struktur der Jupiteratmosphäre in einem Bereich der einem Druck von 10 Hpa bis 80.000 Hpa entspricht untersucht werden. Die Integrationszeiten des 3GM-Experiments sind zwischen 1 und 1.000 s wählbar. Da es nur eine Zusatzausrüstung des Sendesystems ist, wiegt 3GM nur 1,7 kg und hat einen zusätzlichen Strombedarf von 1,7 Watt, wenn es aktiv ist.

3GM ist ein weiteres Experiment, das von Italien gestellt wird.

PRIDE

Wie 3GM ist auch Pride (Planetary Radio Interferometer and Doppler Experiment) ein Experiment ohne eigentliches Instrument. Bei Pride wird das X-Band Sendesignal von JUICE über die Hochgewinn- und Mittelgewinnantennen von zehn Radioteleskopen auf der Erde empfangen (VLBI - Very long Baseline Interferometrie) und aus den leichten Unterschieden beim Empfang bedingt durch den unterschiedlichen Empfangsort die Position von JUICE auf 1 nRad, das sind 0,78 km in der mittleren Jupiterentfernung von 780 Millionen km bestimmt. Dies geschieht mit dem normalen Kommunikationslink, anders als bei 3GM ist dazu nicht das Senden eines eigenen Trägersignals nötig. So kann nicht nur der Ort von JUICE bestimmt werden, sondern in Kombination mit den Daten anderer Experimente auch die Bahnen der Monde und ihre Veränderung selbst über kleine Skalen bestimmt werden. Denkbar, aber noch nicht vorgesehen, ist das die Radioteleskope auch zusammengeschaltet werden und so eine größere Sammelfläche erreichen, was die Datenrate für die Messzeit auf mindestens 4 Gbit/Tag erhöhen würde. Dies wäre vor allem im endgültigen Orbit, der ja nicht lange beibehalten wird, sehr nützlich. Verantwortlich für Pride sind die Niederlande.

J-MAG

Das Magnetometer J-Mag sitzt zusammen mit den RPM-Sensoren an einem 44 kg schweren, 10,6 m langen Ausleger aus drei Teilen. Der Ausleger aus Kohlenfaserverbundwerkstoffen, Aluminium und Titan hat drei Gelenke und wird nach dem Start entfaltet. Er dient dazu, die Sensoren möglichst weit von der Elektronik der Sonde wegzubringen, welche ein elektrisches und damit auch magnetisches Feld generiert.

Jupiter hat im Sonnensystem nach der Sonne das stärkste Magnetfeld, das sich selbst zur Sonne hin Millionen Kilometer weit hinzieht und dessen Schweif Raumsonden noch in Saturnentfernung nachweisen konnten. Das Magnetfeld ist wiederum verantwortlich für den Plasmagürtel, der um ein Vielfaches stärker ist als der Van Allen Plasmagürtel der Erde, da das Magnetfeld geladene Teilchen des Sonnenwindes einfängt. Innerhalb des Magnetfeldes umkreisen die vier galileischen Monde den Planeten. Sie wechselwirken mit dem Magnetfeld und diese Wechselwirkung lässt Rückschlüsse auf ihre innere Struktur zu. Beim nächsten Mond Io gibt es sogar einen Plasmatorus zwischen Jupiter und Io aus Natrium-Ionen, die von Ios Oberfläche stammen. Daher hatten alle Raumsonden, die Jupiter bisher untersuchten, Magnetometer an Bord. J-Mag soll vor allem die Interaktion von Ganymed mit dem Magnetfeld messen.

Es besteht aus drei Sensoren. Zwei Sensoren am Ausleger erlauben es, durch die unterschiedliche Distanz von JUICE Sondenkörper die Störungen durch das eigene Magnetfeld der Sonde aus den Daten herauszuziehen. Beides sind Fluxgate Magnetometer. Der äußere Sensor (MAGOBS) besteht aus zwei Ringen aus der Legierung Permalloy, einer Eisen-Nickellegierung, die leicht in einer elektrischen Umgebung magnetisiert werden kann. Sie messen die Stärke des Magnetfeldes in zwei Achsen. Der MAGIBS Sensor, näher an der Sonde, hat zusätzlich noch eine Spule, die die beiden Ringe umgibt. Mit ihr ist die Stärke des Magnetfelds in der dritten Dimension ermittelbar.

Das dritte Magnetometer ist ein gekoppeltes Dark-State Magnetmeter MAGSCA. MAGSCA verwendet Rubidiumatome, die durch Laser in einem entkoppelten dunklen Zustand angeregt werden, um das skalare Magnetfeld zu messen.

Die Messfrequenz der Magnetometer beträgt 32 oder 128 Messungen pro Sekunde. Verantwortlich für J-Mag ist das Vereinigte Königreich.

Magnetometer

Messbereich

Genauigkeit

MAGOBS, MAGIBS

+/- 8 µTesla

1 picoTesla

MAGOBS, MAGIBS

+/- 50 µTesla

6 picoTesla

MAGSCA

0 - 50 µTesla

3 picoTesla

PEP

Die Strahlungsgürtel von Jupiter werden mit dem Particle Environment Package (PEP) erforscht, wie der Name schon sagt, sind dies mehrere Teilexperimente, die ungeladene und geladene Teilchen detektieren. Das Experiment besteht aus zwei Suiten, eine Suite für Teilchen hoher Energie (PEP-Hi) und eines für Teilchen niedriger Energie (PEP-Lo). Beide Suiten bestehen aus zusammen sechs Sensoren. Die Trennung ist nötig, weil die energiereichsten Teilchen 1 Milliarde mal mehr Energie als die energieärmsten Teilchen haben und so andere Detektionsmethoden eingesetzt werden müssen. PEP ist das zweite Experiment von JUICE, bei dem das Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung beteiligt ist. Zu PEP-LO gehören die Experimente JEI, NIM, JNA, und JDC. Zu PEP-Hi die beiden Experimente JOEE und JENI.

JDC (Jovian Dynamics and Composition) misst den 3D-Fluss von Plasma und bestimmte seine Zusammensetzung um die Magnetosphäre und die Interaktion der Magnetosphäre mit den galileischen Monden zu untersuchen.

JEI - Jovian Electrons & Ions misst die Energien von Elektronen und Ionen mit einer bisher unerreichten Energieauflösung. Dies soll die Aurorabildung und die Ionisation neutraler Gase um die Monde aufklären.

JOEE - Jovian Energetic Electrons misst die besonders energiereichen, primären Elektronen des Strahlungsgürtels und bestimmt ihre Einfaltsrichtung. Dadurch wird die Topografie des Magnetfeldes, die Beschleunigungsmechanismen und Magnetfeldgrenzen untersucht.

JENI - Jovian Energetic Neutals and Ions misst energiereiche Atome und Moleküle, die von den Monden herausgeschlagen werden sowohl neutrale wie auch ionisierte Teilchen. Es erstellt eine Verteilungskarte dieser Teilchen und bestimmt bei Ionen deren Energie.

JNA - Jovian Neutals Analysizer kartiert das Vorkommen neutraler Teilchen um die Monde und den Plasama-Torus um Io. Es ist das Gegenstück zu JENI für Teilchen geringer Energie.

NMI: Neutral Ion Mass Spectrometer wird die dünne Atmosphäre um Ganymed (Exosphäre) untersuchen und misst Häufigkeit, Masse und Energie der Teilchen. Mit einem Massenspektrometer kann man wesentlich genauer die Masse eines Teilchen bestimmen als bei den obigen Experimenten und damit welches Molekül oder Ion es ist.

Aufgrund der langjährigen Erfahrung mit Partikelexperimenten an Bord von europäischen und amerikanischen Sonden ist Schweden federführend beim PEP Experiment. Sie stellen den JDC und JNA-Sensor. Deutschland stellt den JEI Sensor, die NASA die Sensoren JoEE und JENI und die Schweiz das NIM.

Instrument

Beschreibung

Messbereiche

JoEE - Jovian Energetic Electrons

Ultraleichter Sensor für energetische Elektronen auf der Grundlage des Galileo-Detektors für energetische Teilchen.

 Liefert momentane Neigungswinkelverteilungen und Spektren

Energetische Elektronen mit einer Energie von 25 keV - 1 MeV, ∆E/E≤20%

Gesichtsfeld :12˚x180˚, 12˚x22˚

räumliche Auflösung

NIM - Neutral gas and

Ion Mass spectrometer

Kompakte Konstruktion basierend auf TOF und Reflektron.

Bestimmt erstmalig exosphärisches, neutrales Gas und thermisches Plasma.

Massenspektroskopie an Jupiters Monden.

Thermische neutrale Teilchen und Ionen (<5 eV)

Massenbereich: 1-1000 Atommasseneinheiten

M/∆M=1100, Empfindlichkeit: 2 cm-3, (~10-16 mbar)

JNA - Jovian Neutrals

Analyzer:

ENA-Kamera (Energetic neutral atom) basierend auf dem erfolgreichen Instrument der Chandrayaan-1-Mission.

Abbildung des Plasmatorus von Io, rückgestreuten und gesputterten Oberflächenprodukten.

ENA mit niedriger Energie im Bereich von 10 eV - 3 keV (H)

7˚x 10˚ Winkelauflösung

JENI - Jovian Energetic Neutrals and Ions

Kombinierte energetische Ionen- und ENA-Kamera auf der Grundlage von Instrumenten an Bord von

Cassini, IMAGE und Juno. Globale Abbildung der

Magnetosphäre und neutralen

Gas-Tori.

ENA und Ionenmit einer Energie von ~0.5 - 300 keV (ENA), 5 MeV (ions).

∆E/E=14%, 90˚x120˚, 2˚ Winkelauflösung (>10 keV H)

JDC - Jovian plasma Dynamics and Composition:

Entwurf mit Reflektron und reflektierender Oberfläche.

#Misst die momentane 3D-Verteilung positiver und negativer Ionen, Einschränkung der Ladungszustände,

Kann Elektronen bestimmen.

Plasma Ionen und Elektronen zwischen 1 eV - 41 keV,

∆E/E=12% M/∆M=30

Halbkugelförmiges Gesichtsfeld mit 5.5˚x19.5˚ Winkelauflösung

JEI - Jovian Electrons and Ions:

Unmittelbare 3D-Verteilungen des Plasmas, Kann Elektronen, und Ionen bestimmen.

Plasma Elektronen und Ionen zwischen ~1 eV - 50 keV,

∆E/E=4.9% halbkugelförmiges Gesichtsfeld mit 20˚x10˚ Winkelauflösung

RPWI

Das dritte Experiment, das Jupiters Strahlen- und Plasmaumgebung untersucht ist, RWPI - (Radio & Plasma Wave Investigation). Schweden stellt dieses Experiment. RWPI besteht wie PEP aus drei Teilinstrumenten:

Vier Langmuir-Sonden (Langmuir Probes (LP-PWI) messen das elektrische Feld von Jupiter. Eine Langmuir Sonde besteht aus einem durch eine Keramik isolierten Draht, von dem nur die Spitze nicht isoliert ist. Wird er unter eine Wechselspannung gesetzt. Der durch das elektrische Feld des Plasmas entstehende Messwiderstand wird gemessen. Indem die Frequenz der Sägezahnspannung variiert wird, wird die charakteristische Kennlinie des Plasmas bestimmt und aus dieser können dann Elektronendichte, Elektronentemperatur, Floating- und Plasmapotential ermittelt werden. Die LP-PWI arbeiten mit einer Wechselspannung von bis zu 1,6 MHz.

Ein weiteres Magnetometer, das auf der Basis von Induktion einer Spannung in einer Spule um einen magnetisierten Kern, kann die schnellen Änderungen des Magnetfeldes durch elektromagnetische Wellen bis zu 20 Khz messen, ist dafür nicht so empfindlich, wie die Magnetometer von J-MAG, die wiederum auf maximal 128 Messungen pro Sekunde beschränkt sind.

Zuletzt erzeugt ein Plasma Radiowellen. Auf der Erde waren diese "Plasmawellen" unerwünscht, solange der Rundfunk relativ lange Wellenlängen genutzte, weil sie diesen massiv störten. Sie können wie alle Radiowellen mit einer einfachen Peitschen- oder Stabantenne aufgefangen werden. JUICE setzt drei Dipolantennen (RWI) mit Empfängern ein, die Radiowellen zwischen 80 kHz und 45 MHz überwachen und die Stärke zwischen 80 kHz und 3 MHz genau bestimmen.

Wie bei PEP hat auch bei RPWI Schweden die Leitung des Teams übernommen.

RPWI

Messbereich

Messunsicherheit

Vektor des elektrischen Feldes:

DC - 1,6 MHz

< 0,1 mV/m, 1 µV/m/√Hz

Vektor des elektrischen Feldes:

80 kHz - 3 MHz

10 nV/m/√Hz @10 MHz

Magnetischer Feldvektor:

0,1 Hz - 20 Khz

20 fT/√Hz (@>500 Hz)

Elektronendichte:

10-4 bis 105 / ccm³

10 %

Dichtefluktuationen:

DC - 10 k_Hz

10 %

Geschwindigkeit:

< 1.000 km/s

10 %

Ionendichte:

1 bis 105 / ccm³

20 %

Elektronentemperatur:

0,01 - 100 eV < 1 Hz

< 20 %

Ionendriftgeschwindigkeit:

0 bis 200 km/s


Ionentemperatur:

0,02 - 20 eV


RIME

Das Radar for Icy Moons Exploration (RIME) ist kein abbildendes RADAR, wie man es vom SAR kennt. Es verwendet eine lange Stabantenne, keine Phased Array Antenne und hat auch keine fokussierende Empfangsantenne und sendet bei einer niedrigen Frequenz von 9 MHz. Solche Wellen dringen dafür sehr tief in den Untergrund. Diese Technik wurde schon genutzt, um beim Mars Eisschichten unter der Oberfläche zu vermessen oder unterirdische Wasservorkommen in Mondkratern an den Polen aufzuspüren. Die Mars Raumsonden Mars Express und Mars Reconnaisance Orbiter hatten beide ein solches Radargerät an Bord das wie RIME von Italien stammte. Bei den galileischen Monden wird RIME mindestens 8 km tief schauen können, je nach Zusammensetzung können es auch 20 km sein. Die Höhenauflösung liegt bei minimal 30 m bei Eis. Unter ungünstigen Umständen steigt sie auf 140 m an. Messpunkte sind etwa 50 km voneinander entfernt. Das Radar erkennt Phasenübergänge wie z. B. von einer Eiskruste in einen unterirdischen Ozean oder zwischen festem, spröden Eis und verformbarem Eis.

Die leichtgewichtige Antenne wiegt nur 7 kg und ist beim Start in sechs Ringen aufgerollt. Entfaltet ist es eine 16,6 m lange Dipolantenne zur Gewichtseinsparung vor allem aus kohlefaserverstärktem Kunststoff gefertigt. Die Länge ist notwendig, weil bei 9 MHz die Wellenlänge 33,3 m beträgt und die Antenne mindestens eine halbe Wellenlänge lang sein muss. Dazu kommen noch die Sender und Empfänger die 11,61 kg wiegen. Das Experiment benötigt 30,1 Watt an elektrischer Leistung. Ein Impuls mit 10 Watt Leistung kann zwischen 50 und 250 Mikrosekunden dauern, die Bandbreite des Empfängers ist zwischen 1 und 2,8 MHz wählbar.

RIME wird als erstes Experiment bei Jupiter erstmals unter die sichtbare Oberfläche von Europa, Kallisto und Ganymed schauen können. Wie schon ein Vorgängerexperiment an Bord von Mars Express und dem MRO stammt das Radar von der italienischen Raumfahrtagentur ASI.

RIME

Masse:

18,61 kg, davon 7 kg Antenne

Strombedarf:

30,1 Watt

Sendeleistung:

10 Watt

Messfrequenz:

9 MHz, Bandbreite 1 und 2,8 MHz

Impulsdauer:

50 bis 250 µs

Eindringtiefe:

> 9 km

Höhenauflösung:

30 - 140 m

Räumliche Auflösung:

50 km

Dynamischer Bereich:

85 dB

Eistiefenbestimmung:

< 20 km, Messunsicherheit 1 km

Links / Quellen

https://sci.esa.int/documents/33960/35865/1567260128466-JUICE_Red_Book_i1.0.pdf

https://www.lpi.usra.edu/opag/meetings/feb2018/presentations/Vallat.pdf

https://www.lpi.usra.edu/opag/meetings/feb2015/presentations/11_JUICE%20overview_OPAG_Jan%202015.pdf

https://sci.esa.int/web/juice/-/-7-all-panels-delivered-for-juice-s-solar-wings

https://sci.esa.int/web/juice/-/-5-juice-begins-to-take-shape

https://www.aeroespacial.sener/en/products/juice-medium-gain-antenna-subsistem

https://arc.aiaa.org/doi/pdf/10.2514/6.2018-2493

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018cosp...42E3193S/abstract

https://indico.esa.int/event/340/contributions/5837/contribution.pdf

https://indico.esa.int/event/322/sessions/1100/attachments/3682/5023/D3S_Patryk_Socha.pdf

https://indico.esa.int/event/225/contributions/3688/attachments/3360/4398/OBDP2019-S01-06-ESA_Torelli_Common_DPU_and_Basic_SW_for_JUICE_Instruments.pdf

https://indico.esa.int/event/146/contributions/842/attachments/942/1130/03_-_OBC_Mass_Memory_....pdf

https://meetingorganizer.copernicus.org/EPSC2021/EPSC2021-358.html?pdf

https://elib.dlr.de/90175/1/2094.pdf

https://www.hou.usra.edu/meetings/lpsc2016/pdf/1626.pdf

http://www2.mps.mpg.de/data/outgoing/rengel/mps/aogs2019_cts.pdf

https://meetingorganizer.copernicus.org/EPSC2018/EPSC2018-1066.pdf

https://esmats.eu/esmatspapers/pastpapers/pdfs/2019/arce.pdf

https://nssdc.gsfc.nasa.gov/nmc/experiment/display.action?id=JUICE++++-07

https://www.dlr.de/pf/desktopdefault.aspx/tabid-10617/18438_read-43017/

https://meetingorganizer.copernicus.org/EPSC2013/EPSC2013-548-1.pdf

https://www.hou.usra.edu/meetings/lpsc2014/pdf/2493.pdf

https://www.researchgate.net/publication/260725468_Planetary_Radio_Interferometry_and_Doppler_Experiment_PRIDE_for_the_JUICE_mission/download

https://www.researchgate.net/publication/271761061_Particle_Environment_Package_PEP/link/54d0ba830cf20323c219111a/download

https://meetingorganizer.copernicus.org/EPSC2017/EPSC2017-492.pdf

https://www.spacetech-i.com/products/mechanisms/juice-rime-antenna

https://juice.cnes.fr/en/rpwi-radio-plasma-waves-investigation

https://meetingorganizer.copernicus.org/EPSC2017/EPSC2017-373-4.pdf

https://www.nasa.gov/topics/solarsystem/features/juice20130221.html

https://sci.esa.int/documents/34923/36148/1567260232629-CLEOP_Orbiter_CDF_study_report.pdf

https://www.spiedigitallibrary.org/proceedings/Download?urlId=10.1117%2F12.2599357

https://www.researchgate.net/profile/L-Lara/publication/278803023_JANUS_The_Visible_Camera_Onboard_the_ESA_JUICE_Mission_to_the_Jovian_System/links/55894e1e08ae273b2875c8ec/JANUS-The-Visible-Camera-Onboard-the-ESA-JUICE-Mission-to-the-Jovian-System.pdf?origin=publication_detail

Artikel erstellt am 15.12.2021. Artikel zuletzt geändert am 11.12.2021


© des Textes: Bernd Leitenberger. Jede Veröffentlichung dieses Textes im Ganzen oder in Auszügen darf nur mit Zustimmung des Urhebers erfolgen.

Bücher vom Autor über Raumsonden

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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