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Giotto

Einleitung

Anfang des neuen Jahrtausends sind Kometensonden "in". Rosetta wird zum Kometen Churyumov-Gerasimenko geschickt. Stardust passierte den Kometen Wild/2. Deep Space 1 machte einen Vorbeiflug beim Kometen Borelly. Die Raumsonde CONTOUR, die zu zwei Kometen fliegen sollte ging dagegen beim Start verloren. Sie alle basieren auf den Ergebnissen die man mit der Raumsonde Giotto gewonnen hat.

Den Aufsatz über Giotto habe ich weil er sonst sehr lang geworden wäre in zwei Teile unterteilt. In diesem Teil finden Sie eine Beschreibung der Raumsonde und der Experimente von Giotto. In einem zweiten Teil finden Sie alles über die Mission von Giotto und ihre Geschichte.

Die Sonde

Um Kosten zu sparen, wurde die Sonde basierend auf der Konstruktion des 1978 von der ESA gestarteten GEOS Satelliten entwickelt. Dies war ein geostationärer Satellit zur Beobachtung der Erde. Im Laufe der Entwicklung musste man jedoch zahlreiche Änderungen vornehmen. Zum einen bedingt durch den Kometen (Schutzschild, Experimentanordnung) zum anderen wegen der Natur als Raumsonde (mehr Autonomie und Redundanz, Hochgewinnantenne). Schon bald war daher die Idee vom Tisch, ein Geos Strukturmodell zu benutzen. Schließlich war die Sonde wesentlich höher als Geos (1.60 zu 1.32 m) und schwerer (515 kg leer im Vergleich zu 274 kg bei Geos).

Auch war die Stromversorgung nicht ausreichend: Die Oberfläche von Geos war mit Solarzellen bedeckt, die eine Leistung von 143 Watt aufweisen. Dies war für Giotto zu wenig. Die Sonde benötigte mindestens 189 Watt für den Betrieb ihrer Systeme. Das führte zum Strecken des Körpers. Weiterhin wurde eine Batterie eingebaut, um den Spitzenbedarf bei dem Vorbeiflug zu decken und auch die Sonde unabhängiger zu machen. So konnten sogar die Solarzellen durch Staubteilchen beschädigt werden.

Große Problem machte auch die Parabolantenne. Da Giotto mit dem Schutzschild unten auf Halley zuflog, diktierte dies die Ausrichtung der Sonde. Die Kommunikationsantenne musste dann aber um zur Erde zu zeigen, um 44,2 Grad zur Sondenachse geneigt sein. Ein Motor musste sie gegen die Rotationsrichtung drehen, sonst wäre der Antennenstrahl wie in einem Kreis über das Firmament gezogen und hätte die Erde nur kurzzeitig gestreift.

In der Summe wurde Geos zwar als Ausgangspunkt genommen, aber die vielen Modifikationen führten dazu, dass Giotto nicht mehr viel mit dem Geos Satelliten gemeinsam hatte. Ursprünglich war nur ein Betrieb über acht Monate geplant, da sie bei der Begegnung mit Halley zerstört oder spätestens 27 Stunden nach dem Vorbeiflug abgeschaltet werden sollte.

Antrieb und Lageregelung

Zentrales Element ist der französische Mage 1S Feststoffantrieb. Er transportierte Giotto zu Halley von einer Übergangsbahn um die Erde aus. Nach dem Ausbrennen wurde das Loch, durch das der Antrieb feuerte verschlossen. Der Mage 1S Antrieb alleine hatte eine Masse von 411 kg voll und 38 kg leer. Der Schub betrug 23.63 kN und die Brenndauer 50 Sekunden. Die Treibstoffmasse war vorher genau berechnet worden damit die Sonde die richtige Endgeschwindigkeit erreichte. Der Mage 1S Antrieb war 128.6 cm lang und hatte einen Durchmesser von 76.7 cm. Das Gehäuse bestand aus Kohlefaserwerkstoffen, die Düse mit einem Entspannungsverhältnis von 45 auf Kevlar. Der spezifische Impuls war damals mit 2893 m/s sehr hoch. Er sollte die Sonde um 1400 m/s beschleunigen.

Die Sonde rotiert 15-mal pro Minute um ihre eigene Achse. Ein Nutationsdämpfungsmechanismus kann die Sonde stabilisieren wenn ein Staubteilchen Einschlag die Rotationsachse verschiebt. Ein Despun Motor rotierte die Antenne gegenläufig zur Sonde. Er konnte die Sonde auf 0.05 Grad genau auf die Erde ausrichten.

Das Lageregelungssystem bestand aus einem redundanten Satz von je 4 Düsen à 2 N Schub. Treibstoff waren 69 kg Hydrazin die katalytisch zersetzt wurden. Damit wurde die räumliche Lage der Sonde geregelt und auch die Bahn verändert. Der Treibstoff reichte für eine Geschwindigkeitsänderung von 170 m/s. Das war viel mehr als für diese kurze Mission notwendig war, doch der bei der ESA verantwortliche Projektverantwortliche David Dale rechnete damit, dass die Bahn von Halley nicht genau genug bekannt war undd wollte genügend Treibstoff an Bord haben um die Bahn nach dem Start noch gravierend ändern zu können. Die genaue Orientierung im Raum wurde durch 3 Sensortypen erreicht : Nahe der Erde durch ein Infrarot Teleskop von Bleistift Größe, welche die IR Strahlung der Erde detektierte, später durch 2 Sonnensensoren und 2 Starmapper mit einem Gesichtsfeld von 9 x 9 Grad und einer Empfindlichkeit bis +2.4 Mag. Es war der erste Einsatz dieser Technologie an Bord einer Raumsonde.

Kommunikation

Die Kommunikationsantenne mit 1.47 m Durchmesser war fest um 44.3° zur Spinnachse geneigt und zeigte während des Halley Rendezvous zur Erde. Sie hatte jeweils einen redundanten 20 Watt Sender im X-Band bei 8.428 GHz und einen 4.45 Watt S-Band Sender/Empfänger (bei 2.3/2.1 GHz). Die Sonde sandte ihre Daten direkt mit 40 KBit/sec zur Erde (bei Halley über die 64 m Radioantenne bei Perkes in Australien). Für die interplanetare Phase und zum Empfang von Kommandos gab es noch zwei Niedriggewinnantennen im S-Band. Sie saßen ebenfalls auf dem Dreibein und gewährleisteten einen Kontakt mit niedriger Datenrate, wenn die Hauptantenne nicht zur Erde wies. Sie hatten eine Sendeleistung von 5 Watt.

Der Antennengewinn betrug 38.5 dBi im X-Band und 27.2 dBi im S-Band. Es gab eine Reserve von 5 dB beim Senden, die eine Verschiebung der Rotationsachse abfangen sollte. Eine Abweichung um 0.8 Grad im X-Band oder 3 Grad im S-Band bedeutete einen Signalverlust von 3 dB. Die Antenne hatte im X-Band nur eine Breite des Sendestrahles von 1.8 Grad. Dazu musste auch die Möglichkeit von Regen über der Empfangsstation berücksichtigt werden. Die maximale Datenrate von der Sonde lagen bei 360 Bit/sec im S-Band und 46.080 Bit/s im X-Band. Es gab drei Datenraten. Die Nettodatenraten lagen beim Format F1 bei 39.393 Bit/sec, beim Format F2 bei 9938 Bit/sec und beim Format F3 bei 4.654 Bit/sec. Dazu kam ein Overhead für die Fehlerkorrektur, so dass die Bruttodatenraten bei 46.080, 12.288 und 5.760 Bit/sec lagen (45,12 und 5 KBit/sec). Die meist genutzten waren F1 mit 46.080 Bit/sec und F3 mit 5.760 Bit/sec. Die Empfangsrate von Kommandos von der Erde betrug 16 Bit/sec. Es gab 64 Empfangs und 372 Sendekanäle. Das Datenverarbeitungssubsystem hatte 352 Eingangskanäle und kodierte im Convolution und/oder Reed-Solomon Code. Bei dem F1-Format waren 6.000 Bits/s für die Telemetrie reserviert.

Da nicht ausgeschlossen wurde, dass die Raumsonde bei der Begegnung zerstört werden würde (zahlrieche Wissenschaftler rechneten nicht mit Daten nach dem Vorbeiflug), entschied man sich gegen einen Bahnrekorder und übertrug alle Daten life. Das Risiko war, das allerdings dann schon ein kleines Staubkorn zwar nicht die Raumsonde zerstören, aber ihre räumliche Ausrichtung beeinträchtigen konnte uns so die Verbindung abreisen würde. Ein Bandrekorder hätte die Daten für diesen Fall zwischenspeichern können, doch in der Abwägung fiel die Entscheidung gegen ihn. Lediglich zwei Instrumente (EPA und MAG) hatten einen lokalen Datenspeicher.

Die Elektronik der Raumsonde hatte als eine der ersten zahlreiche Routinen welche die Sonde stabilisieren sollten, sowohl bei Beschädigungen durch den Staub, wie auch beim Verlust der Kommunikation (die Sonde würde sich dann langsam drehen und so die Hochgewinnantenne in einem Suchraster über den vermuteten Punkt der Erde führen. Zahlreiche Systeme waren redundant vorhanden, das erlaubte später die erweiterte Mission, als es Defekte in den primären Systemen durch Hochspannungsentladungen gab.

Struktur

Den Mantel von 1.81 m Durchmesser und 1.60 m Höhe bedeckten 5032 Solarzellen aus Silizium. Sie lieferten 190 Watt in Erdnähe und 285 Watt Strom bei der Begegnung mit Halley. 4 Silber-Cadmium Batterien mit je 14 Zellen und 16 Ah Kapazität dienten dem Abpuffern von hohem Stromverbrauch. Der maximale Stromverbrauch der Sonde betrug 206 Watt (70 Watt Sender, 85 Watt Sonde, 51 Watt Experimente). Die Bordspannung von 28 V wurde auf 2 Prozent genau regelt. Überflüssige Energie wurde als Wärme abgestrahlt.

Der zentrale Zylinder hat einen Durchmesser von 1.10 m und eine Höhe von 1.85 m. Die Struktur bestand aus 3 Ebenen in einem Aluminiumrahmen. Die erste Ebene (30 cm Höhe) war von der Rotation der Sonde entkoppelt und beinhaltete die Antenne und die Kommunikationseinrichtungen. Die mittlere Ebene (40 cm Höhe) beinhaltete die Treibstofftanks. Die unterste Ebene (30 cm Höhe) enthielt die meisten Experimente. Die Experimente schauten am Schutzschild vorbei zum Kometen. Die Temperaturregelung erfolgte sowohl passiv durch das Bestreichen mit weißer PCR Farbe (mit einem Absorptionskoeffizenten von α=0.25 und einem Emissionskoeffizienten ε=0.82), wie auch aktiv durch das Heizen kritischer Teile mit 12 Brettern mit Dioden. Die Entwicklung der Farbe gestaltete sich äußerst schwierig, da die Anforderungen recht hoch waren und sie auch den Einschlägen wiederstehen musste.

Den Abschluss bildete der Schutzschild vor Staubpartikeln des Kometen. Da die Sonde sich mit 68.3 km/s dem Kometen näherte, hatten selbst kleine Partikel "durchschlagende" Wirkung. Die kinetische Energie eines 1 g wiegenden Staubkorns ist die gleiche wie sie ein 1000 kg schwerer Mittelklassewagen hat, wenn er mit 245 km/h fährt! Solche Teilchen mit maximal 1 g Masse konnte Giotto noch widerstehen. Allerdings konnte schon der Einschlag eines 0.1 g schweren Teilchens die Rotationsachse soweit verschieben, dass man den Funkkontakt verlor.

Wie aber schirmt man eine Raumsonde vor Teilchen mit der 30 fachen Geschwindigkeit einer Gewehrkugel ab ? Es wäre dazu ein 8 cm dicker Aluminiumschild nötig gewesen. Die Lösung war der nach seinem Erfinder, dem Kometenforscher Fred Whipple genannte "Whipple Shield". Dieser basiert auf dem Prinzip das die Teilchen aus Staub bestehen. Wenn sie eine harte Fläche durchschlagen dann werden sie bei der Passage zusammengepresst und nach der Passage ist die interne Struktur zerstört und das Teilchen zerfällt in eine Wolke dünnerer Partikel, die weitaus weniger Schaden anrichten.

Dazu diente ein 1 mm starkes Aluminiumblech mit einer 0.1 mm dicken weißen Eloxalschicht. Dieses wurde zwar von dem Teilchen sofort durchschlagen, doch danach zerbröselte es in kleinere Teilchen. Diese wurden von einer Sandwichstruktur in 23 cm Abstand aufgefangen. Diese bestand aus einem 7.5 mm dicken Geflecht aus Kevlargewebe und Epoxidharz, 5 mm Polyurethan Schaum dahinter, gefolgt von wiederum 2 mm epoxidiertem Kevlar und 15 mm Mylar. Danach schloss sich die 40 mm dicke Raumfahrzeugstruktur aus Aluminium in Honigwabenbauweise an. Diese Schicht konnte Teilchen von 1 g Masse widerstehen, während man bei einer massiven Bauweise schon für 0.1 g schwere Teilchen einen 600 kg schweren Schild gebraucht hätte. Dieser Schutzschild wurde auf der Erde getestet und er widerstand auch 230 Einschlägen bei Halley. Whipple Schilde werden seitdem bei allen Kometensonden aber auch zahlreichen Satelliten und der Raumstation ISS eingesetzt.

Man rechnete schon beim Start damit dass viele kleine Teilchen zwar die Sonde nicht zerstören, durch einseitige Einwirkung aber ins Taumeln bringen könnten. Daher bekam Giotto ein Nutationsdämpfungssystem. Es bestand aus 60 cm langen Röhren, die mit einer sirupartigen Flüssigkeit gefüllt waren und in denen sich Bälle befanden. Bei einem taumeln bewegten sich dei Bälle in der Flüssigkeit und durch die Reibung bauten sie die mechanische Energie ab.

Mit der Antenne war Giotto beim Start 2.867 m hoch und wog 960 kg. Leer, ohne Treibstoff, noch 512 kg. Primärkontraktor war British Aerospace, die schon den GEOS Satelliten entwickelt hatten. Von Dornier aus Deutschland stammte die Struktur und der Schutzschild. Die gesamte Mission kostete 350 Millionen DM, davon 24,5 Millionen DM für die Erweiterung der Mission zum Kometen Grigg-Skjellerup.

Die Instrumente

Die Sonde trug 10 aktive und ein passives Experiment im Gesamtgewicht von 59 kg. Der Stromverbrauch der Instrumente betrug max. 50.6 Watt. Fünf Experimente der wissenschaftlichen Nutzlast wurde von deutschen Instituten gestellt. Als erste Raumsonde machte Giotto von Mikroprozessoren Gebrauch. Die meisten Experimente waren Mikroprozessorgesteuert und entlasteten so den Bordcomputer.

Die primären Instrumente waren die Kamera und die Massenspektrometer zur Untersuchung des Gases und des Staubs (PIA,IMS,NMS). Von den anderen Experimenten erhoffte man sich zwar weitere Erkenntnisse über die Wechselwirkung zwischen Sonnenwind und dem Kometen, jedoch standen sie in der "zweiten Reihe" und für sie musste Giotto sich auch nicht so stark Halley nähern.

Halley Multicolour Camera (HMC):

Die Kamera wär eines der umstrittensten Experimente. Nicht nur war es in Europa die erste Kamera auf einer Raumsonde. Sie war auch das schwerste und das mit dem höchsten Datenvolumen. Dabei bezweifelten viele andere Experimentatoren, dass die Kamera groß von Nutzen sein würde. Wahrscheinlich wäre das Bild unscharf oder würde sie würde beschädigt werden, bevor man überhaupt den Kern erfasst. Schließlich war der Kern nur einige Kilometer groß und somit erst sichtbar wenn die Sonde schon nahe am Kern war - und viele Staubteilchen auf die Sonde einprasselten.

Die HMC hatte als Kamera die wohl schwierigste Aufgabe zu bewältigen, die je eine Kamera an Bord eines Raumfahrzeugs hatte. Sie sollte einen nur wenige Kilometer großen Kern fotografieren, während die Sonde sich mit 70 km/s relativ zu ihm bewegte und dies bei einer mit 4 Umdrehungen pro Sekunde rotierenden Raumsonde. Übertragen auf die Erde wäre die Kamera fähig den Kopf des Piloten eines Überschalldüsenjägers, der sich mit 1200 km/h in 160 m Entfernung quer zur Kamera bewegt mit einer Auflösung von 4 mm zu fotografieren.

Die drei wichtigsten Elemente der HMC waren die Optik, die CCD Detektoren und die Software der Kamera.

Die Optik bestand aus einem Ritchey-Chrétien Teleskop mit einer Öffnung von 160 mm und einer Brennweite 1000 mm. Es erreichte 22 m Auflösung aus 1000 km Entfernung. Sie schaute neben dem Schutzschild auf den Kometen. Die Optik verwandte einen Umlenkspiegel, der das Licht um 45 Grad umlenkte. So konnte die eigentliche Kamera im inneren des Raumfahrzeugs positioniert werden. Nur der Umlenkspiegel und ein 30 cm langer Schutzschild der Streulicht und Staubteilchen abhalten sollte waren auf den Kometen gerichtet. Der Umlenkspiegel kann bewegt werden, so dass trotz Rotation der Sonde während der Belichtung der Komet fixiert wird . Geplant war auch dass die Kamera nach der Passage rückwärts auf den Kern schaute indem man den Umlenkspiegel um 180 Grad drehte. Ein zweites 90 Grad Prisma lenkte das Licht auf 2 gegenüberliegende CCD und wirkte so auch als Strahlungsteiler. Das Gesichtsfeld der Optik betrug 1.5 Grad unvignitiert für das Aufnahme CCD und 0.65 Grad für das Reticon CCD.

Die Detektoren bestehen aus zwei Frametransfer-CCD von jeweils 2 Feldern mit je 292 x 390 Pixels (Ein 584 x 390 Pixel CCD in zwei Felder unterteilt). Bei einer Pixelgröße von 22.3 Mikrometern war jedes CCD 13 x 8.7 mm groß. Dazu kam ein Reticon, ein Zeilen CCD von 2 x 936 Pixels und 30 x 375 Mikrometer Größe. Empfindlich war der CCD Chip im Spektralbereich zwischen 350 und 1100 nm. Die Auflösung betrug 11 m in 500 km Distanz. Es war einer der ersten Einsätze eines CCD bei einer Raumsonde. (Genauergesagt der dritte nach dem Einsatz auf Vega 1+2 und noch vor dem ersten US-Einsatz mit Galileo).

Da Die Sonde rotierte nahm die Kamera nicht ein komplettes Bild aus, sondern belichtete nur einige Zeilen des CCD. Diese wurden dann in einen abgedeckten Teil verschoben. Dieser Teil (der größte Teil der Chipfläche) dient als Speicher. Der Vorteil war, dass man so extrem kurze Belichtungszeiten von nur 10 Mikrosekunden erreichte. Weiterhin wurde gleichzeitig in 4 Feldern gemessen die mit drei Filtern und einem Durchlass für ein Filterrad belegt war. Die Aufteilung der Filter war folgendermaßen:

Das Filterrad, welches auf Zeile 297-302 des ersten CCD abbildete, hatte einen Durchmesser von 56 mm und folgende Filter:

Damit waren auch Aufnahmen in den Absorptionsbereichen einiger Moleküle möglich die man in der Koma von Kometen schon gefunden hatte.

Das wesentliche an der Kamera war jedoch ihre Computersteuerung. 3 Mikroprozessoren mit 50 KByte Software steuerten die Kamera. Das grundlegende Prinzip war es die Zeilen schnell in den maskierten Bereich zu übertragen und dies synchron mit der Bewegung des Kerns im Blickfeld die aus der Rotation der Sonde und der Bewegung relativ zum Kometen resultierte. Die zweite Herausforderung war es es den Kern überhaupt auf dem Foto zu finden und die begrenzte Datenrate optimal auszunützen, indem man nur diese Teile des Bildes übertrug. Dazu diente das Reticon CCD, eine einzelne CCD Zeile die parallel zum CCD angeordnet war und sehr schnell ausgelesen werden konnte. Sie diente praktisch als Belichtungszeitmesser für die Kamera um zu entscheiden ob auf der gerade gespeicherten Zeile ein interessanter Inhalt ist.

Ein Mikroprozessor wählte anhand dieser Daten automatisch die Belichtungszeit und selektierte auch die 10.000 Bildpunkte, die maximal zwischen einer Rotation übertragen werden konnten. Diese Automatik führte dazu dass die Kamera bei Halley sich auf einen hellen Staubausbruch am Rande des Kerns ausrichtete. Es gab neben der Reduktion der Bits pro Pixel von 12 auf 8 Bit verschiedene Summationsmodi von 1 x 1 bis 16 x 16 Pixel. Die folgende Tabelle informiert über die einzelnen Superpixelformate und die Anzahl der Bilder.

Unterformate vom Superpixel Format 0:

Neben diesem normalen Modus gab es noch einen zweiten Nahmodus, der wenige Minuten vor der nächsten Begegnung aktiviert wurde. Nahe des Kerns wurde zusätzlich ein Vierfarbenbild gespeichert als "beste Aufnahme". Es sollte übertragen werden, sobald der Computer der Kamera ein Verschmieren der Aufnahme durch Staub auf der Optik wahrnimmt. Das "Best of" Bild wurde natürlich laufend durch eine bessere Aufnahme ersetzt. Man erwartete, dass die letzte Aufnahme aus 1500 km Entfernung gemacht werden würde. Eine Aufnahme mit 4 Farbbildern wurde in 1.3 Minuten übertragen.

Nachteilig war, das es wegen des knappen verfügbaren Stroms keine Kühlung der Chips gab. Der relativ hohe Dunkelstrom musste daher nach der Mission mühevoll heraus gerechnet werden, wodurch die Auswertung über drei Jahre dauerte. Das Experiment wog 13.5 kg, und benötigte 11.5 Watt an Strom. Die mittlere Datenrate betrug 20.05 KBit/sec. Hauptverantwortlicher: Horst-Uwe Keller, Max Planck Institut für Aeronomie (D)

Neutral Massenspektrometer (NMS)

Es misst die Energie und Masse von neutralen Atomen und Molekülen im Bereich von 1-36 u (Atommasse Wasserstoff-Chlor) mit Energien von 20-2110 eV. Durch die hohe Auftreffenergie der Ionen wird das Energiespektrum verschoben und es kann zur Photodissoziationen und Wechselwirkung mit Ionen kommen. Um diesen Nachteil auszugleichen, besteht das NMS aus zwei Teilen: Einem M-Analysator der nur Informationen über die Masse von Molekülen liefert und einem E-Analysator, der nur Informationen über die Energie liefert. Aus beiden Daten zusammen kann man dann ein viel besseres Massenspektrum gewinnen.

Beide Detektoren sitzen hinter einer gemeinsamen Einlassöffnung von 4 Grad Öffnung an der eine Elektronenquelle sitzt. Der Elektronenstrahl ionisiert die Moleküle und erzeugt dadurch Ionen. Die Elektronenquelle kann abgeschaltet werden um in der äußeren Koma vornehmlich Ionen zu bestimmen.

Der M-Analysatair besteht aus einem doppelt (nach Winkel und Energie) fokussierenden Massenspektrometer. Bestehend aus einem elektrostatischen Plattenanalysator gefolgt von einem Magnet Sektorfeldanalysator. Detektoren waren Microchannel Plates (MCP) gekoppelt an ladungssensitive Anoden. Der M-Analysator konnte in einem Bereich von 1-36 Atommasseneinheiten ein Massenspektrum mit einer Auflösung von 0.15 u anfertigen. Das Anfertigen eines Massenspektrums dauerte 0.9 Sekunden bei Molekülen und 1.0 Sekunden bei Ionen. Die Detektionsschwelle betrug 50 Teilchen/Cm³ bei Neutralen Teilchen und 0.00008/cm³ bei Ionen. Der dynamische Bereich betrug 12 Zehnerpotenzen.

Die Energie wurde im E-Analysator bestimmt, einem einfachen elektrostatischen Plattenanalysator. Er bestimmte die Energie von Teilchen in zwei Bereichen von 10-1410 und 210-2180 eV (entsprechend der Masse von 1-36 und 9-89 Atommassen). Die Energieauflösung betrug im ersten Fall 8-142 eV im zweiten 6-11 eV.

Die Integration dauerte 0.4 Sekunden. Die Detektionsschwellen lagen bei 100/cm³ für neutrale Teilchen und 0.00016 Ionen/cm³. Der dynamische Bereich war kleiner und erstreckte sich nur über 0.4 Zehnerpotenzen. Eine Messung maß nacheinander Masse und Energie und brauchte 3 Sekunden. das entsprach einer Ortauflösung von 200 km. Bis eine Stunde vor dem Vorbeiflug wurde das Instrument vorwiegend zur Erfassung von Ionen genutzt. Erst danach wurden auch neutrale Moleküle der Koma gemessen.

Es wog 12.7 kg, und verbrauchte 11.3 W. Die mittlere Datenrate lag bei 4156 Bits/sec. Hauptverantwortlicher: Dieter K.H. Krankowsky, Max Planck Institut für Kernphysik (D)

Ionen Massenspektrometer (IMS)

IMS maß die Energie und Masse von Ionen. INMS bestand aus zwei Einzeldetektoren: Dem High-Energy Range Spectrometer (HERS) spezialisiert auf die äußere Koma und das High-Intensity Spectrometer (HIS) ausgelegt für Messungen der inneren Koma. Die Ionen entstehen indem neutrale Gase des Kometen auf den Sonnenwind treffen. Sie nehmen dann ein Proton auf und werden zu positiv geladenen Ionen. Ionen konnten auch durch Aufprall von Staub auf die Raumsonde entstehen, da die hohe Geschwindigkeit zur Ionisierung der dabei entstehenden Partikelwolke führen konnte.

Der HERS bestand aus einem elektrostatischem Analysator der die Ionen so umlenkte, dass sie nicht direkt den Sensor erreichen konnten. Eine zylindrische Sektion mit zwei Gittern und einem Spannungsfälle beschleunigte dann die Ionen. Die angelegte Spannung konnte variiert werden um Ionen eine definierte Geschwindigkeit zu geben. Ein sektorförmiger Magnet fächerte dann die Ionen nach Impuls/Ladung aus. So wurde der Ionenstrom in ein Band aufgefächert. Eine elektrostatisch aufgeladene Platte fächerte danach das Band nach Energie/Ladung in der zweiten Dimension auf.

Eine zweidimensionale Microchannelplate (MCP) verstärkte dann den Strom der Ionen. Eine Dimension bildete die Verteilung nach Masse/Ladung ab, die zweite den Winkel der Flugrichtung der Ionen, der wiederum mit der Geschwindigkeit korrelierte. Der verstärkte Strom wurde dann von Channel-electron-multipliers (CEM) als eigentliche Detektoren registriert.

Erfasst wurden Ionen mit Energien zwischen 20 und 86000 eV. Die Ionen wurden in 3-4 Gruppen von 1-4, 4-16,15-64 Atommasseneinheiten erfasst. Die Auflösung der Masse betrug 20 Δm/m bei einer Atommasse von 20. Das Gesichtsfeld betrug 30 Grad gemessen in 4 Sektoren à 7.5 Grad. Ein voller Scan über den gesamten Winkelbereich dauerte 16 Sekunden und lieferte eine Winkelauflösung von 4 Grad im Azimut. HERS maß in der äußeren Korona bei vielen Ionen die durch die Kollision der Koma mit dem Sonnenwind entstanden. Der Messbereich lag bei 0.001 bis 100 Teilchen/cm³

Der HIS ist weniger empfindlich und detektierte kalte und niedrig energetische Teilchen. Hier reflektierte eine elektrostatisch aufgeladene Platte Ionen in eine Öffnung .Auch hier beschleunigten zwei nacheinander geschaltete elektrostatischer Analysatoren die Ionen und ein Magnet fächerte den Strahl auf. Eine zweite Öffnung ließ nur den zentralen Teil des Teilchenstrahls passieren. Detektoren waren auch hier CEM. 16 CEM in einem 4 x 4 Array maßen die Teilchen mit einer Energie von 300-1610 eV und einem Verhältnis Masse/Ladung Δm/m von 20:1. Eine Dimension des CEM Arrays bildet die Masse der Ionen ab, die zweite die Einfallsrichtung der Ionen. Durch Verändern der Spannung konnte man einen Scan durch einen größeren Energie/Ladungsbereich erhalten. Eine zweidimensionale Verteilung wurde durch die Rotation der Sonde erhalten.

Gemessen wurden nur schwere Teilchen von Atommasse 12-65. Ein Winkelbereich von 22.5 Grad wird simultan erfasst bei Dichte von 0.01 bis 10000 Teilchen/cm³. Die Messung dauert nur 4 Sekunden. Die Auflösung betrug 5 x 22.5 Grad. IMS wog 9.0 kg, und verbrauchte 6.3 Watt an Strom. Die Datenrate betrug 3.23 KBit/sec. Hauptverantwortlicher war Hans R Balsiger, Univ. Bern (CH)

Staubmassen Spectrometer (PIA)

Dieses Instrument hatte die Aufgabe den Staub chemisch und physikalisch zu untersuchen. Es maß die Masse (im Bereich von 3x10^-16 - 5x10^-10 g) und Zusammensetzung (Atommasse 1-110) von Staubpartikeln Es handelt sich um eine Weiterentwicklung eines entsprechenden Experiments an Bord von Helios 1+2. Verwendet wurde ein modifiziertes Flugzeitmassenspektrometer. Zwischen einem verstellbaren Einlass lag ein Ziel mit Atommasse >105 u (Platin mit fünf Silberfolien als Überzug) ein Beschleunigungsgitter und eine Röhre. Danach kam eine Umlenkeinrichtung, welche die Ionen auf einen Photomultiplier als Detektor leitete. Bei dem Aufschlag eines Staubkorns auf das Ziel, dass aus einem Edelmetall bestand, dass man nicht beim Kometen vermutete, wurden Teile des Staubes ionisiert. Dies ersparte eine eigene Vorrichtung zum Verdampfen und ionisieren. Die Relativgeschwindigkeit von 68 km/s besorgte dies. Die Ionen wurden durch ein elektrostatisches Gitter mit einer Spannung von 1.5 kV beschleunigt und passierten je nach Masse und Ladung unterschiedlich schnell die 1 m lange Röhre. Beim Detektor aus Elektronenmultipliern wurde die Flugzeit und die Energie der Teilchen gemessen.

Von den Partikel wurden gemessen: Die Veränderung der Ladung der Aufschlagplatte, der Einschlagsblitz auf den Photomultipliern und die Zeit zwischen beiden. Bis zu 100 Teilchen pro Sekunde konnten erfasst werden, dazu wurde die Eintrittsöffnung dynamisch angepasst (1-500 mm²) Die Auflösung Δm/m beträgt 50-200 je nach Atommasse. Die Flugzeit wurde auf 0.0001 Sekunden und der Impaktzeitpunkt auf 0.01 Sekunden genau gemessen. Für die Spektralanalyse einzelner Partikel brauchte man 0.25 Sekunden.

PIA wog 9.9 kg und verbrauchte 9.1 Watt Strom. Die Datenrate betrug 2.891 KBit/sec. Es war eine einfachere Version von PUMA, der auf den beiden Vega Sonden eingesetzt wurde, doch Giotto hatte weitaus größere Masserestriktionen als die rund fünfmal schwereren russischen Raumsonden. Hauptverantwortlicher war Jochen Kissel, MPI für Kernphysik (D)

Staubaufschlags Detektor (Dust impact Detektor System, DID)

Der DID bestimmte die Verteilung und Masse von Staubpartikeln im Bereich von 1x10^-17-1x10^-3 g. Man verwendete je nach Masse verschiedene Detektoren. Für kleine Staubpartikel verwandte man den gesamten unteren Mikrometeoritenschild als Detektor. An diesem waren im 120 Grad Abstand Sensoren angebracht.

Die piezoelektrischen Mikrophone am vorderen und hinteren Schild (Meteorid Shield Momentum Measurement MSM) bestimmten die Anzahl der Teilchen größer als 10^-10 g (vorderer Schild 10^-6 g). Die Messfrequenz lag bei maximal 10 Einschläge/s am vorderen Schild und 1/s am hinteren Schild. Dieser "Detektor" hatte daher eine Fläche von 2 m².

Der zweite Detektor, das Capacitor Impact System (CIS) benutzte eine 1000 cm² große Fläche auf dem Schutzschild. Diese wurde mit einer 70 Mikrometer dicken Teflonfolie, beschichtet auf beiden Seiten mit einer Schicht von Aluminium (10 Mikrometer vorne und 0.1 Mikrometer hinten), gefolgt von einer weiteren 19 Mikrometer dicken Teflonschicht als Dielektrikum und Isolation zum Staubschild. Jede Seite agierte als eine Kapazität. Ein Einschlag änderte die Kapazität und produzierte eine Plasmawolke welche die Schicht entlud. Damit konnten bis zu 1000 Einschläge pro Sekunde gemessen werden, darüber reichte die Zeit nicht mehr für ein Aufladen der Schicht. Wie MSM war dieser Detektor empfindlich gegenüber Teilchen von mehr als 10^-9 g Masse.

Für sehr hohe Zählraten ausgerichtet war der Impact Plasma Detektor (IPM). Er befand sich auf dem vorderen Schutzschild. Die beim Aufprall auf ein Gold Ziel entstehende Plasmawolke wurde durch eine Spannung in Ionen und freie Elektronen aufgetrennt. 2 Felder, eines ohne Abdeckung und eines mit einer 1 Mikrometer dicken metallisierten Folie abgedeckt. Sensoren waren wie beim MSM piezolektrische Mikrophone. Die Felder waren 100 cm² groß. Ein zweiter Sensor angebracht an ein Potential von -20V maß die Ladung der Impaktwolke.

Der IPM war am empfindlichsten. Die Ladung der Wolke im Bereich von 10^-14 bis 10^-8 C wurde 1000 mal pro Sekunde gemessen. Die piezoelektrischen Detektoren konnten bis zu 100 Einschläge pro Sekunde messen. Detektiert wurde noch Teilchen von 10^-15 bis 10^-13 g Gewicht je nach Dichte des Staubs.

Zusammen ergaben alle Detektoren Messungen mit einer Genauigkeit von 20% über den sehr großen Bereich von 14 Dekaden. Der DID wog 2.26 kg und verbrauchte 1.91 Watt an Strom. Die Datenrate betrug 0.361 KBit/sec. Der Hauptverantwortliche war : J.A.M. McDonnell von der Universität of Kent (UK)

Johnstone Plasma Analysator (JPA)

JPA bestimmte die Energie und Atommasse von Ionen des Sonnenwindes und Kometenschweifes im Energiebereich von 10 eV bis 20 keV, sowie bei Ionen vom Kometen im Bereich von 100 eV bis 70 keV. Er sollte vor allem die dreidimensionale Verteilung bestimmen und die Interaktion mit dem Sonnenwind untersuchen.

Detektiert wurden die Atommassen von 1-40 (bis zum Kalium). Es bestand aus 2 Detektoren:

Dem Fast Ion Sensor (FIS) und dem Implanted Ion Sensor (IIS). Der FIS ist ein halbkugelförmiger Energieanalysator auf Basis eines elektrostatischen Feldes. Er lenkt die Ionen um 180 Grad um und filtert Ionen aus die nicht einem vorgegebenen Energieband entsprechen. Ein zweiter Analysator dahinter fächert den Strom senkrecht zur Flugrichtung um 80 Grad auf. Detektor ist eine Microchannelplate die dann die Winkel der einfallenden Teilchen mit 8 Anoden in einem Bereich von 20-180 Grad bestimmt. Dabei wird ihre Energie, Aufschlagsposition und Ladung bestimmt und so eine dreidimensionale Verteilung bestimmt. Dieser Detektor erfasst die Ionen von 10 eV-20 keV. Eine Messung dauert 4 Sekunden. Die Auflösung betrug 5 Grad bei einer maximalen Zählrate von 1 Million Teilchen/Sekunde. Der FIS arbeitete in 3 Modi, die sich in zeitlicher, energetischer und räumlicher Auflösung unterschieden.

Der zweite Detektor IIS ist ebenfalls ein Elektrostatischer Energieanalysator. Er selektiert die Ionen nach Energie. Dahinter wird über eine gerade Strecke der Ionenstrom durch ein Spannungsgefälle beschleunigt und die Flugzeit gemessen. Dadurch kann das Masse/Ladungsverhältnis bestimmt werden. Detektoren sind 6 Microchannelplates in in 6 Winkeln von 20-160 Grad. Das Startsignal für die Messung liefert die Detektion der Sekundärionen am Ausgang des halbkugelförmigen Analysators die beim Auftreffen auf eine dünne Graphitfolie entstehen. Das Stop Signal lieferte der Aufschlag der Sekundärionen nach der 4 cm langen Beschleunigungsstrecke, bei der ein Spannungsgefälle von 700 V vorherrschte.

Der Messbereich von 90 eV bis 90 keV wurde mit einer Energieauflösung von 10% in 32 Spinperioden, also insgesamt 128 Sekunden durchlaufen. Dies entsprach einem Massenbereich von 1-45 u. Der Messwinkel war im Azimut zwischen 0 und 360 Grad und senkrecht dazu von 15 bis 165 Grad wählbar. Das Gesichtsfeld betrug 12 Grad. Detektiert konnten bis zu 30000 Ereignisse/s. Es gab zwei Modi. im 4D Modus gab es 16 Sektoren längs der Flugachse und 5 senkrecht dazu, aber die Ionen wurden nur in 5 Gruppen eingeteilt. Im TOF Modus gab es nur einen Sektor im Azimut und senkrecht dazu, jedoch wurde die Masse genauer in 256 Schritten bestimmt.

Der JPA wog 4.7 kg und verbrauchte 4.4 Watt an Strom. Die Datenrate lag bei 1.355 KBit/sec. Hauptverantwortlicher war Alan D. Johnstone vom Mullard Space Science Laboratory (UK)

Rème Plasma Analysator (RPA)

Der RPA bestimmt Elektronen und Ionen im Sonnenwind und Kometen im Bereich von 10 eV-30 keV und Atommassen von 1-200. Es bestand aus zwei Detektoren für Elektronen und Ionen.

Der Elektronendetektor ESSA (Electron Electrostatic Analyzer) war ein Spektrometer für Elektronen. ESSA bestand aus zwei konzentrischen halbkreisförmigen Platten. Eine kreisförmige Öffnung ergab ein Gesichtsfeld von 360 x 4 Grad. Die Elektronen wurden durch die aufgeladenen Platten in einem 90 Grad Winkel zum Detektor geleitet. Je nach Spannung passierten nur Elektronen einer bestimmten Energie den Weg, die anderen prallten auf die Platten auf. Durch Verändern der angelegten Spannung konnte man ein Energiespektrum anfertigen.

Detektoren war eine kreisförmige Platte mit 17 CEM Elektronen Verstärker. Der Energiebereich von 10 eV-30 keV wurde in 39 Schritten innerhalb von 0.25 Sekunden abgetastet. Die Genauigkeit der Energiebestimmung betrug 10 %. Bedingt durch die Rotation der Sonde betrug die geometrische Auflösung 22.5 x 14 Grad, die zeitliche Auflösung betrug 2 Sekunden.

Der zweite Sensor PICCA (Positive Ion Cluster Composition Analyzer) hatte die Aufgabe die Zusammensetzung der positiven Ionen zu bestimmen. Diese sind so schwer, dass ihre thermische Geschwindigkeit zu vernachlässigen ist und sie alle die Sonde mit 68.4 km/s bei Halley treffen. Bestimmt man die Energie so kann man die Masse recht einfach berechnen. So bestimmte PICCA die Atommasse von ionisierten Molekülen. Das Interesse galt vor allem Clathraten, Käfigmolekülen in denen ein Ion durch Wassermoleküle umgeben ist.

PICCA bestand aus einer elektrostatischen Umlenkplatte, einem elektrostatischem Analysator der die Ionen um 180 Grad umlenkte und einem schnell zählenden CEM als Detektor. PICCA erfasste Ionen in einem Feld von ±3 Grad. Die Auflösung betrug 1 Masseneinheit bei einem Messbereich von 10-203 u. (entsprechend 245-5000 eV/Ion). Zur Präzisierung der Ergebnisse gab es zwei Messbereich von 10-50 u und 50-203 u. Nutzbar war ein Messbereich von 0.001 - 10.000 Ionen pro Sekunden. Das gesamte Experiment wog 3.21 kg und verbrauchte 3.4 Watt am Strom. Die Datenrate betrug 1.811 KBit/sec. Hauptverantwortlicher war Henri Rème vom Centre d'Etude Spatiale des Rayonnements (F)

Energiereiche Partikelanalysator (EPA)

Der EPA hatte die Aufgabe die Richtung und Verteilung von geladenen Partikeln in der Umgebung von Halley genau zu erfassen und dabei zusammen mit MAG die genaue Form des Magnetfeldes zu bestimmen.

Es vermaß die Richtung und Geschwindigkeit in 3-D von Protonen (15 keV-20 MeV) und Elektronen (15-140 keV), sowie von Alphateilchen (140 keV-12.5 MeV). Es bestand aus drei Teleskopen jeweils mit Festkörperdetektoren. Zwei Teleskope waren nebeneinander und eines schaute im Winkel von 45 Grad zu diesen beiden nach oben. Die beiden unteren Teilchendetektoren schauen 45° und 135° zur Achse des Raumfahrzeugs. Einer ist mit einer Folie überzogen die Protonen nicht passieren lässt. Das eine Teleskop misst daher nur Elektronen, das zweite Elektronen und Protonen. Durch Differenz kann man so den Protonenfluss bestimmen.

Es gibt 2 Unterdetektoren mit unterschiedlicher Empfindlichkeit. Beide sind als Oberflächenbarrierendetektoren ausgelegt. Detektor A hat eine Dicke von 100 Mikrometern und eine Fläche von 38.4 mm². Er erfasst in 5 Schichten die Abschwächung des Signals beim passieren. Detektor B hat eine dicke von 200 Mikrometern und eine Fläche von 135 mm². Er umfasst nur 2 Messschichten. Die Kombination der Signale dieser Detektoren ergibt folgende Kanäle:

Die untere Schwelle von 20 keV war durch das Eigenrauschen des Detektors vorgegeben. Das Gesichtsfeld betrug 30 x 45 Grad (30 Grad Gesichtsfeld, Messung alle 0.5 Sekunden = 8 Sektoren pro Umdrehung).

Das Instrument arbeitet in zwei Modi. Im Realzeitmodus erfasst es die Teilchen in 16 Kreissektoren und bestimmt die Energie in 8 Kanälen alle 0.5 Sekunden. In einem 48 Minuten Summenmodus werden die Daten der Sektoren gemittelt und Streuung und Variation ermittelt. Dieser Modus wurde beim Untersuchung während des Fluges im interplanetaren Raum angewandt. Ein eigener 64 KBit Speicher erlaubte es im Summationsmodus die Daten von 13 Tagen zu sammeln. EPA wog 1.0 kg und verbrauchte 0.7 Watt an Strom. Die Datenrate betrug 0.181 KBit/sec. Hauptverantwortliche war Susanna McKenna-Lawlor, vom St Patrick's College (IRL). Es war der erste Beitrag Irlands, das gerade erst jüngstes ESA Mitglied geworden war.

Magnetometer (MAG)

Das Magnetometer war von allen Experimenten am weitesten von der Raumsonde entfernt. Im Normalfall befindet sich ein Magnetometer an einem mehrere Meter langen Ausleger montiert, um es möglichst weit von den elektrischen Feldern der Sonde zu entfernen. Diese werden durch Elektronik, aber auch Bewegungen von metallischen Gegenständen erzeugt. Das war bei Giotto nicht möglich. Man montierte das Magnetometer daher an das Dreibein der HGA Sender. Dies war die am weitesten von dem Zentralkörper entfernte Stelle und das Magnetometer war dort vor direkten Einschlägen geschützt. Trotzdem gab es zahlreiche Störungen durch die verschiedenen Elektromotoren an Bord der Sonde, welche ein eigenes Magnetfeld induzierten, allen voran der Entdrallmotor, gefolgt von dem Motor der HMC zur Nachführung der Kamera. Es waren umfangreiche Meßkampagnen auf der Erde nötig, um deren Magnetfeld zu bestimmen und diese Störungen dann aus den Daten herauszufiltern. Nach dem Start stellte sich heraus, dass der Entdrallmotor viel gleichmäßiger lief und nur ein Hundertstel der prognostizierten Störungen verursachte.

Das Magnetometer basierte auf dem Messprinzip des Fluxgate Magnetometern das für Voyager entwickelt worden war und war nahezu identisch zum dem Magnetometer an Bord von Ulysses. Um die Stärke des Eigenmagnetfeldes der Sonde zu bestimmen wurden zwei Sensoren verwendet. Der erste Sensor befand sich 0.5 m über der Sonde und der äußere Sensor 1.1 m über der Sonde. Aus den gemessenen Unterschieden zwischen beiden Sensoren wurde das Eigenmagnetfeld bestimmt. Es lag bei 30 nT mit einer Variation von 10 Prozent.

Der äußere Sensor war ein triaxiales Magnetometer, der innere nur ein bixaxiales, da es primär zur Korrektur benutzt wurde. Der Messbereich betrug 0.004-65536 nT. Das Magnetfeld wurde über einen 12 Bit AD-Wandler gewandelt. Das Magnetometer misst während der ganzen Vorbeiflüge mit einer konstanten Rate von maximal 28.24 Vektoren pro Sekunde. Die Daten wurden in einem Messbereich von ±256 nT für jede Komponente aufgezeichnet mit einer digitalen Unsicherheit von ±0.063 nT. Weitere nutzbare Messbereiche lagen bei 16,64,256,1024,4096, 16384 und 65536 nT mit automatischer Bereichsumschaltung.

Die Daten wurden zuerst in einem 16 KByte großen Onboard Speicher abgelegt, der die Messungen von 24 Stunden zwischenspeicherte. Wegen dieses Onboard Speicher war das Magnetometer zusammen mit der EPA auch die einzigen Instrumente die seit dem Start dauernd in Betrieb waren, denn er erlaubte es dort Daten abzulegen wenn die Sonde längere Zeit keinen Kontakt zur Erde hatte. Die Datenrate zur Erde lag bei 8.8 Vektoren/s im Format 1+2 und 1.2 Vektoren/s im Format 3. MAG wog 1.4 kg und verbrauchte 0.8 W an Strom. Die Datenrate betrug 1.265 KBit/sec. Hauptverantwortlicher war Fritz .M. Neubauer vom Institut für Geophysik und Meteorologie (D).

Optical Probe Experiment (OPE)

OPE bestimmte die Helligkeit der Koma im Staub- und Gasband und damit auch die optischen Eigenschaften des Staubes und seine mögliche chemische Zusammensetzung. Instrument war ein Photopolarimeter, dass nach hinten schaute, also anders als die anderen Instrumente nicht auf den Kern sondern auf den schon passierten Staub.

Die Optik bestand aus einem Linsenteleskop mit einer 24 mm Linse, durch eine Streulichtblende verringert auf 18 mm nutzbare Öffnung. Dahinter befanden sich 8 Spektralfilter und zwei Polarisationsfilter. Die Verdrehung der Polarisationsfilter wurde durch die Rotation des Raumschiffs erzielt. Für jede halbe Umdrehung war eine Messung möglich, also eine alle 2 Sekunden. Detektoren waren Microchannel Plates. (MCP)

Das Instrument schaute um in einem Phasenwinkel von 107.2 Grad zu Halley und hatte ein Gesichtsfeld von 3 Grad. Gemessen konnte in einer zylindrischen Röhre von 7 km Durchmesser und 140 km Länge rund um die Sonde.

OPE wog 1.32 kg und verbrauchte 1.2 Watt an Strom. Die Datenrate lag bei 0.723 KBit/sec. Hauptverantwortlicher war A.C. Levasseur-Regourd, vom Service d'Aeronomie du CNRS (F)

Radio Science (GRE)

GRE war kein eigenes Experiment, sondern benutzte die Funkverbindung zur Erde als Experiment. Über Veränderung des Funksignals wurde die Anzahl der Elektronen und die Kometenmasse durch ihren Einfluss auf die Bahn bestimmt. Während der nächsten 10-15 Minuten rund um den Kern erwartete man ein Absinken des Signals abhängig von der Sendefrequenz. Durch die beiden verschiedenen Wellenlängen der Bordsender war so eine Aussage über die Elektronendichte rund um Halley gemacht.

Weiterhin wurde genau beobachtet wie Teilchen die auf die Sonde einschlugen das Signal veränderten. Dazu wurde die Dopplerverschiebung des Bordsenders im S-Band bei 2.3 GHz und im X-Band bei 8.4 GHz bestimmt. Beim Durchflug durch die Kometenkoma prallten kometares Gas und Staubteilchen mit sehr hoher Geschwindigkeit auf das Schutzschild der Raumsonde und bremsten diese ab. Dies führte zu einer Erhöhung der Frequenz, die proportional zu der Gesamtmasse von Gas und Staub ist, die auf die Raumsonde geprallt ist. Weiterhin konnte man auch so Schwankungen der Rotationsachse durch starke Einschläge registrieren. Die Abbildung links zeigte die Messung bei Halley und das Abbremsen der Sonde um 23 cm/s.GRE erlaubte es nach dem Vorbeiflug auch die Ursache des Ausfalls der Experimente und des Verlusts der Kommunikationsverbindung festzustellen. Hauptverantwortlicher war Peter Edenhofer vom Institut für Hoch- und Höchstfrequenztechnik (D)

An dieser Stelle vielen Dank an Mats Rosengren vom ESOC in Darmstadt für viele Informationen und Originalmaterialen zu Giotto.

Zum Nachlesen: Jenseits von Halley.

Nun geht's weiter zum zweiten Teil mit Giottos Mission.

Copyright der Bilder : ESA, Max Planck Institut für Aeronomie.

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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