Quelle: ESA 1. September 2023.

1. September 2023 – Es handelt sich um eine ehrgeizige Mission, die riesige Mengen an wissenschaftlichen Daten generieren wird, während sich die Raumsonde in einer instabilen Umlaufbahn bewegt.

Aditya-L1
Aditya-L1 wird die erste indische Satellitenmission zur Erforschung der Sonne sein. Nach dem Start wird die Sonde zu ihrem neuen Zuhause reisen – dem ersten Lagrange-Punkt (L1) des Sonne-Erde-Systems.

Von dort aus werden die sieben Instrumente genutzt, um offene Fragen bezüglich unseres Sterns zu untersuchen. Vier werden die Sonne direkt beobachten, während die anderen drei in-situ-Messungen durchführen werden, um die Art des Weltraumwetters zu erforschen, das unsere Sonne im interplanetaren Raum erzeugt.

ESA-Unterstützung für Aditya-L1
Die ESA unterstützt Aditya-L1 auf zweierlei Weise: Die Agentur stellt der Mission Kommunikationsdienste für den Weltraum zur Verfügung, weiterhin unterstützte sie ISRO im vergangenen Jahr bei der Validierung einer wichtigen neuen Flugdynamik-Software.

Kommunikation ist ein wesentlicher Bestandteil jeder Weltraummission. Ohne Unterstützung durch eine Bodenstation ist es unmöglich, wissenschaftliche Daten von einem Raumfahrzeug zu erhalten, zu wissen, wie es sich verhält, ob es sicher ist und wo genau es sich befindet.

„Durch das globale Netzwerk von Stationen zur Überwachung des tiefen Weltraums der ESA und die Verwendung international anerkannter technischer Standards können wir unseren Partnern helfen, ihre Raumfahrzeuge fast überall im Sonnensystem zu verfolgen, zu steuern und ihre Daten zu empfangen“, sagt Ramesh Chellathurai, ESA Service Manager und ESA Cross-Support Liaison Officer für ISRO.

„Für die Aditya-L1-Mission bieten wir Unterstützung von allen drei unserer 35 Meter-Weltraumantennen in Australien, Spanien und Argentinien sowie von unserer Kourou-Station in Französisch-Guayana und der Goonhilly Earth Station in Großbritannien.“

ESA ist der wichtigste Partner von Bodenstationsdiensten für Aditya-L1. Die ESA-Stationen werden die Mission von Anfang bis Ende unterstützen: von der kritischen Start- und frühen Orbit-Phase über die gesamte Reise zum Lagrange-Punkt L1 bis hin zur Übermittlung von Befehlen an Aditya-L1 und zum Empfang von wissenschaftlichen Daten von Aditya-L1 über mehrere Stunden pro Tag während der nächsten zwei Jahre des Routinebetriebs.

Lagrange-Punkt 1 – ein perfektes Zuhause für Sonnenforscher
Wenn eine große Masse eine andere umkreist, wie z.B. die Erde um die Sonne, wirken die Gravitationskräfte und die Orbitalbewegung so zusammen, dass fünf Gleichgewichtspunkte entstehen, an denen ein Raumschiff über einen längeren Zeitraum betrieben werden kann, ohne viel Treibstoff verbrauchen zu müssen. Diese Regionen werden als Lagrange- oder Liberationspunkte bezeichnet.

Der erste Lagrange-Punkt des Erde-Sonne System, L1, befindet sich zwischen der Erde und der Sonne, bei etwa ein Prozent der Entfernung zur Sonne. Er ist ein perfekter Standort für Sonnenforschungsmissionen wie Aditya-L1, da er einen ungehinderten Blick auf die Sonne ermöglicht, die hier nie von der Erde verdeckt wird. Am L1 wird sich Aditya-L1 zu Raumsonden wie dem ESA/NASA Solar Heliospheric Observatory (SOHO) gesellen, das sich seit 1996 auf L1 befindet.

Raumsonden, die das äußere Sonnensystem und weit darüber hinaus betrachten sollen, wie das James-Webb-Weltraumteleskop von NASA, ESA und CSA oder die ESA-Teleskope Euclid und Gaia, fliegen stattdessen zu L2. L2 ist das Gegenstück zu L1 und befindet sich in der gleichen Entfernung von der Erde, aber von der Sonne aus gesehen auf der anderen Seite des Planeten. Bei L2 haben diese Raumsonden immer die Helligkeit der Sonne und der Erde im Rücken, während sie nach draußen auf schwache Objekte blicken, die sich in der Dunkelheit des Universums verstecken.

Der Weg
Aditya-L1 wird nicht direkt nach dem Start zu L1 fliegen. Stattdessen müssen die ISRO-Flugkontrolleure ein „Transfermanöver“ durchführen, so wie es die ESA kürzlich getan hat, um ihr Euclid-Teleskop zu L2 zu bringen.

Dieses Manöver wird kurz nach dem Start durchgeführt, da die zum Erreichen der erforderlichen Flugbahn benötigte Treibstoffmenge mit der Zeit schnell ansteigt. Nach einigen anfänglichen Manövern zur Anpassung seiner Umlaufbahn um die Erde nach dem Start wird Aditya-L1 die Zündung durchführen, mit der seine etwa zweimonatige Reise zum L1 beginnt.

Der Aufenthalt
L1 ist einer der „instabilen“ Lagrange-Gleichgewichtspunkte. Es ist praktisch unmöglich, ein Raumfahrzeug exakt auf dem L1-Punkt zu halten.

Stattdessen treten die Raumfahrzeuge in eine Umlaufbahn um L1 ein, als wäre der Lagrange-Punkt ein „unsichtbarer Planet“. Aufgrund der Instabilität dieser Umlaufbahn werden kleine Fehler in der Flugbahn jedoch schnell größer. Infolgedessen müssen die Raumfahrzeuge etwa einmal im Monat ein „Stationshaltemanöver“ durchführen, um sie auf der richtigen Umlaufbahn zu halten.

Sollten diese monatlichen Manöver nicht durchgeführt werden können, kann dies ein großes Problem darstellen. Im Juni 1998 gab es bei der SOHO-Mission ein Problem, aufgrund dessen die Stationierung nicht gehalten werden konnte. Der Fehler in seiner Umlaufbahn verschlimmerte sich schnell und war so unvorhersehbar, dass der Kontakt zum Raumschiff verloren ging und es in die Leere zu driften begann.

Ein gemeinsames Team von NASA- und ESA-Experten machte sich an die Arbeit, um das Raumschiff zu retten, fand es schließlich weit entfernt von seiner erwarteten Position und konnte den Kontakt wiederherstellen. 25 Jahre später befindet sich SOHO immer noch in einer Umlaufbahn um L1 und liefert wertvolle wissenschaftliche Daten.

ISRO entwickelt fortschrittliche Flugdynamik-Software
Um L1 zu erreichen und sicher in der Umlaufbahn zu bleiben, müssen die Flugkontrolleure genau wissen, wo sich ihr Raumfahrzeug befand, befindet und befinden wird. Dazu wenden sie mathematische Formeln auf die Verfolgungsdaten des Raumfahrzeugs an, um seine frühere, gegenwärtige und zukünftige Position in einem Prozess zu berechnen, der als Bahnbestimmung bezeichnet wird.

Diese Bestimmung der Umlaufbahn erfolgt mit Hilfe einer speziell entwickelten Software. Zwar hat ISRO eine neue Software zur Bestimmung der Umlaufbahn für Aditya-L1 entwickelt. Angesichts der winzigen Fehlertoleranz, die der Betrieb eines Raumfahrzeugs bei L1 mit sich bringt, baten sie jedoch ESA um Unterstützung bei der Validierung.

ESA-Prüfstand
Von April bis Dezember 2022 arbeiteten die Teams von ESA und ISRO intensiv zusammen, um die Strategie der ISRO für den Betrieb von Aditya-L1 zu bewerten und ihre neue Software zur Bahnbestimmung zu testen.

„Mit ihrer Erfahrung in puncto Flügen und an den Lagrange-Punkten war ESA der ideale Partner, um ISRO bei der Verbesserung ihrer neuen Software zur Bestimmung der Umlaufbahn zu helfen und zu demonstrieren, dass sie die Zuverlässigkeit und Genauigkeit besitzt, die die Organisation für den erstmaligen Betrieb eines Raumfahrzeugs an einem Lagrange-Punkt benötigt“, sagt ESA-Flugdynamikexperte Frank Budnik.

Zunächst erarbeitete das ESA-Team typische Szenarien, mit denen das ISRO-Team beim Betrieb von Aditya-L1 konfrontiert werden könnte. Beide Teams verwendeten dann ihre eigene Software zur Bestimmung der Umlaufbahn, um vorherzusagen, wie sich die Umlaufbahn von Aditya-L1 in diesen Szenarien entwickeln würde, und verglichen dann ihre Ergebnisse.

Im nächsten Schritt stellte ESA ISRO simulierte Tracking-Daten zur Verfügung, die den Daten ähneln, die ESA für das Training ihrer eigenen Flugdynamik-Teams verwendet. Dazu gehören Daten, die typisch sind für die kritische Start- und frühe Orbitphase eines Raumfahrzeugs, ein komplexes Einschwenkmanöver in die Umlaufbahn oder sogar einen Planetenvorbeiflug. Das ISRO-Team nutzte seine Software, um die Daten zu analysieren, und dann arbeiteten beide Teams zusammen, um verbesserungswürdige Bereiche zu ermitteln und einige der Algorithmen zu optimieren.

Schließlich stellte das ESA-Team dem ISRO-Team die Tracking Daten eines echten Raumfahrzeugs zur Verfügung, das um L1 kreist. Beide Teams nutzten ihre eigene Software, um die Daten der früheren ESA-Mission LISA Pathfinder zu analysieren, und verglichen ihre Ergebnisse noch einmal.

Die Ergebnisse der Übung waren für ESA und ISRO wertvoll, sodass beide Teams nun von den Fähigkeiten der ISRO-Software überzeugt sind.

Nicht nur die Umlaufbahnen schließen den Kreis
Einigen ESA-Flugdynamik-Experten kam diese Übung bekannt vor. Als ESA ihre eigenen frühen interplanetaren Weltraummissionen vorbereitete, stand sie vor ähnlichen Herausforderungen wie ISRO heute. ESA wandte sich an ein Team des Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA, um die Software zur Bestimmung der interplanetaren Umlaufbahn für die ESA-Mission Mars Express und den Kometenjäger Rosetta zu validieren, die dann beide später von ESA erfolgreich navigiert wurden.

Die Übung hatte einen ähnlichen Umfang und ein ähnliches Ziel wie diejenige, die ESA und ISRO im vergangenen Jahr für Aditya-L1 durchgeführt haben.

Die internationale Raumfahrtgemeinschaft
Die zweigleisige Unterstützung der ESA für Aditya-L1 zeigt, wie wertvoll die internationale Zusammenarbeit in der Raumfahrt ist. Das ESA-Bodenstationsnetz (bekannt als „Estrack“) und das Fachwissen im Bereich der Flugdynamik wurden in jahrzehntelanger Arbeit bei den anspruchsvollsten Raumfahrtmissionen aufgebaut und sind heute Eckpfeiler der Unterstützung der ESA für ihre Partner.

Estrack befindet sich derzeit in einer Expansionsphase. Die vierte große ESA-Weltraumantenne befindet sich im Bau währen die Agentur sich darauf vorbereitet, den steigenden Bedarf an Kommunikationsbandbreite für ihre eigenen Weltraumforschungs- und Weltraumsicherheitsmissionen sowie für die Unterstützung einer wachsenden Zahl von Partnern zu decken.

Im Weltraum wird Aditya-L1 das jüngste Mitglied der Flotte von Sonnenforschern sein, zu denen auch der Solar Orbiter der ESA, SOHO, die Parker Solar Probe der NASA und andere gehören, die gemeinsam mit der Menschheit versuchen, die Geheimnisse unseres Sterns zu entschlüsseln.

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• Aditya L1 auf PSLV-XL

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Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung 12. Juli 2022.

12. Juli 2022 – Nach der vorzeitigen Landung des ballongetragenen Sonnenobservatoriums Sunrise III am vergangen Sonntagmorgen, 10. Juli, haben Teammitglieder die Landestelle erreicht und die wissenschaftliche Nutzlast des Observatoriums weitestgehend unversehrt vorgefunden. Nach aktuellen Erkenntnissen musste der Flug wenige Stunden nach dem Start beendet werden, weil sich das mitgeführte Sonnenteleskop, das Herzstück von Sunrise III, nicht auf die Sonne ausrichten ließ. Die Ursache wird derzeit untersucht. Für einen Start des Observatoriums im nächsten Jahr oder später werden derzeit alle Optionen geprüft.

Bereits seit Anfang April dieses Jahres hatte das internationale Sunrise III-Team auf der Ballon- und Raketenbasis Esrange Space Center nahe der nordschwedischen Kleinstadt Kiruna unweit des Polarkreises das sechs Meter hohe Sonnenobservatorium auf seinen Stratosphärenflug vorbereitet. Sunrise III ist mit einem Teleskop, drei wissenschaftlichen Instrumenten und einem System zur Bildstabilisierung ausgerüstet und soll Messdaten aus einer mehr als 2000 Kilometer dicken Schicht der Sonne, die von knapp unter ihrer sichtbaren Oberfläche bis in die obere Chromosphäre reicht, aufnehmen. Wegen der aktuellen, weltweiten Logistikprobleme hatte sich der frühstmögliche Starttermin zunächst um einige Wochen in den Juni hinein verschoben. Danach verzögerte ungeeignetes Wetter den Missionsbeginn. Ein erster Startversuch am Samstag, 9. Juli, musste wegen drohenden Regens abgesagt werden.

Die zweite Startgelegenheit am frühen Morgen des 10. Juli konnte Sunrise III nutzen: Um 3.44 Uhr (MESZ) hob das Sonnenobservatorium ab. Bereits um 9.05 Uhr (MESZ) musste der Flug jedoch beendet werden. Das Teleskop ließ sich nicht auf die Sonne ausrichten, so dass das Aufnehmen von Messdaten unmöglich war.

Das Observatorium landete sicher auf unbewohntem, schwedischem Gebiet nicht weit der Grenze zu Norwegen. Die Mitglieder des Sunrise III-Teams, die die Landestelle in der Zwischenzeit erreicht haben, konnten keine gravierenden Schäden am Teleskop sowie an den wissenschaftlichen Instrumenten feststellen. Auch die Gondel hat die Landung gut überstanden. „Sunrise III ist offenbar wohlbehalten und aufrecht stehend niedergegangen“, berichtet Sunrise III-Projektleiter Prof. Dr. Sami K. Solanki, Direktor am Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung in Göttingen.

In den nächsten Wochen soll das Observatorium zunächst zurück zur Ballon- und Raketenbasis Esrange Space Center gebracht werden. Von dort könnte es dann den Heimweg nach Göttingen antreten, wo genauere Untersuchungen erfolgen. Das Team wird dann prüfen, wie und unter welchen Bedingungen Sunrise III im nächsten Jahr oder später seinen Forschungsflug in der Stratosphäre erneut antreten kann.

Das ballongetragene Sonnenobservatorium Sunrise III ist eine Mission des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS, Deutschland) und des Applied Physics Laboratory der Johns Hopkins Universität (APL, USA). Sunrise III blickt mit Hilfe eines 1-Meter-Teleskops, dreier wissenschaftlicher Instrumente und eines Systems zur Bildstabilisierung aus der Stratosphäre auf die Sonne. Maßgeblich Mitwirkende an der Mission sind ein spanisches Konsortium, das National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ, Japan), und das Leibniz-Institut für Sonnenphysik (KIS, Deutschland). Das spanische Konsortium wird geleitet vom Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA, Spanien) und besteht zudem aus dem Instituto Nacional de Técnica Aeroespacial (INTA), der Universitat de València (UV), der Universidad Politécnica de Madrid (UPM) und dem Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC). Weitere Partner sind das Wallop’s Flight Facility Balloon Program Office (WFF-BPO) der NASA und die Swedish Space Corporation (SSC). Sunrise III wird unterstützt von der Max-Planck-Förderstiftung, der NASA im Rahmen des Grants #80NSSC18K0934, dem spanischen Grant FEDER/AEI/MCIU (RTI2018-096886-C5) und des „Center of Excellence Severo Ochoa“ Preises für IAA-CISC (SEV-2017-0709) sowie dem ISAS/JAXA Small Mission-of-Opportunity program und JSPS KAKENHI JP18H05234.

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• SUNRISE – Sonnenobservatorium am Ballon

Der Beitrag MPS: Sunrise III wohlbehalten aufgefunden erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung.

5. Mai 2022 – Etwa einen Monat vor Beginn seines Forschungsflugs in der Stratosphäre hat das Sonnenobservatorium Sunrise III an seinem Startplatz am Polarkreis zum ersten Mal auf die Sonne geschaut. Im Juni wird es vom Esrange Space Center, der Ballon- und Raketenbasis der Schwedischen Weltraumagentur SSC im nordschwedischen Kiruna, auf eine Höhe von etwa 35 Kilometern steigen und während des mehrtägigen Fluges einzigartige Messdaten von der Sonne aufnehmen. Prozesse in der Chromosphäre, der hochdynamischen Schicht zwischen der sichtbaren Oberfläche und der äußeren Atmosphäre der Sonne, werden so genauer als je zuvor sichtbar. Die verbleibenden Wochen bis zum Start nutzen die technischen und wissenschaftlichen Teams aus Deutschland, Spanien, Japan und den USA, um alle Systeme und die wissenschaftlichen Instrumente auf ihren Einsatz vorzubereiten. Zudem werden die Abläufe und der Betrieb des Observatoriums während des Flugs geübt.

Seit Anfang April dieses Jahres ist Esrange Space Center im nordschwedischen Kiruna Schauplatz der letzten Vorbereitungen für den Flug von Sunrise III. In Einzelteile zerlegt ist die gesamte Hardware einschließlich Gondel, Sonnenteleskop und wissenschaftlicher Instrumente in Lastwagen vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen dorthin gereist. Das MPS leitet die Mission. Seitdem sind die eisigen Temperaturen von bis zu -15 Grad Celsius und das Schneetreiben, das bei der Ankunft herrschte, verträglicheren Bedingungen gewichen. Das so genannte „First Light“, der erste Blick auf die Sonne, fand bei Temperaturen um den Gefrierpunkt statt.

„Der Start vom Polarkreis ist mit einem beträchtlichen logistischen Aufwand verbunden“, blickt Sunrise III-Projektmanager Dr. Andreas Korpi-Lagg vom MPS auf die letzten Monate zurück. Doch für den wissenschaftlichen Erfolg der Mission ist der abgelegene Startplatz im hohen Norden von entscheidender Bedeutung. Da die Sonne jenseits des Polarkreises im Sommer nicht untergeht, kann Sunrise III während des Fluges rund um die Uhr Messdaten aufzeichnen. Am Erdboden finden Sonnenforscherinnen und -forscher die besten Sichtbedingungen etwa auf Hawaii, auf den Kanarischen Inseln oder im US-amerikanischen Südwesten. Doch selbst während der besten Beobachtungssaison, üblicherweise im Frühsommer, sind dort die Messungen typischerweise auf wenige Stunden am Tag begrenzt.

Ein weiterer Vorzug von Sunrise III ist die Beobachtungshöhe. Ein riesiger, mit Helium gefüllter Ballon hebt das etwa sechs Meter hohe Observatorium beim Start bis in die Stratosphäre. In etwa 35 Kilometern Höhe trägt der Wind Observatorium und Ballon nach Westen. In dieser Höhe, die beinahe schon den Übergang zum Weltall markiert, ist die Atmosphäre so dünn, dass Luftturbulenzen die Sicht nicht trüben. Zudem hat das ballonfahrende Forschungsobservatorium dort Zugang zur ultravioletten Strahlung der Sonne, deren Großteil die Erdatmosphäre absorbiert. „Bessere Beobachtungsbedingungen bieten nur Raumsonden im Weltall“, so Projektleiter Prof. Dr. Sami Solanki, Direktor am MPS.

Vom Kran getragen
Beim „First Light“ in Kiruna verblieb Sunrise III am Boden. Der Meilenstein bietet nicht in erster Linie aussagekräftige Messdaten von der Sonne, sondern die Möglichkeit, alle Systeme mit natürlichem Sonnenlicht zu testen und zu kalibrieren. Als der Kran in der großen Halle, die dem Sunrise III-Team am Esrange Space Center als Wirkungsfeld dient, das sechs Tonnen schwere Observatorium einige Zentimeter angehoben hat, kann es losgehen. Das Hallentor öffnet sich; zum ersten Mal richtet sich die Gondel selbsttätig zur Sonne aus – ganz so, wie es auch während des Forschungsfluges erfolgen soll. Sonnenstrahlen fallen in das Teleskop und erreichen von dort die wissenschaftlichen Instrumente und das Bildstabilisierungssystem. Vor ihren Computerbildschirmen tiefer in der Halle verfolgen die wissenschaftlich-technischen Teams, wie die Systeme auf das Sonnenlicht reagieren.

Sunrise III ist mit drei wissenschaftlichen Instrumenten ausgestattet. Gemeinsam liefern sie umfassende Messdaten aus der Region knapp unterhalb der sichtbaren Sonnenoberfläche bis in die obere Chromosphäre, etwa 2000 Kilometer darüber. Dafür fangen sie das infrarote, sichtbare und ultraviolette Licht aus dieser Region ein und können so dynamische Prozesse und Magnetfelder sichtbar machen. Zudem enthält Sunrise III ein ausgeklügeltes System zur Bildstabilisierung. Es sorgt dafür, dass das Observatorium auch am schwankenden Ballon hochpräzise Daten aufzeichnet. Wollte ein Sportschütze ähnlich „wackelfrei“ schießen, müsste er sein Sportgerät so ruhig halten, dass der Schuss auf sieben Kilometern Entfernung um maximal die Dicke eines Haares abgelenkt wird.

Zwischenschicht mit gewaltigem Temperatursprung
Die Chromosphäre der Sonne liegt zwischen ihrer sichtbaren Oberfläche und ihrer äußeren Atmosphäre, der Korona. In dieser Verbindungsschicht vollzieht sich ein gewaltiger Temperatursprung: von den vergleichsweise mäßigen 6000 Grad Celsius an der Oberfläche bis zu 20.000 Grad Celsius. In den darüber gelegenen Schichten steigen die Temperaturen dann sogar auf ein Million Grad Celsius an. „Selbst nach Jahrzehnten moderner Sonnenforschung ist die Chromosphäre noch immer rätselhaft“, so Solanki. „Dort spielt sich eine Vielzahl von Prozessen ab, die die Korona mit Energie versorgen und die wir noch nicht im Einzelnen verstehen“, fügt er hinzu. Im Zusammenspiel erzeugen diese Prozesse nicht nur die unfassbar hohen Temperaturen der Korona, sondern ermöglichen auch die heftigen Eruptionen, in denen die Sonne immer wieder Teilchen und Strahlung ins All schleudert. Die Messdaten von Sunrise III werden die bisher beste Höhenauflösung aus der Chromosphäre liefern: Präziser als je zuvor wird es möglich sein, einzelne Vorgänge einer genauen Höhe über der Oberfläche zuzuordnen. „Mit Sunrise III können wir die Vorgänge in der Chromosphäre besser als je zuvor verfolgen“, so Sunrise III-Projektwissenschaftler Dr. Achim Gandorfer.

Bis der abenteuerliche Flug von Sunrise III beginnt und das Observatorium erste Messdaten sammelt, werden noch einige Wochen vergehen. In dieser Zeit werden alle Systeme in Betrieb genommen und die Abläufe während des Flugs geübt. „Der Flug dauert nur einige Tage. Da muss von Anfang an alles reibungslos funktionieren“, so Korpi-Lagg. Je nach Windgeschwindigkeit erreicht Sunrise III den unbewohnten Nordosten Kanadas nach etwa fünf bis sieben Tagen. Dort landet das Observatorium am Fallschirm.

Den genauen Starttermin bestimmt das Wetter. Bei Niederschlag kann Sunrise III nicht starten; zudem ist Windstille erforderlich. „Unsere Vorbereitungen laufen nach Plan. Anfang Juni sind wir startklar“, so Korpi-Lagg. Die letzte Phase des Abenteuers hat begonnen.

Das ballongetragene Sonnenobservatorium Sunrise III ist eine Mission des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS, Deutschland) und des Applied Physics Laboratory der Johns Hopkins Universität (APL, USA). Sunrise III blickt mit Hilfe eines 1-Meter-Teleskops, dreier wissenschaftlicher Instrumente und eines Systems zur Bildstabilisierung aus der Stratosphäre auf die Sonne. Maßgeblich Mitwirkende an der Mission sind ein spanisches Konsortium, das National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ, Japan), und das Leibniz-Institut für Sonnenphysik (KIS, Deutschland). Das spanische Konsortium wird geleitet vom Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA, Spanien) und besteht zudem aus dem Instituto Nacional de Técnica Aeroespacial (INTA), der Universitat de València (UV), der Universidad Politécnica de Madrid (UPM) und dem Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC). Weitere Partner sind das Wallop’s Flight Facility Balloon Program Office (WFF-BPO) der NASA und die Swedish Space Corporation (SSC). Sunrise III wird unterstützt von der Max-Planck-Förderstiftung, der NASA im Rahmen des Grants #80NSSC18K0934, dem spanischen Grant FEDER/AEI/MCIU (RTI2018-096886-C5) und des „Center of Excellence Severo Ochoa“ Preises für IAA-CISC (SEV-2017-0709) sowie dem ISAS/JAXA Small Mission-of-Opportunity program und JSPS KAKENHI JP18H05234.

Sunrise III-Factsheet
pdf: https://www.raumfahrer.net/wp-content/uploads/2021/01/SunriseIIIFactsheetDE.pdf

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• SUNRISE – Sonnenobservatorium am Ballon

Der Beitrag Am Polarkreis: Erste Sonnenstrahlen für Sunrise III erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung.

28. Oktober 2021 – Das Sonnenobservatorium Sunrise III, das im Frühsommer nächsten Jahres die Sonne an einem Heliumballon aus einer Höhe von 35 Kilometern beobachten wird, hat heute am Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen einen wichtigen Meilenstein erreicht: Erstmals konnten die wissenschaftlich-technischen Teams eine Messung mit Sonnenlicht durchführen. Beim so genannten „Hangtest“ öffnete sich das riesige Tor der MPS-Ballonhalle, um dem Observatorium so den direkten Blick in die Sonne zu ermöglichen. Der Test ist ein wichtiger Teil der aktuellen Vorbereitungen für den mehrtägigen Stratosphärenflug von Sunrise III im nächsten Jahr. Dabei wird das Observatorium beispielslose Messdaten aus der unteren Atmosphäre der Sonne, der Chromosphäre, einfangen.

Gegen 10.45 Uhr öffnete sich das neun Meter hohe Tor zur Ballonhalle des MPS am Justus-von-Liebig-Weg in Göttingen. Mit Hilfe des Hallenkrans hatten die Mitarbeiterinnen und Mitarbeiter zuvor die sieben Meter hohe Strebenkonstruktion, das in seiner Flugkonfiguration Sonnenteleskop, wissenschaftliche Instrumente, ein System zur Bildstabilisierung und die Bordelektronik enthält, im Innern der Halle bis kurz vor die riesige Öffnung transportiert. Strahlender Sonnenschein; es kann losgehen.

Etwa sieben Monate vor dem geplanten Start der Mission Sunrise III sind die Vorbereitungen am MPS in vollem Gange. Fast alle Subsysteme sind funktionsbereit: das Teleskop, das mit seinem 1-Meter-Hauptspiegel das Herzstück von Sunrise III bildet; die Instrumente SUSI (Sunrise UV Spectropolarimeter and Imager) und SCIP (Sunrise Chromospheric Infrared Spectro-Polarimeter), die vom MPS sowie von einem japanischen Konsortium unter Leitung des National Astronomical Observatory of Japan entwickelt und gebaut wurden; das System zur Bildstabilisierung des Leibniz-Instituts für Sonnenphysik in Freiburg; und die gesamte Bordelektronik. Die sieben Meter hohe Gondel wurde in den vergangenen Wochen vom Applied Physics Laboratory der amerikanischen Johns Hopkins Universität angeliefert, vor Ort in Göttingen zusammengebaut und mit Teleskop und Instrumenten „verheiratet“.

„Mit den aktuellen Tests prüfen wir, ob alle Systeme von Sunrise III reibungslos zusammenarbeiten, und können gegebenenfalls noch nachbessern und verfeinern“, erklärt. Dr. Andreas Lagg vom MPS, Sunrise III-Projektmanager. „So können wir bereits am Boden die Abläufe für die späteren Messungen während des Fluges perfektionieren“, fügt er hinzu. Während Raumsonden typischerweise die lange Anreise durchs All zur Inbetriebnahme der wissenschaftlichen Instrumente nutzen, muss Sunrise III mit einem deutlich knapperen Zeitplan auskommen. „Der Flug dauert nur wenige Tage. Nach dem Start wollen wir deshalb so schnell wie möglich mit den wissenschaftlichen Messungen beginnen“, so Dr. Achim Gandorfer, Sunrise III-Projektwissenschaftler.

Sonnenlicht für SUSI und SCIP
In der Ballonhalle beginnt das Sunrise III-Team nun mit dem ersten Teil des Hangtests, dem sogenannten Pointing: Das Observatorium soll sich – wie während des Fluges erforderlich – selbsttätig zur Sonne ausrichten. Überwacht und kontrolliert wird dieser Vorgang aus 6000 Kilometern Entfernung von Ingenieurinnen und Ingenieuren der Johns Hopkins Universität in den USA. „Wegen der Corona-Pandemie konnten viele unserer internationalen Partner beim Einbau ihrer Hardware-Beiträge nicht hier vor Ort sein und selbst Hand anlegen“, beschreibt Dr. Achim Gandorfer die Arbeit der vergangenen Wochen und Monate. „Stattdessen mussten wir ihren Rat und ihre Expertise per Videokonferenz einbeziehen. Beim Hangtest gehen wir nun ähnlich vor“, fügt er hinzu.

Gegen 11.05 Uhr ist die kontinentenumfassende Aufgabe erfolgreich abgeschlossen; Sunrise III schaut perfekt ausgerichtet in die Sonne. Zum ersten Mal öffnet nun das Sunrise III-Team die Abdeckung, die den 1-Meter-Hauptspiegel im Innern des Teleskops bisher geschützt hat. Sonnenlicht fällt auf den empfindlichen Spiegel und wird von dort erstmals zu den wissenschaftlichen Instrumenten weitergeleitet, die oberhalb des Teleskops angebracht sind. Nun beginnt der zweite Teil des Hangtests, die Inbetriebnahme und das Kalibrieren der Instrumente kann beginnen. „Keine künstliche Lichtquelle kann das Sonnenlicht für diese Messungen ersetzen“, so Dr. Andreas Lagg.

Bis zum Frühjahr nächsten Jahres bleibt dem wissenschaftlich-technischen Teams für die weitere Inbetriebnahme Zeit. Wenn die Schneemassen jenseits des Polarkreises langsam schmelzen, reist Sunrise III in Einzelteile zerlegt und sicher in Kisten verpackt per Lastwagen zum Startplatz, der Raketenbasis Esrange Space Center, im nordschwedischen Kiruna. Startklar ist das Sonnenobservatorium am 1. Juni nächsten Jahres. Sobald die Wind- und Wetterverhältnisse in Kiruna günstig sind, hebt der mit 850 Kilogramm Helium gefüllte Ballon das sechs Tonnen schwere Observatorium auf eine Höhe von 35 Kilometern. Von dort trägt der Wind Sunrise III nach Westen; einen eigenen Antrieb hat Sunrise III nicht. Gelandet wird nach mehrtägigem Flug am Fallschirm im Norden Kanadas.

Mitternachtssonne und UV-Strahlung
„Da wir zur Sommerzeit und jenseits des Polarkreise fliegen, kann Sunrise III während des gesamten Fluges ununterbrochen auf die Sonne schauen“, beschreibt Missionsleiter Prof. Dr. Sami K. Solanki vom MPS einen der Vorzüge der Mission. Auf 35 Kilometern Höhe hat das Observatorium den Großteil der Erdatmosphäre zurückgelassen; Luftturbulenzen trüben den Blick kaum. „Anders als erdgebundene Teleskope hat Sunrise III in dieser Höhe Zugang zur ultravioletten Strahlung von der Sonne“, erklärt Solanki weiter. Dieser Teil der Sonnenstrahlung hat seinen Ursprung in erster Linie in der heißen Atmosphäre der Sonne und enthält wertvolle Informationen aus dieser Region. Da die Ozonschicht der Erdatmosphäre das ultraviolette Licht von der Sonne weitestgehend absorbiert, steht es erdgebundenen Teleskopen nicht zur Verfügung.

Die Instrumente von Sunrise III sind auf verschiedene Wellenlängenbereiche spezialisiert. Auf diese Weise blickt Sunrise III gleichzeitig auf einen Bereich von mehr als 2000 Kilometer Höhe, der sich von knapp unter der sichtbaren Oberfläche der Sonne bis in die obere Chromosphäre erstreckt. Besser als bei jedem anderen Observatorium – ganz gleich ob im Weltraum oder auf der Erde – lassen sich die Messdaten von Sunrise III aus dieser Region einer genauen Höhe zuordnen. So lässt sich präzise verfolgen, wie beispielsweise kleinste Strahlungsausbrüche, sogenannte Mikroflares, entstehen oder wie sich wellenartige Phänomene in der Sonnenatmosphäre ausbreiten.

„Sunrise III kann einen wichtigen Beitrag dazu leisten zu verstehen, wie es der Sonne gelingt, ihre äußere Hülle auf unfassbare Temperaturen von mehr als eine Million Grad Celsius aufzuheizen“, so Solanki. „Um diese Frage zu beantworten, braucht es einen ganz besonderen Blick auf die Sonne.“

Zur Mission
Das ballongetragene Sonnenobservatorium Sunrise III ist eine Mission des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS, Deutschland). Sunrise III blickt mit Hilfe eines 1-Meter-Teleskops, dreier wissenschaftlicher Instrumente und eines Systems zur Bildstabilisierung aus der Stratosphäre auf die Sonne. Maßgeblich an der Mission beteiligt sind ein spanisches Konsortium unter Leitung des Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA, Spanien), das National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ, Japan), das Applied Physics Laboratory der Johns Hopkins University (APL, USA) und das Leibniz-Institut für Sonnenphysik (KIS, Deutschland). Weitere Partner sind die Columbia Scientific Ballooning Facility (CSBF) der NASA sowie die Swedish Space Corporation (SSC). Sunrise III wird unterstützt von der Max-Planck-Förderstiftung.

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• SUNRISE – Sonnenobservatorium am Ballon

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Ein Beitrag von Thomas Weyrauch. Quelle: ISRO

Aktuell geht die ISRO von einem Start 2019 oder 2020 vom Satish Dhawan Space Center (SDSC) auf Sriharikota an Indiens Südküste aus. Als Trägerrakete für das Sonnenobservatorium soll eine des Typs PSLV-XL zum Einsatz kommen.

Anfangs sah der Missionsentwurf für das Observatorium nur ein zentrales Instrument vor, einen Koronographen namens Visible Emission Line Coronagraph (VELC). Zwischenzeitlich wurde das Aufgabenfeld von ADITYA L1 deutlich erweitert, die Satellitenmasse ist merklich angestiegen.

Als Arbeitsorbit der zunächst ADITYA 1 genannten Mission mit einem Raumfahrzeug mit einer Masse im Bereich von 400 Kilogramm war anfänglich ein polarer in rund 800 Kilometern über der Erde vorgesehen. Nach neuesten Angaben der ISRO will man das Sonnenobservatorium künftig beim Lagrange Punkt L1 zwischen Sonne und Erde betreiben. Deshalb wird das Observatorium nun ADITYA L1 genannt.

Ein Orbit um den Lagrange Punkt L1 in rund 1,5 Millionen Kilometern Abstand von der Erde hat den Vorteil eines zeitlich uneingeschränkten Blicks Richtung Sonne, ohne dass sich das Observatorium durch den Erdschatten bewegt.

Die von den Messungen von ADITYA L1 erhofften Daten sollen bei der Beantwortung der Fragen helfen, welche physikalischen Prozesse für die Aufheizung der Korona unseres Zentralgestirns sorgen (Temperaturen zwischen ein und zwei Millionen Grad Celsius), den Sonnenwind auf bis zu 1000 km/s beschleunigen und die koronalen Masseauswürfe (coronal mass ejections, CMEs) verursachen.

Mit der erweiterten Instrumentierung des Sonnenobservatoriums wird es außerdem möglich sein, die unterste Schicht der „Atmosphäre“ der Sonne, die Photosphäre in den Bereichen weicher und harter Röntgenstrahlung zu beobachten und die an die Photosphäre anschließende, außen in die Korona übergehende Chromosphäre im Bereich des Ultravioletten Lichts (UV) zu untersuchen.

Teilchendetektoren werden den von der Sonne kommenden Partikelfluss um das Observatorium auf seiner Bahn um den L1-Punkt erfassen können und Magnetometer werden in der Lage sein, die Feldstärke des von der Sonne erzeugten Magnetfelds im Bereich der Bahn des Observatoriums zu ermitteln. Teilchendetektoren und Magnetometer wären laut ISRO auf einer erdnahen Umlaufbahn in rund 800 Kilometern über der Erde nicht sinnvoll zu betreiben gewesen, da sie sich dort im unmittelbaren Einflussbereich des Erdmagnetfeldes befunden hätten.

Die umfangreiche Instrumentierung wird nach Angaben der ISRO Sonnenforschern verschiedenster Institutionen aus Indien Gelegenheit geben, weltraumgestützte Instrumente zur Beobachtung der Sonne einzusetzen.

Im einzelnen besteht die für ADITYA L1 vorgesehene Instrumentenausstattung nach aktueller Planung aus den folgenden Geräten:

Visible Emission Line Coronagraph (VELC)
Der Koronograph VELC ist für das Studium der Korona der Sonne gadacht. Außerdem soll er der Untersuchung der Dynamik und der Quelle von CMEs dienen. Um seine Aufgaben zu erfüllen, ist er vierkanalig ausgelegt. Drei der Kanäle decken Bereiche des sichtbaren Lichts ab, eine Kanal liegt im Infraroten (IR). Der Koronograph wird entwickelt und betreut vom Indischen Astrophysikalischen Institut (Indian Institute of Astrophysics, IIA) aus Bangalore.

Solar Ultraviolet Imaging Telescope (SUIT)
Mit dem UV-Teleskop SUIT will man Photosphäre und Chromosphäre der Sonne im nahen UV auf Wellenlängen zwischen 200 und 400 Nanometern beobachten und Variationen in der von der Sonne ausgesandten Strahlung ermitteln. Das Teleskop wird betreut vom Interuniversitären Zentrum für Astronomie und Astrophysik Pune (Inter University Centre for Astronomy and Astrophysics, IUCAA).

Plasma Analyser Package for Aditya (PAPA)
PAPA wird sich laut Plan mit den Sensoren SWEEP (Solar Wind Electron Energy Probe) und SWICAR (Solar Wind Ion Composition AnalyseR) der Energieverteilung im Sonnenwind und seiner Zusammensetzung in einem Energiebereich zwischen 0,01 und 3 keV annehmen. Mütter und Väter des Plasmaanalysepackets PAPA sitzen im Labor für Weltraumphysik (Space Physics Laboratory, SPL) des Vikram Sarabhai Raumfahrtzentrum (Vikram Sarabhai Space Centre, VSSC) aus Thiruvananthapuram.

Aditya Solar Wind Particle Experiment (ASPEX)
Der Detektorkomplex für Partikel im Sonnenwind ASPEX ist insbesondere der Ermittlung von Variationen und Verteilung von Teilchen im Sonnenwind gewidmet. Ein SWIS für Solar Wind Ion Spectrometer genanntes Spektrometer soll Protonen, Alpha-Teilchen und schwere Ionen in einem Bereich von 100 eV bis 20keV unterscheiden können. Das STEPS für Supra Thermal Energetic Particle Spectrometer genannte Spektrometer soll Sonnenwind aus vier verschiedenen Richtungen erfassen und ist für Energien zwischen 20keV und 5 MeV empfindlich. Die Anlage kommt vom Physkialischen Forschungslabor (Physical Research Laboratory, PRL) aus Ahmedabad.

Solar Low Energy X-ray Spectrometer (SoLEXS)
Mit dem Röntgenspektrometer SoLEXS will man die von Plasma-Magnetfeldbögen ausgehende Röntgenstrahlung zwischen einem und 30 keV messen, wovon man sich Unterstützung beim Studium der Vorgänge, die für die Aufheizung der Korona der Sonne sorgen, verspricht. Das Spektrometer ist ein Projekt des ISRO-Zentrums für Raumfahrtanwendungen (ISRO Satellite Centre, ISAC) in Bangalore.

High Energy L1 Orbiting X-ray Spectrometer (HEL1OS)
Um dynamische Ereignisse in der Sonnenkorona zu beobachten, wird man ADITYA L1 auch mit einem Spektrometer für energiereiche Röntgenstrahlung ausstatten. Ein Detektor aus CdZnTe und einer aus CdTe werden sich im jeweils nutzbaren Energiebereich überlappen und so Beobachtungen in einem Bereich von Strahlung zwischen 10 und 150 keV ermöglichen. Man erwartet von HEL1OS Daten, die eine Abschätzung der Energie, die für die Beschleunigung von Teilchen bei eruptiven Ausbrüchen (CMEs) verantwortlich ist, zulassen. HEL1OS ist ein gemeinsames Programm des ISAC und des Sonnenobservatoriums Udaipur (Udaipur Solar Observatory, USO) des PRL.

Magnetometer
Das Labor für elektrooptische Systeme (Laboratory for Electro-optic Systems (LEOS) aus Bangalore steuert zusammen mit dem ISAC Magnetometer-Technik bei, mit deren Hilfe man Stärke und Natur des Magnetfelds im interplanetarischen Raum im Bereich der Flugbahn von ADITYA L1 untersuchen möchte.

Verwandte Meldung bei Raumfahrer.net:

• Sonnenobservatorium ADITYA (L)1 nicht vor 2017 im All (2. März 2014)

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Ein Beitrag von Thomas Weyrauch. Quelle: DNA, IIA, ISAC, ISRO, Mint, Times of India.

2008 hatte der damalige ISRO-Leiter G. Madhavan Nair einen Start im Jahre 2012 ins Visier genommen. Am 10. November 2008 war der Beschluss gefasst worden, das Projekt eines mit einem neuartigen Koronagraph auszustattenden Sonnenobservatoriums umzusetzen.

Ende Juli 2010 hatte ein Beraterkomitee aus Mitarbeitern der ISRO, des Indischen Astrophysikalischen Instituts (IIA), des Sonnenobservatoriums Udaipur, des Zentrums für Radioastronomie und des nationalen Zentrums für Radio-Astrophysik einen Entwurf für den Koronagraphen abgenommen. Im gleichen Jahr hatte nach ungenannten offiziellen Quellen dann auch eine angemessene Finanzierung des Projekts begonnen.

Im Jahr 2012 schließlich ging man davon aus, 2015 oder 2016 für einen Start bereit zu sein. Eine Priorisierung des Marsorbiters MOM alias Mangalyaan trug dann neben Problemen bei Entwurf, Entwicklung und Bau der wissenschaftlichen Ausrüstung zu einer weiteren Verzögerung bei.

Der ursprüngliche Missionsentwurf sah nur ein zentrales Instrument vor. Zwischenzeitlich ist das Aufgabenfeld von ADITYA 1 deutlich erweitert worden, die Satellitenmasse merklich angestiegen.

Die von den Messungen von ADITYA 1 erhofften Daten sollen bei der Beantwortung der Fragen helfen, welche physikalischen Prozesse für die Aufheizung der Korona sorgen (Temperaturen zwischen ein und zwei Millionen Grad Celsius), den Sonnenwind auf bis zu 1000 km/s beschleunigen und die koronalen Masseauswürfe (coronal mass ejections, CMEs) verursachen.

Um die erforderlichen Messungen durchzuführen, erhält das Sonnenobservatorium einen Koronagraphen namens Enhanced Visible Emission Line Coronagraph (E-VELC). Er hat eine Masse von rund 130 Kilogramm und ist mit drei Detektoren ausgerüstet ist, die simultan eingesetzt werden können und für Wellen mit Längen von 5303 Ångström (Å), 7892 Å und 10747 Å empfindlich sind. 5303 Å entspricht der Emissions-Linie von 13-fach geladenem Fe XIV (Fe 13+-Ion) bei 530,3 Nanometern, 7892 Å der Fe XI-Line bei 789,2 Nanometern und 10747 Å der Fe XIII-Linie bei 1074,7 Nanometern.

Die Ausrüstung ist geeignet, Daten zu Dichteverhältnissen und magnetischen Strukturen in der Korona wie Magnetfeldbögen und Koronalöchern sowie der dreidimensionalen Struktur von CMEs zu liefern, ist die ISRO überzeugt. Pro Sekunde soll die Konstruktion drei Bilder liefern können

Zur erweiterten Instrumentierung gehört neben dem weiterentwickelten Koronagraphen ein UV-Teleskop (Solar Ultraviolet Imaging Telescope, SUIT) zur Beobachtung der vollständigen Sonnenscheibe für die Untersuchung von Sonnenstürmen, ein Detektor für harte bzw. hochenergetische Röntgenstrahlung, der CMEs auf kleinen Ausschnitten der Sonnenscheibe messen soll, ein Partikeldetektor zum Ermitteln von im Sonnenwind enthaltenen Teilchen und ein Spektrometer zum Erfassen weicher Röntgenstrahlung (Solar Low-energy X-ray Spectrometer, SoLEXS).

Aktuell spekuliert man auf einen Start 2017 oder 2018. Dann soll eine indische Rakete des Typs PSLV das auf dem Satellienbus Indian Mini Satellite 2 (IMS-2) aufgebaute Sonnenobservatorium vom Raumflugzentrum Satish Dhawan (SDSC) auf Sriharikota aus in den Weltraum transportieren. Nach Aussage von K. Radhakrishnan am 28. Februar 2014 beginnt dabei dann eine Mission in einer Erdumlaufbahn.

Als Arbeitsorbit für ADITYA 1 wurde ursprünglich ein polarer in rund 800 Kilometern über der Erde genannt. Neuere Quellen geben an, dass man das Sonnenobservatorium beim Lagrange Punkt L1 zwischen Sonne und Erde betreiben möchte. Im diesem Zusammenhang wird das Observatorium auch ADITYA L1 genannt.

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Ein Beitrag von Oliver Karger. Quelle: NASA.

Beobachtet von den beiden Koronagraphen an Bord von SOHO (Solar and Heliospheric Observatory, zu deutsch Sonnen- und Heliosphärenobservatorium) ist ein Eiskomet auf seinem hochelliptischen Orbit um die Sonne dieser so nahe gekommen, dass er durch die hohe Temperatur und Strahlung vermutlich komplett verdampft ist.

Kometen, die derart nah an der Sonne vorbeifliegen, weswegen sie auch „sungrazers“, zu deutsch Sonnenstreifer, genannt werden, sind nichts Ungewöhnliches. Bernhard Fleck, SOHO-Projektwissenschaftler, gibt an, dass dies der hellste Sungrazer war, den SOHO seit Weihnachten 1996 aufgenommen hat. Insgesamt konnte SOHO bisher über 1.000 derartige Kometen fotografieren.

Der nun beobachtete Komet stammte wahrscheinlich aus der Kreutz-Sonnenstreifer-Familie. Sonnenstreifer sind eine Gruppe von Kometen, die der Sonne extrem nahe kommen. Beim Vorbeiflug durchqueren sie die Sonnenkorona, in der sie einer hohen Strahlungsbelastung und hohen Temperaturen ausgesetzt sind. Die Gesamtzahl derartiger Objekte wird auf über 200.000 geschätzt. Insbesondere durch die starken Gezeitenkräfte der Sonne, werden die Sonnenstreifer oft auseinander gerissen. Daher sind die meisten Sonnenstreifer kleine Bruchstücke mit einem Durchmesser von 10 m und weniger.

Parallel zeitgleiche Beobachtungen des Solar Dynamics Observatory, kurz SDO, mit dem AIA-Instrument (Atmospheric Imaging Assembly) zeigen das Vergehen des Kometen im extremen ultravioletten Licht bei einer Wellenlänge von 17,1 nm. Über einen Zeitraum von 15 Minuten konnte das Zerbrechen des Kometen beobachtet werden. Eine detaillierte Analyse der Daten wird mehr Hinweise auf das Schicksal des Kometen aufzeigen.

Raumcon:

• Unsere Sonne (ab Kometenbeitrag)
• Kometen
• SDO

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Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: Lockheed Martin, NASA.

Damit sind sie möglicherweise Auslöser für verschiedene andere Phänomene auf der Sonne, so die Aufheizung der Korona auf mehrere Millionen Grad Celsius, die Beschleunigung des Sonnenwindes, weitere Eruptionen oder den Energieaustausch zwischen verschiedenen Regionen der Sonne.
Bekanntgegeben wurde die Entdeckung Mitte der Woche durch Dr. Wei Liu, der sowohl an der Stanford University als auch am Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory in Palo Alto forscht. Die Erkenntnisse beruhen auf der Auswertung der Beobachtungen, die im ersten Betriebsjahr mit dem Solar Dynamics Observatory der NASA gemacht wurden. Dieses wurde am 11. Februar 2010 gestartet und umläuft die Erde auf einer geosynchronen Bahn in etwa 35.800 Kilometern Höhe bei einer Bahnneigung von 27,9 Grad.

SDO ist mit 3 wissenschaftlichen Hauptinstrumenten ausgestattet. Die neuen Entdeckungen wurden in erster Linie mit der Atmospheric Imaging Assembly (AIA) gemacht. Diese untersucht die Sonnenatmosphäre in 9 verschiedenen UV-Wellenlängenbereichen zwischen 9,4 und 170 nm, also im extremen und nahen Ultraviolett-Bereich, sowie im sichtbaren Licht. Abgebildet werden die komplette Sonnenscheibe und der angrenzende Raum mit einer maximalen Auflösung von 0,6 Bogensekunden pro Pixel. Über die einzelnen Kanäle werden insbesondere UV-Emissionen spezieller Helium-, Kohlenstoff- und vor allem Eisen-Ionen aufgezeichnet. Diese lassen Rückschlüsse über die Temperaturverteilung in einzelnen Gebieten von Photosphäre, Chromosphäre, Übergangsregionen, Korona und in Eruptionsgebieten zu.

AIA bietet im Verbund mit den anderen Instrumenten eine um den Faktor 4 bessere räumliche sowie bis zum Faktor 720 bessere zeitliche Auflösung als sein NASA-Vorgänger SOHO. Gegenüber STEREO konnte die räumliche Auflösung verdoppelt und die zeitliche mehr als verhundertfacht werden. Dies ist auch der Grund, warum man die sich schnell fortpflanzenden Wellen bisher nicht entdecken konnten. Die Instrumente waren einfach nicht schnell und genau genug für die ungeheure Datenmenge. AIA erreicht ein Auflösungsvermögen von bis zu 1.100 Kilometern bei Bildern im 12-Sekunden-Abstand mit Belichtungszeiten zwischen 0,2 und 2 Sekunden im UV-Bereich. Damit konnten Bilderserien der Wellen gewonnen werden, die sich mit 1.000 bis 2.000 Kilometern pro Sekunde fortpflanzen und dabei Wellenlängen von 100.000 bis 200.000 Kilometern haben.

Derart schnelle Wellen wurden theoretisch schon länger vermutet. Computersimulationen gaben auch Hinweise darauf, dass diese Wellen für eine Reihe beobachteter Phänomene verantwortlich sein müssten. Die Beobachtungsdaten von SDO zeigen gute Übereinstimmung mit den Computerwerten. Obwohl das vergangene Jahr für die Sonne eher ein ruhiges war, konnte man etwa ein Dutzend dieser Wellen identifizieren. Für die kommenden Monate erwartet man weitere dieser Ereignisse.

Raumcon:

• SDO-Thema

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung. Vertont von Peter Rittinger.

Das als internationales Projekt unter der Leitung des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) hergestellte und betriebene Sonnenobservatorium Sunrise startete am 8. Juni des vergangenen Jahres zu einem 130-stündigen Flug um den Nordpol der Erde (Raumfahrer.net berichtete). Neben einem Sonnenteleskop und ausgeklügelten Mechanismen zur Bildstabilisierung trug das Observatorium zwei wissenschaftliche Instrumente an Bord, welche das Magnetfeld der Sonne eingehend untersuchen sollten. Bei dem ersten Instrument handelte es sich dabei um den Sunrise Filter Imager (SuFI), welcher unter Leitung des MPS entwickelt und gebaut wurde. Das zweite Instrument, das Imaging Magnetograph eXperiment (IMaX), entstand in einem spanischen Konsortium unter der Leitung des Instituto de Astrofisica de Canarias. Zu den weiteren Kooperationspartnern der Sunrise-Mission zur Untersuchung unseres Zentralgestirns zählen das Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik in Freiburg und das High Altitude Observatory in den USA.
Die Oberfläche unserer Sonne befindet sich in ständiger Bewegung. Aus dem Sonneninneren steigt permanent heißes Plasma auf, welches sich bei diesem Aufstieg abkühlt und anschließend wieder hinab sinkt. In der Photosphäre, der etwa 400 Kilometer dicken obersten Schicht der Sonne, bilden diese Plasmabewegungen Tausende von Kilometern große, netzförmig erscheinende Strukturen, welche von den Wissenschaftlern auch als Granulen bezeichnet werden. Unter den hellen, heißeren Bereichen dieser Strukturen steigt das Plasma auf, an den dunklen, kühleren Rändern sinkt es dagegen wieder ab.

Die Plasmaströme der Sonne sind dabei untrennbar mit deren magnetischen Eigenschaften verknüpft, da sich die Bewegungsenergie der Ströme in magnetische Energie umwandelt. Die auf diese Weise entstehenden Magnetfelder zeigen sich zum Beispiel in den dunklen Sonnenflecken, welche manchmal sogar einen größeren Durchmesser als die Erde aufweisen können.

Doch das Magnetfeld der Sonne verfügt auch über deutlich kleinere Strukturen. Hinweise auf diese Bereiche liefern kleine, helle Punkte zwischen den einzelnen Granulen. Dort drängen die starken Magnetfelder das heiße Plasma nach Außen, so dass den Wissenschaftlern an diesen Stellen ein tieferer Blick in das Innere der Sonne möglich ist. Die Helligkeit dieser auch als „bright points“ bezeichneten Zonen liegt dabei in den höheren Temperaturen begründet, welche in diesen speziellen Bereichen herrschen.

Obwohl diese hellen Punkte durch die Aufnahmen einiger großer Sonnenteleskope sichtbar gemacht werden können, ließen sich ihre physikalischen Eigenschaften wie etwa die dortige Stärke des Magnetfeldes bisher nicht eindeutig bestimmen. Ohne die genaue Kenntnis dieser Werte gestaltet sich die Sonnenforschung jedoch problematisch und unvollständig. „Ohne diese Kenntnisse fehlte eine der wichtigsten Voraussetzungen für ein grundlegendes Verständnis der magnetischen Vorgänge auf der Sonne“, so Prof. Dr. Sami K. Solanki, Direktor des MPS. Es ist, so ein Vergleich, als wolle man einen Ameisenhaufen untersuchen, ohne dabei die einzelnen Ameisen erkennen und beschreiben zu können.

Erst das Sonnenobservatorium Sunrise vereinigte schließlich die entscheidenden Eigenschaften, welche zur Untersuchung dieser Regionen notwendig sind: eine hohe räumliche Auflösung von etwa 100 Kilometern und hochpräzise Instrumente, die unter anderem die Stärke der Magnetfelder der Sonne messen können. Bei seinem Flug im vergangenen Jahr trug ein mit Helium gefüllter Forschungsballon das Observatorium bis auf eine Höhe von 37 Kilometern in die Stratosphäre der irdischen Atmosphäre. In dieser Höhe hatte Sunrise den Großteil der Erdatmosphäre und somit auch die bei der bildlichen Abbildung störenden Luftverwirbelungen unter sich gelassen. Mit einem Spiegeldurchmesser von einem Meter ist Sunrise das größte Sonnenteleskop, das jemals den Erdboden verlassen hat. Anders als erdgebundene Teleskope konnte Sunrise dabei auch die ultraviolette Strahlung der Sonne untersuchen, die in der Erdatmosphäre absorbiert und somit aus dem auf der Erdoberfläche erkennbaren Sonnenlicht herausgefiltert wird.

Im Laufe der letzten Monate werteten Wissenschaftler des MPS, des Kiepenheuer-Instituts für Sonnenphysik sowie weiterer Partnereinrichtungen die Messungen aus, die ihnen im vergangenen Sommer gelungen waren. „Die Instrumente von Sunrise konnten Strukturen von nur hundert Kilometern Größe auflösen“, so Prof. Dr. Solanki. Dies ist vergleichbar mit der detaillierten Untersuchung einer Ein-Euro-Münze aus 30 Kilometern Entfernung. Durch diese hohe Auflösung war es dabei auch erstmals in der Geschichte der Sonnenforschung möglich, die hellen Punkte in der Photosphäre näher zu charakterisieren. Mit bis zu 1,8 Kilogauss, so die Resultate, ist das Magnetfeld der Sonne in diesen Bereichen bis zu 3000-mal so stark wie das Magnetfeld der Erde. Die Temperatur liegt dort um etwa 1.000 Grad Celsius höher als in der unmittelbaren nichtmagnetischen Umgebung. „Theoretische Berechnungen legen nahe, dass diese heißen, magnetischen Strukturen einzelnen magnetischen Flussröhren entsprechen“, so Dr. Andreas Lagg vom MPS. Diese Flussröhren stellen die Basiseinheiten des Sonnenmagnetfeldes dar.

Zudem konnten die Wissenschaftler erstmals auch die Helligkeit der hellen Punkte im Bereich der ultravioletten Strahlung (UV-Strahlung) bestimmen. Diese ist etwa fünf Mal stärker als in der unmittelbaren Umgebung. „Nur so ist es möglich, den Beitrag der hellen Flecken zu den Helligkeitsschwankungen der Sonne abzuschätzen“, so Tino Riethmüller vom MPS, welcher damit auch die praktische Bedeutung dieser Messungen darlegt. Da die Atmosphäre unseres Heimatplaneten die UV-Strahlung der Sonne fast vollständig absorbiert, spielt dieser Teil des von der Sonne ausgestrahlten Lichts eine wichtige Rolle bei der Erwärmung der oberen Luftschichten der Erdatmosphäre. Das Wissen über die solare UV-Strahlung ist aus diesem Grund eine entscheidende Grundlage für die Erforschung des Klimas auf unserem Heimatplaneten und dessen zukünftige Entwicklung. Nur mit den entsprechenden Daten ist es möglich, den Anteil der globalen Erwärmung, der von der Menschheit direkt verursacht wird, vom „natürlichen“ Einfluss der Sonne zu trennen. Die Helligkeitsschwankungen der Photosphäre, die Sunrise wie keine Mission zuvor sichtbar machte, spiegeln zudem detailliert die Temperaturverläufe an der Sonnenoberfläche wieder.

Die vorläufigen Ergebnisse der Sunrise-Forschungen wurden jetzt in der Fachzeitschrift „Astrophysical Journal“ im Rahmen von insgesamt 12 Artikeln publiziert (The Astrophysical Journal Letters, 723, L127 – L189).

Raumcon-Forum:

• Sunrise – Sonnenobservation am Ballon

Der Beitrag SUNRISE enthüllt magnetische Grundbausteine der Sonne erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: NASA/Goddard Space Flight Center (SDO).

Das am 11. Februar 2010 mit einer Atlas-V-Trägerrakete gestartete Sonnenobservatorium soll neue Maßstäbe bei der Erforschung unseres Zentralgestirns setzen. Dazu befinden sich drei komplexe wissenschaftliche Instrumente an Bord: HMI, AIA und EVE.

Mit dem Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) soll die komplette Sonnenscheibe in hoher Auflösung kontinuierlich beobachtet werden. Insbesondere für die Abbildung aktiver und dynamischer Regionen ist das Instrument gut geeignet. Es erreicht bei 617,3 nm Wellelänge eine Auflösung von etwa 1 Bogensekunde, das ist der 3.600-ste Teil eines Grades. Beobachten will man damit Oszillationen an der Sonnenoberfläche, Bildung und Entwicklung von Magnetfeldern und die dadurch hervorgerufenen Eruptionen und Protuberanzen. Verantwortlich für die Forschungen ist die Stanford University, zusammengeführt werden die Daten am Joint Science Operations Center. Erste reguläre Daten werden für Mitte Mai erwartet.

Erste atemberaubende Bilder und Filme geliefert hat die Atmospheric Imaging Assembly (AIA). Diese wurden am Abend des 21. April der Öffentlichkeit vorgestellt. AIA untersucht unter Führung der Wissenschaftler des Lockheed Martin Solar Astrophysics Laboratory die Sonnenatmosphäre in 9 verschiedenen UV-Wellenlängenbereichen zwischen 9,4 und 170 nm, also im extremen und nahen Ultraviolett-Bereich, sowie im sichtbaren Licht. Abgebildet werden komplette Sonnenscheibe und angrenzender Raum, insgesamt ein Bereich mit 1,3-fachem Sonnendurchmesser mit einer maximalen Auflösung von 0,6 Bogensekunden pro Pixel. Über die einzelnen Kanäle werden insbesondere UV-Emissionen spezieller Helium-, Kohlenstoff- und vor allem Eisen-Ionen aufgezeichnet.

Diese lassen Rückschlüsse über die Temperaturverteilung in einzelnen Gebieten von Photosphäre, Chromosphäre, Übergangsregionen, Korona und der Eruptionsgebieten zu. So lässt sich eine dreidimensionale Temperaturschichtung der Sonne erstellen. Aus den Phänomenen am Rand der Sonne will man dann auf Vorgänge in deren Innerem folgern.

AIA bietet im Verbund mit den anderen Instrumenten eine um den Faktor 4 bessere räumliche sowie bis zum Faktor 720 bessere zeitliche Auflösung als SOHO. Gegenüber STEREO konnte die räumliche Auflösung verdoppelt und die zeitliche mehr als verhundertfacht werden. Plastische Filme hoher Schärfe, in denen man sowohl großräumige als auch lokal eng begrenzte Phänomene beobachten kann, sind Lohn der Bemühungen.

Komplettiert wird das Trio durch das Extreme-Ultraviolett Variability Experiment (EVE). Mit diesem wird ein kontinuierliches UV-Spektrum von etwa 5 bis 120 nm Wellenlänge mit beispielloser spektraler Auflösung, zeiltlicher Abfolge und Präzision aufgezeichnet. Damit lassen sich einzelne Spitzen verschiedener UV-Linien in einen zeitlichen Kontext bringen.

Verwandte Webseite:

• SDO-Seite der NASA

Raumcon:

• SDO-Thread (seit März 2009)

Der Beitrag Sonne posiert für SDO erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: Roskosmos, RN.

In den nächsten Tagen wird das Sonnenobservatorium Koronas-Photon für mindestens 300 Stunden ständig von der Sonne beschienen. Man hofft, dass die Solarzellen des Satelliten dabei soviel elektrische Energie erzeugen können, um die Batterien an Bord ausreichend aufzuladen, so dass sich wichtige Systeme reaktivieren. Seit Sommer vergangenenen Jahres hatte man Probleme mit den Batterien des Satelliten festgestellt. Man vermutet einen Konstruktionsfehler. Im Herbst 2009 schalteten sich erste Geräte ab, im Dezember war auch die Kommunikation mit Koronas-Photon verlorengegangen.

Koronas-Photon wurde am 30. Januar 2009 von Plesetzk aus gestartet. Bei dem Satelliten handelt es sich um ein hochentwickeltes russisches Sonnenobservatorium, das dritte seiner Art nach Koronas I (1994 – 2001) und Koronas F (2001-2005). Aufgabe des Messkomplexes war die Erforschung der Sonnenstrahlung vor allem im Gamma-, Röntgen und Ultraviolett-Bereich, die Ermittlung der Temperaturverteilung und -schichtung in Korona und Oberflächenschichten unseres Zentralgestirns sowie die Messung der Energieverteilung und statistischen Häufigkeit der von der Sonne emittierten energiereichen Teilchen (Elektronen, Protonen, Neutronen, Alphateilchen und weitere Kerne). Dadurch wollte man mehr über die Vorgänge im Inneren der Sonne lernen und bessere Vorhersagen für zukünftige Ausbrüche ermöglichen.

Die Kritik der russischen Offiziellen bezieht sich u.a. auf die Auswahl eines möglicherweise ungeeigneten Satellitenbusses mit Unterkühlung der technischen Einrichtungen als Folge, auf eine zu geringe Energiekapazität der verwendeten Batterien sowie auf die Verwendung unzuverlässiger Sensoren. Da sich diese Sensoren nicht vom Boden aus deaktivieren bzw. überbrücken lassen, könnten sie einen eigentlich betriebsbereiten Batteriesatz abschalten.

Für das Sonnenobservatorium Koronas-Photon war ursprünglich eine Betriebsdauer von drei Jahren vorgesehen, erreicht wurde aber nicht einmal ein Jahr Messbetrieb.

Raumcon:

• Koronas-Photon auf Zyklon 3

Der Beitrag Kontaktversuch mit Koronas-Photon erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Thomas Weyrauch. Quelle: NASA. Vertont von Peter Rittinger.

EVE steht für Extreme Ultraviolet Variability Experiment, entsprechend seiner englischen Bezeichnung ist das von der Universität Colorado gebaute Instrument dazu gedacht, die Veränderugen der Sonnenstrahlung im extremen Ultraviolettbereich kontinuierlich zu messen. Dafür besitzt EVE vier in unterschiedlichen Wellenlängenbereich empfindliche Sensorsysteme. MEGS-SAM misst im Bereich zwischen 0,1 nm und 7 nm, MEGS-A im Bereich von 5 nm bis 37 nm und MEGS-B zwischen 35 nm und 105 nm. ESP kann auf vier Bändern in den beiden Bereichen von 0,1 bis 7 nm und 17 bis 38 nm arbeiten. Außerdem ist EVE mit einer Einrichtung versehen, um Aktivität bei 121,6 nm, einer bestimmten Spektrallinie des Wasserstoffs (Lyman-α-Linie), zu erfassen.

Alle Systeme des Instruments mit einer Masse von 61 Kilogramm und den Maßen 100 x 61 x 36 Zentimeter waren am 19. März 2010 vollständig aktiviert. Am 23. März 2010 wurde mit dem Herunterkühlen der in EVE eingebauten CCDs begonnen. Die Abdeckklappen vor den vier Sensorsystemen konnten dann am 26. März 2010, dem vierundvierzigsten Flugtag von SDO, geöffnet werden. Die durch die Vorgänge ausgelösten Erschütterungen des Raumfahrzeugs konnten von den beiden anderen bereits zuvor eingeschalteten Hauptinstrumenten HMI und AIA festgehalten werden. Um 21:43 Uhr MEZ waren alle vier Klappen offen.

Die erste Beobachtung eines Strahlungsausbruchs der Sonne durch EVE erfolgte schon etwa eine halbe Stunde später. Während seines 24 Stunden rund um die Uhr laufenden Einsatzes generiert EVE alle zehn Sekunden einen Meßdatensatz.

Die gewonnenen Daten sollen neben der Erweiterung des Wissens über die Vorgänge in der Sonne und deren Auswirkungen unter anderem auch der Erstellung von Weltraumwettervorhersagen dienen, die gegebenenfalls vor zu erwartenden Störungen von Kommunikations- und Navigationssystemen warnen können. Strahlung von der Sonne im extremen Ultraviolettbereich kann in den oberen Schichten der Erdatmosphäre Moleküle spalten und Atome in Ionen verwandeln, was die Durchlässigkeit dieser Schichten für Funkwellen beeinflusst.

Raumcon:

• SDO auf Atlas V 401

Der Beitrag SDOs Instrument EVE hat freie Sicht erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Thomas Weyrauch. Quelle: NASA.

Nach dem Start auf der Atlas-V-Rakete AV-021 am 11. Februar 2010 wurde das Sonnenobservatorium mit einer Startmasse von 3.100 Kilogramm in einem Orbit mit einem Perigäum, dem der Erde nächsten Bahnpunkt, von rund 2.480 Kilometern über der Erde, einem Apogäum, dem erdfernsten Bahnpunkt, von rund 35.369 Kilometern über der Erde und einer Neigung von 28,7 Grad gegen den Äquator ausgesetzt.

Anschließend war es Aufgabe des an Bord von SDO befindlichen, mit Monomethylhydrazin (MMH) und Stickstofftetroxid (NTO) betriebenen Apogäumsmotors vom Typ Aerojet R4D, das Raumfahrzeug in eine annähernd kreisförmige geosynchrone Umlaufbahn in rund 36.000 Kilometern über der Erdoberfläche und mit 28,5 Grad Bahnneigung gegen den Äquator zu bringen. Eine erste Brennphase des Apogäumsmotors (Apogee Motor Firing, AMF#1) erfolgte am 17. Februar 2010.

Die zweite Brennphase des Motors am 19. Februar 2010 wurde nach 30 Sekunden abgebrochen. Ein Kontrollsystem an Bord von SDO hatte die Überschreitung eines voreingestellten Impulsgrenzwertes festgestellt, die aber nicht für die Folge eines Hardwaredefekts gehalten wird. Wahrscheinlich löste Treibstoffschwappen die Abschaltung aus. Trotzdem wurden anschließend zunächst nur die ebenfalls mit MMH und NTO betriebenen Triebwerke des Lageregelungssystems (ACS) von SDO benutzt, um dessen Bahn weiter anzuheben. Manöver AMF#2b, AMF#3 und AMF#4 wurden auf diese Weise abgewickelt. Bei den Manövern AMF#5 bis AMF#8 kam auch der Apogäumsmotor nach einigen Anpassungen von Einstellungen der Flugsteuerung wieder zum Zug.

Nach der Brennphase AMF#8 befand sich SDO auf einer Bahn mit einer Periode von 23 Stunden, der Apogäumsmotor hatte sein Soll erfüllt. In Motor und direkt mit ihm verbundenem Rohrleitungssystem verbliebene Treibstoffe wurden anschließend abgelassen.

Zwei Korrekturbrennphasen (Trim Motor Firing, TMF) sorgten in der Folge für die Anhebung des Apogäums auf 35.784 Kilometer über der Erde. Eine dritte Korrekturbrennphase (TMF#3) passte am 16. März 2010 das Perigäum mit 35.790 Kilometern schließlich so an, dass SDO für einen Erdumlauf genau 24 Stunden, also einen Tag benötigt. Inklinationsbedingt schwankt die Position von SDO in nördlicher und südlicher Richtung um eine Position bei 102 Grad West.

Die Brennphasen im Detail (ME f. Main Engine = Apgäumsmotor, ACS f. attitude control system = Triebwerke des Lageregelungssystems):

• AMF#1: Brennzeit ME 1133,4 s (< 20 min), Perigäum angehoben auf ~5.100 km
• AMF#2: Brennzeit ME 30 s, abgebrochen durch Kontrollsystem
• AMF#2b: Brennzeit ACS 3000 s (= 50 min), Perigäum um ~1.500 km angehoben
• AMF#3: Brennzeit ACS 50 min, Perigäum um 1.700 km auf 8.362 km angehoben
• AMF#4: Brennzeit ACS 50 min, Perigäum um 2.000 km angehoben
• AMF#5: Brennzeit 50 min (40 min ACS, 10 min ME) , Perigäum um 4.760 km angehoben
• AMF#6: Brennzeit 1000 s (~6 min ACS, 13 min ME), Perigäum um 5.000 km angehoben
• AMF#7: ME, Perigäum auf 24.654 km angehoben, Periode 19,2 h
• AMF#8: Brennzeit ME 1111,6 s, Perigäum auf 34.600 km angehoben
• TMF#1: Brennzeit ACS 298,4 s, Apogäum angehoben auf 35.287 km, Periode 23,6 h
• TMF#2: Brennzeit ACS 164,8 s, Apogäum angehoben auf 35.784 km, Periode 23 h
• TMF#3: Brennzeit ACS 197,6 s, Perigäum angehoben auf 35.790 km, Periode 24 h

Durch den Geosynchronorbit besteht von SDO jederzeit direkte Sichtverbindung zur Bodenstation am White-Sands-Raumflughafen in Las Cruces, Neu Mexiko. Die erwarteten umfangreichen Datenmengen, die SDO bei der Beobachtung der Sonne generieren wird, sollen während der wissenschaftlichen Arbeit von SDO mehr oder weniger durchgängig in Echtzeit zur Bodenstation geschickt werden. Den wissenschaftlichen Regelbetrieb wird das Observatorium, so die aktuelle Planung, im Laufe der kommenden Wochen aufnehmen.
SDO ist katalogisiert mit der NORAD-Nr. 36.395 bzw. als COSPAR-Objekt 2010-005A.

Raumcon:

• SDO auf Atlas V 401

Der Beitrag SDO auf Position erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Thomas Weyrauch. Quelle: NASA, ULA. Vertont von Peter Rittinger.

Der achtzehnte Start einer Atlas V von der CCAFS fand direkt zu Beginn des eine Stunde breiten Startfensters statt und wurde von der United Launch Alliance (ULA) durchgeführt. Für die ULA war es die erste im Jahr 2010 abgewickelte Mission einer von diesem Anbieterkonsortium betriebenen Trägerrakete.

Das Solar Dynamics Observatory (SDO) genannte Observatorium mit einer Startmasse von 3.100 Kilogramm wurde von einer Atlas V in 401-Konfiguration transportiert. Das bedeutet, dass auf der Zentralstufe mit RD-180-Triebwerk von RD-AMROSS eine Centaur Oberstufe mit einem Triebwerk aufgesetzt war, seitlich an der Zentralstufe keine Feststoffbooster angebracht waren und die Nutzlastverkleidung vier Meter Durchmesser hatte.

Nach der Zündung trug die Zentralstufe Centaur und Nutzlast in die Höhe. Etwas über vier Minuten Flugzeit vergingen, bis die Zentralstufe ausgebrannt war und abgetrennt werden konnte. Anschließend war es Aufgabe der Centaur, mit zwei von einer fast neunzig Minuten dauernden Freiflugphase unterbrochenen Brennphasen seines RL10A-4-2-Triebwerks von Pratt & Whitney Rocketdyne die Nutzlast in den vorgesehenen Zielorbit zu bringen.

Dies gelang, das Raumfahrzeug ist nach Informationen der US-amerikanischen Weltraumagentur NASA im richtigen Orbit angekommen, nachdem es sich von der Raketenoberstufe um 18:13 Uhr MEZ getrennt hatte. Die Systeme des Observatoriums funktionieren wie vorgesehen, die Solarpaneele sind ausgeklappt. SDO wird seinen Apogäumsmotor R4D von Aerojet einsetzen, um in die geplante, annähernd kreisförmige geosynchrone Umlaufbahn in rund 36.000 Kilometern über der Erdoberfläche und mit 28,5 Grad Bahnneigung gegen den Äquator zu kommen.

SDO ist katalogisiert mit der NORAD-Nr. 36.395 bzw. als COSPAR-Objekt 2010-005A.

Raumcon:

• SDO auf Atlas V 401

Der Beitrag Atlas V transportiert SDO ins All erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Thomas Weyrauch. Quelle: NASA, ULA.

Die Atlas-V-Rakete der United Launch Alliance mit SDO an der Spitze steht auf der Rampe SLC-41 der Luftwaffenbasis CCAFS auf Cape Canaveral in Florida bereit. Der Start soll in einem eine Stunde breiten Startfenster zwischen 16:26 Uhr und 17:26 Uhr MEZ erfolgen. Im Internet wird der Start via NASA-TV übertragen. Ist es nicht möglich, das Startfenster am 10. Februar zu nutzen, könnte der Start am Folgetag zwischen 16:23 Uhr und 17:23 Uhr MEZ stattfinden.

SDO ist dazu vorgesehen, den Einfluss der Sonne auf die Erde und den erdnahen Raum zu erforschen. Dazu will man die extreme ultraviolette Strahlung von der Sonne messen, seismische und magnetische Veränderungen der Sonne aufzeichnen und die volle Sonnenscheibe in unterschiedlichen Wellenlängenbereichen abbilden. Auch das Verständnis der dynamischen Prozesse in der Sonne soll so erweitert werden.

Vier Teleskope bilden zusammen eine Atmospheric Imaging Assembly (AIA) genannte Baugruppe, die Oberfläche und Atmosphäre der Sonne untersuchen soll. Fluktuationen der von der Sonne ausgesandten UV-Strahlung soll das Extreme Ultraviolet Variability Experiment (EVE) erfassen. Ein Bild von den Magnetfeldern der Sonne will man sich mittels des Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) machen. Die wissenschaftliche Nutzlast hat nach letzten Angaben der NASA an der Gesamtmasse von 3.100 Kilogramm beim Start einen Anteil von 290 Kilogramm. 1.450 Kilogramm der Masse des dreiachsstabilisierten Raumfahrzeuges entfallen auf den Treibstoff. Geplant ist zunächst eine Missionsdauer von fünf Jahren und drei Monaten. Durch die Mitnahme von ausreichend Treibstoff sollen maximal zehn Jahre Betrieb möglich sein. Das Observatorium ist Bestandteil des „Living With a Star“-Programms der NASA.

Nach dem Aussetzen von der Trägerrakete in einem geosynchronen Transferorbit (GTO) mit einem Perigäum in 2.500 Kilometern Höhe über der Erde und einem Apogäum von 35.355 Kilometern soll SDO unter Einsatz eigener Triebwerke einen annähernd kreisförmigen geosynchronen Orbit in rund 36.000 Kilometern über der Erdoberfläche mit 28,5 Grad Bahnneigung gegen den Äquator und einer Position bei 102 Grad West erreichen.

Gesteuert und kontrolliert wird SDO vom Goddard Space Flight Center (GSFC) der NASA in Greenbelt, Maryland. Den kontinuierlichen Datenempfang des wegen der inklinierten Bahn nicht an einem festen Punkt über der Erde stehenden Raumfahrzeuges stellt exklusiv eine neu errichtete Empfangsstation mit zwei nachführbaren Antennen am White Sands Raumflughafen in Las Cruces, Neu Mexiko sicher. Sie soll nach der Beendigung der Mission von SDO auch für andere Programme verwendet werden.

An Bord des Satelliten gibt es ebenfalls eine nachführbare Antenne: SDOs drehbar montierte Hochgewinnantenne wird pro Erdumlauf eine Umdrehung ausführen, um der Erde zu folgen. Im Ka-Band im Bereich von 26 GHz können die gewonnenen wissenschaftlichen Daten mit einer Geschwindigkeit von 130 Megabit pro Sekunde zur Erde geschickt werden. Die erwartete große Menge an Daten, die pro Tag der Menge von etwa einer halben Millionen Liedern in einem Audioformat in durchschnittlicher Größe entspricht (~1,5 Terabyte), und das Nichtvorhandensein adäquater Speichermöglichkeiten an Bord des Raumfahrzeugs hat verbunden mit dem Wunsch, den Datenempfang über genau eine Station bewerkstelligen zu können, zur Wahl der spezifischen Orbitparameter geführt.

Auf die eingehenden Daten sind Wissenschaftler der Stanford Universität in Palo Alto, Kalifornien, der Universität von Colorado in Boulder und des Labors für Astrophysik der Sonne von Lockheed Martin in Colorado schon gespannt.

Update 10. Februar 2010:
Wegen zu starker Winde war ein Start im Startfenster zwischen 16:26 Uhr und 17:26 Uhr MEZ nicht möglich. Am morgigen 11. Februar 2010 soll ein Start zwischen 16:23 Uhr und 17:23 Uhr MEZ versucht werden.

Raumcon:

• SDO auf Atlas V 401

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