Home Raumfahrt Raumsonden Einzelne Programme Site Map counter

MAVEN

MAVEN (MAVEN - Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN Mission) ist eine Discovery Class Mission. Für diese gibt es eine Kostenkappung bei 450 Millionen Dollar. Früher waren die Raumsonden des Discovery Programmes relativ preiswert, doch da sich Verluste häuften, werden sie nun umsichtiger angegangen, nicht mehr so schnell und die Kosten sind angestiegen, sodass es heute eher Mittelklasse Raumsonden sind und die Rolle der kleinen Raumsonden haben Missionen wie GRAIL oder LADEE eingenommen. Trotzdem wird MAVEN preiswerter ein als der letzte Orbiter MRO und natürlich der Marslander Curiosity. Leider wird MAVEN die letzte Discovery Class Mission sein, zumindest was den Mars angeht. Die NASA hat beschlossen nun mehr auf wesentlich teurere Flagship Missionen wie sie der neueste Marsrover Curiosity ist zu setzen. Davon dürfte aber alleine wegen der Kosten von über 1 Milliarde Dollar pro Mission und der Problematik eines stagnierenden, in realer Kaufkraft sogar sinkenden NASA-Haushalts mit neuen Ausgaben für SLS und kommerzielle Besatzungstransporte aber nicht sehr viele möglich sein. Die gemeinsame Exomars Mission, die mit den Europäern angegangen werden sollte, wurde schon gestrichen.

Wie bei anderen Raumsondenaufsätzen habe ich den Aufsatz in zwei Zeile geteilt. In diesem Aufsatz wird die geplante Mission, die Raumsonde und ihre Experimente beschrieben. Über die Mission den tatsächlichen Ablauf) informiert dann ein zweiter Aufsatz der unregelmäßig aktualisiert wird.

MAVEN hat drei wesentliche Aufgaben:

Die Ziele zeigen schon: MAVEN wird sich (anders als die bisherigen Orbiter) nicht mit der Oberfläche beschäftigen. Die letzten Raumsonden standen unter dem Motto "Die Suche nach Wasser". Lander und Orbiter hatten die Aufgabe Wasser in und unter der Oberfläche nachzuweisen bzw. Spuren von früheren Ozeanen, die es heute nicht mehr gibt. Es gibt daher kein Kamerasystem an Bord. Stattdessen hat sie Instrumente an Bord, mit denen man direkt Teilchen in der oberen Atmosphäre Bestimmen kann. Das unterschiedet sie auch von Instrumenten auf anderen Orbitern wie dem MRO und Mars Express, welche auch die Atmosphäre untersuchen, aber vor allem dies mit Fernerkundungsexperimenten machen. MAVEN wird zwar primär die heutige Atmosphäre untersuchen. Doch die Ergebnisse, wie viel Materie der Mars durch die Sonnenaktivität verliert und welche Prozesse dabei ablaufen, erlauben es Rückschlüsse auf die Vergangenheit zu ziehen, also genauer zu beziffern wie viel Materie der Mars früher in der Atmosphäre hatte und wie schnell er diese verlor.

Ursprünglich sollte die Sonde 475 Millionen Dollar im Wert von 2007 kosten (ohne Trägerrakete(. Bedingt durch die Inflation, aber auch erhebliche Kostensteigerungen bei der Trägerrakete, werden vor dem Start nun 671 Millionen Dollar (real, nicht inflationskorrigiert, mit Trägerrakete) angegeben. Seitens der NASA ist das Projekt aber voll im Budget. Wesentliche Kosteneinsparungen kamen dadurch zustande dass die Operationen relativ preiswert sind. Sie liegen bei rund 45 Millionen Dollar. Der MRO als letzter Marsorbiter hatte noch ein viermal so hohes Budget. Neben einem kleineren wissenschaftlichen Team spielt auch eine Rolle, dass die Raumsonde anstatt einmal pro Tag nur zweimal pro Woche die 35 m Antennen des Deep Space Networks kontaktiert.

Die Raumsonde

Gegenüber dem letzten Orbiter MRO ist MAVEN eine leichte Raumsonde, zumindest was das Trockengewicht angeht. Beim Startgewicht sieht dies nicht ganz so aus, da für zahlreiche Abtauchmanöver in die Marsoberfläche, die Treibstoff kosten da dafür jeweils die Bahn abgesenkt und nach Durchlaufen des Orbits wieder angehoben wird. Hier ein Vergleich der beiden letzten US-Marsorbiter

  MAVEN MRO
Startmasse 2.454 kg (2.800 kg mit Adapter) (NASA) 2.180 kg
Trockenmasse: 809 kg 1.031 kg
Spannweite: 11,43 m 13,60 m
Minimale elektrische Leistung im Marsaphel 1.135 W 1.270 W
Experimente 8 6
Gewicht der Experimente 65 kg 139 kg
Gesamtkosten 671 Millionen Dollar 720 Millionen Dollar
davon Raumsonde 452,9 Millionen Dollar (mit Betrieb) 450 Millionen Dollar
davon Trägerrakete 187 Millionen Dollar 90 Millionen Dollar
Davon Missionskosten 45 Millionen Dollar 180 Millionen Dollar
Missionsdauer: 2,5 Jahre 5,5 Jahre

MAVEN bei einem TestMAVEN verwendet zahlreiche Subkomponenten des MRO. Unterscheidet sich aber auch von ihm. Die Struktur ist fast identisch zum MRO. Das Kommunikationssystem und Antriebsmodul wurden in großen Teilen auch übernommen. Das spart Koten. Die Raumsonde hat nur zwei anstatt drei Solarpanels. Die HGA (High Gain Antenna) ist wie bei Mars Express fest montiert, beim MRO ist sie an einem Ausleger und schwenkbar. Diese einfachere Konstruktion ergibt sich daraus, dass die Raumsonde die meiste Zeit über auf die Sonne ausgerichtet ist und nur für die Datenübertagung kurzzeitig sich auf die Erde ausrichtet.  Dagegen hat der MRO eine kreisförmige Umlaufbahn, muss seine Instrumente also immer auf den Planeten ausgerichtet haben und die Antenne nachführen können.

Die 2,1 m große Antenne kann bis zu 550 kbit/s zur Erde übertragen. Die Sonde ist im Normalfall auf die Sonne ausgerichtet. Drehungen erfolgen durch Reaktionsschwungräder. Da auch für die Kommunikation sich die Sonde drehen muss, da die Antenne fest eingebaut werden muss, gibt es zweimal pro Woche eine Pause, ansonsten überträgt MAVEN 5 Stunden pro Tag Daten.

Die beiden Solarzellenflügel bestehen aus je zwei Teilstücken. Das äußere hat zum Inneren einen Winkel von 20 Grad. Das erhöht die Stabilität der Sonde bei den Eintauchvorgängen in die Atmosphäre und macht sie etwas aerodynamischer, was den Treibstoffverbrauch senkt. Zwei Batterien mit je 55 Ah Kapazität speichern die Energie für Operationen auf der Nachtseite ab. Sie befinden sich an gegenüberliegenden Seiten des zentralen Kubus von 2,3 m Seitenlänge und 2 m Höhe (2,3 x 2,3 x 2 m). Die Struktur wiegt 125 kg und besteht aus CFK-Wertstoffen bei den Platten und einem Metallrahmen. Das Solarpaneel liefert maximal 1.200 Watt Leistung beim Mars.

Das Antriebssystem verwendet wie bei anderen US-Raumsonden nur den monergolen Treibstoff Hydrazin. 1640 kg befinden sich davon im Tank. Der zylinderförmige Tank sitzt in der Mitte des Zentralkörpers und hat einen Durchmesser von 1,30 m und eine Höhe von 1,83 m. Gegenüber der meistens bei kommerziellen Satelliten verwendeten Kombination NTO/Hydrazin ist diese energieärmer, vereinfacht die Konstruktion des Systems aber beträchtlich, da nur ein Tank anstatt zwei genötigt werden und man das Mischungsverhältnis nicht regulieren muss. Die Triebwerke für den Antrieb aber auch zum Drehen der Sonde stammen von Aerojet. Da selbst die kleinste Version der Atlas V, die Atlas 401 eine mehr als auseichende Nutzlastkapazität hatte, konnte man sich diese "Verschwendung" leisten. Mehr noch, man konnte auf das Aerobraking verzichten, das seit MGS alle US-Orbiter durchführten um Treibstoff zu sparen. Allerdings wird MAVEN auch keine niedrige kreisförmige Umlaufbahn erreichen, so dass weniger Geschwindigkeit abgebaut werden muss.

Da Triebwerke die nur Hydrazin katalytisch zersetzen nur einen kleinen Schub haben hat MAVEN sechs MR-107N Triebwerke von Aerojet, jedes mit 109 bis 170 N Schub, mit zusammen maximal 1.020 N Schub. Der Tankdruck beträgt 8,7 bis 24,2 Bar, absinkend im Triebwerk auf 4,2 bis 11,2 Bar. Je nach Druck entspricht dem einen spezifischen Impuls von 229 bis 232 s (2246 bis 2275 m/s). Jedes Triebwerk wiegt 0,74 kg hat eine Düse mit einem Expansionsverhältnis von 20,7 und ist für 1.500 Starts ausgelegt.

Kleine Schubänderungen wie Orbitänderungen oder Korrekturen auf der Transferbahn werden mit MR-106E Triebwerken durchgeführt. Jedes der sechs Triebwerke hat einen nominellen Schub von 22 N. Er kann zwischen 11,6 und 30,7 N durch die Wahl des Brennkammerdrucks variiert werden. Er kann zwischen 4,5 und 12,4 Bar gewählt werden, entsprechend einem Tankdruck von 6,9 bis 24,5 Bar. Der spezifische Impuls ist dank einer größeren Expansionsdüse mit einem Flächenverhältnis von 60,7 mit 229 und 235 größer. Das Triebwerk wiegt 0,635 kg und ist für 50.000 Starts, einer maximalen Betriebszeit am Stück von 2.000 s und einer Gesamtbetriebszeit von 4.690 s qualifiziert. Während diese Triebwerke in der Längsachse angeordnet sind, haben die acht MR-103D Triebwerke an den vier Seiten, jeweils rechteckig aufeinander angeordnet die Aufgabe die Sonde zu drehen oder zu verschieben. Sie haben nur 1 N Schub.

Die Ausrichtung wird wie bei den meisten heutigen Raumsonden durch zwei Systeme festgestellt. Zwei Startracker, Kameras mit Weitwinkelobjektiven machen zehnmal pro Sekunde eine Aufnahme des Sternenhimmels, suchen im Bild die hellsten Sterne und gleichen diese mit einem Katalog ab. So weiß NAVEN wie es relativ zum Sternenhimmel als unveränderlichem System orientiert ist. Die Geschwindigkeit wird damit nicht bestimmt. Dazu dienen zwei Inertialeinheiten. Sie bestehen aus je einem Ringlaserkreisel und einem Beschleunigungsmesser pro Achse. Der Beschleunigungsmesser liefert die Information über Geschwindigkeitsänderungen z. B. beim Triebwerksstarts oder der Abbremsung bei Deep Dips. Der Ringlaserkreisel über Lageänderungen. Dieses System ist unabhängig von dem Sternenhimmel, wichtig wenn dieser z.B. vom Mars verdeckt wird. Drehungen, z. B. um Instrumente auszurichten oder die Hauptantenne zur Erde zu drehen werden durch vier Reaktionsschwungräder, je eines pro Achse plus ein viertes als Reserve das in jede Achse gedreht werden kann durchgeführt. Elektromotoren beschleunigen oder bremsen das Rad ab, das 10 kg wiegt und bis zu 6.000 mal pro Minute rotiert. Aufgrund des Impuls Erhaltungssatzes wird bei Rotation eines Rads der ganze Satellit in die Gegenrichtung gedreht.

MAVEN hat wie der MRO das Elektra Package an Bord. Das ist eine Anlage mit der die Sonde Daten des Rovers Curiosity übermittelt werden. Elektra kann anders als die älteren Empfangsanlage über die Odyssey verfügt die Datenrate der Qualität des Signals anpassen und erreicht so höhere Datenrate. Ursprünglich war diese eingebaut worden, da die nächste Sonde der NASA wieder ein Rover sein sollte (seit 2001 wechseln sich Orbiter / Rover ab). Doch durch die Sparmaßnahmen im US-Haushalt aber auch Umschichtungen im NASA Haushalt zugunsten bemannter Projekte wie der SLS. Eine Entscheidung über die nächste Sonde ist noch nicht getroffen und sie wird wohl erst nach Ende der Primärmission von MAVEN fertiggestellt werden. Die Beteiligung an dem europäischen Exomars Projekt ist auch gestorben, so wird diese Einrichtung nicht benötigt. Nach wie vor sind die beiden in niedriger Höhe den Mars umkreisenden Orbiter Odyssey und MRO als Funkrelay für Curiosity vorgesehen. MAVEN wird jedoch als Backup zur Verfügung stehen. Elektra wiegt 4,9 kg und kann Daten mit bis zu 2 MBit/s empfangen und Kommandos mit 8 bis 32 kbit/s zu einem Lander übtragen.

Der Bordcomputer ist der seit 2005 auf US-Raumsonden eingesetzte RAD 750, eine strahlengehärtete Version des PowerPC 750. Er kann mit bis zu 200 MHz getaktet werden und entspricht in der Rechenleistung dem im Macintosh G3, iMac oder Powerbook G3 verbauten Power-PC 750. Bei x86 Prozessoren wäre die Rechenleistung etwa so hoch wie bei einem 300 MHz Pentium II.

Wie andere Raumsonden durchlief auch MAVEN ein Verfahren , dass die Einhaltung der Vorschriften für die Kontamination von Planeten mit Mikroben gewährleistet. MAVEN fällt in Kategorie III, das bedeutet, entweder die Raumsonde bleibt so lange im Orbit, dass Bakterien abgestorben sind, oder es werden nicht mehr als 300.000 Sporen übertragen. Da der Orbit zu niedrig ist, als dass er 50 Jahre stabil wäre, hat man sich für das zweite entscheiden. Wesentlichster Punkt ist dass man MAVEN so aufbaute, dass sie beim Eintritt in die Atmosphäre in möglichst viele Stücke zerfällt, die auf mindestens 500°C erhitzt werden (für 0,5 s) und damit sicher die Sporen an der Oberfläche abgetötet werden. Nach den Simulationen sollten von geschätzten 37 Millionen Sporen beim Start noch 65.000 diese Prozedur überleben. Damit werden die Anforderungen der Kategorie III erfüllt.

Instrumente

InstrumentenpositionDie Instrumente entfallen in drei Gruppen. Das eine ist das einzige Fernerkundungsinstrument, ein abbildendes UV-Spektrometer. Das zweite ist das Massenspektrometer das direkt Atome und Ionen in der Hochatmosphäre und der da überliegenden Ionosphäre aufnimmt und das dritte ist die größte Gruppe die gruppe der Experimente, die Wellen und Teilchen messen zu denen insgesamt sechs Instrumente gehören.

Zum ersten Mal seit Galileo wieder im Einsatz bei einer Planetensonde ist eine Plattform auf der einige Instrumente montiert sind. Früher war dies vor allem bei vorbeifliegenden Raumsonden Standard, dass sie mit der Antenne auf die Erde ausgerichtet waren und die Experimente über eine in zwei Achsen schwenkbare Plattform den Zielen nachgeführt wurden. So machte man es auch bei den frühen Orbitern wie Viking und Mariner 8+9. Heute sind sie fest an der Sonde angebracht, das ist preiswerter und minimiert die Gefahr dass die Antriebsmotoren für die Plattform ausfallen können (wie dies beim Saturnvorbeiflug von Voyager 2 passierte), aber dafür muss man die ganze Sonde drehen. Drei Experimente sind auf dieser Plattform angebracht. Sie ist um 177,5 Grad im Azimut und um 90 Grad in der senkrechten schwenkbar. Auf ihr befinden sich IUVS, NGIS und STATIC. Die anderen Experimente sind außen am Sondenkörper oder an den Enden der Solarzellenflügel angebracht.

MAVEN hat keine Kamera, da sie für die wissenschaftliche Fragestellung um die es hier geht - die Untersuchung der Atmosphäre und nicht der Oberfläche nicht benötigt wird. Man erwog zeitweise eine Kamera die der Öffentlichkeitsarbeit dient, wie der MoonCam von GRAIL A+B zu integrieren, aber dies erwies sich als zu aufwendig und zu teuer weil sie nicht in das Konzept passte. So ist das Kommunikationssystem auf niedrige Datenraten wie sie die Instrumente liefern ausgelegt. Eine Kamera würde mehr Daten liefern als alle anderen Instrumente zusammen. Daher verzichtete man auf eine Kamera. Das ist kein Verlust, sind doch an drei derzeit in der Marsumlaufbahn befindlichen Orbitern nicht weniger als vier Kameras aktiv.

Die Experimente stammen von drei Institutionen. Vom Goddard Space Flight Center, das auch die Mission betreut stammen NGIS und MAG. Die Universität von Boulder in Colorado stellt IUVS und LWP. Die restlichen Experimente stammen von der Universität von Kalifornien, bei einem (SWEA) ist auch mit dem IRAP ein europäisches Institut beteiligt.

IUVS

IUVSIUVS (Imaging Ultraviolet-Visible Spectrometer) ist das bisher erste abbildende UV-Spektrometer an Bord einer US-Raumsonde mit hoher Auflösung. Es hat zwei Öffnungen. Einen Einlass, der zum Boden schaut und eine die zum Horizont schaut. Ein rotierender Scan-Spiegel erlaubt es jeweils einen von beiden Öffnungen für die Beobachtung zu wählen. Drei Spiegeln werfen das Bild zuerst auf ein Reflexionsgitter wo es in das Spektrum aufgebrochen wird und dann zur Kamera. Es gibt insgesamt vier Beobachtungsmodi:

Der CMOS Detektor nimmt eine Zeile von 0,06 Grad Höhe und 10 Grad Breite auf. Es gibt zwei Detektoren zwischen 110 und 190 nm mit 0,6 nm Auflösung und zwischen 180 und 340 nm Wellenlänge mit 1,2 nm Auflösung. Ein Stahlenteiler lenkt jeweils einen Teil des Lichtes auf einen der Detektoren. Es gibt zwei Auflösungen. Zum einen für den ganzen Bereich eine niedrige Auflösung, zum anderen für den Bereich Bereich um die Lyman-± Serie von Wasserstoff und Deuterium eine hohe Auflösung um diese beiden Spektrallinien zu trennen und für dies beiden Isotope die Massenverhältnisse zu bestimmen.

Das Instrument ist auf der Beobachtungsplattform angebracht und kann daher dem beobachtungsziel nachgeführt werden, bzw. zeilenweise ein Bild erzeugen das aus zahllosen Einzelspektren besteht indem die Plattform über den Planeten geschwenkt wird.

Da der Mars keine Ozonschicht hat und die Atmosphäre dünn ist können UV-Strahlen leicht neutrale Atome und Moleküle, aber auch Ionen die durch den Beschuss mit dem Sonnenwind entstanden sind treffen. Da in diesem Strahlenbereich die Oberfläche keine Strahlung absorbiert und vor allem die Absorption und Emission bei bestimmten quantenmechanisch vorgegebenen Wellenlängen erfolgt ist dieses Verfahren sehr sensitiv für Spurengase und / oder niedrige Konzentrationen die man mit anderen Instrumenten schwerer nachweisen kann.

Das Instrument wurde von dem Laboratory of Astronomie and Space Physics der Universitär Boulder in Colorado entwickelt. IUVS wiegt 27 kg.

Parameter Wert
Abmessungen: 71 x 33 x 15 cm
Gewicht: 22,1 kg Instrument, 27 kg mit Befestigung
Scanmodi: Horizont (24 x 11 Grad)
Fußpunkt (55 x 11 Grad)
Messbereiche (Umschaltung per Strahlenteiler): 110 - 190 nm (fernes UV) 0,6 nm Auflösung
180 - 330 nm (mittleres UV) 1,2 nm Auflösung
Detektoren: 110 - 330 nm (λ/λΔ) = 250
120 -131 nm (λ/λΔ)) = 19000
räumliche Auflösung: 0,06 Grad

NGIS

NGISDas Neutral Gas and Ion Spectrometer (NGIS) ist ein Experiment, das bisher noch auf keiner Marsmission erfolgreich zum Einsatz kam (zumindest in der oberen Atmosphäre, einige Landesonden hatten Massenspektrometer an Bord, doch diese untersuchten die bodennahe Atmosphäre und Bodenproben, die Methode wurde aber bei der Venus und Saturn angewandt). Ein Massenspektrometer ist ein Gerät das eine sehr kleine Probenmenge erst ionisiert und die Ionen dann durch ein Magnetfeld und / oder elektrisches Feld beschleunigt. Dabei werden sie vom geraden Weg abgelenkt (abhängig vom Masse/Ladungsverhältnis) und treffen an unterschiedlichen Stellen auf dem Detektor auf, wo sie registriert werden, Die Ereignisse werden gezählt. Massenspektrometer sind sehr empfindlich. Sie können Substanzmengen bis zu 1 Femtogramm (10-15 g) nachweisen. Daher ist die niedrige Dichte der Atmosphäre in MAVENs Orbit nicht von Nachteil, sondern erspart eine Vorrichtung die ein Fast-Vakuum herstellt. In 150 km Höhe sind z. B. in einem Liter Volumen noch 100 Femtogramm Materie enthalten. NGIS setzt ein Quadrupol-Massenspektrometer ein, das Teilchen nach Masse und Ladung trennt.

NGIS wird ab einer Höhe von 500 km arbeiten können, darüber hinaus ist die Dichte der Atmosphäre zu gering. Es ist auf der Plattform angebracht und kann so gedreht werden, dass die Einlassöffnung in die gewünschte Richtung schaut. Damit kann das Instrument Profile über die Höhe erstellen. Es wird die Moleküle/Radikale He, N, O, CO, N2, NO, O2, Ar, CO2. Von den Ionen werden O2+ ,CO2+ ,NO+, O+, CO+, C+, N2,OH+,N+ erfasst.

Weiterhin wird es das Isotopenverhältnis für 13C/12C, 18O/16O, 40Ar/36Ar und 38Ar/36Ar in verschiedenen Höhen feststellen. Das ist von Bedeutung, da der Mars die leichten Isotope eher verliert als die schweren. Bei einer gegebenen Temperatur haben die Moleküle/Atome eines Gases eine vorgegebene Geschwindigkeitsverteilung. Die meisten Teilchen haben eine Geschwindigkeit die um die mittlere Geschwindigkeit liegt. Einige sind jedoch viel schneller und diese können die Fluchtgeschwindigkeit des Mars überwinden und entweichen in den freien Weltraum. Da die Geschwindigkeitsverteilung von der Masse abhängig ist (schwere Teilchen haben eine höhere Masse) verliert der Mars bevorzugt die leichten Atome, die schweren werden auf konzentriert. Bestimmt man nun das Verhältnis in verschiedenen Höhen, so kann man ermitteln, wie die Anreichung quantitativ erfolgt. Damit gibt es auch Rückschlüsse wie hoch die Verlustrate ist, also wie viel Materie im Laufe der letzten Milliarden Jahren verloren wurde.

Das Instrument wird SAM an Bord das Mars Rovers Curiosity ergänzen, da man zur gleichen Zeit Messungen von der Oberfläche und dem Weltraum hat. Es wird rund 35 Minuten rund um den marsnächsten Punkt aktiv sein Das Massenspektrometer stammt von Goddard Space Flight Center (GSFC).

Parameter Wert
Modi: "offen" (ohne Ionisierung)
"geschlossen" (mit Ionisierung)
Ionisationsenergie: 75 eV
Massebereich: 2 - 150 (Helium bis Xenon)
Auflösung: 10-6
Detektor: dynamischer Bereich 108
Integrationszeit 30 ms
Scanmodi: mit 0,1 atomaren und 1 atomaren Masseneinheiten pro Schritt
Gesichtsfeld: 20 Grad

MAG

RestmagnetisierungDas Partikel + Felder + Plasmapakete besteht aus sechs Instrumenten die zum Teil erstmals auf einer US-Raumsonde am Mars eingesetzt werden, zum anderen waren derartige Instrumente (natürlich auf einem anderen technischen Entwicklungsstand) in den sechziger Jahren auf Mariner 4 und Mariner 6+7 letztmals eingesetzt worden. Da man damals keine Phänomene fand die mit denen der Erde vergleichbar sind beließ man es dabei.

MAG ist so ein Fall. MAG (Magnetometer) misst das Magnetfeld des Mars. Das wurde schon mit Mariner 4 versucht. Bedingt durch die zu geringe Sensitivität und die hohe Passagedistanz konnte man damals kein Magnetfeld feststellen. Die sowjetische Raumsonde Phobos 2 konnte mit einem empfindlicheren Magnetometer und einer größeren Annäherung an den Mars feststellen, dass der Mars zwar kein globalen Magnetfeld hat, einige Gebiete aber über eine Restmagnetisierung verfügen. Diese wurden dann mit dem Magnetometer des Mars global Surveyors (MGS) genauer kartiert. (siehe Karte links).

MAG soll diese Messungen weiter verfeinern. Es ist mehr als dreimal empfindlicher als das MAG/Er Experiment des MGS (0,015 nT gegenüber 0,04 nT Messgenauigkeit). Damit das empfindliche Instrument nicht von Magnetfeldern der Sonde (Elektronik, Teile aus ferromagnetischen Materialien) gestört wird befinden sich zwei Sensoren an zwei Auslegern an den Solarzellen. So sind sie möglichst weit von der Erde entfernt. Jeder Sensor besteht aus zwei Fluxgate Magnetometern die um 90 Grad gedreht sind und jeweils Das Magnetfeld in zwei Raumrichtungen gemessen wird. So wird von jedem Sensor das Magnetfeld in allen drei Raumrichtungen gemessen. Eine Raumrichtung jeweils doppelt.

Der niedrige Orbit hat den Vorteil, dass man so Restmagnetisierung der Kruste besser erfassen kann. Diese sind lokal und schwach.

Das Magnetometer stammt von Goddard Space Flight Center (GSFC)

Parameter Wert
Meßbereiche ± 65.536 nt (Tests auf der Erde)
± 2.048 nt (Restmagnetisierung der Kruste), Auflösung 0,06 nT
± 512 nt (Magnetfeld des Sonnenwindes) Auflösung 0,015 nT
Genauigkeit < 2 nT statisch, 0,25 nT Dynamisch, Sensorauflösung; 0,015 nT. Rest: Störung durch die Raumsonde.
Messungen 32 Vektoren/s

STATIC

STATICSTATIC (Supra thermal and Thermal Ion Compositon) bestimmt die Häufigkeit und Energie von thermischen Ionen. Es ist ein elektrostatischer Analysator. Durch eine Öffnung treten Ionen ein, und eine an einem Deflektor angelegte Spannung lässt nur bestimmte Ionen, deren Energie hoch genug ist, nicht von der Spannung zur Wand abgelenkt wird passieren. Die Spannung wird durch ein Programm stufenweise erhöht und so jeweils ein Energiebereich selektiert. Alle anderen können den gekrümmten Innenraum nicht passieren, da die Ablenkrichtung abhängig von der angelegten Spannung ist. Die Ionen die passieren können, werden mit einer Gleichspannung von 15 kV beschleunigt und treffen auf zwei Folien, eine Start- und eine Stopfolie. Beim Passieren dieser generieren sie jeweils einen Schwall von Sekundärteilchen. Die Menge und die Flugzeit sind jeweils abhängig von der Energie und Masse der Ionen, so kann man bestimmen welches Ion ein Ereignis verursacht hat. Die Folien liegen 2 cm auseinander. Eine Spannung von 10 keV beschleunigt auch jeweils die Ionen die von den Folien freigesetzt werden. Sie treffen auf einen weiteren Detektor. Eine dritte Folie absorbiert alle Teilchen die die Stopfolie passieren können. Die Folien bestehen aus Kohlenstoff und haben Massen von 0,5 bis 1,1 Mikrogramm/cm² (5 bis 11 g/m², Papier für Drucker wiegt 60-80 g/m²).

Das durchlaufen der gesamten Spannungen dauert rund 4 Sekunden.

Diese treffen auf ein Microchannelaplaterray wo die Ionen dann eine Kaskade von Elektronen freisetzen die am Ende des Detektors als Ladung bestimmt wird. Das Instrument wird nach einem Zyklus gedreht, um den ganzen Himmel abzufahren. Die Auflösung ist abhängig von der Energie der Ionen und liegt bei 9-17% der Energie und 4-8 Grad in der Richtung von der sie kamen.

Die Rohdaten sind sehr umfangreich. Pro Teilchen werden gleichzeitig zahlreiche Messungen verursacht. So müssen diese stark komprimiert werden. Die Elektronik zählt nicht jedes Teilchen, sondern erstellt eine Verteilungskurve (ein Histogramm) und reduziert so die Datenmenge von 384 auf 2 kbit/s.

Auch STATIC sitzt auf der beweglichen Scanplattfrom und kann so den ganzen Himmel um die Sonde in Streifen von rund 8 Grad Breite abtasten. STATIC stammt wie die meisten anderen Teilchenexperimente vom Space Science Laboratory der Universität von Kalifornien in Berkeley. STATIC wiegt 3,34 kg.

Parameter Wert
Meßbereiche: Ionen aus der Ionosphäre 0,1 bis 10 eV
superthermale Ionen von 5 - 100 eV
eingefangene Ionen von 0 bis 20.000 eV
Beschleunigungsspannung: 15 keV
Massebereich: 1 - 70 atomare Masseeinheiten
Geschwindigkeiten: 1 - 25 km/s
Energiebereich: 1 eV - 30 keV
Gesichtsfeld: 360 x 90 Grad

SEP

SEPDas Solar Energetic Particle Instrument (SEP) misst Atome und Ionen angeregt von Teilchen des Sonnenwindes und des interplanetaren Mediums. Gegenüber den Ionen die von Mars kommen oder von Mars eingefangen wurden haben diese viel höhere Energien. Ein Proton oder Alpha-Kern trifft dabei auf die obere Atmosphäre (zwischen 50 und 150 km, der größte Teil der Emissionen kommt aus dem Bereich von 100 bis 130 km). Dabei werden Moleküle gespalten, Kohlendioxid z. B. in Kohlenmonoxyd und atomaren Sauerstoff. Die Teilchen können dann den Mars verlassen oder sie können mit anderen Teilchen zusammenstoßen und so die obere Marsatmosphäre aufheizen.

Jeder der SEP-Detektoren besteht aus zwei gegenüberliegenden Einlassöffnungen. In der Mitte ist der Detektor aus drei Siliziumhalbeliterelementen. Links ist ein Folienelement, das dünnste, es kommen ein "dickes Blatt", etwas stärker und rechts ein offener Detektor.

Elektronen und Ionen kommen von Links und rechts zum Detektor. Eine Polyimidfolie, beschichtet mit Aluminium stoppt alle Ionen mit einer Energie von weniger als 250 eV. Je nach Energie können Ionen und Elektronen nun einen, zwei oder drei der Siliziumscheiben erreichen. Bei jedem Auftreffen setzen sie Ladungsträger frei, die bei dem Halbleitemetall eine spürbare Erhöhung der Leitfähigkeit zur Folge haben. Den dritten Detektor erreichen nur noch Elektronen mit mehr als 600 eV und Ionen  mit mehr als 11 keV Energie. Auf der rechten Seite gibt es Schutzfolie. Aber ein Samarium-Kobalt Magnet lenkt alle Elektronen mit Energien unter 350 eV soweit ab, dass sie nicht mehr den Detektor erreichen. Damit gibt es in zwei Einlassöffnungen, zwei Filter und je nach Richtung wird zuerst der dünnste oder dickste Detektor passiert, wodurch die Ergebnisse unterschiedlich ausfallen.

Da es nun eine Rolle spielt aus welcher Richtung Teilchen in das Instrument gelangen hat man zwei dieser Detektoren nebeneinander platziert, sie schauen aber in entgegengesetzte Richtungen und bilden einen Sensor. Von den Sensoren gibt es zwei Stück beide zwischen Zentralkörper und den Solararrays montiert. Die Gesichtsfelder auf der Vorderseite beider Sensoren überlappt sich. SEP stammt vom Space Science Laboratory der Universität von Kalifornien in Berkeley .

Parameter Wert
Messbereiche Elektronen: 20 keV - 1 MeV
Ionen: 20 keV -10 MeV
Messintervall 3 Zeitskalen, abhängig von der Entfernung von der Oberfläche
32 s, (> 800 km Höhe)
8 s (300-800 km Höhe)
2 s (<300 k  Höhe)
Empfindlichkeit: 20-107 Teilchen/cm²*Rad

SWIA

SWIADer Solar Wind Ion Analyzer (SWIA) soll die Dichte und die Geschwindigkeitsverteilung von Protonen des Sonnenwindes mit einer Geschwindigkeit zwischen 50 und 1000 km/s bestimmen. Die Energie soll auf 15% genau bestimmt werden und die Richtung auf 30 Grad genau. SWIA ist wie STATIC eine elektrostatischer Analysator, arbeitet aber in einem anderen Energiebereich. Er fährt alle 4 Sekunden ein Profil ab in dem er nacheinander Ionen des Energiebereiches erfasst. Wie STATIC wird eine sehr hohe Datenmenge generiert, zumal die räumliche Auflösung mit 4,5 Grad sehr hoch ist. Diese Datenmenge ist nur übertragbar wenn die Sonde sich nahe der Erde befindet. Solange sie sich der Erde nicht genügend weit genähert hat, werden die Daten reduziert. Dazu gibt es zwei Modi. da alle Teilchen von der sonne kommen, kann man nur den Bereich um die sonne erfassen und so nur ein Sechzehntel des Raums überwachen. Die zweite Möglichkeit ist es den ganzen Raum zu überwachen aber die Auflösung auf 22,5 Grad zu begrenzen, also nur ein Fünftel der räumlichen Auflösung zu nutzen. Der erste Modus wird zur Kalibration genutzt, der zweite zur Überwachung der Sonnenaktivität und der dritte zue Beobachtung wie sich die Magnetosphäre durch den Sonnenwind verändert.

SWIA stammt vom Space Science Laboratory (SSL) der Universität von Kalifornien in Berkeley.

Parameter Wert
Messbereiche: Protonen: 5 - 25.000 eV
entspricht einer Geschwindigkeit von 30 bis 2000 km/s
Messmodi: 3 Modi mit unterschiedlichen Datenraten
volle Auflösung: 360 x 90 Grad mit 4,5 Grad Auflösung
Feinreduktion: Nur sonne: 45 x 45 Grad mit 4,5 grad Auflösung
Grobreduktion: 360 x 90 Grad mit 22,5 Grad Auflösung
Empfindlichkeit: 10.000-10 Millionen Teilchen/cm²*Rad

SWEA

SWEADas Gegenstück zum SWIA ist der SWEA (Solar Wind Electron Analyzer).

SWEA ist das einzige Experiment an Bord mit internationaler Beteiligung. Der größte Teil des Instruments stammt vom IRAP (Research Institute in Astrophysics and Planetology)  in Toulouse und basiert auf Instrumenten an Bord der Sonnenobservatorien STEREO. Die Auswertelektronik stammt vom SSL der Universität Berkeley, wie bei den anderen Experimenten des Plasmapaketes. Es handelt sich um einen elektrostatischen Analysator wie bei SWIA oder STATIC. Auch hier werden äußere Spannung (Selektion der Energie) und innere Spannung (Selektion der Einfallsrichtung) variiert. Es gibt drei Modi in denen jeweils einer oder beide Parameter variiert werden, Je nach Höhe wird der Energiebereich auf die zu erwartenden Teilchen (oberhalb 500 km vom Sonnenwind, d.h. hochenergetisch), unterhalb von 500 km Ionosphärenteilchen, d.h. niederenergetisch angepasst.

Parameter Wert
Messbereiche: Elektronen von 5 eV bis 5 keV
Gesichtsfeld: 360 x 120 Grad bei Energien bis 1,6 keV
räumliche Auflösung: 20 x 22,5 Grad
Energieauflösung: bis 50 eV !2%, dann auf 18% ansteigend
Messmodi: 2 Modi mit unterschiedlichen Datenraten
<500 km:
Energiespektrum (64 Schritte der Eingangsspannung) alle 2 Sekunden)
Einfallswinkelfeststellung (16 Schritte der Eingangsspannung und 16 Schritte der Ausgangsspannung alle 2 Sekunden)
3D Verteilung  (16 Schritte der Eingangsspannung und 80 Schritte der Ausgangsspannung alle 64 Sekunden)
> 500 km Höhe
<500 km:
Energiespektrum (64 Schritte der Eingangsspannung) alle 2 Sekunden)
Einfallswinkelfeststellung (16 Schritte der Eingangsspannung und 16 Schritte der Ausgangsspannung alle 2 Sekunden)
3D Verteilung  (16 Schritte der Eingangsspannung und 80 Schritte der Ausgangsspannung alle 64 Sekunden)
Empfindlichkeit: 10.000-10 Milliarden Teilchen/cm²*Rad

LWP

LWRDas Langmuir Probe and Waves Experiment ist das erste Plasmawellenexperiment, das beim Mars zum Einsatz kommt. Es besteht wiederum aus zwei Teilexperimenten. Die Plasmawellen werden von zwei Stabantennen detektiert, die im Winkel von 90 Grad von der Sonde wegstehen. Am Ende einer jeder Antenne ist eine Langmuir Sonde, sie kann Elektronendichte, Elektronentemperatur und Plasmapotential messen. zuletzt gibt es noch einen Extrem-UV Sensor, der auf der Oberseite des Sondenkörpers montiert ist und weil sie Sonde mit den Solarpanels zur Sonne ausgerichtet ist auf die Sonne schaut und ihre UV-Aktivität misst.

Bei einer Langmuirsonde wird an einen Draht aus einem Metall, der bis auf die Spitze isoliert ist eine Sägezahnspannung angelegt. Der Strom wird gegen einen Widerstand gemessen. Das Plasma bestehend aus Elektronen und Ionen führt zu einer Veränderung des Stromes und so können wesentliche Parameter des Plasmas wie Potential, Elektronentemperatur und Elektronendichte gemessen werden.

Die Stabantennen sind dagegen normale Empfangsantennen für Radiowellen. Plasma emittiert Radiostrahlung. Dies kennt man auf der Erde eher durch die Störung des Funkverkehrs. Die Intensität wird bei unterschiedlichen Frequenzen gemessen wobei man einen Frequenzbereich abtastet. Dabei erzeugt das Instrument recht hohe Datenraten. Bei den Raumsonden zu den äußeren Planeten waren die Plasmawelleninstrumente die Experimente mit den zweithöchsten Datenraten nach den Fernsehkameras. Es ist der erste Einsatz dieser Experimente beim Mars, sonst sind diese eher Standardausrüstung von Raumsonden zu den äußeren Planeten (Jupiter bis Neptun).

Die beiden Antennen haben jeweils eine Länge von 7 m. An einem Ende ist die Antenne isoliert, am anderen eine 0,5 m lange Langmuirsonde in Form einer Titannitridbeschichtung angebracht. Zwei A/D-Wandler mit 16 und 14 Bit Auflösung machen bis zu 64.000 bzw. 4 Millionen Messungen pro Sekunde. Wie bei anderen Instrumenten wird die Messfrequenz der Höhe angepasst. Unterhalb 500 km Höhe macht das Plasmawelleninstrument bis zu 2 Millionen Messungen.

LWPA stammt vom Laboratory of Astronomie and Space Physics der Universitär Boulder in Colorado.

Parameter Wert
Nutzlast zu Plasmapontential: erwartet +40 V
Abtastbereich: ±50 V
Messpunkte Abtastung: 128
Bereich der Gleichstrommessung: 0,2 mA
Auflösung der Gleichstrommessung: 3,1 nA
Bereich des gemessenen elektrischen Feldes ±1 V/M
Auflösung des gemessenen elektrischen Feldes 0,3 mV/m
Niederfrequente Feldmessungen 0,05 bis 10 Hz
Hochfrequente Feldmessungen 90 kHz bis 1,6 MHz

EUVDer zu LWP gehörende Extrem UV Sensor (EUV) befindet sich an der Oberkante des Sondenkörpers. Er dient der Überwachung der Sonne. Da die Raumsonde auf die Sonne ausgerichtet ist, reicht es ihn ohne spezielle Ausrichtungsmöglichkeit am Kubus der Struktur zu befestigen. Der Sensor besteht nur aus drei Siliziumdioden (ohne Optik) und drei Filtern:

Die Filter werden erst im Marsorbit geöffnet um eine Verschmutzung zu minimieren.

Das Experiment soll die Sonnenaktivität überwachen. Im Visuellen sieht man die aktive Sonne an Sonnenflecken, die dunkel erscheinen, sowie wenn sie am Rande sind Ausbrüchen zwischen den Flecken wie Flares oder Prototuberanzen. Während eine noch so aktive Sonne die Helligkeit im sichtbaren Bereich kaum verändert, ist dem im extremen UV nicht so. In diesem Bereich strahlt die Sonne fast kein Licht aus, stattdessen dominieren Emissionen von der von den Flares aufgeheizten Korona, und diese Intensität kann in unterschiedlichen Zeitskalen (Sekunden bis Dekaden) schwanken. Um die Datenmenge zu begrenzen und weil es die Konstruktion bedeutend vereinfacht, wertet man nicht das ganze Spektrum aus sondern nur drei Bereiche. Je nach Phänomen verschiebt sich die Intensität. So wird bei einer ruhigen Sonne erwartet, dass wenn man die Signale des 0,1-7 nm und 16-21 nm vergleicht, 74% der Signalstärke auf den Bereich um 16-21 nm entfallen und 26% auf den Bereich von 0,1 bis 7 nm. Bei einem Flare-Ereignis, dreht sich dies um, dann kommen 95% der Energie von 0,1 bis 7nm und nur 5% zwischen 16 und 21 nm.

Damit liefert EUV eine Prognose über die Sonnenaktivität. Da die bei Flares ausgestoßenen Teilchen mit Geschwindigkeiten von 500 bis 1000 km/s freigesetzt werden erreichen sie den Mars nach 4-7 Tagen. Genügend Zeit um die Messungen der Instrumente anzupassen. Die UV-Strahlung der Flares selbst erhöht auch die Dichte der Marsatmosphäre über einige Stunden. Die UV-Strahlung ionisiert vermehrt Teilchen die dann nach oben in die Ionosphäre gelangen und so deren Dichte erhöhen. Auch dieser Effekt ist natürlich für die Raumsonde und ihre Untersuchungen wichtig.

ACCEL

Da die Raumsonde so tief in die Atmosphäre eintaucht wird sie schon merklich abgebremst. Das Experiment ACCEL (Accelometer Science) nutzt die Interialplattformen die sich an Bord als Referenzsysteme für die räumliche Ausrichtung befinden als Messgeräte. Die Inertialplattformen sind Ringlaserkreisel, bei denen ein Laserstrahl in zwei Teilstrahlen aufgespalten werden. Sie werden über Spiegel in einem Dreieck umgelenkt und an einem Detektor wieder vereinigt und zur Interferenz gebracht. Wird die Raumsonde in der Achse in der der Laser im "Kreis" geschickt wird beschleunigt so erzeugt dies einen Dopplereffekt, der führt dazu, dass einer der beiden Strahlen eine höhere Frequenz hat und bei der Interferenz z.B. beide Phasen sich nicht mehr auslöschen. Die Lichtintensität ist dann ein Maß für die Beschleunigung. Damit stellen Raumsonden ihre Beschleunigung fest, durch Integration so die Geschwindigkeit und den zurückgelegten Weg. Pro Raumachse verfügen Sonden über einen Laserkreisel.

Wird die Raumsonde abgebremst, so geben diese IMU einen Impuls ab der proportional zur Geschwindigkeitsänderung ist. Damit wird die Abbremsung gemessen. Aus den Daten kann man wiederum die Dichte und Temperatur der Atmosphäre ableiten. Das Experiment wird Daten ab einer Höhe von 170 km liefern, also im Bereich zwischen 170 und 150 km bei dem normalen Orbit und zwischen 170 und 125 km bei "Deep Dips". Frühere Marsorbiter nutzten auch ihre IMU (Inertial Measurement Unit) als Messgeräte und tauchten während der Aerobrakingphase sogar noch tiefer ein, doch MAVEN wird mehr Orbits durchlaufen als alle Missionen vor ihr und diese sind auch über den ganzen Globus verteilt. Man wird daher einen umfassenderen Überblick als jemals zuvor von der oberen Marsatmosphäre erhalten.

Entwicklungsgeschichte

Anders als bei den meisten US-Raumsonden wird MAVEN nicht vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) entwickelt sondern vom Goddard Space Flight Center (GSFC). Die Instrumente stammen daher auch von der Uni in Berkeley, dem GSFC. Die Raumsonde selbst wird von Lockheed Martin Space Systems gebaut.

Das Konzept wurde 2004 erarbeitet. Wie bei allen Raumsonden wurde dann ein Entwurf 2006 eingereicht. 2007 wurde der Entwurf zusammen mit anderen selektiert für die Auswahl einer neuen Discovery Mission. Im September 2008 wurde die Genehmigung für die Entwicklung gegeben.

Als im Laufe des Jahrs 2007 klar wurde, das der Mars Rover Curiosity nicht würde 2009 starten könnten und die zweijährige Verzögerungen auch höhere Kosten für das Projekt bedeutete wurde der Start von MAVEN von 2011 auf 2013 verschoben um die Gelder die für diese Zeit eingeplant waren für Phoenix zu verwenden. Da zu diesem Zeitpunkt MAVEN noch nicht in die Produktionsphase gegangen war, war dies problemlos möglich, da diese der teuerste Teil des Projektes ist. Im Juli 2010 wurde das Vorläufige Design Review abgeschlossen, nun konnte die eigentlichen Entwicklung und der Bau der Hardware beginnen. Im Juli 2011 wurde dann auch das Critical Design Review abgeschlossen, nun konnte der Bau beginnen.

Am 1.10.2013 wurde die NASA "heruntergefahren", anders kann kann  den "Shutdown" nicht übersetzen. Es kam dazu, da sich Demokraten und Republikaner nicht über den US-Haushalt einigen konnte. Davon war auch MAVEN betroffen. Da sich die Raumsonde schon auf den Start vorbereitet wurde, gab es eine Ausnahmeregelung, damit die Raumsonde pünktlich starten konnte.

Die Mission

Orbit 1Das Startfenster für MAVEN öffnet sich am 18.11.2013 und schließt sich am 7.12.2013. Während dieser Zeit reicht die Leistung der Trägerrakete Atlas 401 aus, die Raumsonde auf die Übergangsbahn zu bringen. Die Energie erreicht ein Minimum in der Mitte des Startfensters, man versucht aber wie bei jeder Raumsonde sie am Anfang des Startfensters zu starten, da die eingesparte Energie nicht genützt werden kann, sondern sich nur in mehr Resttreibstoff in der Centaur Oberstufe niederschlägt.

MAVEN wird um den Mars zuerst in einen elliptischen Übergangsorbit einschwenken. Das nominelle Datum bei dem der Mars erreicht wird, ist der 22.9.2014, abhängig vom Startdatum. Es kann auf bis zum 28.9.2013 dauernd, wenn der Start sich verschiebt. Dazu wird am Mars um 1233 m/s abgebremst (erheblich mehr als bei den letzten Raumsonden, dort waren es um 800 m/s) und MAVEN erreicht einen ersten Orbit mit einem marsnächsten Punkt in 380 km Höhe. Der marsfernste Punkt liegt in etwa 6000 km Höhe. Es schließt sich eine Komissionsphase an. In dieser werden die wissenschaftlichen Instrumente nochmals geprüft und in Betrieb genommen sowie die Gesundheit der Raumsonde gecheckt und der Orbit determiniert.  Nach 5 Wochen wird der marsnächste Punkt, die Periapsis auf 150 km Höhe abgesenkt. Der wissenschaftliche Beobachtungsorbit hat dann eine Umlaufszeit von 4,5 Stunden und eine Neigung von 75 Grad zum Marsäquator. Die Periapsis liegt in 150 km Höhe. Die Umlaufbahn wurde so angelegt, weil sie infolge der Rotation des Mars und der Bewegung um den Mars so sowohl alle Punkte der Oberfläche passiert werden, wie auch die Komplete Umgebung des Mars. So liegt der planetennächste Punkt einmal auf der Nachtseite und ein Jahr später auf der Tagseite. Da die Sonde auch die Interaktion der Sonne die zum Höhepunkt eines Sonnenzyklus besonders viele Teilchen emittiert mit dem Mars messen sollte war gewünscht dass sie zum Höhepunkt des elfjährigen Zyklus startet, das wäre beim Start 2011 der Fall gewesen. Nun kommt sie etwas zu spät (so wird gerade vor dem Start eine sehr aktive Sonne beobachtet, doch diese kann, wenn die Raumsonde 11 Monate später ankommt, schon wieder beim Abflauen sein), aber die Sonne ist nicht berechenbar. Es ist nur sicher das die Aktivität innerhalb von 11 Jahren schwankt, doch wie stark und wann gerade das Maximum ist, das ist nicht sicher. Das kann auch erst noch kommen. (On gewisser Weise ist der Sonnenzyklus mit unseren Jahreszeiten vergleichbar. Im Mittel kommt der Winter alle 12 Monate, doch manchmal dauert er lange und manchmal kurz, manchmal ist er mild und manchmal kalt).

Dieser Orbit wird aber für Atmosphärenuntersuchungen immer wieder abgesenkt, es gibt dafür einen "deep dip", bei dem die Sonde tiefer eintaucht. Diese deep Dips stellen hohe Anforderungen an die Vermessung der Bahn und auch die Vorhersage wann das Perigäum durchlaufen wird, da die Instrumente korrekt ausgerichtet sein müssen. Bei den normalen Umlaufbahnen liegt der planetennächste Punkt in 150 km Höhe. Bei den "deep dips" in 125 km Höhe. Dabei wird die Raumsonde pro Orbit um etwa 3 m/s abgebremst. Daher kann man diese Umlaufbahn nicht sehr lange aufrechterhalten. Fünf Kampagnen mit "deep Dips" sind geplant. Bei einem normalen Orbit ist die Raumsonde etwa 15 Minuten pro Orbit unterhalb von 400 km Höhe. Dort beginnt die Ionosphäre und das ist in etwa die Höhe die der letzte Marsorbiter MRO als reguläre Umlaufbahn hat. Bei einem Deep Dip ist sie bis zu 5 Minuten zwischen 125 und 150 km Höhe. Jeder "Deep dip" dauert eine Woche. Da die 35 km Unterschied schon einen sehr großen Unterschied in der Dichte der Atmosphäre ausmachen (im normalen marsnächsten Punkt 0,05 - 0,15 kg/km³, bei 125 km Höhe dagegen 2-3,5 kg/km³ bedeutet eine Woche in diesem Orbit einen viel höheren Treibstoffverbrauch um den Orbit konstant zu halten und zu verhindern, dass die Sonde auf den Mars hin spiralt. Die Zahl dieser "Deep Dips" war beim Start auf 5 beschränkt.

MAVEN Orbit 2Anders als die Orbiter die derzeit den Mars umkreisen, erzeugen die Instrumente mit Ausnahme der Plasmaantenne nicht so hohe Datenmengen. So wird die Raumsonde nur zweimal pro Woche Kontakt zum Deep Space Network aufnehmen.

Die Mission ist ausgelegt für eine Primärmission von einem Erdjahr Dauer. Das ist relativ wenig. Danach schließt sich eine erweiterte Mission an, die 26 Monate dauert (686 Tage, ein Marsjahr) bei der aber momentan keine Deep-Dips mehr vorgesehen sind. Weitere 6 Monate sind für die Auswertung der Daten vorgesehen. So würde die Mission nominell Mitte 2016 enden. Das ist eine Folge der Auslegung als "Cost cap" Mission. Allerdings gab es bei allen anderen Missionen bisher Verlängerungen. Es wird sich zeigen ob dies bei MAVEN so sinnvoll ist, da die meisten Instrumente direkte Messungen machen und so nur wenige Instrumente weiter betrieben werden können. Der Treibstoff erlaubt, wenn man am Ende der erweiterten Mission den marsnächsten Punkt auf 200 km anhebt, sodass der Treibstoffbedarf für die Aufrechterhaltung der Bahn sinkt, eine Verlängerung um maximal 6 Jahre. Das wären dann insgesamt 9 Jahre Betrieb. Dazu könnte es kommen wenn der MRO ausfallen würde, da MAVEN dieselbe Kommunikationsanlagen wie der MRO hat und damit als Relay für den Marslander Curiosity dienen kann. Denkbar ist aber auch, dass man sie schon aus diesem Grund weiter betreibt, denn MRO ist schließlich schon acht Jahre vor MAVEN gestartet. In jedem Falle entfallen in dem höheren Orbit aber die besonders interessanten Messungen der Hochatmosphäre, da man diese dann nicht mehr erreicht.

Ereignis Zeitpunkt
Start: 18.11.2013 - 7.12.2013
Ankunft am Mars 22.9.2013 - 28.9.2014. Bahn 380 x 6000 km x 75 Grad
Beginn wissenschaftliche Phase Ankunft + 5 Wochen. Bahn 150 x 5400 km x 75 Grad
Deep Dip Dauer: 1 Woche. Bahn 125 x 5400 km x 75 Grad
Ende Primärmission November 2015
Ende erweiterte Mission Juli 2017, Anhebung der Periapsis auf 200 km
Maximal Betrieb bis Mitte 2023

Im März 2017 war Maven auf der erweiterten Mission. Am 2.3.2017 war eine erste Kurskorrektur nötig die nichts mit den Deep Dips zu tun hatte:  Eine Geschwindigkeitsänderung um 0,4 m/s erhöhte den Passagezeitpunkt zum Marsmond Phobos auf 2,5 Minuten. Vorher waren es nur 7 Sekunden was bei Phobos Größe ein Vorbeiflug dicht über der Oberfläche bedeutet hätte. Die Raumsonde befand sich also zu dem Zeitpunkt noch in einer Bahn in die sie Phobos Orbit kreuzt. Dazu muss die Apoapsis über 5.842 km liegen. Durch die genügte Umlaufbahn sind aber Vorbeiflug sehr selten. Es gelang eine Aufnahme von Phobos mit dem UV-Spektrometer IUVS. Wegen der geringen Auflösung ist die Aufnahme aber nichts sehr scharf. Schon im Dezember 2016 gab es eine Aufnahme aus 300 km Entfernung in der Lyman Alpha Wellenlänge.

Quellen / Referenzen / Links

MAVEN PM-Plan 0115 : Planetary Protection implementation Dokument

NASA Fact Sheet MAVEN

Office of Audits: Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN Mission

MAVEN Science Community Workshop: Presentations

http://lasp.colorado.edu/home/maven/files/2011/02/MAVEN_PressKit_Final.pdf

https://mars.nasa.gov/files/resources/MAVENPresentation2013.pdf

Artikel erstellt am 5.11.2013


© des Textes: Bernd Leitenberger. Jede Veröffentlichung dieses Textes im Ganzen oder in Auszügen darf nur mit Zustimmung des Urhebers erfolgen.
Sitemap Kontakt Neues Hier werben Bücher vom Autor Top 99