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Venus Express's Instrumente

Einleitung

Venus Express ist nach Mars Express die zweite Raumsonde der ESA mit dem Ansatz schneller und preiswerter eine Raumsonde zu bauen indem man schon bewährtes einsetzt. Da Venus Express eine sehr gut instrumentierte Sonde ist, habe ich die Beschreibung der Instrumente in einen eigenen Artikel verpackt. In einem weiteren Artikel erfahren Sie alles über die Raumsonde und ihre Mission.

Die Instrumente

Venus Express nutzt Instrumente die für Mars Express entwickelt wurden oder für die Kometenmission Rosetta. Dadurch können die Kosten dieser anspruchsvollen Mission gering gehalten werden. Die Gesamtmasse der Instrumente ist etwas geringer als bei Mars Express (104 zu 116 kg). Weiterhin führt Venus Express keinen Lander mit. Die Instrumentierung besteht aus 6 aktiven und einem passiven Instrument. Die Instrumenten können mit einer Genauigkeit von 0.04 Grad auf einen Punkt auf der Planetenoberfläche ausgerichtet werden. Die unterschiedliche Datenrate der Instrumente führt zur Anbindung an zwei Busse. Der erste Bus mit Datenraten von maximal 100 KBit/sec wird von den meisten Experimenten benutzt. VIRTIS und VMC benutzen einen zweiten Bus mit 10 MBit/sec Datenrate. Der Stromverbrauch der Experimente beträgt typischerweise 160 Watt.

Experiment Masse Stromverbrauch Herkunft
ASPERA 9.3 kg 16.0 W Mars Express
PFS 31.5 kg 45.3 W Mars Express
SPICAV 5.2 kg 21.5 W Mars Express
VMC 1,1 kg 4.0 W Neuentwicklung
VIRTIS 33.1 kg 66 W Rosetta
VeRa 2.0 kg 5.0 W Rosetta
MAG 10.4 kg Rosetta

ASPERA-4 (Analyser of Space Plasmas and Energetic Atoms)

AsperaDieses Instrument ist weitgehend identisch zu dem in Mars Express verwendeten (ASPERA-3). Lediglich die Abschirmung ist verändert worden. Die Charakteristika des Instrumentes sind jedoch die gleichen. ASPERA ist ein Messgerät für energiereiche Atome, Elektronen und Ionen. Der Energetic Neutral Atoms Analyser misst Partikel in der oberen Atmosphäre. Diese entstehen durch Beschuss der Atmosphäre durch den Sonnenwind, da die Venus kein Magnetfeld hat.

ASPERA hat insgesamt vier Sensoren:

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

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

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

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

Das Instrument wird mit Schritten von 1.5-6 Grad pro Sekunde einmal im Halbkreis bewegt, um ein 180 Grad Feld abzutasten. Es verfügt über eine eigene Elektronik zur Datenaufbereitung. Ein Messzyklus ist in 32 Sekunden abgeschlossen.

Ziele von ASPERA sind:

ASPERA-4 wird von Schweden gestellt. Es ist das erste mal, das ein solches Instrument auf der Venus zum Einsatz kommt. An Bord von Pioneer-Venus gab es ein Elektronenmessinstrument, doch dieses war auf Maximalenergien von 0.5 keV begrenzt und konnte nur einen Teil der Ionosphäre sondieren. Zudem war seine zeitliche Auflösung sehr schlecht (eine Messung alle 10 Minuten) und der Orbit von Pioneer Venus hatte seinen nächsten Punkt über dem Äquator. ASPERA hat also gute Chancen einiges mehr über die Venus herauszufinden.

MAG (Magnetometer)

MAGDas Magnetometer stammt von dem ROMAP Sensor des Rosetta Landers ab. Es ist ein hochempfindliches Magnetometer, da Rosetta ja einen Kometen untersuchen sollte, von dem man kein Magnetfeld erwartet. Auch bei der Venus konnte bisherige Sonden kein Magnetfeld entdecken.

MAG besteht aus zwei triaxialen Fluxgate Magnetometern. Da es für den Rosetta Lander entwickelt wurde ist es ein extrem kleines Instrument. Der Sensor hat nur Abmessungen von 50 × 50 × 50 mm. Trotzdem hat es seine eigene Auswerteelektronik, basierend auf einem Mikrocontroller. Es besteht aus 3 Teildetektoren mit unterschiedlicher Empfindlichkeit von 32.8 nT, 262.8 nT und 8336 nT und unterschiedlicher Auflösung (1 Picotesla, 8 Picotesla und 128 Picotesla). Ein Sensor sitzt an einem ein Meter langen Mast, der andere direkt am Körper des Raumschiffs. Durch die beiden Sensoren kann man das Eigenmagnetfeld der Sonde (erzeugt durch die Elektronik) bestimmen und von dem Signal des äußeren Sensors abziehen und so präzisere Messungen ermöglichen. Die Auflösung beträgt maximal 128 Messungen pro Sekunde. Die Empfindlichkeit ist frei wählbar.

MAF macht während des ganzen Umlaufs Messungen, mit hoher Frequenz nahe des Perizentrum und mit niedriger im Apozentrum. Im äußeren Bereich des Orbits kann man sicher kein Magnetfeld der Venus mehr entdecken und misst das reine interplanetare Magnetfeld. Geplant ist daher folgendes Messprogramm:

MAG wird von Österreich gestellt. Die bisherigen Magnetometer an Bord von Raumfahrzeugen konnten nur nachweisen, dass wenn die Venus ein Magnetfeld hat, es kleiner als 1000 nT ist. MAG ist also 30 mal empfindlicher als diese Grenze und könnte ein sehr kleines Magnetfeld oder Restmagnetisierungen der Oberfläche entdecken. Neben der höheren Empfindlichkeit liegt die Messfrequenz höher als beim Pioneer Venus Orbiter, von dem die meisten Daten bis heute stammen und Venus Express misst zur Zeit des Sonnenminimums näher am Pol. Die Chance ein Restmagnetfeld zu finden oder zumindest eine stärkere Aktion der Venusionosphäre mit dem Sonnenwind sind also recht gut.

Ziele

Ziele von MAG sind:

PFS (Planetare Fourier Spektrometer)

PFSPFSDas Planetare Fourier Spektrometer wurde von Mars Express übernommen, aber erweitert. PFS wird von Italien gestellt. Es soll an die Messungen von Venera 15+16 anknüpfen die jedoch nur über 2 Monate gingen. Damals gab es 1700 Spektren mit geringerer Auflösung als sie PFS liefert und dieses arbeitete nicht thermischen Infrarot. Die 1700 Spektren die während 2 Monate von Venera 15+16 gewonnen wurden wird PFS an 3-4 Tagen aufnehmen können.

Das Instrument erfasst die Absorptionsspektren von Molekülen in einem weiten Spektralbereich von 0.9 bis 45 µm. Hauptbestandteil von PFS ist ein Michelson-Interferometer mit Auswerteelektronik. Das einfallende Licht wird im Interferometer in zwei Strahlen unterschiedlicher Wellenlänge geteilt und analysiert. Dabei werden 4096 Messpunkte bei 5-45 µm und 16384 Messpunkte bei 0.9-3.3 µm Wellenlänge gemacht. Die große Datenmenge wird zuerst einer Fourier-Transformation unterworfen und erst dann übertragen. Die Transformation reduziert die Datenmenge beträchtlich. Dazu besitzt das Instrument eigene Hardware die unabhängig vom Bordcomputer ist. Die Modifikation für Venus Express betreffen den ersten Kanal, der einen neuen Sensor erhält. Dieser ist im Bereich von 0.9-3.3 µm empfindlich. Bei Mars Express war der Kanal für 1.2-5 µm empfindlich um Methan besser erfassen zu können. Bei der Venus sind die höheren Energien aber wichtiger, da hier einige Spurenelemente nachweisbar sind. Weiterhin erfasst es doppelt so viele Punkte wie das PFS bei Mars Express. Das Bild rechts zeigt ein simuliertes Spektrum der Venus von PFS.

Das Gesichtsfeld von PFS beträgt 1.6 Grad (bei 1.2-3.3 µm) und 2.8 Grad (bei 5-45 µm). In Venusnähe (250 km Höhe) ist dies ein Gebiet von 7x7 bzw. 13x13 km. Alle 10 Sekunden kann ein Spektrum gewonnen werden. Das Instrument wird sowohl für Wolkenstudien (Abbildung einer größeren Fläche), wie auch für die Erstellung von vertikalen Profilen durch die Atmosphäre, bis in hinab zu 55 km Höhe eingesetzt. Der Stromverbrauch beträgt 14 Watt im Sleep und 45 Watt im aktiven Modus.

Zusammenfassung PFS

Kurze Wellenlängen Kanal

Lange Wellenlängen Kanal

Allgemein

Spektralbereich (µm)

0.9 - 5.0

5.0 - 45

Spektralbereich (cm-1)

2000 - 11 100

222 - 2000

Spektralauflösung (cm-1)

1.5

1.5

Gesichtsfeld (rad)

0.035

0.07

Detektoren

Typ

Photoconductor

Pyroelectric

Material

Bleiselenid (PbSe)/ Bleisulfid (PbS) Sandwich

Lithiumtantalat (LiTaO3)

Arbeitstemperatur (K)

200 - 220

290

Interferometer

Typ

Double pendulum

Reflektierende Elemente

Kubische Eckreflektoren

Strahlungsteiler

Calciumfluorid (CaF2)

Cäsiumiodid (CsI)

Maximale Abweichung des optischen Pfades (mm)

5

5

Referenzquelle

Laserdiode

Sammeloptik

Typ

Parabolischer Spiegel

Diameter (mm)

49

38

Fokale Länge (mm)

20

20

Belegung

Gold

Kanalauftrennung

Thalliumbromid/Iodid (KRS-5) Kristall
mit multi-layered Vergütung, reflektiert kurze Wellenlängen

Interferogramm

Typ

zweiseitig

Samples

16 384

4096

Schrittweite (nm)

608

2432

Dynamischer Bereich

± 215

Ziele

Ziele von PFS sind:

SPICAV (UV and IR spectrometer for solar/stellar occultations and nadir observations)

SpicavSPICAV ist ein abbildendes Spektrometer für den UV und IR Bereich. Es stammt von Mars Express (dort heißt es SPICAM) und wurde durch einen dritten infraroten Kanal, den SOIR Kanal erweitert. SPICAV wird von Frankreich gestellt. Der neue Kanal SOIR wird von Belgien zur Verfügung gestellt.

Die Technik der Sternenbedeckung wurde noch nie bei der Venus eingesetzt. Die Messung im Infrarotbereich erfolgte bislang nur durch den Vorbeiflug von Galileo. Für normale Untersuchungen im UV Bereich (Airflow und Wolkenbeobachtung) gab es bei Pioneer Venus ein entsprechendes Instrument.

Diese drei Kanäle haben folgenden Charakteristika:

Ultraviolett Kanal Infrarot Kanal SOIR Kanal (neu)
Spektraler Bereich 0.11-0.31 µm 0.7-1.7 µm 1.8-4 µm
Auflösung 0.8 nm 0.5-1 nm 0.2-0,5 nm
Messpunkte 300 1300 15000
Gesichtsfeld 3.1° 41''/Pixel 0.017-0.17 °

Das Instrument hat 3 Modi. Im einen schaut es zur Oberfläche und misst die absorbierte Strahlung, (Nadir Mode) im zweiten schaut es auf einen Stern oder die Sonne während dieser die Atmosphäre passiert (Stellar Modus) und im dritten misst es den Airglow oder die Eigenstrahlung die von der Atmosphäre emittiert wird. (Limb Mode).

Ultraviolettkanal

Im UV Kanal wird die Strahlung auch durch einen CCD Sensor von 384 × 288 Pixels (Auflösung 40 Bogensekunden) sichtbar gemacht. Das Bild zeigt ein simuliertes UV Spektrum wie es SPICAV-UV aufnehmen würde.

Spicav
Ultraviolett Kanal Eigenschaften
Primärer Spiegel 40x40 mm
Spaltbreite 0.05 und 0.5 mm
Spaltlänge 6.6 mm
Wellenlängenbereich 118-320 nm
Spektrale Dispersion 0.55 nm/Pixel
Transmission der Optik 30%
Ausrichtungsgenauigkeit besser als 0.2°
Detektor UV empfindlicher CCD
CCD Abmessungen 384x288 Pixels
CCD Pixelgröße 23x23 µm
Auflösungsvermögen eines Pixels 40x40 Bogensekunden

Das erste optische Element im UV Kanal ist ein Off-Axis Parabolspiegel. Er sammelt das einfallende Licht entweder durch den Nadir oder die Sonne und fokussiert es.

Ultraviolett Kanal Spiegeleigenschaften
Koordinaten des Off-Axis Spiegels

x = 30 mm
y = 0 mm
z = 1.875 mm

Fokuslänge 118.125 mm
Abmessungen 44x52 mm
Eintrittsöffnung 40x40 mm
Nutzbares Gesichtsfeld 1° × 3.16°
Material Aluminium
Vergütung Magnesiumfluorid, MgF2

Das Spektrum wird durch ein Gitter erzeugt:

Ultraviolett Kanal Gitter Eigenschaften
Typ

Holographisch

Form Toroidal
Vergütung Magnesiumfluorid, MgF2
Dimension 50x50 mm
Kurvenradius 148.94 mm
Spalten pro Millimeter 280
Wellenlängenbereich 170 nm
Einfallswinkel ~6.5°

Infrarotkanal

Infrarotkanal Eigenschaften
Durchmesser der Linse

12 mm

Gesichtsfeld 2° (6x10-4 sr)
Schlitzweite 1 mm
Wellenlängenbereich 0.25 - 1.7 µm
Wellenlänge pro Pixel 0.45 nm bis 1.12 nm
Transmission der Optik 25%
Detektor Hybrid Si/InGaAs PIN Photodiode (2.4x2.4 mm)
Auflösung am Nadir 5x5 km

Fernes Infrarot (SOIR)

Dieser Kanal wurde hinzugefügt und ist bei SPICAM auf Mars Express nicht vorhanden. Da im fernen Infrarot zahlreiche Spurengase absorbieren, die man in der Venusatmosphäre vermutet. Der SOIR Kanal basiert auf einem akustisch-optisch veränderbaren Filter (acousto-optical tunable filter, AOTF). Dies ist ein Telluroxidkristall der Piezoeigenschaften hat und das Licht abhängig von der Beschallung unterschiedlich bricht.

SOIR optische Komponenten
Teleskop Newtontyp, Fokuslänge 180 mm, 35 mm × 50 mm parabolischer Spiegel
Feld des Diaphragma 0.5 mm × 4 mm, Nickel
Faltprisma Telluroxid, 10 mm × 10 mm
Linsen Zinkselenid Fokuslänge 35 mm, Durchmesser 15 mm, R1 = 31.5 mm, R2 = 79.8 mm
AOTF siehe unten
Linsen Zinkselenid Fokuslänge 35 mm, Durchmesser 15 mm, R1 = 79.8 mm, R2 = 31.5 mm
Falt und Polarisationsprisma Telluroxid, 10 mm × 10 mm
Spalt 0.06 mm × 3 mm, Nickel
Hauptspiegel Fokuslänge 375 mm, 70 mm × 100 mm, Off-Axis 8° parabolischer Spiegel
Spaltgitter Ablenkwinkel 63.42°,

Die folgende Tabelle gibt Auskunft über die Brechungseigenschaften des Telluroxidkristalls.

SOIR AOTF Eigenschaften
Wellenlänge (nm) Anregungsfrequenz (MHz) Bandbreite (nm) Winkelapparatur (Grad)
2500 27.303 11.65 7
3172 21.971 18.87 8.2
4500 15.33 38.18 10.1

Im fernen Infrarot wird die Strahlung durch einen HgCdTe Detektor von 320 × 256 Pixels sichtbar gemacht. Die Pixelgröße beträgt 30 µm. Der SOIR Kanal wird in einer verbesserten Form auch beim NOMAD Instrument des Trace Gas Orbiters eingesetzt.

Ziele

Die Aufgaben von SPICAV sind im UV Bereich:

Im IR Bereich hat das Instrument folgende Aufgaben:

VeRA Venus Express Radio Science

Venus expressVeRa ist das passive Experiment an Bord. Es nutzt die Bordsender als Experiment. Passieren diese die Atmosphäre so wird das Signal verändert. Analoges geschieht wenn das Signal die Sonnenkorona bei einer Konjunktion durchläuft oder wenn sich die Geschwindigkeit der Sonde durch Massekonzentrationen an der Venusoberfläche ändert. Dadurch ist an der größeren der beiden Hochgewinnantennen ein ultrastabiler Oszillator USO angebracht. Er sendet ein reines Trägersignal mit hoher Stabilität in der Frequenz und Phase aus. Der von der Firma TIMETECH in Stuttgart gefertigte USO besitzt eine Frequenzstabilität von 1:1013 über einen Zeitraum von 3 Sekunden (Bei 8.4 GHz Sendefrequenz beträgt die maximale Abweichung weniger als 0.001 Hz).

Auf der Erde können durch Maserempfänger die nahe auf den absoluten Nullpunkt gekühlt werden noch Variationen dieses Signals im Bereich von 1:10 000 000 000 000 000 (1:1015) bestimmt werden. Dies entspricht der Kenntnis der Geschwindigkeit der Sonde auf 0.1 mm/s.

Eine zweite Anwendung ist es Signale auf die Venus zu senden und auf der Erde die Echos zu empfangen. Dazu müssen sich Venus Express und die Erde auf der gleichen Seite der Venus befinden. Man nennt diese Technik passives RADAR. Passiv deswegen weil die Empfangsantenne nur Signale empfängt, aber keine sendet. Hier gibt das Experiment Aufschluss über die Beschaffenheit der Oberfläche im Bereich der Wellenlänge des Transmitter.

No TextZiele von VeRa:

Das Experiment wurde entwickelt von der Bundeswehruniversität München. Die Auswertung der Ergebnisse erfolgt zusammen mit der Universität Köln. Die DLR stellt für die Bodenausrüstung die hochgenauen Empfänger zur Verfügung. Bodenstationen sind neben der ESA Station in New Norica auch einige 34 m Antennen des DSN der NASA, welches sich dadurch am Experiment beteiligt. Die Durchleuchtung der Ionosphäre mit Radiosignalen wurde noch nie gemacht. Venera 9+10 wandten schon die Technik des passiven Radars (Empfänger ist nicht an Bord der Sonde) an, jedoch mit viel einfacherem Equipment als es heute zur Verfügung steht und beide Orbiter waren nur einige Wochen aktiv.

VIRTIS: Visible and Infrared Thermal Imaging Spectrometer

Venus bei 2.3 µm gesehen von GalileoVIRTIS ist ein Instrument, welches für die Kometensonde Rosetta entwickelt wurde. Es ist ein Gerät welches die Venus abbildet, aber in Wellenbereichen im Infraroten. Während die Atmosphäre im sichtbaren undurchsichtig ist (man sieht nur die Wolkenobergrenze von 70 km) kann man im IR tiefer schauen. Die unten abgebildete Galileo Aufnahme bei 2.3 µm schaut schon auf 50 km Höhe. Den Boden kann man leider auch im Infraroten nicht sehen. Derartige Untersuchungen gab es bislang nur durch Galileo beim Vorbeiflug aus großer Distanz. VIRTIS wird durch bessere Detektoren und größere Annäherung diese Ergebnisse um den Faktor 100 übertreffen.

Weiterhin kann man, wenn man die Wellenlänge auf das Absorptionsmaximum eines Moleküls einstellt, Karten der Verteilung dieses Moleküls machen. Auf der Erde wird so von Wettersatelliten der Wasserdampf in der Atmosphäre fotografiert.

VIRTIS besteht aus zwei Kanälen. Einem Kanal mit hoher räumlicher Auflösung (VIRTIS-M), dieser macht Aufnahmen mit hoher räumlicher Auflösung, aber einer nur mittleren spektralen Auflösung und einem Kanal hoher Auflösung (VIRTIS-H) zur Erstellung von Spektren.

Der VIRTIS-M Kanal unterteilt sich wiederum in einen Kanal für den sichtbaren Wellenbereich (0.25 bis 1.0 Mikrometer Wellenlänge) und einen für den infraroten Spektralbereich (0.95 -5.0 Mikrometer). Sie sitzen hinter einem gemeinsamen Teleskop mit 47.5 mm Öffnung und einem Schlitz von 0.038 x 9.53 mm zur Ausblendung einer Zeile aus dem Bild. Ein Gitter spaltet dann das Licht in ein Spektrum quer zur Zeile auf. Der zentrale Teil ist feiner geätzt um ein Spektrum für den sichtbaren Kanal anzufertigen. Dies macht 30 % des Lichts aus. Die restlichen 70 % entfallen auf den IR Kanal.

VIRTISDie Detektoren sind ein Quecksilber-Cadmiumtellurit HgCdTe Array von 270 × 438 Pixeln. (IR Bereich.) und ein Thompson TH 7896 CCD mit 508 x 1024 nutzbaren Pixeln (Visueller Bereich). Durch die unterschiedlichen Größen der Detektoren liegt das Öffnungsverhältnis bei 5.6 (sichtbarer Kanal) und 3.2 (IR Kanal). Es ist nur ein Kanal zu einem Zeitpunkt aktiv. Die Detektoren werden auf 150-190 K (CCD) beziehungsweise 65-90 K (Cadmiumtellurit) passiv gekühlt). Das Instrument arbeitet im Pushbroom Modus, d.h. man erhält ein Bild durch viele Einzelmessungen, bei denen das Instrument über ein größeres Gesichtsfeld bewegt wird. VIRTIS-M wird vornehmlich den Kern in verschiedenen Wellenlängen erfassen.

Das Gesichtsfeld bei beiden Kanälen beträgt 64 x 64 mRad (6.4 km aus 100 km Abstand) und die Auflösung beträgt 250 Mikrorad (25 m aus 100 km Abstand). Die spektrale Auflösung Δλ/Δ liegt bei 100-380 im sichtbaren und 70-360 im IR Bereich. Es kann nur ein Kanal zu einem bestimmten Zeitpunkt aktiv sein. Die Detektoren werden auf 135 K (CCD) und 70 K (HgCdTe Array) gekühlt.

Der zweite Kanal (VIRTIS-H) fertigt keine Bilder an, sondern hat eine sehr hohe spektrale Auflösung. Er kann Spektren im Infrarotbereich von 1-5 µm mit einer Auflösung von 0.6 bis 3 nm anfertigen. Er verfügt über ein zweites Teleskop mit 32 mm Öffnung. Auch hier passiert das Licht zuerst einen Spalt von 0.29 x 0.89 mm Größe. Ein Prisma teilt danach das Spektrum in seine Bestandteile auf. Detektor ist der gleiche HgCdTe Detektor wie im VIRTIS M Infrarotkanal. Er wird aktiv auf 70 K (-201 °C) gekühlt. Die Ortsauflösung liegt bei 100 m aus 100 km Entfernung. VIRTIS-H wird vorwiegend in der Koma nach Molekülen suchen.

Das Instrument wird von Italien gestellt. Die Instrumentenelektronik wurde von Astrium (Ottobrunn), Kayser-Threde und DLR (Berlin) gebaut. Die DPU verwendet wie andere Experimente einen TCS 21020 Signalprozessor von Amtel mit einer Leistung von 20 MIPS. Er verfügt über 1 MByte EEPROM für Programmdaten und 4 MByte RAM für Spektraldaten. Diese werden in Scheiben von 64 x 72 oder 64 x 144 Punkten verarbeitet.

Ein Nachbau welcher nur den VIRTIS-M Kanal verwendet, wird im Jahre 2006 mit der Raumsonde Dawn starten.
VIRTIS Eigenschaften
Abbildendes Subsystem Hochauflösendes Subsystem
Sichtbarer Kanal Infrarot Kanal Infrarot Kanal
Detektor Thompson TH 7896 CCD HgCdTe Array HgCdTe Array
Pixelgröße [µm] 19 38 38
Pixelzahl 508 x 1024 270 x 438 270 x 438
Spektralbereich (µm) 0.25 - 1.0 0.95 - 5.0 0.95 - 5.0 in 8 getrennten Bereichen
Spektralauflösung (nm) (Mittel) 1.89 9.44 0.6-3
Spektralverhältnis (l/Dl) 100 - 380 70 - 360 1300 - 3000
Gesichtsfeld (mrad) im "Pushbroom" Modus 64 × 0.25 64 × 0.25 0.583 × 1,749
Gesichtsfeld (mrad) im Scanmodus 64 × 64 64 × 64 -
Örtliche Auflösung (mrad) 1.0 (Default)
0.25 (high)
1.0 (Default)
0.25 (high)
1.0
Teleskop Shafer Teleskop Shafer Teleskop Off-Axis Teleskop
Teleskopöffnung [mm] 47.5 32
Öffnungsverhältnis 5.6 3.2 2.04
Schlitzabmessungen [mm] 0.038 x 9.53 0.029 x 0.089
Spektrometer Offner Relay Offner Relay Echelle Spektrometer
Operationstemperatur [K] 150-190 65-90 65-90

Virtis

Wegen der Kühlung der CCD auf bis zu 70 K (-200 Grad Celsius) darf VIRTIS nicht von der Sonne beschienen werden. VIRTIS muss sich daher immer auf der sonnenabgewandten Seite der Raumsonde befinden. Bedingt durch die große Variation der Position der Erde am Himmel war diese Forderung der Grund warum ein zweites Antennenpaar installiert werden musste.

Man hat die Arbeit im Orbit in zwei Modi eingeteilt. Den Imaging und Spektralmode. Aus mehr als 12000 km Höhe werden Aufnahmen gemacht (Blickfeld 5700 × 3500 km, Auflösung > 3 beziehungsweise 12 km/Pixel je nach Modus). In diesem Modus ist VIRTIS-M aktiv.

Befindet sich die Sonde näher am Planeten, so werden mit VIRTIS-H Spektren gewonnen. Bei über 12000 km kann die ganze Oberfläche erfasst werden. Im Spektralmodus werden während 7 Orbits (4 Tage) etwa 15 % der Oberfläche untersucht werden. VIRTIS wird von Italien gestellt.

Ziele

Ziele von VIRTIS:

Weiterhin sucht das Instrument nach indirekten Anzeichen von Aktivität des Bodens :

VMC (Venus Monitoring Camera)

VMCMars Express hat eine hochauflösende Kamera, die HRSC an Bord. Bei der Venus macht ein solches Experiment keinen Sinn, da man nur die Wolken sieht. Inzwischen hat auch die ESA eingesehen, das man die Öffentlichkeit nicht ohne Bilder gewinnen kann (Bei der NASA klappt dies so gut, dass bei Missionen wie Pathfinder gar nicht auffällt, dass diese außer "pretty nice Pics" nicht viele Ergebnisse liefern). Man hat nun die Video Monitoring Camera (VMC) von Mars Express, die dazu diente die Abtrennung von Beagle zu dokumentieren, durch eine vollwertige Kamera ersetzt. Die VMC ist das einzige neu entwickelte Experiment auf Venus Express. Neben der wissenschaftlichen Bedeutung ist es hier vor allem auch das Ziel Öffentlichkeitsarbeit zu betrieben: Was Bilder bedeuten merkt man bei Mars Express, bei dem nur noch von den HRSC Aufnahmen die Rede ist.

Das einzige weitere abbildende Instrument an Bord von VEX ist VIRTIS. Es besitzt jedoch ein kleines Gesichtsfeld und nur wenige Pixel. Mit VIRTIS könnte man die Venus auch studieren doch müsste man selbst im venusfernsten Punkt der Bahn dazu ein Mosaik erstellen. VMC hat die Aufgabe das Beobachtung der Atmosphäre zu übernehmen. Sie soll fähig sein im venusfernsten Punkt der Bahn die gesamte Venus im Blickfeld zu behalten. Ziel ist es also nicht Detailaufnahmen zu gewinnen, sondern die Dynamik der gesamten Atmosphäre abzubilden.

Es gab schon vorher Aufnahmen von der Venus. Bei Vorbeiflügen von Mariner 10 und Galileo und durch einen Scanner an Bord von Pioneer Venus. (Siehe Bild unten). Die VMC wird bessere Bilder als Pioneer Venus liefern und besitzt auch eine Infrarotempfindlichkeit. Zudem werden die Bilder in 4 Spektralkanälen gleichzeitig genommen, was die Auswertung erleichtert.

Optik

VMC OptikDie VMC benutzt einen 1024 × 1032 Pixel großen CCD Chip von Kodak als Sensor (KAI-1010). Er wird passiv auf -40 Grad Celsius gekühlt um das Eigenrauschen zu minimieren. Der Sensor hat Abmessungen von 9.2 x 9.2 mm bei einer Pixelgröße von 9 Mikrometer. Die Belichtungszeit kann elektronisch in 64450 Stufen zwischen 0.504 ms und 32.48 Sekunden gewählt werden. Die Auslesefrequenz durch die DPU beträgt 2 MHz, das bedeutet pro Sekunde können 2 Bilder gemacht werden. Die Digitalisierungstiefe beträgt 14 Bit/Pixel, es können also Bilder mit maximal 16384 Grauabstufungen angefertigt werden. Die Stromaufnahme des Sensors liegt bei 2.0 Watt.

Anders als bei anderen Kameras werden nun aber nicht mehrere Aufnahmen nacheinander durch verschiedene Filter gemacht, sondern vier Linsensysteme von je 5 mm Durchmesser mit je einem Filter werden ihr Bild auf einen Quadrant des Chips. Die Bilder werden simultan gewonnen und nutzen jeweils einen Teil der Chipfläche. So beträgt das Gesichtsfeld 17.5 Grad und die Auflösung 0.74 mrad/Pixel (entsprechend ~ 405 Pixels² pro Bild). Dies sind 185 m aus 250 km Höhe. Bei größter Entfernung von der Venus sinkt die Auflösung auf 45 km. Dann passt die Venus in das Blickfeld der Kamera.

Ursprünglich war für die VMC ein 2 Chip Design mit 6 Filtern vorgesehen, doch hätte die Entwicklung einer solchen Kamera mehr Zeit gebraucht also zur Verfügung stand.

No TextDie Filter wurden ausgewählt nach verschiedenen Kriterien. Im UV sind die Wolkenstrukturen bei 70 km Höhe sehr gut sichtbar. Unterhalb von 320 nm absorbiert Schwefeldioxid, darüber ein Spurengas das bislang noch nicht bekannt ist. Der UV Filter wurde daher für Beobachtungen zwischen 350 und 385 nm konzipiert. Er schließt an Pioneer Venus OCPP Experiment an, welches in diesem Spektralbereich empfindlich war und erlaubt damit auch Vergleiche mit Bildern dieser Mission. Mit diesem Filter soll die Wolkenbewegung und das Auftreten von Nebel der Venus beobachtet werden.

Der zweite Filter im sichtbaren Bereich hat seine Zentralwellenlänge bei der Emission von Sauerstoff. Sauerstoff wird in der Thermosphäre der Venus (90-110 km) zum Leuchten angeregt. Auf der Nachtseite der Venus kann man damit die Veränderungen und Strömungen in der obersten Atmosphäre bis zu 130 km Höhe beobachten.

Die beiden Filter im nahen Infrarot haben die Aufgabe das Spurengas Wasser zu beobachten. Die Venusatmosphäre hat bei 1 Mikrometer Wellenlänge ein "Fenster", das bedeutet man schaut hier tiefer in die Wolkenschicht bis hinab zu 50 km Höhe, nahe der Wolkenuntergrenze, die bei etwa 47-48 km Höhe liegt. Ein wichtiges Gas das in diesem Bereich jedoch absorbiert ist Wasser, wobei die Wellenlänge von den Umgebungstemperaturen und dem Druck abhängt. Der erste Filter (NIR1) ist ausgelegt für die Bedingungen bei denen Wasser in 70 km Höhe absorbiert und der zweite sollte tiefer in die Atmosphäre schauen können. Mit ihm will man auch die Bewegung der Wolken bis in 50 km Höhe messen.

VMC Filterparameter
Filter CCD Quadrant Zentralwellenlänge (µm) / Bereich Bandbreite (µm) Wissenschaftliche Ziele
Tagseite Nachtseite
(UV) 4 0.365 / 0.35-0.385 µm 0.04 Unbekannter UV Absorber -Wolkenbewegung O2 Nachtglühen bei 0.356 und 0.376 µm
(VIS) 1 0.513 / 0.5-0.56 µm 0.05 Wolkenbewegungen Erfassung von Blitzen O2 Nachtglühen
(NIR1) 2 0.965 / 0.95-0.99 µm 0.07 Wasserdampf bei ~70 km Wasserdampf unterhalb 70 km, Wolken
(NIR2) 3 1.01 / 0.99-1.03 µn 0.02 Wasserdampf unterhalb 70 km Oberfläche ? tiefe Wolken
VMC Optisches Design
VMC Kanal F4 (VIS) F5 (NIR1) F6 (NIR2) F3 (UV)
Fokusbrennweite 13 mm 13 mm 13 mm 13 mm
F-number 5 5 5 7
Optik Apochromatisches gemeinsames
Triplettobjektiv + Frontfilter
Apochromatisches separates
Triplettobjektiv + Frontfilter

Bordelektronik

No TextDa die VMC nach Mag das leichteste Experiment ist wurden an den Computer hohe Anforderungen bezüglich Gewicht gestellt, denn es hat ja keinen Sinn eine sehr leichte und kompakte Kamera zu bauen,. wenn dann die Elektronik zu schwer wird. Die Elektronik der Kamera, die so genannte DPU (Data Processing Unit) verwendet daher den "System on a Chip (SOC)" Ansatz um alle Funktionen in einem einzigen Baustein unterzubringen.

Die VMC verwendet einen eigenen Computer (DPU) zur Steuerung auf Basis des LEON-2 CPU Core in einer Xilinx FPGA. Die LEON CPU ist eine weltraumqualifizierte Version der SPARC V8 CPU. Die Geschwindigkeit beträgt 20 MIPS. Der Speicher setzt sich aus 64 KBit PROM Boot ROM, 16 MBit EPROM Programmspeicher, 16 MBit SRAM für Arbeitsdaten und 1 GBit SDRAM als Massenspeicher zusammen.

Verbunden ist die DPU mit dem Massespeicher der Sonde SSMM über einen IEEE 1355 Bus. Vor der Übertragung kann die DPU die Bilder vorverarbeiten zum Beispiel die Bildfeldkrümmung heraus rechnen oder eine JPEG2000 Komprimierung durchführen. Dazu dient eine eigene Skriptsprache die "OnBoard Command Language" OCL. Sie setzt Skripte in mehrere virtuelle Maschinen um, welche die Programme parallel ausführen.

Die gesamte DPU wiegt nur 300 g und kommt mit einem Volumen von 80 × 80 × 40 mm aus und 3.2 Watt Leistung aus.

Betrieb

Für den Betrieb der Kamera sind 3 Modi vorgesehen:

Pericenter Mode

In einer Höhe von 250 bis 10000 km wird die Kamera das einzige abbildende Instrument sein. Hier können die Wolkenbewegungen im Detail studiert werden. Das Gesichtsfeld liegt zwischen 70 und 3000 km, die Auflösung zwischen 200 und 3000 m. In diesem Modus werden abhängig von der Höhe Bilder in rascher Folge gemacht mit Abständen von 5 bis 300 Sekunden zwischen zwei Bildern. Aus diesen sollen Filme und Mosaike entstehen. Später werden diese aus dem internen Speicher an den Massespeicher der Sonde übertragen.

Monitoring Mode

Bei Höhen über 10000 km wird über längere Zeiträume die globale Zirkulation beobachtet. Dieser Modus wird über 8 Stunden bei der aufsteigenden Bahn und 2 Stunden nahe dem Perizentrum beim Absteigenden Teil der Bahn eingenommen. Dazwischen liegen 6 Stunden in denen die Sonde ihre Daten zur Erde sendet und die Kamera dann nicht zur Venus zeigt. Das Blickfeld liegt bei 3000 bis 20000 km mit einer Auflösung von 3 bis 20 km/Pixel.

Die Frequenz der Aufnahmen geht in diesem Modus auf eine alle 10 Minuten zurück. Neben Einzelbildern gibt es im unteren Teil der Bahn auch 3x3 Fotomosaike.

LIMB Modus

An einem bestimmten Teil der Bahn in etwa 2000 km Höhe kann die Sonde sehr gut die vertikale Schichtung der Atmosphäre am Horizont beobachten. Dies ist nur kurze Zeit möglich. Dies ist daher der Modus mit der höchsten Bildfrequenz. Alle 10 Sekunden wird ein Bild gemacht, dass dann ein Gebiet von 500 km an der Grenze zum Weltraum mit einer Auflösung von 1.5 km/Pixel abbildet.

Insgesamt wird die Kamera pro Tag etwa 100 Aufnahmen anfertigen. Die Kamera wurde am Max Planck Institut für Aeronomie / Erforschung des Sonnensystems in Katlenburg-Lindau entwickelt.

Ziele

Ziele der VMC:


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