Quelle: ESA.

Die ESA-Sonde Mars Express hat in der Südpolregion des Mars mehrere unter dem Eis vergrabene Becken mit flüssigem Wasser entdeckt. Das Radarinstrument an Bord, MARSIS (Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionosphere Sounding), hat 2018 ein unterirdisches Reservoir entdeckt, das etwa 1,5 km unter dem Eis begraben ist.

Unter Berücksichtigung weiterer Daten und einer anderen Analyse wurden nun drei neue Seen entdeckt. Der größte unterirdische See misst etwa 20 x 30 km und ist von mehreren kleineren Seen umgeben. Es wird angenommen, dass das Wasser sehr salzig ist, da es bei kalten Temperaturen flüssig bleibt. Auf dem Mars war es einst wärmer und feuchter, und das Wasser floss über die Oberfläche, ähnlich wie auf der frühen Erde.

Auch wenn es heute nicht möglich ist, dass Wasser an der Oberfläche unverändert bleibt, eröffnet das neue Ergebnis die Möglichkeit, dass unter der Erde ein ganzes System von alten Seen existieren könnte, die vielleicht Millionen oder sogar Milliarden Jahre alt sind. Sie wären ideale Orte für die Suche nach Hinweisen auf Leben auf dem Mars, wenn auch sehr schwer zu erreichen.

Subglaziale Seen sind auch auf der Erde bekannt, wie der Wostok-See in der Antarktis. Sie können einzigartige Ökosysteme beherbergen und nützliche Analogien für Astrobiologen liefern, die erforschen, wie Leben in extremen Umgebungen überleben kann. Die Techniken, die zur Analyse der Radardaten auf dem Mars verwendet werden, ähneln denen, die bei Untersuchungen subglazialer Seen in der Antarktis, Kanada und Grönland eingesetzt werden.

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Der Beitrag ESA: Mehr unterirdisches Wasser auf dem Mars erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: ESA, Imperial College London.

In der Gegenwart präsentiert sich unser äußerer Nachbarplanet, der Mars, als eine lebensfeindliche Welt, welche über eine viel zu kalte und vor allem viel zu dünne Atmosphäre verfügt, um das Vorhandensein von flüssigem Wasser auf dessen Oberfläche zu ermöglichen. Diese lebensfeindlichen Bedingungen bestanden jedoch nicht immer. Aufgrund der von den verschiedenen Orbiter-, Lander- und Rovermissionen gesammelten Daten gilt es heute als gesichert, dass der Mars in seiner Frühzeit über eine dichtere Atmosphäre verfügt haben muss, welche in Kombination mit höheren Temperaturen das Vorhandensein von flüssigem Wasser ermöglicht hat. Aber wann und für wie lange war dies der Fall?

Auf den Bildern der Orbiter erkennen wir gewaltige Ausflusstäler, Talnetzwerke und Flussdeltas, deren Entstehung sich am besten durch die direkte Einwirkung von Oberflächenwasser erklären lässt. Die Analysen der Lander und Rover haben zudem das Vorkommen verschiedener Mineralien nachgewiesen, welche sich zumindest auf der Erde nur in Verbindung mit Wasser bilden können.

Nach der Ansicht der meisten Planetenforscher muss der Mars somit einstmals über oberflächennahe Grundwasservorkommen, hydrothermale Quellen, Flüsse und Seen verfügt haben. Heftige Debatten wurden jedoch immer wieder darüber geführt, ob Teile der Oberfläche unseres Nachbarplaneten in der Vergangenheit eventuell sogar von einem regelrechten Ozean bedeckt wurden. Als „Heimat“ für einen solchen Ozean wird die nördliche Tiefebene des Mars vorgeschlagen, welche gleich zu zwei verschiedenen Zeitaltern nahezu komplett mit Wasser bedeckt gewesen sein könnte.

Der erste Ozean soll sich demzufolge bereits vor rund vier Milliarden Jahren über der nördlichen Tiefebene ausgedehnt haben, als der Mars noch über eine dichtere und wärmere Atmosphäre verfügte. Ein plötzlich einsetzender Klimawandel, welcher mit dem Verlust des Großteils der Marsatmosphäre einherging, beendete diese erste „feuchte Phase“ in der Geschichte des Mars, welche auch am ehesten als der Zeitraum in Betracht kommt, in dem sich auf dem Mars Leben gebildet haben könnte.

Die zweite Phase einer Bedeckung mit Wasser könnte sich rund eine Milliarde Jahre später zugetragen haben. Hierbei wurden die inzwischen im Untergrund abgelagerten Wassereisvorkommen durch Wärmeenergie aufgeschmolzen, welche durch den Einschlag eines riesigen Asteroiden oder eventuell auch durch gigantische Vulkanausbrüche in der Tharsis-Region freigesetzt wurden.

Das geschmolzene Wasser trat an die Planetenoberfläche und ergoss sich mit großer Kraft in die tiefer gelegene nördliche Tiefebene. Dabei rissen die Wassermassen große Mengen an Sand und Geröll mit und formten zugleich die noch heute auf der Marsoberfläche sichtbaren Ausflusstäler. Diese gigantischen Schlammlawinen bedeckten anschließend große Teile der nördlichen Marshemisphäre. Die sedimentären Bestandteile schützten das Wasser eine gewisse Zeit vor der Sonneneinstrahlung und damit auch vor einer Sublimation, so dass sich Teile des Wassers als Eis unmittelbar unter der neu geschaffenen Oberfläche ablagern konnten.

Durch neue Messdaten erhärten sich jetzt die Hinweise darauf, dass zumindest der zweite Teil dieser These der Realität entsprechen könnte. Mit dem MARSIS-Instrument, einem im niedrigen Frequenzbereich arbeitenden Radargerät an Bord der von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebenen Raumsonde Mars Express, entdeckte ein Wissenschaftlerteam um Dr. Jérémie Mouginot vom Institut de Planétologie et d’Astrophysique in Grenoble/Frankreich und der University of California/USA im Vastitas Borealis – einem Teilbereich der nördlichen Tiefebene – diverse Ablagerungen von Sedimentgesteinen, welche als eishaltige Gesteinsschichten interpretiert werden, die sich einstmals am Grunde eines ausgedehnten Ozeans abgelagert haben.

Die Radarwellen von MARSIS dringen tief in den Marsboden ein und enthüllen dabei auch Strukturen, welche sich in der obersten Schicht der Planetenoberfläche befinden. Die mit dem MARSIS-Instrument entdeckten Sedimentschichten stellen sich in den Radardaten als Ablagerungen mit einem geringen Reflektionsvermögen dar. Ein solch geringer Reflexionsgrad ist nach Ansicht der Wissenschaftler typisch für Sedimente mit einer niedrigen Dichte, wie sie durch eine Ablagerung in flüssigem Wasser entstehen. Diese Sedimentschichten, so die Wissenschaftler, haben sich vermutlich während der zweiten Phase vor etwa drei Milliarden Jahren gebildet.

Das Team um Dr. Jérémie Mouginot vermutet allerdings, dass diese zweite Phase höchstens eine Million Jahre andauerte. In diesem Zeitraum gefror das Wasser erneut zu Eis oder entwich in Form von Wasserdampf in die Marsatmosphäre. Dies, so Dr. Mouginot, ist vermutlich ein zu kurzer Zeitraum, als dass sich Leben gebildet haben könnte. Astrobiologen, welche auf dem Mars nach Anzeichen für Leben suchen, müssten somit noch weiter in die Vergangenheit des „Roten Planeten“ vorstoßen.

Tatsächlich konnte bereits der Marslander Phoenix im Jahr 2008 das Vorkommen von Wassereis nachweisen, welches sich in der Tiefebene Vastitas Borealis unmittelbar unterhalb der Oberfläche befindet und bei dem es sich eventuell um die Überreste eines Ozeans handeln könnte (Raumfahrer.net berichtete).

Aktuelle Analysen der Phoenix-Daten deuten allerdings darauf hin, dass die untersuchte Region aller Wahrscheinlichkeit nach seit mindestens 600 Millionen Jahren nicht mehr mit flüssigem Wasser in Kontakt gekommen ist. Außerdem, so die Beurteilung des Teams um Dr. W. T. Pike vom Imperial College London, erfolgte der Kontakt mit Wasser nur über einen Zeitraum von vermutlich wenigen Tausend Jahren.
„Für unsere auf den Daten der Mars Express-Mission beruhenden wissenschaftlichen Studien bezüglich der Wasservorkommen auf dem Mars griffen wir bisher ausschließlich auf Bilder und Spektralanalysen der Oberfläche sowie auf Atmosphärendaten zurück, welche wir mit der Raumsonde gewinnen konnten. Dank des Radarinstrumentes verfügen wir jetzt auch über Daten, welche aus dem Untergrund des Mars stammen“, so Olivier Witasse, der Mars Express-Projektwissenschaftler der ESA.
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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: FU Berlin, ESA.

Am 17. Mai 2010 überflog die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express während ihres Orbits Nummer 8.160 den Nordpol unseres Nachbarplaneten und bildete dabei mit der High Resolution Stereo Camera (HRSC) einen Teil der dort erkennbaren Oberflächenstrukturen ab. Die HRSC-Kamera wird vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) betrieben und ist eines von sieben wissenschaftlichen Instrumenten an Bord der Raumsonde Mars Express.
Wie auch auf der Erde, sind die Polarregionen des Mars mit Polarkappen bedeckt, welche sich während der Wintermonate in Richtung Äquator ausdehnen. Die Stärke dieser Eisschichten und ihre jeweilige Ausdehnung in Richtung des Äquators unterliegt jahreszeitlichen Zyklen, welche sich von der Erde aus bereits mit kleineren Teleskopen beobachten lassen.

Die beiden Polarkappen des Mars setzen sich aus Wassereis zusammen und sind zusätzlich mit mehreren Schichten aus gefrorenem Kohlendioxid und Staub bedeckt. Bedingt durch den erfolgenden Temperaturanstieg sublimiert das im Bereich der nördlichen Polarkappe auf der Oberfläche niedergeschlagene Kohlendioxid während des dort herrschenden Sommers, da sich der Marsnordpol aufgrund der Achsneigung des Planeten der Sonne entgegen neigt und dabei ein Maximum an Sonnenenergie empfängt. Das Kohlendioxid tritt dabei vom festen Aggregatzustand direkt in den gasförmigen Zustand über und steigt in die Atmosphäre auf.

Zur gleichen Zeit wird es am Marssüdpol, welcher jetzt von der Sonne abgewandt ist, immer kälter. Durch die extremen Temperaturunterschiede zwischen den beiden Polen entsteht eine von Norden nach Süden gerichtete Windströmung, welche das Kohlendioxid in die südlichen Polarregionen transportiert. Nach dem Erreichen der südpolaren Regionen resublimiert das Kohlendioxid durch die hier vorherrschenden tieferen Temperaturen erneut und bildet am Südpol eine bis zu mehrere Meter dicke Schicht aus Kohlendioxideis.

Mit dem Wechsel der Jahreszeiten erfolgt der gleiche Vorgang – diesmal allerdings in die andere Richtung. Die Polarkappen können sich dabei bis zum 45. nördlichen beziehungsweise südlichen Breitengrad ausdehnen. Die im Mai 2010 angefertigten Bilder zeigen die nördliche Polarregion allerdings zur Zeit der dortigen Sommersonnenwende. Das dort während der Wintermonate abgelagerte Kohlendioxid hatte sich mittlerweile verflüchtigt, so dass ausschließlich Wassereis zurückblieb, welches in den Aufnahmen als weiße Flächen erkennbar ist. Auch das Wassereis begann zu sublimieren und stieg in Form von Wasserdampf in die Atmosphäre des Planeten auf. Dieser Vorgang machte sich zu diesem Zeitpunkt durch ein verstärktes Auftreten von Wolken aus Wassereiskristallen bemerkbar, welche speziell über der Äquatorregion des Mars beobachtet werden konnten.

Der abgebildete Bereich befindet sich bei 85 Grad nördlicher Breite und 336 Grad östlicher Länge und zeigt somit die Umgebung des Chasma Boreale. Dieser gewaltige Canyon in der Nähe des Nordpols verfügt über eine Länge von rund 600 Kilometern, ist bis zu 100 Kilometer breit und bis zu zwei Kilometer tief. Aus einer Überflughöhe von mehreren hundert Kilometern erreichte die HRSC-Kamera eine Auflösung von etwa 85 Metern pro Pixel.

Die Aufnahmen ermöglichen den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern einen hervorragenden Einblick in die stratigraphische Abfolge der dortigen Ablagerungen, welcher nicht durch Kohlendioxideis-Ablagerungen behindert wird. Auf dem Boden des Chasma Boreale sind vereinzelte Impaktkrater zu erkennen, welche stark mit Sand bedeckt sind beziehungsweise teilweise durch Winderosion freigelegt wurden (Bildausschnitt 1 in der nebenstehenden Nadiraufnahme). Des weiteren sind in den feinen und regelmäßigen Schichtungen helle und dunkle Ablagerungen zu erkennen (Bildausschnitt 2). Die Wissenschaftler gehen davon aus, dass die dunkleren Ablagerungen durch die jährlich auftretenden Staubstürme hervorgerufen wurden. Bedingt durch den Wechsel der Jahreszeiten werden so rhythmische Ablagerungen erzeugt, wie sie in der Abbildung zu erkennen sind.

Die Eiskappe ist von einem gewaltigen Dünenfeld umgeben (Bildausschnitt 3), welches sich zum Teil bis zu 600 Kilometer in die südliche Richtung erstreckt. Das dort befindliche dunkle Material entstammt einer Schicht, welche sich unterhalb des Eises befindet. Es wird vermutlich durch die jahreszeitliche Migration der Eismassen freigesetzt und anschließend von Winden verfrachtet.

Mars Express, so die aktuellen Planungen, soll die Zusammensetzung der nördlichen Polarkappe des Mars sowie deren Struktur und Tiefe in den kommenden Wochen weiter untersuchen. Hierzu wollen die an der Mission beteiligten Wissenschaftler das MARSIS-Instrument einsetzen. Dieses im niedrigen Frequenzbereich arbeitende Radarinstrument ist in der Lage, die Oberfläche in drei Dimensionen wiederzugeben und dabei den Marsboden bis zu einer Tiefe von fünf Kilometern zu analysieren.
Radiowellen werden normalerweise von einer festen Oberfläche reflektiert. Besonders langwellige Radarsignale dringen jedoch in Abhängigkeit von ihrer Wellenlänge in das Material ein. Sie werden dabei erst an den Grenzflächen zwischen zwei Schichten reflektiert, welche sich aus unterschiedlichen Material, zum Beispiel Felsgestein und Wassereis, zusammensetzen. Aus der Stärke eines zweiten Echos kann dabei die Art der reflektierenden Schicht abgeleitet werden.

MARSIS arbeitet mit insgesamt vier Frequenzen im Bereich von 1,9 MHz, 2,8 MHz, 3,8 MHz und 4,8 MHz. Die beiden niedrigeren Frequenzen, welche über eine größere Wellenlänge verfügen, eignen sich am besten für die Aufgabe. Allerdings können diese nur nachts eingesetzt werden, da die Signale während des Marstages durch Interferenzen in der Ionosphäre unseres Nachbarplaneten zu stark beeinträchtigt werden. Im August und September 2011 bietet sich jedoch eine exzellente Gelegenheit für entsprechende Messungen. Durch diese werden dann eventuell auch weitere Geheimnisse der Polarkappen gelöst.

Die weiter oben gezeigte Farbansicht wurde aus dem senkrecht auf die Planetenoberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- und rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Bei dem Schwarzweißbild handelt es sich um eine Nadiraufnahme, welche von allen gewonnenen HRSC-Aufnahmen die höchste Auflösung erreicht. Das nebenstehende Anaglyphenbild, welches bei der Verwendung einer Rot-Cyan- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Eindruck der Landschaft vermittelt, wurde aus dem Nadirkanal und einem Stereokanal abgeleitet. Des Weiteren können die Wissenschaftler aus einer höhenkodierten Bildkarte, welche aus den Nadir- und Stereokanälen der HRSC-Kamera errechnet wird, ein digitales Geländemodell der abgebildeten Marsoberfläche ableiten.

Das HRSC-Kameraexperiment an Bord der ESA-Sonde Mars Express wird vom Principal Investigator (PI) Prof. Dr. Gerhard Neukum von der Freien Universität Berlin geleitet. Dieser hat auch die technische Konzeption der hochauflösenden Stereokamera entworfen. Das für die HRSC-Kamera verantwortliche Wissenschaftlerteam besteht aus 45 Co-Investigatoren von 32 Institutionen aus zehn Ländern.

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Der Beitrag Mars Express untersucht den Nordpol des Mars erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Maria Steinrück. Quelle: ESA.

Mit dem Instrument Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionospheric Sounding (MARSIS) der europäischen Raumsonde Mars Express wurden über 300 Querschnitte der Ablagerungsschichten erstellt. Mit dem Radar kann die Raumsonde bis zur unteren Grenze der Eisschichten blicken – diese befindet sich bis zu 3,7 Kilometer unter der Marsoberfläche.

„Die Ablagerungsschichten am Südpol des Mars bedecken eine Fläche, die so groß wie ein Großteil Europas ist. Die Menge an Wasser, die sie enthalten, wurde bereits früher geschätzt, aber nie mit solcher Sicherheit wie das mit dem Radar möglich ist“, sagte Dr. Jeffrey Plaut vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA.

Der Großteil des Wassereises auf dem roten Planeten befindet sich in den Polarregionen. Die Wasservorkommen dort reichen aber weit über die weißen Polkappen, die aus hauptsächlich aus gefrorenem Wasser und Kohlendioxid bestehen, hinaus. Viele der Ablagerungsschichten werden jedoch von Staub verdunkelt.Aus der Stärke des Echos, das MARSIS von den Felsschichten unter den Ablagerungen empfing, schlossen die Forscher, dass diese Ablagerungsschichten sich zu mindestens 90 Prozent aus Wasser zusammensetzen.

Das Radargerät fand jedoch auch eine Stelle, an der das Radarsignal besonders stark zurückgeworfen wurde. Dies ist sehr rätselhaft, denn dieses Echo weist auf eine dünne Schicht aus flüssigem Wasser hin. An dieser Stelle ist es aber viel zu kalt, flüssiges Wasser wäre längst gefroren.

Die Radardaten geben auch Aufschluss über tiefere Strukturen auf dem Mars, wie Dr. Plaut erklärt: „Wir wussten nicht wirklich, wo der Boden der Ablagerungen war. Jetzt können wir sehen, dass die Kruste unter den Ablagerungen nicht zusammengedrückt wurde, wie das auf der Erde der Fall wäre. Die Kruste und der obere Mantel sind somit steifer als die der Erde. Vermutlich liegt das daran, dass das Innere des Mars´ so viel kälter ist.“

MARSIS führt ähnliche Messungen auch für den Nordpol des Planeten durch.

Der Beitrag Dicke Wassereisschicht am Südpol des Mars erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ingo Froeschmann. Quelle: ESA.

Eine entsprechende Entscheidung hatte der Mars Express-Projektleiter Dr. Rudolf Schmidt bereits Ende Januar gegenüber Raumfahrer.net angekündigt. Sollte die für Anfang Mai geplante Aktivierung erfolgreich verlaufen, wird MARSIS nach unterirdischen Wasserreservoirs suchen sowie die Ionosphäre erforschen.

Die Entscheidung der ESA, MARSIS in Betrieb zu nehmen erfolgte nach achtmonatigen intensiven Computersimulationen und technischen Untersuchungen auf beiden Seiten des Atlantik. Im wesentlichen ging es um mögliche negative Auswirkungen bei der Entfaltung von zwei je 20 Meter langen Masten des Radargeräts.

Die drei Masten des Experiments sollten ursprünglich schon im April 2004, also gegen Ende der Testphase aller Instrumente, ausgefahren werden. Die Konstruktion besteht aus zwei 20 Meter langen Hohlzylindern mit einem Durchmesser von jeweils 2,5 Zentimetern und einem sieben Meter langen Mast. Es war nicht möglich, die Konstruktion zufriedenstellend realistisch auf der Erde zu testen, so dass die Tests auf Computersimulationen angewiesen waren. Kurz vor der geplanten Aktivierung führte der Hersteller Astro Aerospace verbesserte Simulationen durch und entdeckte die Möglichkeit eines Peitscheneffekts, der die Sonde beim Ausfahren der Masten treffen könnte.

Eine daraufhin eingesetzte Untersuchungskommission der ESA entschied sich auf ihrer letzten Sitzung am 25. Januar für die Entfaltung der Konstruktion. Die Kommission kam zu dem Schluss, dass eine Beschädigung nicht ausgeschlossen werden könne, die Kraft eines Rückstoßes jedoch gering sein würde, womit die Wahrscheinlichkeit einer starken Beschädigung sehr gering sei.

Eine mögliche Fehlerquelle ist eine Blockade der Konstruktion während der Entfaltung. Auch wenn es Methoden gibt, eine Blockade aufzuheben, könnte das im schlimmsten Fall den Verlust von MARSIS bedeuten. Die Analysen zeigten jedoch auch, dass die Kontrollsysteme von Mars Express mit einem ausgefahrenen Mast zurecht kämen und die übrigen Instrumente weiter arbeiten könnten.

Die Untersuchungskommission schlug die Aktivierung für Anfang Mai vor und bei guten Fortschritten in der Vorbereitung auch schon Ende April. Eine frühe Inbetriebnahme ist insofern wünschenswert, als dass die Entwicklung des Orbits der Sonde Radarmessungen der interessantesten Regionen des Mars im Mai 2005 erwarten lässt.

Sollte die Aktivierung erfolgreich sein, wird MARSIS mindestens bis zum 30. November die unter-„irdischen“ Geheimnisse des Mars erforschen und, sollte die Mission verlängert werden, auch noch darüber hinaus.

Der Beitrag Grünes Licht für letztes Mars Express-Experiment erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Michael Stein

Obwohl Mars Express schon seit gut einem Jahr den Roten Planeten umkreist ist eines seiner sechs Wissenschaftlichen Instrumente bis heute noch nicht aktiviert worden: Das Langwellenradar MARSIS soll bis in einige Kilometer Tiefe nach Wasservorkommen im Marsboden suchen. Voraussetzung dafür ist allerdings das Entfalten der beiden 20 Meter langen MARSIS-Antennen, und genau da lag das Problem: Nach dem Start der Raumsonde durchgeführte Simulationen der Antennenentfaltung legten den Verdacht nahe, dass eine oder beide der ziehharmonikaförmig zusammengefalteten Antennen nach dem Entfalten gegen die Raumsonde zurückschwingen – und dabei den Orbiter beschädigen könnte.
 
Das gesamte Jahr 2004 über wurden vor allem beim Jet Propulsion Laboratory (JPL) immer wieder neue Simulationen durchgeführt um sicherzugehen, dass von der Antennenentfaltung keine Gefahr für Mars Express ausgeht. Auf Nachfrage sagte Dr. Rudolf Schmidt, der frühere Projektleiter der Mission: „Die Chance ist groß, dass eine oder beide (Antennen-)Stangen den Satelliten während der Öffnung berühren. Wir haben daher jede eventuelle ‚Schwachstelle‘ auf der Außenhaut überprüft und nur zwei gefunden, die möglicherweise sensitiv auf eine ‚Ohrfeige‘ reagieren könnten. Das sind eine spezielle Thermalfolie und ein Hochfrequenz-Kabel.“
 
Eine Gefahr für die Raumsonde geht davon allen bisherigen Daten nach jedoch nicht aus, so Rudolf Schmidt weiter. Daher werde die Entfaltung der beiden MARSIS-Antennen wohl im April oder Mai erfolgen.
 
Intensiver wird derzeit eine andere Möglichkeit untersucht: Welchen Einfluss hätte eine sich nicht vollständig entfaltende MARSIS-Antenne auf die Lageregelung von Mars Express? „Das die Regelung mit halboffenen Stangen funktioniert steht außer Frage, wir wollen jedoch wissen ob sie die jetzige Qualität halten kann“, so Rudolf Schmidt. Gerade weil der erste europäische Mars-Orbiter bis jetzt so gut funktioniert „wollen (wir) diese Qualität natürlich nicht durch eine halb-offene (Antennen-)Stange reduzieren lassen, daher noch diese extra Studien an der Lageregelung.“
 
In wenigen Monaten wird MARSIS also erstmals Daten über geologische Strukturen und Wasservorkommen im Marsboden zur Erde senden – ein später, aber umso schönerer Erfolg für die erste europäische Mars-Mission.
 
Während es von Mars Express also außerordentlich erfreuliche Neuigkeiten zu berichten gibt sieht sich der Mars-Rover Spirit im Gusev-Krater erstmals den Folgen eines Staubsturms ausgesetzt. Ähnlich wie bei seinem Zwilling Opportunity vor einigen Wochen hat sich die Luft durch einen lokalen Staubsturm deutlich eingetrübt hat, was zu einer verstärkten Ablagerung von Staub auf den Solarzellen und zu einer reduzierten Energieproduktion geführt hat. Nichtsdestotrotz hat Spirit in den letzten Tagen weitere 20 Meter in den Columbia-Hills zurückgelegt und untersucht derzeit einen „Peace“ genannten Gesteinsbrocken.
 
Zur gleichen Zeit war Opportunity in der Tiefebene Meridiani Planum damit beschäftigt, den „Heat Shield Rock“ genannten Eisenmeteoriten weiter zu untersuchen. Auch in der Landeregion von Opportunity war die Luft aufgrund des Ende letzten Jahres aufgetretenen Staubsturms immer noch eingetrübt. Mittlerweile ist auch die Linse der rückwärtigen Hinderniserkennungskamera durch Marsstaub leicht verschmutzt. Dies ist allerdings wahrscheinlich nicht so sehr auf den vergangenen Staubsturm, sondern eher auf Staub zurückzuführen, der beim Fahren in der Nähe des Hitzeschildes von den Rädern des Rovers emporgewirbelt worden ist.
 
Nachdem die Untersuchung des Eisenmeteoriten mittlerweile abgeschlossen worden ist befindet sich Opportunity nun wieder bei seinem Hitzeschild, um mit dem Microscopic Imager hochauflösende Fotos der Bruchkanten aufzunehmen. Diese Bilder können den Ingenieuren der Herstellerfirma Lockheed Martin wertvollen Aufschluss über die beim Eintritt in die Marsatmosphäre auf den Hitzeschild eingewirkten Kräfte und Energien geben.

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Der Beitrag Ohrfeigen für Mars Express erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Michael Stein. Quelle: Raumfahrer.net.

Eines der aufregendsten wissenschaftlichen Instrumente an Bord von Mars Express ist MARSIS (= Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionosphere Sounding). Dabei handelt es sich um ein Radar, das mit Hilfe einer 40 Meter langen Antenne (die sich erst in der Marsumlaufbahn entfaltet) Wasservorkommen im Marsboden bis hinab in eine Tiefe von einigen Kilometern finden soll. Um dies zu erreichen sendet das Gerät niederfrequente Radiowellen aus, die zwar größtenteils bereits von der Marsoberfläche reflektiert werden, von denen ein Teil jedoch in den Boden gelangt und dort erst zurückgeworfen wird, wenn die Radiowellen auf Grenzschichten zwischen verschiedenen Materialien treffen. Die wichtigste Aufgabe von MARSIS wird die Suche nach Wasser oder Wassereis im Marsboden sein, aber quasi als Nebeneffekt werden die Wissenschaftler des MARSIS-Teams an der Universität La Sapienza in Rom mit Hilfe dieses Radars auch neue Erkenntnisse über die so genannte Ionosphäre des Mars gewinnen, da die Radarsignale auf ihrem Weg durch diese obere Atmosphärenschicht von den dort befindlichen elektrisch geladenen Teilchen teilweise zurückgeworfen werden.

Die beiden wie eine Ziehharmonika zusammengestauchten, je 20 Meter langen Antennen sollten eigentlich schon vor Monaten entfaltet werden. Nach dem Start von Mars Express durchgeführte Simulationen führten jedoch zu der Befürchtung, dass die Antennen beim Entfalten zurückschwingen und dadurch die Raumsonde beschädigen könnten. Monatelang wurden ständig neue Simulationen durchgeführt, um das Risiko so genau wie möglich einschätzen zu können.

Der Mars Express-Projektleiter Dr. Rudolf Schmidt schilderte den aktuellen Stand der Dinge auf Anfrage von Raumfahrer.net folgendermaßen: „Die Untersuchungen sind beinahe abgeschlossen und wir werden spätestens Mitte Januar eine Entscheidung treffen. Gegenwärtig sieht es so aus, dass die Booms [= die Antennen, Anmerk. der Red.] mit einer gewissen Wahrscheinlichkeit während der Entfaltung den Satelliten treffen. Der Aufprall ist eher sanft aber wir müssen doch sicherstellen, dass keine unerwünschten Nebenwirkungen zurückbleiben. Daher benötigen wir noch die Zeit bis Januar.“ Diese relativ optimistische Aussage lässt darauf hoffen, dass MARSIS im kommenden Jahr doch noch in Betrieb geht. Als frühestmöglichen Termin nennt die ESA Mitte März 2005. Während der Antennen-Entfaltung „darf der Satellit nicht länger als 40 Minuten im Marsschatten sein, [was] mit dem Ladezustand der Batterien zu tun [hat]“, so Rudolf Schmidt.

Da die beiden MARSIS-Antennen vom amerikanischen Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA geliefert worden sind, wurden dort während der vergangenen fünf Monate übrigens auch die meisten Simulationen und Tests ausgeführt. Doch nicht nur in diesem Bereich gibt es eine enge Zusammenarbeit zwischen ESA und NASA. Auch bei der Übermittlung der Aufnahmen und Messdaten von Mars Express zur Erde kann das Mars Express-Team auf die Unterstützung der amerikanischen Kollegen zählen.
Da die ESA derzeit nur über eine Bodenstation in Australien verfügt, deren 35 Meter-Antenne für die Kommunikation mit Mars Express geeignet ist, hilft die NASA mit ihren drei über den Globus verteilten Bodenstationen des Deep Space Network aus: „Routinemäßig [laufen für Mars Express] zwei Bodenstation, sehr oft ist eine davon eine 70 Meter-Antenne vom JPL, ein weiterer Beweis für die gute Zusammenarbeit mit der NASA“, so Rudolf Schmidt weiter. Dennoch werden insbesondere durch die hochauflösende Stereokamera HRSC „mehr Daten erzeugt als der Satellit zur Erde übertragen kann, auch die Mars-Weltrekordtelemetrierate von bis zu 230 kBit/Sek. reicht nicht aus.“ Diese Situation führt zu „Verteilungskämpfen“ zwischen den verschiedenen Wissenschaftlerteams der insgesamt sechs Instrumente, denn natürlich möchte jedes Team möglichst viele der Daten „seines“ Instrumentes zur Erde bekommen. Die für 2009 angedachte nächste Mars-Mission der ESA wird also angesichts immer weiter steigender Datenmengen dringend einen breiteren Datenkanal zur Erde benötigen, wenn die Ergebnisse der Marsforschung auch ihre Empfänger erreichen sollen.

Der Beitrag Vorsichtiger Optimismus für MARSIS erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Martin Ollrom. Quelle: SpaceDaily.

MARSIS hätte bereits im April diesen Jahres in Betrieb gehen sollen. Doch die ESA Techniker fanden heraus das bei der Aktivierung der 40 Meter langen Antennen, die im ausgefahrenen Zustand eine T-Form haben, andere Geräte unter Umständen beschädigt werden könnten. Eigentlich schade denn gerade dieses Gerät lässt Mars Express tief unter die Mars Oberfläche blicken um dort nach Wassereis zu suchen. Es könnte bis zu fünf Kilometer weit unter die Oberfläche blicken.

Die Antennen bestehen aus zwei 20 Meter langen Teilstücken die zusammengefaltet zurzeit auf Mars Express sind. Bereits im April hätte es in Betrieb gehen sollen und wurde auf Mai verschoben. In der Zwischenzeit suchten die ESA Techniker nach Lösungen, doch nun wurde bekanntgegeben die Aktivierung auf unbestimmte Zeit, aber noch in diesem Jahr, verschoben wird. Daten aus mathematischen Modellen, die die Belastung simulieren die bei einer Aktivierung auf die umliegenden Geräte ausgeübt wird, zeigen dass eine ungefährdete Aktivierung eine zu riskante Sache wäre. Die Techniker wollen nicht andere Geräte kaputt machen und so den Orbiter unbrauchbar machen. Im Notfall würden sie auf MARSIS auch verzichten, dies aber nur wenn in diesem Jahr keine Möglichkeit mehr gefunden wird, MARSIS möglichst ungefährdet zu aktivieren.

Das Team das sich um MARSIS kümmert erstellt nun ihre eigenen Modelle um herauszufinden wie sich die Antennen im Weltraum verhalten. Auch wenn hier keine Lösung gefunden wird ist die Lösung des Problems von äußester Wichtigkeit da Venus Express nach denselben Plänen wie Mars Express gebaut wird. Falls Venus Express auch dieses oder ein ähnliches Gerät an Bord haben wird sollte man aufpassen das man hier nicht in eine solche Lage kommt wie die Techniker jetzt sind.

Der Beitrag MARSIS Aktivierung wieder verschoben erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Martin Ollrom. Quelle: ESA.

Die Aktivierung von MARSIS war für diese Woche geplant. Dieses Gerät verleiht Mars Express die Fähigkeit, tief unter die Mars Oberfläche zu blicken.

Neue und verbesserte Computermodelle zeigten, dass während des Aktivierungsvorganges die Radarantennen die restlichen Kommunikationssysteme beeinträchtigt hätten. Weitere Tests werden nun notwendig sein, um die gesamte Situation zu verstehen.

Die zwei Radarantennen sind jeweils 20 Meter lang und haben eine Zylinderform mit einen Durchmesser von 2,5 Zentimeter. Jetzt sind sie beide, in einer Art Box zusammengeklappt . Wenn diese Box geöffnet wird, würde der gesamte Druck der sich mittlerweile darin gebildet hat, frei kommen. Nachdem sich beide Antennen aus der Box entfaltet haben, werden sie sich zu einer Geraden formen. Zu guter Letzt wird das Gerät kalibriert – dieser Vorgang nimmt die letzten zehn Minuten des gesamten Manövers in Anspruch.

Die Gefahr, dass die Antennen andere Geräte beschädigt oder verstellt, ist nicht so gering wie es viele hoffen. Deswegen sollte dieser Vorgang, wenn er durchgeführt wird, mit größter Sorgfalt und geringem Tempo vollzogen werden. Das MARSIS Team steht nun vor zwei schweren Aufgaben. Bevor jedoch Entscheidungen fallen, wird man weiterhin analysieren. In der jetzigen Situation ist an eine reibungslose Aktivierung nicht zu denken. Die Missionsmanager und die Erbauer der Sonde hoffen nun einen Weg zu finden, das Gerät ohne Beschädigung der Peripherie zu aktivieren. Der Verschiebung wird demnach vielleicht sogar eine Absage folgen.

Es wäre schade wenn dieses so wichtige Gerät wegen Planungsfehler nicht in Betrieb gehen kann. MARSIS könnte helfen Wasser auf dem Mars zu suchen und zu erforschen. Es bleibt nur zu hoffen, dass die ESA solche Fehler bei der Raumsonde Venus Express vermeidet, die nach den Plänen von Mars Express gebaut wird.

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Autor: Michael Stein

Die wissenschaftlichen Ziele
In vielerlei Hinsicht ist Mars Express (MEX) ein Erbe der im November 1996 kurz nach dem Start gescheiterten russischen Mars-Mission Mars 96. Das Versagen der vierten Raketenstufe führte damals zum Verlust der Sonde, die mit der ungeheuren Zahl von insgesamt 24 Instrumenten – viele davon waren von mittel- und westeuropäischen Staaten zur Verfügung gestellt worden – ähnliche wissenschaftliche Zielstellungen wie nun MEX hatte. Auch im wortwörtlichen Sinne erbt MEX vieles von Mars 96: Bis auf das MARSIS-Radar sind alle wissenschaftlichen Instrumente des Orbiters Reserveinstrumente dieser russisch-europäischen Mars-Mission, die natürlich teilweise für den Einbau in MEX angepasst werden mussten.

Ein zweiter Grund, warum Mars Express in rekordverdächtig kurzer Zeit und mit vergleichsweise geringem finanziellen Aufwand realisiert werden konnte, war die weitgehende Übernahme von Technologien, die für die europäische Kometensonde Rosetta entwickelt worden sind. Annähernd 65 Prozent der Bauteile von Mars Express (ohne die wissenschaftlichen Instrumente) sind identisch oder zumindest teilweise identisch mit ihren Rosetta-Pendants!

Mit insgesamt sechs Kameras und wissenschaftlichen Instrumenten soll MEX vor allem neue Erkenntnisse über die Struktur und den Aufbau der Marsatmosphäre sowie der Marsoberfläche gewinnen. Die globale Aufnahme der Planetenoberfläche mit einer Auflösung von 10 Metern pro Pixel soll neue Erkenntnisse in Bereichen wie der Topographie und Morphologie des Mars ermöglichen. Ebenso im globalen Maßstab soll die mineralogische Zusammensetzung der Marsoberfläche mit einer Auflösung von 100 Metern kartografiert werden. Weiterhin wird MEX als erste Raumsonde Strukturen bis in einigen Kilometern Tiefe unter der Marsoberfläche untersuchen und dabei auch Wasservorkommen entdecken können.

Der zweite Schwerpunkt der Mission ist die Atmosphärenforschung. In diesem Bereich soll MEX die globale Zirkulation und die Zusammensetzung der Marsatmosphäre untersuchen. Auch die Wechselwirkung zwischen den oberen Schichten der Atmosphäre mit dem interplanetaren Medium wird Gegenstand der Beobachtung durch den europäischen Orbiter sein.

Neben den sechs wissenschaftlichen Instrumenten und Kameras wird auch die Parabolantenne für die Kommunikation der Raumsonde mit der Erde für wissenschaftliche Zwecke genutzt, indem die Veränderungen ausgewertet werden, die Radiosignale von MEX beim Durchlaufen der Marsatmosphäre erfahren.

Die Umlaufbahn

Wenn Mars Express am 26. Dezember 2003 in eine stark elliptische Umlaufbahn um den Roten Planeten eingeschwenkt ist wird der Orbiter mit Hilfe von vier Zündungen des Haupttriebwerks in den folgenden Tagen in seine endgültige Umlaufbahn wechseln. Von dort aus wird er zum einen als Relaisstation für die Datenübermittlung vom und zum mitgeführten Mars-Lander Beagle 2 dienen, der nur mit Hilfe von MEX Kontakt mit der Erde aufnehmen kann. Die stark exzentrische Umlaufbahn mit einer Inklination (= Bahnneigung ggü. dem Äquator) von 87°, einem Perizentrum (= marsnächster Punkt des Orbits) von rund 250 Kilometer und einem Apozentrum (= marsfernster Punkt des Orbits) von zunächst rund 11.500 Kilometer ist auf die Belange der wissenschaftlichen Beobachtungsinstrumente an Bord von MEX ausgerichtet – und doch stellt sie einen Kompromiss dar, wie ESA-Missionsspezialist Martin Hechler gegenüber Raumfahrer.net erläuterte.

„Normalerweise würde man für dieses Ziel versuchen, eine niedrige Kreisbahn zu erreichen […]. Wenn man sich das Problem allerdings genauer anschaut findet man heraus, dass eine [durch die HRSC-Kamera des Orbiters erstellte] globale Karte in hoher Auflösung so viele Daten enthält, dass man sie nicht so schnell zur Erde übertragen kann, wie man sie in einer niedrigen Bahn aufnehmen könnte. Dass heißt, die meisten Beobachtungen, die man machen könnte, kann man nicht auswerten. Wir haben uns deshalb für eine exzentrische Bahn entschieden. Wir können viel mehr Satellitenmasse in eine solche Bahn einschießen, ohne Aerobraking und den damit verbunden Zeitverlust, und außerdem bietet sich dann ein einfacheres Satellitendesign an, mit fest montierten Instrumenten und einer fest montierten Antenne“, so Martin Hechler. Wie so oft also ist die Umlaufbahn ein Kompromiss zwischen dem Wünschenswerten und dem Bezahlbaren (denn eine größere Treibstoffmenge bedeutet ein höheres Gewicht der Sonde und damit – wie meistens in der Raumfahrt – auch höhere Kosten, da für den Start dann eine stärkere Trägerrakete hätte gewählt werden müssen).

Mars Express wäre von seiner strukturellen Belastbarkeit her übrigens durchaus in der Lage, eine niedrigere Umlaufbahn ähnlich wie beispielsweise der amerikanische Mars-Orbiter 2001 Mars Odyssey durch ein Manöver zu erreichen, das als „Aerobraking“ bezeichnet wird: Dabei fliegt die Raumsonde wiederholt durch die obersten Schichten der Atmosphäre des Zielplaneten, so dass der dabei auf sie einwirkende Luftwiderstand zu einer Reduzierung der Geschwindigkeit und damit gleichzeitig zu einer Absenkung des Apozentrums führt. Außer den bereits genannten Gründen hat man sich bei der ESA auch aufgrund der bei diesem Manöver auf die Raumsonde einwirkenden Kräfte und des damit verbundenen Risikos dafür entschieden, auf ein Aerobraking zu verzichten.

Der für die ersten 440 Tage eingenommene Orbit von MEX mit einer Umlaufdauer von 7,5 Stunden führt fast genau über beide Pole des Roten Planeten, so dass nach und nach die gesamte Marsoberfläche unter den Instrumenten des Orbiters hindurchziehen wird. Nach diesem Zeitraum wird das Apozentrum der Umlaufbahn auf rund 10.100 Kilometer reduziert, um die Beobachtungsposition von MEX zu optimieren. Ein Problem, das die Missionsspezialisten der ESA noch zu lösen hatten, war die gewünschte Bewegung des marsnächsten Punktes der Umlaufbahn entlang der Breitengerade des Planeten – schließlich möchte man nicht nur einen Streifen, sondern möglichst die gesamte Planetenoberfläche aus der Nähe beobachten können. „Um dieses Problem zu lösen, hilft uns die Polabplattung von Mars, der so genannte „J2-Effekt“. Mars ist, wie die Erde, nicht ganz rund. Das führt dazu, dass die Beschleunigung auf den Satelliten nicht genau zentrisch ist. Der Effekt [..] ist eine […] Bewegung (= „Regression“) des Perizentrums und der Bahnebene […]. Genauer bewegt sich der marsnächste Punkt etwa ein halbes Grad pro Tag. Das heißt in der Polarbahn kann man letztendlich alle geographischen Breiten aus niedrigen Höhen beobachten“, wie Martin Hechler gegenüber Raumfahrer.net erläuterte.

Während jeden Umlaufs wird Mars Express für rund 30 Minuten weniger als 1.000 Kilometer und für 1,5 Stunden weniger als 3.000 Kilometer von der Marsoberfläche entfernt sein. Immer zu dieser Zeit der größten Annäherung an den Planeten wird die Sonde so ausgerichtet, dass die Messinstrumente ihn für etwa eine Stunde beobachten können. In den ersten Monaten der Mission, so lange Beagle 2 noch in Betrieb ist, findet während dieser Phase über die UHF-Antenne des Orbiters auch die Kommunikation mit dem Lander statt. Wenn MEX anschließend wieder dem marsfernsten Punkt seiner stark elliptischen Umlaufbahn zustrebt wird seine Lage im All so geändert, dass die Hauptantenne in Richtung Erde zeigt und die zwischenzeitlich gesammelten Daten dorthin übermittelt sowie neue Befehlssequenzen vom Kontrollzentrum empfangen werden können. Die Datenübertragung erfolgt abhängig von der Entfernung zwischen Mars und Erde mit bis zu 230 KBit pro Sekunde, so dass zwischen 0,5 und 5 GBit wissenschaftlicher Daten pro Tag zur Erde übertragen werden können. Auf der Erde werden die Daten von Mars Express und Beagle 2 von der neuen Deep Space-Bodenstation New Norcia der ESA in Australien empfangen, und auch die Übermittlung von Befehlen an die beiden Raumsonden erfolgt mit Hilfe der 35 Meter-Antenne in New Norcia. Zuletzt erfolgt vor der erneuten Annäherung an den Mars wieder eine Reorientierung des Orbiters, bevor es in eine neue Beobachtungsphase geht.

Dieser Zyklus soll sich für mindestens ein Marsjahr (also 687 Erdentage) wiederholen, wobei eine Verlängerung der wissenschaftlichen Beobachtungsmission von Mars Express auf zwei Marsjahre wahrscheinlich ist.

Instrumente zur Beobachtung der Marsoberfläche

Drei der sechs Instrumente von MEX dienen der Beobachtung der Marsoberfläche und der Gewinnung von Informationen über die Struktur des Marsuntergrunds. Zwei dieser Instrumente (MARSIS und OMEGA) liefern quasi nebenher auch gleich noch Aufschluss über einige Aspekte der Marsatmosphäre, doch dazu im Folgenden mehr.

Ein absolutes „Highlight“ der Mission ist die unter Federführung des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) in Berlin-Adlershof gebaute und mit zwei Objektiven ausgestattete High Resolution Stereo Camera (HRSC). Mit Hilfe dieser Kamera wird die gesamte Planetenoberfläche mit einer Auflösung von weniger als dreißig Metern in Farbe und 3D, mindestens die Hälfte der Planetenoberfläche sogar mit weniger als fünfzehn Meter Auflösung pro Pixel aufgenommen werden. Darüber hinaus ist die HRSC in der Lage, ausgewählte Bereiche der Marsoberfläche mit einer Auflösung von nur zwei Metern aufzunehmen – auf einer solchen Aufnahme wäre sogar der Mars-Lander Beagle 2 noch erkennbar! „Da die Bilder mit einer Auflösung von zwei Metern eingebettet sind in gröber aufgelöste Bilder mit zehn Metern Auflösung werden wir präzise wissen, wohin wir gerade blicken“, so der für die HRSC verantwortliche Wissenschaftler Prof. Gerhard Neukum. Durch diese Einbettung der extrem hochaufgelösten Bilder in Aufnahmen mit gröberer Auflösung wird es erstmalig möglich sein, die Position der hochaufgelösten Landstriche exakt zu bestimmen – bei früheren Orbitern mit ähnlich hochauflösenden Kameras war die genaue Verortung der aufgenommenen Stellen nicht möglich.

Neben der Beantwortung wissenschaftlicher Fragestellungen werden die Aufnahmen von HRSC natürlich auch für die Festlegung von Landestellen künftiger Mars-Missionen von großer Bedeutung sein. Mit ihrer Hilfe wird man wissenschaftlich interessante Orte auf der Planetenoberfläche bestimmen können, die aufgrund ihrer Beschaffenheit gleichzeitig auch für die Landung von Mars-Sonden geeignet sind.

Obwohl alle aufgenommenen Bilder bereits in der Kamera automatisiert bearbeitet und komprimiert werden wird die HRSC für rund 40 Prozent der wissenschaftlichen Daten verantwortlich sein, die von MEX zur Erde gesendet werden! (Zum Vergleich: für sämtliche Daten des Landers Beagle 2 sind in den Missionsplanungen weniger als drei Prozent der gesamten Datenmenge vorgesehen.)

Ein anderes faszinierendes Instrument zur Erforschung der Marsoberfläche ist MARSIS (= Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionosphere Sounding) – wobei es genauer wäre, dabei von einem Instrument zur Erforschung des Marsuntergrundes zu sprechen. Bei MARSIS handelt es sich um ein Radar, das mit Hilfe einer 40 Meter langen Antenne (die sich erst in der Marsumlaufbahn entfaltet) Wasservorkommen im Marsboden bis hinab in eine Tiefe von einigen Kilometern finden soll. Um dies zu erreichen sendet das Gerät niederfrequente Radiowellen aus, die zwar größtenteils bereits von der Marsoberfläche reflektiert werden, von denen aber eben auch ein Teil in den Boden gelangt und erst dort zurückgeworfen wird, wenn die Radiowellen auf Grenzschichten zwischen verschiedenen Materialien treffen. Die wichtigste Aufgabe von MARSIS wird die Suche nach Wasser oder Wassereis im Marsboden sein, aber quasi als Nebeneffekt werden die Wissenschaftler des MARSIS-Teams an der Universität La Sapienza in Rom mit Hilfe dieses Radars auch neue Erkenntnisse über die so genannte Ionosphäre des Mars gewinnen, da die Radarsignale auf ihrem Weg durch diese obere Atmosphärenschicht von den dort befindlichen elektrisch geladenen Teilchen teilweise zurückgeworfen werden. MARSIS wird Bodenuntersuchungen vor allem dann durchführen, wenn sich der marsnächste Punkt der MEX-Umlaufbahn auf der Nachtseite des Planeten befindet, da die ausgesandten Radiowellen ansonsten zu sehr durch die tagsüber deutlich aktivere Ionosphäre des Planeten verändert werden.

Das dritte Instrument zur Untersuchung der Marsoberfläche ist OMEGA, mit dessen Hilfe eine Karte der Oberflächenzusammensetzung mit einer Auflösung von 100 Metern erstellt werden soll. OMEGA analysiert dazu das von der Marsoberfläche zurückgeworfene Sonnenlicht im sichtbaren und infraroten Spektralbereich (von 0,5 bis 5,5 Nanometern Wellenlänge). „Wir wollen den Eisengehalt der Oberfläche ermitteln, den Wassergehalt des Gesteins […] und das Vorhandensein von nicht-silikonen Materialien wie Kohlenstoff und Nitrat“ erläutert Jean-Pierre Bibring vom Institute d’Astrophysique Spatiale in Orsay (Frankreich). Da das von der Oberfläche reflektierte Licht auf dem Weg zu Mars Express zwangsläufig die Marsatmosphäre durchqueren muss wird OMEGA gleichzeitig auch Informationen über die Zusammensetzung der Atmosphäre liefern.

Instrumente zur Atmosphärenbeobachtung
Zwei der drei Instrumente, mit deren Hilfe die Marsatmosphäre untersucht werden soll, widmen sich der Zusammensetzung der marsianischen, extrem dünnen Lufthülle, während das dritte Experiment (ASPERA) vor allem die Folgen der permanenten „Bombardierung“ der oberen Atmosphärenschichten durch den so genannten Sonnenwind untersuchen wird.

Das Planetary Fourier Spectrometer (PFS) wird den Wissenschaftlern Angaben über die Zusammensetzung der Marsatmosphäre erlauben, indem es die Absorption von Sonnenlicht und die damit verbundene anschließende Aussendung infraroter (Wärme-)Strahlung durch verschiedene Moleküle in der Atmosphäre beobachtet. Sein Hauptaugenmerk wird dabei der vertikalen Verteilung und Temperatur von Kohlendioxid gelten, das 95 Prozent der Mars-Atmosphäre ausmacht. Ein zweiter Schwerpunkt wird die Suche nach Spuren von Wasser, Kohlenmonoxid, Methan und Formaldehyd sein. Trotz der nur geringen Spuren dieser Elemente in der Marsatmosphäre hoffen die Wissenschaftler des Istituto Fisica Spazio Interplanetario in Rom, dass sie aufgrund tausender Messungen während der Lebensdauer von Mars Express tragfähige Durchschnittswerte für den Anteil dieser Elemente in der Atmosphäre erhalten werden.

Mit dem SPICAM-Instrument soll das Vorhandensein von Wasserdampf und Ozon in der Atmosphäre im planetaren Maßstab und die eventuelle Veränderung des Anteils dieser beiden Elemente während der Marsjahreszeiten gemessen werden. Zu diesem Zweck ist SPICAM mit je einem Ultraviolett- und Infrarotsensor ausgestattet. Während der Ultraviolettsensor die Absorption des UV-Lichts durch das Ozon in der Marsatmosphäre registrieren kann, soll der Infrarotsensor des Instruments die Absorption der infraroten Strahlung durch den atmosphärischen Wasserdampf messen.

Das sechste wissenschaftliche Instrument an Bord von Mars Express schließlich ist ASPERA (= Analyser of Space Plasmas and Energetic Neutral Atoms). Mit Hilfe dieses Instruments wollen die Wissenschaftler vom Schwedischen Institut für Weltraumphysik in Kiruna mehr über die turbulente Geschichte der Marsatmosphäre erfahren. Anders als unsere Erdatmosphäre ist die Lufthülle des Mars nicht durch ein Magnetfeld vor dem so genannten „Sonnenwind“ (einem von der Sonne ausgehenden Strom elektrisch geladener Teilchen) geschützt: Seit Jahrmilliarden trifft dieser solare Teilchenstrom ungehindert auf die oberen Schichten der Marsatmosphäre und reißt dabei ständig Atome der marsianischen Lufthülle ins Weltall. ASPERA wird das Vorhandensein von Ionen (elektrisch geladenen Atomen), Elektronen und elektrisch neutralen Atomen in den oberen Atmosphärenschichten messen, was Rückschlüsse auf die Anzahl der Wasserstoff- und Sauerstoffatome zulässt, die mit dem Sonnenwind wechselwirken. Dadurch wird es möglich sein Schätzungen über das Ausmaß des Verlustes zu machen, den die Marsatmosphäre in den vergangenen Jahrmilliarden durch den Sonnenwind erlitten hat. Auch die Regionen der Marsatmosphäre, in denen es besonders intensiv zu solchen Wechselwirkungen zwischen Sonnenwind und Marsatmosphäre kommt, hoffen die schwedischen Wissenschaftler mit Hilfe von ASPERA zu entdecken.

Zu guter Letzt sei an dieser Stelle noch MaRS erwähnt. Dabei handelt es sich um kein eigenständiges wissenschaftliches Instrument – sonst wären wir auch bei sieben statt der angekündigten sechs Instrumente -, sondern um die wissenschaftliche Auswertung von Radiosignalen, die mit der Hauptkommunikationsantenne von Mars Express zur Erde geschickt werden. Der eigentliche Zweck dieser rund 1,6 Meter durchmessenden Parabolantenne ist natürlich die Datenübermittlung zwischen Erde und MEX, aber wie schon bei MARSIS und OMEGA (siehe oben) kann man sich auch hier den Effekt, dass Signale beim Durchlaufen der Marsatmosphäre und -ionosphäre in spezifischer Weise verändert werden, wissenschaftlich zunutze machen. Und nicht nur das: „Variationen im Gravitationsfeld des Mars werden geringe Änderungen in der Geschwindigkeit der Raumsonde relativ zur Bodenstation hervorrufen, die mit einer Genauigkeit von einem Zehntel der Geschwindigkeit einer Schnecke gemessen werden können“, sagt der für das MaRS-Experiment verantwortliche Wissenschaftler Martin Pätzold von der Uni Köln. Diese Geschwindigkeitsänderungen werden ausgewertet, um ein Bild des Schwerkraftfeldes des Mars zu erhalten, was wiederum Rückschlüsse auf die interne Zusammensetzung des Planeten zulässt.

Der Beitrag Der Mars Express-Orbiter erschien zuerst auf Raumfahrer.net.