historische Übersicht Teil 2  
 

Astronomische Satelliten und Sonden

 
 

Nach dem ersten Start eines Satelliten im Jahre 1957, ist es eine logische Weiterentwicklung, Beobachtungsstationen in den Weltraum zu verlegen.
Störende Einflüsse der Erdatmosphäre wie Refraktion, Extinktion oder das Seeing entfallen.
Bei den astronomischen Satelliten können auch die Wellenlängen des elektromagnetischen Spektrums beobachtet werden, die die Erdatmosphäre nicht passieren können.
Die Liste der Satelliten und Sonden ist nicht vollständig, z.B. sind nicht in der Auflistung Satelliten und Sonden die missglückt sind. 

Satelliten umkreisen die Erde und man unterscheidet die verschiedenen Wellenlängen Bereiche, in denen die Observatorien an Bord eingesetzt werden.
Sonden werden zu anderen Planeten des Sonnensystems gesandt oder operieren außerhalb des Erdorbits.

 
  1 Unterschiedliche Orte im Weltraum für Satelliten und Sonden
  1.1 Die Erdumlaufbahn
  1.1.1 Orbits abseits des Äquators
1.1.2 Niedrige Erdumlaufbahnen (LEO)
1.1.3 Geotransferorbit  (GTO)
1.1.4 Geostationärer Orbit (GEO)
1.1.5 Hoch elliptische Umlaufbahn (HEO)
1.1.6 Lebensdauer von Erdumlaufbahnen
  1.2 Der Sonnenorbit
1.3 Die Librationspunkte
 
  2 Astrometrie Satelliten
  2.0.1 Hipparcos  (Europa) 1989 – 1993
2.0.2 Gaia (Europa) 2013 – bis heute
 
  3 Die verschiedenen Bereiche des Spektrums
  3.1 Gamma- und Röntgenstrahlung
  3.1.1 Uhuru (USA) 1970 – 1973
3.1.2 HEAO 2 (Einstein Observatorium)  (USA) 1978 – 1981
3.1.3 ASTRON (UdSSR) 1983 – 1989
3.1.4 EXOSAT (Europa) 1983 – 1986
3.1.5 ROSAT  (Europa + USA) 1990 – 1999
3.1.6 Ulysses (ESA) 1990 – 2009
3.1.7 STEREO  (USA) 2006 – 2014
  3.2 Sichtbarer Spektralbereich
  3.2.1 Helios  (ESA NASA) 1974 – 1986
3.2.2 Hubble Weltraumteleskop (HST) (USA + Europa) 1993 bis heute
3.2.3 SOHO  (USA) 1995 – bis heute
  3.3 Infrarot Strahlung
  3.3.1 IRAS (Niederlande) 1983 für 10 Monate
3.3.2 COBE  (USA) 1989 – 1993
3.3.3 WMAP (USA) 2001 – 2010
3.3.4 COROT (Europa) 2006 – 2013
3.3.5 Planck (Europa) 2009 – 2013
3.3.6 Kepler  (USA) 2009 – bis heute
3.3.7 James Webb Teleskop (USA) geplant für 2018
 
 


 
 

1 Unterschiedliche Orte im Weltraum für Satelliten und Sonden

 
 

1.1 Die Erdumlaufbahn

 

1.1.1 Orbits abseits des Äquators

 
 

Verläuft ein Orbit nicht exakt über dem Äquator bildet er im einfachsten Fall einen Kreis, dessen Mittelpunkt mit dem Erdmittelpunkt zusammenfällt. Diese Bahnebene steht in erster Näherung fest im Raum, während sich die Erde mit ihrer täglichen Rotation darunter wegdreht. Auf diese Weise verläuft die „Bodenspur“ des Satelliten in einer charakteristischen Wellenbahn um die Erde, die sich von Umlauf zu Umlauf verschiebt. Bei oberflächennahen Umlaufbahnen (auch LEO, s. u.) beträgt die Umlaufzeit ca. 100 Minuten, so dass sich die Bahn von Umlauf zu Umlauf um rund 25° in westlicher Richtung verschiebt. Das entstehende Wellenmuster mit den parallelverschobenen Umlauf-Bodenspuren ist in der Abbildung unten zu erkennen. Bei einer Kreisbahn ist dieses Muster immer symmetrisch zur Äquatorlinie. (Beispiel: Uhuru)

 
 

1.1.2 Niedrige Erdumlaufbahnen (LEO)

 
 

(Low Earth Orbit) LEO-Bahnen sind die energieärmsten Bahnen und damit am leichtesten zu erreichen. Raumfahrzeuge bewegen sich dort mit etwa 7 km/s. Für einen Umlauf um die Erde benötigen sie ca. 100 Minuten. Die Sichtbarkeit und damit der Funkkontakt zu einer Bodenstation beträgt höchstens 15 Minuten pro Umlauf. (Beispiel: HEAO 2)

 
 

1.1.3 Geotransferorbit  (GTO)

 
 

Höhe: 200–800 km Perigäum, 36.000 km Apogäum
Besonderheiten: Übergangsorbit, um einen GEO (siehe unten) zu erreichen. Das Perigäum wird in den meisten Fällen vom Satelliten selbst angehoben, indem im Apogäum ein Raketenmotor gezündet wird.  (Beispiel: ROSAT)

 
 

1.1.4 Geostationärer Orbit (GEO)

 
 

Höhe: 35.786 km
Die Kreisbahn eines geostationären Satelliten liegt immer über dem Erdäquator. Die Bahnneigung zum Äquator beträgt 0 Grad. Bei Bahnneigungen größer als null würde der Satellit scheinbar um den Betrag der Neigung senkrecht zum Himmelsäquator pendeln, so dass ein echter stationärer Orbit nur über dem Äquator möglich ist.

 
 

1.1.5 Lebensdauer von Erdumlaufbahnen

 

Niedrigfliegende Satelliten verweilen nur kurz auf ihrer Umlaufbahn um die Erde. Die Reibung mit der Atmosphäre bremst sie ab und lässt sie auf die Erde stürzen. Bei einer Flughöhe von 200 km bleiben sie nur wenige Tage auf der Umlaufbahn.
Die Internationale Raumstation umkreist die Erde in einem Abstand von ca. 400 km und verliert pro Tag 50 bis 150 m Höhe. Ohne Bahnanhebungen (engl. Reboost) würde sie in wenigen Jahren verglühen. Ab einer Höhe von 800 km verbleiben Satelliten mehr als 10 Jahre im All, hochfliegende Satelliten praktisch für immer. Außer Dienst gestellt tragen sie erheblich zum Weltraummüll bei.

 
 

1.2 Der Sonnenorbit

 

Es ist eine Umlaufbahn in der Ebene der Planeten (Ekliptik) möglich. Sie kann auch 90 Grad dazu verlaufen, wenn die Pole der Sonne erforscht werden sollen.

 
 

1.3 Die Librationspunkte

 

Die Librationspunkte (oder Lagrange-Punkten) sind bezogen auf die Planeten jene Punkte im Schwerkraftfeld des Sonnensystems, an denen sich die Anziehungskräfte der Sonne und des jeweiligen Planeten gegenseitig aufheben.
Diese speziellen Örter der Planetenbahnen lassen sich im Sonderfall, wenn der dritte Körper eine sehr kleine Masse gegenüber den beiden anderen Partnern hat, analytisch berechnen.

Die Abbildung zeigt diese 5 besonderen Librations-Örter. Nehmen wir als Beispiel das System Erde-Sonne. Dann ergeben sich zunächst, einfach ersichtlich, die Librationspunkte L1, L2 und L3 aus dem gravitativen Gleichgewicht auf der Verbindungslinie Erde-Sonne. In diesen Punkten sehen die Himmelskörper in erster Nährung den gemeinsamen Schwerpunkt Erde/Sonne, der sich innerhalb der Sonne befindet.
Die leicht unterschiedlichen Umlaufsgeschwindigkeiten werden durch die gravitative Bindung dieser Punkte ausgeglichen. (geringeres gravitatives Potenzial in diesen Punkten).
Schwieriger zu verstehen sind L4 und L5, die sich auf der Erdbahn befinden. Dabei liegt L4 60° vor und L5 60° hinter der Erde.

 
 

2) Astrometrie Satelliten

 

Die Astrometrie (lat. astrum = Stern und -metrie für Messen) ist der geometrische Teilbereich der Astronomie und als solcher das Gegenstück zur Astrophysik. Sie wird auch Positionsastronomie oder klassische Astronomie genannt und umfasst die Messung und Berechnung von Gestirnspositionen (sog. Sternörter) und ihren Bewegungen in genau definierten Bezugsystemen. Damit ist sie die Grundlage vieler astronomischer Forschungen und insbesondere der Himmelsmechanik. Bis zur Etablierung der Astrophysik, die um 1860 nach Erfindung der Spektroskopie begann, machten Astrometrie und Sphärische Astronomie den Großteil der gesamten Sternkunde aus.
Die Nachteile erdgebundener Teleskope  (Extinktion, Szintillation und Refraktion) lassen sich teilweise durch adaptive Optiken und Ähnlichem mindern – allerdings unter hohem Aufwand. Während die Richtungsmessung im Weltall schon mit wesentlich kleineren Instrumenten jene auf großen Sternwarten übertrifft, sind für Messungen an schwachen Objekten die großen Aperturen erdgebundener Teleskope wichtiger. Große Teleskope mit mehreren Meter Öffnung sind kaum zu finanzieren, deshalb ist der Einsatz von Astrometrie-Satelliten mit Teleskopen mit moderaten Öffnungen für die Wissenschaft hoch interessant, da bei mäßigem Budget große Fortschritte wissenschaftlich erreicht werden können.

 
 

2.0.1 Hipparcos  (Europa) 1989 – 1993

 
 

(High Precision Parallax Collecting Satellite)
Nach dem Start, im August 1989, erreichte der Satellit planmäßig die vorgesehene Geostationäre Transferbahn (Geostationary Transfer Orbit, GTO), in der sein Abstand von der Erde zwischen 223 und 35.652 km variierte. Hipparchos erreichte nicht die geostationäre Umlaufbahn.
Für die genaue Bestimmung der Sternpositionen war in Hipparcos ein Spiegelteleskop mit 29 cm Spiegeldurchmesser und 1,4 m Brennweite eingebaut; mit Hilfe eines zusätzlichen Spiegels wurden gleichzeitig zwei Himmelsregionen im Abstand von 58° abgebildet. In der Brennebene wurde ein Gitter (8,2 μm Linienabstand; entspricht 1,2) platziert, durch das bei der langsamen Drehung des Satelliten die Sternhelligkeit periodisch moduliert wurde; das durchgelassene Licht wurde gemessen. Für die Messungen des Hauptkatalogs wurde eine Spezialform eines Photomultipliers mit einstellbarem „Blickfeld“ verwendet; damit wurde jeweils nur ein Stern erfasst. Aus den Helligkeitsmodulationen konnten die Sternpositionen zueinander in Drehrichtung bestimmt werden; für die schlussendlichen Positionsdaten waren komplexe Ausgleichungsrechnungen und der Anschluss an Positionsdaten erdgebundener Observatorien notwendig. (Genauigkeit eines Sternorts: 0,001“ – der bisher genauesten Katalog, der Fundamentalkatalog FK6, hat 0,03“ d.h. Hipparchos ist um den Faktor 30 genauer).
Insgesamt bestimmte der Satellit über 1 Million Sternörter. Das primäre Ergebnis sind also Positionen der gemessenen Sterne, die zu mehreren Mess-Zeitpunkten (Epochen) bestimmt wurden. Aus zeitlich weit auseinander liegenden Epochen können Eigenbewegungen abgeleitet werden, aus Positionen im Abstand von halben Jahren die Parallaxen und damit die Entfernungen der Sterne. 

 
 

2.0.2 Gaia (Europa) 2013 – bis heute

 
 

ist eine geplante astronomische Weltraummission der Europäischen Weltraumorganisation (ESA), mit der rund ein Prozent der Sterne unserer Milchstraße astrometrisch, photometrisch und spektroskopisch mit sehr hoher Präzision vermessen werden soll. Gaia ist Nachfolger der Hipparcos-Mission der ESA in den 1980er Jahren, Gaia ist am 19. Dezember 2013 mit einer russischen Sojus-Fregat-Rakete vom Centre Spatial Guyanais in Französisch-Guayana gestartet worden. Gaia befindet sich im Librationspunkt L2.
Die beiden Teleskope des Gaia-Observatoriums besitzen jeweils einen rechteckig geformten Hauptspiegel von 1,45 x 0,45 Metern Größe sowie einen Sekundär- und einen Tertiärspiegel zur Abbildung. Die Gesichtsfelder der Teleskope liegen 106,5 Grad auseinander. An Bord befinden sich drei Hauptinstrumente, welche über die beiden Teleskope simultan Objekte in zwei unterschiedlichen Beobachtungsrichtungen betrachten können. Auf diese Weise lassen sich äußerst genaue relative Positionsabstände messen.
So ist Gaia ein astrometrischer Satellit. Genauigkeit besser als 30 Mikrobogensek. 0,00003 (Hipparcos 0,001 Bogensekunden) Gaia hat eine um den Faktor 30 bessere Genauigkeit

 
 

3 Die verschiedenen Bereiche des Spektrums

 
  Bei den astronomischen Satelliten werden neben dem sichtbaren Spektralbereich vor allem auch die Wellenlängen des elektromagnetischen Spektrums beobachtet, die von der Erdatmosphäre nicht durchgelassen werden.  
   
 

3.1 Gamma- und Röntgenstrahlung

 

Röntgen und Gammastrahlen sind sehr durchdringend. Das weiß jeder, deswegen nutzt man sie auch zum Untersuchen des Körperinneren. Deswegen können sie nicht mit Glaslinsen- oder Spiegeln gebündelt werden.
Zur ortsauflösenden Detektion von Röntgenstrahlung gibt es verschiedene Technologien:

  1. Lichtschacht-Verfahren (Uhuru)
  2. Beugung am Absorbtionsgitter (Ballon-Teleskop der Uni Tübingen)
  3. Wolter-teleskop (HEAO, EXOSAT, ROSAT)
 
 

das Wolter-Teleskop:
Es verwendete eine Spiegelanordnung, wie sie der deutsche Physiker Hans Wolter 1952 vorschlug. Dabei wird die Totalreflexion von Röntgenstrahlung bei streifendem Einfall auf Metalloberflächen ausgenutzt.
Diese Spiegelanordnung setzt sich aus vielfach ineinander geschichteten metallischen (oft nur aus beschichteten Folien bestehenden) Rotationsparaboloiden, denen jeweils ein Rotationshyperboloid folgt, zusammen. Auch Rotationsellipsoide werden in Kombination mit Rotationsparaboloiden verwendet. Diese Spiegel haben zusammen ähnliche Abbildungseigenschaften wie gewöhnliche Teleskope im sichtbaren Bereich des Lichts. 

 

Obwohl bereits 1952 vorgeschlagen, dauerte es bis 1978, bis das erste Woltertelskop für den Röntgensatelliten Einstein realisiert werden konnte. Grund hierfür ist die benötigte extreme Genauigkeit der Oberflächen, deren Rauheit nur einige Atomlagen (Millionstel Millimeter) betragen darf.

Bild rechts: Prinzip des Wolter-Teleskops: streifende Röntgen-Reflexion durch aufeinanderfolgende, koaxiale Metallspiegel aus Paraboloid- und Hyperboloidringen. Das Verhältnis Durchmesser zu Länge muss mindestens 1:10 betragen, um Totalreflexion zu erreichen. Die Technologien für die geringe Oberflächenrauigkeit wurden erst Ende der 1970-iger perfektioniert und kamen erst beim ROSAT zum Einsatz.
Bis dahin wurden alternative Detektoren mit wesentlich schlechterem Auflösungsvermögen eingesetzt.

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3.1.1 Uhuru (USA) 1970 – 1973

 
 
 

Uhuru war der erste Satellit, der den Himmel nach Röntgenquellen durchmusterte. Er wurde am 12. Dezember 1970 mit einer Scout-Rakete von der vor der Küste Kenias befindlichen Plattform San Marco gestartet und gelangte in eine Umlaufbahn um die Erde zwischen 531 und 572 km Höhe. Dadurch war dies die erste Satellitenmission der NASA, die nicht vom Gebiet der USA gestartet wurde. Ein Start von Cape Canaveral z. B. hätte eine stärkere Trägerrakete erforderlich gemacht, da eine Inklination  (Neigung gegen den Äquator) von 3,0 ° vorgesehen war.
Vor dem Start waren circa 40 Quellen astronomischer Röntgenstrahlung bekannt. Der Satellit erfasste erstmals den gesamten Himmel; er katalogisierte etwa 300 Objekte.

 
 
  Durch Uhuru wurde das diffuse Röntgenleuchten von Galaxien entdeckt. Es wurden etliche Doppelsterne entdeckt, von denen ein Teil Weiße Zwerge, Neutronensterne oder Schwarze Löcher sind, da diese im Röntgenbereich strahlen während sie die Materie von ihrem Partner aufnehmen.
Hier ging man neue Wege in der Sensorik: das Lichtschacht-Verfahren
Uhurus Röntgenstrahlenempfänger bestand aus einer Bleiplatte, die von vielen parallelen Bohrungen durchzogen war, hinter der sich ein Sensor für Röntgenstrahlen befand. Nur Röntgenstrahlen, die in Richtung der Bohrungen auftrafen, konnten den Sensor erreichen. Die Auflösung dieser Anordnung war jedoch schlechter als die des menschlichen Auges.
Die Mission endete im März 1973; sechs Jahre später trat Uhuru in die Erdatmosphäre ein und verglühte.
 
 

3.1.2 HEAO 2 (Einstein Observatorium)  (USA) 1978 – 1981

 
 
 

(High Energy Astronomy Observatory)
HEAO-2 wurde von der NASA entwickelt und am 12. November 1978 mit einer Atlas-Centaur-Rakete von Cape Canaveral aus in eine niedrige Erdumlaufbahn gebracht. Der bis April 1981 in Betrieb befindliche HEAO-2-Satellit hatte das erste große Wolter-Teleskop im Weltraum an Bord. Gegenüber früheren Röntgensatelliten war die Empfindlichkeit stark verbessert und die räumliche Auflösung mit nur wenigen Bogensekunden sehr gut. Diese Verbesserung beruht auf Untersuchungen von Krebsaugen (Crustaceen) von Professor Klaus Vogt und wurde vom Astronom J.L. G. Angel umgesetzt. Neben dem Hauptteleskop mit vier Instrumenten für den Energiebereich 0,15-4,5 keV verfügte es noch über einen Röntgenmonitor für den Bereich 1,5-20 keV. Mit diesen Fähigkeiten brachte HEAO-2 große Fortschritte in vielen Bereichen der Röntgenastronomie. Der Betrieb endete im April 1981.

 
 

3.1.3 ASTRON (UdSSR) 1983 – 1989

 
 
 

Der sowjetische ASTRON Satellit wurde am 23.3.1983 gestartet. Er trug ein Teleskop mit Detektoren empfindlich im UV Bereich und ein Röntgenstrahlen Spektrometer an Bord. Der Satellit wurde mit einer Proton-Rakete in einen exzentrischen Orbit befördert. Mit 3250 kg Gewicht war er wie die meisten sowjetischen Forschungssatelliten erheblich schwerer als westliche Gegenstücke. Das UV Teleskop hatte einen Durchmesser von 80 cm und war an ein Photometer (Helligkeitsmeßgerät) angeschlossen. Das Photometer bestimmte die Helligkeit von UV Quellen zwischen 110 und 310 nm Wellenlänge.
Das Röntgenstrahlenspektrometer bestand aus 2 Detektoren mit einer Gesamtfläche von 1780 cm². Jeder Detektor bestand aus 8 Modulen welche in 10 Kanälen die Energie in diesem Bereich und die Pulshöhen zwischen 2 und 25 keV Energie maßen. Die Auflösung der Blende erlaubte es ein Gebiet von 3 Grad zu untersuchen. Eine Messung war alle 2.28 ms möglich, eine Pulshöhenmessung alle 0.3 Sekunden. Betriebsende 1989

 
 

3.1.4 EXOSAT (Europa) 1983 – 1986

 
 
 

EXOSAT war das erste Röntgen-Observatorium der europäischen Raumfahrtbehörde ESA. Er wurde 1983 gestartet und entdeckte quasiperiodische Helligkeitsschwankungen in Röntgendoppelsternen und machte insgesamt 1.780 Beobachtungen von Röntgenquellen, wie aktiven galaktischen Kernen, den Coronae von Sternen, weißen Zwergen, veränderlichen Sternen, Galaxienhaufen und Supernovaüberresten. An Bord befand sich ein Wolter-Teleskop. Bis April 1986 in Betrieb.

 
 

3.1.5 ROSAT  (Europa + USA) 1990 – 1999

 
 
 

1990 in 580km Höhe, war bis 1999 in Betrieb. Der Satellit wurde vom DLR in Oberpfaffenhofen bei München kontrolliert.
Zu den wichtigsten Entdeckungen gehören die Auflösung der kosmischen Röntgenhintergrundstrahlung in die Emission von Quasaren und anderen aktiven Galaxien, die Entdeckung von Neutronensternen, die ausschließlich thermisch strahlen, die Röntgenstrahlung des Kometen Hyakutake 1996 sowie Dutzende neuer Supernovaüberreste. Auch konnte eine Röntgenquelle an der Stelle der Supernova 1987A in der Großen Magellanschen Wolke gefunden werden. Ebenfalls im Blickfeld des sehr erfolgreichen Weltraumobservatoriums standen Galaxienhaufen, Röntgendoppelsterne und Schwarze Löcher. ROSATs zeitliche Auflösung ermöglichte selbst die zeitliche Trennung des Crab-Pulsars (Blinkdauer 0,033 s). ROSAT entdeckte auch, dass der Mond Röntgenstrahlung der Sonne reflektiert.
Beobachtet wurde mit einem Wolter-Teleskop. Die Abschaltung des Satelliten erfolgte im Februar 1999 und er verglühte im Oktober 2011.

 
 
 

Das Bild zeigt die Bodenspur des niedrig fliegenden Satelliten ROSAT, der im Oktober 2011 abstürzte. Während einer 5-stündigen Beobachtung legte der Satellit die als rote Bodenspur markierte Strecke zurück. Die Aufschlagszone für die verschiedenen Trümmerteile bildet immer eine langgestreckte Ellipse in Bahnrichtung. (in dem Gebiet des gelben Kreises).

 
 

3.1.6 Ulysses (ESA) 1990 – 2009

 
 
 

Der Start erfolgte im Dezember 1990 von Bord des Space Shuttle Discovery. Aufgabe war die Beobachtung und Erforschung der Sonne. Ulysses wurde im Juni 2009 abgeschaltet. Sie war die erste Sonde, die eine polare Sonnenumlaufbahn einschlug. Außerdem war sie mit dem Jupiter-Vorbeiflug die erste nicht-amerikanische Sonde im äußeren Sonnensystem.

 
 

STEREO  (USA) 2006 – 2014

 
 
 

Das Projekt STEREO (Solar TErrestrial RElations Observatory) der US-Raumfahrtbehörde NASA besteht aus zwei fast identischen Raumsonden, die die Sonne und die Wechselwirkung ihrer Teilchenausbrüche und Felder mit der Magnetosphäre der Erde erstmals dreidimensional beobachten (Stereoeffekt). Der Start erfolgte nach einer langen Reihe von Verschiebungen am 26. Oktober 2006.
Es wurde hauptsächlich die Sonnenatmosphäre beobachtet. Mit Hilfe der Sonden sollte die Vorhersage von Sonnenstürmen verbessert werden. Diese Stürme können Astronauten und Raumsonden gefährden.
Im Oktober 2014 ging der Kontakt zu STEREO B verloren.

 
 

3.2 Sichtbarer Spektralbereich

Im Wellenlängenbereich von 380 nm bis 780 nm.

 

3.2.1 Helios  (ESA NASA) 1974 – 1986

 
 
 

Helios 1 startete im Dezember 1974 zusammen mit einer zweiten Sonde. Sie flog in einem Sonnenorbit. Es wurden Partikel des Sonnennahen Raums untersucht. Helios 1 war die erste Sonde, die nicht von USA oder UdSSR gebaut wurde. Der Kontakt zur Sonde ging im März 1986 verloren.
Helios 2 startete im Januar 1986 und arbeitete bis Dezember 1981.

 
 

3.2.2 Hubble Weltraumteleskop (HST) (USA + Europa) 1993 bis heute

 
 
 

Im Jahre 1977 begann man das Projekt, wobei man nun nur noch ein 2.38 m Teleskop plante um die Kosten zu senken.
Es ist ein Weltraumteleskop für sichtbares Licht, Ultraviolett- und Infrarotstrahlung. Das Teleskop entstand in Zusammenarbeit von NASA (USA) und ESA (Europa) und wurde nach dem US-Astronomen Edwin Hubble benannt.
Die Inbetriebnahme war 1993. Sensationell war die Space Shuttle Mission, die den optischen Fehler des Hauptspiegels durch den Einbau zusätzlicher Korrekturoptiken beseitigen konnte. Später kamen vier weitere Missionen dazu. Damit war es möglich das Teleskop bis heute (bereits 23 Jahre) noch in Betrieb zu halten.

 
 

3.2.3 SOHO  (USA) 1995 – bis heute

 
 
 

Die Aufgaben des SOHO umfassen zahlreiche Experimente, die der Erforschung unserer Sonne dienen. Das SOHO vereinigt dabei europäische und US-amerikanische Sonden-Planungen der 1980er Jahre.
SOHO wurde in Europa gebaut und am 2. Dezember 1995 von der Cape Canaveral Air Force Station gestartet und befindet sich jetzt im Librationspunkt L1.
SOHO ist ein dreiachsstabilisierter, modular aufgebauter Satellit, der permanent auf die Sonne ausgerichtet ist. Zur Beobachtung der Sonne waren an Bord:

 
 
 
  • Ein Teleskop mit einer Öffnung von 13 cm und einer Brennweite von 130 cm vom Typ Ritchey-Chretien für UV-Beobachtungen.
  • Ein Michelson Interferometer, um Bewegungen auf der Sonne zu messen
  • Ein UV-Spektrometer, das Gerät kann auch Bilder der Sonne aufnehmen
  • Ein Radiometer, das die Strahlung der Sonne aufzeichnet
  • CDS (Coronal Diagnotic Spectrometer) bestimmt die Helligkeit der Korona in ausgewählten Spektrallinien
  • CELIAS (Charge, Element, and Isotope Analysis System) Dieses Experiment untersucht die geladenen Teilchen des Sonnenwindes.
  • UVCS (UV Coronograph Spectrometer) macht Spektren der Korona der Sonne bis zu 10 Sonnenradien Entfernung im UV Bereich
  • LASCO (Large Angle and Spectrometric Coronagraph) besteht aus 3 hintereinander geschalteten Koronographen Diese beobachten die solare Korona von 1.1 bis 30 Sonnenradi.
  • SWAN (Solar Wind Anisotropies) hat die Aufgabe die Bewegung des Sonnenwindes entlang verschiedener Breitengrade zu untersuchen.
  • COSTEP (Comprehensive Suprathermal and Energetic Particle Analyzer) besteht aus zwei Detektoren zur Detektion von Teilchen verschiedener Energie
  • GOLF (Global Oscillations at Low Frequencies) bestimmt die Bewegung der Materie über die gesamte Scheibe mit einer hohen Genauigkeit
  • ERNE ergänzt COSTEP, da es schwere Ionen nachweist, die von der Sonne bei verschiedenen Prozessen emittiert werden.
 
 

3.3 Infrarot Strahlung

liegt im Wellenlängenbereich von 1 Mikrometer bis mehrere Zentimeter, wo der Radiobereich beginnt.
Die 3 Kelvin Hintergrundstrahlung hat das Maximum an Intensität bei einer Wellenlänge von 1 Zentimeter. Sie ist der Nachhall des Urknalls und gibt Auskunft über die Entwicklung des Universums.  

 

3.3.1 IRAS (Niederlande) 1983 für 10 Monate

 
 
 

Das IRAS-Teleskop mit einem Hauptspiegeldurchmesser von 60 cm war zur Unterdrückung seiner eigenen Wärmestrahlung mit flüssigem Helium als Kühlmittel auf eine Temperatur von 2 bis 5 Kelvin gekühlt. IRAS wurde am 26. Januar 1983 gestartet und war bis zur Erschöpfung des Kühlmittels am 23. November 1983 in Betrieb.
Die IRAS-Mission war ein wichtiger Meilenstein der Infrarotastronomie. Die Himmelsdurchmusterung und der daraus gewonnene Katalog von über 300.000 Quellen sind noch zwanzig Jahre später wichtige Hilfsmittel der Astronomie.

 
 

3.3.2 COBE  (USA) 1989 – 1993

 
 
 

Der Start erfolgte im November 1989. COBE ist die Abkürzung für Cosmic Background Explorer und damit ist auch die Mission dieses Satelliten beschreiben. Die 3 Experimente wurden von einer Dewar Flasche, gefüllt mit 650 l flüssigem Helium von 1.6 K Temperatur umhüllt. Da man eine Strahlung von 2.7 K Temperatur nachweisen wollte war es notwendig die Instrumente für eine sehr hohe Präzision sehr stark abgekühlt wurden.
23. Dezember 1993: Ende der wissenschaftlichen Mission
Ab Januar 1994: technologische Experimente.
Der Satellit befindet sich noch im Orbit.

 
 

3.3.3 WMAP (USA) 2001 – 2010

 
 
 

Der Start erfolgte im Juni 2001.Der Nachfolger von COBE ist WMAP, das ist die Abkürzung für Wilkinson Microwave Anisotropy Probe. Der Satellit hat die Aufgabe die kosmische Hintergrundstrahlung zu vermessen und dies mit erheblich höherer Genauigkeit als dies COBE tat. Folgende Verbesserungen wurden erreicht: Die Sensitivität ist 45 mal höher und die Winkelauflösung 33 mal höher. Damit kann der Satellit folgende Forschungsziele durchführen:

  • Bestimmung der Werte von kosmologischen Parametern nach der Urknalltheorie
  • Untersuchung wie die Strukturen von Galaxien sich im frühen Universum bilden konnten
  • Bestimmung des Zeitpunktes wann sich die ersten Galaxien formten.

Wie COBE bestimmt der Satellit die räumliche Variabilität der kosmischen Hintergrundstrahlung. Er wurde am 30.6.2001 mit einer Delta II in den L2 Punkt gestartet, wo er abseits der Erde weniger Störungen der Bahn ausgesetzt ist als COBE. Bis 2010 in Betrieb

 
 

3.3.4 COROT (Europa) 2006 – 2013

 
 
 

Gestartet wurde COROT im Dezember 2006.
Corot ist der erste Spezialsatellit der nur dem Aufspüren und Untersuchen von Planeten um andere Sterne dient. COROT ist ein Gemeinschaftsprojekt der französischen Weltraumagentur CNES und der ESA. COROT ist eine Abkürzung und steht für Convection, Rotation & Planetary Transits. Das ist eine kurz gefasste Missionsbeschreibung: Der Satellit untersucht Helligkeitsschwankungen von Sternen, die auf Veränderungen bedingt durch Schwingungen durch konvektive Ströme, Rotation und den Transit von Planeten vor dem Stern zurück zu führen sind. Corot hat ein Spiegelteleskop mit einem Hauptspiegel-Durchmesser von 27 cm an Bord. Das Teleskop erreicht ein Gesichtsfeld von 2,8° × 2,8°. Die am Teleskop angebrachte Kamera besitzt vier CCDs.
Gestartet wurde COROT im Dezember 2006. Am 20. Juni 2013 wurde die Mission offiziell für beendet erklärt.

 
 

3.3.5 Planck (Europa) 2009 – 2013

 
 
 

Das 1921 kg schwere Planck-Teleskop wurde zusammen mit dem Infrarotteleskop Herschel (3,5 Meter Spiegeldurchmesser ) durch eine Ariane 5 in den Weltraum gebracht. Der Start erfolgte am 14. Mai 2009 um von Kourou. Nach dem Brennschluss der Oberstufe wurden der Planck-Satellit wenige Minuten nach dem Herschel-Teleskop auf einer hochelliptischen Erdumlaufbahn zwischen 270 und 1.197.080 km Höhe, die 5,99° zum Äquator geneigt ist, ausgesetzt, von der aus er mit einem kleinen Bahnmanöver seine Lissajous-Bahn um den Lagrange-Punkt L2 des Erde-Sonne-Systems erreichte.
Der Satellit soll Temperaturfluktuationen der Hintergrundstrahlung im Bereich von einem Millionstel Grad ermitteln. Ziel von Planck ist eine Kartierung der kosmischen Hintergrundstrahlung parallel bei neun Frequenzen zwischen 30 und 857 GHz. Die Winkelauflösung von Planck ist mit Werten zwischen 4 Bogenminuten für die höchsten und 33 Bogenminuten für die niedrigsten Frequenzen wesentlich besser als bei den vergleichbaren früheren Projekten COBE und WMAP.
Am 14. August 2013 wurde das Teleskop nach 1554 Tagen Betrieb vom L2-Punkt abgezogen und in eine Bahn gebracht, die sicherstellt, dass es für die nächsten 300 Jahre nicht durch die Erde eingefangen wird.

 
 
  Nach Planck’s Messungen wurde das Alter des Weltalls von 13,7 auf 13,82 Milliarden Jahren angehoben. Auch die neuen Angaben zur Zusammensetzung des Weltalls (Dunkle Materie usw.) wurden quantitativ geändert. Auffällig ist aber eine geringe Asymmetrie der Temperaturverteilung der Hintergrundstrahlung, was sich noch nicht erklären lässt.
Im Oktober 2013 wurde Planck abgeschaltet.  
 
 
 

3.3.6 Kepler  (USA) 2009 – bis heute

 
 

Umlaufbahn
Um die Beobachtungen möglichst ungestört durchführen zu können, wurde das Teleskop nicht in eine Umlaufbahn um die Erde gebracht. Kepler befindet sich stattdessen in einem Sonnenorbit, dessen Umlaufzeit (372,5 Tage) und Exzentrizität etwas von dem der Erde abweichen. Die Sonde läuft dabei der Erde hinterher und entfernt sich im Laufe der Jahre immer weiter von dieser. So ist es möglich, die Beobachtungsregion ohne periodische Verdeckung durch die Erde und mit minimalen Störeinflüssen zu überwachen.
Start
März 2009
Aufgaben
Der letzte in dieser kleinen Reihe von Satelliten zum Finden von Planeten ist Kepler. Kepler ist die größte bis zu diesem Zeitpunkt gebaute Sonde für diesen speziellen Zweck.(die Sonde wiegt 1039 kg und das Teleskop ist 5 Meter hoch)
Technischer Aufbau
Kepler hat nur ein Instrument: ein Schmidt Teleskop mit 0.95 m Öffnung und 1.4 m Spiegelgröße, das 9 größte Schmidtteleskop das je gebaut wurde (und das größte Teleskop das die Erde verlassen hat).. Schmidt Teleskope sind Weitwinkel Teleskope und so bildet dieses recht große Instrument ein sehr großes Gesichtsfeld ab: Es hat 12 Grad Durchmesser und davon werden 105 Quadratgrad auf 42 CCD, jeder mit 2204 x 1024 Pixeln abgebildet. Das ergibt eine Kamera mit 94 MPixeln.

 
 
  Die Sterne werden nicht wie bei COROT und MOST verschmiert, man nutzt vielmehr lange Belichtungszeiten um sehr genaue Helligkeitsmessungen zu bekommen, denn die CCD Chips arbeiten als Photometer, d.h. es wird kein Bild erzeugt, sondern für jeden Stern gemessen, welche Helligkeit er hat.
Kepler hat 150.000 Sterne untersucht, dabei Hinweise auf 2.321 Expolaneten geliefert. 100 wurden davon schon durch mehrere Beobachtungen bestätigt. Darunter sind einige spektakuläre Entdeckungen so die ersten Sonnensysteme mit mehreren Planeten und die ersten Sonnensysteme mit Planeten aus Gestein. Der im Dezember 2011 veröffentlichte Planet Kepler 22b ist der erste Planet der in einer habitablen Zone um seinen Stern entdeckt wurde. Er hat mindestens die 2,4-Fache Masse der Erde. Er umkreist einen G5 Stern, also einem ähnlichen Typ wie die Sonne (0,97 Sonnenmassen) mit einer Periode von 290 Tagen. Die Temperatur sollte ohne Atmosphäre in der Größenordnung von 262 K liegen. Bei der Erde je nach Modell zwischen 257 und 267 K.
 
 
 

3.3.7 James Webb Teleskop (USA) geplant für 2018

 
 

Der Start kann frühestens Ende 2018 erfolgen. Ziel ist der Librationspunkt L2.
Das JWST ist als Korsch-Teleskop (TMA – Three-Mirror-Anastigmat) aufgebaut.
Der Hauptspiegel besteht aus 18 sechseckigen Segmenten, die sich erst im All entfalten. Die Spiegel bestehen aus Beryllium, das hauptsächlich wegen seiner geringen Dichte gewählt wurde.
Der Bau des 6,5-m-Spiegels ist 2013 abgeschlossen.
Aufgabe ist es, die Hintergrundstrahlung zu beobachten. Man erhofft sich dadurch Erkenntnisse über die Bildung der ersten Sterne. Der Flug ist für Oktober 2018 geplant.

Korsch-Teleskop: M1: ellipsoider Parabolspiegel – M2: hyperbolischer Sekundärspiegel – M3: ellipsoider Tertiärspiegel  Wesentliche Vorteile sind ein ebenes Bildfeld und weniger Streulicht in der Abbildungsebene.

 
     
  letztes Update 23.5.2016