Comet Interceptor

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Der Comet Interceptor ist eine im Bau befindliche dreiteilige Raumsonde der ESA. Es handelt sich dabei um die erste F-Klasse-Mission im Rahmen des Cosmic-Vision-Programms, das heißt um eine relativ preiswerte Mission mit kurzer Entwicklungszeit. Die Sonde – bestehend aus der Hauptsonde A und den kleineren Teilsonden B1 und B2 – soll frühestens 2029 starten und dann auf Abruf einen neuentdeckten langperiodischen Kometen oder ein interstellares Objekt ansteuern und untersuchen.

Wissenschaftliche Ziele

Kometen verändern sich unter dem Einfluss der Sonnenstrahlung. Durch die erstmalige Untersuchung eines Kometen, der sich noch nie der Sonne genähert hat, sollen Erkenntnisse gewonnen werden, welche mit früheren Kometensonden nicht möglich waren.

Interstellare Objekte wurden bislang noch gar nicht von nahem erkundet. Bis zum Comet-Interceptor-Programmstart war mit 1I/ʻOumuamua nur ein einziges identifiziert worden.

Vorbereitung und Ablauf

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. Im Dezember 2022 wurde der Vertrag zwischen ESA und OHB als Generalunternehmen zum Bau der Sonden A1 und B2 unterzeichnet. 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.

Die Sonde soll frühestens 2029 starten und in eine Umlaufbahn am Lagrange-Punkt L2 des Sonne-Erde-Systems eintreten. 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.

Aufbau

Aufbau der drei Sonden

Die Teilsonden A und B2 werden von der ESA beigesteuert, die Teilsonde B1 von der JAXA. Das Design aller Teile ist schlicht gehalten und auf wenige Funktionen beschränkt. Es werden zuvor schon bewährte Kameras, Instrumente und Sensoren eingesetzt, die nicht neu entwickelt oder angepasst werden müssen, teilweise auch aus anderen Missionen übriggebliebene Zweit- und Ersatzmodelle. Folgende Instrumente sind vorgesehen:

A-Sonde

• Comet Camera (CoCa), eine hochauflösende Kamera
• Multispectral InfraRed Molecular and Ices Sensor (Mirmis), ein Infrarotsensor, der vom Kometen ausgehende Strahlung messen und die Zusammensetzung der Koma untersuchen soll. Mirmis soll die Gaszusammensetzung aus der Ferne erkennen können.
• Dust, Field, and Plasma (DFP), Instrumente zur Untersuchung von Staub, Plasma und Magnetosphäre um den Kometen, davon auf der A-Sonde:
  • Dust Impact Sensor and Counter (DISC); misst die Messenverteilung von Staubpartikeln, die auf die Sonde treffen
  • Magnetometer

B1-Sonde

• Hydrogen Imager (HI), eine UV-Kamera für Lyman-alpha zur Untersuchung der Wasserstoffgaswolke um den Kometen. Sie soll bereits lange vor dem Vorbeiflug und bis zum Missionsende messen, wie viel Wasserdampf aus dem Kometen entweicht.
• Plasma Suite (PS), ein Instrument zur Untersuchung von Plasma und Magnetfeld um den Kometen
• Wide Angle Camera (WAC), eine Kamera mit Weitwinkelobjektiv für Nahaufnahmen des Kometenkerns
• Dust, Field, and Plasma (DFP), davon auf der B1-Sonde:
  • Drei Plasmaspektrometer und ein Massenspektrometer für Ionen
  • Magnetometer

B2-Sonde

• Optical Imager for Comets (OPIC), eine Kamera für Aufnahmen von Kometenkern und Staubjets im sichtbaren und infraroten Spektrum. OPIC wird von der Universität Tartu und CristalSpace in Estland im Rahmen des Prodex-Programms der ESA verantwortet. Durch die abweichende Kameraperspektive der B2-Sonde sollen beim Vorbeiflug ein größerer Teil der Oberfläche erfasst und stereoskopische Aufnahmen ermöglicht werden.

• Mass Analyzer for Neutrals and Ions at Comets (Maniac), ein Massenspektrometer zur Untersuchung der vom Kometen abgegebenen Gase. Soll die Elemente in der Koma in situ messen und das Massenverhältnis der Isotope ermitteln.
• Entire Visible Sky coma mapper (Enviss), ein Instrument, das durch polarimetrische Aufnahmen die Staubverteilung des Kometen und in dessen Umgebung messen soll.
• Dust, Field, and Plasma (DFP), entspricht dem DFP-Instrument der A-Sonde
• Dust, Field, and Plasma (DFP), Instrumente zur Untersuchung von Staub, Plasma und Magnetosphäre um den Kometen, davon auf der B2-Sonde:
  • Dust Impact Sensor and Counter (DISC); misst die Messenverteilung von Staubpartikeln, die auf die Sonde treffen
  • Magnetometer

Details zu einzelnen Nutzlasten

COmet CAmera (CoCa)

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.

Comet Interceptor
Missions­ziel	langperiodischer Komet oder interstellares ObjektVorlage:Infobox Sonde/Wartung/Missionsziel
Auftrag­geber	Europaische Weltraumorganisation ESA Japan Aerospace Exploration Agency JAXAVorlage:Infobox Sonde/Wartung/Auftraggeber
Betreiber	Europaische Weltraumorganisation ESAVorlage:Infobox Sonde/Wartung/Betreiber
Träger­rakete	Ariane 64Vorlage:Infobox Sonde/Wartung/Traegerrakete
Startmasse	< 1000 kgVorlage:Infobox Sonde/Wartung/Startmasse
Instrumente
Vorlage:Infobox Sonde/Wartung/Instrumente 10 Instrumente auf 3 Teilsonden
Verlauf der Mission
Startdatum	frühestens 2029Vorlage:Infobox Sonde/Wartung/Startdatum
Startrampe	Raumfahrtzentrum Guayana, ELA-4Vorlage:Infobox Sonde/Wartung/Startrampe

Technische Daten
Gesichtsfeld	0,69° × 0,92°
Brennweite	880 mm
Apertur	135 mm
Pixel	1504 × 2000 (3 Megapixel)
Pixelgröße	7×7 μm
Belichtungszeit	220 μs bis 15 min
Masse (inkl. Elektronik)	13,5 kg
Leistungsaufnahme	19 W
Bussystem	SpaceWire
Speichereinheit	2 × 128Gbit
Datenrate (max.)	128Gbit unkomprimiert
Filter	475 nm (Δλ=150 nm) BLU 675 nm (Δλ=100 nm) ORG 775 nm (Δλ=100 nm) RED 900 nm (Δλ=150 nm) NIR

Modular InfraRed Molecules and Ices Sensor (MIRMIS)

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)

Kanal	Gesichtsfeld	IFoV	λ
NIR	6,7x 5,4°	0,18 mrad	0,9 – 1,6 μm
MIR	2° (punktförmig)	-	2.5 – 5 μm
TIRI	9x7°	0,26 mrad	6 – 25 μm

Allgemeine technische Daten
Masse gesamt	8,8 kg
Leistungsaufnahme standby	8,3 W
Leistungsaufnahme standby mit Temperaturkontrolle	9,9 W
ø Leistungsaufnahme im Wissenschaftsbetrieb	9,7 bis 11,2 W

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.

TIRI

Das TIRI Instrument basiert auf dem TechDemoSat 1 CMS Instrument, das auf einen größeren Sensor mit höherer Pixeldichte angepasst wurde. Die räumlicher Auflösung ist ~260 m bei einer Annäherung von 1000 km bei einem Vorbeiflug. TIRI verfügt über vergoldete Spiegel mit einer Blende von f/1.4 und 50-mm Apertur. Das Spiegelteleskop leitet auf einen Filter, der den Strahl in mehrere Spektralbereiche aufteilt.

NIR

Das NIR-Instrument liefert Informationen über die mineralische Zusammensetzung des Kerns, außerdem über die Form des Kerns. Die Kamera arbeitet nach dem Prinzip eines beweglichen Fabry-Perot Interferometer, das als variabler Bandpassfilter wirkt. In der Brennebene befindet sich ein handelsüblicher Indiumgalliumarsenid-Sensor. Die Aufnahmen können genutzt werden, um mit seriellen Aufnahmen über den Wellenbereich einen 3-dimensionalen Datenwürfel herzustellen. Jedem Pixel wird dabei nicht nur die Position in zwei Dimensionen, sondern auch ein komplettes Spektrum zugeordnet. Das Gesichtsfeld ist ca. 6,7 x 5,4° mit 640 x 512 Pixel. Das Refraktor-Design basiert auf der ASPECT Kamera auf dem MILANI CubeSat der HERA mission. Ein Prototyp des NIR Kanals befand sich von 2018 bis 2023 auf dem finnischen Hello World Nanosatelliten in einer niedrigen Umlaufbahn.

MIR

Das MIR Design basiert auf den gleichen Prinzipien wie NIR, aber im Unterschied dazu besteht der Sensor in einer einzigen Photodiode aus Quecksilber-Cadmium-Tellurid. Dadurch vereinfacht sich der Aufbau des Instruments erheblich und es wird nur eine einzige zusätzliche Linse für die Photodiode benötigt.

Mass Analyzer for Neutrals in a Coma (MANiaC)

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:

DISC: Dust Impact Sensor and Counter (DISC).

Die Instrumente sind auf A und B2 gleich. Dieses Instrument stammt ab vom GIADA auf Rosetta. Das Instrument zählt die Staubpartikel im Kometenschweif und bestimmt ihre Masse. Die gemessenen Partikel haben eine Masse von 10^-15–10^-8 kg (1 pg bis 10 μg), bei Partikeln schwerer als 10^-8 kg werden die Partikel nur gezählt. Da die Geschwindigkeit der Sonde bekannt ist und die relative Geschwindigkeit zwischen Staubpartikel und Raumfahrzeug bekannt ist, kann man die individuelle Masse einzelner Partikel beim Einschlag auf die Aluminiumplatte bestimmen. Es lässt sich die Massenverteilung, die Partikelanzahl, Dauer der Einschläge, Dichtestruktur bestimmen. Der erwartete gemessene Bereich der Impulse ist zwischen 3x10^-11 and 2x10^-03 kg·m/s, ähnlich wie bei GIADA

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.

Technische Daten
Betriebsbereich	± 16000 nT
Auflösung	2 pT
Rauschen bei 1 Hz	$<}{\mathsf {10\,pT \over \surd Hz}$
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

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 den Fluxgate-Sensor beherbergt. Dadurch wird Gewicht gespart.

COMetary Plasma Light InstruMENT (COMPLIMENT)

COMPLIMENT misst das elektrische Feld und Plasmawellen, in hoher zeitlicher Auflösung die Dichte von freien Ionen und Elektronen, Elektronentemperatur, das elektrische Potenzial des Raumschiffs, die gesamte EUV-Strahlung, den Einschlag von Nanopartikeln um die staubhaltige Umgebung des Kometen zu erforschen und die Interaktion mit der Atmosphäre, die vom Kometen entweicht. Es gibt dafür drei Sensoren davon zwei kugelförmige Sonden mit 8 cm Durchmesser, davon enthält eine das Magnetometer.

Weblinks

Commons: Comet Interceptor – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

• Website des Comet-Interceptor-Projekts
• Comet Interceptor Science Working Team (SWT)
• Webseite der Wissenschaftlichen Gemeinschaft der Mission
• Geraint Jones: Comet Interceptor A Mission to a Dynamically New Solar System Object. (PDF) Mullard Space Science Laboratory, University College London, UK; abgerufen am 28. August 2025 (o. Datumsangabe). 
• ESA-SCI-DIR-RP-001 Comet Interceptor, Visiting a pristine comet, Definition Study Report. (PDF) Mullard Space Science Laboratory, University College London, UK, 26. April 2022; abgerufen am 17. Januar 2026. 

Einzelnachweise

Raumsonden zu Kometen und Asteroiden

Überblick: Chronologie der Raumsonden zu Kometen und Asteroiden

Satelliten und Raumsonden mit Beteiligung der ESA