Vortrag 65

- Kometen – eine Flotte zieht auf -Über die Erkundung der schmutzigen Schneebälle durch Raumsonden

Einleitung:

Bei der Begegnung der Erde mit dem Kometen Halleys im Jahr 1910, waren auf den Halleyschen Kometen viele Fernrohre und andere Meßgeräte gerichtet.Erst beim letzten Treffen im Jahr 1986 konnte man den Kometen tatsächlich besuchen. Viele Länder traten ich zusammen und konstruierten Robotsonden, die sich frühzeitig genug auf den Weg machten, um zur rechten Zeit am rechten Ort zu sein und Messungen aus weit geringerem Abstand als es je möglich war, zu machen.Die Japaner benutzen zwei Sonden mit den Namen Sakigake und Planet A. Diese Sonden flogen allerdings in einer sehr großen Entfernung am Halleyschen Kometen vorbei und erforschten den Schweif des Kometen. Allein für diesen Zweck waren sie auch nur konstruiert worden.Die Sowjets starteten ebenfalls zwei Sonden, die sich dem Kometen schon auf eine Entfernung von „nur“ 10000 Kilometern nähern sollten. Diese Sonden hatten allerdings schon vorher einen Auftrag erfolgreich beendet, nämlich einen Flug zum Planeten Venus der, nach dem Erfolgreichen abwerfen einiger Messinstrumente, welche in Ballons verpackt waren, weiter zum Kometen Halley führte.Den Vogel und damit die größte Annäherung, schoss aber die europäische Raumsonde Giotto ab. Die Europäer konstruierten eine Raumsonde, mit dem Ziel in nur einer Entfernung von ca. 100, oder weniger Kilometer am Halleyschen Kometen vorbeizufliegen und dabei Fotos von seinem eigentlichen Kern aufzunehmen. Dieses Unternehmen war unglaublich kompliziert und schwierig in seiner Durchführung.Über dieses erste Unternehmen, einen Kometen aus nächster Nähe zu untersuchen, soll Sie dieser Vortrag informieren. Im Anschluss an die Giotto-Mission werden wir andere Raumfahrtmissionen zu den Kometen beleuchten und herausfinden, wie erfolgreich diese Missionen waren.

Giotto

Anfang des neuen Jahrtausends sind Kometensonden "in". Rosetta wird zum Kometen Churry geschickt. Stardust passierte den Kometen Wild/2. Deep Space 1 machte einen Vorbeiflug beim Kometen Borelly. Die Raumsonde Contour, die zu zwei Kometen fliegen sollte ging dagegen beim Start verloren. Sie alle basieren auf den Ergebnissen die man mit der Raumsonde Giotto gewonnen hat.

Die Ursprünge von Giotto

Ende der 70 er Jahre planten die NASA und die ESA eine Reihe von Projekten bei denen beide Agenturen zusammenarbeiten wollten.

S o s o l l t e n b e i d e A g e n t u r e n j e e i n e R a u m s o n d e z u J u p i t e r( als Sprungbrett für eine polare Umlaufbahn um die Sonne ) und zum Kometen Halley senden. Die Einsparungen im NASA Planetenprogramm unter der Reagan Administration zwangen die USA die Pläne für eine eigene Raumsonde einzustellen. So wurde aus der „International Comet Halley Watch“ die Raumsonde Giotto.Kleine Randbemerkung: Die NASA plante 1986 einen Shuttleflug, um den Kometen Halley aus der Umlaufbahn heraus zu beobachten. Bei den Kosten die ein Shuttleflug verursachte, wäre eine eigene Kometensonde, gestartet auf einer Delta Rakete, sicher preiswerter geworden. Doch auch dazu kam es wegen der Explosion der Challenger am 28.1.1986 nicht.Der Name Giotto wurde gewählt, da der italienische Maler Giotto di Bondone ( 1267-1304 ) im Jahre 1304 den Halleyschen Kometen in einem Fresko in Padua als Stern von Bethlehem darstellte. Dies war nicht eine der frühesten Darstellungen von Halley ( es gibt eine, die ihn im Jahre 1066 zeigt, als Wilhelm der Eroberer England angriff und der Komet als böses Omen von den Engländern gedeutet wurde, im sogenannten Teppich von Barjö ), aber es war eine der bekanntesten Darstellungen in der Kunst.

Das Ziel

Halley ist nicht nur der bekannteste Komet, er ist auch einer der aktivsten. Durch seine lange Umlaufszeit von 76.08 Jahren hat er wenig Material verloren. Er nähert sich aber auch der Sonne bis auf 88 Millionen km und ist dadurch sehr aktiv. Gleichzeitig ist seine Bahn sehr gut bekannt und er wurde daher als Ziel für Giotto gewählt. Die Bahn kann sich durch Einflüsse der Gravitation der Planeten ( vor allem Jupiter ) ändern, weshalb man nicht durch Abziehen von 76.08 Jahren zu den angegebenen Sichtungen kommt. Die Veränderung der Bahn wurde aber berücksichtigt, so dass man weiß, dass bei unten angegebenen Sichtungen immer der Halleysche Komet gemeint ist.Die erste schriftliche Erwähnung von Halley findet sich im Jahre 1058/59 v. Chr. bei den Chinesen. Ein Text aus dem Jahr 2467 v.Chr. über einen Kometen kann sich auch auf den Halleyschen Kometen beziehen.Im Jahre 834 n.Chr. muss der H a l l e y s c h e K o m e t d e n prächtigsten Anblick geboten haben, als er sich der Erde auf nur 6 Millionen km näherte. 1986, als ihn Giotto passieren sollte war er dagegen mit 63 Millionen km mehr als 10 mal weiter entfernt. Halley war immer ein Komet der als Omen von schlimmen Ereignissen galt. Im Jahre 12 v. Chr. erschien er kurz bevor Agrippa in Rom ermordet wurde. Das nächste Erscheinen im Jahre 66 v.Chr. kündigte die Zerstörung Jerusalems an. 451 war er sichtbar als Attila starb und 1456 als die Türken Belgrad belagerten. Zu dieser Zeit verfluchte Papst Kalixt der III den Kometen als "Agenten des Teufels". Damit hatten Kometen ihr Brandzeichen weg und waren von nun an die Bringer oder Ankündiger von Unheil. Da dauernd auf der Erde Krieg geführt wird oder Leute ermordet werden, trafen solche Ohmen auch immer zu.

Eine Wende ergab sich erst in der Renaissance, als man begann Kometen als Himmelskörper zu sehen. Benannt ist der Komet nach dem Astronomen Sir Edmund Halley, der ihn 1682 entdeckte. Beim Durchsuchen von alten Quellen stellte er fest, das im Jahre 1607 und 1531 ein Komet erschienen war, der dieselbe Bahn wie sein neuer Komet hatte. Er prognostizierte die Wiederkehr des Kometen für 1759. Als dieser auch wieder entdeckt wurde, benannte man Ihn nach seinem Entdecker Halley. Halley konnte dies nicht mehr erleben, er war 1742 im Alter von 86 Jahren gestorben. Damit war auch klar, dass viele Kometen wiederkehrende Himmelskörper sind und nicht Unglücksboten.Trotzdem kam bei der vorletzten Passage im Jahre 1910 Panik auf. Man hatte im Spektrum des Kometen Blausäure entdeckt und die Erde sollte durch dessen Schweif wandern. Zahlreiche Propheten kündigten das Ende der Welt an. Da Blausäure nur ein Spurengas ist, und der Schweif aus extrem dünnen Gasen besteht, hat die Welt dies jedoch überlebt.Die Bahn von Komet Halley verläuft zwischen 0.587 Astronomischen Einheiten ( 1 AU oder AE entspricht der Entfernung Erde – Sonne ) und 35.295fachen Entfernung der Erde von der Sonne. Sie verläuft also einerseits innerhalb der Venus Bahn, reicht aber auch über die Neptunbahn hinaus. Die Bahn ist zu 162.2° zur Ekliptik der Erde geneigt. Dies bedeutet, dass sich die Bahn zwar nur um max. 17.8° über die Bahnebene der Erde erhebt, aber der Komet die Sonne nicht in der Richtung umrundet wie die Planeten. Sieht man von oben auf das Sonnensystem, so rotieren alle Planeten und auch Raumsonden im Gegenuhrzeigersinn um die Sonne. Halley dagegen im Uhrzeigersinn.Das machte die Mission von Giotto nicht leicht. Denn dadurch begegneten sich beide Himmelskörper mit hoher Geschwindigkeit. Man kann sich das so vorstellen. Wenn eine Sonde sich sonst einem Planeten näherte so überholte sie diesen oder der Planet die Sonde, je nach Relativgeschwindigkeit. Diese waren aber klein und betrugen bei den Venus und Mars Flügen z.B. etwa 3-5 km/sec. Giotto dagegen näherte sich Halley mit 68.3 km/sec.Machen wie einen Vergleich mit Autos. Bisherige Sonden hatten die Aufgabe auf der Überholspur ein Auto mit 110 km/h überholen, welches 100 km/h. schnell fährt und dabei Aufnahmen zu machen. Halley ist wie wenn man von einem Auto auf der Gegenspur der Autobahn, das ebenfalls mit 100 km/h fährt, Aufnahmen machen soll. Man hat 20 mal weniger Zeit und das Objekt bewegt sich 20 mal schneller aus dem Blickfeld.

Die Sonde

Um Kosten zu sparen, wurde die Sonde aus dem 1978 von der ESA gestarteten GEOS Satelliten entwickelt. Dies war ein geostationärer Satellit zur Beobachtung der Erde. Zentrales Element ist der Mage Feststoffantrieb. Er transportierte Giotto zu Halley von einer Übergangsbahn um die Erde aus. Nach dem Ausbrennen wurde das Loch, durch das der Antrieb feuerte verschlossen.Die Sonde rotiert 15 mal pro Minute um ihre eigene Achse. Die Kommunikationsantenne mit 1.47 m Durchmesser war um 44.3° zur Spinnachse geneigt und zeigte während des Halley Rendezvous zur Erde. Sie hatte einen 20 Watt Sender im X-Band bei 8.4 GHz und einen S-Band Sender/Empfänger (bei 2.3/2.1 GHz). Die Sonde sandte ihre Daten direkt mit 40 KBit/sec zur Erde (bei Halley über die 64 m Radioantenne bei Perkes in Australien). Für die interplanetare Phase und zum Empfang von Kommandos gab es noch zwei Niedriggewinnantennen im S-Band.Das Lageregelungssystem bestand aus 4 Düsen à 2 N. Dazu dienten 69 kg Hydrazin. Damit wurde die räumliche Lage der Sonde geregelt und auch die Bahn verändert.

Den Mantel von 1.81 m Durchmesser und 1.60 m Höhe bedeckten 5032 Solarzellen. Sie lieferten 190 Watt Strom bei der Begegnung mit Halley. 4 Silber-Cadmium Batterien mit 16 Ah Kapazität dienten dem Abpuffern von

hohem Stromverbrauch.Die Struktur bestand aus 3 Ebenen in einem Aluminiumrahmen. Die erste Ebene (30 cm Höhe) war von der Rotation der Sonde entkoppelt und beinhaltete die Antenne und die Kommunikationseinrichtungen. Die mittlere Ebene ( 40 cm Höhe ) beinhaltete die Treibstofftanks. Die unterste Ebene (30 cm Höhe) enthielt die meisten Experimente. Die Experimente schauten am Schutzschild vorbei zum Kometen.Den Abschluss bildete der Schutzschild vor Staubpartikeln des Kometen. Da die Sonde sich mit 68.3 km/s dem Kometen näherte, hatten selbst kleine Partikel "durchschlagende" Wirkung. Die kinetische Energie eines 1 g wiegenden Staubkorns ist die gleiche wie sie ein 1000 kg schwerer Mittelklassewagen hat, wenn er mit 245 km/h fährt! Solche Teilchen mit max. 1 g Masse konnte Giotto noch widerstehen. Dazu diente ein 1 mm starkes Aluminiumblech. Dieses wurde zwar von dem Teilchen sofort durchschlagen, doch danach zerbröselte es in kleinere Teilchen. Diese wurden von einem 13.5 mm dicken Keflargewebe in Sandwichstruktur in 23 cm Abstand aufgefangen.Dieser Schutzschild wurde auf der Erde getestet und er widerstand auch 230 Einschlägen bei Halley. Mit der Antenne war Giotto beim Start 2.867 m hoch und wog 960 kg. Leer, ohne Treibstoff, noch 512 kg. Primärkontraktor war British Aerospace. Von Dornier aus Deutschland stammte die Struktur und der Schutzschild. Die gesamte Mission kostete 350 Millionen DM, davon 11 Millionen DM für die Erweiterung der Mission zum Kometen Grigg-Skjellerup.

Die Instrumente

Die Sonde trug 10 aktive und ein passives Experiment im Gesamtgewicht von 59 kg. Der Stromverbrauch der Instrumente betrug max. 50.6 Watt. Fünf Experimente der wissenschaftlichen Nutzlast wurde von deutschen Instituten gestellt.

Halley Multicolour Camera ( HMC ):

Eine CCD Kamera mit einem f/7.68 Ritchey-Chretien Teleskop. Öffnung 125 mm, Brennweite 960 mm. Es erreichte 22 m Auflösung aus 1000 km Entfernung.

D i e O p t i k v e r w a n d t e e i n e n Umlenkspiegel, der das Licht um 45 Grad umlenkte, so dass der CCD Chip vor direkten Treffen geschützt war. Nur der Umlenkspiegel und ein 30 cm langer Schutzschild der Streulicht und Staubteilchen abhalten sollte waren auf den Kometen gerichtet. Der Fangspiegel kann bewegt werden, so dass trotz Rotation der Sonde während der Belichtung der Komet fixiert wird.Es hatte zwei Blickfelder von 2.3° und 0.4°. 2 identische CCD Chips von 390 x 292 Pixels wurden verwendet. Jedes Pixel war 22.3 µm groß. Es gab insgesamt 4 Farbfilter ( klar ,rot, blau, orange, Polarisation ) um farbige Aufnahmen zu ermöglichen. Auf einem

zweiten Filterrad gab es 11 Breitbandfilter. Empfindlich war der CCD Chip zwischen 350 und 1100 nm.Nachteilig war, das es aus Stromgründen keine Kühlung der Chips gab. Der relativ hohe Dunkelstrom musste daher mühevoll herausgerechnet werden, wodurch die Auswertung über 3 Jahre dauerte. Der Spektralbereich lag zwischen 400 und 1100 nm. Es wog 13.5 kg, und benötigte 11.5 W an Strom. Die Kamera stellte sich durch eine Elektronik automatisch auf den hellsten Punkt im Gesichtsfeld ein. Für dieses Instrument war der Hauptverantwortliche: H.U. Keller, MPI für Aeronomie ( D ).

Neutral Massenspektrometer ( NMS )

Es misst die Energie und Masse von neutralen Atomen im Bereich von 1-36 u ( Atommasse Wasserstoff-Chlor ) mit Energien von 20-2110 eV. Das Instrument bestand aus zwei Teilen: Einem Massespektrometer, empfindlich zwischen 1 und 36 Atommassen und einem elektrostatischen Analysator der Teilchen mit 25 - 2100 eV ( entsprechend der Masse von 1-86 Atommassen bei Geschwindigkeiten von 68.7 km/s ) erfasste. Dabei wurde umgeschaltet zwischen zwei Modi in denen die Teilchen ionisiert und nicht ionisiert wurden um neutrale Moleküle wie geladene Teilchen zu erfassen. Das Anfertigen eines Massenspektrums dauerte 3 Sekunden, das entsprach einer Ortauflösung von 200 km. Es wog 12.7 kg, und verbrauchte 11.3 W. Für dieses Instrument war der Hauptverantwortliche: D. Krankowsky, MPI fürKernphysik ( D ).

Ionen Massenspektrometer ( IMS )

Es maß die Energie und Masse von Ionen. Eine Schutzplatte schützte vor Ionen des Sonnenwindes. Eintretende Ionen wurden durch eine elektrostatisches Feld beschleunigt, durch einen Magnet nach Masse/Ladung getrennt und von Detektoren detektiert. Erfasst wurden Ionen mit Energien zwischen 20 und 16000 eV. Die Auflösung betrug 20 Δm/m. Das Gesichtsfeld betrug 4 x 7.5 Grad. Ein voller Scan über den gesamten Winkelbereich dauerte 12 Sekunden. Dieses Experiment ist spezialisiert für die äußere Koma. Es detektiert 10 mal empfindlicher als der zweite Sensor für die innere Koma.Ein zweiter Detektor ist geeignet für die innere Koma. Er detektiert Teilchen mit 300-1610 eV Energie und einem Verhältnis Masse/Ladung von 12-65:1. Ein Winkelbereich von 27.5 Grad wird erfasst bei einer Auflösung von 20Δm/m. Die Messung dauert nur 4 Sekunden. Es wog 9.0 kg, und verbrauchte 6.3 W. Für dieses Instrument war der Hauptverantwortliche: H. Balsiger, Univ. Bern ( CH ).

Staubmassen Spectrometer ( PIA )

Es maß die Masse ( im Bereich von 3x10-16-5x10-10 g ) und Zusammensetzung ( Atommasse 1-110 ) von Staubpartikeln Es handelt sich um eine Weiterentwicklung eines entsprechenden Exper iments an Bord von He l i os 1+2 . Verwendet wurde e in mod if iz iertes Flugzeitmassespektrometer. Zwischen einem verstellbaren Einlass lag ein Ziel mit Atommasse <105 ein Beschleunigungsgitter und eine Röhre in der die Flugzeit gemessen wurde. Die Ionen wurden durch eine Photomultiplierröhre detektiert. Partikel wurden detektiert durch die Ladung des Einschlagstargets, den Einschlagsblitz und die Dispersion durch die Röhre. Bis zu 100 Teilchen pro Sekunde konnten erfasst werden, dazu wurde die Eintrittsöffnung dynamisch angepasst ( 1-500 mm² ) Die Auflösung Δm/m beträgt 200.

Es wog 9.9 kg und verbrauchte 9.1 W Strom. Für dieses Instrument war der Hauptverantwortliche: J. Kissel, MPI für Kernphysik ( D ).

Staubimpaktdetektor ( DID )

Er bestimmte die Verteilung und Masse von Staubpartikeln im Bereich von 1x10-17-1x10-3 g. Dieses benutzte den gesamten unteren Mikrometeritenschild als Detektor. Ein versiegelter Detektor erfasste die Teilchen über 1x10-9 g. Es wog 2.3 kg und verbrauchte 1.9 W an Strom. Für dieses Instrument war der Hauptverantwortliche: J.A.M. McDonnell, University ofKent ( UK ).

Johnstone Plasma Analysator ( JPA )

Er bestimmte die Energie und Atommasse von Ionen des Sonnenwindes und Kometenschweifes im Energiebereich von10 eV-20 keV, sowie bei Ionen vom Kometen im Bereich von 100 eV-70 keV. Detektiert wurden die Atommassen von 1-40 (bis zum Kalium). Es bestand aus 2 Detektoren. Der erste ist eine kugelförmiger Energieanalysator auf Basis eines elektrostatischen Feldes. Aus einem 270° Eingangsfeld werden auf einer Mikrokanalplatte die Teilchen im Bereich von 20-180 Grad bestimmt. Dabei wird ihre Energie, Aufschlagsposition und Ladung bestimmt und so eine dreidimensionale Verteilung bestimmt. Dieser Detektor erfasst die Ionen von 10eV-20keV. Eine Messung dauert 4 Sekunden.Der zweite Detektor ist ebenfalls ein Elektrostatischer Energieanalysator misst die Flugzeit in 6 Winkeln von 20-160 Grad. Eine dreidimensionale Verteilung der Ionen wird in 128 Sekunden erhalten. Es wog 4.7 kg und verbrauchte, 4.4 W. Für dieses Instrument war der Hauptverantwortliche: A. Johnstone, Mullard Space Science Laboratory ( UK )

Rème Plasma Analysator ( RPA )

Es bestimmt Elektronen und Ionen im Sonnenwind und Kometen im Bereich von 10 eV-30 keV und Atommassen von 1-200. Es bestand aus zwei Detektoren für Elektronen und Ionen. Der Elektronendetektor bestand aus 16 Elektrtonen-Multiplierern. Diese decken einen Bereich von 4 x 360 Grad ab. Ein 10 keV-30 keV Scan, mit einer Auflösung Δe/e von 1:10, dauerte 0.25 Sekunden. Ein Scan über den Winkelbereich, 4 Sekunden.Der zweite Sensor erfasste Ionen in einem Feld von 3 Grad. Die Auflösung betrug 1 Maßeinheit. Detektiert wurden 0.001 - 10.000 Ionen pro Sekunden. Es wog 3.2 kg und verbrauchte 3.4 W an Strom. Für dieses Instrument war der Hauptverantwortliche: H. Rème, Centre d'Etude Spatiale des Rayonnements ( F )

Energiereche Partikelanalysator ( EPA )

Es vermaß die Richtung und Geschwindigkeit in 3-D von Protonen ( 15 keV-20 MeV ) und Elektronen ( 15-140 keV ), sowie von Alphateilchen ( 140 keV-12.5 MeV ). Zwei Teilchendetektoren schauen 45° und 137° zur Achse des Raumfahrzeugs. Einer ist mit einer Folie überzogen die energiearme Teilchen nicht passieren lässt. Das Instrument arbeitet in 2 Modi. Im Realzeitmodus erfasst es die Teilchen in 16 Kreissektoren und bestimmt die Energie in 8 Kanälen alle 0.5 Sekunden. In einem 48 Minuten Summemodus werden die Daten der Sektoren gemittelt und Streuung und Variation ermittelt. Dieser Modus wurde beim Untersuchung

während des Fluges im interplanetaren Raum angewandt, Es wog 1.0 kg und verbrauchte 0.7 W an Strom. Für dieses Instrument war der Hauptverantwortliche: S. McKenna-Lawlor, St Patrick'sCollege ( IRL )

Magnetometer ( MAG )

Es vermaß Magnetfelder im Bereich von 0.004-65 536 nT. Dazu wurde ein dreiachsiales Magnetometer an einem Dreibein verwendet. Ein zweites biachsiales Magnetometer wurde zur Korrektur verwendet indem das Magnetfeld der Raumfähre abgezogen wird. Das Magnetfeld wurde über einen 12 Bit AD-Wandler gewandelt. Die Bereiche lagen bei 16,64,256,1024,4096, 16384 und 65536 nT mit automatischer Bereichsumschaltung. Die Magnetfeldvektoren wurden 28 mal pro Minute bestimmt. Es wog 1.4 kg und verbrauchte 0.8 W an Strom. Für dieses Instrument war der Hauptverantwortliche: F.M. Neubauer, Institut für Geophysik und Meteorologie ( D )

Optical Probe Experiment ( OPE )

Es bestimmte die Helligkeit der Koma im Staub- und Gasband. Dazu wurde bei den Wellenlängen 368, 444, 575, und 718 nm für Staub und 307, 387, 462, und 514 nm für Gas die Helligkeit und Polarisationsrichtung gemessen. In diesem Bereich emittieren die Moleküle OH, C2, CN, CO+, und CS. Das Instrument erfasste einen schmalen Bereich von 140 km Breite entlang der Sonde. Für dieses Instrument war der Hauptverantwortliche: A.C. Levasseur-Regourd, Service d'Aeronomie du CNRS ( F )

Radio Science ( GRE )

Über Veränderung des Funksignales, wurde die Anzahl der Elektronen, und die Kometenmasse durch ihren Einfluss auf die Bahn bestimmt. Dazu wurde die Dopplerverschiebung im S-Band bei 2.3 GHz und im X-Band bei 8.4 GHz bestimmt. Für dieses Instrument war der Hauptverantwortliche: P. Edenhofer, Institut für Hoch- und Höchstfrequenztechnik ( D )Der Start

Am 2.7.1985 startete Giotto zu ihrem Ziel. Eine Ariane 1 hob von der Startrampe ELA-1 im Raumfahrtzentrum CSG bei Kourou in Französisch Guyana ab. Es war der 14. Start einer Ariane Trägerrakete und der letzte einer Ariane 1s.Giotto hatte den wohl merkwürdigsten Planetensondenstart, denn es je gab. Normalerweise wird eine Planetensonde in eine nahe kreisförmige Umlaufbahn um die Erde eingeschossen, welche die Erde in etwa 150-200 km Höhe umläuft. Dann wird die Sonde auf ihr Ziel ausgerichtet und die letzte Stufe erneut gezündet. Diese Vorgehensweise

hat den Vorteil, dass man flexibler im Startfenster ist. Vor allem aber, ist die Bahn um die Erde vermessbar, und die Parameter der Zündung der Oberstufe werden genau bestimmt. Sie kann daher sehr präzise erfolgen, wodurch man spätere Kurskorrekturen minimieren kann.Giotto wurde von der letzten Ariane 1 zuerst in eine 199 x 36000 km Bahn eingeschossen - genauso wie ein Kommunikationssatellit, der den geostationären Orbit erreichen sollte. Einen Tag später zündetet der vom GEOS übernommene Mage Antrieb und beschleunigte die Sonde um 1400 m/s, wodurch sie in eine Sonnenumlaufbahn mit einer Distanz von 120.000 km zu Halley gelangte. Später wurde sie durch Kurskorrekturen noch näher an Halley herangeführt.Da die Sonde am 2.7.1985 starten musste, verzichtete man auf einen zweiten Passagier bei der Ariane 1, die eigentlich die doppelte Nutzlast hätte transportieren können. Der Start von Giotto zum richtigen Zeitpunkt hatte absolute Priorität. Die merkwürdige Bahn ergab sich aus der Oberstufe von Ariane, die H7. Diese war nicht wiederzündbar. Sie hätte also aus einer niedrigen Parkbahn nicht Giotto zu Halley schicken können. Daher, machte man aus der Not eine Tugend, und schickte Giotto erst mal in einen normalen GTO Orbit, wie es Ariane schon 13 mal vorher mit anderen Satelliten getan hatte. Da man vom GEOS Satelliten sowieso den Feststoffantrieb ( der dort Apogäumsmotor war ) übernommen hatte, konnte man diesen nutzen um die Bahn zu Halley zu erreichen.Nach dem Ausbrennen des Mage Motors hatte Giotto noch eine Masse von 587 kg. Sie gelangte in eine Bahn von 0.723 x 1.037 AU mit einer Neigung von 2.1 Grad und eiern Umlaufszeit von 310.28 Tagen. ( 1 AU = Astronomic Unit, mittlere Entfernung der Erde von der Sonne ).

Der Flug zu Halley

Giotto sollte den Kometen Halley in weniger als 1000 k m E n t f e r n u n g passieren . Dazu musste man aber wissen wo sich der Kern des Kometen ü b e r h a u p t befindet. Von der Erde aus kann man nur die Koma des Kometen sehen . Eine 100.000 km große Staubwolke. Wie sollte Giotto den Kern also so n a h e k o m m e n können, wenn man nicht einmal wusste

wo er war?Giotto bekam Schützenhilfe von den beiden sowjetischen Sonden Vega 1+2. Sie passierten den Kometen am 6.3.1986 und 9.3.1986. Dies war 7 bzw. 4 Tage vor der Begegnung von Giotto. Vega 1 passierte den Kometen in 8990 km Entfernung und Vega 2 in 3000 km Entfernung. Die Sonden machten Aufnahmen des Kometenkerns. Sie konnten so die genaue Position feststellen und damit wusste man, wohin man Giotto steuern musste. Die Sonde konnte so am 13.3.1986 den Kern in nur 596 km Entfernung passieren. Vega 1+2 verbesserten die Vorhersage der genauen Position des Kerns von 1500 km (aus den Daten von Teleskopen von der Erde aus) auf 75 km.

Die Passage von Halley

Wegen des Ereignisses gab es im ZDF sogar "die große Kometennacht", die mit einer Life-Berichterstattung aus dem ESOC Kontrollcenter endete. Die Sonde sollte um 0.03 MEZ am 14.3.1986 den Kometen passieren. Der schon damals beim ZDF in Diensten stehende Joachim Bublath, gab mit seinen seichten und manchmal einfältigen Fragen, und der Unfähigkeit, die eintreffenden Falschfarbenbilder zu erläutern, keine gute Figur ab.Schon am 12.3.1986 um 21:00 gab es in 7.8 Millionen km Entfernung vom Kometen das erste Signal. Das JPA detektierte Wasserstoff aus der Koma des Kometen. Am 13.3.1986 um 19:40 passierte Giotto den Bugschock des Kometen. Noch war Giotto mehr als 4 Stunden und 1064000 km vom Kern entfernt.Um 20:15 begann die heiße Phase des Vorbeifluges. Jetzt wurden alle Experimente aktiviert. Das erste von über 12000 Teilchen das die Staubdetektoren signalisierte schlug 122 min vor dem Vorbeiflug ein.

Die ersten Bilder wurden 3 Stunden v o n d e r A n n ä h e r u n g g e m a c h t i n

750.000 km Entfernung bei einer Auflösung von 17 km/Pixel. Bei einer Entfernung von 124000 km konnte der Kern ausgemacht werden. Um 23:58, 5 Minuten vor der Annäherung in 20100 km Entfernung vom Kern schaltete die Kamera die schon 2043 Bilder von der Koma gemacht hatte auf den Nahbereich um. Die HMC machte dann noch 70 weitere Aufnahmen, die letzte aus 1372 km Entfernung, 9 Sekunden vor der nächsten Annäherung. Leider war das hellste Objekt ( auf dass sich die Kamera automatisch einstellte) nicht der Kern sondern ein Gasjet. Der Kern selbst war sehr dunkel ( er reflektierte nur 2-4 % des Lichts ). So war auf den Bildern aus größter Nähe nicht der Kern zu sehen. Man sieht aus dem Bild links, wie durch diese Dejustage der Kern langsam aus dem Bildfeld wandert. Das beste Bild des ganzen Kerns ( unten ) stammt daher noch aus der großen Entfernung von 10000 km.Nur 7.6 Sekunden vor der nächsten Annäherung um 0:03 durchschlug ein Teilchen den Schutzschild und brachte die Sonde ins Taumeln: Sie rotierte mit 0.9° innerhalb von 16 Sekunden um die Achse. Die Daten kamen so mal bei der Erde an wenn die Antenne zur Erde zeigte, mal nicht. 30 Minuten später konnte die Sonde wieder unter Kontrolle gebracht werden und sandte weiter Daten zur Erde. Doch Staubjets von Halley hatten während dieser unkontrollierten Phase etwa die Hälfte der Instrumente schwer und die meisten anderen Instrumente leicht beschädigt. Die Kamera war defekt, ebenso RPA, IMS und NMS. Von JPL und DID war je einer der beiden Sensoren ausgefal len. Andere Instrumente lieferten Daten bis die Sonde wieder die Koma verlassen hatte. Insgesamt, wurde die Sonde von 27 kg Staub getroffen während ihres Vorbeiflugs an Halley.Die Sonde konnte die Größe des Kerns zu 8 x 8 x 15 km ermitteln und dass er in 52 Stunden eine Rotation vollführt. Pro Sekunde verlor Halley 18.6 t Material während des Vorbeiflugs. ( 15.5 t festes Material und 3.1 t Gase ). Halley hat ein Magnetfeld mit 60 nT Größe, welches ab 100.000 km Entfernung nachweisbar ist. In 47000 km wurde der Sonnenwind durch die Ionopause abgebremst. Die Gase die der Komet emittierte bestanden zu 80 % aus Wasser, 10 % Kohlenmonoxid, 2 % Methan 1.5 % Kohlendioxid und 1 % Stickstoff. Spurengase waren Formaldehyd und Blausäure. Der Kern hat nur eine Dichte von 0.2-0.5 g/cm³, weist also große Hohlräume auf. Die meisten Staubteilchen, die detektiert wurden, hatten Massen von 10-16-10-10 g.Am 2.April 1986 wurde die Sonde nach der Begegnung mit Halley deaktiviert und in einen Hibernation Mode versetzt, bei dem sie nur auf ein Signal von der Erde aus horchte, aber sonst gab es keine Aktivität an Bord der Sonde.

Die Rückkehr zur Erde

Die Bahn von Giotto hatte zuerst eine Umlaufszeit von 301.28 Tagen. Mit einer kleinen Kurskorrektur nach der Begegnung wurde daraus eine Bahn von 0.733 x 1.04 AU mit einer Umlaufszeit 304.6 Tagen. Diese Bahn hat aber die Eigenschaft, dass sie in exakt 5 Jahren 6 mal durchlaufen wird. Dies bedeutete, dass sich Giotto auf dieser Bahn nach 5 Jahren auf den Tag genau wieder der Erde nähert. So kam Giotto genau 5 Jahre nach dem Start am 2.7.1990 wieder bei der Erde an. Es war das erste mal das eine Raumsonde sich aus dem All wieder der Erde näherte. Schon im Februar 1990 wurde Giotto nach 1419 Tagen im Tiefschlaf ( HibernationMode ) wieder geweckt und reaktiviert. Der Vorbeiflug an der Erde in 16300 km Höhe war so geplant worden, dass er die Bahn leicht änderte. Die Sonde wurde dadurch zu einem zweiten Ziel dem Kometen Grigg-Skjellerup gelenkt.Dabei vermaß sie das Erdmagnetfeld und die geladenen Teilchen in Erdnähe sowie die Wechselwirkung mit dem Sonnenwind.

Eine zweite Begegnung

Der Komet Grigg-Skjellerup ist anders als Halley ein alter Komet. Er hat nur eine geringe Aktivität. Dies liegt auch daran, dass er auf seine Bahn mit nur 5.1 Jahren Umlaufszeit schon oft die Sonne umrundet hat. Auch umkreist er die Sonne in der " r i c h t i g e n " R i c h t u n g . D a d u r c h w a r d i e Vorbeifluggeschwindigkeit mit 14 km/sec etwa 5 mal geringer als bei Halley,Grigg-Skjellerup ist auch

kleiner als Halley und nur 3 km groß. Er produzierte nur ein 200stel der Gas- und Staubmenge von Halley. ( 90 kg anstatt 18.1 t ). So konnte man es riskieren die Sonde noch näher an den Kometen heranzuführen und Giotto passierte ihn in nur 200 km Entfernung. Am 9.7.1992 wurden die verbleibenden 8 Experimente aktiviert. Die Kamera war unbrauchbar, es ragte durch einen Einschlag ein Körper in den Strahlengang. Wahrscheinlich war dies der Schutzschild der Kamera, der getroffen von Staubteilchen, sich um den Umlenkspiegel gewickelt hatte. Die HMC konnte nicht einmal die Sonne aufnehmen. Dies ergab ein letzter Check am 10.7.1992. Auch NMS und IMS waren defekt. 12 Stunden vor der nächsten Begegnung gab es in 600.000 km Entfernung die erste Detektion von Ionen. Die Sonde wurde nur von wenigen Staubkörnern getroffen, jedoch einem sehr großen. Die Koma wurde in 17000 km Entfernung detektiert.Die Sonde passierte Grigg-Skjellerup ohne Probleme und der Vergleich eines sehr alten, mit einem sehr jungen Kometen, war für die Wissenschaft und das Verständnis der Kometen sehr hilfreich. Am 23.7.1992 wurde die Sonde nach einigen Anpassungen des Orbits erneut in den Hibernation Mode versetzt. Die Sonde passierte die Erde erneut am 22.7.1999 in 219.000 km Entfernung. Man hat Sie jedoch nicht mehr reaktiviert, da nur noch ca. 1-7 kg Treibstoff an Bord ist. Dies ist nicht mehr ausreichend um einen weiteren Kometen anzusteuern.

Die Bedeutung von Giotto

Giotto war mit Sicherheit eines der riskantesten Unternehmen der Raumfahrt. Die nahe Begegnung mit einem Kometen bei Relativgeschwindigkeiten von 70 km/s ist ein sehr gewagtes Unternehmen gewesen. Dagegen sind die folgenden Missionen Deep Space 1 ( Annäherung an Borelly auf 2200 km bei 16.5 km/sec Relativgeschwindigkeit ) und Stardust ( Annäherung an Wild 2, Annäherung auf 300 km bei 7.1 km/sec Relativgeschwindigkeit ) sehr viel einfacher. Rosetta die einen Kometen begleiten wird und einen Lander auf ihm absetzen wird ähnlich anspruchsvoll werden, allerdings mehr, was die Navigation betrifft.Durch die Erfahrung bei Giotto bauten deutsche Firmen auch den Schutzschild für Stardust und auch der Staubanalysator, eines der beiden Experimente der Sonde, stammt aus Deutschland. Dieses Know How hat sich herumgesprochen: Entsprechende Instrumente gibt es auch auf Cassini und Galileo. Sowohl Stardust wie auch Deep Space 1 machten bessere Bilder vom Kometenkern, da beide Kometen weitaus weniger aktiv waren und auch die Relativgeschwindigkeit (sowohl der Sonde wie auch durch die Rotation) geringer war, so dass die Bilder schärfer sein konnten. An Bord von Stardust und Contour befinden sich auch deutsche Experimente ( CIDA ) die auf das Staubmassenspektrometer PIA zurückgehen.Giotto war nicht die einzige Sonde welche Halley beobachtete. Neben Vega 1+2 waren dies auch die beiden japanischen Sonden Susei und Sakigake. Diese näherten sich Halley auf 7 Mill und 151 000 km. Der zur Kometensonde umfunktionierte Erdasatellit ISEE-3 ( alias ICE ) passierte Halley in 31 Millionen km Entfernung.

Lange Zeit verging, bis es zu einer weiteren Kometenmission kommen sollte. Aber dann sollte es nicht nur eine Mission sein, die zu einem Kometen flog, sondern es waren vier Sonden die sich auf den Weg machten. Eine dieser Kometenmissionen hieß:

Stardust

Einleitung

Im Jahre 1992 wurde das Discovery Programm beschlossen, welches mehr Planetenmissionen schneller ermöglichen soll, indem die Kosten jeder Sonde auf maximal 150 Millionen US-Dollar( Preisbasis 1992 ) festgelegt wurden. Mit diesem Budget ist es nur möglich Sonden zu bauen, wenn man Einschränkungen hinnimmt. Es zeigte sich in der Vergangenheit, dass vor allem spezialisierte Sonden mit diesem Budget gebaut werden können. Eine solche Sonde ist Stardust. Sie hat nur einen Zweck: Proben aus der Koma des Kometen Wild/2 zu sammeln und zur Erde zurückzubringen.

Stardust gehört wie die Raumsonden Odyssey 2001, Deep Space 1 und G e n e s i s z u d e n Raumsonden mit Namen die aus Science Fiction F i l m e n u n d S e r i e n stammen. Damit erhofft sich die NASA wohl mehr Aufmerksamkeit. Der Name ist falsch und richtig: Natürlich ist jede Kometenmaterie irgendwann einmal von

einem Stern erzeugt worden ( zumindest die Elemente die schwerer als Helium sind ). Doch um Sternenstaub zu bekommen muss man keine Sonde wegschicken. Es reicht den Staub vor dem eigenen Haus aufzunehmen, denn dieser hat denselben Ursprung, auch er wurde von einem Stern erzeugt. Aber eine Raumsonde mit dem Namen "Cometdust" klingt wohl nicht aufregend genug.Die Entwicklung von Stardust kostete 128.4 Millionen US-Dollar. Dazu kamen 40 Millionen US-Dollar für den 7 jährigen Betrieb. Kosten für die Trägerrakete wurden nicht angegegeben, doch ein ähnliches Modell ( Delta 7425 mit PAM D2 Oberstufe ) kostete bei den Sonden Mars Polar Lander und Mars Climate Orbiter 44.5 Millionen US-Dollar. Die Gesamtprojektkosten liegen damit bei 212.9 Millionen US-Dollar.

Die Raumsonde

Stardust ist mit einer Startmasse von 385 kg, davon 3 0 0 k g Leermasse, eine der leichtesten Raumsonden des D i s c o v e r y Programmes. Der H a u p t b u s h a t Abmessungen von 0.66 x 0.66 x 1.7 m, ist also so groß wie ein großer Schreibtisch. Er

besteht aus Platten von Graphit in Polycyanatkunststoff eingepasst in einem Aluminiumstruktur.Zur Lageregelung gibt es zwei Sets von Düsen, die Hydrazin katalytisch zersetzen. 8 Düsen von je 4.4 N Schub sind für Kursänderungen zuständig, 8 kleinere Düsen von je 0.9 N Schub für die Veränderung der räumlichen Lage. Diese sind in je 4 Gruppen von 4 Düsen an den 4 Ecken gegenüber dem Aerogelbehälter angeordnet. Beim Start hat die Sonde 85 kg Hydrazin an Bord.Die Kommunikation zur Erde geschieht über eine parabolische Hochgewinnantenne ( HGA ) von 0.6 m Durchmesser. Sie wird während der Datenübertragung beim Vorbeiflug benutzt und überträgt dann bis zu 22 KBit/sec an die 70 m Antennen des Deep Space Network ( DSN ). Während des größten Teils der Mission wird eine Mittelgewinnantenne benutzt. Diese muss nicht genau auf die Erde ausgerichtet werden, dafür sind die Datenraten geringer und können bis zu 40 Bit/sec zu den 34 m Antennen des DSN absinken. Benutzt wird für beide Systeme ein 15 W Sender, welcher ursprünglich für Cassini entwickelt wurde. Beim Kometenvorbeiflug beträgt die Datenrate 7.9 KBit/sec. Für Notfälle gibt es 3 omnidirektionale Niedriggewinnantennen (LGA).Die Solarpanels geben Stardust die Form eines "H". Die Panels haben eine Gesamtfläche von 6.6 m² und liefern je nach Sonnenabstand zwischen 170 und 800 W an Strom. Beim Kometenvorbeiflug sind es 330 W. Zum Abfangen von Zeiten in denen die Panels nicht beschienen werden, ist eine wiederaufladbare 16 Ah Nickelmetallhydridbatterie an Bord. Die niedrige Leistung im Aphel, also bei niedrigster Sonnenentfernung macht es nötig die Systeme weitgehend abzuschalten und die Sonde in einen Schlummermodus zu schicken.Die Lage wird kontrolliert durch 3 Systeme. Ein reines Backupsystem sind zwei Sonnensensoren die früher bei den Missionen die Lage festgestellt werden. Primäre Systeme sind eine Startrackerkamera und ein Set von 3 Ringlasergyroskope und 3 Accelometer. Diese stellen die

Referenz zwischen zwei Messungen der Startrackerkameras. Die Sonde hat keine Reaktionsschwungräder, sondern benutzt ihren Hydrazinvorrat um die Lage zu ändern.Der Computer besteht aus dem bei Mars Pathfinder erprobten RAD6000 Prozessor, eine strahlengehärtete, weltraumtaugliche Version des 32 Bit Power PC Prozessors PPC 601. Er kann mit 5, 10 und 20 MHz getaktet werden und erreicht eine Spitzengeschwindigkeit von 22 MIPS. Für Programme stehen 3 MB EEPROM zur Verfügung und für Daten und Programme 128 MB RAM. Es gibt keinen Datenrekorder, stattdessen wird der Programmspeicher genutzt. Für die Ergebnisse des Vorbeifluges ist dieser folgendermaßen aufgeteilt:

• 20 % interne Daten und Programme ( 25-26 MB ) • 75 MB Daten der Navigationskamera • 13-16 MB CIDA Daten • 2 MB DFMI Daten • 9 MB Sicherheitsreserve

Vor Staub aus dem Kometen muss die Raumsonde geschützt werden. Dies geschieht durch 3 Schilde die sich am Fuß der Sonde und der beiden Solarpanels befinden. Erst wenn ein Partikel hintereinander alle 3 Schilde durchschlagen hat kann es die Sonde treffen. Jedes besteht aus 3 Einzelschilden die hintereinander geschaltet sind: Einem "Bumper" Schild der Partikel abbremst und einem keramischen Rückschild, welches die Energie der Staubkörner absorbiert und einer Folie um letzte Teilchen aufzufangen. Durch den Flug mit der Unterseite zum Kometen hin sind die Schilde sehr klein.Die Rückkehrkapsel und das Aerogel werden bei den Experimenten besprochen.

Experimente

Die Sonde hat eine primäre Aufgabe: Mit einer Rückkehrkapsel Materie zur Erde zurückzubringen. Die weiteren Experimente sind mehr eine Ergänzung um auch beim Kometenvorbeiflug etwas Forschung zu betreiben. Doch dies ist ein sekundäres Missionsziel. Die Sonde ist daher nicht so ausgerüstet wie die Kometensonden VeGa 1+2, Giotto, Contour oder gar Rosetta. So verfügt Stardust nur über 3 Experimente im Gesamtgewicht von 24 kg. Das anspruchsvollste davon ist der Detektor CIDA aus Deutschland.

Navigationskamera

Die Sonde verfügt über ein Kamerasystem, al lerdings n i c h t ü b e r e i n e s , u m hochauflösende Aufnahmen zu machen, sondern Aufnahmen des Kometen um die Region zu charakterisieren welche die Sonde durchflog. Weiterhin stellt Sie die Position des Kometen in den Tagen und Wochen vor der Begegnung fest und erlaubt so Stardust präzise an den Kometen heranzuführen.D i e K a m e r a b e n u t z t weitgehend Komponenten aus anderen Programmen. Die Optik selbst ist ein von der Voyager Mission übriggebliebenes Exemplar der Weitwinkelkamera. Sie ist vom Petzval Typ mit 6 strahlungsresistenten Linsen. Sie hat eine Brennweite von 202 mm und eine Öffnung von f/3.5. Der Verschluss erfolgt mechanisch mit Belichtungszeiten von 5,10 und 20 ms und beliebiger langer Zeit. Die Optik ist durchlässig für Wellenlängen von 380-1100 nm.Auch das Filterrad stammte noch aus dem Voyagerprogramm, wurde aber mit 8 neuen Filtern versehen:

Name Zentrum Bandbreite TransmissionHIRES 590 nm 200 nm 85 %

NIR Kontinuum 880 nm 30 nm 70 %Gelb Kontinuum 580 nm 4 nm 50 %NH2 Emission 665 nm 15 nm 70 %O[1] Emission 634 nm 12 nm 60 %

Rotes Kontinuum 712.8 nm 5.8 nm 70 %Navigation 700 nm 440 nm 92 %

C2 514.1 nm 11,8 65 %

Der Sensorkopf der Kamera stammt aus dem Galileoprogramm. Das eigentliche CCD mit 1024 x 1024 Pixeln war noch von Cassini übrig geblieben. Das CCD hat ein Gesichtsfeld von 3.5 x 3.5 Grad und eine Auflösung von 60 Mikrorad ( 60 m aus 1000 km Entfernung ). Der CCD Sensor hat Abmessungen von 12.,2 x 12.2 mm und eine Pixelgröße von 12.0 µm. Die Quantifizierung des

Lichtes geschieht mit 12 Bits ( 4096 Helligkeitsabstufungen ), es ist jedoch eine Reduktion auf 8 Bits möglich.Teile der Elektronik wurden für Deep Space 1 entwickelt. Neu ist das Design, das die Kamera vor Staub schützen soll. Die Kamera selbst ist an einen Spiegel gekoppelt, der in einem Winkel von 45 Grad das Licht auf die Kamera wirft. Dieser Spiegel ist um 180 Grad drehbar, 3.1 Drehungen pro Sekunde sind möglich. So kann die Kamera, obwohl fest installiert, die Umgebung in einem Halbkreis beobachten. Für die Aufnahmen des Kometenkerns kann der Spiegel durch ein Periskop neben den Schutzschilden beobachten. Dieses soll ihn auch vor Beschädigungen durch Staub beschützen.Die Kamera wiegt insgesamt 12 kg, davon entfallen 2.5 auf das Periskop und 9.5 kg auf die Kamera mit der Mechanik und Elektronik. Die Leistungsaufnahme beträgt 18 W, davon 10 W für die Elektronik und der Rest für Motoren und Heizungen.

Cometary and Interstellar Dust Analyzer ( CIDA )

Dieses Instrument stammt aus Deutschland vom Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik in Garching, Es basiert auf Vorläuferinstrumenten die an Bord der Sonden Vega 1+2 und Giotto flogen. Eine weiter verbessere Version dieses Instruments fliegt auch auf der Rosetta Mission mit. Es analysiert Staubpartikel und stellt ihre chemische Zusammensetzung fest.CIDA ist ein Flugzeitmassenspektrometer. Staub prallt auf ein 50 cm² großes Ziel und erzeugt einen Blitz, der als Trigger für die Messung benutzt wird. Die Aufschlagsenergie führt dazu, das Teile des Staubskorns ionisiert werden. Das entstandene Plasma strömt nun in das Instrument. Elektronstatische Gitter lassen je nach Modus nur die Ionen oder Elektronen passieren. Sie werden durch ein Feld beschleunigt und durch ein Magnetfeld zum Detektor umgeleitet. Der Detektor misst die Atommasse (bis 350 Dalton genau, bis zu einigen 1000 Dalton als Abschätzung), die Ankunftszeit und die Energie. Die elektrischen und Magnetischen Felder dienen dem Auftrennen der Ionen nach Massse/Ladung. Dies äußert sich in einer unterschiedlichen Flugzeit.Der Detektor ist ein Elektronenphotomultiplier mit einer Öffnung von 30 mm. Er verstärkt die Signale um den Faktor 100.000. Die Auflösung liegt bei m/Δm von 250 bei Atommasse 100. Die Digitalisierungsrate liegt bei 80 MHz, die Zeitauflösung liegt bei 10 ns. Gewonnen werden 400 Spektren pro Sekunde. CIDA soll beim Vorbeiflug die chemische Zusammensetzung des Staubs ermitteln sowie seine Geschwindigkeit bestimmen. CIDA ist das anspruchsvollste Experiment an Bord. Es wiegt 10.4 kg. Mit beteiligt ist auch Finnland, von dessen meteologischen Institut die Software stammt.

Dust Flux Monitor Instrument ( DFMI )

Dieses Experiment zählt einschlagende Teilchen des Kometen Wild 2. Sein Aufbau ist sehr einfach. Es s i n d a m W h i p p l e Schild zwei Scheiben aus Polyvinyldifluorid( PVDF ) montiert. Eine Scheibe hat 1 5 . 9 4 c m Durchmesser und 0.028 mm Dicke und eine Fläche von 200 cm² , e ine zweite einen Durchmesser von 5.04 cm, eine Dicke von 0.06 mm und eine Fläche von

20 cm². PVDF ist ein piezoelektrisches Material, d.h. Druckänderungen durch einschlagende Teilchen verursachen eine Spannung.Diese Ereignisse werden gezählt. Detektiert können Teilchen von 10-4 bis 10-11 g Masse und Raten von bis zu 10000 Einschlägen pro Sekunde werden. Der 0.332 kg schwere Sensor ist mit einem 1.5 m langen Kabel mit einer 1.2 kg schweren Elektronikbox an der Sonde verbunden. Sie speichert alle Daten zwischen und wird von der Sonde alle 100 ms - 1 Sekunde abgefragt.Zwei weitere Sensoren sind an den Schilden des Whippleschildes angebracht. Sie messen die Schwingungen des Schilds als Schall und übersetzen diese in Ströme. Beide Sensoren haben zwei unterschiedliche Verzögerungsschwellen von 210 und 510 Mikrosekunden. Die Sensoren können Staub von weniger als 10-4 g Masse erfassen und wiegen nur 0.032 kg. Auch sie sind mit einem 1.5 m langen Kabel mit der Elektronikbox verbunden.DFMI wiegt nur 1.76 kg und hat einen Stromverbrauch von 1.8 W. Das DFMI Experiment stammt von der Universität von Chicago.

Einfang- und Rückkehrkapsel

Zum Sammeln von Kometenmaterie besitzt die Sonde einen Kollektor, dieser ist mit Aerogel ausgekleidet. Das Aerogel stoppt ein Staubteilchen innerhalb von 3 cm Flugstrecke und wird dabei bis zu 1000 Grad Celsius heiß. Dies ist mit einem speziellen Verfahren aufgeschäumtes Silicagel, das zu 99.8 % aus Luft besteht, aber trotzdem sehr fest ist und Kometenpartikel mit über 6 km/s Geschwindigkeit schnell abbremst und einfängt. Das Aerogel ist dabei von unten so durchsichtig wie Wasser, so dass man die Teilchen am Ende ihres Einflugkanals mit einem Mikroskop lokalisieren und präparieren kann. Das Aerogel hält auch den Guinness Rekord für das leichteste feste Material: Es wiegt nur 3 mg/cm³. Ein Kubikmeter davon wiegt nur 3 kg. Das Aerogel ist auch zum Einsatz gekommen bei den Marslandern Pathfinder, Mars Polar Lander und Mars Exploration Rovers. Hier diente es dem Abfangen von Stößen bei der Landung, da es auch eine größe Last aushält.Es gibt beim Aerogel Sammler zwei Seiten. Ein ( B Seite ) sammelt während der Reise Teilchen des Sonnenwindes ein ( Teilchengröße kleiner als 0.1 µm ) und die A Seite Teilchen des Kometen mit Teilchengrößen von 1 - 100 Mikrometer, wobei man mehr als 1000 Teilchen von mindestens 15 Mikrometern Größe einfangen will. Die Gesamtfläche des Aerogels liegt bei 1000 cm² bestehend aus 130 je 2 x 4 cm großen Blöcken. Die A Seite ist 3 cm dick und die B Seite 0.4 cm. Das Aerogel befindet sich in einer Kapsel von 81 cm Durchmesser. Für das Einfangen von Kometenmaterial wird es senkrecht gestellt, so dass es in die Flugrichtung schaut.Die Kapsel tritt am 15.1.2006 in die Erdatmosphäre ein und wird geborgen. Sie verfügt für den Abstieg über einen Hitzeschutzschild. Dessen äußere Beschichtung besteht aus Phenolharz imprägniertem Kohlenstoff. Diese ist auf einem Schild aus Graphit-Epoxydharz angebracht. Die Hitze soll von dem Innenteil durch eine Korkbeschichtung abgehalten werden. Der Hitzeschutzschild muss der Hitze beim eintritt mit 12.5 km/s ( höher als bei Apollo ) aushalten. Später wird ein Fallschirm entfaltet und ein UHF Peilsender erlaubt das Auffinden der Kapsel. Die Kapsel wiegt mit dem Aerogel 45.7 kg. Nach dem Verlust der Genesis Kapsel bei der Landung im Sptember 2004 gab es die Befürchtung, dass auch die Stardust Kapsel denselben Entwicklungsfehler haben könnte. Doch die Stardust Kapsel ist nicht identisch zur Genesis Kapsel und anders konstruiert.

Die Mission

Stardust startete am 7.2.1999 mit einer

Delta 7426 Rakete. Es war der erste E i n s a t z d i e s e r

Konfiguration. Im Dezember 1998 und Januar 1999 schickte eine Delta 7425 allerdings die Planetensonden Mars Climate Orbiter und Mars Polar Lander auf die Reise. Die Version 7426 unterscheidet sich von dieser, durch die Verwendung der Star 37 FM Oberstufe, anstatt der etwa doppelt so schweren PAM D2 Oberstufe. Inzwischen setzt die NASA wieder mehr auf die normale Delta 7925, da die Einsparungen durch eine kleinere Trägerrakete minimal sind ( etwa ein Viertel des Startpreises oder ein Zehntel der Missionskosten, dafür halbiert sich die Nutzlast ).Ziel der Sonde ist der Komet Wild 2, der sich auf einer Umlaufbahn zwischen Mars und Jupiter befindet und sich alle 6.39 Jahre der Sonne nähert. In die Reichweite der Sonde kam der Komet erst als ihn ein naher Vorbeiflug ( bis auf 900.000 km ) an Jupiter umlenkte. Vorher lag seine Bahn zwischen Jupiter und Uranus. Seitdem hat er ein Perihel von 1.86 AE (Astronomischen Einheiten, die mittlere Entfernung der Erde von der Sonne = 149.597 Millionen km). Er gilt als relativ frischer Komet, d.h. er hat die Sonne noch nicht häufig umrundet und enthält daher nahe der Oberfläche noch realtiv viel Material welches von der Sonnenstrahlung noch nicht verändert wurde. Dies macht ihn auch für die Erkundung mit Stardust so interessant.Die kleine Delta 7426 konnte Stardust nicht auf die nötige 2.5 Jahre Umlaufbahn befördern, sondern auf eine 2 Jahres Umlaufbahn. So machte Stardust zuerst eine Extrarunde Im Aphel der ersten Bahn korrigierte die Sonde ihre Geschwindigkeit um 160 m/s. Dies führte sie 2 Jahre nach dem Start am 15.1.2001 wieder zurück zur Erde. Die Erde wurde in einer relativ großen Distanz von 6008 km passiert. Sie änderte den Punkt des aufsteigenden Knotens der Bahn und erhöhte die Umlaufszeit auf 2 Jahre.Auf dem Weg zur Erde stellte man zwei Defekte bei der über 20 Jahre alten Kamera fest. Der kleinere war Nebel auf den Bildern, der durch Ablagerungen entstand. Er konnte nahezu ganz durch Heizen der Kamera vertrieben werden. Lediglich ein kleiner Rest blieb, der sich vor allem bei den Komaaufnahmen bemerkbar macht.Der schwerere Ausfall war das Filterrad. Es ließ sich nicht mehr bewegen. Es blieb in der Position für den Navigationsfilter stecken. Das hatte zwei schwere Auswirkungen: Zum einen war nun nicht mehr möglich den Kometen multispektral zu erfassen. Daneben hatte der Filter auch einen verschmierenden Effekt. Dieser lag bei dem Navigationsfilter bei 1.6 Pixeln und bei dem HIRES Filter bei 0.25 Pixeln. Damit werden die Bilder des Kometen nicht so scharf sein wie angenommen.Am 2.11.2002 näherte sich die Sonde bis auf 3000 km an den 4 km großen Asteroiden Annefrank. Durch die Weitwinkeloptik der Kamera und die große Distanz waren die Aufnahmen nicht sehr scharf ( verschärft durch das Verschmieren des Navigationsfilters ). Ein zweites Bahnmanöver mit einer Geschwindigkeitsänderung um 71 m/s brachte die Sonde 98 Tage vor dem Vorbeiflug auf den korrekten Kurs zu Komet Wild. Vorher war am 18.4.2004 die größte Entfernung von der Sonne mit 2.7 AE ( 404 Millionen km ) erreicht worden. Dies war bis dahin die größte Entfernung von der Sonne für eine Raumsonde mit Solarpanels als Stromquelle. Stardust wird jedoch schon bald von Rosetta geschlagen werden, welche sich bis auf 5.3 AE von der Sonne entfernt.Während der Sonnenpassage öffnete die Sonde von Februar bis Mai 2000 den Kollektor um Teilchen des Sonnenwindes einzufangen. Eine zweite Saison im Dezember 2002 folgte dieser. Zusammen sammelte die B Seite des Teilcheneinfängers 195 Tage lang solare Teilchen. Einen Großteil der Reise bei den 3 Sonnenumläufen insbesonders im sonnenfernsten Raum verbrachte die Sonde allerdings im "Schlummermode" in dem Stardust weitgehend inaktiv ist und auf ein Signal von der Erde wartet.Am 2.1.2004 näherte sich Stardust nach einer Reise von 3.2 Mrd. Kilometern dem Kometen Wild/2. Am 24.12.2003 war die A Seite des Kollektors ausgefahren worden und 6 Stunden vor der

Annäherung wurde die Abdeckung abgenommen. Der Komet wurde in einer Distanz von 250 km passiert, ( geplant 300 km) . Wobei er bei einer Sonnendistanz von 1.85 AE wesentlich inaktiver als Halley war, der in 1.03 AE von Giotto passiert wurde. Auch die Vorbeifluggeschwindigkeit war mit 6.1 km/sec 10 mal geringer als bei Giotto. Beide Faktoren führten zusammen, das die Sonde weniger stark von Teilchen getroffen wurde und bessere Bilder machen konnte. Nur 10 mal durchschlug ein Teilchen den ersten der drei Schutzschilde.Die Navigationskamera machte 72 Aufnahmen mit einer Auflösung von 30 m oder besser. Sie zeigen einen weitgehend gleichmäßigen, 5 km großen Kometenkern mit zwei Gasjets. Es waren die bis dahin schärften Aufnahmen eines Kometenkerns. Danach wurde der Staubkollektor eingefahren und versiegelt.Die Sonde befindet sich nun auf dem 1.14 Mrd. km langen Rückweg zur Erde. Am 15.1.2006 nähert sie sich wieder der Erde, die bis dahin die Sonne exakt 5 mal umrundet hat, während die Sonde seit dem Rendezvous am 15.1.2001 zweimal ihre Bahn durchlaufen hat. 3 Kurskorrekturen 13 Tage, einen Tag und 12 Stunden vor der Begegnung mit der Erde werden Stardust so ausrichten, das die Landekapsel in der Wüste von Utah niedergeht.In 110782 km Entfernung wird die Kapsel durch Federn von der Sonde abgelöst und dabei auf Rotation mit 1.8 Umdrehungen pro Minute gebracht. Stardust wird dann ein Manöver durchführen um nicht selbst mit der Erde zu kollideren und gelangt in einen Sonnenorbit. Die Kapsel tritt dagegen mit 12.8 km/sec in die Atmosphäre ein. In 30 km Höhe wird bei 1.4 facher Schallgeschwindigkeit ein Stabilisierungsfallschirm entfaltet. In 3 km Höhe wird der Hauptfallschirm geöffnet, der die Kapsel weiter abbremst, bis sie mit 16 km/h landet. Die Landeellipse von 84 x 30 km Größe liegt in der Halbwüste v o n U t a h . D o r t w e r d e n Helikopter der US Army nach der Kapsel suchen und diese bergen. Diese sendet mit einem UHF Sender ein Peilsignal aus.Das Öffnen der Kapsel und das H e r a u s p r ä p a r i e r e n d e r Staubteilchen unter einem Stereomikroskop geschieht in einem 100 AA Klasse Reinraum. Das ist ein Raum, in dem durch Maßnahmen die Anzahl der Staubteilchen von mindestens 0.5 Mikrometer Größe auf 100 pro Kubikfuß gesenkt worden ist. Man erwartet insgesamt 1 mg Material, das meiste in Teilchen von 1 Mikrometern Größe. Es ist das erste mal, dass eine Raumsonde Materialproben von einem Körper außerhalb des Erde-Mondsystems geborgen hat. Die japanische Raumsonde Hayabusa wird in einigen Jahren Material eines Asteroiden bergen.Sollten die Proben das halten, was sich die Wissenschaftler von ihnen versprechen, so hat die Sonde mit geringen Kosten zum ersten Mal Materie von einem Kometen zur Erde zurückgebracht. Dies wäre ein weiteres positives Beispiel für eine Discovery Mission mit eng begrenztem Aufgabengebiet.

Eine weiter interessante Mission aus diesem Discovery-Programm ist die Sondenmission Deep Impact, mit der gleichnamigen Sonde:

Deep Impact

Einleitung

Das im Jahre 1992 beschlossene Discovery Programm soll preiswerte Raumsonden ermöglichen. Dabei sind Kometen eines der wichtigsten Ziele. Enthalten diese doch die Bestandteile für Leben wie Wasser. Mancher Wissenschaftler vermutete schon die Entstehung von Leben auf den Kometen, so dass bis 2004 nicht weniger als 4 Raumsonden des Discovery Programms zu Kometen aufbrechen:

• Deep Space 1 passierte den Kometen Borrelly • Stardust sammelte Proben aus der Koma des Kometen Wild/2 • Die 2004 startende Deep Impact Mission soll ein Projektil auf den Kometen Tempel

abfeuern • Und schließlich sollte CONTOUR mindestens zwei Kometen ( wenn es möglich ist, einen

dritten Kometen ) aus der Nähe besuchen.

Die Raumsonde

Die Raumsonde Deep Impact besteht aus zwei Teilen: Einer Vorbeiflugssonde mit wissenschaftlichen Instrumenten und einem Projektil, das auf den Kometen Temple 1 abgefeuert wird.

Die Vorbeiflugssonde wird von Ball Aerospace & T e c h n o l o g i e s entwickelt. Diese Firma h a t b i s l a n g k e i n e Raumsonden entwickelt, jedoch Erfahrungen im B a u v o n k l e i n e r e n S a t e l l i t e n . S i e i s t z u l e t z t i n d i e Schlagzeilen geraten, weil sie die Kamera R A L P H f ü r d i e R a u m s o n d e N e w H o r i z o n s n i c h t rechtze i t i g l i efern konnte. Die Raumsonde

ist kastenförmig mit Abmessungen von 3.2 x 1.7 x 2.3 m ( Breite x Länge x Höhe ). Sie wiegt 650 kg. Dazu kommt noch der 370 kg schwere Impaktor, so dass die Startmasse 1020 kg beträgt. Die Raumsonde besteht im wesentlichen aus Aluminium in einer Honigwaben Struktur. Ein Schild schützt die dem Kern zugewandte Seite der Sonde vor Einschlägen von Staubteilchen.Ein 6.5 m² großes Solarpanel liefert 620 W Strom bei dem Vorbeiflug an Tempel 1. Davon entfallen 92 W auf die Instrumente. Eine kleine Nickelmetallhydridbatterie puffert Zeiten ohne Stromversorgung durch das Panel ab.Gesteuert wird die Raumsonde durch einen RAD 750 Prozessor. Es ist der erste Einsatz dieses Prozessors an Bord einer Raumsonde. Der RAD 750 basiert auf dem Power PC Prozessor und ist der Nachfolger des RAD6000. Er leistet bei 133 MHz 240 MIPS und ist damit zehnmal schneller

als sein vorgänger, der bei vielen Raumsonden des Discovery Programmes seinen Dienst tut. Angeschlossen ist er an den bewährten MIL-STD 1553 Bus. Die Daten werden auf 4 "Datenrekordern" aus RAM Bausteinen mit je 1.6 GBit Kapazität abgelegt. Es sind je ein einzelner Rekorder für den IR und VIS Detektor auf HRI und das MRI Instrument.Die Kommunikation zur Erde erfolgt über eine parabolische, frei schwenkbare Hochgewinnantenne (HGA) von 1 m Durchmesser an einem Mast zur Erde wird im X Band gesendet. Die Kommunikation zum Impactor nach dessen Abtrennung erfolgt im S-Band. Die Vorbeiflugsonde dient auch als Datenrelais für den Impaktor. Die Datenrate zur Erde beträgt 175 KBit/sec, zum Impaktor max. 64 KBit/sec. Kommandos werden mit 125 Bit/sec zur Sonde gesandt. Man erwartet eine Datenrate von 309 MByte, die während der Begegnung aufgezeichnet und zur Erde übermittelt wird. Daneben gibt es noch eine Mittelgewinnantenne die benutzt wird, wenn die Hauptantenne nicht zur Erde zeigt.Die Sonde hat ein Antriebssystem, welches Hydrazin katalytisch zersetzt und mit kleinen Düsen die geschwindigkeit und den Kurs der Sonde ändert. Die Geschwindigkeit kann um 190 m/s geändert werden, davon werden alleine 120 m/s benötigt um nach Abtrennung des Impaktors die Sonde auf Distanz zum Kometen zu bringen, damit diese nicht auch auf Tempel 1 einschlägt.Die Instrumente sind an der Sonde fest befestigt und die gesamte Sonde wird mit einer Genauigkeit von 200 Mikrorad (100 m in 500 km Entfernung) auf den Einschlagsort augerichtet. Die Position der Sonde im Raum kann dazu durch verschiedene Sensoren dazu auf 65 Mikrorad genau ermittelt.

Der Impaktor

D e r I m p a k t o r i s t i m wesentlichen eine kompakte Masse, die auf den Kometen auftrifft und einen Krater erzeugt. Dies soll von der Sonde und der Erde aus beobachtet werden. Dabei ist man neben den Erkenntnissen des Einschlages, die etwas ü b e r d i e S t r u k t u r d e r Oberfläche verrät vor allem an dem Krater interessiert, der einen Blick auf noch unveränderte Materie des Kometen, tief unter der Oberfläche, zulässt.Der Impaktor wiegt 370 kg und besteht zu 49 % aus Kupfer, da man dieses Metall leicht spektroskopisch nachweisen kann. Dazu kommt ein Anteil von 24 % Aluminium, vor allem bei den Strukturen. Der Rest ist Mechanik und Systeme, die vor allem aus Kunststoff oder ähnlichen Systemen bestehen. Der Durchmesser beträgt 0.8 m. Er verfügt über ein eigenes Antriebssystem mit Hydrazin, mit welchem er die Geschwindigkeit um 25 m/s ändern kann, einem Schild vor Staubteilchen, einer Kamera welche aufnahmen vor dem Einschlag macht und einem S-Band Sender zur Vorbeiflugssonde.Der zentrale massive Teil des Impaktors hat eine Masse von 140 kg und 65 cm Durchmesser und besteht aus eine Hohlwabenstruktur mit 99 % Kupferanteil und einer Dichte von 3.0 - 5.5 g/cm³.Der Impaktor trifft mit einer Geschwindigkeit von 10.2 km/s auf den Kometenkern. Durch diese hohe Geschwindigkeit setzt er beim Einschlag eine Energie von 19 Gigajoule, das entspricht der

Sprengkraft von 4.8 t TNT frei. Er sollte einen Krater von der Größe eines Fussballfeldes (100 m) und mit der Tiefe eines 7 stöckigen Hauses hinterlassen. (Mindestens 20 m Tiefe, erwartet: 28 m Tiefe). Während der letzten 2 Stunden sendet die Kamera laufend Bilder des sich nähernden Kometen zur Vorbeiflugsonde. So ist das Zielgebiet bestimmbar und ein Vorher/Nachher Vergleich möglich.Aufgrund der geringen Größe des Kernes von Tempel 1 (6.6 km Durchmesser), dauert es etwa 200 Sekunden bis das letzte Auswurfmaterial auf den Kometen zurückgefallen ist und der Blick auf den Krater frei ist. Der Impaktor arbeitet nur mit Batterien und ist für eine maximale Betriebszeit von 7 Tagen ausgelegt. Er kann also für einen Einschlag am 4.7.2005 frühestens am 29.6.2004 abgetrennt werden.

Die Instrumente

Die Sonde hat 3 Kameras an Bord, jedoch anders als bisherige Kometensonden keine Instrumente um den Kometen in situ zu untersuchen wie Staubanalysatoren oder Massenspektrometer. Die geringe instrumentelle Ausrüstung halfen die Kosten für die Mission gering zu halten. Die Masse der drei Instrumente beträgt 90 kg, wobei der Löwenanteil auf die HRI entfällt.

Impactor Targeting Sensor ( TI )

Diese Kamera auf dem Impaktor ist eine vereinfachte Kopie der MRI Kamera auf der Vorbeiflugsonde. Sie besteht aus einem 12 cm Teleskop mit 2100 mm Brennweite. Detektor ist ein Frame-Transfer CCD mit 1024 x 1024 Pixels von 21 Mikrometern Kantenlänge. Die Auflösung bei größter Annäherung (letztem Bild) beträgt 0.5 m bei 50 km Entfernung. Benutzt werden nur die inneren 1008 x 1008 Pixel. Anders als das MRI verfügt die Kamera über keinen Infrarotsensor.Gegenüber dem MRI verfügt das Instrument über kein Filterrad und m a c h t n u r m o n o c h r o m a t i s c h e Aufnahmen, weiterhin verfügt sie über keinen Infrarotsensor. Durch die kleine Größe des Kometenkerns füllt er das 0.587 Grad große Blickfeld erst 60 Sekunden vor dem Aufschlag aus. Ziel des ITS ist bis zum Einschlag die Umgebung des Einschlagsortes mit hoher Auflösung zu erfassen.

Medium Resolution Instrument ( MRI )

Dieses Instrument auf der Vorbeiflugssonde soll den Einschlagsort im Kontext erfassen und zudem den Kometen aus größerer Entfernung m i t d e n u m g e b e n d e n S t e r n e n f ü r Navigationszwecke fotografieren. Es dient auch als funktionelles Backup zum HRI. MRI verfügt über ein 12 cm Cassegrain Teleskop mit einer Brennweite von 2100 mm. Es verwendet für Bilder im visuellen Bereich einen Frame Transfer CCD mit 1024 x 1024 Pixels von je 21 Mikrometern Kantenlänge und einen IR Sensor mit 512 x 256 Pixels aus HgCdTe ( Quecksilbercadmiumtellurid )

Detektoren von je 37 Mikrometern Kantenlänge. Die Empfindlichkeit des Quecksilber-Cadmium-Tellurid-Sensors reicht von 1.05, bis 4.8 Mikrometern Wellenlänge.Beide Detektoren verfügen über Filterräder für farbige Aufnahmen bzw. dem Auswählen von Spektralbereichen. Das Gesichtsfeld beträgt 0.587 Grad im sichtbaren Bereich und 1.45 Grad im Infraroten Bereich. Im sichtbaren Spektralbereich beträgt die Empfindlichkeit 0.3 - 1.0 Mikrometern. Hier gibt es 9 Filter für Farbaufnahmen und Selektion interessanter Spektralbereiche.

High Resolution Instrument ( HRI )

Das HRI verwendet die Filter und Sensoren des MRI, jedoch g e k o p p e l t a n e i n 3 0 c m Cassegrain Teleskop mit einer Brennweite von 10.5 m. Die Tubuslänge beträgt 1.2 m. Es ist damit das längste bis lang entwickelte optische Instrument welches auf einer Planetensonde fliegt. HRI nutzt Technologien von der Wide Field Kamera des Hubble Space Teleskops um das Gewicht zu senken. In der Auflösung wird es nur von der

HiRISE Kamera an Bord der Raumsonde Mars Reconnaissance Orbiter übertroffen.HRI wird über eine 5 mal höhere Auflösung als MRI verfügen und soll vor allem die Einschlagsstelle des Kraters beobachten, während MRI bei der nächsten Annäherung den ganzen Kometen ablichten wird. Wie MRI verwendet man einen 1024 x 1024 Pixel großen Frametransfer CCD für optische Aufnahmen und ein 512 x 256 Pixel großen Quecksilbercadmiumtellurid( HgCdTE ) Array für Infrarotaufnahmen. Das Gesichtsfeld beträgt 0.118 Grad im visuellen und 0.29 Grad im Infraroten Spektralbereich. Damit man in der kurzen Zeit möglichst viele Bilder machen kann gibt es verschiedene Subframe Modi, bei dem nur 512 x 512, 256 x 256 oder 128 x 128 Pixel rund um die Bildmitte übertragen werden. Ein rotierender Spiegel schaltet zwischen beiden Detektoren um.

Die Empfindlichkeit liegt zwischen 0.34 und 1.0 Mikrometern im sichtbaren und 1.1 - 4.5 Mikrometern im infraroten Spektralbereich. Im sichtbaren Bereich sondern 9 Filter Spektralbereiche aus, im Infraroten wird durch 2 Prismen ein Wellenbereich ausgewählt. Durch Kombination mehrerer IR Aufnahmen in verschiedenen Spektralbereichen kann man ein Bild und ein Spektrum erstellen, d.h. für jeden Bildpunkt auch die spektrale Zusammensetzung ermitteln.

Das Ziel

Der Komet Tempel 1 gehört zu den Kometen, deren Bahn man am besten kennt und den man in den letzten 100 Jahren auch gut beobachtet hat. Der Komet Tempel wurde im Jahre 1867 von dem deutschen Astronomen Wilhelm Tempel (1821-1889) entdeckt. Wilhelm Tempel war ein sehr erfolgeicher Kometenentdecker und hat 4 Kometen und 5 Kleinplaneten entdeckt. Bekannter als (9P)Tempel 1 ist der Komet (10P) Tempel 2, der auch mehrfach als Ziel von Kometenmissionen im gespräch war und zuletzt von der Raumsonde Contour besucht werden sollte.

Tempel 1 ist ein sehr kurzperiodischer Komet mit einer Umlaufszeit von nur 5.5 Jahren. Seine Bahn verläuft zwischen der von Mars und Jupiter. Er nähert sich daher immer wieder Jupiter, was die Bahn seit seiner Entdeckung 3 mal änderte und die Umlaufszeiten zwischen 5.5 Jahren (heute) und 6.5 Jahren ( von 1881-1941 ) schwanken lässt.

Die Mission

Tempel 1 ist durch die kurze Umlaufszeit ein "alter" Komet, d.h. hat schon viele Annäherungen an die Sonne hinter sich und so viel Gas und Staub verloren. Deep Impact wird einen Krater schlagen um junges Material freizulegen. Tempel 2 nähert sich der sonne bis auf 1.50 AE und wird von Deep Impact kurz vor Erreichen des Sonnennächstenpunktes am 5.7.2005 erreicht werden. Erdgebundene Beobachtungen über die Aktivität lassen einen etwa 6.5 km großen Kern vermuten. Dieser ist von der Erde aus nicht direkt sichtbar, da ihn beim sonnenächsten Punkt eine bis zu 100.000 km dicke Koma umgibt.Deep Impact wurde am 7.7.1999 zusammen mit der Raumsonde MESSENGER als siebte und achte Raumsonde des Discovery Programmes beschlossen. Die Kosten für die Mission wurden damals mit 240 Millionen US-Dollar angegeben. Das Gesamtbudget inklusive Start und Datenauswertung beträgt 273 Millionen US-Dollar, wobei 38 Millionen US-Dollar Managementreserve sind. Das Design wurde nach einer einjährigen Planungsphase im Jahre 2001 von der NASA akzeptiert. Als Starttermin war der Januar 2004 mit einer Ankunft am 4.7.2005 (amerikanischer Unabhängigkeitstag) vorgesehen. Die Sonde hätte zuerst eine Bahn um die Sonne eingeschlagen und am 31.12.2004 die Erde passiert um Schwung zum Kometen zu holen. Doch die Entwicklung des Raumfahrzeuges verzögerte sich und so war dieses ehrgeizige Startdatum von weniger als 3.5 Jahren nach Projektbeginn nicht zu halten. Mit einer etwas stärkeren Delta 2 Rakete kann man aber die Sonde auch direkt zum Kometen schicken. Die Trägerrakete kann eine maximal 1174 kg schwere Sonde auf eine Bahn zu

Tempel 1 (c3=11.8 km²/s²) schicken. In 7 Monaten legt die Sonde dann eine Strecke von 431 Millionen km zurük.

Am 1.4.2003 wurde eine Verschiebung des Starts um ein Jahr auf einen Zeitraum ab dem 30.12.2004 bekanntgegeben. Da die Flugbahn von Deep Impact nur von der Stellung von Erde und Tempel 1 abhängt und die Erde nach einem Jahr in derselben Pos i t i on i s t , bedeutete d ies ke i ne Verschiebung des Ankunftsdatums, macht jedoch eine größere Trägerakete nötig. Das Startfenster öffnet sich am 30.12.2004 und dauert bis zum 28.1.2005.Der Start erfolgt nach den bisherigen Planungen am 12.1.2005 mit einer Delta 7925H Trägerrakete. Diese bringt die Sonde auf einen Kollisionskurs mit dem Kometen Tempel 1. Die Bahn hat eine Entfernung von 0.93 bis 1.5 Astronomischen Einheiten (AE) von der Sonne. Die Begegnung mit Tempel 1

findet in einer Distanz von 0.89 AE von der Erde und 1.5 AE von der Sonne statt. Lange war der Start für Ende Dezember vorgesehen, dann rutschte er auf den 8.1.2005, weil Unstimmigkeiten in der Software entdeckt worden waren, und kurz darauf auf den 12.1.2005, weil ein Teil der Delta-2-Rakete nicht den Vorschriften entsprach und ausgetauscht werden muß.Einen Monat vor Ankunft beginnt die Sonde mit der Bobachtung des Kometen und stellt dessen Position relativ zu den Sternen mit dem MRI Instrument fest. Am 3.7.2005 wird einen Tag vor der Ankunft in einer Entfernung von 880.000 km der Impaktor abgetrennt. Er fliegt nun mit einer Geschwindigkeit von 10.2 km/s auf Temple 1 zu. Die Raumsonde bremst um 120 m/s ab und verlegt dabei den Flugpfad so, dass sie den Kometenkern in einer Distanz von 500 km passiert. Gleichzeitig entfernt sie sich vom Impaktor, so dass dieser 8700-10.000 km vor der Sonde fliegt, wenn er auf den Kometen einschlägt. Der Zeitpunkt des Abtrennens kann bei Problemen um bis zu 12 Stunden verlegt werden. Nun bekommt die Sonde auch die 70 m Antennen des Deep Space Networks (DSN) zugeteilt und kann die Datenrate von 86 KBit/sec auf 175-200 KBit7sec erhöhen.Die Observation beginnt 2 Stunden vor dem Einschlag. 100 Minuten vor dem Einschlag übernimmt der Computer die n a v i g a t i o n u n d richtet die Kameras a u f e n vorraussichtlichen E i n sch l agspunkt a u s . W e n n d i e Raumsonde 10000 k m v o m K e r n entfernt ist und der Impaktor noch 1300 vom Kern , etwa 60 Sekunden vor dem Aufschlag w i r d m i t d e r A u f n a h m e d e s

Einschlagsgebietes begonnen. Nun schaltet HRI auf einen Subframe Modus um in dem nur noch die zentralen 128 x 128 Pixel des Einschlagsgebietes übertragen werden. Dies wird bis 971 Sekunden nach dem Aufschlag in 500 km Entfernung fortgesetzt. Ab 4000 km Entfernung sollte sich das Auswurfsmaterial abgesetzt haben und der Krater sichtbar sein. Gleichzeitig läuft auch auf der Erde eine Beobachtungskampagne von Tempel 1, bei der dessen Helligkeit und spektroskopische Eigenschaften untersucht werden.Nach 961 Sekunden passiert die Sonde den Kern und kann nicht mehr den Einschlagsort sehen. Sie durchläuft die Koma des Kometen und dreht sich um die Rückseite zu fotographieren. Dies beginnt nach 1270 Sekunden und wird bis 3000 Sekunden nach dem Einschlag fortgesetzt. Danach beginnt das Überspielen der Daten zur Erde. Dieses sollte einen Tag nach Beendigung des Vorbeiflugs abgeschlossen sein. Es schließt sich noch eine 28 tägige Nachbeobachtung des Kometen an. Im August 2005, nach nur 8 Monaten wird die Raumsonde dann abgeschaltet.

Die letzte Mission, die ich hier besprechen möchte, ist eine weitere Mission des Discovery-Programms:

CONTOUR

Einleitung

Der Name CONTOUR ist die Abkürzung von Comet Nucleus Tour, und beschreibt die Mission, bei der die Raumsonde bei mindestens 2 Kometen den Kern nahe passieren soll recht gut. Die Mission wurde von der Cornell Universität vorgeschlagen und im August 1997 als sechste Discovery Mission von der NASA genehmigt. Der Bau der Raumsonde erfolgte durch das JPL. Wissenschaftlich hauptverantwortlich für die Experimente war die Hopkins Universität, die auch die Raumsonden NEAR und MESSENGER konzipierte.

Die Raumsonde

C O N T O U R i s t e i n e R a u m s o n d e v o n achteckiger Gestalt und 1.8 m Höhe bei maximal 2 . 1 m B r e i t e . D i e Startmasse beträgt 970 kg. Doch davon entfallen 503 kg auf einen Star 30 Feststoffraketenantrieb, der zum verlassen der Erdumlaufbahn gebracht wird. Weitere 80 kg sind H y d r a z i n f ü r Kurskorrekturen , so wiegt die Sonde leer nur 387 kg. Die Sonde ist für eine Operation zwischen

0.75 bis 1.30 AE ausgelegt, 1.50 AE kann die Sonde erreichen wenn sie im Schlafmodus ist. Dann ist jedoch nicht der Betrieb der Experimente möglich.

Die Stromversorgung erfolgt über 9 S o l a r p a n e l s a n d e n 8 Außenflächen und der Fläche des "Deckels" des Achtecks. Der Boden ist vom Schutzschild bedeckt. Die Solarzellen aus Galliumarsenid liefern in Erdnähe 670 Watt. Die Maximalentfernung für CONTOUR von der Sonne beträgt 1.3 AE ( Astronomische Einheiten = mittlere Entfernung der Erde von der Sonne ). In dieser Entfernung liefern die Solarzellen noch maximal 390 W an Strom. Für Zeiten ohne Ausrichtung auf die Sonne wird eine 9 Ah Nickelcadmium Batterie für die Stromversorgung benutzt. Der zentrale Star 30 Feststoffantrieb macht mit 503 kg den Großteil der Masse der Sonde aus. Er dient der Beschleunigung der Sonde um 1922 m/s um sie auf eine Sonnenumlaufbahn zu bringen. Der Feststoffantrieb wurde früher bei den Kommunikationssatelliten auf der Basis des Busses HS-376 eingesetzt. Er hat eine Leermasse von 28 kg und einen spezifischen Impuls von 2874. Der Schub beträgt 27 kN bei einer Brennzeit von 50 Sekunden. Weiter nötige Kurskorrekturen bewerkstelligt die Sonde mit 16 kleinen Düsen, die Hydrazin katalytisch zersetzen. Sie sind jeweils in 4 Gruppen von je 4 Düsen angeordnet. Die Sonde hat keine Reaktionsschwungräder und muss daher auch ihre räumliche Ausrichtung mit den Düsen bewerkstelligen. Die Kommunikation mit der Erde geschieht über 3 Antennen. Für den Datenaustausch dient eine Hochgewinnantenne ( HGA ) an einer 46 cm Parabolschüssel. Für Zeiten in denen die Sonde diese nicht präzise auf die Erde ausrichten kann, gibt es an einem Mast eine Mittelgewinn ( MGA ) und Niedriggewinnantenne ( LGA ). Gesendet wird im X-Band mit maximal 100 KBit/sec während der Begegnung mit den Kometen. Die Uplinkrate beträgt nominal 500 Bit/sec, mit zwei Datenraten von 125 und 7.8 Bit/sec für Notfälle. Die Downlinkrate beträgt zwischen normalerweise 11 und 85 KBit/sec. Dazu kommt eine Hochgeschwindigkeitsrate von 100 KBit/sec für kurze Zeit. CONTOUR hat anders als viele andere Raumsonden keinen S-Band Empfänger an Bord. Auch entspricht die Sendefrequenz des X-Band Senders der Empfangsfrequenz des Empfängers. Damit kann die Sonde selbstständig Doppelfrequenzverschiebungen des Signals von der Erde bestimmen und mit der Telemetrie übertragen, man muss also nicht mehr auf der Erde die Frequenzverschiebungen auswerten. Die Sonde fliegt durch die Koma von Kometen und muss daher wie Giotto vor Staubpartikeln, welche mit hoher Geschwindigkeit einschlagen, geschützt werden. Dies geschieht durch einen Schild an der Unterseite der Sonde. Er ist 25 cm dick und besteht aus mehreren Lagen von Nextel ( Einem Gewebe großer Festigkeit, aus welcher auch die Anzüge von Feuerwehrmännern bestehen ). Es sollte die Staubpartikel zerkleinern. Darunter liegende Schichten aus Kevlar sollten den Staub dann auffangen. Ein weiteres Sicherheitskonzept besteht darin, dass die Sonde so gut wie keine beweglichen Teile besitzt. Auch die Instrumente und die Kommunikationsantennen sind fest montiert. So können keine Teile von der Sonde abgeschlagen oder verformt werden, wie es bei der HMC Kamera von Giotto vorkam, als ein Schutzschild durch einen Einschlag in den Strahlengang verborgen wurde.

Die Elektronik von C O N T O U R i s t

redundant ausgelegt und besteht aus 10 Karten rund um den Zentralprozessor des Typs Mongoose V. Dies ist ein 32 Bit Mikroprozessor. Er basiert auf dem kommerziellen R3000 Prozessor von MIPS. Dies ist ein 32 Bit RISC Prozessor mit einer Fliesskommaeinheit, 2 K Daten und 4 K  Instructionscache. Bei 12 MHz Takt erreicht er eine Leistung von 15 MIPS. Als Massenspeicher werden zwei Speicher aus RAM Bausteinen verwendet, die sich wie eine Festplatte verhalten. Jedes der beiden Laufwerke kann 5 Gigabit speichern. Zusammen ist es ein 3.3 Gigabyte Speicher. Er nimmt die Daten während der hießen Vorbeiflugphase auf, wenn die Raumsonde auf den Kometen ausgerichtet ist.Die Lageregelung geschieht auf zweierlei Weise. Zwischen den Kometenrendezvous (65 % der Missionszeit) befindet sich die Sonde in einem Schlafmodus, in dem sie nicht einmal vom DSN angesprochen wird. In diesem Modus rotiert die Sonde mit 25 Umdrehungen pro Minute um die zentrale Achse durch den Feststoffmotor um Treibstoff zu sparen. Bei den Begegnungen wird die Sonde auf die Erde ausgerichtet und 3 Achsen stabilisiert. Dann folgen die Instrumente dem Kometen indem die gesamte Raumsonde der Bahn des Kometen folgt.

Die Experimente

Die Sonde verfügt über 4 Experimente mit einem Gesamtgewicht von 60.4 kg. Dies ist relativ viel, wenn man die geringe Leermasse von nur 387 kg bedenkt. Drei davon schauen durch Löcher in dem Schutzschild auf die Kometen. Das vierte ( CRISP ) dagegen entlang der Außenseite der Sonde zum Kometen. Von den 4 Instrumenten stammt eines aus Deutschland. Alle Instrumente sind fest installiert.

CONTOUR Forward Imager ( CFI )

CFI ist eine Kamera welche den Kometenkern und die Koma beim Vorbeiflug in hoher Auflösung erfassen soll. S i e w i eg t 9 . 7 k g u n d ha t e i n en m i t t l e r en Stromverbrauch von 21 Watt. Als Optik wird ein 60 mm Teleskop mit einer Brennweite von 300 mm verwendet. Das Teleskop schaut nicht direkt auf den Kometen sondern durch einen Würfel in dem sich 4 Umlenkspiegel befinden. Trifft ein Staubteilchen den Spiegel und beschädigt diesen, so wird dieser durch den nächsten e r s e t z t . D i e s g e s c h i e h t a u c h n a c h j e d e r Kometenpassage, so dass die Sonde theoretisch vier

Kometen beobachten könnte. Die Belichtungszeit wird elektronisch zwischen 90 ms und 10 Sekunden geregelt. Der eigentliche Detektor ist ein 1024 x 1024 Pixel CCD mit besonderer Empfindlichkeit im UV Bereich. Das Gesichtsfeld beträgt 2.5 Grad. Die Auflösung beträgt 4.3 m auf 100 km Entfernung. Es stehen für ( Falschfarbenaufnahmen ) 9 Filter zur Verfügung:

Nummer Zentralwellenlänge Bandbreite Beschreibung1 309.0 nm 6.0 nm OH Emission2 344.8 nm 8.4 nm OH, CN Emission3 387.0 nm 6.2 nm CN Emission4 445.0 nm 10.0 nm Geologie, Blau5 514.1 nm 11.8 nm C2 Emission

6 526.0 nm 5.0 nm C2 Emission, Grün7 620.0 nm 4.0 nm Geologie, Rot8 840.0 nm 9.0 nm Geologie, nahes IR9 920.0 nm 13.0 nm Geologie, nahes IR

Neben bislang nicht erreichten Aufnahmen des Kometen dient CFI auch der Navigation, da die Kamera den Kometen vor der Begegnung aufnimmt und dadurch seinen Ort genauer als erdgebundene Methoden feststellen kann. Etwa 600 Bilder wurden in der heißen Phase der Begegnung von der Kamera erwartet. Der wichtigste Zweck von CFI ist es Emissionen des Kometen festzuhalten und ihre spektrale Zusammensetzung einzuordnen. Für hochauflösende Bilder des Kerns ist CRISP ausgelegt.

CONTOUR Remote Imager/Spectrograph ( CRISP )

CRISP ist die zweite Kamera an Bord von CONTOUR. Gegenüber CFI wird eine größere Optik von 100 mm Durchmesser und 683 mm Brennwe i te verwendet . Neben einem CCD Chip, der identisch zu dem bei CFI ist (1024 x 1024 Pixels, mit jeweils 13 µm Pixelgröße, einer Auflösung 1.9 m aus 100 km Entfernung) gibt es auch ein Spektrometer. Dabei teilt e i n S p l i t t e r d e n Strah l engang zw i schen beiden Instrumenten auf. Die Kamera hat 10 Filter mit folgenden Daten:

Es geht bei dieser Kamera also nicht um das Anfertigen spektroskopischer Bilder der Koma und des Kerns wie bei CFI mit den relativ spezialisierten Filtern, als vielmehr um die hochauflösende Fotographie des Kerns in Farbe. Das Gesichtsfeld von CRISPs Kamera beträgt 1.2 x 1.2 Grad und ist damit mehr als doppelt so große wie die von CFI. Die Belichtungszeit wird elektronisch zwischen 9 und 150 ms geregelt. Das zweite Teilinstrument ist ein Infrarotspektrometer. Es ist empfindlich zwischen 800 und 2500 nm Wellenlänge. Das Gesichtsfeld beträgt 0.95 x 0.003 Grad. Detektor ist ein passiv auf 90 K gekühlter Quecksilber-Cadmiumtellurit Detektor. Ein 256 x 256 Pixel großes Array nimmt dabei ein Spektrum auf. In einer Achse wird räumlich aufgelöst ( 256 Pixel lange Zeile entsprechend 0.86 x 0.003 Grad, 5.3 m Auflösung aus 100 km Entfernung ), in der zweiten Achse wird das Spektrum durch Zerlegen des Lichtes in Spektralfarben gewonnen ( 256 Punkte im Spektrum zwischen 800 und 2500 nm ). Typische Belichtungszeiten des IR Spektrometers liegen bei 0.2 Sekunden. CRISP ist als einziges Instrument schwenkbar. Alle anderen Instrumente sind fest montiert und werden durch Ändern der Ausrichtung der Sonde auf das Ziel ausgereichtet. CRISP verwendet dazu einen in einem Bereich von 30 Grad schwenkbaren Spiegel. Dieser wird vom Bordcomputer so gesteuert, das der Kern des Kometen ständig im Gesichtsfeld der Kamera ist. CRISP ist mit einer Masse von 46.7 kg und einem Stromverbrauch von 45 W das schwerste Instrument an Bord.

Neutral Gas Ion Mass Spectrometer ( NGIMS )

NGIMS hat die Aufgabe das Gas der Koma des Kometen während des Vorbeifluges zu untersuchen. Das Instrument ist ein Quadrupol Massenspektrometer mit zwei Ionenquellen, einer offenen und einer geschlossenen Ionenquelle. Der Wechsel zwischen beiden Ionenquellen lässt eine getrennte Untersuchung von Ionen ( offene Quelle ) und neutralen Molekülen zu. Das Massenspektrometer basiert auf einem Instrument an Bord von Cassini. Es erfasst Atommassen zwischen 1 und 294 u. Die Samplefrequenz ist in 3 Frequenzen im Bereich von 1 bis 5 MHz einstellbar. NGIMS soll vor allem das Vorkommen und die Verteilung der Gase H2O, CH4, CO2, NH3 und H2S untersuchen und nach

komplexeren Molekülen in der Koma suchen.

Nummer Zentralwellenlänge Bandbreite1 450 nm 40 nm2 490 nm 40 nm3 530 nm 40 nm4 570 nm 40 nm5 610 nm 40 nm6 650 nm 40 nm7 690 nm 40 nm8 730 nm 40 nm9 770 nm 40 nm10 Klarfilter -

NGIMS wiegt 13.5 kg und hat einen durchschnittlichen Stromverbrauch von 45 Watt.

CONTOUR Dust Analyzer ( CIDA )

Dieses Instrument stammt aus Deutschland vom Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik in Garching, Es basiert auf Vorläuferinstrumenten die an Bord der Sonden Vega 1+2 und Giotto flogen. Ein identisches Instrument ist auch an Bord der Stardust Mission. Eine weiter verbessere Version dieses Instruments fliegt auch auf der Rosetta Mission mit. Es analysiert Staubpartikel und stellt ihre chemische Zusammensetzung fest. CIDA ist ein Flugzeitmassenspektrometer. Staub prallt auf ein 50 cm² großes Ziel und erzeugt einen Blitz, der als Trigger für die Messung benutzt wird. Die Aufschlagsenergie führt dazu, das Teile des Staubskorns ionisiert werden. Das entstandene Plasma strömt nun in das Instrument. Elektronstatische Gitter lassen je nach Modus nur die Ionen oder Elektronen passieren. Sie werden durch ein Feld beschleunigt und durch ein Magnetfeld zum Detektor umgeleitet. Der Detektor misst die Atommasse (bis 350 Dalton auf eine Atommasse genau, bis zu einigen 1000 Dalton als Abschätzung), die Ankunftszeit und die Energie. Die elektrischen und Magnetischen Felder dienen dem Auftrennen der Ionen nach Massse/Ladung. Dies äußert sich in einer unterschiedlichen Flugzeit. Der Detektor ist ein Elektronenphotomultiplier mit einer Öffnung von 30 mm. Er verstärkt die Signale um den Faktor 100.000. Die Auflösung liegt bei m/Δm von 250 bei Atommasse 100. Die Digitalisierungsrate liegt bei 80 MHz, die Zeitauflösung liegt bei 10 ns. Gewonnen werden 400 Spektren pro Sekunde. CIDA soll beim Vorbeiflug die chemische Zuammensetzung des Staubs ermitteln sowie seine Geschwindigkeit bestimmen. CIDA wiegt 10.5 kg und verbraucht 10 W an Strom. Mit beteiligt ist auch Finnland, von dessen meteologischen Institut die Software stammt.

Die Mission

CONTOUR startete am 3.7.2002 mit einer Delta 7425. Dies ist eine Delta 2 mit 4 anstatt den üblichen 9 Castor 4 Boostern. Die Delta 7425 befördert CONTOUR zuerst in eine temporäre Bahn um die Erde. Diese erste Bahn hat ein Perigäum von 212 km, ein Apogäum von 108614 km und eine Inklination von 30.6 Grad. Der Einsatz dieser kleinen Delta Version sparte 10 Millionen US-Dollar bei den Startkosten ein.

Die geplante Mission sah dann folgende Schritte vor: Nach dem Start erfolgt am

15.8.2002 im Perigäum das Zünden des Feststoffmotors. Er beschleunigt die Sonde um 1922 m/s. Die Sonde befindet sich nun auf einer Sonnenumlaufbahn. Auf dieser ist sie zwischen 120 und 300 Tagen im Schlafmodus. Es gibt in dieser Zeit keinen Kontakt zur Sonde. Dies ist möglich weil die Sonde sich in einer Bahn befindet, in der sie immer weder zur Erde zurückkehrt. Selbst wenn man die Kontrolle verliert, kann man CONTOUR wenn sie sich wieder der Erde nähert über die LGA Antennen kontaktieren und unter Kontrolle bringen. Auf dieser Bahn gelangt Sie am 15.8.2003 wieder zurück zur Erde und passiert diese in 58000 km Entfernung. Nun werden die Instrument kalibriert. Dabei dreht die Erde die Bahn leicht, so dass die Sonde 12.11.2003 den Kometen Encke in 100 km Entfernung passieren sollte. Aktiv ist die Sonde nur 60 Tagen vor der Begegnung bis 15 Tagen danach. In der ersten Phase wird die Sonde durchgecheckt und die Bahn von Sonde und Komet ermittelt. Etwa 10 Tage vor der nahen Begegnung beginnen die ersten Observationen. Innerhalb der Koma des Kometen ist die Sonde nur wenige Stunden. Jeweils 12 Stunden vor und nach der Passage sind alle Instrumente aktiv und speichern Daten auf den Massenspeicher an Bord der Sonde. D i e K a m e r a s o l l t e d e n Kometenkern in den besten A u f n a h m e n m i t 4 m Auflösung erfassen, 10 mal besser als die Aufnahmen von Deep Space 1 von Borrelly und 25 mal besser als die Aufnahmen von Giotto von Halley. Global (über eine Rotationsperiode) sollte der K e r n m i t 1 0 0 - 5 0 0 m Auflösung erfasst werden können.

Die gewonnenen Daten werden 15 Tage nach der Begegnung zurückgespielt. Der Begegnung mit dem relativ alten Kometen Encke folgt dann am 19.6.2006 eine mit dem Kometen Schwassmann-Wachmann 3, einem relativ frischen Kometen. Dazu müssen drei Vorbeiflüge an der Erde 14.8.2004, 10.2.2005 und 10.2.2006 die Sonde umlenken, damit sie

zu Schwassmann-Wachmann 3 gelangen kann. Der zweite Erdvorbeiflug ändert den Punkt an dem die Sonde sich der Erde nähert um 6 Monate jeweils auf den 10.2. eines Jahres. Am 30.9.2006 wäre die Mission offiziell beendet gewesen. Man hätte allerdings noch genügend Treibstoff an Bord für ein weiteres Rendezvous. Das Team hatte vor Beginn der Mission den Kometen d'Arrest ausgewählt, sollte man während der Mission einen neuen Kometen entdecken, der in der Bahn von CONTOUR lag wäre auch ein anderes Ziel möglich gewesen. Die Sonde nähert sich jeden Jahr rund um den 10. Februar wieder der Erde und wäre dann durch ein Swing-by Manöver auf eine neue Bahn umlenkbar gewesen.

Datum Ziel Distanz Geschwindigkeit15.8.2004 Erde 58000 km12.11.2003 Encke 100 km 28200 m/s14.8.2004 Erde 40180 km10.2.2005 Erde 218770 km10.2.2006 Erde 30000 km19.6.2006 Schwassmann-Wachmann 3 200-300 km 14000 m/s

Das Scheitern der Mission

Am 3.7.2002 startete CONTOUR mit zwei Tagen Verspätung. Nach dem Erreichen des ersten Orbits gab es 43 kleine Korrekturen der Bahn bis CONTOUR am 8.7.2002 in einer 214 x 106686 km x 29.8 Grad geneigten Bahn angekommen war. In dieser Bahn mit 42 h Umlaufszeit verblieb die Sonde bis zum 15.8.2002 als man den Star 30BP Antrieb für 50 Sekunden zündete. Die Sonde verstummte wie geplant ( Die Erschütterung des Antriebs hätte die Sender der Sonde beschädigen können ), man konnte aber keinen neuen Kontakt mit ihr herstellen. Am 16.8.2002 zeigten erdgebundene Aufnahmen 3 Objekte entlang des Flugpfades von CONTOUR. Bald wurde vermutet, dass es die Sonde ist, zerbrochen in mindestens 3 Teile. Es gab noch bis zum 20.12.2002 Versuche die Sonde zu kontaktieren, doch ohne Erfolg. Am 22.8.2002 wurde eine Untersuchungskommission eingesetzt, welche die Unglücksursache feststellen sollte. Dies gelang nicht, jedoch konnte das Komitee wahrscheinliche Ursachen benennen. Als wahrscheinlichste Ursache gilt eine Überhitzung der CONTOUR Sonde durch die Abgase des Feststoffantriebs. Andere mögliche Ursachen die genannt wurden, war eine Explosion des STAR 30 BP Antriebs, eine Kollision mit einem Meteoriten oder Weltraummüll oder ein Verlust der Lagekontrolle während der Brennphase des Antriebs. Auffällig war die Position des Feststoffmotors: Der Star 30 Antrieb wurde in die Sonde hinein verlagert. Normalerweise ( d.h. bei den Kommunikationssatelliten in denen er bisher eingesetzt wurde ) ist die Düse völlig außerhalb der Sonde ( Heller Teil auf der Skizze rechts, meist sogar der ganze Feststoffmotor ). Diese Düse wird durch die Abgase sehr heiß. Man vermutet, dass die Hitze die Struktur der Sonde soweit geschädigt hat, dass diese den Schubkräften des Antriebs ( 27 kN Schub = Beschleunigung von 27 - 63 m/s je nach verbrauchtem Treibstoffmenge ) nicht mehr standhalten konnte. Teilweise mussten Teile der Sonde an der Düse bis zum 50fachen der Energie aufnahmen, welche die Sonne liefert ( bis zu 70 kW/m² ). Der Untersuchungsbericht stellte auch fest, was schon bei früheren verlorenen Sonden ( Mars Polar Lander und Mars Climate Orbiter ) festgestellt wurde: Das CONTOUR Projekte fehlte es an Prüfungen des Designs der Raumsonde und der Fertigung. Man hatte sich nicht einmal Gedanken gemacht, welche Auswirkungen es hat die Düse nach innen zu verlagern. Es wurde zeitweise erwogen die Sonde als CONTOUR 2 nachzubauen und mit einer schubstärkeren Delta doch noch zu den ursprünglichen Zielen zu schicken. Doch da die Unglücksursache nicht wirklich genau geklärt werden konnte, kam es nicht mehr dazu. Die CONTOUR Raumsonde kostete 109 Millionen US-Dollar, dazu kamen noch 50 Millionen US-Dollar für die Trägerrakete. Die Gesamtkosten für die Mission betrugen somit 159 Millionen US-Dollar.

ENDE