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Venus Express ist nach Mars Express die zweite Raumsonde der ESA mit einem neuen flexiblen Ansatz. Durch Verwendung von Teilen anderer Programme und schon entwickelter Experimente sollen Kosten gespart werden ohne wie bei den amerikanischen Raumsonden dabei die instrumentelle Ausrüstung zu beschränken. Da die Ausrüstung von Venus Express so gut ist habe ich dieser einen eigenen Artikel gewidmet. Dieser Teil behandelt die Raumsonde und ihre Mission.
Im
März 2001 suchte die ESA nach einer Möglichkeit die zweite Flugeinheit von Mars
Express zu verwenden. Dabei gab es harte Randbedingungen für eine Raumfahrtmission:
Es musste die Mission bis 2005 fertig gestellt werden und dürfte nicht mehr als
150 Millionen Euros kosten. Es gab drei Vorschläge für Missionen. Die weiteren neben
Venus Express waren Cosmic DUNE: Der Vorschlag für eine Mission zur Untersuchung
des interplanetaren Staubes in unserem Sonnensystem, und SPOrt Express welcher die
Polarisation der kosmischen Mikrowellen -Hintergrundstrahlung messen sollte. Dabei
war Venus Express das einzige Raumfahrzeug, dass auch einen Planeten besuchen sollte.
Den Zuschlag erhielt die Mission, weil sie es erlaubte sehr viel Flughardware wieder zu verwenden und auch vom Missionsablauf eine ähnliche Mission wie Mars Express ist. Trotzdem ist sie von der instrumentellen Ausrüstung der anspruchsvollste der 3 Vorschläge.
Durch die dichte, ausgedehnte Atmosphäre der Venus ist Venus Express mehr eine Mission zur Sondierung der Atmosphäre und der Ionosphäre als Mars Express, bei dem auch die Untersuchung der Oberfläche sehr wichtig ist. Venus Express wird nach dem Status als offizielles ESA Projekt in dem kurzen Zeitraum von Juni 2002 bis November 2005 entwickelt. Alleine die Projektstudie wurde in dem kurzen Zeitraum von Juli-Oktober 2001 erstellt. Dem folgte im selben Monate eine erste Empfehlung des Bewertungskomitees und im Dezember 2001 dann die endgültige Empfehlung für die Aufnahme in das ESA Programm. Den Startschuss für die Gelder gab es dann am 23.5.2002. Seitdem ist Venus Express offizielles ESA Projekt.
Doch Venus Express ist nicht ohne Probleme. Wie bei Mars Express und allen anderen ESA Missionen stellt die ESA nur Raumschiff, Start und Missionsüberwachung. Für die Experimente müssen die Länder die sie stellen selbst aufkommen. Hier blockierte Italien, welches die Experimente VENSIS und PFS stellt. Der Projektvorschlag schlug vor analog Mars Express das bistatische Radar VENESIS mitzuführen. Ein Nachbau des Instrumentes MARSIS, welches einige Kilometer in die Venuskruste schauen könnte. Auch PFS, ein hochauflösendes Spektrometer kam von Italien. Am 11.7.2002 stand so Venus Express vor der Kippe, notfalls musste man ohne die italienischen Experimente und Wissenschaftler auskommen. Im Oktober 2002 fand man jedoch einen Kompromissvorschlag. Die ESA beteiligte sich an den italienischen Experimenten und dafür arbeiten dort mehr Wissenschaftler aus den anderen europäischen Ländern mit. Das Experiment VENESIS wurde ganz gestrichen, dafür das Experiment MAG neu hinzugenommen.
Für die Öffentlichkeit wichtig ist auch, dass die ESA auch keinen Anspruch auf die Messdaten hat und diese durch den PI (Principial Investigator) veröffentlicht werden. Hier gab es bei den letzten beiden Missionen harsche Kritik. Bei Mars Express veröffentlicht das deutsche HRSC Team im wöchentlichen Abstand eine Bilderserie zu einem Motiv - nicht viel aber gut erläutert. Von den anderen Experimenten gab es im ersten Missionsjahr nur 2 kurze Zusammenfassung von Messergebnissen. Noch schlechter sieht es bei der Raumsonde Smart-1 aus, bei der nur kleine Häppchen veröffentlicht werden. Bei Venus Express wird dies hoffentlich anders, doch sieht es nicht so aus. 7 Tage vor dem Start glänzte beispielsweise die deutsche VMC Webseite des MPI durch fehlende Inhalte.
15 Tage nach dem Start von Mars Express am 17.6.2003 unterzeichnete die ESA den Startvertrag mit Starsem, so dass auch Venus Express mit einer Sojus Fregat Trägerrakete gestartet werden wird. Es wird wohl die letzte ESA Raumsonde sein, die von Baikonur startet, denn ab 2006 steht auch in Kourou eine Startrampe für die Sojus zur Verfügung. Diese wird dann von Bepi Colombo genutzt werden. Die Raumsonde wird durch Verwendung der schon entwickelten Hardware von Mars Express preiswerter werden. Venus Express selbst kostet nur 82.4 Millionen ¤ (ohne Experimente, Start und Missionsdurchführung). Mars Express war mit 150 Millionen ¤ fast doppelt so teuer. Dazu kommen noch die Kosten für den Start, die Instrumente sowie Missionsüberwachung und Datenauswertung. Die Gesamtkosten für Venus Express liegen bei 220 Millionen Euro, dies ist noch deutlich preiswerter als Mars Express, der 300 Millionen Euro kostete. Der deutsche Anteil an den Missionskosten liegt bei 24 Prozent also 52.8 Millionen Euro, also so viel wie Deutschland in 6 Stunden neue Schulden macht.
Die Venus ist anders als der Mars seltener Ziel von Raumsonden. Der Grund : Die gesamte Oberfläche ist von einer dicken Wolkenschicht umgeben die am Boden einen Druck von 90 Bar und eine Temperatur von 480 Grad hat. Auf der Venus kann man keine Rover fahren lassen und aus der Umlaufbahn keine Fotos des Bodens anfertigen. Daher verloren die USA sehr bald das Interesse an dem Planeten, während die Sowjetunion bis Mitte der achtziger Jahre zahlreiche Landesonden zur Venus sandte.
Doch die Venus ist auch interessant. Die Untersuchungen der Raumsonde Magellan, welche die Oberfläche kartierte zeigte, dass es dort zahlreiche Verwerfungen gibt, dazu Gebilde die wie Vulkandome aussehen und anders als bei vielen anderen Monden und Planeten ist die Oberfläche jung : zwischen 550 und 800 Millionen Jahre alt.
Dazu passen Ergebnisse der Pioneer Venussonde die bei ihrer Ankunft zahlreiche Spurengase in der Atmosphäre feststellte, 11 Jahre später aber nicht mehr (dazwischen fehlen die Daten, da die Sonde die Hochatmosphäre direkt untersuchte und der venusnächste Punkt der Bahn zuerst auf 2000 km Höhe stieg und dann wieder fiel).
Venus Express wird, obgleich es bislang sehr viele Sonden zur Venus gab einige wichtige "Firsts" also erste Untersuchungen verbuchen können. Das liegt daran, dass man zuerst versuchte auf der Venus zu landen und dann die Radarkartierung im Vordergrund stand. Es gab aber keine Sonde im Venus Orbit welche über so gute und leistungsfähige Spektrometer verfügte.
Venus
Express nutzt ein zweites Flugexemplar von Mars Express und hat daher auch denselben
Aufbau wie dieser. 85 % der Hardware von Mars Express konnte wieder verwendet werden.
Es gibt wegen des anderen Missionszieles jedoch Änderungen. Die wichtigste ist,
dass man bei Mars Express das Innere vor der Kälte in bis zu 249 Millionen km Entfernung
von der Sonne schützen musste, während Venus Express sich auf 108 Mill. km an die
Sonne nähert und so mehr ein Hitzeschutz nötig ist.
Venus Express ist mit 1270 kg schwerer als Mars Express (der ohne "Beagle 2" 1042 kg wog und mit "Beagle 2" 1120 kg). Da man aber für eine Hohmann Transferbahn zur Venus weniger Geschwindigkeit braucht, ist dies kein Problem für die Sojus-Fregat Trägerrakete.
Venus Express (meist abgekürzt als VEX) besteht aus einem fast kubischen (1.4 × 1.65 × 1.7 m großen) Zentralkörper. Die sechs Seiten der Raumsonde sind wie folgt belegt worden :
Die Düsen befinden sich jeweils an den Ecken des Würfels. Die Struktur besteht aus 10-20 mm dicken Aluminium Trägerelementen in Honigwabenbauweise mit 0.2 bis 0.5 mm dicken Aluminiumblechen als Verkleidung. Intern zerteilen in der Y Achse zwei und in der X Achse eine Wand die Sonde in 6 Einzelkompartimente. Umhüllt ist die Sonde mit 23 Lagern Kapton Gewebe zur thermischen Isolation.
Die größte Herausforderung bestand in der Kühlung von VIRTIS. Dieses Experiment von der Raumsonde Rosetta und beobachtet dort einen Kometen weit weg von der Sonne. Für den Betrieb bei der Venus wurde ein Kühler für VIRTIS und PFS an einer Seite der Raumsonde befestigt. Diese Seite muss ständig von der Sonne weg zeigen, wodurch sich wiederum Auswirkungen auf die Kommunikation ergaben. (siehe unten).
Im
Inneren befinden sich die beiden Tanks für den Treibstoff. Diese waren bei Mars
Express überdimensioniert (Sie hätten 595 kg Treibstoff aufnehmen können, wurden
aber nur mit 437 kg befüllt). Bei Venus Express muss man mehr Geschwindigkeit abbauen,
und so sind die Tanks voller. Der Tankdruck wird durch einen 35.5 kg schweren Heliumdrucktank
erreicht. Das Triebwerk mit einem Schub von 414 N verbrennt die Treibstoffe Stickstofftetroxid
(mit 3 Prozent Salpetersäure) und Monomethylhydrazin (MNH). Der spezifische Impuls
beträgt 3109 m/s. Gefordert war ein Schub von 400 N, doch zeigten Tests dass der
Schub etwas höher lag. Eine Extraperformance, die hilft, die Treibstoffvorräte zu
schonen. Sofern es keine bösen Überraschungen gibt, sollte der Treibstoff für eine
Verlängerung um 2 Venustage ausreichen. Bei der Venus sind Orbits wegen Störungen
durch Sonne und Erde nicht so stabil wie beim Mars. Man braucht daher mehr Treibstoff
um den vorgegebenen Orbit zu halten.
Acht kleinere Triebwerke à 10 N Schub an jeder Ecke können kleinere Kurskorrekturen durchführen. Vier Düsen werden für Kurskorrekturen und als Backup für die Reaktionsschwungräder gebraucht, 4 sind Backup für diese Düsen. Es gibt daher 4 Paare. Venus Express führt in zwei 267 l Tanks insgesamt 540 kg Treibstoff mit sich, Der größere Anteil an Treibstoff ist nötig, da beim Bremsen in den Orbit 1300 m/s abgebaut werden müssen, anstatt 800 m/s bei Mars Express.
Für den Tankdruck sorgt ein Heliumtank mit 35.5 l Inhalt. Das Helium mit einem Anfangsdruck von 276 Bar sorgt für einen konstanten Tankdruck von 20 Bar. Das gesamte Lageregelungs- und Antriebssystem von Venus Express besteht aus schon erprobten Komponenten des Eurostar 2000 und Eurostar 3000 Busses.
Die Lage wird bestimmt durch zwei interne Sensoren die Beschleunigung und Drehungen bestimmen. Referenzsysteme sind Sterne die von zwei Kameras mit einem Gesichtsfeld von 16.5° erfasst werden. Die von einem TSC21020 Prozessor gesteuerten 1 MPixel Star Tracker Kameras können bis zu Drehungen von 0.17 Grad/s die Position ermitteln. Sie vergleichen die im Bild der Kamera gefundenen Sterne mit einem Referenzkatalog. Sterne bis 5.5 mag Größe können zur Positionsbestimmung benutzt werden. Das Gesichtsfeld beträgt 16.4 Grad. Das zweite Referenzsystem ist ein System von Lasergyros, bei welchem die Auslöschung von phasenverschobenen Lasern gemessen wird. Bewegt sich die Sonde so löschen sich die Laserstrahlen nicht vollständig aus und das Restlicht wird von einem 1750A Prozessor gemessen und in eine Bewegung umgerechnet.
Drittes Referenzsystem ist die Sonne die von zwei Sonnensensoren erfasst wird. Die räumliche Orientierung wird durch vier Schwungräder à 12 Nm verändert. Sie drehen im Venus Orbit die Raumsonde. Drei Schwungräder sind nötig, das vierte ist ein Backupsystem und bei Ausfall parallel zu einem anderen Rad schwenkbar. Backupsysteme für den Ausfall von mehr als einem Rad sind die acht kleinen Triebwerke von je 10 N Schub.
Gegenüber
Mars Express wurde die Temperaturregelung überarbeitet. Die Isolation schluckt weniger
Energie und altert langsamer. Radiatoren, die Energie abgeben sollen sind größer
und effektiver. Venus Express verwendet die Isolation von Rosetta, welche wesentlich
effektiver als die von Mars Express ist, dazu kommen an kritischen Stellen optische
Reflektoren, welche das Sonnenlicht weitgehend reflektieren. Die Temperatur in der
Sonde soll bei -10 bis +30 Grad liegen. Durch die gute Isolation und die Reflexion
von Strahlung ist es notwendig die Sonde nach dem Start, wenn sie noch nahe der
Erde ist zu heizen. Dazu dienen 16 Heizelemente mit einer Leistung von insgesamt
781 Watt.
Bei Mars Express ist die Erde immer in einem Winkel um 40° um die Sonne vom Raumschiff aus zu finden, so dass die Ausrichtung der Hochgewinnantenne auf die Erde leicht ist, wenn das Raumschiff die Sonne als Referenzpunkt nimmt. Dies ist bei der Venus nicht so. Daher erhält Venus Express eine zweite 0.3 m große Antenne neben der großen 1.30 m Antenne. Diese wird genutzt, wenn die Sonde der Erde am nächsten ist. Dann zeigt die normale HGA in Richtung Sonne. Dies erlaubt es die Instrumente immer auf die Venus auszurichten ohne sie der direkten Sonnenstrahlung auszusetzen.
Die Solarpanel können erheblich kleiner als bei Mars Express sein. Mars Express verfügt über 11.42 m² Fläche, die beim Mars 660 Watt abgeben. Venus Express erreicht mit 5.7 m² Fläche 1400 Watt bei der Venus. Jeder Flügel ist mit 1056 Solarzellen bedeckt. Jeder Flügel wiegt 20.7 kg.
Die Flächen wurden nicht nur halbiert, sondern auch mit neuen Solarzellen belegt (Galliumindiumphspoid/Galliumarsenid/Germanium anstatt Siliziumzellen). Diese sind unempfindlicher gegen hohe Temperaturen und UV Strahlung als die von Mars Express. Falls wie bei Mars Express 30 % der Leistung ausfallen, so hat dies keinen Einfluss auf die Mission, denn die Panel sind so ausgelegt, dass sie schon in Erdnähe die für den Betrieb ohne Experimente benötigten 820 Watt Leistung abgeben. Die Solarpanels sind daher nur halb so groß wie bei Mars Express. In der ersten Darstellung der Sonde (Bild links) wurde dies noch nicht gezeichnet. Der maximale Stromverbrauch beträgt 1100 Watt. Es stehen mindestens 1380 Watt bei der Venus zur Verfügung.
Drei wiederaufladbare Lithium-Ionen Batterien mit einer Leistung von je 24 Ah puffern Zeiten ab, in denen die Sonde im Schatten der Venus ist. Sie wurden unverändert von Mars Express übernommen. Die Bordspannung beträgt 28 V. Maximal 300 Watt (Mars Express: 250 Watt) dürfen aus der Batterie entzogen werden. Wie bei anderen Raumfahrzeugen auch verlängert man die Lebensdauer einer Batterie indem man nur einen Teil der möglichen Leistung entnimmt.
Die Kommunikation erfolgt durch zwei Systeme. Beide sind redundant ausgelegt. Im S-Band wird bei 2296 MHz gesendet und bei 2100 MHz empfangen. Im X Band wird bei 7166 MHz empfangen und 8419 MHz gesendet. Es genügt wegen der kleineren Maximalentfernung von 1.72 anstatt 2.7 AE von der Erde eine kleinere Antenne von nur 1.3 m Durchmesser. An der kleineren (1.30 m anstatt 1.65 m großen) Hochgewinnantenne sind je ein S-Band und X-Band Sender/Empfänger angebracht. Das S-Band benutzt eine zweite omnidirektionale Antenne und der X-Band Sender eine zweite 0.3 m große Antenne für die Zeit der Opposition zur Erde. Für das Experiment VeRA wurde ein zusätzlicher Oszillator hinzugenommen, der seine Frequenz extrem stabil halten kann.
Die Sendeleistung der TWT Sender (TWT : travelling wave tube) beträgt 5 Watt im S-Band und 70 Watt im X-Band. Die Datenrate zur Erde beträgt ist variabel zwischen 19.000 und 262.144 Bit/sec.
Die minimale Datenrate war zu Projektbeginn bei 17 KBit/sec angenommen worden und die maximale bei größter Annäherung zu 228 KBit/sec. Die Datenrate zur Sonde ist kleiner. Sie beträgt maximal 2000 Bit/sec. (In festen Datenraten von 7.9125, 15.625, 250,1000 und 2000 Bits/sec). Man erwartet minimal (bei größter Entfernung zur Erde) 500 Megabyte Daten während der 8 Stunden Kontakt zur Erde. Dies ist vergleichbar der Datenmenge von Mars Express. Bei größter Annäherung sollen es 5 Gigabyte/Tag sein. Man rechnet mit durchschnittlich 2 GByte/Tag. Auf jedes Nutzdatenbit kommt durch das Versehen von Fehlerkorrekturalgorithmen (Reed Solomon und Virterbi) und die Hinzunahme von Telemetrie 2.3 Sendebits.
Der Bordcomputer ist identisch zu dem in Mars Express verwendeten. Es handelt sich um 4 identische Computer die in zwei Gruppen eingeteilt sind. Zwei Computer sind für die Datenverarbeitung der Experimente zuständig. (Data Management Subsystem DMS) Zwei weitere Computer für die Steuerung des Raumfahrzeuges und die Kommunikation. (Command and Data Management System CMS). Jedes der Prozessormodule ist redundant ausgelegt. Der Speicher jedes Moduls beträgt 1 MWort (2 MByte) RAM und 512 KWort (1 MByte) EEPROM. Der Speicher kann 2 Bit Fehler erkennen und 1 Bit Fehler korrigieren. Ein zusätzlicher 64 KWort großer Speicher beinhaltet einen Schreibschutz und wird für Softwareupdates genutzt. Dazu kommt ein 512 KWorte großes PROM in dem die Startsoftware eingebrannt ist. Sie wird im Laufe der Mission aber durch die Flugsoftware im EEPROM ersetzt werden.
Hauptprozessor ist wie bei Rosetta und Mars Express ein 31750 A Mikroprozessor mit einem Takt von 20 MHz. Dies ist ein im Jahre 1980 definierter und seitdem in vielen Raumfahrzeugen eingesetzter 16 Bit Prozessor mit etwa der Geschwindigkeit einer 286 (z.B. IBM AT) Computers. Bei RAM ohne Waitestates erreicht dieser Prozessor eine Geschwindigkeit von 2.7 MIPS. Der MA31750 Prozessor von Dynex Semiconductors wurde in Europa in 1.25 Mikrometer Technologie entwickelt und ist ein Zwei Chip Design (zusätzliche MA31751 Einheit zum Ansprechen von bis zu 8 MWorten RAM und Schützen des RAM in 1KWort großen Blöcken vor Schreibzugriff). Die vier Prozessormodule haben Zugriff auf ein gemeinsames Memory Modul mit 512 KWorte PROM, 64 KWorte EEPROM und 64 KWorte RAM.
Die Verwendung derart veralteter Hardware (auch in den Zeiträumen der Raumfahrt) geschah aus Kostengründen, da der Bordcomputer auf dem Design von Rosetta basiert und als dieses 1993 definiert wurde war dieser Prozessor noch "State of the Art". Die Experimente setzen jedoch deutlich jüngere und leistungsfähigere Hardware ein.
Als Datenspeicher dient ein RAM Speicher von 12 Gigabit Größe (1.5 Gigabyte), der jedoch für die Computer wie ein Massenspeicher verwaltet wird. (Dateibasierter Zugriff). Dies ist vergleichbar den USB Memorysticks bei PCs. Der SSMM aus 3 je 4 Gigabit großen Modulen (jeweils bestehend aus jeweils 4 "Partitionen" mit jeweils 18 x 64 MBit SDRAM Chips) sind über 10 MBit schnellen Bus nach IEEE 1355 Norm mit den Experimenten und dem Prozessor verbunden. Es gibt jeweils 2 IEEE 1355 Links zum Data Management System (DMU) und zwei direkte Links für die beiden Experimente VIRTIS und VMC. VIRTIS und VMC liefern mit jeweils etwa 3 MBit/sec die meisten Daten. Die Prozessoren selbst kommen wegen ihres älteren und auf 1 MBit/sec beschränkten OBDH Busses (OnBoard Data Handlung) nur mit maximal 500 KBit/sec an die Daten. Die maximale Datenrate des SSME beträgt 250 MBit/sec. Die RAM's sind ECC gesichert (9 Bits für 8 Datenbits inklusive Parity Bit für die Fehlererkennung).
Die folgende Tabelle informiert über die beiden Sonden. Bei Mars Express wurde Beagle 2 und de finanzielle Unterstützung der ESA weggelassen, damit man die Orbiter besser vergleichen kann.
| Mars Express | Venus Express | |
|---|---|---|
| Startmasse | 1042 kg | 1270 kg |
| Leermasse | 680 kg | 700 kg |
| Kosten | 280 Mill. Euro | 220 Mill. Euro |
| Experimente | 7 | 7 |
| Gesamtmasse Experimente | 116 kg | 93 kg |
| Dauer Primärmission | 689 Tage | 500 Tage |
| Daten pro Tag | 0.5-5 GB/Tag | 0.5-5 GB/Tag ø 2 GB/Tag |
Nach der Prüfung der Vorschläge für eine Mars Express Nachfolgemission bekam Venus Express im Juni 2002 den Zuschlag. In der kurzen Zeit von nur 3 Jahren musste die Raumsonde bis zum Juni 2005 fertig gestellt werden. Da viele Teile von Mars Express stammten konnte man mit dem Zusammenbau der ersten Teilsysteme schon im Sommer 2003 beginnen. Das letzte neu gefertigte Teil, die Solarpanels wurden im Juni 2004 ausgeliefert, so dass die Raumsonde fertig gestellt werden konnte und dann bis zum Juni 2005 verschiedene Tests durchlaufen muss. Dies geschieht seit September 2004.
Der
Start von Venus Express ist für den 26.10.2005 - 25.11.2005 vorgesehen. Trägerrakete
ist eine Sojus-Fregat. In diesem Zeitraum gibt es ein
Startfenster zur Venus. Die Reise dauert 150 Tage, Im März/Anfang April 2006 wird
dann Venus Express in einen Orbit um die Venus einschwenken. Nach einem 53 Minuten
dauernden Bremsmanöver ist die Sonde um 1310 m/s langsamer geworden und dadurch
langsam genug um von der Venusgravitation als Satellit gefangen zu werden. Der erste
Orbit hat eine Umlaufszeit von 5 Tagen und entfernt sich bis auf 220.000 km von
der Venus. Ein zweites Manöver erniedrigt die Entfernung auf 66000 km. Je nach Treibstoffreserven
sind auch Orbits mit 30.000 - 45.000 km Entfernung von der Oberfläche denkbar. Der
planetennächste Punkt liegt zwischen 250-400 km. Die Umlaufzeit beträgt in diesem
Orbit 9.60-16 h bzw. 24 Stunden bei einer Neigung von 90 Grad, d.h. der Orbit ist
polar.
Welcher Orbit gewählt wird, dürfte nicht nur von der Gesamtstartmasse und dem verfügbaren Treibstoff abhängen. Vielmehr spielen auch irdische Aspekte eine Rolle. Die Kommunikation wird über eine Bodenstation auf der Erde laufen und jeden Tag 8 Stunden umfassen, dann hat die Sonde 16 Stunden Zeit Daten zu sammeln. Diese Einteilung hat auf der Erde den Vorteil das eine "normale" 8 Stunden Schicht zur Kontrolle ausreicht. Der Orbit muss nun so beschaffen sein, dass während dieser 8 Stunden am Stück die Sonde nicht gerade Beobachtungen machen muss. Der 24 Stunden Orbit erfüllt diese Anforderung am besten, hat aber den Nachteil, dass sich die Sonde doch weit von der Venus entfernt und so während der meisten Zeit nur großräumige Beobachtungen möglich sind.
Die meisten Experimente arbeiten in dem Bereich nahe des planetennächsten Punktes bis in 1000 km Höhe, jedoch nicht alle, so operieren SPICAV und die VMC auch noch in größeren Höhen. MAG macht Daten aus jeder Höhe. In dem 24 Stunden Orbit zeichnet VEX Daten vom Planetennächsten Punkt bis zu Erreichen des planetenfernsten Punktes auf. Dann dreht man die Sonde und schickt die Daten über 8 Stunden zur Erde. Die Sonde dreht sich erneut und erreicht auf dem Rückweg wieder den planetennächsten Punkt und wiederholt die Messungen. So werden 16 Stunden pro Tag Messungen gemacht und 8 Stunden lang die Ergebnisse zur Erde gesandt.
Die Dauer der Primärmission ist auf 500 Tage angesetzt (etwas länger als 2 Venustage von je 243 irdischen Tagen und etwa 2.15 Venusjahre). Bei gutem Zustand von Venus Express am Ende der Primärmission wird diese um weitere 500 Tage verlängert, dies wurde schon vor dem Start bekannt. Vor dem Start gab man die Wahrscheinlichkeit eines Ausfalls von Venus Express während der Primärmission mit 10.4 %. Bei einer Verlängerung um weitere 486 Tage erhöht sich dieser Wert rechnerisch auf 24.3 %. Empfindlichstes System sind die Computer, deren Zuverlässigkeit auf 81.2 % sinkt.
Für die nächste Entfernung zur Erde wird die 0.3 m große Antenne benutzt, für die größeren Entfernungen die große 1.3 m Antenne. Erwartet werden pro Tag im mittel 2 Gigabyte an Daten, mehr als von Mars Express, da die Venus näher der Erde ist. Bis Venus Express an der Venus ankommt, sollte auch die zweite Empfangsstation der ESA in Spanien fertig gestellt sein, so dass die ESA gleichzeitig beide Raumsonden betrieben kann. (Dazu kommt noch Rosetta, doch befindet sich diese zur Zeit in einer Missionsphase wo es nur einen Kontakt pro Woche gibt, mit Ausnahme einiger Events wie dem Erdvorbeiflug im März 2005 und der Beobachtung von Tempel 1 rund um den Aufschlag von Deep Impact 1 am 4.7.2005).
Venus Express sollte unser Verständnis über die Venus verbessern. Dies liegt daran, dass die letzte Langzeit Mission mit einer Instrumentierung vergleichbar VEX zur Venus der Pioneer Venus Orbiter war, der 1978 gestartet ist. Dies war ein relativ einfaches Raumfahrzeug mit einer einfachen Instrumentierung. Spätere sowjetische Sonden wie Venera 15+16 waren besser ausgestattet, aber arbeiteten nur 2 Monate im Orbit. Magellan folgte 1989, hatte jedoch nur das Radargerät als einziges Experiment an Bord.
Darüber hinaus wird Venus Express viele Messungen die heute noch von Pioneer Venus stammen verbessern und präzisieren. Venus Express ist daher für die Forschung wahrscheinlich noch wertvoller als Mars Express. Denn die Venus ist noch wenig erforscht. Das liegt daran, dass man nicht Gelder beim US Kongress lockermachen kann mit dem Argument man suche nach Leben. Während derzeit alle 2 Jahre jeweils 2 neue Marssonden gestartet werden, war die letzte Venus Sonde die in einen Orbit einschwenkte die russische Venera 16 Sonde im Jahre 1983!
Gerhard Schwehm, ESA-Sonnensystemsdirektor erläuterte: "Mars ist ja das Ziel vieler Missionen, doch die Venus war sozusagen lange Zeit Brachland." und damit sei "auch die Möglichkeit, neue und wirklich interessante Dinge zu finden, sehr sehr viel größer." Venus Express ist eine gute Ergänzung zu Mars Express: "Was wir machen, ist vergleichende Planetenforschung. Das heißt einfach: Wir untersuchen Mars, wir untersuchen die Venus, um zu lernen, wie sich das Sonnensystem entwickelt hat und vor allem die terrestrischen Planeten. Und es ist natürlich hervorragend, dass wir im Grunde dieselben Instrumente haben, die Mars angucken und dann die Venus."
Soweit
die Planungen. Nun ab 1.8.2005 die laufenden Ergänzungen. Am 13.8.2005 kam die Sonde
in Baikonur an und die Startkampagne beginnt. Am 22.9.2005 wird die Sonde befüllt
und als Startdatum wurde der 26.10.2005 angegeben. Da die Sonde mit 1273 kg Startmasse
etwas schwerer ist als geplant (1260 kg) ist das Startfenster um einen Tag kürzer
geworden, so dass der letzte Starttermin am 24.11. ist. Die Datenmenge die Venus
Express liefert, wird inzwischen nach Fertigstellung der zweiten 35 m Empfangsstation
bei Cerberos in der Nähe von Madrid mit 0.8-6.4 GBit/Tag angegeben, also höher als
in den ursprünglichen Missionsplanungen (0.6 - 5.0 GBit/Tag). Über diese Station
dürfte der meiste Datenverkehr laufen. Jeden Tag wiederholt sich für Venus Express
folgender Zeitablauf:
Am 13 Oktober wurde die Raumsonde mit ihrer Fregat Oberstufe verbunden und betankt. Nun dürfte wegen der insgesamt 5500 kg giftigem Treibstoff in beiden Stufen keiner mehr direkt an die Sonde heran. Am 8.10.2005 gab es eine schlechte Nachricht für die europäische Nachricht : Cryosat, ein Umweltsatellit, der ebenfalls mit einer russischen Rakete gestartet wurde stürzte ins Meer, nachdem die dritte Stufe sich nicht von der zweiten trennte. Dieses Ereignis brachte nochmals in Erinnerung, dass trotz hoher Zuverlässigkeit immer noch ein Start schief gehen kann. Auch bei der Sojus klappte erst am 21.6.2005 ein Start des Schwestermodells Molnija nicht.
Am
17. Oktober wurde die Sonde mit der Nutzlastverkleidung umhüllt und wird nun von
der Integrationshalle zum 40 km entfernten Startgelände gefahren. Am 21.10.2005
stellte man bei dem Zusammenbau der Oberstufe mit der Drittstufe der Sojus eine
Verunreinigung der Sonde durch den Isolierschaum der Oberstufe fest und obwohl dies
wahrscheinlich nicht sicherheitskritisch ist wurde der Start auf unbestimmte Zeit
verschoben, da nun zuerst die Fregat Stufe und Venus Express gereinigt werden müssen.
Am 23.sten Oktober wurde Venus Express wieder von der Oberstufe getrennt und am 24.sten Oktober begann die Inspektion der Sonde. Es zeigte sich dass alle Teile sehr groß und leicht zu entfernen waren. Am 27.sten Oktober gab es ein neues Communique in dem verlautet wurde, dass man nun die Optiken der Instrumente gesondert überprüfen müsse und es dann noch einige Checks der Elektronik geben wird. Danach wird Venus Express wieder mit der Oberstufe verbunden, die Nutzlasthülle erneut aufgesetzt und die Sonde zu der Sojus Rakete gefahren. Die ESA ist optimistisch, dass die Sonde vor dem 24.11.2005 gestartet werden kann.
Am 31.10.2005 waren die Tests beendet und die ESA gab als neuen Starttermin den 9.11.2005 bekannt, also ziemlich genau in der Mitte des Startfensters. Am 4.11.2005 war die Wiederintegration von Raumsonde und Fregat Oberstufe abgeschlossen und in einer letzten Konferenz gaben alle beteiligten Parteien (Hersteller der Sojus, Fregat und Vertreter der ESA) an, dass nun der Start vorgenommen werden kann. Am Samstag dem 5.11.2005 rollte die Sojus Trägerakete zur Startplattform und wurde aufgerichtet.
Am 7.11.2005 wurde die Raumsonde einem simulierten Countdown unterzogen und nachdem dieser erfolgreich absolviert wurde konnte der Countdown für einen Start am 9.11.2005 beginnen.
Am 9.11.2005 um 04:33 CET hob die Sojus-Fregat mit Venus Express ab und erreichte zuerst eine erste Erdumlaufbahn. 82 Minuten nach dem Start wurde die Fregat erneut gezündet und beförderte Venus Express auf eine Bahn zur Venus. 15 Minuten später wurde VEX von der Fregat Oberstufe getrennt. Als sich die Sonde 2 Stunden nach dem Start zum ersten mal meldete waren die wichtigsten Aktionen schon automatisch durchgeführt worden: Die Solarpanel waren erfolgreich entfaltet und die Antenne optimal auf die Erde ausgerichtet. Venus Express erreichte einen Orbit mit einer Exzessgeschwindigkeit von 2780 m/s (entsprechend einer gesamten Geschwindigkeit von 11353 m/s).
Zwei kleine Kurskorrekturmanöver am 10. und 11. November passten die Bahn leicht an und kompensierte Ungenauigkeiten des Starts. Nach 3 Tagen ist die Sonde weit genug von der Erde entfernt, dass die HGA benutzt werden wird. Ein erster Test galt den Bordsystemen. Die Datenrate wurde hochgefahren und der SSMM mehrmals übertragen. Diese Tests werden noch einige Tage fortgeführt werden um den Zustand der Sonde zu überprüfen. Die Experimente werden kalibriert und Probeaufnahmen machen. Diese Phase dauert bis zum 13.12.2005. Danach wird die Sonde in einen Schlummerzustand bis zum 11.4.2006 versetzt, nur unterbrochen von einem Test des Haupttriebwerks welcher für den Februar 2006 angesetzt ist. Dieser ist notwendig um die genaue Performance zu kennen und damit den Zündzeitpunkt und die Brenndauer exakt zu datieren.
Von den Plänen die Sonde in einem Orbit mit einem niedrigeren Apozentrum zu platzieren ist inzwischen nicht mehr die Rede. Vielleicht ist die Sonde noch doch dafür zu schwer geworden. Der erste Orbit wird ein 250 x 250.000 km Orbit mit einer Umlaufszeit von 5 Tagen sein. Nach 2 Umläufen soll daraus der endgültige Orbit entstehen.
Der nächste wichtige Punkt ist das Einschwenken in den Venusorbit am 11.4.2006. Am 22/23.11.2005 machte die Sonde zu Kalibrierungszwecken mit der VMC und VIRTIS Aufnahmen der Erde, die aber wegen der großen Entfernung von schon 3.5 Millionen km keine Details zeigen. SPICAV machte in der Woche darauf Kalibrierungsaufnahmen der Sonne.
Am 16/17.2.2006 fand der erste Triebwerkstest statt. Das Haupttriebwerk wurde für nur 3 Sekunden gezündet und änderte dadurch ihre Geschwindigkeit um 3 m/s. Dies war kein Kurskorrekturmanöver, das man zwingend mit dem Haupttriebwerk hätte durchführen müssen. Doch es war aus zwei Gründen wichtig. Zum einen war dies ein Test der Funktionsfähigkeit des Triebwerks. Hätte es Probleme gegeben, so hätte man noch knapp zwei Monate Zeit gehabt die zu beheben bevor man es für das Einschwenken in den Orbit braucht. Zum zweiten ist es natürlich wichtig die genaue Performance zu kennen um die genauen Parameter für die Zündung anzugeben.
Am
11.4.2006 kam schließlich der Tag der Entscheidung. Eigentlich dürfte bei einem
solchen Manöver nichts schief gehen, der Antrieb von Mars Express ist ein auch in
Satelliten verwendeter und gilt als sehr zuverlässig. Doch seit 1993 der Mars Observer
und 1999 der Mars Climate Orbiter jeweils bei dem Einschwenken in den Orbit verloren
gingen erhöht dieses Manövern auch bei Raumfahrtlaien den Adrenalinspiegel.
Doch es klappte alles: 50 Minuten lang brannte das Triebwerk, Venus Express verschwand hinter der Venus, tauchte eine Stunde später wieder auf und befand sich in einer ersten Bahn, die später noch verändert wird. Die erste Ellipse bringt Venus Express bis auf 350.000 km von der Venus weg und sie nähert sich bis auf 400 km an die Venus. Bei den folgenden Durchgängen des venusnächsten Punktes wird der Antrieb noch ein paar mal gezündet werden um die Geschwindigkeit zu reduzieren und so die Ellipse zu verengen. Bei einer Umlaufsdauer von 9 Tagen wird dies am 20.4.2006 das erste Mal der Fall sein. Der erste Orbit wurde sehr genau getroffen. Die Umlaufperiode weicht nur 3.5 stunden (1.6 %) vom Sollwert ein und die Inklination weicht um 0.04 % ab.
Nun steht die gesamte Kommissionierung der Raumsonde an. Alle Experimente werden in Betrieb genommen, die Hauptantenne die bislang noch eingefaltet blieb zur Erde ausgerichtet und man beeilt sich auch erste Ergebnisse zu bekommen, denn in einer solchen Bahn wird Venus Express sich nie mehr befinden: Die Venus passt als ganzes nun in das Gesichtsfeld aller Instrumente und dies soll für globale Untersuchungen genutzt werden. ASPERA kann den reinen Sonnenwind ohne Einfluss der Venus untersuchen. Dies erlaubt es die später gewonnenen Resultate mit denen vorher zu vergleichen. Die ersten Bilder von VIRTIS vom Venus Südpol sind beeindruckend. Sie zeigen Wolkenwirbel in 70 km Höhe im 1.7 Mikrometer Band. Dabei ist das Instrument als die Bilder in 250000 km Entfernung machte 3-100 mal weiter entfernt als im operationellen Orbit.
Am
15.4.2006 änderte ein Apocenter Manöver den niedrigsten Punkt der Bahn auf 250 km.
(Geschwindigkeitsbedarf 5.8 m/s). Nach den ersten Bilder werden die Experimente
ab dem 22.4. nach und nach in Betrieb genommen. Weitere 16 Umläufe wird es dauernd
bis der endgültige Orbit erreicht ist. Geplant sind 7 Zündungen in venusnächsten
Punkt der Bahn, bis Venus Express am 7.5.2006 den vorgesehenen 24 Stunden Orbit
von 250 x 66000 km Entfernung von der Oberfläche erreicht hat. Am 20.4. fand dann
das erste Manöver zur Verringerung des Apozentrums. statt. Es verringerte die Entfernung
zur Venus auf 99000 km und reduzierte die Umlaufperiode auf 5 Tage. Am 23.4.2006
verringerte eine weitere Zündung um 105 m/s die Periode weiter (auf eine Distanz
von 76 334 km und einer Umlaufsdauer von 25 Stunden, 44 Minuten. Das vierte Manöver
am 26.4.2006 erforderte nur noch 9 m/s an Geschwindigkeitsänderung.
Am 9.5.2006 erreichte Venus Express seinen endgültigen Orbit nach 3 weiteren Manövern am 30.4, 3.5 und 6.5. Nun läuft die Kommissionierung im Orbit bis zum 4.6.2006. Es gibt aber auch schlechte Neuigkeiten zu vermelden. Ein Spiegel an Bord von PFS steckt fest. Das Problem ist nicht neu. Als man das Instrument im November kalibrieren wollte und den Spiegel so drehte, dass es in den freien Raum schaut ließ er sich danach nicht mehr bewegen. Im März gelang es den Spiegel um 30 Grad zu drehen. Schafft man weitere 90 Grad, so kann PFS arbeiten, ansonsten ist das Experiment nicht nutzbar. Das baugleiche Instrument an Bord von Mars Express machte ebenfalls seit April Schwierigkeiten, als der Schrittmotor versagte. Inzwischen arbeitet PFS bei Mars Express jedoch mit einem Backupantrieb wieder.
Am
12.6.2006 gab es den ersten Safe Mode von Venus Express. Doch am nächsten Tag konnte
die Sonde wieder aktiviert werden. PFS ist noch immer nicht aktiviert worden.
Später wurde PFS ganz aufgegeben. Der systematische Fehler bei beiden Instrumenten sowohl auf der Raumsonde Mars Express, wie auch Venus Express spricht für eine fehlerhafte Konstruktion, oder zumindest eine Nachlässigkeit bei der Verarbeitung. Was damit fehlt ist ein Instrument das fähig ist sehr detailliert die Venusatmosphäre zu untersuchen, das betrifft vor allem das Bestimmen von Spurenbestandteilen die nur in sehr kleinen Mengen vorkommen und die mit dem anderen Spektrometer nur schwer zu bestimmen sind. Derartige Spurengase haben in unserer Atmosphäre wichtige Funktionen, sie sind z.B. für den Treibhauseffekt verantwortlich. Auf der Venus wird die Chemie der Atmosphäre von Spurengasen wie Schwefeldioxid, Fluor oder Kohlenmonoxid bestimmt.
Ein solches Instrument ist leider auch in Zukunft nicht in Sicht. PFS hätte eine zehnmal höhere Auflösung als das zweite Instrument das Spektren anfertigt, VIRTIS besessen. Diese hohe Auflösung ist für Substanzen notwendig die nur in kleinen Mengen vorkommen bzw. auch um chemisch sehr ähnliche Substanzen unterscheiden zu können. Gerade bei einem Planeten, wie der Venus, bei der die Atmosphäre so dominiert und den gesamten Blick auf die Oberfläche verstellt, ein großer Verlust.
Am 26.6.2006 vermeldete das VIRTIS Team eine Entdeckung, die schon zwischen dem 12-19.4. Im Übergangsorbit erfolgte. An dem Südpol der Venus konnte man einen zweigeteilten Wirbel aus kälteren Gasen ausmachen, der auf den VIRTIS Aufnahmen bei 5 µm Wellenlänge langsam um den Südpol rotierte. Erstmals wurde auch ein UV Bild von VIRTIS publiziert, welches die Wolkenstrukturen recht gut zeigt. Das zweite Bild rechts zeigt sehr deutlich die im UV sichtbaren oberen Wolkenstrukturen links und der Blick im infraroten in tiefere Gebiete und die dortigen Wolkenströmungen rechts. Von den anderen Experimenten gibt es keine Bilder, das ist schade, so wird Venus Express wie SMART-1 wahrscheinlich weitgehend an der Öffentlichkeit vorbei gehen wird. Das ist nicht die Schuld der ESA, sondern der PI's und ihrer Institute. Wenn sich hier ein Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung in Katlenburg-Lindau mit angesprochen fühlt: Ja auch die deutsche VMC Kamera gehört zu denen, die gerne auf ihren Daten "hocken". Die Frage ist wie man so auf Dauer Gelder bei den Politikern für weitere Sonden loseisen will. Auch Klappern gehört mit zum Handwerk !
Am 12.7.12006 scheint man das nun auch begriffen zu haben und die ESA zeigte auf ihrer Website eindrucksvolle Animationen der Wolkenbewegung auf der Venus und des Vortex am Südpol. Star bei den Instrumenten ist eindeutig VIRTIS und das lässt auf Rosetta hoffen - für diese Raumsonde ist das noch leistungsfähigere Original entwickelt worden. Die VMC Bilder zeigen die Wolkenbewegungen und feine Details bei den UV Absorbern, deren Natur noch immer ungeklärt ist. VIRTIS zeigt beim Vortex immer mehr Details je tiefer es in die Wolken schaut und man hat auf Aufnahmen eine Struktur entdeckt die sich unterhalb der Wolkenschicht in 20 bis 35 km Höhe befindet. Aspera lieferte erste Daten über die Verteilung von Ionen rund um die Venus und ihre Interaktion mit dem Sonnenwind.
Im Dezember veröffentlichte man Aufnahmen des permanenten Sturms um den Südpol, den schon Pioneer Venus entdeckte. Inzwischen hat man einen ähnlichen auch bei Saturn entdeckt. Am 16.4.2007 konnte man ein Jahr im Orbit feiern und es gab einige neue Aufnahmen. So einen Film von der VMC von der Venus Atmosphäre und Aufnahmen der Nachtseite im Licht der O2 Rekombinationslinie. Dieser "Airglow" entsteht durch die UV Strahlung der Sonne. Sie spaltet das Kohlendioxid in Atome aus und diese rekombinieren auf der Nachtseite und senden dabei Licht aus. Aufnahmen der Venus in dieser Spektrallinie zeigen daher wie die Atmosphäre in hoher Höhe über den Wollen sich bewegt, sie bringen neue Einblicke in die Chemie der Atmosphäre und der Wechselwirkung von Sonne und Venus und dem Energiehaushalt der Atmosphäre,
Am
27.2.2007 beschloss die ESA wie allgemein angenommen wurde, die Mission um zwei
weitere (Venus) Jahre zu verlängern, von Ende September 2007 auf März 2009. Am 3.6.2007
flog Messenger an der Venus vorbei und dies ermöglichte für einen Tag vergleichende
Untersuchungen der Venus mit zwei Raumsonden unter zwei Blickwinkeln mit zwei verschiedenen
Instrumentierungen. Veröffentlicht wurde dabei auch ein VIRTIS Bild der thermischen
Strahlung der Oberfläche. Versprochen wurde ja, dass man mit diesem Instrument bis
zur Oberfläche sehen könnte und so heiße Quellen wie Vulkane ausmachen kann. Und
tatsächlich: Das Bild weist im thermischen Infrarot eine verblüffende Ähnlichkeit
mit der Karte erstellt nach Magellan Daten auf.
b Im Oktober 2007 konnte die ESA eine neue Entdeckung bekannt geben: Es wurde eine neue Form von Kohlendioxid auf der Venus sie zeichnet sich durch eine Absorptionslinie bei 3.3 Mikrometern aus. Eine Erklärung für diese wäre, dass ein Sauerstoffatom vom Isotop O17 ist, das andere das viel häufigere vom Typ O16. Etwa 1 % des Kohlendioxids auf der Venus kann aus diesem Isotop bestehen. Da es bei einer etwas anderen Wellenlänge absorbiert als das Kohlendioxid mit zwei O16 Atomen verstärkt es noch den Treibhauseffekt auf der Venus. Auf der Erde wurde ein solches Isotop nie beobachtet, das liegt jedoch an der 250.000 mal geringeren Konzentration von Kohlendioxid. Allerdings gibt sich die Menschheit die Mühe die Konzentration von Kohlendioxid anzuheben um auch dieses Molekül in der Erdatmosphäre nachzuweisen.
Die kontinuierliche Überwachung des Südpols ermöglichte detaillierte Studien eines Wirbels der sich dort befindet. Ein solcher wurde schon 1974 von Mariner 10 entdeckt und 1979 von Pioneer Venus würde eine ähnliche Struktur gesehen. Es ist ein 2000 km großer Wirbel der sich rund und en Südpol befindet und Ähnlichkeiten mit dem Strudel in er Badewanne hat. Obgleich seien Form unregelmäßig schwankt ist er stabil. Es gab ihn über mindestens einen Monat und er rotierte mit einer Periode von 44 Stunden.
Das VIRTIS Spektrometer konnte in der tieferen Atmosphäre von "nur" 35 km Höhe erstmals Kohlenmonoxid, Kohlenstoffsulfit und Wasserdampf spektral nachweisen. Diese Moleküle waren seit den frühen achtziger Jahren vorhergesagt worden, jedoch bisher nicht nachgewiesen worden. erstaunlich ist, dass es die Moleküle in der unteren Atmosphäre gibt, man erwartet dort aufgrund der Temperatur und des Drucks diese weniger, da sie bald zu Schwefelsäure und Kohlendioxid reagieren müssten.
Ein weiteres Spurengas in der Venusatmosphäre ist Schwefeldioxid. SPICAV maß dessen Konzentration in der oberen Atmosphäre bei 70-90 km Höhe und stellte starke Variationen fest. Der Gehalt an Schwefeldioxid sank innerhalb von wenigen Tagen um zwei Drittel. Jean-Loup Bertaux, Service d'Aeronomie du CNRS, Verrieres-le-Buisson betreut SPICAV und ist zwar skeptisch über die Hypothese die von einem aktiven Vulkanismus ausgeht, kann aber keine Erklärung angeben, warum so viel Schwefeldioxid in der oberen Atmosphäre vorkommt und es so schnell wieder abgebaut wird. VIRTIS schaut dagegen tiefer in die Atmosphäre. In einer Höhe von 35-40 km variiert der Schwefeldioxidgehalt nur um 40 % - und dies über einen längeren Zeitraum von 2 Jahren, in denen VIRTIS bislang Messungen macht. VIRTIS ist auch in der Lage Bilder der Venus im thermischen Bereich anzufertigen. Obgleich die Atmosphäre hier viele Details verschmiert und ein Großteil der Strahlung absorbiert wird, sollte das Instrument Vulkane auf der Oberfläche nachweisen können. Bislang fand man jedoch kein Gebiet mit auffallend heißer Oberfläche.
Ab
Mitte Juli 2008 wurde der nächste Punkt der Bahn abgesenkt. Dieser wurde bislang
in einer Höhe von 250-400 km gehalten. (Er ist bei der Venus nicht konstant da Störungen
durch die Sonne ihn anheben und senken). Nun wird er auf einem tieferen Level konstant
gehalten zwischen 185 und 300 km. Dies ermöglicht folgende Untersuchungen:
Zwischen dem 14.7.2008 und 4.8.2008 finden 4 Zündungen der kleinen 10 N Düsen statt um das Perizentrum abzusenken. Danach wird diese neue Bahn bis zum Ende der erweiterten Mission im Mai 2009 beibehalten, wobei die Bahnhöhe danach langsam wieder ansteigt. In einer erneut verlängerten Mission könnte ein Test von Aerobraking Techniken vorgenommen werden, doch ist dies bislang noch nicht beschlossen. Mit diesen kann man den Orbit in viel größeren Maßen verändern als mit dem internen Antrieb.
Das VIRTIS Team veröffentlichte am 16.7.2008 ihre Ergebnisse bei der Beobachtung der Wolken der Venus. Mit dem Infrarotspektrometer konnte man tiefer in die Atmosphäre schauen und Wolken bis hin in 45 km Höhe beobachten. Unterhalb dieser Grenze ist die Temperatur so hoch, dass es bedeutend weniger Aerosole gibt uns sich kaum Wolken bilden.
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Wolken bei etwa 66 km Höhe, 661 bei 61 km Höhe und 932 Wolken bei 45-47 km Höhe
wurden beobachtet und verfolgt. Daraus ergab sich ein 3D Bild der Zirkulation der
Atmosphäre. Die Wolkengeschwindigkeit variiert zwischen 210 km/h in 45-47 km Höhe
und 370 km/h in 66 km Höhe. Diese Geschwindigkeiten bleiben bis zu 55 Grad nördlicher
oder südlicher Breite konstant. Oberhalb von 65 Grad nördlicher Breite regiert der
Wirbel am Pol: Die Windgeschwindigkeiten nähern sich in allen Höhen an und die Wolken
ziehen ihren Kreis um das Auge des Hurrikans, der am Pol ruht und dort einen ruhenden
Pol hat, wo die Windgeschwindigkeit 0 beträgt. Beobachtet wurde auch eine strake
Fluktuation von zonalen Winden. Diese hat einen 5 Tagesrhythmus der offensichtlich
mit der Sonne zusammenhängt, aber noch nicht vollständig verstanden ist.
Am 22.9.2008 wurde der erste Satz von Daten von Venus Express veröffentlicht - reichlich spät. Bei NASA Missionen ist dies üblicherweise schon nach einem Jahr der Fall.
Außerdem führte man ein Experiment durch: Seit Venus Express sich in einer Venusumlaufbahn befindet macht VIRTIS wenn die Erde nicht zu weit entfernt ist oder zu nahe der Sonne Aufnahmen der Erde. Dies soll ein Test für zukünftige Missionen sein, die vom Orbit aus nach extraterrestrischen Planeten suchen. In den Absorptionsspektren waren eindeutig die Signaturen von Sauerstoff und Wasser erkennbar. Kombinationen von etwa 40 Spektren zeigten auch Spuren von Methan, Kohlendioxid, Lachgas und Ozon. Die Kombination dieser Gase lässt den Schluss zu, dass es auf der Erde Leben gibt: Methan ist in einer Sauerstoffatmosphäre instabil es wird oxidiert. Genauso ist Lachgas in einer Atmosphäre mit einer Ozonschicht instabil, es wird oxidiert. Auch dieses muss daher dauernd neu gebildet werden. Vergessen sollte man dabei aber nicht, dass die Erde vielleicht einige Lichtminuten von der Venus entfernt ist, selbst die nächsten Sterne aber Lichtjahre. Ein Instrument das dann noch so aussagekräftige Spektren liefert, muss um ein vielfaches sensitiver sein.
Seit 2008 führt Venus Express das Venus Express Atmospheric Drag Experiment (VExADE) durch. Es soll Informationen über die oberste noch sehr dünne Atmosphäre liefern, indem gemessen wird wie diese Venus Express abbremst und ihre Bahn verändert. Um den Effekt noch genauer zu bestimmen werden die Solarpaneele so angeordnet, dass durch die Restatmosphäre ein Drehmoment resultiert, das gemessen und ausgewertet wird. Weiterhin kann ASPERA in dieser Höhe auch direkt die Zusammensetzung der Atmosphäre messen. Für Fernerkundungsexperimente ist nur der Bereich unter 140 km zugänglich.
Mehrmals untersuchte so Venus Express die untere Atmosphäre: Dabei wird jedes Mal das Perizentrum für einige Tage erniedrigt und dann wieder auf sichere 250 km Höhe gebracht. Bei jedem Durchlaufen kann etwa 6 Minuten lang die Abbremsung verfolgen:
| Kampagne | minimale Bahnhöhe |
|---|---|
| 18-22.8.2008 | 220-185 km |
| 12-17.10.2009 | 175 km |
| 22-28.2.2010 | 182 - 187 km |
| 11-16.4.2010 | 180 km |
Es zeigte sich, dass der Effekt um 60% geringer ist als angenommen. So ist geplant bei zukünftigen Messkampagnen sich noch stärker der Oberfläche zu nähern. Bis Dezember 2012 gab es insgesamt zehn Kampagnen bei denen die Umlaufbahn abgesenkt wurde, teilweise bis auf 166 km.
Untersuchungen von VIRTIS am "Idunn Mons" zeigten, dass dessen Ablagerungen wahrscheinlich relativ jung sind. Das verrät deren Helligkeit. Sie müssen jünger als 2,5 Millionen Jahren sein - eine geologisch kurze Frist, die bedeuten würde, dass die Venus auch heute vulkanisch aktiv ist - außer der Venus ist dies von den erdähnlichen Planeten nur noch die Erde selbst. Was nach den VIRTIS Messungen aber ausgeschlossen sind, sind derzeit aktive Lavaflüsse - diese würden sich in deutlich höheren Temperaturdifferenzen als den beobachteten 3-20°C niederschlagen.
Ende 2012 gab es neue Hinweise auf einen noch aktiver Vulkanismus auf der Venus. Es wurden mit Venera 15+16 und Magellan über 1000 vulkanische Strukturen auf der Venus entdeckt, aber es ist schwer so aktive Vulkane zu beobachten. Messungen von SPICAV zeigten aber eine Abnahme des Schwefeldioxidgehaltes in der oberen Atmosphäre von 70 km Höhe, die mit diesem Instrument zugänglich ist von 1000 ppb auf 100 ppb. Ähnliches wurde schon von der Pioneer Venus Mission gemeldet. Da man auch auf der Erde nach dem Ausbruch des Pinatubo (1991) in der Hochatmosphäre viel Schwefeldioxid nachweisen konnte, gelten Vulkane als wahrscheinlichste Ursache für die Emission. Die Sache ist insofern schwieriger, da die Atmosphäre viel dichter und ausgedehnter ist. Eine Eruption muss schon sehr stark sein, dass sie das Gas gegen einen Umgebungsdruck von 90 Bar in tieferen Regionen bis in 70 km Höhe transportieren kann, denn viel tiefere Schichten kann SPICAV wegen der Wolken nicht beobachten,
2013 wurde vermeldet, dass man nach Vermessung der Bilder der VMC sowohl manuell wie auch durch Computerhilfe um die Windgeschwindigkeiten zu vermessen, man in den sieben Jahren von 2006 bis 2013 feststellte, dass die mittlere Windgeschwindigkeit sich von 300 auf 400 km/h erhöht. Die höchste Geschwindigkeit tritt zwischen 40 und 50 Grad Süd auf. Die Windgeschwindigkeit ist am Äquator (100-110 km/h) und den Polen (50 km/h) am geringsten. Es scheint auch eine Periode von 238 bzw. 255 Tagen zu geben, die Schwankungen sind jedoch gering, und könnten auch durch das Messprogramm verursacht sein.
Am 20.6.2013 wurden zehn wissenschaftliche ESA-Missionen erneut verlängert. Venus Express zuerst bis 2014, sofern ein Review keine Probleme zeigt dann bis 2015. Die Chancen stehen gut, dass die Raumsonde 10 Jahre im Venusorbit arbeiten kann.
Im Mai 2014 zeigten die Messwerte an Bord an, dass die Treibstoffvorräte zum Anheben der Bahn bald erschöpft sein würden. Mehrere Möglichkeiten wie man die Restzeit nutzen konnte gab es. Die ESA entschied sich nochmals die Sonde tiefer in die Atmosphäre eintauchen zu lassen. Vorher näherte sie sich bis auf 165 km, nun sollte sie bis auf 130 km abtauchen. Vor allem ASPERA und VERA können hier bessere Messungen machen. Man riskierte dabei bewusst das der Treibstoff während der Kampagne ausgehen konnte. Am 11.6.2014 wurde der venusnächste Punkt auf 135 km abgesenkt. Er rutschte dann durch die Reibung und Kurskorrekturen weiter bis auf 129,2 km am 11.7. Die Kräfte die bei 130 km auf die Sonde einwirken sind um den Faktor 1000 größer als bei 165 km, da auch die Dichte der Ionosphäre um diesen Faktor höher ist und bedeuten während 100 s um den venusnächsten Punkt hohen Stress für die Struktur so heizten sich die Solarpaneele auf über 100°C auf.
Am 11.7.2015 begann Venus Express wieder seinen Orbit anzuheben. 15 Zündungen zwischen dem 11 und 26.7.2014 hoben den venusnächsten Punkt auf 460 km Höhe über dem Nordpol an und verbrauchten 5,2 kg Treibstoff. Der venusfernste Punkt über dem Südpol hat nun nur noch eine Entfernung von 63.000 km (vorher 66.000 km), da die Reibung Venus Express abbremste.
Der Treibstoffvorrat war nun sehr klein. Das Problem ist das man ihn nicht genau bestimmen kann. Die ESA beschloss zwischen dem 22 und 30 November 2014 den restlichen Treibstoff zu nutzen um nochmals die Bahn anzuheben und so die Mission bis 2015 zu verlängern. Am 28.11.2014 verlor man den Kontakt zu Venus Express. Man bekam danach noch bruchweise Telemetrieinformationen doch sehr schwach und mit Unterbrechungen. Die beste Erklärung war das der Treibstoff gerade bei einem Manöver zu Ende ging und die Probleme die dieser Ausfall hatte zu einem Verlust der Lageregelung führten. Damit ist die Mission verloren, denn ohne Ausrichtung der Antennen auf die Erde und die Instrumente auf die Venus ist die Raumsonde nutzlos. Angesichts des verbrauchten Treibstoffs machte man keine versuche Venus Express zu retten sondern erklärte die Mission für beendet. Venus Express hat über acht Jahre lang gearbeitet, das ist nach Pioneer Venus die zweitlängste Betriebsdauer im Venusorbit und mehr als viermal länger als geplant.
Links:
http://sci.esa.int/science-e/www/object/doc.cfm?fobjectid=41530
Artikel zuletzt verändert: 7.12.2017
Lang Zeit gab es von mir nur ein Buch über Raumsonden: die beiden Mars-Raumsonden des Jahres 2011, Phobos Grunt und dem Mars Science Laboratory. Während die russische Raumsonde mittlerweile auf dem Grund des Pazifiks ruht, hat für Curiosity die Mission erst bekommen. Das Buch informiert über die Projektgeschichte, den technischen Aufbau der Sonden und ihrer Experimente, die geplante Mission und Zielsetzungen. Die Mission von Curiosity ist bis nach der Landung (Sol 10) dokumentiert. Einsteiger profitieren von Kapiteln, welche die bisherige Marsforschung skizzieren, die Funktionsweise der Instrumente erklären aber auch die Frage erläutern wie wahrscheinlich Leben auf dem Mars ist.
2018 wurde dies durch zwei Lexika, im Stille der schon existierenden Bücher über Trägerraketen ergänzt. Jedes Raumsonden Programm wird auf durchschnittlich sechs bis acht Seiten vorgestellt, ergänzt durch eine Tabelle mit den wichtigsten zeitlichen und technischen Daten und Fotos der Raumsonde, bzw., Fotos die sie aufgenommen hat. Ich habe weil es in einen band nicht rein geht eine Trennung im Jahr 1990 gemacht. Alle Programme vorher gibt es in Band 1. Die folgenden ab 1990 gestarteten dann in Band 2. In Band 2 ist ein Raumsonden Programm meist eine Einzelsonde (Ausnahme MER). In Band 1 dagegen ein Vorhaben das damals zumeist aus Doppelstarts bestand, oft auch mehr wie z.B. neun Ranger oder sieben Surveyor. Beide Bänder sind etwa 400 Seiten stark. In Band 1 gibt es noch eine gemeinsame Einführung für beide Bände über Himmelsmechanik und Technik der Instrumente. Beide Bände haben einen Anhang mit Startlisten, Kosten von Raumsonden und Erfolgsstatistiken. Band 2 hatte Redaktionsschluss im Januar 2018 und enthält die für 2018 geplanten Missionen über die es genügend Daten gab.
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