Mars Express

aus Wikipedia, der freien Enzyklopädie
Wechseln zu: Navigation, Suche
Mars Express
Mars Express (künstlerische Darstellung)

Mars Express (künstlerische Darstellung)

Allgemeines
Sondentyp Orbiter
Startdatum 2. Juni 2003 17:45 UTC
Ankunft Mars 25. Dezember 2003
Endgültige Umlaufbahn erreicht 30. Dezember 2003
Startmasse 1233 kg
Treibstoffmasse 427 kg
Nutzlastmasse 116 kg
Masse von Beagle 2 71 kg
Größe des Sondenbusses 1,5 m × 1,8 m × 1,4 m
Spannweite der Solarzellen 12 m
Größe der Solarzellen 11,42 m²
Hersteller Hauptauftragnehmer EADS Astrium und 25 Unterauftragnehmer aus 15 Staaten
Modell
Trägerrakete /
Flugnummer
Sojus-Fregat /
ST 11
Lebensdauer 4014 Tage im Marsorbit
Stabilisation 3-achsig
Kommunikation
Antennen Parabolantenne mit 1,6 m Durchmesser, Rundstrahlantenne und UHF-Antenne für Kommunikation mit Beagle 2
Sender 1 S-Band
1 X-Band
Leistung
Sender
5 Watt im S-Band, 65 Watt im X-Band.
Datenrate Sonde - Erde 10,7- 230 kb/s
Datenrate Erde - Sonde 7,8 - 2000 bit/s
Datenspeicher 1,5 GB RAM
Energieversorgung
Elektrische Leistung geplant 660 W beim Mars durch Verdrahtungsfehler nur ca. 460 W
Batterien 3 Lithium-Ionen-Batterien
Triebwerkssystem
Haupttriebwerk S 400 mit 400 N Schub
Steuertriebwerke 2x4 S 10 mit 10 N Schub
Treibstoff MMH
Oxidator Stickstofftetroxid
Umlaufbahnen
Erste Umlaufbahn 250 - 150.000 km Höhe mit 25° Äquatorneigung
Jetzige Umlaufbahn 258 - 11.560 km Höhe mit 86,3° Äquatorneigung, Umlaufzeit 6 h 43 min

Mars Express (abgekürzt MEX) ist eine Mars-Sonde der ESA. Sie erreichte den Planeten am 25. Dezember 2003. Hauptaufgabe der Mission ist die vollständige Kartografierung des Mars, die Erforschung seiner Atmosphäre, seiner Oberfläche sowie des Materials, das sich in bis zu zwei Metern Tiefe befindet. Zusätzlich hatte die Sonde das Landegerät Beagle 2 an Bord. Die Primärmission des Orbiters war beginnend mit Juni 2004 auf ein Marsjahr (etwa 23 Erdmonate) ausgelegt. Sie wurde zwischenzeitlich bereits mehrfach verlängert, zuletzt bis 2012 und dann endgültig bis Dezember 2014.[1] [2]

Missionsverlauf[Bearbeiten]

Mars Express wurde am 2. Juni 2003 mit einer russischen Sojus-FG/Fregat Rakete von Baikonur aus gestartet. Die Startmasse der Sonde betrug 1223 kg.

Der Lander Beagle 2 sollte am 25. Dezember 2003 auf dem Mars landen, um dort nach Spuren organischen Lebens zu suchen. Da trotz wiederholter Versuche kein Kontakt hergestellt werden konnte, wurde das Landegerät am 11. Februar 2004 als verloren erklärt. Nach der erfolglosen Suche nach Beagle 2 wurden nach und nach auch die anderen Instrumente an Bord aktiviert.

Mars Express erreichte die planmäßige Umlaufbahn um den Mars im Januar 2004. Die Sonde umkreist ihn auf einer elliptischen polnahen Bahn (Inklination: 86°) im Minimalabstand von fast 300 km und Maximalabstand von 11.000 km.

Am 19. Oktober 2014 näherte sich der Komet Siding-Spring bis auf 140000 km dem Mars an. Mars Express analysierte hierbei den Kometenkern sowie den Kometenschweif.

Ausfahren der MARSIS-Antennen[Bearbeiten]

Die letzte Episode in der Instrumentenaktivierung an Bord von Mars Express war das Ausfahren von zwei 20 m und einer 7 m langen MARSIS-Antennen. Dieses Instrument war dafür vorgesehen, bis zu einigen Kilometern unter der Oberfläche nach flüssigem oder gefrorenem Wasser suchen. Allerdings wurde die eigentlich schon für März 2004 geplante Aktivierung mehrmals verschoben, da sich erst nach dem Start der Sonde herausgestellt hatte, dass das Ausfahren der Antennen andere Instrumente an Bord und die Sonde selbst hätte beschädigen können. MARSIS sollte daher in einem Zeitraum vom 2. Mai bis 12. Mai 2005 aktiviert werden, wobei die Antennen in drei Phasen ausgefahren werden sollten, um mögliche Beschädigungen der Sonde in Grenzen zu halten. Nach weiteren drei Wochen umfangreicher Checks der Sonde und ihrer Instrumente war der Zeitpunkt gekommen, an dem MARSIS seine wissenschaftliche Arbeit aufnehmen sollte. Die erste Antenne wurde am 4. Mai ausgefahren, allerdings wurde kurz darauf festgestellt, dass eines der Segmente der Antenne nicht vollständig eingerastet war. Doch bereits am 10. Mai gelang es den ESA-Ingenieuren, die Antenne vollständig zu entfalten, indem das nicht eingerastete Segment im Sonnenlicht aufgewärmt wurde. Das Ausfahren der zweiten 20 m Antenne wurde am 13. Juni durchgeführt, zuvor wurde die zusammengeklappte Antenne ebenfalls im Sonnenlicht aufgewärmt. Am 16. Juni wurde der Vorgang als erfolgreich deklariert. Am 17. Juni wurde die dritte und letzte, 7 m lange Antenne, ausgefahren. Diese letzte Operation wurde jedoch nicht als gefährlich eingestuft. Nach einigen weiteren Tests konnte MARSIS am 4. Juli 2005 seine wissenschaftliche Arbeit aufnehmen.[3]

Ausrüstung[Bearbeiten]

Mars Express führt sieben Messgeräte mit sich: Mit MARSIS (Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionospheric Sounding) soll der Marsboden bis in eine Tiefe von fünf Kilometern unter anderem nach Wasser bzw. Eis untersucht werden. Die NASA-Sonde 2001 Mars Odyssey kann hingegen nur eine Tiefe von wenigen Metern untersuchen, allerdings nicht mit einem Radar, sondern mit einem Neutronenspektrometer. MARSIS arbeitet im Frequenzbereich von 1,3 bis 5,5 MHz, kann von 500 Metern bis zu 5 Kilometern tief in die Marskruste eindringen, hat eine horizontale Auflösung von 5 bis 9 km entlang der Flugrichtung und 15 bis 30 km quer zu der Flugrichtung sowie eine vertikale Auflösung von 70 Meter. MARSIS wird in seinen Forschungsergebnissen vom Shallow Radar (kurz SHARAD) ergänzt, das ab Ende 2006 an Bord des Mars Reconnaissance Orbiters seine Arbeit aufnehmen soll. Beide Geräte arbeiten in verschiedenen Frequenzbereichen und haben unterschiedliche Durchdringtiefen.

Die hochauflösende Stereokamera HRSC liefert Bilder mit einer Auflösung von bis zu 10 Metern, aus denen eine dreidimensionale Marskarte erstellt werden kann. Hierzu verfügt sie über neun CCD-Zeilen, die in verschiedenen Winkeln durch dieselbe Optik „blicken“. Durch die Bewegung der Sonde über die Oberfläche entstehen 9 vollständige Bilder, die den Mars unter verschiedenen Blickwinkeln darstellen. Eine computertechnische Verarbeitung erzeugt daraus ein dreidimensionales Oberflächenmodell, Farbfilter vor vier CCD-Zeilen ermöglichen eine farbige Darstellung. Bedingt durch Beschränkungen in der Datenrate und -menge wird meist nur einer der Sensoren mit der maximalen Auflösung betrieben, die anderen erzeugen Bilder mit einer zwei-, vier- oder achtfach schlechteren Auflösung. Da die Farbfilter nach wissenschaftlichen Gesichtspunkten ausgewählt wurden, ist es schwierig, damit Ansichten zu produzieren, „wie ein Astronaut den Mars sehen würde“. Die HRSC ist derzeit die einzige Kamera einer Marssonde, die 3D-Farbbilder der Oberfläche aufnehmen kann; die HiRISE des Mars Reconnaissance Orbiter etwa erlaubt nur schwarzweiße 3D-Bilder.

Zusätzlich verfügt die HRSC über eine Super Resolution Channel (SRC) genannte Optik vom Maksutov-Typ. Diese hat eine Apertur von 100 mm und eine Brennweite von 1000 mm. Dies ermöglicht eine theoretische Auflösung von knapp 2 Metern. Allerdings liefert der SRC keine befriedigenden Ergebnisse, da sich ein Temperaturverlauf im Tubus bildet. Das vordere Ende kühlt aus, während das innere Ende durch die Wärme des Satelliten eine etwas höhere Temperatur aufweist. Dadurch entstehen Verspannungen in der Optik, welche die Bildschärfe beeinträchtigen. Man versucht dies zu verringern, indem man die Kamera schon vor der Aufnahme auf den Mars richtet und von der reflektierten Strahlung wärmen lässt. Dies ist jedoch nur kurzzeitig möglich, da während dieser Zeit die Solarzellen nicht auf die Sonne ausgerichtet werden können und daher die Stromversorgung durch Akkus erfolgen muss.

Die Kamera wurde im Berliner Institut für Planetenforschung des DLR unter FU-Professor Gerhard Neukum entwickelt und bei Astrium in Friedrichshafen gebaut.

Andere Messgeräte wie das Planetares Fourier-Spektrometer (kurz PFS) sammeln Hinweise über die Beschaffenheit der Atmosphäre. Das Mars-Radio-Science-Experiment MaRS erforscht die Atmosphäre, Ionosphäre und Sonnenkorona (siehe Radio-Okkultation), liefert Aussagen über die Marsoberfläche und untersucht Gravitationsanomalien.

Wissenschaftliche Erkenntnisse[Bearbeiten]

Nach der Ankunft am Mars und der Kalibrierung der Geräte begann die Stereokamera HRSC, die Oberfläche zu kartografieren. Dabei konnte bereits eine Fläche aufgezeichnet werden, die größer ist als Nordamerika. Die Gesamtfläche des Mars entspricht etwa der gesamten Landfläche der Erde.

Durch das Messgerät OMEGA (Visible and Infrared Mineralogical Mapping Spectrometer) konnten große Mengen Wassereis auf den südlichen Polkappen des Mars nachgewiesen werden.[4] Ähnliche Daten lieferte in geringerer Qualität bereits 2001 die amerikanische Sonde Mars Odyssey, jedoch stellt deren europäische Bestätigung auch einen Beweis für die Zuverlässigkeit der ersten Marsmission der ESA dar.

Ende März 2004 teilte die ESA mit, Mars Express habe mit Hilfe seines Spektrometers Spuren von Methan in der Marsatmosphäre gefunden. Obwohl die Vorkommen sehr gering sind, stellt sich die Frage, wie diese Verbindung in die Marsluft gelangen konnte. Methan entsteht sowohl bei vulkanischen Prozessen als auch bei Verwesungsprozessen von organischen Materialien. Insofern könnte diese Entdeckung auch ein geringes Indiz für eventuell existierendes oder vor langer Zeit existierendes Leben auf dem Mars sein, was aber zum aktuellen Zeitpunkt noch Spekulation ist.

Ende November 2005 lieferten Daten von OMEGA Belege dafür, dass in der Frühzeit des Mars große Mengen flüssigen Wassers auf der Oberfläche vorhanden waren.[5] Gleichzeitig lieferte MARSIS Erkenntnisse dafür, dass unter der Oberfläche eines Marskraters möglicherweise Wassereis begraben ist. Nahe dem Nordpol wurde wahrscheinlich ein etwa 1 km dicker Eispanzer unter der Oberfläche gefunden.[6]

Im November 2008 wurden von der vom DLR betriebenen hochauflösenden Stereokamera HRSC Aufnahmen im Gebiet des Eumenides Dorsum (griech. Rücken der Furien) westlich der Tharsis-Region gemacht, die zahlreiche ausgeprägte Yardang-Strukturen zeigen, die durch Winderosion entstanden sind. Diese geben Aufschluss über die Dynamik des Windes auf der Marsoberfläche; die Dichte der Marsatmosphäre beträgt nur etwa 0,75 Prozent der Dichte der Atmosphäre auf der Erde in Meereshöhe.[7] Ähnliche Strukturen wurden durch Mars Express bereits mehrfach nachgewiesen, beispielsweise im Bereich des Olympus Mons und, neben Tafelbergen, in Aeolis Mensae.[8]

Siehe auch[Bearbeiten]

Weblinks[Bearbeiten]

 Commons: Mars Express – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise[Bearbeiten]

  1. ESA: The planetary adventure continues - Mars Express and Venus Express operations extended, 27. Februar 2007 (englisch)
    ESA: ESA extends missions studying Mars, Venus and Earth’s magnetosphere, 10. Februar 2009 (englisch)
    ESA: Europe maintains its presence on the final frontier, 22. November 2010 (englisch)
  2. Rosetta und Philae (deutsch)
  3. Mitteilung der ESA vom 5. August 2005
  4. Mitteilung der ESA vom 28. Juli 2005
  5. Mitteilung der ESA vom 30. November 2005
  6. Mitteilung der ESA vom 30. November 2005
  7. HRSC-Aufnahmen zeigen die Kraft der Wind-Erosion auf dem Mars. DLR, 28. November 2008, abgerufen am 15. April 2013.
  8. DLR: Yardangs und Tafelberge in Aeolis Mensae (28. Juni 2007)