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Rosetta

Einführung

Im Jahre 1985 wurde beschlossen, die Mission Rosetta als eine der vier Missionen des Horizont 2000 Programms zu bauen. Diese Missionen sollten neue Bereiche der Wissenschaft erschließen. Zu diesem Zeitpunkt stand der Vorbeiflug von Giotto an Halley noch bevor. Zu dieser Zeit plante die NASA ein ähnliches Programm namens CRAF (Comet Rendezvous Asteroid Fly-By). Zuerst sollte daher mit der NASA eine gemeinsame Raumsonde entstehen. Diese Sonde wurde 1991 beschlossen. Doch schon innerhalb von zwei Jahren musste die NASA zuerst den Start verschieben und stellte dann das Projekt ganz ein. Im Jahre 1996 zog die NASA auch die Beteiligung am Lander zurück.

So entstand Rosetta 1997 als eigenständige Mission neu. Rosetta ist die größte, komplexeste und technisch und wissenschaftlich anspruchsvollste Planetenmission die je in Europa gebaut wurde. Die gesamte Mission wird inklusive ihrer 10 jährigen Reise durchs All mehr als 1 Milliarde Euro kosten. (Der ESA Anteil beträgt 770 Millionen Euro, dazu kommen noch Beiträge der Länder, welche Experimente entwickelt haben und betreuen sowie der Lander Philae). Als einzige Kometenmission wird sie einen Kometen auf seinem Flug begleiten und auf ihm einen Lander absetzen. Vor der Landung von Philae gab man die Gesamtkosten mit 1,4 Milliarden Euro an (der Unterschied liegt auch darin, das dies "reale" Euro sind, während die Projektkosten fix auf ein Jahr gerechnet sind und die Inflation nicht berücksichtigen).

Man musste auch ein neues Ziel aussuchen. CRAF sollte den Kometen Schwassmann-Wachmann 3 untersuchen und Bodenproben nehmen. Nun ging es darum einen Kometen zu begleiten und da war der Komet "46P Wirtanen" ein besserer Kandidat. Das verschob aber auch die Ankunft von 2008 auf 2012.

Der Name Rosetta lehnt sich an den gleichnamigen Stein von Rosetta an. Dieser wurde 1799 beim Einfall französischer Truppen in Ägypten entdeckt. Der Stein wurde nach einer Ortschaft namens Rashid benannt, wo er gefunden wurde. Jean Francois Champollion konnte anhand des Steines die ägyptischen Hieroglyphen entziffern. Dies war möglich, da der Stein denselben Text in griechisch (das man kannte), demokritisch und ägyptisch enthielt. Wie der Stein von Rosetta eine Schlüsselposition für das Verständnis der ägyptischen Schrift darstellte, so sollte es Rosetta für die Natur der Kometen sein.

Da die Mission von Rosetta sehr komplex ist, habe ich den Artikel über die Sonde zweigeteilt. In diesem Teil geht es um den Orbiter also Rosetta selbst. In einem zweiten Teil wird der Lander Philae und seine Instrumente besprochen.

Die Raumsonde

Rosetta ist ein Quader mit den Seitenlängen von 2.0 × 2.1 × 2.8 m, aus einer Aluminium-Honigwabenstruktur. Die Sonde wiegt beim Start 3011 kg, davon sind allerdings 1670 kg Treibstoff. Auf den Lander entfallen 100 kg und auf die Instrumente 165 kg. Primärkontraktor für die Raumsonde ist Astrium Deutschland. Der Orbiter wurde in Friedrichshafen zusammengebaut, die Bauteile stammen jedoch aus vielen Ländern, so auch aus Italien und Frankreich.. Der deutsche Anteil an Rosetta beträgt 280 Millionen € und ist die größte finanzielle Beteiligung aller beteiligten Staaten. Die Struktur ist sehr leichtgewichtig und macht nur 198.9 kg bei einem Volumen von 12 m³ für den Bus aus.

Da die Sonde sich bis zu 5.3 AE von der Erde entfernt, hat sie sehr große Solarpanels. Jedes ist 14 m lang und besteht aus 5 Segmenten mit zusammen 22.000 Einzelzellen. Diese haben bei Rosetta eine Fläche von 64 m² (davon 61,5 m² belegt) und eine Spannweite von 34 m. Rosetta ist die erste Mission, welche sich bis Jupiter von der Sonne entfernt und dabei nur von Solarzellen mit Strom versorgt wird. Amerikanische Sonden verwenden dazu RTG (Radioisotopen Thermoelement Generatoren) mit Plutonium als Wärmequelle für Thermolemente. In Erdentfernung von der Sonne (1AE) liefern die Solarpaneele 7,1 kW Leistung. In 5,25 AE Entfernung liefern die Solarzellen noch 395 Watt an Strom, da die Sonne nur noch 40 Watt/m² anstatt 1350 in Erdnähe liefert. Dies reicht um die Sonde im "Hibernation Mode" (Schlafmodus) zu halten, das Auskühlen zu verhindern und den Computer noch zu betrieben. Alle anderen Systeme sind dann abgeschaltet. Ab einer Distanz von 660 Millionen km (die Bahn wird bis in 790 Millionen km von der Sonne wegführen) befindet sich die Sonde für 31 Monate in diesem "Schlafmodus". Wenn die Sonde 3.4 AE Entfernung erreicht hat und dann 870 Watt an Strom zur Verfügung stehen, beginnt die Observationsphase. Es handelt sich um spezielle Panels, welche auch in dieser Entfernung noch genügend Strom liefern. Minimal werden 249 Watt benötigt. Bei Kontakt zur Erde, aber ohne wissenschaftliche Forschungen 401 Watt und wenn alle Experimente betrieben werden 870 Watt. die 2011 gestartete US-Raumsonde Juno brach 2016 den Entfernungsrekord von Rosetta, bevor sie Jupiter erreichte. Auch sie wird nur von Solarzellen angetrieben, allerdings ist sie auch bei Jupiter (der sich im Mittel 778 Millionen km von der Sonne entfernt) aktiv sein.

Die Solarpanels können um 180 Grad gedreht werden um die maximale Energie aufzunehmen. Sie sind speziell ausgelegt um bei 4% des Sonnenlichtes das es bei der Erde gibt zu operieren. Dies bedeutet Betriebstemperaturen von -130°C. Sie reflektieren daher, anders als normale Zellen kein Licht. Die Effizienz beträgt 15 % zu Missionsende. In Erdnähe werden 8700 Watt an Strom erzeugt. 4 Nickel-Cadmium Batterien à 10 Ah Leistung federn Zeiten ohne Versorgung durch die Solarpanels ab. Die großen Solarpanels alleine wiegen 169.7 kg.

Das schwerste Subsystem ist das Antriebssystem. In zwei jeweils 1108 l fassenden Tanks befinden sich die Treibstoff Stickstofftetroxyd und Monomethylhydrazin. Von beiden Treibstoffen zusammen werden 1720 kg (1060 kg NTO und 660 kg MMH) mitgeführt. Es gibt kein großes Haupttriebwerk sondern zwei (redundante) Sets von 12 × 10 N Düsen. Der Treibstoff wird durch vier redundante Druckgastanks mit je 35 kg Helium gefördert. Der Tankdruck beträgt nominell 17 Bar. Der Treibstoff soll eine maximale Geschwindigkeitsänderung von 2300 m/s ermöglichen, 2114 m/s werden für die nominelle Mission benötigt. Die Tanks und Triebwerke wiegen zusammen 171.5 kg.

Die Lage im Raum wird auf 40 Bogensekunden genau durch zwei Sternensucher, Sonnensensoren und Laserkreiseln festgestellt. Die Sternensucher messen die relativen Positionen von Sternen im Gesichtsfeld einer 16.8 × 16.8 Grad großen Kamera aus, und vergleichen diese mit einem Katalog von Sternen.

Die Steuerung erfolgt wegen der großen Entfernung zur Erde durch ein autonomes Computersystem. Es teilt sich in zwei jeweils redundante Subsysteme. Das Data Management Subsystem und das Altitude Control und Command Subsystem. Verwendet wird jeweils ein MA31750 Mikroprozessor von Dynex. Dies ist eine Weiterentwicklung des MA-1750A Mikroprozessors, eines 16 Bit Prozessors. Er kann bis zu 25 MHz getaktet werden und bis zu 3 MIPS erreichen. Bedingt durch die lange Projektlaufzeit ist er beim Start schon veraltet. Zwei Computersysteme verteilen daher die Aufgaben. Die Instrumente haben eigene Elektronik (DPU: Data Processing Unit) mit moderneren und leistungsfähigeren Prozessoren die die Datenverarbeitung und Kompression übernehmen und so den Hauptcomputer entlasten. Der Computer in der Kamera OSIRIS hat z.B. sie siebenfache Geschwindigkeit und den

Die Datenspeicherung erfolgt auf einem 25 Gigabit großen Speicher aus RAM Bausteinen an Bord der Sonde. Durch den langsamen Bordcomputer haben die Instrumente einen eigenen Hochgeschwindigkeitsbus mit 10 MBit/s, der Bordcomputer kann nur mit maximal 84 kbit7s auf den Massenspeicher zugreifen.

Auf einer Seite des Zentralkörpers befindet sich eine Hochgewinnantenne (HGA) mit 2.2 m Durchmesser. Diese ist anders als bei Mars Express und Venus Express voll schwenkbar. Diese aus Kohlefaserverbundmaterialen hergestellte Antenne wiegt nur 45 kg. Diese arbeitet im S/X-Band. Die Sendeleistung beträgt maximal 28 Watt. Die Datenrate schwankt je nach Entfernung zwischen 5 und 64 KBit/sec. Neben der Hochgewinnantenne mit einem Senderadius von 1° gibt es eine Mittelgewinnantenne von 80 cm Durchmesser (9° Senderadius im X-Band und 30° im S-Band) und zwei Niedriggewinnantennen im S-Band (5 Watt Sendeleistung) für den Fall, dass die Hauptantenne nicht mehr zur Erde zeigt. Die Kommunikation von der Erde erfolgt nur im S-Band, der umgekehrte Weg in beiden Frequenzbändern. Der von der Raumsonde SMART-1 erprobte Turbo Code soll die Datenmenge vergrößern, da während der Kometenerforschung die Sonde noch sehr weit entfernt ist und dann nur mit 5 Kilobit/sec senden kann. Für den Empfang der Daten des Landers gibt es eine eigene Antenne. Insgesamt wiegt das Kommunikationssubsystem 44.8 kg.

Die Datenübertragung soll maximal 14 h pro Tag über die Empfangsstation in Australien erfolgen. Der Bau einer zweiten Empfangsstation für die Missionen Mars Express und Venus Express in Spanien dürfte Rosetta nützen, da diese Missionen beendet sein werden, wenn es in die heiße Phase der Mission geht. Eine weitere Bodenstation wird in Argentinien ab Mitte 2012 zur Verfügung stehen. Die hochgenauen Empfänger für das RSI Experiment (welches auch Mars Express und Venus Express durchführen) stammen von Deutschland.

Eine Besonderheit von Rosetta ist die Temperaturregelung. Rosetta hat anders als andere Raumsonden die bis zum Jupiter flogen, keine RTGs an Bord, also Thermoelemente auf Basis von Radioisotopen. Weder zur Heizung noch zur Stromgewinnung. Daher muss die Sonde im äußeren Sonnensystem viel Wärme aufnehmen. Sie ist daher in dunkles Kohlefaserverstärktes schwarzes Kaptongewebe gehüllt, welche Wärme aufnimmt. Diese 10 Lagen dicke Umhüllung isoliert auch. Bei Temperaturen von -130° C wird trotzdem 132 - 190 Watt an Strom zum Heizen gebraucht damit die Systeme nicht geschädigt werden und die Treibstoffe nicht einfrieren. In Erdnähe wird 25 mal mehr Energie eingestrahlt und diese wird an der Seite von je zwei Radiatoren aus 14 polierten Metallplatten mit je 0.17 m² Fläche abgestrahlt. Diese verhindern eine Erwärmung der Sonde im Inneren von über 50° C.

Die Raumsonden Mars Express und Venus Express konnten zahlreiche für Rosetta entwickelte Subsysteme nutzen, was diese Missionen erst zu diesen niedrigen Kosten ermöglichte. So wurden nicht nur Experimente übernommen, sondern auch der Bus der Sonde sofern es ging.

Die Instrumente

Auf der Seite, welche den Triebwerksdüsen entgegengesetzt ist, befindet sich die Instrumentenplattform. Hier befinden sich die 11 Experimente im Gesamtgewicht von 165 kg von Rosetta. Jedes Experiment hat einen Verantwortlichen (PI, Principal Investigator) mit seinem Team. An vier Experimenten sind deutsche Institute Hauptverantwortliche, bei 5 weiteren beteiligt. Aus der Zeit, als noch an eine gemeinsame Mission gedacht wurde, stammt auch die Beteiligung der USA an Rosetta (die daher auch gerne International Rosetta Mission bezeichnet wird). Daher stammen einige Experimente aus den USA. Viele der Instrumente wurden in verbesserter Form auch bei anderen ESA-Missionen eingesetzt so VIRTIS auf Venus Express und Exomars.

Deutschland stellt die Experimente OSIRIS, COSIMA und RSI. Deutsche Institute sind an den Experimenten CONSERT, RPC, MIRO und ROSINA beteiligt. Darüber hinaus gibt es noch Beteiligungen am Bau der Elektronik an anderen Experimenten, z.B. VIRTIS. Deutschland ist daher bei den Experimenten am stärksten von allen ESA Staaten in der Rosetta Mission involviert. Lediglich bei ALICE, MIDAS, VIRTIS und GIADA gibt es keine deutsche Beteiligung. Auch wenn ein Instrument von einem deutschen Institut als PI gestellt wird gibt es natürlich noch internationale Beteiligungen, das gilt auch umgekehrt. Ich habe dies im folgenden stark vereinfacht und nenne nur das Land aus dem der PI stammt.

Nicht zu den Experimenten zählen zwei Navigationskameras, die parallel in der Z-Achse zu OSIRIS montiert sind. Sie haben eine Brennweite von 140 mm verwenden ein 1024 x 1024 Pixel EEV CCD. Ein Mechanismus vor der Frontlinse hat drei Positionen: fokussiert und nicht arretiert (als Staubschutz), defokussiert und nicht arretiert, fokussiert und arretiert. Die Kameras haben den Zweck Staubbrocken zu erkennen, Sternaufnahmen für die Navigation zu machen und für Beobachtungen von Landeplätzen auf dem Kometenkern. Von den Navigationskameras stammten auch die ersten Erdaufnahmen beim Vorbeiflug am 4.3.2005.

Etwa 50 % des Datenvolumens entfallen auf die Kameras von OSIRIS, 25 % auf Virtis und den Rest teilen sich die anderen Instrumente.

Die Experimente teilen sich in zwei Gruppen ein:

• Vier Experimente beobachten den Kern des Kometen und machen spektroskopische Untersuchungen vom UV bis in den IR Bereich. (ALICE, OSIRIS, VIRTIS, MIRO)
• Drei Experimente ((ROSINA, COSIMA, MIDAS) beobachten die Gase und den freigesetzten Staub des Kometen.
• Zwei Experimente untersuchen die Wechselwirkung mit dem Sonnenwind und die neutralen Gase in der Koma (GIADA, RPC).
• Ein Experiment (CONSERT) wird den Kern zusammen mit dem Lander "durchleuchten".

OSIRIS (Optical, Spectroscopic, and Infrared Remote Imaging System)

Dieses System besteht aus einer Weitwinkelkamera (WAC) und einer Telekamera (NAC). Die Weitwinkelkamera hat ein Gesichtsfeld von 12.1 × 12.1 Grad. Sie verwendet ein Objektiv mit einer Brennweite von 140 mm und einem Öffnungsverhältnis von 1:5.6. Die Telekamera verwendet ein Objektiv von 700 mm Brennweite mit einem Öffnungsverhältnis von 8. Das Gesichtsfeld beträgt hier 2.35 Grad. Die CCD Sensoren sind für beide Kameras identisch. Die Auflösung aus 100 km Entfernung beträgt 10 bzw. 2 m. Der Name erinnert auch an den Stein von Rosetta, denn Osiris ist auch eine ägyptische Gottheit. Die Weitwinkelkamera wiegt 9,5 kg, die Telekamera weitere 13,2 kg.

OSIRIS wird sowohl den Kometen kartieren, wie auch bei den Vorbeiflügen an Asteroiden Aufnahmen gewinnen. Bemerkenswert ist der große CCD Sensor mit 4 Millionen Bildpunkten, der größte CCD Sensor der bislang in einer Kometenmission eingesetzt wird. Wichtig ist auch die Empfindlichkeit in einem breiten Wellenlängenbereich und die 16384 Helligkeitsabstufungen die 14 Bits ermöglichen.. Man erwartet sich Bilder die bei Landeplätzen noch Details von einigen Zentimetern Größe zeigen.

Die Filter sind auf zwei Rädern angeordnet. Die 14 Filter haben folgende Eigenschaften:

Es gibt verschiedene Aufgaben für die Filter. Neben der Reduzierung der Helligkeit gibt es Breitbandfilter für fünf Wellenlängenbereiche (Fernes und nahes UV, sichtbares Licht, nahes und fernes IR). Dazu vier Farbfilter und drei spezielle Filter, welche die Absorptionsbereichen von Elementen zeigen und das restliche Licht ausblenden. Bei OSIRIS ist der Primärverantwortliche U. Keller vom MPI für Aeronomie bei Lindau.

Die Elektronik von OSIRIS muss mit sehr großen Datenmengen umgehen können. OSIRIS liefert pro Sekunden bis zu 20 MBit an Daten. Die DPU (Data Processing Unit) besteht daher aus einem 32 Bit Signalprozessor (TSC21020F von Amtel) der mit 20 MHz getaktet ist. Er verfügt über 2 MB Programmspeicher, 1.628 MByte ROM und 16 MByte für die Bilddaten. Ein Bild kann innerhalb von 10 Sekunden mit der Wavelet Methode komprimiert werden. (Wavelet ist im JPEG 2000 Standard definiert und ist eine Komprimierungsmethode ähnlich der DCT Komprimierung bei JPEG, jedoch mit besseren Ergebnissen bei der gleichen Kompressionsrate).

Die DPU verfügt auch über einen lokalen Massespeicher mit 4 GBit Größe, der aus 4 MBit RAM Bausteinen aufgebaut ist. Der Speicher ist mit Parity Informationen im Reed-Solomon Code versehen, um fehlerhafte Bits zu erkennen und korrigieren zu können. Sie benötigt 3.8 W Strom und kann Daten mit 38 MBit/sec speichern. Die gesamte DPU wiegt nur 1.6 kg und verbraucht zwischen 4 und 11.6 W an Strom.

ALICE (An Ultraviolet Imaging Spectrometer)

ALICE ist ein abbildendes Ultraviolettspektrometer, das unter anderem nach Edelgasen wie Helium, Neon, Argon, Krypton und Xenon suchen soll. Ihre relativen Häufigkeiten liefern Informationen über die Umgebungstemperatur zum Zeitpunkt und des Ortes der Kometenentstehung sowie über die thermische Entwicklung seither. Weiterhin sucht es nach Wasser, Kohlenmonoxid und Kohlendioxid und bestimmt die Verlustraten dieser Moleküle in der Koma und dem Schweif. Es wird auch die Oberfläche visuell erfassen und die Verteilung dieser Gase messen. In der Koma und dem Schweif kann es auch die Ionen O⁺, N⁺, S⁺, C⁺ bestimmen ihre zeitliche Variation bestimmen.

ALICE ist zusammen mit OSIRIS und VIRTIS angebracht. ALICE misst im extremen UV zwischen 70 und 205 nm. In diesem Wellenbereich emittieren Atome und Ionen, welche durch energiereiche Strahlung oder Partikel angeregt wurden. Das Licht wird durch einen 40 × 40 mm Spiegel mit einer Brennweite von 120 mm gebündelt und durch ein holographisches Gitter in ein Spektrum aufgespaltet. Das Spektrum wird detektiert durch einen 512 × 32 Elemente großen Detektor. Jede Zeile besteht aus Kaliumbromid (KBr) und Cäsiumiodid (CdI) Photokathoden. Die KBr Detektoren sind empfindlich zwischen 70 und 150 nm, die CsI Detektoren sind zwischen 150-205 nm empfindlich.

Der Detektor hat Abmessungen von 35 × 20 mm. Dies ergibt ein Gesichtsfeld von 0.1 × 6.0 Grad bei einer optischen Auflösung bei 0.05 × 0.6 Grad. Die spektrale Auflösung liegt bei 0.3 bis 1.3 nm, die ALICE wiegt 3.1 kg und verbraucht 2.9 Watt an Strom. Die Abmessungen betragen 32.6 x 14.6 × 9.0 cm. Das Instrument wird von den USA gestellt. Eine weiter entwickelte Version wird auf der Pluto Sonde New Horizons eingesetzt.

VIRTIS (Visible and Infrared Thermal Imaging Spectrometer)

VIRTIS ist wie ALICE ein abbildendes Spektrometer, allerdings empfindlich im sichtbaren und infraroten Bereich. VIRTIS verfügt über drei Teilsysteme (zwei für Bilder mittlerer bis geringer Auflösung, eines für hochauflösende Spektren) zur Datenaufnahme im sichtbaren und infraroten Spektralbereich, aus der sich die chemische Zusammensetzung des Kometenkerns und die räumliche Verteilung der gefundenen Elemente und Minerale rekonstruieren lässt. Es wird auch in der Koma Spektren anfertigen und zusammen mit OSIRIS Bilder der potentiellen Landeplätze anfertigen um wissenschaftlich interessante herauszufinden.

VIRTIS besteht aus zwei Kanälen. Einem Kanal mit hoher räumlicher Auflösung (VIRTIS-M), dieser macht Aufnahmen und einem Kanal hoher Auflösung (VIRTIS-H) zur Erstellung von Spektren.

Der VIRTIS-M Kanal unterteilt sich wiederum in einen Kanal für den sichtbaren Wellenbereich (0.25 bis 1.0 Mikrometer Wellenlänge) und einen für den infraroten Spektralbereich (0.95 -5.0 Mikrometer). Sie sitzen hinter einem gemeinsamen Teleskop mit 47.5 mm Öffnung und einem Schlitz von 0.038 x 9.53 mm zur Ausblendung einer Zeile aus dem Bild. Ein Gitter spaltet dann das Licht in ein Spektrum quer zur Zeile auf. Der zentrale Teil ist feiner geätzt um ein Spektrum für den sichtbaren Kanal anzufertigen. Dies macht 30 % des Lichts aus. Die restlichen 70 % entfallen auf den IR Kanal.

Detektoren sind ein Quecksilber-Cadmiumtellurit HgCdTe Array von 270 × 438 Pixeln. (IR Bereich.) und eines Thompson TH 7896 CCD mit 508 x 1024 nutzbaren Pixeln (Visueller Bereich). Sie sind hinter ein 47.5 mm Linsenteleskop geschaltet. Durch die unterschiedlichen Größen der Detektoren liegt das Öffnungsverhältnis bei 5.6 (sichtbarer Kanal) und 3.2 (IR Kanal). Es ist nur ein Kanal zu einem Zeitpunkt aktiv. Die Detektoren werden auf 150-190 K (CCD) beziehungsweise 65-90 K (Cadmiumtellurit) passiv gekühlt). Das Instrument arbeitet im Pushbroom Modus, d.h. man erhält ein Bild durch viele Einzelmessungen, bei denen das Instrument über ein größeres Gesichtsfeld bewegt wird. VIRTIS-M wird vornehmlich den Kern in verschiedenen Wellenlängen erfassen.

Das Gesichtsfeld bei beiden Kanälen beträgt 64 x 64 mRad (6.4 km aus 100 km Abstand) und die Auflösung beträgt 250 Mikrorad (25 m aus 100 km Abstand). Die spektrale Auflösung Δλ/Δ liegt bei 100-380 im sichtbaren und 70-360 im IR Bereich. Es kann nur ein Kanal zu einem bestimmten Zeitpunkt aktiv sein. Die Detektoren werden auf 135 K (CCD) und 70 K (HgCdTe Array) gekühlt.

Der zweite Kanal (VIRTIS-H) fertigt keine Bilder an, sondern hat eine sehr hohe spektrale Auflösung. Er kann Spektren im Infrarotbereich von 1-5 µm mit einer Auflösung von 0.6 bis 3 nm anfertigen. Er verfügt über ein zweites Teleskop mit 32 mm Öffnung. Auch hier passiert das Licht zuerst einen Spalt von 0.29 x 0.89 mm Größe. Ein Prisma teilt danach das Spektrum in seine Bestandteile auf. Detektor ist der gleiche HgCdTe Detektor wie im Virtis-M Infrarotkanal. Er wird aktiv auf 70 K (-201 °C) gekühlt. Die Ortsauflösung liegt bei 100 m aus 100 km Entfernung. VIRTIS-H wird vorwiegend in der Koma nach Molekülen suchen.

Das Instrument wird von Italien gestellt. Die Instrumentenelektronik wurde von Astrium (Ottobrunn), Kayser-Threde und DLR (Berlin) gebaut. Die DPU verwendet wie OSIRIS einen TCS 21020 Signalprozessor von Amtel mit einer Leistung von 20 MIPS. Er verfügt über 1 MByte EEPROM für Programmdaten und 4 MByte RAM für Spektraldaten. Diese werden in Scheiben von 64 x 72 oder 64 x 144 Punkten verarbeitet.

VIRTIS kann zusammen mit OSIRIS und den Navigationskameras auf einen Ort gerichtet werden, VIRTIS wird auch auf der Sonde Venus-Express zum Einsatz kommen. Ein Nachbau welcher nur den VIRTIS-M Kanal verwendet, wird im Jahre 2006 mit der Raumsonde Dawn starten.

MIRO (Microwave Instrument for the Rosetta Orbiter)

MIRO ist ein kombiniertes Mikrowellenradiometer und Spektrometer. Das Radiometer misst die Temperaturen auf dem Kometen und in der Koma. Das Spektrometer von MIRO soll mit Hilfe von Mikrowellen Angaben über die Absolutmengen der wichtigsten leicht flüchtigen Elemente sammeln sowie deren Verdampfungsraten messen. Auch bei einem Asteroidenvorbeiflug könnte mit diesem Instrument nach Gas gesucht werden und die Temperatur an und unter der Oberfläche gemessen werden.

Mikrowellen in diesem Wellenbereich regen Moleküle zu Rotationen an. Diese absorbieren die Wellen und emittieren wieder Mikrowellen. Dabei erwärmen sie sich. Mit demselben Funktionsprinzip arbeitet so ihre Mikrowelle in der Küche. Diese Strahlung wird von dem Instrument ausgesandt und wieder empfangen. Im Empfangsbereich sind 21 Rotationszustände von 9 Molekülen, darunter Wasser, Kohlenmonoxid, Ammoniak und Alkohol.

Das Instrument besteht aus einer 30 cm durchmessende Radioantenne mit zwei Sender mit Wellenlängen von 1.6 und 0.5 mm (190 und 562 GHz) und den zugehörigen Empfängern. Diese werden vom MPI für Aeronomie in Lindau gestellt und sind die bislang besten ihrer Art auf der Welt. Bei einer Frequenzbandbreite von 178 MHz kann die Intensität eines 50 Hz Intervalls bestimmt werden! Die Auflösung beträgt aus 2 km Entfernung 15 (190 GHz) bzw. 5 m (562 GHz). Das Instrument selbst stammt von den USA. Es wiegt 18.5 kg und verbraucht mit 15- max. 60 Watt von allen Instrumenten am meisten Strom. Der Datenstrom beträgt 2.53 KBit/sec.

Der Borscomputer von MIRO setzt den RAD6000 ein, einen Prozessor der auf dem PowerPC 601 basiert. Er hat 128 MByte Speicher.

ROSINA (Rosetta Orbiter Spectrometer for Ion and Neutral Analysis)

Rosina setzt ein doppelt fokussierendes Magnet - Massenspektrometer und ein Flugzeitmassenspektrometer ein, mit denen Ionen und Neutralgasteilchen gleichermaßen untersucht werden können. Im Blickpunkt stehen dabei die Element-, Isotopen- und molekulare Zusammensetzung der Kometenatmosphäre sowie die Wechselwirkungen zwischen neutralen und elektrisch geladenen Teilchen. Weiterhin kann die Temperatur und Geschwindigkeit der Teilchen bestimmt werden.

Im Magnet - Massenspektrometer gibt es zwei Eintrittsöffnungen von 20 × 20 und 2 × 2 Grad. Damit kann die Richtung der Gasteilchen bestimmt werden. Die Gasteilchen werden von dem Instrument ionisiert und beschleunigt. Ein Magnetfeld lenkt die geladenen Teilchen von ihrer Flugbahn ab und sie prallen auf einen Kreisbogen von Detektoren. Dort wird ihre Atommasse bestimmt. Der Messbereich liegt zwischen 12-200 u, bei einer Auflösung von m/∆m von 3000 für das doppelt fokussierende Magnet - Massenspektrometer. Es wiegt 21.1 kg und verbraucht 27.5 Watt an Strom.

Das Flugzeitmassenspektrometer hat ebenfalls zwei Eintrittsöffnungen. Eines für Gasteilchen und eines für Ionen. Durch Anlegen eines elektrischen Feldes kann jeweils die andere Teilchensorte ausgeblendet werden. So kann das Instrument Ionen und Gas getrennt untersuchen. Nach der Ionisation werden die Teilchen auf einer 3 m langen Strecke beschleunigt. Am Detektor wird ihre Flugzeit auf 1 Nanosekunde genau gemessen. Das Instrument hat einen Messbereich von 12-1000 Atommassen bei einer Auflösung von m/∆m von 2900. ROSINA verfügt über einen eigenen Bordcomputer (DPU) auf Basis des TEMIC 21020 Prozessors. Dieser wiegt 3 kg und verbraucht 3 W an Strom.

Das Flugzeitmassenspektrometer wird vom Max Planck Institut für Aeronomie in Lindau gestellt. Es wiegt 14.7 kg bei Abmessungen von 115 × 26 × 26 cm. Der Stromverbrauch beträgt 28 Watt, die Datenrate 1-5 KBit/sec. Verantwortlich für das gesamte Experiment ist die Uni Bern aus der Schweiz.

COSIMA (Cometary Secondary Ion Mass Analyser)

Anders als Rosina misst COSIMA die Zusammensetzung von Staub. Dazu wird zuerst Staub in einem Behälter mit 25 Zonen aufgefangen. Dabei hält eine Mikroskop Kamera zuerst die Position und Größe des Staubkörnchens fest. Danach wird es mit Indium-Ionen (Primärionen) aus einer Ionenkanone bombardiert. Diese Ionen entfernen Gas und die obersten Atomschichten, die sich erst im Flug abgelagert haben und legen die frische Oberfläche frei.

In einem zweiten Schritt werden die vom Staub freigesetzten Ionen (Sekundärionen) in einem Massenspektrometer untersucht. Dabei wird ihre Atommasse mit einer Auflösung von m/∆m 2000 und ihre Flugzeit gemessen. Gemessen wird die Atommasse bis zu 4000 u.

Das Massenspektrometer (MS) ionisiert die Proben und beschleunigt Sie durch ein elektrisches Feld. Die Beschleunigung ist abhängig von der Molekülmasse und der Ionisierung die wiederum von der chemischen Natur der Probe abhängig ist. Die Proben prallen auf einen Detektor wo ihre Masse bestimmt wird. Weiterhin wird die Flugzeit bestimmt (Dazu gibt es eine Uhr mit 33 MHz Takt). Das MS ist also ein Flugzeitmassenspektrometer. Auf dem Orbiter gibt es auch ein Magnetmassenspektrometer bei ROSINA. Bei diesem gibt es mehr Detektoren in einem Kreisbogen und ein Magnet lenkt die Ionen durch ein Magnetfeld aus ihrer geraden Bahn ab. Dieses Massenspektrometer ist aufwendiger, erlaubt aber bessere Trennung von Molekülen ähnlicher Massen.

Bestimmt werden die Häufigkeiten von Elementen, Isotopen und Molekülen im Staub. Das Instrument stammt vom MPI für Kernphysik aus Deutschland. Es wiegt 19.8 kg, bei Abmessungen von 97 × 38 × 41 cm und verbraucht 14-20.1 Watt an Strom. Der Datenstrom beträgt 512 Bit/sec. Von der von Hoerner & Sulger GmbH, die das Instrument baut stammten auch die Staubanalysatoren für Vega 1+2, Giotto, Stardust, Cassini und CONTOUR.

MIDAS (Micro-Imaging Dust Analysis System)

MIDAS schließlich umfasst ein hochauflösendes Mikroskop (Rasterkraft-Mikroskop) zur direkten Abbildung der Feinstruktur einzelner Staubteilchen.

MIDAS soll dreidimensionale Bilder einzelner Staubteilchen mit einer Auflösung von 4 nm (das sind 30-40 Atombreiten!) erstellen. Weiterhin soll es statistische Daten über Größe, Volumen, Verteilung und Form sammeln.

MIDAS besteht aus 60 polierten Silizium Platten auf den sich Staub ablagern kann. Diese befinden sich auf einem Rad in einem Kreis angeordnet. Eine solche Platte wird durch das Rad in den Messbereich eines Atomkraftmikroskops gebracht wo eine feine Nadel über die Oberfläche tastet. Unebenheiten ergeben einen Strom der gemessen wird. So entsteht ein dreidimensionales Bild von Staubteilchen von 10 nm - einigen Mikrometern Größe.

MIDAS wiegt 8.0 kg und verbraucht 7.4 Watt an Strom. Es stammt aus Österreich.

CONSERT (Comet Nucleus Sounding Expt by Radiowave Transmission)

CONSERT nutzt den Lander als Experiment. Der Komet ist so klein, das langwellige Radiowellen ihn passieren können (mit derselben Technik schaut auch Mars Express einige Kilometer unter die Oberfläche). CONSERT sendet mit 2.5 Watt Sendeleistung Radiowellen mit 90 MHz Frequenz auf den Kometen. Diese passieren den Kern, werden abgeschwächt, gestreut oder abgelenkt. Der Lander fängt diese auf, wertet das Signal aus und sendet es mit einem Zeitcode versehen zu Rosetta zurück. Der Orbiter wertet die Phasen und Amplitudenvariation des Signals aus. Dadurch lässt sich der innere Aufbau des Kerns studieren. Neben dem Aufbau bekommt auch Hinweise auf seine dielektrischen Eigenschaften. So beeinflusst Wasser die Wellen stark, Gestein weniger.

Da sich der Orbiter um den Kometen bewegt und dieser rotiert entsteht so über die Zeit ein dreidimensionales Bild des Kometen. Dies ist das erste mal das diese Technik zur Durchleuchtung eines Himmelskörpers angewandt wird.

Das Experiment besteht aus zwei gekreuzten Dipolantennen und hat im ausgefalteten Zustand eine Größe von 150 × 150 × 100 cm. Die Sender stammen von Deutschland. Sie senden mit 2 Watt jeweils 255 Impulse à 100 ns Dauer. Nach diesem 25.5 µs Sekunden langen senden wird empfangen. Nach 200 ms beginnt ein neuer Zyklus. Pro Orbit gibt es so etwa 6000 dieser Zyklen. Dies entspricht 24 MByte Daten. CONSERT wird von Frankreich gestellt und wiegt 3.1 kg.

RSI (Radio Science Instrument)

RSI nutzt die Funksignale der Sonde als Instrument. Die Frequenz, Stärke und Phase verändert sich durch das passieren von Medien wie Gas und durch Gravitation. Da der Komet sehr klein ist sind solche Effekte auch sehr klein. Trotzdem hofft man durch die Vermessung der Signale mehr über die Gravitation, Dichte und Masseverteilung des Kerns zu bestimmen. Sollte es zu einem Asteroidenrendezvous kommen, so ist auch hier dies möglich. Die Auswertung dieser Daten erfolgt an der Uni Köln, Institut für Geophysik.

Neben dem Kometenkern, dessen Masse und Masseverteilung man so bestimmen kann, durchläuft das Signal auch die Koma und eventuell den Schweif, Dort streuen größere Teilchen von Millimeter bis Dezimetergröße das Signal. Man kann daher Rückschlüsse auf die Menge, die Verteilung und Größe dieser Teilchen ziehen.

In einem dritten Modus wird das Signal auf den Kometen gerichtet, von dort reflektiert und auf der Erde empfangen. Die Veränderung des Signals lässt Rückschlüsse über die Rauheit der Oberfläche, die dielektrischen Eigenschaften zu. Diese Technik ist noch neu und wurde bislang nur von Venera 9+10 angewandt. Die Sonden Mars Express und Venus Express werden diese Technik aber auch bei der Venus einsetzen.

Gesendet wird normalerweise im S oder X-Band. Für vergleichende Studien (die Veränderung der Parameter hängt von der Wellenlänge ab), kann auch in beiden Bereichen gleichzeitig gesendet werden. Dies findet vor allem am Anfang und Ende der wissenschaftlichen Datenübertragungsrate während der 14 Stunden pro Tag statt. Dann ist die Sonde nahe dem Horizont und wissenschaftliche Daten können durch Abschwächung der Signale nicht gesendet werden.

GIADA (Grain Impact Analyser & Dust Accumulator)

GIADA ist ein Staubanalysator. Er misst die auftreffenden Teilchen und bestimmt ihre Zahl, Masse, Richtung und Geschwindigkeit. Der Staub kann vom Kern kommen, aber auch vom Strahlungsdruck der Sonne wieder zurückgeworfen werden. Dadurch lässt sich auch die Wechselwirkung mit dem Sonnenwind bestimmen.

Ziel ist es zu messen wie viel Staub der Kern verliert, das Verhältnis von Staub zu Gas zu messen, sowie dies zeitlich über die Mission zu verfolgen.

GIADA besteht neben der Elektronik aus zwei Teilen: GIADA-1 misst körnergroße Teilchen und GIADA-2 misst Staub.

GIADA-1 hat ein Gesichtsfeld von 40 Grad. In diesem befinden sich zwei Ebenen über dem Detektor. In der oberen Ebene beleuchten 4 Laserdioden das Feld. Im unteren Bereich sind um 90° gedreht 8 Photodioden angeordnet. Darunter befinden sich auf der Bodenplatte 5 Einschlagdetektoren. Ein Teilchen passiert zuerst die beiden Ebenen und erzeugt eine Streuung des Lichts. Nach Einschlag kennt man die Energie des Staubteilchens. Aus der Lichtstreuung kann die Größe berechnet werden und aus der Zeit zwischen dem Passieren der beiden Ebenen und dem Einschlag die Geschwindigkeit. Durch Vergleich der Signale beider Ebenen lässt sich auch die Richtung bestimmen. Detektiert können Teilchen von mehr als 10 Mikrometer Größe.

GIADA-2 schaut anders als GIADA-1 nicht nur zum Kometen, sondern auch in die 4 Seiten zum Raum. Jeder Sensor hat ein Gesichtsfeld von 40 Grad. Er besteht aus einem piezoelektrischen Empfängerkristall und einem Referenzkristall. Dieser schwingt mit 10 MHz, der Empfangskristall mit einer Oberfläche von einigen cm² etwa 1 kHz niedriger. Trifft ein Staubteilchen den Kristall, so ändert dieser die Frequenz. Dies kann mit hoher Genauigkeit detektiert werden. Staubteilchen von mehr als einem 1 Milliardstel Gramm Masse können so bestimmt werden.

Das Instrument stammt von Italien und wiegt 6.2 kg. Es verbraucht 3.9 Watt an Strom.

RPC (Rosetta Plasma Consortium)

Dieses Instrument besteht aus fünf Sensoren um Partikel und Felder zu messen: Eine Langmuir Sonde, einem Ionen und Elektronendetektor, ein Fluxgate Magnetometer an einem 1.5 m langen Mast, ein Analysator für die Zusammensetzung der Ionen, einem Sensor zur Messung von Wechselfeldern. Es sind verschiedene Sensoren die von unterschiedlichen Instituten kommen und zu einem großen Kombinationsinstrument zusammengefasst wurden, um Gewicht zu sparen.

Die Langmuir Sonde wiegt 0.454 kg und verbraucht 1.4 Watt an Strom. Die Sonde besteht aus zwei kugelförmigen Titansensoren an einem Mast einige Meter vom Raumfahrzeug entfernt. Die Proben werden voneinander entfernt. Diese werden von Teilchen getroffen und so entsteht ein Potential zwischen den Sonden. Gemessen wird die Elektronendichte, Elektronentemperatur, die Driftgeschwindigkeit des Plasmas, Dichtevariationen und Plasmawellen unterhalb von 10 kHz.

Der Elektronen / Ionenanalysator ist auf der Seite des Raumschiffs montiert, die auf den Kometen zeigt. Dieser hat ein Gesichtsfeld von 90 × 360 Grad. Toroidale Partikelsensoren messen die Teilchen. Elektronen und Ionen werden von Energien im Bereich von 3-40 keV gemessen (bei 4 % Genauigkeit). Die räumliche Auflösung liegt bei 5 × 22.5 Grad für Elektronen und bei 5 × 45 Grad für Ionen. Protonen aus dem Sonnenwind können mit 5 × 5 Grad Auflösung erfasst werden. In 65.5 Sekunden wird ein voller 3D Scan erzeugt.

Der Ion Composition Analyzer (ICA) misst die Zusammensetzung von Ionen. Er besteht aus einer toroidalen Eintrittsöffnung. Hier werden Ionen elektrostatisch beschleunigt. Der Flug hängt von der Eintrittsrichtung und der Masse ab. Die Ionen treffen auf ein Detektorarray von 16 (Winkelrichtung) × 32 (Masserichtung) Einzeldetektoren. Dort werden Sie detektiert. Die Masse wird von 1-10¹² u bestimmt. Die schließt Staubteilchen bis 1 µm Größe ein. Die Energie/Ladung kann von 1-40 eV/u bei einer Auflösung von 7% bestimmt werden. Ein 2D Scan kann in 4 Sekunden erfolgen, ein 3D Scan in 64 Sekunden. ICA wiegt 2.02 kg und verbraucht 4.2 Watt an Strom.

Die Mutual Impedance Probe (MIP) misst anders als die Langmuir Sonde Felder mit hoher Frequenz. MIP sitzt auf einem der Masten der Sonde. Es misst die elektrische Kopplung einer Sendeantenne mit mehreren Empfangsantennen. Die gemessene Frequenz ist abhängig von den Plasmaeigenschaften. Gemessen werden Felder von über 10 kHz Frequenz. Das Instrument ist auch fähig sehr geringe Felder von nur 100 K Plasmatemperatur zu messen. MIP wiegt nur 0.37 kg und verbraucht 2 Watt an Strom.

Das Magnetometer besteht aus zwei Fluxgate Sensoren. Einer ist 40 cm vom Raumfahrzeug entfernt, ein zweiter an einem mehrere Meter langen Mast. Wegen der geringen Magnetfelder die ein so kleiner Körper hat, ist es höchst empfindlich. Der Meßbereich liegt bei -16384 bis + 16384 nT mit einer Genauigkeit von 0.031 nT. Das Feld kann bis zu 50 mal pro Sekunde gemessen werden. Der Sensor wiegt nur 0.96 kg und verbraucht 0.7 Watt an Strom.

Festgestellt werden soll mit dem RPC Packet die physikalische Struktur des Kometenkerns, die innere Komastruktur, die Aktivität des Kometen und die Interaktion mit dem Sonnenwind, Das Instrument stammt von mehreren Instituten aus Schweden, der USA, CNES und von der Uni Braunschweig aus Deutschland (Magnetometer). Von dort stammt auch die Elektronik für das Magnetometer von Cassini. RPC wiegt insgesamt 8.0 kg und braucht 10.6 Watt an Strom.

Die Mission

Als Ziel für Rosetta wurde der Komet 46P/Wirtanen ausgesucht. Dieser Komet umkreist die Sonne in einer Entfernung von 159-767 Millionen km. Die Sonde wäre am 13.1.2003 gestartet worden. Doch selbst die Ariane 5 kann die 3 t schwere Sonde nicht direkt zum Kometen Wirtanen bringen. Sie bringt die Sonde auf einen Kurs zum Mars mit einer Geschwindigkeit von 11.7 km/sec. So holt die Sonde zuerst am Mars Schwung (Vorbeiflug am 26.8.2005, Beschleunigung um 1.53 km/sec beim Vorbeiflug in 200 km Höhe). Hier wären auch die Instrumente aktiviert worden. Dann geht es zurück zur Erde. Diese wird am 28.11.2005 in 4500 km Höhe passiert, wodurch weitere 3.5 km/sec Geschwindigkeit addiert werden. Die meiste Zeit während der Reise absolviert Rosetta im "Schlafmodus", insgesamt 78 von 126 Monaten der Mission. In dieser Phase ist nur der S-Band Sender und ein Teil des Computers aktiv, der auf Signale von der Erde horcht, sowie ein Zeitgeber, der die Sonde aufwecket. Außerdem wird die Sonde beheizt, wofür alleine bis zu 190 Watt benötigt werden. In diesem Modus braucht die Sonde nur 249 Watt. Im Worst Case Szenario liefern die Solarpanels aber aus größter Entfernung immer noch 353 Watt. 18 weitere Monate ist die Sonde aktiv, aber nicht die Experimente. Dann braucht die Sonde 401 Watt. Die Experimente werden während der ersten 3 Monate und dann noch kurzzeitig während der Vorbeiflüge an Mars und Asteroiden aktiviert.

Am 11.6.2006 wäre der nur 2,6 bis 4 km große Asteroid Ottawa in 2200 km Entfernung passiert worden. Dabei werden die Instrumente wieder aktiviert. Bilder mit bis zu 44 m Auflösung wären gemacht worden. Am 28.7.2007 gibt es dann den nächsten und letzten Vorbeiflug an der Erde in 1370 km Höhe (3.7 km/sec Geschwindigkeitsgewinn). Am 24.7.2008 wäre der 110 km große Asteroid Siwa in 3500 km Entfernung passiert worden. Gegenüber Ottawa ist die dieser Asteroid wesentlich größer, wodurch man sich mehr Daten und eindrucksvolle Bilder erhofft.

Am 29.7.2009 erreicht Rosetta die größte Entfernung von der Sonne (780 Millionen km) und führt ein Geschwindigkeitsmanöver durch (+430 m/s). Nun hat die Bahn von Rosetta die gleiche Inklination wie die von Wirtanen. Am 29.11.2011 findet die eigentliche Annäherung an Wirtanen statt. Die Düsen zünden für mehrere Stunden und reduzieren die Annäherungsgeschwindigkeit auf 25 m/s. Innerhalb der nächsten 90 Tage wird durch Kamerabilder der Komet erfasst, seine Bahn, Größe und Aussehen bestimmt und danach die Relativgeschwindigkeit bis auf 2 m/s im Mai 2012 reduziert.

Im Mai/Juni 2012 schwenkt Rosetta in einen 7-35 km hohen polaren Orbit um Wirtanen ein und kartiert die Oberfläche um 5 mögliche Landeplätze auszumachen. Jeder der Landeplätze hat eine Größe von zirka 500 × 500 m. Die besten Bilder sollten die Oberfläche noch mit einer Genauigkeit von <10 cm zeigen. Die Geschwindigkeit der Sonde im Orbit beträgt nur einige cm/s. Selbst Schildkröten sind da schneller, was die Navigation nicht gerade vereinfacht. Im Juli 2012 wird der Lander aus einer Höhe von 1 km abgeworfen. Er soll mindestens 65 Stunden arbeiten, eventuell mehrere Wochen oder Monate.

Vom Juli 2012-Juli 2013 wird die Sonde den Kometen verfolgen. Er passiert im Juli 2013 den sonnennächsten Punkt und hat dann die höchste Aktivität. Damit ist die Mission beendet. Eine Verlängerung um weitere 200 Tage nach dem Perihelion wäre möglich, wenn die Sonde nicht beschädigt wird durch die Aktivität des Kometen.

Ein neues Ziel

Am 13.1.2003 sollte Rosetta zu ihrem Ziel dem Kometen Wirtanen aufbrechen. Doch alles kam anders. Rosetta sollte mit einer Ariane 5 G+ starten, das ist eine leicht verbesserte Ariane 5. Gegenüber der "normalen" Ariane sind die Feststoffbooster etwas schwerer, die Elektronik moderner. Vor allem aber ist die Oberstufe wiederzündbar. Dies war diese prinzipiell schon immer, doch um lange Freiflugphasen zu ermöglichen, sind nun die Tanks der Oberstufe beheizt.

Doch am 11.12.2002, gerade einen Monat vor dem Start scheiterte der Erstflug der Ariane 5 EAC. Es gab ein Untersuchungskomitee, welchen die Ursache untersuchen sollte. Diese war eine Überhitzung des Vulcain II Triebwerks. Die Ariane 5 verwandte aber ein Vulcain I Triebwerk. In der kurzen Frist von einem Monat war zwar der Schluss möglich, dass die Ursache wahrscheinlich nicht beim Vulcain Triebwerk der normalen Ariane 5 G auftreten würde, da dieses einen anderen Kühlkreislauf hat. Doch mit Sicherheit konnte man dies nicht sagen. So wollte aber die ESA den Start von Rosetta nicht riskieren. Er wurde abgesagt.

Danach begann zuerst das Suche nach einem neuen Ziel. Das war nicht einfach. Neben der Eignung des Kometen als wissenschaftliches Ziel, musste dieser auch eine ähnliche Bahn wie Wirtanen haben. Die Sonde war ausgelegt einen Kometen zwischen 5 und 3 AE zu untersuchen, der sich selbst bis auf 1 AE an die Sonne annähert. Dafür reichten ihre Treibstoffvorräte und in dieser Entfernung ist ein Komet noch nicht so aktiv, dass er soviel Gas und Staub freisetzt, dass er die Sonde beschädigen kann. Das schränkte die Auswahl schon ein. Darüber hinaus muss die Sonde den Kometen auch erreichen können, d.h. er muss an der richtigen Position stehen. Nicht nur das, auch Erde und Mars müssen es, weil sie zum Schwung holen dienen.

Es zeigte sich rasch, dass nur ein einziger Komet in Frage kam: Der Komet 67P Churyumov-Gerasimenko abgekürzt als "67P". (Manche kürzen ihn auch als "Chury" ab, was vom Minor Planet Center (MPC), welche die Namen von Kometen vergibt, nicht gerne gesehen wird). Er konnte von Rosetta bei Starts im Jahre 2004 und 2005 erreicht werden. Darüber hinaus gab es die Möglichkeit Wirtanen bei einem Start im Januar 2004 mit einer Proton zu erreichen. Man entschied sich gegen diese Möglichkeit.

Der Komet 67P gehört wie alle seit 1987 besuchten Kometen zur Gruppe der von Jupiter eingefangenen Kometen. Er hat ein Perihel von 1,2432 AE, ein Aphel von 5,6824 AE und eine um 7,0402 Grad zur Ekliptik geneigte Umlaufbahn. Vor allem das Perihel musste erdnah sein, damit ihn Rosetta noch erreichen konnte. Wirtanen hatte sogar ein noch näheres Perihel in 1,059 AE Sonnenentfernung.

Allerdings ist der Kern von 67P nach Teleskopbeobachtungen von der Erde und Hubble aus ca. 4 km groß, während der von Wirtanen auf 1.4 km geschätzt wurde. Die Schwerkraft von 67P ist daher 40 mal größer als die von Wirtanen. Für den Orbiter hat die keine Auswirkungen. Doch der Lander war auf die geringe Schwerkraft von Wirtanen ausgelegt. So wurde in Kourou der Lander vom Orbiter demontiert und das Landegestell verstärkt, so dass es die größere Auftreffgeschwindigkeit abfedern kann.

Wissenschaftlich ist der elliptische (3 × 5 km große) Kern von 67P noch interessanter als Wirtanen. Er ist "Frischer", d.h. er hat die Sonne noch nicht so oft umlaufen und birgt daher ursprünglichere Materie. Dies ist an der Freisetzung der leicht flüchtigen Gase Kohlenmonoxid und Kohlendioxid zu erkennen. Wirtanen gast diese nicht mehr aus. Er ist also älter als Churyumov-Gerasimenko. Erdgebundene Beobachtungen zeigen eine Verlustrate von Gas und Staub von 85-220 kg. Zum Vergleich: Als Giotto 1986 Halley passierte gaste dieser 18500 kg pro Sekunde aus. Weitere Vorteile von 67P gegenüber Wirtanen waren eine längere Beobachtungszeit beim Kometen (mehr Zeit um einen Landeplatz zu finden) und eine größere Nähe zur Erde, so dass die Datenrate höher als bei Wirtanen sein dürfte.

Leider erhöhte die Verschiebung des Starts, und die um ein Jahr längere Mission die Kosten der Mission um 80 Mill. Euro.

So verläuft nun die neue Mission (Planungen)

Vom 26.2-17.3.2004 gibt es jeden Tag 2-4 Startfenster, allerdings muss Rosetta auf die Sekunde genau starten.. Die Ariane 5 Zentralstufe befördert die Oberstufe mit Rosetta in eine 200 x 4000 km Bahn, danach tritt sie wieder in die Atmosphäre ein. Die Bahn der Oberstufe wird vermessen, die Oberstufe mit Rosetta ausgerichtet und nach 2 Stunden wenn sich die Sonde wieder auf 200 km an die Erde nähert, die Oberstufe gezündet. 14 Minuten später ist Brennschluss und 18 Min später wurde die Sonde abgesetzt.

Es folgen eventuelle Kurskorrekturen um die Bahn fein abzustimmen und während der nächsten drei Monate die Inbetriebnahme der Experimente. Am 3.3.2005 erfolgt der erste Vorbeiflug an der Erde in 3100 km Höhe. Der Mars wird am 28.2.2007 in 200 km Höhe passiert. Am 15.11.2007 gibt es den zweiten und nächsten Erdvorbeiflug in 430 km Höhe.

Am 5.9.2008 gibt es die erste Möglichkeit für einen Asteroidenvorbeiflug. Passiert wird der Asteroid Stein in 1700 km Entfernung bei einer Geschwindigkeit von 9 km/s. Dieser Asteroid ist nur wenige Kilometer groß. Es wird daher eine kurze Stippvisite sein. Am 11.11.2009 gibt es einen dritten und letzten Erdvorbeiflug in 2300 km Höhe. Danach wird die Sonde in den Schlafmodus versetzt. Dies dient nicht nur dem Einsparen von Energie sondern reduziert auch die Kosten für die Missionsüberwachung. Am 10 Juli 2010 wird dann der Asteroid Lutetia in 3000 km Entfernung passiert. Dieser ist zirka 100 km groß und wird mit 15 km/s passiert. Aus dieser Entfernung füllt der Asteroid fast das Blickfeld der Telekamera von OSIRIS aus.

Wissenschaft bei den Vorbeiflügen

Die Kamera OSIRIS und die Spektrometer werden Bilder und Spektren aufnehmen. Die Zielsetzungen sind: Mapping des Asteroiden, Messung der Phasenkurve, d.h. wie viel Licht wird in Abhängigkeit des Winkels zwischen Beobachter und Sonne reflektiert - daraus kann man etwas über die Oberflächenrauhigkeit sagen. Weiterhin wird gesucht ob der Asteroid eventuell einen Begleiter hat. (Wie Dactyl beim Asteroiden Ida). Das Radio Science Instrument wird die Dopplerverschiebung des Trägersignals vom Downlink verfolgen und kann daraus die Masse des Asteroiden abschätzen. Das Magnetometer wird nach einem Magnetfeld suchen - das hatte man ja bei einem früheren Asteroiden entdeckt obwohl das nicht erwartet war. Die Instrumente zur Untersuchung von Ionen werden das solare Plasma messen (wobei man da keine großen Veränderungen erwartet).

Ähnliches wird bei den Planetenvorbeiflügen passieren. Da steht allerdings der sichere Betrieb von Rosetta im Vordergrund, es geht ja darum die Swing-Bys gut auszuführen und eine neue Bahn mit möglichst geringem Treibstoffverbrauch zu erreichen. Es gibt für die wissenschaftliche Untersuchung vom Mission Operations Zentrum (in ESOC in Darmstadt) Zeitintervalle innerhalb derer die Experimente arbeiten können ohne mit dem Betrieb der Sonde in Konflikt zu kommen. Spannend ist beispielsweise, dass man bei einem der Erdvorbeiflüge den Mond von hinten anschauen kann - die OSIRIS Kamera hat Filter an Bord die noch nie zum Beobachten der Mondrückseite verwendet wurden.

Von Januar bis Mai 2014 nähert sich Rosetta langsam dem Kometen und verringert die Relativgeschwindigkeit immer weiter. 158 Tage lang wird die Distanz zum Kometen von 100.000 auf 20.000 km reduziert. Aufnahmen des Kerns sollen die Positionsbestimmung verbessern. Bei Wirtanen war diese auf 20.000 km genau bekannt - viel zu ungenau für eine Sonde welche sich dem Kometen auf 300 km nähern muss, damit sie eingefangen wird. Weitere 120 Tage lang beginnen schon die ersten wissenschaftlichen Untersuchungen aus der Ferne, in der die Distanz auf 300 km reduziert wird. Nun ist die Sonde in der Einfluss-Sphäre des Kometen und wird nochmals abgebremst. Bis sie 3 Tage später einen ersten elliptischen 25 × 60 km Orbit erreicht.

Am 22.5.2014 wird der Komet 67P erreicht. Im August 2014 wird der Komet eingehend kartiert aus einer Bahn mit 25 km Höhe. Die Bahn wird dann verkleinert bis auf einen kometennächsten Punkt von 1-2 km. Ziel ist es den Kometen zuerst einmal auf ca. 1 m genau zu kartieren. Die maximal 5 Landeplätze von je 150 × 150 m auf 20 cm genau. Im November 2014 wird der Lander Philae aus 1 km Höhe abgesetzt: Das Landegebiet wurde durch Detailbilder vorher selektiert.

Von November 2014 bis Dezember 2015 begleitet der Orbiter den immer aktiver werdenden Kometen bis zum Perihel Mitte 2015 und noch ein Stück weiter - dann ist die Mission zu Ende. Nach dem Start rechnete man mit einer Mission von mindestens 17 Monaten bei Churyumov-Gerasimenko. Am Schluss wird der ganze Komet auf 10 cm genau kartiert sein und auf mehreren Tausend Bildern festgehalten worden sein. Dazu kommen Bilder des abbildenden Spektrometers ALICE, zahllose Spektren, Untersuchungen der Koma und der Wechselwirkung mit der Sonne.

Mehr über den Rosetta Lander Philae in einem eigenen Artikel. Die Mission wird aktuell verfolgt in dem Artikel über Rosettas Mission.

Links

ESA Rosetta Seite

ESA Rosetta Wissenschaftsseiten

MPAe Projekte Raumfahrt

Rosetta Lander Net

DLR Rosetta Seiten

https://www.researchgate.net/profile/Miguel_Perez-Ayucar/publication/303098630_Science_Data_Volume_management_for_the_Rosetta_spacecraft/links/5750093908aefe968db71f68/Science-Data-Volume-management-for-the-Rosetta-spacecraft.pdf

http://virtis-rosetta.lesia.obspm.fr/sites/virtis-rosetta/IMG/pdf/250.pdf

http://www.esa.int/esapub/br/br250/br250.pdf

http://www.esa.int/esapub/bulletin/bullet93/VER.pdf

Artikel zuletzt geändert am 17.9.2017

Copyright der Bilder: ESA

Herzlichen Dank an dieser Stelle an:
Detlef Koschny, Rosetta Science Operations- Manager für Informationen zu Rosetta und der Mission
Anja Zoe Christen: Projektleiterin Entwicklung der DPU von OSIRIS für die Informationen über die DPU von OSIRIS

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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