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Jeder an der Raumfahrt interessierte kommt irgendwann an den Punkt, an dem er die berühmten "Was wäre Wenn ?" Fragen stellt. Die deutsche Newsgroup "de.sci.raumfahrt" ist voll solcher Fragen: "Hätte man Voyager zu Pluto schicken können ?", "Kann man einen kleineren Asteroiden abwehren ?". Vor allem die Planeten laden zu Gedankenspielen ein. Der Grund ist, dass es alleine in unserem Sonnensystem noch so viel zu entdecken gibt und jeder Ideen hat wie man dies bewerkstelligen könnte.
Dazu kommt, dass man relativ einfach berechnen kann wie schwer eine Sonde maximal sein darf, um ein bestimmtes Ziel zu erreichen. Wenn man technische Daten von existierenden Sonden hat, dann kann man sogar grobe Aussagen machen, wie eine Sonde aussehen könnte.
Ich möchte an dieser Stelle meine Ideen für zukünftige Raumsonden vorstellen und soweit dies möglich ist auch einige technische Rahmenbedingungen angeben. Keine dieser Missionen ist derzeit geplant, es sind nur Überlegungen von mir.
Die meisten meiner Planungen betreffen Expeditionen ins äußere Sonnensystem. Es bietet
sich an hierfür eine Sonde zu adaptieren, die es heute schon gibt. Die einzige Raumsonde die
derzeit ins äußere Planetensystem unterwegs ist, ist die Raumsonde New Horizons. New Horizons soll an Pluto und eventuell einem Objekt des
Kuiper Gürtels vorbeifliegen. Sie muss mit einer sehr höheren Startgeschwindigkeit gestartet
werden und ist deshalb sehr leicht und hat nur wenig Strom zur Verfügung und schwache Sender.
Dafür verfügt die Sonde über relativ Treibstoff um auch ein Kuiper Objekt anfliegen zu können (je
nach Startdatum ausreichend um die Geschwindigkeit um 290-400 m/s zu ändern.
Die Sonde ist ideal für ihre kurze Vorbeiflugmission konstruiert, jedoch nicht für Missionen bei denen man über längere Zeit Daten sammeln muss oder eine größere Nutzlast transportieren. New Horizons wiegt leer 360 kg, betankt je nach Startdatum zwischen 445 und 465 kg.
Daher ist es sinnvoll auf Basis von New Horizons eine neue Raumsonde zu konstruieren. Ich will diese mal als New Horizons XL bezeichnen. Folgende Änderungen sind nötig:
Die neue Raumsonde New Horizons XL wiegt ohne Treibstoff und Instrumente beim Start 390 kg als Vorbeiflugsonde. Bei Mitführung eines Antriebssystem hängt die Startmasse von der zugeladenen Treibstoffmenge ab.
Die Raumsonde New Horizons soll im Jahre 2006 zu Pluto starten. Für den Fall dass sie das Startfenster verpasst hat das Team mehrere Ersatzrouten ausgearbeitet. Würde die Sonde im Jahre 2008 starten, so könnte sie auch zu Uranus und Neptun fliegen und danach noch jeweils einen Planetoiden des Kuiper Gürtels besuchen. Für den Uranus Besuch gibt es auch einen Vorschlag für New Horizons II, der für weniger als 40 % der Kosten von New Horizons ausgeführt werden könnte. Das liegt daran, dass die größten Kosten nicht beim Bau, sondern der Entwicklung von Raumsonden anfallen, weil eine jede praktisch eine Neuentwicklung ist.
Es liegt auf der Hand diese Pläne umzusetzen. New Horizons II und III wären zwei
identische Sonden auf Basis der oben beschriebenen New Horizons XL Sonde. Die Instrumentierung
der Sonden kann weitgehend identisch bleiben, lediglich die Kamera LORRI würde durch eine
leistungsfähigere Kamera ersetzt: Eine Kopie des HRI Experimentes der Sonde Deep Impact. Damit kann man schon aus größerer Entfernung Aufnahmen der
Planeten machen und zugleich hochauflösende Spektren anfertigen. Das HRI Instrument kann Uranus
und Neptun aus 25 Millionen km Entfernung formatfüllend abbilden. Eine Größe von 200 Pixels, aber
der bisher die "heiße" Phase der Beobachtung begann, wird schon in 125 Millionen km Entfernung,
etwa 90-100 Tage vor dem Vorbeiflug erreicht.
Man kann also in Ruhe bestimmte Phänomene beobachten oder neu entdecktes genauer untersuchen, da man genügend Zeit für eine Änderung des Beobachtungsplans hat. Bei Verwendung einer verlustlosen Komprimierung und 8 Stunden Sendezeit pro Tag könnten die Sonden 135 Bilder pro Tag vom Uranus und 50 vom Neptun übertragen. Das ergibt eine Gesamtmenge von 27300 Bildern bei Uranus und 9000 bei Neptun. Dazu kommen noch die Daten auf dem internen Speicher, der für weitere 80000 Bilder reicht. Entschließt man sich zu einer Komprimierung nach DCT Methode, so gibt es viermal mehr Bilder.
Weiterhin kann die Sonde natürlich auch die Monde genauer erkunden. Vor allem Uranus profitiert, da die Monde durch die 98 Grad Schräglage der Rotationsachse im Jahre 1986 sehr ungünstig für eine Beobachtung standen. Im Jahre 2015, wenn New Horizons II Uranus erreicht, ist die Stellung günstiger und die Monde können nacheinander passiert werden. (Noch besser wäre eine Ankunft im Jahre 2006 gewesen, dann wäre die Ebene in der die Monde den Planeten umlaufen so gestanden, dass von der Erde aus gesehen man die Kante dieser Ebene sieht. Eine Raumsonde kann in diesem Jahr dann die Monde nacheinander passieren wie bei einem Vorbeiflug an anderen Planeten, nur dass die Äquatorebene von Uranus eben um 90 Grad gedreht ist). Weiterhin hat die Kamera von New Horizons auch die doppelte Auflösung von Voyager. Das HRI Instrument sogar die 5 fache Auflösung.
Auch bei Neptun könnte man Triton erneut untersuchen und diesmal auch die von Voyager neu entdeckten Monde nahe des Planeten. Die mit terrestrischen Teleskopen entdeckten Monde in exzentrischen, weit vom Planeten entfernten Bahnen wird man allerdings nur erforschen können, wenn zufällig sich einer der Sonde nähert.
New Horizons II und III hätten eine Startmasse von 490 kg bei einer Geschwindigkeitsänderung von 200 m/s und 540 kg bei einer Geschwindigkeitsänderung von 400 m/s. Da die Sonden mit einer geringeren Geschwindigkeit starten würden wäre es kein Problem diese mit einer kleineren Atlas Trägerrakete zu starten. Wie bei New Horizons wäre danach die Passage eines Kuiper Gürtel Objektes möglich. Durch mehr zur Verfügung stehender Strom wäre aber auch eine ausgedehnte interstellare Mission möglich.
Die Erforschung von Asteroiden bringt und neue Erkenntnisse über das junge Sonnensystem in dem diese entstanden. Nur haben die Asteroiden einen großen Nachteil : Sie sind weit weg im Asteroidengürtel. Wenn uns einer nahe kommt wie Eros, das Ziel von NEAR so ist seine Bahn so exzentrisch, dass sie erst durch Swing By Manöver erreicht werden kann. So dauern Asteroidenmissionen lange. Die von NEAR dauerte 5 Jahre, wobei nur 1 Jahr beim Asteroiden verbracht wurde. Die Sonde Dawn, die im Jahre 2006 starten soll, wird 10 Jahre unterwegs sein, davon aber nur zwei Jahre in einem Orbit (um Ceres und Vesta) zubringen.
So gab es schon früher den Plan doch die Asteroiden zu besuchen die direkt vor der Haustüre liegen: Die beiden Marsmonde Phobos und Deimos, beides eingefangene Asteroiden von etwa 15 und 25 km Größe. Manch einer erinnert sich auch an die gescheiterte sowjetische Phobos Mission im Jahre 1989.
Deimos ist eine Mission welche die beiden Marsmonde besuchen soll. Grundlage für die Sonde könnte ein bestehender Marsorbiter wie Mars Express oder Mars Odyssey sein. Dazu kommen noch je zwei kleiner Lander, welche auf beiden Monden abgesetzt werden soll. Eine Vorlage dazu könnte der Kometenlander Philae sein, allerdings müsste dieser überarbeitet werden und auf die Landung auf einem Asteroiden (Oberfläche aus Gestein anstatt aus gefrorenem Eis) umgerüstet werden.
Die Instrumentierung der Sonde dürfte aus einer Multispektralkamera, einem abbildenden IR Spektrometer und drei Teilchen/Spektrometer bestehen (Für Gammastrahlen, Neutronen und Alphateilchen, eventuell kombinierbar). Der Lander könnte eine Kamera, ein abbildendes IR Spektrometer, ein Alphateilchen Spektrometer und ein Mikroskop sowie Bodensonden mitführen. Er würde etwa 100-120 kg wiegen.
Für die Ansteuerung der Monde braucht die Sonde viel Treibstoff. Zuerst wird die Sonde konventionell in einen Marsorbit eingebremst. Dazu verwendet man chemische Antriebe. Für die Veränderung der Bahn um den Mars sind aber Ionentriebwerke besser geeignet, da sie den Treibstoff effizienter nutzen. Energetisch ab günstigsten ist es zuerst die Bahn durch Aerobraking abzusenken, bis der marsfernste Punkt bei der Umlaufbahn von Phobos liegt, der marsnächste Punkt liegt solange in 130-200 km Höhe. Nun wird mit elektrischen Triebwerken die Sonde um 710 m/s beschleunigt und erreicht die Bahn von Phobos. Diesen wird sie einige Monate untersuchen indem Sie ihn umkreist. Sie wird dabei einen Lander absetzen. Danach beschleunigt die Sonde mit ihren Ionentriebwerken um weitere 780 m/s und erreicht die Bahn von Deimos. Auch dort setzt sie einen Lander ab und untersucht den Mond. Verwendet man das Triebwerk der europäischen Raumsonde SMART-1 so dauert eine Reise von einem Mond zum anderen etwa 90-100 Tage. Dafür benötigt die Sonde 1200 W mehr Strom als im normalen Betrieb.
Nach Beendigung der Mission kann man mit dem verbleibenden Treibstoff die Bahn absenken, bis man eine niedrige kreisförmige Marsbahn erreicht hat. Dort kann in einer erweiterten Mission der Mars untersucht werden.
Verwendet man den Mars Odyssey 2001 Orbiter als Basis, so kann die Sonde mit zwei Landern von je 100 kg Gewicht mit einer Sojus Fregat zum Mars gestartet werden:
Die Sonde ist nahezu an der Grenze dessen was eine Sojus-Fregat transportieren kann, doch ändert sich dies ab 2007, wenn Sojus Raketen von Kourou aus starten können. Dann kann eine Sojus-Fregat durch die höhere Erdrotation etwa 1500 kg transportieren. Alternativ könnte man auch einen Lander weglassen. Dies wäre auch bei einem Start mit einer amerikanischen Delta nötig.
Schon seit langem gibt es den Plan den Mars systematisch zu erkunden, indem man mehrere automatische Messstationen auf ihm platziert. Pläne dafür kamen schon bei Viking auf, weil man bestimmte Phänomene nur im globalen Kontext beurteilen kann. Das bekannteste sind die Staubstürme auf dem Mars. Mars NET ist der Vorschlag dies einmal zu machen.
Da man nun nicht eine oder zwei Sonden startet, sondern eine ganze Flotte, ist es wichtig, dass die Sonden selbst preiswert sind. Ich halte einen Nachbau des Mars 2001 Landers für am besten geeignet: Er ist zum einen ein gut ausgestattetes Labor und führt zum anderen einen kleinen Rover mit um die Umgebung zu erkunden. Wenn man mehrere Exemplare dieser Raumsonde baut müsste man nach den Erfahrungen anderer Projekte die Stückkosten auf 60 Millionen USD drücken können. Einzige Änderungen an den Landern und ihren Rovern ist die Mitnahme von kleineren RTGs. Diese sollen die Batterie ersetzen. Ein RTG liefert zudem gratis Wärme zum Beheizen. Dadurch ist die Missionsdauer nicht so beschränkt wie bei den bisherigen Marsmissionen und man kann auch in Regionen landen, wo es nicht so viel Sonne hinkommt. Zwar ist die Sonde beschränkt auf einen Landeplatz, kann diesen aber viel besser untersuchen. Dies erlaubt es bessere Instrumente mitzuführen, da die Gewichtseinschränkungen nicht so groß wie bei Rovern sind. Auch die Fernerkundung könnte besser sein. Bisherige Sonden hatten Kameras die nicht mal die Auflösung des menschlichen Auges erreichen. Hat man genügend Zeit so ist es möglich die gesamte Umgebung in wesentlich höherer Auflösung aufzunehmen. Lässt man sich z.B. 1 Monat Zeit für ein Bild von 60 x 360 Grad Größe und sendet dazu jeden Tag 1 Stunde lang mit 100 KBit/sec so kann man ohne Komprimierung ein Bild von 12000 x 72000 Pixeln Größe erstellen. (entspräche in etwa der Auflösung einer Digitalkamera mit einem 250 mm Objektiv oder der 12 fachen Auflösung der Pathfinder Kameras). Sinnvollerweise hätte eine Sonde 3 Kameras. Eine Kamera für Übersichten und häufige Aufnahmen um Veränderungen zu bestimmen, eine mittelauflösende Kamera für genauere Untersuchungen in der näheren Umgebung und eine Hochauflösung die nur den Strseifen rund um den Horizont aufnimmt und so die Geologie der Umgebung bestimmt. Analog kann man die Optik der Kameras an ein empfindliches IR Spektrometer koppeln und so die Zusammensetzung einzelner Steine bestimmen.
Dazu kommt ein Orbiter, der jeweils mehrere Rover zusammen aufnimmt und zum Mars bringt. Er setzt diese auf unterschiedliche Bahnen aus, bevor er selbst in eine Umlaufbahn einschwingt. Die Aufgabe des Orbiters ist es primär die Daten der Lander zur Erde zu übertragen. Er kann weiterhin eigene wissenschaftliche Experimente mitführen. Jeder Orbiter wiegt beim Start etwa 1200 kg. Beide Orbiter kosten zusammen etwa 220 Millionen USD.
Jeder Lander wiegt 546 kg. An einem Orbiter sind 4 Lander befestigt. Zusammen mit dem Orbiter wiegt so eine Kombination etwa 3400 kg. Zwei Starts setzten auf jede Hemisphäre vier Lander aus. Der Start kann mit einer Delta (5,4) oder einer Atlas 521 erfolgen. Es wäre sogar möglich alle Sonden mit einer Delta Heavy oder einer Ariane 5 ECB zu starten. Die Kosten inklusive eines Starts lägen bei etwa 900-1000 Millionen USD, je nach gewählter Trägerrakete. Das ist viel, doch kosteten die beiden Mars Exploration Rover auch schon 800 Millionen USD. Dabei könnte man mehr riskieren und die Sonden auch in interessanten, aber unwegsameren Gelände niedergehen lassen, das für die MER zu unwegsam war. Denkbar wären die Vulkancalderen oder die Canyons.
Der Vorteil ist dass man so kohärente Daten über die Atmosphäre von verschiedenen Regionen zum selben Zeitpunkt bekommt. Möglich wäre auch die Suche nach Marsbeben, auch wenn die Hoffnung hierfür sehr gering sind, da Viking keine fand. Falls es aber welche gibt so kann man mit mehreren Sonden relativ genau die Ausbreitung messen und dadurch Informationen über den internen Aufbau des Mars gewinnen.
Ebenfalls schon seit Jahren angekündigt und immer wieder verschoben ist die Rückführung von Bodenproben vom Mars. Dieses Unternehmen führt man am besten mit 3 Sonden aus:
Einem mobilen Rover, angelehnt an die MER oder ihren Nachfolger, das mobile Marslabor MSL, das 2009 starten soll. Dieser Rover soll die Bodenproben sammeln. Die Anpassungen liegen in zwei Punkten : Man muss einen Geifer für Bodenproben haben und einen (oder besser mehrere) Sammelbehälter. Die Instrumentierung ist darauf ausgerichtet schnell zu entscheiden ob eine Bodenprobe interessant ist. Instrumente wie ein Alphateilchen Spektrometer die Stunden Messzeit brauchen, dürften daher weniger geeignet sein, als Atomkraftmikroskope und IR Spektrometer. Wählt man das MSL, so kann man eine sehr große Fläche absuchen, da dieses deutlich mobiler als die 2003 gestarteten MER ist.
Eine Rückstartstufe : Dies ist im wesentlichen eine Raketenstufe mit einer Kapsel. Sie wird im Landegebiet des Rovers niedergehen und dort füllt der Rover nach und nach seine Sammelbehälter in die Kapsel. Es ist sinnvoll dies zweistufig auszulegen. Eine massive Landestufe wird die Landung durchführen und beinhaltet auch die Stromversorgung und Kommunikation. Eine Oberstufe ist auf ihr untergebracht und hat nur die Kapsel, einen kleinen Bordcomputer und eine Stromversorgung für einige Tage an Bord.
Einen Rückführungsorbiter : Dies ist ein Satellit, welcher in einen elliptischen Marsorbit einschwenkt, dann durch Aerobraking einen kreisförmigen niedrigen Orbit erreicht und in diesem auf die Rückstartstufe wartet. Dort koppelt er aktiv an die Kapsel an. Die Rückstartstufe wird dann abgetrennt und der Orbiter bringt die Bodenproben zurück zur Erde.
Die Menge der Bodenproben hängt von den Startmassen des Orbiters und der Rückstartstufe ab. Die Rover können je mehrmals die Rückstartstufe anfahren und jeweils Bodenproben abliefern. Sie haben dazu auch genug Zeit, je nach Missionsplanung 450-550 Tage, da ein Rückstart nur etwa 26 Monate nach dem Start möglich ist.
Nimmt man die derzeit leistungsfähigste US Rakete, die Delta 4 Heavy, so kann man etwa 5 t auf dem Mars landen. Nimmt man an, dass die Bodenproben 30 % des Gesamtgewichtes ausmachen (entsprechend dem Nutzlastanteil von Progress und ATV Transporten). So können etwa 200-230 kg Bodenproben befördert werden (Startgewicht 7900 kg, davon Hitzeschutzschild, Cruise Stage, Fallschirme 2900 kg, Landestufe 2000 kg voll, 500 kg leer, Rückkehrstufe 3600 kg voll, 500 kg leer, Kapsel 450 kg).
Der Rückkehrorbiter kann mit einer Atlas 401 gestartet werden. Bei einer Startmasse von 2800 kg hätte er eine Leermasse von 1000 kg, davon macht das Antriebssystem 400 kg und der Orbiter selbst 600 kg aus. Er schwenkt zuerst in einen hochelliptischen Orbit ein indem er seine Geschwindigkeit um 800 m/s erniedrigt. (Restmasse 2160 kg). In diesem verbleibt er 1 Jahr, da er dabei bei der Kommunikation des Rovers behilflich sein kann. Danach wird dieser über 6 Monate durch Aerobraking abgesenkt und der Orbiter erreicht einen 360 km hohen Orbit. Die Rückkehrstufe bringt nun die Bodenproben in diesen Orbit. Dazu muss sie um 4400 m/s beschleunigen. Der Orbiter dockt an die Kapsel an und tritt 550 Tage nach der Ankunft die Rückreise an indem er um weitere 1700 m/s beschleunigt. Weitere 9 Monate später kommt er bei der Erde an, trennt die Kapsel ab und lenkt sich selbst in einen Sonnenorbit. Die Kapsel wird dann wie bei den Kapseln von Genesis und Stardust in der Luft gefangen und die Bodenproben geborgen. Die Kapseln dieser Sonden könnten eine Vorlage für dir Rückführkapseln sein.
Technisch gesehen sind Orbiter und Rückkehrstufe nicht aufwendig. Es sind im wesentlichen betankte Raketenstufen oder ein einfacher Satellit. Erforscht werden muss das autonome Koppeln ( Ein Versuch der USA im Erdorbit scheiterte 2005), das Sammeln und Befüllen der Rückkehrstufe. Dies könnte eine Vorläuferversion durchführen, welche neben einem Labor einen Greifer mitführt und damit Bodenproben zur ihrer eigenen Landeplattform bringt.
Die Erforschung der Heliosphäre und der Heliopause war bisher keine Aufgabe von spezialisierten Raumsonden. Auch jenseits des äußeren Planeten Pluto befindet man sich immer noch im Einflussbereich der Sonne. Sie stößt einen Schauer von Teilchen aus, den Sonnenwind, der noch weit jenseits der Planeten von der Sonne wegströmt. Erst weit draußen ist er soweit ausgedünnt, dass er die galaktischen Teilchen nicht mehr verdrängen kann. Es kommt zu einem schockartigen Auftreffen auf das galaktische Medium, die so genannte Heliopause. Forscher sind interessiert, was dort passiert und wie jenseits der Heliopause das galaktische Medium zusammengesetzt ist.
Das Dumme: Je nach Schätzung ist diese Grenze zwischen 100 und 150-facher Entfernung der Erde von der Sonne zu finden. Die einzigen beiden noch aktiven Raumsonden Voyager 1+2 befinden sich nach 30 Jahren nahe 100 AE, und Voyager 1 hat schon einige Phänomene entdeckt die auf eine nahende Heliopause hindeuten. Leider ist das Instrument welches das klären könnte, inzwischen ausgefallen.
Es wäre interessant Sonden zu bauen welche die Heliopause erkundigen können und dies vielleicht etwas schneller als bisherige Sonden. Solche Sonden haben als wichtigste Instrumente Teilchendetektoren und Wellendetektoren. Es wäre auch hier möglich die Sonde New Horizons zu modifizieren. Die größte Anforderung ist die Lebensdauer, die mindestens 25 Jahre betragen muss. Man wird wichtige Systeme also doppelt und dreifach auslegen müssen.
Doch wie bekommt man eine Sonde in 25 Jahren in 100 AE Entfernung, 3 mal weiter als zum Neptun ? Eine einfache Rechnung zeigt, dass die Sonde eine hyperbolische Exzessgeschwindigkeit von mindestens 20 km/s erreichen muss um diese Distanz in 25 Jahren zu erreichen. Da die Sonde schon von der Erdbahn aus startet muss man mindestens 17 km/s aufbringen um eine hyperbolische Exzessgeschwindigkeit (Geschwindigkeit der Sonde außerhalb des Einflussbereiches der Sonne) von 20 km/s zu erreichen. Die folgende Tabelle informiert über die Reisedauer für 100 AE Entfernung bei verschiedenen Geschwindigkeiten
| Geschwindigkeitsdifferenz zur Umlaufsgeschwindigkeit der Erde |
Entfernung 100 AE | Entfernung 150 AE |
|---|---|---|
| 17 km/s | 21 Jahre 60 Tage | 32 Jahre 162 Tage |
| 18 km/s | 19 Jahre 165 Tage | 29 Jahre 271 Tage |
| 19 km/s | 18 Jahre 7 Tage | 27 Jahre 181 Tage |
| 20 km/s | 16 Jahre 303 Tage | 25 Jahre 235 Tage |
| 21 km/s | 15 Jahre 305 Tage | 24 Jahre 35 Tage |
Der Zeitgewinn pro km/s mehr an Geschwindigkeit ist also abnehmend. Dies liegt darin, dass die Reisedauer von der effektiven Geschwindigkeit abhängt. Man braucht aber alleine 12.3 km/s um überhaupt bis in diese Entfernung zu kommen. Erst was man mehr an Geschwindigkeit aufbringt beschleunigt dies die Reise.
Doch eine solare Geschwindigkeitsdifferenz von 17-21 km/s ist viel. Die bislang am schnellsten von der Erde gestartete Sonde, Ulysses erreichte mit einer Startgeschwindigkeit von 15.4 km/s von der Erde. Nach Abzug der Fluchtgeschwindigkeit der Erde blieb davon eine solare Geschwindigkeit von 11.6 km/s übrig. Ich habe zwei Alternativen untersucht:
Es ist möglich die Sonde über zwei Mechanismen zu beschleunigen : Elektrische Triebwerke und Sonnensegel. Die Vorgehensweise ist bei beiden Verfahren identisch: Die Sonde wird zuerst konventionell auf Fluchtgeschwindigkeit gebracht. Die Sonde beschleunigt dann zuerst mit ihren elektrischen Triebwerken / Segeln in Richtung Sonne und stoppt dies, sobald die Sonde eine Bahn erreicht hat die sie bis in 40 Millionen km Entfernung zur Sonne bringt. Sobald sie diesen Punkt erreicht hat werden die Ionentriebwerke / das Segel wieder aktiviert und beschleunigen nun die Sonde sehr stark, da sie sich nahe der Sonne befindet. Die Beschleunigung kann solange fortgeführt werden, solange die Sonde mindestens ein Ionentriebwerk betrieben kann. Bei Sonnensegel ist die Grenze dann erreicht, wenn das Mehrgewicht mehr Treibstoff für Korrekturen kostet als es an Geschwindigkeit einbringen. Danach sind die Ionentriebwerke oder das Segel nutzlos. Es ist sinnvoll daher Ionentriebwerke mit Treibstoff und den Solarpanel als ein Modul auszuführen. Gleiches gilt für die Sonnensegel, auch sie sollten abgetrennt werden.
Nach dem heutigen Stand der Technik braucht man bei Ionentriebwerken sehr große Solarpanel und viel Treibstoff, während bei Sonnensegeln die Leichtgewichtigkeit der Konstruktion schwierig ist. Ist in beiden Fällen die Beschleunigung zu gering. Das Problem ist, dass sich die Sonde laufend von der Sonne entfernt, wodurch der Schub bei beiden Antriebsarten laufend abnimmt. Mit den heute verfügbaren Technologien ist es nicht möglich mit Sonnensegeln oder von der Sonne geliefertem Strom die benötigte Geschwindigkeit zu erreichen, ohne dass man sich extrem der Sonne nähert.
Die zweite Alternative wäre eine Raumsonde mit einem Kernreaktor der über eine große Leistung verfügt. Da dieser nicht von der Sonne abhängt kann man ihn über Jahre betrieben und mit dem Strom ein Ionentriebwerk betreiben. Die Sonde spiralt sich zuerst langsam aus dem Einflussbereich der Sonne und beschleunigt dann auf einer Hyperbelbahn weiter. Hier ist nicht die Energie limitierend sondern der Treibstoffvorrat. Da die Sonde keine sperrige Sonnensegel benötigt kann man sie auch von einer Erdumlaufbahn aus starten. Ich habe folgende Eckdaten ermittelt:
| System | Gewicht |
|---|---|
| Sonde | 600 kg |
| Reaktor | 900 kg |
| Ionentriebwerk | 100 kg |
| Treibstofftanks | 400 kg |
| Treibstoff | 4000 kg |
| Startmasse | 6000 kg |
Bei einer Betriebsdauer von 10 Jahren und einer Ausströmgeschwindigkeit von 30000 m/s muss der Reaktor eine Leistung von etwa 9 kW aufweisen. Der Treibstoff ist auseichend um die Geschwindigkeit um 33 km/s zu verändern. Davon werden 4.2 km/s benötigt, um die Erde zu verlassen. Der restliche Treibstoff reicht aus um die Sonde um weitere 28.8 km/s zu beschleunigen, also mehr als man braucht um schnell die Heliosphäre zu erreichen. Die russischen TOPAZ Reaktoren haben bei 320 kg Masse eine Leistung von etwa 5-10 kW. Man könnte sie für solche Sonden nutzen.
Für Zeus gäbe es daher folgenden Zeitplan:
Da die Treibstoffzuladung sehr hoch ist beschleunigt die Sonde zuerst langsam. Man könnte diese jedoch durch höhere Ausstromgeschwindigkeit verringern. Dann könnte man auch die Sonde noch länger beschleunigen. ZEUS ist daher eine Mission für die fernere Zukunft.
Es gibt noch eine zweite Möglichkeit eine Raumsonde recht schnell aus dem Sonnensystem zu katapultieren. Sie erscheint aber auf den ersten Weg wie ein Umweg. Jupiter kann durch seine Gravitationskraft die Bahnen von Raumsonden extrem verbiegen. Die Raumsonde Ulysses hat er um 90 Grad aus der Ekliptik getrieben. Wer etwas von planetaren Bahnen versteht weiss: Die Energie die dazu nötig ist, ist genauso groß wie um die Sonde so umzulenken, dass sie in die Sonne stürzt. Solche Sonden wurden immer wieder gefordert, weil sie vor dem Sturz die Korona der Sonne durchfliegen und dann Messungen machen können.
Doch das wollen wir nicht. Wir wollen eine Bahn die so nahe an der Sonne ist, wie wir es heute mit der verfügbaren Technologie realisieren können. Dies sind etwa 0.05 AE, also 7.5 Millionen km. Warum sollen wir so nahe an die Sonne. Nun wir wollen dort einen Antrieb zünden ! Es gilt folgender energetischer Zusammenhang
Geschwindigkeitsgewinn = (VSonne + VAntrieb)²-VSonne²
Wenn wir in der Erdumlaufbahn einen Antrieb zünden, der 1 km/s Geschwindigkeit addiert, haben wir einen Gewinn von:
30.3 MJ = 1/2 * Sqrt((29800+1000)-29800)
Wir erreichen eine elliptische Umlaufbahn. Können aber noch nicht das Sonnensystem verlassen. So nützt uns der Gewinn nicht, denn beim Aufsteigen in der Höhe zieht die Sonne uns den Gewinn wieder ab. Aber es lohnt sich, denn investiert haben wir nur 0.5 MJ. Wenn wir immer mehr Geschwindigkeit aufnehmen so haben wir irgendwann die Fluchtgeschwindigkeit erreicht, und alles was darüber ist bleibt als Gewinn erhalten und ergibt eine sehr hohe Geschwindigkeit.
Leider muss man wenn man von einer Erdumlaufbahn startet mindestens 16.6 km/s aufbringen um die solare Fluchtgeschwindigkeit zu erreichen. Günstiger ist es wenn wir zu Jupiter fliegen. Dazu reichen 14.2 km/s. Dieser lenkt uns nun auf eine Bahn die folgende Parameter hat:
Sonnnächster Punkt: 7.5 Millionen km
Sonnenfernster Punkt: 780 Millionen km (Jupiter Umlaufbahn)
Geschwindigkeit im sonnennächsten Punkt: 196889,9 m/s
Differenz zur Fluchtgschwindigkeit: 741,4 m/s
Wir haben also einen Gewinn gemacht. Denn der Start zum Jupiter kostete uns 2400 m/s weniger als das Erreichen der Fluchtgeschwindigkeit. Aber es kommt noch besser: Wenn wir nun einen Antrieb zünden, der 2000 m/s hinzuaddiert, so hat unsere Sonde nach Verlassen des Sonnensystems noch eine Geschwindigkeit von 22300 m/s ! Da dies die Geschwindigkeit im unendlichen ist, wird unsere Sonde vorher immer schneller sein.
Als "Preis" müssen wir unsere Sonde gegen die Hitze nahe der Sonne isolieren, weiterhin müssen wir einen Antrieb mitführen. Geeignet wäre ein Feststoffantrieb. Hier eine kleine Berechnung:
| System | Gewicht |
|---|---|
| Sonde | 600 kg |
| Abschirmung | 200 kg |
| Feststoffantrieb voll | 1000 kg |
| Feststoffantrieb leer | 100 kg |
| Startmasse | 1800 kg |
Dies ist die Nutzlast die eine Atlas 551 zum Jupiter entsenden kann. Der Feststoffantrieb kann die Geschwindigkeit der Sonde um 2023 m/s ändern. Das ergibt eine Geschwindigkeit von 22535 m/s im Unendlichen.
TOP steht für Titan Orbiter Probe. Nach der ersten Erkundung von Titan durch die Cassini Raumsonde und die Huygens Landekapsel ist TOP der nächste konsequente Schritt. TOP besteht aus einem Titan Orbiter und einer Landesonde. Gegenüber Cassini ist die Raumsonde deutlich kleiner. Als Basis für den Bus könnte auch hier die Raumsonde New Horizons dienen. Die wissenschaftliche Instrumentierung ist gegenüber Cassini deutlich abgespeckt und besteht aus einem UV und IR Spektrometer und einem abbildenden Spektrometer und einer Kamera. Gegenüber Cassini sollte die Kamera auch deutlich im infraroten Wellenbereich empfindlich sein und dafür einen zweiten Sensor (HgCdTE CCD) besitzen.
Ein RADAR ist als Instrument zwar wünschenswert, doch die Elektronik würde die Raumsonde zu schwer machen und sehr viel Strom verbrauchen. Änderungen gegenüber der New Horizons Sonde beständen vor allem in dem Einbau eines Triebwerks und Treibstofftanks zum Einbremsen in den Saturnorbit und einer Befestigung für die Landesonde. Dazu kommt ein Schutzschild für die Aerodynamische Abbremsung.
Die Landesonde müsste neu entwickelt werden, könnte aber von Huygens den Schutzschild übernehmen. Die Landesonde soll auf dem Titan weich landen und dann in situ Untersuchungen durchführen. Dazu verfügt die Landesonde einen Greifer zur Aufnahme von Bodenproben. Er besitzt zugleich Sensoren um die Oberflächeneigenschaften zu messen. Ein Labor mit einem GC-MS zur chemischen Analyse. Eine Kamera macht während des Abstiegs Bilder und nimmt die Umgebung auf. Eine Meteorologiestation misst Windgeschwindigkeiten, Temperaturen und Druck. ein Seismometer sucht nach Erschütterungen durch innere Aktivitäten.
Die Stromversorgung besorgen Radioisotopengeneratoren, die bei einer Nennleistung von 100-150 W etwa 1500-2100 W an thermischer Energie. Dies sollte bei ausreichender Isolation der Sonde ausreichen um die Sonde zu heizen. Landetriebwerke sind bei Titan wegen der dicken Atmosphäre nicht nötig. Es reicht, wenn man nicht wie bei Huygens den großen Fallschirm in großer Höhe durch einen kleineren ersetzt. Schon Huygens setzte nur mit 20 km/h auf.
Die Landesonde hätte eine Startmasse von 600 kg bei einer Landemasse von etwa 350-400 kg. Der Orbiter eine Leermasse von 600 kg. Dazu kommen noch mindestens 450 kg Treibstoff. TOP hat so eine Startmasse von 1650 kg. Das ist das Problem dieser Mission. Für einen Kurs auf einer energiearmen Hohmann Bahn zum Saturn (Reisezeit 6 Jahre) braucht man eine Startgeschwindigkeit von 15100 m/s, das sind 1000 m/s mehr als ein Flug zum Jupiter und 3500 m/s mehr als eine Marsmission braucht. Damit wäre nur eine Atlas 5 HLV mit einer zusätzlichen Star 48B Oberstufe als Träger in Frage. Dies würde die Mission sehr stark verteuern. Eine konventionelle Alternative wäre es die Sonde zur Venus zu schicken und dann einige Gravity Assist Manöver an der Venus und Erde zu machen. Doch dies verlängert die Mission um mindestens 2 Jahre.
Daher habe ich eine Alternativlösung gefunden: Elektrische Triebwerke. Zwar verfügt eine Raumsonde zum Saturn über nicht so viel Energie wie eine im inneren Sonnensystem, da Radioisotopengeneratoren teuer sind und schwer. Doch für einen Betrieb mit 420 W zum Missionsende nach 10-11 Jahr braucht auch TOP eine Anfangsleistung von 592 W (entsprechend zwei RTG des Gallileo-Ullyses-Cassini Typs) Davon machen Instrumente und Sender etwa 150-200 W aus. Der Eigenverbrauch der Raumsonde liegt also bei etwa 250 W. Dies bedeutet, dass die Raumsonde über 6 Jahre bis zur Ankunft beim Saturn durchschnittlich 300 W Strom mehr zur Verfügung hat, als sie braucht. Betreibt man damit ein elektrisches Triebwerk, so kommt da über die Jahre genügend Leistung zusammen um die Geschwindigkeit signifikant zu ändern. Ich habe in einer Modellrechnung das Triebwerk RIT-10 mit 275 W Verbrauch genommen und komme zu dem Schluss, dass dieses die Geschwindigkeit über 1500 m/s ändern könnte. Die Raumsonde würde inklusive Treibstoff dabei um 80 kg schwerer werden. Damit kann aber die Raumsonde mit einer Atlas 432 und einer Star 48V Oberstufe gestartet werden, was die Startkosten enorm verbilligt.
Eine Alternative wäre es die Sonde über Jupiter zu Saturn zu schicken, wie man dies bei Cassini tat. Doch die beiden Planeten stehen nur alle 20 Jahre für etwa 2-3 Jahre günstig zueinander, so dass die nächste Startgelegenheit erst im Jahre 2016-2018 wäre. Nach einer Reise von 6 Jahre würde TOP den Saturn erreichen. Beim Saturn angekommen unterscheidet die Mission von TOP zuerst nicht viel von der Cassini Mission. Der Orbiter wird durch Zünden der Bordtriebwerke in einen ersten elliptischen Orbit eingebremst. Dieser wird dann durch Vorbeiflüge an Titan sukzessive geändert. Es gibt jedoch einen wesentlichen Unterschied: Die Vorbeiflüge dienen nicht der wissenschaftlichen Erforschung von Titan, Saturn und den Eismonden. Sie dienen dazu den Orbit dem von Titan anzugleichen. Dazu nähert sich die Sonde wesentlich näher Titan als Cassini. Die Atmosphäre wird als Bremse genutzt. Dazu dient ein ausfahrbarer Schild, der die Sonde vor der Atmosphäre schützt. Die Sonde setzt Aerobraking wie die Marssonden ein, nur absorbiert Sie erheblich mehr Energie, die vom Schild in Wärme umgewandelt wird. Bei einer spezifischen Wärmekapazität von 0.73 kJ/kg/K und einer Masse von 50 kg sowie einer Erhitzung um 800 K kann der Abbremsschild pro Vorbeiflug die Sonde um 220 m/s abbremsen. 30 Vorbeiflüge müssten ausreichen um die Sonde in einen Titanorbit zu bringen. Die dazu nötigen genauen Daten über die Dichte und Temperatur der Titanatmosphäre hat Cassini geliefert.
Natürlich wird man den Flug durch das Saturnsystem nutzen um Saturn und die Eismonde näher zu erforschen, nur wird es keine gezielten Vorbeiflüge geben. Doch mehrere Passagen in mittlerer Entfernung sind möglich. Das Angleichen der Bahn an Titan dauert einige Jahre. Am Schluss wird TOP ein Titanorbiter auf einer stark elliptischen Umlaufbahn.
Er erkundet zuerst den Planeten grob mit Kameras und tief schauenden abbildenden Spektrometern. Diese Phase dauert etwa 1 Jahr. Dann wird die Landekapsel in einem geeigneten Gelände abgesetzt. Wie Huygens macht sie beim Abstieg Untersuchungen der Atmosphäre durch Messen derer Zusammensetzung und physikalischen Eigenschaften. in Aktion tritt sie jedoch erst richtig am Boden, wo sie den Boden durch den Greifer untersucht, an besonderen Stellen Proben analysiert und mit der Kamera die Umgebung fotografiert. Ein Betrieb über einige Monate am Boden sollte möglich sein. Der Orbiter wird die Untersuchung von Titan fortsetzen, nun jedoch mit höherer Auflösung und in mehr Spektralkanälen. Im Infraroten Spektralbereich sollten kontrastreichere Aufnahmen gelingen als sie Cassini lieferte., Wenn die Landesonde ihren Betrieb einstellt dann kann der Titanorbiter seinen Orbit durch weiteres Aerobraking absenken. Vorher ist dies nicht möglich, weil der Orbiter als Relais dient und daher in einem elliptischen Orbit verblieben muss, damit er möglichst lange im Sendebereich der Landesonde ist.
Massebilanz
415 kg New Horizons leer
55 kg zweiter RTG
50 kg Abbremsschild
110 kg Ionentriebwerk
530 kg Triebwerk und Treibstoff
600 kg Lander
1760 kg Gesamtgewicht
Bei 8 Sendezeit pro Tag und einer Datenrate von 340 KBit/sec könnte der Orbiter in 2 Jahren den Titan mit einer Auflösung von 30 m in 24 Spektralkanälen kartieren.
Der nächste auf TOP folgende Schritt wäre TOB : Titan Orbiter and Ballon. Der Titan Orbiter würde die Forschungen von TOP fortführen. Er würde nur eine Kamera und ein Radargerät beinhalten. Die Kamera dient vor allem der Erfassung der Saturnmonde bis die Sonde einen Titanorbit erreicht hat. Mit dem Radar würde der Titan aus der Umlaufbahn aus kartiert werden. Bis auf die instrumentelle Ausrüstung entspricht der Orbiter dem von TOP. Um Gewicht zu sparen wird als RADAR die 4.9 m große Haupantenne benutzt. Damit ist eine Auflösung von etwa 220 m möglich.
Der Ballon basiert auf der Huygens Landesonde. Anders als diese wird er nur durch einen Fallschirm (anstatt drei) abgebremst. Erreicht die Landesonde nach einem Abstieg von 2 Stunden die untere Wolkengrenze von 20 km, so wird der Fallschirm abgeworfen und ein Ballon entfaltet. Man könnte die instrumentelle Ausrüstung von Huygens verbessern und erneut verwenden, da auch diese Sonde Messungen in der Atmosphäre und nicht am Boden durchführt.
Ein Ballon eignet sich sehr gut zur Erforschung der Oberfläche von Titan, da dessen Atmosphäre sehr dicht ist. Der Bodendruck beträgt mit 1.5 Bar nur 50 % mehr als auf der Erde, aber da die Schwerkraft viel geringer ist entspricht dies einer 15 mal dichteren Atmosphäre. Der Auftrieb ist daher 15 mal größer.
Es gibt prinzipiell 3 mögliche Arten den Auftrieb zu erzeugen. Zum einen wir bei einem irdischen Heißluftballon indem man den Stickstoff der Titanatmosphäre erwärmt. Da die Atmosphäre eine Temperatur von nur etwas über 90 K hat, ist der Auftrieb hier erheblich höher als auf der Erde, da eine Temperaturerhöhung von 10 K die Dichte des Gases um 11 % erniedrigt, während es bei 20° Celsius nur 3.4 % sind. Aber es dürfte unmöglich sein die großen Energiemengen, die man dafür braucht zu produzieren. Die 2-3 kWh die ein großer RTG als Abwärme liefert entsprechen nur der Energie die auf der Erde beim Verbrennen von 80-120 g Propangas pro Stunde frei werden.
Es bleibt den Auftrieb durch Helium oder Wasserstoff zu erzeugen. Ein mit Helium angetriebener Ballon muss daher nicht sehr groß sein. Das Volumen wäre 15 mal kleiner als auf der Erde. 1 m³ könnte bei 15 Bar Druck 16 kg tragen. Für eine etwa 400 kg schwere Sonde braucht man also nur einen Ballon von 25 m³ Volumen, das entspricht einer Kugel von 3.6 m Durchmesser. Für Wasserstoff ist der Wert noch um etwa 8 % kleiner, jedoch diffundiert Wasserstoff leichter durch die Hülle als Helium. Da das Gewicht der Hülle immer gleich ist, ist der Zugewinn an Auftrieb enorm. Ein kommerzieller erhältlicher Ballon mit 3.1 m Durchmesser trägt auf der Erde z.B. 8 kg (Eigengewicht 9 kg), auf dem Titan dagegen 241 kg.
Helium muss man in Gasflaschen transportieren. Hier gibt es schon Standardflaschen in der Raumfahrt. Inklusive Helium würde die Flasche für den 3.6 m großen Ballon etwa 60 kg wiegen. Wasserstoff kann man genauso befördern. Aber Wasserstoff diffundiert in geringem Maße auch durch Metall. Keine Alternative ist es den Wasserstoff aus Metallhydriden freizusetzen. Der effizienteste Weg mittels Wasser als "Säure" ergibt beim Leichtmetall Beryllium z.B. folgende Reaktionsformel:
BeH2 + 2 H2O → Be(OH)2 + 2 H2
Für 4 g freigesetzten Wasserstoff muss man hier 11 g Berylliumhydrid und 36 g Wasser mitführen. Für einen 3.6 m großen Ballon braucht man 3.28 kg Wasserstoff, also 9 kg Berylliumhydrid und 30 kg Wasser. Die Gewichtseinsparung ist also gering, dafür müsste man das Wasser von -180 auf 0 Grad aufheizen, dass es flüssig wird. Praktisch durchführbar ist dies in kurzer Zeit nicht.
Das gleiche gilt für die Freisetzung von Wasserstoff direkt aus dem Hydrid. Bei Berylliumhydrid benötigt man dazu 240 Grad Celsius. Auch diese Temperaturen sind mit der verfügbaren Bordenergie kaum erreichbar.
Die Huygens Landekapsel könnte man weitgehend unverändert übernehmen. Nur würde das Fallschirmsystem einfacher sein und nur einen Fallschirm beinhalten und anstatt der Batterien würden RTG verwendet werden. Diese liefern bei 40 kg Masse einen Strom von 200 W. Wenn man berücksichtigt, dass man nur die Experimente mit Strom versorgen muss, aber keine Heizung anfällt, da die RTG selbst eine Abwärme von etwa 2-3 kWh abgeben müsste dies ausreichen. Man muss anders als bei Huygens ja auch nicht alle Experimente parallel betreiben, da man genügend Zeit hat. Auch die Übertragung von Messwerten in Realzeit kann entfallen, so dass zum Sendezeitpunkt auch die Experimente abgeschaltete werden können um Strom zu sparen. Zum Vergleich: Huygens hatte einen maximalen Stromverbrauch von 351 Watt.
Anstatt der Kamera DSIR würde TOB 6 Kameras mitführen. 5 Kameras schauen an der Seite der Sonde nach außen. Eine Kamera vom Boden nach unten. DSIR machte durch die Rotation der Sonde Bilder die man dann mit großen Aufwand auf der Erde zu Mosaiken zusammensetzen musste. TOB geht anders vor. Die seitlichen Kameras haben jeweils ein 80 Grad Weitwinkelobjektiv, dass so justiert ist, dass es +20 Grad über und -60 Grad unter dem Horizont abbildet. 5 Kameras bilden die komplette Umgebung der Sonde ab, wobei sich die Bilder jeweils um etwa 8 Grad überlappen. Jedes Kamera hat 1024 x 1024 Pixel und verschiedene Farbfilter. Je nach Höhe kann man hier sehr große Gebiete von Titan abbilden. Bei der Huygens Landung lag die maximale Höhe bevor die Nebelschicht begann bei 20 km. Die ersten brauchbaren Bilder gab es in 16 km Höhe. In dieser Höhe ist der Horizont schon 286 km entfernt. Die nach unten schauende Kamera hat einen größeren Sensor mit 2048 x 2048 Pixel und ebenfalls 80 Grad Bilddiagonale. So überlappen sich ihre Bilder mit denen der seitlichen Kamera. Aus 1 km Höhe bildet sie ein Gebiet von 22 x 22 km mit einer Auflösung von 22m/Pixel ab.
Wenn die Kameras alle 60 Minuten ein Bild machen und ein Gesamtdatenvolumen von 500 MBit (bei einer Komprimierung Faktor 1:8) angestrebt wird. So ist es möglich von den seitwärts gerichteten Kameras alle 2 Stunden Farbaufnahmen und von der nach unten gerichteten Kamera jede Stunde Farbaufnahmen zu machen. (Man wird von 3 der 5 Kameras Farbaufnahmen anfertigen und die nächste Stunde von anderen 3 Kameras. Da sich die Sonde nur langsam bewegt verschiebt sich auch kaum der Ausschnitt am Horizont, so dass dies ausreichend ist).
Nach den Daten von Huygens bewegt sich die Sonde etwa mit 5 km/h durch die Atmosphäre. Aus 16 km Höhe könnte die Sonde also pro Tag ein Gebiet von 22 x 2640 km flächentreu und ein größeres Gebiet verzerrt durch die seitwärts angeordneten Kameras aufnehmen. Nach 134 Tagen hätte der Ballon den Titan umrundet.
Es ergibt sich so folgende Massebilanz:
298 kg Huygens Kapsel mit nur einem Fallschirm und ohne Batterien
40 kg RTG
60 kg Helium mit Gasflasche
9 kg Ballon
407 kg Landekapsel gesamt
Dazu käme der Orbiter. Der durch das Radargerät etwas schwerer wäre als der Orbiter von TOP. Mit seinem Radargerät könnte er in wenigen Monaten den Titan kartieren. Das Problem ist hier, dass der Orbiter relativ viel Abstand halten muss (mindestens 950 km Höhe), so dass die Auflösung gering ist. Führt er dagegen eine moderne Phased-Array Antenne (siehe Vera) mit, so könnte man in 2 Jahren durchaus eine Auflösung von 20 m erreichen.
Die Raumsonde Jumo, abgekürzt von Jupiters Moons soll das nachholen was Galileo offen ließ: Eine eingehende Untersuchung des Jupiters und seiner Monde, sowie der Plasma Umgebung. Auch hier würde man eine New Horizons XL Raumsonde einsetzen. Ergänzt würde die Instrumentierung durch ein Photopolarimeter/Radiometer und Teilchendetektoren. Die wesentliche Herausforderung für den Bau ist die Strahlenbelastung. Galileo war für 150 krad Strahlungsdosis ausgelegt und überstand 1200 krad, allerdings häuften sich dann die Ausfälle stark. Es gab aber wenige Totalausfälle die irreversibel waren.
Heute sind strahlungsgehärtete Prozessoren erhältlich die bis zu 300 krad aushalten. Das Gros der Bausteile erreicht 200 krad. Trotzdem wird man die Elektronik gut abschirmen müssen. Die Studie der ESA geht bei einem Aluminiumschild von 10 mm Dicke von einer 1.5 Jahres Mission aus bis 200 krad trotz des Schildes erreicht sind. Davon entfallen 60 Tage auf eine Distanz nahe Europa. Will man eine wesentlich längere Mission, die auch bis zu Io führt so braucht man einen Schild von etwa 2.5 cm Dicke aus Aluminium um die Strahlung auf ein tolerables Maß abzusenken. Das ergibt ein Gewichtsproblem. Man muss daher vom bisherigen Sondenbau abkommen.
Galileo führte erstmals ein, dass Experimente ihre eigene Elektronik hatten. Heute bezeichnet man diese als DPU's (Data Processing Units). Diese verarbeiten die Messdaten und steuern die Instrumente. Jumo geht nun wieder einen neuen Weg. Man kann nicht die DPU jedes Experiments einzeln schützen. Das Volumen ist einfach zu groß. Dies geht nur mit den relativ kleinen Sensorköpfen. Die DPU's müssen also zum Hauptcomputer wandern und zusammen mit diesem in einem kleinen Raum untergebracht werden. Ein Barebone Gehäuse von 30 x 30 x 40 cm Größe ist ausreichend genug für ein Bandlaufwerk als Massenspeicher und 8 DPU Platinen sowie die Prozessorplatinen. Eventuell kann man auch DPU Platinen zusammenfassen oder zumindest den Speicher gemeinsam nutzen. Eine solche Box hat dann eine Oberfläche von 2800 cm. Die Abschirmung aus 2.5 cm Aluminium wiegt dann 18,9 kg. Dieser reduziert die Strahlenbelastung auf ein 100 stel. Kommerzielle ungehärtete Bauteile halten 10-40 krad, strahlengehärtete 100-300 krad aus. Damit sollte also eine Mission mit höherer Strahlenbelastung wie bei Galileo möglich sein. (Mindestens 1000, eventuell bis 4000 krad). Fliegt man bei jedem Vorbeiflug bis zum Io, so entspricht dies etwa 20-80 Orbits. Bei noch stärkerer Annäherung wird die Strahlenbelastung sehr rasch höher. Um das Risiko weiter zu minimieren wird die Sonde wieder ein Bandlaufwerk einsetzen um Daten zu speichern. Heute sind Bandlaufwerke im 3.5 Zoll Format mit 200 GB unkomprimierter Kapazität verfügbar. Bei Flash Memories droht dagegen ein Datenverlust durch energiereiche Protonen.
Jumo wiegt mit 70 kg Instrumenten etwa 520 kg. Sinnvolle Experimente sind eine hochauflösende Kamera, ein abbildendes IR Spektrometer, ein UV Spektrometer, Teilchenexperimente und Plasmawellenexperimente. Interessant wäre auch die Mitführung eines Massenspektrometers um direkt die dünnen Atmosphären der galileischen Monde zu untersuchen.
Dazu kommen noch die Tanks und das Triebwerk. Bei einer Geschwindigkeitsänderung von 1650 m/s, etwas mehr als Galileo durchführte (bei dem aber die Manöver bis Jupiter durch die Swing-Bys auch Treibstoff brauchten) resultiert so eine Startmasse von 1070 kg. Es reichte eine Atlas 411 oder eine Delta 4M (5,4) zum Start. Die Atlas 411 könnte eine Sonde von 1180 kg Gewicht starten, die Delta 1076 kg.
Die Bahn zum Jupiter ist eine niedrigenergetische Hohmannbahn mit eine Reisezeit von 27 Monaten. Bei Jupiter holt nun die Sonde die Erkundung von Galileo nach. Man kann pro Tag mit etwa 1200 Bildern rechnen. Dadurch kann man bei den Mondvorbeiflügen sehr viele Bilder machen und diese später übertragen. Eine Simulation von mir ergab, dass man bei einer Bildfolge von 1 Bild alle 2 Sekunden bei Ganymed, dem größten Mond eine Kartierung mit einer Auflösung von 200 m bei einem Vorbeiflug mit der LORRI Kamera durchführen kann. 4-5 Vorbeiflüge an jedem Mond erlauben eine globale Kartierung mit 100 m Auflösung.
Wenn die Sonde nach etwa 5 Jahren doch durch die Strahlung mehr und mehr Schaden nimmt, ist es sinnvoll sie einer neuen Mission zuzuführen. Bei Galileo hat man immer mehr den Orbit verkürzt mit der Folge, dass die Sonde am Schluss in den wichtigsten Begegnungen ausfiel. Sinnvoller ist es die Sonde durch Vorbeiflüge in eine hochelliptische Bahn zu schicken. Damit Jupiter für LORRI bildfüllend ist, kann die Sonde sich bis auf 28.56 Millionen km entfernen. Eine solche Umlaufbahn hat eine Umlaufdauer von 360 Tagen. Dadurch ist die Sonde nur kurz einer Strahlenbelastung ausgesetzt, kann jedoch noch ohne Probleme den Jupiter und seine Magnetosphäre untersuchen.
VEAC steht für Venus Experimental Aerocapture. Der Zweck der Raumsonde ist es eine Technik zu erproben, die Orbiter rund um Uranus und Neptun erst möglich machen würde. Aerocapture ist eine Technik, welche die Atmosphäre als Bremse nutzt. Es ist eine Weiterentwicklung des Aerobraking. Bei Aerobraking nutzt die Atmosphäre um den Orbit sukzessive zu erniedrigen. Das Einbremsen in den Orbit geschieht aber noch mit chemischen Treibstoffen. Die Sonde landet in einem ersten hochelliptischen Orbit, der dann durch Eintauchen in die dünnste Hochatmosphäre langsam über mehrere Monate erniedrigt wird. Diese Technik wendet die NASA seit 1997 bei allen Marsorbitern an.
Aerocapture geht einen Schritt weiter : Ein linsenglasförmiger Hitzschutzschild schützt die Sonde vor der Atmosphäre. Die Sonde taucht dafür in wesentlich dichtere Schichten ein, so dass die Reibung die Sonde in wenigen Sekunden um einen großen Geschwindigkeitsbetrag abbremst. Auch dann wird ein elliptischer Orbit erreicht, der mit wenigen weiteren Eintauchvorgängen erniedrigt wird. Zuletzt wird durch eine Zündung im planetenfernsten Punkt der Orbit angehoben und der Schutzschild abgeworfen.
Die NASA hat Aerocapture als eine Technik vorgeschlagen, die eine bemannte Marsmission anwenden soll. Doch auch unbemannte Sonden können davon profitieren. Bei einer Masse des Schutzschildes von einer Drittel der Gesamtmasse, kann man beim Mars zwar kein Gewicht sparen. Doch man könnte die Zeit in dem elliptischen Orbit verringern. Derzeit sind Sonden noch 3-6 Monate in diesem Orbit. Mit Aerocapture wären es nur noch eine Woche.
Bei der Venus, bei der mehr Energie abgebaut werden muss um von einem elliptischen in einen kreisförmigen Orbit zu gelangen wäre der Nutzen noch höher, da sonst eine Raumsonde über 1 Jahr in einem Übergangsorbit verbleiben müsste. VEAC soll das Verfahren aber vor allem für Uranus und Neptun Orbiter erproben, die nach dem heutigen Stand der Technik nicht mit chemischen Treibstoffen verwirklichbar sind. Die Venus eignet sich als Test sehr gut, weil sie zum einen von der Erde aus leicht erreichbar ist. Daneben erreicht eine Sonde eine wesentlich höhere Geschwindigkeit bei der Annäherung als beim Mars. Auch bei Uranus und Neptun muss sehr viel Geschwindigkeit abgebaut werden. Zuletzt hat die Venus wie die Gasplaneten eine Atmosphäre die sehr rasch sehr dicht wird. Dadurch muss ein Flugpfad genau eingehalten werden.
Da die Mission sehr riskant ist (ein falscher Flugpfad kann zum Verglühen der Sonde führen oder bewirken, dass die Sonde gar keinen Orbit erreicht) ist VEAC eine bewusst einfach gehaltene Mission. Solarpaneele können nicht eingesetzt werden, da diese über den Schild herausragen würden und so verbrennen würden. VEAC besteht daher aus einem mit Solarzellen belegten Zylinder wie Pioneer Venus Orbiter. Ein Zylinder von 1.5 m Durchmesser und 1 m Höhe kann mit herkömmlichen Solarzellen etwa 750 Watt Strom liefern. Dies ist ausreichend für eine einfache Sonde. Es bietet sich an die Sonde durch Rotation zu stabilisieren.
Die experimentelle Ausrüstung soll die Venusforschung ergänzen, aber auch Rücksicht auf die Mission nehmen. Die Sonde wird daher nur 3 Experimente mitführen. Je ein Teilchendetektor für niedrigenergetische und hochenergetische Teilchen um die Wechselwirkung von Sonnenwind und Venus zu erforschen. Für diese Experimente ist eine Rotation von Vorteil, da sie so einfach die komplette Umgebung erfassen können.
Das zweite Experiment ist ein abbildendes VIS/IR Spektrometer. Es benutzt einen CCD Chip als Detektor für das visuelle Spektrum und einen HgCDTe Detektor für den Infrarotbereich. Beide Chips haben 1024x1024 Pixel. Dadurch bekommt man zum einen eine exzellente Ortsauflösung und zum anderen eine gute spektrale Auflösung. Der visuelle Bereich erstreckt sich von 300-1000 nm mit einer spektralen Auflösung von 0.7 nm. Der IR Detektor erfasst von 950-18000 nm mit einer spektralen Auflösung von 17 nm. Jede Spalte ist 1024 Pixel lang, was bei einer Vollvenus im venusfernsten Punkt eine Ortauflösung von 15 km bedeutet. Das Bild wird durch die Rotation der Sonde aufgebaut. Wenn die Sonde 12 mal pro Minute rotiert so sind bei einer Entfernung von 6000 km von der Venus und 5 ms Belichtungszeit pro Spektrum in 30 Sekunden die gesamte Venus aufgenommen werden.
Dieses Instrument würde es gestatten sowohl gute Spektren zu gewinnen, wie auch eine gute Ortsauflösung zu realisieren. Da allerdings je ein Bild vom visuellen und IR Kanal 24 Gigabit an Daten liefern dürfte auch bei einer guten Komprimierung es nur je ein Bild jedes Kanals pro Tag geben. Für die Überwachung besonders interessanter Gebiete (zum Beispiel. die örtliche Veränderung durch vermutete Vulkanausbrüche) kann man daher Pixel örtlich und spektral summieren oder nur einen Teil des Gesichtsfeldes nutzen.
Ein solches Instrument würde die Venusforschung bereichern. Im Jahre 2006 erreicht die Sonde Venus Express die Venus. Sie führt ein hochauflösendes IR Spektrometer PFS und ein abbildendes Spektrometer OMEGA mit sich. VEAC würde eines bessere spektrale und Ortsauflösung als OMEGA besitzen, wenn auch nicht die von PFS, dafür kann man das Spektrum viel besser einem Punkt auf dem Planeten zuordnen und so die Frage klären ob die Venus unter ihrer Wolkenschicht heute noch vulkanisch aktiv ist.
Als Trägerraketen kommen die Dnepr oder Zyklon in Frage. Beide sind sehr preiswert und können eine Nutzlast von 3800 kg in einen erdnahen Orbit befördern. Die Sonde wird mit einer Star 48V Oberstufe in einen elliptischen Orbit befördert. Bei der Dnepr würde die Sonde mit der Star 48V Oberstufe zuerst in eine 200 x 2000 km Bahn befördert werden. Nach einem Umlauf wird dann die Star 48 V Oberstufe gezündet werden. Sie befördert die Sonde in eine Fluchtbahn. Hier ist eine Nutzlast von 630 kg möglich. Die Startkosten liegen bei etwa 10-13 Millionen USD. Bei einer Zyklon ist die Nutzlast mit 660 kg etwas höher. Es gibt aber keine aktuellen Angeben über die Startkosten der Rakete.
Etwa ein Drittel der Startmasse entfällt auf den Schutzschild, so dass für den eigentlichen Venussatelliten noch eine Masse von 400-430 kg übrig bleibt. Die Mission verläuft zuerst normal : Die Sonde gelangt in eine Transferbahn zur Venus und rotiert so lange um ihre eigene Achse. Dann kommt der kritische Punkt des Aerocapture. Die Sonde muss einen schmalen Korridor treffen um mindestens 1-1.5 km/s Geschwindigkeit innerhalb von wenigen Sekunden abzubauen. Im ersten Orbit wird im venusfernsten Punkt die Bahn angehoben und durch eines oder mehrere weitere Eintauchvorgänge dann der endgültige Orbit erreicht. Für eine Kommunikation mit der Erde wäre ein 12 Stunden oder 24 Stunden Orbit ideal. Danach wird der Schutzschild abgetrennt und der venusnächste Punkt durch erneutes Zünden der Korrekturtriebwerke über 200 km Höhe angehoben.
Danach schlisst sich die Erforschung der Venus an. Nahe der Venus arbeiten die Teilchenexperiment. Auf halber Entfernung zum venusfernsten Punkt wird jeden Tag ein Bild der Venus gemacht und danach im venusfernsten Punkt werden die Daten zur Erde gesandt. Sinnvoll ist ein Orbit der mit der Erdrotation synchronisiert ist also etwa 8,12 oder 24 Stunden Umlaufszeit hat.
Vera steht für Venus Radar. Durch die dicke Wolkenhülle ist
die Oberfläche der Venus nicht direkt beobachtbar. Dies kann nur durch RADAR geschehen. Ein Radar
kann die Wolkenhülle durchdringen, doch es hat im Vergleich zu optischen Teleskopen eine geringe
Auflösung. Daher wendet man einen Trick an: Die Radarstrahlen werden nicht nur senkrecht sondern
auch seitwärts auf die Oberfläche gesandt. Während man ein Objekt überfliegt bekommt man so mehr
Reflexionen aus unterschiedlichen Winkeln. Aus diesen kann man durch Rechnung ein Radarbild
konstruieren, dass eine viel höhere Auflösung besitzt als es die Antenne eigentlich zulassen
würde.
Der Nachteil dieser Methode sind die enormen Datenmengen. Der erste Satellit der sie anwandte, Seasat sandte jede Sekunde 110 MBit zur Erde. Dabei nahm er ein Feld von 100 km x 6.5 km pro Sekunde mit einer Auflösung von 25 m auf. Mit 12 Bits pro Bildpunkt kodiert umfasst ein optisches Bild dieser Größe nur 12.48 MBit. Die Datenmenge des Radar ist also 9 mal umfangreicher. Auf der Erde musste aus der Datenmenge dann noch das Bild errechnet werden. Damals brauchte ein Computer mit einer Leistung von 1 MFLOP 8 Stunden um eine Szene, die in 8 Sekunden aufgenommen wurde zu berechnen.
So verwundert es nicht, dass Magellan bis heute die Sonde ist, die am meisten Daten übertrug. Erst der Mars Reconnaissance Orbiter wird diese übertreffen. Um die Auflösung von 100 m von Magellan zu übertreffen, muss man daher die Daten an Bord verarbeiten. Der leistungsfähigste weltraumtaugliche Prozessor der RAD 750 hat eine geschätzte Leistung von 200 MFLOPS. Das reicht noch nicht für die Verarbeitung der Daten in Echtzeit, doch wird das Radar wegen der langsamen Rotation der Venus sowieso nur während eines Umlaufs (von 12 Umläufen) pro Tag aktiv sein und dann kann man sich Zeit lassen die Daten zu verarbeiten.
Ich habe errechnet welche Auflösung mit einem RAD-750 Doppelprozessorsystem man während 14 Stunden pro Tag (8 Stunden zum Senden zur Erde, 2 Stunden Daten sammeln pro Tag) erreichen kann, wenn man sich für die Kartierung 4 Venusrotationen (896 Tage) Zeit lässt. Es zeigt sich, dass eine globale Auflösung von 25 m ereicht werden kann. Die Datenmenge pro Tag beträgt dann 32 Gigabit. Das ist die doppelte Datenmenge von Venus Express, sollte jedoch mit einer größeren Sendeantenne von 1.9 m Durchmesser übertragbar sein.
Dank moderner Technik benötigt man heute keine busgroßen Antennen mehr. Die
deutschen Radarsatelliten SARLupe und TerraSAR X kommen mit
kleinen Antennen aus und wiegen jeweils nur 770-1220 kg. Vera könnte den Bus von Venus Express
nutzen, nur mit einem RADAR als Instrument und einer größeren HGA. Wie Venus Express wird die
Sonde in eine elliptische Umlaufbahn befördert. Es ist allerdings ein venusnaher Orbit. Bedingt
durch den elliptischen Orbit ist der Abstand beim Pol größer als am Äquator. Doch da die
Auflösung bei modernen phased-array Antennen in 500 km Höhe noch 1-2 m beträgt wenn man nur ein
schmales Gebiet beobachtet ist dies kein Problem, denn der Streifen der beobachtet wird, wird
auch zum Pol hin schmaler.
Wenn Vera nach der Primärmission von 2.5 Jahren die Venus in 25 m Auflösung kartiert hat so ist dies und en Faktor 4 besser als die Kartierung durch Magellan. Danach kann die Sonde daran gehen einzelne Gebiete die besonders interessant sind mit höherer Auflösung zu erfassen. 2 m sollten möglich sein. Dazu könnte man den Orbit durch Aerobraking langsam absenken. Neben dem Radar könnte es noch weitere Experimente geben wie eine Kamera zur Beobachtung der Venus in mehreren Wellenlängen oder ein UV Spektrometer zur Sondierung der Hochatmosphäre.
Die Raumsonde Huygens zeigte, dass man in kurzer Zeit beim Abstieg auf einen Planeten Bilder der Oberfläche machen kann, auch wenn man nicht durch dessen Atmosphäre sehen kann. Vom Venus haben wir Radarbilder und Bilder der Oberfläche, doch wie sieht die Oberfläche von oben, im sichtbaren Licht aus ?
Venus Scout könnte diese Frage beantworten. Es ist eine Raumsonde, die beim Abstieg Bilder machen soll. Die Sonde besteht aus einer Eintauchsonde und einem Bus. Der Bus hat als einzige Aufgabe Daten zu sammeln und zur Erde zu übertragen. Die Eintauchsonde könnte aus der Raumsonde Pioneer Venus abgeleitet sein, jedoch neuere Instrumente mitführen. Wie bei Pioneer Venus würde man Druck und Temperatur messen. Die Aerosole mit einem Nephelometer und die Atmosphäre mit Gaschromatograph und Massenspektrometer untersuchen. Doch auf diese Messungen könnte man bei Gewichtsproblemen auch verzichten, schließlich gibt es sie schon Venera 9-14, Vega 1+2 und Pioneer Venus. Herzstück wären jedoch mehrere Weitwinkelkameras, die durch den Boden durch ein Quarzglas schauen und beim Abstieg Aufnahmen machen. Andere Kameras Schauen zur Seite und wären auch nach der Landung aktiv.
Die Sonde verfügt über insgesamt 7 Kameras die durch Quarzfenster nach außen schauen. Eine im Boden, 6 an der Seite so ausgerichtet, dass sie 50 Grad unter den Horizont schauen. Alle Kameras verwendet Weitwinkelobjekte mit 70 Grad Blickfeld und 2048 x 2048 Pixeln Bildgröße mit 12 Bits für die Helligkeit. Ein Rad enthält neben einem klaren Filtern und 3 Farbfiltern auch 8 Filter die es erlauben Minerale auf den Aufnahmen zu identifizieren. Die Kamerafenster sind mit 3 dünnen Glasfenstern belegt. Da die Venusatmosphäre Aerosole aufweist wird das erste Glasfenster in 30 km Höhe abgesprengt und erst dann macht die Sonde Aufnahmen. In 15 km Höhe folgt das zweite und in 5 km Höhe bei der auf den Boden schauende das dritte. Die seitwärts schauenden Kameras sprengen erst erst nach der Landung ab. So soll ein ungetrübter Blick gewährleistet werden.
Parallel zu den Kameras schaut ein abbildendes Spektrometer nach außen. Es bildet ein Gesichtsfeld von 70 x 70 Grad auf 512 x 512 Pixeln mit 256 Spektralkanälen ab. Die Digitalisierung geschieht mit 8 Bit. Da Spektrometer wesentlich schwerer als Kameras sind hat die Sonde nur eines an Bord, Spiegelsysteme leiten jeweils das Gesichtsfeld von einem Fenster zu diesem.
Eine weitere Änderung wäre ein Landefuß, damit die Sonde nicht bei der Landung umkippt und ein eingepasstes Fallschirmsystem. Eine Pionier Venus Sonde überlebte 67 Minuten nach der Landung. Die Zeit dürfte ausreichen. Der Aufwand zur Kühlung steigt bei längerer Zeit relativ schnell an, da man die Hitze einige Zeit durch Isolierung abhalten kann, wenn sie jedoch erst mal im Raumflugkörper ist jedoch kaum noch senken kann. Die Sowjets benutzten dazu Kanister mit schmelzenden Substanzen die Wärme für das Schmelzen verbrauchten, doch bei einer kleinen Kapsel geht dies nicht. Die Pioneer Venus Kapsel wog 317 kg. Eine verbesserte Kapsel mit stärkeren Sendern, einem zweiten Fallschirm, Landegestell und größeren Batterien dürfte etwa 400-500 kg wiegen. Sie würde von einem Bus zur Venus transportiert werden. Der Bus hat nur die Aufgabe als Kommunikationsrelais während der interplanetaren Reise zu dienen und Kurskorrekturen durchzuführen. Ein solcher Bus kann sehr leicht sein. Bei der Raumsonde Mars Polar Lander wog die "Cruise Stage" lediglich 82 kg bei 605 kg Startmasse.
Der Abstieg würde dabei verlangsamt werden indem man den Fallschirm genügend groß macht. Bei Venera 4 kam die Sonde so nur bis auf 28 km Höhe, bis nach 100 Minuten die Batterien zu Ende gingen. Nach unseren bisherigen Messungen endet die Wolkenschicht bei etwa 45-47 km Höhe. Darunter gibt es jedoch noch Aerosole, die sich in der Vergangenheit auf Öffnungen von Instrumenten (Massenspektrometer, UV Spektrometer) niederschlugen. In 31-32 km Höhe verschwinden diese Aerosole und die Oberfläche musste klar zu sehen sein. In dieser Höhe herrscht aber schon eine Temperatur von 250 Grad Celsius, die rasch auf 500 Grad Celsius zunimmt. Sowjetische Wissenschaftler nehme an dass man zwischen 20-25 km Höhe den Boden sehen sollte.
Realistischerweise dürfte eine Sonde etwa 1 Stunde Zeit haben um von 25 km Höhe zur Oberfläche zu sinken. Eine weitere Stunde kann man in den höheren Wolkenschichten arbeiten und dort vor allem Messungen der Wolken machen. Man kann diese Zeit jedoch auch verkürzen um recht schnell in etwa 25 km Höhe zu gelangen. Es ist zu überlegen ob die Sonde nicht auf einem Hochplateau niedergeht. Maxwell Montes liegen z.B. 11 km über dem Boden - Schon sinkt die Temperatur auf 380 Grad Celsius. Entsprechend könnte man mit einer längeren Lebensdauer rechnen.
Ein Problem ist die Datenübertragung. Die Sonde muss für Bilder viele Daten übertragen. Ich habe zwei Fälle durchgespielt. Die Berechnung erfolgte auf Basis der Galileo Atmosphärensonde, da diese auch in die Atmosphäre eintritt und dabei sehr tief sinkt, so dass eine dichte Schicht über der Sonde liegt. Die Galileo Probe sandte über eine semiomnidirektionale Antenne mit 9.8 dbi Gewinn und Galileo empfing auf einer omnidirektionalen Antenne mit 7 db Gewinn bei 1387 MHz. Die Datenrate betrug 128 Bit/sec bei einer anfänglichen Entfernung von 300.000 km.
Der Empfang könnte entweder durch einen Bus mit einer großen parabolischen Antennen beim Vorbeiflug oder durch Vera nahe ihres venusfernsten Punktes erfolgen. Eine parabolische Antenne mit 7.0 m Durchmesser erreicht unter denselben Bedingungen 38.3 db Gewinn. Gleichzeitig ist die Distanz geringer. Bei einer Vorbeifluggeschwindigkeit von 12 km/s und einem minimalen Abstand von 5000 km beträgt diese 4 Stunden vor der nächsten Annäherung 172800 km. Das Signal ist so um 34.3 db stärker. Dies entspricht einer Steigerung der Datenübertragungsrate um den Faktor 2650 auf 339200 Bit/sec.
Vera hat nur eine parabolische Antenne mit 1,9 m Durchmesser mit 26.9 dbi Gewinn. Allerdings befindet sich die Sonde nie weiter als 66000 km von der Landestelle entfernt. Der Gewinn von 33 db ist so fast gleich hoch. Bei einer 1.9 m großen Empfangsantenne wären so 256000 Bit/sec übertragbar.
Es bietet sich daher an Vera als Relais zu benutzen. Die Landestelle muss so gewählt sein,
dass Vera zur Zeit der Landung im venusfernsten Punkt sich befindet. Eventuell ist eine Anpassung
der Bahn von Vera nötig. Solange sich Vera im venusfernsten Punkt befindet bewegt sich Vera
bezogen kaum und steht senkrecht über der Landesonde. Die Datenrate von 256000 Bit ist mehr als
ausreichend und erlaubt es den Bus klein zu bauen und eine größere Landesonde mit besseren
Instrumenten zu starten.
Die etwa 600 kg schwere Sonde wird mit einer Dnepr zur Venus gestartet. Etwa einen Monat vor der Ankunft wird die Landesonde abgetrennt. Der Bus tritt wie die Landesonde in die Venusatmosphäre ein und verglüht dort.
Die Landesonde tritt normal in die Venus Atmosphäre ein und analysiert diese bis in 30 km Höhe. Dann wird der Fallschirm gewechselt und ein neuer entfaltet, der den Abstieg auf die Oberfläche verkürzt. Die Abdeckung der Kamera freigegeben. und die Sonde beginnt mit der Fotomission. Alle Daten werden sofort übertragen und nicht gespeichert. Während der Abstiegsphase machen die Kameras Bilder mit reduzierter Auflösung von 1024 x 1024 x 12 Pixeln. Das Spektrometer beschränkt sich auf 256 x 256 Pixel. Bei einer Komprimierung von 8:1 (DCT Komprimierung) ist nach 588 Sekunden von jeder Kamera ein Bild in Farbe und ein Spektrum jedes Spektrometers übertragen. 12 Sekunden lang kommen nun noch Daten der anderen Experimente (3 MBit). Danach gibt es einen neuen Zyklus. 6 Zyklen sollten vor er Landung möglich sein, wobei die letzten 2 auf jeden Fall den Boden zeigen sollten.
Nach der Landung stehen maximal 60 Minuten zur Verfügung. Die untere Kamera und das Spektrometer sind nun nicht mehr nötig. Dafür wird nun in voller Auflösung (2048 x 2048 Pixel bei den Kameras, 512 x 512 Punkte bei den Spektrometern gearbeitet.). Während der ersten 148 Sekunden werden monochrome Bilder der Landestelle übermittelt. Sie ergeben ein Panorama von 360 x 70 Grad. Dann schließen sich die Spektren an. Ihre Übermittlung dauert 1573 Sekunden. Danach werden Aufnahmen durch Farbfilter gemacht (444 Sekunden). Es schließen sich die Bilder durch die anderen 8 Filter an (1180 Sekunden). Ziel ist es eine monochromatische Aufnahme und ein Spektrum zu erhalten (Überlebenszeit: 1721 Sekunden). Bonus wären die Farb- und Filteraufnahmen (Überlebenszeit 3773 Sekunden). Bleibt dann noch Zeit, so kann man beginnen die Bilder die man beim Abstieg in geringer Auflösung sandte nochmals in voller Auflösung zu senden, wobei man mit der Bodenkamera beginnt.
Bisher waren dies alles Ideen von mir. Doch es gibt durchaus einige offizielle Studien, welche ähnliche Zielsetzungen haben:
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