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Mars Express: Die Raumsonde und ihre Experimente

Einleitung

Mars Express im Anflug auf MarsAls am 16.11.1996 die Sonde Mars 96, die letzte russische Planetenmission scheiterte, versanken im Pazifik bei Bolivien auch 4 europäische Experimente. Es waren die Hochleistungskamera HRSC, die von Deutschland gestellt wurde, das französische abbildende Spektrometer OMEGA, das italienische Spektrometer PFS und das schwedische Teilchenexperiment ASPERA-2. Das war ein herber Verlust, denn in die Instrumente war viel Arbeit und Geld geflossen. Es waren die höchstentwickelten die je in Europa gebaut wurden. Alleine die Kamera HRSC stellte die zum gleichen Zeitpunkt von den Amerikanern gestartete Kamera MOC weit in den Schatten. Anders als diese konnte sie auch Bilder in Farbe aufnehmen und durch Stereoaufnahmen Höheninformationen gewinnen.

Als 1997/98 die ersten Discovery Sonden der USA wie Pathfinder und MGS erfolgreich waren, kam auch von der wissenschaftlichen Gemeinschaft die Idee auf, eine ähnliche Mission durchzuführen. Man wollte die Gelegenheit nutzen die schon entwickelten Experimente doch noch zum Mars zu bringen. Schon 1997 schlugen die Verantwortlichen für die Experimente Omega und HRSC eine deutsch-französische Ersatzmission vor. Diese wurde von der ESA übernommen. So wurde 1999 Mars Express geboren. Am 19.5.1999 gab es das endgültige OK für Mars Express von der ESA.

Auf Basis von Mars Express wird mit demselben Grundkörpern und 4 der Experimenten von Mars Express im November 2005 Venus Express starten. Der Lander Beagle 2, der von Mars Express mitgeführt wird, habe ich einen eigenen Aufsatz gewidmet. Da Mars Express eine Raumsonde mit sehr vielen Experimenten ist, habe ich mich entschlossen die Mission in einem separaten Aufsatz zu besprechen.

Mars Express - Das Raumfahrzeug

Mars Express sollte zeigen, das auch Europa fähig ist ein Raumfahrzeug zu bauen, das man bei der NASA als "Discovery" Mission bezeichnet hätte. Ziele von Mars Express und weiteren Missionen des Programms "Horizont 2000 plus", ist es schnell auf Fragestellungen zu reagieren und dies zu einem Startpreis von 150 Millionen € für das Raumfahrzeug. Dies ist ein Drittel dessen was ein ähnliche Planetensonde kosten würde.

Explosionsbild Mars ExpressMars Express (MEX) wurde 1999 beschlossen und sollte als Raumfahrzeug 150 Millionen Euros kosten. Instrumente, Start und der Lander Beagle 2, sowie die Missionsüberwachung sind dabei nicht enthalten. Nimmt man diese dazu, so liegen die Gesamtkosten bei 300 Millionen Euro. Damit dies möglich wurde, verwandte Mars Express Bauteile die man schon für die Raumsonde Rosetta entwickelt hatte. 65 Prozent der Sonde besteht aus Teilen die man für Rosetta entwickelt hat. 4 der 6 Instrumente sind verbesserte Versionen der Instrumente, die schon für Mars 96 entwickelt wurden. Gebaut wurde Mars Express unter der Leitung von Astrium als Hauptauftragnehmer (60 Millionen Euro).

Mars Express wurde unter der Leistung von Astrium in der kurzen Zeit von 4 Jahren gebaut. Der zentrale Körper hat Abmessungen von 1.5 × 1.8 × 1.4 m. Er wiegt leer 680 kg, dazu kommen 428 kg Treibstoff die in zwei 267 l Tanks untergebracht sind. Maximal können die Tanks mit 600 kg Treibstoff befüllt werden. Für die nominelle Mission sind davon 370 kg nötig. Die letzten 30 kg Resttreibstoff sind nicht nutzbar. Der Treibstoff wird von 35 kg Helium in einem separaten Tank unter Druck gesetzt.

Das Haupttriebwerk hat einen Schub von 430 N und verfügt über einen spezifischen Impuls von 3109 m/s. Die Lagekontrolle wird durch 8 kleinere Düsen von je 10 N Schub gewährleistet. Davon dienen 4 auch als Backup für das Hauptriebwerk, doch würde dann erheblich mehr Treibstoff verbraucht werden, wenn dieses ausgefallen wäre. Dies liegt daran, dass der spezifische Impuls dieser Triebwerke mit 2746 m/s geringer ist. Zur Lagekontrolle befinden sich an jeder Ecke des Würfels eine weitere Düse. Anders als bei amerikanischen Sonden verwendet Mars Express auch für die Lageregelung die Kombination Stickstofftetroxid / Hydrazin. Dies ist technisch komplexer, verbraucht aber weniger Treibstoff als die in den USA übliche Lösung Hydrazin katalytisch zu zersetzen. Diese Lösung benötigt nur eine Treibstoffleitung pro Triebwerk und einfachere Triebwerke, jedoch ist der Treibstoffverbrauch durch die niedrigeren Energiefreisetzung bei der Spaltung von Hydrazin um 30 % höher.

Die räumliche Orientierung wird durch zwei Sternenkameras, 6 Gyroskope und zwei Sonnensensoren überwacht und durch vier 12 NMs Reaktionsschwungräder korrigiert. Die Ausrichtungsgenauigkeit beträgt 0.15°.

Die zwei Solarpanels mit 11.42 m² Fläche sollten in Marsnäher noch 660 Watt liefern. Durch eine fehlerhafte Verbindung liefern sie nur 70 % der Strommenge, etwa 460 Watt. Maximal verbraucht Mars Express 500 Watt bei der Kommunikation und 410 Watt bei der Beobachtung. Abgepuffert wird der Spitzenverbrauch und während die Panels nicht beschienen werden durch 3 Lithium-Ionen Batterien mit je 22.5 Ah. Die Zeiten im Marsschatten betragen jeweils 90 min bei jeder Umrundung, Die Bordspannung beträgt 28 V. Die Solararrays wurden von dem gescheiterten Satellitenprojekt Globalstar übernommen und senkten so die Kosten.

Die Kommunikation erfolgt über eine 1.65 m durchmessende Hochgewinnantenne und eine 40 cm große Mittelgewinnantenne. Die Hochgewinnantenne sendet bei 8.4 GHz im X Band, die Niedriggewinnantenne bei 2.2 GHz im S-Band. Empfangen wird bei 7.1 GHz / 2.1 GHz. Pro Umlauf sind maximal 6 h Kommunikation möglich. Empfangsstation ist eine neue gebaute 35 m Antenne der ESA in Australien bei New Norica. Kommunikation mit der Erde ist für mindestens 6.5-7 Stunden pro Tag geplant, und mit maximal 230 KBit/sec möglich. Das ist ein neuer Rekord für Marssonden. Dies ist möglich durch einen mit 65 Watt sehr starken X-Band Sender. Der S-Band Sender hat nur eine Sendeleistung von 5 W und übermittelt keine wissenschaftlichen Daten sondern Telemetrie. Ab 2005 wird eine zweite Empfangsantenne in Spanien zur Verfügung stehen, allerdings hat dann die ESA mit Rosetta und Venus Express auch zwei weitere Sonden zu managen. Eine UHF Anlage soll die Signale des Landers Beagle auffangen.

Die Kommunikation von der Erde verläuft über das S-Band mit Datenraten zwischen 7.8 und 2000 Bit/sec. Wissenschaftliche Daten und Telemetrie werden im X Band zur Erde gesendet mit Datenrate von 10.7 - 230 KBit/sec, je nach Entfernung der Sonde von der Erde.

Mars Express bei der IntegrationJe zwei Computer sind mit der Steuerung und der Datenverarbeitung beschäftigt. Beide sind redundant ausgelegt, so dass Mars Express insgesamt 4 Computersysteme hat. Zentralprozessoren sind die schon betagten MA-31750 Prozessoren, Varianten des 16 Bit MIL-STD 1750A Prozessors. Die Bordelektronik wurde von der Rosetta Sonde übernommen, die schon seit 1992 entwickelt wird und ist daher nicht auf dem neuesten Stand der Technik. Dafür konnten hier Entwicklungskosten eingespart werden.

Das Bussystem unterstützt zwei Datenraten von 100 KBit/sec für Experimente mit niedrigen Datenraten (MARSIS, PFS, SPICAM) und 25 MBit/sec für Experimente mit hohen Datenraten (HRSC, OMEGA)

Da die meisten Experimente für die Mars-96 Mission gedacht waren, haben diese auch zumeist ihre eigene Elektronik, so dass die Hauptcomputer entlastet sind. Die Daten werden auf einem 12 GBit großen Datenspeicher abgelegt, der aus RAM Bausteinen besteht. Für die Sonde wird er aber wie ein Massenspeicher angesprochen (Vergleichbar den USB-Memory Sticks bei PCs oder Speicherkarten bei Digitalkameras). Pro Tag erhofft man sich von Mars-Express Datenmengen von 0.5-5 GBits. Zum Vergleich: Die Mariner 9 Mission lieferte während der ganzen Missionszeit 54 Gigabit an Daten. Dieser "Recorder" macht allerdings seit März 2004 Probleme.

Die Temperatur wird durch passive Maßnahmen (Radiatoren, Verkleidung mit reflektierender Aluminium-Zinn Folie) auf 10-20 °C gehalten. Die Instrumente PFS und OMEGA sind auf der sonnenabgewandten Seite untergebracht und durch Radiatoren auf -180°C gekühlt.

Mars Express wurde so entwickelt, dass er von einer Delta II (max. Startmasse 1100 kg) und einer Sojus-Fregat (max. Startmasse 1220 kg) transportiert werden kann. Als klar war, dass die Wahl auf die Sojus-Fregat fiel, war noch Platz für eine weitere Nutzlast, da Mars Express alleine nur 1042 kg wog. Daher kam man auf die Idee den Lander Beagle 2 mitzuführen.

Die Abtrennung von Beagle 2 wird von einer kleinen Kamera festgehalten, der VMC (Visual Monitoring Camera). Dies ist eine einfache CMOS Webcam wie man sie auch von dem PC kennt, mit einem 640 x 480 Pixel großen CMOS Sensor. Er hat keinerlei Möglichkeiten der Belichtungskontrolle, Fokuskontrolle oder der Ausrichtung. Sioe ist fest an Mars Express angebracht und soll nur Beagle beobachten.Die VMC wiegt nur 430 g und hat Abmessungen von 65 x 60 x 108 mm. Sie verwendet einen IRIS-1 CMOS Sensor mit 640 x 480 Pixels mit 8 Bits Helligkeitswert pro Pixel und einer RGB-Bayer Maske. Die Belichtungszeit beträgt nominell 100 ms. Die langsame Datenübertragung mittels einer seriellen Schnittstelle macht Aufnahmen aber nur in einem Intervall von 38 Sekunden möglich. Das Gesichtsfeld beträgt 30 x 40 Grad.

Die Instrumente

Mars Express führt 6 aktive und ein passives Experiment im Gesamtgewicht von 116 kg mit sich. Diese sind an einer Seite des Raumschiffs fest angebracht. Es ist die Seite die der Hauptantenne gegenüberliegt. Dies bewirkt, dass sich der Orbiter einmal pro Orbit drehen muss: Im Planetennächsten Punkt weisen die Instrumente auf den Mars und dann wird er so gedreht, dass die Antenne zur Erde zeigt.

Dabei lassen sich die Experimente, die vom Orbiter ausgeführt werden, in zwei Gruppen einteilen:

1. Experimente zur Untersuchung der Marsoberfläche und des Marsbodens

2. Experimente zur Erforschung der Atmosphäre und Ionosphäre

HRSC (High Resolution Stereo Camera)

HRSCDie von Deutschland stammende Kamera HRSC ist ein modifiziertes Exemplar, das von der Mars 96 Mission übrig blieb. Die HRSC besteht aus zwei Aufnahmesystemen: Einem Sensor mit 5184 Elementen in 9 Scanzeilen und einem Sensor mit einem flächigen CCD Chip von 1024 × 1024 Pixel Größe.

Die normale Kamera, die noch von Mars 96 stammt, hat eine Brennweite von 175 mm und ein Gesichtsfeld von 11.5 Grad. Die Blende beträgt 5.6. Die Sensoren sind empfindlich in dem Spektralbereich von 0.4 -1.0 µm (blaues Licht bis nahes Infrarot). Sensor ist hier kein flächiger CCD Chip, sondern 9 Scanzeilen von je 5184 Elementen à 7 µm Größe. (Oben im Bild).

Jede Zeile hat im marsnächsten Punkt eine Breite von 52 km und eine Auflösung von 10 m. Vier dieser Scanzeilen sind mit Filtern belegt (Zentralwellenlängen blau 440 ± 45 nm, grün 530 ± 45 nm, rot 750 ± 20 nm und nahes IR 970 ± 45 nm) und machen so Farbaufnahmen. 5 Scanzeilen sind ohne Filter. Von diesen schaut eine senkrecht nach unten, 2 Zeilen in verschiedenen Winkeln nach vorne und 2 Zeilen nach in den gleichen Winkeln hinten. Dadurch entsteht ein stereoskopischer Effekt, denn nun sieht die Kamera ein Objekt aus 5 verschiedenen Blickwinkeln während eines Überflugs.

Auf der Erde sind durch Bildverarbeitung dadurch Höheninformationen den Bildern zuzuordnen und man kann die eindrucksvollen Schrägaufnahmen mit korrekter Perspektive anfertigen. Es ist so auch leichter anzugeben wie tief Täler oder Krater sind, wie steil Berge ansteigen etc.

Der Super Resolution Channel (SR) ist zusätzlich zu der HRSC hinzugenommen worden. Er macht Bilder die genau in der Mitte des Zeilensensors liegen. Die Bildgröße liegt bei 250 km Höhe bei 2.35 × 2.35 km. Die Auflösung liegt bei 2.3 m aus nächster Marsdistanz. Dieser Kanal wird während der Mission etwa 1 % der Oberfläche in dieser Auflösung fotografieren können. Dieser Kanal ist monochromatisch. der CCD Sensor mit 1024 × 1024 Pixels von 14 Bit Helligkeitsumfang stammt von dem Rosetta Lander ab. Ein eigener Datenpuffer erlaubt es vier Bilder mit 14 Bit Helligkeitsauflösung oder 8 mit je 8 Bit zwischen zu speichern

HRSC funktionDer SR ist im Bild links die untere Kamera. Er verwendet ein Maksutov Teleskop von 10 cm Durchmesser und 975 mm Brennweite. Die Funktionsweise zeigt das rechte Bild. Entweder der SR macht einzelne Bilder von interessanten Objekten, diese speichert er dann in seinem internen Puffer. Alternativ arbeitet er in einem scannenden Modus und macht laufend Bilder. Dann beansprucht er eine der 4 Busleitungen der HRSC. Dann muss aber die Auflösung der HRSC oder die Zeilenzahl herunterfahren werden.

Die Kamera leistet also fünf Dinge, die bisherige Marsmissionen nicht konnten :

HRSC ArbeitDie Kamera macht während 40 min rund um die Periapsis Aufnahmen und komprimiert diese dann und überträgt sie später zur Erde. Je nach Umlauf stehen dafür 4-30 Minuten zur Verfügung. Die Zeit hängt vor allem von den Beleuchtungsbedingungen ab. Die Daten werden gleich über die DCT Methode (Grundlage des JPEG Verfahrens) mit einem Faktor 6-10 komprimiert. Dabei wird auch die Helligkeitsinformation von 12 auf 8 Bit reduziert. Zur Reduktion der Datenrate gibt es auch zahlreiche Summationsmodi, in denen 2-8 Pixel horizontal und vertikal zusammengefasst werden. Die HRSC macht einen Aufnahmestreifen von mindestens 30.000 Zeilen Länge. Maximal 4 GBit stehen auf dem Speicher von Mars Express für die Bilder zur Verfügung. Das reicht bis zu Streifen von 400.000 Zeilen Länge. Die Datenrate zum Bordcomputer von Mars Express beträgt maximal 25 MBit/sec.

Die Breite nimmt dabei zu, da sich ja Mars Express auf seinem elliptischen Orbit wieder vom Mars entfernt. Die Kamera passt dabei dynamisch die Zeilenfrequenz (bis zu 450 Zeilen pro Sekunde) an die Orbitgeschwindigkeit an. Es sind die Streifen 52 km im marsnächsten Punkt breit und werden bis zum Ende 62 km breit.

HRSC FunktionTypisch sind Scans von 50.000-400.000 Zeilen Länge. Auch die Kamera MOC des Mars Global Surveyor arbeitet mit einer solchen Technik, verfügt aber nur über eine Scanzeile, macht also monochromatische Bilder, dafür allerdings mit einer höheren Auflösung von 1.4 m.

Die Auflösung der HRSC ist variabel, abhängig von der Entfernung zum Mars.. Bestimmte Gebiete wird Mars Express nur in größerer Höhe passieren. Daher wird als Ziel für das erste Marsjahr (687 Erdtage) angegeben:

Die ursprünglichen Ziele, vor dem Ausfall von 30 % des Stroms der Solarzellen, waren anspruchsvoller:

Dies wird man eventuell in der erweiterten Mission erreichen. Wenn Mars Express Ende 2005 noch "gesund" ist, dann wird seine Mission um weitere 2 Jahre verlängert. Dann kann die HRSC in einer erweiterten Mission den Mars mit 10-20 m Auflösung kartieren, wenn die Kamera Gelegenheit hat die Gebiete zu erfassen, die beim ersten Überflug nur aus größerer Entfernung fotografiert werden konnten.

Bei Vorbeiflügen an dem Marsmond Phobos werden ab 1000 km Entfernung Aufnahmen gemacht. Es gibt sowohl Aufnahmen des Super Resolution Kanals wie auch Stereo und Farbaufnahmen mit dem normalen Kanal. Mars Express ist die einzige Raumsonde die in einem elliptischen Orbit verbleibt, und daher diesen Mond untersuchen kann. Deimos, der zweite Mond des Mars, befindet sich leider auf einer zu hohen Umlaufbahn. Er wird zwar auch von der Kamera observiert werden, doch Mars Express kann sich ihm bestenfalls auf 9000 km. Selbst mit dem Super Resolution Channel haben Aufnahmen dann nur eine Auflösung von 80 m und der Mond ist kleiner als 200 Pixels. Bei Phobos ist dies anders: Die HRSC wird die beste Karte von Phobos erstellen, die es bislang gab, wenn ein Vorbeiflug gelingt.

Die HRSC wiegt 19.6 kg und ist damit leichter als das Exemplar von Mars 96, durch eine leichtere Verkleidung. Trotz Einbußen im Programm durch den Verlust von 30 % der Leistung der Solarpanels profitiert HRSC am stärksten vom Wechsel von Mars 96 auf Mars Express: Es ist das Instrument mit der höchsten Datenrate. Mars-96 hätte einen 14.77 h Orbit gehabt und Daten von wesentlich mehr Experimenten mit maximal 130 KBit gesendet. Auch der Bordspeicher war mit 2 Gigabit 6 mal kleiner. Die HRSC profitiert also von einer 4 mal höheren Datenrate, als sie Mars-96 gehabt hätte. Die Daten der HRSC machen 40 % des gesamten Datenvolumens von Mars Express aus.

Daten der Kameras HRSC SR
Optikdurchmesser 31.25 mm 106 mm
Brennweite 175 mm 975 mm
Blende 5.6 9.2
Blickwinkel 11.9 Grad 0.543 Grad
Detektor THX 7808B KODAK KAI 1001
Pixels (horizontal. × vertikal) 5184 × 9 1024 × 1024
Pixelgröße 9 × 9 µm 7 × 7 µm
Auflösung/Pixel 8.125 Bogensekunden 2 Bogensekunden
Bits pro Pixel 8 14 oder 8
Auflösung aus 250 km Höhe 10 m 2.3 m
Bildbreite aus 250 km Höhe 52.3 km 2.3 km
Farben 4 Farben, 5 panchromatische Zeilen panchromatisch
Belichtungszeit 2.24 ms - 54.5 ms pro Zeile 0.5 ms - 8 s

HRSC im Kontext mit anderen Missionen:

Viking Mars Express Mars Global Surveyor Mars Climate Orbiter Mars Odyssey 2001 Mars Reconnaissance Orbiter
Kamera Weitwinkel VIS HRSC MOC-WA MARCI THEMIS MARCI
Auflösung 200 m 30 m 225 m 40 m 100 m 40 m
erfasste Oberfläche 95 % 100 % 100 % 100 % 100 % 100 %
Kamera Detail VIS HRSC-SRC MOC-NA THEMIS-VIS HiRSE / CTX
Auflösung 20 m 2.3 m 1.4 m 20 m 0.3 m / 6 m
erfasste Oberfläche 0.3 % 1 % 7 % <0.1 % / ? %

Stereobild der Steilhänge von Olympus Mono, generiert aus HRSC Daten

Stereobild der Steilhnge von Olympus Mons, generiert aus HRSC Daten

OMEGA (Visible and Infrared Mineralogical Mapping Spectrometer)

Omega InstrumentAuch OMEGA kann den Mars in verschiedenen Spektralbereichen im visuellen und infraroten Wellenlängen abzubilden. Omega ist ein abbildendes Spektrometer mit der Aufgabe den Mars global zu kartieren und dabei die mineralogische Zusammensetzung zu erfassen.

Auch OMEGA wurde ursprünglich für die Mars-96 Sonde entwickelt. OMEGA basiert auf dem für die Sonde Phobos-2 entwickelten Gerät ISM-2. Das Reserveexemplar von Mars 96 wurde weiter verbessert und findet nun bei Mars Express seinen Einsatz.

Das Gerät hat zwei Teleskope, eines im sichtbaren Bereich (0.38-1.05 µm) und eines im infraroten Bereich (0.935-5.2 Mikrometer.

Im sichtbaren Bereich wird eine Teleskop mit einem Durchmesser von 15.6 mm und einer Brennweite von 57.6 mm verwendet. Es hat ein Gesichtsfeld von 8.8 Grad. Dieses wird durch einen Schlitz abgeblendet, so dass nur ein Lichtstreifen der Oberfläche erfasst wird. Das Licht wird dann durch ein Gitter aufgetrennt, so dass man zu jedem Punkt ein Spektrum erhält. Dieses wird auf einem CCD von Thompson (Typ TH 7863 384×288 Pixels, 8.8 × 6.6 mm Größe, 23 × 23 Mikrometer Pixelgröße, 12 Bits pro Pixel) abgebildet.

Bild der Südpolkappe von omegaJede Zeile auf dem CCD von 384 Pixel Breite deckt daher ein räumliches Feld von 8.8 Grad * 0.023 Grad ab. In der Y Richtung erhält man für jedes Pixel in X Richtung ein Spektrum mit 256 Punkten. Die räumliche Auflösung beträgt so 0.4 mrad und die spektrale Auflösung 5 nm.

Sobald sich die Sonde um die Breite eines Pixels weiterbewegt hat muss man das nächste Bild auslesen. Das zwingt zu einer Datenreduktion, da man während dieser Zeit maximal 12 KByte auslesen kann. Ein Bild aber 108 KByte umfasst. Man muss die Daten also um mindestens den Faktor 9 reduzieren. Daher hat das Instrument 40 Modi zum Summieren von Pixeln, die sich in der Anzahl der Pixels (räumlich × spektral) und der verfügbaren Zeit unterscheiden, so 128 × 96 Pixel (Reduktion beider Parameter), 64 x 144 (hohe spektrale Auflösung), 16 × 96 (für kurze Belichtungszeiten). Je nach Modus können 96 oder 144 spektrale Kanäle genutzt werden. Die spektrale Auflösung beträgt maximal 7 nm.

Der infrarote Bereich verwendet ein Cassegrain Teleskop mit 50 mm Öffnung und 200 mm Brennweite. Durch einen Strahlenteiler mit einem Filter bei 2.7 Mikrometer wird das einfallende Licht in zwei Kanäle von 0.93-2.73 Mikrometer und 2.55-5.2 Mikrometer Wellenlänge aufgeteilt. Beide Kanäle haben eigene Gitter die das Spektrum auffächern und jeweils eine Indiumantimonid Photokathoden Zeile. Diese besteht aus jeweils 128 Photokathoden von je 90 × 120 Mikrometern Größe mit einem Abstand von 120 Mikrometern. Die Detektoren werden auf 70-80 K gekühlt, das Instrument auf 190 K.

Das Gesichtsfeld im Infraroten beträgt so 4.4 Grad und die räumliche Auflösung beträgt 0.034 Grad. Da man hier nur eine Scanzeile hat gewinnt man ein 128 Punkt Spektrum von jeweils einem Bildpunkt und schwenkt dafür den Detektor im Gesichtsfeld von 4.4 Grad, so dass die Oberfläche in Zickzack Streifen abgetastet wird. Die spektrale Auflösung liegt im Infrarotkanal je nach Wellenlänge bei 13 bzw. 20 nm.

Angeschlossen ist eine Elektronik welche die Daten des Experiments zwischenspeichert. Während die Operation von einem 80C86 Prozessor mit 96 KByte RAM gesteuert wird, verfügt die DPU für die Aufbereitung der Daten über einen TSC21020 Prozessor von Temic mit 6 MB und wurde vom Instrument CIVA an Bord von Mars Express übernommen. Die mittlere Datenrate beträgt 500 KBit/sec.

Es gibt drei Ziele für Omega:

Das Problem ist dabei nicht die Datenmenge (insgesamt nur 450 GBit) sondern der Orbit: Will man hochauflösende Aufnahmen machen, so geht dies nur nahe des marsnächsten Punktes und ohne Summation von Pixeln, so dass man die Breite von 256 auf 32 Pixel reduzieren muss: Pro Orbit erfasst man so nur einen Streifen von 9.6 km, während die HRSC einen 52 km breiten Streifen erfasst. Auch hier könnte die Verlängerung der Mission also die in hoher Auflösung erfasste Oberfläche vergrößern.

OMEGA untersucht sowohl den Boden (Erstellung einer mineralogischen Karte), sucht nach Wasser und Eis wie auch die Atmosphäre (Bestimmung der Bodentemperatur auf 1 K genau, Feststellung des Wasser und Kohlendioxid Partialdrucks, Untersuchung von Aerosolen). Hier ergänzt das Instrument PFS und SPICAM. Die abgebildete Szene zeigt eine Aufnahme von der Südpolregion. Rechts im sichtbaren Licht, in der Mitte im Bereich der Absorption von Kohlendioxid und links in dem Absorptionsbereich von Wasser. Deutlich ist zu erkennen, dass die Polkappe aus Wasser und Kohlendioxideis besteht.

Neben der Erfassung von Wasser im 3 µm Band wird das Instrument auch eine Karte im Bereich von 3.6 und 3.9 µm machen, in diesem Bereich sollten Carbonate auffallen. Auf der Erde ist die Bildung von Carbonaten mit Wasser verbunden. Daher sucht das Instrument nach Carbonaten auf dem Mars. Findet OMEGA Carbonate, so kann das PFS das Spektrum an diesem Ort mit erheblich besserer Auflösung bestimmen.

Omega wiegt 29 kg und ist das zweitschwerste Instrument an Bord von Mars Express. Das Instrument wurde von Frankreich gestellt. Der Einsatz eines Spektrometers mit einem abbildenden Instrument ist erst der zweite beim Mars. Nur die Sonde Phobos 2 konnte während ihres kurzen Einsatzes im Orbit mit dem Vorläuferinstrument ISM-2 einen Teil des Mars erfassen. Leider fiel diese Sonde schon bald aus.

Sichtbarer Kanal IR 1 (0.935-2.72 µm] IR 2 (2.5-5.1 µm)
Gesichtsfeld 8.8 Grad 4.4 Grad 4.4 Grad
räumliche Auflösung/ Pixel 0.4 mrad 1.2 mrad 1.2 mrad
Pixel / Scanzeile nutzbar: 32-128 64 64
spektrale Auflösung 7 nm 13 nm 20 nm
Spektralkanäle nutzbar max. 144 128 128
Detektor CCD Photokathode Photokathode

PFS (Planetary Fourier Spektrometer)

PFSDas Planetary Fourier Spectrometer PFS ist das schwerste Instrument an Bord von Mars Express. Es wiegt 31.5 kg. es ist ein Breitband IR Spektrometer, welches zur Datenreduktion die Fourier Transformation nutzt. PFS stammt aus Italien. Das Instrument erfasst die Absorptionsspektren von Molekülen in einem weiten Spektralbereich von 1,2 bis 45 µm. (Nahes bis mittleres Infrarot). Hauptbestandteil von PFS ist ein Michelson-Interferometer mit Auswerteelektronik. Das einfallende Licht wird im Interferometer in zwei Strahlen unterschiedlicher Wellenlänge geteilt und analysiert. Dabei werden 2000 Messpunkte bei 5-45 µm und 8000 Messpunkte bei 1.2-5 µm gemacht. Die große Datenmenge wird einer Fourier-Transformation unterworfen und erst dann übertragen. Dazu besitzt das Instrument eigene Hardware die unabhängig vom Bordcomputer ist. Die Fourier Transformation dient im wesentlichen der Datenkomprimierung, ohne das dabei wie bei der JPEG Komprimierung Informationen verloren gehen.

H20 Verteilung gemessen mit PFS
Kanal 1 Kanal 2
Wellenlänge 1.2-5.0 µm 5.0-50 mm
Gesichtsfeld 1.7 Grad 2.8 Grad
Bodenauflösung aus 250 km Entfernung 6.8 km × 20 km 11.8 km × 20 km
Detektor photoelektrisch PbSe pyroelektrisch LiTaO3
Samples 16384 4096
FFT Punkte 8192 2048
dynamischer Bereich 215 215
Temperatur 220 K 290 K

Alle 10 Sekunden kann ein Spektrum gewonnen werden. 500-600 sind es pro Umlauf und 1 Million während der ganzen Mission. Das Instrument arbeitet während 3 Stunden in jedem Orbit in Höhen von bis zu 4000 km. Das Instrument wird sowohl für Bodenstudien wie auch für die Erstellung von Profilen durch die Atmosphäre bis in 50 km Höhe eingesetzt. Der Stromverbrauch beträgt 14 Watt im Sleep und 45 Watt im aktiven Modus.

Die Untersuchung der Atmosphäre geschieht z.B. durch die Messung der Absorption bei 15 µm. Dort absorbiert Kohlendioxid, der Hauptbestandteil der Atmosphäre. Über die Absorption kann der Bodendruck bestimmt werden und über die Verschiebung des Absorptionsmaximums die Temperatur. So liefert dieses Instrument auch klimatische Daten. Weiterhin wird das Instrument nach Spurengasen wie Methan, Kohlenmonoxid und Formaldehyd Ausschau halten. Das obere Bild zeigt die Wasserkonzentration in der Marsatmosphäre und am Boden, gemessen mit PFS. Es stellte auch das Vorhandensein von Methan fest, eine echte Sensation, denn dieses muss dauernd nachgeliefert werden, denn es wird sonst in der Atmosphäre gespalten.

PFS und Omega ergänzen sich gegenseitig. Omega hat ein sehr gutes Bodenauflösungsvermögen, dagegen eine schlechte spektrale Auflösung. Bei PFS liegt eine gute spektrale Auflösung vor, während die Bodenauflösung gröber ist. Weiterhin kann PFS in einem viel größeren Wellenbereich operieren Auch PFS sollte schon bei Mars-96 zum Einsatz kommen. Es ist der erste Einsatz eines so komplexen Instruments beim Mars. Bisherige Spektrometer hatten eine viel kleinere Auflösung. Trotz der Komprimierung welche die Fourier Transformation ergibt, wird dieses Instrument jeden Tag 400-660 MBit an Daten liefern. Am Ende soll auch durch die vielen Spektren eine globale Karte mit einer Auflösung von 18 km entstehen. Gegenüber dem Instrument von Mars 96 ist die Auflösung geringer durch eine einfachere Point Plattform mit nur einem anstatt zwei Freiheitsgraden (18 anstatt 13 km), dafür der spektrale Bereich mit 45 µm höher (Mars 96: 40 µm).

SPICAM (UV and IR Spectrometer for solar/stellar occultations and nadir observations)

SPICAMDas UV and IR Atmospheric Spectrometer soll die Zusammensetzung der Atmosphäre untersuchen. Es ist ein Spektrometer wie PFS, jedoch mit geringerer Auflösung und einem UV Kanal. Es misst die Konzentrationen von Spurenmolekülen wie Ozon oder Kohlenmonoxid. Dazu verfügt es über zwei Spektralkanäle. Einen im UV (118-320 nm) und einen im Infrarot (1000-1700 nm).

Es hat drei Betriebsmodi:

SPICAM besteht aus zwei einzelnen Teleskopen für den UV und IR Bereich.

No TextSPICAM-UV misst im UV Bereich von 118-320 nm. Hier emittieren Ionen wie CO+ und absorbieren Moleküle wie Ozon (O3 bei 250 nm). Dieser Sensor kann sowohl das von der Marsoberfläche reflektierte Licht messen, (Nadir Mode) als auch die Abschwächung von Sternen beim Durchlauf durch die Atmosphäre. (Stellar Mode). Die Auflösung liegt bei 0.3 nm. Ziel ist das Erfassen der Konzentration von CO+, O3 und CO2+. Der UV Sensor wird auch die Ionosphäre durchleuchten, wo durch energiereiche Teilchen der Sonne ebenfalls Strahlung emittiert wird. Dies geschieht im Limb Modus.

Das Instrument besteht aus einem 40 mm Primärspiegel mit einer Brennweite von 120 mm. Das Reflektierte Licht passiert zwei Schlitze von 4.6 mm × 50 µm und 0.5 × 2.2 mm. Der Detektor ist ein auf 270 K gekühltes Thompson TH7863 TE CCD mit 288 × 384 Pixel, wobei eine Hamamatsu 200M Cäsiumtellurid Photokathode das Signal verstärkt.

Je nach Schlitz beträgt das Gesichtsfeld 2 × 3.16 Grad bzw. 0.24 × 0.95 Grad. Die spektrale Auflösung liegt bei 0.51 nm/Pixel. Die Ortsauflösung beträgt 0.7 Bogenminuten oder 1 km bei horizontalen Bodenbeobachtungen und 10 km bei Vertikalen Atmosphärenbeobachtungen.

No TextDer SPICAM-IR Sensor ist empfindlich im Bereich von 1000-1700 nm. Er nimmt nur Absorptionsspektren der Oberfläche auf. (Nadir Mode). Gekoppelt an ein Linsenteleskop mit 30 cm Durchmesser ist ein mit Telluroxid belegter Sekundärspiegel, der das Licht auf zwei Photodioden vom Typ Hamamatsu G5832 von 1 mm Durchmesser. Das Gesichtsfeld beträgt 1 Grad und ist durch den Sekundärspiegel um 3.5 Grad schwenkbar. Die spektrale Auflösung liegt bei 0.5-1.2 nm wobei gilt das Δλ/λ > 1000 ist. In diesem Bereich liegen die Absorptionsmaxima von Wasserdampf (1380 nm) und Kohlendioxid (1430 und 1570-1600 nm). Weitere vermessene Spurengase sind Kohlenmonoxid und Wasserstoff. Das Instrument wird die Atmosphäre und ihre Veränderung bis in 150 km Höhe messen.

Das Instrument ist eine modifizierte Version dies Gerätes an Bord von Mars-96. Dieses hatte noch einen weiteren Kanal für das sichtbare Licht und war in zwei Achsen schwenkbar, war aber dafür auch 46 kg schwer. Die Version für Mars Express wiegt nur noch 4.7 kg, verbraucht 12 W an Strom und liefert Daten mit 6 KBit/sec an den Bordrechner. SPICAM wird von Frankreich gestellt. Seit Mariner 9 wurde kein UV Spektrometer mehr auf einer Marsmission mehr eingesetzt. Noch nie wurde eines welches die Bedeckung von Sternen nutzt, oder die Ionosphäre beobachtet eingesetzt. Man erwartet sich daher neue Erkenntnisse über die obere Atmosphäre und Ionosphäre und die Wechselwirkung mit dem Sonnenwind.

Marsis (Low frequency Radar for surface and ionospheric studies).

Marsis ist das einzige neue Instrument, welches erst für Mars Express entwickelt wurde. Es ist ein Radar, welches bei niedriger Wellenlänge arbeitet.

Es besteht aus drei Bestandteilen:

Mars ERxpress mit den zwei 20 m Antennen von MarsisEinem Antennen Subsystem. Es besteht aus zwei 20 m langen Senden und Empfangsantennen (Dipol) und einer 7 m langen Empfangsantenne (Monopol). Diese sind in einem Kanister zusammengefaltet untergebracht und sollte erst im April 2004 entfaltet werden,

Einem Sende/Empfangs Subsystem mit einem Sende- und zwei Empfangskanälen. Diese sind:

Zentralfrequenz Sendeleistung
Band 1 1.8 MHz 1.5 Watt
Band 2 3.0 MHz 5.0 Watt
Band 3 4.0 MHz 5.0 Watt
Band 4 5.0 MHz 5.0 Watt

Es sendet Pulsweise alle 250 / 30 Mikrosekunden je nach Modus. Die Bandbreite beträgt 1 MHz je Band.

Einer Kontrolleinheit welche das Experiment steuert und den Signalgenerator beinhaltet. Es speichert auch alle Daten zwischen. Die Daten werden mit 2.8 MHz in 8 Bit Daten digitalisiert. Pro Orbit werden 185 MBit an Daten gewonnen. Die mittlere Datenrate liegt bei 18.75-75 KBit/sec.

Das Instrument ist durch die Wahl der Sendefrequenzen sowohl geeignet die Ionosphäre des Mars zu untersuchen wie auch die Oberfläche zu untersuchen. Im ersten Modus erforscht das Gerät die Oberfläche. Die meisten Echos wirft diese zurück, doch durch die große Wellenlänge dringen die Radarwellen auch bis zu 11 km (Äquator) / 24 km /Pole) in die Tiefe. Die Tiefe hängt von dem Untergrund und der Höhe des Orbiters ab. Ist der Untergrund sehr wasserhaltig, so sind es immer noch 200 m. Die Auflösung liegt bei 5.9 km in der Flugrichtung und 15-30 km quer zur Flugrichtung in der Horizontalen und 70 m in der Vertikalen. Unter der Oberfläche vorhandene Eis oder Wasserschichten sollten stärkere Echos ergeben. So will man Wasser tief unter der Oberfläche nachweisen. Die beiden niedrigeren Frequenzen sind nur nachts nutzbar, da tagsüber die Ionosphäre Signale in diesem Bereich schluckt.

Das Instrument operiert in diesem Modus wenn Mars Express eine Bahnhöhe von 800 km oder niedriger erreicht hat. Der Orbiter kann dabei ein Gebiet mit 100 Breitengraden rund um den marsnächsten Punkt bei 86.3 Grad Nord erfassen. In diesem Modus sendet das Radar einen 250 Mikrosekunden langen Impuls und wartet dann 100 Mikrosekunden auf die Echos. Ein Zeitfenster umfasst so 350 Mikrosekunden. In diesem Modus arbeitet das Instrument vor allem auf der Nachtseite. Auf der Tagseite ist der Betrieb auf die beiden oberen Bänder beschränkt, da die anderen Signale von der Ionosphäre geschluckt werden. Man ist besonders an der Südpolregion interessiert, da dies von einer Wasser oder Eiskappe bedeckt ist. Daneben kann das Instrument auch andere Störungen im Untergrund wie Verwerfungen, gravierende Änderungen der mineralogischen Zusammensetzung etc. feststellen. Ziel ist eine Karte der Wasservorkommen des Mars mit einer Auflösung von 5 km.

Im zweiten Modus wird die Ionosphäre untersucht. Dazu werden die Signale ins All gesandt und die reflektierten Echos der Ionosphäre empfangen. Wenn die Ionosphäre untersucht werden soll, kann die Antenne Signale zwischen 0.1 und 5.5 MHz in 160 Intervallen aussenden mit einer Zeitscheibe von 91.4 ms pro Intervall. Hier arbeiten alle Bänder. Dieser Modus wird bis zu einer Bahnhöhe von 1200 km genutzt. Die Zeit pro Puls beträgt hier nur 30 Mikrosekunden

Das Instrument wiegt 17 kg und stammt von der italienischen Weltraumagentur ASI. Es hat mit 64.5 W den höchsten Stromverbrauch. Die Datenrate liegt im Mittel bei 30 KBit/sec. Ein verbessertes Instrument wird Italien auch auf dem nächsten Marssatelliten der NASA, dem MRO einsetzen. Es ist der erste Einsatz eines solchen Instrumentes in der Planetenforschung. Lediglich eine Apollo Mission setzte ein ähnliches Instrument auf dem Mond ein.

ASPERA-3 (Analyzer of Space Plasmas and Energetic Atoms)

ASPERAASPERA: Der Energetic Neutral Atoms Analyser misst Partikel in der oberen Atmosphäre. Diese entstehen durch Beschuss der Atmosphäre durch den Sonnenwind. Da der Mars kein Magnetfeld hat. Man vermutet, dass der Sonnenwind einen Großteil der Atmosphäre und des Wassers im Laufe der Geschichte des Mars "weggeblasen" hat. Dieses Instrument soll hier mehr Daten liefern. Es ist eine Weiterentwicklung von ASPERA 1 (geflogen auf Phobos 1+2) und ASPERA 2 (auf Mars 96). Im Jahre 2005 wird ASPERA 4 auf de Raumsonde Venus Express eingesetzt werden.

ASPERA hat insgesamt vier Sensoren:

Der ENA Imager erfasst die Verteilung des Plasmas der Ionosphäre und die neutralen Teilchen die vom Sonnenwind angeregt wurden. Sie geben die Energie beim Auftreffen auf die Atmosphäre wieder ab, und dies misst ENA. Eine kreisförmige Eintrittsöffnung von 150 mm erfasst Teilchen und beschleunigt sie mit einer 5 kV Spannung. Dadurch werden elektrisch geladene Teilchen abgelenkt, während neutrale Teilchen auf einen der 32 Auffangdetektoren treffen. Jeder hat einen Öffnungswinkel von 9°. Dadurch ist der Ort des Teilchens und seine Bahn bestimmbar. Alle 62.5 ms wird jeder Sensor abgefragt.

Der Neutral Particle Detector wiederum erfasst ausschließlich Wasserstoff- und Sauerstoffatome mit einer Energie im Bereich von 0,1 bis 10 keV, den beiden Bestandteilen von Wassermolekülen. Er bestimmt nicht deren räumliche Verteilung, sondern erfasst die Anzahl der Atome, welche mit dem Sonnenwind interagieren. Die Wissenschaftler wollen daraus Rückschlüsse über die verloren gegangene Wassermenge ziehen. Auch hier werden durch eine Spannung von 8 kV zwischen zwei Platten die geladenen Teilchen abgelenkt. Zwei Cerenkov Detektoren können den Ort der Teilchen auf 20 Grad genau bestimmen.

Der Ion Mass Analyser bestimmt die Menge und die Massen verschiedener Ionen der oberen Venusatmosphäre. Dies ist ein Massenspektrometer. Ein veränderbares Feld lenkt die Ionen nach ihrer Masse ab. Auf einer Plattebestimmen 32 konzentrische Kreise die radiale Position und 32 außen liegenden Sektoren die Azimutale Eingangsrichtung.

In Ergänzung dazu wird mit einem Elektronenspektrometer der Elektronenfluss im Energiebereich bis 5-20.000 eV gemessen. Dazu hat das Instrument 16 Eingangsfelder von je 22.5° Größe.

Das Instrument wird mit Schritten von 1.5-6 Grad pro Sekunde einmal im Halbkreis bewegt um ein 180 Grad Feld abzutasten. Es verfügt über eine Elektronik zur Datenaufbereitung.

Die Kombination der Messergebnisse der vier Sensoren mit verschiedenen Aufgaben soll ein bisher einmaliges Bild von den Prozessen in der Marsatmosphäre ergeben. ASPERA wurde ursprünglich für die russische Mars-96 Mission entwickelt und für Mars Express in einer verbesserten Version gebaut. Das Instrument wird von Schweden gestellt. Ein ähnliches Instrument an Bord der japanischen Raumsonde Nozomi sollte dieses ergänzen, doch diese Sonde ging verloren.

ASPERA wiegt 9 kg und verbraucht 12 Watt an Strom. Die Datenrate beträgt lediglich 6 KBit/sec.

MaRS (Mars Radio Science)

mars ExpresssMaRS ist kein eigentliches Experiment. Es nutzt den Sender der Raumsonde wenn er die Atmosphäre durchwandert. Dabei wird das Signal abgeschwächt und die Frequenz verändert, gebrochen, phasenverschoben oder am Boden reflektiert. Durch Analyse der Änderungen lassen sich Dichte, Temperatur und Druck der Atmosphäre in Abhängigkeit von der Höhe über der Marsoberfläche bestimmen.

Beim Verfolgen des Signals während des Umlaufs von Mars Express ändert sich auch das Signal. Es können genaue Daten über Entfernung und Geschwindigkeit entlang der Sichtlinie zwischen Bodenstation und Satellit gewonnen werden. Daraus lassen sich dann die auf die Sonde wirkenden Gravitationskräfte berechnen. Aus der gemeinsamen Auswertung der Flugbahn mit den berechneten Kräften kann dann wiederum die dreidimensionale Masseverteilung des Mars ermittelt werden.

Durch Reflexion der Strahlen an der Oberfläche kann die Rauhigkeit der Oberfläche in der Größenordnung des Wellenlängenbereichs bestimmt werden. (Im. Bereich von 13 cm im S-Band und 4.2 cm im X-Band). Vorraussetzung ist ein hochgenauer (stabile Frequenz) und leistungsstarker Sender, wie ihn Mars Express mit seinem 65 Watt Sender hat. Diese Methode nennt man Bistatisches Radar, da Sender und Empfänger unterschiedlich sind. Sender ist Mars Express und der Empfänger ist auf der Erde eine 35 oder 70 m Antenne. Mars Express richtet dazu seinen Sender auf einen Punkt auf dem Mars und auf der Erde empfängt man die gestreuten Echos aus verschiedenen Winkeln, je nach Position von Mars Express zur Oberfläche. Das ist der größte Vorteil gegenüber erdgebundenen Radaraufnahmen. Da Wassereis die Oberflächeneigenschaften für Radiowellen stark verändert will man mit dieser Methode auch nach Wasser suchen.

Sonnekorona durchleuchtenIm Herbst 2004 und im Herbst 2006 befindet sich der Mars aus irdischer Sicht hinter der Sonne. Damit gibt es hervorragende Möglichkeiten zur Untersuchung der Sonnenkorona. Für 8 Wochen lang kann diese durchleuchtet werden und so Sonnenforschung betrieben werden. Ergänzt wird dies durch dieselbe Methode bei Rosetta und Venus Express werden.

Die Durchleuchtung der Atmosphäre wird auch von MGS durchgeführt. Die Nutzung als Radar (Senden der Signale zur Oberfläche und Empfang der Reflexionen auf der Erde) wurde bisher noch nie durchgeführt. Die Auswertung geschieht durch deutsche Institute, die auch die hochgenauen Empfänger auf der Erde zur Verfügung stellen. Geplant sind insgesamt 700 Gravitationsuntersuchungen, 630 Passagen der Atmosphäre mit der Okkultationsmethode, 120 Passagen der Sonnenkorona und 200 Untersuchungen mit bistatischem Radar.

MARESS

MARESS ist ein UHF Empfänger für den Lander Beagle 2. Er sollte die Daten des Landers empfangen und zwischenspeichern. Die Sonde sendet und empfängt Daten bei 400 MHz im UHF Band. Er wurde inzwischen genutzt um Daten der Mars Rover Opportunity und Spirit zu übertragen.


Informationen zu dem Lander Beagle 2 und der Mission von Mars Express in einem eigenen Aufsatz.

Alle Bilder von Mars Express haben das Copyright der ESA.

Bilder von Beagle 2: "All Rights Reserved Beagle 2".

Bilder der HRSC: Copyright ESA/DLR Institut für Planetenerkundung.


© des Textes: Bernd Leitenberger. Jede Veröffentlichung dieses Textes im Ganzen oder in Auszügen darf nur mit Zustimmung des Urhebers erfolgen.
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