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SOHO

Einleitung

SOHOSOHO kann man als Satellit oder Raumsonde ansehen, das ist eine Ansichtssache. Mit einem Satelliten verbindet SOHO die Mission: SOHO soll die Sonne mit Teleskopen beobachten, wie es schon vorher die Satelliten OSO, SMM aus einem Erdorbit aus taten. SOHO fliegt nicht nahe zur Sonne wie die deutsche Raumsonde Helios. Andererseits hat SOHO auch Aufgaben die früher von den Pioneer Raumsonden wahrgenommen wurden: Er soll von Sonnenstürmen warnen.

Der wichtigste Punkt warum ich SOHO zu den Raumsonden zähle, ist die Bahn. SOHO wurde im L1 Librationspunkt platziert. Der L1 Librationspunkt (oder Lagrange Punkt) ist ein Punkt 1.5 Millionen km von der Erde entfernt in Richtung Sonne. SOHO ist damit weiter von der Erde als der Mond entfernt und daher in meinen Augen eine Raumsonde.

SOHO ist ein europäisch-amerikanisches Gemeinschaftsprojekt. Europa (die ESA) baut den Satelliten. Amerika (Die NASA) stellt die Trägerrakete und gewährleistet Unterstützung durch das DSN. (Deep Space Network: Netzwerk von empfindlichen Empfangantennen von 26, 34 und 70 m Durchmesser verteilt über die Erde). Entsprechend der finanziellen Beteiligung an SOHO werden die Instrumente gestellt. Es gib 12 Beobachtungsgruppen mit eigenen Instrumenten. Sieben (58 %) von den ESA Staaten und drei (25 %) von der NASA geleitet. Zwei Experimente (16 %) haben eine gemeinsame europäisch-amerikanische Leitung. Die Gesamtkosten von SOHO betrugen bis Ende 2003 zirka 1 Mrd. Euro, davon etwa die Hälfte für die Raumsonde, der Rest entfiel auf die Entwicklung der Instrumente, den Start und den Betrieb über 8 Jahre. Die reinen ESA Kosten wurden bis zum Ende der Primärmission (April 1998) mit 364.9 MAU für die Raumsonde und 670 MAU Gesamtkosten angegeben (MAU : Million Accounting Units, interne ESA Einheit. 1 MAU = 1.9 Millionen DM in etwa 1 Million Euro).

Die Raumsonde

SOHO ist die Abkürzung für Solar and Heliospheric Observatory. Es ist eine Sonde zur Beobachtung der Sonne und ihre Wechselwirkung mit der Erde. Die 2.5 × 2.7 × 3.89 m große Sonde zerfällt in zwei Module. Das untere Modul enthält die gesamte Technik der Sonde: Lageregelung, Antrieb, Stromversorgung, Telekommunikation. Darauf befindet sich das Nutzlast (Payload) Modul. Von den 1866 kg der Startmasse entfallen 655 kg auf die Instrumente. Die Sonde hatte eine 2 Jährige Primärmission (plus 6 Monate für den Flug zum L1 Punkt und die Inbetriebnahme der Instrumente dort). Alle Systeme wurden aber für eine Betriebsdauer von mindestens 6 Jahren konzipiert.

Die Temperaturkontrolle erfolgt durch ein weitgehendes Einhüllen der Raumsonde in goldfarbene Folien. Sie reflektieren zum größten Teil die solare Strahlung. SOHO ist im L1 Librationspunkt auf die Sonne ausgerichtet. Es gibt keine Perioden mit Schatten. Dies vereinfacht die Temperaturkontrolle erheblich. Man hat sich deswegen dafür entschieden die Sonnenstrahlung zuerst weitgehend zu reflektieren und dann die Sonde aktiv zu heizen. Heizelemente erlauben es die Temperatur auf 20 Grad Celsius mit Schwankungen von 1 Grad Celsius an Bord zu halten.SOHO beim Zusammenbau

Mit den Solarpanels hat SOHO eine Spannweite von 9.5 m. Zwei Solarpanels von je 2.3 × 3.66 m² Größe liefern zu Beginn der Mission 1500 W Strom. Davon benötigen die Experimente 440 W an Strom. Zwei 20 Ah Nickel-Cadmiumbatterien aus 32 Zellen puffern Zeiten ab, in denen die Panels nicht auf die Sonne ausgerichtet sind. Die Stromversorgung erfolgt mit einer Bordspannung von 28 V. Am Ende der Primärmission liefern die Solarpanel noch 1400 W Strom, 1270 W werden für den vollen Betrieb der Sonde benötigt. Der Solargenerator kann damit den Betrieb der Sonde auch noch nach 6 Jahren mit voller Stromversorgung garantieren.

Die Kommunikation zur Erde erfolgt durch eine S-Band Antenne. Es werden 12 Stunden pro Tag Daten mit 40 KBit/sec zur Erde gesandt. Wenn das MDI Instrument im Modus mit hoher Datenrate befindet, sind es 200 Kilobit/sec. Die Datenraten der 3 Modi betragen 1.19, 54.8 und 214.25 Kilobit/sec. Die umfassen auch die Telemetrie und Fehlersicherung, die zu den reinen Daten der Instrumente noch hinzu kommen. Die Sendefrequenz beträgt 2245 MHz. Die Empfangsfrequenz für Kommandos von der Erde liegt bei 2067-27 MHz im S-Band. Mit den 26 m Antennen des DSN können Kommandos zur Sonde 2 Kilobit/sec übertragen werden. Neben einer parabolischen Hochgewinnantenne (HGA) von 0.8 m Durchmesser verfügt die Sonde noch über eine omnidirektionale Niedriggewinnantenne (LGA) und eine Mittelgewinnantenne (MGA). Die HGA ist um ± 32 Grad schwenkbar und hat einen Gewinn von 22.7 dbi. Die LGA nur einen von 3.1 dbi. Gesendet wird mit 10 Watt Leistung. Anders als bei vielen anderen Sonden werden die Daten nicht als Datenstrom sondern in Datenpaketen übermittelt.

Explosionsschaubild von SOHOFür die restlichen 12 Stunden des Tages ohne Funkkontakt zur Erde können die Daten auf einem 1 GBit Bandrekorder und einem 2 GBit Rekorder aus RAM Bausteinen aufgezeichnet werden. Diese werden dann gemischt mit den Realzeitdaten beim nächsten Bodenkontakt übermittelt.

Die Raumsonde ist dreiachsenstabilisiert. Die Ausrichtungsgenauigkeit auf die Sonne beträgt 10 Bogensekunden. Diese Position kann über 15 Minuten mit 1 Bogensekunde Genauigkeit gehalten werden, über 6 Monate beträgt die Abweichung von der Sollausrichtung maximal 10 Bogensekunden.

Die Lage wird verändert durch 4 Reaktionsschwungräder und zwei Sätzen von je 8 Lageregelungskontrolltriebwerken. Die Lage wird festgestellt durch zwei Sonnensensoren mit hoher Ausrichtungsgenauigkeit, zwei Kameras die den Sternenhimmel aufnehmen und die Positionen von hellen Sternen mit der Lage der Sonde vergleichen und 3 Kreiseln (Gyros) als interne Referenz. Letztere wurden nach dem Ausfall durch die Fehlorientierung der Sonde und daraus resultierenden Fehlern im Februar 1999 abgeschaltet.

Für Kurskorrekturen und zur Lageregelung verfügt die Sonde über 252 kg Hydrazin, welches katalytisch zersetzt wird. (Kaltgasantrieb). Dieses sollte den Betrieb über mindestens 6 Jahre gewährleisten, auch wenn man die Primärmission nur auf 2 Jahre ansetzte. Durch sparsames Haushalten mit dem Treibstoff hofft man die Sonde mindestens bis 2007, also über 12 Jahre betreiben zu können.

SOHO verfügt über zwei Computer. Der erste ist die Kontrolle der Sonde und das Senden der Daten zuständig, der zweite für die Ausrichtung und Kurskorrekturen. Beide basieren auf dem 16 Bit Mikroprozessor MIL-STD1750A. Beide haben ein RAM von 64k Worten (128 KByte). Das ROM beträgt 40 KWorte beim Computer für die Datenverarbeitung und 32 KWorte beim Lagekontrollsystem. Der Computer für die Datenverarbeitung hat einen weiteren Kontextspeicher von 16 KByte RAM.

Hauptkontraktor für den Bau von SOHO war Matra Marconi Space, heute Bestandteil des Astrium Konzerns. Das Nutzlastmodul wurde in England entwickelt und dort die Instrumente integriert.

Die Nutzlast

Von den 3.89 m Höhe von SOHO entfallen alleine 2.67 m auf das Nutzlastmodul. Die anfangs projektierte Nutzlast betrug 610 kg, es gab allerdings Steigerungen auf 655 kg. Durch Einsparungen bei der Sonde konnte das geplante Startgewicht von 1850 kg jedoch eingehalten werden. Von den Zwölf Instrumenten an Bord stammen 3 aus den USA und bei zwei weiteren sind die USA zu jeweils 50 % beteiligt. Diese Aufteilung 1/3: 2/3 entspricht der finanziellen Beteiligung. Die USA stellten das DSN und die Trägerrakete Atlas IIAS und die ESA baute die Sonde.

Die Nutzlast ist unterteilt in 3 Forschungsgebiete: Die Erforschung der Helioseismologie (MDI, GOLF, VIRGO). Die Beobachtung der Sonne in verschiedenen Spektralbereichen (SUMER, CDS, EIT, UVCS, LASCO) und die Untersuchung der Teilchenemission der Sonne (CELIAS, ERNE und COSTEP). SWAN erforscht die Wechselwirkung von Sonne und interplanetarer Raum.

An den Instrumenten SUMER, COSTEP und LASCO sind auch deutsche Institute beteiligt. Insgesamt arbeiten 250 Wissenschaftler an der Auswertung der Daten von SOHO.

Michelson Doppler Imager (MDI)

MDI MagnetogrammMDI ist ein Michelson Interferometer. Es hat verschiedene Modi in denen es die Bewegung der Sonnenoberfläche durch Oszillationen oder magnetische Felder sichtbar macht. Es macht Aufnahmen im Bereich der 676.8 nm Nickel I Spektrallinie mit einer 1024 × 1024 Pixel CCD Kamera. Je nach Modus beträgt die Auflösung 4 beziehungsweise 1.2 Bogensekunden. Zwei Filter mit 0.02 und 0.01 nm begrenzen die aus dem Interferometer herausgesuchte Spektrallinie. Während 56 % der Zeit arbeitet das Instrument im Modus niedriger Datenrate und gewinnt ein niedrig aufgelöstes Bild (4 Bogensekunden) jede Minute. Im Modus mit hoher Datenrate sind es 2 Bilder mit 1.2 Bogensekunden Auflösung jede Minute. Dieser Modus erfordert eine Datenrate von 160 KBit/sec, der zweite dagegen nur 5 KBit/sec.

Die Messgrenzen von MDI sind folgende:

Variability of Solar Irradiance and Gravity Oscillations (VIRGO)

Dieses Instrument soll Veränderungen der solaren Strahlung aufzeichnen. Es besteht aus zwei Kapazitätsradiometern welche die gesamte solare Strahlung der Sonnenscheibe messen. Ergänzt werden diese durch drei Photometer welche die Intensität der Sonnenstrahlung in den Spektralbändern bei 335, 550 und 865 nm bestimmen.

VIRGO wird ergänzt durch den aus 12 Elementen bestehenden Luminosity Oscillations Imager (LOI). Er misst an bestimmten Positionen die solare Strahlung und sucht nach Veränderungen. Die Genauigkeit der Messung liegt bei 1 ppm über einem Zeitinterval von 10 Sekunden. Die Solarkonstante soll mit einem Fehler von 0.15 % bestimmt werden.

Virgo stellte fest, dass bei Sonnenmaximum die Sonne um 0.1 % mehr Energie abgibt als während des Sonnenminimums. Dies war durch die mehrfache Verlängerung der Mission möglich, da ein Sonnenzyklus mit 11 Jahren Dauer die Primärmission von SOHO weit überschritten hätte.

SUMER BildSolar Ultraviolet Measurement of Emitted Radiation (SUMER)

SUMER ist ein UV Spektrometer für den Bereich des fernen Ultravioletts von 50-160 nm. Die Besonderheit ist eine hohe Spektralauflösung von Δλ / λ von 30000 und eine hohe Zeitauflösung von 10 Sekunden. SUMER kann auch Bilder der Sonne in jeder Spektrallinie in diesem Bereich anfertigen.

Das Licht fällt durch einen Eintrittsschlitz in das Instrument und wird durch ein Gitter in das Spektrum aufgespalten. Als Detektor war ursprünglich ein 2D MAMA (Multi-Anode Multichannel Array) mit 1024 Pixels entlang der Dispersion und 360 Pixels entlang des Schlitzes geplant. Ein Jahr vor dem Start ergab sich bei den Ingenieursexemplaren, dass sie nicht die Vibrationstests passieren würde. So wurde innerhalb eines Jahres von O.Siegmund von der University of Southern California ein neuer Detektor entwickelt. Dieser Crossed-Delay-Line(XDL)-Detektor ist ebenfalls ein Photonenzähler, bei dem aber der Schwerpunkt der vom einzelnen Photon im MicroChannelPlate ausgelösten Elektronenwolke über die Signallaufzeiten entlang der beiden Kanten der Anodensammelfläche gemessen wird und nicht, wie beim MAMA-Detektor, über die Aufteilung der Ladungswolke auf ein raffiniertes Muster von Anodenbahnen. In nur einem Jahr gelang es der Gruppe um O.Siegmund, für beide Instrumente (derselbe Detektor wird im UVCS eingesetzt) flugtaugliche Detektoren herzustellen und zu liefern. - Größe und Auflösung entsprechen den Spezifikationen für die MAMA-Detektoren, nur kann man im strengen Sinn nicht mehr von "Pixeln" sprechen, da es sich um digitalisierte Laufzeiten handelt, die sich dann in 2D-Positionen umrechnen lassen.

Jedes der "Pixel" ist so 25 Mikrometer groß. Die Fotokathoden sind je zur Hälfte belegt mit Magnesiumfluorid und Kaliumbromid. Sumer arbeitet pro Tag jeweils zweimal 9.3 Stunden gefolgt von einer 1.3 Stunden dauernden Kommunikationspause.

Sumer kann sowohl Scans über die Sonne, wie auch über den Sonnenrand und die Korona durchführen. Man benutzt die Realzeitbilder von EIT um die Operationen von SUMER zu verbessern und besonders interessante Teile der Sonne mit hoher Aktivität zu untersuchen.

Zur Datenaufbereitung verwendet Sumer einen Verbund aus 4 Transputern des Typs T800 von Inmos. Neben einer Redundanz erlauben diese Prozessoren auch eine schnelle Kommunikation untereinander und so das parallele Arbeiten an der Datenreduktion die bei den erhaltenen Spektren sehr aufwendig ist. Neben dieser Fähigkeit war auch inhärente Strahlungstoleranz dieser Prozessorfamilie wichtig für die Auswahl für die DPU des Experiments.

Sumer

Teleskop

 

Brennweite

1302.77 mm bei  75°C

 

Öffnungsverhältnis:

10.67

 

Skalengröße im Brennpunkt

6.316 µm arcsec-1

 

Kleinste Schrittweite

(N-S und O-W)

0.3763 Bogensekunden

Eintrittsschlitze

 

1

4.122 x 299.2 arcsec2

 

2

0.986 x 299.2 arcsec2

 

3

0.993 x119.6 arcsec2 (oben)

 

4

0.993 x 119.6 arcsec2 (mitte)

 

5

0.993 x 119.6 arcsec2 (unten)

 

6

0.278 x 119.6 arcsec2 (oben)

 

7

0.278 x 119.6 arcsec2 (mitte)

 

8

0.278 x 119.6 arcsec2 (unten)

 

9

1 arcsec ø

 

Spektrometer:

 

Wellenlängenbereich

 

Detektor A

390 - 805 Å (zweite Ordnung)*

 

780 - 1610 Å (erste Ordnung)

 

Detektor B

330 - 750 Å (zweite Ordnung)*

 

660 - 1500 Å (erste Ordnung)

 

Fokuslänge Collinator

399.60 mm

 

Gitteradius

3200.78 mm

 

Gitterabstand

2777.45 Å (3600.42 lines mm-1)

 

Detektoren:

 

Array Größe

1024 (spektral) x 360 (räumlich) Pixel

 

Mittlere Pixelgröße

26.6 µm (Det. A); 26.5 µm (Det. B)

 

Mittlere Pixelgröße

26.5 µm (Det. A); 26.5 µm (Det. B)

 

Coronal Diagnostic Spectrometer (CDS)

CDS Bild eines FlareCDS bestimmt die Helligkeit der Korona in ausgewählten Spektrallinien im extremen Ultraviolett zwischen 15 und 80 nm Wellenlänge. Die räumliche Auflösung beträgt 2 Bogensekunden bei einem Gesichtsfeld von 4 Bogenminuten. Die zeitliche Auflösung liegt bei 1 Sekunde. Untersucht werden die Wellenlängen von 15.5-22.4, 26.1-34.6, 39.5-49.6 und 66.2-78.7 nm. Dazu gibt es zwei Modi welche im Bereich von 31.0-38.0 nm und 51.7-63.3 nm arbeiten.

Innerhalb dieses Bereiches kann eine bestimmte Wellenlänge in einer Auflösung von Δλ / λ von 3500-12000, je nach gewählter Wellenlänge untersucht werden. Die Größe des Eingangsschlitzes ist einstellbar zwischen 2 × 2, 4 × 4, 2 x 240, 4 × 240, 8 × 50 und 90 × 240 Bogensekunden. Ein Scan über einen Bereich ergibt ein Bild dieser Region. Links: Ein Flare am Sonnenrand der in die Korona reicht. Die Daten werden vor dem Senden komprimiert.

Charge, Element, and Isotope Analysis System (CELIAS)

CELIASDieses Experiment untersucht die geladenen Teilchen des Sonnenwindes. Es besteht aus 3 Sensoren welche die Aspekte des Sonnenwindes erforschen (Flugzeit, Masse, Verteilung), sowie einem vierten zur Bestimmung des Flusses.

Die Flugzeitsensoren (TOF: Time of Flight) arbeiten mit elektrostatischen Analysatoren zum Auftrennen der Ionen und Flugzeitanalysatoren. Der CTOF Sensor (Charge / Time of Flight) bestimmt im Bereich von 0.1 - 55 keV/Kernladung die Ladung. Energie, Temperatur und Geschwindigkeit von schweren Ionen ( He, C, N, O, Ne, Mg, Si und Fe) in einem 50 Grad großen Gesichtsfeld.

Der MTOF Sensor (Mass / Time of Flight) ist ein Verzögerungspotential Massenspektrometer. Es bestimmt die Masse der Teilchen des Sonnenwindes und ihre Isotopenzusammensetzung. Die Teilchen treffen nach einem elektrostatischen Analysator auf eine Graphitfolie wo sie Sekundärionen freisetzen, die mit Detektoren neben der Folie erfasst werden. Sie liefern ein Startsignal, während die Ionen die nach einer bekannten Flugstrecke auf ein Massenspektrometer treffen das Stoppsignal genieren. Somit kennt man die Flugzeit der Ionen und damit ihre Geschwindigkeit. Das Massenspektrometer bestimmt zudem die Masse der Ionen und damit kennt man ihre kinetische Energie.

Der STOF Sensor (Superthermal / Time of Flight) ist ein Teilchenteleskop mit einer Fläche von nur 0.1 cm². Es verwendet ebenfalls ein Massenspektrometer, wie in MTOF, jedoch mit einem Energiedetektor. Es misst die Energie von Teilchen mit 0.02-3 keV Energie

Der SEM Detektor (Solar Extreme-Ultraviolet Monitor (SEM)) ist dagegen ein Instrument zur Messung der Sonnenaktivität. Er besteht aus einem Gitter mit 5000 Furchen/mm auf einer Goldbeschichtung zur Auftrennung des Sonnenlichts in seine Spektrallinien. Der Detektor ist abgeschirmt von einem 150 Mikrometer dicken Aluminiumschild und befindet sich auf der Oberfläche von 3 genau kalibrierten Silizium Dioden. Die Anordnung ist so gewählt, dass auf die Dioden nur das Licht der 30.4 nm Helium-II Linie fällt. Die drei Dioden decken einen Wellenlängenbereich von 4 nm ab. Das Gesichtsfeld des 0.1 × 2 mm großen Eintrittschlitzes beträgt 0.5 Grad (Die Größe der Sonne). Das Instrument misst damit die gesamte Helligkeit der Sonne in der Helium II Linie.

EIT BildExtreme Ultraviolet Imaging Telescope (EIT)

EIT hat die Aufgabe die Sonne im extremen UV zu beobachten. Das Instrument macht Beobachtungen der Sonne bei 17.1 nm (Fe IX), 19.5 nm (Fe XII), 28.4 nm (FE XV) und 30.4 nm (He II) Wellenlänge. Dies entspricht Temperaturen von 40.000 - 3 Millionen K in der oberen Atmosphäre und Korona.

Das Instrument besteht aus einem Ritchey-Chretien Teleskop. Ein rotierbarer Spiegel leitet das Bild mit dem Quadranten mit der Sonne auf einen CCD Chip. Dieser hat ein Gesichtsfeld von 42 Bogenminuten bei einer Auflösung von 2.5 Bogensekunden. (1024 × 1024 Pixel). Ein kleineres Gesichtsfeld kann selektiert werden. Die Datenrate von EIT beträgt lediglich 1 KBit/sec, so dass die Bilder vor dem Senden stark komprimiert werden. Die Bilder des EIT gehören zu den bekanntesten von SOHO.

Die ursprünglich monochromen Bilder in der Spektrallinie Fe XII werden üblicherweise grün eingefärbt, die bei Fe IX in blau (links), bei Fe XV in gelb und bei He II in roter Farbe.

Ultraviolet Coronagraph Spectrometer (UVCS)

UVS macht Spektren der Korona der Sonne bis zu 10 Sonnenradien Entfernung im UV Bereich. Im Messbereich des Instrumentes liegen die Emissionslinien von O+5, Mg+9, Si+11 und Fe+11. Die Menge dieser Ionen, ihre Verteilung, Temperatur und Geschwindigkeiten können mit UVCS gemessen werden. UVCS besteht aus einem Teleskop mit drei Spektrometern. Das Teleskop spiegelt das Licht über 3 Spiegel in die Eingangsschlitze der Spektrometer.

Der dritte Spalt untersucht die Polarisation der Korona in einem breiten Bereich. Ein Filter der Licht zwischen 450 und 600 nm passieren lässt sitzt dazu vor dem Eingangsspalt. Toroidale Furchen im Gitter erzeugen dazu ein verzerrtes Bild der Korona.

Detektoren sind 1024 × 360 Pixel große Arrays von Photodioden mit einer spektralen Auflösung von 0.025 nm. Das Gesichtsfeld beträgt 141 × 40 Bogenminuten. Ein Schrittmotor bewegt dieses über einen Winkel von 30 Grad. Das Spektrometer kann in 10 Schritten über einen Vollkreis von 360 Grad rotiert werden. Dies deckt die Korona bis zu 5 Radien um die Sonne ab. Ein zweiter Modus erlaubt es auch die äußere Korona bis 10 Radien in einem zweiten Schritt zu erfassen.

Large Angle Spectroscopic Coronagraph (LASCO)

LASCOLASCO besteht aus 3 hintereinander geschalteten Koronographen (C1, C2, C3). Diese beobachten die solare Korona von 1.1 bis 30 Sonnenradi. (C1: 1.1-3, C2: 1.5-6 und C3: 3-30). C1 ist ein neu entwickelter Lyot Koronograph, (Abschattung durch eine Blende im Instrument) während bei C2 + C3 die Sonnenscheibe extern abgeschattet wird.

C1 macht Aufnahmen der Sonne mit einer spektralen Auflösung von 0.07 nm. Das Gesichtsfeld umfasst 1024 × 1024 Pixel bei einer Pixelauflösung von 5.6 Bogensekunden und einer räumlichen Auflösung von 11 Bogensekunden. Gemessen wird auch der Dopplerverschiebung an der Linie. C2 hat eine Auflösung von 23 Bogensekunden und C3 eine von 112 Bogensekunden. Die CCD Chips werden passiv auf 193 K gekühlt und das Erstellen eines Bildes dauert minimal 21 Sekunden.

Typischerweise wird ein Bild alle 6 Minuten gemacht und man erhält etwa 200 Bilder pro Tag. Mit dem Instrument LASCO wurden seit Missionsbeginn von SOHO bis Mitte 2004 über 750 Kometen entdeckt, welche die Sonne nahe passierten oder in sie stürzten. SOHO ist damit der bislang erfolgreichste Kometenentdecker. Viele Kometen sind durch Amateure entdeckt worden, welche die aktuellen SOHO Daten über das Internet abrufen und nach Kometen durchsuchen.

Solar Wind Anisotropies (SWAN)

SWAN hat die Aufgabe die Bewegung des Sonnenwindes entlang verschiedener Breitengrade zu untersuchen. Dies geschieht durch die Beobachtung der Emission des interplanetaren Mediums im Bereich der Lyman Alpha Linie. SWAN besteht aus zwei Einzelsensoren in entgegengesetzten Richtungen der Raumsonde. Jeder Sensor deckt einen Halbkreis ab. Ein 5 × 5 Photodiodenarray hat eine Winkelauflösung von 5 Grad. Die spektrale Auflösung beträgt 0.001 nm. Dies wird erreicht durch eine Zelle mit Hydrogen im Strahlengang die von eingehenden Teilchen zur Emission von Lyman Alpha Strahlung angeregt wird. Gemessen wird diese Strahlung mit hoher Genauigkeit.

Comprehensive Suprathermal and Energetic Particle Instrument (COSTEP)

COSTEP besteht aus zwei Detektoren: LION (Low-energy Ion and Electron Instrument) zur Detektion von Teilchen niedriger Energie und EPHIN (Electron Proton Helium Instrument). Zur Bestimmung Teilchen höherer Energie.

LION besteht aus zwei Teleskopen mit je 3 Sensoren. Es erfasst Elektronen von 40 - 300 keV, Protonen von 40 keV bis 5 MeV und Heliumkerne von 1.5 - 6 MeV / Kernladung. Ein Sensor wird vor Elektronen geschützt indem ein Magnet diese ablenkt. Das Gesichtsfeld jedes Teleskops beträgt 40 × 60 Grad und das Abtasten eines Energiespektrums mit 32 Kanälen dauert 15 Sekunden. LION wird gestellt vom St. Patrick's College, Maynooth in Irland.

EPHIN besteht aus einem Detektorarray von 4 Elementen mit unterschiedlichen Abschirmungen. Sie messen Elektronen von 250 keV bis 8.7 MeV Energie und Protonen und Alphateilchen von 5 MeV bis > 53 MeV/Kernladung. Es handelt sich um einen Detektor der die Ionen durch ihre Ionisation in einem Stapel aus 5 Halbleiterelementen bestimmt. Ein sechster Halbleiterdetektor ist an einen Antikonzidenzdetektor angeschlossen. Das Gesichtsfeld beträgt 90 Grad. Das Instrument misst neben der Energie auch die Pulshöhe bei ausgewählten Teilchen. So sucht es nach irregulären ³He Emissionen und misst diese. Die anderen Daten werden pro Detektor in 4 Histogrammen mit je 128 Skalen summiert und diese einmal pro Minute übertragen. Die Datenrate beträgt so nur 172 Bit/sec.  Ephin wiegt 3.55 kg, hat Abmessungen von  35.5 x 21.9 x 19.1 cm und schaut in Richtung des interplanetaren Magnetfeldes 45 Grad westlich der Sonne. EPHIN wurde entwickelt von der Christian-Albrechts-Universität zu Kiel.

GOLFGlobal Oscillation at Low Frequencies (GOLF)

GOLF bestimmt die Bewegung der Sonne über die gesamte Scheibe mit einer hohen Genauigkeit von < 1 mm/s. Das Licht der Sonne passiert einen Filter von 1.7 nm Halbwertsbreite im Bereich der Natrium-D Linie bei 589.9 nm. Nach der Fokussierung durch zwei Linsensysteme passiert es zwei parallele Natriumdampf Zellen und wird durch Photomultiplier detektiert.

Jeweils eine Natriumdampfzelle wird einem Magnetfeld von 5000 bzw. 100 Gauss ausgesetzt. Dies führt zum Aufspalten der Spektrallinien durch den Zeeman Effekt. Der Vergleich der Intensität in den beiden Zellen mit unterschiedlichen Magnetfeldern erlaubt es die Oberflächengeschwindigkeiten und damit auch Oszillationsfrequenzen der Sonne zu bestimmen.

Energetic and Relativistic Nuclei and Electrons (ERNE)

ERNE ergänzt COSTEP, da es schwere Ionen nachweist, die von der Sonne bei verschiedenen Prozessen emittiert werden. Das Instrument misst Ionen mit einer Kernladungszahl von 1-30 (bis Atommasse Nickel). Die Genauigkeit der Atommassenbestimmung beträgt dabei 0.25 atomare Masseneinheiten U.

Es gibt zwei Detektoren: LED (Low Energy Detector) und HED LED (High Energy Detector). LED besteht aus einem kreisförmigen Festkörperdetektor und einem Antikoinzidenz Detektor abgeschirmt durch eine 1 mg/cm² starke Kaptonfolie. Die Energieauflösung variiert von dem detektierten Ion und liegt bei 1.4 - 12 MeV für Protonen und Helium und 2.1 - 46 MeV pro Kernladung für die schwereren Elemente. Das Gesichtsfeld beträgt 64 Grad und erfasst werden Ionen von Wasserstoff bis Neon.

Der HED benutzt Siliziumdetektoren und Cäsiumiodid / BGO Szintillationsdetektoren gekoppelt an Photodioden. Es gibt zwei Paare die orthogonal aufeinander stehen und damit die Einfaltsrichtung bestimmen. HED hat ein 120 Grad Gesichtsfeld. Er weißt Protonen und Helium von 12 - 110 MeV / Kernladung und 25 - 540 MeV / Kernladung bei schwereren Teilchen. Weiterhin erfasst es energiereiche Elektronen mit 5 - 60 MeV Energie.

Die Mission

Atlas 2 ASDie ersten Überlegungen für die Mission von SOHO gab es bereits 1984. Schon im Vorfeld gab es bei der ESA die Planungen für ähnliche Missionen wie GIST (1976) und DISCO (1980), die jedoch viel einfachere Satelliten waren. Beide Projekte kamen über das Planungsstadium nicht heraus.

SOHO ist Bestandteil eines ESA Programms zur Erforschung der Sonne, der Erde und ihrer Wechselwirkung zur der auch Cluster-II und Double Star gehören. Es war die erste Cornerstone Mission des Horizont 2000 Programms, in der wichtige Missionen von der ESA für die Zeit um das Jahr 2000 definiert wurden.

Im November 1985 wurde SOHO als erste Mission des Horizont 2000 Programms vom Ministerrat beim ESA Treffen beschlossen. Man hatte auch zwei konkurrierende Entwürfe zusammengeführt und so baute British Aerospace. das Instrumentenmodul und Matra Marconi Space den eigentlichen Satelliten. Da man plante SOHO im L1 Librationspunkt zu platzieren und die ESA zu diesem Zeitpunkt über keine großen Empfangsantennen verfügte, kontaktierte man die NASA um das DSN zu nutzen im Austausch gegen die Mitführung von Experimenten. Die NASA stellte auch die Trägerrakete Atlas IIAS, obgleich eine Ariane 4 wahrscheinlich preiswerter gewesen wäre, aber so konnte die NASA ihre finanzielle Beteiligung am Projekt erhöhen und mehr Instrumente mitführen. Gesteuert wird die Sonde vom ESOC Kontrollzentrum bei Darmstadt aus. Die Kommunikation erfolgt aber über die 26 m Antennen des DSN der NASA.

Im März 1988 wurde die Nutzlast ausgewählt. Im Jahre 1991 begann die Entwicklung von SOHO. Durch frühzeitige Kontrollen konnte sowohl das Budget wie auch die Startmasse eingehalten werden (Die NASA konnte ja nicht wie die ESA auf eine stärkere Ariane 4 ausweichen, die Atlas IIAS war schon ihr stärkster Träger!). Im Frühjahr 1995 war das Flugmodell fertig gestellt und wartete auf den Start.

Der Start erfolgte am 2.12.1995 von Rampe 36 am Kennedy Space Center. Es war der erste Start der Atlas IIAS Trägerrakete. Nach einer Reise von 4 Monaten kam SOHO im Librationspunkt L1 an, den er auf einer komplizierten Bahn in einem Raumbereich von 200.000 × 650.000 × 120.000 km (x,y,z Koordinate) umrundet. Ein Umlauf dauert etwa 6 Monate. SOHO befindet sich von der Erde aus gesehen immer 1.5 Millionen km entfernt auf der Verbindungslinie Sonne-Erde. Er kann so auch vor Sonnenstürmen (Teilchenschauer) warnen, aber wegen der hohen Geschwindigkeit der Teilchen von 300-600 km/s nur mit einer Vorwarnzeit von zirka 1 Stunde. Schon bald zeigte sich das SOHO eine besondere Position hatte : Er konnte zahlreiche Kometen entdecken welche die Sonne sehr nahe passierten oder sogar auf ihr aufschlugen. Von der Erde aus waren diese wegen der Helligkeit der Sonne nicht sichtbar.

Nach einer Kommissionsphase von 1 Monat nahmen die Instrumente ihre Arbeit auf. Dies geschah am 14.2.1996, sechs Wochen vor dem geplanten Zeitpunkt. Die 2 jährige Primärmission endete dann im April 1998. Bis dahin hatte SOHO über 2 Millionen Bilder zur Erde gefunkt. Wegen des Erfolgs von SOHO wurde die Mission jedoch verlängert. Kurz nach Ende der Primärmission verlor SOHO am 25.6.1998 die Lagekontrolle, als sie die Sonne aus dem Blickfeld verlor und diese neu anpeilen wollte. Nach 4 Stunden wurde dann auch der Kontakt zu SOHO verloren.

SOHO rotierte um eine Achse bei der die Solarpanel mit der Kante zur Sonne schauten und daher keinen Strom erhielten. So kühlte die Sonde aus und hatte nicht genug Strom um die Erde anzufunken. Auf der Erde schuf man im europäischen Kontrollzentrum ein Notfallteam und benutzte die großen Antennen des DSN und eine 64 m Antenne von Perth um SOHO anzufunken. Am 23.7.1998 konnte man SOHO mit RADAR orten. Von der Erde aus konnte man ohne Funkkontakt nichts tun, aber durch die jahreszeitliche Veränderung des Orbits zeigten nun die Solarpanel etwas zur Sonne und SOHO bekam genug Strom, dass man am 3.8.1998 über Perth eine erste Funkverbindung zustanden kam. Es waren allerdings nur kurze Impulse von 2-10 Sekunden Dauer. So erprobte man ohne Rückmeldung blind verschiedene Befehlssequenzen welche die Sonde korrekt ausrichten sollten und eine davon funktionierte und am 8.8.1998 hatte man wieder einen dauerhaften Funkkontakt zu SOHO. Nun musste die Sonde wieder aufgewärmt werden, es war sogar das Hydrazin zu Eis gefroren. Dies geschah ab dem 12.8.1998. Befürchtungen, wonach Systeme der Sonde oder die Instrumente durch die Kälte dauerhaft beschädigt sein konnten bewahrheiteten sich zum Glück weitgehend nicht. Am 16.9.1998 war SOHO wieder auf die Sonne ausgerichtet. Am 5.10 nahm SUMER als erstes Instrument seinen Regelbetrieb wieder auf, am 4.11.1998 waren alle 12 Instrumente wieder aktiv.

Das Einfrieren bewirkte jedoch einen Ausfall von 2 der 3 Gyros an Bord. Als am 21.12.1998 der letzte Gyro ausfiel, arbeitete man eine alternative Ausrichtungsstrategie durch Software aus, welche die fehlerhaften Gyrodaten ignoriert und seit dem 2.2.1999 ist SOHO das einzige dreiachsenstabilisierte Raumfahrzeug, das ohne Gyros arbeitet.

Nach 5 Jahren weiteren, problemlosem Betrieb gab es am 27.6.2003 das nächste Problem. Die Hochgewinnantenne konnte nicht mehr genau auf die Erde ausgerichtet werden. SOHO umkreist auf einer lang gestreckten Ellipse den L1 Punkt und muss daher die Antenne dauernd der Erde nachführen. Es zeigte sich, dass nun der Motor ab einem bestimmten Winkel der Ausrichtung nicht mehr nachkam. Schon am 30.6.2003 hatte man eine Ausweichstrategie entwickelt. Man nutzte nun die Mittelgewinnantenne und setzte auch den Bandrekorder stärker ein und verwendet auf der Erde eine 34 m Antenne zum Empfang anstatt einer 26 m Antenne. Damit ist der Datenempfang weitgehend gewährleistet. Lediglich alle drei Monate gibt es eine kurze Zeitspanne von 2-3 Wochen in denen nur ein Teil der Daten empfangen werden kann.

Die Mission ist trotz der Probleme bis 2007 verlängert worden. Hält SOHO so lange durch, so hat die Sonde mehr als einen Sonnenzyklus (11 Jahre) die Sonne beobachtet, was vergleichende Untersuchungen zwischen Phasen hoher Sonnenaktivität und niedriger Sonnenaktivität erlaubt. Am 2.12.2005 konnte die ESA feiern: 10 Jahre nach dem Start von SOHO hatte die Raumsonde nicht nur ihre geplante Lebenszeit weit übertroffen, sondern ist auch dreimal gerettet worden.

SOHO konnte nach 10 Jahren eines (weitgehend von der Öffentlichkeit ignorierten Betriebs) folgende Bilanz aufweisen:

Dabei ist SOHO noch in guter Verfassung. Von den 252 Kilogramm Hydrazin zur Lagereglung sind noch 118 übrig und die Sonnenzellen haben nur um 18.04 % an Leistung verloren. Damit kann die Raumsonde zumindest was den verfügbaren Strom und Treibstoff angeht noch sehr lange betrieben werden.

Fünf Jahre später, am 26.12.2010 entdeckte SOHO den 2.000sten Kometen und ist immer noch aktiv.  Einen Monat zuvor hatte die ESA die Mission von SOHO zusammen mit weiteren Forschungsmissionen um zwei weitere Jahre bis Ende 2012 verlängert. Es ist durchaus wahrscheinlich, dass SOHO auch noch das zwanzigjährige Juniläum schafft, auch wenn inzwsichen deutlich leistungsfähigere Sonnenobservatorien gestartet wurden.

Links

SOHO Homepage ESA/NASA

SOHO Seite im ESA Wissenschaftprogramm

Aktuelle SOHO Bilder

Costep Seite bei der Uni Kiel

CDS Seite

SUMER Website am MPAE

SOHO Data Archiv

Dieser Text stammt von Bernd Leitenberger
© des Textes: Bernd Leitenberger. Jede Veröffentlichung dieses Textes im Ganzen oder in Auszügen darf nur mit Zustimmung des Urhebers erfolgen.
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