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Eine Besonderheit der zahlreichen Satelliten, welche die Sonne untersuchen sind die Satelliten welche die Sonne abbilden, die ich daher auch "Sonnenobservatorien" getauft habe. Das muss nicht im sichtbaren Bereich sein. Heute sind auch Satelliten im Betrieb welche die Sonne im Bereich der UV- und Röntgenstrahlen abbilden können. Es muss auch nicht unbedingt die Sonne selbst sein: Mit Koronographen sind auch Aufnahmen der Korona möglich. Ein Koronograph ist eine künstliche Sonnenfinsternis: Eine Blende in dem Teleskoptubus deckt die Sonne ab und damit kann erst die viel lichtschwächere Korona beobachtet werden. Im Weltall stört nicht das Streulicht des Himmels so dass Instrumente hier viel leistungsfähiger sind.
Darüber hinaus sind Spektralbereiche mit Wellenlängen kleiner als das sichtbare Licht erst im Weltall zugänglich und im sichtbaren Bereich stört nicht die Luftunruhe der Atmosphäre die selbst bei leistungsfähigen Observatorien heute die irdischen Sonnenbilder in der Schärfe und Detailauflösung begrenzt. Selbst für den Laien entstehen sehr schöne und ästhetische Bilder.
Für zwei Sonnenobservatorien gibt es Spezialseiten - für die Raumsonde SOHO und Skylab, die bemannte Raumstation die spezielle Experimente zur Sonnenbeobachtung betrieb. Ebenso für die OSO-Serie von Sonnenforschungssatelliten. Nicht direkt die Sonne, aber das Weltraumwetter, das durch die Sonne verursacht wird beobachtet die Raumsonde DSCOVR.
Der am 14.2.1980 gestartete Satellit ist vor allem durch den Space Shuttle bekannt geworden. Im Januar 1981 fiel eine Sicherung in dem Satellit aus, die dazu führte, dass der Satellit nicht mehr präzise auf die
Sonne ausgerichtet werden konnte. Da der von Fairchild entwickelte Satellit der erste war der einen gemeinsamen Bus einsetzte (später auch für Landat 4/5, TOPEX/Poseidon, UARS und EUVE eingesetzt, der schon für Reparaturen durch das Space Shuttle ausgelegt war, war er das erste
Objekt das im Orbit repariert wurde. Am 11.4.1984 fing die Besatzung der Mission STS-41C den Satelliten nach einigen Problemen schließlich doch noch mit dem Canadaarm ein und einem einem sechs Stunden dauernden EVA Einsatz ersetzten zwei Astronauten zum einen die fehlerhafte Elektronikbox, die erstmals einfach zugänglich war
und auch mit klobigen Handschuhen entnommen und durch eine neue ersetzt werden konnte. Sie brachte den Coronographen und das Polarimeter wieder zum Arbeiten. Danach ersetzten sie die Kommunikationsantenne durch eine neue, welche nun auch die Kommunikation über die TDRS
Satelliten erlaubte. Vorher konnte SMM nur seine Daten senden wenn er im Empfangsbereich einer Bodenstation war.
SMM arbeitete dann weiter ohne Störungen bis er am 2.12.1989 wieder in die Erdatmosphäre eintrat. Die letzten Daten gab es am 24.11.1989.
Gestartet wurde SMM mit einer Delta 3910 in einen 508 x 512 km hohen Orbit mit einer Inklination von 28,5 Grad. In diesem Orbit waren 60 Minuten pro Umlauf (Umlaufszeit 96 min) Beobachtungen der Sonne möglich. Vor der Reparatur musste der Orbit erniedrigt werden auf eine Höhe von 405 x 408 km, da die Challenger bei dieser Mission auch den Mehrzwecksatelliten LDEF transportierte und nicht fähig gewesen wäre sonst den alten Orbit zu erreichen. Dadurch war die Lebensdauer von SMM aber deutlich verringert, denn im alten Orbit wäre die Lebensdauer um mindestens ein Jahrzehnt höher gewesen.
SMM wog beim Start 2315 kg. Er war 4 m lang und bestand aus einem runden Zentralkörper von 2,30 m Durchmesser. Dieser teilte sich in einen rechteckigen Instrumentenkontainer und den unteren runden Bereich mit dem Servicemodul. Es enthält die Lageregelung, die Solarzellen, Batterien, Sender, Empfänger, die Parabolantenne und die Computer. Die Solarzellen lieferten 3000 W Strom, von denen 1.500 W für den Betrieb benötigt wurde. Gesendet wurde über eine Parabolantenne im S-Band bei 2.287 MHz.
SMM hatte folgende Instrumente an Bord:
ACRIM-I (Active Cavity Radiometer Irradiance Monitor-I), Dieses Instrument sollte Variationen der Sonnenstrahlung bestimmen und war für die damalige Zeit sehr empfindlich: Die Meßgenauigkeit betrug nur 0,002%. Es war dazu fähig sich selbst elektronisch zu kalibrieren. Es tastete einen breiten Bereich von 0,001 bis 1.000 Mikrometer Wellenlänge ab (Röntgenstrahlen bis Mikrowellen). Das Instrument entdeckte eine Variation der Energieabgabe um 0,2% innerhalb eines Sonnentages von 27 Erdtagen Dauer und eine langfristige Variation um 0,1% innerhalb eines elfjährigen Sonnenzyklusses. Nachfolgeinstrumente dieses wurden dann auf zahlreichen weiteren Missionen eingesetzt.
CP (Coronagraph/Polarimeter): Das Instrument, ein Lyotkoronograph machte Aufnahmen der Korona mit 10 Bogensekunden Auflösung. Sieben Filter im Bereich von 442 bis 638,5 nm Wellenlänge erlaubten die Aufnahmen in ausgewählten Spektralbereichen. Alternativ sind drei Polarisationsfilter zuschaltbar. Ein Spiegel selektierte einen von vier Quadranten der aufgenommen wurde. Das Instrument nahm einen Bereich von 1,6 bis 4,1 Sonnenradien auf. Es wurden pro Tag etwa 250 Bilder erhalten. (Bild rechts)
GRS (Gamma-Ray Spectrometer): Dieses Instrument, an dem auch das MPI für extraterrestrische Physik in Garching beteiligt war, detektierte Gammastrahlen aus dem Cosmos. Dazu wurde ein 7,6 cm großer CsI Szintllationskristall als Detektor verwendet. Er konnte mit einer Energieauflösung von 7% Gammastrahlen mit einer Energie von 10 bis 140 MeV und Neutronen mit einer Energie von mehr als 20 MeV detektieren. Ein sekundäres System erfasste Röntgenstrahlen mit einer Energie von 10 bis 140 keV Energie. Das Instrument detektierte auch den Explosionsblitz der Supernova 1987A.
HXRBS (Hard X-Ray Burst Spectrometer): Das Instrument wurde entworfen um kurze Röntgenstrahlenausbrüche wie sie bei Flares auftreten zu detektieren. Dazu verfügte das Instrument über Eine Zeitauflösung von 10 ms. Zwei Szintillationskristalle aus NaI und CsI wurden als Detektoren benutzt. 15 Energiekanäle nahmen die detektieren Röntgenstrahlen im Bereich von 25-550 keV auf. Ein Ringbuffer nahm die Signale auf und wurde bei keinen Ereignissen laufend überschrieben. Aufgrund des Gesichtsfeldes von 40 Grad und der festen Montierung konnte das Instrument nur eines von 40 Ereignissen erfassen. 15 Stück wurden während der Betriebszeit gefunden.
HXIS (Hard X-Ray Imaging Spectrometer): Das Bild bestand aus 10 Gitterplatten aus 576 Zellen mit 900 miniaturisierten Proportionalzählern. Abgebildet wurde ein Gebiet von 160 Bogensekunden mit 8 Bogensekunden Auflösung (20 Pixels) oder 384 Bogensekunden Breite bei 32
Bogensekunden Auflösung (22 Pixels Breite). Es gab sechs Energiekanäle zwischen 3,5 und 32 keV Energie und die Zeitauflösung konnte zwischen 0,5 und 7 s eingestellt werden. Dieses Instrument fiel im Januar 1981 aus und konnte auch bei der Reparatur nicht wieder aktiviert
werden.
UVSP (Ultraviolet Spectrometer and Polarimeter): Das Instrument bestand aus einem Gregeorian Teleskop das über einen Motor rasterförmig um 256 x 256 Bogensekunden geschwenkt werden konnte (in 1 Bogensekunden Inkrementen). Die Apparatur hatte wählbare Öffnungen von 1 x 1 bis 15 x 286 Bogensekunden Größe. Ein Polarimeter mit fünf Detektoren erfasste über einen Schrittmotor das Spektrum von 117 bis 180 nm in zweiten Ordnung und bis 360 nm in der ersten Ordnung. Die Auflösung betrug 0,01 bis 0,3 nm.
Im April 1985 fiel der Motor aus und das Instrument konnte nur noch bei 138/278 nm arbeiten und wurde daher zum Bestimmen der Ozonkonzentration genutzt. 20.000 Höhenprofile wurden bis 1989 erhalten.
XRP (Soft X-Ray Polychromator): Bestimmte die Aktivität in der Korona bei Temperaturen von 1,5 bis 20 Millionen Grad Celsius. Es bestand aus zwei Teilinstrumenten: Dem BCS (Bent-Crystal Spectrometer): Ein flacher Kristall mit sieben Detektoren konnte so gedreht werden, dass er die Region erfasste die interessant war. Durch die flache Kristallgröße betrug das Gesichtsfeld nur 6 x 6 Bogenminuten. Die sieben Detektoren deckten die verbotenen Linien von Eisen I bis XXVI und Calcium XIX ab. Das Flat crystal scanning spectrometer (FCS) beobachtete mit seinen sieben Detektoren Flareaktivitäten im Bereich der Resonanzlinien von O VIII, Ne IX, Mg XI, Si XIII, S XV, Ca XIX und Fe XXV mit 14 Bogensekunden Auflösung.
Die SMM-Mission war außer dem Hubble Weltraumteleskop der einzige Satellit, der in Weltraum repariert wurde und der auch dafür vorgesehen war (es gab einige Reparaturen von Kommunikationssatelliten, bei denen aber nur eine Stufe die sowieso abtrennbar konstruiert war ersetzt wurde, aber die Öffnung des Körpers und das auswechseln von elementaren Bestanteilen des Satelliten wurde nur bei diesen beiden Körpern durchgeführt. Die Reparatur war bei der Konstruktion geplant. Doch ursprünglich sollte dazu der Satellit bei einer Shuttle Mission geborgen werden, die Instandsetzung (eventuell verbunden mit einem Upgrade der Experimente) auf der Erde erfolgen und dann der Satellit erneut gestartet werden. Doch schon die Reparatur im Orbit erwies sich als so teuer, dass man dies nur bei dem extrem teuren HST regelmäßig durchführte.
Coriolis war ein militärischer Forschungssatellit des DOD. Der Satellit trug zwei Instrumente: Windsat und SMEI (Solar Mass Ejections Imager). Coriolis wurde von einer Titan II in einen sonnensynchronen, nahezu kreisförmigen Orbit mit einer Bahnneigung von 98,7 Grad und einer Entfernung zwischen 822 und 842 km von der Oberfläche geschossen.
Coriolis hatte eine Höhe von
4,69 m (vor dem Start) bei einem Durchmesser von 1,34 m. Im Orbit ist der
Satellit nach Entfalten der Solararrays und Instrumente 6,90 m hoch und hat
eine Spannweite von 3,0 m. 82 kg
der Startmasse von 827,4 kg waren Treibstoff, 340 kg der Masse waren
Instrumente. Der Satellit beobachtet seitdem solare Masseausbrüche die mit Flares und einem starken Anstieg des Sonnenwindes verbunden sind. Die Daten
werden von der NOAA für Vorhersagen genutzt. Sie erlauben es sowohl Satelliten
auf einen Sonnensturm vorzubereiten wie auch auf der Erde Vorkehrungen zu
treffen.
Die Solarzellen liefern anfangs eine Leistung von 117,4 Watt, 729 Watt werden für den vollen betrieb benötigt, davon 425 Watt für die Instrumente. Eine 50 Ah Nickelhydridbattere liefert Strom für die Zeit im Erdschatten oder wenn die Galliumarsenid Solar-Flächen nicht beschienen werden. Die Lageregelung erfolgt mit Reaktionsschwungrädern. Die Lage wird mit Sonnensensoren kontrolliert die die Instrumente auf die Sonne ausrichten sowie Magnetfeldsensoren und GPS die Lage im raum festgestellt. Zur Drehung dienen Reaktionsschwungräder. Für die Ausrichtung des Windsat Experimentes rotiert der Satellit mit 30 U/Min. Der Bordcomputer benutzt eine VME-Bus Architektur und hat einen Massenspeicher mit 30 GBit Kapazität an Bord. Die Daten werden mit 128 / 256 Kbit im S-Band und 25,6 / 51,2 MBit im X-Band übertragen.
Windsat ist das größere der beiden Instrumente. Es wiegt alleine 340 kg und hat einen Stromverbrauch von 350 Watt. Windsat ist ein Radiometer, das die von der erde abgegebene Radiostrahlung in 11 Bändern und unterschiedlicher Polarisation misst. A us der Intensität kann das Radiometer die Oberflächentemperatur bestimmen und damit die Aufheizung durch die Sonne. Durch den Vergleich der Daten verschiedenere Bänder kann man Sekundärinformationen ableiten wie Wasseroberflächentemperatur, Regenmenge und Wasserdampfgehalt der Atmosphäre.
Windsat hat einen 1.83 m durchmessenden Parabolspiegel als Empfangsantenne, im Brennpunkt befinden sich die 1 Empfänger für die verschiedenen Bänder. Zur Kalibration kann ein zweiter Spiegel der permanent in den den 2,7 K kalten Weltraum schaut so gedreht werden dass er anstatt des Hauptreflektors auf die Empfänger zeigt. Der Spiegel rotiert langsam um die Achse und erzeugt so auf der Erde einen 1200 km breiten Streifen innerhalb dessen er die Temperaturen misst. Ein Meßpunkt hat einen Durchmesser von 25 km. Innerhalb des Meßpunktes kann auch die Windgeschwindigkeit auf 1m /s genau im Bereich zwischen 3 und 25 m/s bestimmt werden. Diese Zusatzfähigkeit war wichtig da Windsat als Vorgängerinstrument für ein Instrument zur Bestimmung der Wind Geschwindigkeiten getestet wurde.
|
Band (GHz) |
Polarisation |
Bandbreite |
EIA (Earth Incidence Angle) |
Auflösung |
|---|---|---|---|---|
|
6.8 |
V, H |
125 MHz |
53.5º |
40 km x 60 km |
|
10.7 |
V, H, ±45, L, R |
300 MHz |
49.9º |
25 km x 38 km |
|
18.7 |
V, H, ±45, L, R |
750 MHz |
55.3º |
16 km x 27 km |
|
23.8 |
V, H |
500 MHz |
53.0º |
12 km x 20 km |
|
37.0 |
V, H, ±45, L, R |
2 GHz |
53.0º |
8 km x 13 km |
Der SMEI (Solar Mass Ejection Imager) hat die Aufgabe Auswürfe der Sonne durch deren Aufleuchten aufgrund des Thompson-Streuungseffektes zu beobachten. Es besteht aus 3 CCD Kameras, jede mit einem Gesichtsfeld von 3 x 60 Grad. Blenden halten Streulicht von den Kameras fern und reduzieren in der Nähe der Sonne das einfallende licht um 10 Größenklassen, das ist der Faktor 10.000. Durch die Drehung von Corilois erfasst SMEI pro Umlauf einen 180 Grad breiten Streifen am Himmel. Alle drei Kamers schauen in verschiedene Richtungen sodass diese 180 Grad Streifen sich zu einem Gesamtbild des Himmels pro Orbit ergänzen. Ein Signalprozessor SMJ320C50 von Texas Instruments verarbeitet die Daten mit einer Geschwindigkeit von 19 MIPS und Verwendung von FPGA.
Während eines 100 Minute Umlaufs erfassen die auf -35 Grad gekühlten CCD den gesamten Himmel mit einer Auflösung von 1 Grad. Primäres Produkt die Himmelshelligkeit mit einer Genauigkeit von 0,1 % und einer Detektionsschwelle von mindestens 12 Magnitude. Die Daten werden mit einer Datenrate von 64 KBit/s über das S-Band in Echtzeit übertragen und am Boden weiter verarbeitet (Sterne entfernt). Sie dienen der Vorhersage von Coronalen Masse Auswürfen (CME) die die Erde erreichen können mit einer Vorwarnzeit von 1-3 Tagen je nach Geschwindigkeit des Materials. Drei Jahre nach dem Start registrierte das Instrument 200 CME, davon erreichten 30 die Erde. SMEI hart eine Masse von 35 kg.
Das Coriolis - Projekt hat einen Finanzumfang von 224 Millionen Dollar. Es gehörte zum STP (Space Test Program) des Verteidigungsministeriums. Der auf dem SA-200HP Bus des Herstellers Spectrum Astro Inc. of Gilbert. Die Design-Lebensdauer betrug 3 Jahre mit einer vor dem Start geplanten Betriebsdauer von 5 Jahren. Im Jahre 2016 war der Satellit immer noch in Betrieb.
© des Textes: Bernd Leitenberger. Jede Veröffentlichung dieses Textes im Ganzen oder in Auszügen darf nur mit Zustimmung des Urhebers erfolgen.
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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