InSpace Magazin #533 vom 14. Januar 2015

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"InSpace" Magazin

Ausgabe #533
ISSN 1684-7407


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Opportunity erreicht den Gipfel des Cape Tribulation

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Intro von Simon Plasger

Sehr verehrte Leserinnen und Leser,

zuerst ein, wenn auch etwas verspätetes, frohes neues Jahr. In dieser Ausgabe finden Sie unter anderem Informationen über eine Sonde, die dieses Jahr ihre Missionsaufgabe erfüllen soll, nämlich Details über die Instrumente der Plutosonde New Horizons. Zum Anderen finden Sie aber auch den aktuellen Stand vom Bau des James Webb-Teleskops, dessen Start sich allerdings noch ein wenig hinzieht.

Viel Freude bei der Lektüre wünscht Ihnen,

Simon Plasger

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Updates / Umfrage

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News

• Wettersatellit Feng Yun 2G aus China gestartet «mehr» «online»
• Russland: Start-Marathon in 2. Dezemberhälfte 2014 «mehr» «online»
• US-Falke soll Wüsten-Fußballer aus Japan starten «mehr» «online»
• SLS: Bereit für QM-1 «mehr» «online»
• Sag mir, wo die Sterne sind... «mehr» «online»
• Dragon gestartet, Erststufe trifft Plattform «mehr» «online»
• Fortschritte beim Bau des James-Webb-Teleskops «mehr» «online»
• Die Instrumente der Raumsonde New Horizons «mehr» «online»
• Feng Yun 2C: Deorbiting durch Bahnanhebung «mehr» «online»


» Wettersatellit Feng Yun 2G aus China gestartet
01.01.2015 - Am 31. Dezember 2014 startete von Xichang aus eine Rakete des Typs Langer Marsch 3A, um den gegenüber seinen Vorgängern verbesserten chinesischen Wettersatelliten Feng Yun 2G in den Weltraum zu bringen.
Der Start erfolgte um 02:02 Uhr MEZ vom Satellitenstartzentrum Xichang (Xichang Satellite Launch Center, XSLC) in der südwestchinesischen Provinz Sichuan. Die Rakete hob um 09:02 Uhr Pekinger Zeit am 31. Dezember 2014 ab. Rund 24 Minuten später wurde Feng Yun 2G von der mit flüssigem Wasserstoff und flüssigem Sauerstoff betriebenen Oberstufe der Rakete ausgesetzt. Das dreistufige Projektil des Typs Langer Marsch 3A (Chang Zheng 3A, CZ-3A) flog die 203. Mission einer Rakete aus der Serie Langer Marsch.

Nach dem Start fielen, wie es in der Vergangenheit nach Raketenstarts von chinesischem Boden aus immer wieder vorgekommen ist, ausgediente Raketenteile auf bewohnte Gebiete des Landes. Über das Internet verbreitete Bilder zeigen Erwachsene und Kinder beim unbedachten Betrachten und Berühren eines Triebwerks der ersten Stufe der Rakete. In der ersten und der zweite Stufe der Rakete kommen giftige Substanzen als Treibstoff (unsymmetrisches Dimethlyhydrazin, UDMH) und Oxidator (Distickstofftretoxid, N2O4) zum Einsatz. Schutz und Aufklärung der Bevölkerung im Bereich der sogenannten Drop Zones für die ausgebrannten Raketenstufen sind offensichtlich absolut unzureichend.

Das von der Rakete ins All gebrachte Raumfahrzeug Feng Yun 2G besitzt nach Angeben der der Weltorganisation für Meteorologie (World Meteorological Organization, WMO) eine Masse rund 1.380 Kilogramm, als Leermasse des Satelliten werden 680 Kilogramm genannt. Es erreichte eine Übergangsbahn mit einem der Erde nächsten Bahnpunkt (Perigäum) von 321 Kilometern über der Erde und einen erdfernsten Bahnpunkt (Apogäum) von 37.203 Kilometern über der Erde - also einen sogenannten Geostationary Transfer Orbit (GTO).

Da der trommelförmige, spinnstabilisierte Satellit wie die Vorgänger aus seiner Baureihe im Geostationären Orbit (GEO) rund 35.786 Kilometer über der Erde eingesetzt werden soll, statteten seine Erbauer ihn mit einem abwerfbaren, FG-36 genannten Apogäumsmotor aus. Mit seiner Hilfe und der von kleinen Manövrier- und Lageregelungstriebwerken an Bord des Satelliten kann schließlich die vorgesehene Position im Geostationären Orbit erreicht werden.

Das zweite Raumfahrzeug aus dem dritten Produktionslos seiner Reihe (erstes Los Feng Yun 2A und 2B, zweites Los 2C bis 2E) wurde ebenso wie die verwendete Rakete von der China Aerospace Science and Technology Corporation (CASC) und der Shanghai Academy of Spaceflight Technology (SAST) entwickelt.

Als Auslegungsbetriebsdauer des Satelliten, der von Chinas Nationalem Wettersatellitenzentrum (NSMC, National Satellite Meteorological Center) für die Chinesische Wetterbehörde (CMA, China Meteorological Administration) eingesetzt werden soll, nennt die CMA vier Jahre.

Im Bodensegment kann ein Command and Data Acquisition Station (CDAS) genanntes System Echtzeitdaten des Raumfahrzeugs mit einer Rate von 14.000 kpbs auf einer Frequenz von 1.681,6 MHz empfangen. Von sich zeitlich autark selbst steuernden Anlagen zur Datensammlung (Data Collection Platforms, DCPs) am Boden (innerhalb und außerhalb Chinas) können Daten an Bord des Satelliten über ein DCS für Data Collection Service genanntes System in den Frequenzbereichen 401,1 - 401,4 MHz und 402 - 402,1 MHz (UHF) mit Datenraten von jeweils 0,1 kbps erfasst werden, um diese dann anschließend über den Satelliten an das NSMC weiterzuleiten.

Daten von Feng Yun 2G werden darüber hinaus zukünftig auch über einen CMACast genannten Dienst zur Weiterleitung von DVB-Datenströmen, die auch andere Daten als die von Feng-Yun-2-Satelliten enthalten können, verbreitet. Eine Empfangsmöglichkeit für den auch FengyunCast genannten Dienst besteht über AsiaSat 4 bei 122,2 Grad Ost im Geostationären Orbit. Zum Empfang benötigen Nutzer in Asien und südpazifischen Gebieten eine Antenne mit einem Durchmesser zwischen 1,8 und 2,4 Metern.

Die Messtechnik und Instrumentierung an Bord von Feng Yun 2G ist gegenüber den Vorgängersatelliten aus der Feng-Yun-2-Serie nach Angaben der CMA in 25 unterschiedlichen Gesichtspunkten verbessert worden.

Das Hauptbeobachtungsinstrument des Satelliten ist ein weiterentwickeltes Radiometer, das S-VISSR (Stretched Visible and Infrared Spin Scan Radiometer) genannt wird. Es kann seine Beobachtungsaufgaben in fünf Spektralbereichen erledigen. Beobachtungen im Bereich des sichtbaren Lichts können bei Wellenlängen zwischen 0,55 und 1,0 Mikrometern erfolgen. Im Infraroten werden Bereiche zwischen 3 und 5, 10,3 und 11,3 sowie 11,5 und 12,5 Mikrometern abgedeckt. Ein zusätzlicher Bereich zwischen 6,2 und 7,6 Mikrometern dient speziell der Wasserdampf- bzw. Luftfeuchte-Bestimmung.

Bilder der Wolkenbedeckung können bei Tageslicht im Bereich des sichtbaren Lichts aufgenommen werden. Bei der tageszeitunabhängigen Erfassung der Wolkenbedeckung, der Messung der Temperatur am oberen Ende der Wolkenbedeckung, der Bestimmung der Oberflächentemperatur von Ozeanen und Oberflächenwinden kommt die Datengewinnung im infraroten Teil des Spektrums zum Zuge.

Vom Hauptinstrument gewonnene Daten können annähernd in Echtzeit in voller Auflösung von einer HRIT für High Rate Information Transmission genannten Anlage auf 1.687,5 MHz mit 660 kbps übertragen werden. Mit einer geringeren Geschwindigkeit von 150 kbps arbeitet LRIT (Low Rate Information Transmission), mit der es möglich ist, auf 1.690,5 MHz ausgewählte Informationen zur Erde zu senden.

Der Bestimmung des sogenannten Weltraumwetters in der unmittelbaren Umgebung des Satelliten dient ein als SEM für Space Environment Monitor bezeichnetes Sensorsystem. Ein SXM für Solar X-ray monitor genannter Sensor dient der Erfassung von von der Sonne kommender Röntgenstrahlung.

Mit den Instrumenten will man die von den Vorgängern begonnenen Messungen und Untersuchungen fortsetzen. Können die bald beginnenden Tests von Feng Yun 2G im All bei 99,5 Grad Ost im Geostationären Orbit erfolgreich abgeschlossen werden, möchte man den neuen Satelliten als Ersatz für Feng Yun 2D an einer Position bei 86,5 Grad Ost im Geostationären Orbit betreiben.

Eine Konstellation aus Feng-Yun-2-Satelliten besteht gewöhnlich aus zwei Satelliten im Regelbetrieb und einem Reserve-Raumfahrzeug. Aktuell arbeitet Feng Yun 2D (Start 2006) noch bei 86,5 Grad Ost, Feng Yun 2E (Start 2008) ist bei 104,5 Grad Ost aktiv. Feng Yun 2F (Start 2012) steht bei 112 Grad Ost. Mit Feng Yun 2H, dessen Start derzeit für das Jahr 2017 vorgesehen ist, hofft China, das Satellitensystem in der derzeitigen Ausgestaltung bis 2020 betreiben zu können.

Feng Yun 2G, auch als Fengyun-II 08 bezeichnet, ist katalogisiert mit der NORAD-Nr. 40.367 bzw. als COSPAR-Objekt 2014-090A.

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(Autor: Thomas Weyrauch - Quelle: CASC, CAST, CMA, NSMC, Raumfahrer.net)


» Russland: Start-Marathon in 2. Dezemberhälfte 2014
02.01.2015 - In der zweite Hälfte des Monats Dezember 2014 gelang Russland eine ganze Reihe von erfolgreichen Satellitenstarts. Das All erreichten neue Raumfahrzeuge für Aufklärung, Erdbeobachtung, Kommunikation und Spionage. Zusätzlich konnte der Erststart eines neuen Raketentyps mit Erfolg absolviert werden.


Proton-M mit Yamal 401
Am 15. Dezember 2014 startete von der Rampe 81/24 des russischen, auf kasachischem Boden gelegenen Raumfahrtzentrums Baikonur eine Proton-M-Rakete mit Breeze-M-Oberstufe, um den russischen Kommunikationssatelliten Yamal 401 für Gazprom Space Systems in den Weltraum zu bringen.

Nach einer Flugzeit von rund 9 Stunden und eineinhalb Minuten wurde der Satellit erfolgreich auf der vorgesehenen Erdumlaufbahn ausgesetzt. Die Mission war die zweite einer von ILS vermarkteten Proton im Jahre 2014 und die 86. einer von ILS vermarkteten Proton insgesamt. Bezogen auf alle jemals gestarteten Proton-Raketen war es die 400. Mission dieses Raketentyps.

Als exakter Startzeitpunkt wird 03:16 Uhr und 00 Sekunden Moskauer Zeit genannt (01:16 Uhr und 00 Sekunden MEZ). Die Abtrennung der Orbitaleinheit bestehend aus Breeze-M-Oberstufe und Yamal 401 von der dritten Stufe der Proton-M erfolgte rund 9 Minuten und 42 Sekunden später um 03:25 Uhr Moskauer Zeit. Anschließend war es Aufgabe der wie die Proton-Rakete von Chrunitschew gebauten Oberstufe, mit insgesamt vier Brennphasen erst für die Einnahme einer stabilen Parkbahn zu sorgen, und dann das Erreichen des vorgesehenen Zielorbits in rund 35.669 km über der Erde sicherzustellen.

Der Trennprozess des Satelliten von der Oberstufe fand um 12:17 Uhr Moskauer Zeit am 15. Dezember 2014 statt (10:17 Uhr MEZ) und verlief nach Angaben der russischen Raumfahrtbehörde Roskosmos sauber und auf der vorgesehenen Bahn. Für den ausgesetzten Satelliten meldete der Raketenhersteller Chrunitschew folgende Orbitparameter in Ist geschätzt / Soll / Abweichung:

Periode - Zeit für einen Erdumlauf [h:m:s]
23:41:26,8 / 23:49:29,0 / 0:8:2,1

Große Halbachse des erreichten Orbits [km] 41.877,49 / 42.035,16 / 157,68

Exzentrizität
0,0032353 / 0,0002719/ 0,0029635

Inklination - Neigung der Bahn gegen den Erdäquator
0° 3’ 25" / 0° 0’ 8" / 0° 3’ 17 "

Perigäum - erdnächster Bahnpunkt [km]
35.363,87 / 35.645,60 / 281,73

Apogäum - erdfernster Bahnpunkt [km] 35.634,84 / 35.668,46 / 33,62

Der Hauptauftragnehmer für den Bau des Satelliten, der russische Raumfahrtkonzern Reschetnjow Informational Satellite Systems mit Sitz in Schelesnogorsk nordöstlich von Krasnojarsk, bestätigte das Entfalten der beiden Solarzellenausleger des Satelliten, die erforderliche korrekte Ausrichtung des dreiachsstabilisierten Raumfahrzeugs zur Sonne und die planmäßige Arbeit aller Bordsysteme.

Yamal 401 ist ein auf dem Satellitenbus Express 2000A basierendes Raumfahrzeug. Als künftiger Betreiber des bei 90 Grad Ost im Geostationären Orbit einzusetzenden Erdtrabanten mit einer Startmasse von rund 2.976 kg fungiert Gazprom Space Systems, ein Unternehmen, am dem das russische und weltgrößte Erdgasförderunternehmens Gazprom mit Sitz in Moskau beteiligt ist.

Aufgabe von Yamal 401 ist der Ersatz von Yamal 201, der seit dem 24. November 2004 um die Erde kreist. Die Ausstrahlungen des neuen Satelliten sollen im russischen Mutterland und angrenzenden Gebieten empfangen werden können. Dafür wurde der Erdtrabant mit einer zwischen 10 (Gazprom) und 11 kW (Reschetnjow) leistenden Kommunikationsnutzlast von Thales Alenia Space (TAS) mit 53 Transpondern ausgerüstet.

17 der Transponder sind für das C-Band (Bandbreite 72 MHz) und besitzen eine Leistung von je 100 Watt, 36 170 Watt starke Transponder sind für das Ku-Band - davon 18 mit einer Bandbreite von 72 MHz und 18 mit einer Bandbreite von 36 MHz. Der Gesamtstrombedarf der Kommunikationsnutzlast liegt bei 10,7 Kilowatt. Als Auslegungsbetriebsdauer des Satelliten werden 15 Jahre genannt.

Yamal 401 ist katalogisiert mit der NORAD-Nr. 40.345 und als COSPAR-Objekt 2014-082A.


Strela-1 mit Kondor-E 2
Am 19. Dezember 2014 brachte eine ehemalige Interkontentalrakete, eine sogenannte Konversionsrakete vom Typ Strela-1, den Erdbeobachtungssatelliten Kondor-E 2 ins All. Das russische Militär bezeichnet die zu Grunde liegende Waffe als RS-18, die NATO als SS-19 Stiletto. Den Satelliten hatte die Regierung des Staates Südafrika vor dem Start für eine Summe von rund einer Milliarde Rand, umgerechnet etwas 89,5 Millionen US-Dollar, seinem russischen Hersteller NPO Maschinostrojenija (kurz NPO Masch, ex. OKB-52 Tschelomei und ZKBM) aus Reutow im Osten Moskaus abgekauft.

Der Auftrag für den Bau des Satelliten an NPO Masch datiert nach Informationen aus Südafrika auf den 19. Mai 2006. Das Projekt erfuhrt verschiedentliche Verzögerungen. In Südafrika betrachte es man als nachteilig, dass man mangels einer geeigneten Bodenstation keinen direkten Zugriff auf die mittels des Satelliten gewonnenen Daten haben würde. Mittlerweile ist die Realisierung einer entsprechenden Bodenstation auf südafrikanischem Gebiet beschlossen worden oder sogar bereits umgesetzt.

Die Trägerrakete mit dem von Südafrika vermutlich als Spionagesatelliten vorgesehenen Raumfahrzeug unter der Nutzlastverkleidungsvariante SHS-2 hob um 05:43 Uhr MEZ (07:43 Moskauer Zeit) in Baikonur ab. Als Startstelle fungierte dabei der Raketensilo 59 des Bereichs 175 des Kosmodroms Baikonur. Ein Anlauf für einen Start am Vortag um 07:55 Uhr Moskauer Zeit hatte man wegen einer missglückten Umschaltung des Satelliten auf Eigenstromversorgung abbrechen müssen.

Nach Angaben der russischen Raumfahrtbehörde Roskosmos konnte die Rakete den Satelliten am 19. Dezember 2014 wie vorgesehen aussetzen. Danach sei der Satellit unter Kontrolle durch den nicht namentlich genannten Kunden genommen worden. Die erreichte Bahn hat nach Angaben der Weltraumüberwachung des US-Militärs ein Perigäum von 499 und ein Apogäum von 502 Kilometern über der Erde. Die Neigung der Bahn gegen den Erdäquator liegt 74,75 Grad.

Das neue Raumfahrzeug soll nach Angaben russischer und westlicher Beobachter und solchen aus Südafrika dem Militär Südafrikas tageszeit- und wetterunabhängige Erdbeobachtungsmöglichkeiten bieten. Um dies zu ermöglichen, ist Kondor-E 2 vermutlich mit einer Radaranlage mit synthetischer Apertur (SAR) ausgerüstet, deren entfaltbare Antenne bei Reschetnjow entwickelt wurde. Der Durchmesser der entfalteten Antenne beträgt rund 6 Meter. Die Auflösung der im S-Band mit einer Wellenlänge von 9,5 Zentimetern arbeitenden Radaranlage liegt bei einer Flughöhe von rund 500 Kilometern über der Erde im Bereich zwischen einem und drei Metern.

Die Masse des auf einen nominal 5 Jahr dauernden Einsatz ausgelegten Radarsatelliten liegt bei etwa 1.150 Kilogramm. Die Beobachtungsnutzlast hat daran nach Angaben aus dem Jahre 2007 einen Anteil von rund 350 Kilogramm. Das Raumfahrzeug entstand nach Angaben aus Südafrika im Rahmen eines Programms namens "Project Flute" bzw. "Consolidated Project Flute".

Der Spionagesatellit ist katalogisiert mit der NOARD-Nr. 40.353 und als COSPAR-Objekt 2014-084A.


Jungfernflug Angara A5
Am 23. Dezember 2014 fand der erste Testflug einer russischen von Chrunitschew gebauten Angara-Rakete in der Version A5 mit dem Erzeugniscode 14A127 und einer Oberstufe des Typs Breeze-M - Erzeugniscode 14S43 - statt. Nach Informationen aus Russland war die Mission, welche mit dem Abheben von der Rampe 35/1 des Kosmodroms Plessezk im Norden Russlands um 08:57 und 25 Sekunden Moskauer Zeit (06:57:25 MEZ) begann, ein Erfolg. Die Startmasse betrug nach Angaben des Raketenherstellers rund 768 Tonnen. Als Baunummer der Rakete wird die Nummer 71751 genannt.

Die mit einem Triebwerk vom Typ RD-191 von Energomasch ausgerüstete Zentralstufe namens URM-1, was etwa Universelles Raketen Modul 1 bedeutet, und die darauf aufgesetzte zweite Stufe URM-2 mit RD-0124A-Triebwerk kamen schon beim Jungfernflug der Angara 1.2 am 9. Juli 2014 zum Einsatz. Eigentlich ungeflogen waren auch die seitlich angebrachten vier Flüssigkeitsbooster, die ihre Bewährungsprobe nunmehr bestanden, nicht. Sie sind nichts anderes als für ihren Einsatzzweck angepasste URM-1-Module.

Varianten der Zentralstufe kamen mit einer schubreduzierten Triebwerksversion RD-151 versehen außerdem bei drei Flügen der südkoreanischen KSLV-1 alias Naro-1 zum Einsatz. Aus unterschiedlichen Gründen gelang nur der dritte Flug am 30. Januar 2013 vollständig. In der Stufe liegende Ursachen für die gescheiterten Flüge blieben zwischen beteiligten Institutionen und Unternehmen aus Südkorea und Russland strittig.

Als ebenfalls grundsätzlich funktionsfähig war bereits vor dem Jungfernflug der Angara A5 auch die dabei verwendete Oberstufe vom Typ Breeze-M zu betrachten, welche eine Einsatzhistorie auf Proton-M-Trägerraketen mit einer Anzahl von Erfolgen, aber auch einer Zahl von bemerkenswerten Fehlschlägen aufweist.

Oberstufe mit Nutzlast, zusammen Orbitaleinheit genannt, wurden nach nicht ganz 12,5 Flugminuten von der Angara A5 abgetrennt. Mit vier Brennphasen hatte die Oberstufe anschließend eine auf sie aufgesetzte Musternutzlast mit einer Masse von 2.042 Kilogramm und den alternativen Bezeichnungen GMM, IPM und NVP PM in den geplanten Zielorbit zu transportieren. Nach rund 9 Stunden Gesamtflugzeit wurde laut Chrunitschew der anvisierte Zielorbit zum vorgesehenen Zeitpunkt erreicht.

Eine Abtrennung der Musternutzlast war laut Chrunitschew nicht vorgesehen. Einige Zeit nach dem Erreichen des Zielorbits rund 35.800 Kilometer über der Erde erfolgten zwei weitere Brennphasen der Breeze-M, die zum Ziel hatten, die vollständige Orbitaleinheit in einen Friedhofsorbit einzuschießen, wo sie keine unmittelbare Gefahr für andere Raumfahrzeuge darstellt. Nach Daten russischer Bahnverfolgungsstationen gelangte die Orbitaleinheit schließlich auf eine Bahn mit einem Perigäum von 35.841 und einem Apogäum von 38.680 Kilometern über der Erde, die mit 0,3 Grad kaum gegen den Erdäquator geneigt ist.

Die Angara A5 ist als potentieller Nachfolger des "Arbeitspferds" Proton vorgesehen und zeichnet sich, wen man die Breeze-M-Oberstufe außen vor lässt, durch die Verwendung erheblich weniger schädlicher Treibstoffe aus. In den drei Raketenstufen der Proton wird als Treibstoff unsymmetrisches Dimethlyhydrazin (UDMH) und als Oxidator - als Sauerstofflieferant - Distickstofftretoxid, N2O4) verwendet. Bei der Angara dient Kerosin als Brennstoff, als Oxidator kommt flüssiger Sauerstoff zum Einsatz.

Die mit der Oberstufe weiterhin verbundene Demonstrationsnutzlast ist mit der Oberstufe katalogisiert mit der NORAD-Nr. 40.355 und als COSPAR-Objekt 2014-085A.


Sojus 2.1b mit Lotos-S 2
Vom im wesentlichen militärischen Missionen vorbehaltenem Kosmodrom Plessezk startete am 25. Dezember 2014 eine Rakete des Typs Sojus 2.1b mit dem militärischen Funkaufklärer Lotos-S 2. Der Flug mit dem von Roskosmos und der staatlichen russichen Nachrichtenagentur RIA Nowosti wenig präzise als Kommunikationssatelliten bezeichneten Raumfahrzeug und der Rakete mit der Baunummer 78031199 begann um 4:01 Uhr MEZ bzw. 6:01 Uhr Moskauer Zeit auf der Rampe 43/4 in Plessezk.

Ausgesetzt wurde Lotos-S 2 nach rund 10 Minuten Flug auf einer elliptischen Erdumlaufbahn mit einem Perigäum von rund 250 Kilometern und einem Apogäum von rund 895 Kilometern. Geneigt ist die erreichte Bahn um 67,15 Grad gegen den Erdäquator. Für eine Erdumrundung benötigte der Satellit mit dem Erzeugniscode 14F145 dort nicht ganz 96 Minuten.

Nach Angaben von RIA Nowosti übernahm das Bahnverfolgungs- und Satellitenkontrollzentrum German Titow alias Golizyno 2 in Krasnoznamensk westlich von Moskau am 25. Dezember 2014 um 06:16 Uhr Moskauer Zeit die Kontrolle des Satelliten.

Mit eigenen Triebwerken sorgte Lotos-S 2 später für die Zirkularisierung seines Erdorbits. Nach dem Manöver wurde der Satellit auf einer Bahn mit einem Perigäum von 903 und einem Apoäum von 925 Kilometern über der Erde und unveränderter Bahnneigung beobachtet.

Ausgerüstet ist der Satellit, der auf einem Satellitenbus von ZSKB Progress basiert, und unter Ägide des Konstruktionsbüros Arsenal aus Sankt Petersburg integriert wurde, mit einer Reihe von Antennen und Empfängern für elektromagnetische Signale, die Einrichtungen und Einheiten anderer Staaten zur eigenen Nutzung oder unbeabsichtigt ausstrahlen. Dabei geht es insbesondere auch um elektromagnetische Strahlung, die keine konkreten Kommunikationssignale enthält, aber möglicherweise Rückschlüsse auf den Sender und gegebenenfalls zugehöriger Waffensysteme ermöglicht. Man spricht in diesem Zusammenhang von Elektronischer Aufklärung (Electronic Intelligence, ELINT).

Lotos-S 2 ist katalogisiert mit der NORAD-Nr. 40.358 und als COSPAR-Objekt 2014-086A.


Sojus 2.1b mit Resurs-P 2
Am 26. Dezember 2014 gab Roskomos den erfolgreichen Start des Fernerkundungs- und Erdbeobachtungssatelliten Resurs-P 2 bekannt. Gestartet wurde um 19:55 Uhr MEZ bzw. 21:55 Moskauer Zeit des gleichen Tags von der Rampe 31/6 des Kosmodroms Baikonur. Der Satellit war ebenso wie seine Trägerrakete von ZSKB Progress bzw. RKZ Progress gebaut worden.

Die letzte Stufe der Trägerrakete vom Typ Sojus 2.1b setzte den Satelliten mit dem Erzeugniscode 47KS nach rund 10 Minuten Flug auf einem elliptischen Erdorbit aus (Perigäum ~ 200 km, Apogäum ~ 450 km, Inklination 97,29 Grad). Mit an Bord befindlichen Triebwerken hatte das Raumfahrzeug dann seine Bahn in eine annähernd kreisförmige zu ändern.

Nach Angaben von ZSKB Progress erreichte Resurs-P 2 am 31. Dezember 2014 seinen Arbeitsorbit und kreist jetzt auf einer 467x500-Kilometer-Bahn, welche 97,3 Grad gegen den Äquator geneigt ist, um die Erde. Für einen Umlauf benötigt er dort annähernd 94 Minuten. Temperaturen, Drücke in druckbeaufschlagten Baugruppen und Versorgungsspannungen befanden sich laut ZSKB Progress innerhalb der vorgesehenen Grenzen.

Der Satellit mit einer Auslegungsbetriebsdauer von fünf Jahren und einer Startmasse von 6.570 Kilogramm ist dazu gedacht, mit einer Reihe von Abtastern Bilder von der Erdoberfläche und deren Bewuchs zu erfassen.

Hauptinstrument ist eine Geoton-2 (Panchromatic and multispectral radiometer 2) genannte Konstruktion. Sie ermögliche die Bilderfassung in sechs unterschiedlichen Spektalbereichen mit Wellenlängen von 0,45 bis 0,9 Mikrometern sowie einem zusätzlichen sogenannten Hyperspektralbereich mit 96 Kanälen im Bereich zwischen 0,4 und 1,1 Mikrometern. Die erzielbare Bodenauflösung bei vorgesehener Flughöhe beträgt panchromatisch etwa einen Meter, multispektral vier Meter, hyperspektral 30 Meter.

Im Unterschied zu seinem Schwestersatelliten Resurs-P 1, der seit dem 25. Juni 2013 um die Erde kreist, ist Resurs-P 2 zusätzlich mit einem Detektorsystem für hochenergetische Teilchen namens Nulkon bzw. Coronas-Nucleon mit einer Masse von 300 Kilogramm ausgerüstet. Entwickelt hat das Instrument die Abteilung für Kosmische Strahlung und Physik des Weltraums Skobeltsyn der staatlichen Universität Moskau.

Außerdem zusätzlich an Bord ist eine AIS-Nutzlast von RKS aus Moskau. AIS steht für Automatic Identification System, dementsprechend kann Resurs-P 2 Signale von Seeschiffen mit entsprechender Senderausstattung empfangen und weiterleiten.

Resurs-P 2 ist katalogisiert mit der NORAD-Nr. 40.360 und als COSPAR-Objekt 2014-087A.


Proton-M mit Astra 2G
Eine Proton-M-Rakete mit Breeze-M-Oberstufe und dem Kommunikationssatelliten Astra 2G an Bord hob am 28. Dezember 2014 um 00:37 und 49 Sekunden Moskauer Zeit (22:37 Uhr MEZ am 27. Dezember) von der Rampe 200/39 des Kosmodroms Baikonur ab.

Die Orbitaleinheit aus der Oberstufe und dem beim Start rund 6 Tonnen (6.022 kg) schweren Kommunikationssatelliten für den europäischen Kommunikationssatellitenbetreiber Société Européenne des Satellites (SES) wurde nach 11 Flugminuten und 16 Sekunden von der Proton-M-Rakete abgetrennt.

Nach fünf Brennphasen der Oberstufe konnte der dreiachsstabilisierte Astra 2G am 28. Dezember 2014 nach einer Gesamtflugzeit von 9 Stunden und 12 Minuten in der vorgesehenen Übergangsbahn, einem sogenannten Geotransferorbit (GTO), ausgesetzt werden. Geplant war eine 4.164 x 35.736 km Übergangsbahn mit einer Bahnneigung gegen den Erdäquator von 23 Grad. Für den ausgesetzten Satelliten meldete der Raketenhersteller Chrunitschew folgende Orbitparameter in Ist geschätzt / Soll / Abweichung:

Periode - Zeit für einen Erdumlauf [h:m:s]
11:48:5,7 / 11:48:34,3 / 0:0:28,6

Große Halbachse des erreichten Orbits [km]
26.316,08 / 26.327,9 / 11,82

Exzentrizität
0,6007782 / 0,5995909 / 0,0011872

Inklination - Neigung der Bahn gegen den Erdäquator
22° 58’ 41" / 23° 0’ 0" / 0° 1’ 19"

Perigäum - erdnächster Bahnpunkt [km]
4.127,82 / 4.163,79 / 35,97

Apogäum - erdfernster Bahnpunkt [km]
35.748,08 / 35.735,37 / 12,34

Seine Position im Geostationären Orbit muss der Satellit mit eigenem Antrieb erreichen. Dafür wurde er mit einem entsprechenden Apogäumsmotor ausgestattet. Außerdem sind eine Anzahl von 10 Newton starken Zweistofftriebwerken von Astrium an Bord.

Der von Airbus Defense and Space, ehemals Astrium, nach einer Bestellung von Ende 2009 gebaute Kommunikationssatellit basiert auf dem Bus Eurostar E3000. Seine für die Verwendung durch zivile und militärische Nutzer ausgelegte Kommunikationsnutzlast umfasst 4 Ka-Band- , 62 Ku-Band- und eine nicht genannte Anzahl X-Band-Transponder. Ene Anzahl Ka- und X-Band-Transponder sind für das Luxemburgische Militär und das anderer NATO-Staaten gedacht.

Zur Energieversorgung der Satellitensysteme gibt es zwei Solarzellenausleger, die dem Raumfahrzeug mit einer Auslegungsbetriebsdauer von 15 Jahren eine Spannweite von rund 40 Metern geben.

SES will Astra 2G im Bereich zwischen 28,2 und 28,5 Grad Ost im Geostationären Orbit betreiben. Ka-Band-Transponder sollen Nutzern Verbindungen zwischen Europa und Westafrika ermöglichen. Mit Hilfe der Ku-Band-Transponder will man die Dirketaustrahlung von Fernsehprogrammen insbesondere für Zuschauer in Großbritannien und Irland realisieren.

Die militärische Ka/X-Band-Nutzlast dient unter anderem dazu, Luxemeburg das Recht zur Nutzung der Orbitalposition bei 28,2 Grad Ost auch künftig zu sichern. Dafür muss die Nutzlast drei Monate lang bei 28,2 Grad Ost verfügbar sein. Ohne deren Einsatz würde das entsprechende Nutzungsrecht für Luxemburg im Januar 2015 enden.

Über Astra 2G ist zusätzlich die Verbreitung des Breitband-Internetdienstes Astra2Connect geplant, über den Kunden in Europa High-Speed-Internetverbindungen nutzen können.

Auch SATMED, eine Organisation, die sich der Optimierung des Gesundheitswesens in Entwicklungsländern widmet, soll künftig vom Einsatz von Astra 2G profitieren.

Während seiner ersten Tage im All erfolgen Steuerung und Kontrolle des Satellien von Astriums Kontrollzentrum im französischen Toulouse aus. Von SES wird Astra 2G durch das SCF für Satellite Control Facility genannten Kontrollzentrum im luxemburgischen Betzdorf überwacht und gesteuert werden. Dort wurde ein Kontrolraum mit iSTUDIO, einem Broadcast-Monitoring-System vom Technologieunternehmen Barco, und webbasierter Steuerungssoftware - also solcher, bei der die mittels eines Webbrowser Software über ein Netzwerk oder das Internet benutzt wird -, ausgestattet.

Astra 2G war der vierundzwanzigste SES-Satellit, der an Bord einer von ILS vermarkteten Proton-Rakete in den Weltraum transportiert worden ist.

Astra 2G ist katalogisiert mit der NORAD-Nr. 40.364 und als COSPAR-Objekt 2014-089A.


(Autor: Thomas Weyrauch - Quelle: Airbus Defense and Space, Chrunitschew, ILS, NPO Masch, Reschetnjow, Raumfahrer.net, RIAN, Roskosmos, RT, TAS, ZSKB Progress)


» US-Falke soll Wüsten-Fußballer aus Japan starten
04.01.2015 - Mit einer US-amerikanischen Rakete vom Typ Falcon 9 von SpaceX will man den Kommunikationssatelliten Es’hailSat 2 für Katar ins All transportieren lassen, welcher dort unter anderem Bestandteil der Übertragungsinfrastruktur für die Fußballweltmeisterschaft in Katar 2022 werden soll, wurde Ende Dezember 2014 bekannt.
Der Start des vom staatlichen, 2010 gebildeten Satellitenbetreiber Es’hailSat aus Doha im an der Ostküste der arabischen Halbinsel am Persischen Golf gelegenen Emirat Katar bestellten Satelliten ist derzeit für das Jahr 2016 geplant. Für Bau und Startvorbereitung des Mitte 2014 bei der japanischen Mitsubishi Electric Corporation (MELCO) beauftragten Raumfahrzeugs sind zusammen 27 Monate angesetzt.

Aktuell geht man davon aus, dass eine Falcon 9 in der Version v1.1 Ende 2016 mit Es’hailSat 2 an Bord von der Startanlage SLC40 auf Cape Canaveral im US-amerikanischen Bundesstaat Florida abheben wird. Die Rakete kann den Satelliten in eine Übergangsbahn, einen sogenannten Geostationary Transfer Orbit (GTO) bringen. Abbau der Restinklination, erforderliche Bahnanhebung und Zirkularisierung des Orbits muss der Satellit anschließend mit eigenem Antrieb vornehmen.

Im Geostationären Orbit (GEO) will man Es’hailSat 2 bei 26 Grad Ost (25,5 Grad Ost lt. AMSAT-UK) positionieren, von wo aus er unter anderem eine große Zahl direkt empfangbarer Rundfunk- und Fernsehprogramme ausstrahlen soll. Dabei werden Nutzer in gesamten mittleren Osten und in Nordafrika adressiert. Zusammengefasst wird das Empfangsgebiet auch als Middle East and North Africa (MENA) bezeichnet. Programmanbieter, deren Programmausstrahlung via Es’hailSat 2 wahrscheinlich ist, sind zum Beispiel Al Jazeera und beIN SPORTS. Staatliche Stellen Katars werden als weitere künftige Nutzer des Satelliten genannt.

Es’hailSat 2 wird auf Basis MELCOs Satellitenbus DS2000 konstruiert und auf eine Betriebsdauer von mehr als 15 Jahren hin ausgelegt. Seine Erbauer statten ihn mit einer Anzahl von Ka- und Ku-Band-Transpondern aus. Nach Angaben des geschäftsführenden Vorstands von Es’hailSat, Ali Ahmed Al-Kuwari, berücksichtigt die Konstruktion des Satelliten Anforderungen hinsichtlich einer hohen Unempfindlichkeit gegen Versuche, den Sendebetrieb zu stören oder zu unterbrechen (Jamming).

Außerdem erhält das beim Start voraussichtlich rund 5,3 Tonnen schwere Raumfahrzeug eine Amateurfunknutzlast, die Verbindungen zwischen verschiedenen Erdteilen ermöglichen soll. Auf Grund der Satellitenposition im Orbit werden Funkamateure aus Nordamerika den Satelliten allerdings nicht nutzen können.

Zwei sogenannte Phase-4-Amateurfunktransponder an Bord des Satelliten haben die Aufgabe, vom Geostationären Orbit aus Nutzern beispielsweise in Brasilien und Indien gemeinsame Kommunikationsverbindungen zur Verfügung zu stellen. Bei einem der Transponder handelt es sich um einen analogen Lineartransponder mit einer Bandbreite von 250 kHz, der andere ist für digitale Übertragungen, z.B. mit experimentellen Modulationsarten, und DVB-ATV (Digital Video Broadcasting – Amateur Television) gedacht und besitzt eine Bandbreite von acht MHz.

Verbindungen vom Boden zur Amateurfunknutzlast auf Es’hailSat 2 werden in einem Frequenzbereich von 2,400 bis 2,450 GHz möglich sein, die Weiterleitung durch den Satelliten an den Empfänger erfolgt in einem Frequenzbereich zwischen 10,450 und 10,500 GHz. Die Antennen der Amateurfunknutzlast werden es ermöglichen, entsprechend ausgerüsteten und lizenzierten Interessierten auf rund einem Drittel der Erdoberfläche Funkverbindungen über den Geostationären Orbit zu realisieren, hofft man.

Im Rahmen des Amateurfunkprojektes arbeiten der Satellitenbetreiber Es’hailSat und die Amateurfunkgesellschaft Katar (Qatar Amateur Radio Society, QARS) zusammen. Technische Unterstützung für das Projekt kommt von einer Gruppe des AMSAT-Deutschland e.V. (AMSAT-DL) unter Leitung von Peter Gülzow (DB2OS).


(Autor: Thomas Weyrauch - Quelle: AMSAT-DL, ARRL, Es’hailSat, MELCO, SpaceX)


» SLS: Bereit für QM-1
06.01.2015 - Nach langen Verzögerungen steht nun ein Termin für QM-1 fest, die Testzündung eines 5-Segmente Feststoffboosters, wie er bei der neuen Schwerlastträgerrakete Space Launch System der US-amerikanischen Luft- und Raumfahrtbehörde NASA zum Einsatz kommen soll. Die Probleme mit Rissen in dem festen Treibstoff sind nun gelöst.
Zwei altbekannte Veteranen werden nicht später als im November 2018 dabei helfen, das Space Launch System (SLS), die neue Schwerlastträgerrakete der US-amerikanischen Luft- und Raumfahrtagentur NASA, zu seinem Erstflug starten: Die beiden Feststoffbooster. Sie sind bestens bekannt aus Space Shuttle-Zeiten: Seitlich an dem orangenem External Tank angebracht, trugen sie erheblich dazu bei, dass das Space Shuttle 134 mal erfolgreich den Orbit erreichte. Für ihre neue Aufgabe am Space Launch System mussten sie dennoch modifiziert werden: Die alte Avionik (elektronische Systeme, die den Booster zünden, steuern und abwerfen) wurde modernisiert, die alte Isolierung wurde durch eine neue ersetzt, die ohne den giftigen Stoff Asbest auskommt, und ein fünftes Treibstoffsegment wurden hinzugefügt. Um zahlreiche dieser Modifikationen zu testen und so sicherzustellen, dass alles wie gewünscht funktioniert, soll ein solcher neuer 5-Segmente Feststoffbooster am Boden testgezündet werden. Der Name dieser Testzündung lautet QM-1, Qualification Motor 1.

Die NASA und die Herstellerfirma der Booster, ATK (Allied Techsystems), haben durchaus Erfahrung mit solchen Testzündungen: Im Rahmen der Entwicklungsarbeiten für die inzwischen eingestellte Rakete Ares 1 wurden bereits von 2009 bis 2011 drei 5-Segmente Feststoffbooster am Boden testgezündet. Alle drei Tests waren erfolgreich, und so gingen die NASA und ATK nicht davon aus, dass es bei der nächsten Testzündung QM-1 zu größeren Problemen kommen würde. Im Herbst 2012 wurden die einzelnen Segmente des Boosters zu dem Teststand in Promontory im US-Bundesstaat Utah gebracht. Der Zusammenbau des Boosters begann, man ging von einer Testzündung Anfang 2013 aus.

Doch dann zeigte sich bei einer routinemäßigen Röntgenuntersuchungen des letzten Boostersegments, dass es ein Problem gab: Es existierten kleine Lücken zwischen der Isolierung des Boosters und dem Treibstoff. Die Isolierung grenzt direkt an die Außenhülle des Boosters und den festen Treibstoff im Inneren. Das Problem bei Lücken zwischen der Isolierung und dem Treibstoff ist, dass sie zu Unregelmäßigkeiten bei der Verbrennung führen können. Das mangelhafte Segment wurde also entfernt und ein neues Segment hergestellt, das eine Vermutung überprüfen sollte: Die beteiligten Ingenieure gingen anfangs davon aus, dass die Probleme durch einen neuen Herstellungsprozess zustande gekommen sind. Also wurde bei dem neuen Segment wieder der bisherige Herstellungsprozess angewandt, mit dem vorher zahlreiche Segmente ohne Mängel produziert wurden. Als dieses neue Segment, genannt PSA-1 (Process Simulation Article 1), jedoch weiterhin Lücken aufwies, kam man zu dem Schluss, dass die Ursache woanders liegen muss.

Recht bald konzentrierten sich die Untersuchungen auf ein neues Material in der Isolierung. Diese beinhaltete zu Space Shuttle-Zeiten das giftige Material Asbest. Im Rahmen der Arbeiten an Ares 1 wurde daher die Formel der Isolierung geändert, um die Isolierung umweltfreundlich zu machen. Also hat man untersucht, wie die Isolierung verändert werden muss, damit keine Lücken mehr entstehen. Im Zuge dieser Arbeiten hat man ein weiteres Segment hergestellt, EA-1 (Evaluation Article 1). Ein Teil der Isolierung an dem Booster verwendete den bisherigen Aufbau, der andere Teil einen neuartigen. Anschließende Untersuchungen zeigten dann, dass der Durchbruch geschafft war: Der Teil des Boostersegments, bei dem der neue Aufbau der Isolierung zum Einsatz kam, war frei von jeglichen Lücken. Der neue Aufbau sah folgendermaßen aus: Alle Schichten der Isolierung wurden aufgetragen, bis auf eine. Dann wird ein Material namens Chemlok hinzugefügt, danach die letzte Schicht der Isolierung.

Mit dieser neuen Erkenntnis wurde damit begonnen, ein weiteres Segment herzustellen: PSA-2 (Process Simulation Article 2). In diesem Segment sollten zu Validierungszwecken alle Maßnahmen zum Einsatz kommen, die die Ingenieure entwickelt haben, um Lücken zwischen der Isolierung und dem Treibstoff zu vermeiden. Im Oktober wurde PSA-2 mit Treibstoff beladen, Anfang November wurde damit begonnen, es mit Röntgenstrahlung zu untersuchen. Nun wurde die Inspektion abgeschlossen, es handelt sich bei PSA-2 um das reinste Segment, das jemals hergestellt wurde. Damit gilt das Problem als gelöst. Deshalb sind die NASA und ATK dazu in der Lage, ein neues Datum für den QM-1 Boostertest zu setzen: Am 11. März um 17:30 MEZ soll die Testzündung nach aktuellen Planungen stattfinden.

Das Space Launch System ist der neue Schwerlastträger der NASA. Er basiert zu großen Teilen auf dem 2011 außer Dienst gestellten Space Shuttle: So werden die Hauptstufe aus dem External Tank des Shuttles, die 5-Segmente Booster aus den SRBs und die RS-25 Triebwerke aus den SSMEs entwickelt. Es wird drei Varianten des SLS geben: Die Block I Version wird lediglich eine leicht modifizierte Version der DCSS (Delta Cyrogenic Second Stage) als Oberstufe haben. Mit ihr soll der Erstflug EM-1 erfolgen. Block IA wird über die wesentlich stärkere EUS (Exploration Upper Stage)-Oberstufe verfügen. Bei Block II handelt es sich um die stärkste Variante des SLS, seine Oberstufe wird ebenfalls die EUS sein; die Feststoffbooster werden durch verbesserte Booster ersetzt, ihr Konzept ist jedoch noch nicht festgelegt, obwohl bereits verschiedene Vorschläge zu neuen Flüssig- oder Feststoffboostern existieren. Der Erstflug des SLS ist nicht später als im November 2018 mit der Mission EM-1 (Exploration Mission 1) geplant, bei der das neue NASA-Raumschiff Orion noch unbemannt zum Mond fliegen wird. Weitere SLS-Missionen sollen bemannte Marsflüge in den 2030ern vorbereiten, jedoch hat der US-Kongress immer noch keine dieser Missionen bewilligt, obwohl er als ein Unterstützer des SLS gilt.

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(Autor: Martin Knipfer - Quelle: NSF, ATK, NASA)


» Sag mir, wo die Sterne sind...
09.01.2015 - Eine am vergangenen Mittwoch von der Europäischen Südsternwarte veröffentlichte Aufnahmen zeigt ein Meer aus unzähligen Sternen. Im Zentrum dieser Aufnahme scheint jedoch eine schwarze Lücke zu klaffen. In diesem Bereich werden die hier befindlichen Hintergrundsterne von einer Dunkelwolke aus interstellarem Staub verdeckt. Im Inneren dieser Dunkelwolke werden gerade neue Sterne ’geboren’.
Auf einer am vergangenen Mittwoch von der Europäischen Südsternwarte (ESO) veröffentlichen Aufnahme scheint sich inmitten eines aus unzähligen Sternen bestehenden Hintergrundes eine ’schwarze Lücke’ zu befinden. In Wirklichkeit befinden sich jedoch auch hier eine Vielzahl von Hintergrundsternen, welche allerdings von einer Dunkelwolke verdeckt werden.

Bei einer Dunkelwolke handelt es sich um eine Ansammlung von Gasmolekülen und interstellarem Staub, welche so viel Materie enthält, dass sie das Licht von dahinter liegenden Sternen vollständig absorbiert. Auf diese Weise entsteht für den Betrachter der Eindruck, dass dieser Bereich des Himmels keine Sterne beherbergt.

Bei dem hier gezeigten Objekt handelt es sich um die Dunkelwolke LDN 483. Namensgeberin war die US-amerikanischen Astronomin Beverly Turner Lynds, welche diese Wolke in den von ihr zusammengestellten und im Jahr 1962 publizierten Lynds Dark Nebula Catalogue aufgenommen hat. Der Dunkelnebel LDN 483 befindet sich in einer Entfernung von etwa 700 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem im südlichen Bereich des zweigeteilten Sternbildes Schlange (lat. Name "Serpens Cauda").

Dunkelnebel bieten aufgrund der dort konzentrierten Gas- und Staubpartikel hervorragende Bedingungen für die Entstehung neuer Sterne und werden deshalb von Astrophysikern eingehend untersucht. Astronomen, die den Prozess der Sternentstehung im Bereich von LDN 483 erforschen, haben dabei tief im Inneren dieser Dunkelwolke einige ’Baby’-Sterne entdeckt, welche sich noch in einer sehr frühen Phase ihrer Entwicklung befinden. Diese Exemplare gehören mit zu den jüngsten Sternen, welche bisher von Astronomen entdeckt wurden.

Sternentstehung

Neue Sterne entstehen im Inneren von kollabierenden interstellaren Molekülwolken. Im ersten Stadium ihrer stellaren Entwicklung sind diese zukünftigen Sterne noch nicht viel mehr als annähernd kugelförmige Konzentrationen aus Gas und Staub, welche sich aufgrund ihrer eigenen Schwerkraft innerhalb der umgebenden Molekülwolke immer weiter zusammenziehen und dabei allmählich verdichten. Dabei steigen auch die Temperatur und der Druck im Inneren dieser Protosterne immer weiter an.

Auf seiner Oberfläche ist ein solcher Protostern jedoch mit einer Temperatur von etwa minus 250 Grad Celsius zunächst noch sehr kalt, weshalb er Strahlung auch nur im langwelligen Submillimeterbereich des elektromagnetischen Spektrums aussendet, jedoch nicht im sichtbaren Bereich des Lichtspektrums beobachtet werden kann. Für das Studium von Protosternen ist deshalb unter anderem das in den nordchilenischen Anden befindliche Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (kurz "ALMA") geeignet, welches das Universum im Submillimeter- und Millimeterbereich beobachtet.

Diese früheste Phase der Sternentstehung dauert lediglich wenige Tausend Jahre. In astronomischen Maßstäben betrachtet ist dies eine nur sehr kurze Zeit, da Sterne üblicherweise mehrere Millionen oder gar Milliarden Jahre lang existieren. In den darauffolgenden Entwicklungsphasen steigen Temperatur und Dichte des Protosterns im Verlauf von einigen Jahrmillionen weiter an. Infolgedessen nimmt auch die Energie der abgegebenen Strahlung immer weiter zu. Vom kalten, fernen Infrarot verschiebt sich das Maximum der Abstrahlung nach und nach über das nahe Infrarot bis hin in den Bereich des sichtbaren Lichts. Aus dem einstmals leuchtschwachen Protostern wird dabei im Laufe der Zeit ein hell leuchtender Stern, welcher auch mit dem menschlichen Auge wahrgenommen werden kann.

Sterne werden ’geboren’ - Dunkelwolken lösen sich auf

In Zukunft werden sich im Inneren von LDN 483 immer mehr Sterne bilden, welche dabei zugleich auch immer mehr Materie aus ihrer Umgebung ’aufsaugen’. Im Rahmen dieses Prozesses wird die Dunkelwolke LDN 483 in den kommenden Jahrmillionen zunächst immer ’durchsichtiger’ werden und sich schließlich vollständig auflösen. Beschleunigt wird dieser Auflösungsprozess zudem durch die von den neu geborenen Sternen ausgehenden Sternwinde.

Die gegenwärtig noch von der Dunkelwolke verdeckten Hintergrundsterne werden dann - zumindestens theoretisch - sichtbar. Praktisch werden dagegen die dann neu geborenen, somit sehr leuchtstarken und zudem näher an unserem Sonnensystem gelegenen Sterne, welche aus LDN 483 hervorgehen, die weiter weg gelegenen Hintergrundsterne ’überstrahlen’.

Die Dunkelwolke LDN 483 ist ein unter Amateurastronomen relativ unbekanntes Objekt. ’Berühmtere’ Vertreter dieser Art von Sternentstehungsregionen sind dagegen der Pferdekopfnebel im Sternbild Orion oder der im Sternbild "Kreuz des Südens" gelegene Kohlensack-Dunkelnebel. Ein besonders beeindruckendes Beispiel für eine derartige Sternentstehungsregion sind zudem die im Adlernebel - dieser Nebel liegt ebenfalls im Sternbild Schlange - befindlichen "Säulen der Schöpfung". An den Enden der dort erkennbaren Bok-Globulen bilden sich gegenwärtig ebenfalls neue Sterne.

Die hier gezeigte Aufnahme der Dunkelwolke LDN 483 wurde mit dem Wide Field Imager (WFI) des MPG/ESO-2,2-Meter-Teleskops am La Silla-Observatorium der ESO in den nordchilenischen Anden angefertigt.

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(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: ESO)


» Dragon gestartet, Erststufe trifft Plattform
10.01.2015 - Heute um 10:47:10 MEZ ist die Dragonkapsel von SpaceX mit einer Falcon 9-Rakete erfolgreich zur ISS gestartet. Die Erststufe hat die Seeplattform "hart" getroffen, wodurch die Stufe wohl zerstört wurde.
Dragon startet zur ISS

Die nächste ISS-Versorgungsmission von SpaceX ist heute um 10:47:10 MEZ von Cape Canaveral zur ISS gestartet. Der erste Countdown am 6. Januar musste kurz vor dem Start abgebrochen werden, weil es ein Problem mit der Schubvektorkontrolle der Oberstufe gab. Diese wird während des Countdowns kurz getestet und offenbar gab es eine abnormales Verhalten. In den letzten Tagen wurde der fehlerhafte Aktuator ausgewechselt und zusätzliche Tests durchgeführt.

Ursprünglich sollte die Mission bereits im Dezember starten, musste jedoch aufgrund eines technischen Problems auf nach Weihnachten verschoben werden. Die Mission war bereits davor von Anfang Dezember auf Mitte Dezember verschoben worden. Der Grund hierfür liegt in Anpassung des Frachtmanifests nach der spektakulären Explosion der Antares Ende Oktober. Dabei wurde der Raumfrachter Cygnus inklusive aller Fracht komplett zerstört.

Dadurch sind für die ISS einige Anpassungen an der Frachtzusammensetzung notwendig geworden. Die Fracht beinhaltet 490 kg persönliche Ausrüstung für die Astronauten und 717 kg Raumstationshardware, davon 678 kg für die US- und japanischen Teile der Station und 39 kg für den russischen der Station. Darüber hinaus sind 16 kg Computerausrüstung und 23 kg EVA-Ausrüstung an Bord. Schlussendlich werden noch 577 kg an wissenschaftlichen Experimenten in der Kapsel und 494 kg wissenschaftliche Experimente außerhalb der Kapsel transportiert. Bei dem externen Experiment handelt es sich um CATS (Cloud-Aerosol Transport System ), das an der Außenseite des Kibo-Moduls angebracht werden soll. Von dort aus soll es die Partikel in der Erdatmosphäre studieren. Insgesamt bringt Dragon 2317 kg Fracht zur ISS.

Auch bei dieser Mission gab es wieder atemberaubende Bilder von der Onboardkamera zu sehen, wie es sie derzeit nur bei SpaceX zu sehen gibt. So wurde neben den üblichen Kameraperspektiven an Unter- und Oberstufe sowie Dragon auch eine Kameraperspektive der Tanks von innen gezeigt. In dem mit Licht spektakulär von innen ausgeleuchteten Tank konnte man die Blasenbildung des flüssigen Sauerstoffs in der Schwerelosigkeit nach der Stufentrennung beobachten. Dabei sind beeindruckende Bilder entstanden, die man sich hier anschauen kann: SpaceX CRS-5 Start bei Youtube

Der Landeversuch der Erststufe

Viel interessanter als eine weitere Routinemission zur ISS ist für den an Raumtransport interessierten Menschen natürlich die geplante Landedemonstration auf einer Seeplattform. Bei diesem Flug sollte die erste Stufe nach der Stufentrennung einen Boostback-Brennvorgang machen, danach mit den Triebwerken ein Abbremsmanöver vor dem Wiedereintritt durch die Erdatmosphäre machen und anschließlich einen vierten Brennvorgang für die Landung auf der Seeplattform machen. Neben den ausfahrbaren Landebeinen verfügt die Falcon 9 nun auch erstmals über Gridfins am Raketenkörper, die für eine bessere Orientierung der Rakete sorgen und vermutlich auch einen minimalen Auftrieb erzeugen können. Gridfins (deutsch Gitterflossen) fand man bisher vor allem an modernen Bomben wie der MOAB oder auch dem Rettungssystem der Sojuskapsel. Gridfins sind im Gegensatz zu anderen Steuerflächen sehr gut verstaubar und bieten gute Steuerbarkeit in einem großen Geschwindigkeitsbereich. Dabei hat wohl auch alles planmäßig funktioniert bis kurz vor Ende. Aus noch ungeklärter Ursache kam es jedoch beim Landevorgang zu einer Anomalie und die Stufe krachte auf die Seeplattform. Dabei wurde die Stufe zerstört und auch einige Ausrüstung auf der Plattform muss laut Musk auf Twitter "ersetzt werden".

Trotz des Misserfolges bei der Landung kann dieser Testflug bereits als immenser Erfolg gewertet werden. So wurde von vielen "Experten" - unter anderem aus der europäischen Raumfahrtindustrie - angezweifelt, dass ein zielgenauer Anflug der Seeplattform überhaupt möglich ist. So war SpaceX bisher nur eine Genauigkeit von +/- 10 Meilen bei der Landung gelungen. Durch die Gridfins bzw. Gitterflossen ist es nun gelungen diese Genauigkeit auf mindestens +/- 50 Meter (halbe Größe der Seeplattform) zu verbessern. Je nach Schaden auf der Plattform könnte der nächste Landeversuch bei der DSCOVR-Mission stattfinden, die derzeit für Ende Januar / Anfang Februar geplant ist. Auch diese Mission soll über Landebeine verfügen.

Die Seeplattform hat eine Größe von 300 Fuß x 170 Fuß (ca. 91 x 52 m). Ein erstes Bild der Plattform wurde von Elon Musk auf Twitter gepostet. Die Plattform kann auch in rauer See ihren Standort auf +/- 3 Meter halten. Dafür besitzt sie vier starke Unterwasserpropeller von der Firma Thrustmaster, die zentral gesteuert werden. Die Plattform ist unbemannt und wird vermutlich von einem Begleitschiff aus ferngesteuert. Laut NASASpaceflight.com soll die Plattform später vor allem an der Westküste der US-Küste eingesetzt werden um dort die Zentralstufe der Falcon Heavy zu landen. Die Booster der Falcon Heavy sollen beide zum Startplatz zurückfliegen. In Vandenberg wird gerade extra ein Startplatz beseitigt um einen Landeplatz für die Falcon Heavy Booster zu schaffen.

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(Autor: Tobias Willerding - Quelle: SpaceX, NASA)


» Fortschritte beim Bau des James-Webb-Teleskops
13.01.2015 - Das Gemeinschaftsprojekt von NASA, ESA und der kanadischen Weltraumagentur war in den vergangenen Jahren zu einem Milliardengrab verkommen. Nun geht die Arbeit endlich vorwärts und der wissenschaftliche Nachfolger des Hubble-Weltraumteleskops nähert sich seiner Fertigstellung. Mit ihm sollen wissenschaftliche Entdeckungen von großer Tragweite ermöglicht werden – bis hin zu Spuren außerirdischen Lebens.
2014 war ein gutes Jahr für die Ingenieure und Techniker, die am James-Webb-Teleskop beteiligt sind. So konnte das wissenschaftliche Herz der Anlage fertig gestellt werden, das sogenannte ISIM (Integriertes Wissenschaftsmodul), in dem die vier Instrumente zur Bildaufnahme sowie einige Steuerungssubsysteme untergebracht sind. Anschließend wurde das Modul in der Vakuumkammer des Goddard Space Flight Center 116 Tage den extremen Bedingungen des Weltraums ausgesetzt, ohne Schäden davonzutragen. Im November wurde das zwei Tonnen schwere Bauteil dann dem sogenannten "Gravity sag test" (Schwerkraft-Hängetest) unterzogen, bei dem die Struktur langsam um die eigene Achse gedreht wurde. Die beteiligten Ingenieure wollten herausfinden, wie sich die Ausrichtung der Instrumente bei unterschiedlichen Schwerkraftverhältnissen verändert. Mit den gemachten Lasermessungen können nun Rückschlüsse gezogen werden, wie die Anordnung der Instrumente in der Schwerelosigkeit sein wird. Damit gilt das wissenschaftliche Zentrum des Teleskops als fertiggestellt.

Doch auch bei anderen Teilen des Teleskops konnten nennenswerte Fortschritte erzielt werden. Inzwischen ist bei jeder Komponente das Critical Design Review, eine rigorose Prüfung der Pläne, abgeschlossen. Ebenfalls fertiggestellt wurde inzwischen die Software des Teleskops sowie im Dezember die erste Folie des fünflagigen Sonnenschilds. Diese Folien haben etwa die Größe eines Tennisfeldes und sollen das Teleskop von infraroter Strahlung der Sonne sowie der Erde abzuschirmen. Weiterhin wurden inzwischen alle 21 Spiegel des Teleskops fertiggestellt und angeliefert sowie ersten Tests unterzogen. Bereits getestet wurden zudem ein Modell der Hauptstruktur des Teleskops, an der die Spiegel und die wissenschaftlichen Instrumente befestigt sind. Dieses Modell enthält ebenfalls den Mechanismus für die Entfaltung des Hauptspiegels und des sekundären Spiegels, beides wurde im November erfolgreich getestet. Somit sind alle kritischen Komponenten, welche für das Teleskop komplett neu entwickelt werden mussten, mindestens in ersten Versionen getestet worden.

Auch im neuen Jahr soll es mit der Arbeit voran gehen. Im Sommer sollen alle Spiegel an die fertige Version der Hauptstruktur montiert werden. Dann wird das System nach Houston ins Johnson Space Center gebracht, wo es in einer der größten Vakuumkammern der Welt, "Chamber A", den unwirtlichen Bedingungen des Weltraums ausgesetzt werden soll. Diese Kammer wurde unter anderem für bemannte und unbemannte Tests der Apollo-Raumkapsel eingesetzt. Damit sie den Anforderungen des James-Webb-Teleskops gerecht wird, wurde sie seit dem Sommer größeren Modifikationen unterzogen. Für dieses Jahr ebenfalls vorgesehen: die Anlieferung des kompletten Sonnenschildes.

Das James-Webb-Weltraumteleskop ist der wissenschaftliche Nachfolger des Hubble-Teleskops, dessen Mission spätestens 2025 enden wird. Es ist ein Gemeinschaftsprojekt von 20 Staaten, dabei wird das Projekt von der NASA koordiniert. Aufgabe der ESA sind unter anderem die Herstellung zweier wissenschaftlicher Instrumente (bereits abgeschlossen) sowie der Start des Teleskops an Bord einer Ariane 5 ECA (vorgesehen für 2018). Die Dimensionen des Teleskops sind gewaltig: Der Hauptspiegel hat einen Durchmesser von 6,5m und damit eine 6-fach größere Fläche als der Hauptspiegel von Hubble, damit erreicht das Teleskop auch die 2,5-fache Brennweite des Hubble-Teleskops. Der drachenförmige Sonnenschild hat die Abmessungen eines Tennisfeldes. Durch Einsatz von moderneren Materialien sowie geschickter Auswahl der Missionsparameter konnte man trotzdem die Masse im Vergleich zu Hubble etwa halbieren. Das Teleskop wurde nach dem NASA-Administrator James Webb benannt, unter dessen Leitung das Apollo-Programm entstand.

Das Projekt stand in der Vergangenheit wegen großer Verzögerungen und einer beispiellosen Kostenexplosion in der Kritik. Zu Beginn des Jahrtausends plante man den Start für vor 2010 und ging von Kosten von etwa 1,6 Milliarden US-Dollar aus, diese Kosten erhöhten sich Jahr für Jahr und gleichzeitig verschob sich der Start immer weiter. Seit 2011 gehen die Planungen von einem Start in 2018 sowie Kosten von 8,8 Milliarden Dollar aus. Aufgrund dieser Änderungen gab es im Kongress mehrfach Pläne, den Bau des Teleskops einzustellen. Ein weiterer Kritikpunkt am Teleskop ist, dass es einen immer größeren Teil des Astrophysik-Budgets der NASA verbraucht (derzeit die Hälfte), so dass andere wichtige Projekte nicht vorankommen, wie z.B. das Wide Field Infrared Survey Explorer, welches u. a. dunkle Energie erforschen soll und dessen Konstruktion daher erst für 2017 und später vorgesehen ist.

Warum wurde das Teleskop so teuer?
Als die Planung des Teleskops begonnen wurde, wurde die NASA von Daniel Goldin geleitet. Dieser verfolgte einen vollständig anderen Ansatz in der Entwicklung von Weltraumtechnologie als seine Vorgänger. Sein Credo war "schneller, besser, billiger" – je schneller man entwickelt, desto billiger werden die Projekte. Während dieser Denkansatz im Silicon Valley bestens funktionierte, machte er der NASA Probleme. Zwar hatte das System mit der Marslandeeinheit "Mars Pathfinder", dem zugehörigen Rover "Sojourner" und der Mondmission "Lunar Prospector" zunächst durchschlagenden Erfolg. Aus dieser Zeit stammte auch die erste Kostenschätzung des James-Webb-Teleskops, das mit diesem Ansatz natürlich viel weniger Tests zu absolvieren hätte und entsprechend billig werden würde. Doch der katastrophale Verlust des Wide Field Infrared Explorers sowie zweier Marsmissionen stellte diesen Ansatz in Frage, und so wurde er 2001 nach dem Ausscheiden von Goldin aus der NASA aufgegeben. Man kehrte nun wieder zu exzessivem Testen zurück, was die Kosten in die Höhe trieb, da viele Komponenten mehrfach gefertigt werden müssen, wie oben beschrieben. Doch damit nicht genug: Als das Teleskop die Konzeptphase verließ, wurden die Anforderungen der Wissenschaftler immer größer, und entsprechend höher wurde die Komplexität des Hubble-Nachfolgers. Dies erforderte natürlich weitere Instrumente an Bord und entsprechend höhere Kosten. Zudem litt das Programm in der Zeit bis 2011 an relativ schlechtem Management, doch inzwischen geht es recht gut voran.

Was sind die primären Ziele des James-Webb-Weltraumteleskops?
Das Webb hat vier primäre wissenschaftliche Ziele. Erstens soll die Zeit ab etwa 400 Millionen Jahren nach dem Urknall erforscht werden. In dieser Zeit bildeten sich erste Sterne und Galaxien, welche durch starke Strahlungsemissionen den zuvor gebildeten Wasserstoff wieder ionisierten, diese Zeit wird entsprechend Reionisierungsepoche genannt. Diese frühen Sterne kann man durch die Reionisierung indirekt beobachten. Webb soll unter anderem die folgenden Fragen beantworten: Wann und wie ist die Reionisierung geschehen? Was war für diesen Prozess verantwortlich?

Zweitens soll die Bildung von Galaxien allgemein beobachtet werden. Dieser Prozess fand schon in der Kindheit des Universums statt, und auch heute dauert er noch an. Doch trotz moderner Computersimulationen hat man diesen noch nicht ganz erklären können. Mit dem Webb-Teleskop sollen unter anderem folgende Fragen aus diesem Gebiet untersucht werden: Wie erhalten Galaxien ihre Form? Wie sind die chemischen Elemente in den Galaxien verteilt? Wie beeinflussen schwarze Löcher im Zentrum der Galaxien diese? Und was passiert, wenn eine große und eine kleine Galaxie zusammenstoßen?

Der dritte wissenschaftliche Eckpfeiler der Mission ist die Untersuchung der Sternentstehung. Zwar weiß man heute bereits viel über diese Prozesse, doch die Details, wie aus großen Staubwolken Sterne werden, liegen noch im Unklaren. Weiterhin soll untersucht werden, wieso Sterne häufig in Gruppen entstehen, oder wie genau sich Planetensysteme bilden. Damit solche Prozesse beobachtet werden können, muss man tief ins Innere der Sternwolken blicken können. Doch sichtbares Licht kommt durch diese gigantischen Nebelflecken nicht durch, einer der Gründe, wieso das James-Webb-Teleskop auf infrarotes Licht spezialisiert ist.

Der vierte und letzte wichtige Punkt im wissenschaftlichen Programm ist das Studium planetarer Systeme und der Ursprung von Leben. Mit den spektroskopischen Instrumenten an Bord kann das Teleskop Exoplaneten untersuchen, dabei sollen u.a. folgende Fragen beantwortet werden: Entstehen alle Planeten in Sonnensystemen oder gibt es Wanderplaneten, die außerhalb eines Sonnensystems entstehen und erst später zu einem stoßen? Wie entstehen eigentlich die Bahnen, auf denen sich die Planeten bewegen? Wie beeinflussen große Planeten andere kleinere Planeten? Auch über unser eigenes System sollen Informationen gewonnen werden, denn Webb ist stark genug, um kleine Kometen und andere Körper am Rande des Sonnensystems zu lokalisieren und zu untersuchen, welches Hinweise auf die Entstehung von Leben in unserem System bringen könnte, indem man diese Körper spektroskopisch auf organische Moleküle untersucht. Doch auch auf unsere äußeren Nachbarplaneten kann das Teleskop gerichtet werden, so wären u.a. neue Erkenntnisse über den Mars oder die Gasplaneten möglich. Schlussendlich könnte man sogar versuchen, direkt außerirdisches Leben zu beobachten, in dem man in spektroskopischen Analysen von Exoplaneten nach Zeichen von entwickelten Zivilisationen in der Atmosphäre sucht (z.B. durch erhöhte CO2-Anteile).

Um diese hochgesteckten Ziele zu erreichen, müssen radikal neue Technologien angewendet werden. Doch auch die Konzeption des Weltraumteleskops folgt diesen Zielen. Die Konsequenzen daraus sind u.a. die Festlegung auf die Beobachtung des infraroten Spektrums sowie die Wahl der geplanten Position.


Warum Infrarot?
Die vier Instrumente des Webb können nur nahes und mittleres Infrarot detektieren, also Wellenlängen zwischen 0,8 und 30 Mikrometer. Dafür gibt es unterschiedliche Gründe: Erstens kann Infrarot Staubwolken im All durchdringen und somit einen Blick ins Innere dieser hochinteressanten Gebiete erlauben. Weiterhin haben die für spektroskopische Untersuchungen besonders interessanten Moleküle, welche auf die Ursprünge von Leben hindeuten könnten, im Infrarotbereich besonders starke Spektrallinien. Zu diesen Molekülen gehört u.a. Wasser, Kohlenmonoxid, Kohlendioxid oder Methan. Ein weiterer Grund für die Auswahl des Infrarotbereichs ergibt sich aus der Rotverschiebung. Da sich das Universum ausdehnt, bewegen sich die weit von uns entfernten (und somit besonders alten) Sterne und Galaxien besonders schnell von uns weg. Dadurch "verschiebt" sich das von ihnen emittierte Licht in Richtung Rot, genauer gesagt erhöht sich durch die Ausdehnung der Raumzeit dessen Wellenlänge. Durch die Beobachtung infraroter Emissionen dieser Objekte wird also eigentlich das sichtbare Spektrum beobachtet. Würde man nur das sichtbare Spektrum aufnehmen, wären diese für Wissenschaftler besonders interessanten Objekte aufgrund der Rotverschiebung kaum sichtbar.

Das derzeit aktive Hubble-Teleskop dagegen nimmt im sichtbaren Spektrum auf. Auch dafür gibt es Gründe, welche ebenfalls in der wissenschaftlichen Zielsetzung zu finden sind. Doch die Öffentlichkeit muss bei dessen Nachfolger nicht auf die faszinierenden Bilder aus den Tiefen des Alls verzichten, an die man sich durch das Hubble-Teleskop gewöhnt hat. Die Bilder des JWST lassen sich vielmehr auf das sichtbare Spektrum abbilden, daher darf man sich auch hier auf faszinierende Fotos freuen.

Wofür ist der Hitzeschild nötig? Und warum L2?
Das James-Webb-Teleskop soll infrarotes Licht von weit entfernten und sehr lichtschwachen Objekten aufnehmen. Doch alle Objekte, inklusive Sonne, Erde und das Teleskop selbst emittieren Wärme in Form von infraroter Strahlung. Damit diese Strahlung nicht die Messungen der viel weniger hellen Objekte stört, müssen das Teleskop und seine Instrumente extrem kalt sein. Der Hitzeschild, welcher im ausgefalteten Zustand etwa so groß wie ein Tennisfeld ist und aus fünf Lagen Kaptonfolie besteht, schafft zwischen sonnenzu- und sonnenabgewandter Seite eine Temperaturdifferenz von 320°C. So kann das Teleskop in einer Temperatur von -233°C arbeiten. Doch einem Instrument, dem Mid Infrared Instrument (MIRI), reicht das noch nicht: Durch eine Heliumkühlung muss es auf -266°C abgekühlt werden.

Damit der Hitzeschild diese Arbeit vollbringen kann, muss das Licht von Sonne, Erde und Mond aus etwa der gleichen Richtung kommen. Die Antwort darauf ist der Lagrange-Punkt L2 des Sonne-Erde-Systems, also einem der Gleichgewichtspunkte. Der zweite Lagrange-Punkt liegt auf der Sonne-Erde-Halbgeraden und ist etwa 1,5 Millionen Kilometer von der Erde entfernt. Normalerweise würden Körper mit einem größeren Bahnradius als die Erde auch eine größere Umlaufdauer haben. Es wirkt jedoch zusätzlich die Anziehungskraft der Erde, so dass sich im L2-Punkt eine Bahn ergibt, die die Umlaufdauer der Erde hat - somit "schwebt" ein Körper in diesem Punkt von der Sonne betrachtet stets über der Erde, die Position kann also relativ leicht gehalten werden. Der zweite Vorteil ist, dass die Sonne immer im Schatten der Erde liegt – und mit dem Sonnenschild somit stets sowohl das Licht der Sonne wie auch das der Erde abgeblockt werden kann. Um zusätzlich die Einflüsse des Mondes zu verringern, wird das Webb-Teleskop auf einen sogenannten Halo-Orbit geschickt, dabei umkreist es den L2-Punkt mit einem Abstand von etwa 800.000 km. Es handelt sich hierbei nicht um einen Orbit im näheren Sinne, da der L2-Punkt natürlich keine eigene Masse hat und somit auch keine Anziehungskraft, dennoch kann diese Bahn mit relativ geringem Aufwand gehalten werden. Aus der Wahl der Position ergibt sich auch noch ein weiterer Vorteil gegenüber dem Hubble-Teleskop: Letzteres befindet sich in einer etwa 600 km hohen Erdumlaufbahn. Somit wird die Belichtungszeit auf 40 Minuten begrenzt, da das zu beobachtende Objekt dann hinter dem Horizont verschwindet. Das Webb-Teleskop hat keine derartige Beschränkung. Andererseits macht die größere Entfernung Versorgungsmissionen wie bei Hubble äußerst schwierig, doch die NASA gibt sich hier optimistisch: Passend zur Entwicklung der Orion-Raumkapsel wurde an das Teleskop ein Andockring angebracht.


Der Primärspiegel des Teleskops: Sechsfache Fläche, halbes Gewicht im Vergleich zu Hubble
Die Bildqualität eines jeden Teleskops steht und fällt mit der Qualität und der Größe des Hauptspiegels. Schon zu Beginn der Planungen stand fest: Er muss deutlich größer sein als der Spiegel von Hubble. Doch das führt zu einem Problem: Keine im Einsatz befindliche Rakete kann einen so großen Spiegel aufnehmen. Daher muss dieser zusammengefaltet werden. Diese Überlegung führte zu dem für das James-Webb-Teleskop verwendete Design von 18 kleineren sechseckigen Spiegeln. Das hat zwei große Vorteile: Erstens kann man einige Spiegelsegmente vor dem Start "wegfalten" und im Weltraum erst ausklappen, zweitens kann man durch Bewegung einzelner Segmente den Fokus viel genauer einstellen als mit einem einzigen, unbeweglichen Spiegel. Die Ausrichtung der Spiegel muss auf Nanometer genau ausgeführt werden, was eine technische Meisterleistung darstellt. Insgesamt sieben Motoren auf der Rückseite jedes Spiegels werden vom Bordcomputer so genau gesteuert, dass man ein spezielles Mikroskop bräuchte, um die Veränderungen bei der Feinausrichtung zu sehen. Für diese werden Genauigkeiten von 10 nm benötigt. Zum Vergleich: 80g-Papier ist etwa 10.000-mal so dick. Bei den je sieben Motoren wird immer einer als zentraler Motor verwendet, welcher den Spiegel vor und zurück bewegen kann, sowie sechs Motoren, welche zusammen einen Hexapod bilden und somit Kippbewegung in alle Richtungen ermöglichen.

Auch bei den Materialien der Spiegel ging man neue Wege. Wurde bei Hubble noch ein Spiegel aus Glas überzogen mit Aluminium und einer Magnesiumflourid-Schutzschicht verwendet, entschied man sich beim Webb-Teleskop für Beryllium als Basismaterial sowie eine Goldbeschichtung. Beryllium ist ein sehr leichtes, gleichzeitig aber relativ festes Metall, besonders bei niedrigen Temperaturen und verformt sich auch bei Temperaturschwankungen kaum. Die Goldbeschichtung hat den Zweck, infrarotes Licht optimal zu reflektieren. Diese Eigenschaft von Gold ist der Grund, wieso es die für unsere Augen goldene Farbe erhält: Blaues Licht wird sehr schlecht reflektiert (nur etwa 10%), oranges, rotes und infrarotes Licht dagegen sehr gut. Im für die Instrumente des Teleskops relevanten Bereich von 800nm bis 30µm wird daher mindestens 96% des einfallenden Lichts reflektiert. Die Goldbeschichtung ist 100 Nanometer dick, etwa ein Tausendstel der Dicke eines menschlichen Haares. Somit werden gerade mal 48g Gold verwendet. Die dritte Beschichtungsschicht, die das Gold schützen soll, ist wiederum amorphes Siliciumdioxid, also Quarzglas. Trotz dieser feinen Struktur können Mikrometeoriten den Spiegeln nichts anhaben, dies wurde bereits getestet. Diese Eigenschaften ermöglichen dem primären Spiegel eine Größe von 25m², gleichzeitig wiegt er – inklusive Stützstruktur – gerade mal 650kg.

Da die Spiegel eine der wichtigsten Funktionen des Teleskops erfüllen, muss ihre korrekte Funktion und Ausrichtung sichergestellt werden. Dafür wurde ein eigenes, höchst präzises Messinstrument entwickelt, genannt COCOA (Optisches Krümmungszentrums-Messgerät). Dieses soll, nachdem diesen Sommer die Hauptstruktur des Teleskops fertiggestellt und in der JSC-Vakuumkammer installiert wurde, ebenfalls dort Platz finden und Unebenheiten wie Fehler in der motorgesteuerten Ausrichtung der Spiegelsegmente nachweisen. Wäre der Spiegel so groß wie die USA, könnte COCOA "Berge" von einem Zentimeter Dicke finden, so genau ist das Instrument.

Gar nicht so weit weg: Spinoffs des Webb-Telekops
Einige technische Errungenschaften, die im Rahmen der Webb-Entwicklung gemacht wurden, bieten Anwendungsmöglichkeiten, von denen man auch auf der Erde profitieren wird. So enthält das COCOA-Gerät beispielsweise einen verbesserten Sensor zur Wellenfrontmessung, kann also Unebenheiten in Materialien sehr genau aufspüren. Dies könnte zur Verbesserung der Diagnose von Augenkrankheiten beitragen, so weist das Gerät eine hohe Geschwindigkeit auf und könnte das Auge in Sekunden viel genauer vermessen, als es heutige Geräte in Stunden erreichen. Diese Technologie resultierte in vier von der NASA angemeldeten Patenten. Weiterhin wurden für Webb besonders kältebeständige integrierte Schaltkreise entwickelt, die bei der letzten Versorgungsmission auch das Hubble-Teleskop spendiert bekam. Die für das Teleskop entwickelten Infrarot-Sensoren werden bereits erfolgreich in dutzenden Sternwarten auf der ganzen Welt eingesetzt.

Das Transformer-Teleskop
Wie schon erwähnt, ist das Teleskop viel zu riesig, um auch nur ansatzweise in einer der heutigen Raketen Platz zu finden. Deshalb wird das Teleskop zusammengefaltet, so dass es in die Nutzlastverkleidung einer Ariane 5 ECA passt. Auf dem Weg zu seinem Ziel, dem L2-Punkt, entfaltet sich es nun schrittweise: Nach sechs Tagen Flugzeit – hier ist das Teleskop bereits weiter von der Erde entfernt als der Mond, dessen Gravitation nun zum Abbremsen verwendet wird - öffnet sich zunächst der Sonnenschild und wird gespannt. Fünf Tage später wird dann das Stativ des sekundären Spiegels aufgestellt. Da dieser etwa 10m vom primären Spiegel entfernt ist, kann auch er nicht in der angezielten Form an Bord der Rakete Platz finden. Daher ist das dem Sonnenschild gegenüberliegende Bein mit einem Gelenk in der Mitte sowie alle Beine mit Gelenken zur Bewegung in vertikaler Richtung versehen. Bei der Entfaltung des sekundären Spiegels wird nun das Bein durch einen Motor gespannt und das Stativ klappt auf. Nun öffnet sich der primäre Spiegel, dabei drehen sich die beiden Flügel der Struktur des Spiegels, auf denen je drei Segmente montiert sind, um 90 Grad, so dass der Spiegel – und das gesamte Teleskop – nun einsatzbereit ihren Weg zum Zielpunkt fortsetzen. Dieser soll hoffentlich im Dezember 2018 nach fast zwei Jahrzehnten Bauzeit erreicht werden. Die Erwartungen an das Teleskop sind riesig, daher darf bei diesem Öffnungsprozess nichts schief gehen. Wenn alles klappt, darf man sich auf genau so spektakuläre Entdeckungen freuen, wie das Hubble-Teleskop sie ermöglicht hat.


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(Autor: Jonathan Hofinger - Quelle: NASA)


» Die Instrumente der Raumsonde New Horizons
14.01.2015 - In sechs Monaten wird die Raumsonde New Horizons den an den Grenzen unseres Sonnensystems beheimateten Zwergplaneten Pluto passieren und eingehend untersuchen. Welche Aufgaben haben dabei die sieben wissenschaftlichen Instrumente, mit denen diese Raumsonde ausgestattet ist?
Die von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Raumsonde New Horizons nähert sich nach einer Flugdauer von mittlerweile neun Jahren immer weiter dem eigentlichen Ziel ihrer Reise. Bereits am 6. Dezember 2014 beendete die Raumsonde dabei ihre letzte Tiefschlafphase vor dem Erreichen des Zwergplaneten Pluto. In den folgenden Wochen führten die für den Betrieb der Raumsonde zuständigen Wissenschaftler und Ingenieure vom Applied Physics Laboratory an der Johns Hopkins University (JHU/APL) in Laurel im US-Bundesstaat Maryland einen ausführlichen Systemtest durch, bei dem unter anderem die wissenschaftlichen Instrumente und die verschiedenen Hardware-Komponenten von New Horizons einer eingehenden Überprüfung und Kalibrierung unterzogen wurden (Raumfahrer.net berichtete).

Ab dem 15. Januar 2015 - und somit sechs Monate vor dem am 14. Juli um 13:50 MESZ erfolgenden Vorbeiflug am Pluto - ist diese ’Zeit des Testens’ jedoch beendet. Obwohl sich die Raumsonde gegenwärtig immer noch rund 215 Millionen Kilometer von ihrem Ziel entfernt befindet, beginnt jetzt auch offiziell die wissenschaftliche Beobachtungskampagne des Pluto und seiner derzeit fünf bekannten Monde. Die dabei angestrebten Forschungsziele, deren Erfüllung letztendlich über den Erfolg dieser ambitionierten Mission entscheiden werden, können Sie in diesem PDF-Dokument in englischer Sprache nachlesen.

Hierbei kommen sieben Instrumente zum Einsatz, welche sich in zwei Gruppen - Fernerkundungsinstrumente und ’In-situ’-Instrumente - einteilen lassen. In diesem Bericht sollen diese Instrumente kurz beschrieben werden.

Die Fernerkundungsinstrumente von New Horizons

Zu den Fernerkundungsinstrumenten zählen die vier Instrumente Alice, LORRI, Ralph und Rex.

Bei dem Alice-Instrument handelt es sich um ein abbildendes UV-Spektrometer zur Untersuchung der extrem dünnen Atmosphäre des Pluto. Alice arbeitet im ultravioletten Lichtbereich bei 46,5 bis 188 Nanometern Wellenlänge und besteht aus einem kompakten Teleskop, einem Spektrografen und einem Sensor, der 32 getrennte Flächen mit je 1.024 spektralen Kanälen aufweist. Alice kann in zwei verschiedenen Modi betrieben werden.

Im "Airglow"-Modus können die Gase, aus denen sich die Plutoatmosphäre zusammensetzt, und deren Mengenanteile durch direkte Messungen ermittelt werden. Außerdem sollen diese Messungen dazu dienen, um zu bestimmen, in welchem Umfang diese Gase in das umgebende Weltall entweichen. Im "Occultation"-Modus wird das Instrument dagegen direkt auf die Sonne oder auf einen leuchtstarken Hintergrundstern gerichtet, welcher zu diesem Zeitpunkt von dem Zwergplaneten bedeckt wird. Da die Plutoatmosphäre das Sternlicht während einer solchen Okkultation teilweise absorbiert ergeben sich in den bei diesen Gelegenheiten gewonnenen Lichtkurven der Sterne minimale Helligkeitsschwankungen. Durch deren Auswertung erhoffen sich die Wissenschaftler weitere Aufschlüsse über die Ausdehnung, die Dichte und die chemische Zusammensetzung der Plutoatmosphäre.

Durch weitere Messkampagnen soll zudem ermittelt werden, ob eventuell auch Charon - der mit einem Durchmesser von etwa 1.210 Kilometern mit Abstand größte Monde des Pluto - über eine Atmosphäre verfügt. Eine ausführliche Beschreibung des Alice-Instruments finden Sie hier in englischer Sprache.

Bei der LORRI-Kamera - so die Kurzform für den "LOng Range Reconnaissance Imager" - handelt es sich um die Hauptkamera an Bord von New Horizons. Diese hochauflösende CCD-Kamera ist mit einem Ritchey-Chrétien-Cassegrain-Teleskop verbunden, dessen Primärspiegel über einen Durchmesser von 20,8 Zentimetern und über eine Brennweite von 2.630 Millimetern verfügt. LORRI ist für Beobachtungen im Bereich des sichtbaren Lichts bei Wellenlängen von 350 bis 850 Nanometern ausgelegt und zudem für die im Bereich des Pluto vorherrschenden Lichtverhältnisse optimiert. Das Sichtfeld der Kamera verfügt dabei über eine Ausdehnung von 0,29 x 0,29 Grad. Da die Kamera über keine Farbfilter verfügt, werden lediglich Schwarz-Weiß-Aufnahmen erstellt, welche jedoch unter der Verwendung der Farbaufnahmen des weiter unten beschriebenen Kamerasystems Ralph nachträglich ’colorisiert’ werden können.

In den kommenden Monaten wird das Kamerasystem in regelmäßigen Abständen mehrere Hundert Aufnahmen des Pluto-Systems anfertigen, welche zunächst der optischen Navigation der Raumsonde dienen. Aus den Daten der am 25. Januar beginnenden zweiten von insgesamt vier Navigationskampagnen soll noch bis zum Februar 2015 abgeleitet werden, ob New Horizons in den folgenden Monaten ein weiteres Kurskorrekturmanöver durchführen muss, welches dann Mitte März beziehungsweise Mitte Mai ausgeführt werden müsste. Aus den Aufnahmen sollen zudem kurze ’Annäherungsvideos’ erstellt werden, auf denen Pluto und dessen Monde immer besser und besser zu erkennen sein werden. Im April 2015 sollen der Pluto und der Mond Charon dann auch erstmals ’in Farbe’ abgebildet werden. Ebenfalls ab dem April sollen es die LORRI-Aufnahmen ermöglichen, bei den vier kleineren Plutomonden Helligkeitsunterschiede auf deren Oberflächen zu erkennen.

Ungefähr ab Mitte Mai 2015 wird LORRI Fotos anfertigen können, welche über eine bessere Auflösung verfügen als die besten Pluto-Aufnahmen des Weltraumteleskops Hubble. Während der Plutopassage sollen Aufnahmen angefertigt werden, welche Teilbereiche der Plutooberfläche im Bereich der dort zu diesem Zeitpunkt gegebenen Tag/Nacht-Grenze mit einer Auflösung von bis zu 50 Metern wiedergeben. Die Oberfläche von Charon soll dagegen aufgrund der größeren Distanz während des Vorbeifluges mit Auflösungen von bis zu 250 Metern abgebildet werden können.

Da sowohl Pluto als auch Charon für eine vollständige Drehung um ihre Rotationsachsen einen Zeitraum von etwa sechs Tagen, neun Stunden und 17 Minuten benötigen und der eigentliche Vorbeiflug am 14. Juli 2015 innerhalb weniger Stunden erfolgt werden diese am höchsten aufgelösten Aufnahmen jedoch in beiden Fällen nur einen Teil der jeweiligen Oberflächen zeigen. Durch das Studium dieser Aufnahmen erhoffen sich die beteiligten Wissenschaftler trotzdem Erkenntnisse über die globale Form und Gestalt der Oberflächen dieser beiden Himmelskörper sowie über deren exakte Rotationsdauer. Die nicht während der dichtesten Annäherungen fotografierbaren Oberflächenbereiche dieser beiden Himmelskörper können drei Tage vor beziehungsweise nach dem Encounter aus Entfernungen von etwa drei Millionen Kilometern abgebildet werden. Selbst auf diesen Aufnahmen wird dabei immer noch eine maximale Auflösung von etwa 40 Kilometern pro Pixel erreicht.

Weitere Details zur LORRI-Kamera finden Sie - ebenfalls in englischer Sprache - in diesem PDF-Dokument.

Ein weiteres Kamerasystem trägt den Namen Ralph. Neben der Kartierung der Oberflächen von Pluto und Charon mit einer Auflösung von bis zu maximal 250 Metern pro Pixel kann dieses Kamerasystem auch dazu genutzt werden, um Farbaufnahmen anzufertigen. Zu diesem Zweck verfügt das Instrument über ein Sechs-Zentimeter-Teleskop, welches das Licht ’einfängt’ und anschließend zu zwei getrennten Subsystemen weiterleitet.

Für die Anfertigung der Farbbilder ist die "Multispectral Visible Imaging Camera" (kurz "MVIC") zuständig, welche im sichtbaren und im nahinfraroten Lichtbereich bei 400 bis 975 Nanometern arbeitet. Dank der Daten der MVIC können auch die deutlich höher aufgelösten Schwarz-Weiß-Aufnahmen der LORRI-Kamera in einen farblichen Kontext gesetzt werden.

Das "Linear Etalon Imaging Spectral Array" (kurz "LEISA") - ein abbildendes Spektrometer - sammelt seine Daten dagegen im infraroten Bereich des Lichts bei 1,25 bis 2,50 Mikrometern Wellenlänge. Hierdurch sollen Daten über die Temperatur sowie über die chemische und mineralogische Oberflächenzusammensetzung von Pluto und Charon gewonnen werden. Falls auf den Oberflächen dieser beiden Himmelskörper tiefere Krater existieren sollten, so könnte LEISA durch deren Beobachtung auch Daten gewinnen, welche Informationen aus dem Inneren dieser beiden Objekte enthüllen. Aber auch die kleineren Begleiter des Pluto stehen auf dem gegenwärtig gültigen Beobachtungsprogramm dieses Spektrometers.

Eine ausführlichere Beschreibung der Ralph-Kamera finden Sie hier in englischer Sprache.

Im Gegensatz zu den zuvor beschriebenen Fernerkundungsinstrumenten handelt es sich bei Rex nicht um ein direkt abbildendes System. Rex ist vielmehr ein Radiowellenexperiment, welches mit dem Kommunikationssystem der Raumsonde durchgeführt wird und das auf dem Prinzip der Radio-Okkultation basiert.

Hierzu werden mit den Antennen des Deep Space Networks (kurz "DSN") der NASA während der Plutopassage einfache Trägerwellensignale in Richtung New Horizons abgesetzt. Die Flugbahn von New Horizons ist so gewählt, dass sich der Zwergplanet Pluto rund 62 Minuten nach dem Vorbeiflug kurzfristig genau zwischen der Raumsonde und der Erde befinden wird. Die von dem DSN abgesetzten Signale müssen somit zuerst die Plutoatmosphäre durchdringen, bevor sie von der Raumsonde empfangen werden können. Hierbei werden sie jedoch minimal verändert. Diese Signale werden anschließend von New Horizons gespeichert und zu einem späteren Zeitpunkt zurück zur Erde übertragen. Durch die Auswertung der veränderten Signale lässt sich ebenfalls die Ausdehnung, Dichte, Temperatur und Zusammensetzung der Pluto-Atmosphäre studieren.

Ein vergleichbares Experiment ist nochmals 87 Minuten später auch bei dem Mond Charon vorgesehen. Hierbei wollen die Wissenschaftler jedoch in erster Linie erst einmal prinzipiell herausfinden, ob dieser größte Mond des Zwergplaneten überhaupt über eine Atmosphäre verfügt. Weitere Informationen und technische Details über das Rex-Experiment finden Sie hier in englischer Sprache.

Die ’In-situ’-Instrumente von New Horizons

Zu den für ’direkte’ Untersuchungen ausgelegten ’In-situ’-Instrumenten zählen dagegen die drei Instrumente PEPPSI, SWAP und Venetia.

Bei PEPSSI - kurz für "Pluto Energetic Particle Spectrometer Science Investigation" - handelt es sich um ein Ionen- und Elektronenspektrometer, welches unter der Verwendung von 12 Empfangskanälen nach neutralen Atomen, die aus der Atmosphäre des Pluto entweichen, suchen soll.

Pluto ist von einer extrem dünnen, aber trotzdem vermutlich bis zu 3.000 Kilometer über die Oberfläche reichenden Atmosphäre umgeben, welche sich laut den bisherigen Studien zum größten Teil aus Stickstoff zusammensetzt. Des weiteren sind dort auch Kohlenstoffmonoxid und Methan in geringen Konzentrationen enthalten. Allerdings verfügt der Pluto mit seinem Durchmesser von etwa 2.310 Kilometern über deutlich zu wenig Masse, um diese Gase dauerhaft an sich binden zu können. Vergleichbar mit dem Planeten Mars - wo allerdings noch weitere Faktoren eine Rolle spielen (Raumfahrer.net berichtete) - verliert auch Pluto permanent einen Teil seiner Atmosphäre.

Dieser Verlust - und dabei speziell die auftretenden Fluchtraten der verschiedenen Gasmoleküle - soll durch das Instrument PEPPSI näher untersucht werden. Dabei werden aus der Pluto-Atmosphäre entweichende und anschließend in das Instrument eintretende Ionen mit Energien von 1 bis 1.000 keV und Elektronen mit Energien von 20 bis 700 keV erfasst, wobei die Masse und Energie jedes einzelnen Partikels gemessen werden kann.

Weitere Informationen zu PEPPSI finden Sie hier in englischer Sprache.

Das SWAP-Instrument - kurz für "Solar Wind Around Pluto" - beschäftigt sich ebenfalls mit dem Atmosphärenverlust auf dem Pluto, dient dabei aber auch der Studie des Zentralgestirns unseres Sonnensystems. SWAP ist ein Instrument, mit dem geladene Teilchen mit Energien von bis zu 7,5 Kiloelektronenvolt, welche aus Plutos Atmosphäre entweichen und dabei vom Sonnenwind mitgerissen werden, gemessen werden können. Dadurch soll in erster Linie festgestellt werden, ob Pluto über eine Magnetosphäre verfügt. Weiterhin kann mit SWAP auch der Sonnenwind beziehungsweise dessen Auswirkungen in der Umgebung von Pluto studiert werden. Außerdem werden auf diese Weise ebenfalls grundlegende Daten über die Plutoatmosphäre gesammelt.

Weitere technische Informationen und Einzelheiten zu den wissenschaftlichen Zielsetzungen von SWAP finden Sie hier ebenfalls in englischer Sprache.

Bei dem Venetia Burney Dust Counter-Experiment (kurz "Venetia") handelt es sich um ein Instrument zur Untersuchung von kosmischen Staubpartikeln entlang der gesamten Flugroute der Raumsonde. Das Instrument zählt hierzu die auf die Raumsonde auftreffenden Staubpartikel und bestimmt zugleich deren Masse. Es handelt sich dabei um das erste Instrument dieser Art, welches weiter als 18 Astronomische Einheiten von der Sonne entfernt - dies entspricht einer Entfernung von etwa 2,7 Milliarden Kilometern - betrieben wird. Durch das Instrument sollen in erster Linie Informationen zu der Menge und Verteilung von interplanetaren Staubpartikeln im Sonnensystem gesammelt werden, welche sich entlang der Flugbahn von New Horizons befinden. Aus diesen Daten lassen sich auch Aussagen über die Kollisionsraten von Asteroiden, Kometen und Kuipergürtelobjekten ableiten. Auch im Mini-System des Zwergplaneten Pluto wird Venetia nach den dort vermuteten Staubpartikeln Ausschau gehalten.

Neben dem in diesem Zusammenhang nur mit einer nicht nennenswerten Atmosphäre geschützten Pluto stellen auch dessen fünf bisher bekannten Monde ein ’Ziel’ für die Einschläge von Meteoroiden dar. Bei den Meteoroiden handelt es sich um kleine Objekte mit Durchmessern von wenigen Mikrometern bis hin zu einigen Metern, welche sich auf einer Umlaufbahn um unsere Sonne befinden und die dabei schließlich auch mit den Planeten, Asteroiden und Monden unseres Sonnensystems kollidieren können. Durch diese kontinuierlich erfolgenden Einschläge von Mikrometeoriten werden vermutlich größere Mengen an Staubpartikeln in das den Pluto umgebende Weltall befördert. Aus diesen Partikeln, so die Vermutung von einigen Wissenschaftlern, könnte sich eventuell sogar ein den Zwergplaneten umgebendes Ringsystem gebildet haben.

Während ein solches Ringsystem - sofern es denn tatsächlich vorhanden ist - in den kommenden Monaten von den Kamerasystemen aufgespürt werden wird, soll Venetia allgemeine Informationen über die ’freien’ Staubpartikel liefern, welche viel zu klein sind, um sie mit optischen Systemen aufzuspüren. Venetia besteht aus einer 46 x 30 Zentimeter abmessenden Detektorplatte, welche auf der Außenhülle der Raumsonde angebracht ist, und einer im Inneren von New Horizons befindlichen Elektronikbox. Mit dem Instrument können noch Partikel aufgespürt werden, welche über die Masse von lediglich einem Picogramm - dies entspricht einem billionstel Gramm - verfügen.

Venetia ist das einzige der sieben von New Horizons mitgeführten wissenschaftlichen Instrumente, welches auch während der zwischenzeitlichen Hibernationsphasen der Raumsonde aktiv war und somit fast während des gesamten Fluges Daten sammeln konnte. Auch nach dem Passieren des Pluto soll das Instrument weiterhin aktiv sein und während des Weiterfluges zum nächsten Ziel von New Horizons weitere Daten sammeln.

Das Venetia-Experiment wurde von Studenten der Universität Colorado entwickelt und ist das erste von Studenten entwickelte Instrument, welches von der NASA auf einer interplanetaren Forschungsmission mitgeführt wurde. Ursprünglich trug das Instrument den Namen "Student-built Dust Counter" (kurz "SDC"). Im Juni 2006 wurde es jedoch zu Ehren von Venetia Burney, welche im Jahr 1930 für den erst kurz zuvor entdeckten Pluto den seitdem verwendeten Namen vorschlug, in "Venetia" umbenannt.

Weitere Informationen zu dem Venetia-Experiment finden Sie hier erneut in englischer Sprache.

Die Wissenschaftskampagne

Für die kommenden Monate wurde von den beteiligten Wissenschaftlern ein detaillierter Plan ausgearbeitet, nach dem die verschiedenen Instrumente aktiv sein werden und Daten sammeln sollen. Die dabei erwünschten Daten sind auf die Möglichkeiten der einzelnen Instrumente ausgerichtet, welche sich mit den unterschiedlichen Entfernungen zum Pluto verändern werden.

Bis zum 4. April wird eine bereits am 6. Januar 2015 begonnene Kampagne andauern, bei der PEPPSI und SWAP zunächst aus großen Entfernungen die Fluchtraten der Gasmoleküle aus der Plutoatmosphäre untersuchen sollen, während die LORRI-Kamera im gleichen Zeitraum den Pluto vor dem Sternenhintergrund und die Bewegungen seiner Monde dokumentieren wird. Ab Anfang April - hier beginnt die "Approach Phase 2" - werden die LORRI-Aufnahmen Auflösungen bieten, welche für die Suche nach weiteren Monden oder einem eventuell vorhandenen Ringsystem geeignet sein werden. Am 23. Juni beginnt schließlich die dritte und letzte Phase der Annäherung von New Horizons an den Pluto, welche bis zum 13. Juli andauern wird.

Immer höher aufgelöste Aufnahmen ermöglichen dabei eine immer besser werdende Kartierung der Oberfläche und auch die restlichen Instrumente- speziell PEPPSI und SWAP - werden immer bessere Daten liefern. LEISA und Alice werden dabei zudem im ultravioletten und infraroten Spektralbereich auftretende Veränderungen detektieren, welche in Verbindung mit den weiteren Daten der verschiedenen Instrumente dazu geeignet sein werden, den Pluto und dessen Entstehungs- und Entwicklungsgeschichte eingehend zu untersuchen.

Unterstützt und ergänzt werden die jetzt in die ’heiße Phase’ eintretenden Untersuchungen von New Horizons in den kommenden Monaten zudem durch diverse Beobachtungen, bei denen die Wissenschaftler auf verschiedene erdgestützte und im Weltraum operierende Teleskope zurückgreifen wollen.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net

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(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: JHU/APL, SwRI, The Planetary Society, Wikipedia)


» Feng Yun 2C: Deorbiting durch Bahnanhebung
30.12.2014 - Nach Angaben des Chinesischen Meteorologischen Amts (CMA) wurde der ehemals Geostationäre Wettersatellit Feng Yun 2C zum 13. Dezember 2014 in einen Friedhofsorbit gesteuert und dort endgültig stillgelegt.
Unter Deorbiting versteht man eine gezielte Änderung des Orbits eines Erdsatelliten mit der Absicht, sinnvoll nutzbare und dementsprechend belegte Orbits nicht mit ausgedienten Raumfahrzeugen zu verstopfen.

Mit einem Deorbiting ist derzeit nicht notwendiger Weise ein gezielt herbeigeführter zerstörerischer Wiedereintritt in die Erdatmosphäre verbunden. Für ein solches Manöver haben die meisten der derzeit im All befindlichen Satelliten nicht genug Treibstoff an Bord. Für Satelliten im Geostationären Orbit (GEO) - rund 35.786 Kilometer über der Erde - wäre die benötigte Treibstoffmenge im Vergleich zu auf niedrigeren Erdumlaufbahnen befindlichen Satelliten außerdem höher.

Das CMA meldete mit Datum vom 26. Dezember 2014, am 10. Dezember 2014 sei mit den Arbeiten für das Deorbiting von Feng Yun 2C begonnen worden. Ihren Abschluss fanden diese Arbeiten laut CMA am 13. Dezember 2014 mit der Abschaltung aller an Bord des Satelliten befindlichen Instrumente.

Vor dem Deorbiting bewegte sich Feng Yun 2C zuletzt auf einer rund 5,8 Grad gegen den Erdäquator geneigten Bahn in rund 35.790 Kilometern über der Erde. Nach den chinesischerseits beschriebenen Arbeiten kann der Erdtrabant auf einem Orbit in Höhen zwischen 36.400 und 36.440 Kilometern über der Erde bei unveränderter Bahnneigung beobachtet werden. In Relation zum GEO wurde durch die Deorbiting-Arbeiten also ein Abstand von mindestens 600 Kilometern nach oben erzielt.

Feng Yun 2C befindet sich seit dem 19. Oktober 2004 im Weltraum. Der Satellit war auf einer Rakete des Typs Langer Marsch 3A vom chinesischen Satellitenstartzentrum Xichang (XSLC) aus ins All transportiert worden (Start ~ 1:30 Uhr UTC). Er wirkte als Nachfolger zweier Testsatelliten als erster chinesischer geostationärer Wettersatellit mit einem Einsatz im Regelbetrieb. Nach Angaben der CMA stellte der Satellit am 25. November 2009 seine Arbeit ein und sei danach als Reserve vorgehalten worden. Positioniert war er bei 123,5 Grad Ost im Geostationären Orbit. Die Auslegungsbetriebsdauer des Satelliten lag im Bereich von drei bis vier Jahren.

Der trommelförmige Satellit mit 2,1 Metern Durchmesser war spinstabilisiert und drehte sich nominell mit 98 Umdrehungen pro Minute. Der Hauptkörper des Satelliten ist 2,1 Meter lang, mit dem aufgesetzten, entdrallten Antennenmast insgesamt rund 4,5 Meter. Die Startmasse von Feng Yun 2C betrug nach Angaben der Weltorganisation für Meteorologie (World Meteorological Organization, WMO) rund 1.380 Kilogramm, als Leermasse des Satelliten werden 680 Kilogramm genannt.

Auf der Zylinderwand des Satelliten sind die zur Gewinnung elektrischer Energie verwendeten Solarzellen aufgebracht, welche die Satellitensysteme mit 300 Watt elektrischer Leistung versorgen konnten. Zur Stromspeicherung kam ein gegenüber den Testsatelliten von 17 auf 25 Amperestunden Kapazität erweiterter Akkumulatorensatz zum Einsatz.

Bestimmungen über die Vermeidung von Weltraumschrott erfordern die vollständige Abschaltung elektrischer Stromversorgungssysteme, wenn Satelliten außer Dienst gestellt werden. So hofft man beispielsweise Explosionsereignisse zu verhindern, bei denen Weltraumschrott entsteht, welcher eine Gefahr für andere Raumfahrzeuge darstellt. Angaben über die Trennung der Solarzellen von der Ladeschaltung und zur Entladung des Akkumulatorensatzes an Bord von Feng Yun 2C machte das CMA nicht.

Das Auseinanderbrechen einiger Satelliten in der Vergangenheit wurde mutmaßlich von versagenden Akkumulatoren verursacht. Beteiligt waren daran in der Regel ältere Akku-Konstruktionen ohne Lithium-Ionen-Zellen.

Befindet sich ein Satellit - beispielsweise in einem Friedhofsorbit - in freier Drift, können wegen der Umgebungsbedingungen im Weltraum heftige Temperaturwechsel geschehen, Störungen und Ausfälle des Thermalmanagements auftreten, Bauteile versagen und Strahlungsschäden vorkommen. Dabei ist es wünschenswert, wenn an Bord eines solchen Satelliten befindliche Akkumulatoren trotz allem nicht lecken oder bersten.

Wegen der Gefahr für andere Raumfahrzeuge ist es keinesfalls eine sinnvolle Alternative, einen ausgedienten Satelliten "einfach abzuschießen", und dabei in eine "Schrottwolke" zu verwandeln, wie es China mit dem polaren Wettersatelliten Feng Yun 1C am 11. Januar 2007 praktiziert hat. Das allenfalls als Macht- und Technologiedemonstration geeignete Manöver bereitet den Betreibern von unbemannten und bemannten Raumfahrzeugen noch heute, und auch in absehbarer Zukunft, regelmäßig Kopfzerbrechen und Aufwand.

Feng Yun 2C (FY-2C) ist katalogisiert mit der NORAD-Nr. 28.451 und als COSPAR-Objekt 2004-042A.


(Autor: Thomas Weyrauch - Quelle: CMA, Raumfahrer.net, WMO)



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Mars Aktuell: Opportunity erreicht den Gipfel des Cape Tribulation von Redaktion



• Opportunity erreicht den Gipfel des Cape Tribulation «mehr» «online»


» Opportunity erreicht den Gipfel des Cape Tribulation
10.01.2015 - Mit seiner am vergangenen Mittwoch erfolgreich abgeschlossenen Besteigung des Cape Tribulation hat der mittlerweile seit fast elf Jahren aktive Marsrover Opportunity bei der Erforschung unseres Nachbarplaneten einen weiteren Meilenstein erreicht. Vor der geplanten Fortsetzung der Forschungsmission soll von diesem erhöhten Standort aus ein Fotopanorama erstellt werden, welches einen spektakulären Blick auf die Umgebung liefern wird.
In den 90er Jahren des vergangenen Jahrhunderts entwickelten Wissenschaftler der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA den Plan, eine aus zwei baugleichen Rovern bestehende Robotermission zu unserem äußeren Nachbarplaneten zu entsenden. Das primäre Ziel dieser Mars Exploration Rover-Mission, so die gestellte Zielsetzung der NASA, sollte die Suche nach Anzeichen für ein früheres Vorhandensein von flüssigem Wasser auf der Oberfläche unseres Nachbarplaneten sein. Insbesondere sollten dazu die Zusammensetzung und Verteilung von Mineralien und Gesteinen in der unmittelbaren Umgebung der Landestellen der beiden Rover untersucht werden.

In Anlehnung an ihre instrumentarische Ausstattung mit verschiedenen Spektrometern und diversen Kamerasystemen sowie einer Mikroskopkamera und einem Gesteinsbohrer zur direkten Untersuchung der Marsoberfläche wurden die beiden Rover Spirit und Opportunity auch als ’Robotergeologen’ bezeichnet.

Was von der NASA anfangs als eine Mission von lediglich 90 Tagen Dauer geplant war, in denen jeder der beiden Rover eine Strecke von optimistisch veranschlagten etwa 700 bis bestenfalls 1.000 Metern zurücklegen sollte, entwickelte sich im Laufe der folgenden Jahre zu einer nahezu unvergleichlichen Erfolgsgeschichte. Sowohl aus technischer als auch aus wissenschaftlicher Sicht übertrafen die beiden Rover selbst die höchsten der in sie gesetzten Erwartungen bei Weitem.

Opportunity, der zweite der beiden an dieser Mission beteiligten Rover, landete vor mittlerweile fast elf Jahren am 25. Januar 2004 um 06:05 Uhr MEZ bei zwei Grad südlicher Breite und 353,8 Grad östlicher Länge auf der Hochebene Meridiani Planum. Bereits wenige Tage danach begann dieser ’Kundschafter der Menschheit’ mit seiner Untersuchung der Marsoberfläche. In den folgenden Jahren bewegte sich Opportunity über eine Distanz von mehr als 41 Kilometern und untersuchte dabei neben verschiedenen signifikanten Bodenstrukturen auch diverse auf dem Weg gelegenen Krater (Raumfahrer.net berichtete mehrfach).

Aufgrund der während dieser Untersuchungen gesammelten Daten gilt es mittlerweile als gesichert, dass in diesem Bereich der Oberfläche des Mars vor Jahrmilliarden Wasser geflossen ist, welches seine deutlich nachweisbaren Spuren auf der Marsoberfläche hinterlassen hat. Das Wasser trat dabei lange genug auf, um die auf der Marsoberfläche befindlichen Gesteine auch chemisch zu verändern.

Der Endeavour-Krater

Auf seinem Weg über das Meridiani Planum erreichte Opportunity bereits am 9. August 2011 den Rand des etwa 22 Kilometer durchmessenden und bis zu 300 Meter tiefen Endeavour-Kraters. Seitdem ist der Rover damit beschäftigt, am westlichen Rand dieses rund 3,8 Milliarden Jahre alten Impaktkraters diverse Gesteinsformationen zu untersuchen. Durch die Ermittlung der chemischen und mineralogischen Zusammensetzung dieser Gesteine ergeben sich für die an dieser Mission beteiligten Wissenschaftler neue Einblicke in die Entstehungs- und Entwicklungsgeschichte dieser Region unseres Nachbarplaneten.

Das besondere Interesse ist dabei auf die Suche nach Tonmineralen und Schichtsilikaten gerichtet, deren eindeutige Signaturen erstmals im Jahr 2010 mit einem der Instrumente des NASA-Marsorbiters Mars Reconnaissance Orbiter (kurz MRO) in dieser Region nachgewiesen werden konnten. Bei dem betreffenden Instrument handelt es sich um das CRISM-Spektrometer (kurz für "Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars"), einem bildgebenden Spektrometer für die Erkennung von Mineralen auf der Marsoberfläche. Speziell konnte das CRISM dabei eisen-, magnesium- und aluminiumhaltige Smektite detektieren.

Das Cape Tribulation

Seit Mitte August 2014 bewegte sich Opportunity am Rand einer mit dem Namen Cape Tribulation belegten Geländeformation, welche einen mehrere Kilometer langen Teilbereich des stark erodierten Randes des Endeavour-Kraters bildet. In den letzten Wochen hat sich der Rover dabei immer weiter dem Gipfel dieser Formation genähert. Am 7. Januar 2015 erreichte Opportunity diesen Gipfel schließlich im Rahmen einer Fahrt über weitere rund 12 Meter. Der jetzt erreichte Punkt ist zugleich die höchste Stelle in der Umgebung des Endeavour-Kraters, welche der Rover bisher erreichte.

Eine faszinierende Aussicht auf die Umgebung

Von seinem neuen Standort aus, welcher sich um etwa 135 Meter über die im Westen angrenzende Ebene des Meridiani Planum erhebt, bietet sich dem Rover ein faszinierender Blick aus das umliegende Gelände. Auf ersten Panoramaaufnahmen, welche mit der Navigationskamera des Rovers angefertigt wurden, sind nicht nur das mit Sanddünen bedeckte Innere des rund 22 Kilometer durchmessenden Endeavour-Kraters und der auf der anderen Seite des Kraters gelegene östliche Kraterrand, sondern auch Teilbereiche des ’Kamms’ des Cape Tribulation und anderer Geländeerhebungen am westlichen Kraterrand erkennbar. Sogar ein weiterer Impaktkrater, der rund 15 Kilometer südlich vom Endeavour-Krater gelegene und etwa fünf Kilometer durchmessende Iazu-Krater ist auf diesen Aufnahmen ansatzweise erkennbar.

In den kommenden Tagen soll mit der Panoramakamera von Opportunity ein Farbmosaik der Umgebung - das so genannte "Tribualtion-Gipfel-Panorama" - angefertigt werden, welches bestimmt noch spektakulärer ausfallen wird als die Schwarz-Weiß-Aufnahmen der Navigationskamera. Allerdings werden voraussichtlich noch mehrere Wochen vergehen, bis die zuständigen Mitarbeiter der Mars Exploration Rover-Mission die dafür erforderlichen Einzelaufnahmen im Anschluss an die damit verbundenen aufwendigen Aufarbeitungen zu einem finalen Panorama zusammengesetzt haben, welches dann der Öffentlichkeit präsentiert werden kann.

Hierbei bleibt nur zu hoffen, dass der Mars in den kommenden Tagen mit den für die Planung dieser Aufnahmen zuständigen Wissenschaftlern ’kooperiert’ und möglichst wenig Staub die Fernsicht der Kamera ’trübt’. In der zweiten Hälfte des Jahres 2014 registrieren die Marsforscher - über den gesamten Planeten verteilt - eine größere Zahl von regional begrenzten Staubstürmen, durch die größere Mengen an Staubpartikeln in die Marsatmosphäre befördert wurden. Mittlerweile haben die Anzahl und Stärke diese Stürme zwar wieder deutlich abgenommen - trotzdem befinden sich immer noch deutlich erkennbare Mengen an Staub in der Atmosphäre.

Während der bereits seit dem 8. Januar laufenden Kampagne zur Erstellung dieses Panoramas darf der Rover seine derzeitige Position nicht verändern. Diese mehrere Tage andauernde Phase soll jedoch trotzdem genutzt werden, um auch die ’üblichen’ Forschungen fortzusetzen. Zu diesem Zweck erfolgte am vergangenen Donnerstag noch vor dem Beginn der Fotokampagne eine minimale Umplatzierung des Rovers. Hierdurch gelang ein interessant erscheinender Stein in die Reichweite des Instrumentenarms, welcher in den kommenden Tagen mit den dort platzierten Instrumenten eingehender untersucht werden soll.

Das nächste Ziel: Marathon-Valley

Nach dem Abschluss der Fotokampagne soll Opportunity seine Fahrt fortsetzen. Bei dem dabei angepeilten ’Fern-Ziel’ handelt es sich um ein mit dem Namen "Marathon Valley" belegtes Tal, welches sich ebenfalls im Bereich des Cape Tribulation befindet. Auch hier wurden in den vergangenen Jahren durch das CRISM-Spektrometer des MRO (kurz MRO) erhöhte Konzentrationen von verschiedenen Tonmineralen registriert, welche sich dort anscheinend auf einem engen Raum konzentrieren.

Durch die eingehende Untersuchung dieser Minerale, welche sich nur unter dem langfristigen Einfluss von Wasser mit einem nahezu neutralen pH-Wert gebildet haben können, und der Erforschung der allgemeinen geologischen Bedingungen erhoffen sich die an der Mission beteiligten Wissenschaftler weitere Erkenntnisse über die Vorgänge, welche einstmals zu der Bildung dieser Tonminerale führten und über die Umweltbedingungen, die dabei vor Jahrmilliarden in diesem Bereich der Marsoberfläche vorherrschten.

Außerdem sind auf den Aufnahmen der ebenfalls an Bord des MRO befindlichen HiRISE-Kamera an den Innenwänden dieses Tals verschiedene Gesteinsschichten erkennbar. Wie bei einer extrem verkleinerten Version der Steilwände des Grand Canyon im US-Bundesstaat Arizona ergibt sich hier für die Marsforscher eventuell auf kleinstem Raum ein Einblick in die langfristige klimatologische und geologische Geschichte dieser Region der Marsoberfläche.

Bis zum Erreichen dieses Tals muss Opportunity noch weitere rund 600 Meter in die südliche Richtung zurücklegen. Die beteiligten Mitarbeiter der NASA gehen davon aus, dass dieses nächste Ziel bereits in wenigen Wochen erreicht werden wird.

Der Flash-Speicher

In den vergangenen Monaten traten mehrfach Probleme mit dem Flash-Speicher des Bordcomputers von Opportunity auf. Diese Probleme waren letztendlich so gravierend, dass der Rover seit dem Dezember 2014 auf diesen nichtflüchtigen Speicher verzichten muss (Raumfahrer.net berichtete). Allerdings gehen die Mitarbeiter des Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien davon aus, dass der Flash-Speicher in Zukunft wieder genutzt werden kann. Offenbar - so zeigten entsprechende Analysen bereits im Oktober 2014 - sind die aufgetretenen Probleme auf eine einzige der insgesamt sieben Speicherbänke des Flash-Speichers zurückzuführen, welche für die zwischenzeitliche Ablage von Daten genutzt werden.

Die Spezialisten des JPL haben mittlerweile jedoch eine Lösung für dieses Problem gefunden. Mit einem speziellen Software-Update soll die betreffende Speicherbank vom Rest des Speichers isoliert und anschließend dauerhaft nicht mehr genutzt werden. Die sich dadurch hoffentlich wieder ergebende Stabilität des Flash-Speichers würde die damit verbundene Reduzierung der Gesamtkapazität des Speichers um rund 14 Prozent mehr als nur ausgleichen. Derzeit wird das hierfür erstellte Software-Update ausführlichen Tests unterzogen, welche sich allerdings aufgrund der damit verbundenen Komplexität vermutlich noch über mehrere Wochen hinziehen werden.

"Das entsprechende Update für den Flash-Speicher erfordert einen dauerhaften Eingriff in die Betriebssoftware des Rovers. Deshalb führen wir jetzt zunächst erst einmal ausführliche Tests durch um sicherzustellen, dass sich durch diese Veränderung keine ungewollten Nebeneffekte beim Betrieb des Rovers einstellen", so John Callas, der Projektmanager der Opportunity-Mission vom JPL.

Bis zum heutigen Tag - dem Sol 3897 seiner Mission - hat der Rover Opportunity rund 41.620 Meter auf der Oberfläche des Mars zurückgelegt und dabei 199.708 Aufnahmen von der Oberfläche und der Atmosphäre des "Roten Planeten" aufgenommen und an sein Kontrollzentrum am JPL übermittelt.

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(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: JPL, Malin Space Science Systems, The Planetary Society, UMSF-Forum, New Mexico Museum of Natural History & Science)



 

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