Ein Beitrag von Axel Orth. Quelle: ESA/Space.com.

Die Raumsonde und die meisten ihrer Instrumente befinden sich in gutem Zustand und funktionieren normal. Eines der Instrumente, das Planetary Fourier Spectrometer (PFS), zeigt allerdings eine Fehlfunktion, die bisher trotz aller Versuche nicht behoben werden konnte: Der Spiegel des Instruments ist in geschlossener Position mechanisch blockiert, so dass das Instrument zwar an sich funktioniert, aber dennoch nichts sieht.
In den nächsten Monaten sollen weitere Versuche unternommen werden, den Spiegel frei zu bekommen. Außerdem werden unabhängige Untersuchungen angestellt, wie es überhaupt zu der Blockierung kommen konnte. In der Zwischenzeit können andere Instrumente an Bord hoffentlich die Aufgaben des PFS mit übernehmen. Das PFS soll die chemische Zusammensetzung und Temperatur der Venus-Atmosphäre untersuchen sowie die Temperatur der Venusoberfläche messen und so nach Anzeichen vulkanischer Aktivität suchen.

Erste wissenschaftliche Ergebnisse
Schon seit Erreichen ihres endgültigen 24-Stunden-Orbits um die Venus – also lange vor der jetzt offiziell verkündeten Betriebsbereitschaft – sammelt Venus Express unermüdlich Daten. Die ersten spektakulären Bilder des doppeläugigen Wirbels am Venus-Südpol waren bereits ein „Erstmals“ in der Geschichte der Planetenforschung und eine sehr angenehme Überraschung für die Wissenschaftler, da niemand erwartet hatte, dass der Wirbel, obzwar schon bekannt, eine derart komplexe Struktur hat.

Infrarot-Bilder, die mit dem Ultraviolet/Visible/Near-Infrared spectrometer (VIRTIS) der Sonde aufgenommen wurden, hatten Ende Mai die ersten klaren Ansichten des Wirbels gezeigt. VIRTIS kann in verschiedenen Wellenlängen abbilden. Jede Infrarot-Wellenlänge zeigt die Venusatmosphäre in einer anderen Höhe, also jeweils eine andere Schicht der Atmosphäre. Und der Wirbel präsentiert sich von Schicht zu Schicht unterschiedlich: „Als wir uns diesen gigantischen Wirbel in verschiedenen Höhen ansahen, realisierten wir erst, wie sehr seine Form über die Höhe variiert“, sagte Pierre Drossart, Co-Forschungsleiter des Instruments. „Es ist, als ob wir auf verschiedene Strukturen schauen würden, statt auf eine einzige.“

Warum sich die Form des Südpolwirbels über die Höhe so stark ändert, ist bisher noch ungeklärt. „Dieses Rätsel zu lösen, ist genau der Grund, warum wir eine eigene Beobachtungskampagne nur für den Wirbel organisieren wollen“, sagte Giuseppe Piccioni, ebenfalls VIRTIS-Co-Forschungsleiter. „Erst wollen wir die Form des Wirbels verstehen, indem wir mit VIRTIS sein dreidimensionales Bild ermitteln. Dann hoffen wir, die treibenden Kräfte besser zu verstehen, die ihn formen.“

Wolken und Winde
In den ersten Wochen zeichnen sich bereits viele andere Details der dicken Atmosphäre ab. Sowohl die Venus Monitoring Camera (VMC) als auch VIRTIS begannen damit, das Wolkensystem und seine komplexe Dynamik zu beobachten, während die Spektrometer SpicaV/SOIR Untersuchungen über Chemie und Temperatur der Atmosphäre zu sammeln begannen.

Ultraviolett-Bilder der VMC zeigen die komplexe Form der Wolkendecke, charakterisiert durch sehr dünne, zarte Streifen. Möglicherweise sind dafür starke Winde verantwortlich, die oft solche länglichen Strukturen produzieren. Periodische Wellenmuster in den Wolken wurden ebenfalls gesichtet und könnten ein Hinweis auf lokale Variationen von Druck und Temperatur sein, oder aber eine Form von Gezeitenkäften.

Eine der wichtigsten Bestätigungen früherer Entdeckungen aus den ersten analysierten Datensätzen ist die Beobachtung der so genannten „UV-Absorber“: Ultraviolette Markierungen auf der Wolkendecke, als dunklere Strukturen sichtbar in den VMC-Bildern. Sie werden so genannt, weil sie fast die Hälfte des einstrahlenden Sonnenlichts absorbieren. Die mysteriöse Substanz, die dafür verantwortlich ist, stellt ein weiteres Rätsel für die Wissenschaftler dar.
„Die Entstehung dieser Markierungen und ihre enorm starke Absorptionsleistung zu verstehen, ist eines der Hauptziele von Venus Express„, sagte Wojciech J. Markiewicz, der VMC-Forschungsleiter vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung in Lindau am Bodensee. „Wir haben jetzt die Bestätigung, dass wir sie tatsächlich mit unserem Instrument sehen können – somit können wir jetzt mit der Arbeit beginnen, ihre Quelle zu enträtseln.“

Die Venus Express-Wissenschaftler haben bereits damit begonnnen, die Bewegungen der Wolken zu verfolgen und Windgeschwindigkeiten zu analysieren. Eine spektakuläre Nachtansicht der mittleren bis niedrigen Wolkenschichten über niedrigen Breitengraden von VIRTIS zeigt Wolken, die eindeutig von Winden angetrieben werden.

„Wir können jetzt eine erste qualitative Abschätzung der Windfelder und der Zirkulation geben, in guter Übereinstimmung mit früheren Messungen der Galileo-Mission am Jupiternordpol“, sagte Giuseppe Piccioni. „Wir sammeln auch bereits die ersten Informationen über die weniger häufigen chemischen Bestandteile der Atmosphäre, wie etwa Kohlenmonoxid“, fügte Pierre Drossart hinzu. „Mit VIRTIS können wir tiefer in die Atmosphäre der südlichen Hemisphäre blicken als bei jeder früheren Mission. Die Variation der weniger häufigen Bestandteile über verschiedene Tiefen und Breitengrade ist ebenfalls eine sehr nützliche Informationsquelle für die globale Bewegung der Atmosphäre.“

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Ein Beitrag von Christian Ibetsberger. Quelle: ESA.

Noch ist es zu früh irgendwelche Rückschlüsse auf die Herkunft des Methans zu schließen, doch es steht fest das Mars Express eine neue und interessante Entdeckung gemacht hat. Der Methangehalt konnte mit Hilfe des PFS (Planetary Fourier Spectrometer) an Bord des Orbiters nachgewiesen werden. Dieses Gerät ist darauf spezialisiert partikulare Moleküle zu entdecken und sie mit Hilfe ihres spektralen „Fingerabdrucks“ zu klassifizieren.
Die Messungen wiesen einen ziemlich geringen Anteil von Methan nach. Das lässt auf eine langsame Produktion schließen. Es stellt sich also die Frage woher das Methan ursprünglich stammt? Auch wenn man davon ausgeht das es eine Quelle gibt die Methan produziert, wäre Methan nur ein paar hundert Jahre in der Marsatmosphäre nachweisbar, denn es oxidiert schnell um danach Wasser oder Kohlendioxid zu bilden. Jedoch Wasser als auch Kohlendioxid konnten als fester Bestandteil der Marsatmosphäre bestimmt werden, also muss auch eine reale Methanquelle vorhanden sein um die Atmosphäre zu speisen.

„Als erstes ist es für uns wichtig genau zu verstehen wie das Methan in der Marsatmosphäre verteilt ist. Wir müssen weitere Messungen vornehmen um an mehr Daten zu kommen. Die danach erstellten Statistiken werden uns zeigen, ob der Methananteil ein regional bedingtes Phänomen ist oder nicht“ so Vittorio Formisano, Leiter rund um das PFS-Team. Erst danach werden die Wissenschafter Verbindungen zwischen den Methanvorkommen und eventueller Quellen auf der Oberfläche suchen.

Weiteres erklärt Vittorio Formisano: “ Nach unseren Erfahrungen mit der Entstehung von Methan auf der Erde, der hauptsächlich von Vulkanen ausgeht, wäre es voreilig auch dem Mars vukanische Aktivitäten nachzusagen. Wir werden die HRSC zur Hilfe nehmen um mögliche Aktivitäten auf der Marsoberfläche auszumachen.“ Andere Hypothesen könnten auf biologische Aktivitäten hinweisen. Denn Methan ist auf der Erde auch ein Nebenprodukt von Vergärungen. Diese Hypothese setzt aber einen gewissen Anteil an Leben auf dem Mars voraus, der aber bis zum Heutigen Zeitpunkt noch nicht gefunden wurde.

In den kommenden Wochen wird Mars Express weitere Untersuchungen mit dem PFS vornehmen um dem Methan auf die Spur zu kommen. Das PFS hilft den Wissenschafter auch neue Erkenntnisse über die Isotope der Marsatmosphäre zu gewinnen, denn Elemente wie Wasser und Kohlenstoff, bergen Informationen über die atmosphärische Ausströmung von gewissen Elementen.

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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.

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