Comet Interceptor

Allgemeiner Verlauf

Die Mission wurde 2018 vorgeschlagen und im Juni 2019 zur Realisierung ausgewählt. Das Science Programme Committee (SPC) nahm das Konzept, die Designs der Sonden und die vorläufigen Designs der Instrumente am 8. Juni zur Konstruktion an.^[2] Im Dezember 2022 wurde der Vertrag zwischen ESA und OHB als Generalunternehmen zum Bau der Sonden A1 und B2 unterzeichnet.^[3] Der Bau der Sonde B1 liegt in der Verantwortung der Japanischen Weltraumbehörde (JAXA). Im November 2023 war „Instruments Critical Design Review“ (kritische Entwurfsprüfung der Instrumente) und im Dezember 2024 das „Spacecraft Critical Design Review“ (kritische Entwurfsprüfung des Raumfahrzeugs). 2025 wurde der Vibrationstest an einem Qualifikationsmodell von B2 abgeschlossen.^[4]

Die Sonde soll frühestens 2029 starten und in eine Umlaufbahn am Lagrange-Punkt L2 des Sonne-Erde-Systems eintreten.^[5] Die Position der einsatzbereiten Sonde ist entscheidend für den Missionserfolg, da neue Kometen relativ kurzfristig entdeckt werden; interstellare Objekte haben außerdem eine hohe Geschwindigkeit. Es bleibt in so einem Fall nicht genügend Zeit, um eine Sonde und eine Trägerrakete vorzubereiten und zu starten, während die wartende Sonde kurzfristig mobilisiert werden kann.

Der Comet Interceptor soll am L2-Punkt darauf warten, dass sich die Gelegenheit für ein geeignetes Zielobjekt ergibt. Im letzteren Fall soll er eine Bahn zur Begegnung mit dem Zielobjekt ansteuern. Vor dem Erreichen des Ziels sollen sich die drei Teilsonden voneinander trennen und das Objekt im Vorbeiflug aus verschiedenen Perspektiven untersuchen. Die Mission soll dann sechs Monate nach der Begegnung mit dem Zielobjekt enden.

Vorbeiflug an einem Kometen

Beim Vorbeiflug sollen die Sonden ein dreidimensionales Bild des Kometenkerns liefern. Die A-Komponente bleibt in sicherer Entfernung und leitet als Relaisstation die Daten der B-Komponenten weiter. Die B-Komponenten sollen sich dem Kometenkern stärker nähern und sind dabei einem größeren Risiko ausgesetzt, von Staubkörnern aus dem Kometenschweif getroffen zu werden. Das hohe Risiko steht im Verhältnis zu dem hohen wissenschaftlichen Nutzen, den die Beobachtungen und Messungen in situ in der Nähe des Kometenkerns ergeben. Beschädigung oder Verlust der B-Komponenten wird dabei in Kauf genommen, ohne die Missionsziele zu gefährden.

COmet CAmera (CoCa)

Diese hochauflösende Kamera mit einem hohen Signal-Rausch-Verhältnis und kleinem Gesichtsfeld soll hauptsächlich den Kometenkern aufnehmen. Das Schiefspiegler-Teleskop mit einer Öffnung von 13,5 cm mit vier silberbeschichteten Spiegeln und einer Brennweite von 880 mm entspricht dem CaSSIS Instrument auf ExoMars Trace Gas Orbiter, jedoch wurden Details an den Streulichtblenden verbessert. Die offene Struktur der Kamera wird aus karbonfaserverstärktem Kunststoff gebildet, die von einer lichtdichten Multilayer Insulation umhüllt wird.

Der Detektor ist ein übrig gebliebenes Ersatzteil von JANUS der JUICE-Mission und soll Wellenlängen zwischen 400 nm und 1000 nm abdecken. Der Sensor hat hohe Empfindlichkeit, die Quanteneffizienz übersteigt im Maximum mehr 90 %. Es gibt einen Radiator, der den Sensor auf eine Betriebstemperatur von - 30 °C abkühlen soll, die Kamera funktioniert aber auch noch bei 0° C im Normbereich. Die Auflösung ist 8 μrad/Pixel und hat damit dreimal höhere Auflösung als die Halley Multicolour Camera, die auf Giotto eingesetzt wurde. Bei einem Vorbeiflug im Abstand von 1000 km kann die Kamera Strukturen von ca. 20 Meter erfassen. Der Sensor verhindert bei Sättigung das Blooming. Somit können auf Aufnahmen Details der Staubwolken rund um den Kern erkannt werden, obwohl der Kometenkern überbelichtet ist.

CoCa soll vier Interferenzfilter mit einer Bandbreite von 100 bis 150 nm haben, die innerhalb von einer Sekunde wechselbar sind. Ein Mechanismus schützt die Filter während des Starts vor Beschädigung durch Vibrationen. Die Kamera kann mit Filterwechsel eine Aufnahme, ohne Filterwechsel bis zu zwei Aufnahmen pro Sekunde machen und soll während der Begegnung ca. 2500 Bilder aufnehmen. Die Kamera soll einen Serienmodus haben, bei dem die Kamera so lange Aufnahmen macht, bis ein Befehl die Kamera in einen anderen Aufnahmemodus versetzt oder Serie beendet. Die Aufnahmemodi können während des Anflugs vorprogrammiert werden und so auf das Ziel optimiert werden. Die Kamera kann auch im Fall einer Betriebsstörung der Sonde weiter Aufnahmen machen. Die Kamera hat einen eigenen redundanten Bildspeicher.

Zum Schutz vor Staubpartikel gibt es einen drehbaren Spiegel (rotating mirror assembly, RMA), das erlaubt die Kamera hinter dem Schutzschild zu postieren und trotzdem einen dauerhaften Blick auf den Kern zu haben. Die Spiegeleinheit hat eine eigene Steuerelektronik und einen Schutzmechanismus, der den Spiegel in der Nähe des Kometenkerns wegklappt und vor Partikeleinschlägen bewahrt.

Modular InfraRed Molecules and Ices Sensor (MIRMIS)

MIRMIS ist ein modulares multispektrales und hyperspektrales bildgebendes System. Das Instrument hat zwei wesentliche Aufgaben: 1. Feststellung der Zusammensetzung von Kern und Koma 2. Messung der Temperaturen von Kern und Koma. Die wissenschaftlichen Ziele sind Messung der räumlichen Verteilung der Eise, Mineralien und Gase, die Messung der Oberflächentemperaturen und die Ermittlung der thermalen Trägheit. Diese Informationen erlauben Modelle für die Formung, Entwicklung von Kern und Koma zu entwickeln. Anhand dieser Informationen lässt sich festlegen, ob der Körper über die Zeit als Ansammlung von Trümmern verschiedenen Ursprungs entstand oder in einem einzigen Prozess zu einem einheitlichen Himmelskörper geworden ist.

Die beobachteten Spektralbereiche sind im Infraroten zwischen 0,9 bis 25 μm in drei Kanälen, das ist ein umfangreicher Bereich vom nahen Infrarot bis hinein zum fernen Infrarot. MIRMI vereinigt drei unterschiedliche Instrumente auf einer gemeinsamen optischen Bank, dazu gehört eine Elektronik zur Steuerung und Datenverarbeitung. Auch MIRMIS verfügt über einen beweglichen Spiegel mit einem Schwenkbereich von ±90°. Der Spiegel kann außerdem auf einen Schwarzkörper oder auf einen sonstigen Himmelsbereich zur Kalibration gerichtet werden.

• MIRMIS/NIR, ein hyperspektrales bildgebendes System im nahen Infrarot (0,9–1,6 μm)
• MIRMIS/MIR, Punkt-Spektrometer im mittleren Infrarot (2,5–5 μm)
• MIRMIS/TIRI, eine multispektrale Infrarot-Wärmebildkamera (6–25 μm)

Zur Messung der flüchtigen Bestandteile der Koma werden MIR und NIR eingesetzt. Von MIR werden die hellen Fluoreszenzen im Bereich von 2,5 bis 5 μm untersucht. Dazu gehören Spektralbereiche von CO₂, die von der Erde aus nicht zu beobachten sind.

Mass Analyzer for Neutrals in a Coma (MANiaC)

MANiaC untersucht in situ das neutrale Gas der Koma. MANiaC besteht aus zwei Instrumenten, ein Flugzeitmassenspektrometer und einem Neutraldichtemessgerät, dazu kommt ein Elektronik-Modul für die Steuerung.

• Die Sensor Head Unit (SHU). Dieses Spektrometer basiert auf dem Instrument für die Luna-Resurs mission von Roskosmos.
• Das Neutral Density Gauge (NDG) ein Neutraldichtemessgerät nach dem Prinzip von Bayard-Alpert.

Das Massenspektrometer ermittelt die Verteilung nach Anteil der der Hauptbestandteile H₂O, CO₂, CO und einen Teil der weniger häufigen flüchtigen Bestandteile. Das Neutraldichtemessgerät misst die gesamte Dichte der Gasanteile. Beide Instrumente zusammen liefern die Dichte der verschiedenen flüchtigen Bestandteile entlang der Flugbahn. Es werden die Massenverteilung von Elemente, Molekülen, und Isotopen gemessen und die Aktivität des Kerns wird anhand der Menge bestimmt. Der Anteil an Deuterium im Wasser wird bestimmt. Man erhofft sich daraus Rückschlüsse über die Frage woher das Wasser auf der Erde stammt. Der Anteil an hochflüchtigen Gasen, z. B O2 wird erfasst und verglichen mit Kometen, die bereits mehrere Umläufe im inneren Sonnensystem hatten. Ermitteln der komplexeren organischen Moleküle, die aus einer Zeit vor entstehen der Moleküle biologischen Ursprungs stammen. Die Zusammensetzung von kleinen Eiskörnern wird untersucht, falls sie sich an der Ionenquelle ansammeln.

Sowohl SHU als auch NDG haben Vorbilder von der Rosettamission: dem ROSINA Reflectron-type Time-Of-Flight (RTOF) mass spectrometer und dem COmet Pressure Sensor (COPS). Der Vorbeiflug geschieht mit einer relativen Geschwindigkeit im Bereich zwischen 10 uns 70 km/s und damit viel schneller als die ungefähr ~1 km/s schnellen neutralen Gase. Darum zeigen die Öffnungen in die Flugrichtung. Da die Geschwindigkeiten so unterschiedlich sein können, haben beide Instrumente Vorkammern um das ankommende Gas zu erwärmen. Nach dem Eintreten in das Instrument werden die Gase von einem Heißen Draht ionisiert, der Elektronen von 70 eV abgibt.

Im the NDG werden die proportional zur Dichte resultierenden Ionen als Stromfluss gemessen. Im SHU werden die Ionen durch eine Hochspannung beschleunigt und in einem elektrischen Feld abgelenkt, bevor sie auf dem Detektor ankommen. Da alle Ionen gleiche Beschleunigung erhalten, hängt die weitere Flugbahn vom Verhältnis aus Ladung und Masse ab. Der Messbereich ist 0 bis ca. ~1000 Da/e^-.

Dust, Fields, and Plasma (DFP-A)

Es gibt zwei dieser in situ Instrumente, eines auf Sonde A, eines auf B2, somit lassen sich damit zwei verschiedene Punkte auf den Flugbahnen zugleich vermessen. Es lassen sich damit Plasma und Staub messen. Das Instrument erkennt sobald Partikel des Kometen mit dem Staub und Plasma aus dem Sonnenwind, also dem Interplanetaren Medium interagieren. Auf B2 wird außerdem noch das Magnetfeld gemessen. Es können so Grenzen und Regionen in der Kometenumgebung erkannt und die Wechselwirkung mit der Sonne und dem Sonnenwind erfasst werden. So kann eine Bugschockwelle, oder ein Dichtewechsel erkannt werden.

• Zonen mit Staub und Plasma um einen aktiven Kometenkern werden erkannt und kartografiert
• Masse und Impuls des Plasmas und der Energieaustausch können eingeschätzt werden
• Gleichzeitige Messung von Magnetfeld, Plasma und Staub zur Ermittlung wie Ionen- und Staubfelder interagieren. Ermittlung der Eigenschaften von staubigem Plasma.
• Messung der Interaktion zwischen Sonnenwind und Koma.

Sensoren:

Fluxgate Magnetometer (FGM)

Das Fluxgate Magnetometer misst das Magnetfeld dreidimensional auf Sonde A. Auch mit diesem Instrument soll die Grenze zwischen interplanetarem Medium und der Koma erkannt werden und die Struktur innerhalb der Grenzen erfasst werden. Die Messungen erfolgen gleichzeitig mit Magnetfeldmessungen auf B1 und B2. Man erhofft sich so die Messung von Synchrotronstrahlung und verschiedene Arten von Plasmawellen.

Weitere Informationen ...

Technische Daten
Betriebsbereich	± 16000 nT
Auflösung	2 pT
Rauschen bei 1 Hz	${\displaystyle <}{\mathsf {10\,pT \over \surd Hz}}$
absolute Genauigkeit	1 nT (erwünscht), 2 nT (erforderlich)
Masse	1,8 kg Ausleger und Sensor 0,5 kg Elektronik
Leistungsaufnahme	1,2 W insgesamt
Temperaturbereich	-80 bis +60 °C, keine Heizung

Schließen

Das Magnetometer hat zwei Sensoren einen an Bord und einen auf dem Ausleger. Der Sensor auf dem Ausleger wurde kombiniert mit dem kugeligen COMPLIMENT Sensor. Der kombinierte Sensor besteht nun aus einer kugelförmigen Langmuir-Sonde, die im Inneren die Senb Fluxgate-Sensor beherbergt. Dadurch wird Gewicht gespart.