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Mars Exploration Rovers

Einleitung

Im Jahre 1997 landete die Raumsonde Pathfinder auf dem Mars. Erstmals führte Sie einen kleinen mobilen Rover mit. (Die Raumsonden Mars 2+3 taten dies auch schon, waren jedoch nicht erfolgreich). Nach dem Verlust der nächsten Landesonde Mars Polar Lander (MPL) im Jahre 1999 war nun der Druck groß, dass die nächste Marslandung gelingen musste.

Dies bewog die NASA wahrscheinlich auch dazu, zwei Rover zu genehmigen. Zum einen ist dies eine Absicherung gegen einen Verlust eines Rovers, zum anderen ist das teuerste die Entwicklung des Raumfahrzeuges. Ein zweites Exemplar kostete dann je nach Komplexität nur noch 25-40 % des ersten. Es ist seit dem Start von Voyager 1+2 im Jahre 1977 die erste Doppelmission der USA bei der Planetenerkundung. Das neue Programm sollte zwei Rover auf dem Mars absetzen, die dann den Namen Mars Exploration Rovers (MER) bekamen.

Die Sonden bekamen vor dem Start auch einen Namen um sie unterscheiden zu können. Vorher gab es nur die Bezeichnungen Rover A und Rover B. Der erste Rover heißt Spirit, der zweite Opportunity. Von dem preiswerten Discovery Programm, aus dem die ersten 3 Marssonden stammten, ist nun nichts mehr zu spüren. Die beiden Rover sollten zusammen 800 Millionen US-Dollar kosten, davon 625 Millionen für die Raumfahrzeuge, 100 Millionen für den Start und 75 Millionen für die Missionsdurchführung bis zum Ende der Primärmission. Probleme bei der Entwicklung jedoch zu Überschreiten des Kostenrahmens um 50 Millionen US-Dollar.

Dieser Artikel informiert über die Technik der Rover, ihre Experimente und die geplante Mission bis zum Start. Über die Mission die sich weitaus länger als die geplanten 90 Tage erstreckt informiert ein weiterer Artikel auf dieser Website.

Die Raumsonde

Die beim Start 1062 kg schwere Raumsonde besteht aus drei einzelnen Teilen:

Die Cruise Stage

Cruise StageNach dem Start bis zum Ankunft am Mars ist die Cruise Stage für das Raumfahrzeug verantwortlich. Sie wiegt 183 kg leer, dazu kommen noch 52 kg Treibstoff. Sie beinhaltet eine Niedriggewinnantenne (LGA) und Mittelgewinnantenne (MGA) zur Kommunikation mit der Erde. Beim Mars können beide Antennen 10 beziehungsweise 500 Bits/sec übertragen. Gesendet und empfangen wird im X-Band. Navigationseinrichtungen zur Steuerung der Sonde und korrekten Ausrichtung der Sonde sind Sternensensoren und Startracker Kameras. Letztere machen in regelmäßigen Abständen ein Bild des Alls und vergleichen die dort gefundenen Sterne mit Positionen in einem Katalog. Dadurch kann die Ausrichtung der Sonde im All bestimmt werden.

Die Cruise Stage führt auch die drei Kurskorrekturmanöver aus, die notwendig sind um die Sonde präzise auf dem Mars zu landen. Sie verglüht, nach dem sie den Lander abgesetzt hat, beim Eintritt in die Marsatmosphäre.

Die Cruise Stage hat die Form eines Diskus von 2.6 m Durchmesser und 1.6 m Höhe. Auf der einen Seite befinden sich die Antennen und die Solarpanels, Auf der anderen die Treibstofftanks und der Lander. An der Seite befinden sich die Startracker Kameras und Korrekturdüsen.

Der Treibstoff befindet sich in zwei Titantanks. Durch die Rotation der Sonde mit 2 Umdrehungen pro Minute wird der Treibstoff Hydrazin in die Leitungen gepresst, die zu 2 Bündeln von je vier Düsen, die in verschiedene Richtungen schauen, führen. Der Treibstoff wird katalytisch zersetzt. Die Rotation stabilisiert auch die räumliche Ausrichtung der Sonde.

Solarzellen auf der Cruise Stage liefern 600 W an Strom bei der Erde, und etwa die Hälfte beim Mars. Zur Kühlung des Landers (vor allem des Bordcomputers) verfügt die Cruise Stage über ein Kühlungssystem mit Leitungen in denen Freon zirkuliert. Dieses leitet Wärme vom Rover zur Rückseite der Cruise Stage, wo sie in den Weltraum abgestrahlt wird.

Der Lander

MER LanderDer Lander besteht aus einem vorderen Hitzeschutzschild, einer hinteren Backshell und einer Landeplattform, die beim Abstieg mit dreieckigen Panels auch den Rover umhüllt. Er führt die gesamte Abstiegsprozedur durch. Nach dem Landen werden die Panels nach unten gefahren und der Rover kann in die Marslandschaft rollen. Anders als bei Pathfinder hat der Lander selbst keine Funktion mehr nach der Landung. Er macht mit einem Gesamtgewicht von 653 kg aber den Großteil der Masse des Raumfahrzeugs aus. Er hat die Form eines Konus mit einem stumpfen Kegel auf der marszugewandten Seite.

Beim Wiedereintritt schützt ein 90 kg schwerer Hitzeschutzschild die Sonde vor der Hitze beim Wiedereintritt. Über diesen und die 198 kg schwere Backshell gibt es wenig neues zu sagen. Sie basieren auf dem Design der schon 1976 bei Viking eingesetzten Schutzschilde. Der Hitzeschutzschild sitzt auf einer Aluminiumbasis in Honigwabenbauweise auf und besteht aus Phenolharz in Honigwabenbauweise. In den Hohlräumen der Waben befindet sich ein Gemisch aus Kork und Silikatkügelchen, die durch die Hitze verdampfen und so die Kapsel schützen. Auch die Backshell ist mit diesem Material überzogen, aber in einer dünneren Schicht. Der Hitzeschutzschild ist für eine maximale Temperatur von 1650 Grad Celsius ausgerichtet. Erreicht wird eine Spitzentemperatur von 1440 Grad Celsius.

LandungIn der Backshell befindet sich ein 15 m großer Fallschirm aus Nylon und Polyester. Er machte bei den Tests auf der Erde einige Probleme. Zuerst zerriss er, dann als man dieses Problem gefunden hatte, entfaltete er sich nicht ganz, weil eine Öffnung in der Mitte falsch dimensioniert war. Die Backshell enthält auch einen Beschleunigungsmesser, der den richtigen Moment für die Fallschirmauslösung bestimmt. Dazu kommen drei Feststofftriebwerke, jedes mit einem Schub von 10 kN über 2 Sekunden. Sie bremsen den Lander 8 Sekunden vor der Landung ab, bevor er von der Backshell abgetrennt wird. Zwei weitere Triebwerke sollen Seitenwinde abzufangen, die sonst den Lander unkontrolliert über die Oberfläche rollen ließen. Der Lander wird an einem 20 m langen Seit heruntergelassen, bevor die Airbags entfaltet werden. Dieses besteht aus Zylon, einem Material ähnlich wie Kevlar. Der Fallschirm hat die Aufgabe den Lander von 400 m/s auf 85 m/s abzubremsen. Die Backshell (hinterer Schild) wiegt 198 kg.

Der Lander selbst hat im eingefahrenen Zustand Tetraederform. Er besteht aus vier dreieckigen Panels aus kohlefaserverstärktem Kunststoff. Drei sind an dem zentralen Panel angebracht und haben zusammengefaltet so die Form eines Tetraeders. An jedem Seitenteil hängt ein Airbagbündel und befindet sich eine elektrischer Motor, der den Lander aufrichten kann, wenn er auf einem der drei Seitenteile zum Liegen kommt.

MER Lander SchaubildDie am Lander angebrachten Ballons basieren auf dem Design von Pathfinder. Auch sie machten bei Tests Probleme und zerrissen. Man hatte sie leichtgewichtiger als bei Pathfinder konstruiert, wo diese 200 kg wogen und schwerer waren, als ein konventionelles System mit Düsen und Treibstofftanks. Man musste sie verstärken. Die Airbags werden auf einen Druck von 6900 Pascal (69 Millibar, etwa der 10-fache Bodenluftdruck auf dem Mars) aufgeblasen. Jeder Lander hat 4 Airbagsysteme mit je sechs einzelnen Airbags. Die Airbags haben jeweils zwei Sprengladungen zum Füllen und bestehen aus fünf Lagen Vectran und zwei Lagen doppelt Dicken Vectran als Außenschicht als Schutz gegen spitze Steine (Faserstärke 100 bzw. 200 den). Vectran ist eine Kunststoff, der 5 mal reißfester als Stahl ist. Es wird auf der Erde auch für Bogensehnen und Tennisschlägerbespannungen eingesetzt.

In der Unterseite des Landers befindet sich auch die Kamera DIMES die beim Abstieg zwischen 1.7 und 1.2 km Höhe drei Bilder macht um die horizontale Geschwindigkeit zu bestimmen. Sie werden benutzt um die Windgeschwindigkeit und die Bewegung der Sonde zum Boden zu bestimmen und zum Ausgleich die Raketentriebwerke zu zünden. Dazu wird die Optik der Navigationskamera eingesetzt. Die Bilder mit 1024 x 1024 Pixeln (45 Grad Seitenlänge) werden zuerst auf 256 x 256 Pixeln herunterskaliert, um die Datenmenge zu begrenzen. Dann wird aus den beiden Bildern die bei 2 und 1,7 km Höhe gemacht wurden die Bewegung berechnet und mit den Lageregelungsdüsen die Lage der Raumsonde so korrigiert, dass die Retrorraketen beim Zünden die horizontale Bewegung durch Seitenwinde kompensieren. Die Seitenwinde waren auch der Grund für die Einführung des Kamerasystems. Man befürchtete dass sie zu einer Fehlausrichtung der Retroraketen führen können und damit die horizontale Bewegung sogar verstärken könnten. Sehr bald erkannte man dass man mit einer automatischen Auswertung der Bilder nicht nur die Retroraketen wieder korrekt ausrichten sondern sogar den Drift ausgleichen kann. DIMES erhält die Höheninformationen die es braucht aus den Messungen des Radarhöhemessers. Es hat dann 17 Sekunden Zeit die beiden Bilder auszurichten bevor in 1,5 km Höhe die Retroraketen gezündet werden. Das letzte Bild in 1,4 km Höhe dient dann zur Verifizierung der Ergebnisse und zur späteren Auswertung auf der Erde ob die Software korrekt funktioniert hat. Es ist die erste automatische Bildauswertung an Bord eienr Raumsonde, welche zur Steuerung benutzt wird.

Eine Kommunikation zur Erde gibt es durch zwei LGA's die kurze Signale über den Status beim Abstieg funken. Dies ist eine Neuerung. Die beiden letzten Raumsonden sandten erst nach der Landung Daten. Es handelt sich allerdings um keine vollwertige Telemetrie sondern 36 "Töne", jeweils 8 Bit Zahlen, die kodiert Auskunft über den Status des Raumfahrzeugs und die Landephase geben. Von 256 möglichen Kombinationen werden 128 benutzt.

Auf dem Lander befindet sich auch eine DVD-ROM mit 3 Millionen Namen von Personen, die sich über das Internet bei der Kampagne "Send your Name to Mars" eingetragen haben. Der Lander wiegt mit 365 kg mehr als doppelt so viel wie der Rover. Der Lander ist an dem Rover durch Bolzen und Schrauben befestigt, die durch pyrotechnische Zünder nach der Landung durchgetrennt werden. Um sie gab es vor dem Start Diskussionen, weil man eine Fehlfunktion befürchtete, aber die Zünder nicht mehr aus Zeitmangel ausbauen und prüfen konnte. Vom Lander wird der Rover durch Rampen aus Vectran herunter rollen.

Der Rover

MER RoverNur 17 % des Startgewichtes entfallen auf den Rover. Er hat eine Länge von 1.6 m und wiegt 174 kg. Zentraler Teil ist ein 1.41 m langer und 1.22 m breiter Quader. Er enthält auf der Oberfläche ein festes und zwei ausfahrbare Solarpaneele. Diese sind aufgespannt 225 cm breit und 151 cm lang. Die Solarzellen haben eine Oberfläche von 1.3 m² und bestehen aus drei Schichten um die Energieausbeute zu maximieren: Galliumindiumphosphor / Galliumarsenid und Germanium übereinander.

Die Spitzenleistung der Solarpanels beträgt 140 Watt. Pro Marstag liefert es nach der Landung mindestens 900 Wattstunden an Strom. Man erwartete eine Abnahme auf 600 Wattstunden bis zum Ende der Primärmission. Gespeichert wird die Energie in einer Lithiumionenbatterie in der Elektronikbox. Die Lithiumthionylchlorid Batterie hat ein Volumen von 2 l und wiegt 3 kg. Sie besteht aus 3 Reihen von je 5 Ah Batterien mit einer Spannung von 11-16 V. Am Ende der Primärmission sollte die Batterie noch eine Leistung von 10 Ah mit 50 % Redundanz haben. Die Batterie ist sehr wichtig für die Mission. Die letzte erfolgreiche Marsmission fiel aus, als die Batterie versagte. Sie ist notwendig für die Heizung des Rovers bei Nacht und wird daher geschont soweit möglich (Geplant ist daher auch nur eine Nutzung eines Teils ihrer Kapazität während der Primärmission, da eine Tiefenentladung und Aufladung die Batterie schneller altern lässt). Notfalls werden alle Experimente abgeschaltet und die Kommunikation eingestellt um die Batterie zu schonen.

Der Rover kennt folgende Betriebsmodi mit folgendem Verbrauch an Strom:

Gesamtstromverbrauch CPU und I/O Verbrauch Komponente 1 Verbrauch Komponente 2 Verbrauch
38 W 19 W 9W (Beschleunigung und Gyroskope) 10W Motoren an den Rädern
75 W 19 W 55 W (Senden) zu MO/MGS n/a
30 W 19 W 10 W (Senden zur Erde n/a
55 W 19 W 33 W (Bohren mit dem RAT) n/a
29 W 23 W 6W (Kameras) n/a
1.4 W n/a 1.4 W (APXS Spektrometer) n/a
2.3 W n/a 2.3 W für Spektroskopie bei Nacht n/a
141 Whr/day n/a 141 Whr/tag Basisverbrauch des Rovers n/a
75 Whr n/a 75 Whr maximale Leistung für die Nacht. n/a

 

Um den tiefen Temperaturen von -71 bis -105 Grad Celsius zu begegnen, ist der Rover durch ein leichtgewichtiges Material, dem Aerogel isoliert. Es handelt sich um ein hochaufgeschäumtes Silicagel mit einem Luftanteil von 99.8 %. Es wurde für die Stardust Mission entwickelt. Zusätzlich ist er mit Goldfarbe besprüht um die Abgabe von Strahlungsenergie zu minimieren.

Im Inneren sollte die Temperatur zwischen -40 und +40 Grad liegen. Dies ist der Sollbereich in dem die Systeme arbeiten können. Tests ergaben, das der Rover auch -50 bis +50 Grad aushalten kann. Die Außentemperaturen können bei -90 bis +40 Grad liegen um den Bereich von -40/+40 Grad einzuhalten und -1ß5 bis +55 °C um den maximalen Qualifikationsbereich von -50+50 einzuhalten.

Die wichtige Elektronikbox wird von 8 Radioisotopenheizelementen (RHU) mit je 2.68 g Plutoniumoxid sowie elektrischen Heizelementen auf einer Temperatur über -20°C gehalten. Jedes Radioisotopenelement liefert 1 W Wärmeenergie und wiegt 40 g. Es ist mehrfach isoliert und geschützt und hat die Größe einer C-Batterie. Fällt die Temperatur in der Elektronikbox unter -20° so springen elektrische Heizungen an um die Batterie vor dem Auskühlen zu bewahren. Mehr über Radioisotopenheizelemente und Radioisotopengeneratoren (die bei MER aber nicht zum Einsatz kommen) in einem separaten Aufsatz.

MER von obenDer Computer des Rover basiert auf dem schon bei den vergangenen Missionen eingesetzten 32 Bit RAD6000 Prozessor, einer weltraumtauglichen Variante des RS-6000 SC Prozessors, einer Variante des ersten Power PC Chips (601) welcher in den ersten Power Macs Mitte der neunziger Jahre eingesetzt wurde. Er wurde schon über 150 mal bei Raumfahrzeugen eingesetzt. Die gesamte Elektronik ist in einer 152 × 227 mm großen Box untergebracht. Sie enthält 128 MB RAM für Programme und Arbeitsdaten, 3 MB EEPROM für das Betriebssystem sowie 256 MB Flash RAM für die Meßergebnisse. Der letztere Speicher wird wie ein Massenspeicher verwaltet. Der Takt des Prozessors wurde auf 25 MHz beschränkt (sein Pendant in den Macintoshs lief mit 200 MHz) um Strom zu sparen. Trotzdem hat das System mit 27 MIPS genügend Leistung für den Rover. Der Prozessor stammt von BAE. Das Echtzeitbetriebssystem VxWorks 5.5 stammt von Windriver. Entwickelt wurde es mit einer speziellen Version von Tornado 1.01. Es wurde schon bei den beiden letzten Landungen eingesetzt. Der Bordcomputer steuert auch die Arbeit während der Cruise Phase und die Landung.

Der Antrieb erfolgt über 4 Räder mit je 26 cm Durchmesser. Jedes wird mit einem eigenen Motor angetrieben. Der Rover kann sich auf der Stelle drehen und Hindernisse überqueren die größer als der Raddurchmesser sind. Schräglagen bis 45 Grad sind möglich. Ab 30 Grad greift allerdings die Software ein, um ein Umkippen zu verhindern. Über das Antriebsvermögen der Rover gibt es sehr unterschiedliche Verlautbarungen. Die Geschwindigkeit der Rover beträgt maximal 5 cm/s, meist liegt sie jedoch unter 1 cm/s. Der Rover fährt 10 Sekunden lang, erkundet das Terrain für 20 Sekunden und fährt dann weitere 10 Sekunden. Maximal sollten die Rover pro Tag 100 m zurücklegen können. Nach NASA Angaben erhoffte man sich in der Primärmission jedoch nur eine gesamte Fahrleistung von 600-1000 m. Dies korrespondiert auch mit der Leistung beider Lander während der Primärmission.

Position NavcamsNavigationsdaten liefern 2 Kamerasysteme. Vier Hazardkameras vorne und zwei hinten liefern Weitwinkelbilder der Umgebung um Hindernisse im Weg zu erkennen. Jede Kamera hat ein Fischaugenobjektiv von 5.58 mm Brennweite und ein Blickfeld von 124 × 124 Grad. Sie sind nur zwischen 600 und 800 nm empfindlich, also im roten Spektralbereich. Da die Marsoberfläche auch in Rot getaucht ist erhält man so die kontrastreichsten Bilder. Die Daten der Hazcams (Abkürzung für Hazard Camera: Hinderniskamera) dienen der Erkennung von Hindernissen auf den nächsten 3 Metern.

Für die Festlegung der Wegstrecke und das Finden von Zielen dienen zwei Navigationskameras, neben der Pancam am Instrumentenmast angebracht. Dieser reicht bis in eine Höhe von 1.5 m über dem Boden. Sie haben ein 14.67 mm Objektiv und ein Gesichtsfeld von 45 × 45 Grad. Die Empfindlichkeit liegt wie bei den Hazcams im roten Spektralbereich. Die doppelte Auslegung mit 30 cm Abstand erlaubt wie bei der Pancam stereoskope Bilder. Der Rover kann selbstständig navigieren. Er kann aber auch eine bestimmte Strecke fahren und dann sich wieder bei der Erde melden.

Arm von MERVorne ist ein Arm angebracht der dem menschlichen Arm ähnelt. Er hat auch drei Gelenke (Schulter, Ellbogen, Hand) und ist ähnlich beweglich. Beispielsweise kann die Hand um 350 Grad rotieren. Er kann auch an den Rover zurückfassen um die Magnete in Kontakt mit dem APXS oder MS zu bringen. Der Arm ist aus Titan und 90 cm lang.

Verbindung mit der Erde gibt es über zwei Systeme:

Über die Orbiter und direkt zur Erde sollten jeweils 60 MBit pro Tag gesendet werden. Zusammen also 120 MBit/Tag pro Rover.

Die Instrumente

MER InstrumenteAus der Kritik bei der Mars Pathfinder Mission hat man hinzugelernt. Damals wurde bemängelt, dass die Sonde zwar viele schöne Bilder, aber kaum wissenschaftliche Resultate abwarf. Jeder Rover hat einen Mast, an dem sich die Panoramakamera und das TES befindet, sowie einen ausfahrbaren Arm mit dem Namen Athena, an dem das APXS, Mössbauerspektrometer, RAT und der MI befestigt sind. Das Gesamtgewicht der 7 Experimente beträgt lediglich 5 kg. Obgleich die Rover über nicht mehr Nutzlast als Pathfinder verfügen, ist der wissenschaftliche Nutzen durch verbesserte Instrumente größer. Nur vier der Experimente stammen aus Amerika, drei aus Europa, zwei davon aus Deutschland. Die Instrumente TES und das Mössbauer Spektrometer wurden ursprünglich für den Mars 2001 Lander entwickelt, dessen Start wurde aber auf das Jahr 2007 verschoben.

Panoramakamera (Pancam)

Die Panoramakamera besteht aus zwei Kameras am Mast in einem Abstand von 30 cm zueinander. Der gegenseitige Versatz bewirkt, dass die Kamera zwischen 5 und 100 m von der Sonde stereoskopisch sehen kann, also Entfernungen und Größen bestimmen kann. Jede Kamera besteht aus einer Linse von 1.9 mm Durchmesser und 38 mm Brennweite (f/20). Das Gesichtsfeld beträgt 16.8 x 16.8 Grad. Detektor ist ein CCD mit 1024 × 1024 Pixeln. Jedes Pixel ist 12 x 12 µm groß. Ein zweites abgedecktes CCD derselben Größe dient als Zwischenspeicher für das langsame Auslesen der Kamera. Der Schärfebereich geht von 1.5 m bis unendlich. Die Auflösung beträgt 0.28 mrad. Dies entspricht der doppelten Auflösung des menschlichen Auges.

Jede der Kamera hat andere Filter:Pancam

Position Kamera links Kamera rechts
1 Leer <430 nm
2 750 nm (± 20 nm) 750 nm (± 20 nm)
3 670 nm (± 20 nm) 800 nm (± 20 nm)
4 600 nm (± 20 nm) 860 nm (± 25 nm)
5 530 nm (± 20 nm) 900 nm (± 25 nm)
6 480 nm (± 25 nm) 930 nm (± 30 nm)
7 <430 nm >980 nm
8 440 nm neutrale Dichte 880 nm neutrale Dichte

Die linke Kamera ist geeignet für Aufnahmen unterhalb 750 nm Wellenlänge (sichtbarer Bereich), die rechte für Aufnahmen darüber, also im nahen Infrarot. Der Empfindlichkeitsbereich liegt zwischen 400 und 1100 nm. Die Pancams können durch einen Motor um 360 Grad geschwenkt werden und so Oberflächenpanoramen erstellen. In der Vertikalen beträgt der Schwenkbereich 90 Grad. Die Position der Kameras am Mast liegt bei einer Höhe von 1.3 m über der Oberfläche. Neben Aufnahmen der Marsoberfläche sollen die Kameras auch die Sonne und Atmosphäre fotografieren, um die Staubmenge in der Atmosphäre zu bestimmen.

Jede Pancam wiegt nur 0.27 kg. Ein Komplettpanorama von 60 × 360 Grad besteht aus 4000 x 24000 Pixeln.

Mini-TES

Mini TES überlagt Pancam AufnahmeDer Name TES erinnert an den Pendant des Instrumentes an Bord von Mars Global Surveyor: TES (Thermal Emission Spektrometer). Es handelt sich um ein Michelson Interferometer, welches Spektren im infraroten Spektralbereich macht. Mini-TES ist eine Miniaturausgabe dieses Instrumentes. Es wiegt 2.40 kg und braucht 5.6 W an Strom.

Das Instrument besteht aus einem 6.35 cm Cassegrain Teleskop mit einer Brennweite von 762 mm. Im Brennpunkt befindet sich ein Detektor mit einem umschaltbaren Gesichtsfeld von 8 und 20 mrad. Spektren werden zwischen einem Wellenlängenbereich von 5 und 29 µm im Infraroten (2000-345 cm-1) gewonnen. Die Auflösung beträgt 9.97 cm-1. (167 Messpunkte im Spektrum).

Das Instrument befindet sich über der Pancam, am Ende des Instrumentenmastes, 1.5 m über dem Boden. Durch einen Motor kann es um 360 Grad in der Horizontalen und um 30 Grad über den Horizont und 50 Grad unter den Horizont geschwenkt werden. Beim Erstellen von Panoramas wird der 20 mrad Modus verwendet. Ein Panorama besteht dann aus 314 × 70 Messpunkten. Der 8 mrad Modus wird für das Erfassen der Strahlung einzelner Steine benutzt.

Ziele von TES ist es die mineralogische Zusammensetzung von Steinen, Sand und Felsen zu ermitteln. Die Genauigkeit der mineralogischen Zusammensetzung beträgt besser als 5 %. Daneben macht das Instrument vor allem bei Nacht auch Bestimmungen der Temperatur auf 2 K genau durch Bestimmung der rückgestrahlten Wärmemenge. Wie bei TES hat das Instrument eine hohe spektrale Auflösung, aber eine kleine Ortsauflösung (siehe Bild).

Messungen von TES und Pancam können kombiniert werden indem monochromatische Pancam Aufnahmen eingefärbt werden. (Die Farbinformation liefert Mini-TES. Jeder Farbton entspricht einem Mineral, siehe Bild). Die Daten des Spektrometers werden einer schnellen Fourier-Transformation unterworfen. Dies reduziert die Datenmenge beträchtlich. Aus den 1120 Messpunkten mit je 16 Bit Genauigkeit werden die zentralen 1024 Bit verwendet und in 2 Blöcken à 512 Bit kodiert. Die Datenrate des Instrumentes beträgt dann nur noch 400 Bit/sec.

Mini-TES wurde für die 2001 geplante Landemission entwickelt. Doch diese wurde auf das Startfenster 2007 verschoben.

Microscopic Imager

Mi ElementeDiesen Instrument mit dem etwas hochtrabenden Namen (es handelt sich mehr um eine Lupe als ein Mikroskop) befindet sich an dem ausfahrbaren Arm. Es wird auf Steine gefahren und kann durch eine Kamera die Oberfläche vergrößert betrachten. Es handelt sich um ein Objektiv mit einer Brennweite von 20 mm (f/15). Bei einem Aufnahmeabstand von 63-66 mm zur Oberfläche deckt dieses ein Gebiet von 31 × 31 mm ab. Die Tiefenschärfe beträgt dabei 3 mm.

Das Bild wird gewonnen von einem 1024 × 1024 Pixel CCD. Die Auflösung beträgt so etwa 30 µm. Dies ist 4 mal besser als das menschliche Auge, doch echte optische Mikroskope auf der Erde können durchaus noch Details von 1 µm Größe abbilden. Die Auflösung ist vergleichbar von guten Digitalkameras mit Makrofunktion. Es reicht aber um Mineralien zu erkennen. Spuren von Leben kann man mit dieser Auflösung nicht finden.

Der CCD auf dem Mikroskop verwendet einen monochromatischen Breitbandfilter von 400-680 nm Wellenlänge. Die Bilder werden von der NASA aber oft zur Darstellung verschiedener Bestandteile eingefärbt.

Alpha Particle X-Ray Spectrometer (APXS)

AXPSDas aus Deutschland stammende (Max-Planck-Institut für Chemie aus Mainz) Alphateilchen Röntgenspektrometer ist das neueste einer Serie von ähnlichen Instrumenten. Es gibt ein Schwesterexemplar auch auf der Rosetta Mission und Vorgängermodelle auf der Mars 96 und Pathfinder Mission.

Das Instrument wird Abmessungen von 52 × 84 × 38 mm und sieht wie eine kleine Kanone aus, die an der Front des Arms montiert ist. Es wird bis mehrere Stunden lang (normalerweise 10) an einen Stein gepresst und bombardiert ihn mit Alphateilchen aus sechs Curium 244 Quellen (Halbwertszeit 18.1 Jahre, Aktivität 30 Millicurie).

Das Instrument besteht aus einem beweglichen Sensorkopf von 52 mm Durchmesser, der die Curium-244 Quelle enthält. Diese emittiert Alpha Strahlen mit einer Energie von 6 MeV. Der Kopf wird an die Probe abgesenkt. Dort bombardiert er diese mit den Alpha Strahlen. Diese werden von Atomen gestreut oder treffen auf Atome, wodurch diese Röntgenstrahlen aussenden. Ein Detektor, der vor den direkten Strahlen der Quelle geschützt ist, empfängt die Röntgen- und Alpha Strahlen und misst deren Energie.

Zurückgestreute Alpha Teilchen kommen von den niedrigen Elementen, vor allem C und O. Die meisten anderen Atomen werden von den Alpha Teilchen getroffen und senden dann Protonen und Röntgenstrahlen aus. Protonenstrahler sind die Elemente F, Na, Mg, Al, Si, und S. Röntgenstrahler sind vor allem die Elemente über der Atommasse von Natrium.

Detektiert werden die Strahlen und Teilchen durch zwei Detektoren. Der Röntgenstrahlendetektor ist in der Mitte der Röhre, darum die Curium Quelle und außen die Alphateilchendetektoren.

Erfasst werden Alphateilchen von 0.6 - 6.5 MeV Energie sowie Röntgenstrahlen mit 1-22 keV Energie. Es gibt dazu zwei Detektoren von 35 bzw. 320 mm Länge. Ersterer stoppt alle Teilchen bis 1.6 MeV Energie, der zweite dahinter liegende die Teilchen bis 6.5 MeV Energie. Alphateilchen haben die niedrigeren Energien, Protonen die höheren. Im Bereich von 1.8 - 2 MeV kann das Gerät nicht zwischen Alphateilchen und Protonen unterscheiden, doch dies beeinflusst das Spektrum kaum. Die Auflösung beträgt 160 eV bei 6.4 keV. Beim APXS an Bord von Sojourner betrug sie noch 260 eV.

Die Röntgenstrahlendetektoren können das Vorkommen von Elementen von Natrium bis etwa zur Atommasse von Nickel / Zink mit 0.1-1 % Genauigkeit messen. Die Alphastrahlendetektoren dagegen die Elemente mit niedrigerer Atommasse wie Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff. Elemente unterhalb der Atommasse von Kohlenstoff können prinzip bedingt nicht bestimmt werden. Die Detektoren sind durch Berylliumschilde vor direkt eintreffenden Teilchen geschützt. Die Detektionsschwelle beträgt abhängig pro Element 0.5 - 1 %.

Die Abbildung links zeigt eine Weiterentwicklung des APXS für die Rosetta Kometenmission. Verbesserungen des APXS gegenüber der Mission des Pathfinders war eine bessere Unterdrückung der Signale, welche vom Kohledioxid der Atmosphäre stammten und eine langwierige Nachkalibration der Spektren nötig machten. Weiterhin wurde die Auflösung der empfangenen Röntgenstrahlenenergien verbessert und dadurch wurde der Protonenmodus überflüssig. Wegen der langen Kontaktzeit arbeitet das APXS meist über Nacht. Für reine Röntgenmessungen reichen auch wenige Stunden Kontaktzeit aus.

Das APXS wiegt 0.64 kg und verbraucht 1.5 W an Strom.

Mössbauerspektrometer (MS)

MößbauerspektrometerDieses zweite Instrument aus Deutschland ist das erste seiner Art, welches jemals auf einer Planetensonde eingesetzt wurde. Wie das APXS stammt es aus Mainz, diesmal jedoch von der Johannes Gutenberg Universität Mainz. Es nutzt den 1956 von Mössbauer entdeckten kernphysikalischen Effekt aus, der auf der rückstoßfreien Absorption und Emission von Gammaquanten durch Atomkerne beruht.

Auf dem Instrument sendet eine Cobalt-57 Quelle Gammastrahlung mit einer Energie von 14.4 keV aus. Gammaquanten dieser Energie werden von Fe57 Kernen absorbiert. Dies geschieht normalerweise rückstoßfrei. Jedoch ist der Eisenkern in einem Kristallgitter eingebunden, so geht dies nicht. Dieses nimmt den Impuls auf und das Atom gelangt in einen resonanten Zustand. Aus diesem sendet das Atom Gammaquanten mit der Resonanzfrequenz aus. Diese werden detektiert. Die Frequenz ist sehr eng begrenzt und hängt von der Umgebung des Eisenatoms ab. Somit lassen sich verschiedene eisenhaltige Minerale sehr genau abgrenzen. Dagegen liefert APXS nur einen Summenwert für das Eisen, jedoch keine Angaben über die Mineralien in denen es steckt. Die Nachweisempfindlichkeit des Instruments beträgt 2 Prozent.

Die Ionenquelle ist durch mehrere Schichten Messing, Tantal und Wolfram umhüllt, welche die Strahlung abschirmen und auch in Richtung der Auslassöffnung bündeln. Die Strahlung passiert ein Beryllium Fenster welches unerwünschte Fremdstrahlung blockiert.

MößbauerspektrometerErfasst werden die Frequenzen von 6.4 und 14.41 keV. Detektoren sind Silizium PIN Photodioden vom Typ Hamamatsu S3590-05 mit einer Nachweiswahrscheinlichkeit von 75 % bei 6.4 keV und 100 % bei 14.4 keV. Die Fläche auf der sie montiert sind hat eine Größe von 1.0 × 1.0 cm. Bei beiden Frequenzen wird ein 512 Punkte Geschwindigkeitsspektrum gewonnen. Eine Messung dauert bis zu 12 Stunden.

MS hat seine eigene Elektronik mit einem Mikrocontroller und 128 KByte SRAM, zusätzlich ein ROM, FRAM und ein EEPROM zum Speichern der Daten alle 60 Minuten um bei einem Stromausfall über Nacht nicht die gesamte Messung zu verlieren. Das Instrument wiegt 0.55 kg und hat einen Stromverbrauch von 2 W.

Das Instrument MIMOS II ( Miniaturisiertes MOSsbauer Spektrometer) wiegt nur 400 g bei Abmessungen von 50 × 50 × 90 mm und einem Stromverbrauch von 1 W. Ein identisches Exemplar flog auch auf dem europäischen Marslander Beagle II mit. Dieser ging am 25.12.2003 bei der Landung verloren. Ein weiteres Exemplar sollte schon 2001 mit dem Mars 2001 Lander auf den Mars gelangen, doch dieser wurde nach den Verlusten der beiden Marssonden des 1998 Startfensters eingelagert und wird erst 2007 gestartet werden.

Rock Abrasion Tool (RAT)

RATDies ist im eigentlichen Sinne kein Experiment, sondern ein Hilfsmechanismus. Es ist ein Gesteinsbohrer, der eine frische Felsoberfläche freilegt. Diese kann dann vom Microscopic Imager fotografiert werden, oder es kann mit dem APXS beziehungsweise mit dem Mössbauer Spektrometer die Oberfläche untersucht werden. Die frische Felsoberfläche ist vor allem für das APXS nötig, da dieses nur die Zusammensetzung einer dünnen etwa 1 mm dicken Oberflächenschicht bestimmen kann und auf dem Mars alle Steine mehr oder wenig mit Staub bedeckt sind. Dies machte bei der Mission von Pathfinder es schwierig die Zusammensetzung von Staub und Stein zu trennen. Man erhielt ein Mischspektrum aus Staub und Stein.

Das RAT hat einen Durchmesser von 7 cm und 10 cm Länge es besitzt zwei Diamantenmesser mit je zwei Zähnen. Diese Messer rotieren mit hoher Geschwindigkeit und fräsen so die Oberfläche ab. Es wird ein Loch von 4.5 cm Durchmesser und bis zu 0.5 cm Tiefe gebohrt. Bei festem Basalt dauerte dies bei Tests auf der Erde etwa 2 Stunden. Es soll während der Mission einige Löcher Bohren. Die Zahl ist begrenzt, man ging von 3 Bohrungen während der ersten 90 Tage aus. Im Laufe der Zeit schleifen sich aber selbst Diamanten ab, so dass man mit dem RAT nicht unendlich viele Löcher Bohren kann. Jede Untersuchung muss daher überlegt werden. Jedes Messer ist mit 7600 Partikeln aus Diamantenstaub von 0.125-0.15 Millimeter Größe belegt und rotiert mit 3000 Umdrehungen pro Minute.

RAT in ArbeitZiel ist es die Oberfläche von Staub zu befreien und frische, von kosmischer Strahlung und UV Licht unverändertes Gestein freizulegen. Das RAT selbst wiegt nur 0.72 kg. Es hat ein Durchmesser von 7 cm und eine Länge von 10 cm und braucht 11 Watt zum Bohren. Bis zu 30 Wattstunden stehen vom Rover an Energie pro Tag zur Verfügung. Der Bau einer Einheit kostete 875,000 US-Dollar. es wurden 4 Einheiten für 3.5 Millionen US-Dollar gefertigt.

Magnete

Das letzte Experiment ist ein sehr einfaches. Es handelt sich um eine Reihe von Magneten die magnetische Partikel wie Eisenminerale anziehen sollen.

Am RAT befindet sich das erste Feld aus 4 Magneten, von je 0.7 cm Durchmesser und 0.9 cm Tiefe. Jeder Magnet hat eine andere Feldstärke. Dieses Feld soll Staub, der beim Freilegen der Oberfläche durch das RAT frei wird sammeln. Von der Pancam werden die Magnete fotografiert und die Verteilung des Staubs bestimmt. Fällt bei Nacht die Temperatur, so reinigt eine Apparatur die Magneten vom Staub, so dass sie am Tag wieder frei ist.

An der Front des Rovers befinden sich zwei weitere Magnete. Der Winkel ist so ausgelegt, das normaler Staub herunterfällt und nur magnetische Partikel hängen bleiben. Es sind zwei Magnete, ein starker Fangmagnet, der alle Partikel sammelt die magnetisch sind, und ein Filtermagnet der nur die am stärksten magnetisierten Partikel anzieht. Sie sind innerhalb einer Aluminiumscheibe von 4.5 cm Durchmesser so montiert, dass das Mössbauerspektrometer oder APXS sie untersuchen kann.

Ein dritter Magnet ist auf dem Rover montiert. Es handelt sich um eine röhrenförmigen Magneten, der entlang seiner Symmetrieachse magnetisiert ist. In der Mitte versammeln sich so magnetische Partikel aus dem Flugstaub, während nach außen hin auch normaler Staub zu finden ist. Das Feld wird von der Pancam erfasst und fotografiert. Wie schon bei den vergangenen beiden Missionen stammt dieses Experiment von Dänemark.

Die Mission

Delta 2 StartMER basierte auf einem einfacheren Rover. Der Start der Sonde war im Jahre 2001 vorgesehen, doch eine Kürzung des Marsprogramms im Jahre 1999 um 60 Millionen US-Dollar zur Füllung einer Finanzierungslücke bei der Raumstation ISS führte zur Verschiebung des Starts um 2 Jahre. Gleichzeitig wurde aus dem 2001 Rover ein anspruchsvolleres Projekt, denn die 2003 Konjunktion war eine energetisch viel günstigere, so dass man mehr Gewicht zum Mars starten konnte.

Im Jahre 1999 lagen Vorstudien vor für einen Athena Rover von 130 kg Gewicht bei 890 kg Startmasse. Er konkurrierte mit dem Konzept eines anspruchsvollen Orbiters (dem späteren Mars Reconnaissance Orbiter) um das 2003 er Startfenster. Nachdem schon 2001 die Landesonde ausfiel, entschloss man sich für den Bau des Athena Rovers. Damals ging man 220 Millionen US-Dollar für ein Exemplar aus.

Projektbeginn war schließlich im Mai 2000. Dies bedeutete, dass nur 37 Monaten für die Entwicklung und den Bau zur Verfügung standen. Die Verschiebung um 2 Jahre bedeutete aber auch, dass man die Mittel für einen weiteren Rover bekam. Man lagerte die für 2001 geplante Landesonde ein, den Mars 2001 Surveyor. Die Mittel kamen den Rovern zugute. Der Lander wird 2007 unter der Bezeichnung Phoenix starten.

Im Oktober 2000 gab es das Design-Review, eine Überprüfung der Pläne und die ersten Schwierigkeiten. Wegen der schweren Nutzlast musste die Plattform auf der Kameras und Mini-TES sich befinden umkonstruiert werden. Die Masse war ein kritischer Faktor. Normalerweise gibt es bei neuen Technologien., die erstmals in einem Raumfahrzeug eingesetzt werden, und über die man vorher keine Erfahrungen hatte eine Gewichtsreserve von 30 Prozent. Bei MER musste man mit 10 Prozent auskommen. So wurden die Räder ausgehöhlt um Gewicht zu sparen.

Bei der Entwicklung machten zuerst die Airbags Probleme, die bei einem Test platzten und dann eine zusätzliche Schicht bekamen, dann die Fallschirme die zuerst beim Test rissen und dann sich nicht korrekt entfalteten, weil die Mittelöffnung falsch dimensioniert war.

Als im August 2002 die Sonden zusammengebaut werden sollten musste man schon im Zweischichtbetrieb arbeiten um den Zeitplan einzuhalten. Hätte man das 2003 er Startfenster versäumt so hätte man bis 2007 warten müssen. Trotzdem wurde weiter getestet und weitere Fehler gefunden: Defekte Zünder, die auf dem Mars die Rover von der Plattform befreien sollten, Probleme mit der Elektronik.

Obgleich beide Sonden identisch sind, fand der Start mit zwei unterschiedlichen Modellen der Delta Rakete statt. Spirit startete am 8.6.2003 mit einer herkömmlichen Delta 7925. Beim Start der Schwestersonde Opportunity war das günstige Startfenster schon verstrichen, so dass man eine etwas stärkere Version der Delta 7925, die Delta 7925 H (H für Heavy) verwendet hat. Es war der erste Einsatz dieser Raketenversion. Sie verwendet die größeren GEM-46 Booster der Delta 3 anstatt der GEM-40 Booster der Delta 7925. Die Zahl gibt den Durchmesser in Zoll (2.54 cm) an. Jeder GEM-46 Booster wiegt 6.7 t mehr als sein GEM-40 Pendant. Die Nutzlast steigt dadurch aber nur leicht um 10 % an. Bei Opportunity hat man die größere Leistung der Rakete genutzt um eine höhere Startgeschwindigkeit zu erreichen. Opportunity hatte einige Probleme im Vorfeld des Starts, als es immer wieder Probleme mit der Trägerrakete gab, startete aber dann trotzdem noch am 8.7.2003.

Eine Woche vor der Landung des ersten Rovers machte man eine Softwaresimulation und Fallschirm und die Airbags wurden nicht ausgelöst! Man entschloss sich den Test mit einem der vier Modelle der Rover die man angefertigt hatte zu wiederholen und in einem von vier Tests löste auch hier der Rover nicht aus! Als Fehler wurde nach Tag und Nacht Untersuchungen schließlich entdeckt, dass die beiden Uhren im Rover nicht synchron liefen. Der Code wurde manuell bearbeitet und weniger als 3.5 Stunden vor der Landung von Spirit der neue Code zum Rover geschickt.

Die Landeplätze für die Mission waren schon vor dem Start festgelegt worden. Aus 155 Plätzen wurde der Gusev Krater für Spirit und Meridiani Planum für Odyssey ausgewählt. Die Landeplätze hatten neben den wissenschaftlichen Anforderungen (durch den Gusev Krater waren einmal Flutwellen gelaufen) auch Sicherheitsanforderungen zu genügen, wie glatte Ebene, wenig Steine und möglichst tief liegend, für eine gute Fallschirmabbremsung. Im Gusev Krater findet man Spuren von Flutwellen und bei Meridiani Planum fand MGS mit seinem TES Indizien für das Mineral Hämatit, das auf der Erde nur in Verbindung von Wasser entstehen kann. Die Landeplätze sind zudem um fast 180 Grad versetzt (175 Grad und 254 Grad Ost). Das bedeutet, dass wenn die Sonne über dem Landeplatzes eines Rovers untergeht, dann geht sie bei dem  zweiten Landeplatz gerade auf. Da die Lander nachts ruhen hat das Missionsteam immer nur einen zu einem bestimmten Zeitpunkt zu betreuen.

Nach 3 Kurskorrekturen beginnt bei beiden Sonden ein automatisches Landeprogramm. 21 Minuten vor der Landung wird die Cruise Stage abgetrennt, die dann in der Marsatmosphäre verglüht. Neu sind Statusberichte. Die Lander senden alle 10 Sekunden kurze Signalfolgen, genannt "Töne" mit 10 Bit/sec zur Erde. Diese enthalten keine vollständige Telemetrie, aber kodierte Informationen über den Sondenstatus. Es gibt insgesamt 36 dieser Botschaften während es Abstiegs, die zur Erde gesendet werden. Der Mars Polar Lander dagegen sandte keine Signale während des Abstiegs, so dass man erst durch Zufall auf die wahrscheinliche Ursache seines Scheiterns kam.

Spirit tat dies 27 mal über 10 Minuten und legte dabei 300 m zurück. Bei Spirit zündeten auch die Raketen, welche eine horizontale Drift verhindern sollten, bei Opportunity war dies nicht nötig. Bei Opportunity wiederholte sich das Spiel, auch er hüpfte noch 26 mal über die Oberfläche und legte dabei 200 m zurück. Durch die DIMES Bilder konnte man die Landesonden auch recht rasch mit dem Mars Orbiter MGS aufspüren, indem man die Bilder mit anderen Aufnahmen verglich und MGS vom fraglichen Terrain hochauflösende Bilder machen ließ.

Spirits Ziel war besonders ausgesucht worden : Der Gusev Krater zeigt deutliche Spuren, dass über 2 Milliarden Jahren mehrmals in ihm Wasser floss und es einen See gab. Der jüngste Einschlag vor 2 Milliarden Jahren legt einen See am Süden des Kraters an. Er landete bei 14.57 Grad Süd und 175.47 Grad West. im Zentralbereich des Gusev Kraters, der allerdings als erstes austrocknete. der südliche Bereich wäre für die Suche nach Wasserspuren geeigneter gewesen. Nach der Landung

Die Nachfolge

Mars Science LaboratoryIm Jahre 2005 wird ein Orbiter zu Mars starten, der Mars Reconnaissance Orbiter. Er wiegt mit über 2 t mehr als doppelt so viel wie Mars Global Surveyor und dreimal so viel wie die beiden letzten Orbiter Mars Climate Orbiter und Mars Odyssey 2001. Seine Aufgabe besteht vor allem in der genauen Kartierung interessanter Gebiete bis auf 30-40 cm Auflösung. Daneben wird er mit einem hoch entwickelten Spektrometer nach Wasser suchen und auch mit einem RADAR nach Indizien unterirdischen Wassers suchen.

Im Jahre 2007 steht wieder eine Lander Mission auf dem Terminplan. Gestartet wird Phoenix, so benannt weil die Sonde ursprünglich schon im Jahre 2001 starten sollte und dann wegen des Verlustes des Mars Polar Landers eingemottet wurde. Sie ist instrumentell gut ausgestattet, sogar etwas besser als die Mars Exploration Rovers, aber nicht mobil. Sie startet eine verbesserte Version des Mars 2001 Surveyors.

Im Jahre 2009 steht dagegen der Start eines mobilen Labors an. Wie der Name schon andeutet haben die Rover eine verbesserte wissenschaftliche Ausrüstung die nun auch ein Labor umfasst um Gesteinsproben in situ untersuchen zu können und ein Atomkraftmikroskop. Mit 3000 kg Startmasse ist dieses Labor 3 mal schwerer als die MER. Es wird zum ersten Mal seit Viking wieder nach direkten Spuren von Leben suchen. Ein Kommunikationsorbiter der die Datenmenge erhöhen sollte ist jedoch gestrichen worden.

Nach dem frühzeitigen Streichen des parallel mit dem Labors gestarteten Kommunikationsorbiters steht auch dieses Projekt auf der Kippe. ISS und Shuttle, Mondpläne - die bemannte Raumfahrt wird ihrem Ruf als Geldfresser gerecht. Da fehlt das Geld für Projekte in der Planetenforschung.

Das MSL (Mars Science Laboratory) war jedoch zu weit fortgeschritten als dass man es doch noch streichen konnte. Allerdings hat es seinen ursprünglichen Finanzrahmen weit überschritten und es konnte sein Startfenster nicht einhalten. So wurde schon 2008 verkündet, dass es ein Startfenster überspringen wird und erst 2011 zum Mars starten wird. Auch bei der nächsten Mission gab es ähnliche Probleme. Das MSL wird in Zukunft wieder von kleineren Missionen abgelöst. Diese laufen unter dem Projektnamen "Mars Scout". Die erste Mars Scout Mission war der 2007 gestartete Phoenix. Die zweite wird Maven sein. Maven ist die Abkürzung für Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN .Die Mission hat die Aufgabe mehr über die Marsatmosphäre herauszufinden, vor allem ihre Veränderung im Laufe der Geschichte. Noch immer ist noch nicht geklärt, wie die Urmarsatmosphäre aussah und wie schnell er sie verlor. Dazu misst die Sonde die obere Marsatmosphäre direkt und ihre Interaktion mit der Sonne (geladene Teilchen, Magnetfeld) untersuchen. Aus der Umlaufbahn wird es während der Primärmission von 1 Jahr 5 mal in die Marsatmosphäre eintauchen und den nächsten Punkt von 150 auf 125 km Höhe verringern. Maven ist auch die erste US-Mars Mission ohne eine Kamera an Bord. Lediglich ein abbildendes UV-Spektrometer wird die Atmosphäre untersuchen. Doch dies erzeugt keine Bilder im konventionellen Sinn. Die Mission wird sehr preiswert sein: 485 Millionen Dollar. Dabei setzt sie auf eine Atlas oder Delta 4 als Trägerrakete, so dass sie den Trend zu immer teureren Missionen erst einmal stoppt und wieder sich auf den ursprünglichen Sinn des Discovery Programmes besinnt. Maven wird 2013 starten und 2014 den Mars erreichen.

Links

Mars Rover Website

Athena Website

Johannes Gutenberg Universität

MPI Mainz


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