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PLANET/480: Reisen zu den Planeten - Teil 1, Die ersten Schritte (Sterne und Weltraum)


Sterne und Weltraum 10/12 - Oktober 2012
Zeitschrift für Astronomie

50 Jahre Planetenforschung
Reisen zu den Planeten
Teil 1: Die ersten Schritte

Von Manfred Gottwald



Seit einem halben Jahrhundert erforschen wir das Sonnensystem mit interplanetaren Raumsonden. In dieser Zeitspanne hat sich das Verständnis unserer nächsten kosmischen Heimat grundlegend geändert. Nach unseren Besuchen vor Ort kennen wir die Planeten nun als individuelle, überraschend vielfältige Welten.


Als am 14. Dezember 1962 die Raumsonde Mariner 2 in nur 34.700 Kilometer Abstand an der Venus vorbeiflog, war es erstmals gelungen, ein Raumfahrzeug kontrolliert in die nahe Umgebung eines Himmelskörpers jenseits von Erde und Mond zu bringen und dabei mit ihm in Kontakt zu bleiben (siehe diese und alle folgenden Abbildungen ausschließlich in der Druckausgabe). William Pickering, damals Direktor am Jet Propulsion Laboratory (JPL) im kalifornischen Pasadena, das diese Mission leitete, nannte Mariner 2 den Auftakt zu einer vollkommen neuen Ära in der Erforschung unseres Sonnensystems. Er sollte Recht behalten.


Ein mühsamer Beginn

Zu Beginn des Raumfahrtzeitalters gab es Ende der 1950er Jahre zwei Nationen, die in der Lage waren, Sonden in die Erdumlaufbahn und darüber hinaus zu bringen, die USA und die damalige UdSSR. Ursprünglich angetrieben durch den Kalten Krieg und seine militärischen Vorgaben, erkannten Forscher relativ bald auch die wissenschaftlichen Möglichkeiten der Raketentechnologie, nicht nur in Bezug auf die Untersuchung sonst unzugänglicher Bereiche der Erde, sondern auch des Sonnensystems.

Rückblickend erscheint die interplanetare Raumfahrt als eine durchgängige Erfolgsgeschichte. Dabei hatten die Verantwortlichen anfänglich mit unerwarteten Schwierigkeiten zu kämpfen. Ein grundlegendes Problem am Vorabend der Flüge zu den anderen Planeten war fehlendes Personal mit Kenntnissen im Bereich der planetaren Astronomie. Obwohl unser Sonnensystem jahrhundertelang ein wichtiger Gegenstand der beobachtenden und theoretischen Astronomie war, befand sich die professionelle planetare Astronomie zu Beginn des 20. Jahrhunderts im Niedergang. Durch die zu dieser Zeit erzielten Fortschritte in der modernen Physik rückte die Sternentwicklung in den Vordergrund. Auch im Bereich der Erkundung ferner Galaxien warteten nach der Entdeckung der kosmologischen Rotverschiebung durch Georges Lemaître und Edwin Hubble zahlreiche Fragen auf Antworten. Beim Zugang zu den knappen Beobachtungszeiten an geeigneten Teleskopen zogen Beobachtungsprogramme zur Erforschung der Planeten oft den Kürzeren.

Dazu gesellte sich ein wissenschaftlich etwas zweifelhafter Ruf der Planetenbeobachter. Verantwortlich war dafür die Fehlinterpretation der detaillierten Marsbeobachtungen des italienischen Astronomen Giovanni Schiaparelli (1835 - 1910) während der Opposition 1877. Aus seinen als »canali« bezeichneten natürlichen Strukturen, die er auf der Planetenoberfläche erkannte, wurden bald »Kanäle«, die man als Konstruktionen einer hochentwickelten Zivilisation deutete. Diese Idee fiel in der Öffentlichkeit auf fruchtbaren Boden; fortan gehörte die Existenz von »Marsianern« in den Bereich des Möglichen.

Auch in der Astronomie gab es Vertreter, welche die These von höherem Leben auf Planeten vertraten. Einer davon war Percival Lowell (1855 - 1916), der Gründer des Flagstaff-Observatoriums in Arizona (siehe Bild auf S. 36). In Büchern wie »Mars as the abode of life« (in etwa: Mars als die Heimstatt von Leben) spekulierte Lowell über eine dem Untergang geweihte Marszivilisation. Andere wie etwa Gavril Tichow (1875 - 1960) in der UdSSR verfolgten realistischere Ansätze (siehe Bild auf S. 36 oben). Seine Theorien, die er unter der Bezeichnung Astrobiologie oder Astrobotanik zusammenfasste, sahen ebenfalls die Möglichkeit der Existenz von Leben auf unseren Nachbarplaneten vor, wenngleich eher in Form von angepasster Vegetation.

Die weit verbreitete Skepsis gegenüber der planetaren Astronomie erleichterte es angehenden Astronomen, sich für eine stellare oder galaktische Forscherlaufbahn zu entscheiden. Als schließlich in den 1950er Jahren die Planungen und Vorbereitungen für die ersten Raumflüge anstanden, war dafür kaum astronomisch geschultes Personal mit Interesse am Planetensystem vorhanden. Bei einem solcher Treffen soll Albert Hibbs, damals designierter Direktor für Weltraumwissenschaften des JPL, seine Nöte folgendermaßen geäußert haben: »Wir wären sofort bereit, jeden Astronomen für unsere Aufgabe anzuheuern, wenn es denn einen gäbe, der willens ist, lange genug auf die Beobachtung von Galaxien zu verzichten.« Darauf erhielt er von Harold Urey, einem Nobelpreisträger der Chemie mit Interesse an Kosmochemie die Empfehlung: »Vielleicht sollten wir die Astronomen vergessen und es lieber mit Physikern versuchen.«

Unterstützt wurde die 1958 gegründete US-Raumfahrtbehörde NASA von Gerard P. Kuiper (1905 - 1973). Der US-Planetenforscher Carl Sagan (1934 - 1996) nannte ihn einmal den einzigen Astrophysiker der 1950er Jahre, der sein gesamtes Schaffen den Planeten widmete (siehe Bild oben). Kuiper erkannte die enormen Möglichkeiten, Planeten vor Ort mittels automatischer Sonden zu untersuchen. Zudem sah er wie die NASA, die Notwendigkeit, diese Raumfahrtprogramme durch eine intensive bodengebundene Beobachtungstätigkeit, verbunden mit theoretischen Betrachtungen, voranzubringen.

Damit sollten im Wesentlichen drei Aspekte verfolgt werden: ein besseres Verständnis der von den Sonden gewonnenen Daten, die Bestimmung für zukünftige Missionen wichtiger, aber weit gehend unbekannter Planeteneigenschaften sowie die Schaffung eines attraktiven Umfelds, in dem der benötigte wissenschaftliche Nachwuchs heranwachsen kann.

Um von der planetaren Astronomie solche Resultate erwarten zu können, musste sie erst durch massive finanzielle Mittel dazu in die Lage versetzt werden. In den 1950er Jahren fristete sie in den USA im Rahmen der Förderung durch die National Science Foundation ein relativ bescheidenes Dasein: Die Bereiche »Sterne« und »Galaxien« genossen beispielsweise im Jahr 1960 eine 30-mal höhere finanzielle Unterstützung.

Der NASA gelang es, ein im Vergleich dazu deutlich besser ausgestattetes Programm durchzusetzen. Dieses sah auch die Errichtung spezieller, für lunare und planetare Beobachtungen gedachter Teleskope vor, um Nachteile bei der Vergabe von Beobachtungszeit zu umgehen. Das erste dieser Geräte, ein 1,55-Meter-Teleskop, entstand 1965 auf dem Mount Bigelow in den Catalina-Bergen nördlich von Tucson im US-Bundesstaat Arizona (siehe Bild). Auf dem Mauna Kea in Hawaii, heute ein Mekka der bodengebundenen Astronomie, wurde 1970 mit dem 2,2-Meter-Spiegel aus dieser NASA-Initiative überhaupt erst die Ära der großen Teleskope eingeläutet.

Gerard Kuiper war in den 1960er Jahren in zahlreiche planetare und Mondmissionen involviert. Um sich optimal der Untersuchung des Sonnensystems widmen zu können, gründete er 1960 das Lunar and Planetary Laboratory an der Universität von Arizona in Tucson.

Wenn Sonden Messungen durch Fernerkundung oder sogar in situ durchführen, sind zur Interpretation der Daten mehr als astrophysikalische Kenntnisse nötig. Der Aufbau und die Entwicklung von Planeten lassen sich nur verstehen, wenn wissenschaftliche Disziplinen wie Geologie, Geophysik, Mineralogie oder sogar Biologie und verwandte Fächer miteinander kombiniert werden. Die interplanetare Raumfahrt führte so zu einem echten interdisziplinären Ansatz, für den sich die Bezeichnung Planetologie etabliert hat.


Reisewege

Welche besonderen Anforderungen müssen Missionen mit dem Ziel erfüllen, um Objekte des Sonnensystems zu besuchen? Diese hängen zunächst von der Art des Besuchs ab. Im einfachsten Fall handelt es sich um einen Vorbeiflug. Während der größten Annäherung beobachten die Instrumente an Bord der Raumsonde den Planeten und nachdem diese Phase abgeschlossen ist, endet die Mission.

Ein komplexeres Unternehmen ist das Einschwenken in eine Umlaufbahn um den Himmelskörper, die jahrelange Beobachtungen aus niedriger Höhe erlauben. Von einem Orbiter, aber auch bei einem Vorbeiflug, lässt sich eine Landekapsel abtrennen, die entweder hart oder kontrolliert auf einer festen Oberfläche aufsetzen soll. Während ihres Abstiegs kann diese Daten aus einer vorhandenen Atmosphäre oder Bilder des zu erreichenden Ziels übertragen.

Eine solche Kapsel lässt sich auch so auslegen, dass sie sich möglichst lange in der Atmosphäre aufhält, beispielsweise indem sie an einem Ballon hängend von den vorherrschenden Strömungen getragen wird. Einmal gelandet, kann die Sonde die Oberfläche und die am Landeort existierende Atmosphäre untersuchen. Ein mitgeführter Rover, ein vom Lander unabhängiges Fahrzeug, erweitert dabei den Aktionsradius beträchtlich.

Kleinere Objekte lassen sich auch untersuchen, indem eine Sonde Projektile auf deren Oberfläche abschießt und die Auswirkungen des Aufpralls analysiert. Die ehrgeizigste Form eines Besuchs ist die kontrollierte Rückkehr eines interplanetaren Raumfahrzeugs zur Erde mit Material des besuchten Ziels - entweder gewonnen auf dessen Oberfläche oder in seiner näheren Umgebung.

Die Ziele interplanetarer Raumfahrt zeichnen sich durch ihre große Entfernung aus. Venus als nächstmögliches Objekt befindet sich im günstigsten Fall 38 Millionen Kilometer von der Erde entfernt, zum Zwergplaneten Pluto sind es zwischen 4,3 und 7,2 Milliarden Kilometer. Um eine Sonde dorthin zu bringen, gibt es unterschiedliche Ansätze, am bekanntesten sind die so genannten Hohmann-Bahnen.

Im Jahr 1925 hatte der deutsche Ingenieur Walter Hohmann (1880 - 1945), lange bevor Raumfahrt überhaupt möglich wurde, untersucht, wie man sich zwischen Himmelskörpern bewegen kann, die eine Zentralmasse umlaufen. Er fand, dass die energetisch günstigste Variante die später nach ihm benannten Hohmann-Bahnen sind (siehe die Grafik).

Angewandt auf die Erde und eine Reise zu den äußeren Planeten bedeutet dies, die Sonde in Richtung der Bahnbewegung der Erde so weit zu beschleunigen, dass sie deren Schwerefeld verlässt. Sie läuft dann auf einer elliptischen Bahn um die Sonne mit dem Abstand Sonne-Erde als Perihel. Bei geeigneter Beschleunigung erreicht sie die Umlaufbahn des äußeren Planeten in ihrem Aphel.

Da Planet und Sonde auf unterschiedlichen Bahnen um die Sonne kreisen, besitzen sie nicht identische heliozentrische Bahngeschwindigkeiten. Die Begegnung beider wäre somit nur eine kurzzeitige Episode. Damit die Sonde in Planetennähe verbleiben kann, muss sie ihre Geschwindigkeit wiederum verändern, wodurch die elliptische Bahn des Raumfahrzeugs in eine kreisförmige umgewandelt wird.

Prinzipiell erfolgt die Reise zu den inneren Planeten ähnlich, nur dass sich die Sonde hier beim Start in ihrem Aphel befindet und ihr Perihel bei der Ankunft bei Merkur oder Venus erreicht. Um in den inneren Bereich des Sonnensystems vorzustoßen, darf die Sonde aus dem Erdorbit jedoch nicht in Richtung der Erdbewegung beschleunigen, sondern entgegengesetzt dazu. Dabei folgt sie immer noch der von der Erde vorgegebenen Bahn, jedoch mit etwas geringerer Geschwindigkeit und »fällt« somit in Richtung Sonne. Auch hier ist ein zweites Manöver notwendig, falls das Raumfahrzeug in der Nähe des Ziels verbleiben soll.

Natürlich wird nie die kürzestmögliche Entfernung zwischen Erd- und Planetenorbit zurückgelegt, sondern das Raumfahrzeug nähert sich letzterem auf einer elliptischen Bahn an. Ein Zusammentreffen mit dem Planeten ist nur gelingen, wenn das Raumfahrzeug innerhalb eines Startfensters startet, das sich aus den unterschiedlichen Bahnradien beziehungsweise Bahngeschwindigkeiten ergibt.

Reisezeiten und erforderliche Geschwindigkeitsänderungen ΔV*
Ziel

Reisezeit
in Jahren
DeltaV1 in Kilometer
pro Sekunde
DeltaV2 in Kilometer
pro Sekunde
Merkur
Venus
Mars
Jupiter
Saturn
Uranus
Neptun
Pluto
0,3
0,4
0,7
2,7
6,1
16,1
30,7
45,6
-7,53
-2,50
2,95
8,79
10,29
11,28
11,66
11,82
-9,61
-2,71
2,65
5,64
5,44
4,66
4,05
3,69

(*) Hohmann-Transferbahnen unter der Annahme von Kreisbahnen (ΔV1 zum Verlassen des Erdorbits, ΔV2, um sich der Bahn des Ziels anzupassen)


Die Tabelle oben zeigt, wie lange eine Reise von der Erde zu den Planeten und Pluto auf Hohmann-Bahnen dauert. Während Merkur, Venus und Mars innerhalb eines Jahres zu erreichen sind, steigt die Flugdauer zu Zielen jenseits des Asteroidengürtels enorm an. Ebenfalls finden sich in der Tabelle die Äquivalente der Geschwindigkeitsänderungen oder ΔV (Delta-V), relativ zur Bahngeschwindigkeit der Erde (ΔV1), um die Hohmann-Bahn zu erreichen, und relativ zum Planeten (ΔV2), um aus der Hohmann-Bahn dem Planeten auf einer Kreisbahn folgen zu können. Negative Werte stehen für Beschleunigungen entgegen der Bahnbewegung des Planeten. Es zeigt sich, das sich nur Venus und Mars mit relativ moderatem ΔV erreichen lassen. Sogar Merkur erfordert deutliche Geschwindigkeitsänderungen, vor allem bei der Ankunft am Planeten.

Um extrem lange Reisezeiten und aufwändige ΔV-Manöver zu vermeiden, sind Alternativen gefragt. Die als Gravity Assist oder Swing-by bekannte Variante wurde 1961 von Michael Minovitch ausgearbeitet, als er als Student am JPL weilte (siehe die Grafik). Hier wird die Tatsache ausgenutzt, dass sich die Flugrichtung und -geschwindigkeit einer Sonde beim Vorbeiflug an einem Planeten ändert. Außerhalb seiner gravitativen Einflusssphäre wird ihre Bahn durch die Sonne bestimmt, innerhalb beginnt die Sonde in Richtung des Planeten zu fallen. Dabei erhöht sich ihre Geschwindigkeit relativ zum Planeten bis zum Punkt der größten Annäherung. Danach entfernt sie sich wieder, die Geschwindigkeit relativ zum Planeten nimmt ab, um nach Verlassen der Einflusssphäre wieder ihren ursprünglichen Wert anzunehmen. Durch die Anziehung des Planeten hat sich die Flugrichtung geändert. Wie stark diese Änderung ausfällt, hängt unter anderem vom geringsten erreichten Abstand und der Geschwindigkeit der Sonde ab.

Bisher war unsere Betrachtung planetenzentriert. Von Interesse ist aber, wie schnell sich die Sonde heliozentrisch bewegt. Hier kommt die Bewegung des Planeten ins Spiel, dessen Bahngeschwindigkeit berücksichtigt werden muss. Der erreichbare Absolutwert einer Geschwindigkeitsänderung lässt sich aus dem Winkel zwischen den Richtungen der ankommenden und abfliegenden Sonde sowie ihrer planetenbezogenen Geschwindigkeit vor dem Swing-by-Manöver berechnen. Am massereichen Jupiter sind beispielsweise ΔV möglich, welche die Sonde auf Entweichgeschwindigkeit aus dem Sonnensystem hinausbeschleunigen.

Physikalisch betrachtet wird bei einem Swing-by weder der Impuls- noch der Energieerhaltungssatz verletzt. Der nahe Vorbeiflug ist elastisch, so dass die Summe der kinetischen Energien von Sonde und Planet davor und danach gleich sind, ebenso haben die beteiligten Massen Impuls ausgetauscht. Wegen der geringen Masse der Sonde macht sich der Effekt in den geänderten Bahnparametern deutlich bemerkbar. Aber auch der Umlauf des Planeten um die Sonne wurde modifiziert; nur dass die Änderung wegen der viel größeren Masse des Planeten vernachlässigbar gering ist. Als die Raumsonde Galileo auf ihrem Weg zum Jupiter im Dezember 1992 nahe an der Erde vorbeiflog, erhöhte sich ihre heliozentrische Geschwindigkeit durch dieses Swing-by-Manöver um 3,7 Kilometer pro Sekunde - die Erde dagegen erfuhr eine Abbremsung von 6 x 10-9 Zentimetern pro Jahr!

Je nach Geometrie des Vorbeiflugs sind entweder Beschleunigungen für Flüge ins äußere Sonnensystem, oder, wenn die inneren Planeten angesteuert werden, Abbremsungen möglich. Auch lässt sich mit Swing-bys eine Sonde in hohe ekliptikale Breiten befördern. Solche Manöver, die oft mehrfach im Lauf einer Mission stattfinden, sind heute die gängige Methode, um die Reisezeiten von interplanetaren Sonden drastisch zu verkürzen.

Zur Erzeugung von ΔV werden fast ausschließlich chemische Antriebe genutzt. Auf einer Bahn in niedrigem Erdorbit zündet zum geeigneten Zeitpunkt ein Triebwerk, das den erforderlichen Schub zum Verlassen des Anziehungsbereichs der Erde liefert. Die weitere Reise erfolgt antriebslos, nur unterbrochen durch etwaige Kurskorrekturen. Falls erforderlich, kommt bei Ankunft am Ziel nochmals der Hauptmotor zum Einsatz und bringt die Sonde in die gewünschte Umlaufbahn.

Als einzige praktische Alternative zu chemischen Treibstoffen eignen sich Ionentriebwerke für interplanetare Flüge. Ihr theoretischer Ursprung reicht zurück bis zu den Raketenpionieren Robert Goddard (1882 - 1945), Konstantin Ziolkowski (1857 - 1935) oder auch Hermann Oberth (1894 - 1989) Anfang des 20. Jahrhunderts. In solchen Motoren, die nur im Hochvakuum funktionieren, wird ein Gas, oftmals Xenon, ionisiert und danach in einem elektromagnetischen Feld beschleunigt und ausgestoßen.

Der erreichbare Schub ist viel geringer als bei den explosiv ablaufenden Reaktionen chemischer Antriebe; er liegt in der Größenordnung von 100 Millinewton. Das entspricht in etwa der Kraft, die ein Blatt Papier auf seine Unterlage ausübt (zum Vergleich: die Hauptstufe der Ariane-5-Rakete erreicht mehr als 1000 Kilonewton). Trotzdem eignen sich Ionentriebwerke für interplanetare Reisen, da sie sich über sehr lange Zeiträume betreiben lassen und damit sehr große Geschwindigkeitsänderungen ermöglichen.

Eine mit einem Ionentriebwerk ausgerüstete Sonde bewegt sich nicht mehr auf einfachen Transferbahnen zwischen zwei Planeten, sondern beschreibt nach ihrem chemisch erfolgten Einschuss in eine solare Umlaufbahn eine immer weiter (nach außen) oder enger (nach innen) werdende Spirale, die schließlich das Zielobjekt auf seiner Bahn erreicht (siehe die Grafik oben). Dabei lassen sich je nach Bedarf Swing-by-Manöver einbinden. Der Nachteil bei dieser Antriebsmethode ist die verlängerte Reisezeit. Dies wird jedoch dadurch ausgeglichen, dass man deutlich weniger Treibstoff mitführen muss, was die Gesamtmasse einer Sonde und damit die Startkosten reduziert.


Funkverkehr in den Tiefen des Sonnensystems

Wie hält man Kontakt zu Sonden, die sich bis an den Rand des Sonnensystems begeben? Es müssen sowohl die von den Instrumenten erzeugten Daten empfangen als auch das Raumfahrzeug gesteuert werden. Raumsonden sind üblicherweise mit Radiokommunikationssystemen ausgestattet, die eine Sendeleistung im Xoder S-Band im Bereich von bis zu einigen zehn Watt besitzen. Das X-Band umfasst den Frequenzbereich zwischen sechs und zehn Gigahertz, das S-Band von zwei bis fünf Gigahertz. Durch die Verwendung einer Parabolantenne lässt sich die Sendeleistung stark gerichtet einsetzen. Hinzu kommt meistens eine oder mehrere Rundstrahlantennen. Während mit einer Richtantenne eine Datenübertragung mit hoher Rate möglich ist - heute erreichen die Datenströme mancher Missionen mehrere Megabit pro Sekunde - erlauben Rundstrahlantennen nur niedrige Datenraten. (Bei der ersten erfolgreichen Raumsonde Mariner 2 wurden 1962 nur acht Bit pro Sekunde übermittelt.) Sie sind trotzdem sinnvoll, da sie bei Ausfall der Hauptantenne einen Teil der Datenübertragung übernehmen können.

Ohne Rundstrahlantenne wäre beispielsweise die Mission Galileo zu Jupiter gescheitert, nachdem sich die Hauptantenne nicht vollständig öffnen ließ. Allerdings war ihr Signal 10.000-fach schwächer als über die Hauptantenne, so dass die Bodenstationen entsprechend umgerüstet werden mussten, um den reduzierten Datenstrom zu empfangen.

Bereits früh zu Beginn des Raumfahrtzeitalters errichteten sowohl die amerikanische als auch die russische Seite große Antennenanlagen für den Kontakt zu interplanetaren Sonden. In den USA entstand in der Gegend um Goldstone in der Mojave-Wüste nordöstlich von Los Angeles die erste Großanlage. Aus ihr entwickelte sich das Deep Space Network (DSN), mit dem die NASA noch heute ihre interplanetaren Missionen kontrolliert.

Derzeit besteht das DSN aus drei annähernd identisch ausgerüsteten Bodenstationen, deren geografische Länge sich um 120 Grad unterscheidet: Goldstone in den USA, Madrid in Spanien und Canberra in Australien, wodurch ein erdumspannendes System entsteht. Jede dieser DSN-Einrichtungen verfügt über eine Anzahl von Parabolantennen - eine 70-Meter-Antenne sowie mehrere kleinere mit Durchmessern von 34 und 26 Metern. Falls bei bestimmten Missionen erforderlich, lassen sich die Antennen zu einem Netzwerk zusammenschalten, unter anderem auch mit den Radioteleskopen des Very Large Array in New Mexico oder mit dem Radioteleskop von Parkes in Australien.

Die Befehlsübermittlung vom Boden zum Raumfahrzeug erfolgt mit einer Leistung abhängig von den Missionseigenschaften. Beispielsweise wird für den Kontakt im S-Band zu den beiden weit entfernten Voyager-Sonden die 70-Meter-Antenne und ein 20-Kilowatt-Transmitter genutzt. Alle Antennen sind voll steuerbar, um sie exakt auf die verfolgte Sonde über einen längeren Zeitraum hinweg auszurichten. Als zentrale Schaltstelle für das DSN dient ein Kontrollzentrum am JPL in Pasadena.

In der UdSSR wurden interplanetare Missionen von Jewpatorija auf der Krim betreut. Später kam jeweils eine Station bei Moskau und in Ussurijsk am Pazifischen Ozean hinzu. Wegen ihrer geopolitischen Situation konnte die UdSSR kein globales Empfangssystem betreiben. Somit war eine Verbindung zu den sowjetischen Raumsonden nur möglich, wenn sie sich im Gesichtsfeld von Jewpatorija befanden. Vor allem für kritische Flugmanöver und Datentransfers bei der Ankunft am Planeten mussten die Missionsplaner somit immer die Sichtbarkeit über der Krim berücksichtigen. Sie versuchten deshalb die Lücken durch mobile Empfangsstationen auf Schiffen auszugleichen (siehe Bild). Abgesehen vom in den 1960er und 1970er Jahren vorherrschenden Geheimhaltungsdenken auf russischer Seite, dem eine weithin sichtbare Flottille antennenbestückter Schiffe widersprach, waren diese Anlagen in ihren Dimensionen und Betriebszeiten limitiert.

Im Lauf der zurückliegenden 50 Jahre traten auch Europa und Japan in den Kreis der interplanetaren Raumfahrt ein und schufen, neben der partnerschaftlichen Nutzung von DSN-Anlagen, dafür eigene Kommunikationseinrichtungen. Die drei europäischen Anlagen verfügen jeweils über 35-Meter-Antennen und befinden sich an den ESA Deep-Space-Bodenstationen in Cebreros bei Madrid, New Norcia bei Perth sowie Malargüe im Westen Argentiniens (siehe Bild unten rechts). Japan unterhält seit 1984 am Usuda Deep Space Center eine 64-Meter-Antenne.


Woher kommt die Bordenergie?

Der Betrieb interplanetarer Sonden erfordert eine elektrische Leistung von etwa ein bis zwei Kilowatt, wobei vor allem beim Einsatz eines Ionentriebwerks noch höhere Werte anfallen können. Wegen der üblicherweise recht langen Missionsdauern muss diese Leistung über Jahre zuverlässig bereitgestellt werden. Gängige Methoden der Energieerzeugung sind Solarzellen oder Radionuklidgeneratoren. Klassische Batterien lassen sich nur für kurzzeitige Unternehmungen wie etwa Atmosphärensonden einsetzen, die eine eng befristete Lebensdauer besitzen.

Solange sich die Missionen nicht zu weit von der Sonne entfernen, also über den Asteroidengürtel hinausbegeben, sind Solarzellen erste Wahl. In Abhängigkeit vom erreichten Sonnenabstand können sie ausreichend Strom liefern. Die europäische Kometensonde Rosetta führt Solarzellen mit einer Gesamtfläche von 64 Quadratmetern mit sich, die bei einer Entfernung von 3,4 Astronomischen Einheiten (AE) noch 850 Watt erzeugen, in der Maximalentfernung von 5,25 AE jedoch nur noch 395 Watt. Solarzellen unterliegen Alterungseffekten und verlieren jährlich ein bis zwei Prozent ihrer Leistungsfähigkeit. Zusätzlich altern in der interplanetaren Umgebung fotovoltaische Flächen durch die Teilchenstrahlung der Sonne vorzeitig.

Radionuklidgeneratoren kommen dann zum Einsatz, wenn Solarzellen mit Ausmaßen, wie sie sich bei Raumflügen noch verwirklichen lassen, nicht mehr genügend Energie liefern. Ihr Betrieb ist weit gehend unabhängig von den Umgebungsbedingungen des Raums, und die Generatoren sind temperatur- und strahlungsunempfindlich. In ihnen erzeugt ein Radionuklid mit einer Halbwertszeit, die deutlich länger als die geplante Missionsdauer ist, durch radioaktiven Zerfall Wärme, die über den thermoelektrischen Effekt direkt in elektrische Energie umgewandelt wird (siehe SuW 3/1998, S. 220 und Bild auf S. 43). Als Radionuklid wird oft Plutonium-238 eingesetzt, da sich seine Strahlung relativ leicht abschirmen lässt, was dem Massenbudget der Sonde zugutekommt.


Erfolge und Misserfolge

Bis heute haben 60 Missionen ihre interplanetaren Ziele - Planeten, Asteroiden, Kometen - erfolgreich erreicht oder sind auf dem Weg dorthin. 41 verfehlten die ihnen gestellten Aufgaben. Zwischen Erfolg und Misserfolg zu unterscheiden, ist nicht immer einfach. Oft wurden die eigentlichen, manchmal zu ehrgeizigen Vorgaben nicht erfüllt, die mitgeführten Instrumente sammelten trotzdem eine Menge an neuen Informationen.

Beispiele hierfür gibt es aus den 1960er Jahren, als die frühen sowjetischen Venera-Sonden eigentlich weich auf der Venusoberfläche landen sollten. Sie waren jedoch wegen noch unbekannter Umweltbedingungen auf der Venus so ausgelegt, dass sie den gesamten Abstieg durch ihre Atmosphäre nicht überstehen konnten. Bis zu ihrem Verstummen in einer gewissen Höhe über der Oberfläche lieferten sie aber erste Atmosphärenprofile. Solche Missionen sind als Erfolg zu betrachten, genauso wenn ein Raumfahrzeug aus zwei Teilen bestand, etwa einem Orbiter und einem Landegerät, wovon nur eines seine Aufgaben erfüllte. Hierfür stehen exemplarisch die europäische Mission Mars Express und der mitgeführte, aber fehlgeschlagene Beagle-Lander.

Erst in den 1980er Jahren übertraf die Zahl der Erfolge diejenige der Misserfolge. Dafür ist die hohe Anzahl früher Fehlschläge verantwortlich, von denen ein großer Anteil auf das interplanetare Programm der UdSSR zurückgeht. Hier versuchten die Missionsplaner, jedes mögliche Startfenster zu Venus und Mars zu nutzen. Der Zeitdruck führte oft zu nicht ausgereiften Konstruktionen, oder die erforderlichen Trägerraketen erwiesen sich als unzuverlässig. Die Vorbereitung erscheint in der UdSSR, dem Land der sozialistischen Planwirtschaft, weniger plangetrieben gewesen zu sein als in den USA. Dort war die 1958 gegründete NASA für das zivile Raumfahrtprogramm verantwortlich. Die Aufmerksamkeit, die jede Mission genoss, zwang die NASA dazu, bei Misserfolgen effektive Gegenmaßnahmen zu ergreifen.

In der UdSSR wurde erst ab 1965 versucht, mit dem Raumforschungsinstitut IKI eine Einrichtung zu etablieren, welche die wissenschaftliche Leitung des dortigen Raumfahrtprogramms übernehmen sollte. Das IKI verfügte jedoch nie über die Möglichkeiten, die mit denjenigen der NASA vergleichbar waren. Die sowjetischen Raumfahrtunternehmungen wurden stattdessen von Planungsbüros und ihren einflussreichen Leitern vorangetrieben. Zusätzlich verhinderte die Geheimhaltungsmentalität Diskussionen darüber, welche Lösungen Erfolg versprechend sind.

Ab Mitte der 1970er Jahre reduzierte sich die Anzahl der Misserfolge drastisch. Im Jahr 1973 fiel noch ein Großteil der sowjetischen Marsflotte Mars 4 bis 7 aus, da die russischen Konstrukteure wegen des sich nahenden Startfensters Sonden auf den Weg schickten, die ungeeignete Bauteile enthielten. In den Jahren 1988 und 1989 war der Verlust der beiden Phobos-Missionen zum Mars und seinem gleichnamigen Mond wegen Baufehlern ein herber Schlag für die russischen interplanetaren Ambitionen, dem weitere folgen sollten. Im Jahr 1996 endete Mars 96 bereits im Erdorbit und Ende 2011 ereilte Phobos-Grunt ein ähnliches Schicksal.

Aber auch NASA, die japanische Raumfahrtbehörde JAXA und die ESA erlebten ihre Fehlschläge. In den 1990er Jahren häuften sich die Verluste bei Marsmissionen der NASA. Ein kurioser Fall betraf den Mars Climate Orbiter, der beim Einschwenken in den Marsorbit verloren ging. Während die NASA die metrische Maßeinheit Newton benutzte, rechnete der Hersteller der Sonde, die Raumfahrtfirma Lockheed-Martin, stattdessen in Poundforce aus dem anglo-amerikanischen System. Dadurch wurde ein Korrekturmanöver falsch ausgeführt, wodurch die Sonde als marsnächsten Punkt der Umlaufbahn 57 Kilometer anstatt der geplanten 150 Kilometer ansteuerte und in der dichteren Marsatmosphäre verglühte. Das bisher letzte Unternehmen, unseren Nachbarn Venus zu erreichen, die japanische Mission Akatsuki, scheiterte am 7. Dezember 2010, als das Einschwenken in den Planetenorbit misslang. Jedoch soll in sechs Jahren, wenn Akatsuki zur Venus zurückkehrt, ein erneuter Versuch unternommen werden.

Neben den USA und der UdSSR/Russland sind auch Japan und Europa im interplanetaren Raum präsent. Die UdSSR beziehungsweise Russland deckten mit ihren Missionen immer unsere nächsten Nachbarn Venus und Mars ab, abgesehen von zwei Vorbeiflügen am Kometen Halley im Jahr 1986. Die japanischen Erfolge beziehen sich bisher auf die kleinen Körper im Planetensystem wie Asteroiden und Kometen.

Die ESA hat nicht nur Visiten bei unseren direkten planetaren Nachbarn durchgeführt, sondern mit nahen Vorbeiflügen an Asteroiden und Kometen sowie der NASA/ESA-Mission Cassini/Huygens auch seinen Fußabdruck jenseits von Mars hinterlassen. Die NASA bestreitet die Hauptlast der interplanetaren Raumfahrt. Viele Sonden waren bereits sehr früh internationale Unternehmungen, da Arbeitsgruppen aus unterschiedlichen Ländern Experimente bereitstellten und deren Ergebnisse in Zusammenarbeit analysierten.


Nach seiner Promotion über Gammaastronomie am Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik und der Mitarbeit an wissenschaftlichen Weltraummissionen bei der ESA und wiederum am MPE arbeitet Manfred Gottwald am Institut für Methodik der Fernerkundung des DLR, wo er für den Betrieb des Atmosphäreninstruments SCIAMACHY zuständig ist.


50 Jahre Planetenforschung
Harald Krüger: Vorstoß ins Sonnensystem
Teil 1: Die erdähnlichen Planeten
Teil 2: Die Gasriesen
Manfred Gottwald: Reisen zu den Planeten
Teil 1: Die ersten Schritte
Teil 2: Die Nachbarn der Erde
Teil 3: Jenseits des Mars

August 2012
September 2012

Oktober 2012
November 2012
Dezember 2012

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w i s - wissenschaft in die schulen

Didaktische Materialien zu diesem Beitrag

Was ist WIS?
Unser Projekt »Wissenschaft in die Schulen!« wendet sich an Lehrerinnen und Lehrer, die ihren naturwissenschaftlichen Unterricht mit aktuellen und praktischen Bezügen anschaulich und abwechslungsreich gestalten wollen - und an Schülerinnen und Schüler, die sich für Vorgänge in der Natur begeistern und ein tieferes Verständnis des Universums gewinnen möchten.

Um diese Brücke von der Wissenschaft in die Schulen zu schlagen, stellt WIS didaktische Materialien als PDF-Dokumente zur Verfügung (kostenloser Download von unserer Internetseite www.wissenschaft-schulen.de).

WiS in Sterne und Weltraum

Zum Beitrag »Reisen zu den Planeten, Teil 1« stehen vier WiS-Materialien zur Verfügung:

»Nach Hause telefonieren. - Kommunikation zwischen Raumsonden und der Bodenstation« beschreibt, wie sich mit recht einfachen Mitteln selbst Daten von Satelliten empfangen lassen und wie man sie auswerten kann. Dazu kommt der FUNCube Dongle zum Einsatz, ein einfacher Digitalempfänger in Form eines USB-Sticks. Zudem werden die Grundlagen der Datenkommunikation besprochen.
(ID-Nummer: 1128719)

Das WiS-Material »Senden und empfangen digital verschlüsselter Bilder« beschreibt die Grundlagen digitaler Bilderzeugung und Übermittlung. Hinter jedem Digitalbild steckt eine in die Millionen gehende Anzahl von Binärzahlen, die jeweils den Farbwert eines Pixels, also eines Bildpunkts, darstellen. Der Beitrag liefert Anregungen, wie man sich dem Thema auf einfache Weise nähern kann.
(ID-Nummer: 1070006)

Das WiS-Material »Fernerkundung und Kartografie im Sonnensystem« geht auf die Methoden ein, wie mit Hilfe der Bilder von Raumsonden ganze Planeten im Sonnensystem erfasst und kartiert werden. Dabei wird auch am Verständnis der Projektionsverfahren von Landkarten gearbeitet.
(ID-Nummer: 1069119)

»Ein Modell der Raumsonde Voyager« gibt Anregungen, wie man Schüler im Unterreicht an der Erfolgsgeschichte der Voyager-Sonden teilnehmen lassen kann. Im Zentrum steht der Bauplan eines Kartonmodells der Sonde.
(ID-Nummer: 1051484)


Bildunterschriften der im Schattenblick nicht veröffentlichten Abbildungen der Originalpublikation:

Abb. S. 35:
Vertreter der NASA überreichen dem US-Präsidenten John F. Kennedy ein Modell der Raumsonde Mariner 2 (Bild unten) nach ihrem erfolgreichen Venusvorbeiflug im Dezember 1962.

Abb. S. 36 oben links:
Percival Lowell beobachtet den Mars in dem von ihm gegründeten Observatorium.

Abb. S. 36 oben Mitte:
Der russische Astronom Gavril Tichow wagte Anfang des 20. Jahrhunderts erste Vermutungen über mögliches Leben auf dem Mars.

Abb. S. 36 oben rechts:
Das 1,55-Meter-Kuiper-Teleskop auf dem Mount Bigelow nördlich von Tucson diente Anfang der 1960er Jahre vorwiegend der Planetenforschung.

Abb. S. 36 Mitte:
Gerard P. Kuiper (1905 - 1973) war einer der Begründer der US-amerikanischen Planetenforschung.

Abb. S. 37:
Hier sind Hohmann-Bahnen von der Erde zu äußeren (links) und inneren (rechts) Planeten mit idealisierten Kreisbahnen dargestellt. Die jeweiligen heliozentrischen Geschwindigkeiten der Planeten sind mit V1 und V2 bezeichnet, während Vd sowie Va die Sondengeschwindigkeiten bei Abflug und Ankunft angeben.

Abb. S. 38:
Der Flug von Cassini zum Saturn ist ein Beispiel einer Bahn mit mehrfachen Swing-by-Manövern (grün: Flugverlauf vom Start bis zum ersten Venusvorbeiflug, orange: erster bis zweiter Venusvorbeiflug, blau: zweiter Venusvorbeiflug mit nachfolgender Erd- und Jupiterpassage).

Abb. S. 39:
Die US-Raumsonde Dawn nähert sich auf einer langen Flugstrecke den Kleinplaneten Vesta und Ceres. In den hellblauen Segmenten war der Ionenantrieb von Dawn aktiv und erzeugte eine immer weiter werdende spiralförmige Bahn.

Abb. S. 40:
Die US-Raumsonde Mariner-7 sandte dieses Bild des roten Planeten Mars im August 1969 zur Erde. Erst mit modernen Bildverarbeitungsverfahren gelang es dem US-Amerikaner Ted Stryk, aus den damals übermittelten digitalen Daten ein Farbbild zu rekonstruieren. Stryk ist Professor für Philosophie in Oak Ridge, Tennessee, und betreibt die Bildverarbeitung als Hobby. Er sucht dabei in NASA-Archiven nach alten Datenträgern und arbeitet sie auf.

Abb. S. 41 oben:
Die Juri Gagarin war das größte Schiff der früheren UdSSR-Flotte zum globalen Funkempfang von Raumfahrzeugen.

Abb. S. 41 unten:
Die 35-Meter-Antenne des ESA Deep Space Networks in Cebreros westlich von Madrid wird zum Datenempfang von verschiedenen Raumsonden genutzt.

Abb. S. 43:
Bei den Überprüfungen vor dem Start war die Plutosonde New Horizons mit einem Modell ihres Radionuklidgenerators ausgerüstet (links). Der im Flug verwendete Generator wurde erst kurz vor dem Start eingesetzt.

© 2012 Manfred Gottwald, Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH, Heidelberg

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Quelle:
Sterne und Weltraum 10/12 - Oktober 2012, Seite 34 - 43
Zeitschrift für Astronomie
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veröffentlicht im Schattenblick zum 30. Oktober 2012