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Das Hubble Weltraumteleskop - Der Aufbau des Teleskops

Einführung

Das Hubble Weltraumteleskop (HST) ist das bis zum Start des JWST (James Webb Space Telescope) größte Weltraumteleskop, es ist auch das populärste und eines der erfolgreichsten Raumfahrtprojekte überhaupt. Um es angemessen zu würdigen habe ich daher den Artikel über den HST in drei Teile aufgeteilt, damit dieser nicht zu lang wird.

• Dieser Teil 1 informiert über die Geschichte des Weltraumteleskops und beschreibt das HST als Satellit (ohne die eigentlichen Instrumente)
• Der zweite Teil informiert über die Instrumente die alle mehrfach im Laufe der Mission gewechselt wurden.
• Der dritte und letzte Teil beschäftigt sich mit den Shuttle Missionen zu Hubble und die Pläne für den Nachfolger.

Die ersten Pläne für ein Weltraumteleskop gab es schon kurz nachdem die ersten Satelliten gestartet wurden. Offensichtlich war der Nutzen bei der Beobachtung von Wellenlängen, die vom Erdboden aus nicht zugänglich sind wie Infrarot sowie alle kürzeren Wellenlängen als das UV wie Röntgen oder Gammastrahlen. Derartige Satelliten wurden auch entwickelt. Allerdings sind mit ihnen weder die Aufnahmen möglich die man von optischen Teleskopen gewöhnt ist, noch hochauflösende Spektren. Es kam der Winsch auf nach einem Teleskop im Weltraum. Welchen Vorteil hat es gegenüber einem erdgebundenen Teleskop?

Nun der wichtigste ist, dass die Luftunruhe wegfällt, das sogenannte Seeing. Die Luft ist keine gleichmäßige Schicht. Sie zerfällt in kleine turbulente Zellen. Sie verschmieren das Licht. Wenn es sehr auffällig ist, kann man dies sogar mit bloßem Auge feststellen, dann "funkeln" die Sterne. Nur an wenigen Gegenden der Erde gibt es ein Seeing mit einer Auflösungsgrenze von 1 Bogensekunde über kurze Zeiträume, wie einige Minuten bis maximal Stunden. Werte unter 1 Bogensekunde herrschen selten über Sekundenbruchteile. Bei sehr hellen Objekten, vor allem den Planeten gelingt es Aufnahmen mit einer Auflösung zu machen die "beugungsbegrenzt" ist also nicht durch die Luftunruhe verschmiert. Dies geschieht indem man sehr viele Aufnahmen mit kurzer Belichtungszeit im Rechner addiert und so deren Nachteil (extrem geringer Kontrast) durch die Zusammenfassung vieler Aufnahmen beseitigt. Diese Technik ist aber bei den meisten Objekten die viel lichtschwächer sind nicht anwendbar.

1 Bogensekunde entspricht ungefähr der Auflösung eines Teleskops mit einer Optik von 12 cm Durchmesser. Aus diesem Grunde konnten damals selbst die größten Teleskope von den Planeten oder dem Mond keine besseren Aufnahmen anfertigen als Amateure. wer noch Astronomiebücher aus den siebziger Jahren ansieht, der wird erkennen, wie unscharf damals Aufnahmen der Planeten waren. Das Phänomen der Luftunruhe ist heute durch technische Tricks verbesserbar, wie adaptive Optiken, die den Spiegel so verformen, dass er der veränderten Wellenfront folgt oder der Kurzzeitbelichtung welche die Störungen "einfriert" und die Addition tausender diese kurzzeitbelichteter Aufnahmen. Doch davon konnte man als Hubble entwickelt wurde nur träumen.

Die Atmosphäre streut aber auch Licht. Selbst jenseits der Städte wird so der Himmel aufgehellt. Idealerweise möchte man für lichtschwache Objekte Fotos sehr lange belichten, doch durch die Aufhellung des Himmelshintergrunds ist dem Grenzen gesetzt. Lichtschwache Objekte gehen in dem aufgehellten Hintergrund unter und können so nicht abgebildet werden. Aus diesem Grunde werden heute Teleskope weitab von bevölkerten Regionen auf Bergen gebaut, doch selbst über ihnen ist noch viel Atmosphäre die auch ohne das Streulicht der Städte durch reflektiertes Bodenlicht aufgehellt ist.

Die ersten Entwürfe für ein großes Weltraum-Teleskop gab während der Apollo-Ära. Man suchte auch nach Anwendungsmöglichkeiten für Apollo-Hardware mit der man das Programm am Leben erhalten könnte, wenn das Mondprogramm zu Ende ist, um die Zeit zu überbrücken bis zu einer Marsexpedition. Die Beteiligten Personen in der NASA und Firmen sollten eine Aufgabe haben, damit sie nicht entlassen werden und damit ihre Erfahrung unwiederbringlich verloren geht. Ein Vorschlag war es den Mondlander umzubauen. Anstatt der Abstiegsstufe sollte ein 2,54 m-Teleskop dort einbaut werden. (Im US-System sind das genau 100 Zoll Durchmesser) Die Astronauten konnten durch die Kabine der Mondfähre an den Fokus herankommen und dort die Filmkassetten wechseln. Die Lageregelung sollte von der angekoppelten CSM-Kombination durchgeführt werden. Dies war die wohl praktischste Umsetzung zahlreicher Pläne (es gab auch welche ein Teleskop ins Servicemodul einzubauen). Problematisch erschien die Forderung nach einer präzisen Ausrichtung des Teleskops über lange Zeit die durch das Servicemodul aufrecht erhalten werden musste.

Später gab es die Idee, das Reserveexemplar von Skylab mit einem Teleskop für die Weltraumbeobachtung auszurüsten und zu starten. Es hätte das Sonnenteleskop in der gestarteten Raumstation ersetzt. Auch hier ergab eine Untersuchung, dass die hohe Ausrichtungsgenauigkeit eine große Herausforderung war und das Projekt verteuern würde. Beide Pläne waren bemannt, weil das einzige Medium mit dem man astronomische Aufnahmen anfertigen konnte fotografischer Film war. Es gab speziell in der Empfindlichkeit gesteigerten Film der dafür eingesetzt wurde. Mit Film als Ressource war ein unbemanntes Teleskop wenig sinnvoll. Man konnte ihn nicht bergen und ein Entwickeln und Abscannen nutzt nur einen Teil des Belichtungsspielraums aus und kann nicht dem Einzelfall angepasst werden. Bei einem bemannten Projekt stören aber die Bewegungen der Astronauten und bewegliche Teile an Bord. Wenn z. B. die maximale Schwankung der Ausrichtung die Hälfte der theoretischen Auflösung betragen dürfte, dann musste die Achse einer Raumstation so stabilisiert wurde, das ihre Verlängerung in 200 km Entfernung um nicht mehr als den Durchmesser einer 1 Euro Münze abweicht.

Hubble entsteht

Die treibende Kraft hinter dem Hubble Weltraum Teleskop (Hubble Space Telescope - HST) war Lyman Spitzer. Der amerikanische Astronom schlug schon 1946 die Errichtung von Weltraumobservatorien. Er dachte an Teleskope von 5 bis 15 m Durchmesser - weitaus größer als das damals größte Teleskop der Welkt das gerade mal 2,54 m Durchmesser hatte. Er wurde später zu einer treibenden Kraft bei dem Bau von astronomischen Satelliten. Er war der Projektleiter für die astronomischen Satelliten OAO-B und 3 die jeweils ein 80 cm / 98 cm großes Teleskop an Bord hatten. Diese Satelliten machten Spektren im optischen und UV-Bereich. Sie zeigten, dass astronomische Satelliten nützlich waren und man das Problem der genauen Ausrichtung lösen konnte. 1962 gab es die ersten Studien für ein großes Weltraumteleskop, 1965 erschien es erstmals auf der Liste der dringlichen Projekte. doch es fehlten die Mittel zur Umsetzung.

Pläne für ein großes Weltraumteleskop gab es auch im Apolloprogramm. Das Apollo-Application Programm, das nach "Anwendungen" für die Apollo-Hardware suchte, hatte z.B. den Vorschlag in die Mondfähre ein Teleskop mit 2,54 m Spiegeldurchmesser einzubauen. Die Besatzung hätte dann Fotoplatten im Boden wo der Brennpunkt des Teleskops lag, auszuwechseln. Andere Pläne sahen eine Installation im Servicemodul vor. Dann hätte die Besatzung für das Wechselnd er Platten an der Außenseite sich zum Teleskop durchhangeln müssen. Diese Ideen kamen nicht nur wegen Finanzierungsschwierigkeiten nie über die Projektphase heraus. Die genaue Ausrichtung eines Teleskops über Stunden wäre auch von dem Apollo-Raumschiff nicht machbar gewesen. Schon alleine die Bewegung der Mannschaft würde zu starken Störungen führen. Später war ein großes Teleskop in der Diskussion für die Raumstation Skylab. Skylab B, ein baugleiches zweites Exemplar das man starten wollte sollte mit diesem anstatt den Sonnenteleskopen ausgerüstet werden. Auch hier kam es zu keiner Umsetzung.

Mit dem Beschluss das Space Shuttle zu bauen, der 1972 erfolgte kam wieder Bewegung in das Projekt eines großen Teleskops. Das Shuttle verfügte über einen größeren Nutzlastraum und konnte schwerere Lasten transportieren als die verfügbaren Trägerraketen, nachdem die Saturn V nicht mehr produziert wurde. Daneben ermöglichte es das man das Teleskop regelmäßig besuchen und die Instrumente dem aktuellen Stand der Technik anpassen konnte.

Wichtig war aber auch eine Erfindung und zwar die des CCD im Jahre 1969. Vorher war die einzige Möglichkeit elektronisch Bilder zu gewinnen, die Vidiconröhre. Gegenüber dem Film hatte sie nur Nachteile. Ihre Fläche war kleiner, sie war lichtunempfindlicher und die Auflösung war schlechter. Jenseits der Mitte gab es eine starke Bildfeldwölbung durch die Röhrenform und die Kontraste und Helligkeitsbereiche, die man nutzen konnten waren klein. Ein CCD war anfangs noch dem Film in Fläche und Auflösung unterlegen, aber er hatte eine viel höhere Empfindlichkeit. Die Quantenausbeute, also wie viele Fotonen eine Signal ergeben liegt bei 40-80%, beim Film selbst bei den besten Typen bei unter 10%. Damit waren erstmals Aufnahmen von lichtschwachen Objekten aus dem Weltraum möglich. 1974 wurde die erste Fernsehkamera mit CCD entwickelt und 1976 startete der erste Satellit (KH-11 Kennan) mit CCD-Sensoren. Damit war ein Weltraumteleskop ohne bemannte Betreuung für das Wechseln des Films umsetzbar. Vorher nutzte man bei den astronomischen Satelliten Photomultiplier als Detektoren. Das sind ebenfalls Röhren wie bei einer Fernsehkamera mit einer lichtempfindlichen Schicht, aber die freigesetzten Elektronen werden durch ein Magnetfeld beschleunigt, treffen auf eine weitere Röhre wo sie noch mehr Elektronen herausschlagen und diese werden wiederum beschleunigt. Arkadiert man mehrere dieser Röhren so können wenige durch Fotonen erzeugte Elektronen eine ganze Kaskade erzeugen die schließlich ein detektierbares Signal ergibt. Photomultiplier sind so empfindlich wie CCD, aber sie können kein Bild erzeugen weil jede Röhre nur ein Signal erzeugt.,

Im Jahr 1975 gab es den ersten Entwurf für ein Space Telescope, noch mit 3,048 m Spiegeldurchmesser. (120 Zoll oder 10 Fuß Zoll). Der damalige Präsident Ford befürwortete das Projekt, es müsste jedoch billiger werden. Dies gelang durch Reduktion des Spiegeldurchmessers auf 2,38 m (die krumme Zahl kommt vom US-System, es sind genau 94 Zoll) und dass sich die ESA mit einem Instrument am Projekt beteiligt und dafür 15% der Beobachtungszeit erhält. Das reduzierte die Projektkosten um 200 Millionen Dollar oder fast die Hälfte der auf 400 bis 500 Millionen Dollar geschätzten Projektkosten. Unter diesen Randbedingungen wurde das "Space Telescope (ST)" 1977 genehmigt. Es sollte 450 Millionen Dollar kosten, in einer 500 bis 600 km hohen Umlaufbahn mit einer Bahnneigung von 28,8 Grad ausgesetzt werden. Der Breitengrad maximiert die Nutzlast der Space Shuttles. Als astronomisches Instrument ist die Neigung der Umlaufbahn egal, da in jeder Umlaufbahn der Himmel in 90 Minuten einmal rotiert. Die Umlaufbahn musste so hoch sein, dass es nicht zu stark zwischen zwei Wartungsmissionen absank. Sie sollte aber nicht zu hoch sein, denn sonst ist die Nutzlast des Space Shuttles zu gering.

Ein Besuch durch einen Space Shuttle  alle 30 Monate war geplant. Das Space Telescope war der erste Satellit, bei dem ein regelmäßiger Service vorgesehen war. Die Gesamtbetriebsdauer wurde mit 10 bis 15 Jahren angegeben, was angesichts der Betriebsdauer von wissenschaftlichen Satelliten zu dieser Zeit sehr lange war. Für fünf Instrumente gab es Buchten die von außen zugänglich waren. Geplant war ursprünglich das Teleskop alle 5 Jahre zu bergen und zur Erde zurückzubringen. Von diesem Plan kam die NASA Ende der siebziger Jahre ab. Es gab Befürchtungen das Instrument könnte bei der Rückkehr kontaminiert werden und es war an der Grenze der Last die das Shuttle zur Erde zurückbringen kann. Stattdessen sollte das Teleskop alle drei Jahre im Orbit gewartet werden. Dafür wurden 76 Handgriffe an denen sich Astronauten fixieren konnten angebracht und spezielle Fanghaken für den Canadaarm der Nutzlastbucht der Raumfähren.

Den Auftrag für die Fertigung des Teleskop bekam im Sommer 1977 die Lockheed Space & Missiles Co. Der Hauptspiegel sollte von Perkin-Elmer gefertigt werden.

Aufbau von Hubble

Hubble besteht aus drei Teilen. Dem eigentlichen Teleskop, OTA Optical Telescope Assemby, daran hinten anschließend die Fokal Plane Assembly (FPA). In der FPA befinden sich die Instrumente. Sie können ausgetauscht werden. Den hinteren Abschluss bildet das Support System Module. Das ist der eigentliche Satellit mit der Kommunikation, Stromversorgung, Bordcomputern und Lageregelung. Dieser Aufbau wird von der äußeren Hülle, der Modul Shroud umhüllt. Für die Wartungsarbeiten die schon beim Design vorgesehen waren gibt es überall am Teleskop Handgriffe in einer Gesamtlänge von 68 m.

Das Serviceteil zerfällt wiederum in vier Teile. Den Lichtschutz, der die Instrumente vor Licht schützt, die vordere Hülle, die Ausrüstungssektion und die hintere Verkleidung. Die Ausrüstungseinheit ist von außen zugänglich. An ihr befindet sich eine Zugangstür. Für den Zugang wird das Equipmentmodul nach Öffnen der Tür von dem Rest über "Plug-In" Stecker getrennt. Für den leichteren Zugang gibt es Hand- und Fußhaken an denen sich die Astronauten fixieren können.

Für die Lageregelung gibt es Gyroskope. Werden diese schnell rotierenden Kreisel gedreht, so induzieren sie ein Drehmoment, das der Drehung entgegengesetzt ist und das die Rotationsachse wieder in die ursprüngliche Lage versetzen soll. Damit kann das ganze Teleskop gedreht werden. Als mechanische Elemente verschließen die Gyroskope im Laufe der Zeit. so sind sie überzählig: sechs sind an Bord, drei (einer pro Raumachse) werden benötigt, um das Teleskop eine Himmelsregion auszurichten oder zu drehen.

Verzichtet hat man auf Treibstoffvorräte. Mit ihnen hätte man die Bahn anheben, aber auch die Lageregelung durchführen können. Zum einen war schon beim Bau vorgesehen das Teleskop regelmäßig zu warten und dabei auch die Bahn anzuheben. Zum zweiten verzichtet man auf oft bei astronomischen Satelliten oft auf Triebwerke, da man befürchtet die Verbrennungsprodukte könnten sich auf den optischen Flächen niederschlagen und so die empfindlichen Instrumente stören.

Die Stromversorgung wird durch zwei Solarpaneele gewährleistet. Sie wurden von der ESA gestellt. Jedes Paneel hat 2,30 x 11,80 m Größe. Beide zusammen liefern 5.600 bis 5.000 Watt Leistung, davon benötigt Hubble 2.400 Watt an Leistung zusätzlich muss man Strom für den Betrieb im Erdschatten speichern. Auf der Bahn von Hubble befindet sie sich zu etwa 25 bis 40% (je nach Höhe)  der Umlaufszeit im Erdschatten. Für den Betrieb während dieser Zeit laden die Solarzellen sechs Nickel-Cadmium-Batterien auf. Vor dem Start sind sie in zwei 38 cm durchmessenden Zylindern untergebracht.

Das Space Telescope war der erste Satellit der für eine Kommunikation mit den TDRS Satelliten ausgelegt wurde. Dafür gibt es zwei schwenkbare Parabolantennen an zwei Auslegern. Die Datenübertragungsrate beträgt maximal 1 MBit/s. Es gibt mehrere Datenraten die den unterschiedlichen Instrumenten Rechnung tragen (Bilder haben mehr Daten als Spektren). Die minimale Datenrate liegt bei nur 0,5 KBit/s. Telemetrie, also Messdaten des Servicemodus werden mit 4,2377 KBit/s gesendet. Vier Niedriggewinnantennen mit Rundstrahlcharakter am Heck und Vorne erlauben eine Funkverbindung mit sehr niedriger Datenrate wenn die Parabolantennen nicht ausgerichtet sind.

Der OTA ist ein klassisches Cassegrain Teleskop. Bei Teleskopen des Cassegraintyps wird das Licht vom Hauptspiegel auf einen ungefähr in der Mitte der Tubuslänge angebrachten Fangspiegel geleitet, der es weiter bündelt und durch ein Loch in der Mitte des Hauptspiegels zu den Instrumenten die dahinter sitzen geworfen. Bei bodengestütztem Großteleskopen ist es auch üblich für bestimmte Untersuchungen den Fangspiegel gegen andere Instrumente auszutauschen. Diese Instrumente haben dann ein recht großes Gesichtsfeld, da sowohl Hauptspiegel wie auch Fangspiegel das Bild vergrößern. Das ist beim Hubble Weltraumteleskop aus technischen Gründen nicht möglich. Beim HST hat der Hauptspiegel 2,38 m Durchmesser, der 4,60 m weiter vorne liegende Sekundärspiegel 30 cm Durchmesser und das Loch im Hauptspiegel 60 cm Durchmesser. Ein Tubus umhüllt das Teleskop bis kurz nach dem Sekundärspiegel.

Die Casegrainbauweise hat einige Vorteile. Der Hauptvorteil ist die kompakte Bauweise. Das OTA hat den Fokus 1,50 m hinter dem Hauptspiegel, von Sekundärspiegel bis zum Fokus ist das Teleskop also 6,10 m lang. Die Brennweite beträgt aber 57,12 m. Die Tubuslänge beträgt also nur ein Zehntel der Brennweite. Damit einher geht eine entsprechende Gewichtsersparnis. Der Nachteil ist das durch diese hohe Brennweite die Instrumente keine sehr großen Gesichtsfelder abbilden können. Die Cassegrain-Bauweise erreicht das durch zwei gekrümmte Spiegel deren Vergrößerungen sich multiplizieren. Die Cassegrain-Bauweise ist bei Großteleskopen relativ gebräuchlich, nicht jedoch im Amateurbereich. Das Bildfeld beträgt nur 14 Bogenminuten. Der zentrale Teil mit 11 Bogenminuten Durchmesser wird von den Instrumenten genutzt. An der Peripherie befinden sich die Fine Guidance Sensoren (FGS). Mit einem Blickfeld von 11 Bogensekunden könnte das Hubble Weltraumteleskop nicht einmal den Mond formatfüllend abbilden. Dieser hat einen Durchmesser von 32 Bogenminuten.

Der Hauptspiegel war ein unsegmentierter klassischer Teleskopspiegel. er besteht aus Titansilikatglas mit einem sehr geringen Wärmeausdehnungskoeffizienten. Beschichtet ist er mit einer Aluminium-Magnesiumfluoridvergütung. Um Gewicht einzusparen besteht er aus drei Teilen:

Einem Kern aus Silikatglas in Honigwabenstruktur (große Hohlräume) und zwei Glasplatten auf dem Kern. So wiegt der 2,38 m große Spiegel nur 829 kg. Die Oberfläche wird abgeschliffen und dabei wird eine sehr hohe Genauigkeit erreicht, Die Abweichung von der idealen Kurve liegt 0,076 µm stark, die nirgendwo höher als 0,03175 µm. Der dünne Spiegel wird im Teleskop bei einer konstanten Temperatur von  21 °C gehalten um eine Verformung zu verhindern. Die Aluminiumschicht der Spiegel ist 0,076 µm stark, die Vergütung nur 0,025 µm stark.

Bei Teleskopen gibt es einige Zusammenhänge, die ich an dieser Stelle erläutern will. Die Optik hat zwei wichtige Parameter - den Durchmesser der Optik und ihre Brennweite. Der Durchmesser legt die maximal auflösbaren Details fest. Diese beträgt beim HST physikalisch bedingt eine Zwanzigstel Bogensekunde. Das ist der 4-Millionste Teil der Entfernung. Auf dem Mars kann das Teleskop, wenn er 60 Millionen km Entfernt ist also noch Details von 15 km Größe nachweisen. Das zweite ist die Brennweite. Je höher diese ist, desto größer ist die Fläche die ein Detail einnimmt oder wenn man den Detektor als Fläche nimmt - je größer die Brennweite ist, ein desto kleineres Feld am Himmel wird abgebildet. Das HST hat eine Brennweite von 57,30 m, das ist der 24-fache Wert des Spiegeldurchmessers (f/24). Durch Vergrößerungslinsen sind für Instrumente auch vielfache dieses Werte möglich (f/48 und f/96). Selbst für ein Großteleskop bildet das HST daher nur sehr kleine Abschnitte des Himmels auf einmal ab. Das liegt daran, dass man den Primärfokus nicht nutzen kann. Um den Vollmond mit einer Größ0e von 0,55 Grad bildfüllend abzubilden müsste ein Detektor im Brennpunkt Abmessungen von 55 x 55 cm haben. Da diese Kameras kleiner sind und der Primärfokus von mehreren Instrumenten genutzt wird, bilden die Instrumente von Hubble nur kleine Abschnitte ab.

Der Spiegel besteht aus dem leichtgewichtigen Material ULEC 7971, einem Titansilikatglas. Es besitzt auch einen niedrigen thermischen Ausdehnungskoeffizienten (ULE = Ultralow Expansion). Die Beschichtung reflektiert Wellenlängen größer als 0,12 Mikrometer, das deckt den UV-Bereich mit ab (das sichtbare Licht liegt zwischen 0,38 und 0,68 Mikrometer). Ursprünglich war nur eine Eignung bis 1,0 Mikrometer gefordert, doch können auch Infrarotdetektoren mit einer Sensitivität bei längeren Wellenlängen eingesetzt werden. Ab 3 Mikrometern macht aber die Eigenemission des Spiegelmaterials Probleme. Der untere Wert ist begründet durch das Beschichtungsmaterial Magnesiumfluorid. Der obere, das jeder Körper gemäß seiner Temperatur selbst Strahlung aussendet. Bei einem empfindlichen Instrument kann die Infrarotstrahlung die ab 3 Mikrometer Wellenlänge emittiert wird dann schon die Strahlung von schwachen Objekten zudecken. Bei Zimmertemperatur hätte das Instrument ein Strahlungsmaximum bei etwa 12 Mikrometern Wellenlänge. Das HST kann daher Aufnahmen im UV, sichtbaren Licht und nahen Infrarot aufnehmen, sofern die Instrumente für diese Wellenlängen empfindlich sind.

Vorne abgeschlossen wird der OTA durch die Tür. Sie wird automatisch geschlossen wenn die Sonne 35 Grad von der Teleskopachse entfernt ist. Erreicht die Annäherung 20 Grad so wird sie ganz geschlossen. Das dauert weniger als 60 Sekunden. Dies kann durch Kommandos überstimmt werden. Der Sekundärspiegel sitzt auf einem Gitterrohrtubus, der von einem Lichtschild umgeben hat. der Lichtschild hat 3 m Durchmesser und 4 m Länge und ist innen schwarz angestrichen. Intern befinden sich 10 Blenden die Streulicht absorbieren sollen. Dahinter schließt sich die Forward Shell an in der die FGS sind und die Hochgewinnantenne und Solarpaneele angebracht sind. Sie hat 4 m Länge.

Im Optical Assembly befinden sich auch die Fine Guidance Sensors (FGS). Sie sind eine extrem wichtige Baugruppe. Sie bilden drei Felder rund um die Instrumente ab, wobei durch Rotation des Teleskops diese Felder verschoben werden können. Innerhalb dieser Felder kann nun jeweils einer von drei FGS einen Stern in einem nur 5 5 Bogensekunden großen Gebiet im Zentrum seines Blickfeldes halten, das nur 0,1 Bogensekunden groß ist. Da die Regelung des Teleskops schon eingreift, wenn der Stern aus dem Blickfeld herauswandert kann so das Teleskop über längere Zeiten bis auf 0,007 Bogensekunden genau ausgerichtet werden, also rund sechsmal genauer als die nominelle Auflösung der Optik. Damit man diese hohe Genauigkeit erreicht ohne ein viel größeres Teleskop zu benötigen als das eigentliche Weltraumteleskop greift man auf eine andere Technik zurück. Die FGS nutzen Interferometrie. Das Licht eines Sterns wird durch einen Strahlungsteiler in zwei Strahlen aufgeteilt die unterschiedliche Wege laufen und sich beim Sensor überlagern. Der Weg ist so bemessen, dass bei korrekter Lage sich die beiden Lichtstrahlen so überlagen das Wellental auf Wellenberg trifft und sich so das Licht gegenseitig auslöscht. Wandert ein Stern aus dem Zentrum so löschen sich die Lichtstrahlen nicht mehr aus und das Signal wird stärker. So kann obwohl die Optik keine so hohe Auflösung hat die Position sehr genau festgestellt werden. Es werden zwei FGS benötigt, drei sind vorhanden um ein Backup zu haben.

Jede FGS wiegt 220 kg und befindet sich in der Peripherie. Umlenkspeiegel lenken das Licht dorthin. Das Einlocken auf einen Stern der dann mit einer Genauigkeit von 0,0002 Bogensekunden verfolgt wird ist relativ kompliziert und geschieht in mehreren Schritten. In einem 60 Bogensekunden großen Gebiet werden innerhalb von 10 Minuten nach 10 hellen Sternen (Größe zwischen 4 und 18 mag) gesucht. Dann werden je zwei pro Sensor als Nachführsterne verwendet. Die FGS messen das Licht im roten Spektralbereich zwischen 467 und 700 nm. Es gibt auch Filter um den Spektralbereich weiter einzuengen.

Da nur zwei von drei FGS benötigt werden, benutzt am den dritten als weiteres Instrument für die Astrometrie. Die FGS können Distanzen zwischen zwei Sternen auf 0,002 Bogensekunden genau bestimmen. Dies kann man zur genaueren Vermessung von Sternen und Verbesserung von Sternkatalogen nutzen wie auch für die Bestimmung von Paralaxen - Beim Lauf um die Sonne ändert ein naher Stern seine Position vor den Hintergrundsternen, weil man ihn aus zwei Positionen sieht - die Erdbahn durchläuft in einem Jahr einen Kreis von 300 Millionen km Durchmesser. Mit einem spezialisierten Satelliten für diesen Zweck wie Hipparcos oder Gaia kann man die Leistung der FGS aber nicht vergleichen.

Die Equipment Section ist der Beginn des hinteren Tel des Teleskop mit einem größeren Durchmesser von 4,27 m er schließt sich an den unteren Teil des OTA an. In ihm befindet sich inm 10 von außen zugänglichen Buchten der Großteil der Elektronik in 10 Buchten von Trapezform (0,78 m Innenkante, 1 m Außenkante, 1,2 m Durchmesser und 1,5 m Höhe) mit folgenden Sektionen:

Der an die Equipment Sektion anschließende Aft Shroud der mit einem 5 cm dicken Abschlussboden endet enthält die Instrumente des Hubble Space Teleskops. Diese Teil ist 3,50 m hoch und hat einen Durchmesser von 4,30 m.

Gyroskope und Reaktionsschwungräder braucht man um die Position des Teleskops festzustellen und zu verändern. Sechs Gyroskope dienen als Inertialsysteme. Es sind schnell rotierende Kreisel die wenn das Teleskop sich bewegt einen Impuls abgeben, proportional zur Kraft die auf sie einwirkt. Ist die räumliche Ausrichtung bekannt, so kann man wenn man diesen Impuls integriert genau bestimmen um wie viel sich das Teleskop gedreht hat. Man benötigt mindestens drei Gyroskope (einen für jede Raumrichtung). Die doppelte Zahl bedeutet Redundanz, da Gyroskope dauernd laufen und so als mechanische Teile als erstes verschleißen. Heute setzen Satelliten eine andere Technik ein um die Position zu bestimmen: Startracker Kameras sind kleine Teleskope die ein Sternfeld unscharf abbilden (unscharf weil man so die Größe einer Punktwolke Sub-Pixelgenau feststellen kann, während man bei präziser Ausrichtung eine geringere Genauigkeit hat), die Positionen der gefundenen Sterne mit einem Katalog vergleichen und so berechnen können wohin die Kamera schaut und damit auch wie das Teleskop ausgerichtet ist.

Den Impuls den die Gyroskope abgeben nutzt man um Reaktionsschwungräder zu beschleunigen oder abzubringen. Sie basieren auf demselben Prinzip, haben aber viel mehr Masse und laufen nicht dauernd. Wird ein Reaktionsschwungrad hochgedreht oder während der Drehung gedreht so gibt es eine Kraft ab, die sich auf die Struktur überträgt und so das ganze Teleskop dreht. Es stehen vier Reaktionsschwungräder zur Verfügung um die räumliche Ausrichtung zu ändern. Es dauert bis zu 75 Minuten bis das Teleskop auf ein neues Objekt ausgerichtet ist. Das ist deutlich länger als die nominale maximale Belichtungszeit von 50 Minuten. Daher wird das Beobachtungsprogramm vorher geplant, damit das Teleskop möglichst viele dicht beieinander liegende Objekte nacheinander anvisiert.

Die Elektronik ist bedingt durch die Entwicklung der Mikroelektronik der Teil des Teleskops der am schnellsten veraltet. Das Weltraumteleskop wurde zwar nach dem Space Shuttle entwickelt, seine Elektronik war aber noch konservativer als beim Raumgleiter. Bordcomputer war der DF-224, ein 23 Bit Rechner aus SSI und MSI Bausteinen, also noch keine CPU auf einem Chip. Er arbeitete mit nur 1,25 MHz und verfügte über nur sechs Speichermodule in platted Wire Technology. Jedes Modul beinhaltete 8 KWorte (ein Wort = 24 Bit somit 24 KByte pro Modul). es konnten aber nur vier Module gleichzeitig mit Strom versorgt wurden. Üblicherweise wurden die verfügbaren 32 KWorte mit je 16 KWorte Code und Daten belegt.

Das es mehr Module gab als man mit Strom versorgen konnte lag an der redundanten Auslegung des Rechners. Er war dreifach redundant vorhanden, es gab auch drei interne redundante Datenbusse und zwei redundante externe Datenbusse. Der DF-224 wurde auch im Space Shuttle eingesetzt. Er war dort der Triebwerkscontroller. Der DF-224 beherrschte nur 24 Bit Festpunkt Arithmetik. 1993 wurde er durch einen mit 16 MHz getakteten 80386-Koprozessor ergänzt und 1999 bei der Servicemission 3A durch einen mit 25 MHz getakteten 80486 Mikroprozessor ersetzt. Dieser war 20-mal schneller als der DF-224 und hatte den sechsfachen Speicher. Er verfügt über 2 Megabyte RAM-Speicher und ein 1 Megabyte großes ROM. Der "Advanced Computer" steckt in einer 48 x 46 x 33 cm großen Box und wiegt 32 kg.

Ebenso verhielt es sich bei den Bandrekordern. Magnetbänder waren bis in die Neunziger der einzige weltraumtaugliche Massenspeicher. Hubble hatte zwei Systeme mit je zwei Magnetbandspeicher an Bord. Jedes konnte 1,2 GBit speichern. Damit war eine Datenspeicherung möglich wenn es keine Funkverbindung gab, das kam auch mit einem vollständigen TDRS System vor, weil diese nicht 100% des Orbits abdecken. Eines der Systeme speicherte wissenschaftliche Daten und Daten der Sensoren (Engineering Data) und war echtzeitfähig. Das zweite speicherte nur wissenschaftliche Daten und war nicht echtzeitfähig. Ein Bandrekorder wurde durch zwei Solid State Recorder aus Halbleiter-Bausteinen ersetzt. Jeder der beiden SSR in Bucht 5 und 8 hat mit 12 Gigabit die zehnfache Kapazität des alten Bandrekorders. Ein Bandrekorder blieb als Backupsystem verbaut. Jeder SSR wiegt 9 kg und ist 30 x 23 x 18 cm groß.

Die Data Management Unit DMU ist das Verbindungsglied der Computersysteme und der Kommunikation. Sie kodiert und dekodiert Daten der Experimente, empfängt und speichert Kommandos und sendet Daten zu den TDRS-Satelliten. Sie wiegt 37,7 kg und steckt in einer Box von 70 x 60 x 17 cm Größe in Bucht 1. Vier Data Interface Units (DIU) verbinden die DMU mit Bordcomputer, Massenspeicher, Experimenten und Kommunikationseinrichtungen. Eine ist im OTA die anderen den in Buchten 3,7 und 10. Jede wiegt 17 kg und ist 41 x 38 x 18 cm groß.

Erstmals setzte das HST auf die Kommunikation mit den TDRS-Satelliten die zeitgleich entwickelt wurden. Dadurch wurde das Teleskop zum einen echtzeitfähig, das heißt man konnte die Beobachtungsdaten sehr schnell abrufen. Zum anderen wurde die Datenmenge so viel größer. Den Funkkontakt gab es nun über fast die gesamte Umlaufbahn. Vorher deckten Bodenstationen typisch 20-30% der Umlaufbahn ab. Das HST kann mit den Antennen der ersten Generation 1 MBit/s zu den TDRS-Satelliten senden. Das war beider Konzeption 1977 eine sehr hohe Datenrate. Es gibt für die Hochgewinnantennen eine Abdeckung von 91% des Orbits. Für die Niedriggewinnantennen über die Kommandos und Statusdaten gesendet und empfangen werden sind es sogar 95%.

Im OTA waren fünf Instrumente angebracht. Dies waren beim Aussetzen 1990 folgende Instrumente:

• Die Faint Object Camera
• Die Wide Field/Planetary Camera
• Der Faint Object Spectrograph
• Der High Resolution Spectrograph
• Das High Speed Photometer

Diese Instrumente werden im Teil 2 ausführlich beschrieben. Sie waren, ebenfalls eine Neuerung auswechselbar. Das entpuppte sich als das Schlüsselelement das Weltraumteleskop über 25 Jahre zu betreiben. Dazu müssen nur wenige (teilweise nur eine) Schrauben gelöst werden die noch dazu relativ groß sind, also auch mit klobigen Handschuhen leicht getroffen werden können. 

Die Stromversorgung übernehmen Solarzellen. Es sind zwei Paneele mit ausrollbaren Solarzellen die von er ESA gestellt werden. Dazu gibt es je einen Motor an jedem Paneel. Die Solarzellen machten Probleme. Durch thermischen Stress drehen und drehen sich die Paneele und sie induzieren damit eine Kraft die auf das Teleskop wirkt. Man konnte diesen Effekt minimieren indem man auf die Ausrichtung achtete und spielte dafür ein Computerprogramm zum Weltraumteleskop hoch. Eine dauerhafte Lösung wäre aber besser. So baute die ESA die Solararrays nochmals, jedoch mit einer verbesserten Befestigung. Sie konnten sich nun am Ende wo sie gehalten wurden leicht ausdehnen und zusammenziehen ohne das diese Bewegung auf die Aufhängung übertragen wurde. dazu nutzte man einen Federmechanismus. Die Aufhängung selbst wurde isoliert um Verdrehung durch Aufheizung zu minimieren und die Trommeln an dem Teleskop erhielten eine Versteifung damit die Panels nicht so stark schwingen konnten. Beim SM1 wurden sie ausgetauscht sowie einer der beiden Ausfahrmotoren. Bei SM2 folgte der zweite und bei SM3B wurden sie durch neue Solararrays die um ein Drittel kleiner waren und 20-30% mehr Strom lieferten ersetzt. Diese waren starr und nicht ausrollbar.

Einschränkungen im Betrieb

Wie bei einem Großteleskop auch hat das HST sehr viele Aufgaben- Als es gestartet wurde gab es drei Hauptvorteile gegenüber einem bodengebundenen Teleskop:

• Höhere räumliche Auflösung
• Höhere Empfindlichkeit (Atmosphäre schwächt nicht schwache Lichtquellen ab)
• Längere Beobachtungsdauer möglich
• Keinerlei Abhängigkeit vom Wetter

Bedingt durch diese Vorteile nannte man sehr viele Einsatzgebiete, die von der Beobachtung sehr heller Quellen wie der Planeten (Vorteil: hohe Auflösung) bis hin zu schwachen Galaxien (Vorteil: hohe Empfindlichkeit) bis hin zur Suche nach schwachen Quellen (Vorteil: lange Belichtungszeit) reichten. Während der 25 Jahre die es nun schon arbeitet zeigte sich, dass die Spektroskopie die beim Start zwei Instrumente ausmachte weniger wichtig wurde, auch weil man heute Bilderzeugung und Spektroskopie kombinieren kann. Dagegen hat man das Instrument mit Detektoren ausgerüstet die in Wellenlängen des Infraroten und Ultravioletten arbeiten, also jenseits des visuellen Bereich der eigentlich der beim Start wichtigste Spektralbereich war.

Die Einschränkungen von Hubble ergeben sich aus der Umlaufbahn und den Instrumenten. Hubble wurde in eine Umlaufbahn von 600 km Höhe und einer Bahnneigung von 28,5 Grad gestartet. Diese Umlaufbahn ist definiert durch die Nutzlast des Space Shuttles. Da die Bahnneigung für die Beobachtung von Himmelsobjekten egal ist, wurde die Bahn gewählt, bei der die Nutzlast maximal ist, das entspricht beim Start von Cape Canaveral dessen Breitengrad also 28,5 Grad. Die Nutzlast des Space Shuttles nimmt mit jedem Kilometer ab, sodass er nur eine Bahn in 600 km Höhe mit dem Teleskop erreichte.

 Verglichen mit anderen Großteleskopen ist das Gesichtsfeld von Hubble sehr klein. Das wirkt sich jedoch nur bei nahen Objekten aus wie dem Orionnebel oder der Andromeda Galaxie aus. Durch die minimale Belichtungszeit von 0,11 s kann das Teleskop sehr helle Objekte nicht untersuchen. Sterne müssen z.B. lichtschwächer als 9-te Größe sein, das ist rund 12-mal lichtschwächer als die gerade noch mit dem bloßen Auge unter idealen Bedingungen wahrnehmbaren Sterne oder in etwa das was man mit einem kleinen Feldstecher noch beobachten kann.

Durch die Umlaufbahn bestimmt kann das Teleskop Objekte nur beobachten wenn sie nicht von der Erde bedeckt sind. Innerhalb eines Jahres wandert jedes Objekt aber zweimal in eine Position in der die erde nicht stört. Beim Durchlaufen der Südatlantik-Anomalie, einer Region mit erhöhter Strahlenbelastung finden keine Beobachtungen statt oft wird in dieser Zone das Teleskop neu ausgerichtet. Das größte Hindernis ist die Sonne. Um eine Blendung oder zu starke Erwärmung der Instrumente durch die Sonne zu vermeiden, wird das Teleskop immer einen Winkel von mehr als 50 Grad zur Sonne einhalten. Auch hier gilt: Nach einem Halben Jahr ist das Objekt das hinter der sonne genau 180 Gad von ihr entfernt und beobachtbar. Eine Ausnahme sind die beiden Planeten Merkur und Venus. Sie sind immer nahe der Sonne. Venus wurde von HST schon aufgenommen als sie den maximalen Anstand erreichte. Merkur entfernt sich niemals so weit von der Sonne sodass er durch das Teleskop beobachtbar ist (es gab den Vorschlag Aufnahmen zu machen wenn das Teleskop am Ende seiner Lebenszeit angekommen ist, doch da seit die Raumsonde Messenger den ganzen Planeten kartiert hat ist dies nicht mehr nötig). Es gibt zwei Zonen von 18 Grad Durchmesser am Himmelsnordpol und Südpol, die das Weltraumteleskop kontinuierlich beobachten kann. Aus diesen Zonen wurden auch die Ausschnitte für die spektakulären "Deep Field" Aufnahmen gewonnen. Die maximale Belichtungszeit für ein einzelnes Objekt beträgt 20 Minuten. Doch es ist Möglich ein und dasselbe Objekt mehrmals zu fotografieren und die Aufnahmen dann im Computer zu addieren und so schwächere Objekte als in jeder Aufnahme sichtbar zu machen.

Die Optik, aber auch die erdnahe Umlaufbahn, schränken den Wellenlängenbereich ein, der nutzbar ist. Extremes UV wie auch mittleres und langwelliges Infrarot sind nicht zugänglich. Beim Infrarotbetrieb kommt noch dazu dass das Teleskop von der Erde Infrarotstrahlung aufnimmt und daher zu warm ist um im mittleren oder langwelligen Infrarotbereich empfindlich zu sein. Für das Instrument NICMOS wurde daher extra ein Block mit gefrorenem Stickstoff installiert, der langsam verdampfen sollte und so bis man das Instrument austauscht das Instrument kühlen sollte. Moderne Infrarotobservatorien sind so immer weiter von der erde weggerückt zuerst in den geostationären Orbit (ISO), dann auf Sonnenumlaufbahnen (Spitzer und Herschel).

Es sind etwa 200 Personen, davon etwa 30 Wissenschaftler mit der Missionskontrolle des Teleskops betraut. Dafür werden Beobachtungen zu Paketen zusammengefasst die das Teleskop möglichst gut auslasten, also wenige Schwenks erfordern. Diese werden alle acht bis zwölf Stunden an den Bordcomputer übertragen. Über dem Südatlantik reicht die Strahlung des Van Allen Gürtels bis in die Bahn des Hubble Weltraumteleskops herab. Passiert das Teleskop diese Zone, was jeden Tag über acht bis neun Umläufe zumindest kurzzeitig der Fall ist, so können durch Störungen der Fine Guidance Sensoren diese für maximal 25 Minuten nicht genutzt werden. Dies muss ebenfalls bei der Beobachtungsplanung berücksichtigt werden indem man hier Beobachtungen ansetzt die keine FGS benötigen. Das Teleskop hat keine Triebwerke an Bord und wird nur durch Reaktionsschwungräder gedreht. Das geschieht sehr langsam. Eine Drehung um 90 grad dauert rund 14 Minuten. Dann ist das Teleskop mit einem Fehler von 30 Bogensekunden (in etwa die Größe des Jupiters von der Erde aus gesehen) positioniert und die FGS brauchen einige weitere Minuten um es genau auszurichten. Daher wird man Schwenks so weit wie möglich vermeiden.

Links:

http://asd.gsfc.nasa.gov/archive/hubble/a_pdf/news/facts/CoProcessor.pdf

http://asd.gsfc.nasa.gov/archive/hubble/a_pdf/news/SM3A-MediaGuide.pdf

https://www.nasa.gov/pdf/327688main_09_SM4_Media_Guide_rev1.pdf

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

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