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Im Jahr 1986 näherte sich der Halleysche Komet nach 76 Jahren wieder der Erde.
Diesmal sollte er von einer Reihe von Raumfahrzeugen besucht werden. Die Sowjetunion startete die
Raumsonden VeGa 1+2. Japan die Raumsonden Sakigake und Susei. Die
NASA und die ESA wollten gemeinsam je eine Raumsonde für die "International Halley Watch" bauen.
Doch schon im frühen Stadium musste die NASA ihr Vorhaben aufgeben. Der Anstieg der Space Shuttle
Kosten und das damalige politische Klima ließen keine Mission zu. Die europäische Mission
Giotto war dagegen erfolgreich.
Nun galt es den Schaden zu begrenzen. Wie sieht das aus, wenn die Sowjetunion, ESA und Japan Sonden zum Kometen schicken und die große NASA nicht? Man organisierte zum einen ein Ersatzprogramm dass aus Beobachtungen während der Astro-1 Mission vom Space Shuttle aus bestand (Dieses kam nicht zustande, weil vorher die Challenger explodierte) und zum anderen suchte man nach einem Weg doch noch eine Sonde zu Halley zu schicken.
Die Lösung war der Satellit ISSE-3. Im Jahre 1978 wurde dieser Satellit als Teil eines europäisch-amerikanischen Projektes gestartet. Dieses Projekt lief unter der Bezeichnung ISEE (International Sun Earth Explorer) und bestand aus drei Satelliten, zwei wurden von den USA und einer von der ESA (ISEE 2) gestellt. Die ersten beiden Satelliten (ein europäischer und ein amerikanischer) umrundeten die Erde in einer Bahn die bis 140.000 km in den Raum reichte. Der dritte, ISEE-C oder ISEE-3 wurde dagegen als erster Satellit in den Librationspunkt L1 etwa 1.5 Millionen km von der Erde entfernt platziert. Dort sollten alle 3 Satelliten aus unterschiedlichen Perspektiven das Magnetfeld der Erde und die Interaktion mit der Sonne untersuchen.
Die Bahn um L1 ist allerdings instabil und man kann den Satelliten zur Erde / Mond zurücklenken und dabei Geschwindigkeit aufnehmen. ISEE 3 verließ das Erde Mond System 1983 und wurde zu einer Raumsonde. Von der NASA wurde daraufhin die Sonde in International Comet Explorer (ICE) umgetauft. Die beiden Schwestersonden ISEE-1 und 2 sind am 25.9.1987 in der Erdatmosphäre verglüht. Der Mond hat die langgestreckten Umlaufbahnen die bis auf ein Drittel der Monddistanz ins All herausführten gestört und so das Perigäum von ursprünglich 763 km Höhe (eine Distanz in der kreisförmige Umlaufbahnen über Jahrzehnte stabil sind) sukzessive abgesenkt.
ICE (ISEE 3)
ist ein trommelförmiger Satellit von 479 kg Masse. Der Zentralkörper besteht aus einem Zylinder
mit 16 Seiten. Der Durchmesser beträgt 1.74 m und die Höhe 1.60 m. Das Design basiert auf
früheren Sonden der Explorer Serie und der IMP Serie. Zur Kommunikation verfügt die Sonde über
zwei omnidirektionale S-Band Niedriggewinn Antennen sowie über eine Mittelgewinnantenne mit einem
Antennenöffnung von 6 Grad Breite und 7 dbi Gewinn. Die Sendeleistung betrug 5 W. Die
Sendefrequenz betrug 2217 und 2270 MHz. Dies entsprach maximal 2048 Bit/sec an der L1 Position.
Damit die Detektoren für kosmische Strahlen eine "saubere" Umgebung vorfinden hat man die
Antennen mit den Sendern nicht direkt an der Sonde befestigt sondern auf einem Turm der
"Superstructure" angebracht.
94 kg der Startmasse war Treibstoff um die Position am L1 Punkt zu halten. Es handelte sich um Hydrazin, welches katalytisch zersetzt wurde. Zur Lagekontrolle dienten 12 kleine Düsen. Der große Vorrat war mitgegeben werden, da man mit größeren Abweichungen von der Sollgeschwindigkeit seitens der Delta 2914 Trägerrakete rechnete. Die Solarzellen auf der Außenseite des Zylinders lieferten beim Start 173 Watt an Strom bei 28 V Bordspannung. 160 Watt werden für den Betrieb aller Experimente benötigt. Die Raumsonde rotierte mit 19.75 Umdrehungen pro Minute um die eigene Achse um die Temperaturen anzugleichen. Die Lage wurde kontrolliert durch einen Neigungssensor und zwei Sonnensensoren. Die Ebene in der das Raumschiff rotierte wurde so reguliert, das sie der Ekliptik mit einer Abweichung von maximal einem Grad entsprach.
Primärkontraktor die Raumsonde für ISEE-3 war Fairchild Industries.
Von dem Zentralkörper ragen einige Ausleger ab. Senkrecht zur Rotationsachse sind dies zwei je 3 m lange Ausleger welche das Magnetometer und die Sensoren für die Untersuchung des Plasmas aufnehmen. Vier weitere Ausleger in der Spinnebene entfallen auf die 49 m langen Teile einer 90 m Dipolantenne. In der Z-Achse sind es je 2 Antennen von 7 m Länge die zusammen eine 14 m Dipolantenne ergeben. Zwei weitere Ausleger sind dazu da die Rotationsachse zu stabilisieren, so dass durch die anderen Ausleger diese nicht gedreht wird.
Dieses Experiment bestimmt die Auswirkung von solaren Strahlungsausbrüche des Typs III auf den Sonnenwind durch Messung der ausgesandten Radiostrahlung. Das Experiment nutzt dazu zwei Antennen. Eine 90 m Antenne in X Richtung und eine 14 m lange in Z Richtung. Durch die Rotation der 90 m Antenne mit der Sonde änderte diese dauernd die räumliche Lage und erlaubt so zusammen mit der Antenne in der Z-Achse die genaue Bestimmung des Winkels der einfallenden Radiostrahlung und in Grenzen auch die Position
Der Empfänger verfügte im Wellenbereich von 30-1980 kHz über zweimal je zwölf Kanäle in denen er Messungen machen konnte. Die Bandbreite betrug 3 kHz beziehungsweise 10 kHz. Alle 1.5 Sekunden wurde eine Messung mit der Z-Antenne und elf mit der 90 m Antenne gemacht für jeden Frequenzkanal und in jeder der beiden Bandbreiten. Der Startpunkt jedes Kanals konnte durch eine 72 Schritt Automatik verschoben geworden, wobei die Intervalle zu den oberen Frequenzen hin kleiner wurden. Ein Zyklus dauerte so 56 Sekunden bei einer Datenrate von 1024 Bit/sec. Die höheren Frequenzen wurde dabei zwölfmal häufiger als die niederen gemessen. Bei Datenraten unter 2048 Bit/sec konnten Kanäle bei der Messung in der X Achse weggelassen werden.
Zusammen bestimmte das Experiment Ort, Winkel, Zeitpunkt und Frequenz einer Radioemission und konnte so eine dreidimensionale Karte von Gebieten mit Strahlungsausbrüchen erstellen. Das Experiment wog 15.36 kg und hatte einen Stromverbrauch von 3.6 Watt.
Dieses Experiment bestimmte interplanetare Elektronen im Energiebereich von 3 keV bis 1000 keV Energie. Dazu gab es zwei Detektoren. Detektor 1 war ein Halbleiterdetektor, der eine Oberflächenbarriere zur Abschirmung von Elektronen niedriger Energie und Protonen hatte und passiv gekühlt war. Er erfasste Elektronen hoher Energie von 15 keV bis 1000 keV.. Der zweite Detektor war ein elektrostatischer Analysator der einfallende Elektronen in Kanälen verschiedener Energie aufspaltete und durch einen Elektronenvervielfacher detektierte. Er war für die Elektronen im unteren Energiebereich von 2-18 keV empfindlich. Detektor 1 hatte umschaltbare 8 oder 16 Eingangssektoren und Detektor 2 16 Eingangssektoren. Dadurch konnte auch die Einfallsrichtung der Elektronen bestimmt werden.
Ziel des Experiment war das Energiespektrum und die Verteilung interplanetarer Elektronen zu bestimmen. Das Experiment wog 11.6 kg und hatte einen Stromverbrauch von 5 Watt.
Ein Rätsel seit den sechziger Jahren waren Gammastrahlenausbrüche, welche hohe Energien freisetzten und schnell aufkamen und wieder verschwanden. Viele Raumsonden hatten die Aufgabe diese zu detektieren und Hinweise über die Ursache und den Entstehungsort zu geben. Besonders an Bord von sowjetischen Raumsonden fand man regelmäßig Detektoren für diese Ausbrüche. Es war kein eigentliches Experiment an Bord von ISEE-3 sondern eine Ergänzung schon bestehenden Experimenten. Es nutzte deren Detektoren.
Das Experiment an Bord von ISEE 3 sollte den Zeitpunkt eines Ausbruches bestimmen und dann von diesem ein Spektrum im Bereich 0.05 - 6.5 MeV anfertigen. Dazu gab es 3 Detektoren. Detektor 1 war ein 3 cm dicker und 4 cm breiter Germaniumkristall, der passiv auf 101 K durch Strahlungsabgabe gekühlt wurde. Er konnte Gammastrahlen im Bereich von 0.12 - 6.5 MeV detektieren. Die Energieauflösung lag bei unter 3.5 keV bei 1 MeV Energie. Ein 12 Bit A/D Wandler ermöglichte 4096 Spektralkanäle. Die Daten gingen dann weiter ans LECR Experiment, wo sie mit erfasst wurden. Detektor 2 war ein Kristall aus Cäsiumiodid er war an das CRES Experiment angeschlossen. Auch der dritte Detektor war ein Kristall aus Cäsiumiodid, jedoch kleiner als Detektor 2. Im LECR Experiment er war empfindlich für Energien oberhalb von 79 keV.
Das Instrument hat zwei Speicher für die Zeitdaten der Messungen. Gespeichert wurde ein 12 Bit Zeitindex, der angab wann eine bestimmte Schwelle an Ereignissen detektiert wurde. Die Schwelle konnte von 1-128 festgelegt werden. Dazu gab es eine Uhr mit einem Takt von 1-8 kHz (umschaltbar) an Bord. Der Speicher umfasste 2000 Werte. Die spektrale Information der Ergebnisse von Detektor 1+2 wurde in einem dritten Speicher abgelegt, der 3072 16 Bit Worte umfasste. 12 Bits waren für die Puls-Höhe vorgesehen und 4 Bits für die Zeit. Sobald innerhalb eines Zeitintervalls die Zählrate über einen Grenzwert anstieg wurde das Speichern angetriggert. So wollte man die recht kurzen und plötzlich auftretenden Ausbrüche erfassen ohne dauernd mit hoher Datenrate messen zu müssen. Blieb das Signal unterhalb des Grenzwertes, so wurde nicht in die Speicher geschrieben.
Dieses Instrument erfasste solare Röntgenstrahlenausbrüche kosmische Gammastrahlen im Energiebereich von 5- 228 keV Energie. Es gab zwei Detektoren. Dies war ein mit Xenon Gas gefüllten Proportionalzähler der in 6 Spektralkanälen Strahlen von 5-14 keV erfasste und einen Natriumiodid Szintillationsdetektor der Strahlen von 12-228 keV Energie in 12 Kanälen erfasste. Der Detektor konnte in 4 Modi arbeiten: Normal, Flare-1, Flare-2 und Gamma. Die Modi unterschieden sich in der zeitlichen Auflösung. Sie war am schlechtesten im Normalmodus und lag dort bei 500-4000 ms, je nach Kanal. Im Gamma Modus war die Zeitauflösung am besten und lag bei 0.25-125 ms. In diesem Modus konnte die Daten nur gespeichert werden, die Datenrate war für Realzeitaufnahmen zu hoch.
Das Experiment bestimmte solare und kosmische Ionen und Elektronen mit niedriger Energie. Ionen wurden in mehreren Kanälen von 2 keV/Ladung bis 80 MeV pro Nukleon erfasst. Elektronen wurden in 4 Kanälen von 75 bis 1300 keV Energie erfasst. Im Bereich von 0.4 bis 6 MeV war es möglich Ladung und Atommasse gleichzeitig zu bestimmen. Das Experiment bestand aus 3 Detektoren: ULECA (ultralow-energy charge analyzer) war ein Elektrostatischer Analysator mit einem Halbleiter Detektor. Er war empfindlich für Teilchen von 3 bis 560 keV/Ladung. ULEWAT (ultralow-energy wide-angle telescope) war ein Proportionalzähler angeschlossen an ein Teilchenteleskop. Er bestimmte Ort und Energie durchgeflogener Teilchen mit einem Festkörperdetektor. Er war empfindlich für Teilchen von 0.2 bis 80 MeV Energie (für Eisenkerne). Der Detektor ULEZEQ (ultralow-energy Z, E, and Q) war ein Kombinationsdetektor bestehend aus einem Proportionalzähler und einem Detektor für den Auftreffort der Teilchen nach einem elektrostatischen Analysator. Er bestimmte Energie, Ladung und den Ort des Auftreffens (in 45 Grad Sektoren) bei Energien von zwischen 0.4 und 6 MeV/Nukleon.
Ziel des Experimentes war es vor allem im niedrigen Meßbereich die Ionen und Teilchen des Sonnenwindes genauer zu charakterisieren. (Ursprung, Energie, Masse, Ladung, Verteilung). In den höheren Energiebereichen sollte nur die Menge, Energie und Verteilung der Teilchen erfasst werden Das Instrument wog 11.5 kg und verbrauchte 6 Watt an Strom. Dieses Experiment stammte aus Deutschland, vom Max-Planck-Institut für Physik und Astrophysik
Oberhalb des Energiebereichs den LECR erfasste und unterhalb des Energiebereichs von HECR operierte dieses Experiment. Es bestand aus drei Teilchendetektoren sowie einem Proportionalzähler zur Messung von Röntgenstrahlen und Elektronen. Die Detektoren waren Folien und Festkörper mit Dicken von 15 bis 3000 Mikrometer, abhängig von dem gemessenen Energiebereich. Es bestimmte Ionen im Bereich der Ordnungszahlen 1-30 (bis Zink) und bei Energien von 1-500 MeV pro Nukleon. Für Wasserstoff im Energiebereich von 4-70, Helium im Bereich von 1-70 und Lithium, Beryllium, Bor, Kohlenstoff und Stickstoff im Bereich von 30-140 MeV konnte auch die Isotopenzusammensetzung bestimmt werden. Elektronen wurden erfasst, wenn sie zwischen 2 und 50 MeV Energie besaßen. Das Experiment wog 6.5 kg und verbrauchte 2.9 Watt an Strom.
Dieses Experiment ergänzte LECR und deckte den Energiebereich nach oben hin ab. Es bestimmte hochenergische Ionen aus der Galaxie und der Sonne von 5-250 MeV/Nukleon. Bestimmt werden konnten Ionen von der Atommasse von Lithium (Ordnungszahl 3, Atommasse 6) bis Nickel (Ordnungszahl 30, Atommasse 60). Die Auflösung lag bei 0.3 Dalton bei Atommasse 30. Das Instrument wog 7.6 kg und verbrauchte 7 W an Strom.
Dies war keine Kopie des HECR Experiments, sondern eine Ergänzung zu diesem. Dieses Experiment erfasste nur noch die hochenergetischen Ionen in der kosmischen Strahlung. Der Detektor bestand aus einer Driftkammer mit 6 Ebenen aus Lithium. Die Ionen prallten auf einen Siliziumdetektor, dessen Strom gemessen wurde. Die Driftkammer erlaubte es das Blickfeld auf 2 Grad einzuengen, da Teilchen aus anderen Richtungen auf eine der Wände aus Lithium trafen. Der Detektor erfasste Teilchen von 20 bis 500 MeV Energie pro Nukleon. Das Instrument wog 8.4 kg und verbrauchte 6 W an Strom.
Dieses Experiment bestand aus einem elektrostatischen Analysator (Spannungsbereich 470-10500 Volt) und einem Massenspektrometer als Detektor. Es bestimmte bei Teilchen des Sonnenwindes die Energie pro Ladung im Bereich von 0.84 bis 15.6 keV/Ladung, die Masse pro Ladung zwischen 1.5 und 5.6 u/Ladung und die Geschwindigkeit des Sonnenwindes im Bereich von 300 bis 600 km/Sekunde. Es war mit einem eigenen Mikroprozessor ausgestattet (damals eine sehr fortschrittliche Technologie), der innerhalb von 20 Minuten sowohl den Bereich der Massen von 4 bis 50 Dalton wie auch den Bereich der Geschwindigkeiten von 20 bis 200 km in jeweils 25 Schritten durchlief. Dieses Meßprogramm konnte von der Erde aus angepasst werden, was man bei der Passage an den Kometen nutzte. Das Instrument wog 5.6 kg und hatte einen Stromverbrauch von 3 Watt.
Dieses Experiment sollte den Sonnenwind untersuchen und seine zwei- und dreidimensionale Struktur bestimmen. Es bestand aus einem elektrostatischen Analysator in zwei und drei Dimensionen. Er hatte ein Gesichtsfeld von 135 Grad. Der Analysator detektierte Protonen mit Energien zwischen 150 eV und 7 keV. Die Energieauflösung lag bei 4.2%. Elektronen wurden mit einem ähnlichen elektrostatischen Analysator erfasst. Dieser hatte ein Gesichtsfeld von 90 Grad. Er war empfindlich zwischen 8.5eV und 1140 eV Energie. Detektoren waren zwei Folien von 30 und 150 Mikrometer Durchmesser gekoppelt an Elektronenmultiplier. Elektronen wurden in 15 Kanälen erfasst und Protonen in 24. Ein spezieller Kanal bei den Elektronen lag zwischen 1.6 und 200 eV, der Energie von Elektronen die von Licht beschleunigt wurden. Ionen wurden von 237 eV bis 10.7 keV pro Ladung erfasst. Hier gab es 32 Kanäle. Es dauerte 32 Sekunden (bei einer Datenrate von 1024 Bit/sec) um eine 3D-Übersicht mit allen drei Teilchenteleskopen in allen Kanälen zu erstellen. Eine zweidimensionale Verteilung konnte in 24 Sekunden gewonnen werden. Das Instrument wog 5.8 kg und verbrauchte 4.7 Watt an Strom. Es fiel am 25.2.1980 aus.
Dieses Experiment sollte die Prozesse untersuchen die Protonen im interplanetaren Raum beschleunigen oder verlangsamen. Der Detektor bestimmte die Energie von Protonen im Bereich von 0.035 MeV bis 1.6 MeV in 8 Energiebereichen. Jeder Detektor konnte den Einfaltsort in einem von acht 45 Grad Sektoren bestimmen. Zusammen mit 3 Teilchenteleskopen die um 30, 60 und 135 Grad zur Rotationsachse geneigt waren konnte so die dreidimensionale Verteilung von Protonen bestimmt werden. Jedes Teleskop bestand aus einem mechanischen Kollimator, zwei Eintrittsbarrieren um andere Teilchen zu blockieren und einem Magneten um Elektronen abzufangen. Detektoren waren ein Festkörper Detektor von 1 cm² Fläche und 0.03 mm Dicke und ein Antikonzidenzdetektor von 2 cm² Fläche und 0.15 mm Stärke. In 8 Energiebereichen wurden die Puls-Höhe gemessen und die Ereignisse gezählt. Ein Zyklus der alle drei Teleskope mit je 8 Sektoren und 8 Energiebereichen Abfrage dauert 32 Sekunden. bei einer Datenrate von 1024 Bit/sec. EPAS wog 4.1 kg und verbrauchte 3.5 W an Strom.
Dieses Experiment sollte die Plasmawellen erfassen und so das Verständnis über Interaktion von Plasmawellen und Teilchen und die Variabilität der Plasmawellen verbessern. Dazu gab es zwei Dipolantenne und eine Suchkeulenmagnetometer an einem Ausleger. Gemessen wurde das magnetische und elektrische Feld im Bereich von 17 Hz bis 1 kHz in 8 Kanälen und das elektrische Feld im Bereich von 17 Hz bis 100 kHz in 16 Kanälen. Eine Messung pro Sekunde war bei einer Datenrate von 1024 Bit/sec möglich. Ein weiterer Analysator maß das Magnetfeld im Bereich von 0.3 bis 8.8 Hz. Er benutzte das Suchkeulenmagnetometer, war jedoch in der Elektronikbox des Magnetometers mit untergebracht. Das Experiment wog 8.8 kg und verbrauchte 4.5 W an Strom.
Dieses Experiment bestimmt die Teilchen mit höchster Energie aus der Kosmischen Strahlung. Elektronen mit 5-400 MeV und Ionen von 30-15000 MeV/Nukleon wurden detektiert. Das Experiment bestand aus einem Teilchenteleskop und drei Detektoren: Einem Gas-Tscherenkow-Zähler, zwei Szintillationszähler auf Basis von Kunststoff, einem Szintillationszähler auf Basis von eines Casiumiodidkristalls und einem Tscherenkow Detektor auf Basis von einem Quarzkristall. Das Experiment basierte auf einem Experiment an Bord des Erdsatelliten OGO-5. Das Instrument wog 9.1 kg und hatte einen Stromverbrauch von 4 Watt.
Das Magnetometer der Sonde sollte das interplanetare Magnetfeld bestimmen und befand sich an einem 3 m langen Mast. Ziel war es das konstante Magnetfeld und die niedrig-frequenten Änderungen zu bestimmen. Es gab 8 Messbereich von ±4, ±14, ±42, ±144, ±640, ±4.000, ±22.000, ±142.000 nT. Der Messbereich konnte vom Boden aus vorgegeben werden oder das Messinstrument schaltete automatisch in den günstigsten Messbereich um. Das Eigenrauschen lag bei 0.01 nT bei einer Frequenz von 0 bis 0.5 Hz. Die Genauigkeit der Messung betrug 1/256 des jeweiligen Maximalwertes eines Messbereiches. Die Zeitauflösung betrug 3 Messungen pro Sekunde bei einer Datenrate von 1024 Bit/sec. Ein Spektrumanalysator maß die Veränderung des Magnetfeldes parallel zur Spinnachse des Raumschiffs in den Frequenzen 0.2, 3.2 und 8.8 Hz. Dieser war mit dem Suchkeulenmagnetometer gekoppelt. Das Magnetometer wog 3.2 kg und verbrauchte 4.3 W an Strom.
Dieses Experiment verglich die Daten welche die ISEE Sonden von den Magnetfeldern der Erde lieferten mit den Daten des Stanford Sonnenteleskops die dieses über die Sonnenaktivität gewann.
Am 12.8.1978 startete ISEE 3 noch als normaler Erdsatellit. Der Start erfolgte mit
einer Delta 2914 Rakete. Er gelangte in einen 180 x 1.151.164 x 28 Grad Orbit. Nach einer dreimonatigen Reise hatte
die Sonde ihre endgültige Position an dem Librationspunkt L1 erreicht. Dies geschah am
20.11.1978. Der Librationspunkt L1 befindet sich 1.5 Millionen km von der Erde entfernt, auf der
Verbindungslinie Erde-L1-Sonne. Hier beobachtete der Satellit die Änderungen des erdnahen
interplanetaren Mediums. ISEE 3 war die erste Sonde, die diesen Punkt erreichte und auch die
erste die das erdnahe interplanetare Medium. Der Punkt L1 wurde seitdem von drei weiteren Raumsonden vor allem für die Sonnenbeobachtung genutzt, z.B. von SOHO. Nach drei Jahren war Ende 1981 die Primärmission
beendet. Anstatt diese zu verlängern und die Messungen der beiden Sonden ISEE 1+2 zu ergänzen
(die bis zum Verglühen Ende 1987 aktiv waren) entschied sich die NASA die Sonde einer neuen
Mission zuzuführen. Ende 1981 war schon klar, dass es keine amerikanische Kometensonde geben
würde. Die amerikanische 3.255 kg schwere SEPS Sonde die mit Ionentriebwerken einen Kometen auf
seiner Reise begleiten sollte war schon im Planungsstadium wegen der hohen Kosten gestrichen
worden. ISEE 3 war die einzige Sonde die wenigstens die Chance hatte einen Kometen zu erreichen.
Möglich wurde dies auch, weil die Delta 2914 die Sonde sehr präzise gestartet hatte, so dass sehr
viel Lagekontrolltreibstoff noch vorhanden war. Pläne dafür wurden ausgearbeitet.
Am 10.6.1982 feuerte die Rakete ihre Lagekontrolldüsen und verließ den L1 Punkt und gelangte zuerst in den Geotail, den Magnetschweif der Erde, denn sie in 1.5 Millionen km Entfernung als erstes Raumfahrzeug in so großer Distanz untersuchte. Es folgten nun fünf Manöver bei denen die Sonde den Mond passierte. Der erste fand am 30.3.1983 statt, der letzte am 22.12.1983 in nur 120 km Höhe statt. Weiterhin gab es 15 Kurskorrekturen mit Hilfe der Lagekontrolldüsen.
Nach dem letzten Mondvorbeiflug am 22.12.1982 verlies ISSE 3 das Erde-Mond System. Danach war ISEE 3 zu einer Sonnensonde geworden und erhielt nun die Bezeichnung ICE (International Comet Explorer). Von den 13 Experimenten arbeiteten noch sieben ohne Einschränkung. Bei den anderen Experimenten waren Teile ausgefallen:
So waren etwa ein Drittel der Detektoren der Sonde bei dem Rendezvous nicht mehr aktiv. Die folgende Tabelle zeigt die noch aktiven Messungen bei Giacobini-Zinner:
| Instrument | Messperiode [Sekunden] |
räumliche Auflösung [Kilometer |
|---|---|---|
| Magnetometer | 0.33 | 7 |
| Plasmawellen 16 Kanäle | 1 | 21 |
| Plasmawellen 8 Kanäle | 16 | 330 |
| Plasma Elektronen 2D | 24 | 500 |
| Energetische Protonen | 32 | 660 |
| Radiowellen | 56 | 1200 |
| Plasmaionen | 1200 | 25000 |
Am 11.9.1985 passierte die Sonde in 7900 km Entfernung den Schweif des Kometen Giacobini-Zinner. Die Sonde war nicht wie andere die speziellen Kometensonden fähig eine chemische Analyse der Gase, des Staubs durchzuführen, aber die durch den Sonnenwind ionisierten Moleküle konnte sie nachweisen und als erste direkt vor Ort beweisen, dass der Großteil der Kometenmasse aus Wassereis besteht. Dazu kamen niedere Gase und als "Verunreinigung" auch Gestein.
Damit die Sonde überhaupt noch Daten zur Erde senden konnte, aus 47 mal größerer Entfernung als im L1 Librationspunkt (0.47 AE Entfernung) musste die NASA ihre 64 m Antennen einsetzen und schaltete am 11.9.1985 noch die 300 m Arecibo Antenne und die 64 m Antenne in Usuda hinzu.
Giacobini-Zinner ist ein relativ leicht erreichbarer Komet und war auch als einer der Kandidaten sowohl für eine NASA Kometensonde, wie auch eine europäische Kometensonde im Gespräch. Giotto flog dann allerdings zu Halley und die NASA Sonde wurde schon 1981 gestrichen.
Am 28.3.1986 passierte die Sonde auch den Kometen Halley, aber
in großer Entfernung von 40.2 Millionen km und auf der sonnen zugewandten Seite. Sie konnte damit
keine Kometenmaterie nachweisen, aber den Sonnenwind charakterisieren, welcher Halley zu diesem
Zeitpunkt traf und den Schweif verursachte. Die Entfernung ist schon in dem Bereich bei dem
Kometen an der Erde vorbeifliegen, also nicht sehr nah. Da die Sonde nicht ausgelegt war für eine
Mission weit weg von der Erde, sank die Datenrate mit steigender Entfernung ab. Alle Datenraten
gehen von der Benutzung der 64 m Antennen des Deep-Space Network und einer Fehlerrate von
10-4 pro Bit aus.
Nach der Passage vom Mond waren es 2048 Bit/sec, bei der Passage von Giacobini-Zinner noch 1024 Bit/sec, bei Halley 512 Bit/sec. Am 5.1.1987 musste man auf 256 Bit/sec gehen, am 24.1.1987 auf 128 Bit/sec und zuletzt am 27.12.1991 auf 64 Bit/sec. Die Daten welche die Sonde lieferte, sanken im selben Maße ab. Ab 1991 hatte ICE die Aufgabe heliosphärische Untersuchungen zusammen mit Ulysses durchzuführen. 1995 arbeitete die Sonde kaum noch. Die wenigen Kontakte zu ICE kamen dadurch zustande, dass das Team von Ulysses Zeit für das DSN an ICE abgab. So wurde am 5.5.1997 die Mission offiziell beendet.
ICE befindet sich auf einer Bahn mit einem Perihel von 0.91 AE und einem Aphel von 1.03 AE und einer Umlaufszeit von 355 Tagen. Dadurch umrundet er die Sonde in 31 Jahren die Sonne 32 mal. Am 10.8.2014 gelangt ICE auf dieser Bahn wieder zurück zur Erde. Es besteht dann die Möglichkeit die Raumsonde dann einzufangen und zu bergen. Die NASA hat verlautbart, dass wenn dies technisch möglich ist, die Sonde geborgen wird. Danach soll ICE auf Veränderungen nach 36 Jahren im interplanetaren Raum untersucht und dann dem Smithsonian Museum gestiftet werden. Doch da 2014 die NASA nicht einmal die Möglichkeit hat Astronauten selbst ohne Hilfe Russlands ins All zu shciken wird daraus wohl nichts werden.
1999 gab es eine Kommunikationsverbindung mit ICE, wobei man auch die Sender und Empfänger an Bord abschalten sollte. Bei einem wissenschaftlichen Symposium im August 2008 wurde bekannt, dass wohl dies unterblieb.. Daraufhin versuchte man es mit einer der 32 m Antennen des DSN zu kontaktieren und fand es auch unweit der berechneten Position. Über drei Stunden hinweg wurden Dopplerinformationen aus dem Trägersignal gewonnen um die Position genauer zu bestimmen.
Es gibt nun den Vorschlag den Vorbeiflug an der Erde am 10.8.2014 zu nutzen um ICE erneut zu einem Kometen zu senden, denn es 2017 oder 2018 erreichen könnte. Nach einem Einfangen könnte es wieder in einen exzentrischen Erdorbit gelangen und ein Mondvorbeiflug würde es wieder zu einem Librationspunkt schicken. Dort würde man die Sonde parken um sie erneut zu einem Kometen zu schicken. Die Sonde hat noch Treibstoff an Bord um ihre Bahn um 150 m/s zu ändern und alle Instrumente bis auf eines sind noch funktionsfähig. Andererseits ist nach 30 Jahren die Stromversorgung auf einen Bruchteil der Ausgangsleistung abgesunken und 2017 werden es fast 40 Jahre nach dem Start noch weniger sein. Damit kann man recht wenige Systeme betreiben und wenn ist es kaum möglich Daten zur Erde zu senden. An Bord hat die Sonde kaum Datenspeicher um die Daten zwischen zu speichern. Der Nutzen wäre also recht begrenzt. Immerhin ergab ein Kommunikationsversuch am 18.9.2008 über das DSN, dass alle Experimente bis auf eines zumindest teilweise noch funktionsfähig sind.
Die NASA hat nichts mit ICE (ISEE-3) vor. Zum einen weil sie derzeit durch das eingefrorene Budget in vielen Ressorts kürzen muss und so kein Geld für eine Sonde übrig hat deren wissenschaftlicher nutzen gering ist. Zum anderen hat sie auch nicht mehr die Technik dafür. Die Sender für das Senden der Kommandos wurden 1999 ausgemustert. Das rief das ISEE-Reboot Projekt auf den Plan, welche die Sonde reaktivieren möchte. Das Projekt hat sich das Geld für einen Sender über Crowdfunding organisiert und kann erste erfolge vermelden. Empfangen kann man ICE schon im Juni mit relativ kleinen Antennen, teilweise nur 2 m Durchmesser, doch damit bekommt man nur das Signal, ohne Nutzdaten zu extrahieren. Für einen richtigen Kommunikationsversuch setze das Projekt die 300 m Arecibo Antenne ein, und nach ihren Angaben gelang es nicht nur Telemetrie zu empfangen, sondern auch Kommandos abzusetzen. Allerdings ist es noch ein weiter Weg bis zum ehrgeizigen Projekt: ICE soll den Mond in nur 50 km Entfernung passieren. Er soll die Sonde soweit abbremsen, dass sie wieder eine elliptische Erdumlaufbahn einschlägt wo die Sonde dann ihre Primärmission, also die Erforschung der Erdumgebung aufnehmen könnte. Eventuell könnte man sie dann 2017/8 durch einen weiteren Mondvorbeiflug erneut auf die Reise schicken. Doch dafür muss man erst mal wissen wo ICE genau ist (das ist nur ungefähr bekannt), dann muss man die Sonde kontrollieren können und es müssen auch die notwendigen Systeme noch funktionieren und der Treibstoff für die Manöver zur Verfügung stehen. Etwas viel, wenn man bedenkt, dass der erste Kontaktversuch gerade einmal etwas mehr als 2 Monate vor der Erdpassage gelang.
Trotzdem gelang es dem Projekt, dass nur mit 160.000 Dollar aus Crowdfunding finanziert war, die Raumsonde unter Kontrolle zu bekommen, die Rotationsgeschwindigkeit (am 3.7.) zu variieren und die räumliche Ausrichtung ebenfalls. Eines von sechs geplanten Brennmanövern klappte, aber die entscheidenden am 8.7.2014 nicht. Damit gelang es nicht die Sonde so nah an den Mond heranzuführen, dass er sie in einen Erdorbit umlenken würde. Man hat mittels Befehlen am 9.7. noch die arbeitenden Instrumente aktiviert. Sie senden Daten die noch etwa 3 Monate nach dem Erdvorbeiflug zu empfangen sind, danach ist die Sonde zu weit entfernt und man bräuchte extrem leistungsfähige Antennen die aus finanziellen Gründen nicht zur Verfügung standen.
Von der Wissenschaft her wurde das Projekt wenig beachtet - Experimente haben sich einfach in 30 Jahren erheblich weiter entwickelt und die Datenrate der Sonde ist auch sehr klein. Sie würde heute wenig zur Erforschung der Erdumgebung beitragen, in der ja auch andere Satelliten wie das Cluster Quartett unterwegs sind.
ISEE 3 Informationen vom NSSDC
Artikel zuletzt aktualisiert am 8.7.2014
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.
Hier eine Beschreibung des Buchs auf meiner Website für die Bücher, wo es auch ein Probekapitel zum herunterladen gibt. Sie können das Buch direkt beim Verlag kaufen (versandlostenfrei). Dann erhalte ich als Autor eine etwas höhere Marge, aber auch über den normalen Buchhandel, Amazon (obige Links) und alle anderen Portale wie Bücher.de oder Libri.
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