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Röntgenstrahlen Astronomische Satelliten

Einführung

Dieser Artikel befasst sich mit den astronomischen Satelliten die Röntgen und Gammastrahlen detektieren, also Typen die Strahlung sehr hoher Energie nachweisen, die man auf der Erde nie nachweisen kann, weil uns unsere Atmosphäre vor ihr schützt. Die ersten Experimente solche Strahlung nachzuweisen gehen zurück bis in die späten 40 er Jahre, als man Röntgendetektoren an Bord von V-2 Raketen kurze Zeit über die Atmosphäre brachte und dabei entdeckte, dass die Sonne eine sehr starke Röntgenquelle ist. Bis zu Bau der ersten Satelliten vergingen jedoch noch einige Jahre.

Technische Anforderungen

Röntgen und Gammastrahlen sind sehr durchdringend. Das weiß jeder, deswegen nutzt man sie auch zum Untersuchen des Körperinneren. Gammastrahlen kann man nicht irgendwie bündeln. Sie sind extrem durchdringend und dies muss man beim Bau von Detektoren beachten.

Röntgenstrahlen sind dagegen bündelbar, nicht so wie optisches Licht, aber dies erlaubt es Aufnahmen zu machen. Der deutsche Experimentalphysiker Hans Wolter entdeckte, dass Röntgenstrahlen beim streifenden Kontakt (< 2 Grad) zu extrem glatten Oberflächen von diesen reflektiert werden. Ordnet man derartige Oberflächen in bestimmten Krümmungsradien an, so werden Röntgenstrahlen wie Licht fokussiert. Diese Konstruktion wird seitdem "Wolter Teleskop" genannt und besteht aus mehreren Ringen konzentrischer Kreise. Beim deutschen Röntgensatelliten waren es insgesamt 4 mit 8 Spiegeln. (Bild links). Je mehr Spiegel man einsetzt, desto mehr Strahlen werden reflektiert, desto mehr Öffnungsfläche nutzt man. So hat XMM als letzter europäischer Röntgensatellit schon 58 Spiegel pro Teleskop.

Die Anforderungen an den präzisen Bau sind enorm. Die mit einer 50 nm dicken Goldbeschichtung versehenen Spiegel von ROSAT müssen eine Oberflächenrauhigkeit von 0.3 nm (entsprechend dem Durchmesser von 3 Wasserstoffatomen) unterschreiten. Die Abweichung der Spiegelposition muss sogar kleiner als 0.1 nm von der Sollposition sein.

Detektiert wurden Röntgenstrahlen zuerst von Einzeldetektoren, später begann man Chips wie CCD Elemente für optische Instrumente herzustellen. Ein "Spinn-Off" von ROSAT war z.B.. der erste Chip der Röntgenstrahlen detektieren und als Bild sichtbar machen konnte. er zog relativ rasch in den Klinik Alltag ein und heute macht sogar mein Zahnarzt seine Röntgenaufnahmen nicht mehr mit Film. Als Nebenprodukt sind die Bilder von neueren Observatorien wie Chandra auch fast vergleichbar optischen Aufnahmen.

Im elektromagnetischen Spektrum spricht man von Röntgenstrahlen bei einer Energie von 100 eV bis 250 keV, das entspricht einer Wellenlänge von 5 pm - 10 nm. Der obere Bereich ist relativ gut abgegrenzt an das Extreme UV, der untere ist Bereich grenzt an den Gammastrahlenbereich und hier gibt es verschiedene Definitionen wo diese anfangen.

SAS-1SAS-A (Uhuru)

Die Serie SAS (Small Astronomy Satellites) umfasste 3 Satelliten die relativ preiswert gefertigt werden sollten und die Aufgabe hatten Grundlagenforschung zu leisten. SAS-A war der erste Röntgensatellit und ihm war fast ein Jahrzehnt vorangegangen indem der Projektleiter Riccardo Giacconi die NASA Verantwortlichen dazu brachte dem Projekt ihre Zustimmung zu erteilen. Vorher gab es nur Raketenstarts, die bis zum Start von Uhuru etwa 1 Woche Beobachtungszeit akkumuliert hatten.

Uhuru war ein zylindrischer Satellit von nur 56 cm Durchmesser und 116 cm Höhe. Er wurde von einer Scout Rakete von einer ehemaligen Startplattform vor der Küste Kenias gestartet. Als Anerkennung der Unabhängigkeit Kenias wurde er in "Uhuru" nach dem Start umbenannt, was in Sulu "Freiheit" bedeutet, da er am siebten Tag der Unabhängigkeit von Kenia gestartet wurde. Gestartet wurde der nur 141 kg schwere Satellit am 12.12.1970 in eine nahezu äquatoriale Bahn von 521-590 km Höhe. Neben SAS-A bzw. SAS-1 wird der Satellit auch als Explorer 42 geführt. Mit beteiligt war Italien am Projekt, welche die San Marco Startplattform betrieb. Diese Startplattform vor der Küste Kenias wurde gewählt um den Satelliten in eine äquatoriale Umlaufbahn zu befördern. Diese war nötig, damit der Satellit nicht den Südatlantik passierte wo es eine Anomalie gab - eine Region mit sehr vielen Teilchen es Van Allen Gürtels relativ nahe der Erde, welche falsch positive Signale erzeugt hätte.

Primäres Objektiv war die komplette Kartierung des Himmels im Spektralbereich von 2-20 keV im Röntgenbereich mit zwei Proportionalzählern, gefüllt mit Argon. Zwei dieser schauten in zwei 180 Grad voneinander entfernte Richtungen. Das Gesichtsfeld betrug 5 x 5 und 0.5 x 5 Grad. Eine Richtungssensitivität bekam man durch Kollimatoren - Isolationen an den Wänden und dem Detektoreinlas welche nur gerade fliegende Teilchen herein ließen. Die Umdrehung des Satelliten mit 5 U/Stunde sorgte für eine Langsame Abtastung des Himmels. Stabilisiert wurde er mit einem Schwungrad. Ein Magnetfeldsensor lieferte Daten der Orientierung des Satelliten in Bezug auf das Magnetfeld der Erde und erlaubte es die Rotationsachse langsam so zu verschieben, das der Himmel aus lauter Streifen abgetastet wurde. Eine Fotozelle lieferte die Ausrichtung zu den Sternen. Ein passierender Stern ergab ein Impulsmuster, das am Boden automatisch von Computern ausgewertet wurde und dem Satelliten Befehle zur Positionsänderung gefunkt wurden.

Eine 6 Ah Nickel-Cadmiumbatterie pufferte den Strom von 4 Solarpanels ab, wenn der Satellit sich in der Nachtseite der Erde befand. Gesandt wurde mit 9.6 W Sendeleistung mit 1000 Bit/sec in PCM/PCM Modulation.

Ein Bandrekorder sollte die Daten aufnehmen und dann mit hoher Datenrate während 3.2 Minuten übertragen, er fiel jedoch früh in der Mission aus. (Nach einem Monat) Da der Satellit sich in einer erdnahen Umlaufbahn rund um den Äquator befand konnte man aber durch weitere Bodenstationen diesen Ausfall teilweise kompensieren und Daten über die halbe Umlaufzeit erhalten. Schließlich fiel der Sender aus und man erhielt nur noch Daten über 2-3 Minuten pro Umlauf. Auch dies konnte durch Änderung der Ausrichtung des Satelliten, damit es niedrige Temperaturen im inneren gab gelöst werden. Der Satellit war sehr preiswert, dies hatte er mit den anderen SAS Satelliten gemeinsam, er kostete nur 5 Millionen US-$. Er war für eine Betriebszeit von 1 Jahr ausgelegt und arbeitete über 3 Jahre im All.

Insgesamt erfasste Uhuru 400 Röntgenquellen im All, darunter auch den ersten Kandidaten für ein schwarzes Loch Cygnus X-1 mit relativ hoher Empfindlichkeit (bis zu 30 mal sensitiver als frühere Detektoren) und mittlerer zeitlicher Auflösung

TD-1

TD-1TD-1 war der ambitionierteste ESRO Satellit der entwickelt wurde. Er sollte den Himmel im UV Kartieren und weiterhin nach Röntgenquellen und Gammastrahlenquellen suchen. TD-1 wog 473 kg, wovon 120 kg auf die Instrumente entfielen. Der Satellit hatte Abmessungen von 0.9 x 1.0 x 2.2 m und bestand aus einem oberen Instrumentenmodul und einem unteren Servicemodul. 9360 Silizium Solarzellen auf 2 Panels lieferten den Strom, der von einer Nickel-Cadmium Batterie abgepuffert wurde. Sie gaben dem Satelliten eine Spannweite von 5.0 m. Er wurde mit einer Genauigkeit von 1 Bogensekunde ausgerichtet und rotierte mit einer Umdrehung pro Orbit um seine X-Achse. Dieser war so gewählt worden, dass er in einem halben Jahr den ganzen Himmel abscannte und eine Kartierung im UV Bereich durchführte. Entsprechend war auch die Design-lifetime des Satelliten 6 Monate, er arbeitet schließlich bis zum 4.5.1974 mehr als 2 Jahre lang. Gestartet wurde er am 12.3.1973 von einer Thor-Delta in einen 531 x 539 km hohen, um 95.3 Grad zum Äquator geneigten Orbit von der Vandenberg Air Force Base aus. Auch der Name "TD-1" sagte etwas aus: Dies war ein Satellit der mit der Thor-Delta gestartet werden sollte (die meisten anderen ESRO Satelliten waren viel leichter und wurden mit einer Scout gestartet).

Sehr früh fielen in der Mission beide Bandrekorder aus, Dies geschah am 23.5.1972, nur 2 Monate nach dem Start am 12.3.1972. Die Bandrekorder sollten die Daten aufzeichnen und in der Nähe einer Bodenstation mit hoher Geschwindigkeit (30.6 KBit/sec bei 3 W Sendeleistung, verglichen mit 1.7 KBit/sec bei der Aufzeichnung oder dem Senden von Realzeitdaten mit 0.3 W Sendeleistung) wiedergeben. Um die Mission zu retten aktivierte man rund um den Globus 40 Empfangsstationen und konnte so über 95 % des Orbits Empfang halten. 30000 Sterne wurden im UV kartiert. Im Oktober 1972 war die Mission nominell zu Ende und weil der Orbit sich nun so verschoben hatte das die Erde die Sonnensensoren beschattete wurde der Satellit zwischen Oktober 1972 und Februar 1973 stillgelegte. Es folgte eine zweite Beobachtungsperiode von März-Oktober 1973, die produktivste der Mission, bei der man über 70 % des Orbits Daten abrufen konnte. Danach fing einer der Bandrekorder wieder an zu arbeiten. Man legte nun wieder den Satelliten still zwischen Oktober 1973 und März 1974 und nahm dann den Betrieb erneut auf. Am 4.5.1974 waren die 11 kg Stickstoff unter Druck als Lagekontrollgas aufgebraucht und der Satellit konnte nicht mehr stabilisierst werden. Er wurde desaktiviert. Bis dahin hatte er 2.5 mal den Himmel vollständig im UV kartiert. Dieser Katalog wurde erst im Jahre 2003 durch den der GALEX Mission abgelöst. Am 9.1.1980 trat er in die Erdatmosphäre ein und verglühte.

Die Experimente an Bord waren folgende:

Astronomical Netherlands Satellite (ANS)

ANSDer erste astronomische Satellit der Niederlande hatte die Aufgabe Objekte am Himmel im Röntgenstrahlen und UV Bereich zu untersuchen. Er wurde am 30.8.1974 mit einer Scout in einen sonnensynchronen Orbit gestartet. Die Ausrichtung wurde durch Magnetkeulen die mit dem Magnetfeld der Erde interagierten, Reaktionsschwungrädern und einem Yo-Yo Effekt gesteuert.

Festgestellt wurde die Position im All durch Sonnensensoren in 3 Genauigkeitsstufen, einem Horizont Sensor und einem Sternsensor und ein Magnetometer. Jeweils 2 Sterne wurden als Referenz genutzt um den Satelliten auf ein Objekt auszurichten. Der Satellit war 20 Monate aktiv von September 1974 bis Juni 1976. In dieser Zeit erfasste er die Positionen, Spektren und zeitlichen Veränderungen von zahlreichen Quellen im Bereich von 2-15 keV Energie undmachte 18000 Beobachtungen bei 400 Objekten im UV Bereich zwischen 150 und 330 nm Wellenlänge.

Der Satellit mit 129.8 kg Masse wurde in einen sehr exzentrischen Orbit befördert. Mit einem erdnächsten Punkt von 266 und einem erdfernsten von 1176 km. Die Umlaufsperiode betrug 99 Minuten, bei einer Bahnneigung von 98.2 Grad.

3 Experimente waren an Bord. Zum einen das 17.5 kg schwere UV Teleskop, ein Cassegrain Teleskop mit einem Spiegeldurchmesser von 22.5 cm. Ein Photometer erfasste einen Himmelsbereich von 2.5 Bogenminuten Größe. 5 Schlitze hatten jeweils Breitbandfilter mit überlappenden Spektralkurven. Diese deckten einen Spektralbereich von 154.3 bis 324.9 nm ab. 5 Photometer maßen die Pulshöhe des Signales. Sie waren sensitiv bis zur 11 Größenklasse. Damit sollten die Eigenschaften heißer Sterne im UV Bereich untersucht werden.

Das Teleskop für Wiche Röntgenstrahlen bestand aus zwei Proportionalzählern hinter zwei Schutzschilden die niederenergetische Strahlung abhalten sollten. Einem Mylarfilm für die Strahlung zwischen 4.4 und 5.5 nm Wellenlänge - Dieser riss am 21.6.1975 und dieser Teil fiel dann aus. Und einem zweiten mit einem Titanfenster und einem Kollimator mit 3 Filtern von 0.2-0.4, 0.4-1.2 und 2.7-3.5 nm Wellenlänge. Das 12.6 kg schwere Instrument wurde durch den Satelliten mit einer Genauigkeit von 0.1 Grad auf eine Röntgenquelle ausgerichtet.

Das 8 kg schwere Teleskop für harte Röntgenstrahlen bestand aus einem Kollimator, einem Detektorfeld und einem Spektrometer, empfindlich im Bereich der Absorptionslinien von Silizium. Diese beiden Linien bei 1.8 und 2.0 keV Energie konnten mit einer Auflösung von 0.15 % bestimmt werden, im Bereich von 1-30 keV maß das Instrument mit einer Genauigkeit von 20 %. Die Zeitauflösung war wählbar zwischen 4 ms und mehreren Minuten. Die Position einer Quelle konnte mit einer Genauigkeit von 1 Bogenminute bestimmt werden.

Ariel 5

Ariel 5Ariel 5 war ein britischer Satellit. Die Ariel Serie befasste sich vor allem mit der Untersuchung von Radiostrahlungen und der Ionosphäre, doch Ariel 5 hatte die Aufgabe im Röntgenbereich nach Emissionen zu suchen. Ariel 5 wog nur 136.7 kg (leer 130.5 kg) und wurde am 15.10.1974 mit einer Scout Trägerrakete gestartet. Der Satellit hatte annähernd zylindrische Form von 86.4 cm Höhe und 96.5 cm Durchmesser. Er rotierte 10 mal pro Minute um die eigene Achse,. währenddessen waren die Detektoren parallel zur Rotationsachse ausgerichtet. Die Ausrichtung konnte durch ein Kaltgassystem geändert werden.

Die vier Experimente an Bord arbeiteten im Energiebereich von etwa 0.3-40 keV und hatten alle keine fokussierenden Optiken, so, dass sie den Ort einer Strahlung nur ungenau mit einer Auflösung von 8-20 Grad bestimmen konnten. Ziel war die Beobachtung der galaktischen Röntgenstrahlung mit dem Satelliten. Der Satellit wurde von der San Marco Startplattform in eine nahezu äquatoriale, nur 2.8 Grad geneigte Bahn in 512 x 559 km Höhe geschossen. er war sehr lange im Betrieb bis zu seinem Wiedereintritt am 14.3.1980. Während etwa 60 Minuten eines 100 Minuten Umlaufs konnte man die Instrumente in Betrieb nehmen.

Die Experimente waren folgende:

SAS-C

SAS-CDer letzte der drei Small Astronomy Satellites SAS-C wurde am  7.5.1975 mit einer Scout gestartet. Er hatte 3 Aufgaben:

Der Satellit hatte den gleichen Aufbau wie SAS-A und B : Ein Quaderförmiger Zentralkörper mit 4 Solarpanels, der sich langsam um die Spinachse drehte und dadurch den ganzen Himmel abtastete. Er konnte aber auch auf eine Quelle ausgerichtet werden. Die Länge betrug 145.2 cm. Der maximale Durchmesser über die Solarpanels 470.3 cm. Die vier Solarpanels lieferten 65 W Strom für die Experimente. 12 Nickelcadmiumbatterien speicherten Strom für den Erdschatten. Der Satellit rotierte langsam mit 0.1 Grad/s um die Z-Achse. Ein Objekt maximal 2.5 Grad von der X-Achse entfernt konnte mit einer Genauigkeit von 0.01 Grad anvisiert werden.

Es gab 4 Röntgendetektoren - alles Proportionalzähler mit Kollimatoren mit einem Gesamtgewicht von 75.3 kg und einem Strombedarf von 17.5 Watt.

Der 196.5 kg schwere Satellit wurde mit einer Scout von der San Marco Plattform in eine äquatoriale Umlaufbahn von 509-516 km Höhe geschossen. Sie hatte eine Bahnneigung von 3 Grad. Während seiner aktiven Zeit von nahezu 4 Jahren bis zum April 1979 entdeckte der Satellit 60 neue Röntgenquellen und beobachtete zwei Dutzend Röntgenstrahlenausbrüche. Er stellte die erste Röntgenemissionen von Sternen (Algol und HZ-43) fest.

Hakucho

HakuchoDer erste japanische Röntgensatellit CORS-A wurde nach einem Start am 6.2.1976 in Hakucho (Schwan) umbenannt. Trägerrakete war eine My-3C. Er gelangte in eine Umlaufbahn von 421-433 km Höhe bei einer Bahnneigung von 29.9 Grad. Der 96.5 kg schwere Satellit hatte die Form eines achteckigen Prismas mit einem maximalen Durchmesser von 81 cm und einer Höhe von 65 cm. Er rotierte mit 5-8 Umdrehungen pro Minute um seine Achse. Die Spinachse wurde durch Magnetfelddrehung verschoben.

4 Detektoren schauten senkrecht zur Rotationsachse und erfassten so den gesamten Himmel. Die erfassten weiche Röntgenstrahlen zwischen 0.1 und 2 keV Energie. Sieben weitere waren entlang der Rotationsachse angeordnet und beobachteten punktförmige Quellen. Unterschiedliche Gesichtsfelder und Detektorgrößen ließen Rückschlüsse über Ort und Ausdehnung der Quellen zu. Die Daten konnten in Realzeit übertragen werden oder auf Band zwischengespeichert und später abgerufen werden. Sendefrequenzen lagen bei 136.5 und 400 MHz. Die sieben Detektoren für Punktbeobachtungen waren empfindlich zwischen0.1 und 2 und 1-100 keV Energie. Selektivität wurde durch Fenster und Kollimatoren erreicht.

Der Satellit war aktiv bis zum 16.4.1985.

Die HEAO Serie

HEAO 1Die HEAO Serie waren die letzten großen Observatorien, welche die NASA als Serie starteten, d.h. baugleiche Satelliten mit unterschiedlichen Instrumenten, Alle danach gestarteten Satelliten waren Einzelexemplare. Die Satelliten hatten als sie 1977 gestartet wurden, eine fast 10 Jährige Bau und Entwicklungszeit hinter sich. Die Röntgenteleskope stammten vom Smithsonian Astrophysikalischen Observatorium, die Satelliten wurden von TRW gebaut. Insgesamt kostete der Bau und der Betrieb der 3 Satelliten 246 Millionen USD., da man zahlreiche Komponenten aus anderen Programmen verwenden konnte.

HEAO steht für High Energy Astronomical Observation. Jeder HEAO Satellit ist 5.8 m hoch. Die Startmasse lag zwischen 2950 und 3150 kg und resultierte vor allem aus der unterschiedlichen Instrumentierung, die etwa die Hälfte der Masse ausmachte. Jeder Satellit wurde mit Atlas Centaur Raketen in eine 450 km hohe Kreisbahn geschossen. Die Lebensdauer wurde durch den begrenzten Treibstoff für die Lagekontrolldüsen limitiert. Ab HEAO 2 gab es eine zusätzliche Kreiselstabilisierung. Der zusätzliche Energiebedarf wurde durch vergrößerte Solarzellen gedeckt. Gemeinsam war eine achteckige Grundstruktur, ansonsten variierten Größe und Form

HEAO-1 wurde am 12.8.1977 gestartet und sollte während der 6 monatigen vorgesehenen Betriebszeit vornehmlich eine Kartierung des Himmels vornehmen. Er arbeitete über 17 Monate lang und konnte fast den gesamten Himmel erfassen. Die Zahl der bekannten Punktquellen stieg danach von 350 auf 1500 und eine bedeutende Entdeckung waren die Röntgenemissionen heißer Gasmasse die Galaxienhaufen umgaben. Hauptnutzlast waren 4 Detektoren für die harte Röntgenstrahlung und Gammastrahlung zwischen 0.15 und 10 MeV Energie. Die Startmasse betrug 2722 kg. Die Trockenmasse 2551.2 kg, davon waren 1220 kg Experimente. Der maximale Durchmesser betrug 2.67 m und die Höhe 5.68 m. Der Satellit rotierte mit 0.03 Umdrehungen pro Minute um seinen Vektor senkrecht zur Sonne und sollte so in 6 Monaten den gesamten Himmel einmal abbilden. Über dem Südatlantik musste der Betrieb jedoch eingestellt werden um eine zu starke Störung durch Partikelstrahlung zu verhindern. Die Datenrate zum Boden betrug 6.5 KB/sec im Realtime Betrieb und 128 KBit/sec beim Abrufen der Daten von zwei Bandlaufwerken. Am 9.1.1979 war der Vorrat an Treibstoff zur Lageregelung erschöpft und der Satellit wurde abgeschaltet.

HEAO-2HEAO-2 folgte am 13.11.1978 und erhielt den Namen "Einstein Observatorium". (Einstein wurde 100 Jahre vorher geboren). Sein Teleskop hatte eine bessere Auflösung und er hatte die Aufgabe die mit HEAO-1 entdeckten Quellen genauer zu untersuchen. Weiterhin verfügte er über ein Röntgenspektrometer welches es erlaubte chemische Elemente in bis zu 10 Millionen Grad heißem Plasma nachzuweisen. 4 Experimente der 1450 kg schweren Nutzlast konnten über ein Karussell vor die Öffnung des Wolter Teleskops geschoben werden. Dieses hatte bei einer Öffnung von 58 cm ein Gesichtsfeld von 1 x 1 Grad. Die Auflösung der Instrumente lag bei einigen Bogensekunden. Die Instrumente an Bord waren:

HEAO-3Dazu gab es den Monitor proportional Counter (MPC) der neben dem Teleskop parallel angebracht war und einen größeren Ausschnitts des Himmels erfasste. ein zuschaltbarer Breitbandfilter und Spektrometer, die anstatt den Instrumenten vor das Teleskop geschoben werden konnten.

Er entdeckte in der Andromeda Galaxie 70 Punktquellen und Quasare in bis zu 10 Milliarden Lichtjahre Entfernung. Die einjährige Betriebsdauer wurde weit übertroffen, erst am 25.4.1981 fiel der Satellit aus. Er entdeckte das O Klasse Sterne Röntgenquellen sind und sogar Jupiter und die Erde Röntgenstrahlung aussenden. Seien Startmasse betrug 3150 kg. Er gelangte in eine 360 km hohe Kreisbahn. Insgesamt erhöhte HEAO-2 die Zahl der bekannten Röntgenquellen auf 5000. Er verglühte im August 1981

HEAO-3 hatte die Aufgabe den Himmel im Gammastrahlenbereich zu kartieren, analog zu HEAO-1 im Röntgenbereich. Er wurde am 20.9.1979 gestartet und arbeitete bis zum 30.5.1981. Auch bei ihm war nur eine einjähriger Betrieb vorgesehen. Er konnte in dieser Zeit eine vollständige Kartierung durchführen und weiterhin bei entdeckten schwarzen Löchern eine extreme zeitliche Variation des Signals feststellen. Ein weiteres Experiment vermass die Verteilung von Atomkernen bis zur Kernladungszahl 92 (Uran) in der kosmischen Strahlung. HEAO-3 wog wie sein Vorgänger 3150 kg und gelangte in eine 440 km hohe Kreisbahn.

Instrumente waren vier P-Typ, Germanium Detektoren mit hoher Reinheit. Jeder mit einem Volumen von 100 cm³. Diese Detektoren wurden umgeben von einem großen CsI Schild Sie konnten Strahlung von 50 keV-10 MeV erfassen. Die Energieauflösung betrug 3 keV bei 1.46 MeV. Das Gesichtsfeld war mit 30 Grad sehr groß.

Ariel 6

Der letzte der britischen Ariel Serie wurde am 2.5.61979 von einer Scout in eine nahezu kreisförmige Umlaufbahn in 625 km Höhe transportiert, 55 Grad zum Äquator geneigt. Der 154.5 kg schwere Satellit war spin-stabilisiert, mit der Spinachse auf das Beobachtungsobjekt ausgerichtet. Ziel war es im hochenergetischen Bereich Untersuchungen zu machen und die kosmische Strahlung zu untersuchen. Mit an Bord waren 3 Technologieexperimente.

Instrumente waren zum einen ein Feld von Xenon gas gefüllten Proportionalzählern die in einem 3 Grad großen Feld die Variabilität von Röntgenquellen innerhalb von Mikrosekunden in 32 Kanälen zwischen 1-40 keV Energie feststellen konnten. Das zweite Teleskop benutzte ebenfalls Gasproportionalzähler (diesmal mit Xenon gas gefüllt9, war jedoch empfindlich zwischen 0.1 und 2 Grad und hatte ein wählbares Gesichtsfeld von 0.2 bis 3.6 Graf Größe. Es konnte in 4 Modi arbeiten. Zum einen in einer hohen Spektralauflösung von 32 Kanälen und zum anderen in 3 Summation / Zeitmessintervalllen mit Minimalperioden von 0.5, 8 und 128 ms Dauer.

Ein Cerenkov Detektor und Gasentladungs- Detektoren mit einem Blickfeld on 4 Pi Größe erfasste die kosmische Strahlung von Atomkernen mit einer Kernladungszahl größer als 30.

Tenna (Astro-B)

Tenna war ein sehr kleiner Satellit den Japan am 20.2.1983 startete. Er hatte die Aufgaben, Röntgenquellen auf zeitliche Veränderungen zu untersuchen, Spektren mit guter Energieauflösung anzufertigen, den Himmel nach neuen Röntgenquellen abzusuchen und wiche Röntgenquellen mit einem herkömmlichen Reflektorteleskop zu beobachten. Die Spinnachse wurde durch eine Magnetfeldorientierung konstant gehalten und der ganze Satellit konnte durch ein Reaktionsschwungrad mit 3 wählbaren Rotationsgeschwindigkeiten rotieren: 0.068, 0.137 und 0.546 Umdrehungen pro Minute.

Hauptdetektoren waren 10 Gasszintillations Zähler mit einer Fläche von 800 cm². Sie hatten eine um den Faktor 2 bessere Energieauflösung als konventionelle Proportionalzähler. 2 verfügten über Kollimatoren. Der Proportionalzähler als Hauptdetektor war empfindlich zwischen 2 und 60 keV und hatte eine Energieauflösung von 9.5 % bei 6 keV. Hier lagen die Emissionslinien von ioniisetem Eisen (6.3 und 6.7 keV) welche der Satellit besonders beobachten sollte. Ein Weitwinkelteleskop schaute entlang der Rotationsachse nach neuen Quellen. Desgleichen zwei Proportionalzähler neben dem Teleskop. Der Reflektor zur Suche nach weichen Röntgenstrahlenquellen verfügte über eine aktive Fläche von 15 cm² und eine Fokuslänge von 60 cm.

Gestartet wurde der Satellit mit einer My-3S Rakete von Tangashima aus. Er gelangte in eine um 32 Grad zum Äquator geneigte Bahn in 497 - 503 km Höhe. Mitte 1984 gab es ein Batterieproblem, welches die Beobachtungszeit des Satelliten einschränkte. Am 11.11.1985 wurde er abgeschaltet. Er trat am 19.2.1989 wieder in die Erdatmosphäre ein.

ASTRON

Der sowjetische ASTRON Satellit wurde am 23.3.1983 gestartet. Er trug ein Teleskop mit Detektoren empfindlich im UV Bereich und ein Röntgenstrahlenspektrometer an Bord. Der Satellit wurde mit einer Proton in einen exzentrischen Orbit befördert. Mit 3250 kg Gewicht war er wie die meisten sowjetischen Forschungssatelliten erheblich schwerer als westliche Gegenstücke. Das UV Teleskop hatte einen Durchmesser von 80 cm und war an ein Photometer (Helligkeitsmeßgerät) angeschlossen. Das Photometer bestimmte die Helligkeit von UV Quellen zwischen 110 und 310 nm Wellenlänge.

Das Röntgenstrahlenspektrometer bestand aus 2 Detektoren mit einer Gesamtfläche von 1780 cm². Jeder Detektor bestand aus 8 Modulen welche in 10 Kanälen die Energie in diesem Bereich und die Pulshöhen zwischen 2 und 25 keV Energie maßen. Die Auflösung der Blende erlaubte es ein Gebiet von 3 Grad zu untersuchen. Eine Messung war alle 2.28 ms möglich, eine Pulshöhenmessung alle 0.3 Sekunden.

Exosat

ExosatExosat war der erste Satellit, der von der ESA genehmigt und gebaut wurde. Vorgeschlagen 1973 und genehmigt 1977. Anders als seine Vorgänger war seine Aufgabe die gezielte Beobachtung schon bekannter Röntgenquellen mit bislang unerreichter Empfindlichkeit. Damit dies ohne störende Hintergrundstrahlung möglich war, wurde der 510 kg schwere Satellit in eine sehr exzentrische 2919 x 189000 km Bahn mit 71.4 Grad Neigung befördert. Ursprünglich war gedacht auf dieser Bahn den Mond zu benutzen um die Ortsauflösung zu verbessern - Verglichen mit erdgebundenen Beobachtungen war der Mond im Apogäum doppelt so groß wie auf der Erde und bewegte sich langsamer in seiner Bahn die weitgehend in der galaktischen Ebene lag wo man die meisten Röntgenquellen gefunden hatte. Er würde die Röntgenquellen bedecken und das langsame (oder schnelle) Verlöschen würde neue Informationen über Ort, Ausdehnung und Art der Röntgenquelle liefern. Da man aber Sorgen hatte, das vom Mond reflektierte Sonnenlicht würde die Sternsensoren blenden, verzichtete man auf diesen Modus, nutzte aber die Möglichkeit 4 Tage lang eine Quelle zu beobachten bevor der Satellit den Van Allen Gürtel passierte und die Beobachtungen einstellen musste.

Exosat steht für ESA's X-ray Observatory Satellite. Gestartet wurde er am 26.5.1983 mit einer Delta Trägerrakete. Er sollte 2 Jahre lang arbeiten. Die Lebensdauer war im Orbit begrenzt durch Störeinflüsse von Erde und Mond, welche den erdnächsten Punkt laufend erniedrigten. Er verglühte am 6.5.1986. Die erwartete Operationsdauer von 2 Jahren, die im August 1983 begann wurde übertroffen.

Der Satellit hatte die Form eines Rechtecks von 2.1 m Kantenlänge und 1.35 m Höhe, auf dem ein einzelnes Solarpanel von 1.85 m Höhe saß. Dieses konnte um eine Achse der Sonne nachgeführt werden und lieferte 260 W Leistung. Nickel-Cadmiumbatterien mit 7 Ah Leistung waren als Reserve vorhanden.

Während 76 von 90 Stunden eines Orbits war der Satellit im Empfangsbereich der Bodenstation Villafranca in Spanien wo die Daten des 6 Watt S-Band Senders mit 8 KBit/sec empfangen wurden. Die Datenrate konnte so gering sein, weil Exosat einer der ersten Satelliten mit einem Onboard Computer war, der die Daten vorverarbeitete.

6 Kleine Düsen konnten den Satelliten mit einer Genauigkeit von 10 Bogensekunden auf ein Beobachtungsobjekt ausrichten. Ein größeres Triebwerk mit 14.7 N Schub diente zum Anheben des Orbits.

Die 120 kg schwere Nutzlast bestand aus zwei Low Energy Teleskopen (LE) von jeweils 30 kg Gewicht. Sie hatten ein Gesichtsfeld von 1 Grad bei einer Fokuslänge von 1 m und einer Öffnung von 27 cm. Es gab Breitband Filter und Gitter für Hochauflösende Spektroskopie. (Die Mechanik dafür fiel nach einigen Monaten aus). Sie waren empfindlich zwischen 0.02 und 4 keV Energie. Das Medium Energy Experiment (ME) bestand aus 8 Proportionalzählern mit einer Fläche von insgesamt 1600 cm² Das Gesichtsfeld betrug 1.5 Grad. Die Detektoren lieferten Informationen über Strahlung zwischen 2 und 50 keV. 4 Detektoren konnten zur Beobachtung der Hintergrundstrahlung um 2 Grad verschoben werden. Zusammen wogen diese 48 kg. Das letzte Experiment war der Gas Szintillation Proportional Counter (GSPC). Er hatte ein Gesichtsfeld von 1.5 Grad und empfing auf 100 cm² Fläche Strahlung zwischen 2 und 20 keV, wovon hochauflösende Spektren angefertigt wurden. Dieses Experiment wog 17 kg.

Insgesamt gab es 1780 Beobachtungen mit Exosat während seiner zweieinhalbjährigen Betriebszeit bis zum April 1986.

GINGA

GINGADer japanische Satellit Astro-C wurde nach einem erfolgreichen Start in GINGA (Galaxie) umbenannt. Der Start erfolgte am 5.2.1987 mit einer M-3S2-Rakete vom Kagoshima Space Center. Der 400 kg schwere Satellit gelangte in eine elliptische Umlaufbahn von 508-718 km Höhe mit einer Bahnneigung von 31.1 Grad und einer Umlaufdauer von 97 Minuten. Seine Abmessungen betrugen 1 x 1 x 1.55 m.

Es gab 3 Experimente an Bord:

Alle drei Detektoren deckten den Energiebereich von 1-500 keV ab. Im Laufe einer 4 jährigen Betriebszeit beobachtete der Satellit bei 1000 Beobachtungen 350 Röntgenquellen. Am 1.11.1991 trat er wieder in die Erdatmosphäre ein.

Granat

Granat war ein russisch-französischer Satellit zur Röntgenastronomie und Gammastrahlenastronomie. Er war ein riesiger Satellit von 4000 kg Startmasse, davon alleine 2300 kg Experimente. Der Bus basierte auf den Venera Landesonden verwendeten Bus. Er war 4 m lang und hatte einen Durchmesser von 2.5 m. 7 Instrumente gab es an Bord:

Eine schubstarke Proton Trägerrakete transportierte ihn am 1.12.1989 in eine stark elliptische 2000 - 200.000 km von der Erde entfernte Bahn mit einer Bahnneigung von 51 Grad. Wie bei Exosat waren so sehr lange Beobachtungen ohne Störungen durch den Van Allen Strahlungsgürtel (bis zu 72 Tage) möglich. Drei der Vier Tage jedes Umlaufs wurde beobachtet. Der Orbit wurde mit der Zeit durch Störungen durch Sonne und Mond immer kreisförmiger. Schon 1991 war der erdnächste Punkt auf 20.000 km angestiegen. Er erreichte schließlich 60.000 km Höhe bei 180.000 km Erdferne. Bis September 1994 beobachtete Granat einzelne Objekte, dann war der Vorrat an Lagekontrollgas erschöpft und der Satellit wurde einen Scanmodus versetzt indem er langsam das ganze Firmament abtastete. So arbeitete er weiter bis er sich am 27.11.1998 nicht mehr meldete.


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

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