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Die Mars Express Mission ist der
seit den Viking Sonden anspruchsvollste Orbiter beim Mars. Da Mars Express eine
sehr komplexe Sonde mit ausgeklügelten Experimenten ist habe ich in einem
Aufsatz die Raunsonde und ihre Experimente
beschrieben. In diesem zweiten Aufsatz geht es um die eigentliche Mission. Der
britische Lander Beagle 2 ist Gegenstand eines
weiteren Artikels.
Mars Express war so gebaut worden, dass er mit einer Sojus oder einer Delta 2 gestartet werden konnte. Die ESA favorisierte die Sojus. Zum einen verfügt sie über eine etwa 10 % höhere Nutzlast, zum anderen ist sie preiswerter und wird von einem Unternehmen (Starsem) vermarktet, bei welchem auch europäische Firmen zur Hälfte beteiligt sind. Von dieser Rakete wurde ein neues Modell mit der Fregat Oberstufe (entstanden aus dem Traktorblock von Venera 15+16, Phobos 1+2 und Mars 96). Diese wurde ab dem Februar 2000 zuerst in zwei Qualifikationsflügen getestet. Später transportierte sie die vier Cluster Satelliten und wird auch 2005 die Raumsonde Venus Express starten.
Das Startfenster für Mars Express öffnete sich 23.5.2003 und schloss sich am 21.6.2003. Am 28.6.2003 gab es noch eine Startgelegenheit mit Einschränkungen im Orbit, danach hätte man bis 2007 warten müssen. Verzögerungen im Vorfeld (es mussten defekte Elektronikteile ausgewechselt werden) führten zu einem Start am 2.6.2003. Die Sojus-Fregat, die vorher von Starsem in vier Flügen schon verwendet wurde, funktionierte perfekt und brachte Mars Express auf eine Bahn zum Mars. Am 4.6.2003 wurden die Solarpanels entfaltet, etwas später die Verriegelung des Landers gelöst, welche ihn für den Start fixierte. Am 8.7.2003 machte die HRSC eine Aufnahme von Erde und Mond und sandte sie zur Erde. Bald nach dem Start stellte man fest dass einige Solarpanels nicht mit dem Stromversorgungssystem der Sonde verbunden waren und die Sonde so nur 70 % des Stroms der Solarzellen nutzen kann. Am 19.12.2003 wurde Beagle 2 pyrotechnisch von Mars Express abgetrennt. Da Beagle 2 keinerlei Korrekturtriebwerke hat, richtete Mars Express sich dazu auf das Zentrum der 46 × 114 km breiten Landeellipse aus. Beagle wurde in Rotation versetzt und mit 0.5 m/s abgetrennt. Eine Ingenieurskamera (VMC) hat dies aufgenommen und ein Bild gemacht.
Danach hat am 20.12.2003 der Orbiter seinen Kurs geändert, um nicht wie Beagle 2 mit dem Mars zu kollidieren. Am 25.12.2003 wurde das Haupttriebwerk zum ersten mal gezündet und innerhalb von 37 min die Geschwindigkeit von Mars Express um 1000 m/s verringert. Damit war Mars Express zu einem Marssatelliten geworden.
Nach dem Einbremsen in den Orbit landete Mars Express
zuerst in einer ersten Bahn von 250 × 150.000 km 25° zum Äquator
geneigt. Am 30.sten Dezember, 5 Tage nach dem Einschwenken in den Orbit, wurde
dieser erste Orbit mit 4 Triebwerkszündungen korrigiert in einen 258
× 115.60 km hohen Orbit mit 86.3° Inklination. Damit hat das
Haupttriebwerk die Geschwindigkeit um 1300 m/s verringert und der
endgültige Orbit ist erreicht. In diesem Orbit macht nun Mars Express
während der 1.5 Stunden rund um den Marsnächsten Punkt die
Beobachtungen, danach dreht er sich, so dass die Kommunikationsantenne zur Erde
zeigt und sendet die Daten zur Erde über die nächsten 6 Stunden.
Der Orbit ist so gewählt, das Mars Express elfmal den Mars in vier Tagen umrundet. Danach befindet sich die Sonde fast wieder am selben Platz. Fast bedeutet, das die Sonde einen kleinen Versatz hat, der genau der Breite eines HRSC Bildstreifen entspricht. Zudem wandert der marsnächste Punkt der Bahn vom Juni 2004 vom Südpol an den Nordpol und wieder zurück. So kann die HRSC den ganzen Mars kartieren. Wenn die Mission verlängert wird auf 4 Jahre, so könnte die HRSC die Gebiete besser erfassen, die bei dem ersten Überflug weiter von der Kamera entfernt waren und so den gesamten Mars mit 20 m Genauigkeit kartieren. Das ist eine Steigerung um den Faktor 5 gegenüber den derzeitigen Karten die auf dem Gerät THEMIS an Bord von Odyssey 2001 beruhen.
Der Verlust von 30 % elektrischer Leistung bewirkt, dass man öfter die Batterien aufladen will um die Kommunikationsphase aufrecht zu erhalten. Man will nun immer wieder reine Beobachtungsorbits (in denen während 6 h die Batterien aufgeladen werden) und reine Kommunikationsorbits (in denen nur gesendet wird) einschieben. Betroffen davon ist vor allem die HRSC, da sie das Instrument mit der höchsten Datenrate ist. Hier denkt man daran die Bilder stärker zu komprimieren. Anstatt um den Faktor 4-6 um den Faktor 8-10.
Täglich sendet
der Orbiter mindestens 8, je nach Position des Mars bis zu 11 Stunden am Tag
zur ESA Empfangsstation in New Norica., Australien. Je nach Entfernung von der
Erde sind dies 1-6 Gigabit an Daten, mehr als jede Marssonde vorher zur Erde
sandte. Problematisch ist, dass es bis November 2004 nicht gelang das MARSIS
Instrument zu entfalten. Man fürchtet eine Beschädigung der Sonde
durch die zurück schwingenden Antennen. Offensichtlich hat man hier nicht
ausgiebig vorher getestet oder beim Entwurf geschlampt. Ursprünglich
sollte MARSIS im April 2004 entfaltet werden. Ob MARSIS jemals entfaltet wird
ist offen. Am 12.11.2004 wurden Aufnahmen des Marsmondes Phobos
veröffentlicht. Anders als die amerikanischen Marssonden verbleibt Mars
Express in einem stark elliptischen Marsorbit, der den von Phobos kreuzt. Es
gelangen Aufnahmen mit 7 m Auflösung aus 200 km Entfernung. Weitere
Aufnahmen aus den Orbits 413, 649, 682, 715, 748 aus größerer
Entfernung zeigten auch andere Teile der Oberfläche. Damit ist Phobos von
Mars Express erheblich besser kartiert worden als von den amerikanischen
Raumsonden Mars Global Surveyor und Viking, die zwar
auch hochauflösende Aufnahmen anfertigten, aber nur von Teilen der
Oberfläche.
Nach 13 Monaten HRSC Betrieb (vom 9.1.2004-9.2.2005) gab es von dem HRSC eine erste Bilanz: Die HRSC hat in dieser Zeit 410 Gigabyte an nutzbaren Daten geliefert, mehr als die beiden Viking Orbiter in 4 Jahren. 20 Prozent der Oberfläche konnten in einer sehr guten Auflösung erfasst werden. Bis zum Jahre 2007 könnte die gesamte Oberfläche erfasst werden.
Am 25.2.2005 gab die ESA eine Pressekonferenz in der alle Teams über
ihre vorläufigen Ergebnisse berichteten. Bis zu diesem Zeitpunkt war die
Öffentlichkeitsarbeit der meisten PI (Principal Investigator) nur als sehr
bescheiden zu kennzeichnen. Eine Ausnahme bot das Team der HRSC Kamera, die
wöchentlich kommentierte Bilder der HRSC publizierten. Von den anderen
Experimenten hatte man nur einmal seit dem Erreichen der Umlaufbahn
gehört.
Das ASPERA Team hatte die Verlustleistung der Atmosphäre durch Sonnenwind auf 100 t pro Tag bestimmt. Beim Mars hatte der Sonnenwind noch eine Geschwindigkeit von 400 km/s. Er dringt stark auf die Tagseite der Atmosphäre ein und beschleunigt dabei schwere Ionen. Heute ist der planetare Wind vom Mars dominiert von atomaren und molekularen Sauerstoff, man findet aber auch das schwerere Kohlendioxid. Zu vermuten ist, dass Wasser auf dem gleichen Weg verloren ging.
Das SPICAM Team präsentierte erste Karten der Ozon und Wasserdampfkonzentration in der Atmosphäre. Ozon ist auf dem Mars ein Spurengas, noch seltener als auf der Erde. Es kommt hundert mal weniger häufig als auf der Erde vor, so dass es keine echte Ozonschutzschicht gibt sehr viel solare UV Strahlung den Boden erreicht. Die Vermutung dass Wasser das Ozon zerstört konnte bestätigt werden. Dies könnte auch für die Erde wichtig sein, denn der Wassergehalt der Stratosphäre steigt seit einigen Jahren an. Auf der Nachtseite konnte NO nachgewiesen werden. Noch voll im Gange ist die Auswertung der Daten über dichte, Temperatur und atmosphärische Bewegungen.
Das PFS Team konnte die (schon früher gemeldete) Entdeckung von Methan und Formaldehyd bestätigen. Es gibt im Mittel 11 ppb Methan und 130 ppb Formaldehyd in der Atmosphäre. Dabei entsteht der Formaldehyd aus dem Methan durch Oxidation. Die Raten liegen bei 150 bzw. 2.5 Millionen Tonnen pro Jahr. Von Bedeutung ist, dass beide Gase nur sehr kurz in der Atmosphäre stabil sind: Methan hat eine mittlere Verweildauer von 300-600 Stunden und Formaldehyd eine von 7.5 Stunden. Auf der Erde entsteht Methan durch vulkanische Tätigkeit und biologische Tätigkeit (Zersetzungsprozesse in sauerstoffarmen Milieu). Das Vorkommen von Methan korreliert dabei mit dem von Wasser. Woher es kommt ist noch offen. Entsteht der Formaldehyd durch Oxidation von Methan so wäre dies ein starkes Indiz, dass es heute noch Leben auf dem Mars gibt. Selbst eine geologische Herkunft wäre jedoch sensationell, denn bisher ging man davon aus, dass die Vulkane die man auf dem Mars sieht seit langem inaktiv sind.
Nach Formisanos (PI PFS) Hochrechnungen müssten
jährlich 2,5 Millionen Tonnen Methan auf dem Mars neu gebildet werden.
Davon entfallen gerade einmal 100.000 Tonnen auf Vulkanismus oder
Meteoriteneinschläge. Die Differenz könne nur durch Methan
produzierende Bakterien bereitgestellt werden. Erhärtet wird seine
Schlussfolgerung durch die ausgesprochen ungleichmäßige Verteilung
des Gases. Die höchsten Methankonzentrationen fand er dort, wo auch die
größten Mengen Wasserdampf gemessen wurden. Also genau in jenen
Regionen, wo Formisano Methan produzierende Bakterien im Marsboden
vermutet.
Forscher, die in ihrem Labor die Marsbedingungen simulierten, bestätigten,
dass durch Oxidation von Methan Formaldehyd entsteht und binnen 7,5 Stunden
zerfällt. Allerdings ist dies bisher nur eine Hypothese. Es gibt sonst
keine Indizien dass es heute noch Leben auf dem Mars gibt. Vorher muss man die
Möglichkeit, dass Methan über geologische Vorgänge entsteht
ausschließen. Auch der "Vater" der deutschen Mars-Stereokamera, der
Planetenforscher Gerhard Neukum, hält nichtbiologische Quellen, wie den
Vulkanismus, für wahrscheinlicher: "Unsere neuesten Erkenntnisse zeigen,
dass der Mars, anders als lange vermutet, bis in die jüngste Vergangenheit
vulkanisch aktiv war und vielleicht noch heute ist."
Für einen bis heute noch aktiven Mars sprechen auch andere Befunde, die das HRSC Team vorweisen konnte (siehe unten).
Das OMEGA Team konnte nachweisen, dass es in den letzten 3 Milliarden Jahren keine permanenten Ozeane mehr gab. Man fand keine größeren Karbonatvorkommen. Mars muss recht schnell und effizient seine Atmosphäre verloren haben. Vorher muss der Mars recht warm gewesen sein. Omega konnte jedoch in den Polgebieten das Eis und hydratisierte Gesteine nachweisen (Das war nicht ganz neu, aber Omega führte den ersten wirklich zweifelsfreien Beweis). Über einer Wassereiskappe gibt es eine zeitlich sehr stark schwankende Kohlendioxid Kappe. OMEGA wies Hydrogensulfatvorkommen in Gebieten nach die nahe dem Pol oder Überschwemmungsgebieten lagen (Im Valles Marineris und nahe des Landeplatzes von Opportunity). Diese könnten Ziele für zukünftige Landemissionen sein.
Die Aufmerksamkeit gehörte aber der HRSC. Nicht nur
gab es von ihr in dem letzten Jahr faszinierende Aufnahmen von Gräben,
chaotischem Terrain und Vulkanen, nein kurz vorher war durchgesickert, dass die
HRSC einen zugefrorenen See entdeckt hatte. ein Gebiet von 800-900 km
Durchmesser und 45 m Tiefe, bedeckt von Packeis. Packeisschollen von bis zu 30
km Breite konnte man erkennen. Er muss sich vor nur etwa 5 Millionen Jahre
bildet haben. Die HRSC konnte bislang 20 % der Oberfläche mit einer
Auflösung von besser als 50 m/Pixel und 10 % mit einer Auflösung von
mehr als 20 m pro Pixel erfassen. Der Fokus lag auf Gebieten mit Eis,
Gletscherbewegungen und Vulkanismus. Bei dem größten Vulkan Olympus
Mons wurden an der Ostseite Indizien für Lavaproduktion entdeckt, die vor
20-200 Millionen Jahren stattfand. Dabei wurde auch vor etwa 20 Millionen
Jahren Wasser aufgeschmolzen. Noch jünger waren die Lavaströme an der
Westseite. Sie bildeten sich von 200 bis 2.5 Millionen Jahren und setzten vor 4
Millionen Jahre Wasser frei. Die Indizien von PFS, dass heute noch der Mars
zumindest sporadisch aktiv ist wurden damit untermauert. Vulkanismus muss immer
wieder Wasser freisetzen, doch die meisten größeren Täler wie Kasei Valles entstanden wohl eher durch Gletscher als durch fließendes
Wasser. Am Nordpol konnte die 3D Fähigkeit der HRSC zeigen, dass die
Hänge bis zu 2 km Höhe haben. Es gibt dort Schichten von Staub und
eis und ein auffallend dunkles Material, das auch vulkanische Asche sein
könnte. (Siehe Bild links) Ausgestoßen wurde sie von bis zu 600 m
hohen Vulkandomen, die vor kurzer Zeit, eventuell sogar heute noch aktiv waren.
Bis dato ging man davon aus, dass der Mars Vulkanismus seit 100 Millionen
Jahren inaktiv ist.
Die Ergebnisse zeigen, dass Mars Express sehr gut die amerikanischen Missionen ergänzt. Er führt Experimente mit sich die auf den beiden aktiven amerikanischen Orbitern fehlen und kann so vieles Entdecken, was diesen entging.
Bestätigt wurde auch, dass im April/Mai 2005 nun endgültig MARSIS seinen Betrieb aufnehmen wird. Nach 440 Tagen in dem ersten Orbit wird dieser verändert in einen Orbit von 298 × 10107 km Höhe und 6.7 h Stunden Umlaufszeit. Nun sind keine längeren Phasen zu erwarten in denen der Orbiter im Schatten des Mars sich befindet, so dass man die Bahn in einer mit einer kürzeren Umlaufszeit aber einer längeren Zeit im Marsschatten umwandeln kann. Dieser wird bis zum Ende der Primärmission (687 Erdtage = 1 Marsjahr) beibehalten. Die Mission wird um ein weiteres Marsjahr verlängert, wenn Mars Express zu diesem Zeitpunkt noch voll funktionsfähig ist.
Schon 2 Wochen später am 18.3.2005 wurden neue
Ergebnisse der HRSC veröffentlicht: Die Marsoberfläche wurde bis vor
wenigen Millionen Jahren auch in mittleren Breiten und sogar in
Äquatornähe von Gletschern geprägt. Auf Aufnahmen der HRSC
wurden geologische Strukturen gefunden die man für das Werk von Gletschern
hielt. Veröffentlicht wurden Bilder von abgeschliffenen Kratern, die wie
ein Uhrenglas aussehen. Sie zeigen Fließformen, die vermutlich von
Gletschern oder "Blockgletschern" (einer Mischung aus Eis und
Gesteinsbruchstücken unterschiedlicher Größe) gebildet wurden.
Besonders interessant ist das Alter der glazial geprägten Oberflächen
auf dem Mars. Diese sehen in weiten Gebieten der von den Autoren entdeckten
ehemaligen Vergletscherung ziemlich "intakt" aus, denn typische Anzeichen
für massiven Eisverlust - wie zum Beispiel Einsturzkrater oder so genannte
"Toteislöcher" (rundliche Hohlformen mit bis zu mehreren hundert Meter
Durchmesser), wie sie in heute eisfreien Gegenden Islands anzutreffen sind -
fehlen fast vollständig. Eis ist an der Marsoberfläche in diesen
Breitengraden unter der gegenwärtigen, extrem dünnen
Marsatmosphäre über längere Zeiträume nicht stabil. Es
würde sublimieren, also direkt vom festen in den gasförmigen Zustand
übergehen, und dann aus der Atmosphäre ins All entweichen. Die
Gletscher müssen sich also bis vor wenigen Millionen Jahren in einer
damals anderen, einer wärmeren und vielleicht auch dichteren
Atmosphäre gebildet haben und wurden dann inaktiv oder bildeten sich
mangels Eisnachschubs zurück. Treffen die Schlussfolgerungen der Forscher
zu, weisen die Resultate auf einen Klimawechsel auf dem Mars innerhalb der
letzten Millionen Jahre hin. Derart dramatische Klimawechsel werden seit vielen
Jahren in der Marsforschung diskutiert und könnten ihre Ursache in einer
im Lauf der Jahrmillionen um große Neigungswinkel schwankenden Polachse
des Mars haben, ein seit längerem bekanntes Phänomen. Die
Entschlüsselung der Klimageschichte des Mars ist eine der Hauptfragen, die
mit den aktuellen Marsmissionen wie Mars Express geklärt werden soll. Es
scheint als habe der Mars nur auf Mars Express gewartet. Das Mars Express dies
alles entdecken kann liegt an seinen einzigartigen Instrumenten. Die US
Raumsonden verfügen nicht über diese ausgeklügelten
Instrumente.
Am 9.5.2005 gelang nun mit einem Jahr Verspätung die Entfaltung der ersten der 3 MARSIS Antennen. Bekanntlicherweise befürchtete man bei der Herstellerfirma, die Antennen könnten zu stark schwingen und dabei Mars Express beschädigen. Daher simulierte und untersuchte man das Entfalten über 1 Jahr lang bevor man sich nun entschloss die Antennen zu entfalten. Zuerst entfalteten sich nur 12 der 13 Segmente und das 10 Segment rastete nicht ein. Doch die Erwärmung durch die Sonne führte dann zu dem Einrasten des 10 Gliedes. Nun werden die Daten die beim Entfalten der ersten 20 m Antenne gewonnen wurden 2 Wochen lang untersucht und dann die beiden anderen Antennen ausgefahren.
Einen Monat später, am 9.6.2005 vermeldete
das SPICAM Team eine neue Entdeckung : Emissionen von atomaren Sauerstoff bei
130.4 und 135.6 nm zeugen, dass der Mars eine Aurora hat, es dort also wie auf
der Erde Polarlichter gibt. Allerdings unterscheiden sich diese gravierend von
anderen im Sonnensystem beobachteten: Die Intensität wird mangels eines
starken globalen Magnetfelds von lokalen Restmagnetisierungen geprägt.
Am 14.6. wurde dann die zweite der 20 m Antennen ausgefahren. Nach Untersuchung der Daten teilte die ESA am 16.6.2005 mit, dass die zweite Antenne erfolgreich ausgefahren ist und MARSIS nun seine Arbeit aufnehmen kann. Die dritte Antenne von 7 m Länge gilt nicht als sicherheitskritisch, weil sie kürzer ist und selbst wenn diese nicht ausgefahren werden kann wird MARSIS betriebsbereit sein, denn sie dient nur zur Korrektur der Daten über Rauheit der Oberfläche. Daher ist ihr Entfalten auch schon am 17.6.2005 vorgesehen. Auch dies klappte problemlos.
Nach einer kurzen Kommissionsphase begann MARSIS am 4.7.2005 mit mehr als einjähriger Verspätung mit seiner Arbeit. Bei jedem Orbit ist es für 36 Minuten nahe des marsnächsten Punktes aktiv. Die ersten und letzten 5 Minuten dienen dem Durchleuchten der Ionosphäre und die zentralen 26 Minuten für die Untersuchung der Oberfläche. Durch die Bahn von Mars Express wird MARSIS vor allem die nördlichen Gebiete zwischen 30 und 70 Grad Breite untersuchen. Mitte August 2005 verlagert sich der Orbit von Mars Express soweit, dass der marsnächste Punkt nun wieder über der Tagseite liegt und MARSIS muss Beobachtungszeit an OMEGA und HRSC abgeben. Es wird dann nur noch während 20 % der Orbits aktiv sein. Während dieser ersten Periode bis zum Dezember 2005 sind nur die beiden 20 m Antennen aktiv. Im Dezember 2005 wenn wieder der marsnächste Punkt im Schatten liegt ist die 7 m Antenne an der Reihe. Nun hat sich auch der marsnächste Punkt Richtung Südpol verschoben und die südlichen Breiten können untersucht werden. Das hinzunehmen der 7 m Monopol Antenne ergibt vor allem bessere und aussagekräftigere Ergebnisse wenn die Oberfläche sehr rau ist.
Die ersten Ergebnisse Anfang August 2005 veröffentlicht zeigen dass das bisher beobachtete Oberflächenprofil mit den Karten von Mars Global Surveyor übereinstimmt und die Antenne gut funktioniert und es auch keine Störungen durch die Raumsonde gibt. Weiterhin wurden in der Ionosphäre erheblich mehr geladene Teilchen nachgewiesen als bisher angenommen. Eine Erklärung dafür steht noch aus.
Am 15.7.2005 passte man den Orbit von Mars Express wieder der Rotation von Mars für die Kartierung mittels der HRSC an. Dies hatte man im Vorfeld der Entfaltung von MARSIS aufgegeben. Ab Ende August verläuft nun wieder die Bahn im Perizentrum über der Tagseite und die Aktivitäten von OMEGA und der HRSC werden wieder aufgenommen.
Am 15.9.2005 beschloss der ESA Wissenschaftsrat einstimmig die Verlängerung der Mars Express Mission um weitere 2 Jahre bis zum 31.10.2007. Bis dahin hatte Mars Express den Mars 2150 mal umrundet. Die HRSC hat die Hälfte des Mars seitdem mit einer Auflösung von mindestens 40 m und etwa 20 Prozent mit mindestens 20 m erfasst. Bis Ende 2007 soll dann das Ziel - die gesamte Oberfläche mit mindestens 50 m Auflösung und die Hälfte der Oberfläche mit 20 m Auflösung erreicht werden.
Am 30.8.2005 wurde beschlossen den wissenschaftlichen Betrieb von PFS einzustellen, um ein anormales Verhalten zu untersuchen, dass seit einigen Monaten vermehrt auftritt. Am 2.11.2005 konnte dieser nach einer gründlichen Untersuchung wieder aufgenommen werden. Es zeigte sich, das der "pendulum motor" des Instrumentes ein Fehlverhalten zeigte. Nach dem Umschalten auf den Backup Motor arbeitete das Instrument wieder normal.
Der Esa fand am 30.11.2005 statt.
Sie präsentierte die Ergebnisse von Mars Express und Cassini Huygens die 2005 gewonnen wurden. MARSIS,
erst vor wenigen Monaten entfaltet zeigte seinen Wert indem man erstmals unter
die Oberfläche sehen konnte. Es wurde eine 1500-2500 m tiefe Eisschicht
von 250 km Durchmesser in der Chryse Ebene entdeckt. Ein weiterer Scan durch
den Nordpol zeigt deutlich zwei Reflexionsschichten die mit Veränderungen
der Zusammensetzung einher gehen. Diese korrespondieren mit der Grenze von
Ablagerungen und deuten auf eine Eisschicht unter dem Nordpol von 1.8 km Dicke
hin. Das Eis soll sehr rein sein, nur mit etwa 2 % Gestein vermengt. (Bild
links).
Auch konnte MARSIS Krater und Verwerfungen unter der Oberfläche entdecken. Ringbögen von 160 km Durchmesser bei 36 Grad Nord und 337 Grad West, an einer Stelle die in den visuellen Aufnahmen weitgehend kraterfrei ist. Der Krater muss durch einfließendes Material aufgefüllt worden sein. Und fließendes Material, dass kann natürlich auch mit Eis durchsetzter Schlamm sein. Erstaunliche Entdeckungen für ein Instrument, dass bislang nur wenige Wochen auf die Oberfläche schauen konnte !
Omega konnte wasserhaltige Mineralien entdecken welche sich unter Bedingungen entstehen bei denen Wasser flüssig sein muss. Entdeckt wurden auch hydratisierte Sulfate, diese entstehen durch vulkanische Eruptionen und Oxidation und Schichtsilikate. Zu den Schichtsilikaten gehören Mineralgruppen wie Glimmer, Talk und Tonminerale. Schichtsilikate entdeckte OMEGA in Arabia Terra, Terra Meridiani, Syrtis Major, Nili Fossae und Mawrth Vallis. Sie entstehen durch Verwitterung von anderen Mineralien unter Wassereinfluss. Noch stärkere Hinweise ergeben die Sulfate. Sie können sich nur in einer wasserreichen, sauren Umgebung bilden und sind so nicht ein Hinweis für viel Wasser sondern auch starke vulkanische oder tektonische Tätigkeit. Die derzeitigen Modelle gehen von zwei Perioden in der Geschichte des Mars aus. Zuerst gab es eine Periode in der die Oberfläche zumindest feucht war (Noachian) und dann getrennt durch einen globalen Klimawandel in dem die Oberfläche sauer durch vulkanische Eruptionen wurde. Im Noachian bildete sich Ton und Lehm und es ist wahrscheinlich, dass damals auch die Bedingungen für die Entstehung von Leben günstig waren. Die folgende Periode ist eher lebensfeindlich und eher mit unserer heutigen Zeit zu vergleichen in der die Menschheit auch massiv Säuren durch die Verbrennung fossiler Brennstoffe freisetzt. Hoffen wir, dass es uns nicht so geht wie dem Mars. Ziel für 2006 ist es die Vorkommen dieser Minerale genauer zu bestimmen und dadurch auch den Zeitraum in denen sie entstanden sind genauer zu präzisieren.
Auch die ersten Ergebnisse von
MaRS gab es. Bei zwei Radiobedeckungsperioden vom April bis zum August 2004 und
Dezember bis Januar 2005 wurde eine dritte Schicht in der Ionosphäre des
Mars detektiert. Diese war vorher prognostiziert worden, aber entzog sich
bislang jedem Nachweis. Die Schicht liegt sehr nahe dem Mars in nur 65 bis 110
km Höhe. Vorher waren zwei Schichten in 110 und 135 km Höhe bekannt.
Sie kommt nicht überall vor sondern nur in bestimmten Gebieten und bildet
sich und vergeht wieder. Sie entsteht am frühen Morgen und späten
Nachmittags vom Äquator aus bis zu den mittleren Breiten. Ob sie sich auch
auf der Nachtseite halten kann ist noch ungeklärt. Die Dichte ist sehr
gering und entspricht nur einem Zwanzigstel der dicken Schichte, trotzdem ist
der Entstehungsprozess auch auf der Erde bekannt. Dort gibt es eine stabile
dritte Schicht die durch die Wechselwirkung von elektrischen Entladungen
zwischen den Eisen- und Magnesiumatomen die durch verglühende
Mikrometeoriten entsteht. Man vermutet dass eine ähnliche Ursache auch
für die Schicht beim Mars verantwortlich ist. Da die Atmosphäre vom
Mars viel dünner ist brauchen Meteoriten eine erheblich höhere
kinetische Energie. Dies könnte die Ursache sein, dass es nicht zu einer
stabilen Schicht reicht, denn es gibt einfach zu wenige Meteoriten mit dieser
Energie.
Wie entstanden die Spuren von Wasser die man auf den HRSC Aufnahmen überall sieht? Wie kam der zugefrorene See zustande ? Am 1.2.2006 wurde das Ergebnis einer Simulation von der ESA veröffentlicht. In einem Modell wurde die Neigung der Rotationsachse des Mars von 25 auf 45 Grad erhöht. Derartige starke Schwankungen der Rotationsachse kommen beim Mars immer wieder vor und vor 5.5 Millionen Jahren soll die Rotationsachse diesen steilen Wert gehabt haben. Prompt sublimierte das Eis am Nordpol. Dafür lagerte sich Eis mit einer Rate von 30-70 mm pro Jahr an den Flanken der großen Vulkane ab. Es kam zu Gletschern an den Vulkanen und zwischen Arisa und Pavonis Mons bildete sich eine stabile Monsum Strömung.
Andere Simulationen bei denen die Südpolkappe abschmelzt zeigten, dass der Großteil des verdampfenden Wassers im bis zu 6 km tiefen Hellas Becken landet. Die Simulation hat jedoch auch ihre Grenzen. Die beobachteten Spuren von Eis in der Deuterolinus-Protonilus Mensae konnten so nicht erklärt werden. In der Simulation kam es zu keiner Vergletscherung dieser Region. Immerhin scheint jedoch ein Modell für die Gletscherspuren an den Flanken der großen Vulkane gefunden zu sein.
Am 10.1.2006 konnte das Team rund um die HRSC die Sektkorken knallen lassen. Seit dem Beginn des operationellen Betriebs am 10.1.2004 sind genau 2 Jahre vergangen. In den 3000 Marsumläufen seitdem wurde die HRSC durchschnittlich bei jedem dritten Umlauf eingeschaltet. Seitdem wurden 41 Millionen km², das sind 28.3 % der Oberfläche mit einer Auflösung von 20 m oder kleiner kartiert. Dies ist zwar deutlich weniger als vor dem Start geplant, doch dies liegt an dem Ausfall eines Solarpanels. Die HRSC hat in der verlängerten Mission noch Gelegenheit die Aufnahmen nachzuholen. Seitdem hat die HRSC 100 Gigabit an Rohdaten geliefert. Auf der Erde werden diese weitgehend vollautomatisch korrigiert, entzerrt und stehen dann den 42 an dem Experiment beteiligten Forschern zur Verfügung. Bislang wurden aus 100 Gigabit an komprimierten Rohdaten 1450 Gigabit an kalibrierten Daten.
Das HRSC Team ist guter Hoffnung bis zum Ende der verlängerten Mission den gesamten Mars mit einer Auflösung von 40 m oder besser kartiert zu haben. Sollte man die Mission dann nochmals verlängern, dann wäre eine globale Kartierung von 20 m oder besser möglich. Neben den schon bekannten Ergebnissen der HRSC erlaubte es die 3D Fähigkeit auch erstmals die Abschätzung der Wassermenge die einmal ein Flusstal durchfloss. Man kam auf einen Wert von 5000 m³/Sekunde, etwa doppelt so hoch wie die Wassermenge die der Rhein führt. Allerdings gab es keine Hinweise, dass das Wasser längere Zeit floss. Nach den bisherigen Vorstellungen passt dies am besten zu einer Warmphase von etwa 3.5 Milliarden Jahren. Zu diesem Zeitpunkt muss es im abstand von mehreren Millionen Jahren kurze Perioden gegeben haben indem das Eis schmolz und sich Flüsse bildete. Diese Periode mag sich über insgesamt 100 Millionen Jahren hingezogen haben.
Die 3D Fähigkeit der HRSC dürfte auch für zukünftige Landemissionen wichtig sein, weil man so das Relief viel besser kennt als bei planen Aufnahmen. Auch wenn ab April der Mars Reconnaissance Orbiter erheblich mehr Daten als die HRSC zur Erde liefern wird und mit dem Instrument CTX eine weitere Kamera für Kartierungsaufgaben ihren Betrieb aufnimmt bleibt die HRSC durch ihre 2D Fähigkeit einmalig.
Am 10.11.2005 nahm die HRSC den Phobos Schatten auf der Marsoberfläche auf. Ziel war kein Foto - das war nicht möglich weil die Kamera den Boden zeilenweise erfasst und dabei die Abtastrate mit der Bahnbewegung synchronisiert ist. Der Schatten von Phobos bewegt sich aber mit 7200 km/h von Ost nach West und Mars Express mit 12600 km/h von Nord nach Süd. Doch man konnte ihn erfassen und durch Auswertung auf welchen Zeilen er zu sehen ist konnte der Orbit von Phobos mit noch größerer Präzision berechnet werden. Phobos eilt nach den Beobachtungen etwa 12 km seiner berechneten Position voraus. Das kann zukünftigen Raumsondenmissionen wie die Mission Phobos-Grunt die von der Sowjetunion ins Spiel gebracht wurde zugute kommen.
Aspera konnte auch eine Entdeckung vermelden:
Mars hat eine Aurora. Man hatte dies früher nicht angenommen, weil sie auf
der Erde dadurch entsteht, dass Partikel des Sonnenwindes im Magnetfeld
eingefangen werden. Das Magnetfeld lenkt Sie dann zu den Polen wo sie auf die
Atmosphäre treffen und diese zum Leuchten bringt. Magnetfeldmessungen von
Mars Global Surveyor ergaben, dass es noch starke Restmagnetisierungen in der
Marskruste gibt, aber lokal begrenzt, die vielleicht an dieser Stelle eine
lokale Aurora möglich machen. Man fand dass an diesen Stellen
tatsächlich Partikel durch das Restmagnetfeld beschleunigt wurden und eine
Aurora, vergleichbar bei der Erde bei geringer Intensität erzeugen. Diese
tritt wie auf der Erde rund um Mitternacht auf und ist so von der Erde aus
nicht beobachtbar. Es gab allerdings einige Emissionen die SPICAM 2004
aufnehmen konnte.
OMEGA hat in den vergangen 2 Jahren 90 % der Marsoberfläche kartiert und damit die Missionsziele voll erfüllt. Die mineralogische Karte die dabei entstand hat nun etwas mehr Licht die die Evolution des Mars gebracht:
Die Zeitalter wurden nach den griechischen Namen für die in dieser Zeit vorwiegenden Mineralien benannt. Diese Einteilung kann jedoch nur grob sein, denn wie andere Aufnahmen der HRSC und anderer Missionen zeigten gab es auch noch später geologische Aktivität. Zahlreiche Flüsse scheinen auch unter der Oberfläche sich gebildet zu haben (durch hydrothermale Aktivität) und erst nach dem Verschwinden des Wassers ist die Oberfläche darüber eingebrochen.
Anfang Mai 2006 informierte die NASA die ESA, dass
sie nun erwartet, dass die ESA weniger oft die Madrider DSN Station benutzen
wird, da sie nun ja über die Cerberos Station in Spanien verfügt und
die NASA mit dem MRO nun einen zweiten Orbiter beim Mars hat. Leider sieht der
ESA Finanzplan keine Mittel dafür vor. Ob nun Mars Express weniger Daten
senden kann ist noch offen.
Im August 2006 gab man bekannt, dass SPICAM die höchsten Wolken im Sonnensystem entdeckt hat. Die Wolken in einer Höhe von 80-100 km bestehen wahrscheinlich aus gefrorenem Kohlendioxid. Schon vorher hat das SPICAM Team eine Schicht in 60 km Höhe entdeckt in der es viel Staub gibt. Vom 23.8.2006 bis zum 17.9.2006 befand sich Mars Express in einem besonderen Modus in dem die Sonde möglichst wenig Strom verbraucht. Grund war, das aufgrund der sich verändernden räumlichen Lage des Orbits sich die Sonde nun bis zu 75 Minuten pro 6 Stunden Umlaufszeit im Schatten des Mars aufhält. Das wusste man schon vor dem Start und für diese und andere Zwecke hat Mars Express 3 Lithiumionen Batterien an Bord. Nur ging man damals von der vollen Stromversorgung aus, und die ist nach dem Ausfall des meisten Stroms eines Panels nicht mehr gegeben. Zudem ist der Mars relativ weit von der Sonne entfernt (seine Umlaufbahn ist stark elliptisch mit einem sonnennächsten Punkt von 206 und einem sonnenfernsten Punkt von 249 Millionen km). Das reduzierte die verfügbare Strommenge um weitere 20 % gegenüber dem mittleren Abstand. So war klar, dass in der Restzeit die Solarpanels die Batterien nicht so aufladen konnten, dass der Strom für die 75 Minuten im Schatten reichen würden. Man entwickelte einen Survival Modus, der "Sumo" genannt wurde. In diesem wurden alle nicht notwendigen Verbraucher abgeschaltet und so der Stromverbrauch von 400 auf 300 W gesenkt. Dies war erfolgreich, obgleich die Raumsonde nicht dafür ausgelegt war und seit dem 17.9.2006 konnte der normale Betrieb wieder aufgenommen werden.
Am 21.9.2006 veröffentlichte das HRSC Team die wohl mit am meisten
Spannung erwarteten Bilder: Von der Cydonia Region des Mars bei 40.75° Nord
und 350.54° Ost. Kenner der Szene wissen: Seit einer Viking Aufnahme wird
über das "Marsgesicht" einen Berg mit bei steilem Lichteinfall Konturen
wie bei einem Gesicht gerätselt. Schon Mars Global Surveyor hatte
bewiesen, dass dies ein Schatteneffekt ist. Doch das war eine NASA Mission und
viele Anhänger der Vorstellung, die NASA vertusche eine angeblich
früher existierende Zivilisation auf dem Mars glaubten den Aufnahmen
nicht. Auch Mars Express hatte Probleme die Cydonia Region zu fotografieren.
Zwischen April 2004 und Juli 2006 flog die Sonde mehrfach über die Region,
aber entweder war sie zu weit entfernt oder Nebel verhinderte klare Aufnahmen.
Am 22.7.2006 klappte es schließlich und es entstanden die ersten echten
dreidimensionalen Aufnahmen des Marsgesichtes. Sie zeigen eine neue Sicht -
nicht bei senkrechtem Sonneneinfall wie bei MGS und nicht bei tiefen
Sonnenstand wie bei Viking. Man kann bei den Aufnahmen ein Gesicht erahnen und
gleichzeitig sehen, dass es eine optische Täuschung ist.
Am 10.1.2006 konnte das HRSC Team das dreijährige Jubiläum des ersten Bildes der HRSC feiern. In den vergangenen 3 Jahren hat die HRSC 45 Millionen km der Marsoberfläche mit einer Auflösung von 10-20 m/Pixel aufgenommen, das sind 31 % der Gesamtfläche von 145 Millionen km. Mit einer Auflösung von besser als 40 m/Pixel wurden 80 Millionen km² oder 54.4 % der Oberfläche und insgesamt 68 % der Oberfläche erfasst. Bis zum 31.10.2007 sollte die 50 % Marke bei den hochauflösenden Aufnahmen geknackt sein. Ende Februar entscheidet die ESA über eine weitere Verlängerung der Mission. 2 weitere Jahre würden ausreichen um die Kartierung auf nahezu 100 % zu bringen.
Am 27.2.2007 verlängerte die ESA die Mission von Mars Express um fast zwei weitere Jahre bis Ende März 2009, zusammen mit Venus Express, bei der es die erste Missionsverlängerung ist. Am 15.3.2007 gab es neue Ergebnisse von MARSIS. Die Eiskappe am Südpol konnte sehr genau bestimmt werden. Sie besteht aus sehr vielen (bis zu 300) Schichten und ist so große wie Europa. Das Eis dort reicht aus um den ganzen Planeten etwa 11 m hoch mit Wasser zu bedecken. Die tieferen Schichten sollen zu 90 % aus Wasser bestehen.
MARSIS, welches verspätet startete liefert inzwischen auch die Daten die man sich von ihm erhofft. Am Südpol entdeckte man Eisschichten von bis zu 3.7 km Dicke. Durch Eis kann MARSIS noch tiefer schauen, bis zu 20 km tief. Inzwischen wird MARSIS ergänzt durch SHARAD an Bord des MRO. Es hat eine höhere Auflösung, kann aber nicht so tief schauen. Es eignet sich daher besser zur Untersuchung dünnerer, oberflächennaher Eisschichten.
Die ESA leistet der NASA auch Schützenhilfe. Mars Express wird Phoenix Signale beim Abstieg auffangen und zur Erde weiterleiten. Neben den Daten wird man vor allem auch Informationen über die Geschwindigkeit der Sonde bekommen und damit überprüfen können ob die Mission so verläuft wie geplant. Die Daten werden zwar auch über die beiden Mars Orbiter empfangen und direkt auf der Erde. Doch Mars Express befindet sich in einer elliptischen Umlaufbahn und kann viel länger Daten empfangen, auch wenn sich der Landezeitpunkt verschiebt. Das Signal kommt zudem stärker als auf der Erde an. Dazu wurde die Bahn von Mars Express ende 2007 angepasst und wenige Tage vor der Landung der Orbiter in eine raschere Rotation versetzt. In der folgenden Woche wird Mars Express 14 mal den Landeort von Phoenix passieren und Daten übermitteln und experimentell auch Steuersignale um dieses System ein weiteres mal zu testen (es wurde für Beagle 2 entwickelt, aber nach dem Verlust nie benötigt. Schon vorher gab es experimentelle Übertragungen von den derzeit operierenden Rovern. Die ESA assistiert mit ihren beiden 35 m Bodenstationen auch der NASA um die genaue Position und Bahn von Phoenix genauer bestimmen zu können und damit die letzten Kurskorrekturen vor der Landung genauer planen zu können.
Zwischen dem 12.7.2008 und 3.8.2008 wird Mars Express
fünfmal sehr nahe an Phobos vorbeifliegen. Zwei der Vorbeiflüge sind
die Kartierung mit der HRSC vorgesehen. Beim ersten Mal in einer Distanz von
minimal 236 km, das zweite mal sogar in 97 km Entfernung. Mars Express ist der
einzige künstliche Mars Satellit, der eine elliptische Umlaufbahn hat,
welche die Bahn von Phobos kreuzt. Kurz vorher hat der neue US Orbiter MRO
Aufnahmen von Phobos gemacht. Trotz wesentlich leistungsfähigerem
Kamerasystem hatten diese aber nur eine Auflösung von 6.8 m/Pixel, da die
Entfernung 5800 km betrug. Die HRSC wird Aufnahmen von 9.3 m/Pixel beim ersten
und 3.9 m/Pixel beim zweiten Vorbeiflug machen. Dank der Zeilenbreite von 5200
Pixels kann man selbst beim zweiten Vorbeiflug mehr als die Hälfte der
Oberfläche in einem Streifen erfassen - und dies in Farbe und 3D.
Zwei weitere Vorbeiflüge werden genutzt um mit MARSIS unter die
Oberfläche schauen zu können - das ist bislang der erste Einsatz
eines Radars bei dem Mond und beim fünften ist MaRS aktiv und führt
ein Bedeckungsexperiment durch. Gleichzeitig mit der HRRSC werden auch OMEGA,
PFS und SPICAM die Zusammensetzung der Oberfläche bestimmen und ASPERA die
Teilchenumgebung um Phobos untersuchen. Vielleicht gelingt es ja vom Sonnenwind
herausgeschlagene Atome nachzuweisen und damit die
Oberflächenzusammensetzung zu ermitteln.
Am 31.7.2008 gab es die ersten Aufnahmen von Phobos, ihre Auflösung von 3.7 m/Pixel übertraf alle bisher gemachten. Der Vorbeiflug war nicht einfach, da die Geometrie des Vorbeiflugs eine ganz andere als bei Mars ist. Die Distanz ist geringer und Phobos selbst bewegt sich auch noch. Mars Express musste daher langsam der Bewegung von Phobos nachgeführt werden. Dies gelang für den Teil der HRSC recht gut, der zeilenweise arbeitet, auch weil die Zeilen viel schneller ausgelesen sind als das Flächen CCD des hochauflösenden Super Resolution Channels. Dieser wurde parallel betrieben und machte Aufnahmen mit nur 90 cm/Pixel Auflösung. Doch wie erwartet gab es hier Bewegungsartefakte, die Bilder sind verschmiert. Man hofft jedoch einen großen Teil der Details durch Bildbearbeitung wieder rekonstruieren zu können.
Maes Express bildete den permanent vom Mars abgewandten Teil von Phobos ab. Phobos rotiert wie unser Mond synchron, d.h. er wendet dem Mars immer dieselbe Seite zu. Der Marsorbiter MRO der erst vor einigen Wochen Aufnahmen von Phobos machte kann aus seinem Orbit nur diese Seite aufnehmen. Beide Missionen ergänzen sich so sehr gut. Für Russland dürfte wichtig sein, dass die potentiellen Landeplätze der Mission Phobos-Grunt zwischen 5 Grad Nord und 5 Grad Süd und zwischen 230 und 235 West (dieses so groß klingende Gebiet ist bei Phobos weniger als 2 x 1 km groß). Phobos Grunt war für den Start im Jahre 2009 vorgesehen, doch wahrscheinlich wird die Mission nicht vor 2011 starten. Grund ist die mangelnde Finanzierung.
Erinnern sie sich noch an die VMC (Visual Monitoring Camera) : Sie sollte eigentlich nur die Abtrennung von Beagle 2 dokumentieren. Seit 2007 hat man getestet ob die Kamera nicht auch zur Beobachtung des Mars nutzbar ist. Die ersten Versuche, sie nach vier Jahren wieder in Betrieb zu nehmen waren wenig erfolgreich. Ohne aktive Ausrichtungskontrolle zeigten die Bilder nur den Himmel - ohne Belichtungskontrolle war nichts zu sehen. In den 4 Jahren hatte sich die Ausrichtung um 38 Grad verschoben. Nach einigen Versuchen 2007, die auch durch längere Unterbrechungen wegen der Konjunktion unterbrochen wurde ist die VMC nun wieder aktiv und macht Bilder des Mars, die man von der VMC Website herunterladen kann. Ich habe ein Programm geschrieben, mit denen sie die Bilder aus den Rohdaten entpacken können und auch kleinere Verbesserungen durchführen können.
Erstaunlich schnell für ein ESA Projekt lagen schon
am 16.10.2008 die Ergebnisse der Phobos Vorbeiflüge vor. Die 3D Aufnehmen
der HRSC erlaubten eine viel bessere Bestimmung der genauen Form. Dies ist bei
dem sehr unregelmäßig geformten Mond sehr wichtig weil nur durch die
genaue Form die Dichte bestimmbar ist. Mars Express flog sehr nahe an Phobos
vorbei und zusammen mit den sehr genau eingehaltenen Funkfrequenzen erlaubte
dies über das Experiment MaRS die Bestimmung der Masse auf
1.072x1016 kg (vorher 1.06x1016 kg) und die Dichte auf
1.85 g/cm³ (vorher 1.9 g/cm³). Nun liegt auch erstmals eine
vollständige Karte von Phobos vor.
Ende November war Mars in Konjunktionsstellung, was bedeutet dass die Datenrate bei einer Entfernung von 370 Millionen km auf 45.700 Bit/s zurückgeht - Für einige Wochen ist die Funkverbindung sogar ganz unterbrochen. Leider korrespondiert diese maximale Entfernung von der Erde mit den besten Beobachtungsbedingungen für die visuellen Experimente (HRSC, Omega).
Ende Februar/Anfang März erlaubte die Position von Phobos erneut einige nahe Vorbeiflüge. Ohne Bahnkorrektur wären allerdings alle auf der Nachtseite des Mars erfolgt. Das bedeutet dass keine Fotografien mit der HRSC möglich gewesen wären. Dasselbe gilt auch für die Spektrometer. Lediglich PFS hätte im fernen Infrarot die Eigenstrahlung des Mondes messen können. Keine Beeinträchtigung gibt es für MARSIS, Aspera und die Vermessung der Gravitation mittels MaRS. Einige Kurskorrekturen führten dazu, dass nun einige Vorbeiflüge - wenn auch nicht die mit der nächsten Annäherung - auf der Sonnenseite erfolgen.
Am 16.2.2010 begann die Serie von nahen Vorbeiflügen an Phobos. Mars
Express nähert sich bis auf 50 km an den Mond, näher dürfte die
Sonde sich nicht nähern, darauf bestanden die Missionsplaner im
Kontrollzentrum. Dieser Abstand wird am 3.3.2010 erreicht. Bei ihm wird vor
allem mit Mars das Schwerefeld vermessen um Unterschiede in der Dichte und
damit Zusammensetzung festzustellen. Weiterhin wird MARSIS mit einer speziellen
Sequenz das Innere des Mondes durchleuchten und auch so einen Aufschluss
über das Innere von Phobos gewinnen. Nach einer Theorie sollte Phobos im
inneren zahlreiche Hohlräume aufweisen.
Ab dem 7.3.2010 sind dann hochauflösende Aufnahmen möglich. die minimale Distanz beträgt dann schon 100 km. Die HRSC fertigte mit dem Super Resolution Channel dabei auch Aufnahmen der geplanten Landeregion der russischen Phobos Grunt Mission an, die 2011 starten sollte. Diese Aufnahmen waren von dem Phobos Grund Team gewünscht worden. Für diese Mission sind auch die Vermessung des Gravitationsfeldes wichtig, schließlich soll sie sich noch mehr Phobos nähern und einen Lander zielgenau absetzen. Die HRSC nahm das Landegebiet am 7.3.2010 mit einer Auflösung von lediglich 4,4 m/ Pixel auf. Weitere Vorbeiflüge erfolgen bis zum 26.3.2010.
Gemeinsame Untersuchungen von MRO und Mars Express an 91 Einschlagskratern ergaben bei mindestens neun dieser Objekte Spuren von wasserhaltigen Mineralien oder Mineralien die sich nur in Anwesenheit von Wasser gebildet werden können wie Phyllosilikate. Die Auswertung dieser Spuren sowohl hinsichtlich der Verteilung, Häufigkeit wie auch des Alters der Krater lässt den Schluss zu, dass die feuchte Phase beim Mars nur 10 bis maximal 100 Millionen Jahre lang dauert - deutlich kürzer als vorher angenommen.
Am 10.1.2011 sind schon sieben Jahre seit Aufnahme des wissenschaftlichen Betriebs vergangen. Die HRSC hat bisher zwei Drittel der Oberfläche erfasst, 40 % davon in einer Auflösung von 10 m. Es dauert erheblich länger als gedacht alle Lücken zu füllen, auch weil viele Aufnahmen wetterbedingt schlecht ausfielen - auch wenn das Gebiet mehrmals erfasst wurde. Man hatte eben jedes Mal Pech. Bis Ende 2014 - so lange dauert die jetzige Missionsverlängerung hat man Zeit die Lücken zu schließen.
Im August versetzte sich Mars Express in den Sicherheitsmodus und wartete auf Anweisungen. Es zeigte sich, dass es ein Problem bei der Kommunikation von Kommandos vom Hauptcomputer in den SSMM ( Solid-State Mass Memory) gab, der als Ersatz für eine Festplatte fungiert. Er nimmt alle Daten aber auch Kommandos für eine spätere Ausführung auf. Wird das Problem nicht gelöst, so ist Mars Express praktisch außer Betrieb, da man ohne den SSMM praktisch keine Daten speichern kann und wegen der nur zu 70% stromliefernden Solarzellen ein gleichzeitiger Betrieb von Instrumenten und Sender praktisch ausgeschlossen ist.
Es zeigte sich bei der Untersuchung, dass eine Datei betroffen war. Sie speichert die Kommandos ab. Auch das Wechseln auf einen anderen Speicherkontroller half nichts. Die Lösung die bis Dezember erarbeitet wurde, war dass man die Kommandos woanders auslagerte und nur eine zweite Datei, die aber nur 117 anstatt über 3000 Kommandos aufnahm benutzte. Da eine einzige HRSC Aufnahme aber schon bis zu 50 Kommandos erforderte war nun eine intelligente Lösung gefordert und man besann sich auf einen Trick: Die neue Liste nimmt Makros auf, die eigentlichen Kommandos sind woanders abgelegt und werden vom Makro dann aufgerufen. Ab Dezember wurden nach und nach alle Instrumente aktiviert und der neue Modus erprobt. Am 15.2.2012 war Mars Express wieder voll einsatzfähig. Bild links: die erste HRSC Aufnahme im neuen Modus.
Im Juni gab es die seltene Gelegenheit einer Bedeckung von Mars Express durch Phobos, die zwar nur 12 Sekunden dauerte, über die aber die Umlaufbahn um den Faktor 2 genauer bestimmt werden kann (besser gesagt die noch existierenden Abweichungen oder die Unsicherheiten halbiert). Die Raumsonde Phobos Grunt der dies zugute kommen sollte, ist allerdings schon vor 5 Monaten beim Wiedereintritt verglüht.
Seitdem gab es mehrere Missionsverlängern, zuletzt bis zum 31.12.2018.
Beide Sonden haben einiges gemeinsam. Beide basieren auf einer verlorenen Mission. Bei MEX war es Mars-96 und beim Mars Global Surveyor (MGS, Bild links) war es der Mars Observer (MO). Beide waren für beide Organisationen die ersten Missionen mit reduziertem Budget. Beide verwendeten die Instrumente der verlorenen Mission und Teile anderer Sonden um die Kosten gering zu halten. Doch es gibt auch Unterschiede:
Der MGS konnte nicht alle Experimente des MO
mitführen, diese wogen mit 158 kg mehr als doppelt so viel wie die
maximale Nutzlast des MGS von 78 kg. Die beiden schwersten Experimente
führten die beiden folgenden Missionen mit. Dagegen muss Mars Express nur
die europäischen Experimente des Mars-96 transportieren.
Mars Express ist durch die Wahl der Sojus-Fregat Trägerrakete fähig mehr Instrumente mitzuführen, es sind 116 kg anstatt 78 kg. Dabei wurde das Limit der Trägerrakete nicht einmal ausgeschöpft und es blieb noch Platz für einen Lander. MGS muss dagegen um Gewicht zu sparen Aerobraking nutzen um seinen Orbit zu erreichen. Dies dauerte durch ein defektes Sonnensegel 1½ Jahre. Dagegen wurden im folgenden US Programm die Sonden immer kleiner und benötigten nicht einmal eine volle Delta 2 Trägerrakete - Dafür transportieren die beiden nächsten Orbiter nur je 2 Experimente. Ob es nicht sinnvoller gewesen wäre einen Orbiter zu bauen und die volle Delta 2 Nutzlast auszuschöpfen?
MEX nutzt kein Aerobraking um den Orbit zu verkleinern sondern bleibt im einem elliptischen Orbit. Da er einen großen Datenspeicher an Bord hat, kann er während der längsten Zeit der Ellipse senden. Durch den elliptischen Orbit sind aber bestimmte Gebiete gut erfassbar, andere nicht. Vielleicht hätte man anstatt Beagle 2 lieber die Treibstofftanks voll gefüllt (und dann 595 anstatt 430 kg Treibstoff mitgeführt), die Sojus Fregat, hätte auch diese Nutzlast tragen können.
Die Strategie der ESA ist intelligenter als die der NASA. Der MGS war noch preiswert zu bauen, weil er aus Ersatzteilen des MO zusammengebaut wurde. Anstatt ihn nun nachzubauen und die beiden letzten Experimente auf einem MGS-2 zu starten, entwickelte man die Minisonden Mars Climate Orbiter und Odyssey 2001. Jede dieser Sonden hält die Kriterien für eine Discovery Mission ein (Kosten 150 Millionen USD bis zum Start, Preisbasis 1992). Aber zusammen sind sie viel teurer als der MGS, obgleich sie nicht mehr Nutzlast haben.
Dagegen wird die ESA ein zweites Flugexemplar von Mars Express umrüsten, darauf Experimente die man für Rosetta entwickelt hat packen und dieses zur Venus schicken - als Venus Express. (Bild rechts) Man bleibt also der Strategie treu "Reste" zu verwerten. Venus Express startete am 21.11.2005 und war noch preiswerter als Mars Express.
Leider ist damit auch erst mal Schluss mit
der Planetenerkundung, denn die nächste Mission aus der man Reste
verwerten könnte ist erst im Jahre 2009 in Sicht: Die Merkurmission
Bepi-Colombo. Schade, denn damit ist Europa sehr erfolgreich.
Vergleichbar mit Mars Express ist dagegen der nächste Orbiter der Amerikaner, der Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). Er ist mit 2 t Startmasse 3 mal schwerer als die beiden letzten Sonden und instrumentell mit Mars Express vergleichbar: er führt mehrere Kameras, ein leistungsfähiges Infrarotspektrometer und eine Nachfolgeversion von MARSIS mit. Mars Express führt mehr Spektrometer mit, dagegen wird der MRO 3 Kamerasysteme aufweisen. Beide Orbiter ergänzen sich recht gut. So kann der MRO viel detaillierte Aufnahmen anfertigen, doch sie decken nur einen Teil der Oberfläche ab. Ein 3D Modell wie die HRSC liefern die Kameras von MRO nicht. so kann man bestimmte Teile die auf den HRSC Aufnahmen interessant aussehen mit dem MRO genauer erfassen. Ähnlich wird SHARAD als Nachfolger des MARSIS Radars eine höhere Auflösung aufweisen. Es dringt aber nicht so tief ein und kann so nur oberflächennahe Wasservorkommen untersuchen.
Mars Express kostete insgesamt 300 Millionen Euro, davon 150 Millionen für die Sonde ohne Experimente. Weitere 54 Millionen entfallen auf den Start, die Missionsüberwachung und den Zuschuss für Beagle. Die Eigenmittel von Beagle betrugen 40 Millionen Euro. Der Rest entfiel auf die Experimente. Der deutsche Anteil liegt bei 49 Millionen € für den Mars Express und 30.2 Millionen € für den Bau und Betrieb der deutschen Experimente an Bord von Mars Express und Beagle. Mit 79.2 Millionen € ist Deutschland daher am stärksten bei Mars Express beteiligt. Übrigens: Ein einziger der 180 deutschen Eurofighter kostet in etwa genauso viel.
Es bleibt aber Mars Express eines zu wünschen: Das er genauso lange in Betrieb bleibt wie Mars Global Surveyor. Konzipiert wie Mars Express für einen Betrieb über ein Marsjahr arbeitete er nahezu über 10 Jahre, auch wenn sich im Laufe der Zeit einige Experimente verabschiedeten.
Mehr zu der Raumsonde Mars Express
Mehr zu Beagle 2
Mars Express Homepage (ESA): http://sci.esa.int/marsexpress
Mars Express bei der DLR: http://www.dlr.de/mars/
Beagle 2 Homepage: http://www.beagle2.com/index.htm
HRSC Homepage: http://berlinadmin.dlr.de/Missions/express/
NSSC Informationen: http://nssdc.gsfc.nasa.gov/database/MasterCatalog?sc=2003-022A
VMC Website http://www.esa.int/SPECIALS/VMC/index.html
Alle Bilder von Mars Express haben das Copyright der ESA
Bilder von Beagle 2: "All Rights Reserved Beagle 2".
Bilder der HRSC: Copyright ESA/DLR Institut für Planetenerkundung.
Dieser Text stammt von Bernd LeitenbergerLang Zeit gab es von mir nur ein Buch über Raumsonden: die beiden Mars-Raumsonden des Jahres 2011, Phobos Grunt und dem Mars Science Laboratory. Während die russische Raumsonde mittlerweile auf dem Grund des Pazifiks ruht, hat für Curiosity die Mission erst bekommen. Das Buch informiert über die Projektgeschichte, den technischen Aufbau der Sonden und ihrer Experimente, die geplante Mission und Zielsetzungen. Die Mission von Curiosity ist bis nach der Landung (Sol 10) dokumentiert. Einsteiger profitieren von Kapiteln, welche die bisherige Marsforschung skizzieren, die Funktionsweise der Instrumente erklären aber auch die Frage erläutern wie wahrscheinlich Leben auf dem Mars ist.
2018 wurde dies durch zwei Lexika, im Stille der schon existierenden Bücher über Trägerraketen ergänzt. Jedes Raumsonden Programm wird auf durchschnittlich sechs bis acht Seiten vorgestellt, ergänzt durch eine Tabelle mit den wichtigsten zeitlichen und technischen Daten und Fotos der Raumsonde, bzw., Fotos die sie aufgenommen hat. Ich habe weil es in einen band nicht rein geht eine Trennung im Jahr 1990 gemacht. Alle Programme vorher gibt es in Band 1. Die folgenden ab 1990 gestarteten dann in Band 2. In Band 2 ist ein Raumsonden Programm meist eine Einzelsonde (Ausnahme MER). In Band 1 dagegen ein Vorhaben das damals zumeist aus Doppelstarts bestand, oft auch mehr wie z.B. neun Ranger oder sieben Surveyor. Beide Bänder sind etwa 400 Seiten stark. In Band 1 gibt es noch eine gemeinsame Einführung für beide Bände über Himmelsmechanik und Technik der Instrumente. Beide Bände haben einen Anhang mit Startlisten, Kosten von Raumsonden und Erfolgsstatistiken. Band 2 hatte Redaktionsschluss im Januar 2018 und enthält die für 2018 geplanten Missionen über die es genügend Daten gab.
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