Sonnenobservatorien

Einführung

Eine Besonderheit der zahlreichen Satelliten, welche die Sonne untersuchen sind die Satelliten welche die Sonne abbilden, die ich daher auch "Sonnenobservatorien" getauft habe. Das muss nicht im sichtbaren Bereich sein. Heute sind auch Satelliten im Betrieb welche die Sonne im Bereich der UV- und Röntgenstrahlen abbilden können. Es muss auch nicht unbedingt die Sonne selbst sein: Mit Koronographen sind auch Aufnahmen der Korona möglich. Ein Koronograph ist eine künstliche Sonnenfinsternis: Eine Blende in dem Teleskoptubus deckt die Sonne ab und damit kann erst die viel lichtschwächere Korona beobachtet werden. Im Weltall stört nicht das Streulicht des Himmels so dass Instrumente hier viel leistungsfähiger sind.

Darüber hinaus sind Spektralbereiche mit Wellenlängen kleiner als das sichtbare Licht erst im Weltall zugänglich und im sichtbaren Bereich stört nicht die Luftunruhe der Atmosphäre die selbst bei leistungsfähigen Observatorien heute die irdischen Sonnenbilder in der Schärfe und Detailauflösung begrenzt. Selbst für den Laien entstehen sehr schöne und ästhetische Bilder.

Solar Maximum Mission (SMM)

SMM Der am 14.2.1980 gestartete Satellit ist vor allem durch den Space Shuttle bekannt geworden. Im Januar 1981 fiel eine Sicherung in dem Satellit aus, die dazu führte, dass der Satellit nicht mehr präzise auf die Sonne ausgerichtet werden konnte. Da der von Fairchild entwickelte Satellit der erste war der einen gemeinsamen Bus einsetzte (später auch für Landat 4/5, TOPEX/Poseidon, UARS und EUVE eingesetzt, der schon für Reparaturen durch das Space Shuttle ausgelegt war, war er das erste Objekt das im Orbit repariert wurde. Am 11.4.1984 fing die Besatzung der Mission STS-41C den Satelliten nach einigen Problemen schließlich doch noch mit dem Canadaarm ein und einem einem sechs Stunden dauernden EVA Einsatz ersetzten zwei Astronauten zum einen die fehlerhafte Elektronikbox, die erstmals einfach zugänglich war und auch mit klobigen Handschuhen entnommen und durch eine neue ersetzt werden konnte. Sie brachte den Coronographen und das Polarimeter wieder zum Arbeiten. Danach ersetzten sie die Kommunikationsantenne durch eine neue, welche nun auch die Kommunikation über die TDRS Satelliten erlaubte. Vorher konnte SMM nur seine Daten senden wenn er im Empfangsbereich einer Bodenstation war.

SMM arbeitete dann weiter ohne Störungen bis er am 2.12.1989 wieder in die Erdatmosphäre eintrat. Die letzten Daten gab es am 24.11.1989.

Gestartet wurde SMM mit einer Delta 3910 in einen 508 x 512 km hohen Orbit mit einer Inklination von 28,5 Grad. In diesem Orbit waren 60 Minuten pro Umlauf (Umlaufszeit 96 min) Beobachtungen der Sonne möglich. Vor der Reparatur musste der Orbit erniedrigt werden auf eine Höhe von 405 x 408 km, da die Challenger bei dieser Mission auch den Mehrzwecksatelliten LDEF transportierte und nicht fähig gewesen wäre sonst den alten Orbit zu erreichen. Dadurch war die Lebensdauer von SMM aber deutlich verringert, denn im alten Orbit wäre die Lebensdauer um mindestens ein Jahrzehnt höher gewesen.

SMM wog beim Start 2315 kg. Er war 4 m lang und bestand aus einem runden Zentralkörper von 2,30 m Durchmesser. Dieser teilte sich in einen rechteckigen Instrumentenkontainer und den unteren runden Bereich mit dem Servicemodul. Es enthält die Lageregelung, die Solarzellen, Batterien, Sender, Empfänger, die Parabolantenne und die Computer. Die Solarzellen lieferten 3000 W Strom, von denen 1.500 W für den Betrieb benötigt wurde. Gesendet wurde über eine Parabolantenne im S-Band bei 2.287 MHz.

Bild von CP SMM hatte folgende Instrumente an Bord:

ACRIM-I (Active Cavity Radiometer Irradiance Monitor-I), Dieses Instrument sollte Variationen der Sonnenstrahlung bestimmen und war für die damalige Zeit sehr empfindlich: Die Meßgenauigkeit betrug nur 0,002%. Es war dazu fähig sich selbst elektronisch zu kalibrieren. Es tastete einen breiten Bereich von 0,001 bis 1.000 Mikrometer Wellenlänge ab (Röntgenstrahlen bis Mikrowellen). Das Instrument entdeckte eine Variation der Energieabgabe um 0,2% innerhalb eines Sonnentages von 27 Erdtagen Dauer und eine langfristige Variation um 0,1% innerhalb eines elfjährigen Sonnenzyklusses. Nachfolgeinstrumente dieses wurden dann auf zahlreichen weiteren Missionen eingesetzt.

CP (Coronagraph/Polarimeter): Das Instrument, ein Lyotkoronograph machte Aufnahmen der Korona mit 10 Bogensekunden Auflösung. Sieben Filter im Bereich von 442 bis 638,5 nm Wellenlänge erlaubten die Aufnahmen in ausgewählten Spektralbereichen. Alternativ sind drei Polarisationsfilter zuschaltbar. Ein Spiegel selektierte einen von vier Quadranten der aufgenommen wurde. Das Instrument nahm einen Bereich von 1,6 bis 4,1 Sonnenradien auf. Es wurden pro Tag etwa 250 Bilder erhalten. (Bild rechts)

GRS (Gamma-Ray Spectrometer): Dieses Instrument, an dem auch das MPI für extraterrestrische Physik in Garching beteiligt war, detektierte Gammastrahlen aus dem Cosmos. Dazu wurde ein 7,6 cm großer CsI Szintllationskristall als Detektor verwendet. Er konnte mit einer Energieauflösung von 7% Gammastrahlen mit einer Energie von 10 bis 140 MeV und Neutronen mit einer Energie von mehr als 20 MeV detektieren. Ein sekundäres System erfasste Röntgenstrahlen mit einer Energie von 10 bis 140 keV Energie. Das Instrument detektierte auch den Explosionsblitz der Supernova 1987A.

HXRBS (Hard X-Ray Burst Spectrometer): Das Instrument wurde entworfen um kurze Röntgenstrahlenausbrüche wie sie bei Flares auftreten zu detektieren. Dazu verfügte das Instrument über Eine Zeitauflösung von 10 ms. Zwei Szintillationskristalle aus NaI und CsI wurden als Detektoren benutzt. 15 Energiekanäle nahmen die detektieren Röntenstrahlen im Bereich von 25-550 keV auf. Ein Ringbuffer nahm die Signale auf und wurde bei keinen Ereignissen laufend überschrieben. Aufgrund des Gesichtsfeldes von 40 Grad und der festen Montierung konnte das Instrument nur eines von 40 Ereignissen erfassen. 15 Stück wurden während der Betriebszeit gefunden.

Reperatur HXIS (Hard X-Ray Imaging Spectrometer): Das Bild bestand aus 10 Gitterplatten aus 576 Zellen mit 900 miniaturisierten Proportionalzählern. Abgebildet wurde ein Gebiet von 160 Bogensekunden mit 8 Bogensekunden Auflösung (20 Pixels) oder 384 Bogensekunden Breite bei 32 Bogensekunden Auflösung (22 Pixels Breite). Es gab sechs Energiekanäle zwischen 3,5 und 32 keV Energie und die Zeitauflösung konnte zwischen 0,5 und 7 s eingestellt werden. Dieses Instrument fiel im Januar 1981 aus und konnte auch bei der Reparatur nicht wieder aktiviert werden.

UVSP (Ultraviolet Spectrometer and Polarimeter): Das Instrument bestand aus einem Gregeorian Teleskop das über einen Motor rasterförmig um 256 x 256 Bogensekunden geschwenkt werden konnte (in 1 Bogensekunden Inkrementen). Die Apparatur hatte wählbare Öffnungen von 1 x 1 bis 15 x 286 Bogensekunden Größe. Ein Polarimeter mit fünf Detektoren erfasste über einen Schrittmotor das Spektrum von 117 bis 180 nm in zweiten Ordnung und bis 360 nm in der ersten Ordnung. Die Auflösung betrug 0,01 bis 0,3 nm.

Im April 1985 fiel der Motor aus und das Instrument konnte nur noch bei 138/278 nm arbeiten und wurde daher zum Bestimmen der Ozonkonzentration genutzt. 20.000 Höhenprofile wurden bis 1989 erhalten.

XRP (Soft X-Ray Polychromator): Bestimmte die Aktivität in der Korona bei Temperaturen von 1,5 bis 20 Millionen Grad Celsius. Es bestand aus zwei Teilinstrumenten: Dem BCS (Bent-Crystal Spectrometer): Ein flacher Kristall mit sieben Detektoren konnte so gedreht werden, dass er die Region erfasste die interessant war. Durch die flache Kristallgröße betrug das Gesichtsfeld nur 6 x 6 Bogenminuten. Die sieben Detektoren deckten die verbotenen Linien von Eisen I bis XXVI und Calcium XIX ab. Das Flat crystal scanning spectrometer (FCS) beobachtete mit seinen sieben Detektoren Flareaktivitäten im Bereich der Resonanzlinien von O VIII, Ne IX, Mg XI, Si XIII, S XV, Ca XIX und Fe XXV mit 14 Bogensekunden Auflösung.

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