Erkundung der Heliopause

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Die Erkundung der Heliopause (chinesisch 太陽系邊際探測 / 太阳系边际探测, Pinyin Tàiyángxì Biānjì Tàncè) ist ein am 2. Mai 2018 erstmals vorgestelltes Projekt zur Erforschung der Heliosphäre. Es steht unter der wissenschaftlichen Leitung der Fakultät für Erd- und Weltraumwissenschaften der Universität Peking (Zong Qiugang) in Zusammenarbeit mit dem Zentrum für Monderkundungs- und Raumfahrt-Projekte der Nationalen Raumfahrtbehörde Chinas (Wu Weiren), der China Aerospace Science and Technology Corporation (Yu Dengyun), der Chinesischen Akademie für Weltraumtechnologie (Huang Jiangchuan), dem Pekinger Institut für Raumfahrzeugkonstruktion (Meng Linzhi) und dem Nationalen Zentrum für Weltraumwissenschaften (Wang Chi).[1]

Das Projekt stützt sich dabei zu einem großen Teil auf drei Sonden, die in verschiedene Bereiche der Heliosphäre geschickt werden sollen. Die erste Sonde soll im Mai 2024Vorlage:Zukunft/In 4 Jahren zum sonnenahen Rand der Heliosphäre, der sogenannten Heliopause aufbrechen, die zweite zu einem späteren Zeitpunkt, aber ebenfalls noch 2024 in entgegengesetzter Richtung den „Helioschweif“ erkunden. Die dritte, nuklear angetriebene Sonde soll 2030Vorlage:Zukunft/In 5 Jahren senkrecht zur Ekliptikebene zum oberen oder unteren Rand der Heliosphäre aufbrechen. Alle drei Sonden werden danach in den interstellaren Raum eindringen.[2][3]

Als Namen für die Sonden, im Ausland meist nur Interstellar Heliospheric Probe bzw. IHP genannt, sind bislang vorgeschlagen „Interstellarexpress“ bzw. 星际快车 und „Göttliches Weberschiffchen“ bzw. 神梭.[4][5]

Wissenschaftliche Ziele[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Bereich 1 (bis 100 AE)[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Erkundung der räumlichen Verteilung von interstellaren energetisch neutralen Atomen und interstellarem Staub[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die Heliosphäre in der bisherigen Annahme. Das Sonnensystem bewegt sich nach links, rechts der Schweif.

Die Heliosphäre ist ein weiträumiger Bereich um die Sonne, in dem der Sonnenwind aus elektrisch geladenen Teilchen das interstellare Medium verdrängt und eine Art „Blase“ um die Sonne bildet. Die Grenze dieses Bereichs, der sich bis weit jenseits der Planetenbahnen erstreckt, dort wo der Sonnenwind auf das interstellare Medium trifft, nennt man „Heliopause“. Da sich das Sonnensystem mit einer Geschwindigkeit von 23,2 km/s bzw. 84.000 km/h durch das interstellare Medium auf das Sternbild Skorpion im Zentrum der Milchstraße zubewegt, lautet die bisherige Annahme, dass sich die Heliosphäre durch den „Fahrtwind“ verformt und eine kometenähnlich Form hat, mit einem Kopf, wo die Grenzlinie zum interstellaren Raum mit 100 AE relativ nah an der Sonne liegt, und einem Schweif, der in die der Fahrtrichtung entgegengesetzte Richtung zeigt, also auf das Sternbild Stier.[6] Nach Auswertung der von den Tiefraumsonden Voyager 1 und Voyager 2, der Saturnsonde Cassini und des Satelliten IBEX gelieferten Daten scheint es jedoch so zu sein, dass die Heliosphäre keinen kometenartigen Schweif besitzt, sondern tatsächlich sphärenförmig, also eher rund ist.[7]

Der Weltraumphysiker Wang Chi (王赤, * 1967), bei den Voyager-Missionen der NASA verantwortlich für die Analyse der Daten des Plasmaspektrometers und die Erarbeitung eines theoretischen Modells der Heliosphäre,[8][9] hatte sich schon 2003 zusammen mit John D. Richardson vom Massachusetts Institute of Technology mit der Geschwindigkeitsabnahme des Sonnenwinds befasst, wenn er sich dem äußeren Rand der Heliosphäre nähert.[10][11]

2015 leitete die Nationale Raumfahrtbehörde Chinas dann Vorplanungen für eine Erkundung der Heliopause mittels Tiefraumsonden ein. Mit den konkreten Planungsarbeiten für das Projekt betraut waren die Chinesische Akademie für Weltraumtechnologie, die die Sonden bauen würden, das Institut für Weltraumphysik und angewandte Technologie (空间物理与应用技术研究所) an der Fakultät für Erd- und Weltraumwissenschaften (地球与空间科学学院) der Universität Peking und das Nationale Zentrum für Weltraumwissenschaften der Chinesischen Akademie der Wissenschaften, wo Wang Chi mittlerweile Direktor des Nationalen Schwerpunktlabors für Weltraumwetter (空间天气学国家重点实验室) war.[12]

Links das ENA-Gebiet

Die bisherigen Tiefraumsonden der NASA, von Pioneer 10 (1972) bis New Horizons (2006) waren primär für die Erforschung der äußeren Planeten ausgelegt und sammelten nur als Nebenprodukt Daten aus der Heliosphäre. Weder von den Messinstrumenten her noch vom Missionsprofil waren sie für diesen Zweck konstruiert. So flogen zum Beispiel Voyager 1, durch den Vorbeiflug am Saturnmond Titan nach Norden abgelenkt, und Voyager 2, durch den Vorbeiflug am Neptun nach Süden abgelenkt, seitlich bzw. ober- und unterhalb der Zone der energetisch neutralen Atome (ENA) vorbei, die in Fahrtrichtung des Sonnensystems zwischen Randstoßwelle und Heliopause liegt.[13] Die chinesische Mission sollte nun so ausgelegt werden, dass eine Sonde ganz gezielt genau durch die „Nasenspitze“ des ENA-Gebiets fliegen würde.[14]

Laut dem derzeitigen Stand der Forschung trifft das Plasma des Sonnenwinds etwa 84 bis 94 AE von der Sonne entfernt auf neutrale Wasserstoffatome aus dem interstellaren Medium, die mit einer Geschwindigkeit von 25 km/s durch die Heliopause in die Heliosphäre eingedrungen sind. Wenn ein derartiges Wasserstoffatom mit einem ultravioletten Photon aus dem Sonnenwind zusammentrifft, verliert es sein Elektron, das von einem ionisierten Atom aus dem Sonnenwind aufgenommen wird. Bei diesem Prozess verlangsamt sich der Sonnenwind von ca. 350 km/s auf 130 km/s.[15] Etwa 70 % seiner Bewegungsenergie werden bei der Ionisation der Wasserstoffatome verbraucht. Durch die Verlangsamung und das Nachströmen von weiterer Materie aus Richtung der Sonne verdichtet sich das Plasma des Sonnenwinds und erhitzt sich von etwa 11.000 K auf 180.000 K. Unterdessen werden die Wasserstoffionen vom Magnetfeld der Sonne nach außen getragen, weswegen sie als Pickup-Ionen, also „aufgesammelte Ionen“ bezeichnet werden. Die Pickup-Ionen kollidieren nach ursprünglicher Annahme immer wieder mit der Randstoßwelle, wobei sie an Energie gewinnen, bis sie schließlich der Randstoßwelle entkommen und in die innere Heliosphäre diffundieren. Diese beschleunigten Ionen bilden dann die sogenannte „anomale kosmische Strahlung“.[16] Die Voyager-Sonden konnten jedoch auch nachdem sie die Randstoßwelle durchquert hatten und in die Heliohülle eingedrungen waren eine weiter zunehmende Stärke der anomalen kosmischen Strahlung feststellen,[17][18] bis sie dann jenseits der Heliopause plötzlich verschwand. Dies legt nahe, dass die anomale kosmische Strahlung in Wahrheit in der Heliohülle entsteht, was nun durch weitere Messungen vor Ort bestätigt werden soll.

Durch eine Beobachtung der radialen Verteilung der Pickup-Ionen bzw. der anomalen kosmischen Strahlung innerhalb der Heliosphäre erhofft man sich ein besseres Verständnis der dynamischen Veränderungen des Sonnenwinds. Pioneer 10 flog zwar bereits in die der Fahrtrichtung des Sonnensystems entgegengesetzte Richtung, aber 2003 brach nach 81 AE der Kontakt zur Sonde ab. 2024 sollen zwei Sonden in entgegengesetzte Richtungen abfliegen, eine zur heliosphärischen Nase und eine in die Gegenrichtung. Etwa 2030 soll eine dritte Sonde senkrecht zur Ekliptik zum Nord- oder Südpol der Heliosphäre fliegen. Mit dieser Methode könnte man auch die bislang nur auf Modellrechnungen beruhende Annahme eines Helioschweifs bestätigen oder widerlegen. Wenn die neutralen Atome neutral bleiben, können sie zusammen mit den Staubpartikeln des interstellaren Mediums ohne vom Magnetfeld der Sonne beeinflusst zu werden in das Innere der Heliosphäre eindringen und sollten dann von der Anziehungskraft der Sonne in einem Schweif gesammelt werden.

Erkundung der Eisriesen und ihrer Monde, der Zentauren, des Kuipergürtels und von Zwergplaneten[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Eisvulkane am Südpol des Triton

Während die dritte Sonde des Projekts mit einem 10-kW-Nuklearantrieb versehen werden soll, so dass sie aus eigener Kraft eine Geschwindigkeit von 6 AE/Jahr erreichen kann, können die ersten beiden Sonden, da sie sich in der Ebene der Ekliptik bewegen, zur Beschleunigung auf Swing-by-Manöver zurückgreifen. Hierbei soll die zweite Sonde im Januar 2038 in einem Abstand von 1000 km am Neptun vorbeifliegen. Die Instrumente der Sonde selbst sind primär für eine Beobachtung der Heliosphäre ausgelegt, aber beim Vorbeiflug am Neptunmond Triton, der wegen seines Kryovulkanismus für die Forscher von besonderem Interesse ist, soll die Sonde eine kleine Untersonde aussetzen, die die Eiskruste des Mondes durchschlagen und in sein Inneres vordringen soll. Die erste Sonde kommt auf ihrem Weg zur heliosphärischen Nase zwar nicht nahe genug am Uranus vorbei, um ihn für ein Swing-by-Manöver zu nutzen, es soll aber im Rahmen des Möglichen Fernerkundung durchgeführt werden.

Zwischen den Umlaufbahnen von Jupiter und Neptun kreisen auf Bahnen, die die Umlaufbahn eines oder mehrerer Gasplaneten kreuzen, die sogenannten „Zentauren“ um die Sonne, eine Klasse von Asteroiden und (ehemaligen) Kometen, die teilweise ein aus Eispartikeln bestehendes Ringsystem besitzen und zu deren Herkunft, Zusammensetzung, allmählichem Geschwindigkeitsverlust und – im Falle der Kometen – Gasabsonderung noch viele Fragen offen sind. Die Forscher erhoffen sich, durch Beobachtung aus der Nähe Antworten auf diese Fragen zu finden.

Auf dem Weg zum Rand der Heliosphäre müssen die ersten beiden Sonden den Kuipergürtel durchqueren, eine ringförmige Region, die sich jenseits der Neptunbahn in einer Entfernung von 30 bis 50 AE nahe der Ekliptik erstreckt. Von den schätzungsweise mehr als 70.000 Objekten mit mehr als 100 km Durchmesser, die dort um die Sonne kreisen, interessieren sich die Forscher besonders für den Asteroiden bzw. Zwergplaneten (50000) Quaoar, der sich um 2040 in der Nähe der heliosphärischen Nase befinden wird und daher von der ersten Sonde im Vorbeiflug erforscht werden kann. Es soll ein dreidimensionales Bild des Zwergplaneten aufgenommen werden und vor allem das Methan-Eis auf seiner Oberfläche untersucht werden, seine Dicke und die Frage, welchen Anteil Methan im Verhältnis zu dem auf der Oberfläche ebenfalls vorhandenen Ethan-, Ammoniumhydroxid- und Stickstoff-Eis hat. Außerdem sollen mittels bildgebender Verfahren Aufnahmen der Eisvulkane auf Quaoar gemacht werden und spektrografische Analysen der wohl für diese verantwortlichen Mantelplumes durchgeführt werden.

Alle drei Sonden sollen mit Staubdetektoren ausgestattet werden, mit denen die radiale Verteilung des interplanetarischen Staubes kontinuierlich gemessen werden kann. Dadurch erhofft man sich Aufschlüsse über die Herkunft dieses Staubes, die Mechanismen, die zu seiner Entstehung führen, seine Isotopenzusammensetzung und die Frage, ob alle Planeten bzw. ihre Monde in dieser Beziehung gleich oder unterschiedlich sind.

Beobachtung des extragalaktischen Hintergrundlichts[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Durch die Streuung des Sonnenlichts am interplanetarischen Staub entsteht das sogenannte „Zodiakallicht“, das eine Beobachtung des extragalaktischen Hintergrundlichts stört. In dem Maße, wie sich eine Sonde von der Sonne entfernt, nimmt die Stärke des Zodiakallichts jedoch rapide ab. Daher bietet die Mission zur Heliopause eine hervorragende Gelegenheit, das von Galaxien jenseits der Milchstraße kommende Hintergrundlicht, seine Intensität und seinen spektralen Verlauf zu beobachten. Das extragalaktische Hintergrundlicht stellt einen signifikanten Anteil der durch nukleare und gravitative Prozesse freigesetzten elektromagnetischen Strahlung seit dem Zeitalter der Rekombination 400.000 Jahre nach dem Urknall dar; von seiner Beobachtung erhoffen sich die Forscher tiefere Einblicke in die Entstehung und Entwicklung des Weltalls.[19]

Bereich 2 (bis 200 AE)[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Beobachtung des Weltraumwetters im nahen interstellaren Raum[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Beobachtungen des Interstellar Boundary Explorer aus der Erdumlaufbahn haben gezeigt, dass der Zustrom von interstellarem Wasserstoff, Helium und Sauerstoff nicht gleichmäßig ist; manchmal dominieren Helium und Sauerstoff, manchmal Wasserstoff.[20] Auch das Verhältnis von Neon zu Sauerstoff variiert stark je nach Ort und Zeit.[21]

Von In-situ-Messungen erhoffen sich die Forscher Aufschluss über die Dichte des interstellaren Mediums, die Isotopenhäufigkeit dort, den Grad seiner Ionisierung, das Verhältnis von Staub zu Gas und die Mechanismen seiner Erwärmung. Ein ähnliches Problem besteht beim interstellaren Magnetfeld. Die Voyager-Sonden haben zwar bereits einige Messungen durchgeführt, es bestehen jedoch noch eine ganze Reihe offener Fragen.[22] Mit hochauflösenden Magnetometern sollen nun vor Ort genauere Erkenntnisse über Richtung, Stärke, Veränderungen und den Einfluss der turbulenten Bewegung des interstellaren Gases auf das Magnetfeld gewonnen werden.[23] Nach den Beobachtungen von Satelliten und Tiefraumsonden in den vergangenen 40 Jahren scheint es so zu sein, dass der interstellare Wind über die Jahre seine Richtung ändert.[24] Dies könnte ein Hinweis darauf sein, dass sich das Weltraumwetter unablässig ändert. Hierzu sind weitere Untersuchungen nötig. Die Forscher hoffen, durch In-situ-Messung der Zusammensetzung, Häufigkeit, Dichte und Temperatur der interstellaren Staubwolken dieses Phänomen zu ergründen.

Gesetzmäßigkeiten der Wechselwirkung zwischen Sonnenwind und interstellarem Medium[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Lange Zeit dachte man, dass es jenseits der Heliopause eine Bugstoßwelle gibt. Nach den Messungen der Voyager-Sonden liegt jedoch die Strömungsgeschwindigkeit des Sonnenwindes außerhalb der Heliopause unterhalb der Schallgeschwindigkeit. Das würde bedeuten, dass es keine Bugstoßwelle, sondern nur eine einfache Bugwelle gibt. Die erste Sonde soll diese Annahme bei ihrem Flug durch die heliosphärische Nase verifizieren oder widerlegen, um so zu einem besseren Verständnis der Wechselwirkung zwischen Heliosphäre und interstellarem Medium zu kommen. Es scheint so zu sein, dass sich zwischen Heliopause und Bugwelle eine Schicht aus erhitzten neutralen Wasserstoffatomen befindet, die sogenannte „Wasserstoff-Wand“.[25][26] Durch Beobachtungen vor Ort sollen nun die Mechanismen ihrer Bildung, ihre Dicke und räumliche Verteilung, ihre Zusammensetzung, Dichte und Temperatur ermittelt werden sowie der Frage nachgegangen werden ob diese Werte in verschiedenen Richtungen gleich oder unterschiedlich sind und ob sie von der jeweiligen Sonnenaktivität beeinflusst werden.

Bereich 3 (bis 1000 AE)[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Gravitationslinseneffekt der Sonne

Etwa 1000 Astronomische Einheiten jenseits der Sonne liegt die Oort’sche Wolke, eine hypothetische, kugelschalenförmige Ansammlung von mehr als 100 Milliarden astronomischen Objekten, von der man annimmt, dass sie der Ursprungsort der langperiodische Kometen ist. Die Oort’sche Wolke ist sowohl von der Sonne als auch von den nächstliegenden Sternen zu weit entfernt, um für eine direkte Beobachtung ausreichend beleuchtet zu werden. Die Forscher versuchen nun dieses Problem dadurch zu umgehen, dass sie die Sonden in den Brennpunkt der Gravitationslinse der Sonne fliegen, der sich rund 550 AE entfernt befindet.[27] Man hofft, dass die Sonne mit ihrem Gravitationslinseneffekt das schwache Licht von Objekten aus der Oort’schen Wolke so stark bündelt, dass sie direkt beobachtet werden können; der Linseneffekt der Sonne würde eine Vergrößerung um einen Faktor von ungefähr 100 Millionen erbringen. Neben einem direkten Nachweis der Existenz der Oort’schen Wolke könnte man so Erkenntnisse über ihre Entstehung und Zusammensetzung gewinnen, möglicherweise auch über einen Zusammenhang zwischen durch Impakt-Ereignisse verursachtem Artensterben auf der Erde und der Oort’schen Wolke.[28]

Technische Aspekte[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Für die ersten beiden Sonden ist geplant, auf den bewährten Chang’e-3-Bus zurückzugreifen, angepasst an die wissenschaftlichen Ziele der Mission. Da sich die Sonden sehr weit von der Sonne entfernen, dient als Stromversorgung für die Nutzlasten und die Betriebssysteme eine Radionuklidbatterie mit einer Leistungsabgabe von 200 W. Derzeit sind zwei Antriebsvarianten im Gespräch:

  • Ein chemischer Antrieb, der auf zwei verschiedene Arten arbeiten kann, im angelsächsischen Raum als dual mode propulsion system bezeichnet. Hierbei führt die Sonde zwei verschiedene Treibstoffe – flüssiger Wasserstoff und einen dichteren Treibstoff wie RP-1 oder Hydrazin – sowie einen Oxidator mit. Zu Beginn der Mission, während der Beschleunigungsphase, wird der Wasserstoff verbrannt, der in Bezug auf seine Masse mehr Schub erzeugt, danach wird für Bahnkorrekturen bei den Swing-by-Manövern etc. auf den dichteren Treibstoff umgeschaltet.[29][30] In dieser Variante hätte die Sonde ein Startgewicht von 3,3 t, davon 910 kg für die Sonde selbst (50 kg davon Nutzlastgewicht), der Rest ist Treibstoff. Wie bei den Mondsonden Chang’e-3 und Chang’e-4 würde der Start mit einer dreistufigen Trägerrakete von Typ Changzheng 3B erfolgen, die ihr eine hyperbolische Exzessgeschwindigkeit von 20 km²/s² verleiht.
  • Ein Ionenantrieb mit einer Leistung von 0,5 – 5 kW, der eine Schubkraft von 20 – 200 mN erzeugt; der gewichtsspezifische Impuls eines solchen Triebwerks würde bei 2580 – 4000 s liegen. Zur Stromversorgung des Ionentriebwerks, das zu Beginn der Mission 20.000 Stunden, also gut zwei Jahre im Dauerbetrieb läuft, dienen Solarpanele. Wenn die Sonde den Jupiter erreicht hat, erfolgt die Beschleunigung dann nur noch durch Swing-by-Manöver. Bei dieser Antriebsvariante müsste die Sonde mit der schweren Trägerrakete Changzheng 5 vom Kosmodrom Wenchang aus gestartet werden, die ihr eine hyperbolische Exzessgeschwindigkeit von 77 km²/s² verleiht. Für Bahnkorrekturmanöver hätte die Sonde zusätzlich zum Elektroantrieb noch chemische Triebwerke mit Monergol-Treibstoff. Das Startgewicht in dieser Variante wäre mit 800 kg (davon 50 kg Nutzlastgewicht) wesentlich geringer als bei dem rein chemischen Antrieb.

In beiden Varianten werden die Sonden am Ende der Beschleunigungsphase eine Geschwindigkeit von 4 AE/Jahr haben, womit sie bei einer Lebensdauer von mindestens 30 Jahren die 100 AE entfernte Heliopause bis zum 1. Oktober 2049, dem 100. Jahrestag der Gründung der Volksrepublik China, erreichen werden.[31] Die dritte Sonde kann, da sie sich senkrecht aus der Ekliptikebene herausbewegt, nicht auf Swing-by-Manöver zur Beschleunigung zurückgreifen. Hier will man einen Ionenantrieb verwenden, der seinen Strom entweder aus einem kleinen Kernreaktor mit 10 kW Leistung bezieht, oder aus einer neu zu entwickelnden Radionuklidbatterie mit entsprechender Leistungsabgabe. Bei einer Startmasse von 2,8 t (davon 100 kg Nutzlastgewicht) würde die Sonde nach dem Ende einer dreijährigen kontinuierlichen Beschleunigungsphase eine Geschwindigkeit von 6 AE/Jahr erreichen und könnte damit innerhalb ihrer Mindestlebensdauer von 35 Jahren eine Strecke von 200 AE zurücklegen, also bis in den interstellaren Raum vordringen.

Bei den ersten beiden Sonden handelt es sich um bereits existierende Technologie; zwei Versionen des Ionenantriebs wurden von der Chinesischen Akademie für Weltraumtechnologie in den Experimentalsatelliten Shijian 9A eingebaut und 2012/2013 im Orbit getestet.[32] Die dritte Sonde wäre dagegen eine völlige Neukonstruktion, bei der der Kernreaktor in einer eigenen, abgeschirmten Einheit von der eigentlichen Sonde getrennt untergebracht und mit dieser nur durch eine ausfahrbare Gitterträgerkonstruktion verbunden wäre. Das Ganze hätte dann in etwa die Form einer Hantel bzw. eines Weberschiffchens (daher der vorgeschlagene Name 神梭 bzw. „Göttliches Weberschiffchen“). Als Reaktor ist hier an einen schnellen Brüter gedacht,[33][34] der über Thermoelektrizität den Strom für den Ionenantrieb erzeugt, ähnlich wie 1965 beim Snapshot-Satelliten der NASA. Das hätte gegenüber einer Radionuklidbatterie den Vorteil einer höheren Leistung, eines besseren Masse-Leistungs-Verhältnisses und eines niederen Preises. Mit einem Kernreaktor könnte nicht nur die Antriebsleistung stark erhöht werden, sondern es stünde auch mehr Strom für den Betrieb der wissenschaftlichen Nutzlasten und die Datenübertragung zur Erde zur Verfügung. Ein solches System müsste aber erst entwickelt und auf der Erde sowie im Orbit getestet werden. Daher ist für den Start der dritten Sonde zunächst das Jahr 2030 ins Auge gefasst.[35]

Telemetrie, Bahnverfolgung und Steuerung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Im Zusammenhang mit dem Mond- und Marsprogramm hat sein China sein Tiefraumnetzwerk schon sehr gut ausgebaut. Insbesondere mit der Erweiterung der Tiefraumstation Kashgar zu einer 4×35-m-Gruppenantenne im Rahmen des Marsprogramms sind nun die Voraussetzungen gegeben, auch Signale aus einer Entfernung von 100 AE, also 15 Milliarden Kilometer zu empfangen.[36] Ob als Frequenzband für die Übertragung der Nutzlastdaten zur Erde nur das Ka-Band oder das Ka- und X-Band gemeinsam verwendet wird, wie zum Beispiel bei der Merkur-Sonde BepiColombo oder dem Weltraumteleskop Kepler, ist noch nicht entschieden. Das Ka-Band ermöglicht wesentlich höhere Übertragungsraten (bei Kepler zum Beispiel 4 Mbit/s gegenüber 15 kbit/s im X-Band), d. h. es ist für die gleiche Menge Daten eine geringere Sendeleistung nötig. Um die wissenschaftlichen Ziele erfüllen zu können, werden die Sonden mit einer Vielzahl von Geräten ausgestattet, die zu übermittelnde Daten produzieren: Magnetometer, Detektoren für energetisch neutrale Atome, anomale kosmische Strahlung und sonstige Partikel, Staub- und Plasma-Detektoren, Spektrometer und optische Kameras.[37] Zum Vergleich: die ersten beiden Sonden werden jeweils Nutzlasten im Gewicht von 50 kg mitführen, die amerikanische Kuipergürtel-Sonde New Horizons hat dagegen nur ein Nutzlastgewicht von 30 kg. Die Tiefraumstation Kashgar und das 65-m-Tianma-Radioteleskop bei Shanghai verfügen bereits über die entsprechenden Empfänger, die 66-m-Antenne bei Giyamusi in der Mandschurei müsste mit einem Ka-Band-Empfänger nachgerüstet werden. Für Erkundungen in dem Bereich zwischen 100 und 200 AE wäre bei einer Empfindlichkeit der Empfänger von −157 dBm eine Parabolantenne von mindestens 80 m Durchmesser notwendig. Im Kreis Qitai, Provinz Xinjiang wird seit 2012 ein 110-m-Teleskop gebaut, das mit seinem Breitbandempfänger (150 MHz–115 GHz) für diesen Zweck geeignet wäre.[38]

Auf den Sonden selbst soll eine Hochgewinnantenne mit einem Antennengewinn von mindestens 46 dB im X-Band und 59 dB im Ka-Band zum Einsatz kommen, die zwar präzise auf die Erde ausgerichtet werden muss, aber eine relative hohe Datenübertragungsrate ermöglicht. Diese relativ hohe Datenrate ist absolut gesehen sehr niedrig: bei den ersten beiden Sonden mit einer relativ schwachen Stromversorgung beträgt sie bei einer Entfernung von 100 AE rund 160 bit/s, bei der dritten Sonde in 200 AE Entfernung 200 bit/s. Empfangen können die Sonden bei 100 AE mit 20 bit/s und bei 200 AE mit 10 bit/s. Zum Vergleich: Cassini sendete vom Saturn aus mit rund 50 kbit/s und empfing Steuersignale von der Erde mit 8 kbit/s. Derzeit (2019) sind in den chinesischen Tiefraumstationen Klystron-Sender mit einer Leistung von 10 kW installiert. Der Prototyp eines 50-kW-Senders für das X-Band wurde 2018 fertiggestellt und getestet. Zum Vergleich: einer der X-Band-Sender des amerikanischen Deep Space Network hat eine Sendeleistung von 500 kW.[39] Um Datenverluste beim Downlink zu reduzieren, werden diese zur Fehlerkorrektur mit einem linearen Blockcode verschlüsselt, einem sogenannten Low-Density-Parity-Check-Code, auch bekannt als LDPC.

Da sich eine Fernsteuerung der Sonden allein durch die langen Signallaufzeiten – bei einer Entfernung von 100 AE etwa 15 Stunden – schwierig gestaltet, sollen diese ein hohes Maß an Autonomie erhalten. Die Sonden sollen zu jedem Zeitpunkt wissen, wo sie sich befinden und die entsprechenden Nutzlasten selbst einschalten, kalibrieren und steuern können. Sie sollen ihre eigenen Systeme ständig überwachen und, wenn sie einen Fehler bemerken, diese neu starten und konfigurieren. Eigenverantwortliche Navigation, autonome Missionsplanung und Selbstreparatur sind Dinge, die in Ansätzen bereits bei der Mondsonde Chang’e-4 erprobt wurden. Derzeit arbeiten die Ingenieure intensiv an einer Vervollkommnung dieser Systeme.[40]

Internationale Zusammenarbeit[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Schon als Zong Qiugang (宗秋刚, * 1965), der Leiter des Instituts für Weltraumphysik und angewandte Technologie an der Fakultät für Erd- und Weltraumwissenschaften der Universität Peking,[41] das Vorhaben am 2. Mai 2018 auf einer Veranstaltung für die Alumni der Fakultät erstmals öffentlich vorstellte, waren internationale Gäste anwesend, so zum Beispiel Elias Roussos vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung,[42] Ip Wing-Huen (葉永烜, * 1947) vom Institut für Astronomie der Nationalen Zentraluniversität Taiwans[43] oder Dmitri Klimushkin und Anatoli Leonovich vom Institut für solar-terrestrische Physik der Russischen Akademie der Wissenschaften.[44][45] Als die hinter der Erkundung der Heliopause stehenden Wissenschaftler und Ingenieure das Projekt dann am 9. Januar 2019 in der Fachzeitschrift Scientia Sinica im Detail beschrieben, wiesen sie erneut darauf hin, dass man derart anspruchsvolle Missionen am besten in internationaler Zusammenarbeit durchführen sollte.[46] Auf dem Europäischen Kongress für Planetologie in Genf (15. – 20. September 2019) stellte Zong Qiugang das das Projekt einem breiteren internationalen Publikum vor.[47] Außerdem organisierten Wang Chi, seit 2017 Direktor des Nationalen Zentrums für Weltraumwissenschaften, Ralph L. McNutt, der am Applied Physics Laboratory der Johns Hopkins University an einem ähnlichen Projekt arbeitet,[48] Robert Wimmer-Schweingruber von der Christian-Albrechts-Universität zu Kiel,[49] der Konstrukteur des Dosimeters auf dem Lander von Chang’e-4, John D. Richardson vom Kavli Institut für Astrophysik und Weltraumforschung des Massachusetts Institute of Technology, Li Hui (李 晖, * 1985) vom Nationalen Schwerpunktlabor für Weltraumwetter[50][51] und Maurizio Falanga vom Internationalen Institut für Weltraumwissenschfaten in Bern und Peking[52][53] am 7. und 8. November 2019 eine Arbeitstagung zu diesem Thema. Neben chinesischen und russischen Wissenschaftlern sowie dem Franzosen Benoit Lavraud vom Centre national de la recherche scientifique nahmen dort auch mehrere Amerikaner teil.[54][55]

Weblinks[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Einzelnachweise[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

  1. 北大120周年校庆地空院友返校. In: sess.pku.edu.cn. 5. Juli 2018, abgerufen am 25. November 2019 (chinesisch).
  2. Andrew Jones: China Considers Voyager-like Mission to Interstellar Space. In: planetary.org. 19. November 2019, abgerufen am 25. November 2019 (englisch).
  3. Zong Qiugang et al.: Interstellar Heliosphere Probes(IHPs). In: meetingorganizer.copernicus.org. Abgerufen am 25. November 2019 (englisch).
  4. Wang Chi: Interstellar Express: A new Chinese mission to outer heliosphere. In: issibj.ac.cn. 7. November 2019, abgerufen am 30. November 2019 (englisch).
  5. 吴伟仁 et al.: 太阳系边际探测研究. In: scis.scichina.com. 9. Januar 2019, abgerufen am 25. November 2019 (chinesisch).
  6. Benjamin Knispel: Die Entdeckung der Langsamkeit. In: spektrum.de. 11. Mai 2012, abgerufen am 25. November 2019.
  7. Sarah Frazier: NASA’s Cassini, Voyager Missions Suggest New Picture of Sun’s Interaction with Galaxy. In: nasa.gov. 7. August 2017, abgerufen am 25. November 2019 (englisch).
  8. 王赤. In: spaceweather.ac.cn. Abgerufen am 26. November 2019 (chinesisch).
  9. E. C. Sittler: Plasma electron analysis: Voyager Plasma Science Experiment. In: inis.iaea.org/. Abgerufen am 26. November 2019 (englisch).
  10. Wang Chi und John D. Richardson: Determination of the solar wind slowdown near solar maximum. In: agupubs.onlinelibrary.wiley.com. 4. Februar 2003, abgerufen am 26. November 2019 (englisch).
  11. Richardson, John D. In: space.mit.edu. Abgerufen am 26. November 2019 (englisch).
  12. 简介. In: spaceweather.ac.cn. Abgerufen am 26. November 2019 (chinesisch).
  13. STEREO Creates First Images of the Solar System's Invisible Frontier. In: nasa.gov. 2. Juli 2008, abgerufen am 26. November 2019 (englisch).
  14. 吴伟仁 et al.: 太阳系边际探测研究. In: scis.scichina.com. 9. Januar 2019, abgerufen am 25. November 2019 (chinesisch).
  15. Wang Chi et al.: Properties of the termination shock observed by Voyager 2. In: agupubs.onlinelibrary.wiley.com. 9. Oktober 2008, abgerufen am 27. November 2019 (englisch).
  16. Anomalous Cosmic Rays. In: helios.gsfc.nasa.gov. 7. April 2011, abgerufen am 26. November 2019 (englisch).
  17. A. C. Cummings et al.: Anomalous Cosmic Rays in the Heliosheath. In: aip.scitation.org. Abgerufen am 27. November 2019 (englisch).
  18. A. C. Cummings et al.: Voyager 2 Observations of the Anisotropy of Anomalous Cosmic Rays in the Heliosheath. In: icrc2019.org. Abgerufen am 27. November 2019 (englisch).
  19. 吴伟仁 et al.: 太阳系边际探测研究. In: scis.scichina.com. 9. Januar 2019, abgerufen am 25. November 2019 (chinesisch).
  20. Geoffrey Bennett Crew et al.: Direct Observations of Interstellar H, He, and O by the Interstellar Boundary Explorer. In: science.sciencemag.org. 13. November 2009, abgerufen am 28. November 2019 (englisch).
  21. Peter Bochsler et al.: Estimation of the Neon/Oxygen abundance ratio at the heliospheric termination shock and in the local interstellar medium from IBEX observations. In: iopscience.iop.org. 31. Januar 2012, abgerufen am 28. November 2019 (englisch).
  22. L. F. Burlaga und N. F. Ness: Observations of the interstellar magnetic field in the outer heliosheath: Voyager 1. In: iopscience.iop.org. 26. September 2016, abgerufen am 28. November 2019 (englisch).
  23. Arnulf Schlüter und Ludwig Biermann: Interstellare Magnetfelder. In: degruyter.com. 3. März 1950, abgerufen am 28. November 2019.
  24. Priscilla C. Frisch et al.: Decades-Long Changes of the Interstellar Wind Through Our Solar System. In: science.sciencemag.org. 6. September 2013, abgerufen am 28. November 2019 (englisch).
  25. Jeffrey L. Linsky und Brian E. Wood: The alpha centauri line of sight: D/H ratio, physical properties of local interstellar gas, and measurement of heated hydrogen (The ‘Hydrogen Wall’) near the heliopause. In: ntrs.nasa.gov. 20. Mai 1996, abgerufen am 29. November 2019 (englisch).
  26. Brandon Q. Morris: New-Horizons-Sonde sieht die Wasserstoff-Wand am Ende des Sonnensystems. In: hardsf.de. 15. August 2018, abgerufen am 29. November 2019.
  27. Slava G. Turyshev und B.-G. Andersson: The 550 AU Mission: A Critical Discussion. In: cds.cern.ch. Abgerufen am 29. November 2019.
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