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Astronomische Infrarot Satelliten

Einführung

Dieser Artikel befasst sich mit den astronomischen Satelliten, die im Infrarotbereich Aufnahmen anfertigen. Das Infrarote Licht schließt sich an den sichtbaren Bereich an und beginnt bei etwa 0.7 µm Wellenlänge. Nach oben hin ist die Grenze fließend. Im allgemeinen spricht man ab 1000 µm (= 1 mm) Wellenlänge von Radiostrahlung.

Jede Körper emittiert Strahlung, die Verteilung über die Wellenbereiche gehorcht einer Verteilungskurve, deren Maximum von der Temperatur abhängt. Infrarote Strahlung wird von Körpern abgegeben die deutlich kühler als unsere Sonne sind. Wir können Infrarote Strahlung nicht sehen, aber als Wärme fühlen. Und weil auch Körper von Zimmertemperatur (und noch tieferen Temperaturen) Infrarotstrahlung abgeben haben Teleskope ein Problem: Sie sollen ja Infrarotstrahlung sehr schwacher, weit entfernter Quellen detektieren. das geht schlecht wenn das Teleskop und der Detektor selbst große Menge an Infrarotstrahlung abgeben, es ist als wöllte man bei Tage den Sternenhimmel fotografieren.

Man muss also die Detektoren, noch besser das ganze Teleskop kühlen. Wie sehr und auf welche Temperatur, das hängt von dem Bereich ab in dem man Aufnahmen macht. Das James-Webb Teleskop arbeitet im nahen und mittleren Infrarot. Bei ihm wird durch passive Kühlung (Ein Schirm beschützt das Teleskop vor direkter Sonnenstrahlung) eine Temperatur von 50 K für Teleskop und Detektoren erreicht, ausreichend tief für die Instrumente die bis 27 µm Wellenlänge arbeiten. NICMOS, ein Instrument von Hubble arbeitete bei 57-78 K und von 0.8-2.5 µm Wellenlänge. Es benutzte zuerst einen Stickstoffeisblock, später eine Rückverflüssigungsanlage für flüssigen Stickstoff. Beide Ansätze (Abschirmung / Rückverflüssigung) erlauben eine Betriebsdauer die nicht von verbrauchbaren Vorräten abhängt.

Beim ferneren Infrarot bekommt man Infrarotstrahlung von noch kälteren Objekten, so dass man mit der passiven Kühlung oder der Kühlung mit flüssigem Stickstoff weiter kommt. Man muss das gesamte Teleskop auf wenige Kelvin über dem absoluten Nullpunkt kühlen. Dies geht praktisch nur mit flüssigem Helium. Bis heute gibt es keinen Satelliten, der das Helium, das auch bei guter Isolation langsam verdampft wieder verflüssigen könnte. Man füllt daher eine sehr große Thermoskanne mit flüssigem Helium und kann das Teleskop so lange betreiben bis der letzte Tropfen Helium verdampft ist. Benutzt wird eine Dewarflasche. Das ist ein doppelwandiger Behälter bei dem der Zwischenraum evakuiert ist. Die meisten Thermoskannen die sie im Alltag benutzen arbeiten nach diesem Prinzip.  Dass man die Betriebsdauer von weniger als einem Jahr heute auf 5 Jahre erhöhen konnte beruht zum einen auf besserer Isolation, vor allem aber einer besseren Orbitwahl. Es gilt prinzipiell Wärme vom Teleskop abzuhalten. Das geht mit der Sonne recht gut. Man muss wegen der Stromversorgung den Satellit auf die Sonne ausrichten und kann einen Sonnenschirm nutzen der die Strahlung abschirmt. IRAS, der erste Satellit umkreiste aber die Erde in einer erdnahen Bahn und die Erde emittiert selbstverständlich auch Wärmestrahlung, wenn auch viel weniger als die Sonne. Später folgten Missionen in Bahnen weiter von der Erde entfernt (ISO) und Spitzer befindet sich auf einer Bahn im Sonnensystem, er folgt der Erde, bekommt also von ihr kein Licht. Als Folge soll Spitzer 5 Jahre lang seine Instrumente kühl behalten während es bei IRAS weniger als ein Jahr war.

Auch bei den Detektoren gab es enorme Fortschritte. IRAS verwandte noch Einzeldetektoren. Anfang der neunziger Jahre erschienen Halbleiter CCD Chips mit Infrarotempfindlichen Detektorelementen von zuerst 256 x 256 Pixel Größe, heute sind an irdischen Teleskopen bis zu 4096 x 4096 Pixel große Arrays im Einsatz. Die Detektoren haben dadurch eine viel höhere Auflösung und ein größeres Gesichtsfeld.

Bis zu 5 µm Wellenlänge kommen HgCdTe Chips zum Einsatz, die es heute schon in großen Arrays gibt (Ein Detektor mit 2048 x 2048 Pixel von 18.5 µm Größe, kombinierbar zu größeren Arrays). Darüber hinaus bis etwa 17-20 µm Wellenlänge verwendet man InSb Detektoren mit deutlich kleineren Arrays (erreicht 2007 : 256 x 256 Pixel) , jedoch laufen auch Bestrebungen diesen Bereich mit modifizierten HgCdTe Detektoren abzudecken, bei denen man mehr Erfahrungen mit der Herstellung großer Felder hat. Bei noch höheren Wellenlängen verwendet man auch heute noch Felder aus einzelnen Detektoren. Die Kühlung muss entsprechend immer besser sein. Im nahen Infrarot kann man passiv kühlen indem man die Detektoren der Kälte des Weltraums aussetzt. Bei höheren Wellenlängen muss man mit einem verflüssigten Gas wie Helium kühlen. Das 2013 startende James Web Teleskop wird erstmals mit flüssigem Helium kühlen, aber dieses rückverflüssigen, so dass der Vorrat nicht langsam verdampft. Zusätzlich gibt es noch einen Schild der für die Sonne abschirmt. Das James Webb Teleskop wird allerdings nicht die langwelligen Bereiche des IR abtasten, bei denen diese Technik nicht die benötigten tiefen Temperaturen erreichen kann die man dort braucht.

IRAS

Der erste Infrarotsatellit IRAS (Infrared Astronomical Satellite) war ein gemeinsames Projekt der USA, Englands und den Niederlanden. Er wurde am 25.2.1983 mit einer Delta 3910 in  einen 883-906 km hohen sonnensynchronen Orbit gebracht. Der Satellit wog 1075.9 kg. Die Rückseite blickte zur Minimierung der Wärmeaufnahme ständig zur Erde. Ein Sonnenschutzschild schützte die Heliumflasche welche die Detektoren umgab. er erniedrigte die Temperatur an der Außenseite auf 195 K. Die Dewarflasche fasste 475 l flüssiges Helium 78 kg) mit einer Temperatur von 1.6 K. Die Detektoren mussten unterhalb von 10 K gekühlt werden. Die Dewarflasche alleine machte 432 kg des Satelliten aus.

2 Bordcomputern mit 16 Bit Prozessoren und jeweils 32.000 Worten Speichern kontrollierten den Satelliten.2 Bandrekorder zeichneten Daten auf, die beim Überflug einer Bodenstation ausgelesen wurden. Die räumliche Lage wurde durch Reaktionsschwungrädern und Magnetfelddrehung kontrolliert.

Primäre Aufgabe war die komplette Durchmusterung des Himmels zur Suche nach neuen Infrarotquellen in 4 Spektralbereichen zwischen 8 und 120 Mikrometern Wellenlänge. Der Satellit war optimiert zum Erkennen von punktförmigen Quellen. Die Durchmusterungen wurden von Punktbeobachtungen unterbrochen.

Primärinstrument war ein Ritchey-Chretien Teleskop mit einem Durchmesser von 57 cm und einer Fokuslänge von 5.5 m. 62 einzelne Detektoren deckten den Bereich von 12,25,60 und 100 Mikrometern ab. Die Auflösung lag bei 0.5 Grad. Neben den Sensoren die zusammen ein Infrarotbild in 4 Spektralbereichen erzeugten gab es ein Infrarotspektrometer empfindlich zwischen 7.5 und 23 Mikrometern mit einer Spektralen Auflösung von Δλ/λ = 0.05 und ein Photometer im 60 und 100 µm Kanal. Das Spektrometer gewann während des Betriebs etwa 5000 Spektren.

Der Satellit rotierte normalerweise konstant um den Vektor der von der sonne weg zeigte und scannte so den Himmel punktweise ab. Für empfindlichere Beobachtungen konnte dies bis zu 12 Minuten unterbrochen werden, was eine 10 fach empfindlichere Messung ermöglichte.

IRAS sollte 12 Monate lang den Himmel abtasten, er erreichte die Betriebsdauer nicht. Nach 9 Monaten war am 21.11.1983 das letzte Helium verdampft, die Instrumente erwärmten sich über ihre Betriebstemperatur von 10 K und der Satellit wurde abgeschaltet. Er entdeckte während dieser Zeit 350.000 Infrarotquellen - eine Steigerung um 70 % gegenüber den vorher bekannten Quellen. Ein weiterer Rekord den er aufstellte war das Entdecken von Kometen. Bis zum Start von SOHO gab es keinen erfolgreicheren Kometenentdecker. Weiterhin entdeckte er 3 neue Planetoiden. Immerhin 90 % de primären Mission - einer IR Karte des Himmels wurden erreicht.

ISO

ISODas Infrared Space Observatory (ISO) war schon 1983 als Nachfolger von IRAS geplant worden, aufgrund der Komplexität des Satelliten dauerte es aber bis zum 19.11.1995, bis es mit einer Ariane 44P gestartet wurde. ISO war eines der Großprojekte der ESA im Rahmen des Horizons 2000 Programmes (die anderen waren SOHO, Cluster und XMM Newton).

Besonderes Hauptaugenmerk bei ISO galt einer noch besseren Isolierung des Helium, das machte die Mission auch relativ teuer (503 Millionen Euro in Wert von 1987). doch es lohnte sich, das Helium hielt länger durch als geplant: 18 Monate Routinebeobachtungen waren geplant. 26 wurde daraus.

Im Vergleich zu IRAS deckte ISO einen viel größeren Spektralbereich von 2.5 bis 240 µm ab. Durch aufwendige Kühlung war die Sensitivität 1000 mal besser als bei IRAS und die räumliche Auflösung 100 mal besser. ISO hatte nun die Aufgabe einzelne Objekte zu beobachten, jedoch keine Durchmusterung mehr durchzuführen. Da man die Detektoren aber anließ, wenn der Satellit schwenkte um von einem Objekt zum nächsten sich auszurichten, gab es als Nebenprodukt doch Scans des Himmels, wenn auch nicht systematisch. Anders als IRAS konnte ein Objekt bis zu 10 Stunden am Stück beobachtet werden. Insgesamt 26000 Beobachtungen waren es bis der Betrieb eingestellt wurde.

Zentrales Element war ein Cryosat, eine Dewarflasche mit 2100 l flüssigem Helium welches das 60 cm Ritchey-Chretien Teleskop umgab. Ein abwerfbarer toroidaler Tank mit weiterem Helium übernahm die Kühlung für 100 Stunden während des Starts und der ersten Orbits. Das Helium von 1.8 K Temperatur kühlte die Detektoren auf 2 K, das Teleskop auf 3-4 K. Zwei feste Solarzellenflächen fungierten als Sonnenschutz und lieferten 600 Watt an Strom für die Bordsysteme.

Erd- und Sonnensensoren, Sternverfolgungssensoren und 4 Gyroskope stellten die Lage fest. Kontrolliert wurde sie mit 4 Reaktionsschwungrädern und 8 Düsen von jeweils 2 N Schub mit Stickstoff-Kaltgas Antrieb. Insgesamt wog ISO beim Start 2498 kg, war 5.3 m hoch und hatte einen Durchmesser von 2.3 m. Ohne Helium und Kaltgas betrug die Trockenmasse 1800 kg.

Nach dem Start in eine 500 x 71850 km Bahn wurde diese für den Routinebetrieb angepasst auf 1038 x 70578 km. Diese 24 Stunden Bahn erleichterte die Kommunikation mit den Bodenstationen. Neben der ESA Station in Villafranca gab es Unterstützung seitens der NASA mit einer Antenne bei Goldstone, so dass man praktisch 24 Stunden Kontakt mit dem Satelliten hatte. 16.75 Stunden davon befand sich ISO oberhalb der Strahlungsgürtel und konnte wissenschaftlich genutzt werden. Die ersten Beobachtungen begannen am 28.11.1995, am 4.2.1996 der volle Betrieb und am 8.4.1998 war das Helium erschöpft. Für die Untersuchungen bei 2.4-4 Mikrometer Wellenlänge betrieb man das Observatorium bis zum 10.5.1998 weiter, da man hier keine so tiefe Kühlung benötigte. Danach senkte man mit der verbliebenden Resttreibstoff den Orbit auf 500 km ab um den Satelliten schneller zum verglühen zu bringen. Dies dürfte jedoch nicht vor 2014 erfolgen.

Das 60 cm Teleskop hatte eine Brennweite von 9 m und ein Gesichtsfeld von 20 Bogenminuten. Es konnte über 10 Stunden mit einer Präzision von 5 Bogensekunden ausgerichtet werden. Normalerweise dauerte eine durchschnittliche Beobachtung aber 32 Minuten. Folgende Instrumente waren an es angeschlossen:

WIRE

WIREDer Wide-Field Infrared Explorer WIRE ein Satellit des Explorer Programmes also ein sehr kleiner Satellit für eine beschränkte Aufgabe. Der auch als Explorer 75 oder SMEX/Wire (SMES: Small Explorer) bezeichnete Satellit wurde am 5.3.1999 mit einer Pegasus Trägerrakete gestartet. Er wog nur 250 kg. Wissenschaftliche Hauptaufgabe war die Untersuchung des frühen Universums mit Rotverschiebungen von Z>0.5 Er soll Protogalaxien und Starburstgalaxien untersuchen. Aufgrund der Rotverschiebung emittieren diese nun die Hauptmenge des Lichts nicht mehr im sichtbaren Licht, sondern im Infraroten.

Er sollte einen Bereich zwischen einigen 10 und Hundert Quadratgrad im Bereich von 12 bis 25 µm Wellenlänge untersuchen. Das Instrument war ein Teleskop von 30 cm Öffnung von 87 kg Gewicht. Das Ritchen-Chetrien Teleskop bildete ein Gebiet von 32 x 32 Bogenminuten ab. An ihm waren zwei CCD Kameras (eine zwischen 21 und 27 µm empfindlich und eine zwischen 9 und 15 µm empfindlich angeschlossen. Das Teleskop war von einem Block mit festem Wasserstoff umgeben, der das Teleskop auf unter 19 K und die Detektoren (Arsendotierte Silizium CCD mit 128 x 128 Pixels) auf 7,5 K kühlte. Der Wasserstoff verdampfte und sollte für eine Mission von vier Monaten ausreichend sein.

Kurz nach dem Start in eine sonnensynchrone Umlaufbahn in 470 x 540 km Höhe bei einer Bahnneigung von 95 Grad wurde der Teleskopdeckel vorzeitig abgesprengt. Zu diesem Zeitpunkt war der Satellit noch nicht stabilisiert und taumelte nach Ablösung von der Pegasus noch um die eigene Achse. Der Wasserstoff wurde direktem Licht ausgesetzt, verdampfte und der gasförmige Wasserstoff führte zu einer weiteren Bewegung des Satelliten. Sehr bald wurden die Möglichkeiten der Reaktionsschwungräder die Lage zu stabilisieren erreicht und überschritten. Als die Bodenkontroller endlich die Kontrolle über den Satelliten zurückgewonnen hatten, war der gesamte Wasserstoff zur Kühlung verdampft, die Temperaturen im Teleskop zu hoch für Beobachtungen und es wurde nicht der Beobachtungsbetrieb aufgenommen.

Spitzer Space Telescope

Das Spitzer Space Teleskope soll erheblich länger arbeiten als alle bisherigen Infrarotsatelliten: Bis zu 5 Jahre sind veranschlagt. Möglich ist dies weil es sich fern der Erde aufhält in einer Sonnenumlaufbahn, so dass es keine Wärmestrahlung von der Erde empfängt. Auch Spitzer ist ein Kernprojekt wie ISO. Es ist das letzte der vier großen Observatoren welche die NASA in mehr als einem Jahrzehnt gestartet hat (nach Compton, Hubble und Chandra. Aufgabe dieser vier war die Beobachtung des Himmels im Infrarot (Spitzer), sichtbaren (Hubble), Röntgenstrahlen (Chandra) und Gammastrahlen (Compton).

Gestartet wurde Spitzer am 25.8.2003 mit einer Delta 2. Obgleich seine geplante Betriebsdauer von nominell (ohne Verlängerungen) von 2.5  Jahren die bislang längste ist, und mit 865 kg Startmasse es der bislang kleinste Infrarotsatellit ist, hat es den bislang größten Spiegel. Er hat einen Durchmesser von 85 cm und ist wie bei den anderen Satelliten ein Ritchey-Chretien Teleskop. Angeschlossen sind 4 Instrumente für 3 Zwecke:

SpitzerDie Bahn von Spitzer verläuft in 150 Millionen km Abstand von der Sonne, also im Mittel etwa 0.4 Millionen km außerhalb er Erdbahn. So entfernt sich Spitzer pro Jahr um 15 Millionen km von der Erde. Auf dieser Bahn stört dann nur noch die Sonneneinstrahlung und die kann durch Solarzellen, die als Hitzeschutzschild fungieren auf 35 K am Satelliten gedrückt werden. So benötigt Spitzer viel weniger Helium für seine Instrumente. Gekühlt wird nur der Detektorbereich. Bei dem Teleskoptubus reichen die 35 K Temperatur, die der Sonnenschild, liefert aus. 360 l Helium sollen für eine Primärmission von 2.5 Jahre und einer erweiterte Mission von weiteren 2.5 Jahren ausreichend sein. Beim Start ist das Helium 1.5 K kalt. Die Detektoren müssen unter 5.5 K gekühlt werden. Das Helium wiegt 50.4 kg. Der Stickstoff für die Kaltgasdüsen 15.4 kg und der Satellit ohne Flüssigkeiten und Adapter 851.5 kg. Der untere oktogonale Bus enthält die Elektronik und den Kryostaten, dran schließt sich der Teleskoptubus an. 2 Solarpanels liefern 427 Watt und sind als Sonnenschutzschild je zur Hälfte mit Reflektoren bedeckt um die Temperatur unter 330 K an der Oberfläche zu halten. Die Daten werden in einem 8 GBit Flash Speicher zwischengespeichert und einmal am Tag während einer Stunde mit 85 KBit/s zur Erde gesendet.

An das Teleskop aus einer leichtgewichtigen Berylliumstruktur mit einer Blende von 12 (Brennweite 10.2 m) sind folgende Instrumente angeschlossen:

Insgesamt erwartet man sich von Spitzer die Beobachtungen von 100.000 Punktquellen im Laufe von 5 Jahren. Benannt ist es nach dem Astronomen Lyman Spitzer, der sich seit 1965 für ein Weltraumteleskop einsetzte und ohne dessen Bemühungen es wohl das Hubble Weltraumteleskop nicht geben würde. 

Am 4.ten Geburtstag von Spitzer, dem 25.8.2007 gab man bekannt, dass das Helium zur Kühlung noch mindestens weitere 1.5 Jahre reichen sollte. Es wurde dann schließlich Ende Mai 2008 endgültig verbraucht . nach rund 5.5 Jahren wird sich das Teleskop langsam erwärmen auf rund 30 K. Der Infrarot-Spektrograph wie auch das Photometer können bei dieser hohen Temperatur keine sinnvollen Ergebnisse mehr liefern, doch die beiden kurzwelligen Kanäle der Kamera bei 3.6 und 4.5 Mikrometer Wellenlänge können weiter betrieben werden. So wird die Kamera weiterhin Bilder liefern, bis das Hydrazin zur Lageregelung oder der finanzielle Spielraum der Mission ein Ende setzt.

Seit Mitte 2009 ist das Kühlmittel verbraucht und die Instrumente von Spitzer haben sich bis auf -31°C erwärmt. Das erlaubt weiterhin den betrieb der Känäle mit 3,6 und 4,5 µm Zentralwellenlänge der IRAC. Eine wichtige neue Aufgabe für das Weltraumteleskop ist die Suche nach NEO's - Near Earth Objects. Asteroiden welche sich nahe der Erdbahn befinden oder diese kreuzen, also auf der Erde einschlagen können. Das IR Teleskop ist dafür gut geeignet weil die Objekte recht warm nahe der Erde sind und vor allem es einen anderen Blickwinkel als die Erde hat, und damit eine Region zugänglich ist die von der Erde nicht beobachtbar ist.

 

Akari

AkariDer am 21.2.2006 gestartete japanische Satellit soll als zweiter eine umfassende Himmelsdurchmusterung durchführen. Die bislang einzige stammt ja noch von IRAS. Nach 20 Jahren verfügt man heute aber über viel höher auflösende Detektoren und viel empfindlichere  noch dazu. Man kann daher von einer erneuten Durchmusterung erheblich mehr neue Quellen erwarten. AKARI durchmustert wie IRAS im Bereich von 1.7 -180 µm Wellenlänge. Der 952 kg schwere Satellit (vor dem erfolgreichen Einschuss in den Orbit als Astro-F bekannt) wurde von einer My-V in eine 700 km hohe Kreisbahn gebracht. Zentrales Element ist ein 68.5 cm Teleskop in einem Kryostaten, welches es auf 6 K mit flüssigem Helium kühlt. 170 l Helium sind an Bord. Zwei Sterling-Motoren sollen das Helium kühlen und so die Verdampfungsrate senken. Die Detektoren arbeiten bei 2 K. Das Teleskop ist äußert leicht gebaut, so wiegt der 71 cm große Hauptspiegel nur 11 kg, durch eine Verwendung von Siliciumcarbid als Spiegelmaterial. Die Brennweite des Spiegels beträgt 4.2 m, das entspricht einer Blende von 6.1, Die Höhe des Satelliten beträgt 3.7m. die Breite mit ausgefahrenen Solarpanels 5.5 m.

 Im Focus gibt es zwei Kameras für das Ferne und das Nahe und Mittlere Infrarot:

FIS : Far-Infrared Surveyor, die Kamera für das ferne Infrarot benutzt 2 Typen von Germanium-Gallium Chips für die Wellenlängen von 50-80, 60-110, 110-180 und 140-180 µm. Die Auflösung beträgt 29 Bogensekunden bei den ersten beiden Spektralkanälen und 45 Bogensekunden beide en beiden letzten. Die Arrays bestehen hier aus wenigen Elementen von 20 x 2, 20 x 3, 15 x 3 und 15 x 2 Elementen. Diese können auch für ein IR Spektrometer genutzt werden, wobei die spektrale Auflösung dann durch die Länge der Zeile, also maximal 20 Punkte beschränkt ist.

Band Name N60 WIDE-S WIDE-L N160
Welllänge(Mikron) 50-80 60-110 110-180 140-180
Detektor Ge:Ga Stressed Ge:Ga
Array Format 20x2 20x3 15x3 15x2
Pixelgröße(arcsec) 26.79 44.20
Pixel abstand (arcsec) 29.47 49.11
Auslesesystem Capacitive Trans-Impedance Amplifire (CTIA)
Ausleserate (Hz) 25.28 16.86

IRC : InfraRed Kamera : Sie besteht aus 3 unabhängigen Kamerasystemen: Der nahen Infrarotkamera NIR, der Infrarotkamera für das mittlere Infrarot, für den kürzer welligen Bereich (MIR-S) und für den langwelligen Bereich (MIR-L). Für diese Wellenlängen gibt es heute CCD Chips. Mittels Prismen und Brechungsgittern sind auch spektroskopische Untersuchungen möglich.

Kamera NIR MIR-S MIR-L
Wellenlänge 1.7-5.5 5.8-14.1 12.4-26.5
Detectortyype InSb Si:As Si:As
Arraygröße 512x412 256x256 256x256
Gesichtsfeld (arcmin) 9.5x10.0 9.1x10.0 10.3x10.2
Auflösung/Pixel(arcsec) 1.46 2.34 2.51x2.39

Die geplante Missionsdauer sollte 18 Monate betragen. Das Helium sollte für 550 Tage reichen. Einmal in 6 Monaten tastet der Satellit den Himmel ab. Dies war seine Aufgabe in den ersten 6 Monaten. Danach folgt die Beobachtung von Punktquellen, die auch für 10 Minuten pro 100 Minuten Orbit während der Scanphase möglich ist.  Am 13.4.2006 begannen die ersten Testbeobachtungen. Am 8.5.2006 die Abtastung des Himmels. Dies war im November 2006 beendet.3500 Punktbeobachtungen fanden im ersten Jahr statt. Das Helium sollte bis zum September 2007 reichen. Danach kann man noch die Kamera NIR weiterbetreiben, alleine mit den Sterling Kühlern gekühlt.

Am 26.8.2007 war das Helium erschöpft. Die geplante Observationsdauer von 550 Tagen wurde damit nicht ganz erreicht (475 Tage, die Beobachtungen begannen am 8.5.2006). Das primäre Ziel der Durchmusterung wurde aber erreicht. 94 % der Hemisphäre liegen nun in bislang nicht übertroffener Qualität vor. Die Beobachtungen mit der NIR Kamera werden fortgeführt. Sie kann im kurzwelligen Bereich auch ohne Abkühlung bis nahe an den absoluten Nullpunkt weiterhin arbeiten. Das gilt bei den langwwelligen Instrumenten nicht, hier überlagert die Eigenwärme jedes Nutzsignal um ein vielfaches.

Herschel

Der europäische Infrarotsatellit Herschel wird zusammen mit der Raumsonde Planck mit einer Ariane 5 EC-A starten. Planck soll wie seine Vorgänger COBE und WMAP die komische Hintergrundstrahlung kartieren (siehe spezielle astronomische Satelliten). Zielpunkt beider Satelliten ist der Lagarangepunkt L2, 1.5 Millionen km von der Erde weg von der Sonne.

Herschel wurde als vierte Cornerstone Mission der ESA  im November 1993 noch als "First" bestätigt. Die Auswahl der drei Experimente aus 40 Vorschlägen erfolgte im Mai 1998. Die folgende Ausschreibung für die Fertigung der Raumsonde gewann Alcatel Space Industries am 14.3.2001 mit einem Auftragsvolumen von 369 Millionen Euro (nur für die Raumsonde). Den Namen "Herschel" bekam FIRST im Dezember 2000..Die Kosten führten dazu das Konzept neu zu überdenken und so kam es im Jahre 2000 zum Beschluss der Doppelmission mit Planck, gekoppelt an die Verwendung möglichst vieler Teile in beiden Sonden. Der Start von Herschel und Planck war ursprünglich für 2008 geplant, verzögerte sich jedoch um etwa 1 Jahr. Er fand ohne Verzögerungen beim ersten Startversuch am 14.5.2009 statt.

Herschel ist der größere der beiden Satelliten. Es handelt sich um einen Infrarot Astronomie Satelliten. Herschel unterscheidet sich von bisherigen Missionen dadurch, dass es im extrem fernen Infrarot an der Grenze zum Übergang zu Radiowellen (definitionsgemäß oberhalb 1 mm Wellenlänge) Beobachtungen macht. Die aufgenommene Strahlung ist daher sehr energiearm und um diese mit temperaturempfindlichen Sensoren nachweisen zu müssen wird Herschel das bisher ausgeklügelte Kühlsystem aller Infrarotsatelliten aufweisen. Herschel soll im fernen Infrarot höher aufgelöste und empfindlichere Bilder und Spektren liefern als Spitzer, ein NASA Observatorium, das im mittleren Infrarot arbeitet. Dies zeigt auch echt deutlich wie sich verschiedene Projekte heute ergänzen. Beide Satelliten sind z.B. auf Akari angewiesen, der eine Himmelsdurchmusterung macht und viele Quellen erst entdeckt.

Ziel ist es sowohl sehr kalte Regionen zu beobachten (die beobachtete Strahlung von 60-670 µm entspricht der thermischen Strahlung von 5-50 K) und damit in der Zeit zurückzusehen. Aus solchen Regionen bilden sich Sterne, aber auch in die Vergangenheit des Universums selbst. in das "Dunkle Zeitalter" bevor es Sterne gab.

Herschel trägt den bisher größten monolithischen Spiegel eines Teleskops ins All. Monolithisch bedeutet: aus einem Stück, so wie die meisten Teleskopspiegel auf der Erde. Er hat einen Durchmesser von 3.5 m, ist also deutlich größer als der des Weltraumteleskops Hubble. Er wird dieses Prädikat wohl auch behalten. Den zum einen sind viel größere Spiegel mit den heute zur verfügbaren Raketen kaum noch möglich: Bei Ariane 5, der Rakete mit der derzeit größten Nutzlastverkleidung kann eine Nutzlast einen maximalen Durchmesser von 4.57 m aufweisen. Zum Zweiten sind größere Spiegel leichter, wenn sie aus mehreren Segmenten bestehen. So wird das James Webb Teleskope einen segmentierten Spiegel aufweisen. Das Teleskop von Herschel besteht zwar auch aus 12 Segmenten aus Siliziumkarbid, doch diese wurden vor dem Start zusammen montiert. Siliziumkarbid wurde gewählt, weil es sehr leicht ist und einen geringen thermischen Ausdehnungskoeffizienten hat. Allerdings ist es eine Keramik und sintert beim Brennen, verändert also seine Größe. Nach einem Probeabkühlen zeigte sich, das der Fokus nicht dort war, wo er vermutet wurde. Da die Herschel Instrumente fest fokussiert sind, bedeutet dies, dass sie eventuell wie Hubble nur unscharfe Bilder liefern würden. Bei mehrmaliger Wiederholung des Abkühlens auf die Betriebstemperatur war aber darf jedes Mal am gleichen Punkt, sodass dieser nun als Fokus genommen wurde. Der innen weitgehend hohle Siliziumcarbidspiegel wurde dann poliert und mit Aluminium bedampft und dieses mit einer Siliziumoxidschicht verkleidet um die Oxidation des Aluminiums zu verhindern. Wie bei Planck umgibt der Cryostat nur die Experimente. Der Teleskopspiegel ist mit 80 K erheblich wärmer. Dies ist eine gewisse Einschränkung, die bei der Auslegung der Experimente berücksichtigt wurde.

Der Satellit

Der Spiegel steckt mit den Instrumenten in einer gigantischen Thermosflasche, einem Cryostat. Er fasst 2300 l Helium, wobei nach dem Start noch 2160 l übrig sein sollten. Wenn die 2160 l superflüssiges (unterkühltes) Helium verdampft sind, dann ist Herschels Mission beendet, denn dann können die hochempfindlichen Detektoren nicht mehr länger gekühlt werden. Gerechnet wird mit einer Verdampfungsrate von 2 mg/s. Das Helium sollte ausreichend sein für eine Betriebszeit von 4.5 Jahren. Damit es möglichst lange hält wird die innere Thermalflasche, welche das Teleskop und die Instrumente umhüllt von 3 Kühlketten die hintereinander geschaltet sind gekühlt: Der Schutzschild, der immer zur Sonne ausgerichtet ist kühlt den Satelliten auf 80 Kelvin. Die erste Kühlstufe auf 50 K, die zweite auf 30 K und die letzte auf 20 K. Die Temperatur des superflüssigen Heliums beträgt nur 1.6 K. Es wird immer das gasförmige Helium abgepumpt, wodurch der Rest der Flüssigkeit sich weiter abkühlt. Das Helium-4 alleine wiegt 300 kg.

Herschel ist ein 7.5 m hoher Satellit mit einem Durchmesser von 4.0 m. Die Startmasse beträgt 3400 kg, wovon 415 kg auf das Teleskop und die wissenschaftliche Nutzlast entfallen. Ziel ist die Beobachtung im fernen Infrarot zwischen 55 und 672 nm, einem Wellenlängenbereich, der bislang kaum bekannt ist. Lediglich ISO hatte eine Empfindlichkeit bis 240 µm Wellenlänge, allerdings mit wesentlich schlechter Auflösung und Empfindlichkeit. Diese hohe Wellenlänge macht zum einen eine sehr gute Kühlung der Instrumente notwendig, zum anderen einen großen Hauptspiegel, da die Auflösung mit steigender Wellenlänge sinkt. Herschel hat einen 4-6 Mal größeren Hauptspiegel als alle vorhergehenden Weltraumteleskope für die Infrarotbeobachtung.

Ansonsten ist Herschel fast ein normaler Wissenschaftssatellit. Er benutzt zwei Star-Tracker Kameras um seine Position im Raum festzustellen ergänzt durch 4 Gyroskope als internes System und Sonnensensoren. Die Lage wird verändert durch 4 Reaktionsschwungräder und 6 x 10 N Triebwerke in redundanter Auslegung. Sie werden von zwei Hydrazin Tanks gefüttert die jeweils 135 kg Hydrazin aufnehmen. Gefüllt wurden sie vor dem Start mit zweimal 128 kg, genug für die Lagekontrolle und Orbitmanöver für mindestens 6 Jahre. Der Bordcomputer ist der auch bei anderen ESA Satelliten genutzte ERC-32, eine weltraumtaugliche Version des Sparc V7 Mikroprozessors. Nicht die aktuellste Generation, aber für diese Mission vollkommen ausreichend. Die Ausrichtungsgenauigkeit beträgt 2.12 Bogensekunden. Bedingt durch die hohe Wellenlänge bei der beobachtet wird, ist keine so hohe Ausrichtung notwendig wie z.B. bei Hubbel. Der Schutzschild ist mit Solarzellen belegt, die 1450 Watt Strom liefern. Dazu kommen zwei Lithium-Ionenbatterien mit jeweils 36 Ah Kapazität. Die Daten werden auf einem 25 GBit Speicher aus Halbleiterbausteinen zwischen gespeichert und bei Funkkontakt mit 1.5 MBit/s zur Erde übertragen.

HerschelDie Instrumente

Herschel beginnt seine Beobachtungen erst ab 70 µm Wellenlänge, also rund 100 mal längeren Wellenlängen als das sichtbare Licht. In diesem Bereich gibt es noch keine großen CCD Arrays wie sie Spitzer beim mittleren Infrarot einsetzen kann. (Auch muss ein Pixel entsprechend der größeren Wellenlänge größer sein, so dass bei gegebenem Flächeninhalt die Zahl der Pixels abnimmt.

Herschel hat 3 Instrumente welche jeweils verschiedene Wellenlängenbereiche abdecken. Sie schauen nebeneinander auf verschiedene Bereiche im Brennpunkt des Teleskops. Es wird jedoch nur ein Experiment zu einem bestimmten Zeitpunkt aktiv sein. Alleine die Instrumente (die jeweils von einer ganzen Anzahl von Instituten entwickelt wurden) entsprechen einer Investition von 80 Millionen Euro.

PACS: Das Photodetector Array Camera and Spectometer ist das Instrument welches das kürzest wellige Licht detektiert. Es besteht aus einer Kamera und einem Spektrometer. Ein Strahlenteiler zerteilt das einfallende Licht und wirft es auf zwei Kameras. Eine für den langwelligen Bereich (130-210 µm) und eine für den kurzwelligen Bereich 60-85 und 85-130 nm, je nach Auswahl. Es kann gleichzeitig im langwelligen und kurzwelligen Bereich gemessen werden. Beide Kameras haben dasselbe Gesichtsfeld von 1.75 x 3.5 Bogenminuten und bestehen aus 32 x 64 Pixeln (kurzwelliger Bereich) bzw. 16 x 32 Pixeln (langwelliger Bereich). Dies zeigt schon: Herschel wird nicht die hochauflösenden Bilder von Spitzer liefern. (Spitzers IRAC Kamera hat zwar 256 x 256 Pixel, arbeitet aber nur bei Wellenlängen unter 8 µm - Spitzers MIPS Instrument welches mit 50-100 µm Wellenlänge vergleichbar PACS ist hat auch nur 32 x 32 Pixel). Damit der Hintergrund ausgefiltert wird bewegt sich PACS 3 mal pro Sekunde zwischen Hintergrund und Teleskop hinterher. So soll die Eigenstrahlung des Teleskops (das ja noch 80 K warm ist und entsprechend ein Strahlungsmaximum bei rund 37 µm aufweist) kompensiert werden.

Das zweite Teilinstrument von PACS ist ein Spektrometer. Ein Schräger Beugungsschlitz bricht das Licht in ein Spektrum auf und wirft es auf ein 16 x 25 Pixel Array: Dabei wird durch eine ausgeklügelte Anordnung von einem quadratischen Blickfeld von 5x5 Pixeln = 25 Pixel gemeinsam ein Spektrum gewonnen - Die ist die X-Achse des Arrays von 25 Pixeln Breite. Die Y Achse enthält die spektrale Information in 16 Messpunken. Jeder Meßpunkt hat nur 9 Bodensekunden Größe. Die spektrale Auflösung beträgt Δλ/lλ = 1500. Das erlaubt es z.B. bei sich von uns wegbewegenden Galaxien noch Geschwindigkeiten von 175 km/s aufzulösen. Die Detektorelemente sind dabei einzelne Germanium:Galliumkristalle, die mechanisch gedrückt werden um sie noch empfindlicher für das eingehende Licht zu machen. PACS wird auf 1.6 K gekühlt.

SPIRE (Das Spectral and Photometric Imaging Receiver) arbeitet im mittleren Bereich des Beobachtungsspektrums bei 200-670 µm Wellenlänge. Um diesen Bereich abzudecken gibt es 3 Kameras mit unterschiedlichen Pixelgrößen und unterschiedlicher Pixelzahl (139, 88, 43). Jede Kamera hat eine andere Zentralwellenlänge (250, 360 und 520 Mikrometer).Die Detektoren sind einzelne Elemente, hochempfindliche Thermometer, sogenannte Bolometer. Zur Steigerung der Empfindlichkeit wird SPIRE auf 0.3 Kelvin gekühlt. Dabei ist eine Betriebszeit von rund 45 Stunden möglich. Danach muss der Helium-3 Kühler für 3 stunden regeneriert werden. Das Prinzip des Sorptionskühlers beruht auf der Aufnahme von Helujm-3 durch Aktivkohle und dem Verdampfen und Abkühlen durch die Verdampfungswärme. Die tiefe Temperatur von nur 0.3 Kelvin wird nur mit dem seltenen und teuren Isotop Helium-3 erreicht. Beim "normalen" Cryostat reicht noch superkritisches ordinäres Helum-4 (obwohl dieses mit 1.6 K auch kälter ist als der Verdampfungspunkt von "normalem" nicht superflüssigem Helium von 4.2 K. SPIRE hat durch die kleineren Elemente eine schlechtere spektrale Auflösung von Δλ/lλl von 3 und ein kreisförmiges Gesichtsfeld von 2.6 Bogenminuten.

HIFI: Das Heretodyne Interferometer erschließt den längsten Wellenbereich. Es befindet sich schon oberhalb des Infraroten Spektralbereichs, der Definitionsbereich bei etwa 1000 µm endet - bei diesem Bereich ist die Strahlung nun schon so energiearm, das man von Radiostrahlung spricht und so ist HIFI auch ein ausgeklügelter Radioempfänger. HIFI arbeitet auch ein bisschen wie ein Radio: Das Eingangssignal wird mit einem Referenzsignal eines Oszillators gemischt und dabei verstärkt, aber gleichzeitig aus dem ganzen Spektrum ein schmallbandiger Bereich herausgefiltert.

HIFI kann daher nur Messungen eines Punktes am Himmel machen und nur bei einer Frequenz. Diese ist aber im Bereich von 490-1910 GHz wählbar, was Wellenlängen von 150-600 Mikrometern entspricht. Die spektrale Auflösung ist daher mit Δλ/lλ=10.000.000 enorm gut. Dabei mussten die Verstärker auf 7 verschiedene Frequenzbereiche optimiert werden. Es gibt zwei wählbare Wellenbereiche von 480-1250 GHz und 1410-1910 GHz. Das niedrige Band nutzt wiederum 5 Einzelempfänger mit abgestufter Auflösung, da diese mit steigender Wellenlänge Abnimmt. Sie beträgt 39 Bogensekunden bei 480-640 GHz und 13 Bogensekunden bei 1410-1910 GHz.

Die Mission

Herschel wird zusammen mit Planck mit einer Ariane 5 ESC-A zum Librationspunkt L2 befördert. Beide Satelliten wiegen zusammen mit der Sylda rund 5700 kg. Das ist noch deutlich unter der Nutzlast der Ariane 5-ECA für einen heliozentrischen Orbit, die bei rund 6600 kg liegt. Da die ESC-A Oberstufe nicht wiederzündbar ist, erfolgt der Einschuss direkt. Das Startfenster ist dabei kleiner als bei dem üblichen Verfahren mit einem Einschuss in eine Parkbahn.

Doch schon auf dem Weg dorthin trennen sich die Wege der beiden Sonden. Planck hat restriktivere Anforderungen an den Orbit als Herschel, welche in einem 4 Monatsrhythmus um den Langrange Punkt L2 kreist. Nach 60 Tagen sollte er diesen erreicht haben. Danach beginnt recht schnell die Inbetriebnahme der Instrumente. Da das Kühlmittel endlich ist, ist die Zeitdauer beschränkt. Die Nominalmission dauert 3 Jahre, mit einer möglichen Verlängerung um ein weiteres Jahr. Das Helium sollte für viereinhalb Jahre reichen, wobei allerdings die Reise und die Inbetriebnahme mit abgehen. Wahrscheinlich wird Herschel daher nicht den Betriebsrekord von Spitzer brechen können, welches seit mehr als 5 Jahren in einem heliozentrischen Orbit Infrarotbeobachtungen durchführt. Allerdings sind die Anforderungen für Herschel an die Kühlung wegen der Beobachtung im nahen Infrarot viel höher. Im Orbit macht Herschel 21 Stunden pro Tag Beobachtungen und speichert die Daten im Computerspeicher. Danach dreht er sich so, dass er mit der Erde kommunizieren kann und sendet 3 Stunden lang die Daten zur Erde. Das Teleskop ist nur begrenzt drehbar, da dafür der ganze Satellit gedreht werden muss. Er Muss aber immer mit dem Schild zur Sonne schauen um durch sie Strom zu bekommen und das Teleskop vor der direkten Sonneneinstrahlung zu schützen. So kann das Teleskop einen Streifen von 30 Grad rund um den Himmelsnordpol, d.h. von 60 bis 120 beobachten.

Was erwartet man sich von Herschel? Zum einen eine höhere Empfindlichkeit durch stärkere Kühlung und eine größere Lichtsammelfläche. Allerdings auch eine größere Auflösung durch den großen 3.5 m Spiegel. ISO konnte 15 % der Quellen die bei der IRAS Durchmusterung entdeckt wurden als Punktquellen auflösen. Bei Herschel soll dies bei 50 % möglich sein. Weiterhin wird ein neuer Bereich im Infraroten erstmalig beobachtet: ISO setzte als oberste Grenze 240 µm. Herschel wird diese auf 670 µm erhöhen. Herschel wird das sehr kalte Universum beobachten: Der abgedeckte Bereich entspricht einer Temperatur von 5-50 K. 5 Kelvin, das ist nur wenig wärmer als die kosmische Hintergrundstrahlung (ein Bereich denn dann Planck genauer untersucht) und 50 Kelvin, das ist in etwa die maximale Temperatur die Plutos Oberfläche während der Annäherung an die Sonne erreicht.

WISE

WISE SatellitDer Wide Infrared Survey Explorer WISE ist die dritte Mission, welche eine komplette Karte des infraroten Himmels erstellen soll (nach IRAS und Akari). Ziel ist es die Zahl der leuchtschwachen IR Quellen wie braunen Zwergen (Gasriesen, bei denen es nicht zu einer Kernfusion kam, die aber noch durch die Kontraktion aufgrund ihrer Masse Infrarotstrahlung abgeben), Gasnebeln in denen gerade Sterne entstehen und bei denen die Gasscheibe Infrarotstahlung absorbiert, aber auch sehr entfernte Galaxien, bei denen durch den Dopplereffekt die Strahlung inzwischen ins Infrarote verschoben ist zu beobachten.

Er arbeitet daher den beiden Missionen zu, die derzeit Detailuntersuchungen von Einzelobjekten durchführen. (Spitzer und Herschel).

WISE wurde am 14.12.2009 mit einer Delta 7320 in einen 525 km hohen sonnensynchronen Orbit gestartet. Der lediglich 661 kg schwere Satellit hat eine Höhe von 2,85 und ist 2 m lang und 1,73 m breit. Mehr als die Hälfte des Gewichts macht das Hauptinstrument aus: ein 347 kg schweres Teleskop in seinem Kryostaten. (Bild Links die große "Thermosflasche"). Der Kryostat hat eine Länge von 1,85 m und einen Durchmesser von 1,17 m. In ihm befindet sich ein Teleskop mit einer Öffnung von 40 cm, daran angeschlossen sind mehrere Kameras.

In dem Orbit wird der Satellit 11 s lang ein Gebiet beobachten, eine Aufnahme mit dieser Belichtungszeit anfertigen und dann das Teleskop leicht in die Flugrichtung bewegen um die nächste Aufnahme an diese anzuschließen. Durch die Rotation der Erde um die Sonne sollte er so den gesamten Himmel in 180 Tagen abtasten. Der Bereich um den Äquator wird dabei achtmal aufgenommen, bei den Himmelspolen sind es dagegen 1000 Aufnahmen, da sich die Aufnahmen überlappen. Pro Tag fertigt der Satellit rund 7.500 Aufnahmen an. Gekühlt wird der Kryostat mit 15,7 kg festem Wasserstoff - nicht superflüssigem Helium wie bei anderen Satelliten. Es verdampft und sollte nach 10 Monaten verbraucht sein, was für eineinhalb komplette Abtastungen ausreichen sollte, inklusive eines Monats um die Systeme des Satelliten nach dem Erreichen des Orbits zu überprüfen und in Betrieb zu nehmen.

Der Satellit wurde sehr einfach aufgebaut. Er besteht neben dem vakuumdichten Kryostaten aus einem separaten Spacecraft-Bus. Die einzigen beweglichen Teile sind der Spiegel im Teleskop um die Bewegung des Satelliten auszugleichen und die Reaktionsschwungräder im Bus. Ein 2,0 x 1,6 m großes Solarpanel an der Seite liefert 551 Watt Strom und verhindert durch die Abschattung eine zu schnelle Erwärmung des Satelliten. Ein Bordcomputer auf Basis des RAD750 Prozessors speichert die Daten und steuert den Satelliten. Viermal am Tag wird ein TDRS Satellit der NASA angefunkt und die Daten mit 100 MBit übertragen. Das dauert jeweils 15 Minuten.

Startracker Kameras, Laserkreisel, Magnetometer und 14 Sonnensensoren geben Auskunft über die räumliche Orientierung des Satelliten und seine Position im Orbit. Reaktionsschwungräder verändern die Lage. Die gesamte Mission kostet die NASA 320 Millionen Dollar.

Das Teleskop ist recht komplex aufgebaut und besteht aus 11 goldbeschichteten Spiegeln oder Spiegelsegmenten. Alleine vier Spiegelsegmente ergeben den Hauptspiegel. Sie werfen das Bild auf einen planen Spiegel. Der komplexe Aufbau ist durch die Rotation des Scanspiegels nötig. Im Fokus des Teleskops befinden sich vier Kameras mit CCD Sensoren, aber im Infraroten empfindlich. Jede Kamera bildet ein Gebiet von 47 x 47 Bogenminuten ab. Die räumliche Auflösung beträgt 6 Bogensekunden bei einer Wellenlänge von 3,4, 4,6 und 12 Mikrometern und 12 Bogensekunden bei 22 Mikrometern Wellenlänge. Es wurde auf die langwelligeren Bereiche verzichtet, die von anderen Satelliten beobachtet werden, dafür können aber CCD-Sensoren eingesetzt werden die es im Infrarotbereich auch bis ins mittlere Infrarot gibt - sie haben viel mehr Bildelemente als die bei höheren Wellenlängen üblichen Einzelsensoren, dadurch erreichen sie auch eine höhere Ortsauflösung. Die Auflösung von 6 bzw. 12 Bogensekunden ist wesentlich höher als bei früheren Missionen. Akari erreichte nur 30 - 50 Bogensekunden und IRAS 1.800 Bogensekunden.

Sh2-284 Nebel im EinhornAlle vier Kameras haben IR-CCD Sensoren mit 1.032.256 Pixelelementen. Die drei kurzwelligen bestehen aus HgCdTe Elementen (HAWAI 1RG), das CCD für die Aufnahmen bei 22 µm aus Silizium, dotiert mit Arsen. Das Teleskop wird auf 12 K gekühlt. Die beiden langwelligen Sensoren noch tiefer auf 8 K und die beiden kurzwelligen Sensoren auf 32 K. Dafür gibt es diesen beiden Sensoren kleine Heizelemente.

Nach dem Start wurde der Satellit am 14.1.2010 in Betrieb genommen. Am 16.7.2010 war die erste Durchmusterung beendet. Schon am 10.8.2010, also früher als vorgesehen fing das Teleskop an sich langsam aufzuwärmen. Der erste Vorrat mit Kühlmittel war nun erschöpft. Bis dahin hatte der Satellit 1,5 Millionen Aufnahmen gemacht, 29.000 Asteroiden und rund 100 braune Zwerge entdeckt. Am 4.10.2010 war die Temperatur soweit angestiegen, dass die beiden langewelligen Sensoren bei 12 und 22 Mikrometern abgeschaltet wurden. Die beiden kürzerwelligen können solange betrieben werden bis die Temperatur auf 32 K angestiegen  ist. Bis dahin hatte WISE 1,8 Millionen Aufnahmen gemacht, 33.500 Asteroiden entdeckt, 19 Kometen und 120 Braune Zwerge nahe des Sonnensystems. Die Suche nach letzten die nur in unmittelbarer Distanz (wenigen zehn Lichtjahren) nachweisbar sind weil ihre IR-Strahlung sehr schwach ist galt als ein wichtiger Punkt im Beobachtungsprogramm.

Bis zum 1.2.2011 stieg die Temperatur auf 73 K an und der Satellit wurde abgeschaltet. Nach einem Jahr Betrieb hatte nun den Himmel zweimal abgetastet (bei 3,4 und 4,6 Mikrometer). Bei 12 und 22 Mikrometern gab es eine komplette Durchmusterung. Ein weiterer Betrieb war nun nicht mehr sinnvoll, da bis zur nächsten Durchmusterung in 6 Monaten die beiden verbliebenen Detektoren sich zu sehr erwärmt hätten um noch gute Bilder zu liefern. Bild oben: Der Nebel Sh2-s84 im Sternbild Einhorn. Farben: Blau 3,4 Mikrometer, Zyan: 4,6 Mikrometer, Grün: 12 Mikrometer Rot: 22 Mikrometer. Höhere Wellenlängen entsprechen tieferen Temperaturen (12 Mikrometern etwa Zimmertemperatur)


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

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