Warum das Roman Space Telescope technisch so besonders ist

„Der Weltraum, unendliche Weiten“. Ok, ich gebe zu, das ist abgedroschen. Aber es ist mir nun mal als erstes eingefallen, als ich mich mit dem Thema Nancy Grace Roman Space Telescope beschäftigt habe. Auf dem Bildschirm sahen Stark Trek & Co. immer nach Abenteuer aus. Aus Ingenieurssicht stellt sich aber eine deutlich nüchternere Frage: Wie baut man ein Observatorium, das rund 1,5 Millionen Kilometer von der Erde entfernt über Jahre präzise messen soll, ohne dass später ein Techniker Hand anlegen kann? Genau dafür entsteht eben jenes Nancy Grace Roman Space Telescope, kurz Roman. Das NASA-Observatorium soll große Bereiche des Himmels im sichtbaren und nahen Infrarotbereich erfassen. Seine Daten sollen helfen, Dunkle Energie und Dunkle Materie zu untersuchen, die Entwicklung von Galaxien nachzuzeichnen und neue Exoplaneten aufzuspüren.

Ende Juli 2026 schloss die NASA die Betankung des Weltraumteleskops ab. Damit rückt der für frühestens 30. August 2026 geplante Start wieder ein Stück näher. Die eigentliche Herausforderung beginnt jedoch nach dem Abheben: Roman muss schwache Lichtsignale unter extremen Bedingungen erfassen, seine Optik präzise stabilisieren und täglich enorme Datenmengen zur Erde übertragen. Ein Blick auf die Technik zeigt, wie eng Sensorik, Kryotechnik, Regelung und Datenverarbeitung dabei zusammenarbeiten.

Was ist das Roman Space Telescope?

Fangen wir vorne an. Das Nancy Grace Roman Space Telescope ist ein Weltraumobservatorium der NASA für Beobachtungen im sichtbaren und nahen Infrarotbereich. Roman ist für großflächige Himmelsdurchmusterungen ausgelegt und soll dabei unter anderem Dunkle Energie, Dunkle Materie und Exoplaneten untersuchen. Sein Hauptspiegel besitzt denselben Durchmesser wie der des Hubble-Weltraumteleskops. Die Hauptkamera des Teleskops, das Wide Field Instrument (WFI), erfasst jedoch 0,281 Quadratgrad. Das entspricht ungefähr dem 100-Fachen des Bildfelds von Hubble ACS oder James Webb NIRCam und rund dem 200-Fachen von Hubble WFC3-IR. Die räumliche Abtastung liegt bei 0,11 Bogensekunden pro Pixel.

Das Observatorium soll am Lagrange-Punkt L2 arbeiten, etwa 1,5 Millionen Kilometer von der Erde entfernt. Dort erleichtert die Position von Sonne, Erde und Mond die Abschirmung und Temperaturführung. Für die Elektronik bleibt die Mission anspruchsvoll: Reparaturen sind (offensichtlich) nicht vorgesehen, während Strahlung, Wärmehaushalt, Leistung und Kommunikation dauerhaft beherrscht werden müssen.

So erzeugt das Wide Field Instrument 300-Megapixel-Bilder

Das Wide Field Instrument ist das zentrale Beobachtungsinstrument von Roman. Seine Aufgabe ist anspruchsvoll: Es soll große Himmelsfelder mit hoher räumlicher Auflösung erfassen und dabei sowohl Bilddaten als auch spektroskopische Informationen liefern. Dafür kombiniert das WFI eine ungewöhnlich große Fokalebene mit gekühlter Infrarotsensorik und mehreren optischen Elementen.

Die WFI-Fokalebene besteht aus 18 H4RG-10-Detektoren von Teledyne. Jeder Sensor besitzt 4096 × 4096 Pixel mit einem Pixelabstand von zehn Mikrometern. Zusammen kommt die Kamera damit auf über 300 Millionen physische Pixel. Die Detektoren sind in drei leicht gebogenen Reihen angeordnet. Das folgt der Geometrie der gekrümmten Fokalebene und ermöglicht es, die Abbildungsqualität über das große Sichtfeld des Instruments zu erhalten.

Die HgCdTe-Sensoren aus Quecksilber-Cadmium-Tellurid reagieren auf Wellenlängen von etwa 0,5 bis 2,3 Mikrometern und decken damit den sichtbaren bis nahen Infrarotbereich ab. Welche Wellenlängen auf die Detektoren gelangen, bestimmt ein drehbares Elementrad. Es trägt acht Filter sowie ein Prisma und ein Grism, eine Kombination aus Beugungsgitter und Prisma, die das Licht für spektroskopische Beobachtungen in seine Wellenlängen zerlegt. Roman kann damit zwischen unterschiedlichen Beobachtungsmodi wechseln, ohne das Instrument mechanisch neu konfigurieren zu müssen. Ein zusätzlicher Kompensationsmechanismus korrigiert Fokus und Ausrichtung der optischen Elemente.

Wie niedrig das Rauschniveau gehalten werden muss, zeigen die Thermal-Vakuum-Tests der Fokalebene. Über alle Sensoren hinweg wurde dabei ein Median des Gesamtrauschens von 5,58 Elektronen gemessen. Vereinfacht gesagt entspricht das einer statistischen Schwankung in der Größenordnung weniger Elektronen pro Messsignal. Gerade bei sehr lichtschwachen astronomischen Quellen ist das entscheidend, weil deren Nutzsignal nur wenig über diesem elektronischen Grundrauschen liegen kann.

Gleichzeitig verhalten sich die einzelnen Sensor Control Units nicht vollkommen identisch. Unterschiede bei Verstärkung, Offset oder Rauschverhalten können dazu führen, dass identische Lichtmengen von verschiedenen Kanälen leicht unterschiedlich erfasst werden. Solche Abweichungen müssen deshalb im Test charakterisiert und später durch Kalibrierung und Datenverarbeitung korrigiert werden.

Warum heißt es Nancy Grace Roman Space Telescope?

Das Weltraumteleskop ist nach der US-Astronomin Nancy Grace Roman (1925–2018) benannt. Sie war die erste Chef-Astronomin der NASA und prägte ab Ende der 1950er-Jahre den Aufbau der weltraumgestützten Astronomie in der Behörde. Wegen ihrer entscheidenden Rolle bei der Vorbereitung des Hubble Space Telescope wird sie häufig als „Mother of Hubble“ bezeichnet.

Die Namenswahl passt auch inhaltlich zur Mission: Bereits 1959 gehörte Roman zu den frühen Befürwortern der Idee, mit einem Observatorium im Weltraum nach Planeten um andere Sterne zu suchen. Genau die Erforschung von Exoplaneten gehört heute zu den zentralen Aufgaben des Nancy Grace Roman Space Telescope. Die NASA benannte das zuvor als WFIRST bekannte Projekt im Jahr 2020 zu ihren Ehren um.

Die rund 302 Millionen Pixel bilden damit keine Sammlung identischer Messpunkte. Jedes Sensormodul besitzt eine eigene elektrische Charakteristik, die über Temperatur, Betriebsdauer und Strahlungsbelastung hinweg überwacht werden muss. Erst wenn diese Unterschiede bekannt und rechnerisch ausgeglichen sind, lassen sich die Bilddaten der 18 Detektoren zu einer möglichst homogenen wissenschaftlichen Messfläche zusammenführen.

Das Roman Space Telescope in Bildern

Wie arbeiten kryogene Sensorik und warme Elektronik zusammen?

Die hohe Empfindlichkeit des Wide Field Instrument hängt entscheidend davon ab, die Detektoren unter möglichst stabilen thermischen Bedingungen zu betreiben. Schon geringe Temperaturänderungen können Rauschen, elektrische Eigenschaften und letztlich die Messgenauigkeit beeinflussen. Die WFI-Detektoren arbeiten bei rund 89,5 Kelvin, also etwa minus 184 °C . Passive Radiatoren führen Wärme aus dem Sensorbereich ab. Die niedrige Temperatur reduziert den Dunkelstrom, verschärft aber die Anforderungen an Werkstoffe, Kontaktierungen und mechanische Toleranzen. Bauteile und Verbindungen müssen deshalb auch bei großen Temperaturunterschieden zuverlässig funktionieren, ohne zusätzliche Wärme in die Fokalebene einzutragen.

Die NASA teilt das WFI in ein Cold Sensing Module und ein Warm Electronics Module. Im kalten Modul sitzen die Fokalebene sowie die zugehörige Auslese- und Steuerelektronik; die Detektoren arbeiten nominal bei 89,5 Kelvin, also rund –184 °C. Das „warme“ Modul befindet sich in einem thermisch geregelten Bereich des Raumfahrzeugbusses und arbeitet bei deutlich höheren Temperaturen. Diese Trennung reduziert den Wärmeeintrag in die Sensorik, macht die elektrischen Verbindungen zwischen beiden Bereichen aber selbst zu einem wichtigen Teil der thermischen und elektrischen Systemauslegung.

Leitungen transportieren Signale und zugleich Wärme. Digitale Taktflanken können empfindliche Analogpfade beeinflussen. Temperaturgradienten verändern elektrische Parameter und mechanische Abstände. Ein internes Relative Calibration System verfolgt deshalb Änderungen der Detektorantwort und ihrer Linearität. Die Kalibrierung ist ein fester Bestandteil der Messkette. Sie hilft dabei, Veränderungen des Instruments während der Mission von tatsächlichen Helligkeitsunterschieden im beobachteten Himmel zu trennen.

Wie stabilisiert Roman Space Telescope Ausrichtung und Wellenfront?

Damit Roman schwache Lichtsignale über längere Zeit präzise erfassen kann, muss das Observatorium seine Blickrichtung und zugleich die optische Wellenfront äußerst stabil halten. Schon kleinste Bewegungen oder mechanische Veränderungen können sich in den Messdaten bemerkbar machen.

Das WFI dient dabei zugleich als wissenschaftliche Kamera und als Feinführungssensor. Kleine Bildbereiche enthalten Leitsterne. Die Instrumentensoftware ermittelt ihre Position und übergibt Korrekturwerte an das Attitude Control System. Sechs elektrisch angetriebene Reaktionsräder ermöglichen kurze Schwenks und halten das Observatorium während einer Belichtung ausgerichtet. Drei Räder reichen grundsätzlich für die Kontrolle um drei Achsen; die sechs Einheiten schaffen zusätzliches Drehmoment und Redundanz. Die zusätzlichen Räder erhöhen damit die betriebliche Flexibilität und erlauben es, einzelne Einheiten bei Bedarf zu entlasten.

Nuklearbatterie im All vor dem Härtetest

Mit Bohr ist ein Kleinsatellit gestartet, der eine langlebige Tritium-Batterie im All erprobt. Nuklearbatterien fliegen dort allerdings schon seit Jahrzehnten. Die eigentliche Premiere liegt an anderer Stelle.

Hier sind zwei Messgrößen zu unterscheiden. Für das Observatorium gibt die NASA jeweils acht Millibogensekunden Jitter und Drift an. Diese Werte beschreiben, wie stabil Roman seine Blickrichtung hält. Die WFI-Spezifikation von einem Nanometer RMS-Wellenfrontfehler über 180 Sekunden bezieht sich hingegen auf Veränderungen des optischen Wegs. Beim Pointing geht es also um die Ausrichtung des Teleskops, beim Wellenfrontfehler um die optische Formstabilität. Beide Größen müssen innerhalb ihrer Grenzwerte bleiben, damit Sterne und Galaxien während einer Aufnahme nicht verwischen und sich die Abbildungsqualität nicht verändert..

Reaktionsräder erzeugen selbst Vibrationen. Roman nutzt deshalb ein Reaction Wheel Isolation System. NASA-Untersuchungen zeigen, dass Kabelbäume oder thermische Bänder eine solche Entkopplung überbrücken können. Dann gelangen Schwingungen über mechanische Nebenpfade zurück in die optische Struktur. Die Leitungsführung wird damit Teil des Stabilitätsbudgets. Selbst unscheinbare Verbindungselemente können dadurch Einfluss auf die Abbildungsqualität eines hochpräzisen optischen Systems gewinnen.

Wie arbeitet der aktive Koronograf des Roman-Teleskops?

Besonders hohe Anforderungen an Sensorik, Aktorik und Regelung stellt das Coronagraph Instrument. Es soll Technologien erproben, mit denen sich sehr schwache Exoplaneten unmittelbar neben erheblich helleren Sternen beobachten lassen. Der Koronograf soll Planeten sichtbar machen, deren Licht vom Mutterstern überstrahlt wird. Masken unterdrücken einen Großteil des Sternlichts. Verbleibendes Streulicht erscheint als Speckle-Muster, also als unregelmäßige helle und dunkle Flecken im Bild, und wird durch aktive Wellenfrontregelung korrigiert. Roman soll damit erstmals einen aktiven Hochkontrast-Koronografen im Weltraum erproben. Das Instrument dient damit zugleich als Technologiedemonstrator für künftige Weltraumteleskope, die erdähnliche Exoplaneten direkt untersuchen sollen.

Dafür nutzt der Koronograf vier aktive optische Elemente: einen Fast Steering Mirror, einen fokussierenden Korrekturspiegel und zwei deformierbare Spiegel. Jeder deformierbare Spiegel besitzt 48 × 48 Aktoren, also 2304 Stellglieder. Die elektrostriktiven Aktoren verändern die Oberfläche und korrigieren Fehler der Wellenfront. Die Spiegeloberfläche lässt sich damit gezielt so verformen, dass störende Lichtanteile im Bildfeld reduziert werden. Das Low-Order Wavefront Sensing and Control erfasst mit einem Zernike-Phasenkontrastverfahren, das kleine Abweichungen der Lichtwellenfront in messbare Helligkeitsunterschiede umwandelt, Pointing-, Fokus- und niederordentliche Wellenfrontfehler. Der Fast Steering Mirror soll den verbleibenden Sichtlinien-Jitter unter 0,95 Millibogensekunden halten. Für höherordentliche Fehler nutzt das System Electric Field Conjugation. Dazu gibt die Steuerung definierte Aktormuster auf die Spiegel und wertet deren Wirkung im Kamerabild aus. Aus diesen Messungen berechnet das System weitere Korrekturen, bis sich im gewünschten Beobachtungsbereich eine möglichst dunkle Zone bildet.

Die formale Anforderung für den unterstützten Beobachtungsmodus liegt bei einem Helligkeitsverhältnis von mindestens 10⁻⁷ zwischen Planet und Stern. Die aktive Regelung soll Rohkontraste um 10⁻⁸ oder besser ermöglichen. Nachgelagerte Bildverarbeitung soll sich 10⁻⁹ nähern. Mehrere weitere Bild-, Spektroskopie- und Polarimetriemodi gelten als Best-Effort-Funktionen und sind nicht in derselben Weise garantiert. Diese Größenordnung zeigt, wie stark sich kleinste optische und elektrische Fehler auf die eigentliche Beobachtung auswirken können.

Als Kameras dienen EMCCDs des Typs e2v CCD201-20 mit 1024 × 1024 Pixeln. Ein serielles Multiplikationsregister verstärkt die Ladung vor dem Ausgangsverstärker. Dadurch sinkt das effektive Ausleserauschen bis in den Bereich der Photonenzählung. Die Verstärkung erfolgt also nicht im einzelnen Pixel. Dunkelstrom, taktinduzierte Ladungen und Strahlungsschäden bleiben dennoch relevante Fehlerquellen. Gerade bei sehr geringen Photonenzahlen müssen deshalb Detektorcharakterisierung und Kalibrierung über die gesamte Missionsdauer eng überwacht werden.

Was AOCs für Satelliten so unverzichtbar macht

Die Datenmengen aktueller Raumfahrtmissionen erfordern neue Verbindungstechnologien. Aktive optische Kabel (AOC) bieten hohe Bandbreiten, geringes Gewicht und Strahlungsresistenz – zentrale Merkmale für Kommunikationslösungen im Orbit der nächsten Generation.

Wie versorgt das Weltraumteleskop seine Sensoren und Bordelektronik?

Die elektrische Energieversorgung von Roman muss sehr unterschiedliche Verbraucher zuverlässig bedienen und gleichzeitig thermische Randbedingungen berücksichtigen. Stromerzeugung und Wärmehaushalt sind deshalb eng miteinander verknüpft.

Sechs Solarpaneele bilden den Solar Array Sun Shield. Sie liefern nach NASA-Angaben rund 4100 Watt und schirmen zugleich große Teile des Raumfahrzeugs gegen direkte Sonneneinstrahlung ab. Eine Batterie stabilisiert die Versorgung und stellt Reserveenergie bereit. Die Paneele übernehmen damit zwei zentrale Funktionen gleichzeitig: Sie erzeugen elektrische Energie und helfen, die thermischen Bedingungen für die wissenschaftlichen Instrumente stabil zu halten.

Die 4,1 Kilowatt versorgen Instrumente, Rechner, Speicher, Funktechnik, Reaktionsräder, Motoren und Heizer. Analoge Auslesestufen benötigen dabei möglichst störungsarme Spannungen, während Sender und Aktoren dynamische Lasten erzeugen. Eine belastbare öffentliche Aufteilung der Gesamtleistung auf einzelne Verbraucher liegt in den ausgewerteten Missionsunterlagen nicht vor. Für die Systemauslegung bedeutet das, dass Spannungsversorgung, Lastwechsel und Wärmeentwicklung gemeinsam betrachtet werden müssen.

Wie eng elektrische und thermische Auslegung zusammenhängen, zeigte der Thermal-Vakuum-Test. Ein Kabelbaum des Solar Array Sun Shield wurde wärmer als erwartet. Das Team änderte die Anordnung der Thermaldecken, damit mehr Wärme abstrahlen kann. Laut dem US-Rechnungshof GAO, der große NASA-Projekte regelmäßig auf Kosten, Zeitplan und technische Risiken prüft, soll die Temperatur dadurch unter 130 Grad Celsius bleiben; zulässig sind maximal 150 Grad Celsius. Der Vorfall zeigt, dass selbst die Verlegung eines Kabelbaums Einfluss auf das thermische Verhalten eines ganzen Subsystems haben kann.

Was ein Prozessor bei der Erdbeobachtung leisten muss

Über 1000 Satelliten kommen derzeit zur Erdbeobachtung zum Einsatz. Das Datenaufkommen wächst und es gibt Bestrebungen, die Verarbeitung ähnlich wie bei Edge-Computing-Systemen zu gestalten. Welche Anforderungen stellt dies an Prozessoren?

Wie verarbeitet Roman bis zu 11 Tbit Daten pro Tag?

Romans großes Sichtfeld und die hohe Auflösung erzeugen eine Datenmenge, die weit über die eigentliche Kamera hinaus technische Folgen hat. Speicher, Funkstrecke, Bodenstationen und Cloud-Infrastruktur müssen als durchgängige Datenkette zusammenarbeiten. Das WFI soll bis zu rund 11 Tbit komprimierte Beobachtungsdaten pro Tag zur Erde übertragen. Das entspricht 1375 Gigabyte. Das Space Telescope Science Institute beziffert ein vollständiges WFI-Bildfeld auf etwa acht Gigabyte. Rechnerisch entspricht das tägliche Volumen grob 170 solchen Datensätzen. Für ein Weltraumobservatorium entsteht damit täglich eine Datenmenge, die eine leistungsfähige Kommunikations- und Verarbeitungsinfrastruktur verlangt.

Wie EMV-Tests Raumfahrttechnik absichern

Elektromagnetische Störungen stellen eine ernstzunehmende Gefahr für Raumfahrtsysteme dar. Um die Störfestigkeit kritischer Bordelektronik zuverlässig zu gewährleisten, sind normgerechte EMV-Prüfungen unerlässlich.

Der Vergleich mit älteren Instrumenten zeigt die Größenordnung. Für ein Bildfeld nennt STScI etwa 13 Megabyte bei Hubble WFC3-IR, zwei Gigabyte bei JWST NIRCam und acht Gigabyte bei Roman WFI. Die 11 Tbit beziehen sich ausdrücklich auf bereits komprimierte Beobachtungsdaten. Einen belastbaren täglichen Wert vor der Kompression veröffentlichen die ausgewerteten Quellen nicht. Schon der Vergleich der einzelnen Bildfelder zeigt jedoch, wie stark Romans großflächige Beobachtungsstrategie das Datenvolumen nach oben treibt.

Der Downlink arbeitet je nach Verbindung mit 250 bis 500 Mbit/s. Bodenstationen in White Sands, New Norcia und Japan sowie bei Bedarf das Deep Space Network, ein weltweites NASA-Netz aus großen Funkantennen für die Kommunikation mit weit entfernten Raumsonden und Observatorien, nehmen die Daten auf. Im Roman Research Nexus sollen Forschende ihre Algorithmen nahe am Datenbestand ausführen, statt große Datenpakete zunächst auf lokale Systeme zu kopieren. Die Architektur reicht damit vom kryogenen Detektorpixel bis zur Cloud-Analyse. Roman wird dadurch auch zu einem Beispiel dafür, wie wissenschaftliche Instrumentierung und IT-Infrastruktur zunehmend als gemeinsames System geplant werden müssen.

Was zeigen die Systemtests des Roman Space Telescope über Fehlertoleranz?

Erst umfangreiche Umwelttests zeigen, ob ein komplexes Raumfahrtsystem auch unter Bedingungen funktioniert, die sich am Boden nur schwer vollständig nachbilden lassen. Bei Roman brachten diese Prüfungen mehrere konkrete Schwachstellen ans Licht und zeigen zugleich, wie wichtig Reserven und rekonfigurierbare Funktionen sind. So konnte während eines Thermal-Vakuum-Tests einer der 18 WFI-Detektoren keine wissenschaftlichen Daten übertragen. Das Projektteam programmierte das Subsystem für Steuerung und Datenverarbeitung so um, dass es die betroffene Stelle umging. Der Fix funktionierte anschließend auf der Flughardware. Damit ließ sich die Funktion wiederherstellen, ohne den Detektor oder wesentliche Teile des Instruments auszutauschen.

Diese Technik aus Heidelberg steckt im James-Webb-Teleskop

Die Bilder, die das James-Webb-Weltraumteleskop zur Erde geschickt hat, faszinieren Menschen auf der ganzen Welt. Einen Anteil daran haben Komponenten, die am Max-Planck-Institut für Astronomie in Heidelberg entwickelt und gebaut wurden. Welche das sind.

Der Vorfall zeigt den Nutzen rekonfigurierbarer Datenpfade. Programmierbarkeit kann einen lokalen Hardwarefehler umgehen, wenn Diagnosemöglichkeiten und alternative Pfade früh eingeplant wurden. Robuste Hardware bleibt die Grundlage. Rekonfigurierbarkeit schafft zusätzlichen Handlungsspielraum, wenn ein Bauteiltausch hohe Risiken verursacht oder während der Mission unmöglich ist. Gerade bei nicht wartbaren Raumfahrtsystemen wird Software damit zu einem zusätzlichen Werkzeug der Fehlertoleranz. Beim selben Test wurde mikroskopischer kryogener Frost auf den Detektoren entdeckt. Die Ablagerungen könnten Spektren verzerren und die Kalibrierung verschieben. Das Team bewertet deshalb Maßnahmen gegen Feuchtigkeit und Ausgasung sowie geplante Heizzyklen zur Dekontamination im All. Das zeigt, dass auch scheinbar geringe Verunreinigungen unmittelbar auf die Qualität der wissenschaftlichen Messdaten wirken können.

Roman absolvierte außerdem Vibrations-, Akustik- und Trennschocktests. Solche Prüfungen belasten auch Steckverbinder, Lötstellen, Kabelbäume und Masseverbindungen. Beim Koronografen kamen zusätzliche EMV-Tests hinzu, weil geringe Störpegel bereits Rauschen in Kamerabildern oder Fehlreaktionen optischer Mechanismen verursachen können. Die Prüfungen kontrollieren damit weit mehr als die mechanische Belastbarkeit und sollen Fehler aufdecken, die erst im Zusammenspiel mehrerer Subsysteme entstehen.