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Die BepiColombo Raumsonde und ihre Instrumente

Die Raumsonde BepiColombo ist die erste ESA Raumsonde zum Planeten Merkur und nach Rosetta die bisher kostspieligste des ESA Programmes. Um die Raumsonde und ihre wechselvolle Geschichte zu würdigen habe ich den Artikel in mehrere Teile aufgespalten. Der erste Teil informiert über die Projektgeschichte von den Anfängen bis zum Start. Dieser zweite Teil dann über die Raumsonde selbst und ihre Instrumente.

BepiColombo besteht aus vier einzelnen Modulen. Von der Spitze bis zur Basis sind dies:

Parameter Wert
Abmessungen: 3,90 x 3,60 m x 6,30 Spannweite 30,4 m
Masse: 4.100 kg beim Start
Experimente 11 + 5
Experimente: 80 + 40-45 kg

Das Bild zeigt links den MMO über dem MPO und MTM und rechts den Mosif

Der MPO

Der größere, europäische Orbiter ist der MPO (Mercury Planetary Orbiter). Er ist dreiachsenstabilisiert und gelangt in die niedrigere Umlaufbahn. Er wird von Astrium (heute EADS-Space and Defense) gebaut, die wiederum Thales Alenia Space als Hauptunterauftragnehmer mit den meisten Teilen beauftragt haben. Italien finanziert die Mission zu einem großen Teil und daher bekommen auch italienische firmen die meisten Aufträge. Der MPO hat die Form eines Trapezes auf dem ein Quader aufgesetzt wurde. Die Hauptherausforderung für die Konstruktion besteht in der Abschirmung der Hitze. Im Perihel von Merkur, bei dem sich der Planet bis auf 46,1 Millionen km der Sonne nähert, weniger als ein Drittel des Abstands der erde von der Sonne ist die Sonde folgender Hitze ausgesetzt:

Die Sonde muss also so gebaut werden, das der Großteil der bis zu 20 kW/m² Eingangsstrahlung nicht ins innere gelangen kann. Die Oberfläche kann bis zu 360 °C heiß werden. Im Inneren sollte die Temperatur bei 0 - 40 °C liegen. Die Sonde hat daher einen Hitzeschutzschild der immer zur Sonne weist. Er besteht aus einer äußeren Schicht aus Glasfasern, senkrecht angeordnet. Sie reflektieren möglichst viel der ankommenden Strahlung. Darunter ist der eigentliche Schild aus vier Lagen von Titan und Aluminiumfolien, jeweils getrennt durch querliegende Glasfasern.

An den Hitzeschutzschild schließt sich zuerst das Vakuum an, das verhindert das viel Energie durch Wärmeleitung übertragen wird. Auf der Raumsonde selbst ist eine mehrlagige Isolation die dann noch die abgestrahlte Wärme abhalten soll. Sie besteht aus zwei Teilen: einem äußeren aus 10 Lagen Upilex, einem hochtemperaturfesten Kunststoff, getrennt durch 10 Lagen Polyimidfolie und einem inneren Teil aus aus Upliex mit geprägter Struktur, ebenfalls 10 Lagen. Zusammen ist die MLI (Multilayer Isolation) 65 mm dick und wiegt 94 kg.

RadiatorTrotzdem wird noch Wärme durch Wärmeleitung ihren Weg nach innen finden. Sie wird über 97 Heatpipes auf einen spezielle entwickelten Radiator abgestrahlt. Der Radiator besteht aus kurvenförmigen Lamellen auf einer Unterlage. Sie können gedreht werden und so die Wärmeabgabe gesteuert werden. Eine große Herausforderung war dieser Radiator, da der MPO in einer merkurnahen Umlaufbahn verbleibt. Der MMO entfernt sich bis auf 11.640 km von der Oberfläche, MESSENGER die bisher einzige Merkur umkreisende Sonde sogar bis auf 13.500 km. Diese Sonden nehmen nur kurz die Wärme auf die von Merkur abgegeben wird, da sie sich rasch wieder von der Oberfläche entfernen. Dann haben sie dann mehrere Stunden Zeit. Beim MPO nimmt die Sonde dauernd Wärme auf, wenn auch in 1500 km Entfernung weniger als in 400 km. Der Radiator musste daher so ausgelegt werden, das er nicht nur die Wärme abstrahlt, sondern auch keine weitere von Merkur aufnimmt. Die bogenförmigen Lamellen bestehen daher aus zwei Teilen. Einer merkurzugewandten, blankpolierten Metallseite die Infrarotstrahlung weitestgehend reflektiert und einer rauen Rückseite die Strahlung gut abgibt. Er gibt 1.200 Watt an Abwärme der Instrumente und des MPO ab sowie 300 Watt an parasitärer Wärme (aufgenommene Wärme trotz Abschirmung).

Die Solarzellen haben das gleiche Problem. Hier ist es sogar verschärft, weil die Zellen fast das ganze Licht absorbieren. Man ging es durch zwei Maßnahmen an. Solarzellen die noch bis zu einer Temperatur von 250°C arbeiten und speziell dafür entwickelt wurden. Und einer Beschichtung der Paneele aus Spiegeln und Solarzellen. 60% der Oberfläche sind verspielt und nur 40% mit Zellen belegt. So wird jede Zellen von Spiegeln umgeben und kann an diese Wärme abgeben. Dias Solarpanel des MPO, das schon während der Cruisephase ausgefahren ist liefert auch über eine Verbindung in dem MOSIF den Strom für den MMO, der vom MOSIF umgeben ist. Dies erfolgt mit einer 60 V Leitung. Das Bordnetz des MPO arbeitet dagegen mit einer regulierten Spannung von 28 V. Eine 96 Ah Lithiumionenbatterie dient für die kurzen Perioden im Merkurorbit wenn das einzelne Solararray im Schatten liegt. Es ist zwar in zwei Achsen schwenkbar, aber dies kommt mehrmals pro Jahr vor. Bei Merkur liefert das Solararray bis zu 1000 Watt. Eine 96 Ah Batterie liefert Strom für die Zeit in der das Solararray im Schatten ist.

Das AOCS (Attitude and Orbit Control Subsystem) ist in jeder Raumsonde sehr wichtig, hat bei BepiColombo weil die Wärmeaufnahme minimiert werden muss eine besondere Rolle. Es besteht aus folgenden Komponenten:

Die Software des AOCS ist wegen der komplexen Mission mit antriebslosem Flug, Betrieb der Ionentriebwerke, chemischen Triebwerke, Vorbeiflügen und der wechselnden Distanz und Winkel zu Sonne und Merkur wesentlich umfangreicher als bei anderen Sonden oder Satelliten. Sie kennt 17 Modi. Eine Herausforderung ist das die Sonde bei einem Kontrollverlust oder Reboot des OnboardComputers (OBC) nicht durch die Sonne oder Wärme von Merkur beschädigt wird.

Da es bei Merkur durch die Sonnennähe längere Oppositionzeiten gibt bei denen Merkur hinter der Sonne steht und so durch die Störung von Radiowellen durch die Korona der Sonne kein Funkkontakt möglich hat der MPO einen großen internen Speicher (SSMM: Solid State Mass Memory) für Mediaten aber auch Telemetrie. Er ist 384 Gigabit groß. Er kann damit fast drei Monate an Meßdaten zwischenspeichern (man erhofft sich eine Datenmenge von 1550 GBit im ersten Betriebsjahr. Der Speicher SSMM (Solid State Mass Memory besteht aus 2 Modulen mit Speicherbausteinen. Es gibt 66 Unterteilungen, 50 für wissenschaftliche Daten und 16 für Engineeringdaten des MPO. Es ist der derzeit größte Massenspeicher an Bord einer ESA Sonde. Trotzdem entsprechen die 384 Gigabit nur 48 GByte, eine Datenmenge die heute auf eine Mikro-SD Karte passt. Dieses Missverhältnis liegt daran das die Elektronik die Hardware einsetzt die bei Entwicklungsbeginn 2007 verfügbar war und weltraumqualifizierte Hardware der Konsumerhardware nochmals hinterherhinkt, da sie besonders Strahlen- Spannungs- und Temperaturresistent sein muss. BepiColombo nutzt im OBC und in den Experimenten Varianten des Leon2 Cores, einem 32 Bit Mikroprozessor der auf der SPARC V8 Architektur. Eingesetzt werden vor allem ASIC-Varianten des Kerns, d.h. auf Basis der Sprache VHDL wird für die Anforderungen ein eigener CPU-Kern erzeugt und dann eine spezifische Schaltung nur für diesen Zweck erstellt.

Erstmals setzt eine ESA-Sonde auch das Ka-Band für wissenschaftliche Daten ein. Das Ka-Band hat eine Frequenz von 30-32 GHz und liegt damit fast 4-mal höher als das X-band, das die Standardverbindung ist. Je höher die Frequenzen sind desto kleiner ist der Öffnungswinkel der Antenne und desto mehr Bits kann man senden weil auf der erde ein stärkeres Signal ankommt. Allerdings ist das Ka-Band Wetterabhängig. Schon größere Wasserdampfmengen können das Signal stark dämpfen und die Verbindung kann dann abreisen. Bei Tests mit dem MRO war das X-Band zu 97% verfügbar, das Ka-Band nur zu 80 %. Die Strategie ist es daher die wissenschaftlichen Daten mit niedriger Priorität über das Ka-Band zu senden und die mit höherer Priorität mit dem X-Band. Durch den großen Massenspeicher kann man dann auch eine Sendung wiederholen wenn auf der Erde keine guten Empfangsbedingungen sind. Anders als beim X-Band bei dem man die Datenpakete 1-2 Tage im Voraus festlegen kann, hat die Planung im Ka-Band daher eine "Latenz" von 40 Tagen, da man Wiederholungen einplanen muss. Es ist zu hoffen, das die Datenrate deutlich besser werden kann, vor allem durch eine Verbesserung der Wettervorhersage auf der Erde. Eine Studie ergab, dass wenn man das Wetter bei der Empfangsstation für einen Tag präzise vorhersagen kann, man die Datenmenge um 20% erhöhen kann. Die Antenne hat einen Durchmesser von 1,0 m, die mittlere Datenrate beträgt 50 kbit/s, beim Merkur durch die stark schwankenden Abstand von der Erde aber mit großer Variation.

Primäre Empfangsstation ist die 35 m DSA-2 Antenne der ESA in Cebreros, 77 km von Madrid entfernt. Sie wurde als zweite ESA-Tiefenraumstation im September 2005 fertiggestellt und verfügt über Ka-Band Empfänger. Die ESA Station New Norica wird beim Einschwenken in den Orbit und in der Cruise Phase unterstützen.

Von den geplanten 1550 Gbit an Daten während der einjährigen Primärmission  sollen nur rund 741 GBit über das Ka-Band übertragen werden. Vielleicht steigert die ESA diese Rate noch wenn sie mehr Erfahrungen nach einigen Betriebsmonaten hat. Die mittlere Datenrate beträgt 50 kbit/s. Gesendet wird primär über eine an einem Mast bewegliche 1,1 m große Parabolantenne. Diese Hochgewinnantenne wird durch eine in zwei Achsen schwenkbare Mittelgewinnantenne ergänzt. Vor allem für Notfälle, weil sie keine Ausrichtung erfolgen. dienen zwei Niedriggewinnantennen. Je eine pro Seite der Raumsonde gestattet eine Kommunikation mit kleiner Datenrate auch wenn die beiden anderen Antennen nicht zur Erde zeigen. Alle Antennen sind qualifiziert für einen Betrieb selbst wenn sie sich auf 250 Grad Celsius erhitzen.

Parameter Wert
Abmessungen: 3,90 x 2,2 x 1,7 m
Masse: 1.150 kg im Merkurorbit
1.800 kg beim Start
Datenrate 50 kbit/s, 1550 GBit/Jahr
Experimente: 11

Das MTM

Das Mercury Transfermodule hat die Aufgabe die beiden Orbiter von einer Erdumlaufbahn zum Merkur zu bringen. Dort wird es abgetrennt und die Orbiter bremsen in eine Umlaufbahn ein. Das MTM besteht wiederum aus zwei eigenen Antriebssystemen. Einem CPS (Chemical Propulsion System) und einem MEPS (MTM Electric Propulsion System(. Das CPS ist verantwortlich für Schnelle Bahnänderungen so der Transfer vom GTO in die Fluchtbahn. Das SEPS wird zum einen nach dem Verlassen der Erde die Umlaufbahn so anpassen das die erde die Sonde zur Venus schickt und zum anderen im sonnennächsten Punkt die Bahn sukzessive absenken. Während des Flugs zu Merkur ist das MTM aktiv. MPO und MMO werden vom MSOIF umhüllt.

 Die Stromversorgung des MTM besteht aus zwei Paneelen mit einer Fläche von 40 m². Sie werden wenn die Kombination sich der Sonne nähert mehr und mehr von der Sonne weggedreht bis sie in 0,31 AE Entfernung 76 Grad zur Sonne geneigt sind. Sie liefern dann immer noch 13 kW und werden 190°C heiß. Das Wegdrehen beginnt bei 0,62 AE Entfernung. Die Solarpaneele verwenden dieselbe Technologie wie der MPO, aber ohne die Spiegel, die Temperaturregulation geschieht hier durch Wegdrehen. Maximal 11 kW werden von den Ionentriebwerken benötigt. Es gibt zwei Stromverteilungssysteme. Eines mit einer Spannung von 100 V für die Ionentriebwerke und ein zweites mit 28 V für die Bordelektronik. Eine 12 AH Lithiumionenbatterie dient als Puffer für die Ionentriebwerke und Phasen in denen die Paneele noch keinen Strom bekommen. Die Solarpaneele wiegen mit Stromverteilungssubsystem 290 kg. Sie versorgen auch den MMO und MPO während der Cruisephase. Die beiden Paneele sind in zwei Achsen drehbar.

Die Ionentriebwerke sind vom Typ T6 von QinetiQ. Sie wurden aus den T5 Triebwerken die den ESA Satelliten GOCE antrieben entwickelt. Es sind vier Triebwerke die nach dem Kaufmann-Prinzip arbeiten. Die Triebwerke haben vier Schublevel von 75, 100, 125 und 145 mN. Diese korrespondieren mit einem Stromverbrauch von 2431 bis 4654 Watt. Der spezifische Impuls beträgt zwischen 4000 und 4200 s. Die Triebwerke benutzen Xenon als Arbeitsgas das in Hochdrucktanks mitgeführt wird. 580 kg sollen für eine Geschwindigkeitsänderung von mindestens 5400 m/s ausreichen. Die Zuladung an Xenon ist die höchste die bisher eingesetzt wird. Der alte Rekord von 450 kg wird von Dawn gehalten. Der Druck in den Hochdrucktanks beträgt 150 bar. Ein Druckminderungssystem reduziert ihn auf 5 Bar in den Leitungen. An den Triebwerken liegt noch ein Druck von 2,5 bis 3 bar an.

Die Betriebsdauer und Zeit hängt stark von der gewählten Bahn ab die wiederum mit dem Startzeitpunkt zusammenhängt. Für den Start 2018 sind 756 Tage Betriebszeit in 22 Perioden, die längste 150 Tage lang geplant. Meist werden zwei Triebwerke betrieben. Es gab aber auch schon Pläne bei früheren Startgelegenheiten mit bis zu 880 Tagen Betrieb. 30 Tage vor und nach den Vorbeiflug werden die Triebwerke nicht betrieben um die Bahn ohne Störungen bestimmen zu können und gegebenenfalls die Anflugdistanz zu korrigieren. Dies geschieht dann mit dem chemischen Antriebssystem. Die Lebensdauer eines Triebwerks reicht nicht für die ganze Missionszeit aus, daher werden vier Triebwerke eingesetzt. Drei sollten aber für die Mission ausreichen.

Parameter Wert
Triebwerke: 4 T6 mit je maximal 0,145 N Schub. Lebensdauer 26.000 Stunden pro Triebwerk
Treibstoff: 580 kg Xenon in 3 Tanks., 157 kg Hydrazin
maximaler Stromverbrauch: 10,5 kW. Maximale Leistung 13,2 kW bei 0,3 AE, 40,9 m² Fläche
mittlerer spezifischer Impuls: 4200 s = 41.200 m/s
Schub: 0,12 - 0,29 N
Gesamtimpuls: 22,5 MN (5.760 m/s Geschwindigkeitsänderung)
Gesamtbetriebszeit: 47.446 Stunden
mittlerer Schub: 0,132 N

Dieses verwendet die Treibstoffe MMH (Monomethylhydrazin) und NTO (Stickstofftetroxid). Das CPS hat nur geringe Geschwindigkeitsänderungen durchzuführen. Durch den Wechsel von der Sojus auf die Ariane entfiel der 400 N Antrieb. Das CPS basiert auf dem Lagekontrollsystem des Eurostar 3000 Busses. Es setzt zweimal 12 x 10 N Triebwerke ein und ist redundant vorhanden. Die 157 kg Treibstoff reichen aus für alle Lageänderungen während der Cruisephase und eine Geschwindigkeitsänderung um 68 m/s.

Auch das MTM nimmt Wärme aus. Es wird daher wie der MPO vor Hitze geschützt: Es wird von einer mehrlagigen MLI umgeben. 63 Heatpipes leiten 2000 Watt Abwärme und bis zu 300 Watt an parasitärer Wärme zum Radiator des MPO. Die Struktur besteht aus kohlefaserverstärktem Kunststoff

MOSIFMOSIF

Der MOSIF (MMO SunShield and InterFace Structure) ist ein Schutzschild der während der Cruisephase den MMO umhüllt und auch die elektrischen Verbindungen zwischen MPO und MMO herstellt. Der MOSIF ist ein Kegelstumpf von 2,5 m Höhe bestehend aus einem äußeren Nextelgewebe und sieben dünnen Titanplatten getrennt durch Glas. MOSIF wird erst abgetrennt nachdem der MMO abgetrennt wurde. Sie schützt den MMO, de zwar für die Temperaturen bei Merkur ausgelegt ist, aber die Sonne fällt während der Reise unter einem anderen Winkel auf den MMO und die Kombination rotiert langsamer als der MMO, der 15-Umdrehungen pro Sekunde erreicht und so die Oberfläche kürzer der hohen Einstrahlung aussetzt. Der MOSIF weitet sich in einem Winkel von 16 Grad auf.

Im MOSIF befinden sich vier Löcher, zwei von je 140 mm Durchmesser und zwei von 170 mm Durchmesser durch die elektrische- und Datenleitungen zum MMO verlaufen.

Die Instrumente

Der MPO von  BepiColombo hat 11 Instrumente in einem Gesamtgewicht von 80 kg an Bord. Sie verbrauchen 100 bis 150 Watt an Strom. Bei den Instrumenten ist wie bei der Raumsonde selbst Italien am stärksten beteiligt. Deutschland ist beteiligt an den Instrumenten BELA, MPO-MAG (leitend), MERTIS (leitend), MIXS, SERENA-PICAM. Die folgende Tabelle gibt die wesentlichen Daten der Instrumente wieder. Allerdings sind diese in verschiedenen Dokumenten unterschiedlich. Für Simbo-Sys wird z.B. eine Masse von 7,2 kg, 11,5 kg, 13,8 kg genannt. Entsprechend schwankt auch die Gesamtmasse der Instrumente je nach Quelle zwischen 55 und 80 kg.


Instrument Gewicht Stromverbrauch
BELA 12,5 kg 20 - 52 W
Simbo-Sys 7,2 kg - 13,8 kg 23 W
SERENA 5,0 kg 21 W
MERMAG 2,0 kg 3 W
MERTIS 2,9 kg 8,5 W
MGNS 5,2 kg 4,0 W
MIXS 5,5 kg 15 W
SIXS 1,5 kg 4,0 W
MORE 3,3 kg 16 W
PHEBUS 4,6 kg 6,0 W
ISA 5,9 kg 7,0 W
Gesamt: 55,6 kg 159,5 W

SIMBIO-SYS – Spectrometers and Imagers for MPO BepiColombo Integrated Observatory

SIimbosys (Spectrometer and Imaging for MPO BepiColombo Integrated Observatory SYStem)  ist die Kamerasuite von BepiColombo. Sie besteht aus drei einzelnen Instrumenten die sich ergänzen. Es ist das erste Mal das Italien für ein Kamerasystem hauptverantwortlich ist. Notmalerweise stellt Italien bei ESA-Raumsonden eher Radar-Systeme und Spektrometer. Italien fertigt 80% von Simbo-Sys., Frankreich 20%, vor allem im Bereich der Elektronik.

Alle drei Kanäle verwenden eigene Teleskope die parallel zueinander angeordnet sind. Das veröffentlichte DTM nach den Ergebnissen von MESSENGER hat eine Auflösung von 150 m. SIMBO-SYS könnte sie also verdoppeln. Von Vorteil für die Kartierung ist das BepiColombo näher dem Planeten kommt. Messenger entfernte sich bis auf 13.500 km von der Oberfläche. SYBIOSYS ist gegenüber vorherigen Instrumenten der ESA z.B. an Bord von Mars Express und Rosetta vor allem relativ leicht und kompakt. Die Suite mit drei Einzelinstrumenten wiegt nur 11,5 kg

STC FiltranordnungDer STC besteht aus zwei katadoptischen Teleskopen von nur 15 mm Öffnung. Beide schauen 20 Grad zum Nadirpunkt (dem Fußpunkt wenn man senkrecht auf die Oberfläche schaut) und zwar eines in Flugrichtung und eines gegen die Flugrichtung. So erhalten die beiden Sensoren Aufnahmen aus zwei Blickwinkeln. Beide Optiken nutzen einen gemeinsamen Fokus in dem sich die Sensoren befinden. Es sind anders als bei bisherigen Instrumenten Array-CMOS Sensoren, keine Zeilensensoren. Als Sensorgröße werden 2048 x 2048 Pixel angegeben. Es wird ein Sensor verwendet auf dem oben das Bild des einen Teleskops und unten das Bild des anderen liegen. Der zentrale Bereich ist dann noch mit den vier Farbfiltern belegt, sodass folgende Anordnung resultiert. Da die Raumsonde sich über den Planeten bewegt erhält man in der Praxis so einen kontinuierlichen Streifen. Das ist ideal zum Kartieren des Planeten. Dazu trägt auch die Bahn bei: sie ist weniger elliptisch als die von MESSENGER. MESSENGER entfernte sich bis auf 15.000 km von der Oberfläche, BepiColombos MPO nur bis auf 1.400 km.

Geplant sind vor allem monochrome Aufnahmen. Durch drei Farbfilter wären auch Farbaufnahmen möglich, allerdings nicht in natürlichen Farben, da ein Filter im nahen Infrarot liegt und der Blaufilter fehlt. Gegenüber den Planungen von 2008 ist das Instrument deutlich leistungsfähiger geworden. Damals hatte der STC noch ein Gesichtsfeld von 5,3 Grad und eine Auflösung von 110 m.

 

Parameter Wert
Durchmesser des Teleskops 15 mm
Brennweite 90 mm
F/D 6
Gesichtsfeld 4 Grad
Pixelgröße 10 µm
Auflösung 23 Bogensekunden/Pixel = 114 µrad
Filter: Panchromatisch: 650 ± 125 nm
  Rot: 700 nm ± 10 nm
  Infrarot: 880 nm ± 10 nm
  Grün 550 nm ± 10 nm
Breite des Streifens: 50 km im Periherm
Größe eines Bildes: 2,4 Grad panchromatischer Filter
0,4 Grad Farbfilter

Der HRSC verwendet dieselben CMOS-Detektoren, hat ebenfalls drei Farbfilter nur etwas breitbandiger. Er verwendet jedoch ein größeres Teleskop. Mit 5 m Auflösung liefert der HRSC mehr als dreimal so scharfe Aufnahmen wie Messenger (18 m Spitzenauflösung). Er soll während der einjährigen Primärmission 20 % der Oberfläche mit einer Auflösung von 5 m oder besser erfassen. Das Teleskop ist ein katadioptisches System basierend auf der Ritchey-Chetrien-Bauweise mit einem Korrektor für die Koma. Anders als beim STC wird die gesamte Chipfläche benutzt, sodass man quadratische Einzelbilder anstatt einem Streifen gewinnt.

Parameter Wert
Durchmesser des Teleskops 100 mm
Brennweite 800 mm
F/D 8
Gesichtsfeld 1,47 Grad
Detektor: 2048 x 2048 Pixel
Pixelgröße 10 µm
Auflösung 2,57 Bogensekunden/Pixel = 12,5 µrad
Filter: Panchromatisch: 650 ± 200 nm
  Rot: 700 nm ± 20 nm
  Infrarot: 880 nm ± 20 nm
  Grün 550 nm ± 20 nm
Bildgröße:: 10,3 km x 10,3 km im Periherm

Der VIHI Kanal ist ein abbildendes Spektrometer: Ein Spektrum wird über einen HgCdTe-CCD ausgespreizt und so erhält man von einer Spalte ein Spektrum. Durch die Bewegung der Sonde erhält man dann ein Bild. Man hat sich Mühe gegeben, die Empfindlichkeit des HgCdTe-Sensors, die eigentlich Infrarotsensoren sind auf den sichtbaren Bereich auszudehnen. Durch 1024 x 1024 Pixel erhält man eine sehr gute spektrale und räumliche Auflösung. Im Normalfall werden die Pixel gebinnt und man erhält nur 256 Pixel in der Breite. Durch  die Tatsache, dass man das Spektrum quer über den Chip aufspreizt arbeitet VHI wie der STC als Pushbroom-Instrument, d.h. Es wird das Bild aus vielen einzelnen Zeilen aufgebaut die durch die Bewegung des Instrumentes über die Oberfläche resultieren. Man erhält so einen Streifen, nur mit dem Unterschied das jeder Punkt ein Spektrum mit 256 Punkten enthält. Alternativ ist es möglich einzelne Gegenden ohne Binning zu kartieren, dann steigt die räumliche Auflösung um den Faktor 4. VHI soll den ganzen Planeten mit 400 m Auflösung kartieren, 5% der Oberfläche mit 100 m.

Das Spektrometer MACS von Messenger als Vorgängerexperiment lieferte zwar auch Spektren mit spektralen Auflösung von 4 nm, aber die globale Abdeckung im Räumlichen lag nur bei 600 m.

Parameter Wert
Gesichtsfeld 3,7 Grad
Detektor: 1024 x 1024 Pixel, gebinnt auf 256 x 256 Pixel
Pixelgröße 30 µm
Auflösung: 50 Bogensekunden = 250 µRad
Spektrale Auflösung: 6,25 nm
Spektralbereich: 400 - 2000 nm
Bildgröße:: 25,8 km x 25,8 km im Periherm
Bodenauflösung: 400 m im Periherm beim Binnen, 100 m ohne Binnen

SIMBO-Sys ist das wichtigste Instrument von BepiColombo. Es hat das größte Gewicht und es steht für 70% des Datenvolumens. Die Datenrate kann 26 MBit/s erreichen. Die DPU verwendet einen ATMEL AT697 Prozessor, getaktet mit 100 MHz und ein Atmel AT280 FPGA. Es ist für die Verarbeitung der Messdaten zuständig und führt eine Wafelett-Komprimierung in Hardware durch.

BELA

Das BepiColombo Laser Altimeter BELA sendet Laserstrahlen zur Oberfläche und misst die zurückreflektierten Echos. Aus der Laufzeit der Signale kann man die Entfernung Merkur-BepiColombo bestimmen und wenn der Orbit bekannt ist (z.B. durch die Messungen von MORE) dann bekommt man so das topografische Profil der Oberfläche.

Bela sendet mit einer Frequenz von 10 Hz Impulse mit einer Energie von 50 mJ aus. Der Laser ist ein ND:YAG Laser mit einer Wellenlänge von 1064 nm, im nahen Infrarot. Der Empfänger ist eine Photodiode hinter einem Teleskop von 25 cm Durchmesser und 125 cm Brennweite (f/5). Das Teleskop wiegt durch eine Berylliumkonstruktion nur 0,6 kg. Bela liefert die Abstandsinformation eines Spots von 20 bis 50 m Durchmesser mit einer zeitlichen Auflösung von 2 ns (± 30 cm Distanzauflösung). Die optimale Distanz liegt bei rund 1000 km. Während des Überfluges liefert Bela einen Grundtrack mit einer Distanz von 260 m zwischen den Punkten. Der Abstand zwischen zwei Groundtracks liegt bei 26 km am Äquator und an den Polen kreuzen sie sich. Da Merkur in 59 Tagen um seine eigene Achse rotiert wird innerhalb eines Jahres die Distanz auf 6 km beim Äquator abnehmen.

Schon MESSENGER setzte ein Laser-altimeter (MOLA) ein. Da es aber nur unterhalb 1.000 km Höhe arbeiten konnte, deckte es nur die Nordhalbkugel ab. Interhalb 30 Grad gibt es Lücken.

MERMAG

Das deutsche Experiment (von der Universität Braunschweig) MERMAG (Mercury Magnetometer) auch MPO-MAG genannt, soll das Magnetfeld von Merkur und dessen Veränderung durch die Sonnenaktivität messen. Es besteht aus zwei identischen Digitalen Fluxgate-Magnetometern mit jeweils eigener Elektronik. Die beiden Magnetometer befinden sich an einem im Entfalteten Zustand 2,80 m langen Ausleger. Die Elektronik im inneren des MPO. Die beiden Magnetometer erlauben es Störeinflüsse durch Magnetfelder der Raumsonde wie ihrer Elektronik zu minimieren indem man das Signal des inneren Sensors, der mehr vom Magnetfeld des MPO spürt vom Signal des äußeren Sensors abzieht. MERMAG kann bis zu 128-mal pro Sekunde den Vektor des Magnetfeldes messen. Die Datenrate ist in Zweierpotenzen herabregelbar bis auf 0,5 Vektoren/s. Mermag ist für einen weitestgehend autonomen Betrieb mit nur wenigen Kommandos ausgelegt.

Der dynamische Meßbereich von MPO-Mag beträgt ± 2000 nT mit einer Auflösung von 2 pT. Damit ist seien Auflösung 15-mal kleiner als MESSENGERs Magnetometer

MIXS

Das Mercury Imaging X-ray Spektrometer (MIXS) misst die von der Merkuroberfläche reflektierte Röntgenstrahlung der Sonne und analysiert deren Spektrum. Röntgenstrahlen werden von Kristallstrukturen absorbiert und es werden Röntgenquanten mit einer je nach Kristallaufbau unterschiedlicher Energie wieder abgegeben. So kann man die mineralogische Zusammensetzung der Oberfläche bestimmen. Dieses Phänomen nennt man Röntgenfluoreszenz und MIXS betreibt Röntgenfluoreszenzanalyse. MIXS bestimmt das Energiespektrum im Bereich von 0,5 bis 7,5 keV Energie. Es kann damit die Menge der Elemente von der Ordnungszahl von Magnesium bis Eisen in den Gesteinen. Vor allem die Konzentration der Mengenelemente Mg, Al, Si, S, Ca, Ti und Fe wird bestimmt werden.

MIXS besteht aus zwei Teilinstrumenten, Beide hängen an demselben Wolter-Teleskop", die schräg einfallende Strahlen absorbiert und Röntgenstahlen durch Flache Reflexion an verspiegelten Flächen bündelt. Diese hat eine Fokallänge von einem Meter. An ihrem Ende steckt der Detektor MIXS-T der so ein Gesichtsfeld von nur 1 Grad hat. Auf halber Strecke (0,55 m) zweigt der Strahlengang zum Detektor MIXS-P ab, der dadurch ein größeres Gesichtsfeld von 10 Grad hat.

Detektoren sind in beiden Fällen Macropixel Active Pixel Sensor DEPFET (DEpleted P-channel Field-Effect Transistor) Arrays. Sie werden aktiv auf -40 Grad gekühlt. Beide haben 64 x 64 Elemente, dies bedeutet beim MIXS-T eine Auflösung von bis zu 10 km auf Merkurs Oberfläche. Im Mittel wird die Oberfläche mit 20 km Auflösung erfasst. MIXS-P hat durch das größere Gesichtsfeld eine Auflösung von 70 bis 270 km.

Damit die Daten von MIXS auswertbar ist muss die Intensität und das Energiespektrum der solaren Strahlen die reflektiert werden bekannt werden. Diese Daten liefert SIXS. SMART-1 führte das Instrument D-CIXS mit sich, das als Prototyp eines Röntgenstrahlenspektrometers für BepiColombo ausgelegt war. Es kartierte die Mondoberfläche mit 30 km Auflösung und entdeckte erstmals Calcium aus dem Orbit in der Mondkruste.


Parameter Wert
Energiebereich: 0,5 - 7,5 keV
Energieauflösung: 0,2 keV
Gesichtsfeld 10 Grad MIXS-P
1 Grad MIXS-T
Auflösung 10 Bogensekunden MIXS-P
60 Bogensekunden MIXS-T
Bodenauflösung: 10-20 km MIXS-T
70-270 km MIXS-P

SIXS

Das Solar Xray and Particles Spectrometer SIXS dient zum Messen der harten solaren Strahlung, vor allem aber auch damit man Referenzdaten der Eingangsstrahlung hat deren Flurorenzenzstrahlung MIXS misst.

SIXS ist ein Instrument mit einem großen Gesichtsfeld Es hat zwei Detektoren. Der eine misst Röntgenstrahlen und der zweite Teilchen (Elektronen und Protonen). Eine Stahlkappe mit einem dünnen Fenster lässt Röntgenstrahlen von oben auf den Röntgendetektor fallen. Sein Gesichtsfeld beträgt ein Viertel des gesamten Himmels. Der Partikeldetektor erfasst Teilchen die von einer ganzen Hemisphäre (180 Grad) kommen.

Der Röntgenstrahlendetektor erfasst Röntgenstrahlen mit einer Energie von 1-20 keV mit einer Energieauflösung von 0,3 keV. Der Partikelsensor detektiert Elektronen mit Energien von 0.1 bis 3 MeV und Protonen mit einer Energie von 1-30 MeV. Die Auflösung dE/E ist mit 0,7 relativ gering.

ISA

Das Italian Spring Accelometer ist ein sehr kleines und passives Experiment. Es beinhaltet hochsensitive Beschleunigungsmesser. Sie messen wann die Sonde beschleunigt wird. Dafür gibt es mehrere Ursachen:

Das Experiment selbst misst nur die Beschleunigung. Zusammen mit MORE, das die genaue Position des MPO im Raum und um Merkur ermittelt kann man Rückschlüsse auf die interne Struktur von Merkur aber auch die Störungen denen er durch die Sonne unterworfen ist ziehen.

Im ISA befinden sich drei Beschleunigungsmesser mit ihren zugehörigen Elektronikboxen. Dabei oszilliert eine Prüfmasse von 0,2 kg Gewicht. Beschleunigungen verändern die Eigenfrequenz der Prüfmasse von 3,5 KHz. Einmal pro Sekunde wird eine Messung gemacht. Damit können über die Zeitdauer eines Orbits Beschleunigungen in der Größenordnung von 10-8 m/s² gemessen werden. Um die Genauigkeit zu erhöhen wird ein Heizelement für eine konstante Temperatur sorgen, da die Temperatur sonst während eines Umlaufes um die Sonne um bis zu 25°C schwanken kann. Damit ISA verwertbare Resultate erzielt muss der Orbit über eine Umlaufperiode mit einer Genauigkeit von 1 m bekannt sein. Das ISA kann das Gravitationsfeld von Merkur mit einer Genauigkeit von rund 300 km "kartieren". Es wiegt 5,8 kg und verbraucht je nach Einsatz oder Wegelassen des Heizelementes zwischen 7,4 und 12,1 Watt an Strom.

MORE

Das Mercury Orbiter Radio Experiment benutzt die Sender der Raumsonde als Experiment. Dazu wird von der Erde ein von einem Wasserstoff-Maser abgeleitetes Signal mit einer sehr konstanten, zeitlich wenig variablen Frequenz zu dem MPO geschickt. Der empfängt es mit seinem Ka-Band Empfänger, verstärkt es und sendet es zurück zur Erde. Dort misst man bei Ankunft aif der Bodenstation den Dopplershift der ein Maß für die Geschwindigkeit zwischen Erde und Sonde ist. Da die Bewegung der Erde und der Station auf der Erde bekannt sind, bleibt noch die Bewegung der Sonde um Merkur und die Bewegung Merkurs um die Sonne. So kann man sowohl die Bewegung Merkurs auf seiner Bahn verfolgen wie auch Störungen der Umlaufbahn durch unterschiedliche Einflüsse wie Schwankungen in Merkurs Gravitationsfeld, abhängig vom Ort oder durch die Sonne bestimmen. Üblicherweise setzt man heute zwei Empfangsstationen (aber nur eine Sendestation) ein, denn wenn zwei Stationen das Signal empfangen sie aber räumlich getrennt sind, so sehen sie das Signal aus unterschiedlichen winkeln und aufgrund der Unterschiede in der Frequenz kann man so den genauen Ort der Sonde mit höherer Genauigkeit bestimmen. Diese Technik namens Delta-DOR wird seit einigen Jahren von der ESA genutzt seit sie mehr als eine Tiefenempfangsstation hat. Man erwartet bei MORE die Kenntnis des Orts des MPO bei einer Integrationszeit von 300 s auf 0,15 m genau bestimmen zu können. Unterstützt wird More durch die Kameras von Simbo-Sys: bei bekanntem Aufnahmezeitpunkt und Orientierung der Sonde kann aufgrund ihrer Bilder der grobe Ort im Raum bestimmt werden und als Basis für die genaue Berechnung dienen.

Da More die schon vorhandenen Sender benutzt, belegt es nur wenig zusätzliches Gewicht. Es muss noch eine zusätzliche Elektronik installiert werden.

SERENA

SERENA (Search Exopheric Refilling and Emitted NaturalAbundances) untersucht die Exosphäre von Merkur. Dazu misst es die Art und Energie von Teilchen, sowohl geladener wie auch neutraler Teilchen. Sie stammen zum Teil von der Oberfläche. Zum anderen entstehen sie durch Wechselwirkung mit den geladenen Teilchen des Sonnenwindes (vor allem Elektronen, Protonen und Heliumkerne). Dafür hat SERENA vier Teilinstrumente. Zwei erfassen neutrale Teilchen (ELENA und STROFIO), zwei andere bestimmen die Energie und Art von geladenen Teilchen (MIPA und PICAM).

ELENA (Emitted Low-Energy Neutral Atoms)  ist ein TOF-Analysator TOF-Time of Flight Analysatoren werden sonst bei Massenspektrometern eingesetzt. Dabei verschließt ein mit Ultraschall arbeitender Shutter die 1 cm² große Einflugöffnung und liefert einen Startzeitpunkt. Die Atome durchlaufen den Kanal und werden am Ende durch eine Reihe von MCP-Detektoren und diskreten Anoden. Sie formen ein eindimensionales Array von 4,5 x 76 Grad. Diese Detektoren bestimmen Art und Energie der auftreffenden Teiler. Der Shutter wird mit hoher Frequenz (20-50 KHz) betrieben. Elena liefert nur eine Dimension pro Messung. Die zweite resultiert durch die Bewegung von BepiColombo über die Oberfläche.

ELENA detektiert neutralen Wasserstoff und höhere Elemente mit einer Energie von 0,02 bis 5 keV abhängig vom Element. Die Geschwindigkeit kann durch das TOF mit einer Genauigkeit von 10% ermittelt werden. Die Ortsauflösung beträgt 4,5 x 4,5 Grad. Die Zeitauflösung 40 s.

STROFIO (Start from a Rotating FIeld mass spectrOmeter) ist ein Massenspektrometer das ebenfalls eine TOF-Kammer benutzt um die Teilchen zu trennen bzw. ihre Geschwindigkeit zu messen. Es verwendet eine neuartige Technik bei der das Radiofrequenzfeld für jedes Teilchen das den Einlass passiert, verändert wird.

Die PICAM (Planetary Ion Camera) ist eine neuartige Kombination die eine Abbildung der Ionenverteilung mit einer Massebestimmung verknüpft. Ein Schlitz engt das Gesichtsfeld ein und ein rotierender Spiegel und ein Tor verengen die erlaubte Einfaltsrichtung weiter auf 15 Grad ein. Ein weiterer Spiegel reflektiert dann die Ionen ein einen Verzögerungsprotentialanalysator mit MCP als Detektoren. Das zweidimensionale Array erlaubt eine Zuordnung nach Ort des Aufschlags. Das ganze Gesichtsfeld von 360 Grad wird zugänglich indem der obere Spiegel rotiert. PICAM hat eine räumliche Auflösung von 6 bis 10 Grad. Erfasst Ionen bis zur Atommasse von Xenon (132) mit einer Massenauflösung von 100. Die Energieauflösung beträgt 10 bis 50 % je nach Modus. Die optimale Zeitauflösung 10 Sekunden. Erfasst werden Ionen von 1 bis 3 keV Energie.

Nach einem ähnlichem Prinzip funktioniert MIPA (Miniature Ion Precipitation Analyser). Auch dies ist ein elektrostatischer Analysator nach dem TOF (time of Flight) Prinzip. Es ist aber für einen hohen Fluss optimiert, hat ein größeres Gesichtsfeld (22,5 x 90 Grad), geringere Massenauflösung (λM/M) von 5 bei Ionen von 15 eV bis 15 keV Energie.

MERTIS 

MERTISMertis – das Mercury Radiometer and Thermal Imaging Spectrometer ist ein Spektrometer für das mittlere Infrarot kombiniert mit einem Radiometer für die Messung der Oberflächentemperatur. Im mittleren Infrarot unterscheiden sich ähnliche Minerale deutlich im Spektrum. so soll MERTIs die mineralogische Zusammensetzung der Oberfläche bestimmen und über die Technologie eines "Pushbroom"-Instrumentes, das einen langen Streifen pro Orbit produziert die gesamte Oberfläche mineralogisch kartieren. Es ist ein abbildendes Spektrometer, analog dem VHI Kanal vom Simbo-Sys, nur arbeitet MERTIS im mittleren Infrarot, während der VHI Kanal im sichtbaren Licht und nahen Infrarot arbeitet. Ergänzt wird es durch ein Radiometer, ein Temperaturmeßgerät das die abgegebene Strahlung der Merkuroberfläche mit Thermophilen, empfindlichen Temperaturmesssensoren bestimmt.

Das Instrument besteht aus einem katadioptischen Teleskop mit einer Streulichtblende. Das Bild wird durch einen Strahlenteiler zum Bolometer aus 2 x 15 IR-empfindlichen Thermophilen und dem Spektrometer umgeleitet. Dieses spaltet das Licht durch ein Gitter in ein Spektrum auf, das auf ein 120 x 160 Pixel großes Bolometer-array geworfen wird. Dieses ist von 6-14 Mikrometer Wellenlänge empfindlich. Die Bolometer dagegen bis 40 µm.

Für die Kalibration des Radiometers gibt es eine Quelle mit einer konstanten Temperatur zwischen 300 und  700 K (27 bis 427 °C). Mit zwei in unterschiedlichen Spektralbereichen sensitiven Thermophilen kann man die Temperatur durch Bestimmung des Strahlungsmaximums bestimmen. Das Instrument ist so ausgelegt das es auch auf der Nachtseite Temperaturen bestimmen kann (unterer Messbereich 80 K)

MERTIS wird den gesamten Planeten mit einer Auflösung von 500 m kartieren, 5 bis 10 Prozent der Oberfläche werden mit der vollen Auflösung von 280 m erfasst. MERTIS ist für ein Instrument dieser Bauweise extrem kompakt gebaut und wiegt nur 3,3 kg. Geplant ist es im Perihel wenn die Umlaufbahn im Periherm der Nachtseite am nächsten ist vornehmlich Temperaturmessungen zu machen und im im Aphel, wenn die Oberfläche im Periherm beleuchtet ist spektroskopische Messungen zu machen.

Parameter Wert
Optik: Brennweite: 50 mm, Durchmesser 25 mm, F/D 2
Spektralbereich: 7-14 mm Spektrometer
7 - 40 µm Radiometer
Gesichtsfeld:: 4 Grad
Detektoren: 120 x 160 Pixel Bolometer je 35 µm
(genutzt: 80 spektral, 100, räumlich)
2 x 15 µm Thermophilen je 200 µm
Auflösung 90-200 nm Spektral, 144 Bogensekunden räumlich
Spektrale Auflösung 78 - 156 λ/Δλ
Bodenauflösung: 280 m im Perherm (Spektrometer)
2000 m Radiometer
Temperaturauflösung: 1 K

MGNS

MGNS - Das Mercury Gamma-Ray and Neutron Spectrometer ist ein Instrument zur Messung von Gammastrahlung und Neutronen. Gammastrahlen stammen zum einen aus der kosmischen Strahlung, zum anderen emittieren auch die drei radioaktiven Elemente Kalium, Uran und Thorium Gammastrahlen wenn Isotope dieser Elemente zerfallen (alle Isotope von Thorium und Uran sind radioaktiv, bei Kalium hat ein Isotop eine so lange Halbwertszeit, das es heute noch zerfällt). Diese Gammastrahlung hat eine spezifische Energie und kann so von der kosmischen Strahlung unterscheiden werden. Die kosmische Strahlung wird von Mineralien aufgenommen, schlägt Elektronen aus dem Kristall aus, und die rückgestreute Strahlung hat dann ebenfalls je nach Kristallstruktur eine bestimmte Energie.

Neutronen entstehen erst in planetaren Atmosphären oder der Oberfläche, wenn Protonen auf andere Atomkerne prallen und dabei ein Neutron freigesetzt wird. Dieses wechselwirkt dann mit der Materie. Neutronen sind anders als Protonen sehr durchdringend und können je nach Zusammensetzung der Oberfläche einige Hundert Meter Tiefe erreichen. Man kann daher sehr tief in die Oberfläche schauen. Man kann anhand der Energie unterscheiden ob die Neutronen von leichten Elementen (vor allem Wasserstoff) beeinflusst haben. Leichte Elemente bremsen Neutronen besonders gut ab, Metalle, die meist schwere Elemente sind kaum. So kann man unterirdische Wasservorkommen nachweisen. Manche Theorien gehen davon aus, das in tiefen Kratern an den Polen, wo die Sonne die Oberfläche nie erreicht auch über Jahrmilliarden die Temperaturen so niedrig belieben könnten, das sich dort Wasser in Form von unterirdischem Eis hält.

MGNS kann Neutronen aus einer Tiefe von 1-2 m nachweisen. Diese wechseln mit den Gesteinen der Oberfläche und produzieren dann Gammastrahlen mit charakteristischen Wellenlängen. So kann MGNS die chemische Zusammensetzung der Oberfläche mit einer (groben) Auflösung von 400 km bestimmen. Als zweites Ziel kann man die Dichte der Oberfläche mit einer Genauigkeit von 0,1 g/cm³ bestimmen. Die geringe Ortsauflösung ergibt sich aus der Messzeit von 10 Stunden für eine Region, einem systemimmanenten Nachteil der Gammastrahlenanalyse.

MGNS besteht aus zwei Segmenten mit insgesamt fünf Detektoren. Ein Detektor (SCD/G) misst Gammastrahlen, die andern vier Neutronen. Der Detektor für hochenergetische Neutronen ist zusätzlich von einem Mantel aus Kunststoff umgeben der vor dem Eindringen von extern erzeugten Neutronen quer zur Detektorrichtung verhindert. Der SD1 Zähler ist zusätzlich von einem Cadmiumschild umgeben, der ganz energiearme ´Neutronen absorbiert. Der DS2 Zähler ist identisch aber ohne Abschirmung. Die Energie von Neutronen wird durch Differenz der Zählraten zwischen SD1 und SD2 ermittelt. SD1/SD2 detektieren Neutronen mit einer Energie unter 0,4 eV. Derartige Neutronen sind thermale Neutronen.

Der MD Detektor ist noch stärker abgeschirmt durch Stilben, einen Kunststoff und Cadmium. Sie schirmen die Neutronen mit Energien von unter 0,4 eV ab. Die Differenz der Zählraten von SD2 und MD ergibt dann den Flux der epithermalen Neutronen mit Energien von 0,4 bis 500 keV. Der Detektor SCD/N nutzt einen Stilben-Kristall, der beim Auftreffen von Neutronen einen Lichtblitz erzeugt. Um Protonen und andere Neutronen abzuschirmen ist auch er von einem Kunststoffschild abgeschirmt. Zusammen mit dem Detektor APS der einen Antikonzindenz-Schild hat misst man den Flux der hochenergetischen Neutronen zwischen 0,3 und 10 MeV. Das Instrument hat eine Energieauflösung von 3% bei 662 keV. Die Energie wird in 4096 Kanälen zwischen 0,3 und 10 MeV gemessen.

Gammastrahlen werden durch einen Szintillationszähler erfasst. Ideal wäre ein Germaniumkristall gewesen, der eine höhere Energieauflösung hat und empfindlicher reagiert. Doch er erfordert eine Kühlung. Das erhöht die Masse und den Stromverbrauch des Instrumentes, vor allem in einer Hochtemperaturumgebung wie bei Merkur. Man entschied sich daher für einen Kristall aus LaBr3(Ce), der bei Auftreffen von Gammastrahlen einen Lichtblitz aussendet. Dieser Kristalltyp wurde schon an Bord der ISS getestet.

Russland hat eine große Erfahrung mit dem Bau von Gammastrahlen und Neutronenspektrometern. So wurde dieses Instrument vom russischen Institut für Weltraumwissenschaften der Roskomos entwickelt, obwohl Russland finanziell nicht an BepiColombo beteiligt ist. Russland hat auch schon Gammastrahlen- und Neutronenspektrometer für US-Raumsonden wie Mars Odyssey entwickelt und derzeit ist ein ähnliches Instrument an Bord von Exomars dabei.

PHEBUS

PhebusPhebus  (Probing of Hermean Exosphere By Ultraviolet Spectroscopy) ist ein UV-Spektrometer für das ferne und extreme UV. Merkur hat eine extrem dünne Atmosphäre. Sie ist im visuellen durchsichtig, aber die Atome werden von solarer Strahlung getroffen, absorbieren diese und geben dann Licht im UV-Bereich in diskreten Wellenlängen ab. Phebus misst diese Strahlung und stellt so die Zusammensetzung, Dichte und zeitliche Veränderung der "Atmosphäre" von Merkur fest. Damit die Sonne die emittierte UV-Strahlung nicht überdeckt geht dies nur an der Tag- und Nachtgrenze von Merkur.

Phebus ist ein klassisches Spektrometer: Licht durch eine Eingangspupille wird durch einen drehbaren Spiegel auf zwei Gitter geworfen, die es in zwei Spektren auftrennen. Je ein Spektrum wird von einem Sensor empfindlich im extremen UV (EUV) und einem im fernen UV (FUV) geworfen. Der FUV-Detektor ist primär empfindlich zwischen 145 und 315 nm, erfasst mit geringerer spektraler Auflösung aber auch den Bereich jenseits von 315 nm, so die im sichtbaren lokalisierten Linien bei 404 und 422 nm.

Der EUV Detektor erfasst das primäre Spektrum zwischen  55 und 150 nm, aber auch das sekundäre Spektrum zwischen 25 und 50 nm. Detektoren sind beides Mal Microchannelplates (MCP). Insgesamt erreicht so das Instrument im Spektralbereich zwischen 50 und 315 nm eine spektrale Auflösung von 1 nm.

Das Licht fällt nicht direkt auf den Spiegel, sondern durch eine Blende die in einer Richtung um 360 Grad und in einer anderen um 13 Grad gedreht werden kann. Kalibriert wird es durch die Spektroskopie von Sternen mit bekannten UV-Spektren. Ergänzt wird es durch einen kleinen UV-Imager, eine Kamera empfindlich für das UV.

Die Blende hast eine Öffnung von 8,3 Grad. Die Optik engt dann das Gesichtsfeld auf 2 x 0,1 Grad ein.

Der MMO

MMODer japanische MMO ist viel einfacher als der europäische MPO aufgebaut. Er ist wie frühere japanische Raumsonden rein spinstabilisierter Zylinder von 180 cm Durchmesser und 90 cm Höhe. Die Rotation hat mehrere Vorteile. Zum einen stabilisiert sie den Satelliten, ohne Treibstoff zu verbrauchen. Zum Zweiten ist so nur ein Teil der Oberfläche der Sonne ausgesetzt und er kühlt sich dann wieder ab, wenn er dem freien Weltraum ausgesetzt wird. Dieses Konzept ermöglichte schon den deutschen Helios Sonnensonden einen mehrjährigen Betrieb bei noch kleinerer Entfernung zur Sonne. Zudem soll der Satellit die Magnetosphäre und Plasmaumgebung des Merkurs erkunden. Durch die Rotation sehen so die Instrumente bei einer Umdrehung die ganze Umgebung des MMO.

An der Außenseite sitzen unten die Instrumente, der obere Teil ist zum Teil mit Solarzellen bedeckt, die Strom liefern. Die Oberfläche ist aber viel größer als der Strombedarf, so ist ein Großteil verspiegelt, um gar nicht erst Strahlung aufzunehmen. die beiden Decks haben jeweils 40 cm Höhe. 50 % des oberen Decks ist mit Solarzellen belegt.

Die Lagereglung erfolgt mit Stickstoff-Druckgas. 25 kg befinden sich an Bord.

In der Mitte sitzt die 0,8 m große Hochgewinnantenne. Japan hat eine eigene 64 m große Empfangsantenne und nutzt nicht das ESA-Netzwerk.

Der MMO verbleibt in dem ersten Orbit von 400 x 12.000 km Entfernung. Damit durchläuft er die Plasmasphäre, die sich auf der merkurabgewandten Seite weit hinter den Planeten erstreckt. Die beiden Orbits sind so abgestimmt, dass der MPO genau die vierfache Umlaufszeit des MMO hat. Die räumliche Position nach einem Umlauf des MMO also die gleich ist. So kann ein Phänomen, das beobachtet wird, besser eingeordnet werden.

Die Daten werden in der Mitte durch eine 0,8 m große X-Band Antenne mit im Mittel 5 Kbit/s übertragen. 160 GBit pro Jahr sollen es werden.

Die Experimente des MMO bestehen aus sechs Instrumenten. Ein Instrument untersucht mit verschiedenen Detektoren niedrig- und hochenergetische Teilchen. Weitere Detektoren bestimmen die Masse von Teilchen und erfassen neutrale Teilchen, die von der Oberfläche durch Beschuss freigesetzt werden.

Ein Zweites macht Magnetfeldmessungen. Merkur hat einen flüssigen Kern und damit ein kleines Magnetfeld, das mit dem Sonnenwind interagiert. Die Magnetometer befinden sich an zwei 5 m langen Auslegern.

Vier Antennen von je 15 m Länge empfangen Radiowellen, die von Elektronen abgegeben werden, wenn sie durch ein Magnetfeld aus einer Bahn abgelenkt werden.

Der Sonnenwind führt dazu, dass feiner Staub und Atome des Oberflächenmaterials freigesetzt werden und Atome des Oberflächenmaterials freigesetzt werden. Zwei Experimente bestimmen daher die Menge und Verteilung des Natriums anhand ihrer charakteristischen Emission bei 589 nm und detektieren Staub.

Das Magnetometer MGF benutzt den gleichen Sensor wie MERMAG des MPO am Ende des 4,4 m langen Auslegers und einen von der JAXA entwickelten Sensor, 1,6 m vom MMO entfernt. Beide Sensoren haben dieselben Charakteristiken: Maximal detektierbares Magnetfeld: 2000 nT, Auflösung 3,8 pT, maximal 128 Vektoren/s.

Der Staubdetektor MDM (Mercury Dust Monitor) hat vier Sensoren aus 2 mm dickem Blei-Zitkoniumtitanat, einem piezoelektrischem material das bis zu 230°C belastbar ist. Ein Einschlag auf der Sammelfläche von 64 cm² im Mantel produziert bis zu 1,000 Messpunkte. 30 Ereignisse können in der DPU gespeichert werden, 1000 bis 200 Ereignisse werden erwartet. Quelle sind Asteroiden von denen Staub durch hocheneregtsiche Strahlen freigesetzt wird und der durch den Poynting-Robertson-Effekt (Strahlungsdruck der Sonne) sich der Sonne nähern.

Das MPPE (Mercury Plasma and Particle Experiment) ist eine Suite aus verschiedenen Detektoren. Niedrigenergetische Elektronen von 5 eV bis 30 keV werden von zwei elektrostatischen Analysatoren MEA1 und MEA2 erfasst. Sie bilden einen Winkel von 90 Grad. Der High Energy Particle Detektor erfasst die hochenergetischen Elektronen mit Energien von 30 bis 700 keV.

Ionen werden erfasst durch den Mercury Ion Analyzer (MIA), Mercury mass Spectrum Analyzer (MSA) und ebenfalls durch den HEP-Sensor. MIA ist empfindlich von 5 bis 30 keV, MSA von 5 bis 40 keV. HEP detektiert Ionen von 30 keV bis 1,5 MeV Energie. MIA, MSA und MEA1 / MEA2 befidnen sich an vier Ecken des Zylinders.

Neutrale, nicht geladene Atome werden vom Energetic Neutrals Analyzer (ENA)  erfasst.

Der MSASI (Mercury Sodium Atmospheric Spectral Imager) ist ein Spektrometer das nur um die Absorptionslinie von Natrium bei 589 nm (± 0,028 nm) operiert und hier die Emission von angeregtem Nartrium misst. Aufgrund des schmalbandigen Bereichs kann es Natrium selbst über der Merkuroberfläche und nicht nur im freien Weltraum nachweisen. Es besteht aus einem Fabry–Perot  Spektrometer mit einem schmallbandigen Filter. Aus dem Sensor wird nur ein Pixel ausgelesen. Dies dauert nur 2 ms. Ein Bild wird durch synchrones schwenken des Sekundärspiegels um 30 Grad und Rotation der Sonde erreicht. So wird ein 30 x <360 Grad Streifen mit einer Auflösung von 0,18 Grad (166 x <2000 Pixel) abgebildet.

Die Plasma Wave Investigation (PWI) besteht aus zwei senkrecht zueinander stehenden je 16 m langen Antennen an die je zwei Sensoren für das elektrische und magnetische Feld angeschlossen sind. Empfänger untersuchen dann das magnetische und elektrische Feld und messen Wellenform und Frequenzspektrum. LF-SC (Low-Frequency Search Coils) und DB-SC (Dual-Band Search Coil) messen das Magnetfeld. LF-SC misst Wellen von 0,1 bis 20 KHz. DB-SC misst neben dem Bereich den LF-SC abdeckt auch Wellen von 10 bis 640 kHz. Radiowellen von einer Frequenz bis zu 10 MHz werden durch drei Empfänger bestimmt.

 

Links

http://sait.oat.ts.astro.it/MSAIS/9/PDF/173.pdf

http://www.asi.it/sites/default/files/20081023114952SIMBIO-SYS.pdf

http://esaconferencebureau.com/custom/icso/Papers/TPosters/11_DaDeppo_ICSO_1981911.pdf

https://directory.eoportal.org/web/eoportal/satellite-missions/b/bepicolombo

http://erps.spacegrant.org/uploads/images/2015Presentations/IEPC-2015-132_ISTS-2015-b-132.pdf

EPC-2013-114.pdf

https://www.cosmos.esa.int/web/bepicolombo/more

http://meetingorganizer.copernicus.org/EPSC2013/EPSC2013-112.pdf

https://arc.aiaa.org/doi/pdf/10.2514/6.2014-1886

http://esaconferencebureau.com/custom/icso/2012/papers/FP_ICSO-029.pdf

https://indico.esa.int/indico/event/53/session/9/contribution/46/material/1/0.pdf

http://sait.oat.ts.astro.it/MSAIS/16/PDF/22.pdf

http://www2.fzg.oeaw.ac.at/iwf/fileadmin/publications/bepicolombo/baumjohann_et_al_2010a.pdf

http://sait.oat.ts.astro.it/MSAIS/9/PDF/170.pdf

http://www.dlr.de/en/Portaldata/48/Resources/dokumente/projekte/mertis/MERTIS-ILA-V1a.pdf

https://www.hou.usra.edu/meetings/lpsc2014/pdf/1912.pdf

http://www.uni-muenster.de/imperia/md/content/planetology/personalpages/125222_1_art_0_k3sgwj.pdf

https://www.researchgate.net/profile/Alan_Owens4/publication/232374025_The_Mercury_Gamma_and_Neutron_Spectrometer_MGNS_on_board_the_Planetary_Orbiter_of_the_BepiColombo_mission/links/0912f51094d5276bff000000.pdf

http://www.brera.inaf.it/schiaparelli2010/documents/M_Novara_1.pdf

http://www.brera.inaf.it/schiaparelli2010/documents/M_Novara_2.pdf

 


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