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Dieser Artikel beschreibt die Versuche in den letzten Jahren eine Sonde zu dem noch letzten noch unerforschten Planeten unseres Sonnensystems zu schicken: Pluto. Neben einer Beschreibung der New Horizons Sonde wird auch die Pluto-Kuiper Express Sonde beschrieben.
Damit dies nicht zu lang wird habe ich ihn in vier Teile aufgeteilt:Dieser Artikel beschriebt die Raumsonde und die Missionsplanungen, wie sie in den veröffentlichten Dokumenten vor dem Start angegeben wurden, also die Missionsplanung. Die reale Mission wird dann in den beiden Artikeln 3 und 4 beschrieben.
Die Raumsonde "New Horizons" soll die erste eines neuen Programms "New Frontiers"
sein. Wie der Name schon sagt, geht es darum Grenzen zu überschreiten und neue anspruchsvolle
Missionen zu konzipierten. Vom Discovery Programm
unterscheiden sich solche Missionen durch ein anspruchsvolleres Ziel und ein größeres finanzielles
Budget: Bei New Horizons sind es 550 Millionen Dollar, während die im gleichen Jahr startende
Dawn Mission nur 299 Millionen Dollarkosten darf. Spätere Sonden des
Programms New Frontiers, dessen erste New Horizons ist, (die zweite wird eventuell die 2001
gestrichene Solar Probe) dürfen bis zu 600 Millionen Dollar kosten. Gebaut wird New Horizons von der
John Hopkins Universität, die in den letzten Jahren schon einige Sonden gebaut hat (NEAR, CONTOUR, MESSENGER). Obgleich inzwischen die Kosten auch bei New Horizons von 550
auf 723 Millionen US-Dollar angestiegen sind, war sie so wichtig, dass sie nicht gestrichen wurde.
Geburt der Sonde war der Dezember 2000, als die NASA aufrief eine Raumsonde als Ersatz für PKE zu bauen. PKE musste wegen zu hoher Kostensteigerungen gestrichen werden. Es gab innerhalb von zwei Wochen sehr viele Vorschläge von zahlreichen Universitäten. Im Januar 2001 wurden drei Vorschläge von der NASA als aussichtsreichste Kandidaten akzeptiert und bekamen Mittel um eine Vorstudie durchzuführen. Zuschlag bekam am 19.11.2001 die John Hopkins Universität, die in den vergangenen Jahren schon drei Raumsonden für die NASA entwickelt hat. Projektleiter Alan Stern legte schon als Voyager 2 an Neptun vorbei flog einen Plan für eine Pluto Sonde vor. Nun, 11 Jahre später, konnte er sie umsetzen.
Doch wie sollte das Baby heißen? Alan Stern, Projektleiter wollte keinen Namen, der ein Akronym war, wie PKE, weil fast alle gleich klangen. Irgendwo war immer ein P für Pluto, K für Kuiper oder E für Explorer. Er regt an neue Namen zu kreieren. Doch die ersten Vorschläge waren auch nicht ideal:
Doch gegen jeden Namen gab es Gegenargumente : X klang wie eine Droge z.B. eXtasy. Clyde Tombaugh war der Allgemeinheit nicht genügend bekannt. New Frontiers klang zu sehr nach Kennedys Mondprogramm und "One Giant Leap" schien zu hochtrabend, schließlich begnügte sich Neil Armstrong nur mit einem "small step". Auch der Vorschlag die Sonde "Voyager 3" zu nennen fand keinen Anklang. Schließlich hatte die Sonde wenig mit den Voyagers gemein. Zudem gab es Gegenvorschläge vom JPL und wenn nun die John Hopkins Uni ihre Sonde "Voyager 3" nennen würde, dann wäre das wie wenn die Chinesen ihr neues Raumschiff "Mercury 8" nennen würden. New Frontiers schien ein guter Name zu sein. Doch die NASA wollte keinen Anknüpfungspunkt an das Mondprogramm. Bei einem Ausflug in die Berge und einem Blick von einem Berg zum entfernten Horizont kam Alan Stern die Idee : "New Horizons", schließlich erforscht die Sonde neue Horizonte. Am 4.2.2001 bekam der Projektvorschlag so seinen Namen. Er wurde später von der NASA gewählt. Ironischerweise ist die NASA inzwischen anderer Meinung und findet den hochtrabenden Namen "New Frontiers" für nicht so schlecht. Ein neues Programm mit Missionen die deutlich teurer als die bisherigen Discovery Sonden sein dürfen (bis zu 700 Millionen USD pro Mission) heißt nun so. New Horizons ist die erste dieser Sonden und im Jahre 2004 wurden zwei Missionen für eine weitere Untersuchung ausgewählt (eine zur Gewinnung von Bodenproben aus dem Aitkenbecken des Mondes und ein polarer Jupiterorbiter). New Horizons hat nun auch den Namen "New Frontiers 1". New Frontiers 2 soll nach den Planungen Ende 2005 die Sonde Juno werden, der erwähnte polare Jupiterorbiter. Inzwischen gibt es auch eine dritte New Frontier Mission die Raumsonde Osiris-Rex die Bodenproben von dem Erdbahnkreuzer Bennu gewinnen soll.
Die Raumsonde ähnelt in ihrer Auslegung mehr der "Pluto
350" Sonde, die man schon vor einem Jahrzehnt vorschlug. Die instrumentelle Ausstattung ist
durchgängig besser als bei PKE, dafür ist die Sonde auch doppelt so schwer und erfordert die
größte US Trägerrakete Atlas 551 um zu Pluto zu gelangen.
Großer Wert bei der Sonde wurde auf Zuverlässigkeit und Autonomität gelegt. Vor dem Start betrug
die Forderung für das Erfüllen der kompletten Anforderungen einer 10 Jahres Mission 0.85.
Die Abschätzungen auf Basis der Daten von anderen Missionen gehen davon aus, dass die Sonde mit 90% Wahrscheinlichkeit 10zehnJahre arbeiten wird und mit 85 Prozent Wahrscheinlichkeit eine 16-Jahres-Mission bis in 50 AE Entfernung von der Sonne arbeiten wird können. Die 16 Jahresmission gilt als erweiterte Mission. Jedes System hat in Tests eine mindestens doppelt so hohe MTBF gezeigt wie für einen Pluto Vorbeiflug gefordert - Die Ring Laser für die Gyros werden z.B. 23000 Stunden arbeiten und haben eine MTBF von 52000 Stunden.
Die Sonde ist für eine Missionsdauer von 16 Jahren und Distanzen bis 50 AE ausgelegt. Die Autonomität soll während der 8 Jahre dauernden Reise zwischen Jupiter und Pluto die Missionskosten senken, weil man die Sonde nur kurzzeitig "wecken" will, während sie sonst inaktiv ist und Informationen über den Status nur in Form einfacher Signale (grün, gelb, rot) sendet.
Zentrales Element ist eine quaderförmige Struktur welche die Bordsysteme aufnimmt und an der die Experimente, die Antenne und der RTG befestigt sind. Zusammen mit diesen Befestigungen ist sie etwas größer als ein Konzert-Piano und auch in etwa in der Form eines Pianos. Man verwendete im wesentliche das Grundkonzept von Ulysses und passte es an die Mission an. Die Zentralstruktur hat Abmessungen von 0.7 x 2.1 x 2.7 m. Die Gesamthöhe der Sonde beträgt 2.2 m vom Adapter zur Raketenstufe bis zum Sender. Umhüllt ist die Sonde zur thermischen Isolation von mehreren Lagen Kapton Gewebe. 18 Schichten aus Dacron Gewebe befinden sich zwischen aluminierter Mylarfolie innen und goldener Kaptonfolie außen und fungieren als Isolation und Schutz gegen Mikrometeoriten.
Die äußersten Schichten sind golddurchzogen um eine definierte Abstrahlung von Energie zu erhalten. Die gesamte Box ist gut isoliert und wird durch die Abwärme der Elektronik warm gehalten. Fällt die Temperatur unter -10 Grad Celsius weil z.B. Verbraucher abgeschaltet werden (nomineller Stromverbrauch 150 Watt) so werden elektrische Heizelemente aktiviert. Steigt die Temperatur über 30 Grad Celsius (vor allem im inneren Sonnensystem nach dem Start) so werden Louver geöffnet. Dies sind blankpolierte Metallteile wie Jalousien angeordnet, welche die Wärme besonders effektiv abstrahlen. Die Louver können maximal 100 Watt interne Hitze abstrahlen, man rechnet damit, dass etwa 15 Watt an elektrischer Leistung in Wärme verloren geht und dies ausreichend zum halten der Temperatur ist.
Um Gewicht zu sparen besteht die Struktur aus einem Aluminiumrahmen in Honigwabenbauweise. Die Seitenteile bestehen aus dünnen Aluminiumplatten, so dick wie zwei Blatt Papier. Um für die Spinstabilisierung möglich zu machen, wurde vor dem Start die Sonde mit Gewichten ausbalanciert.
Die wesentlichen elektronischen Subsysteme stammen von der Kometensonde CONTOUR ab um Geld einzusparen und den Entwicklungszeitraum zu verkürzen.
Das erlaubte Gewicht von New Horizons änderte sich im Laufe der Zeit. Man passt die Sonde der maximal möglichen Startmasse an indem man den Hydrazintank unterschiedlich voll füllt. Die ersten Planungen sahen für einen Start 2006 maximal 465 kg vor. Soviel darf die Sonde bei einem Start 2006 maximal wiegen, damit sie die Atlas 551V starten kann. Bei einem Start 2007 darf die Sonde nur 445 kg schwer sein. Die Masse inklusive Treibstoff für 290 m/s Kurskorrekturvermögen beträgt 416 kg. Es wird Treibstoff soweit zugeladen, wie möglich. Mindestens 400 m/s Geschwindigkeitsänderung sollen möglich sein. Da die Sonde ihr Sollgewicht sehr gut einhalten konnte und die Performance der Atlas bei früheren Flügen einige genauere Vorhersage der maximalen Leistung erlaubte, konnte man New Horizons (NH) sogar noch mehr Treibstoff mitgeben als geplant. Der maximal 90 kg fassende Tank ist mit 77 kg gefüllt. Das sind 17 kg mehr als nötig wären und 8 kg mehr als das Team sich erhoffte. Das Startgewicht betrug schließlich 1054 amerikanische Pfund oder 478.4 kg. Der Treibstofftank ist zwischen RTG und Elektronik in der Mitte der Sonde eingelassen. Das hat zwei Vorteile: Zum einen absorbiert er den größten Teil der Strahlung der RTG, so dass die Maximalbelastung der Elektronik beim Flug zu Pluto unter 5 krad bleibt (das meiste davon erhält der Späher beim annähern an Jupiter bis auf 32 Radien) und zum anderen erwärmt die Abwärme der RTG den Tank soweit, dass das Hydrazin flüssig bleibt.
16 kleine Düsen angeordnet in 2 Gruppen regeln die Lage der
Sonde und ändern die Geschwindigkeit. Sie zersetzen Hydrazin
katalytisch in Stickstoff und Wasserstoff. 16 Heizelemente von 2.2 Watt Leistung heizen dazu die
Düsen vor.
Das Treibstoffbudget war wie folgt geplant:
Eine Rotationsänderung um 5 Umdrehungen pro Minute kostet etwa 0.125 kg Hydrazin.
Es gibt keine Reaktionsschwungräder. Die Lage wird mit zwei redundanten Startrackerkameras (welche den Sternenhintergrund fotografieren und die Position von Sternen mit einem Katalog vergleichen) und Sonnensensoren festgestellt. (Diese können nur die Sonne erkennen und sind Backupsysteme um die Sonde auf die Sonne auszurichten. Da die Erde aus großer Entfernung von der Sonde aus gesehen nahe der Sonne ist, ist so eine Kommunikation möglich). Die Lageänderungen der Sonden werden auch mit Beschleunigungssensoren und einer Referenzplattform die Kräfte auf die Sonde misst bestimmt.
10 mal pro Sekunde machen die Star Tracker Kameras ein Weitwinkelbild und vergleichen die gefundenen Sterne mit einem Referenzkatalog von 3000 Sternen. Die Referenzplattform wird 100 mal pro Sekunde abgefragt. Die Ausrichtung der Sonde ist sowohl im Dreiachsenstabilisierten wie auch spinnstabilisierten Modus auf 471 µrad genau bekannt. Sie kann auf 24 µrad genau gehalten werden im Dreiachsenstabilisierten Modus und auf 34 µrad im spinnstabilisierten Modus.
Von den 16 Triebwerken dienen 4 der Kurskorrektur und haben einen Schub von jeweils 4.4 N. 12 kleinere Düsen ändern die Lage und haben 0.8 N Schub. Benötigt werden nur 2 beziehungsweise 6 Düsen. Die anderen 8 Triebwerke dienen als Backup. Der Treibstoff befindet sich in einem einzelnen Titan Tank und wird durch Helium aus einer Druckgasflasche in die Leitungen gepresst. Während des größten Teils der Reise wird die Sonde sich langsam um ihre eigene Achse drehen (typischer Wert: etwa 5 mal pro Minute). Dies dient zum einen der Temperaturregelung, zum anderen spart es Treibstoff, da ohne Reaktionsschwungräder die einzige Möglichkeit die Lage im Raum zu ändern darin besteht dies mit den Kurskorrekturdüsen zu tun. Lediglich wenige Tage vor den nächsten Begegnungen mit Pluto und Jupiter wird die Sonde in einen dreiachsenstabilisierten Modus versetzt um die Kameras gezielt auszurichten.
Die Daten werden durch eine 2.1 m große Hochgewinnantenne (HGA) mit lediglich 600-700 Bits/sec aus Pluto Distanz (36 AE Entfernung) zur Erde gefunkt. Ihr Antennengewinn beträgt 42 dbi. Die Sendeleistung der beiden redundanten TWTA Sender beträgt jeweils 12 Watt, der Stromverbrauch 31 Watt. Bei Jupiter beträgt die Datenrate noch 38 KBit/sec. Man hofft allerdings, dass bis zum Jahr 2015 die Datenrate 1.5 mal höher ist bedingt durch bessere Empfänger auf der Erde. Eine zweite 30 cm große Mittelgewinnantenne (MGA) dient für Notfälle und zur genauen Ausrichtung der HGA. Für eine Kommunikation mit einer Raumsonde die völlig falsch ausgerichtet ist dienen zwei Niedriggewinnantennen an beiden Seiten der Sonde. Sie garantieren einen Empfang bei jeder Ausrichtung. Daten werden über die MGA (Öffnungswinkel 14 Grad) und die HGA (Öffnungswinkel 0.3 Grad) gesandt. Der Empfänger an Bord von New Horizons ist besonders stromsparend und verbraucht nur ein Drittel des Stroms früherer Konstruktionen (4 anstatt 12 Watt). Über die ungerichtete (omnidirektionale) LGA Antenne beträgt die Datenrate zur Sonde 7.8125 Bit/s und zur Erde 10 Bit/sec. Die LGA konnte bis 1 AE Entfernung eingesetzt werden, die MGA bis in 50 AE Entfernung (7.5 Milliarden km).
Die Datenrate ist einstellbar zwischen 6,4 und 104.167 Bit/s, durch ein 16-Bit Kontrollregister das nicht weniger als 65520 Datenraten nach der Formel 5 MHz / 12* (n+1) zulässt. Die Auslegung ging beim Start von einer Datenrate von 600 Bit/s in 36 AE Entfernung aus. Das System ist damit deutlich weniger leistungsfähig als das von Voyager die doppelt so große Antennen und auch mehr als doppelt so starke Sender haben.
Man erhofft sich durch Verbesserung der Empfänger auf der Erde bei Pluto eine deutlich höhere Datenrate. Teilweise wird diese auch schon bei Planungen angenommen und so gibt es in den verschiedenen Dokumenten auch Angaben über höhere Datenraten bei Pluto. Die Tests des Kommunikationssystems auf dem Weg zu Jupiter zeigten, dass diese Hoffnungen berechtigt sind, man konnte bei vorgegebenen Bitfehlerraten höhere Datenraten als geplant erzielen.
Um möglichst viele Daten zu gewinnen verfügt die Sonde über einen Massenspeicher aus Flash-RAM Bausteinen (vergleichbar einer CF Karte oder einem USB Stick) von zweimal 64 Gigabit. Dies ist die 32-fache Kapazität des Datenrekorders von Cassini. Wird nicht komprimiert, so braucht die Sonde 1930 Tage um diese Datenmenge zur Erde zu übertragen. Daher verfügt der Bordcomputer über zwei Kompressionsalgorithmen für verlustbehaftete und verlustlose Kompression. Der Speicher ist unterteilt in 16 separat adressierbare Segmente mit jeweils 16 Bausteinen. Die Datenrate kann bis zu 13 MBit/sec betragen, 51 Datenformate werden dort abgelegt.
Bedingt durch die kleine Größe Plutos und die große Annäherungsgeschwindigkeit hat New Horizons nur wenige Stunden Zeit Bilder zu machen und Daten zu gewinnen. Daher der große Speicher. Man geht vor wie bei einer Digitalkamera: Es werden sehr viele Aufnahmen gemacht und nur die guten werden anschließend zur Erde übertragen.
Gesteuert wird die Sonde von zwei redundanten Bordcomputern auf Basis des Mongoose-V 3000 Prozessors mit 12 MHz Taktfrequenz. Ein Computer ist für die Lagekontrolle zuständig, der zweite für die Steuerung der Sonde und die Kommunikation. Der Monogoose-V ist ein 32 Bit RISC Prozessor auf Basis der zivilen MIPS-.3000 CPU mit einer Fliesskommaeinheit, 2 K Daten und 4 K Instruktionscache der bei 12 MHz bis zu 12 MIPS schnell ist und Daten mit bis zu 480 MBit/sec transferieren kann. Er wurde erstmals im Jahre 2000 bei dem Erdbeobachtungssatelliten EO-1 eingesetzt und war bei Entwicklungsbeginn schon veraltet, so nutzen neuere Raumsonden den RAD-6000 mit 200 MHz Taktfrequenz. Der Prozessor wird in 1,2 µm Strukturgröße gefertigt und hat 110.000 Transistoren. Er entspricht in der Komplexität einem 286 und in der Geschwindigkeit in etwa einem schnellen Intel 386-Prozessor (der allerdings dann mit etwa 33 MHz getaktet sein muss). New Horizons war die letzte Sonde die den Monogoose-V als Bordcomputer einsetzte. Die Wahl fiel wahrscheinlich durch Übernahme vieler schon bewährter Komponenten um den Kostenrahmen und Zeitplan einhalten zu können. Darüber hinaus verbraucht er weniger Strom als leistungsfähigere Modelle.
| Parameter | Wert |
|---|---|
| Kommerzieller Vorfahr: | MIPS R3000 (Juni 1988) |
| Archietktur: | 32 Bit, 32 Bit Adressbus |
| Technologie; | 1,2 µm |
| Transistoren: | 110.000 (MIPS 3000) |
| Stromverbrauch: | 1,2 Watt bei 0,.125 MHz, 3,9 Watt bei 8 MHz |
| Taktfrequenzen: | 5,10,12 MHz |
| Taktzyklus: | 10 ns bei 10 MHz, maximal 0,8 Dhrystone-MIPS pro MHz. |
| Cache: | 2 KByte Instruktions- und 2 KByte Datencache intern 512 Kbye Instruktions- und 256 KByte Datencache extern (erweiterbar auf je 1 MByte) |
| Operative Grenzwerte: | Maximale Beschleunigung: 14,1 GRMs Umgebungstemperatur -34 bis + 71°C theoretische Single Event Upset rate 1 pro 6,3 Jahre Strahlenbelastung: 100 Krad |
Jeder Bordcomputer ist mit den Experimenten durch RS-422 Links verbunden. Die Kommunikationssysteme und die Kommandodecoder sowie die Startracker Kameras hängen an dem MIL-STD 1553 Bus. Der Bordcomputer wurde von CONTOUR übernommen und ist daher nicht das neueste Modell. Jeder Computer hat einen Speichern von 768 KB für Kommandos. Aktiv ist der primäre Bordcomputer (Command & Data Handling Subsystem C&DH). Er sendet einen Takt aus, bleibt dieser "Heartbeat" 180 Sekunden aus, so schaltet eine Steuerung die Stromzufuhr auf den sekundären Computer um und dieser wird gestartet. 512 zeitabhängige und 512 Autonomitätsregeln können im Speicher abgelegt werden. Beim Start waren davon 126 bzw. 132 belegt. Sie erlauben es die Sonde Wochen bis monatelang autonom zu betreiben. Jeder Prozessor hat einen eigenen Speicher von 768 KByte. Er enthält Makros die aus Steuerungsbefehle die Sonde steuern. Das auslösen eines Makros kann durch die zeitbasierten oder Autonomitätsregeln geschehen, z. B. zu einem bestimmten Zeitpunkt oder bei Eintritt eines bestimmten Ereignisses.
Als Gimmick gibt es auf der Sonde auch eine CD welche die Namen all derer enthält die ihn auf der Website bei dem Aufruf "Send your Name to Pluto" abgegeben haben.
New Horizons verwendet nicht die PKE neu entwickelten AMTEC- RTG Generatoren sondern ein Reserveexemplar des GPHRS Generatoren das von der Cassini Raumsonde übrig blieb. Er ist mit einer Titan Struktur an der Raumfähre verbunden.
New Horizons ist die 27.ste US Mission die RTG als Stromquelle einsetzt. RTG ist
die Abkürzung für Radioisotopic Thermoelectric Generator. Jeder besteht aus 72 Pellets mit
Plutoniumoxid von je 2.5 × 2.5 cm Größe angeordnet in 4 Blöcken von je 18 Einheiten. Die Masse
des RTG beträgt 55 kg, wovon 11 kg auf das Plutonium entfällt. Strom wird gewonnen, indem ein
Silizium-Germanium Thermoelement Strom abgibt, wenn es einem Temperaturunterschied ausgesetzt
wird. Der Temperaturunterschied entsteht durch die Zerfallswärme, die beim Zerfall des Plutonium
238 in Uran 234 frei wird.
Dieser beträgt bei den RTG von New Horizons 700 Kelvin. New Horizons setzt einen RTG vom Typ GPHS ein, der in identischer Form schon bei anderen Raumonden eingesetzt wurde. Sein Design geht bis zum Jahr 1980 zurück. Die nominellen Werte eine GPHS sind folgende: Der RTG produziert 285 Watt bei 28 V Spannung zu Missionsbeginn. Die Abgabe nimmt ab, da das verwendete Plutonium-238 mit einer Halbwertszeit von 87.7 Jahren zerfällt. Die Sonde braucht bei Pluto mindestens 202 Watt. Die Stromversorgung ist so ausgelegt, dass dies 20 % mehr als die benötigte Leistung ist, so dass die Sonde mit allen Instrumenten noch einige Jahre weiter betrieben werden kann.
Mehr über die RTG Problematik und Funktionsweise am Beispiel von Cassini in diesem Aufsatz. New Horizons setzt denselben Typ ein, nur einen anstatt dreier. Es war der letzte Einsatz der GPHS.
Der RTG ist durch mehrfache Schichten aus Iridium, Graphit und kohlefaserverstärktem Kunststoff geschützt und sollen auch einer Explosion der Trägerrakete ohne Beschädigung überstehen können. Galileo, Ulysses, Cassini und New Horizons verwenden dieselben GPHS RTG (General Purpose Heat Source). Jeder dieser RTG hat eine Anfangsleistung von 285 Watt bei 4400 Watt thermischer Leistung. Die Missionen unterscheiden sich nur in der Anzahl der RTG (Ulysses und New Horizons: 1, Galileo: 2, Cassini: 3). New Horizons hat daher eine Stromversorgung von anfangs 285-288 Watt. Diese sinkt um 3-5 Watt pro Jahr und sollte bei einem vollen RTG bei 225-228 Watt bei dem Plutovorbeiflug liegen.
Aufgrund Verzögerungen im Bau der RTG (siehe dieser Artikel) fliegt New Horizons nur
mit einem teilbestückten RTG, der beim Start 245.7 Watt (bei 30 V Gleichspannung) und bei Pluto noch 202 Watt Leistung abgibt. Die Plutoniumdioxidmenge beträgt 11
kg, die Plutoniummenge 9.75 kg. Es wurde Plutonium aus Russland mit Restbeständen von Ulysses und Galileo gemischt und so alle Paletten
bestückt, aber nicht mit voller Plutoniummenge und teilweise mit Pu-238 welches schon 20 Jahre ist und daher eine geringere Wärmeabgabe
hat. Die gemessene thermische Leistung beim Start 3948 Watt. Die Leistung nimmt um 3.5 Watt pro Jahr ab. Die Leistung sollte ausreichen um die Sonde bis
in 50 AE Entfernung (oder bis zum Jahr 2021) voll zu versorgen. Danach kann man nicht mehr alle
Systeme gleichzeitig betreiben. Zeitweise war nicht klar ob der RTG genügend Leistung aufwies um
das volle Messprogramm bei Pluto durchzuführen. Der nominelle Stromverbrauch von New Horizons
beträgt je nach Betriebsmodus bis zu 176 Watt, sollten die Voraussagungen also zutreffen, so gibt
es keinerlei Einbußen im Arbeitsprogramm und man kann auch den zweiten Sender zur Datenübertragung
nutzen und so das Datenset schneller übertragen.
Verbunden ist der RTG mit der Stromversorgung aus 96 Steckern und 3200 Drähten. Eine Elektronik beschränkt die Belastung des Bordnetzes auf maximal 312 Watt bei maximal 30.75 V Spannung. Der Stromverteiler hält die Bordspannung indem er zwei arbeitspunkte hat, bei deren Unterschreiten er jeweils Verbraucher abschaltet. Der erste liegt bei 27 V und der zweite bei 26 V Spannung.
Die Nutzlast ist fest an der Sonde befestigt. Die Sonde muss ihre Lage ändern, um sie auszurichten, so wie dies auch Cassini tut. Das verhindert den gleichzeitigen Einsatz des Radio Science Experiments und der anderen Instrumente.
Anders als PKE und PFF verfügt New Horizons über mehr Instrumente, als nur die Experimente die Licht (UV, sichtbar, IR) und Plasma untersuchen. Drei weitere Instrumente untersuchen geladene Teilchen und Staub. Die Sonde verfügt über 6 Experimente und ein Experiment von Studenten. Das Experiment PERSI (Pluto Exploration Remote Sensing Investigation) besteht aus 3 Subexperimenten: Der IR/VIS Spektrometer und Kamera RALPH, der Telekamera LORRI und dem UV Spektrometer ALICE. Alle Experimente zusammen haben lediglich einen Stromverbrauch von 28 Watt.
Ein Vergleich der Gesichtsfelder: Der Vollmond hat eine Größe von 0.53 Grad. Das Gesichtsfeld eines 35 mm Normalobjektivs einer Digitalkamera beträgt 39 x 57 Grad. Eine Reihe der Experimente kommt mehr als ein Jahrzehnt später in nahezu unveränderter Form bei der Raumsonde Lucy zum Einsatz: LORRI und RALPH.
| Experiment | Masse | Stromverbrauch |
|---|---|---|
| LORRI | 8,8 kg | 5,8 W |
| RALPH | 10,3 kg | 6,3 W |
| ALICE | 4,5 kg | 4,4 W |
| SWAP | 3,3 kg | 2,3 W |
| PEPSSI | 1,5 kg | 2,5 W |
| REX | 0,1 kg | 2,1 W |
| SDC | 1,9 kg | 5,0 W |
Die Kamera RALPH wiegt 10.3 kg und verbraucht 6.3 Watt an Strom. Es ist das schwerste
Instrument an Bord von New Horizons. RALPH ist ein Kombinationsinstrument aus einer Kamera und
einem abbildenden Spektrometer.
RALPH benutzt ein 3 Zoll (75 mm Durchmesser) Teleskop mit einer Brennweite von 657.5 mm, an das zwei Instrumente angeschlossen sind: Die Multispectral Visible Imaging Camera (MVIC) und das Linear Etalon Imaging Spectral Array (LEISA). Zusammen verfügt RALPH über 7 CCD Zeilen und einen CCD Array Detektor. Das Instrument besteht aus einem Schiefspiegler - eine ungewöhnliche Konstruktion bei Instrumenten - mit drei Spiegeln welches einen gefalteten Strahlungsgang ohne Obstruktion ermöglicht. Das gesamte Instrument ist in einer leichtgewichtigen Aluminiumlegierung eingebettet.
MVIC ist der Kamerateil von Ralph. Sie hat die Aufgabe Farb- und Falschfarbaufnahmen zu machen. MVIC verfügt über sieben Detektoren und hat eine räumliche Auflösung von 20 Mikrorad. (dies entspricht 2 km aus 100,000 km Entfernung). Der CCD Chip ist empfindlich zwischen 0.4 und 1.0 Mikrometern.
Gemeinsam bei allen Detektoren ist die Länge von 5024 Pixeln. Zwei Detektoren sind panchromatisch. Sie sollen eine globale Karte von Pluto und Charon mit einer Auflösung von mindestens 1 km pro Zeilenpaar (500 m/Pixel) erstellen. Die anderen vier sind mit Farbfiltern belegt welche nur Licht von 400-550 nm (Blau), 550-700 (rot), 780-975 nm (nahes IR) und 860-910 nm (Methanband) durchlassen. Dadurch sind Falschfarbenaufnahmen möglich (mangels eines Grünfilters keine echten Farbaufnahmen). Diese 6 Detektoren (2 panchromatisch, 4 mit Farbfiltern) haben eine Breite von 32 Pixeln und es handelt sich um Time Delay Integration CCD (TDI). Vereinfacht gesagt: Während das Instrument sich über die Oberfläche bewegt werden die Ladungen von Zeile zu Zeile synchron dazu verschoben. Nach 32 Schritten ist das Signal von Zeile 1 an Zeile 32 angekommen und hat dabei die 32 fache Belichtungszeit addiert. Dann wird es ausgelesen. Diese Sensoren finden auch bei zivilen hochauflösenden Erdbeobachtungssatelliten ihre Anwendung, weil auch hier die Belichtungszeit, wegen der hohen Auflösung pro Pixel gering ist. Bei Pluto ist der Hauptgrund dafür natürlich die geringe Lichtmenge die bei Pluto herrscht. Das Gesichtsfeld dieser Detektoren beträgt 5,7 x 0.037 Grad.
Der siebte Detektor ist ein Frame Transfer CCD von 5024 x 256 Pixels Größe. Er dient nicht zur Aufnahme, sondern zu Navigationszwecken. Man stellt damit die räumliche Ausrichtung der Star-Tracker Kameras fest und man will in diesem relativ großen Blickfeld auch bei der Annäherung die genaue Position von Pluto und Charon relativ zu Hintergrund Sternen feststellen. Die Hälfte der Chipfläche dient als Speicher für die 128 Zeilen die belichtet werden. Sie werden zum Auslesen schnell in diesen Bereich umkopiert, der vor Licht geschützt wird und dann ausgelesen, ohne das die Signale durch weiteres einfallendes Licht verfälscht werden. Die Belichtungszeit kann zwischen 0.25 und 10 Sekunden gewählt werden. Verschiedene Summationsmodi bis zu 3 x 3 Pixel sind verfügbar. Ebenso kann die Belichtungszeit sehr lang gewählt werden (0.25 bis 10 Sekunden pro Frame). Die minimale Belichtungszeit beträgt 300 ms in panchromatischen und 600 ms in den Farbbändern. Das Kopieren eines Frame in den Speicher dauert 7 ms. Das Auslesen im 3 x 1 Summationsmodi 179 ms. Das Gesichtsfeld dieses Detektors beträgt 5.7 x 0.15 Grad
Jedes Pixel ist 13 x 13 Mikrometer groß die räumliche Auflösung beträgt 19.77 µrad, sie ist also viermal schlechter als bei LORRI. Das Blickfeld beträgt bei den Detektoren mit 32 Zeilen 5.7 x 0.037 Grad bei 128 Zeilen sind es 5.7 x 0.146 Grad. Die Größe von 5000 Pixel wurde gewählt, damit man auf Pluto eine Auflösung von 1 km/Zeilenpaar erreicht. Dies machte bei Plutos Größe von etwa 2300 km 4600 Pixels pro Zeile notwendig. Charon belegt etwa 2400 Pixel bei dieser Auflösung.
Die Kamera wird zeilenweise über ein Ziel bewegt und das Bild hat so eine variable Länge, bei einer festen Breite von 5024 Pixels. Die Auslesereate beträgt 4-84 Hz. Jedes Pixel umfasst 12 Bits für die Helligkeitsinformationen. Pluto ist aus 23.860 km Entfernung "bildfüllend", Charon aus 12.160 km.
| Filter | Wellenlänge | Zentralwellenlänge |
|---|---|---|
| Pan | 450-1000 nm | 663 nm |
| Blau | 425-550 nm | 497 nm |
| Rot | 540-700 nm | 621 nm |
| IR | 780-975 nm | 860 nm |
| CH4 | 860-910 nm | 884 nm |
Kombiniert ist die Kamera mit dem abbildenden Spektrometer LEISA. (Linear
Etalon Imager Spectral Array). LEISA arbeitet
zwischen 1.25 und 2.50 Mikrometer mit einer Auflösung von λ/Δλ von
300-600. (560 bei einer Wellenlänge von 2.1-2.5 Mikrometern, 240 bei 1.25-2.1 Mikrometern
Wellenlänge). Dies entspricht einer spektralen Auflösung von 6.5 nm/Pixel bei 1.25-2.1 Mikrometer Wellenlänge und 3.7 nm bei 2.1-2.5 nm Wellenlänge.
Die räumlichen Auflösung von LEISA beträgt 60.82 Mikrorad (6.082 km aus 100,000 km Entfernung) bei einem Gesichtsfeld von 15.9 Millirad. (0.9 x 0.9 Grad) Pluto ist bildfüllend bei einer Entfernung von 144000 km.
Die LEISA IR Kamera verwendet ein HgCdTe Array CCD von 256 x 256 Pixels à 40 µm Größe. Jedes Pixel hat eine Größe von 60.82 µRad, also 12 mal schlechter aufgelöst als LORRI und 3 mal schlechter als die MVIC. Über dem Chip sitzt ein Filter mit zwei Hälften: Die eine deckt den Bereich von 1.25 bis 2.15 µm mit einer Spektralen Auflösung von Δλ/λ = 1/240 und der zweite deckt den Bereich von 2.0-2.5 µm ab mit einer höheren Auflösung von Δλ/λ = 1/560. Die Ausleserate ist variierbar zwischen 0.25 und 8 Hz für den ganzen Detektor, die nominelle Rate beträgt 2 Hz bei der nominalen Rotationsrate der Sonde.
Das Prisma spaltet jedoch das Licht auf, so dass jede CCD Zeile die Information eines Spektrums eines Punktes enthält und ein Bild wie bei der MVIC entsteht indem die Kamera langsam über ein Objekt bewegt wird und ein Bild variabler Länge und 256 Pixel Breite entsteht. Allerdings gibt es zu jedem Punkt noch ein 256 Pixel Spektrum, so dass man besser von Datenwürfeln spricht. Das Bild oben zeigt die Anwendung dieser Technik als GIF Animation bei der Saturn Raumsonde Cassini.
In dem abgebildeten Wellenlängen von 1000 bis 2500 nm liegen die Absorptionsbanden von molekularem Stickstoff, Methan, Kohlenmonoxid und Kohlendioxid. Diese Gase werden auf Pluto vermutet. Die Auflösung beträgt 12 Bits pro Pixel, womit auch Spurenbestandteile detektiert werden können.
Der zweite Modus von 2.1 bis 2.5 µm dient vor allem dem Anfertigen von Temperaturkarten, da sich in ihm die temperaturabhängigen Spektralbanden von festem Stickstoff befinden. RALPH wird beim Anflug zweimal pro Tag Aufnahmen machen. Die besten sollen eine Auflösung von 250 m haben. Auch stereoskope Aufnahmen bestimmter Gebiete sind geplant. Die beste globale Karte entsteht in 25000 km Entfernung. In 60 Sekunden kann MVIC dann den Pluto mit 0.5 km/Pixel abtasten, wobei die Größenänderung (durch die Annäherung der Sonde) nur 3 % beträgt. Danach wird dieser Anteil durch die rasch abnehmende Distanz rasch größer.
LORRIErgänzt wird RALPH durch LORRI. (Long-Range Reconnaissance lmager) Eine zweite Kamera mit einem höher auflösenden Teleskop. LORRI verwendet ein 8.2 Zoll (20.8 cm) Ritchey-Chrétien Teleskop mit einer Fokuslänge von 2630 mm. LORRI macht nur monochromatische Aufnahmen zwischen 0.35 und 0.85 Mikrometern Wellenlänge. Ein Breitbandfilter lässt Licht dieser Wellenlänge durch. Die Auflösung beträgt dafür aber 4.94 Mikrorad, dies entspricht 0.494 km aus 100.000 km Entfernung und ist besser als die Kamera von Cassini. Das Teleskop besteht aus einer leichten Siliziumcarbid Struktur. Es hat keinerlei bewegliche Teile. New Horizons muss daher mit LORRI sehr genau auf das Ziel ausgerichtet werden.
Die besten Aufnahmen von LORRI werden 40-50 m Auflösung/Pixel erreichen. LORRI soll auch nach kleinen Monden um Pluto Ausschau halten und sollte jeden Mond mit mehr als 1 km Größe entdecken. LORRI verfügt über keinerlei beweglichen Teile wie Filterräder um das Instrument möglichst leicht und einfach zu gestalten. Siliziumcarbid wurde als Material für den Fokus gewählt, weil es auch einen extrem geringen thermischen Ausdehnungskoeffizienten hat und der Fokus so auch bei einem sehr weiten Temperaturbereich sich nicht verschiebt. Es gibt keine aktive Heizung wie bei anderen Instrumenten und so war ein Entwurfsziel von LORRI, dass es bei Temperaturen von weniger als -170 °C arbeiten kann.
Verwendet wird ein Array CCD von 1024 x 1024 Pixel Größe. Es stammt von E2V Technologies, und ist ein CCD vom Typ CCD47-20. Es ist hoch empfindlich und speziell behandelt, damit überlichtete Pixel nicht andere überstrahlen "anti-blooming". Vor dem CCD ist ein Linsensystem angebracht welches Bildfeldwölbungen ausgleicht. Helligkeitsinformationen werden in 12 Bits pro Pixel wiedergegeben. Das Gesichtsfeld beträgt 0.29 Grad. Pluto ist damit aus 450.000 km Entfernung bildfüllend. Die Belichtungszeit bei Pluto liegt zwischen 50 und 200 ms. Bei Jupiter, der immerhin schon in mehr als 5 AE Entfernung ist (und damit 25 mal lichtschwächer als die Erde ist) reichen sogar 3 ms Belichtungszeit.
Die Kamera ist extrem empfindlich und hat Belichtungszeiten von 0.1 Sekunden bei Pluto. Für die Aufnahme noch dunklerer Objekte können jeweils 4x4 Bits summiert werden, wodurch die Auflösung dann auf 2 Mikrorad ansteigt und ein Bild nur noch 256 x 256 Pixels umfasst. Dafür kann man lichtschwächere Objekte erkennen. Die Monde Nix und Hydra sind z.B. auf 4x4 summierten Bildern 50 Tage vor dem Vorbeiflug erkennbar, auf normalen Bildern erst 14 Tage vorher. Die LORRI Daten machen etwa 36% der gesamten Datenmenge aus.
LORRI dient auch als Backupinstrument für die MVIC beim Anfertigen von Bildern für die optische Navigation. Das Blickfeld ist allerdings 400 mal kleiner, so dass man sternenreiche Gebiete erfassen muss. Die Aufnahmen von LORRI sind die ersten die schon 200 Millionen km vor dem Ziel gemacht werden. 90 Tage vor der Begegnung wird die Auflösung in 100 Millionen km Entfernung besser als die von Hubble sein. Die besten Aufnahmen sollen 50 m/Pixel erreichen. Die Hemisphäre die beim Vorbeiflug nicht sichtbar ist, wird 3.2 Tage vorher mit 35-40 km Auflösung erfasst. Beim Vorbeiflug füllt Pluto in 468.000 km Entfernung das Blickfeld der Kamera, Charon aus 238.800 km.
Ein Nachteil von LORRI bei den Jupiteraufnahmen ist dass es keinen Shutter hat. Das heißt nach dem Belichten wird das Bild ausgelesen, aber es fällt laufend weiter Licht auf das Bild. Das spielt bei Pluto wegen der großen Entfernung keine Rolle. Die Auslesezeit ist dort viel kürzer als die Belichtungszeit (sie beträgt 13 ms bei einer Belichtungszeit von 50-200 ms). Bei dem etwa 50 mal helleren Jupiter ist aber die Auslesezeit viel kleiner als die Belichtungszeit und es kommt zu einem Verschmieren der Fotos und einer Neigung zur Sättigung des CCD. Bei Pluto gibt es einen anderen negativen Aspekt: Die Langzeitstabilität der Sonde: Bedingt durch das Konzept und die langen Belichtungszeiten bewegt sich die Sonde um 2-7 µrad während der 50-200 ms Belichtungszeit weiter - durchaus in der Größenordnung der Auflösung von 5 µrad.
LORRI wiegt 8.8 kg (5.6 kg Optik) und verbraucht 5.8 Watt an Strom. Es ist das zweitschwerste Instrument mit dem höchsten Stromverbrauch. Eine Heizung von 10 Watt kann zugeschaltet werden. Die Daten werden von einem RTX-2010 Prozessor verarbeitet, einem 32 Bit Mikroprozessor der in FORTH programmiert ist.
| Parameter | Wert |
|---|---|
| Gewicht: | 5,6 kg, 8,8 kg mit Elektronik |
| Strombedarf: | maximal 5 W Elektronik, maximal 10 Watt Heizelement, beim Betrieb kleiner 12 W, typisch 5,8 Watt |
| Öffnung | 208 mm |
| Brennweite: | 2630 mm |
| Sensor: | E2V CCD47-20 Frametransfer CCD, Transferzeit:
13 ms 1024 x 1024 Pixel je 13 µm, gekühlt auf -70°C 12 Bits Quantisierungstiefe pro Pixel |
| Auflösung: | 1,02 Bogensekunden |
| Beleichtungszeiten: | 1 ms bis 9,9 s |
| Belichtungszeit bei Pluto: | 50 - 200 ms |
| Gesichtsfeld: | 0,29 Grad |
| Binning | 4 x 4 Binning möglich |
| Wellenlängenbereich: | 0,35 bis 0,85 µm (sichtbarer Bereich bis nahes IR), keine Farbfilter |
| Empfindlichkeit | SNR >7 bei 100 ms Belichtungsstern und Stern
mit 11,5 mag SNR >7 bei 9,9 ms Belichtungsstern und Stern mit 17 mag SNR>100 bei Pluto (Albedo: 0,55) SNR>20 bei Aufnahmen des Terminators (Sonnenstandwinkel: 110 Grad) |
ALICEALICE (An Ultraviolet Imaging Spectrometer) ist ein alter Bekannter: Es ist eine weiterentwickelte Version des UV Spektrometers ALICE an Bord von Rosetta, dem einzigen US Experiment an der europäischen Sonde. ALICE ergänzt RALPH um Beobachtungen im ultravioletten Wellenlängenbereich.. Benutzt wird das ferne und extreme Ultraviolett zwischen 50 und 180 nm Wellenlänge.
ALICE ist ein abbildendes UV Spektrometer und macht 32 x 32 Pixel große Aufnahmen der Atmosphäre von Pluto. Es hat zwei Betriebsmodi: Im "Airglow Mode" registriert es die von der Atmosphäre emittierte UV Strahlung (angeregt durch solare Partikel- und UV Strahlung) und im Occultation Mode beobachtet es die Abschwächung der UV Strahlung eines Sternes wenn er von Pluto oder einem anderen Himmelskörper bedeckt wird.
Es durchleuchtet die Atmosphäre von Pluto und sucht auch nach einer bei Charon bei der Bedeckung der Sonne durch die Himmelskörper. Es bestimmt die Zusammensetzung der oberen Atmosphäre und bestimmt dort Druck und Temperatur mit einer Höhenauflösung von 10 km und einer Genauigkeit von 0.1 Nanobar (1/10000 des Bodendrucks).
Nach einer 40 x 40 mm großen Eintrittsöffnung folgt der Spiegel mit einem Öffnungsverhältnis von f/3. Er reflektiert die Strahlung zu einem Gitter wo sie in das Spektrum aufgespaltet wird. Detektoren sind Microchannel Plate Arrays von 1024 x 32 Elementen und je eine mit CsI und KBr beschichtete Photokathode. (Empfindlichkeit KBr: 52-118 nm und CsI 125-187 nm)
Es macht UV Spektren zwischen 52 und 187 nm mit 0.3 nm Auflösung. Dazu dienen ein 1024 × 32 Pixel Array der 1024 Spektralkanäle zur Verfügung stellt. Die spektroskopische Auflösung liegt bei 0.0183 nm pro Pixel. Die räumliche Auflösung jedes der 32 Pixels für die Ortsangabe beträgt 5 mrad (500 km aus 100.000 km Entfernung) und das Gesichtsfeld maximal 160 mrad (9.2 Grad). Das aktuell benutzte Gesichtsfeld hängt vom Modus ab. Im Airglow Mode ist der das Gesichtsfeld schmal (0.1 x 4 Millirad Gesichtsfeld), im Occultation Mode ist es größer (2 x 2 Grad).
Das ALICE CCD kann ebenfalls in zwei Modi betrieben werden: In einem Histogramm Mode der die Intensität in jedem Spektralkanal summiert und in einem Pixel List Mode in dem man die Intensität jedes Pixels bei 4 ms Belichtungszeit erhält. ALICE wiegt 4.5 kg und verbraucht 4.4 Watt an Strom. Gesteuert wird es von einem strahlengehärteten Intel 8052 kompatiblen Mikrocontroller mit 4 MHz, 32 KB PROM, 128 KB EEPROM, 32 KB SRAM und 128 KM DRAM. Daten werden über ein RS-422 Interface übertragen.
SWAPSWAP (Solar Wind Around Pluto) ist ein Plasmaspektrometer welches mit zwei Instrumenten, einem Verzögerungspotentialanalysator und einem toroidalen elektrostatischen Analysator die Energieverteilung energiereichen Teilchen untersucht. Das Instrument misst unter anderem die Verlustrate der Atmosphäre von Pluto durch den Sonnenwind. Es misst sowohl solare Teilchen aus dem Sonnenwind wie auch Teilchen bei Pluto die durch die Interaktion der Atmosphäre mit dem Sonnenwind entstehen.
Vorstellungen vor dem Start gehen davon aus, dass Pluto während seines Perihels bis zu 75 kg seiner Atmosphäre und Oberflächenmaterial pro Sekunde verliert. Diese Teilchen sollte SWAP nachweisen können. Es besteht aus zwei einzelnen Detektoren einem Verzögerungspotentialanalysator (Retarding Potential Analyzer RPA) und einem elektrostatischen Analysator (ElectroStatic Analyzer ESA). Die Instrumente müssen sehr empfindlich sein, weil der Sonnenwind in Plutos Umgebung etwa 1000 mal dünner als in der Umgebung der Erde.
SWAP erfasst geladene Teilchen von 30 bis 7700 eV Energie. Das Gesichtsfeld liegt bei 276 x 10 Grad, schwenkbar um 15 Grad um die Achse. Die Öffnung beträgt 180 cm². Die Energieauflösung beträgt 1 eV bei Teilchen < 2 keV Energie und 9 eV bei mehr als 2 keV Energie. ESA hat einen Energiebereich von 35-7500 eV, der RPA einen Spannungsbereich von 0-2000 V, der in 0.5 Schritten durchfahren wird. Der dynamische Bereich beträgt 6 Zehnerpotenzen. Ein Mikrocontroller mit einer Taktrate von 4.9152 MHz und einer Geschwindigkeit von 0.4 MIPS (12 Zyklen für eine Instruktion) steuert das Experiment. In einem 32 KByte ROM steckt das Boot Programm. Das Backup-Meßprogramm und Tabellen ist in einem veränderbaren 128 KByte EEPROM untergebracht. In einem 128 KByte großen RAM werden zur einer Hälfte Daten und Programme untergebracht.
Das Instrument ist eine Weiterentwicklung von PEPE auf der Raumsonde DS-1. Es wiegt 3.3 kg und hat einen Stromverbrauch von 2.3 Watt. Die Datenrate beträgt 1-280 Bit/sec.
PEPSSI (Pluto Energetic Particle Spectrometer Science Investigation) ist ein Spektrometer für energiereiche Teilchen und erfasst Ionen, Protonen und Elektronen von 20-1000 keV mit einem Flugzeitmassenspektrometer. PEPSSI arbeitet also oberhalb des Messbereichs von SWAP. Es bestimmt die Wechselwirkung zwischen Sonnenwind und Plutos Atmosphäre und misst eingefangene Ionen in Plutos Atmosphäre. Gegenüber SWAP deckt es den hochenergetischen Teil ab. Die ersten Wechselwirkungen sollte PEPSSI schon Millionen km vor Pluto entdecken. PEPSSI ist eine Weiterentwicklung von EPS an Bord von MESSENGER, es musste jedoch wegen der Beschränkungen an Gewicht und Stromaufnahme bedeutend verkleinert werden und hat z.B.. nur halb so viele Detektoren wie EPS.
Das Gesichtsfeld von PEPPSI liegt bei 160 x 12 Grad. Dabei wird in 6 Sektoren separat gemessen. Die Auflösung eines Detektors liegt bei 25 x 12 Grad. Das Instrument besteht aus einer dünnen Folie (Aluminium/Polyamid/Palladium von 0.45 mm Dicke) als Target. Aus diesem schlagen die hochenergetischen Teilchen Sekundärteilchen heraus. Eine Spannung von 2900 V lenkt Elektronen zur Seite ab und beschleunigt die Ionen abhängig von Ladung und Masse über eine Strecke von 6 cm. Das Instrument misst sowohl die Energie der auftreffenden Teilchen (durch Zahl und Energie der Sekundärteilchen) wie auch die Geschwindigkeit durch die Zeit zwischen Signal an der Folie und Aufschlag der Sekundärteilchen auf den eigentlichen Detektoren aus Silizium, wo sie einen Strom induzieren. Es gibt drei Detektoren für Elektronen und neun für Ionen.
Um die Datenrate gering zu halten integriert die Elektronik die Signale. Das normale Intervall beträgt 10 Sekunden, es kann frei zwischen 1 und 7200 Sekunden gewählt werden. Die Datenrate beträgt nominell 91 Bit/s. PEPSSI wiegt 1.5 kg und zieht im Betrieb 2.5 Watt an Leistung. Es hat Abmessungen von 19.7 x 14.6 x 21.6 cm (25.4 x 14.6 x 21.6 mit geöffneten Klappen). Die folgende Tabelle informiert über die Sensitivität von PEPSSI.
| Teilchen | Energiebereich | Auflösung |
|---|---|---|
| Protonen | 25-1000 keV | 0.25 keV |
| Ionen | 60-1000 keV | 0.25 keV |
| Elektronen | 50-1000 keV | 0.25 keV |
SDCSDC (Student Dust Counter), ist ein Experiment von 20 Studenten der Universität von Colorado. Lediglich die Qualitätssicherung wurde von NASA Personal durchgeführt. Es ist ein Staubdetektor für kosmischen Staub, mit einem rechteckigen Detektor von 30 x 46 cm Größe und 0.1 m² Fläche. Eine Elektronikbox im inneren der Sonde wertet die Signal aus.
Er kann Teilchen von mehr als 10-12 g Gewicht und 0.5 Mikrometer Durchmesser detektieren. Weiterhin soll er das Verhältnis von Größe/Masse bei Teilchen von 0.5-5 Mikrometern Größe auf den Faktor 2 genau bestimmen. Man erwartet bei Pluto etwa 1-2 Einschläge pro Monat (5-10 Einschläge pro AE Flugstrecke).
Sensitiv ist der Detektor für Teilchen von 4x10-9 g bis 4x10-12 g Masse mit einer Auflösung von dem Faktor 2 in der Masse. (Ein Teilchen kann gerade noch von einem Teilchen mit der doppelten Masse unterschieden werden).
Er besteht aus einer Polyvinylidenfluorid Film von 28 µm Dicke. Beim Einschlag erzeug ein Teilchen eine Depolarisation des Films, das detektiert wird. Der Film stoppt Teilchen von bis zu 20 km/s Geschwindigkeit und 1 x 1010 g Masse. Es gibt 12 Felder von 6.5 x 14.2 cm Größe, dazu zwei Referenzfelder auf der gegenüberliegenden Seite der Sonde als Referenz.
Ein strahlengehärteter 8032 Mikroprozessor mit 32 KByte RAM, 32 KByte ROM und 4 MB nicht flüchtigem Flash RAM als Datenspeicher wertet die Daten nach einer Konvertierung in 16 Bit Spannungen aus und speichert sie ab. Der 8032 ist ein 8-Bit Mikroprozessor der von Intel auf Basis des 8051 Mikrocontrollers entwickelt wurde. Er hat 256 Byte RAM auf dem Chip, 32 I/O Leitungen, verfügt über 6 Interrupts in vier Prioritäten. Anders als der bekanntere 8051 verfügt er über kein integriertes ROM. Typischerweise wird der Speicher während der inaktiven Phase der Sonde nur einmal pro Woche ausgelesen und die Daten so über eine Strecke von 0.1 AE integriert. Die Software kann Daten bis zu 500 Tage sammeln ohne das sie abgefragt werden müssen.
SDC wurde an der Universität Boulder in Colorado entwickelt. Es soll den Staub erstmals jenseits der Bahn von Uranus messen und seine Verteilung bestimmen. Das Experiment wiegt 1.9 kg und verbraucht 5 Watt an Strom. Seine Entwicklung kostete nur 1.2 Millionen USD. Tests des Experiments wurden in Heidelberg durchgeführt. SDC wird das erste Experiment sein, welches Staub jenseits von 18 AE Entfernung von der Sonne misst. Bislang flogen nur Staubdetektoren an Bord von Pioneer 10+11 ins äußere Sonnensystem. Im Oktober 1980 wurde das Experiment bei Pioneer 10 wegen zu tiefen Temperaturen abgeschaltet. Bei Pioneer 11 erfolgte dies schon am 16.8.1975, da dieser Daten absetzte, welche die Daten anderer Instrumente störten. Da Voyager 1+2 keine Staubdetektoren mitführten wird es der New Horizons überlassen bleiben erstmals den Staub jenseits von 18 AE Entfernung zu messen. (Bis zu dieser Entfernung liegen Messungen von Pioneer 10+11 vor, Galileo und Cassini führten auch Staubdetektoren mit, schwenkten jedoch in einen Orbit ein, so dass sie nur bis 5.2 bzw. 9.5 AE Entfernung maßen).
Das Radio Science Experiment REX nutzt die Hauptantenne um die Atmosphäre von Pluto zu durchleuchten und seine Masse zu präzisieren. Dazu sendet ein Ultrastabiler Oszillator eine reine Trägerwelle mit einer Frequenzgenauigkeit von 10-13/sec der Sendefrequenz, welche beim Passieren der Atmosphäre verändert wird. So lassen sich Temperatur der unteren Atmosphäre auf 0.3-1.0 K genau bestimmen, und der Druck auf 0.1 Mikrobar. Weiterhin wird die Masse und die Masseverteilung von Pluto und Charon gemessen. Da Pluto sehr weit weg von der Erde ist und New Horizons über eine kleine Antenne mit schwachen Sendern verfügt hat man sich für eine neue Technik entschlossen. Bei früheren Raumsonden sandte die Raumsonde ein Trägersignal zum Boden (Downlink). Für New Horizons wird eine große Antenne auf der Erde ein viel stärkeres Signal zu New Horizons senden (Uplink). Eine elektronische Schaltung vermisst dieses und stellt Phasenverschiebung, Amplitude, Frequenz und Stärke fest. Diese Daten werden dann abgespeichert. Ein weiterer Vorteil dieser Technik ist dass die Sonde während dieser Zeit weiterhin Messdaten senden kann.
Aufgrund des Öffnungswinkels der 2.1 m großen parabolischen Hauptantenne beträgt die räumliche Auflösung 1.146 Grad. REX besteht aus zwei zusätzlichen Platinen im Sendesystem mit einem Gewicht von 0.1 kg und verbraucht 2.1 Watt an Strom.
Seit dem März 2003 ist New Horizons in die Entwicklungsphase eingetreten. Der Start für New Horizons ist für Januar/Februar 2006 geplant. Ein Jahr später erreicht die Sonde Jupiter. Allerdings ist Jupiter nun schon nicht mehr in der optimalen Position, wie bei dem Start 13 Monate früher. So nähert sich New Horizons nicht mehr so stark Jupiter und erreicht gerade einmal die Bahn des äußersten Mondes Kallisto bei der Passage. Der nächste Abstand zu Jupiter beträgt 2.27 Millionen km, die Passagegeschwindigkeit 21.4 km/s. Beim Start Ende 2004 könnte Jupiter die Sonde noch besser beschleunigen, so dass diese schon im Dezember 2012 bei Pluto angekommen wäre. New Horizons wird erst im Juli 2015 den Pluto erreichen. Jupiter kann nur als Sprungbrett genutzt werden, wenn die Sonde vom 11.1.2006-27.1.2006 startet. Das restliche Startfenster (das sich bis zum 6.2.2006) erstreckte ließ nur einen Flug direkt zu Pluto zu. Dies gilt auch für einen Start 2007. Die Sonde kommt dann erheblich später bei Pluto an, je nach Tag 2006 im Jahre 2016-2020 und beim Start 2007 nur im Jahre 2020.
Auswirkung hat die Anpassung der Sonde auch auf die Trägerrakete, anstatt der mittelgroßen Delta 3 muss es nun eine Atlas 551 sein, die stärkste US Trägerrakete. Sie wird durch eine Star 48 B Oberstufe (PAM-D) verstärkt.
Verpasst New Horizons das zweite Startfenster im Februar 2007, so muss
die Sonde bis zum Jahr 2018 warten, weil Jupiter/Pluto eine gemeinsame Periode von 12.5 Jahren
haben. Nach 12.5 Jahren stehen sie von der Erde aus wieder in der gleichen Position. So hat man
eine Reihe von sekundären Flugbahnen ausgearbeitet.
Bei einem Start 2007 ist Pluto noch zu erreichen. Allerdings muss die Sonde abspecken und darf nur noch maximal 445 kg anstatt 467 kg bei einem Start im 2006 wiegen. Weiterhin kann die Sonde nun Jupiter nicht mehr in dem Maße zur Beschleunigung nutzen und eine einjährige Verzögerung erhöht so die Reisezeit um 3 Jahre, so dass man erst im August 2019 den Pluto erreichen wird. Dann dürfte die Atmosphäre ausgefroren sein, und somit ein Ziel, die Erforschung der Atmosphäre wegfallen. Erst in 220 Jahren wird dies eine Raumsonde wieder durchführen können. Weiterhin dürfte die Verlängerung der Mission um 4 Jahre die Kosten um 100 Millionen USD erhöhen. Ein weiteres Problem ist der Strom. Bei einem Start 2007 würde die Zeit vielleicht reichen den vollständigen RTG Generator zu montieren, doch das Plutonium zerfällt natürlich weiter. 4 Jahre Unterschied bei der Ankunft bei Pluto bedeuten einen Stromverlust, ob man dann noch alle Instrumente wird betreiben können ist noch offen.
Im Jahre 2008 hätte man die Sonde eventuell noch zu Pluto schicken können (Ankunft Juli 2020). Alternative Ziele sind bei einem Start im Jahre 2008 ein Flug zu Neptun (Ankunft September 2018) oder Uranus (Ankunft September 2015) oder zum Planetoiden 1992QB1 (Ankunft Mai 2025).
New Horizons wird die Sonde mit der höchsten Startgeschwindigkeit von der Erde sein. Die Energie im Unendlichen (c3) beträgt bei einem Start im Jahre 2006 162 km²/s² und im Jahre 2007 sogar 166 km²/s². Bei einem Start aus einer 186 km hohen Parkbahn entspricht dies einer Startgeschwindigkeit von 16.90 bzw. 16.96 km/s. Die Voyager Sonden verließen dagegen die Erde mit 14.3 km/s und die bislang schnellste Sonde Ulysses mit 15.4 km/s. Die Atlas 551 ist zwar die größte Trägerrakete der USA, doch auch sie kann diese Geschwindigkeit nicht aufbringen. Die Sonde wird durch eine zusätzliche Oberstufe mit dem Star 48B Motor (vergleichbar der PAM-D Oberstufe) ausgerüstet.
Das Startfenster öffnet sich am 11.1.2006 und schließt sich am 14.2.2006. Wird es verpasst, so muss man die Backup Route nehmen. Hier ist ein Start vom 2.2.2007 - 15.2.2007 möglich. New Horizons wird während des Fluges weitgehend autonom arbeiten und in dieser Phase auch spin-stabilisiert sein um Treibstoff zu sparen und das Bodenpersonal zu entlasten. Dies erlaubt es, die so genannte Pioneer-Anomalie, eine Abweichung von Pioneer 10 Bahn von der geplanten zu untersuchen. Die Voyager konnten dies nicht, weil sie immer wieder ihre Düsen zünden um das Magnetometer zu kalibrieren und der Effekt ist sehr klein. Während dieser Zeit rotiert New Horizons mit 5 Umdrehungen pro Minute.
Die Passage von Jupiter im März 2007 wird für eine intensive Beobachtungsphase
genutzt. Neben dem wissenschaftlichen Wert der Aufnahmen, die eine kontinuierliche Beobachtung
von Jupiter über einen Zeitraum von 2 Monaten umfassen, ist es natürlich auch ein idealer Test
für die Instrumente und die Teams, die so die Sonde schon vor dem Erreichen des Plutos und die
Abläufe erproben können. Die nächste Distanz von 2.27 Millionen km Entfernung reicht aus um
Jupiter genauer zu untersuchen. Der riesige Planet füllt das Blickfeld von LORRI schon in 28.2
Millionen km Entfernung. Ralphs Blickfeld wird er nicht ganz ausfüllen. Doch in minimaler
Entfernung ist er über 3000 Pixel breit. Allerdings sind die Kameras auf den Betrieb bei Pluto
ausgerichtet und das Team warnt vor übertriebenen Erwartungen. Von den galileischen Monden sind
Europa und Io in einer guten Beobachtungsposition, aber auch noch etwa 2 Millionen km von der
Sonde entfernt. Viel interessanter dürften die Ergebnisse der Teilcheninstrumente werden, da die
Sonde den Magnetfeldtail passiert. Jupiter beschleunigt die Sonde um rund 4 km/s und verkürzt so
die Reisezeit beträchtlich.
Je nach Startdatum wird Jupiter beim Start 2006 zwischen dem 10.3.2007 und 14.3.2007 passiert. Es ist die schnellste Route zu Jupiter, die je eine Raumsonde nahm. Die Voyagers und Pioneers in den siebziger Jahren brauchten noch 18 beziehungsweise 21 Monate für die Reise. New Horizons soll für diese Strecke nur 13 Monate brauchen. Die Sonde nähert sich nicht stark dem Jupiter bleibt außerhalb der Bahn des äußersten der vier galileischen Monde Kallisto. Die Sonde wird sich zwar den galileischen Monden etwa 3-4 mal stärker nähern als Cassini, doch dies sind immer noch Distanzen von mehreren Millionen km. Es gibt also keine hochauflösenden Bilder der galileischen Monde, wie man sie von Voyager oder Galileo kennt. Die genaue Bahn hängt von dem Startdatum ab. New Horizons kann Aufnahmen von Io mit einer Auflösung von 12-15 km/Pixel mit LORRI anfertigen. Die Vorbeifluggeschwindigkeit beträgt 20-21 km/s.
Bei Jupiter sind Beobachtungen geplant. Das LORRI Blickfeld wird bei -18 Tagen ausgefüllt. Aufnahmen der galileischen Monde werden eine Auflösung von maximal 11 km/Pixel erreichen. Beobachtungen von Metis, Adastrea und Amalthea sind auch geplant. Jupiter sendet dann die Sonde zu Pluto. Der anvisierte Ankunftstermin vom 14.7.2015 kann sich noch etwas verschieben. Wegen der Verfügbarkeit des DSN und der Sonnenkonjunktion ist eine Ankunft von Juni-August 2015 wünschenswert. Bis zum 28.1.2006 war ein Start direkt zu Pluto möglich (am letzten Tag mit einer Ankunft im August 2015) danach nur noch ein direkter Start zu Pluto ohne eine Jupiterpassage. Folgende Datenmengen erhofft man sich von Jupiter:
| Experiment | Datenmenge [GBit] |
|---|---|
| MVIC (Ralph) | 17.6 |
| MVIC (LISA) | 220 |
| ALICE | 61.6 |
| REX | 3.3 |
| LORRI | 30.8 |
| SWAP | 7.7 |
| PEPSSI | 5.5 |
| SDC | 1.1 |
| Navigation | 1.0 |
| Gesamt | 346,8 |
Im April 2007 werden die Beobachtungen eingestellt. Die letzten Daten werden 120 Tage danach von dem Massenspeicher im Juli 2007 heruntergeladen sein. Danach wird New Horizons wiederum diesmal für 7 Jahre in einen spinnstabilisierten Modus versetzt. Einmal pro Woche wird über die Mittelgewinnantenne ein einfaches Signal zur Erde gesendet. Entweder ist alles in Ordnung oder es gibt eine Störung. Was gesendet wird, das beurteilt der Bordcomputer selbst anhand der ihm vorliegenden Sensordaten. Im letzteren Fall wird die Sonde wieder reaktiviert und nach dem Problem gesucht. Auch ohne Probleme sind jährliche Checks vorgesehen die jeweils 50 Tage dauern. Während dieser Zeit wird die Sonde wieder in 3 Achsen Orientierung versetzt, die Hauptantenne genau auf die Erde ausgerichtet und die Subsysteme geprüft und die Instrumente kalibriert. Der erste dieser jährlichen Überprüfungen ist 6 Monate nach dem Jupitervorbeiflug angesetzt.
So verbringt die Sonde die Jahre 2007-2015 in denen Sie
5 Milliarden km zurücklegt. Erst 150 Tage vor dem Vorbeiflug an Pluto im April 2015 beginnen die
ersten, noch sporadischen Beobachtungen von Pluto. Doch der ist dann noch so weit weg, das die
Aufnahmen nicht besser als die von der Erde aus sind. Zweck dieser Aufnahmen ist die optische
Navigation. Vereinfacht gesagt überprüft man damit ob die Sonde auch in die richtige Richtung
fliegt und korrigiert notfalls den Kurs. Weiterhin will man den Orbit der Satelliten Nix und
Hydra genauer bestimmen. Beginnend 150 Tage vor dem Vorbeiflug (Auflösung 450 km/Pixel) beginnt
man einen 6.4 Tage Zyklus bei dem man die gesamte Oberfläche mit 30 Grad Abstand zwischen den
Aufnahmen aufnimmt. Dies wird wiederholt wenn Pluto jeweils etwa 50 % größer erscheint
(150,100,66,44,28,19 12 Tage vor der Begegnung).
10 Wochen vor der Begegnung erreicht die Qualität der Aufnahmen das Niveau des Hubble Space Teleskops. 4 Wochen vor der Begegnung die des - bis dahin gestarteten - James Webb Teleskops. Dann beginnen auch tägliche Beobachtungen. Im Vorfeld wird man von der Erde aus nach neuen Satelliten suchen. Erdbasierende Methoden sollten jeden Satelliten mit mehr als 10-20 km Größe entdecken. Sollte man weitere Monde finden, werden diese auch von New Horizons genauer untersucht. New Horizons wird auch nach Monden suchen. Der Sonde sollte kein Mond entgehen der größer als einige Kilometer ist. Beginnend 26 Tage (4 Plutotage von je 6.4 Erdtagen Dauer) vor und nach dem Vorbeiflug werden die Instrumente 2 mal pro Tag aktiviert. Die Planungen umfassen folgende Aktivitäten:
Erst 27 Tage vor der nächsten Begegnung ist nach LORRI das nächste Instrument an der Reihe SWAP und PEPPSI werden aktiviert um die solare Umgebung von Pluto zu untersuchen.
Am 11. Juli 2015 entstehen die besten Fotos der beim
Vorbeiflug abgewandten Seite von Pluto. Da Pluto eine Rotationsperiode von 6.38 Tagen hat, ist
die Sonde dann etwas mehr als 3 Tage und noch 3.8 Millionen km von Pluto entfernt. Aus dieser
Distanz kann die Oberfläche mit einer Auflösung von 19 km/Pixel km erfasst werden. Das entspricht
ungefähr der Auflösung, die man hat, wenn man den Mond mit einem kleinen Fernglas beobachtet. Das
Bild links zeigt eine Aufnahme von Tethys aus 1.4 Millionen km Entfernung. Berücksichtigt man,
dass dieser Mond kleiner als Pluto ist und Cassinis Kamera schlechter auflöst, so entspricht die
Größe von Tethys in diesem Bild genau der Größe von Plutos 3.2 Tage vor der Ankunft. Bilder in
etwa dieser Qualität wird es von einer Seite von Pluto geben. (19-20 km/Pixel, 123x123 Pixel
Größe). Die zweite Seite kann beim Vorbeiflug erheblich besser erfasst werden.
Am 14.7.2015 wird die Sonde Pluto in einem geringsten Abstand von 11095 km bei einer Relativgeschwindigkeit von 13.88 km passieren. 14 Minuten später Charon in einer geringsten Distanz von 26700 km. Diese Daten standen schon vor dem Start fest und dürften kaum variiert werden. Auf dem Plan stehen nämlich zwei Okultationen, bei denen Pluto und Charon zwischen Sonde und Erde geraten und so das Funksignal eine Atmosphäre passiert. Die dadurch veränderten Funksignale können sehr genau bestimmt werden und damit kann man Druck und Temperatur sehr empfindlich bestimmen. Viel empfindlicher als dies die Fernerkundungsinstrumente bei einer dünnen Atmosphäre können. Dadurch liegen 2 Punkte in der Bahn fest und man hat nur geringe Freiheiten diese zu ändern. Wie bei den Vorbeiflügen von Voyager an den Planetenmonden geschieht alles ganz rasch. So füllt Pluto das Feld der LORRI Kamera in 468,750 km Entfernung. Das ist weniger als 10 Stunden vor der nächsten Begegnung. Das Gesichtsfeld von RALPH füllt Pluto sogar erst 109 Minuten vor der Begegnung. Charon ist etwa halb so groß und formatfüllende Bilder gibt es von ihm noch später. Daher verfügt die Sonde über einen so großen Datenspeicher, der 16000 unkomprimierte Bilder aufnehmen kann.
Die besten globalen LORRI Bilder werden eine Auflösung von 0.823 km erreichen
(3x3 Mosaik). Danach gibt es nur noch kürzere Schwenks, vor allem am Terminator wo die Kontraste
sehr hoch sind. Die besten LORRI Bilder werden 50 m/Pixel erreichen. Der beste komplette
Bildstreifen 110 m/Pixel. Sie werden entlang der Tag-Nachtgrenze gemacht, wo durch den steilen
Sonnenwinkel die Konturen am schärfsten sind. Von Charon sind Aufnahmen mit bis zu 132 m
Auflösung pro Pixel zu erwarten. Die globale Kartierung von Charon wird 364 m/Pixel erreichen.
Geplant sind 136 Aufnahmen von LORRI bei der nächsten Begegnung. New Horizons erreicht Pluto
zu einem Zeitpunkt bei dem der Südpol voll beleuchtet ist und der Nordpol in Dunkelheit gehüllt
ist. Der Phasenwinkel beträgt 15 Grad, d.h. man sieht beim Anflug den Planeten als fast
"Vollpluto" und nach der Passage als Sichel.
RALPH wird den Pluto mit 0.6 km/Pixel in 4 Farben erfassen und mit 0.7 km/Pixel im infraroten in ausgewählten Bereichen. Globale IR Karten werden nur 7 km/Pixel erreichen. LEISA sollte Temperaturkarten mit 2 K Genauigkeit und 10 km Auflösung anfertigen können. PEPSI und ALICE sollten die Zusammensetzung der Atmosphäre in Bezug auf die Hauptbestandteile N2, CH4, CO und Argon auf 1 Prozent genau bestimmen können.
Nach dem Vorbeiflug hört die Arbeit nicht auf. Im Gegenlicht kann man am besten die Atmosphäre untersuchen. Zweimal passiert die Sonde auch den Schatten von Pluto und Charon. Dann kann man nach Veränderungen des Funksignals beim Passieren der Atmosphäre schauen und Spektren der Atmosphäre anfertigen, wenn die Sonne langsam von New Horizons aus gesehen durch die Atmosphäre wandert. Etwa 12 Stunden nach der Passage ist die arbeitsreiche Teil erledigt und die Aktivitäten werden wieder heruntergefahren um schließlich 14 Tage nach der Passage abgeschlossen zu werden. Nun werden die Daten, die bisher weitgehend auf dem Massenspeicher abgelegt wurden, zur Erde übertragen.
Allerdings dauert die Datenübertragung sehr lange. Für die 10 GBit an nutzbaren Information, mit denen man rechnet, müsste die Sonde 40 Tage lang die 70 m Antennen des DSN rund um die Uhr beschäftigen. Daher wird man zuerst die Informationen sehr stark komprimiert mit dem Faktor 20 übertragen. Diese Übertragung ist verlustbehaftet (wie bei hoher JPEG Komprimierung). Damit beginnt man 10 Tage nach dem Vorbeiflug. Dieser "Quicklook" ist 60 Tage nach dem Vorbeiflug abgeschlossen.
Danach werden die wichtigsten Informationen aus diesem Daten herausgesucht und diese nochmals verlustfrei mit niedriger Komprimierung übertragen. Dies beginnt 4 Monate nach dem Vorbeiflug und sollte 10 Monate nach dem Vorbeiflug im Mai 2016 abgeschlossen sein. Dann sollte das gesamte nutzbare Dataset zur Erde übertragen sein. Ein Teil der Daten wird auch nichts zeigen, So ist geplant mit der Kamera rund um Pluto nach neuen (sehr kleinen) Monden zu suchen und hier wird man nur die Bilder übertragen auf denen etwas zu sehen ist. Die Mindestanforderungen gehen von 5 GBit (nach Kompression) die in 172 Tagen bei jeweils 8 Stunden Kontakt zu einer 70 m Antenne des DSN übertragen werden. Können beide Sender verwendet werden (dies hängt vom verfügbaren Strom ab) so reduziert sich die Zeit auf 88 Tage.
Vor dem Start rechnete man folgenden Datenmengen bei Pluto :
| Experiment | Datenmenge [GBit] |
|---|---|
| MVIC (Ralph) | 16.5 |
| MVIC (LISA) | 82.5 |
| ALICE | 3.3 |
| REX | 1.1 |
| LORRI | 0.8 |
| SWAP | 1.1 |
| PEPSSI | 1.1 |
| SDC | 1.1 |
| Navigation | 0.3 |
| Gesamt | 107.8 |
Auffällig ist vor allem die geringe Datenmenge von LORRI. Da dies die leistungsstärkste Kamera an Bord ist und sie Pluto schon aus großer Distanz beobachten kann würde man hier eine größere Datenmenge erwarten. Nicht komprimiert entsprechen die 800 MBit etwa 60 Bildern. Im Vergleich zu Jupiter gibt es 40 mal weniger Daten obgleich die Gesamtdatenmenge nur um den Faktor 3 gesunken ist.
Danach kann die Sonde bis zum Jahre 2020 noch mindestens 1 Objekt des Kuiper Gürtels passieren. (Eventuell sogar zwei, das hängt vom verfügbaren Treibstoff, der Energie und der Erreichbarkeit von Objekten ab). Geht man von einer Streuung der Größe wie beim Asteroidengürtel aus, so müsste eine Geschwindigkeitsänderung um 80 m/s ein Objekt von bis zu 50 km Durchmesser und bei 200 m/s eines von bis zu 80 km Durchmesser zu erreichen sein. (Diese Berechnung basiert auf einer Simulation. Nach den bisherigen Messungen muss ein Objekt dieser Größe rein statistisch im Flugpfad liegen).
New Horizons wird daher über größere Treibstoffvorräte als PKE verfügen. Eine Analyse zeigte, das eine Geschwindigkeitsänderung um maximal 115 m/s das Optimum zwischen Erreichbarkeit eines Objektes und Mehrgewicht beim Start bedeutet. Allerdings muss ein entsprechender (29-64 km großer) Kandidat erst mit einem Suchprogramm von der Erde aus gefunden werden. Diese Überlegungen klingen für einen Laien komisch, ist doch im Normalfall die Mission einer Sonde völlig durchgeplant). Man geht aber davon aus, dass der Kuipergürtel sich nicht in der Größenverteilung von dem Asteroidengürtel zwischen Mars und Jupiter unterscheidet. Dies bedeutet aber auch, dass es sehr viel mehr kleine Objekte von etwa 50 km Größe gibt als die bisher entdeckten großen von einigen 100 km Größe. Andererseits sind einige Teleskope geplant die systematisch den Himmel absuchen werden und dann diese Planetoiden entdecken können. So kann man statistisch sich ausrechnen dass ein oder zwei Objekte im Flugpfad der Sonde liegen und angeflogen werden können. In den 13 Jahren zwischen 1992 und 2005 wurden mehr als 250 Objekte entdeckt. Eine Analyse der Größenverteilung lässt etwa 35.000-70.000 Objekte mit mehr als 100 km Größe erwarten. Allerdings : Hubble kann in Pluto Entfernung keine kleineren Objekte als 25 km Größe nachweisen. Eventuell nutzt man auch die Raumsonde selbst um nach Objekten zu suchen. Dies lohnt sich wegen der kleinen Teleskope aber erst wenn ein Objekt weniger als 100 Millionen km entfernt ist.
Eine Passage eines solchen Objektes ist in dem Zeitraum von 2017
bis 2020 geplant. Die
Vorbeifluggeschwindigkeit liegt bei 8-14 km/sec. Die Distanz läge im Bereich von etwa 10.000 km.
Bilder mit bis zu 20 m Auflösung sollen entstehen. Die Daten sollten innerhalb von 2 Monaten zur
Erde gelangen, da das Objekt wesentlich kleiner ist. Die Sonde kann nach der Pluto Passage noch
bis zu 10 Jahre lang betrieben werden (abhängig von der Anzahl der RTG Elemente), ob dies erfolgt
hängt wahrscheinlich mehr von der Finanzierung als der Technik ab. Schlussendlich sind zu diesem
Zeitpunkt die Mondlandungen von Bush's Weltrauminitiative geplant und dieses Projekt hat schon im
2007 er Haushalt zum Streichen einiger wichtiger Projekte geführt.
Die Entscheidung kann nicht vor 2012 fallen, weil zuerst die Passage von Pluto Priorität hat. Nach der Passage von Pluto kann die Sonde ihre Bahn um maximal 100 m/s ändern, dies entspricht einem Winkel von 0.1 Grad. Das Korrekturmanöver selbst wird erst >2 Wochen vor dem Vorbeiflug stattfinden, da Pluto selbst die Sonde noch um einen kleinen Geschwindigkeitsbetrag umlenkt.
Nach drei Anläufen scheint nun eine Plutomission Realität zu werden. Dabei ist die Mission im Laufe der Zeit technisch anspruchsvoller und besser ausgerüstet worden. Die Sondenmasse hat sich von PFF von 110-120 kg auf 445-465 kg glatt vervierfacht. Die Datenmenge die an Bord gespeichert werden kann, ist sogar von 0.4 auf 128 GBit angewachsen. Was wahrscheinlich bis zur Ankunft im Jahre 2015 offen sein wird, ist die Frage ob nicht die Atmosphäre Plutos nicht vorher kollabiert. Wann dies ist, darüber ist sich die Wissenschaft uneinig. Es soll irgendwann zwischen 2010 und 2020 erfolgen, doch ob dies nach der Entdeckung der sich noch immer ausdehnenden Atmosphäre im Jahre 2003 noch gilt, weis man wahrscheinlich erst, wenn Pluto wieder einen Stern bedeckt, da man die Atmosphäre direkt nicht beobachten kann.
Es dürften über die Sonde New Horizons noch nach und nach mehr Details veröffentlicht werden, die ich zu gegebener Zeit in diesen Aufsatz einarbeiten werde.
Pluto Kuiper Express Daten vom NSSC
New Horizons an der Uni in Boulder/Colorado
http://www.boulder.swri.edu/~tcase/NH%20RF%20Telecom%20Sys%20ID1369%20FINAL_Deboy.pdf
http://www.boulder.swri.edu/pkb/ssr/ssr-lorri.pdf
Artikel verfasst: März 2004, Artikel zuletzt aktualisiert 7.9.2017
© des Textes: Bernd Leitenberger. Jede Veröffentlichung dieses Textes im Ganzen oder in Auszügen darf nur mit Zustimmung des Urhebers erfolgen.
Lang Zeit gab es von mir nur ein Buch über Raumsonden: die beiden Mars-Raumsonden des Jahres 2011, Phobos Grunt und dem Mars Science Laboratory. Während die russische Raumsonde mittlerweile auf dem Grund des Pazifiks ruht, hat für Curiosity die Mission erst bekommen. Das Buch informiert über die Projektgeschichte, den technischen Aufbau der Sonden und ihrer Experimente, die geplante Mission und Zielsetzungen. Die Mission von Curiosity ist bis nach der Landung (Sol 10) dokumentiert. Einsteiger profitieren von Kapiteln, welche die bisherige Marsforschung skizzieren, die Funktionsweise der Instrumente erklären aber auch die Frage erläutern wie wahrscheinlich Leben auf dem Mars ist.
2018 wurde dies durch zwei Lexika, im Stille der schon existierenden Bücher über Trägerraketen ergänzt. Jedes Raumsonden Programm wird auf durchschnittlich sechs bis acht Seiten vorgestellt, ergänzt durch eine Tabelle mit den wichtigsten zeitlichen und technischen Daten und Fotos der Raumsonde, bzw., Fotos die sie aufgenommen hat. Ich habe weil es in einen band nicht rein geht eine Trennung im Jahr 1990 gemacht. Alle Programme vorher gibt es in Band 1. Die folgenden ab 1990 gestarteten dann in Band 2. In Band 2 ist ein Raumsonden Programm meist eine Einzelsonde (Ausnahme MER). In Band 1 dagegen ein Vorhaben das damals zumeist aus Doppelstarts bestand, oft auch mehr wie z.B. neun Ranger oder sieben Surveyor. Beide Bänder sind etwa 400 Seiten stark. In Band 1 gibt es noch eine gemeinsame Einführung für beide Bände über Himmelsmechanik und Technik der Instrumente. Beide Bände haben einen Anhang mit Startlisten, Kosten von Raumsonden und Erfolgsstatistiken. Band 2 hatte Redaktionsschluss im Januar 2018 und enthält die für 2018 geplanten Missionen über die es genügend Daten gab.
Hier eine Beschreibung des Buchs auf meiner Website für die Bücher, wo es auch ein Probekapitel zum herunterladen gibt. Sie können das Buch direkt beim Verlag kaufen (versandlostenfrei). Dann erhalte ich als Autor eine etwas höhere Marge, aber auch über den normalen Buchhandel, Amazon (obige Links) und alle anderen Portale wie Bücher.de oder Libri.
Lang Zeit gab es von mir nur ein Buch über Raumsonden: die beiden Mars-Raumsonden des Jahres 2011, Phobos Grunt und dem Mars Science Laboratory. Während die russische Raumsonde mittlerweile auf dem Grund des Pazifiks ruht, hat für Curiosity die Mission erst bekommen. Das Buch informiert über die Projektgeschichte, den technischen Aufbau der Sonden und ihrer Experimente, die geplante Mission und Zielsetzungen. Die Mission von Curiosity ist bis nach der Landung (Sol 10) dokumentiert. Einsteiger profitieren von Kapiteln, welche die bisherige Marsforschung skizzieren, die Funktionsweise der Instrumente erklären aber auch die Frage erläutern wie wahrscheinlich Leben auf dem Mars ist.
2018 wurde dies durch zwei Lexika, im Stille der schon existierenden Bücher über Trägerraketen ergänzt. Jedes Raumsonden Programm wird auf durchschnittlich sechs bis acht Seiten vorgestellt, ergänzt durch eine Tabelle mit den wichtigsten zeitlichen und technischen Daten und Fotos der Raumsonde, bzw., Fotos die sie aufgenommen hat. Ich habe weil es in einen band nicht rein geht eine Trennung im Jahr 1990 gemacht. Alle Programme vorher gibt es in Band 1. Die folgenden ab 1990 gestarteten dann in Band 2. In Band 2 ist ein Raumsonden Programm meist eine Einzelsonde (Ausnahme MER). In Band 1 dagegen ein Vorhaben das damals zumeist aus Doppelstarts bestand, oft auch mehr wie z.B. neun Ranger oder sieben Surveyor. Beide Bänder sind etwa 400 Seiten stark. In Band 1 gibt es noch eine gemeinsame Einführung für beide Bände über Himmelsmechanik und Technik der Instrumente. Beide Bände haben einen Anhang mit Startlisten, Kosten von Raumsonden und Erfolgsstatistiken. Band 2 hatte Redaktionsschluss im Januar 2018 und enthält die für 2018 geplanten Missionen über die es genügend Daten gab.
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