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Spezielle Astronomische Satelliten

Einführung

Dieser Artikel befasst sich mit den speziellen astronomischen Satelliten, also Typen die eine bestimmte Aufgabe haben, die meist klar umrissen ist und nicht für allgemeine Beobachtungen wechselnder Anforderungen geeignet sind. Hipparcos z.B. war nicht dazu gedacht Aufnahmen von Sternen und Galaxien zu machen oder über Spektroskopie ihre Zusammensetzung zu ermitteln. Er sollte nur feststellen wo sich ein Stern genau befindet - dies aber mit höchster Präzision. COROT soll nach Planeten um andere Sterne suchen - auch dies eine Spezialmission. Ich will in den Artikeln daher auch noch eine kurze Erklärung geben warum diese Spezialmissionen für wichtig erachtet werden.

Hipparcos

Hipparcos war ein Spezialsatellit für die Astronometrie. Die Astrometrie beschäftigt sich mit den Positionen der Sterne, sozusagen die Erstellung von genauen Karten des Himmels. Seine Aufgabe war die sehr genaue Positionsbestimmung (Verbesserung um den Faktor 10-100) von Sternen. 100.000 Sterne sollten vermessen werden. Die besondere Herausforderung war die extreme Ausrichtungsstabilität von 1 Bogensekunden, eine sehr hohe thermische Stabilität, d.h. der Satellit dürfte sich nicht stark erwärmen oder auskühlen um dies zu erreichen und die hohe Datenübertragungsrate in Echtzeit.

Das Meßprinzip war einfach: Es wurde der Winkel zwischen den Sternen gemessen während sich Hipparcos langsam drehte. Star Tracker Kameras lieferten wegen ihrer kleineren Optik ungenauere Resultate, aber erfassten mehr Sterne. Der Satellit war der Form eines hexagonalen Prismas von 3 m Höhe und 1.8 m Durchmesser. Er wog 11.40 kg beim Start, wovon 215 kg auf die Nutzlast entfielen. 10 Düsen die Hydrazin katalytisch ersetzten stabilisierten die Rotation des Satelliten, der mit 11.25 Umdrehungen/Tag rotierte. 3 Solarpanels von 119 x 169 cm Größe lieferten 380 Watt Strom. 110 Watt brauchte die Nutzlast. Zwei Batterien von je 10 Ah dienten als Puffer für die Phase im Erdschatten. Eine omnidirektionale Antenne im S-Band sandte mit 2.5 Watt Sendeleistung kontinuierlich 24 KBit/sec zur Erde - insgesamt 1000 GBit während der Mission.

Das Hauptinstrument war ein Schmidt-Teleskop von 29 cm Durchmesser und 140 cm Fokuslänge. Es warf das Bild von zwei Feldern von je 0.9 x 0.9 Grad Kantenlänge, 58 Grad voneinander entfernt auf 2 Detektoren von je 2.5 x 2.5 cm Größe. in jedem befanden sich 2688 Schlitze von je 3.2 mm Länge. Darunter gab es Detektoren die das Licht 1200 mal pro Sekunde maßen. Ein Stern passierte das Feld in etwa 20 Sekunden und wurde 80 mal während der Mission erfasst. Über den Lichtverlauf beim Passieren des Detektors konnte man die Position auf 0.0001 Bogensekunden genau erfassen. Die Star Tracker Kameras die zum Ausrichten des Satelliten dienten erlaubten auch Messungen, wobei hier die Genauigkeit bei 0.015 Bogensekunden lag. Zudem bestimmten sie die Helligkeit der Sterne auf 0.01 Größenklassen genau.

Der Satellit war für eine Betriebszeit von 30 Monaten ausgelegt und wurde am 8.8.1989 mit einer Ariane 44LP in einen 200 x 35.986 km hohen Übergangsorbit eingeschossen. Im Apogäum sollte dann der integriertte Feststoffantrieb zünden und ihn in eine geostationäre Umlaufbahn befördern. Doch dies gelang nicht. Der Satellit verblieb in einer Bahn die man zuerst für unbrauchbar hielt. Zum einen ändert sich hier die Geschwindigkeit dauernd und die Ausrichtung des Satelliten im Raum, und zum zweiten passiert er bei jedem 10 Stunden Umlauf die Strahlungsgürtel der Erde zweimal, wodurch man eine baldige Beschädigung der empfindlichen Detektoren und anderer Bordsysteme annahm. Weiterhin gab es nun nicht eine dauernde Funkverbindung zur Bodenstation. Dazu wurden vom August bis November 3 weitere Bodenstationen in Kourou, Perth und Goldstone hinzugenommen um eine 24 Stunden Verbindung zu erreichen

So zündete man die Korrekturtriebwerke um die Bahn auf 526 x 35.900 km anzuheben, so dass der Satellit nicht bald in der Erdatmosphäre verglüht. 26 der 32 kg Hydrazin zur Lagekontrolle wurden dazu verbraucht. Hier forcierte man das Messprogramm, da man annahm, der Satellit würde vorzeitig ausfallen. Stattdessen arbeitete Hipparcos bis zum 15.8.1993. Dann fiel die Elektronik durch Strahlungsschäden aus. Die operationelle Phase dauerte vom November 1989 bis zum März 1993, also länger als die ursprüngliche Lebensdauer. So konnten die Positionen von insgesamt 118.218 Sterne genau (auf 0.001 Bogensekunden) und 1.058.332 Sterne weniger genau bestimmt werden. Sowohl die Genauigkeit wie auch die Anzahl der Objekte übertrafen die Planvorgaben deutlich. die mittlere Genauigkeit betrug bei hellen Sternen 500 bis 2000 µBogensekunden (0,0005 bis 0,002 Bogensekunden).

Wozu braucht man die genaue Position von Sternen? Nun zum einen bewegen sich die Sterne relativ zu uns - Sie umkreisen das Zentrum der Galaxie und mit ihren Bewegungen kann man etwas über die Bewegung der Spiralarme aussagen. Doch die meisten Sterne sind zu weit weg um eine messbare Bewegung zu haben. Ihre Position dient schlicht und einfach als Eichpunkte. Wenn man einen Kleinplaneten entdeckt und er bewegt sich relativ zu den Hintergrundsternen braucht man um die Position zu berechnen deren genaue Position. Wenn sich ein anderer Stern verändert, Gas ausstößt oder explodiert braucht man ebenfalls Referenzsterne in er Nähe die sich nicht verändern um dies genauer in Zahlen fassen zu können. Daher hat man bei Hipparcos nicht nur Position, sondern auch Spektralklasse genau festgestellt. Damit kennt man die Helligkeit des Sternen in je dem Spektralbereich und kann Veränderungen anderer Sterne genau charakterisieren.

Erst 2013 startet die ESA die Nachfolgemission GAIA. Sie wird 10.000 mal mehr Objekte (nicht nur Sterne sodnern auch Galaxien und Expolaneten) untersuchen, etwa 200-mal genauer sein (Messgrenze bei geeigneten Objekten 25-50 µBogensekunden, im ungfünstigsten Fall 300 µBogensekunden).

COBE

COBE ist die Abkürzung für Cosmic Background Explorer und damit ist auch die Mission dieses Satelliten beschreiben. 100.000-300.000 Jahre nach dem Urknall war das Weltall so weit abgekühlt, das Elektronen von den Atomkernen eingefangen wurden. Dabei wurde Lichtstrahlung frei. Heute ist das Universum expandiert und dadurch hat sich die Strahlung abgekühlt auf einen Wert von 2.7 K. Das es diese Strahlung gib wurde schon vor dem COBE entdeckt und charakterisiert. COBE hatte mehrere Aufgaben. Zum einen die Strahlung in dem breiten Bereich 0.1 - 10 mm zu messen - jenseits des Bereiches den man auf der Erde mit Radioteleskopen beobachten konnte. Dann sollte die räumliche Verteilung zwischen 3 und 10 mm bestimmt werden und zuletzt das Spektrum des Infrarothintergrund zwischen 0.001 und 0.3 mm Wellenlänge bestimmen.

Der Satellit war über ein Jahrzehnt gefordert worden und sollte schon Anfang der achtziger Jahre starten. Finanzielle Einschränkungen im NASA Haushalt verhinderten den Bau sehr lange. Die 3 Experimente wurden von einer Dewar Flasche, gefüllt mit 650 l flüssigem Helium von 1.6 K Temperatur umhüllt. Da man eine Strahlung von 2.7 K Temperatur nachweisen wollte war es notwendig die Instrumente für eine sehr hohe Präzision sehr stark abgekühlt wurden.

Ein konischer Sonnenschutzschild verhinderte eine Aufheizung der Dewarflasche. Der Satellit rotierte mit einer Umdrehung pro Minute um die Anisotropie zu messen. Die Rotationsachse wurde von der Erde weggerichtet und 94 ° zu der Sonne ausgerichtet. Die drei Instrumente waren:

Diffuse Infrared Background Experiment: (DIBE) Das 34 kg schwere Experiment musste auf 2 K gekühlt werden. Es war ein Multiband Radiometer. Es maß die Intensität der Infrarotstrahlung in 10 Bändern. Das Gesichtsfeld war 1Grad groß und konnte innerhalb eines 30 Grad Bereiches bewegt werden. Zwei arten von Detektoren kamen zum Einsatz: 8 Photokonduktoren die von dem IRAS Satelliten übernommen wurden, verbunden mit Filtern, empfindlich zwischen 8 und 100 Mikrometern und 2 Bolometern bei 120-300 Mikrometer Wellenlänge.

Far Infrared Absolute Spectrophotometer: (FIRAS) Ein ebenfalls gekühltes Michelson Interferometer benutzt als Fourier Spektrometer. In einem Gesichtsfeld von 7 Grad maß es die Infrarotstrahlung mit einer Genauigkeit von 0.1 % zwischen 0.1 und 10 mm Wellenlänge. Der Empfänger wurde mit einer 3 K Quelle abgeglichen und nur das Differenzsignal gemessen. Dadurch war eine sehr hohe Genauigkeit möglich. Das Instrument wog 60 K und brauchte 84 W an Strom.

Differential Microwave Radiometers (DMR): Dabei handelt es sich um 3 Radiometer empfindlich bei 31.4, 53, und 90 GHz. Sie waren an dem Rand des konischen Schutzschildes angebracht und sie erforderten keine Kühlung. Jedes Radiometer hatte zwei Hornantennen mit einem Sichtwinkel von 7 Grad welche an 60 Grad voneinander entfernte Positionen ausgerichtet wurden. Ein Empfänger schaltete sehr schnell zwischen den beiden Antennen um und bildete die Differenz um auch feinste Unterscheide zu bestimmen. Die hohe Empfindlichkeit wurde durch eine genaue Temperaturkontrolle erreicht:: 300 K für 31.4 GHz und 140 K für 53 und 90 GHz. DMR wog 120 kg und brauchte 114 W an Strom.

Gestartet wurde der 2268 kg schwere Satellit am 18.11.1989 mit einer Delta 5920 von Vandenberg aus. Die Bahn hatte eine Neigung von 99 Grad und eine Höhe von 900-903 km. Das Helium verdampft nach und nach und am 1.9.1990 war es verbraucht. Dies war das Ende der Messung von FIRAS, DISR konnte eingeschränkt mit geringerer Empfindlichkeit weiter betrieben werden, DMR war davon nicht betroffen, da es nicht durch das Helium gekühlt wurde.

Die Instrumente wurden bis zum 23.12.1993 betrieben. Danach wurde der Satellit noch als Testsatellit für das Einarbeiten von Besatzungen der Bodenmannschaften an den Kommunikationsantennen weiter benutzt.

FIRAS ermittelte, dass die Temperatur heute einer Temperatur eines idealen schwarzen Körpers von 2.725 +/- 0.002 K entspricht. DMR erlaubte des eine Verteilung der Fluktuationen des Hintergrundes bis auf 1/100.000 zu kartieren. DIBE lieferte eine Verteilung der Strahlung im frühen Universum und erlaubte es die Entstehung der ersten Galaxien und Sterne besser zu verstehen. Im Jahre 2006 erhielt George Smoot als wissenschaftlicher Leiter dieses Programms zusammen mit John C. Mather, ebenfalls Mitarbeiter an COBE, den Nobelpreis für Physik.

MOST

MOST ist ein typischer Kleinsatellit für eine spezialisierte Mission, in diesem Falle die Präzissionsastrophotometrie. Der nur 60 kg schwere Satellit wurde zusammen mit 8 weiteren Satelliten am 30.6.2003 mit einer Rockot in eine 820 km hohe Umlaufbahn mit 100 Minuten Umlaufszeit abgesetzt. Der von der kanadischen Raumfahrtagentur CSA entwickelte Satellit ist quaderförmig (65 x 65 x 30 cm groß) und trägt ein 15 cm Spiegelteleskop als Instrument. Dank neuartiger Miniaturkreisel kann der Satellit mit einer Genauigkeit von 10 Bogensekunden über 99 % der Beobachtungszeit ausgerichtet werden. (Normalerweise werden Satelliten dieser Größe passiv stabilisiert mit wesentlich gröberer Ausrichtung). Ein Objekt kann bis zu 8 Wochen lang beobachtet werden.

Auf der Erde gibt es 3 Bodenstationen: Je eine in Vancouver und Toronto in Canada die direkt von der CSA betreut werden und eine Bodenstation der Universität Wien, die über das Internet betreut wird. Jede Bodenstation hat nur eine 2.5 m große Parabolantenne. Daten werden mit Datenraten von 9.6-38.4 KBit/s übertragen, es gibt 40 Minuten Funkkontakt mit dem Satelliten pro Tag.

Auch ein kleines Teleskop kann durchaus sehr genaue Helligkeitsmessungen durchführen, sofern das Objekt selbst nur hell genug ist. Beschränkt man die Beobachtung auf sehr helle Sterne so liefert MOST (Microvariability and Oscillation of Stars) genauere Daten als irdische Teleskope, da die Atmosphäre wegfällt und viel längere Beobachtungsreihen möglich sind. Die Bahn von MOST musste sich nach den anderen Satelliten richten. Seine Bahn ist sonnensynchron, d.h. er umreist die Erde permanent über der Tag/Nachtgrenze. Das bedeutet dass zum einen zwar die Solarpanels dauernd Strom liefern, aber Beobachtungen nur von Sternen möglich sind die sich maximal -19 bis +36 Grad vom Himmelsäquator entfernt befinden und dies über maximal 58 Tage. Bedingt durch das Teleskop können maximal 6 mag helle Sterne untersucht werden, das entspricht den Sternen die man auch unter idealen Bedingungen mit dem bloßen Auge sehen kann.

Wie später COROT wandte man bei MOST das Konzept der Defokusierung an um das Licht eines Sterns über mehr Pixel zu verschmieren und dadurch die Genauigkeit zu erhöhen. Sie beträgt bei MOST bei einem Photon pro Million. 1400 Pixel in einem Ring (bedingt durch den Fangspiegel des Maksutov Systems) werden zur Photometrie genutzt. Detektoren sind zwei 1024 x 1024 Pixel große CCD, einer dient zur Aufnahme von Bildern des Teleskops, der zweite ohne Defokussierungslinse zur Bestimmung der Ausrichtung des Satelliten und Korrektur dieser.

Der Satellit kostete nur etwa 8 Millionen Euro und war eine Möglichkeit neben der Astrophotometrie (Hauptzeile: Astroseismologie und Suche nach Exoplaneten) zu betrieben die Technologie zu erforschen die man dann in verbesserter Form bei COROT und (der später gestrichenen) Eddington Mission einsetzen wollte. Von den 10 Millionen Can-$ des Missionsbudgets entfielen 8.5 Millionen für den Satelliten, Start und die Bodenstationen in Kanada, 1.2 Millionen für das Experiment der Toronter Universität und 0,3 Millionen für die dritte Bodenstation in Österreich.

Eine der ersten Sensationen war, das der Stern Procyon anders als dies bisherige Beobachtungen suggerierten nicht variabel ist. Auch nach dem Start von COROT mit höherer Empfindlichkeit und weitergehenden Möglichkeiten ist MOST Mitte 2007 immer noch aktiv.

WMAP

Der Nachfolger von COBE ist WMAP, das ist die Abkürzung für Wilkinson Microwave Anisotropy Probe. Der Satellit hat die Aufgabe die kosmische Hintergrundstrahlung zu vermessen und dies mit erheblich höherer Genauigkeit als dies COBE tat. Folgende Verbesserungen wurden erreicht: Die Sensitivität ist 45 mal höher und die Winkelauflösung 33 mal höher. Damit kann der Satellit folgende Forschungsziele durchführen:

• Bestimmung der Werte von kosmologischen Parametern nach der Urknalltheorie
• Untersuchung wie die Strukturen von Galaxien sich im frühen Universum bilden konnten
• Bestimmung des Zeitpunktes wann sich die ersten Galaxien formten.

Wie COBE bestimmt der Satellit die räumliche Variabilität der kosmischen Hintergrundstrahlung. Er wurde am 30.6.2001 mit einer Delta II in den L2 Punkt gestartet, wo er abseits der Erde weniger Störungen der Bahn ausgesetzt ist als COBE. der 840 kg schwere Satellit hat nur ein Instrument: Ein Differenz Radiometer, bestehend aus zwei 1.5 m großen Gregory-Antenne zueinander um 180 Grad versetzt angeordnet. Das Empfangssignal im Bereich von 22-90 GHz wird voneinander abgezogen, so dass man nur die Unterscheide misst, Gemessen wird die Strahlung in einem 3..5 x 3.5 Grad großen Gebiet. Gemessen wird bei 23,33,41,61 und 94 GHz die Intensität der Strahlung. 10 Receiver angeschlossen an die beiden Antennen bilden die Differenz zwischen zwei 140 Grad voneinander entfernten Himmelsgegenden. Durch mehrfaches Überstreichen desselben Gebietes mit der Antenne will man eine räumliche Auflösung von 0.3 Grad erreichen bei einer Genauigkeit der Temperaturmessung von 20 µK in diesem Gebiet und einem maximalen systematischen Fehler von 5 µK.

Der Satellit wiegt 840 kg. Auffälligstes Merkmal ist ein runder Sonnenschild, der die Instrumente vor Sonneneinstrahlung schützt und so kühlt und gleichzeitig durch seien Belegung mit Solarzellen die Stromversorgung gewährleistet. 3.1 m² Galliumarsenid Solarzellen liefern 419 Watt. 16 Minuten pro Tag werden die an Bord zwischengespeicherten Daten zu einer 70 m Bodenstation mit 667 KBit/s übertragen. Der Hydrazinvorrat an Bord wurde für eine Betriebszeit von mindestens 3 Jahren ausgelegt. die Primärmission war für 27 Monate veranschlagt, davon 3 Monate Flug zum L2 Punkt und Inbetriebnahme des Satelliten. Der L2 Punkt liegt in der Linie L2 - Erde - Sonne, 1.5 Millionen von der Erde entfernt Richtung äußeres Planetensystem.

Die Mission wurde als "Mid-Size" Mission im Rahmen des Explorer Programmes 1995 vorgeschlagen und 1996 von der NASA befürwortet. Benannt ist es nach Dr. David Wilkinson, einem Mitglied der Wissenschaftsteams und Pioneer bei der Erforschung der kosmischen Hintergrundstrahlung. Die Primärmission dauerte vom September 2001 bis zum September 2003. Seitdem wurde sie mehrfach verlängert. Da die Antennen und Receiver nicht kryogen gekühlt werden, kann der Satellit erheblich länger betrieben werden. 6 Jähe nach dem Start ist er immer noch in Betrieb.

Gravity Probe B

Nach einem Experiment auf einer Höhenforschungsrakete (Gravity Probe A) folgte mit dem Start am 20.4.2004 der Start des ersten Satelliten der die Effekte der Relativitätstheorie direkt messen soll. Die 760 Millionen US-$ teure Mission war nicht unumstritten, da die Relativitätstheorie heute schon recht gut abgesichert ist, bestimmte technische Anwendungen wären ohne sie gar nicht möglich (so müssen z.B. die Atomzeituhren an Bord von GPS Navigationssatelliten laufend nachjustiert werden um die Effekte der Zeitdehnung auszugleichen, würde dies nicht erfolgen, so wären die GPS Signale viel ungenauer und keine exakte Ortbestimmung möglich. Die Planungen für GP-B liefen seit 1961, doch erst seit 1984 bestand die Aussicht die Mission auch technisch durchführen zu können. Offiziell genehmigt wurde sie 1993. Um sie durchführen zu können mussten 9 neue Technologien entwickelt werden, die zum Teil inzwischen auch in anderen Satelliten eingesetzt werden.

GP-B misst zwei Effekte die von der Relativitätstheorie vorhergesagt werden. Die Rauazeitkrümmung durch die Masse der Erde sollte die Rotationsachse von Kreiseln pro Jahr um 6.6 Bogensekunden drehen. Noch kleiner ist die Beeinflussung durch die Rotation der Achse. Nach dem Lense-Thirring-Effekt (Frame-Dragging-Effekt) sollte sich die Drehachse eines Kreisels um 0.042 Bogensekunden pro Jahr drehen.

Um dies zu messen hat man im inneren von GP-B mehrere hochpräzise polierte Niob Kreisel von 3.81 cm Durchmesser installiert. Sie wurden nach dem Start in Rotation gebracht. Sie befinden sich in einer 2.74 m langen Dewar Flasche, einer überdimensionierten Thermoflasche mit 2441 l supraflüssigem Helium in ihr. Sie kühlten die Niobkreisel auf 1.8 K, wodurch diese supraleitend wurden und jede Änderung ihrer Rotationsachse sehr genau durch supraleitender Quanteninterferenz-Detektoren gemessen. Damit andere Effekte wie die Eigenbewegung des Satelliten diese Messungen nicht verfälschen wurde die gesamte Sonde mit einem 36 cm Cassegrain Teleskop auf einen Referenzstern ausgerichtet und mit dem verdampfenden Helium die Lage laufend korrigiert, so dass die Ausrichtung der Raumsachse um niemals mehr als 0.2 Bogensekunden abwich. Als Referenzstern wurde der Stern HT 8703 gewählt, ideal wäre eine Quasar gewesen, doch es ab keinen leuchtstarken für das recht kleine Teleskop. Mittels Strahlungsteilung und Interferenz konnte man über eine Photodiode Bewegungen wahrnehmen die weit unter der Auflösung des Teleskops von 1.4 Bogensekunden lagen.

Die vier Kreisel mit einer mittleren Oberflächengenauigkeit von 10 nm (100 Atomlagen) rotierten mit 4000 U/min. Am 28.8.2004 begann man mit den Messungen die sich über 50 Wochen erstreckten bis Mitte August 2005. Es folgen dann 6 Wochen mit Kalibrationsmessungen an den Kreiseln bis am 25.9.2005 das Helium zu Ende war und die Temperaturen über die kritische Messtemperatur anstieg. Dies war 3 Wochen später als erwartet. Insgesamt war eine Gesamtmissionsdauer von 16-17 Monaten errechnet worden. Erreicht wurden 17.3 Monate.

GP-B hat eine Startmasse von 3100 kg, ist 6.84 m hoch bei einem maximalen Durchmesser von 2.64 m. 2 Solarpanel liefern 606 Watt an Strom. 293 W benötigt der Satellit, 313 W die Instrumente. Eine Delta 2 beförderte den Satelliten in einen polaren Orbit höchster Präzision in 642 km Höhe. Im April 2007 wurden die ersten vorläufigen Ergebnisse nach der Auswertung von etwa 1 Terabit an Daten welche der Satellit über 1 Jahr sandte veröffentlicht. Demnach wurde eine Raumzeitkrümmung von 6.606 Bogensekunden und ein Lense-Thirring-Effekt von 0.039 Bogensekunden gefunden. Das ist übereinstimmend mit den Berechnungen, doch sind die Werte noch ungenau, weil es Verunreinigungen bei den Detektoren gab. Bis Dezember will man durch mehr Daten diese Werte präzisen. Vorhergesagt waren 6.614 Bogensekunden und 0.0409 Bogensekunden (Genauigkeit 0.0005 Bogensekunden - Es gibt also noch Diskrepanzen die einer Klärung harren).

COROT

Corot ist der erste Spezialsatellit der nur dem Aufspüren und Untersuchen von Planeten um andere Sterne dient. COROT ist ein Gemeinschaftsprojekt der französischen Weltraumagentur CNES und der ESA. COROT ist eine Abkürzung und steht für Convection, Rotation & Planetary Transits. Das it eine kurz gefasste Missionsbeschreibung: Der Satellit untersucht Sterne auf Veränderungen bedingt durch Schwingungen durch konvektive Ströme, Rotation und den Transit von Planeten vor dem Stern.

Der Satellit wiegt nur 630 kg und wurde am 27.12.1006 von der ersten Sojus 2-1B in einen sonnensynchronen 896 km hohen Orbit befördert. Die nominelle Mission dauert 2.5 Jahre mit der Möglichkeit sie zu verlängern, wenn der Satellit danach noch in gutem Zustand ist. Der Satellit besteht aus einem allgemein Modul, welches die Satellitensysteme beinhaltet und 330 kg wiegt und dem Instrumentenmodul von 300 kg Masse. Das Instrumentenmodul beinhaltet Instrumente an denen viele europäische, auch deutsche Institute beteiligt sind, das Satellitenmodul PROTEUS ist ein Modul das die CNES für Satelliten in erdnahen Bahnen der 500-700 kg klasse entwickelt hat und das für zahlreiche Satelliten wie JASON-1 und Calipso eingesetzt wurde.

Die Abmessungen des Satelliten betragen 1.84 x 2.1 x 4.1 m. Der Treibstoff an Bord ist ausreichend für eine Geschwindigkeitsänderung von 90 m/s. Der gesamte Satellit kann auf 0.5 Bogensekunden genau ausgerichtet werden. 2 Solarpanels liefern zu Missionsbeginn 530 W Leistung. Pro Tag wird eine Datenrate von 1.5 GBit erwartet, an Bord können 2 GBit zwischen gespeichert werden.

Kernstück ist ein relativ kleines Teleskop von nur 27 cm Öffnung in Schiefspiegelbauweise. 2 parabolische Spiegel lenken das Licht in ein Linsensystem von 6 Linsen zur Korrektur von optischen Fehlern. Die Schiefspiegelbauweise erlaubt es ein komafreies Instrument (ohne Fangspiegel vor dem Primärspiegel) zu bauen und die Baulänge zu reduzieren. Die Brennweite beträgt dann 1.2 m. Außerhalb des eigentlich Fokus befinden sich dann die Instrumente. Es handelt sich um eine Kamera mit zwei Kanälen die durch einen Strahlenteiler gleichzeitig mit licht versorgt werden.

Detektoren sind CCD Arrays von 4 x 2048 x 4096 Pixels. die CCD sind Frametransfer CCD, d.h. ein 4096 x 4096 CCD besteht aus einem nutzbaren 2048 x 4096 Bereich und einen gleich großen Bereich der vor Licht geschützt wird. Nach der Belichtung wird der Inhalt sehr schnell in diesen kopiert und dort langsam (zur Reduzierung des Rauschens) ausgelesen. Die CCD ergeben so ein 4096 x 8192 Pixel Großes Feld, das am Himmel einen Bereich von 2.8 x 2.8 Grad abbildet. Die CCD werden auf -40°C gekühlt und diese Temperatur wird mit großer Präzision (0.015°C über einen Orbit) gehalten.

Der erste Kanal, nutzt eine Hälfte des CCD er bildet das Himmelsfeld ab, doch durch die Dejustierung verschmiert das Bild eines Sterns über 80 Pixels. Die Belichtungszeit beträgt 1 Sekunde, das reicht aus um Sterne bis zu 9 mag Helligkeit zu beobachten. Er dient zur Suche nach extrasolaren Planeten. 5-9 Sterne der Spektralklassen A,F und G sollen sich pro Feld befinden. (Dies sind Sterne von ähnlicher Größe und Lebensalter wie unsere Sonne, die auch zur Spektralklasse G gehört)

Der zweite Kanal, genannt Astroseismologie Kanal hat ein Prisma vorgeschaltet, das ein ebenfalls verschmiertes Spektrum von 400 Pixels Breite. Bei einer Belichtungszeit von 32 Sekunden können Sterne von 11-16 mag Helligkeit untersucht werden. Bis zu 3000 sind in einem Bild enthalten.

Die Daten werden nicht direkt übertragen, sondern von der Bordelektronik aufgearbeitet, das dauert 17 Minuten, so erreicht man eine zeitliche Auflösung von etwa einer Viertelstunde.

Das Ziel der defokussierten Aufnahmen ist es dass man durch das Verschmieren der Helligkeitsinformation über viele Pixel viel genauere Helligkeitsmessungen anstellen kann. Jedes Pixel eines CCD hat eine geringfügig unterschiedliche Empfindlichkeit, dazu kommt noch Rauschen in den Detektoren. Diese Störungen mitteln sich heraus wenn man sehr viele Pixel zur Helligkeitsberechnung heranzieht. COROT soll so Helligkeitsschwankungen von nur 0.01 % detektieren. Diese können durch Schwingungen des Sterns aber auch den Transit von Planeten vor einem Stern verursacht werden. Erstere sind periodisch, letztere nicht.

Die Mission sieht so aus, das der Satellit 150 Tag ein Feld von 20 x 20 Grad Größe beobachtet. 20 Tage lang wird ein Sternfeld von 2.8 x 2.8 Grad Größe beobachtet, dann das nächste. Nach 180 Tagen wird der Satellit geschwenkt, weil die Sonne oder Erde dann in die Nähe des Sternfeldes geraten. 5 Dieser Felder sollen so in der Primärmission untersucht werden. 100 Sterne von 6-9 Mag Größe wird im Extraplanet Kanal untersucht und 60-100.000 Sterne im Astronometriekanal.

COROT soll die Empfindlichkeit für die Detektion von Planeten deutlich steigern. Bislang liegt diese bei den bisher entdeckten Planeten etwa bei Uranusmasse (14 Erdmassen). COROT soll diese auf 1 Erdmasse absenken. Am 3.5.2007 konnte man die Entdeckung des den ersten Exoplaneten feiern: Es ist noch ein relativ großer Planet von 1.78 fachen Jupiterdurchmesser und 1.3 facher Jupitermasse, welche seine Sonne in 1.5 Tagen umkreist. Doch Wissenschaftler sind optimistisch, das COROT noch mehr und kleinere Planeten finden wird, da die Qualität der Daten erstaunlich gut ist und Störungen der Nutzdaten durch Rauschen oder anderes weit unter den Erwartungen liegen und die Empfindlichkeit des Instruments daher erheblich höher ist als erwartet.

Kepler

Der letzte in dieser kleinen Reihe von Satelliten zum Finden von Planeten ist Kepler. Kepler ist eine Discovery Mission, also eine Sonde die formal zum Planetenprogramm der NASA gehört (weil sie in einen heliozentrischen Orbit gelangt und nicht in einen Erdorbit). Sie hatte neben der eigentlichen Funktion zum Suchen nach Planeten auch die Aufgabe die Technologie für eine weitaus größere Sonde, den Terrestrial Planets Finder (TPF). Dieser wurde 2006 im Rahmen einer Kürzung des NASA Budgets für das Wissenschaftsprogramm gestrichen.

Kepler ist die größte bis zu diesem Zeitpunkt gebaute Sonde für diesen speziellen Zweck. Kepler hat nur ein Instrument: ein Schmidt Teleskop mit 0.95 m Öffnung und 1.4 m Spiegelgröße, das 9 größte Schmidtteleskop das je gebaut wurde (und das größte Teleskop das die Erde verlassen hat).. Schmidt Teleskope sind Weitwinkel Teleskope und so bildet dieses recht große Instrument ein sehr großes Gesichtsfeld ab: Es hat 12 Grad Durchmesser und davon werden 105 Quadratgrad auf 42 CCD, jeder mit 2204 x 1024 Pixeln abgebildet. Das ergibt eine Kamera mit 94 MPixeln.

Die Sterne werden nicht wie bei COROT und MOST verschmiert, man nutzt vielmehr lange Belichtungszeiten um sehr genaue Helligkeitsmessungen zu bekommen, denn die CCD Chips arbeiten als Photometer, d.h. es wird kein Bild erzeugt, sondern für jeden Stern gemessen, welche Helligkeit er hat. Die Genauigkeit beträgt dabei mindestens 20 ppm. Das bedeutet das Licht wird so genau gemessen, das eine Veränderung der Helligkeit um den Faktor 1/50000 messbar ist. Das ist extrem genau. Auf der Erde würde das heißen, dass wenn an einem hellen Sommertag noch der Mond scheint, das Photometer den Unterschied bemerken würde.

Untersucht werden 100.000 Sterne über 4 Jahre, man erhofft sich (aufgrund statistischer Annahmen) die Entdeckung von 50 Planeten von Erdmasse und etwa 640 von maximal 10 Erdmassen. Das Feld wird über die gesamte Missionszeit beobachtet. Ein erdgroßer Planet sollte bei einem Transit je nach Orbit und Größe die Helligkeit eines Sterns über 2-16 stunden um 100 ppm absenken. Die Belichtung wird integriert wird über 6.5 Stunden. Die Auflösung der CCD beträgt 3.98 Bogensekunden, über 15 Minuten kann der Satellit mit einer Genauigkeit von 9 Millibogensekunden ausgerichtet werden. Dazu dienen zwei Star Tracker Kameras mit eigenen Teleskopen.

Daten werden an Bord gespeichert. Die Sonde kann bis zu 60 Tagen ohne Bodenkontakt auskommen. Befehle werden im X-Band mit 384 KBit/s übertragen, Daten im Ka Band (erstmals ausschließlich zur Datenübertragung benutzt) mit 3645 KBit/s zur Erde. Die Sonde wiegt 1039 kg und die Solarpanels die auch als Sonnenschutz dienen liefern 651 Watt Strom. Die Missionszeit soll 4 Jahre betragen, eine Ausdehnung auf 6 Jahre sollte technisch machbar sein. Der Vorteil einer längeren Missionsdauer ist dass man eine bessere Chance hat Planeten zu erfassen die eine längere Orbitperiode haben. Die 4 Jahre sind ausreichend um Planeten zu erfassen die wie die erde ein Jahr Umlaufszeit haben. Man kann aber nur 10 % der Planeten erfassen die eine Umlaufsdauer wie der Mars haben (1.9 Jahre).

Die 1039 kg schwere Sonde wird in einen Sonnenorbit mit einer Umlaufszeit von 372.5 Tagen befördert, bei der sie sich langsam von der Erde entfernt und ihr folgt. Die Halbachse beträgt 1.1013 AE mit einer Exzentrizität von 0.031. Trägerrakete ist eine Delta 2. Gestartet wurde Kepler nach mehr als zweijähriger Verzögerung am 9.3.2009.

Im Vergleich zu COROT verfügt die Sonde 10-mal mehr Detektorfläche welche eine 20 mal größere Fläche am Himmel abdeckt und die Beobachtungszeit für dieses Feld ist ebenfalls 10-mal länger. Dadurch werden zum einen mehr Sterne erfasst (100.000 anstatt 3000) und man hat bessere Chancen Planeten mit einer längeren Umlaufsperiode zu erfassen. TPF sollte nicht nur einen Planeten detektieren können, sondern auch Informationen über seine chemische Zusammensetzung und seine Atmosphäre liefern. Er beschränkt sich auf die nächsten 150 Sterne, sollte dort aber die Planeten direkt abbilden können.

Im November 2012 begann die erweiterte Missionsphase von Kepler und die NASA konnte folgende Ergebnisse vermelden:

Kepler hat 150.000 Sterne untersucht, dabei Hinweise auf 2.321 Expolaneten geliefert. 100 wurden davon schon durch mehrere Beobachtungen bestätigt. Darunter sind einige spektakuläre Entdeckungen so die ersten Sonnensysteme mit mehreren Planeten und die ersten Sonnensysteme mit Planeten aus Gestein. Der im Dezember 2011 veröffentlichte Planet Kepler 22b ist der erste Planet der in einer habitablen Zone um seinen Stern entdeckt wurde. Er hat mindestens die 2,4-Fache Masse der Erde. Er umkreist einen G5 Stern, also einem ähnlichen Typ wie die Sonne (0,97 Sonnenmassen) mit einer Periode von 290 Tagen. Die Temperatur sollte ohne Atmosphäre in der Größenordnung von 262 K liegen. Bei der Erde je nach Modell zwischen 257 und 267 K.

Am11.5.2013 fiel das vierte Reaktionsschwungrad aus. Damit hatte der Satellit seine Möglichkeit zur Ausrichtung verloren. Nach zehn kritischen Tagen hatte man eine Software zur Ausrichtung nur mit den Lageregelungstriebwerken überspielt, die man schon für den Fall, das mehrere Reaktionsschwungräder ausfallen sollten entwickelt hatte. Bis dahin hatte Kepler über 3200 Exoplaneten entdeckt. Darunter nun mehrere in habitablen Zonen und nun auch schon so massearme wie der Mars.

Planck

Planck wurde zuerst 1992 genehmigt, damals noch mit einem Ziel eines Starts im Jahre 2003. Die Kostenabschätzungen nach der Definitionsphase führten 1996 zu einem vorläufigen Stopp. Die kosten erschienen zu hoch und so wurde das Projekt 1997 neu aufgesetzt, mit dem Ziel Kosten zu sparen. Das führte dazu, die Mission neu zu planen. Geprüft wurde auch die Option als eigenständiger Satellit oder die Integration der Instrumente in Herschel (dann nur aktiv, wenn Herschel sich zwischen zwei Beobachtungen dreht). Es kam schließlich zur heutigen Konfiguration, die zumindest Startkosten einspart und auch vom Spacecraft Bus wurde möglichst viel erneut für Planck verwendet.

Planck teilt mit Herschel zwei Punkte: Er verfügte über Instrumente, die gekühlt werden müssen und er wird in den L2 Lagrangepunkt gebracht. Seine Aufgabe ist aber eine andere. Er soll den gesamten Himmel im Bereich der 3 Kelvin Hintergrund Strahlung durchmustern. Die 3 K Hintergrundstrahlung ist das älteste Signal, das wir vom Universum kennen. Es entstand als einige Hunderttausend Jahre nach dem Urknall das Universum so kalt war, dass sich aus Protonen und Elektronen die ersten Atomkerne bildeten. Dabei wurde Wärmestrahlung frei. 13 Milliarden Jahre später hat sich das Universum ausgedehnt und diese Strahlung abkühlt, sodass sie heute nur noch eine Temperatur von 3 Kelvin hat. Das bedeutet, ihre Zentralwellenlänge liegt an der Grenze zum Infrarot bei kurzwelliger Radiostrahlung.

Diese Strahlung wurde 1965 von Penzias und Wilson entdeckt und Ende der 80 er Jahre kartierte der Satellit  COBE erstmals die Strahlung. Sie erweis sich also äußerst Isotop, also in allen Himmelsrichtungen gleich stark. Es gibt jedoch sehr kleine Fluktuationen auf dem Mikrokelvin Niveau. Diese stammen zum einen von Dichteunterschieden in dem Universum, als die Strahlung entstand. Sie liefern Informationen über den Zustand des Universums vor 14 Milliarden Jahre. Weiterhin wird die Strahlung durch Galaxien in der Sichtlinie, aber auch die Dunkle Materie beeinflusst. So soll Planck auch Details zu diesen Phänomenen liefern, insbesondere die kalte, dunkle Materie ist sonst kaum detektierbar.

Es gab zwei Missionen vor Planck mit derselben Aufgabenstellung: COBE und WMAP. Damit Herschel einen noch höheren Erkenntnisgewinn liefert, muss es noch empfindlicher sein und einen größeren Wellenlängenbereich abtasten. Herschel wird daher gekühlte Empfänger aufweisen und einen breiten Bereich von Radiowellen bis zum infraroten Spektralbereich abtasten. Ziel ist es den Himmel mindestens zweimal vollständig zu erfassen. Planck soll eine dreimal höhere Auflösung (5 anstatt 15 Bogenminuten) und eine 5-mal höhere Temperaturauflösung (ΔT/T = 1 x 10^-6 anstatt 2 x 10^-5). Insgesamt wird er 15-mal mehr Daten liefern und auch einen breiteren Wellenlängenbereich (10-mal kürzere Wellenlängen als WMAP) abdecken.

Die hohe Empfindlichkeit und Auflösung gestattet es nicht nur die Fluktuationen des Mikrowellenhintergrundes (und damit die Struktur des frühen Kosmos) genauer zu kartieren und damit kosmologische Modelle zu verbessern. Daneben gibt es natürlich auch Vordergrundquellen, die in diesem Wellenbereich strahlen: Galaxienhaufen, Gaswolken etc. Auch von diesen werden Messungen vorliegen und dies mit sehr hoher räumlicher Auflösung und über einen breiten Spektralbereich.

Der Satellit

Planck besteht aus einem 1.5 m x 2.0 m großen parabolischen Empfangsantenne als primäres Empfangsinstrument. Ein 1.1 x1.5 m Sekundärspiegel wirft die empfangene Strahlung dann auf die Empfänger unterhalb der Fokalebene. Die Empfänger werden gekühlt. Hinter einem Solarzellen-Array zur Stromversorgung befindet sich der Satellitenbus und danach getrennt durch mehrere V-Förmigen Blenden die Antenne. Diese Anordnung kühlt die Antenne auf 50 K herab. Die Empfänger selbst werden aktiv weiter abgekühlt auf 20 bis 0.2 K. Planck wiegt beim Start 1921 kg, ist 4.2 m hoch und ebenfalls einen maximalen Durchmesser von 4.20 m. Er enthält 256 kg Hydrazin um die Bahn um den L2-Librationspunkt zu korrigieren aber auch das Blickfeld der Teleskope zyklisch anzupassen. Dazu dienen 12 Triebwerke mit 20 N Schub und 4 kleinere Triebwerke mit lediglich 1 N Schub.

205 kg der Startmasse entfallen auf das Teleskop und die Instrumente. Der Spiegel besteht aus kohlefaserverstärktem Kunststoff und hat eine Oberflächengenauigkeit von 5 Mikrometern - Damit wäre es auch ausreichend plan, um im visuellen Sichtbereich Beobachten durchzuführen. Der nur 28 kg schwere Spiegel ist mit Aluminium überzogen und reflektiert 99.5 % der einfallenden Strahlung. Ein Schutzschild umgibt ihn, um Streulicht auszublenden. Der Spiegel selbst hat während des Betriebs nur eine Temperatur von 40K, beim Start allerdings eine von 300 K. Dies waren sehr große Anforderungen an das Material, genauso wie die Vibrationen beim Start.

Es schaut in einem Winkel von 85 Grad zur Rotationsachse seitlich auf den Himmel. Wie bei Herschel ist die 13 m² große, kreisrunde Solarzellenfläche gleichzeitig Sonnenschutzschild. Sie mit dünnen Streben am Hauptkörper befestigt, um den Temperaturfluss zu minimieren. Eine 39 AH Lithiumionen-Batterie dient zum Abpuffern von Zeiten, in denen die Panels nicht von der Sonne beschienen sind. Das Panel aus Gallium-Arsenid Solratzellen liefert 1665 Watt zu Missionsende. Die Kommunikation mit der Erde erfolgt mit 3 Niedriggewinnantennen und einer Mittelgewinnantenne. Empfangsstation ist die ESA-Bodenstation in New Norica in Australien mit einer 35-m-Empfangsantenne. Die 10 Stunden Sendezeit pro Tag teilen sich Herschel und Planck. Die Datenrate beträgt 100 KBit/s. Sender ist ein 30 Watt X-Band Sender. Für die Datenspeicherung wird wie bei Herschel ein 25 GBit Speicher. Da beide Missionen unterschiedliche Bahnen um den L2 Punkt haben ist es von der Erde aus nicht möglich parallel die Daten zu empfangen.

Die Gesamtkosten von Planck belaufen sich auf rund 700 Millionen Euro.

Die Instrumente

Im primären Fokus des Teleskops befindet sich ein Array aus verschiedenen Empfängern für Mikrowellenstrahlung. Sie zerfallen in zwei Hauptinstrumente: das Low Frequency Instrument (LFI) mit 22 Radiowellenempfängern. Sie werden auf 20 K gekühlt und arbeiten bei Wellenlängen zwischen 30 und 70 GHz. Die Strahlung wird zuerst in Wellenlängenleitern aufgefangen und in orthogonale Polarisationsanteile aufgeteilt. Diese beiden Informationen werden dann zu den Empfängern, Radiometern geleitet. Die Radiometer bestehen aus HEMT's (High Electron Mobility Transistors). Sie verstärken das Signal um das zehnmillionenfache. Die HEMT zeichnen sich dadurch aus, das Elektronen sich nur zweidimensional bewegen können, wodurch das Rauschen vermindert und die Empfindlichkeit erhöht wird. Planck setzt Indiumphosphid-HEMT der neuesten Generation mit Gatterlängen von 30 Nanometern ein. Um das Rauschen zu reduzieren, sind die HEMT auf 20 K gekühlt. Die 44 Empfänger haben einen Stromverbrauch von nur 0.5 Watt - da diese Wärme natürlich abgeführt und aus dem Kühlmittel entfernt werden muss ist der geringe Stromverbrauch ein großer Vorteil dieser Empfänger. Der Nachteil von HEMT ist ein niederfrequentes Rauschen. Dieses wird minimiert, indem vor und nach den Empfängern ein Referenzsignal mit einer Temperatur von 4K (der des Kühlmittels) eingebaut wird. Das Signal wird zuerst hinzugemischt und dann subtrahiert. Da das Signal genauso wie das Nutzsignal verrauscht ist, kann man durch die Subtraktion das Rauschen herausrechnen.

Das Signal wird dann durch 1.5 m lange Lichtwellenleiter geschickt und gelangt in den warmen Teil der Elektronik, wo 300 K herrschen. Dort wird es digitalisiert und verarbeitet. Nach einer weiteren Verstärkung um den Faktor 1000 wird es durch eine Diode digitalisiert. Weitere Fluktuationen in der Diode werden durch zyklisches Wechseln zwischen Himmel und Referenzsignal (4000-mal pro Sekunde) detektiert und herausgerechnet. Nach Verarbeitung wird dann der Messwert zur Bodenstation geschickt. Der gesamte Aufwand dient dazu Schwankungen des Mikrowellenhintergrund in einem etwa 1 Million mal stärkeren Emissionen von anderen Quellen zu detektieren.

Das zweite Instrument HFI (High Frequency Instrument) erschließt den kürzerwelligen Frequenzbereich an der Grenze zum Infrarot. Es erfasst Strahlung mit einer Wellenlänge kürzer als 3 mm (100 GHz) und erstreckt sich bis zu einer Wellenlänge von 850 GHz. Die Detektoren sind hier hochempfindliche Thermometer, sogenannte Bolometer. 20 sind unpolarisiert, 32 sind für lineares polarisiertes Licht empfindlich. Die Strahlung erwärmt die Bolometer um 10 Mikrokelvin. Damit dieser niedriger Temperaturanstieg gemessen werden kann, müssen die Detektoren auf eine sehr niedrige Temperatur gekühlt werden: 0.1 K. Da im gesamten Universum es die 3 Kelvin Strahlung gibt, sind in diesem Universum alle Körper mindestens 3 K warm - auch Gas oder Atome fern jeder Galaxie, die niemals von einem Lichtphoton getroffen wurde. Anders ausgedrückt: Für mindestens 15 Monate werden die Instrumente von Planck 30-mal kälter als der Rest des Universums sein.

Im Bild rechts befinden sich die Detektoren des HFI im runden Kreis, umgeben von den Detektoren des HFI oben und in zwei Reihen unterhalb.

Die Erreichung dieser niedrigen Temperaturen war eine große Herausforderung. Der erste Schritt war die Abschirmung des Satelliten gegen die Wärmeaufnahme durch die Sonneneinstrahlung und auch die Infrarotstrahlung der Erde. Das geschieht durch das Solararray und drei V-Förmige Schilde, welche die Temperatur stufenweise auf 40-50 K absenken, indem sie Strahlung nach außen reflektieren. Die 20 K Stufe besteht aus einem Sorptionskühler ohne mechanisch bewegte Teile. Er besteht aus Metallhydrid Elementen, die je nach Temperatur und Druck Wasserstoffgas abgibt oder aufnimmt. Es sind immer 3 Elemente im Standby, eines erwärmt sich, eines kühlt ab und einer gibt Wasserstoffgas ab. Dies ist eine regenerative Kühlung. Insgesamt 1500 l Helium sind für die Kühlung an Bord.

Die 0.1 K Stufe für das HFI lässt sich nicht in einem Schritt erreichen und besteht aus mehreren Kühlstufen die ineinander verschachtelt sind. Die 4K Stufe besteht aus einem Joule-Thompson Kühler, bei dem das dazu verwendete Helium-4 auf 18 Kelvin durch den Sorptionskühler vorgekühlt ist. Die letzte 0.1-K-Stufe besteht aus einem Verdampfungsprinzip auf Basis von Reibung und arbeitet mit einem endlichen Vorrat an Helium-3. Die stärkere Abkühlung im Vergleich zu Herschel macht auch klar, warum der Heliumvorat von Planck schneller erschöpft ist.

Die Mission

Planck wurde am 14.5.2009 zusammen mit Herschel auf einer Ariane 5 ECA in den L2 Librationspunkt gestartet. Planck soll den gesamten Himmel abtasten und eine Karte erstellen - wie schon die Vorgängermissionen COBE und WMAP, allerdings mit bislang unerreichter Genauigkeit. Der Satellit rotiert innerhalb einer Minute um die Achse, die zwischen Sonne-Erde-Herschel verläuft. Dabei wird ein 170-Grad-Kreissegment des Himmels abgetastet. Während der nächsten 45 Minuten überstreichen alle Sensoren dieses Kreissegment. Danach hat sich die Rotationsachse durch die Umlaufbewegung um die Sonne um 2.5 Bodenminuten, gedreht. Diese Bewegung wird kompensiert durch die Steuerdüsen der Sonde. Innerhalb von 6 Monaten soll so der gesamte Himmel einmal überstrichen werden. Dies wird dann mindestens zweimal geschehen. Die zweimalige Abdeckung erlaubt es auch, Lücken in den Beobachtungen zu kompensieren. Limitiert ist die Lebensdauer durch den Vorrat an Helium-3 und Helium-4, aber auch den Hydrazinvorrat. Vorgesehen ist eine Operationszeit von 15 Monaten im L2-Librationspunkt. 95 % des Himmels sollten während der Primärmission erfasst werden. Die Messungen werden 3 Monaten nach dem Start beginnen. Eine Verlängerung um ein weiteres Jahr sollte möglich sein.

Nach der Mission werden rund 10¹² Messungen vorliegen. (72 Detektoren, 15000 Messungen pro Sekunde). Diese werden zum einen zu Karten über den Himmelshintergrund, Regionen, aber auch von Punktquellen verarbeitet. Sie dienen aber auch letztendlich der Bestimmung von etwa 10 kosmopolitischen Parametern. Da Planck sein Messprogramm nicht unterbrechen kann - er muss ja dauernd den Himmel abtasten, da er in 45 Minuten das Gesichtsfeld des Teleskops überstreicht hat er einen anderen Orbit als Herschel. Er hat Funkkontakt über eine Mittelgewinnantenne mit einem Öffnungswinkel von 15 Grad. Das bedeutet: Von Planck aus darf sich die Erde um nicht mehr als 15 grad nach oben/unten oder zur Seite bewegen. Normale Bahnen um den L2-Punkt sind hochelliptisch mit einem Durchmesser von 800.000 km. Diese Bahnen scheiden bei Planck aus. Bei ihnen würde die Erde aus diesem 15 Grad Winkel heraus wandern. Damit dies nicht passiert schlägt Planck einen anderen Orbit ein, bei dem er sich maximal 280.000 km vom L2-Punkt entfernt. Dieser orbit benötigt eine Korrektur durch die eigenen Triebwerke und daher hat Planck einen deutlich größeren Treibstoffvorrat als Herschel. Planck limitiert durch diese Bahn auch die Startfenster.

Artikel zuletzt geändert: 20.11.2012

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

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