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 Daniel Maurat. Quelle: JAXA.

Der Start erfolgte gestern, am 14. September, um Punkt 14.00 Uhr JST (entspricht 7.00 Uhr MESZ) vom Uchinoura Space Center, ehemals Kagoshima Space Center, an der Südspitze der Insel Kyushu. Nach dem Ausbrennen der Erststufe, einem Feststoffbooster der H-IIA-Familie, nach 1:54 min flog die gesamte Rakete bis 2:45 min nach dem Liftoff antriebslos weiter, wobei in dieser Zeit auch die Nutzlastverkleidung abgetrennt wurde, bis es zur Abtrennung der Erst- und zur Zündung der Zweitstufe kam. Solch eine Freiflugphase wiederholte sich auch nach dem Ausbrennen und Abtrennen der Zweitstufe nach 4:24 min, wobei die Freiflugphase mit fast 6 Minuten ungleich länger war. Schließlich wurde nach dem Ausbrennen der Drittstufe noch die so genannte Post Boost Stage (PBS), auch bekannt als Compact Liquid Propulsion Stage (CLPS) gezündet, welche die Umlaufbahn der Nutzlast korrigierte. Nach 61:39 Min wurde sie schließlich ausgesetzt und die Mission konnte aus Sicht der Trägerrakete als erfolgreicher Jungfernflug verbucht werden.

Bei der Nutzlast handelt es sich um das Spectroscopic Planet Observatory for Recognition of Interaction of Atmosphäre (SPRINT-A für spektroskopisches Planetenobservatorium für die Erfassung von Atmosphäreninteraktionen), einem kleinen UV-Weltraumteleskop, welches vor allem die Planeten Venus, Mars und Jupiter beobachten soll. Bei Venus und Mars soll vordergründig das Wegtragen ihrer Atmosphären in den interplanetaren Raum und die Interaktion zwischen Sonnenwind und Atmosphäre untersucht werden, während der Schwerpunkt bei Jupiter sein Mond Io ist. Hier soll der Energietransfer im Plasma in seiner Umgebung durch die Beobachtung von Schwefelionen, die bei Vulkanausbrüchen auf Io in den Weltraum geschleudert werden, untersucht werden.
Für diese Aufgaben wurde SPRINT-A, nach dem Start auf den Namen Hisaki getauft, mit einem bildgebenden Spektrometer ausgerüstet, welcher vor allem im kurzwelligen, harten UV-Bereich arbeitet, sowie eine Führungskamera, um die richtige Ausrichtung des Satelliten sicherzustellen. Die wissenschaftliche Nutzlast befindet sich dabei in einem Satellitenbus vom Typ NEXTAR NX-300L, welcher alles bereitstellt, was ein Satellit sonst braucht: zwei ausfaltbare Solarzellenflächen, Kommunikation, Bordcomputer, Lageregelungssystem etc. Im Großen und Ganzen wiegt der gesamte Satellit so aber gerade einmal 350 kg. Dies ist aber typisch für Japans Weltraumprogramm, das früher mit der My-Serie, den Vorgängern der Epsilon, schon seit dem ersten Satelliten im Jahr 1970 auf kleine, relativ billige Forschungssatelliten setzte, um so die Erforschung des Weltraum voranzutreiben.

Der Start der Epsilon war der Jungfernflug dieser Trägerrakete sowie der dritte Start einer japanischen Rakete und der 52. Start einer Rakete überhaupt in diesem Jahr.

Verwandte Websites:

• JAXA zur Mission
• JAXA zur Epsilion
• JAXA zu SPRINT-A

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• Epsilon mit SPRINT-A
• Epsilon Träger

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Ein Beitrag von Stefan Heykes. Quelle: INASAN.

Bei Spektr-UF, das 2016 starten soll, handelt es sich um ein großes optisches Weltraumteleskop. Federführend bei diesem Programm ist Russland, aber eine breite internationale Kooperation trägt dieses Projekt, das deshalb auch seinen Zweitnamen WSO-UV erhielt. Der Aufbau ähnelt stark dem bekannten Hubble-Weltraumteleskop, allerdings ist Spektr-UF etwas kleiner und ausschließlich für ultraviolettes Licht gedacht, während Hubble von UV bis Infrarot arbeitet. Dank dieser Fokussierung übertrifft Spektr-UF im UV-Bereich die Leistung von Hubble sogar deutlich.

Mit dem Start im Jahr 2016 wird Spektr-UF für seinen Arbeitsbereich auch fast der direkte Nachfolger von Hubble, das nach derzeitigen Erwartungen bis 2018 funktionieren könnte. Während im sichtbaren Licht dank moderner aktiver Optiken auch Teleskope auf der Erde äußerst scharfe Bilder erzeugen können und somit Hubble ersetzen können und im Infrarotbereich das JWST (James Webb Space Telescope) die Hubble-Nachfolge antreten soll, gab es für den UV-Bereich praktisch keine direkte Nachfolgeplanung. Dies führt dazu, dass ein bereits in der Sowjetunion verfolgtes Konzept, das gewissermaßen als Konkurrenz zu Hubble gedacht war, jetzt die Nachfolge antreten könnte.

Spektr-UF wird zu einer ganzen Reihe von Forschungsbereichen seinen Beitrag leisten können. Grundsätzlich gilt, dass im UV-Bereich insbesondere energiereiche Vorgänge und heiße Objekte zu beobachten sind. Im Gegenzug sind zum Beispiel viele normale Sterne in diesem Bereich relativ leuchtschwach und überstrahlen hier nicht Objekte wie Pulsare, einander eng umlaufende Sternpaare oder auch bestimmte heiße Sternentstehungsgebiete. Innerhalb unseres Sonnensystems bieten sich zum Beispiel die Polarlichter von Saturn oder Jupiter als Studienobjekte an, die auch hell im UV-Licht strahlen.

Auch zur Erforschung der Atmosphären von Exoplaneten kann Spektr-UF seinen Beitrag leisten. Inzwischen ist die sogenannte Transit-Spektroskopie ein etabliertes Forschungsverfahren. Verschiedene Gase in Atmosphären führen dabei zu verschiedenen Absorptionslinien im empfangenen Licht. Spektr-UF ergänzt die bestehenden und geplanten Teleskope dabei um die Möglichkeit, weitere Moleküle nachzuweisen und somit ein vollständigeres Bild zu erhalten.

Spektr-UF wird zwei große Instrumente erhalten. Das erste ist das russische WUVS (WSO Ultraviolet Spectrographs). Es besteht aus drei einzelnen Spektrografen. Zwei davon haben eine hohe spektrale Auflösung und sind für den Wellenlängenbereich von 110-176 nm (VUVES) beziehungweise 174-310 nm (UVES). Dazu kommt noch ein drittes System (LSS), mit deutlich geringerer spektraler Auflösung, das dafür aber noch eine räumliche Auflösung bietet. UVES und VUVES hingegen können im Prinzip nur einen einzelnen Punkt untersuchen.

Um Bilder aufzunehmen, dient das zweite große Instrument ISSIS. ISSIS wird in Spanien gebaut und arbeitet in zwei verschiedenen Kanälen, für fernes UV (FUV, 115-175 nm) und nahes UV-Licht (NUV, 185-320 nm). Die FUV-Kamera hat einen Cäsiumiodid-Detektor mit einer Auflösung von 2.048 x 2.048 Pixel. Die NUV-Kamera hingegen verwendet einen Cäsiumtellurid-Detektor mit 4.096 x 4.096 Pixel. Diese Detektor-Typen sind nötig, da UV-Licht relativ energiereich ist. Für optisches Licht werden hingegen meistens Silizium-CCDs verwendet.

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• Russische Weltraumteleskope: Die Spektr-Serie

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Ein Beitrag von Maria Steinrück. Quelle: NASA.

Am 25. Oktober 2006 startete eine Delta-II-Rakete und trug damit die zwei Solar Terrestrial Relations Observatories (STEREO) ins All. Diese beiden Raumsonden, die von unterschiedlichen Positionen aus zusammenarbeiten, sollen dreidimensionale Bilder der Sonne aufnehmen. Nun ist es soweit: Die Raumsonden übermittelten die ersten Bilder.

Ein Bild zeigt den ersten von STEREO beobachteten koronalen Massenauswurf. Aufgenommen wurde das Bild am 9. Dezember von der „vorderen“ Sonde. Bei einem koronalen Massenauswurf (CME-coronal mass ejection) werden gigantische Mengen von Plasma ausgestoßen. Damit sind CMEs und Flares die größten Explosionen im Sonnensystem. Auf der Erde können sie spektakuläre Polarlichter hervorrufen.
Die anderen Bilder zeigen die heiße Atmosphäre der Sonne. Man kann gut die hellen, magnetisch aktiven Regionen erkennen. Ganz links auf den Falschfarbenbildern ist so eine Region, die später Flares und CMEs verursachte, sichtbar.

Diese Bilder wurden im extrem-ultravioletten Strahlungsbereich aufgenommen.

„Wir sind total begeistert. Wir haben auf STEREOs einmaligen Blickwinkel über 10 Jahre gewartet und könnten jetzt nicht glücklicher über diese ersten Bilder sein.“, meinte Michael Kaiser, STEREO-Projektwissenschaftler des NASA Goddard Space Flight Centers.

„Unser Ziel ist, Flares und koronale Massenauswürfe in 3D zu sehen und so ihre Anfänge und Entwicklungen besser zu verstehen sowie herauszufinden, ob sie eine Bedrohung für die Erde darstellen“, erklärt Russell Howard, der für das Instrument SECCHI, mit dem die Bilder aufgenommen wurden, zuständig ist.

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Ein Beitrag von Ingo Froeschmann. Quelle: New Scientist.

Der Klumpen ähnelt zuvor gemachten Beobachtungen riesiger Wasserstoffwolken – jeder von ihnen größer als unsere Milchstraße – die stark im ultravioletten Licht strahlen. Astronomen rätseln, welcher Mechanismus diese Wolken antreibt und zum Leuchten bringt.

In einigen Fällen konnte auf Infrarotaufnahmen innerhalb der Gaswolken eine Galaxie ausgemacht werden, deren Sterne durch den Staub verdeckt wurden. In anderen, so genannten „Starburst“-Galaxien entstehen ständig neue Sterne, die den Wasserstoff der Wolken zum Glühen bringen.

Andere Klumpen besitzen superschwere Schwarze Löcher in ihren Zentren, die Materie in ihrer Nähe erhitzen und durcheinander wirbeln. Diese AGNs (vom englischen active galactic nuclei, d.h. aktive galaktische Kerne) leuchten oft im Röntgenlichtbereich.

In diesem Fall jedoch gelang es den Astronomen nicht, eine Starburst-Galaxie oder einen aktiven Galaxienkern zu finden, obwohl sie mit den Weltraumteleskopen Spitzer und Chandra den Infrarot- beziehungsweise Röntgenbereich abgesucht haben.

Forscher unter der Leitung von Kim Nilsson von der europäischen Südsternwarte in Garching fanden den Klumpen mit dem Very Large Telescope (VLT) auf dem chilenischen Paranal. Die Wolke ist mit 200.000 Lichtjahren etwa doppelt so groß wie unsere Milchstraße. Sie strahlte ihr Licht ursprünglich im ultravioletten Teil des Spektrums aus. Durch die Ausdehnung des Universums wurde daraus inzwischen sichtbares Licht und daraus wiederum berechneten die Astronomen eine Entfernung von 11,6 Milliarden Lichtjahren. Das Licht, das wir heute sehen, entstand also etwa 2,1 Milliarden Lichtjahre nach dem Urknall.

Die Forscher glauben, dass diese Wolken durch einen bisher unbekannten Mechanismus aufgeheizt wurden, der jedoch im frühen Universum häufig vorkam. Sie glauben, die Anfänge der Galaxienentstehung zu sehen. Computersimulationen zufolge entstehen Galaxien, wenn Ansammlungen von Dunkler Materie genügend Wasserstoff anziehen, um die Entstehung von Sternen zu begünstigen. Die genaue Natur der Dunklen Materie ist noch unbekannt, ihre Existenz lässt sich jedoch aus ihrer Wirkung auf sichtbare Materie herleiten.

„Wir kommen zu dem Schluss, dass die von uns beobachteten Wasserstoffemissionen zu einem Gebiet mit ursprünglichem Gas gehören, welches von einer Ansammlung Dunkler Materie angezogen wird“, sagt Nilsson. Noch ist es aber zu früh, um eine Starburst-Galaxie oder eine Galaxie mit aktivem Kern ganz auszuschließen, sagt Richard Ellis von der Caltech in Pasadena.

Es gibt noch einige Objekte in der Nachbarschaft. „Sie sind nicht genau an der richtigen Stelle, das ist richtig“, gibt Ellis zu. „Aber die Objekte sind nur auf Infrarotaufnahmen zu erkennen, deuten also auf große Mengen Staub hin, der das Licht anderer Wellenlängen aus der Region blockiert.“ Der Staub könnte also eine herkömmliche Galaxie verbergen.

Nilsson sieht das anders und glaubt, dass eine Starburst-Galaxie in ihren Daten erkannt worden wäre. „Vielleicht gibt es eine ungewöhnliche Art von Galaxie mit aktivem Kern die unsere Daten erklären könnte, aber auch das wäre ein sehr ungewöhnliches Objekt.“

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Ein Beitrag von Martin Ollrom. Quelle: JHU. Vertont von Guido Schumann.

Der NASA Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE) ist wieder im Normalbetrieb. Das Software-Kontrollsystem an Bord der Raumsonde wurde verbessert, und nun kann sich die Raumsonde wieder im Weltraum orientieren. Im Dezember 2004 wäre die Raumsonde den Technikern der NASA beinahe weggestorben, doch sie konnten die Raumsonde mit einigen Abstrichen am Leben erhalten. Von Dezember 2004 bis November 2005 war die Raumsonde nur sehr eingeschränkt bis gar nicht zu verwenden. Damit sich die Raumsonde drehen konnte, hatte sie vier Drehräder (Gyroskope) an Bord. Zwei von diesen vier Drehrädern sind im Jahr 2001 ausgefallen, weswegen sich die Raumsonde im Weltraum kaum mehr orientieren konnte. Nachdem im Januar 2005 noch das dritte der vier Drehräder ausgefallen ist, war das Dilemma perfekt.

Dies bedeutete, dass die Raumsonde sich nicht mehr drehen konnte und bedeutete gleichzeitig auch, dass die Raumsonde orientierungslos im Weltraum umhergeirrt ist. Wenn sich eine Raumsonde nicht drehen kann, ist sie nur sehr eingeschränkt nutzbar, und es hängt sehr viel vom Zufall ab, denn es konnte sein, dass die Raumsonde monatelang auf die Erde ausgerichtet ist und sich nicht umdrehen kann. Von Januar 2005 bis November 2005 konnte man eben nur dann forschen, wenn die Raumsonde zum Weltraum ausgerichtet war. In der Zwischenzeit hat man auf der Erde die Zeit genutzt, um ein neues Softwaresystem zu entwickeln. Dieses wurde zwei Monate, von November 2005 bis Dezember 2005, getestet, ehe sich die Raumsonde im Januar 2006 dem Normalbetrieb näherte.

„Wir hätten nie gedacht, dass wir die Raumsonde wieder so hinbekommen würden, wie sie jetzt ist, ist William Blair, ein Professor in Physik und Astronomie an der John-Hopkins-Universität, hoch erfreut. Er ist gleichzeitig auch der Chef über die Terminplanung der FUSE-Forschungszeit. Der alte Satellit ist wieder voll einsatzfähig.
FUSE ist im Juni 1999 gestartet und hatte eine Primärmission von zwei Jahren. Im Jahr 2001 fielen relativ knapp hintereinander zwei von vier Drehrädern aus. Dies machte den Satelliten kurze Zeit unbrauchbar, bis ein erstes Softwareupdate eingespielt wurde, das auch mit nur zwei funktionierenden Drehrädern einen stabilen Betrieb gewährleisten konnte. Als dieses Problem gelöst war, konnte die Mission um weitere drei Jahre verlängert werden. Diese erste verlängerte Missionszeit hatte FUSE auch schon erfolgreich hinter sich gebracht. „Es war sehr hart ein Programm zu schreiben, das mit nur einem funktionierenden Drehrad Orientierungspunkte im Weltraum finden konnte, an Hand deren sich die Raumsonde dann ausrichtet“, erklärt George Sonneborn vom Goddard Space Flight Center die Problematik. „Einige Leute würden sagen, es ist unmöglich, was wir hier geschafft haben.“
Eigentlich wurde die Software so ausgelegt, dass ein sicherer Betrieb mit drei Drehrädern gewährleistet war. Nach dem ersten Softwareupdate konnte die Raumsonde auch mit zwei Drehrädern betrieben werden. Nun, nach dem zweiten Softwareupdate, ist es sogar möglich, die Raumsonde mit nur einem Drehrad zu betreiben. FUSE hat ein System namens Magnetic Torquer Bar (MTB) an Bord, dass mit dem Erdmagnetfeld interagiert, um die Kontrolle der Raumsonde zu verbessern. Dabei wird sich die Raumsonde jedoch nur noch in zwei Achsen orientieren können. Man könnte sagen, dass das neue Kontrollsystem die MTB einbindet und das sozusagen das fehlende Drehrad ersetzt. „Man könnte es wie folgt vergleichen: zunächst hatten wir drei starke Muskel, welche die Raumsonde überall hindrehen konnten. Nun steuern wir die Raumsonde mit einem starken Muskel und zwei schwachen Muskeln“, erklärt William Blair. „Das neue Kontrollsystem hat der Raumsonde gelehrt, wie man fehlende Muskel kompensiert, wie in einer Therapie.“

Die Arbeit von FUSE
Seit dem Start im Jahr 1999 hat die Raumsonde 52 Millionen Sekunden an Daten gesammelt. Dabei sind Planeten, Kometen, Sonnensystemobjekte oder entfernte Pulsare ihr Ziel. Aber auch gesamte Galaxien wurden von FUSE schon vermessen. Mit Hilfe dieser Daten können die Astronomen physikalische Eigenschaften von Weltraumobjekten; von Temperatur über Dichte bis zum chemischen Aufbau, bestimmen. FUSE?s größter Durchbruch gelang mit der Entdeckung von heißem Gas, das unsere Milchstraße umkreist. Dieses Phänomen wurde auch bei anderen Galaxien entdeckt. FUSE hat auch erstmals Wasserstoffmoleküle in der Mars-Atmosphäre nachgewiesen. Das war ein weiterer Beweis dafür, dass es auf dem Mars früher flüssiges Wasser gegeben haben muss. Des Weiteren hat FUSE auch Stickstoffmoleküle in Staubwolken und interstellarem Gas entdeckt. Man könnte diese Liste ewig fortführen.
Man sieht also, dass FUSE unglaublich wichtig ist. Nach dem Verlust der Raumsonde IMAGE, welcher der NASA sehr nahe gegangen ist, kann man wieder Erfreuliches von der Raumsondenflotte der NASA berichten.

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Ein Beitrag von ingofroeschmann. Quelle: NASA.

Bislang dachten Astronomen, dass die Geburtenrate des Universums stark zurückgegangen sei und sich nur noch kleine Galaxien formen würden.
„Wir wissen, dass es einmal riesige junge Galaxien gegeben hat, aber wir dachten, dass sie, wie unsere Milchstraße, alle alt geworden seien. Wenn das nun tatsächlich junge Galaxien sind, heißt das, dass es in Teilen des Universums immer noch Brennpunkte der Galaxienentstehung gibt,“ sagt Dr. Chris Martin vom California Institute of Technology und zuständig für die Forschungen des Galaxy Evolution Explorer,.

Martin und einige Kollegen von der John Hopkins University in Baltimore entdeckten drei Dutzend helle, kompakte Galaxien, die den Galaxien ähneln, die sonst nur in zehn Milliarden Lichtjahren Entfernung gefunden wurden. Diese neuen Galaxien sind relativ nah, in einer Entfernung von zwei bis vier Milliarden Lichtjahren. Sie könnten ein Alter von 100 Millionen Jahren bis zu einer Milliarde Jahren haben. Unsere Milchstraße ist 10 Milliarden Jahre alt.

Die Entdeckung deutet darauf hin, dass unser alterndes Universum immer noch jugendliche Züge haben kann. Außerdem bietet es den Astronomen einen gutes Beispiel für die Frühzeit unserer eigenen Galaxie.

„Wir sind jetzt in der Lage, Vorfahren unserer Milchstraße viel detaillierter zu beobachten,“ sagt Dr. Tim Heckman von der John Hopkins University. „Es ist, als hätten wir ein lebendes Fossil in unserem Vorgarten gefunden. Wir dachten, diese Art von Galaxie wäre ausgestorben.“
Die Entdeckungen gehören zum Typ der ultraviolett leuchtenden Galaxien. Sie wurden entdeckt, nachdem der Galaxy Evolution Explorer einen großen Himmelsbereich in diesem Lichtwellenbereich gescannt hatte. Da junge Sterne einen großen Teil ihrer Energie im Ultraviolettbereich abgeben, erscheinen dem Satelliten junge Galaxien wie Diamanten an einem Kiesstrand. Astronomen haben schon früher nach diesen Diamanten geschürft, aber ihre Instrumente deckten zu kleine Himmelsabschnitte ab.

„Der Galaxy Evolution Explorer hat Tausende von Galaxien untersucht, bevor er ein paar ultraviolette Galaxien fand,“ berichtet Dr. Michael Rich von der University of California.
Die neu entdeckten Galaxien sind im ultravioletten Licht etwa zehn Mal heller als die Milchstraße. Das zeigt, dass in ihnen viele Sterne geboren werden und häufig Supernovae explodieren, was in jungen Galaxien der Normalzustand ist.

Der Galaxy Evolution Explorer wurde am 28. April 2003 mit der Mission gestartet, bis zu einer Entfernung von zehn Milliarden Lichtjahren die Form, Helligkeit, Größe und Entfernung von Galaxien mit Hilfe seines 50-Zentimeter Teleskops zu messen.

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