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Wissenschaftliche Projekte am MPE
 
 
Die wissenschaftlichen Projekte am MPE bestehen oft aus Entwurf, Bau und Anwendung von Experimenten oder manchmal auch von ganzen Satelliten, um die Forschungsziele der einzelnen Abteilungen und Forschungsgruppen zu erreichen. Es gibt aber auch Projekte, die Archivdaten erstellen oder auswerten sowie andere wissenschaftliche Kollaborationen die nicht notwendig an den Neubau von Geräten gekoppelt sind.
Die folgende Liste ist sicherlich nicht vollständig, wird aber ständig aktualisiert.

Aktive Projekte sind Projekte die Daten liefern bzw. die in Betrieb sind.
Frühere Projekte sind abgeschlossen oder liefern keine Daten mehr. Oft werden die Daten dieser Projekte aber noch intensiv weiter ausgewertet und interpretiert.
Zukünftige Projekte sind entweder im Bau, genehmigt oder vorgeschlagen.

Aktive Projekte

Frühere Projekte

Zukünftige Projekte

s.u. ACE
s.u. ARGOS
s.u. Chandra
s.u. CLUSTER
s.u. ESO-VLT
s.u. Fermi (GLAST)
s.u. GROND
s.u. HASTA
s.u. Herschel (FIRST)
s.u. INTEGRAL
s.u. LBT
s.u. OPTIMA
s.u. PARSEC
s.u. Plasma Kristall (PKE)
s.u. Rosetta
s.u. SAMPEX
s.u. SOHO
s.u. SPIFFI
s.u. STEREO
s.u. Swift
s.u. XMM-Newton
s.u. Abrixas
s.u. ALFA
s.u. AMPTE
externer Verweis Azur
s.u. Compton GRO
externer Verweis Cos B
s.u. Equator-S
externer Verweis EXOSAT
Verweis Feuerrad
externer Verweis Helios
Verweis HEXE
s.u. ISO
s.u. MEGA
Verweis Mir-HEXE
s.u. ROSAT
externer Verweis SMM
s.u. SOFIA
s.u. Stardust
externer Verweis Ulysses
im Bau

s.u. eROSITA
s.u. GRAVITY
s.u. KMOS


genehmigt

. . . .

vorgeschlagen

Athena (in englischer Sprache)

 
ABRIXAS

Satellit
Start 28. April 1999
Missionsende 12. Juli 1999
Status totaler Verlust

MPE Beteiligung
Satellit
Teleskope
Detektoren

Abrixas
A Broad Band Imaging X-ray All-sky Survey

ABRIXAS war ein deutscher Röntgensatellit mit sieben 27-fach genesteten Wolter-1 Teleskopen und einem 6 x 6 cm2 pn-CCD Detektor (Kamera) im Fokus. Die Kamera war ein Duplikat der EPIC Kamera für XMM-Newton. Am 28. April 1999 gestartet, sollte ABRIXAS die erste komplette Himmelsdurchmusterung mit einem abbildenden Teleskop im mittleren Röntgenenergiebereich von 0.5 bis 15 keV durchführen. Während einer drei-jährigen Abrasterung des Himmels sollten mindestens 10000 neue harte Röntgenquellen entdeckt werden die von Gas und Staubwolken verdeckt sind. Ausserdem sollten diffuse und zeitveränderliche Röntgenquellen untersucht werden.
Wegen des Ausfalls der Bord-Batterien endete die Mission nach wenigen Tagen, ohne wissenschaftliche Daten geliefert zu haben. Vergebliche Versuche mit dem Satelliten Kontakt aufzunehmen wurden offiziell am 12. Juli für gescheitert erklärt.

Mehr Informationen finden Sie auf den

Verweis Abrixas Seiten des MPE.
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ace

Satellit
Start 25. August 1997
Missionsende unbestimmt
Status aktiv; am Lagrangepunkt L1

MPE Beteiligung
Solar Energetic Particle Ionic Charge Analyzer (SEPICA)

ACE
Advanced Composition Explorer

Die Erde wird ständig von einem Strom geladener Teilchen getroffen, die nicht nur von der Sonne, sondern auch aus dem interstellaren Raum und aus der Tiefe unserer Galaxis kommen. Das Studium dieser energiereichen Teilchen ist die Aufgabe des "Advanced Composition Explorer (ACE)" Satelliten und die Ergebnisse werden zu unserem Verständnis der Entstehung und Entwicklung des Sonnensystems, sowie zu den dabei auftretenden astrophysikalischen Prozessen beitragen.
ACE sammelt mit sechs hochauflösended Detektoren und drei Monitor-Instrumenten niederenergetische Teilchen von der Sonne und hochenergetische galaktische Teilchen 10- bis 1000-fache effektiver ein als bisherige Experimente.
ACE umkreist den Librationspunkt L1, der sich in 1.5 Millionen Kilometer Entfernung von der Erde und in 148.5 Millionen Kilometer Abstand von der Sonne zwischen den beiden Himmelskörpern befindet.

Mehr Informationen (in englischer Sprache) finden Sie auf den

externer Verweis ACE / SEPICA Seiten bei der Universität von New Hampshire (USA)
externer Verweis ACE Seiten am Caltech (USA).
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ALFA
Adaptive optics with a Laser for Astronomy

ALFA ist eine Vorrichtung für das 3.5 m Teleskop auf dem Calar Alto, die aus einer adaptiven Optik und einem Laser-Leitstern besteht und in Zusammenarbeit mit dem MPIA in Heidelberg und dem MPE entwickelt wird. Durch dieses System wird die Bildauflösung im Nahen Infrarot sehr stark verbessert. Beugungslimitierte Bilder die bei 2.2 µm mit ALFA aufgenommen wurden, haben eine bessere Ortsauflösung als Bilder mit dem Hubble Weltraumteleskop. ALFA besteht aus einem Shack-Hartmann Sensor mit einer Hochgeschwindigkeitskamera mit geringem Rauschen, einem verformbaren Spiegel mit 97 Verstellpunkten, einem sog. Tip-Tilt Sensor (CCD Kamera) und einem Tip-Tilt Spiegel. Dazu kommt ein Laser, der den Leitstern in der Natriumschicht (90 km über der Erdoberfläche) der Mesopause der Erdatmosphäre erzeugt.

Weitere Informationen (in englischer Sprache) finden Sie auf den

Verweis ALFA Seiten des MPE
ALFA

MPE Beteiligung:
Gemeinsames Projekt mit dem MPIA in Heidelberg

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AMPTE
Active Magnetospheric Particle Tracer Explorer

Das AMPTE Programm war ein trilaterales Projekt (USA, GB und D) mit dem Ziel der Untersuchung des Sonnenwinds und die Initiierung des ersten künstlichen Kometen. Es bestand aus drei Teilsatelliten: CCE, IRM und UKS.

Weitere Informationen finden Sie auf den

externer Verweis AMPTE Seiten des DLR

externer Verweis AMPTE Seiten der NASA

externer Verweis Artikel zu AMPTE in Max Planck Forschung 1/2006
AMPTE

Satellit
Start 16. August 1984
Missionsende 13. August 1986
Status inaktiv

MPE Beteiligung:
IRM (Ion Release Module)

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ARGOS
Advanced Rayleigh guided Ground layer adaptive Optics System

ARGOS - Das adaptive Optik System mit Laserleitstern für das Large Binocular Telescope (LBT). ARGOS wird das LBT mit einem modernen Laserleitstern und Wellenfrontsensor erweitern. Mittels 6 leistungsstarker gepulster Laser werden künstliche Sterne in der Atmosphäre über dem Teleskop erzeugt. Das gestreute Laserlicht wird in Wellenfrontsensoren registriert und ist spezifisch auf die optischen Störungen der bodennahen Luftschichten empfindlich. Mit den adaptiven Sekundärspiegeln des LBT wird das große Bildfeld des Multiobjekt Spektrographen LUCIFER korrigiert und damit die räumliche Auflösung erhöht.

Weitere Informationen finden Sie auf den

link MPE ARGOS Seiten
ARGOS

MPE Beteiligung:
Projektleitung (PI), Laser Systeme, Detektoren, optische Shutter, Systemtechnik.

ToP top of page

 

Chandra (AXAF)
High resolution imaging and spectroscopy X-ray mission

Das Chandra-Observatorium (früher bekannt als Advanced X-ray Astrophysics Facility - AXAF) ist NASA's Nachfolger des Einstein-Observatoriums. Seine Instrumentierung besteht aus einem hochauflösenden Spiegel, zwei Bilddetektoren und zwei Sätzen von Transmissionsgittern mit den folgenden wichtigen Eigenschaften: Eine Verbesserung der räumlichen Auflösung um eine Größenordnung, eine gute spektrale Emfindlichkeit im Bereich von 0,1 bis 10 keV und hohe spektrale Auflösung über einen großen Teil dieses Bereichs. Das MPE in Garching hat dazu in Zusammenarbeit mit der Space Research Organisation Netherlands (SRON) in Utrecht das Niederenegie-Transmissionsgitter (LETG) beigetragen. Chandra wurde im Juli 1999 mit dem Space Shuttle in eine hochelliptische Bahn gebracht und wird eine Missionsdauer zwischen 5 und 10 Jahren haben.

Weitere Informationen finden Sie auf den

Verweis Chandra Seiten des MPE
externer Verweis Chandra Seiten der NASA.
CHANDRA

Satellit
Start (mit Space Shuttle) 23. Juli 1999
Missionsdauer > 10 Jahre
Status aktiv in Erdumlaufbahn

MPE Beteiligung
Low Energy Transmission Grating (LETG)

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CLUSTER

Die CLUSTER Mission der ESA besteht aus vier identischen Satelliten, die die in einer Tetraeder Anordnung zwischen 25000 und 125000 km über der Erdoberfläche die Erde umkreisen. Mit ihnen sollen das Erdmagnetfeld und die elektrische Umgebung der Erde in drei Dimensionen untersucht werden. Insbesondere soll die Wechselwirkung des Sonnenwinds mit der uns schützenden Magnetosphäre untersucht werden.
Jeder der vier (identischen) CLUSTER Satelliten hat 11 Messinstrumente, die für elektrische und magnetische Felder und Wellen, sowie für Elektronen und Ionen empfindlich sind.
Die Mission ist ein Duplikat der ursprünglichen CLUSTER Mission, die als Nutzlast bei der Explosion der ersten Ariane-5 Rakete im Juni 1996 zerstört wurde. CLUSTER ist eine Kopie der ersten Mission, die sogar Ersatzteile der ersten Satelliten verwendet und auch die wissenschaftlichen Ziele sind gleich geblieben.
Die Satelliten werden Rumba, Salsa, Samba und Tango genannt.

Im Jahre 2005 wurde die Mission von der ESA bis 2009 verlängert ( Verweismehr).

Mehr Informationen finden Sie auf den (englischsprachigen)

Verweis CLUSTER Seiten des MPE
externer Verweis German CLUSTER Data Centre (GCDC)
externer Verweis CLUSTER Seiten der ESA.
CLUSTER

Satellit
Start
(2 x Soyuz)
16. Juli 2000 um 14:39 MESZ;
9. August 2000 um 13:13 MESZ
Missionsdauer bis 2012 verlängert
Status alle 4 Satelliten in Erdumlaufbahn

MPE Beteiligung
Cluster Ion Spectrometer (CIS)
Electron Drift Instrument (EDI)
Fluxgate Magnetometer (FGM)
German Cluster Science data Center (GCDC)

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Compton GRO
Compton Gamma Ray Observatory

Das Compton Gammastrahlen-Observatorium war das zweite der großen Observatorien der NASA. Compton wurde im April 1991 mit dem Space Shuttle Atlantis gestartet und ist mit 17 Tonnen die bisher schwerste astrophysikalische Nutzlast. Das Compton Observatorion besteht aus vier Instrumenten, die zusammen erstmalig einen Bereich des elektromagnetischen Spektrums von 6 Zehnerpotenzen (30 keV bis 30 GeV) vermessen können. Diese Instrumente sind (sortiert nach aufsteigendem Energiebereich): ein Gammastrahlen-Burst Detektor (BATSE), ein begrenzt ausrichtbarer Szintillations Detektor (OSSE), das abbildende Compton Teleskop COMPTEL und das hochenergie Teleskop EGRET. Jedes dieser Instrumente hat eine um den Faktor 10 höhere Empfindlichkeit als frühere Instrumente.
Nach einer heftig umstrittenen Entscheidung der NASA wurde der Satellit am 4. Juni 2000 absichtlich zum Absturz gebracht und dabei zerstört.

Weitere Informationen finden Sie auf den

Verweis Hochenergie-Astrophysik Seiten des MPE
Verweis COMPTEL Seiten des MPE
Verweis EGRET Seiten des MPE
externer Verweis Compton GRO Science Support Center Seiten der NASA (in englischer Sprache)
CGRO

Satellit
Start (mit Space Shuttle) 5. April 1991
Missionsende 4. Juni 2000
Status beim Wiedereintritt in die Erdatmosphäre zerstört

MPE Beteiligung
COMPTEL
EGRET

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EQS

Satellit
Sart 2. Dezember 1997
Missionsende 1. Mai 1998
Verbleib Erdumlaufbahn

Experimente mit MPE Beteiligung
Magnetic Field Instrument (MAM)
Electron Drift Instrument (EDI)


Equator-S

war eine Mission mit minimalem Kostenaufwand, die die äquatoriale Magnetosphäre der Erde bis zu einem Abstand von 67000 km von der Erdoberfläche vermessen sollte. Der Satellit war ein Element in dem Satellitnverbund, der das IASTP Programm darstellt. Er basierte auf einem einfachen Design und hatte als Nutzlast Instrumente, die für andere IASTP Missionen entwickelt worden waren. Die Besonderheit von Equator-S waren seine nahezu äquatoriale Umlaufbahn und seine hohe Rotation.

Der Satellit und grosse Teile der Experimente (MAM und EDI), an denen das MPE maßgeblich beteiligt war, wurden am Institut entwickelt, gefertigt und getestet.

Equator-S wurde am 2. Dezember 1997 als eine Zusatznutzlast mit einer Ariane-4 Rakete gestartet. Die geplante Missionsdauer war 2 Jahre, aber durch den Ausfall des normalen und des redundanten Bordprozessors endete sie schon am 1. Mai 1998.

Mehr Informationen finden Sie auf den

Verweis Equator-S Seiten des MPE.

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eROSITA
extended ROentgen Survey with an Imaging Telescope Array

eROSITA wird das Hauptinstrument auf dem russischen Satelliten "Spectrum-Roentgen-Gamma" (SRG) sein, der voraussichtlich ab Ende 2012 von Baikonur aus in einen L2 Orbit starten wird. eROSITA soll die erste Durchmusterung des Himmels im mittleren Röntgenbereich bis 10 keV mit noch nie da gewesener spektraler und räumlicher Auflösung durchführen.

Das Teleskop wird, ähnlich zu ABRIXAS, aus 7 Wolter-I Spiegelmodulen bestehen. Um allerdings die benötigte Empfindlichkeit zu erreichen, werden die Spiegel auf jeweils 54 genestete Spiegelschalen erweitert. Das neuartige Detektorsystem wurde, ausgehend von der beim Satelliten XMM bewährten pn-CCD-Technologie, am MPE entwickelt.

Weitere Informationen finden Sie in:

Verweis eROSITA Seiten am MPE
eROSITA

Satellit
Start 2012
Ende der Mission undefiniert
Status Phase C/D

MPE Beteiligung
Projektleitung, Detektoren, Teleskop

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ESO Very Large Telescope Instrumentierung

Das Very Large Telescope (VLT) der ESO auf dem Paranal Observatorium (Atacama, Chile) ist das weltweit größte und modernste optische Teleskopsystem. Es besteht aus vier ortsfesten 8.2 m Spiegelteleskopen und mehreren beweglichen 1.8 m Hilfsteleskopen, deren Strahlengänge in dem VLT Interferometer (VLTI) vereinigt werden können. Mit seiner einzigartigen optischen Auflösung und der Oberflächenqualität der Teleskopspiegel, erzeugt das VLT extrem scharfe Bilder und sammelt Licht von den entferntesten Objekten im Universum.
Das MPE ist an der Entwicklung und am Bau von mehreren Meßinstrumenten beteiligt, die an den Teleskopen eingesetzt werden.

Mehr Informationen finden Sie auf den

Verweis CONICA Seiten des MPE
Verweis GRAVITY Seiten des MPE
Verweis LISA Seiten des MPE
Verweis MPE PARSEC Seiten am MPE
Verweis SPIFFI Seiten des MPE
externer Verweis VLT Seiten der ESO (in englischer Sprache)
VLT

MPE Beteiligung
Coudé Near Infrared Camera (CONICA)
Precision narrow-angle astrometry and interferometric phase referenced imaging of faint objects (GRAVITY)
Near Infrared Camera (LISA)
Laser für die VLT laser guide star facility (PARSEC)
Spectrometer for Infrared Faint Field Imaging (SPIFFI)

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Fermi Gamma-ray Space Telescope
(früher GLAST)

Das "Fermi Gamma-ray Space Telescope" ist ein Satellitenprojekt um die Objekte und Erzeugungsprozesse, die hochenergetische Stahlung im Weltall aussenden, zu untersuchen.
Das LAT (Large Area Telescope) auf Fermi arbeitet im Energiebereich 30 MeV bis 300 GeV und ist etwa 30 mal empfindlicher als das EGRET Teleskop auf dem Gammastrahlenobservatorium CGRO. Das MPE ist an der wissenschaftlichen Auswertung der LAT Daten beteiligt
Zusätzlich befindet sich auf Fermi noch ein Gammastrahlen Burst Detektor (GBM), der im Energiebereich 10 keV bis 30 MeV hauptsächlich Gammastrahlenausbrüche misst. GBM wurde in Zusammenarbeit mit dem MPE gebaut.

Mehr Informationen finden Sie auf den

externer Verweis Fermi Seiten der NASA (USA)
    (in englischer Sprache)

Verweis Fermi Gamma-ray Burst Monitor Seiten am MPE

GLAST

Satellit
Start 11. Juni 2008
Missionsende unbestimmt
Status aktiv in Erdumlaufbahn

MPE Beteiligung
Gamma-ray Burst Monitor (GBM);
wissenschaftliche Auswertung der LAT Daten.

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GRAVITY

GRAVITY ist ein mittels aktiver Optik stabilisiertes Nahinfrarot-Instrument am VLTI für die Kleinwinkel Astrometrie und die interferometrische phasenreferenziert Abbildung dunkler Objekte. Das GRAVITY Instrument wird das nahinfrarote Licht, welches mit den vier Teleskopen des ESO Very Large Telescope Observatoriums in Paranal, Chile aufgenommen wird, interferometrisch kombinieren Es wird eine adaptive Optik auf dem Teleskop Level und eine Interferenzmusterstabilisierung auf dem Interferometer Level beinhalten. Die Verwendung infraroter Wellenfrontsensoren ermöglicht es, stark durch Staub abgeschwächte oder in Staub eingebettete Quellen wie z.B. das Zentrum der Milchstrasse oder junge stellare Objekte mit hoher Sensitivität zu beobachten.
Im astrometrischen Beobachtungsmodus kann GRAVITY den Winkelabstand zweier benachbarter Sterne mit einer Genauigkeit von 10 µas messen. Dies wird es erlauben, innerhalb kurzer Zeit Bewegungen der Sterne am Himmel in einem Beobachtungsfeld von 2" zu messen. In einem Abstand von 100 pc entspricht eine Bogengeschwindigkeit von 10 µas/Jahr einer Geschwindigkeit von 5 m/s, in einem Abstand von 1 Mpc einer Geschwindigkeit von 50 km/s. Durch eine solch hoch präzise Astrometrie wird es möglich sein, den Bewegungen der astronomischen Objekte im lokalen Universum zuzuschauen. GRAVITY ist insbesondere dafür ausgelegt, die hochrelativistischen Bewegungen von Materie nahe des Ereignishorizonts von Sgr A*, dem supermassiven Schwarzen Loch im Zentrum unserer Milchstraße zu messen.
GRAVITY kann auch in einem bildgebenden Modus betrieben werden, welcher eine unvergleichliche Präzision von 4 mas im Nahinfrarot Spektralbereich für dunkle Objekte mit bis zu mK~20 bietet. Die Verwendung von Phasenstabilisierung an Stelle so genannter Closure Phases ist ein großer Vorteil bei der Gewinnung modell-unabhängiger interferometrischer Bilder mit einer dünn besetzten Beobachtungsmatrix wie dem VLTI.

Mehr Informationen finden Sie auf den

Verweis GRAVITY Seiten des MPE
   (in englischer Sprache)
GRAVITY

MPE Beteiligung
Generelle Projekt- und Systemleitung (PI Institut)
Projektmanagement
Entwicklung von Subsystemen, insbesondere Strahlstabilisierung, Faserkoppler, Metrologie

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GROND

MPE Beteiligung
Grond wurde in einer Zusammenarbeit mit der LSW Tautenburg und der ESO am MPE gebaut. Es wird am 2.2m MPG/ESO Teleskop auf La Silla betrieben.

GROND
Gamma-ray Burst Optical Near-IR Detector

GROND ist ein abbildendes Instrument um simultan in sieben Wellellängenbereichen das Nachglühen von Gammastrahlenausbrüchen und anderen Transients zu messen. Mehrere dichroitische Strahlenaufteiler leiten das Licht zu drei Nah-Infrarot- und vier visuellen Detektoren. GROND wird seit Mitte 2007 am 2.2 m MPG/ESO Teleskop auf La Silla eingesetzt.

Für weitere Informationen s. die (englischsprachigen)
VerweisWebseiten von J. Greiner (MPE).

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HASTA
H-Alpha Sonnenteleskop für Argentinien

Zur Beobachtung der Sonnenchromosphäre dient das Teleskop HASTA auf der Estación Astronómica (2370 m) in El Leoncito, Argentinien. Das Hauptteleskop mit einem Objektivdurchmesser von 10 cm und einer Brennweite von 170 cm ist mit einem durchstimmbaren Lyot-Filter und einer CCD-Kamera ausgerüstet. Es dient zur Beobachtung von solaren Flares und eruptiven Protuberanzen mit hoher räumlicher (1.5") und zeitlicher (3 s) Auflösung und wurde im Mai 1998 in Betrieb genommen.
Zur Zeit wird an einer Datenverbindung vom Observatorium über die Universität von San Juan und IAFE in Buenos Aires in das INTERNET gearbeitet, um ein H-alpha-Bild der Sonne alle 5 Minuten in Echtzeit für Space-Weather-Zwecke zur Verfügung zu stellen.

HASTA

MPE Beteiligung
Das Teleskop ist in MPE Besitz.

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HERSCHEL

Satellit
Start 14. Mai 2009
Missionsende noch nicht definiert
Status Auf dem Weg zum Lagrangepunkt L2

MPE Beteiligung
Detektorentwicklung und Bau
Photoconductor Array Camera und Spectrometer (PACS)

Herschel Space Telescope
(früherer Name FIRST)

Das Herschel Space Telescope (früher "Ferninfrarot Submillimeter Teleskop" - FIRST) wird Photometrie und Spektroskopie im Wellenlängenbereich von 60 µm bis 670 µm ermöglichen. Es besteht aus einem strahlungsgekühlten Teleskop mit drei wissenschaftlichen Instrumenten im Brennpunkt, die mit superflüssigem Helium gekühlt sind.
Herschel wird als wissenschaftliches Observatorium betrieben werden, das sich am Lagrangepunkt L2 befindet.
Herschel ist der "Corner Stone" 4 (CS4) des ESA Plans Horizon 2000. Es wird zusammen mit dem Projekt PLANCK (M3) verwirklicht.

Weitere Informationen finden Sie auf folgenden (englischsprachigen) Seiten:

Verweis detector development (MPE)
Verweis PACS instrument (MPE)
externer Verweis Herschel Space Telescope (ESA)
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INTEGRAL
International Gamma-ray Astrophysics Laboratory

Integral ist das Hauptprojekt in der Gammaastronomie und Hochenergieastrophysik der ESA (europäische Weltraumbehörde). Es untersucht den Himmel mit hoher spektraler und räumlicher Auflösung in den Energiebereichen 15 keV bis 10 MeV. Gleichzeitig führt es eine Überwachung der Quellen im Röntgenbereich (3-35 keV) und optischen Bereich (V, 550 nm) durch.
INTEGRAL ist ein Projekt einer Kollaboration vieler beteiligter Partner, von denen das MPE für die Entwicklung und den Bau des Antikoinzidenzsystems des Spektrometers SPI verantwortlich war.

Mehr Informationen finden Sie auf den (englischsprachigen)

Verweis INTEGRAL Seiten des MPE
externer Verweis ESA INTEGRAL Seiten
INTEGRAL

Satellit
Start 17. Oktober 2002
Missionsende undefiniert
Status Satellit in Erdumlaufbahn

MPE Beteiligung
SPI Antikoinzidenz
Datenzentrum

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ISO
Infrared Space Observatory

Das Infrarot Weltraumteleskop ISO der europäische Weltraumbehörde (ESA) war ein astronomischer Satellit, der vom November 1995 bis Mai 1998 in Betrieb war. Seine Instrumente waren im Bereich 2.5 µm bis 240 µm des elektromagnetischen Spektrums (Infrarotbereich) empfindlich.

Die Hauptbestandteile des Satelliten sind: ein großer flüssig-Helium Cryostat, ein 60 cm Teleskop, vier wissenschaftliche Instrumente und die Service-Einheit.

ISO wurde am 17. November 1995 mit einer Ariane 44P vom europäischen Weltraumbahnhof Kourou gestartet. Ursprünglich für eine Lebensdauer von 20 Monaten ausgelegt, konnte der Satellit durch geschickten Betrieb und mit etwas Glück aber mehr als 28 Monate genutzt werden, bis das flüssige Helium im Mai 1998 verbraucht war.

Weitere Informationen finden Sie auf den (englischsprachigen)

Verweis ISO SWS Seiten des MPE
externer Verweis ISO Seiten der ESA.
ISO

Satellit
Start (Ariane 44P) 17. November 1995
Missionsende 16. Mai 1998
Status abgeschaltet in Erdumlaufbahn

MPE Beteiligung
Short Wavelength Spectrometer (SWS)
ISO Spektrometer Datenzentrum
ISO Spektralanalyse-Paket (ISAP)
ISO-SWS Standard Software Pakete
ISO Post Mission Archive

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KMOS

MPE Beteiligung
wissenschaftliches Arbeitspaket
Beschaffung der Detektoren
Auswerte Programme

KMOS
Multi Integral Field Spektrograph für das VLT

KMOS ist ein neues Tieftemperatur-Nah-Infrarot-Instrument das die Vorteile der Multiplexierung und der Integralen Feld Spektroskopie (3D-Spektroskopie) vereint.
Ein Konsortium deutscher und englischer Institute entwickelt KMOS gemeinsam mit der ESO als eines der sogenannten VLT Instrumente der zweiten Generation. Planmässig soll es Ende 2010 funktionsbereit sein.
Das zugrunde liegende Konzept sieht vor, dass 24 Integral-Field-Units (IFUs) beliebig im 7.2 Bogenminuten grossen unvignettierten Feld des VLT Nasmyth Fokus positioniert werden können. Jede IFU deckt ein Feld von 2.8 Bogensekunden ab, die auf 14 x 14 Pixel abgebildet werden.
Die drei identischen Spektrographen mit einem Auflösungsvermögen von ungefähr 3500 im J-, H- und K-Band, werden von jeweils 8 IFUs gespiesen und besitzen jeweils einen Hawaii 2RG-Detektor mit 2K x 2K Pixel. Der Kryostat hat 2 m im Durchmesser, ist 1.5 m hoch und wird auf 77 K gekühlt mittels drei Kühlern die einen geschlossenen Kreislauf besitzen.

Mehr Informationen (in englischer Sprache) finden Sie auf den

link KMOS Seiten des MPE
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LBT

MPE Beteiligung
NIR spectrograph (LUCIFER)
LBT hardpoints

LBT
Large Binocular Telescope

Das "Große Doppelteleskop" (LBT) besteht aus zwei 8.4 m Teleskopen die zusammen bewegt werden und in die gleiche Richtung schauen. Das LBT wird durch eine Kollaboration von Instituten auf dem Mount Graham (USA) errichtet. Die beiden Spiegel befinden sich auf einer Montierung und entsprechen bezüglich der Lichtsammelfläche einem 11.8 m Teleskop und wenn sie interferometrisch betrieben werden einem 22.8 m Teleskop bezüglich der Auflösung.

Das MPE ist unmittelbar am Entwurf und Bau des Nahinfrarotspektrographen LUCIFER beteiligt. Unser Beitrag besteht hauptsächlich aus der feldabbildendnen Einheit und dem Multiobjektspektrographen.

Direkt beteiligt ist das MPE aber auch am Entwurf und der Herstellung der LBT Unterstützungspunkte für die Spiegel die dessen Form beeinflussen.

Weitere Informationen finden Sie auf den (englischsprachigen)

Verweis LUCIFER und LBT Seiten des MPE
externer Verweis LBT Seiten der Universität von Arizona
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MEGA
Medium Energy Gamma-ray Astronomy

MEGA ist ein abbildendes Instrument für Gammastrahlung im Energiebereich 0.5 - 50 MeV. Das Instrument basiert auf dem Compton-Effekt und der Paarerzeugung. Ein einfallendes Gammastrahlen-Photon wird zuerst in oberen Detektor Compton gestreut, gibt dort einen Teil seiner Energie ab und ändert seine Flugrichtung. Nach dieser ersten Wechselwirkung wird das Photon im zweiten Detektor, der aus mehreren Cäsium-Iodid Kalorimetern besteht, vollständig absorbiert.

Weitere Informationen finden Sie auf den (englischsprachigen)

Verweis MEGA Seiten am MPE.
MEGA

MPE Beteiligung
Ein Prototyp des Instruments wurde komplett am MPE entwickelt und gebaut.

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OPTIMA
Optical Pulsar Timing Analyzer

OPTIMA ist ein sehr schnelles Photometer, das ursprünglich gebaut wurde um Gammastrahlen-Pulsare im optischen Spektralbereich mit hoher Zeitauflösung (10-6 s) und Empfindlichkeit zu messen.

Inzwischen wird es auch zur Beobachtung von anderen schnell variablen Objekten (z.B. Kataklysmische Variable oder das optische Nachleuchten von Gammastrahlenausbrüchen) weltweit an Teleskopen eingesetzt.

Weitere Informationen finden Sie auf den

Verweis OPTIMA Seiten am MPE.
OPTIMA

MPE Beteiligung
Das Instrument wurde komplett am MPE entwickelt und gebaut und wird stetig weiterentwickelt.

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PARSEC

Instrument für das VLT

MPE Beteiligung:
PARSEC wird am MPE gebaut

PARSEC
Laser für das VLT

PARSEC ist ein gemeinsames Projekt des MPE (Garching) und des MPIA (MPI für Astronomie, Heidelberg). Der Hauptbestandteil ist ein Natrium-Linien Laser der einen kontinuierlichen 10 W Laserstrahl erzeugt. Ende 2004 wird er als Teil der Laser Guide Star Facility (LGSF) am Yepun Teleskop des VLT erstmals eingesetzt werden. (Yepun ist das vierte der 8.2 m VLT-Teleskope.)

Um das VLT (ESO Very Large Telescope) mit der LGSF auszustatten, arbeiten MPE, MPIA und die ESO eng zusammen. Ziel der (neuen) LGSF ist es, dem Bereich am Himmel zu erweitern, der mit den Kameras CONICA (mit NAOS) und SPIFFI (als Teil von SINFONI) zugänglich ist und damit die wissenschaftliche Ausbeute dieser Systeme mit adaptiver Optik zu erhöhen.

Weitere Informationen finden Sie auf den englischsprachigen

Verweis MPE PARSEC Seiten
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PKE-Nefedov, PK-3 Plus und PK-4

Die Plasmakristallexperimente PKE-Nefedov, PK-3 Plus und PK-4 beruhen auf einer Zusammenarbeit zwischen dem russischen "Institute for High Energy Densities" (IHED) und unserem Institut, unterstützt durch die russischen und deutschen Raumfahrtagenturen (Roskosmos und DLR).
PKE-Nefedov war das erste wissenschaftliche Experiment an Bord der Internationalen Raumstation ISS. Das Experiment bestand aus einer kleinen (0.5 l) Plasmakammer, in der ein durch Hochfrequenz (HF) angeregtes Plasma in Argon erzeugt wurde. In dieses Plasma wurden Mikropartikel von wahlweise 3.4 oder 6.8 µm Durchmesser injiziert. Die Partikel wurden durch einen aufgefächerten Laserstrahl beleuchtet und die Bewegung der Partikel mit zwei CCD-Kameras beobachtet und auf Videobändern aufgezeichnet. Die Erforschung von Plasmakristallen im Speziellen und komplexer Plasmen im Allgemeinen ist ein neues Themengebiet in der Mikrogravitationsforschung. PKE-Nevedov wurde im Andenken an Anatoli P. Nefedov so genannt.
PK-3 Plus ist der Nachfolger von PKE-Nefedov auf der ISS seit 2005, basierend auf einer verbesserten Version der HF-Plasmakammer.
PK-4, welches ebenfalls auf der ISS betrieben werden soll (Vorbereitungsphase unterstützt durch DLR und ESA) ist ein komplexes Plasmaexperiment unter Benutzung einer Gleichspannungsentladung hauptsächlich zur Untersuchung der flüssigen Phase.

Weitere Informationen finden Sie auf den

Verweis PKE-Nefedov,
Verweis PK-3 Plus,
Verweis PK-4
Seiten des MPE.
Thomas Reiter in der ISS

Experimente auf der ISS
 
PKE-Nefedov
Start 26. Februar 2001
Missionsende 27. Juli 2005
Status nicht mehr im Orbit
PK-3 Plus
Start 19. Dezember 2005
Missionsende nicht festgelegt
Status im Orbit (ISS), Datenaufnahme
PK-4
Start 2009/2010
Missionsende nicht festgelegt
Status in Vorbereitung (Phase A/B)

MPE Beteiligung
Die Instrumente wurden hauptsächlich am MPE entworfen und gebaut; Datenauswertung.

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ROSAT

Satellit
Start 1. Juni 1990
Missionsende 12. Februar 1999
Status abgeschaltet; in Erdumlaufbahn

MPE Beteiligung
Satellit
Teleskope
Detektoren

ROSAT

Mit der unter der Leitung des MPE durchgeführten ROSAT Mission wurden zwei grundsätzliche wissenschaftliche Ziele verfolgt: die erste vollständige Kartierung des Röntgen- und extremen Ultraviolett-Himmels mit abbildenden Teleskopen und das detaillierte Studium einzelner Röntgen- und EUV-Quellen.
ROSAT hat zunächst den Himmel nach Objekten im Energiebereich der weichen Röntgenstrahlung von 0,1 keV bis 2 keV (entsprechen einer Wellenlänge von 100 Å bis 6 Å) sowie der ultravioletten Strahlung von 0,04 keV bis 0.2 keV (entsprechen einer Wellenlänge von 300 Å bis 60 Å) abgesucht. Dieser Teil der Mission dauerte ein halbes Jahr und wurde im Februar 1991 abgeschlossen.
Im Anschluß an die Himmelsdurchmusterung wurde ROSAT für Detailbeobachtungen einzelner Quellen eingesetzt, um deren räumliche Struktur, Spektren und Zeitvariabilitäten zu untersuchen.
Nachdem ROSAT die geplante Lebensdauer um mehr als das vierfache übertroffen hatte, wurde er nach dem zunehmenden Ausfall kritischer Komponenten im Februar 1999 abgeschaltet.

Weitere Informationen finden Sie auf den

Verweis ROSAT Seiten am MPE.
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Rosetta

Das Hauptziel der Rosetta Mission sind Untersuchungen die Aufschlüsse über den Ursprung der Kometen, über die Beziehungen zwischen interstellarem und kometarem Material geben und die daraus folgenden Schlüsse bezüglich der Enstehung des Sonnensystens.
Im November 1993 wurde die internationale Rosetta Mission als planetare "Cornerstone" Mission der ESA beschlossen. Als Untersuchungsobjekt war der Komet 46 P/Wirtanen geplant. Für einen Zeitraum von über 2 Jahren hätte Rosetta den Kern und die nähere Umgebung des Kometen aus grösserer Entfernung studieren und sich schließlich bis auf einen Kilometer Entfernung dem Kometenkern nähern sollen. Ausserdem ist das Absetzen eines Gerätes (RoLand) das auf dem Kometenkern landen soll, ebenfalls Bestandteil der Mission.
Durch die Probleme mit der für den Start im Januar 2003 vorgesehenen Rakete Ariame 5 konnte das sehr enge Startfenster nicht eingehalten werden und das ganze Projekt stand vor dem Aus.
In einem ESA SPC Meeting am 13. und 14. Mai 2003 wurde die Fortsetzung des Projektes beschlossen und ein neuer Ziel-Komet für Rosetta festgelegt: Komet Churyumov-Gerasimenko. Der Start mit Ariane-5 G+ erfolgte am 2. März 2004 und das Rendezvous mit dem Kometenkern wird im November 2014 stattfinden.

Weitere Informationen finden Sie auf den

externer Verweis DLR Rosetta Seiten

externer Verweis Rosetta Seiten am MPI für Sonnensystemforschung

Verweis Rosetta Seite der Abteilung mechanischen Entwicklung am MPE

externer Verweis ESA Rosetta Seiten
(in englischer Sprache)

externer Verweis ESA COSIMA Seiten
(in englischer Sprache)

ROSETTA

Satellit
Start
(Ariane 5)
2. März 2004
Ankunft am Kometen November 2014
Missionsende unbestimmt

MPE Beteiligung
Cometary Secondary Ion Mass Analyzer (COSIMA)
Rosetta Lander (RoLand)

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SAMPEX

Satellit
Start 3. Juli 1992
Missionsende unbestimmt
Status (2010) aktiv

MPE Beteiligung
Heavy Ion Large Area Proportional Counter (HILT)

SAMPEX
Solar Anomalous and Magnetospheric Particle Explorer

Die vier SAMPEX Instrumente sind ein sich ergänzender Satz von Teilchendetektoren mit hoher Auflösung und hoher Empfindlichkeit, die zur Untersuchung energiereicher Teilchen dienen. Diese Teilchen stammen von der Sonne, aus der Erdmagnetosphäre oder aus der galaktischen Strahlung wobei auch die anomale Komponente gemessen wird.
Die Instrumente des zenitorientierten Satelliten SAMPEX messen energiereiche Elektronen und die Ionenzusammensetzung von Teilchenpopulationen mit ~0.4 MeV/Kern bis zu hunderten MeV/Kern aus einer polnahen Erdumlaufbahn (520 km bis 670 km Höhe und 82° Bahnneigung zum Äquator). Ein wesentlicher Bestandteil der SAMPEX Messmethode ist die Einbeziehung des Erdmagnetfeldes als eine wesentliche Komponente. Auf seiner polnahen Erdumlaufbahn benützt SAMPEX das Erdmagnetfeld als riesiges Magnet-Spektrometer um verschiedene Energien und Ladungszustände der Teilchen zu trennen und zu bestimmen.

Weitere Informationen finden Sie auf den (englischsprachigen)

externer Verweis SAMPEX Seiten am GSFC (NASA)
externer Verweis SAMPEX Überblick (LASP)
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SOFIA

Flugzeug
Erster wissenschaftlicher Flug 2007
Missionsende unbestimmt
Status erster Testflug am 6.4.2007 erfolgreich

MPE Beteiligung
Field Imaging Far Infrared Line Spectrometer (FIFI-LS)

SOFIA
Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy

In einer Zusammenarbeit von NASA und DLR wird in ein Flugzeug des Typs Boeing 747-SP ein 2.5 m Spiegelteleskop eingebaut, das im Flug betrieben werden soll. SOFIA wird das größte fliegende Teleskop der Welt und mit ihm werden Beobachtungen durchgeführt werden, die selbst mit den größten und am höchsten gelegenen erdgebundenen Teleskopen unmöglich sind. Das fliegende Observatorium wird von der Industrie unter der Leitung von USRA (Universities Space Research Association) für die NASA gebaut.
SOFIA wird auf dem "Ames Research Center" der NASA am "Moffett Federal Airfield" nahe Mountain View in Kalifornien stationiert und wird voraussichtlich 2007 den wissenschaftlichen Beobachtungsbetrieb aufnehmen.

Weitere Informationen finden Sie auf den

Verweis Seiten zu den Detektorentwicklungen
am MPE (in englisch)
Verweis FIFI-LS Seiten des MPE (in englisch)
externer Verweis SOFIA Seiten des DLR
externer Verweis SOFIA Seiten der NASA (in englisch)
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SOHO
Solar and Heliospheric Observatory

Der Satellit SOHO untersucht die innere Struktur der Sonne, ihre äussere Atmosphäre und den Ursprung des Sonnenwindes, eines Stromes von geladenen Teilchen, der kontinuierlich aus dem Sonnensystem strömt. SOHO hilft dem Verständnis der Wechselwirkung zwischen Sonne und Erde, der Sonne selbst, der Aufheizung der Sonnenkorona, der Beschleunigung des Sonnenwindes und des Sonneninneren.
Um die Sonne kontinuierlich beobachten zu können befindet sich SOHO in einem Halo-Orbit in den Lagrangepunkt L1, der sich ca. 1.5 Millionen Kilometer vor der Erde in deren Sonnenumlaufbahn befindet. Das Meßinstrument CELIAS auf SOHO ist unter Mitwirkung des MPE gebaut worden.

Weitere Informationen finden Sie auf den

externer Verweis CELIAS Seiten der Universität Bern (in englisch)
Verweis CELIAS / STOF data at MPE (in englisch)
externer Verweis CELIAS Solar Wind data (in englisch)
externer Verweis CELIAS UV data (in englisch)
externer Verweis SOHO Seiten der ESA (in englisch)
externer Verweis SOHO Seiten der NASA (in englisch)
SOHO

Satellit
Start 2. Dezember 1995
Missionsende unbestimmt
Status aktiv; am Lagrangepunkt L1

MPE Beteiligung
Charge, Element, and Isotope Analysis System (CELIAS)

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SPIFFI

MPE Beteiligung:
SPIFFI wird ausschließlich vom MPE gebaut.

SPIFFI
SPectrometer for Infrared Faint Field Imaging

SPIFFI ist ein kryogenes, abbildendes Nahinfrarot-Spektrometer. SINFONI (SINgle Faint Object Near-infrared Investigation) ist der Verbund aus einer adaptiven Optik, gebaut von der Europäischen Südsternwarte (ESO), und SPIFFI. SINFONI ist das erste durch adaptive Optik unterstuetzte Nahinfrarotspektrometer für das Very Large Telescope der ESO und wurde im Jahre 2004 am Cassegrain Fokus von Yepun (UT4) installiert. SPIFFI ist das erste Instrument, welches abbildende Nahinfrarotspektroskopie am VLT ermöglicht.
Im Wellenlaengenbereich von 1.1 bis 2.45 Mikrometern (J-, H-, und K-Band) nimmt SPIFFI gleichzeitig die Spektren von 1024 (32x32) Bildfeldpunkten mit einer moderaten spektralen Auflösung von ~1000 bis etwa ~3300 auf.

Weitere Informationen finden Sie auf den (englischsprachigen)

Verweis MPE SPIFFI Seiten
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Stardust

Stardust ist eine NASA-Mission mit dem primären Ziel, Staub- und Gasproben vom Kometen P/Wild-2 und aus dem interplanetaren Raum zur Erde zurückzubringen.
Der Cometary and Interstellar Dust Analyzer (CIDA) ist ein Flugzeitspektrometer für Ionen, die beim Auftreffen von Staubkörpern auf ein Target gebildet werden. Mit diesem Instrument wurde nicht nur während des Kometenvorbeiflugs am 2.1.2004, sondern auch in bestimmten Perioden der interplanetaren Flugphase (hier vor allem der interstellare Staub) gemessen.
Stardust wurde am 7. Februar 1999 erfolgreich gestartet und CIDA wurde am 22. Februar 1999 erstmals erfolgreich eingeschaltet. Der erfolgreiche Vorbeiflug am Kometen erfolgte am 2.1.2004 und die Rückkehr zur Erde ist für den 15.2.2006 geplant.

Weitere Informationen finden Sie auf den (englischsprachigen)

externer Verweis NASA Stardust Seiten
STARDUST

Satellit
Start (Delta II) 7. Februar 1999
Missionsende 15. Jauar 2006
Status erfolgreicher Vorbeiflug am Kometen am 2.1.2004

MPE Beteiligung
Cometary and Interstellar Dust Analyzer (CIDA)

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STEREO

Satellit
Start 26. Oktober 2006
Missionsende unbestimmt
Status in heliozentrischem Orbit

MPE Beteiligung
PLasma and SupraThermal Ion Composition (PLASTIC): Sensor zur Messung der Geschwindigkeit, der Dichte und der Temperatur des Sonnenwindes; Messung der Ladungszusammensetzung supratermaler Ionen (H-FE) im Energiebereich 0.2 - 100 keV/e.

STEREO
Solar TErrestrial RElations Observatory

STEREO ist die dritte Mission im "Solar Terrestrial Probes" Programm der NASA. Der Start erfolgte im Oktober 2007 mit einer Delta II Rakete. Die auf eine nominelle Dauer von 2 Jahren geplante Mission besteht aus zwei nahezu identischen Satelliten, die es erstmals ermöglichen werden, stereoskopische dreidimensionale Bilder von koronalen Massenauswürfen der Sonne (Coronal mass ejections; CMEs) aufzunehmen.
CMEs sind gewaltige Ausbrüche auf der Sonne, die bis zu 10 Milliarden Tonnen der Sonnenatmosphäre in den interplanetaren Raum schleudern können. Diese Gasmassen, die mit ca 1000 km/s durch den Raum eilen, können gewaltige Störungen im interplanetaren Medium und in der Magnetosphäre der Erde verursachen, die dann zu Störungen in den Stromnetzen der Erde führen oder auch Satelliten beschädigen können.

Weitere Informationen finden Sie auf folgenden WWW-Seiten:

external link STEREO Seite am APL (in englischer Sprache)

external link STEREO Seite der NASA (in englischer Sprache)

external link PLASTIC Web-Seite der Universität von New Hampshire (in englischer Sprache)

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Swift

Swift ist das erste wirkliche Multifrequenz-Observatorium das sich der Erforschung der Gammastrahlenbursts (GRB) widmet. Seine drei Hauptinstrumente wirken zusammen um GRBs und deren Nachleuchten im Gammastrahlenbereich, im Röntgenbereich und im optischen Bereich zu beobachten. Swift wurde im Rahmen des NASA MIDEX Programms in einer internationalen Kollaboration gebaut. Es wurde erfolgreich am 20. November 2004 gestartet.
Während seiner nominellen 2-jährigen Mission, wird Swift ca. 200 Gammastrahlenausbrüche mit allen Instrumenten beobachten, was die bisher umfassendste Untersuchung dieses Phänomens darstellen wird.
Die Hauptziele der Swift Mission sind:

  • Bestimmung des Ursprungs der Gammastrahlenbursts.
  • Klassifizierung der GRBs und Suche nach neuen Typen.
  • Die Untersuchung der Wechselwirkung der Explosionswelle auf die Umgebung.
  • Die Benutzung der GRBs um das frühe Universum zu erforschen.
  • Eine Himmelsdurchmusterung im harten Röntgenbereich.

Weitere Informationen (in englischer Sprache) finden Sie auf den

external link NASA Swift Seiten (in englischer Sprache)

link während der Eichung des Swift-Teleskopes am MPE (Panter Anlage) aufgenommene Bilder

Swift

Satellit
Start 20. November 2004
Missionsende 2+ Jahre
Status in Erdumlaufbahn

MPE Beteiligung
Eichung des Röntgen-Teleskops,
Software Entwicklung,
Burst Advocates.

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XEUS

Satellit
Start ......
Missionsende ....
Status Vorstudien

MPE Beteiligung
....
.....
......

XEUS / IXO
X-Ray Evolving Universe Spectroscopy Mission

XEUS ist ein möglicher Nachfolger der ESA Röntgenspektroskopie Mission externer Verweis (XMM-NEWTON). Der Satellit wird ein Röntgenobservatorium mit einer vergleichbar hohen Empfindlichkeit sein, wie sie auch die zukünftigen Projekte externer Verweis JWST, externer Verweis ALMA und externer Verweis Herschel in anderen Spektralbereichen haben werden. XEUS wird etwa 250 Mal empfindlicher sein als XMM-Newton.
Den Anregungen des ESA "Horizons 2000" Planungsausschußes folgend, der das Projekt innerhalb des Programmes zur Nutzbarmachung der externer Verweis internationalen Raumstation empfohlen hatte, befindet sich XEUS in der Studien-Phase.

Die wissenschftlichen Themen die mit XEUS untersucht werden sollen beinhalten:

  • die frühesten schwarzen Löcher
  • die frühesten Galaxienhaufen und deren Entwicklung in massive Gruppen wie wir sie heute beobachten
  • die Evolution der Häufigkeiten der schweren Elemente
  • das intergalaktische Medium beobachtet mittels Absorptionslinien.

Weitere Informationen finden Sie auf den (englischsprachigen)

externer Verweis XEUS Seiten der ESA.
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XMM

Satellit
Start (Ariane 5) 10. Dezember 1999
Missionsdauer unbestimmt
Status aktiv

MPE Beteiligung
Teleskope
EPIC-Kamera
Survey Science Center


XMM - Newton
X-Ray Multi Mirror Mission

Der Röntgenastronomie-Satellit XMM-Newton der ESA ist deren zweiter Eckpfeiler in dem Wissenschaftsprogramm Horizont 2000. Sein wissenschaftliches Ziel ist die Abbildung kosmischer Röntgenquellen mit moderater räumlicher Auflösung aber höchst empfindlicher Spektroskopie. Dazu werden drei hochgeschachtelte Wolter-Teleskope benutzt, in deren Foki Röntgen-CCD-Kameras eingesetzt werden. Zwei der Teleskope tragen in ihrem Strahlengang ein Arrangement von Reflexionsgittern, mit denen das spektrale Auflösungsvermögen bis auf 1.000 gesteigert werden kann. Mit einem kleinen optischen/UV Teleskop können die Röntgenquellen gleichzeitig identifiziert werden.
Das MPE ist maßgeblich an dieser Mission beteiligt (Teleskop-Entwicklung/Test, EPIC-pn-Kamera und Durchmusterungszentrum (Survey Science Center)).

Mehr Informationen finden Sie auf den

Verweis XMM-Newton Seiten des MPE
externer Verweis XMM-Newton Seiten der ESA.

 
 
 
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