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Wernher von Braun und die meisten Visionäre sahen nach dem Start von Satelliten den einer Raumstation als nächsten Schritt in das Weltall vor. Danach erst sollten Flüge zum Mond oder zu den Planeten folgen. Eine Raumstation ist technische einfacher zu verwirklichen und das Risiko ist geringer. Die politischen Gründe hinter der Eroberung des Weltraums führten zu einem Wettlauf zum Mond, so dass man diese Phase 3 vor der zweiten machte.
Doch dachte man in den USA schon während man Apollo und die Hardware entwickelte daran die Apollo Hardware auch für eine Raumstation zu benutzen. Daraus entwickelte sich das Apollo Application Programm (AAP). Einziges Projekt von AAP welches umgesetzt wurde war das Raumlabor Skylab.
Dieser Artikel beschreibt die Experimente von Skylab. Sie befanden sich an verschiedenen Stellen im Labor. Das auffälligste war die Montierung der Sonnenexperimente (Apollo Teleskope Mount) ATM mit 4 Solarpanels welche der Sonne beim Umlauf um die erde folgten. Andere Experimente waren an der Außenseite des Orbitalworkshops (OWS) angebracht und erforderten zum Teil Außenbordeinsätze von Astronauten zum Wechseln von Proben oder Filmkassetten. Andere schauten vom OWS aus nach außen und wiederum andere waren im OWS untergebracht, wenn sie nicht die Umgebung erforschten sondern den Menschen und Materialen.
Auffällig bei Skylab ist der extensive Einsatz von photographischem Film: Gegenüber TV Kameras die es damals auch schon gab war er empfindlicher und hatte eine viel größeren Informationsgehalt pro Bild. Der Hauptnachteil, dass es eine erschöpfliche Ressource war spielte bei Skylab keine Rolle, da die Besatzung sehr große Mengen an Nachschub im Apollo Raumschiff in den Lagerräumen unterhalb der Sitze mitführen konnte.
Skylabs Experimente bekamen eine Ziffer und eine dreistellige Nummer. die Nummerierung war nicht fortlaufend, da man erst Vorschläge für Experimente sammelte und diese durchnummerierte und erst dann an die Selektion ging. Folgendes System wurde benutzt:
Insgesamt gab es 54 Experimente mit denen 270 verschiedene Untersuchungen durchgeführt wurden.
Der wichtigste Bereich von Skylab war die Sonnenforschung. Das ATM alleine wog über 11 t und Aufgabe eines Astronauten war es die Experimente zu überwachen. Die einzigen geplanten EVA außer den unplanmäßigen Reparaturen galten dem Wechseln der Filmkassetten des Sonnenobservatoriums. Auf dem Boden arbeiteten 250 Sonnenbeobachter in einem Netz und gaben Warnungen wenn die Sonnenaktivtät anstieg und so die Astronauten Aufnahmen oder Beobachtungen machen sollten.
Bei diesem Experiment sollten langzeitbelichtete Aufnahmen der Sonne gemacht werden um ein deutliches Spektrum zu erhalten. Es besteht aus einem Gitter-Spektrographen mit Film zur Aufzeichnung des Spektrums. Erfasst wurde die Extreme UV und Röntgenstrahlung von 1-20 nm Wellenlänge. Die Auflösung konnte zwischen 1200 und 2400 Linien/mm gewählt werden. Man erhielt auswertbare Spektren, doch durch eine Kontamination durch austretendes Kühlmittel des Kühlkreislaufes war die Empfindlichkeit beeinträchtigt.
Dieses Experiment im ATM benutzte einen Koronographen, d er die Sonnenscheibe abdeckte und so nur die Korona in 1.5-6.0 Sonnenradien Ausdehnung photographierte. Empfindlich war die Emulsion zwischen 400-600 nm im sichtbaren Licht. Streulicht wurde durch Oberflächenbehandlung und Blenden absorbiert. Aufgenommen wurde auf 35 mm Film. Es gab 4 auswechselbare Abdeckungsscheiben in unterschiedlicher Größe. Die korrekte Ausrichtung wurde durch ein Photometer bestimmt und korrigiert. Neben Aufnahmen in unpolarisiertem Licht gab es auch 3 Polarisationsfilter mit unterschiedlichen Ebenen. Neben den Aufnahmen konnten auch Videoaufnahmen gemacht werden welche die Astronauten zur Kontrolle und zum Betätigen der fotographischen Aufnahme im richtigen Moment nutzen.
Der Koronograph hat eine Länge von 3 m. Geplant war bei ruhiger Sonne 2 Bilder pro Tag, bei Aktivität ein Bild alle 13 Sekunden.
Dieses Experiment machte Spektren im Röntgenbereich von 0.2-6.0 nm Wellenlänge. Die Besonderheit war die hohe örtliche Auflösung von 2 Bogensekunden, gepaart mit einer hohen spektralen Auflösung von Δλ/λ = 0.02.Röntgenstrahlen wurden zwischen zwei conaxialen Zylindern von 31 und 23 cm Durchmessern in einem Winkel von 0.5 Grad reflektiert. Die Sammelfläche betrug 42 cm² bei einer Fokuslänge von 213 cm. Ein Gitter spaltete das Licht in zwei Spektren erster Ordnung neben dem Sonnenbild auf. Das letzte wurde von einem Spiegel von 7.6 cm Größe auf einen Szintillatorkristall geworfen. Die Röntgenstrahlen erzeugten dort Photonen im sichtbaren Bereich die von einer Photokathode verstärkt wurden und von einem TV System aufgenommen und in die Station übertragen wurden, wo ein Astronaut dann manuell eine Aufnahme auslösen konnte. Die Photokathode gab auch ein Signal ab wenn die Röntgenstrahlung zu stark wurde und wurde zur Belichtungszeitbestimmung genutzt. Aufgenommen wurden Bilder und Spektren auf 70 mm Film.
Dieses Experiment sollte photometrische Daten in 6 Spektrallinienbereichen erfassen (O IV, Mg X, C II, O VI, H I, C II und Lyman Serie). Weiterhin sollte die Sonne im Extremen UV Untersucht werden. Untersucht wurde die Chromosphäre, die Korona und der Übergangsbereich zwischen beiden. Ein abtastendes Scanspektralheliometer im UV war das Hauptinstrument. Es arbeitete zwischen 29.6 und 135 nm Wellenlänge und bildete durch einen 56 x 56 Mikrometer großen Eingangsspalt ein Gebiet von 5 x 5 Bogensekunden auf der Sonne ab. Ein Gitter mit 1800 Furchen/mm spaltete das Spektrum auf wo es von 7 Photomultipliern an festen Positionen von Absorptionslinien und dem Kontinuum detektiert wurde.
Das Instrument konnte in 3 Modi arbeiten. Im ersten tastete es ein Gebiet von 5 x 5.5 Bogenminuten ab und maß die Intensität in den 7 Spektralbereichen. Das dauerte 5.5 Minuten. Im zweiten wurde nur ein Gebiet von 5 Bogensekunden x 5.5 Bogenminuten erfasst. Das dauerte 5.5 Sekunden. Im dritten wurden von einem 5 x 5 Bogensekunden großen Gebiet ein komplettes Spektrum mit 5720 Punkten erhalten. Das dauerte 3.8 Minuten.
Das Instrument konnte autonom arbeiten, aber auch manuell bedient werden. Daten wurden gesammelt und bei jedem Orbit an die Bodenstation übertragen.
Dieses Experiment des Goddard Space Flight Centers bestand aus 2 Instrumenten: Einem Röntgenstrahlen Ereignisanalysators (XREA) und einem Wolter-1 Typ Röntgenteleskop.
Der XREA bestand aus zwei Proportionalzählern mit Pulshöhenanalysatoren und der entsprechenden Auswertungselektronik. Der eine verfügte über ein Berylliumeingangsfenster, beim anderen war es aus Aluminium. Es gab keine Kollminatoren, beide Zähler erfassten die gesamte Strahlung der Sonne. Beim Zähler mit dem Berylliumschild gab es 6 Pulshöhenanalysatoren welche den den Bereich von 2.5-7.25 Angström abdeckten mit einer Energieauflösung von etwa 0.5 Angström. Beim mit Aluminium geschützten Zähler waren es 4 Analysatoren welche im Bereich von 6.1 bis 20 Angström arbeiteten mit einer Energieauflösung von 4 Angström. Die zeitliche Auflösung betrug 2.5 Sekunden.
Das Wolter Teleskop bestand aus der Wolter Typ I Optik und einer Kamera. Sie umfasste einen Filter, eine Kamera, einen Verschluss mit wählbaren Zeiten und ein auswechselbares Magazin für photographischen film. Das Filterrad bestand aus 5 dünnen Metallfiltern welche jeweils einen Bereich des Röntgenstrahlenbereichs passieren ließen und einem weiteren Filter welcher auch das visuelle Licht passieren lies. Normalerweise wurde der Filter bei jeder Belichtung gewechselt. Es gab verschiedene Operationsmodi, die sich in den Belichtung und den Filtern unterschieden. Es konnten 6, 3 oder nur ein filter benutzt werden je nachdem ob die gesamte Sonne, nur Prototuberanzen oder Flares abgebildet werden sollten.
Die Besatzung steuerte die Belichtung vom ATM aus und wechselte zu Missionsende auch die Filmkassetten. Während der unbemannten Zeiten war die Kamera inaktiv. Während der Mission wurden 27000 Aufnahmen auf 4 Rollen Schwarz-Weiss film und einer Rolle Farbfilm angefertigt.
Dieses Experiment in dem ATM sollte ein Spektrum der Chromosphäre und der Übergangsregion zur Korona über der Chromsphäre anfertigen. Dazu gab es zwei Gitter zur Brechung des Lichtes Beide hatten 600 Furchen/mm und wurden verwendet für ein Spektrum zwischen 97 und 394 nm Wellenlänge mit zwei Auflösungen von 0.004 und 0.008 nm spektraler Auflösung. Die räumliche Auflösung betrug 3 Bogensekunden. Ein eingangsspalt lies nur das Licht eines Bereiches von 2 x 60 Bogensekunden auf der Sonne passieren. Es gab verschiedene Operationsmodi, die von den Astronauten gesteuert wurden. Das Instrument konnte auf den Rand der sonne, eine spezifische Region ausgerichtet werden und den Rand abtasten oder periodisch bei Flare Zonen Spektren in Intervallen aufnehmen.
Die Daten wurden auf Film aufgenommen, 8 Belichtungen pro Filmstreifen. Um interessante Gebiete in Echtzeit zu finden gab es den XUV Monitor, der eine Videoaufnahme der Sonne zwischen 17 und 55 nm Wellenlänge anfertigte und zur ATM Kontrolle und im S-Band zur Boden sandte. Die Auflösung betrug 10-20 Bogensekunden und das Bild erstreckte sich bis zu 2 Radien von der Sonne weg.
Experiment S082 hatte sowohl die Aufgabe die Chromosphäre (S082B) wie auch die Korona (S8082A) zu untersuchen. Da Korona und Chromosphäre sich in ihrer Ausdehnung und optischen Dichte stark unterscheiden waren zwei Gitter und zwei Belichtungszeiten auf separaten Medien nötig.
Dieses Teleskop auf dem ATM hatte keine eigene Experimentnummer. Es hatte neben der Aufgabe die Sonne im Bereich der H-α Wellenlänge bei 656.1 nm zu beobachten auch die Aufgabe die gesamte Teleskopmontierung mit ihren anderen Experimenten (S052, S054, S055, S056, FSS und S082 präzise auf ein Gebiet auf der Sonne auszurichten. Es lieferte ein vergrößertes Bild der Sonne in die ATM Konsole an der Luftschleuse wo die Astronauten das ATM überwachten.
Auch die allgemeine astronomische Forschung profitierte von Skylab. Berühmt wurden die Beobachtungen des Kometen Kohouteks, weswegen man die Mission SL4 extra verschob. Weiterhin verwendete man Sonnenforschungsexperimente auch für andere Zwecke und bei der Beobachtung von Kohoutek kamen diese auch zum Einsatz.
Die astronomischen Experimente entfielen auf folgende Gruppen:
Dieses Experiment hatte die Aufgabe die kosmische Strahlung zu erforschen. Es bestand aus einem "Buch" bestehend aus Blättern von fotographischer Emulsion (aber abweichend von der bei der normalen Fotographie benutzten) und Deckeln welche einen Schutz vor kosmischen Strahlungen schützen sollten. Montiert wurde es im inneren des MDA nahe der Außenhaut, so dass nur die Außenhaut schützte und niedrigenergetische Strahlung abschwächte und teilweise blockierte. Dann wurden die Deckel geöffnet (Das Buch geöffnet) und Teilchen konnten eindringen. Am Boden wurde der Film nach Rückkehr der Astronauten entwickelt und die Spuren durch die Blätter vermessen. Dadurch Konnten Energie und Ladung der kosmischen Teilchen ermittelt werden.
Ein Spiegelteleskop mit 15 cm war in der Luftschleuse montiert, so dass es von der Sonne wegschaute. Es sollten mit ihm Gebiete in der Milchstraße in denen sich Emissionsnebel, junge oder heiße Objekte oder leuchtende Gaswolken befanden fotografiert werden. Bei jeder der 3 Missionen wurden etwa 50 Gebiete fotografiert. Verwendet wurde eine 35 mm Kamera mit UV empfindlichem Film, der im Bereich von 140 bis 300 nm Strahlung aufnahm. Verschiedene Gebiete konnten durch einen verschiebbaren Planspiegel erfasst werden. Jedes Feld hatte eine Größe von 4 x 5 Grad. Details bis zu 20 Bogensekunden Größe konnten aufgelöst werden.
Dieses Experiment diente der Beobachtung des Kometen Kohoutek wie auch der Beobachtung der Erde. Dazu wurden photographische Aufnahmen bei 250, 391.4, 557.7 und 630 nm auf 35 Millimeter Film gemacht. Dazu schaute die Kamera auf die Erde und machte 3 Fotos: Eines durch einen filter im Ozon Absorptionsband, eines direkt daran angrenzend und ein Farbfoto ohne Filter. Danach wurden die Bilder auf der Erde entwickelt, digitalisiert, zur Deckung gebracht und Pixel für Pixel voneinander abgezogen. Dadurch bekam man Daten über den Gehalt an Ozon, die Eigenstrahlung der Aurora und den Airglow der Erde.
Für Kohoutek wurden einige weitere Filter eingesetzt, die man vom Experiment T025 sowohl im UV wie auch sichtbaren Bereich borgte. Er konnte rund um die Passage der sonne fotografiert werden, was von der Erde aus unmöglich war, da er dann am Taghimmel war.
Dieses
Experiment im OWS verwendete eine Fabry Optik mit einem rotierenden
Polarisator um die Helligkeit und Polarisation eines großen Teiles der
Himmelssphäre in 10 Wellenlängen im visuellen Bereich zu bestimmen. Das
Zodiakallicht rund um die Ekliptik und der Gegenschein der Sonne verursacht
durch Staub im Sonnensystem sollten so genauer bestimmt werden.
Mit einer 35 mm Kamera wurde auf hochempfindlichen Kodak S2485 Film Aufnahmen gemacht von jeweils 6 Minuten Belichtungszeit. Es zeigte sich, dass der sehr grobkörnige Film sehr anfällig war gegenüber hellen Objekten. Schon ein Stern von 3.8 Mag Helligkeit konnte ein Gebiet von mehreren Grad überstrahlen. Damit wurde der Gegenschein bestimmt. Das Zodiakallicht wurde bestimmt durch ein Photometer und einer 16 mm Kamera zur visuellen Verifikation wohin das Instrument schaute. Es war an einem in zwei Achsen beweglichen auf eine Position 15-20 Grad von der sonne entfernten Ort fixierten Ausleger angebracht der sich vom OWS 6 m weit entfernte.
Dieses
Experiment war an der Außenseite des OWS angebracht. Es gab zwei Teile,
eines am OWS und eines am ATM an einem Ausleger. Das Teil am OWS bestand aus
einem zylindrischen Behälter. Das Am OWS aus einem Kanister und 4 Flügeln.
Bei einem Außenbordeinsatz brachte ein Astronaut eine Kassette in den
Behälter, diese enthielt verschiedene Materialproben: Sowohl Metallplatten
aus rostfreiem Stahl, Kupfer und Silber wie auch dünne Filme aus
Nitrocellulose, Stahl und Goldfolie, teilweise beschichtet mit Materialen
welche Elektronenstrahlen gut reflektierten. Auf der Erde wurden die Proben
nachdem sie von den Astronauten geborgen wurden mit optischen und
Elektronenmikroskopen untersucht. Die Gesamtoberfläche betrug 1200 cm².
Zweimal wurde das Experiment durchgeführt: Zwischen der ersten und zweiten und zweiten und dritten Besatzung. Die Astronauten brachten die Proben aus bevor sie die Station verließen und bargen sie danach wieder. Geöffnet wurden die Probenbehälter erst nach Verlassen der Astronauten um eine Kontamination durch die Station zu vermeiden. Es gab so zwei Reihen von 34 und 46 Tagen Dauer.
Die Kombination von mehreren Folien hintereinander zeigte auch erstmals, dass man dadurch für zukünftige Missionen die Schildstärke reduzieren kann. Ein Teilchen zerplatzt nach passieren der ersten Folie und die Bruchstücke haben eine geringere Durchschlagskraft. Das war von Fred Wipple vorgeschlagen worden und zukünftige Schutzschilde an unbemannten und später bemannten Missionen wurden nach diesem Prinzip konzipiert. Skylab hatte auch einen solchen Schild von 0.6 mm Stärke, der allerdings beim Start verloren ging. Die 3.18 mm dicke Wand wurde jedoch niemals durchschlagen, was Daten über die Häufigkeit sehr großer Teilchen lieferte.
Dieses Experiment war anders als die meisten anderen astronomischen
Experimente nicht beim Start an der Raumstation angebracht. Vielmehr brachte
es die zweite Besatzung mit Skylab 3 zur Station. Das Experiment befand sich
an Bord der Saturn S-IVB Oberstufe und war oberhalb der IU, dem Bordcomputer
angebracht. Nach dem Abkoppeln von CSM-2 wurde die Abdeckung des Experiments
geöffnet und die S-IVB durch Bodenkommandos in eine langsame Rotation von 1
Grad in 15 Sekunden versetzt. Dadurch wanderte ein Streifen am Himmel
langsam an dem Detektor vorbei. Das Blickfeld wurde durch Kollminatoren
beschränkt. Detektor war ein Proportionalzähler der Universität von
Wisconsin. Die Fläche war relativ groß und betrug 1500 cm². Unterteilt war
er in 3 Zonen von 2 x 20 Grad. Zusammen mit der langsamen Rotation der Stufe
konnte man so den Ort eine Röntgenquelle bis auf 30 Bogenminuten genau zu
orten. Vor kosmischer Strahlung schützte ein 2 Mikrometer dicker
Kunststoffschild. Gefüllt war der Entladungszähler mit einem Argon/Methan
Gemisch. Er hatte seine höchste Empfindlichkeit bei 4-10 nm Wellenlänge.
Dieses Experiment war im OWS untergebracht und benutzte ein Teleskop, das durch eine Luftschleuse nach außen schaute. Das Cassegrain Teleskop wurde auch für andere astronomische Experimente benutzt. Für dieses Experiment wurde ein Photometer an dieses angeschlossen. Das Cassegrain Teleskop hatte UV reflektierende Beschichtungen auf den Spiegeln. Der Primärspiel hatte elliptische Form und war 19 x 38 cm Groß. Es konnte um 15 Grad geschwenkt werden, durch Rotation von Skylab war so ein Bereich von 30 x 360 Grad zugänglich.
Der Detektor war ein photographisches Photometer vom Laboratoire d'Astronomie Spatiale in Marseilles. Es war zuvor auf Höhenforschungsraketen erprobt worden. Eine 16 mm Kamera bildeten einen Bereich von 7 x 9 Grad am Himmel ab. Ein ´Strahlenteiler nach einem Beugungsgitter bei 257 nm Wellenlänge spaltete das Spektrum in zwei Bereich auf für separate Detektion (Zentralwellenlängen 187.8 und 297.0 nm). Auf der Photoplatte wurden Sterne so zu Streifen, deren Schwärzung mit der UV Helligkeit korrespondierte.
Parallel geschaltet war eine normale Kamera mit einem Gesichtsfeld von 5 x 7 Grad, welche Aufnahmen im UV machte. Ein Interferenzfilter lies nur Licht im UV Bereich durch, die Zentralwellenlänge betrug 257.4 nm. Insgesamt 36 Sternenfelder wie die Plejaden wurden so fotografiert.
Dieses Experiment war eine Modifikation der Apollo 16 Kamera. Eine elektrokorongrafische Kamera basiert darauf, das UV-Licht beeinflusst, wie Elektronen in einem Feld verstärkt werden. Als Detektor wurde Film verwendet. Die Kamera bestand aus einem Teleskoptubus. In der Innenwand befand sich ein Fokussiermagnet. Beim Sekundärspiegel war eine Photokathode angebracht. UV Licht im Bereich von 100-150 nm Wellenlänge schlug Elektronen aus ihr heraus, die durch den Magnet fokussiert und dann im Sekundärfokus Film belichteten.
Die Kamera wurde bei der Skylab 4 Mission zur Station gebracht und dort an der antisolaren Luftschleuse angebracht und für Beobachtungen des Kometen Kohoutek genutzt.
Ein Großteil der geladenen Teilchen, die von Außen zu uns kommen, sind Wasserstoff und Heliumkerne. Die Sonne emittiert vor allem diese, sie sind aber auch die häufigsten im Universum. Schwere Elemente sind um so seltener, je schwerer sie sind, da die Elementhäufigkeit im interstellaren Medium bei steigender Ordnungszahl rapide absinkt. Dieses Element sollte die Häufigkeit schwerer Atomkerne in der kosmischen Strahlung bestimmen und insbesonders nach Elementen mit einer Ordnungszahl größer als 92 suchen: Alle Elemente mit einer höheren Ordnungszahl als Uran sind radioaktiv und haben so kurze Halbwertszeiten, dass sie (nach geologischen Zeiträumen) erst vor Kurzem entstanden sind.
Die Seltenheit schwerer Elemente macht sehr große und schwere Detektoren mit einer großen Sammelfläche notwendig. Skylab war die erste Mission, bei der diese Fläche zur Verfügung stand und auch das Gewicht kein Problem war. Die Detektoren bestanden aus 36 Modulen mit einer Gesamtoberfläche von 1,3 m² und einem Gewicht von 30 kg. Die Module bestanden aus Schichten des Kunststoffes Lexan. Jedes Modul hatte eine Fläche von 178 × 229 mm. 32 Schichten von jeweils 0,254 mm Dicke bildeten ein Modul.
Die Module befanden sich an der Innenseite des OWS. Die Wand des Labors diente als Schutzschild, der alle Teilchen mit einer Ordnungszahl kleiner als 26 (Element Eisen) und einer Energie von kleiner als 1,5 keV/Nukleon nicht durchließ. Die Teilchen wurden in drei Massenbereichen mit Ordnungszahlen von 26 bis 60, 60 bis 110 und größer 110 bestimmt. Der Energiebereich der erfasst werden konnte lag zwischen 1,5 keV und 1.500 MeV pro Nukleon.
Vor Rückkehr der Crew von SL-3 wurde ein Modul demontiert und nach 119 Tagen Expositionszeit zur Erde zurückgebracht. Am Ende der letzten Mission 34 weitere Module nach 253 Tagen Expositionszeit. Das Letzte wurde an Bord gelassen und in dem MDA deponiert für eine Bergung bei einer Rettungsmission nach noch längerer Expositionszeit. Auf der Erde wurden die Spuren die die Teilchen im Plastik hinterließen chemisch herausgeätzt und mikroskopisch untersucht.
Es wurden 150 Spuren festgestellt, davon stammten drei von Elementen mit einer Ordnungszahl >94. Kein Element mit einer Ordnungszahl über 110 (dem damals schwersten bekannten Element) wurde detektiert. Ein Großteil (77 Ereignisse) entfiel auf den Bereich zwischen Ordnungszahl 74 und 87. (Wolfram bis Francium). Das erlaubte es Feinjustationen an den Theorien über die Bildung von Elementen in Sternen vorzunehmen, da die Elemente rund um Platin (Ordnungszahl 78) bei dem schnellen Einfang hochenergetischer Neutronen in Supernova Explosionen entstehen, die Elemente rund um Blei (Ordnungszahl 82) dagegen ein Nebenprodukt des langsamen Neutroneneinfangs beim Heliumbrennen von Roten Überriesen sind.
Dieses Experiment war das Letzte, das zu Skylab kam. Eigentlich war es zu spät für das Experiment, denn alle anderen waren schon selektiert. Dr. Johannes Geiss war zu Besuch beim Johnson Space Center als Apollo 11 vorbereitet wurde. Bei dieser Mission sollten die Astronauten eine Sonnenwindfalle aufbauen, eine Folie, in der sich die Teilchen des Sonnenwindes fangen sollten und die später zurückgebracht werden sollte. Sie stammte von dem Institut an der Universität Bern, in dem Geiss arbeitete. Dabei kamen Geiss und Backup Crewmitglied Don Lindt die Idee, ein ähnliches Experiment an Bord von Skylab durchzuführen. Das Experiment musste, da damals von einem Start in weniger als zwei Jahren ausgegangen wurde, sehr schnell fertiggestellt werden. Es war daher eine sehr einfache Konstruktion. Sie bestand aus einem Stapel Folien, aus Aluminium und Platin. Jede Folie bestand aus Streifen, manche aus nur einem der beiden Metalle, andere aus mehreren verbundenen Schichten. Sie waren auf einem Armalongewebe aufgenährt und am ATM-Gerüst befestigt. Beim ersten Außeneinsatz musste der Container geöffnet werden, bei jedem Folgenden riss der Astronaut einfach einen Folienstreifen von 35 × 48 cm Größe ab und nahm ihn (mit den eingefangenen Ionen) mit. Dabei wurde der nächste Streifen exponiert. Insgesamt sechs Streifen gab es. Mit Kosten von lediglich 3.500 $ und einem Gewicht von 4,5 Kg war es das preiswerteste und eines der leichtesten Experimente.
Nach Rückkehr zur Erde wurde die Folie langsam erhitzt, bis sie aufgeschmolzen war und die freigesetzten Gase mit einem Gaschromatographen untersucht.
Das Experiment wies nach, dass die Heliumhäufigkeit der von den Strahlungsgürteln der Erde eingefangenen Teilchen die gleiche, wie beim Sonnenwind ist. Es konnten auch schwere Teilchen nachgewiesen werden. Sie waren in der Magnetosphäre signifikant häufiger als in der Corona oder im Sonnenwind, sodass von einem Sammelprozess durch die Strahlungsgürtel der Erde ausgegangen werden konnte. Weiterhin konnte anhand des Isotopenverhältnisses des Edelgases Neon erstmals nachgewiesen werden, dass in der Bahnhöhe von Skylab die Atmosphäre fraktioniert ist, also weiter man sich von der Erde entfernt, desto mehr des leichteren Isotops findet man.
Es gibt von mir vier Bücher zum Thema bemannte Raumfahrt. Alle Bücher beschäftigen vor allem mit der Technik, die Missionen kommen nicht zu kurz, stehen aber nicht wie bei anderen Büchern über bemannte Raumfahrt im Vordergrund.
Das erste bemannte Raumfahrtprogramm der USA, das Mercuryprogramm begann schon vor Gründung der NASA und jährt sich 2018 zum 60-sten Mal. Das war für mich der Anlass, ein umfangreiches (368 Seiten) langes Buch zu schreiben, das alle Aspekte dieses Programms abdeckt. Der Bogen ist daher breit gestreut. Es beginnt mit der Geschichte der bemannten Raumfahrt in den USA nach dem Zweiten Weltkrieg. Es kommt dann eine ausführliche technische Beschreibung des Raumschiffs (vor 1962: Kapsel). Dem schließt sich ein analoges Kapitel über die Technik der eingesetzten Träger Redstone, Little Joe und Atlas an. Ein Blick auf Wostok und ein Vergleich Mercury bildet das dritte Kapitel. Der menschliche Faktor - die Astronautenauswahl, das Training aber auch das Schicksal nach den Mercurymissionen bildet das fünfte Kapitel. Das sechs befasst sich mit der Infrastruktur wie Mercurykontrollzentrum, Tracking-Netzwerk und Trainern. Das umfangreichste Kapitel, das fast ein Drittel des Buchs ausmacht sind natürlich die Missionsbeschreibungen. Abgeschlossen wird das Buch durch eine Nachbetrachtung und einen Vergleich mit dem laufenden CCDev Programm. Dazu kommt wie in jedem meiner Bücher ein Abkürzungsverzeichnis, Literaturverzeichnis und empfehlenswerte Literatur. Mit 368 Seiten, rund 50 Tabellen und 120 Abbildungen ist es das bisher umfangreichste Buch von mir über bemannte Raumfahrt.
Mein erstes Buch,
Das Gemini Programm: Technik und Geschichte
Mein zweites Buch,
Das ATV und die Versorgung der ISS: Die Versorgungssysteme der Raumstation
Das Buch
Die ISS: Geschichte und Technik der Internationalen Raumstation
Durch die Beschränkung auf den Technischen und geschichtlichen Aspekt ist ein Buch entstanden, das kompakt und trotzdem kompetent über die ISS informiert und einen preiswerten Einstieg in die Materie. Zusammen mit dem Buch über das ATV gewinnt der Leser einen guten Überblick über die heutige Situation der ISS vor allem im Hinblick auf die noch offene Versorgungsproblematik.
Die zweite Auflage ist rund 80 Seiten dicker als die erste und enthält eine kurze Geschichte der Raumstationen, die wesentlichen Ereignisse von 2010 bis 2015, eine eingehendere Diskussion über die Forschung und Sinn und Zweck der Raumstation sowie ein ausführliches Kapitel über die Versorgungsraumschiffe zusätzlich.
Das bisher letzte Buch
Skylab: Amerikas einzige Raumstation
Mehr über diese und andere Bücher von mir zum Thema Raumfahrt finden sie auf der Website Raumfahrtbücher.de. Dort werden sie auch über Neuerscheinungen informiert. Die Bücher kann man auch direkt beim Verlag bestellen. Der Versand ist kostenlos und wenn sie dies tun erhält der Autor auch noch eine etwas höhere Marge. Sie erhalten dort auch die jeweils aktuelle Version, Bei Amazon und Co tummeln sich auch die Vorauflagen.
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