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Lucy

LucyLucy ist die erste Mission der NASA zu Asteroiden, die jenseits des Hauptgürtels liegen. Bisher gab es schon einige Besuche von Asteroiden von NASA-Sonden. Die meisten Raumsonden besuchten die erdnahen Asteroiden. Diese sind leicht erreichbar, aber vergleichsweise kleine Körper, so die Umkreisung von (433) Eros durch NEAR oder das Probensammeln bei (101955) Bennu durch Osiris-Rex. Benannt wurde die Sonde nach dem Hominiden Lucy, einem weiblichen Skelett das am 24.11.1974 entdeckt wurde. Lucy gilt als ein bedeutender Fund, da ihr Becken Anzeichen eines aufrechten Ganges zeigt und sie so ein wichtiger Schritt in der Evolution des Menschen darstellt. Den Spitznamen "Lucy", für das Fossil - die Art, zu der es gehört, heißt eigentlich "Australopithecus afarensis" - erhielt sie vom Entdecker Donald Johannsen, der als man den Erfolg abends feierte immer wieder eine Kassette mit Beatles Songs, darunter "Lucy in the Sky with Diamonds" spielte.

Noch eine Bemerkung: ich verwende in diesem Artikel beide gängigen Bezeichnungen "Asteroiden" und "Planetoiden". "Asteroiden" ist die gängige Bezeichnung für alle Körper, welche die Sonne umkreisen und kleiner als ein Zwergplanet sind. Die Bezeichnung ist aber alt und die wörtliche Übersetzung "sternähnlich" gibt deren Natur nicht wieder. Sie ist vielmehr darauf zurückzuführen, dass die Körper so klein sind, das man bis vor wenigen Jahrzehnten sie nicht in einem Teleskop auflösen konnte und sie so anders als Planeten nur ein Punkt waren wie ein Stern. "Planetoiden", also "planetenähnlich" trifft die Sache schon eher. Im Prinzip sind Planetoiden Körper, die von der Planetenentstehung übrig blieben und die aus verschiedensten Gründen nicht in einem der Planeten aufgingen. Die offizielle und aussagekräftigere Bezeichnung "small solar system body" ist im Deutschen nicht gängig, die deutsche Bezeichnung "Kleinplaneten" ist eine starke Verkürzung des offiziellen Begriffs.

Die Ziele von Lucy

Die meisten und auch die größten Asteroiden gibt es im Hauptgürtel. Auch sie wurden schon untersucht. So gab es schon in den frühen Neunzigern die Vorbeiflüge von Galileo an Ida und Gaspra. Dann umrundete die Raumsonde Dawn Ceres, den größten Asteroiden überhaupt und Vesta, den drittgrößten. Von den Körpern jenseits des Hauptgürtels weiß man weniger. Jenseits von Neptun gibt es die Kuipergürtel-Objekte ((KBO), eines davon hat New Horizons in seiner erweiterten Mission passiert. Ansonsten gibt es im Sonnensystem nur vereinzelte Asteroiden zwischen den Planeten, weil diese die Bahnen der Planeten kreuzen und so über geologische Zeiträume kollidieren oder bei den Riesenplaneten auch eingefangen werden - durch bessere Teleskope hat man in den letzten Jahrzehnten viele neue Monde von Jupiter, Uranus und Neptun entdeckt die auf meist exzentrischen Bahnen in großer Entfernung die Planeten umkreisen. Die erdnahen Asteroiden wurden von NEAR, den beiden japanischen Raumsonden Hayabusa 1 und 2 und der US-Sonde OSIRIS-Rex besucht. Die letzten drei entnahmen auch Bodenproben und führten diese zur Erde zurück.

Eine Ausnahme des Systems sind die sogenannten Trojaner. Ein kleiner Körper wie ein Asteroid hat in einem System aus zwei viel größeren Körpern (Sonne und Jupiter bzw. Sonne und ein anderer Planet) keine stabile Umlaufbahn, wenn er die Bahn des Planeten kreuzt. Es gibt nur fünf Zonen in denen seine Umlaufbahn über geologische Zeiträume stabil bleibt, die nach dem Mathematiker Lagrangepunkte, auch Librationspunkte genannt werden. Drei der Punkte liegen auf der Umlaufbahn des Planeten - 60 Grad vor ihm, 60 Grad hinter ihm und 180 Grad, also gegenüber. Die anderen beiden auf der Verbindungslinie Sonne-Planet entweder zwischen Sonne und Planet oder hinter dem Planet. Für Forschungsmissionen werden diese Punkte im System Erde-Sonne genutzt. Raumsonden, welche die Sonne dauernd beobachten werden vor der Erde in 1,5 Millionen km Distanz platziert. Ein Beispiel sind die Raumsonden SOHO und DSCOVR. Raumsonden, die das Universum erforschen sollen 1,5 Millionen km hinter die Erde, da man dort noch im Halbschatten der Erde ist, was vor allem für Infrarotbeobachtungen bei denen man die gesamte Optik kühlen muss von Vorteil ist. Ein Beispiel sind die Astronomiemissionen Herschel und Planck.

LucyDoch auch diese fünf Punkte sind nicht gleich stabil. Am stabilsten sind die beiden Zonen 60 Grad vor (L4) und hinter dem Planeten (L5). Jupiter als massereichster Planet, zudem von allen Gasplaneten am sonnennächsten, hat zahlreiche Asteroiden nicht nur geschluckt oder eingefangen, sondern auch die Bahnen von anderen Kleinplaneten so umgelenkt das sie in diesen stabilen Zonen verblieben.

Bei Jupiter wurden sehr viele Asteroiden in den beiden Lagrangepunkten entdeckt. Bis zum 24. Januar 2017 waren bei Jupiter im Punkt L4 insgesamt 4.188 und im L5-Punkt 2.268 Trojaner bekannt. Der größte Planetoid beider Gruppen ist Hektor mit Abmessungen von 370 × 195 km. 18 Körper haben einen Durchmesser von über 100 km. Man nannte die Asteroiden "Trojaner" nach den ersten aufgefundenen Körpern, die den Namen Achilles (588), Patrokulus (617) und Hektor (624) erhielten und innerhalb eines Jahres von 1906/7 entdeckt wurden. Die "Achämeniden" wie Achilles befinden sich alle im Librationspunkt L4, also 60 Grad vor Jupiter (in dessen Rotationsrichtung) und erhielten so alle Namen der Griechen aus der Ilias die Troja belagerten also Achilles, Patrokulus, Agamemnon, Odysseus etc. Die zweite Gruppe im L5 Punkt wurde dagegen nach den Trojanern benannt, also den Verteidigern der Stadt Troja wie Hektor, Priamos, Anaes - interessanterweise nur Männer, die Frauen aus der Sage, wie Helena, Cassandra oder Penelope werden nicht zur Namensgebung herangezogen. Bei über 6.000 bekannten Trojanern reichen die Namen aus der Sage aber auch inzwischen nicht mehr aus.

Aufgrund der Entfernung erwartet man, dass diese Asteroiden sich in der Zusammensetzung von den Hauptkörperobjekten unterscheiden. In dieser Entfernung ist es so kalt, das Eis auch über geologische Zeiträume nicht durch die Sonnenstrahlung sublimiert. Man erwartet, dass die Körper vor allem aus Eis bestehen, so wie bei vielen Saturnmonden oder dem größten Jupitermond Kallisto (von den anderen, kleineren, eingefangenen Jupitermonden gibt es leider keine Nahuntersuchungen, um ihre Zusammensetzung eindeutig zu klären). Gestein könnte zugemischt sein oder sich in einem Kern abscheiden.

Lucy ist nun die erste Raumsonde, die beide Populationen, die Achämeniden und Trojaner besucht. Ziele sind:

Dazu kommt noch ein Vorbeiflug an dem Hauptkörperasteroiden: (52246) DonaldJohansen am 20-sten April 2025. Dieser ist nach dem Entdecker der Hominiden Lucy benannt, wodurch sich wieder eine Anknüpfung an die Namensgebung der Mission ergibt. DonaldJohansen ist aber ein eher kleiner Asteroid von nur etwa 4 km Durchmesser. Er wurde erst nach der Genehmigung der Mission benannt, eben weil er auf dem Flugpfad liegt. Entdeckt wurde (52246) DonaldJohansen schon 1981, doch benannt erst am 20.12.2015.

Die Vorbeiflüge in den Jahren 2027/2028 finden an den Achämeniden im Librationspunkt L4 statt, der Vorbeiflug 2033 bei den Trojanern im Librationspunkt L5. Im oberen Diagramm hat die NASA den Flugpfad in einer ungewöhnlichen Persepektive eingezeichnet, nämlich nicht von der Sonne ausgesehen, sondern von Jupiter aus.

Das Design der Bahn orientierte sich daran, das als primäre Ziele die Asteroiden Eurybates und Orus festgelegt wurden. Beide Asteroiden gehören nach Beobachten zu verschiedenen Klassen. Orus ist ein rötlich gefärbter D-Typ Asteroid, Eurybates ein spektral neutraler C-Typ. Danach ging es an die Suche nach weiteren Zielen, die im Flugpfad lagen oder mit einem weiteren Erdvorbeiflug erreichbar waren. Das Paar Patroclus-Menoetius erschien erreichbar, wenn es nahe der Ekliptik ist. Mit diesen vier Missionen wurde die Mission bei der NASA beantragt, sie stellen also gewissermaßen die "Pflicht" dar. Weitere Suchen nach erreichbaren Trojanern nach der Genehmigung in der A-Phase führten dazu, dass man in der L4 Region noch Leucus, ein weiterer D-Typ und Polymele ein P-Typ hinzunahm. Da nun die Bahn endgültig feststand, wurde noch gesucht, welche Asteroiden des Hauptgürtels erreichbar waren. Ein Objekt,(52242) ein Mitglied der Epigonie-Familie die durch 280 Millionen Jahren durch eine Kollision entstand, erschien mit vertretbarem Zusatzaufwand erreichbar. Das Objekt wurde dann von den Forschern nach dem Entdecker von Lucy Donald Johansen getauft. Der Vorbeiflug an DonaldJohansen ist primär ein Instrumententest, auch wenn man wissenschaftliche Daten gewinnen wird. Er ist allerdings fast fünfmal kleiner als Polymele, das kleinste der primären Ziele und über 30-mal kleiner als Patrokulus, sodass sowohl Datenmenge wie auch Qualität entsprechend kleiner ausfallen. Die Vorbeiflugdistanz an den Trojanern beträgt in der Regel 1.000 km. Bei dieser Distanz werden die wissenschaftlichen Ziele erreicht, es ist aber auch genügend Abstand, um die beim Start noch vorhandenen Unsicherheiten in der Position zu berücksichtigen. Mit fortschreitender Kenntnis dieser Positionen, auch durch Beobachtungen mit Lucy selbst kann man die Distanz noch anpassen.

Damit beide Populationen und so viele Ziele besucht werden können gibt es zwei Erdvorbeiflüge. Den ersten genau ein Jahr nach dem Start am 16.10.2022, den zweiten am 13.12.2022. Sie addieren Geschwindigkeit und passen die Bahnneigung leicht an. Ohne sie wären die Asteroiden nicht erreichbar.

Daten der Asteroiden

Hier eine kleine Tabelle der wichtigsten Daten der Ziele:

Name

Vorbeiflug

Distanz

Durchmesser (geschätzt)

Halbachse

Exzentrizität

DonaldJohansen

20.4.2025

922 km

3,895 km

2,3736 AE

0,1874

Eurybates

12.8.2027

1.000 km

72,14 km

5,1896 AE

0,0889

Polymele

15.9.2027

417 km

21,07 km

5,164 AE

0,0944

Leucus

18.4.2028

1.000 km

42,16 km

5,279 AE

0,0646

Orus

11.11.2028

1.000 km

50,81 km

5,128 AE

0,0356

Patrokulus

3.3.2033

1.000 km

122 / 103 km

5,218 AE

0,1383

Die Vorbeiflugdaten entsprechen den Planungen vor dem Start, sie können sich noch ändern, vor allem die minimalen Distanzen. Eurybates hat einen kleinen Mond Queta, der ihn in 2.310 km Distanz in 82 Tagen einmal umrundet und nur etwa 1 km groß ist. Patrokulus wurde lange als ein Asteroid betrachtet ist nach neueren Erkenntnissen aber ein Doppelsystem Patrokulus und Menocetis umkreisen einander in einem Abstand von 680 km. Zählt man sie als zwei Asteroiden und rechnet noch Queta hinzu, so wird Lucy mit acht besuchten Asteroiden die Sonde sein, welche die meisten Asteroiden besucht. Die angegebenen Durchmesser sind Schätzungen aufgrund der Helligkeit. Die wahre Größe wird erst bei dem Vorbeiflug bekannt sein, so werden für Eurybates auch 64 km genannt, für Leucus 34 km.

Lucy vor dem StartDie Raumsonde

Lucy ist eine Raumsonde des Discovery Programms. Am 1.5.2014 gab die NASA eine Verlautbarung für die Bewerbung für die beiden nächsten Missionen 13 und 14 bekannt, da sie ein größeres Budget für Raumfahrtmissionen erhalten hatte. Die NASA erhielt 28 Vorschläge die 16 Körper des Sonnensystems besuchen sollten. Davon kamen fünf in die Endrunde. Neben den beiden genehmigten Lucy und Psyche auch die später selektierten Missionen DAVINCI und VERITAS die als Ziel die Venus hatten sowie die Mission NEOCAM die nach potenziell gefährlichen Asteroiden suchen soll welche auf der Erde einschlagen können.

Lucy hat ein Gesamtbudget von 981 Millionen Dollar, welches auch die Missionsdurchführung und Datenarchivierung umfasst. Davon entfallen 559.5 Millionen Dollar uf die Entwicklung und Bau der Raumsonde, 149,4 Millionen Dollar auf den Start mit einer Atlas V (401-Version) und 280,2 Millionen Dollar für den betrieb über 12 Jahre. Das Discoveryprogramm hatte bei Genehmigung einen Cost-Cap von 450 Millionen Dollar, der allerdings nur für die Raumsonde gilt, zudem gibt es vor der Genehmigung schon Mittel für die Kandidaten, um die Vorschläge auszuarbeiten.

Fast die Hälfte der Masse von Lucy ist Treibstoff. Sie wiegt beim Start 1.550 kg, wovon 821 kg auf die Trockenmasse entfallen. Den Treibstoff benötigt Lucy für fünf Deep Space Manöver (DSM) von denen vier DSM sehr viel Treibstoff verbrauchen. Zwei DSM sind nötig um die primäre Bahn zu erreichen, die eine Umlaufszeit von 6 Jahren hat und 4 bis 5 Grad zur Ekliptik geneigt ist. Die anderen werden benötigt, um diese Bahn jeweils so zu verändern, damit die Ziele überhaupt erreicht werden, ansonsten wären acht Asteroiden in nur 12 Jahren nicht möglich. Der Hauptantrieb ist ein Leros 1C Triebwerk, das Mischungen verschiedener Hydrazine (Hydrazin, Monomethylhydrazin, Dimethlyhydrazin) mit Stickstofftetroxid verbrennt. Es hat einen nominellen Schub von 458 Newton und einen spezifischen Impuls von 3.178 m/s.

Der Betrieb von Lucy in einer Entfernung von Jupiter - genau genommen sogar noch etwas weiter als Jupiter von der Sonne entfernt, stellt Herausforderungen. Für die Stromversorgung wurden sehr lange Zeit Radioisotopen-Thermogeneratoren eingesetzt. Diese auf dem radioaktiven Zerfall des Isotops Plutonium Pu-238 basierenden Stromquellen sind jedoch sehr teuer und ihr Start führt in Zeiten, in denen die Stimmung gegen Atomkraft ist, regelmäßig zu Protesten. Für Raumsonden, die bis zu der Entfernung von Jupiter betrieben, werden setzt man daher seit 2010 auf Solargeneratoren. Sie sind bezogen auf die gelieferte elektrische Leistung viel schwerer als RTG und liefern keine nutzbare Abwärme, die man für das Heizen nutzen kann, aber sie sind erheblich preiswerter.

LUCY setzt auf die leichtgewichtigen Flex-Arrays von ATK (heute Gruman). Bei diesen gibt es keine starre Trägerstruktur für die Solarzellen, sondern eine leichtgewichtige Folie. Sie können sehr platzsparend verstaut werden, sind aber nur in Kreisform verfügbar und das Entfalten des Panels ist deutlich aufwendiger. Schon vorher wurden diese Flexarrays, allerdings mit kleinerem Durchmesser bei den Marsmissionen Phoenix und Insight eingesetzt. Der Cygnus Raumtransporter setzt sie ebenfalls ein. Jedes Array hat einen Durchmesser von 7,3 m ist zusammengepackt aber nur 10 cm dick. Beide Arrays, jedes wiegt 77 kg,zwei Flügel liefern zusammen in maximaler Entfernung (853 Millionen km von der Sonne) noch 504 Watt, in Erdnähe sind es dagegen 18 kW. Die starren Paneele, welche die Jupitersonde Juno einsetzte, wogen dagegen bei gleicher Leistung nicht 154 sondern 340 kg. Jedes der Paneele hat über 4.000 Solarzellen. Belegt sind 51 m² Fläche. Mit den beiden Solarpaneelen hat Lucy eine Spannweite von 15,8 m, sie machen auch die Höhe von 7,2 m. In der Tiefe sind es dagegen nur 2,78 m.

Die Hauptantenne hat einen Durchmesser von 2 m.

Lucy

Startgewicht:

1.550 kg

Trockengewicht:

821 kg

Abmessungen beim Start

2,78 × 3,9 × 2,78 m

Abmessungen Solarzellen entfaltet

15,8 × 7,2 m × 2,78 m

Stromversorgung in Erdentfernung

18 kW

Stromversorgung im Sonnenfernsten Punkt:

504 Watt

Die geplante Mission

Der Start mit der Atlas V bringt Lucy auf eine Bahn mit einer Umlaufszeit von etwa einem Jahr und einer Energie im Unendlichen c3 von 26,6 km²/s². (Bei einer Fluchtgeschwindigkeit von 11 km/s entspricht dies einer Geschwindigkeit von 12,15 km/s). Im Zeitraum einen Monat nach dem Start bis Anfang April 2022 steht das erste DSM an, das die Geschwindigkeit um 14 m/s ändert. Es sorgt dafür das die Umlaufszeit genau 1 Jahr beträgt.

Da die Umlaufperiode nun genau so lange ist, wie die der Erde, passiert Lucy genau ein Jahr nach dem Start die Erde erneut (Erd-Gravitations-Assistenz EGA-1) in 300 km Höhe. Die Erde erhöht die Umlaufdauer auf 2,09 Jahre und erhöht die Bahnneigung von 0,16 auf 0,39 Grad.

Im sonnenfernsten Punkt der neuen Bahn, 14 Monate später (nominell am 2.2.2024) finde das DSM-2 statt, das größte während der Mission bei der die Geschwindigkeit um 898 m/s geändert wird. Das verändert die Bahnebene und Form und bringt Lucy auf einen Rendezvouskurs mit DonaldJohannsen. Es verkürzt die Umlaufzeit auf 1,93 Jahre und erhöht die Bahnneigung auf 0,45 Grad. Es verschiebt auch den Punkt, wo die Erdbahnebene gekreuzt wird.

Der zweite Erdvorbeiflug, nominell am 13.12.2024, bringt Lucy auf die Bahn, mit der sie die erste Gruppe von Asteroiden erreichen kann. Die Umlaufdauer steigt auf 6,14 Jahre, die Bahnneigung auf 4,45 Grad. Das zweite DSM - mit 311 m/s schon deutlich kleiner am 3. April 2027 passt die Bahn leicht an, die Umlaufszeit sinkt auf 6,01 Jahre und die Bahnneigung steigt auf 4,98 Jahre. Lucy ist nun auf Kurs zu Eurybates und danach zu Polymele.

Das dritte DSM - mit 122 m/s nun nochmals kleiner - bringt am 29.9.2027 nach dem Vorbeiflug an Polymele die Raumsonde auf den Kurs zu Leucus. Ein viertes DSM am 23. Juli 2028 - mit 347 m/s das zweitgrößte - ändert die Bahn so ab, das Orus erreicht wird. Es senkt vor allem die Bahnneigung von 4,98 auf 1,86 Grad wieder ab. Damit hat Lucy die erste Gruppe von Asteroiden, die Achämeniden, besucht. Die zweite Population die Trojaner im L5 Punkt, befindet sich 120 Grad von dieser entfernt und wäre so für Lucy nicht erreichbar. Daher gibt es am 26.12.2030 nach einem kompletten Umlauf einen erneuten Erdvorbeiflug in 640 km Höhe. Er erhöht die Bahnneigung auf 10,74 Grad und dreht die Bahnebene so, das Lucy nun die zweite Gruppe der Trojaner erreichen kann wo der letzte Vorbeiflug an Patrokulus/Menocetus stattfindet. Danach befindet sich Lucy immer noch auf einer Bahn mit einer Umlaufdauer von 6 Jahren, würde also rund um Weihnachten 2036 die Erde erneut passieren. Bisher wurde die Missionen von anderen Raumsonden die kleine Körper passierten, verlängert und sie durch Erdvorbeiflüge zu neuen Zielen umgeleitet. So bei Deep Space 1, oder Stardust. Ob dies bei Lucy erfolgt, ist offen. Das hängt neben dem Treibstoffbudget und erreichbaren Zielen auch von der Finanzierung und dem Sondenzustand ab. Schlussendlich bedeutet aufgrund der Umlaufzeit von 6 Jahren, das ein erneuter Vorbeiflug an einem weiteren Objekt erst nach etlichen Jahren stattfinden würde.

Der Vorbeiflug an jedem Kleinplaneten unterteilt sich in mehrere Phasen. Die heiße Phase ist dabei relativ kurz: Lucy nähert sich mit 5,7 (Eurybates) bis 8,8 km/s (Patrokulus/Menocetius) den Asteroiden. Ein 100 km großer Asteroid ist für L'Lorri, die Kamera mit dem kleinsten Gesichtsfeld, in 20.000 km Distanz bildfüllend. Von dieser Distanz aus bis zum nächsten Passagepunkt sind es dann nur noch eine halbe bis eine Stunde. Für das nächst größere Instrument LEISA ist der Körper erst in 1.700 km bildfüllend und die anderen Instrumente haben so große Gesichtsfelder, dass selbst bei Minimaldistanz nur die größeren Planetoiden größer als das Blickfeld der Kameras sind. Daher werden wie bei New Horizons die Bilder und andere Daten zuerst auf Speichern in den Instrumenten und den Bordcomputer abgelegt und dann über Tage oder Monate zur Erde übertragen.

Kleinplanet

Größe

Minimaldistanz

Phasenwinkel Anflug

Phasenwinkel Abflug

Geschwindigkeit

Eurybates

72 km

1.000 km

81

99

5,7

Polymele

21km

434 km

82

98

6,0

Leucus

42 km

1.000 km

104

76

5,9

Orus

51 km

1.000 km

126

54

7,1

Menocetius

103 km

1.075 km

56

124

8,8

Patrokulus

122 km

1.320 km

56

124

8,8

Der Vorbeiflug beginnt 60 Tage vor der Passage. Dann wird L'LORRI erste Bilder machen, bei denen der Körper aber nur ein Pixel groß ist. Sie dienen zur optischen Navigation, damit der Flugpfad nochmals angepasst werden kann, wenn dies nötig ist. 12 Tage vor dem Vorbeiflug beginnt dann die Suche nach Satelliten ebenfalls mit LORRI. Die anderen Instrumente werden erst danach aktiv und die eigentliche heiße Phase beginnt vier Tage vor bis vier Tage nach dem Vorbeiflug. Das ist je nach Vorbeiflugdistanz in 2 bis 3 Millionen km Entfernung, entsprechend hat die Kamera L'Lorri dann eine Auflösung von 10 bis 15 km pro Pixel. Eine besondere Herausforderung ist, dass Polymele nur 33 Tage nach Eurybates passiert wird. Da die optische Navigation schon 60 Tage vorher beginnt überlappen sich beide Beobachtungen. So werden beide Kampagnen als eine geplant und dazwischen die Instrumentenplattform zwischen beiden Zielen geschwenkt. Lediglich in der heißen Phase erhält Eurybates die volle Aufmerksamkeit.

IPPInstrumente

LUCY setzt vor allem verbesserte und weiterentwickelte Instrumente ein, welche die John Hopkins Universität schon für frühere Missionen wie New Horizons entwickelt hat. Nur ein Instrument, das eigentlich keines ist, ist neu. Die Wahl von Instrumenten von New Horizons liegt an denselben Missionsanforderungen - die Begegnungen finden in Jupiterentfernung statt und es sind Vorbeiflugmissionen mit relativen Geschwindigkeiten von 6 bis 9 km/s. Da aber die Körper sehr klein sind und zudem der Phasenwinkel bei allen Vorbeiflügen weit unter 180 Grad liegt, bekam Lucy als erste Raumsonde seit langem eine schwenkbare Instrumentenplattform IPP. Dies war in den Sechzigern bis Achtziger Jahren Standard bei Raumsonden, seitdem dominieren aber fest an einer Seile der Sonde angebrachte Instrumente. Bei Vorbeiflügen wo sich die Position des Ziels laufend ändert, wird dann die ganze Sonde rotiert. Bei den im Verhältnis zu der Größe der Körper sich schnell ändernden Abstand und der Tatsache das man bei Phasenwinkeln von 56 bis 124 Grad (der Vollmond hat 180 Grad, der Halbmond 90 Grad und der Neumond 0 Grad) sowohl beim Hin- wie Rückfug nur einen Teil der beleuchteten Oberfläche sieht, wurde eine Instrumentenplattform IPP entworfen, die alle Instrumente aufnimmt. Sie ist entlang des Flugpfades um 199 Grad schwenkbar und senkrecht dazu um 24 Grad.

L'LORRI

L'LORRI ist eine verbesserte Version von LORRI, der Hauptkamera von New Horizons. Die Kamera hat keinerlei mechanisch bewegten Teile und ist so relativ verschleißfrei. Sie verfügt daher auch über keine Filter, da dazu ein bewegliches Filterrad nötig wäre, noch einen Verschluss und der Fokus ist fest. Änderungen gegenüber LORRI bestehen in einer verstärkten Schutzblende aus Aluminium anstatt aus CFK, mehr Speicher zum Zwischenspeicher der Kameradaten und einem zweiten Bussystem zum Bordcomputer.

Der Rest ist aber geblieben, inklusive des 1 MPixel Sensors, der als 2007 New Horizons startete, State of the Art war, heute setzen Raumsonden aber schon Sensoren mit 4 bis 6 MPixeln ein. Die TTCAM an Bord derselben Sonde z.B. ein 5 Mpixel Sensor. Den Autor verwundert dies, auch deswegen, weil der Sensor für die Fotografie von Pluto entwickelt wurde. Pluto ist rund sechsmal weiter von der Sonne entfernt als die Asteroiden. Da es keinen Verschluss gibt, fällt weiter Licht auf das Bild, während es ausgelesen wird. Bei Pluto spielt das keine Rolle, da die Belichtungszeit mit 200 ms viel länger als die Auslesezeit ist. Bei den Asteroiden ist die Belichtungszeit viel kürzer und liegt in der Größenordnung der Auslesezeit, wodurch die Bilder unterschiedlich stark belichtet sind. Ich hätte erwartet, dass man zumindest einen Frametransfer-Sensor einsetzt, das ist ein Sensor, bei dem die Hälfte abgedeckt ist. Ein Bild kann im Chip intern dann schnell in diesen vor Licht geschützten Teil kopiert werden und dann langsam ausgelesen werden.

L'LorriLORRI verwendet ein 8.2 Zoll (20.8 cm) Ritchey-Chrétien Teleskop mit einer Fokuslänge von 2.630 mm. LORRI macht nur monochromatische (Aufnahmen in Graustufen) Aufnahmen zwischen 0.45 und 0.85 Mikrometern Wellenlänge. Ein Breitbandfilter lässt Licht dieser Wellenlänge durch. Die Auflösung beträgt dafür aber 4.94 Mikrorad, dies entspricht 0.494 km aus 100.000 km Entfernung und ist besser als die Kamera von Cassini. Das Teleskop besteht aus einer leichten Siliziumcarbid Struktur.

Die besten Aufnahmen von LORRI werden 5 m Auflösung/Pixel erreichen. LORRI verfügt über keinerlei beweglichen Teile, wie Filterräder um das Instrument möglichst leicht und einfach zu gestalten. Siliziumcarbid wurde als Material für den Fokus gewählt, weil es auch einen extrem geringen thermischen Ausdehnungskoeffizienten hat und der Fokus so auch bei einem sehr weiten Temperaturbereich sich nicht verschiebt. Es gibt keine aktive Heizung und so war ein Entwurfsziel von LORRI, dass es bei Temperaturen von weniger als -170 °C arbeiten kann.

Verwendet wird ein Array CCD von 1024 × 1024 Pixel Größe. Es stammt von E2V Technologies, und ist ein CCD vom Typ CCD47-20. Es ist hochempfindlich und speziell behandelt, damit überbelichtete Pixel nicht andere überstrahlen "anti-blooming". Vor dem CCD ist ein Linsensystem angebracht, welches Bildfeldwölbungen ausgleicht. Helligkeitsinformationen werden in 12 Bits pro Pixel wiedergegeben. Das Gesichtsfeld beträgt 0.29 Grad. Ein Körper von 100 km Durchmesser ist dann 19.700 km Entfernung bildfüllend.

Für die Aufnahme noch dunklerer Objekte können jeweils 4 × 4 Bits summiert werden, wodurch die Auflösung dann auf 2 Mikrorad ansteigt und ein Bild nur noch 256 × 256 Pixels umfasst. Dafür kann man lichtschwächere Objekte erkennen.

L'LORRI wurde ungewollt noch ähnlicher LORRI an Bord von New Horizons. Bei den ersten Tests des fertigen Instruments stellte man fest, dass der Hauptspiegel zu stark poliert war und so die Abbildungen und schärfer waren als geplant, eine gewisse Parallele zum Hubble Space Teleskop. Anstatt zehn Monate auf die Fertigung eines Ersatzspiegels zu warten, nahm man einen Ersatzspiegel den es noch von New Horizons gab.

Parameter

Wert

Gewicht:

14 kg (LORRI: 8,8 kg)

Strombedarf:

12,4 Watt

Öffnung

208 mm

Brennweite:

2.620 mm

Sensor:

E2V CCD47-20 CCD, Transferzeit: 13 ms
1024 × 1024 Pixel je 13 µm, gekühlt auf -70°C
12 Bits Quantisierungstiefe pro Pixel

Auflösung:

1,02 Bogensekunden

Beleuchtungszeiten:

1 ms bis 9,9 s

Bildaquisationsrate:

1 Hz

Gesichtsfeld:

0,29 Grad

Binning:

4 × 4 Binning möglich

Wellenlängenbereich:

0,45 bis 0,85 µm (sichtbarer Bereich bis nahes IR), keine Farbfilter

L'RALPH

Auch L'Ralph wurde von New Horizons übernommen, hat aber deutlich an Gewicht zugelegt. RALPH wog bei New Horizons noch 10,3 kg, L'Ralph mit 31 kg das dreifache. Ein Großteil des Gewichtes geht darauf zurück, das das ganze Instrument aus einem massiven Aluminiumblock besteht. Um möglichst wenig bewegliche Teile zu haben, wurde auf einen Motor zur Verschiebung des Fokus verzichtet. Damit es nicht zu einer Verschiebung des Brennpunkts durch unterschiedliche thermische Ausdehnung kommt, wurde Aluminium für das gesamte Gehäuse und sogar die Spiegel verwendet. Kleine Diamanten dienen als "Kugellager" für drehbare Teile. Die Elektronik stammt vom neueren Instrument OVIRS von Osiris-Rex - da ein abbildendes Spektrometer enorme Datenmengen erzeugen kann, hat das Instrument einen Onboard-Speicher von 256 GBit (32 GBytes), mehr als die gesamte New Horizons Sonde als Speicher hatte.

L'RALPH ist ein Kombinationsinstrument aus einer Kamera und einem abbildenden Spektrometer. Ein 50 cm großer Radiator kühlt das Instrument auf 100 K ab, um vor allem für die IR-Sensoren das thermische Eigenrauschen zu verringern.

RALPH benutzt ein 3 Zoll (75 mm Durchmesser) Teleskop mit einer Brennweite von 450 mm, an das zwei Instrumente angeschlossen sind: Die Multispectral Visible Imaging Camera (MVIC) und das Linear Etalon Imaging Spectral Array (LEISA). Das Instrument besteht aus einem Schiefspiegler - eine ungewöhnliche Konstruktion bei Instrumenten - mit drei Spiegeln welches einen gefalteten Strahlungsgang ohne Obstruktion ermöglicht. Das gesamte Instrument ist in einem Aluminiumblock eingebettet.

Ein Strahlteiler leitet das Licht unterhalb einer Wellenlänge von etwa 960 nm zu der Kamera MVIC und die längeren Wellenlängen zu dem Spektrometer LEISA.

MVIC

MVIC ist der Kamerateil von Ralph. Sie hat die Aufgabe Farb- und Falschfarbaufnahmen zu machen. MVIC verfügt über sechs Detektoren und hat eine räumliche Auflösung von 29 Mikrorad. (dies entspricht 2,9 km aus 100,000 km Entfernung). Der CCD Chip ist empfindlich zwischen 0.38 und 0,82 Mikrometern.

Gemeinsam bei allen sechs Detektoren ist die Länge von 5024 Pixeln und eine Breite von 64 Pixeln. Aus den vielen Pixeln und dem großen Maßstab jedes Pixels resultiert ein sehr großes Blickfeld von 8,3 Grad. Ein Detektor ist panchromatisch. Die anderen fünf haben jeweils Farbfilter um bestimmte Phänomene zu untersuchen und Farbaufnahmen zu erstellen. Es handelt sich um Time Delay Integration CCD (TDI). Vereinfacht gesagt: Während das Instrument sich durch die Bewegung der Sonde über die Oberfläche bewegt, werden die Ladungen von Zeile zu Zeile synchron dazu verschoben. Nach 64 Schritten ist das Signal von Zeile 1 an Zeile 64 angekommen und hat dabei die 64-fache Belichtungszeit addiert. Dann wird es ausgelesen. Diese Sensoren finden auch bei zivilen hochauflösenden Erdbeobachtungssatelliten ihre Anwendung, weil auch hier die Belichtungszeit, wegen der hohen Auflösung pro Pixel gering ist. Es gibt Summationsmodi für 4, 8, 16, 32 oder alle 64 TDI-Zeilen.

Die Filter wurden gegenüber denen von MVIC auf New Horizons an die neuen Ziele, wo man nach anderen Substanzen sucht, angepasst. Das Bild entsteht durch die Bewegung von Lucy und setzt sich aus vielen einzelnen Zeilen mit je 5.000 Pixeln und einer variablen Länge zusammen.L'Ralph

Filter

Wellenlänge

Zentralwellenlänge

Pan

377-914 nm

663 nm

Violett

377-489 nm

450 nm

Grün

478-525 nm

500 nm

Orange

522-622 nm

575 nm

Phyllosilikate

627-758 nm

687 nm

Nahes IR

753-914 nm

800 nm

LEISA

Kombiniert ist die Kamera mit dem abbildenden Spektrometer LEISA. (Linear Etalon Imager Spectral Array). LEISA erhielt neue Detektoren von OVIRS, einem Instrument von OSIRIS-Rex. LEISA bei New Horizons hatte Detektoren mit 256 × 256 Pixeln, LEISA bei Lucy dagegen einen H2RG-Detektor mit 1400 Spalten × 1.000 Zeilen. Sowohl der spektrale Bereich wurde stärker ins Infrarote ausgedehnt wie auch die spektrale und räumliche Auflösung verbessert.

Die LEISA IR Kamera verwendet als Detektor ein IR-FPGA der neuesten Generation. Es ist nur ein Betrieb von LEISA oder MVIC möglich, nicht aber der gleichzeitige Betrieb.

Parameter

Wert

Gewicht:

31 kg

Strombedarf:

25,1 Watt

Öffnung

75 mm

Brennweite:

450 mm

Sensor:

MVIC: 6 × 5024 × 64 Pixel TDI
LEISA: 1.400 × 1.000 Pixel CMOS (spektral × räumlich)

Auflösung:

MVIC: 29 Mikrorad
LEISA: 80 Mikrorad, 10 nm spektrale Auflösung

Spektralbereich::

MVIC: 380 - 920 nm
LEISA: 950- 3.950 nm

Blickfeld:

MVIC: 8,3 Grad × 0,166 Grad
LEISA: 3,4 × 1,4 Grad

Schwenkbereich:

8 Grad

L'TES

L'TES ist eine nahezu identische Kopie des OTES Instruments von OSIRIS-Rex. ist ein ungekühltes Fourier-Transform IR-Spektrometer. Bei OSIRIS-Rex fertigt OTES Punktspektren von Bennus Oberfläche im mittleren bis fernen Infrarot (5-50 Mikrometer Wellenlänge) an und bestimmt die chemische Zusammensetzung und den Wärmefluss. Das Instrument OTES selbst basiert auf dem TES von Mars Global Surveyor und Mini-TEs der Rover Spirit und Opportunity. Bei Lucy ist die Aufgabestellung, bedingt durch die viel größere Distanz der Asteroiden von der Sonne, eine andere. Für Spektren reicht das Licht dann nicht mehr aus. Vielmehr wird L'TES neben der Hauptaufgabe der Temperaturmessung die Zusammensetzung des Regolith, einer Staub- und Schuttschicht auf der Oberfläche bestimmen.

L'TES besteht aus einem 15,2 cm Teleskop mit einer Blende von 3,92 und einem Michelson-Spektrometer. Gegenüber OTES wurde eine Streulichtblende entfernt.

Das Radiometer fertigt Messungen einzelner Punkte eines Gesichtsfeldes von 0,46 Grad an. Der Detektor ist ein mit deuteriertem L-Alanin dotiertes Triglycinsulfat (DLATGS) pyroelektrischer Detektor. Ein solcher Detektor besteht aus einem pyroelektrischem Material hier DLATGS als Einkristall, an das an beiden Enden Elektroden angebracht werden. Schon kleine Temperaturänderungen durch einfallende IR-Strahlung verändern die Leitfähigkeit. So können Temperaturen sehr genau bestimmt werden bzw., wenn der Detektor entlang eines Spektrums bewegt wird, wie hoch die Intensität an einem Spektralbereich ist.

Ein Michelson-Spektrometer spaltet das Licht nicht wie klassische Spektrometer durch ein Prisma oder Gitter bzw. streifende Ruflektion an gefurchten Oberflächen auf, sondern indem ein halbdurchlässiger Spiegel das Licht zum Teil in einen zweiten Strahlengang umlenkt. Dieser Teil wird dann mit dem ursprünglichen Strahl, nachdem er einen anderen Weg durchlaufen hat vereinigt. Aufgrund der unterschiedlichen Weglänge ergibt sich dann eine Interferenz und das Interferenzmuster wird detektiert. Durch Bewegung des Spiegels kann man die Wellenmuster des Interferogramms verändern. Aus diesen kann man durch Fourier-Transformation das ursprüngliche Spektrum rekonstruieren.

Gegenüber den klassischen Spektrometern haben die Fourier-Interferometer einige Vorteile. So ist die Lichtstärke höher, weil alle Wellenlängen gleichzeitig detektiert werden, während bei einem klassischen Spektrometer durch die Aufspaltung auf jedes Detektorelement nur ein Teil des Lichtes fällt und zwar um so weniger je höher auflösend es ist. Zudem wird das ganze Spektrum gleichzeitig gemessen was das Signal-Rauschverhältnis verbessert und die Zuordnung der einzelnen Wellenlängen zu den Messpunkten ist durch die zusätzliche Verwendung eines Lasers als Referenzlichtquelle viel höher. Der einzige Nachteil, das man das Spektrum nicht direkt gewinnt, sondern einen leistungsfähigen Rechner zur Rekonstruktion benötigt spielt heute keine Rolle mehr.

L'TESHeute werden Fourier-Spektrometer vermehrt eingesetzt, wenn man spektral hochauflösende Punktspektren gewinnen will, wie z.B. beim PFS an Bord von Mars Express und Venus Express. Bei Lucy wird man den Spektrometerteil aber kaum nutzen, der Grund liegt in der viel größeren Entfernung der Trojaner von der Sonne als Bennu der in Erdentfernung die Sonne umkreist. Zudem steht wenig Zeit zur Beobachtung zur Verfügung und die Distanz ist viel größer - OSIRIS-ReX umkreiste Bennu in einem Abstand von wenigen Kilometern. L'TES wird vor allem als Radiometer eingesetzt, es misst innerhalb seines Gesichtsfeldes von einem halben Grad - so groß ist der Vollmond von der Erdüberfläche aus gesehen - die Infrarotstrahlung in einem breiten Bereich und dieser korrespondiert mit der Temperatur der Oberfläche. Über diese kann man rückschließen welche thermischen Eigenschaften die Oberfläche hat, z. B. ob es sich um kompaktes Gestein, Eis oder eine Schuttschicht handelt.

Parameter

Wert

Gewicht:

7,7 kg

Strombedarf:

17,6 Watt

Teleskopdurchmesser:

152 mm

Brennweite:

600 mm

F/D:

3,92

Gesichtsfeld:

8 mRad (0,46 Grad) = 8 km aus 1.000 km Distanz

Spektralbereich:

6 bis 75 µm Spektrum
7,41 bis 33,3 µm Radiometer

Genauigkeit:

2 Grad für Temperaturen > 75 K

Spektralauflösung:

10 cm-1 (1.000 Mikrometer)

TTCAM

InstrumenteDie TTCam (Terminal Tracking Camera) gehören eigentlich nicht zur wissenschaftlichen Instrumentierung. Sie sind Bestandteil des Subsystems der optischen Navigation, mit dem die Raumsonde die Ausrichtung der Instrumentenplattform zu dem Asteroid feststellt. Dafür sind die Kameras ausgelegt. Sie bilden einen viel größeren Himmelsausschnitt als die beiden anderen optischen Systeme ab. TTCAM basiert auf der OSIRIS-REx Touch-And-Go Camera Suite. Da die Position der Asteroiden durch Beobachtungen und Bahnberechnungen vor dem Start von Lucy nur auf 600 bis 800 km genau bekannt ist, die Passagedistanzen aber unter 1.000 km liegen, ist klar das ohne optische Navigation, dem Anfertigen von Aufnahmen durch die Kameras und Vergleich der Position auf den Bildern mit den berechneten Positionen die Mission nicht möglich wäre. Primär wird für die optsiche Navigation LORRI verwendet, da sie ein kleineres Blickfeld und höhere Empfindlichkeit hat und so jeden Kleinplaneten schon aus großer Distanz erfasst, bei größerer Annäherung werden dann aber die TTCAM eingesetzt.

Sie werden aber auch für wissenschaftliche Beobachtungen benutzt, da sie aufgrund des Blickfeldes auch bei größter Annäherung den ganzen Asteroiden abbilden können. Dies ist wichtig da alle Körper bei der Passage Phasenwinkel von deutlich unter 180 Grad haben. Das bedeutet beim Anflug ist ein Teil beleuchtet, die Sonde passsiert beim Vorbeiflug den Punkt wo der ganze Asteroid einen Phasenwinkel von 180 Grad (ganze Halbseite beleuchtet) hat und beim Abflug sieht man dann den Kleinplaneten unter einem Phasenwinkel von 180-Anflugwinkel. Nur bei Passieren dieses Punktes kann amn die ganze beleuchtete Oberfläche aufnahmen, doch aufgrund der kleinen Distanz ist LORRIs Gesichstfeld dann schon zusammengeschrumpft. Lediglich die TTCAMs können den ganzen Körper aufnehmen. Aus 1.000 km Distanz bilden sie dann eine Fläche von 192 x 143 km ab. Sie werden auch für Stereoaufnahmen genutzt, da das dafür auch geeignete MVIC aufgrund der zeilenweisen Aufnahme und des sich verändernden Abstands Bilder gewinnt, bei denen jede Zeile einen anderen Maßstab haben. Die Bilder werden im Bordcomputer auf 8 Bit pro Pixel reduzier und verlustfrei über die Huffmann-Codierung (Basis für TIF und GIF Format) übertragen. Es gibt zwei TTCam's aus Redundanzgründen.

Die TTCAMs haben als neueste Instrumente die größten Detektoren mit rund 5 Mpixel pro Sensor haben sie fünfmal mehr Pixel als L'LORRI.

Parameter

Wert

Gewicht:


Strombedarf:


Öffnung

10 mm

Brennweite:

29,7 mm

Sensor:

2.592 × 1.944 aktive Pixel (2.752 × 2.004 mit abgedeckten Pixel)
12 Bits Quantisierungstiefe pro Pixel, Reduktion auf 8 Bit

Auflösung:

74,7 Mikrorad = 15 Bogensekunden

Beleuchtungszeiten:

1 ms bis 9,9 s

Bildaquisationsrate:

1 Hz

Gesichtsfeld:

11 × 8,2 Grad

Binning

4 × 4 Binning möglich

Wellenlängenbereich:

0,475 bis 0,625 µm (sichtbarer Bereich gelb bis grün), keine Farbfilter

Radio Science

Ein Instrument über das ohne Zusatzgewicht und Strombedarf jede Raumsonde verfügt, ist die Funkverbindung. Die Gravitationskraft der Körper beschleunigt oder bremst die Sonde ab und dies äußert sich in einem Dopplereffekt im Funksignal. Der Dopplereffekt wird von -9 bis -2 und +2 bis +9 jeweils über 7 Stunden vermessen. Dazwischen konzentriert sich Lucy auf die Beobachtung, dreht ihre Instrumente Richtung des Planetoiden und damit weist die Hauptantenne nicht mehr zur Erde.

Radio Science wird auch benötigt, um die genaue Position der Raumsonde festzustellen. Ohne diese Kenntnis kann Lucy nicht präzise an einen der Planetoiden gesteuert werden, das betrifft nicht nur die Distanz, sondern auch die Ausrichtung der Instrumente, die ja den Kleinplaneten und nicht das Weltall beobachten sollen. Bei Lucy wird die aufwendige aber sehr genauer Delta-Differential One-Way Range (DDOR) Technik eingesetzt, welche die Geschwindigkeit von Lucy mit einer Genauigkeit von 0,1 mm/s erfasst. Dafür vermessen mehrere Empfangstationen auf der Erde das Signal, versehen es mit dem Zeitstempel einer Atomuhr und daraus kann man aufgrund der unterschiedlichen Position der Antennen durch Winkelmessung die genaue Position ermitteln.

StartDie Mission

Die Atlas 401 transportiert Lucy zuerst in eine Parkbahn. Sie hat eine Bahnneigung von 28,5 Grad. Das Perigäum der Parkbahn liegt in 161 km Entfernung von der Erdoberfläche, das Apogäum in 300 km Distanz. Kurz vor dem Erreichen des südlichsten Punktes dieser Parkbahn zündet die Centaur erneut, sodass der Brennschluss am südlichsten Punkt der Bahn erfolgt. Lucy wird in eine Bahn mit einer Energie im Unendlichen (c3) von 28,64 km²/s² befördert. Sie ist 6,27 Grad zur Ekliptik geneigt mit einer Rektaszension von 17,8 Grad.

Ereignis

Zeitpunkt

Zündung RD-180

-2,7 s

Abheben

1,1 s

Neigungsmanöver

17,4 s

Mach 1 erreicht

1 min 19 s

Maximale aerodynamische Belastung

1 Min 30 s

Brennschluss Atlas

4 Min 3,4 s

Stufentrennung

4 Min 9,4 s

Erste Zündung Zentaur

4 Min 19,4 s

Abtrennung Nutzlastverkleidung

4 Min 27,4 s

Erster Brennschluss Centaur

13 Min 9,6 s

Zweite Zündung Centaur

40 Min 39,5 s

Zweiter Brennschluss Centaur

46 Min 40,1 s

Abtrennung Lucy

58 Min. 0,1 s

Missionsende Atlas 501

1 Stunde 59 Min. 20,1 s

Die erste Bahn hatte Bahndaten von 0,84 AE × 1,16 AE × 0,2 Grad. Der Vorbeiflug ein Jahr nach dem Start wird Lucy in einen 0,86 AE × 2,24 AE × 0 Grad Orbit bringen. Der zweite Vorbeiflug im Dezember 2024 dann die Sonde in einen 0,96 AE × 5,75 AE × 4,4 Grad Orbit. Der letzte Erdvorbeiflug am 27.12.2030 wird dann den endgültige Orbit von 0,95 AE × 5,63 AE × 10,27 Grad.

Nach dem Start erfolgte zuerst das Entfalten der beiden Solararrays. Die Flex-Arrays von Grumman wurden schon bei zahlreichen Missionen eingesetzt, für die 7,3 m großen Paneele war Lucy aber der erste Einsatz. Nach dem Start zeigte sich das eines der beiden Paneele keine Rückmeldung gab, das es eingerastet ist und nur 90 Prozent des erwarteten Stroms lieferte. Es sollte nach dem Entfalten in einer Endposition arretiert werden und einen Schalter schließen, das erfolgte nicht. Die NASA teilte mit, dass man weitere Tests durchführen würde und die Motoren erneut betreiben würde. Eineinhalb Monate später, am 8.12.2021 hatte man Informationen über alle zehn Segmente des Arrays, vorher nur über acht und sie sollen alle entfaltet sein. Sie sollen Strom liefern wie erwartet, sodass nun nur noch das Nicht-Einrasten in der Endposition ein Problem ist. Zwei weitere Versuche es mit dem Motor zum Einrasten werden angesetzt, andernfalls kann man auch das Paneel lassen, wie es ist.

Links / Quellen

http://lucy.swri.edu/instruments/LLORRI.html

https://www.jhuapl.edu/NewsStory/201105-APL-delivers-Lucy-LORRI-despite-hurdles

file:///C:/Users/Admin/Downloads/Lucy_Mission_to_the_Trojan_Asteroids_Instrumentati.pdf

https://core.ac.uk/download/pdf/227725535.pdf

http://lucy.swri.edu/instruments/LRalph.html

https://iopscience.iop.org/article/10.3847/PSJ/abf83f/pdf

https://www.nasaspaceflight.com/2021/10/nasa-ula-launch-lucy/

https://blogs.nasa.gov/lucy/

https://www.ulalaunch.com/missions/archived-launched/atlas-v-lucy

https://www.nammo.com/product/leros-1c/

Artikel erstellt am 11.1.2022. Artikel zuletzt geändert am


© 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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