Quelle: DESY.

Das internationale Neutrino-Observatorium IceCube am Südpol wird in den kommenden Jahren erheblich erweitert. Zusätzlich zu den bestehenden 5160 Sensoren werden weitere 700 optische Module im ewigen Eis der Antarktis installiert. Die National Science Foundation in den USA hat 23 Millionen US-Dollar für den Ausbau bewilligt. Die Helmholtz-Zentren DESY und Karlsruher Institut für Technologie (KIT) unterstützen mit insgesamt 5,7 Millionen Euro (6,4 Millionen US-Dollar) den Bau von 430 neuen optischen Modulen, mit denen das Observatorium unter anderem zu einem Neutrinolabor erweitert wird. IceCube, für das Deutschland mit insgesamt neun beteiligten Universitäten und den beiden Helmholtz-Zentrum der wichtigste Partner nach den USA ist, hatte im vergangenen Jahr überzeugende Hinweise auf eine erste Quelle hochenergetischer Neutrinos aus dem Kosmos veröffentlicht.

„Das IceCube-Upgrade soll nicht nur die Neutrino-Astronomie verbessern, sondern auch unser Wissen über das Neutrino selbst“, erläutert DESY-Forscher Timo Karg, Projektleiter für die optischen Sensoren im IceCube-Upgrade. „Wir haben bereits zehn Jahre Daten mit IceCube gesammelt, und die werden durch das Upgrade erheblich aufgewertet.“ Bei DESY werden 225 der neuen Sensoren gebaut, 205 steuert die Michigan State University bei und rund 300 eines anderen Typs liefert die Universität Chiba in Japan.

Neutrinos gehören zu den rätselhaftesten Elementarteilchen. Sie wechselwirken kaum und können mühelos ganze Planeten, Sterne und Galaxien durchqueren – sie werden daher auch als Geisterteilchen bezeichnet. Das Neutrino-Observatorium IceCube späht tief im antarktischen Eis nach den scheuen Elementarteilchen. Unter der Oberfläche lauert es auf das bläuliche Leuchten, das energiereiche Neutrinos aus dem Weltall bei ihren sehr seltenen Kollisionen im Eis auslösen können. Dazu dienen extrem lichtempfindliche „Digital Optical Modules“ (DOM), die an 86 Kabelsträngen bis zu 2,5 Kilometer tief im durchsichtigen Eis liegen. Aus der genauen Vermessung der Leuchtspur einer Neutrinokollision lassen sich Herkunftsrichtung und Energie des Teilchens rekonstruieren. Da Neutrinos so extrem selten wechselwirken, überwacht IceCube einen kompletten Kubikkilometer unterirdisches Eis und ist damit der größte Neutrinodetektor der Welt.

Für das IceCube-Upgrade sollen im antarktischen Sommer 2022/23 im Zentrum des Detektors sieben zusätzliche Kabelstränge mit den neu entwickelten Sensoren mehr als 1,5 Kilometer tief ins Eis eingeschmolzen werden. Dabei kommen zwei Typen optischer Module zum Einsatz, die auch für eine zehnfach größere zukünftige Erweiterung von IceCube, IceCube-Gen2, getestet werden. Ein Typ dieser neuen optischen Sensoren, das „multi-Pixel Digital Optical Module“ (mDOM), wurde in Deutschland von den beteiligten Universitäten und Helmholtz-Zentren entwickelt. Gegenüber den bisherigen Modulen besitzen die mDOMs, von denen rund 400 installiert werden, eine deutlich größere sowie segmentierte Detektionsfläche und damit eine signifikant höhere Empfindlichkeit.

„Mit dem IceCube-Upgrade und dem späteren Ausbau zu IceCube-Gen2 erweitert dieses weltweit einzigartige Neutrino-Observatorium unseren Blick ins All an entscheidender Stelle und trägt dadurch bei, die Rätsel um die Physik der höchstenergetischsten Prozesse in unserem Universum zu lösen“, sagt der Leiter der KIT-IceCube-Gruppe, Andreas Haungs.

Durch die Erweiterung steigt jedoch nicht nur die Empfindlichkeit des Observatoriums, es sinkt auch die Energieschwelle, ab der sich Neutrinos nachweisen lassen. Damit können die Eigenschaften der Teilchen mit bisher unerreichter Genauigkeit vermessen werden – IceCube wird auch zum Neutrino-Labor. „Neutrinos sind die am wenigsten verstandenen Teilchen im Standardmodell der Teilchenphysik,“ betont Alexander Kappes, Professor an der Universität Münster und Leiter des mDOM-Projekts. „Sie haben Eigenschaften, die das Standardmodell nicht erklären kann.“

Neutrinos gibt es in drei Sorten. Überraschenderweise können die Teilchen zwischen diesen Sorten hin und her wechseln. Physiker nennen das Neutrino-Oszillationen. Eins der Ziele des IceCube-Upgrades ist es, die Parameter dieser Oszillationen deutlich besser zu bestimmen. Ein weiteres Ziel ist, die optischen Eigenschaften des Eises genauer zu vermessen, was eine bessere Rekonstruktion der Eigenschaften beobachteter Neutrinos in allen Energiebereichen erlaubt. Das schärft nicht nur künftig den Blick des Neutrinoobservatoriums ins All, sondern ermöglicht auch, die bereits registrierten Neutrinoereignisse nachträglich genauer zu rekonstruieren.

Beobachtungen mit IceCube und einer großen Zahl anderer, über den ganzen Globus verteilter Observatorien hatten im vergangenen Jahr zur ersten Ortung einer kosmischen Quelle energiereicher Neutrinos geführt. Die von IceCube nachgewiesenen Teilchen kamen demnach aus einer rund vier Milliarden Lichtjahre entfernten aktiven Galaxie, in deren Zentrum ein gigantisches Schwarzes Loch als natürlicher Teilchenbeschleuniger fungiert.

Das IceCube-Neutrinoobservatorium befindet sich an der Amundsen-Scott-Südpolstation. Das Management und der Betrieb des Observatoriums erfolgt durch das Wisconsin IceCube Particle Astrophysics Center (WIPAC) an der University of Wisconsin–Madison. Das Wissenschaftsprogramm wird von mehr als 300 Forscherinnen und Forschern aus 52 Instituten in 12 Ländern bestritten. Nach den USA ist Deutschland der wichtigste Partner in dem internationalen Projekt. Hier sind neben den Helmholtz-Zentren DESY und KIT die Universitäten Bochum, Erlangen-Nürnberg, Mainz, Münster und Wuppertal sowie die Rheinisch-Westfälische Technische Hochschule (RWTH) Aachen, die Humboldt-Universität zu Berlin und die Technischen Universitäten Dortmund und München beteiligt.

Deutsche Universitätsgruppen arbeiten auch an der Entwicklung von optischen (TU München, Uni Wuppertal) und akustischen (RWTH Aachen) Geräten zur präzisen Eichung des Detektors, Simulations- und Kalibrierungsmethoden (TU Dortmund, Uni Bochum), sowie der Entwicklung von neuartigen Sensorkonzepten (Uni Mainz) für IceCube-Gen2 mit. Das Bundesministerium für Bildung und Forschung, das die Forschungszentren der Helmholtz-Gemeinschaft zu 90 Prozent finanziert, unterstützt die deutschen Beiträge zu IceCube darüber hinaus aus Mitteln der Verbundforschung für die beteiligten Universitäten.

DESY zählt zu den weltweit führenden Teilchenbeschleuniger-Zentren und erforscht die Struktur und Funktion von Materie – vom Wechselspiel kleinster Elementarteilchen, dem Verhalten neuartiger Nanowerkstoffe und lebenswichtiger Biomoleküle bis hin zu den großen Rätseln des Universums. Die Teilchenbeschleuniger und die Nachweisinstrumente, die DESY an seinen Standorten in Hamburg und Zeuthen entwickelt und baut, sind einzigartige Werkzeuge für die Forschung: Sie erzeugen das stärkste Röntgenlicht der Welt, bringen Teilchen auf Rekordenergien und öffnen neue Fenster ins Universum. DESY ist Mitglied der Helmholtz-Gemeinschaft, der größten Wissenschaftsorganisation Deutschlands, und wird zu 90 Prozent vom Bundesministerium für Bildung und Forschung und zu 10 Prozent von den Ländern Hamburg und Brandenburg finanziert.

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Quelle: DLR.

In Mecklenburg-Vorpommern ereignet sich zurzeit der schwerste Waldbrand in der Geschichte des Bundeslandes. Am 2. Juli 2019 hat das Institut für Optische Sensorsysteme des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) mit einer speziellen Version des Modular Aerial Camera System (MACS) weite Teile der Waldbrände auf dem Truppenübungsplatz bei Lübtheen kartiert. In Zusammenarbeit mit dem Zentrum für satellitengestützte Kriseninformation (ZKI) im Deutschen Fernerkundungsdatenzentrum (DFD) wurden den Einsatzkräften zeitnah aktuelle Lagebildkarten der betroffenen Regionen zur Verfügung gestellt.

Luftgestützte Erfassung mit MACS
Die Waldbrände bei Lübtheen wurden zwischen 16:50 Uhr und 17:20 Uhr mehrfach überflogen und neben hochauflösenden Luftbildern wurden mit MACS Wärmebilder erstellt, die das Geschehen aus der Luft mit einer Bodenauflösung von einem Meter zeigen. Nach der Landung um 18 Uhr konnten gegen 21 Uhr die ersten Lagebildkarten an die Einsatzkräfte in Mecklenburg Vorpommern übermittelt werden.

Durch ein patentiertes Verfahren des DLR können die Luftbildaufnahmen und Thermalbilder in Echtzeit lagerichtig in eine digitale Karte projiziert werden. Die daraus resultierenden Bildmosaike können den Einsatzkräften schnell zur Verfügung gestellt und direkt in bestehenden Geoinformationssystemen genutzt werden. Die Temperaturinformation der Thermalbilder erlaubt die Erkennung von Feuern unter Baumkronen und Rauchwolken sowie die Bewertung der Intensität der Brände.

Satellitengestützte Erfassung mit verschiedenen Sensoren
Bei dem Thema Waldbrand bieten sich generell optische sowie thermale Fernerkundungsdaten an. Im Fall von den Waldbränden bei Lübtheen wurde durch das ZKI eine frei verfügbare Sentinel-2-Aufnahme herangezogen, bei der besonders ein Falschfarbenbild einen hohen Informationsgehalt zu den aktuellen Bränden bietet. Auf jeweils einer Terra- sowie Aquaaufnahme mit dem Sensor MODIS sind außerdem die Rauchsäulen klar erkennbar. Auch wurde von European Space Imaging (EUSI) eine höchstaufgelöste GeoEye-1-Szene aufgenommen. Aus Daten der beiden Sensoren VIIRS und MODIS konnten zudem Brandherde verschiedener Zeitpunkte generiert werden. Durch den Service European Forest Fire Information System (EFFIS) konnten auch die Brandflächen unterschiedlicher Zeitpunkte analysiert werden.

Das ZKI trägt in dieser akuten Situation alle satelliten- und luftgestützten Informationen zusammen, bereitet die Daten auf, analysiert sie und fügt wesentliche Geoinformationen hinzu, die vom Bundesamt für Kartographie und Geodäsie (BKG) bezogen wurden, um ad-hoc leicht verständliche und gehaltvolle Lagebildprodukte der betroffenen Region zu erstellen. Informationen über die Evakuierungssituation vor Ort werden vom Gemeinsamen Melde- und Lagezentrum (GMLZ) des Bundesamtes für Bevölkerungsschutz und Katastrophenhilfe (BBK) an das ZKI getragen. Aufgrund des großen ZKI-Nutzerkreises können die erstellten Produkte an die jeweiligen Interessenten direkt verteilt werden. Aktuell steht das ZKI in engem Austausch mit dem Technischen Hilfswerk (THW), dem GMLZ sowie mit der Einsatzleitung vor Ort, an die es seine Karten und teilweise auch die Rohdaten sofort weiterleitet. Die vom ZKI generierten Produkte sind auch für die Öffentlichkeit frei zugänglich und können auf der ZKI-Aktivierungsseite heruntergeladen werden.

Durch weitere geplante Befliegungen und Satellitenbildaufnahmen setzt das ZKI die Bearbeitung fort und führt ein Monitoring der Krisensituation weiterhin durch. So konnte das Gebiet am Donnerstag, 4. Juli 2019 in Abstimmung mit der Einsatzleitung nochmals überflogen werden. Die dabei gewonnenen Bild- und Thermaldaten zeigen deutlich reduzierte Brandflächen und werden ebenfalls über das ZKI aufbereitet, verteilt und über die Kanäle bereitgestellt.

Der Beitrag DLR unterstützt Einsatzkräfte bei Lübtheen-Bränden erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: Westfälische Wilhelms-Universität.

Etwa 14 Milliarden Jahre ist das Universum alt. Für uns Menschen eine unvorstellbar lange Zeit – im Verhältnis zu manchen physikalischen Prozessen ist das jedoch nur ein kleiner Moment. Einige radioaktive Atomkerne zum Beispiel brauchen um ein Vielfaches länger, um zu zerfallen. Ein internationales Forscherteam hat nun die längste jemals direkt in einem Detektor beobachtete Halbwertszeit gemessen. Mit dem „XENON1T“-Instrument, das die Physikerinnen und Physiker eigentlich zur Suche nach Dunkler Materie einsetzen, gelang es ihnen zum ersten Mal, den Zerfall des Atoms Xenon-124 zu beobachten. „Die dabei ermittelte Halbwertszeit, also die Zeit, nach der die Hälfte aller ursprünglich vorhandenen Atomkerne radioaktiv zerfallen sind, ist über eine Billion Mal länger als das Alter des Universums“, betont Dr. Alexander Fieguth, der einen großen Teil der experimentellen Analysen im Rahmen seiner Doktorarbeit an der Westfälischen Wilhelms-Universität (WWU) durchführte und dafür einen WWU-Dissertationspreis erhielt.

Der identifizierte Prozess, doppelter Elektroneneinfang von Xenon-124 genannt, ist der seltenste jemals direkt in einem Detektor nachgewiesene Vorgang im Universum. „Das zeigt eindrucksvoll, welches Potenzial in unserer Messmethode steckt – auch für Signale, die nicht von Dunkler Materie herrühren“, sagt WWU-Teilchenphysiker Prof. Dr. Christian Weinheimer, dessen Gruppe die Studie leitete. Die Ergebnisse liefern darüber hinaus neue Informationen für Untersuchungen von Neutrinos, den leichtesten aller Elementarteilchen, deren Eigenschaften in vielen Aspekten immer noch mysteriös sind. Das Experiment XENON1T ist ein Projekt, an dem rund 160 Forscher aus Europa, den USA und dem Nahen Osten beteiligt sind. Aus Deutschland leisten das Max-Planck-Institut für Kernphysik in Heidelberg sowie die Universitäten Münster, Freiburg und Mainz zentrale Beiträge. Die Ergebnisse wurden in der Fachzeitschrift „Nature“ veröffentlicht.

Der XENON1T-Detektor zur Suche Dunkler Materie
1.500 Meter tief im italienischen Gran Sasso-Gebirge befindet sich das Untergrundlabor Laboratori Nazionali del Gran Sasso (LNGS), in dem die Wissenschaftler abgeschirmt von jeglicher Radioaktivität mit ihrem Experiment nach Teilchen der Dunklen Materie suchen. Bislang hat sie noch niemand entdeckt. Theoretischen Annahmen zufolge sollten diese Teilchen aber sehr selten mit einem Atomkern „zusammenstoßen“ – und auf Basis dieser Annahme funktioniert der XENON1T-Detektor: Das Herzstück des Experiments ist ein zylinderförmiger Tank von etwa einem Kubikmeter Volumen, gefüllt mit 3.200 Kilogramm flüssigem Xenon bei einer Temperatur von minus 95 Grad Celsius. Prallt ein Teilchen der Dunklen Materie auf einen Xenon-Atomkern, überträgt es einen Teil seiner Bewegungsenergie auf den Kern, der daraufhin andere Xenon-Atome anregt und dadurch zum Leuchten bringt. Diese sehr schwachen Signale aus ultraviolettem Licht werden im oberen und unteren Bereich des Zylinders von empfindlichen Lichtsensoren nachgewiesen. Dieselben Sensoren messen auch eine winzige Menge an elektrischer Ladung, die bei der Kollision ebenfalls frei wird.

Wie die Studie zeigt, ist der XENON1T-Detektor auch in der Lage, andere seltene physikalische Phänomene zu messen – wie hier den doppelten Elektroneneinfang. Um diesen Prozess zu verstehen, muss man wissen, dass ein Atomkern aus positiv geladenen Protonen und neutralen Neutronen besteht und von mehreren Atomschalen umhüllt ist, die jeweils mit negativ geladenen Elektronen besetzt sind. Das Element Xenon kommt in der Natur in verschiedenen Varianten vor, die sich nur in der Zahl der Neutronen im Kern unterscheiden. Eines dieser sogenannten Isotope, Xenon-124, enthält 54 Protonen und 70 Neutronen. Beim doppelten Elektroneneinfang fangen zwei Protonen des Kerns zwei Elektronen aus der innersten Schale des Atoms ein, wandeln sich in zwei Neutronen um und senden zwei Neutrinos aus. Da in der inneren Schale der Atomhülle nun zwei Elektronen fehlen, sortieren sich die übrigen Elektronen um. Dabei wird Energie frei, die in Form von Röntgenstrahlen und sogenannten Auger-Elektronen ausgesendet wird. Der doppelte Elektroneneinfang geschieht allerdings extrem selten und wird von allgegenwärtigen Spuren „normaler“ Radioaktivität überdeckt. Daher sind diese Signale nur schwer nachzuweisen. „Eine unserer Aufgaben im XENON-Experiment ist es, neue Methoden zu entwickeln, mit denen störende Signale von Radioaktivität soweit wie möglich reduziert werden können,“ erklärt Christian Weinheimer.

Die Messung des doppelten Elektroneneinfangs
So funktionierte die Messung: Die Röntgenstrahlen aus dem doppelten Elektroneneinfang innerhalb des flüssigen Xenons erzeugten ein erstes, kurzes Lichtsignal und freie Elektronen. Diese bewegten sich in den oberen Teil des Detektors, der mit gasförmigem Xenon gefüllt war, und erzeugten dort ein zweites Lichtsignal. Die Zeitdifferenz zwischen den beiden Signalen entspricht der Zeit, die die Elektronen brauchten, um oben anzukommen. Aus dieser Differenz sowie der Information, welche Lichtsensoren das zweite Signal „gesehen“ hatten, konnten die Wissenschaftler die Position bestimmen, an der der doppelte Elektroneneinfang stattgefunden hatte. Aus der Größe der Signale ermittelten sie die beim Zerfall freigewordene Energie. „Über ein Jahr lang haben wir alle Signale gespeichert, die im Detektor auftauchten, jedoch ohne sie sofort anzuschauen“, berichtet WWU-Doktorand Christian Wittweg.

Grund: Es handelte sich um ein sogenanntes Blind-Experiment. Das bedeutet, dass die Forscher die Messungen im interessanten Energiebereich bis zum Abschluss der Datenanalyse nicht sehen konnten. Auf diesem Wege wurde gewährleistet, dass die Ergebnisse nicht durch persönliche Erwartungen verzerrt wurden. Da die Wissenschaftler alle durch radioaktive Zerfälle verursachten Störsignale genau beschreiben konnten, war am Ende klar: Die 126 Signale im später aufgedeckten Bereich konnten nur vom doppelten Elektroneneinfang des Xenon-124 stammen.

Aus diesen nun erstmals beobachteten Kernzerfällen berechneten die Physiker die enorme Halbwertszeit von 1.8 × 10²² Jahren. Dies ist der langsamste Prozess, der jemals direkt nachgewiesen werden konnte. Es ist zwar bekannt, dass das Atom Tellur-128 mit einer noch längeren Halbwertszeit zerfallen muss, allerdings wurde dieser Zerfall noch niemals direkt beobachtet. Wissenschaftler leiteten seine Halbwertszeit indirekt aus einem anderen Prozess ab. Die neuen Ergebnisse zeigen, wie präzise der XENON1T-Detektor sehr seltene Zerfälle registrieren und Störsignale herausfiltern kann. Beim beobachteten doppelten Elektroneneinfang handelt es sich um einen Zerfallskanal, bei dem zwei Neutrinos ausgesendet werden. Dieser liefert aber auch erste wichtige Erkenntnisse für Folgemessungen des sogenannten neutrinolosen doppelten Elektroneneinfangs. „Mit dessen noch ausstehender Entdeckung könnten wichtige Fragen zur Natur der Neutrinos beantwortet werden“, ist sich Alexander Fieguth sicher. Der ehemalige WWU-Doktorand ist mittlerweile an der Stanford University tätig.

Status und Ausblick des Experiments:
Der Detektor XENON1T hat von Sommer 2016 bis Dezember 2018 Daten genommen und wurde dann abgeschaltet. Aktuell bauen die Wissenschaftler der XENON-Kollaboration das Experiment für die neue Phase XENONnT um, bei der die aktive Detektormasse verdreifacht wird. Zusammen mit einer weiteren Unterdrückung von Störsignalen aufgrund normaler Radioaktivität wird das den Detektor um eine Größenordnung empfindlicher machen. Auch in dieser Phase des Projekts sind die deutschen Gruppen federführend beteiligt.

Förderung:
Aus Deutschland erhielt das XENON1T-Experiment finanzielle Unterstützung durch die Max-Planck-Gesellschaft, das Bundesministerium für Forschung und Bildung und die Deutsche Forschungsgemeinschaft. Internationale Förderung kam aus den USA, der Schweiz, Italien, Israel, Portugal, Frankreich, Schweden, den Niederlanden und von der EU.

Originalpublikation:
E. Aprile et al. (2019): Observation of two-neutrino double electron capture in 124Xe with XENON1T. Nature; DOI: 10.1038/d41586-019-01212-8

Der Beitrag Längste je direkt gemessene Halbwertszeit ermittelt erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: OHB SE.

Mailand/Kourou, 22. März 2019. Erfolgreicher Start für PRISMA: Heute Nacht um 2.50 Uhr hat der Erdbeobachtungssatellit von OHB Italia, ein Tochterunternehmen des Raumfahrt- und Technologiekonzerns OHB SE, an Bord einer VEGA-Startrakete seine Reise ins All angetreten und erfolgreich im Zielorbit seine Systeme hochgefahren. Der Satellit der italienischen Weltraumbehörde ASI (Agenzia Spaziale Italiana) wird die Erde mit einem hyperspektralen optischen Sensor beobachten und Daten für die Überwachung und Vorhersage von Umweltveränderungen auf unserem Planeten sammeln.

Der Satellit startete vom europäischen Weltraumbahnhof Kourou in Französisch-Guayana und wird auf seiner sonnensynchronen Umlaufbahn in etwa 620 Kilometern Höhe die Erde beobachten.

Nach einer dreimonatigen Testphase wird der Satellit im Juni 2019 seine operative Tätigkeit aufnehmen. Mit PRISMA bringt die OHB-Gruppe ihren ersten Hyperspektral-Satelliten auf den Weg ins All.

PRISMA (PRecursore IperSpettrale della Missione Applicativa) ist mit einem innovativen elektro-optischen Instrument ausgestattet, bei dem ein Hyperspektralsensor mit einer panchromatischen Kamera einer mittleren Auflösung verbunden wird. Dieses Kombiinstrument bietet die Vorteile der klassischen Erdbeobachtung durch die Erkennung der geometrischen Eigenschaften einer Landschaft, ist aber darüber hinaus in der Lage, durch die Verwendung von Hyperspektralsensoren die chemischen bzw. die physikalischen Eigenschaften von in der Landschaft vorhandenen Gegenständen zu bestimmen.

Roberto Aceti, Geschäftsführer von OHB Italia: „Mit der Mission PRISMA bekräftigt OHB Italia ihre Kompetenz als Systemintegrator. Dank dieser Mission hat OHB Italia in Europa einzigartige Fähigkeiten erworben, um weitere Zukunftsprojekte zu entwickeln, die den Nutzen der Raumfahrt näher an die Bürgerinnen und Bürger bringen.“

PRISMAs Satellitendaten lassen sich vielseitig anwenden
Forscher und andere Nutzer werden die Fähigkeiten von PRISMA in verschiedenen Anwendungsbereichen nutzen können. Hierzu gehören die Überwachung der Umwelt, das Ressourcenmanagement, die Bestimmung und Klassifizierung von Kulturpflanzen, Bekämpfung der Umweltverschmutzung und weitere Anwendungen unter anderem im Bereich der inneren Sicherheit sind auch denkbar.

Der Beitrag PRISMA im All angekommen erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Viktoria Schöneich. Quelle: FH Aachen, TU Berlin, TU Dresden, TU München, Uni Stuttgart, Uni Würzburg

CubeSats bieten viele Vorteile: Sie sind preiswert, verhältnismäßig wenig komplex und können durch ihre geringe Größe und ihr geringes Gewicht einfacher und günstiger in den Erdorbit transportiert werden. Raumfahrt ist durch sie auch für Universitäten und Institute erschwinglich, die neue und revolutionäre Techniken im Weltall erproben möchten. Auch in Deutschland wird nun an vielen Standorten die Chance genutzt, die die kleinen Satelliten bieten. Nicht nur lassen sich hardwareseitig preiswerte Missionen realisieren, die Universitäten haben auch die Möglichkeit, Studenten an ihren Projekten mitwirken zu lassen. Dies sorgt für verringerte Personalkosten seitens der Institute und einen wichtigen Wissenstransfer und Praxiserfahrung für die Raumfahrtingenieure von morgen. Im Folgenden sollen ein paar Missionen vorgestellt werden, die momentan an deutschen Instituten entwickelt werden.

Aachen
An der Fachhochschule Aachen wird momentan COMPASS-2 entwickelt. Er soll bereits in diesem Jahr im Rahmen der Mission QB50 fliegen, in der 50 CubeSats in den niedrigen Erdorbit ausgesetzt werden sollen. Er hat eine Größe von 10x10x34,5 cm³ und ist damit ein 3U CubeSat. Eine Unit sind 10x10x10 cm³, die 4,5 cm zusätzlich erklären sich durch den CubeSat-Standard, nach dem die Würfel 11,35 cm entlang der Z-Achse messen dürfen.
COMPASS-2 ist wie folgt aufgebaut: In der Mitte befindet sich ein Service-Modul, in dem sich die Subsysteme befinden, die den Satelliten gewissermaßen am Leben erhalten. Hierzu zählen beispielsweise On-Board-Rechner und Kommunikationseinheit. Diese Einheit soll als universelles Servicemodul ausgelegt werden, sodass in Zukunft die zwei peripheren Module mit beliebiger Nutzlast gefüllt sein können. In einem der Nutzlast-Einheiten befindet sich ein Dragsail: eine Folie, die zum Lebensende des Satelliten entfaltet werden soll und den Widerstand in der Restatmosphäre erhöht. Das Dragsail sorgt dafür, dass der CubeSat schneller wieder in die Atmosphäre eintritt und nicht als Weltraumschrott zurück bleibt, wie es bei einem Großteil der CubeSats momentan der Fall ist. Im zweiten Nuzlastmodul sollen entfaltbare Dünnfilmsolarzellen untergebracht sein, die im Weltraum getestet werden sollen.

Berlin
Die TU Berlin wartet gleich mit mehreren Projekten im Bereich der Nanosatelliten auf. Nicht nur wird Hardware für diese verhältnismäßig neue Satellitenklasse entwickelt, es wird auch an CubeSat-Missionen gearbeitet, die diese Hardware erproben sollen. Zur Zeit werden 3 Projekte bearbeitet.
BEESAT-4 soll an die Vorgängermissionen BEESAT 1-3 anknüpfen, die bereits erfolgreich ins All gebracht wurden. Von ihnen erbt BEESAT-4 die Kamera und den Satellitenbus in teilweise modifizierter Form. Im Laufe dieser Mission soll ein System im Orbit qualifiziert werden, mit dem eine genauere Orbit- und Positionsbestimmung möglich sein wird. Alle Satelliten der Baureihe haben eine Größe von 1U.
TechnoSat ist als Vorgängermission für TUBIN konzipiert. Es soll hier kritische Hardware erprobt werden, die während der TUBIN-Mission zum Einsatz kommen wird, namentlich Sensoren und Aktuatoren zur Lageregelung, eine Kamera und ein S-Band-Sender. Außerdem sind Laser-Retroreflektoren angebracht. TUBIN selbst soll schließlich eine Nutzlast für thermales Infrarot testen, die für Fernerkundungsaufgaben vorgesehen ist. Beide Missionen haben den gleichen Satellitenbus, der im Rahmen der Missionen ausgiebig getestet werden soll.

Dresden

An der TU Dresden wird momentan am Projekt SOMP2 gearbeitet. Fast alle Komponenten des 2U-Nanosatelliten werden vollständig neu entwickelt. Dies geschieht mit dem Ziel, einen Satellitenbus zu entwerfen, der bei kommenden Missionen gleichbleibend bei wechselnden Nutzlasten eingesetzt werden kann.
Auf SOMP2 soll ein Sensor zur Vermessung des atomaren Sauerstoffes in der Atmosphäre zum Einsatz kommen und Daten zur Validierung von Atmosphärenmodellen sammeln. Ein Vorgänger dieses Sensors ist bereits auf der Internationalen Raumstation zum Einsatz gekommen, nun soll die miniaturisierte Variante auch auf CubeSats fliegen. Weiterhin soll die Veränderung von Carbon-Nanoröhrchen unter Weltraumbedingungen gemessen werden. Dieses Material ist unter anderem als Kandidat für einen Weltraumfahrstuhl und Tether-Anwendungen im Gespräch, eine Untersuchung könnte also zukünftigen, unkonventionellen Raumfahrtkonzepten wertvolle Informationen liefern. Weiterhin soll ein neues Konzept zur Energiegewinnung erprobt werden. Das Temperaturgefälle innerhalb des Satelliten soll zur Stromversorgung genutzt werden; die gewonnene Leistung soll ausreichen, um Houskeeping-Aufgaben zu erfüllen.
Als Teil von QB50 soll der Satellit bereits im August 2016 fertig gestellt werden und von der Internationalen Raumstation gestartet werden. Die ISS verfügt dafür über so genannte NanoRacks, mit denen auch in der Vergangenheit bereits viele Satelliten gestartet wurden.

München
Der 2U-CubeSat MOVE-II wird vor allem von Studierenden entwickelt, die seitens der Technischen Universität München Unterstützung erhalten. Die Konfiguration beinhaltet einen 1U-Satellitenbus, der die Servicesysteme enthält. Die zweite Unit wird von der Hauptnutzlast ausgefüllt. Hierbei handelt es sich um einen Detektor, der niederenergetische Antiprotonen messen und das Verständnis über die Strahlungsgürtel der Erde verbessern soll. Da der vorgesehene Orbit sich unterhalb der zu untersuchenden Strahlungsgürtel befindet, können die Messungen nur in der Region der südatlantischen Anomalie durchgeführt werden. Hier ist das Magnetfeld der Erde geschwächt und somit eine Messung möglich. Durch die anspruchsvolle Nutzlast müssen viele Systeme der Vorgängermission MOVE weiterentwickelt werden. Die Erprobung eines leistungsfähigen On-Board Computers und eines neuen Solarpaneel-Entfaltungsmechanismus unter Weltraumbedingungen ist deswegen ein Sekundärziel, das im Rahmen der Mission erreicht werden soll.
Auch bei MOVE-II soll der Satellitenbus so flexibel angelegt werden, dass bei Nachfolgemissionen eine beliebige Nutzlast im zweiten Segment mitgeführt werden kann. Das Projekt, das sich momentan in Phase B befindet und somit gerade die vorläufige Designphase durchläuft, soll 2017-2018 starten.

Stuttgart

In Stuttgart wird, ähnlich wie in München, die Gestaltung des Projekts CAPE vor allem von Studierenden übernommen. CAPE besteht aus einem Servicemodul, das unter anderem ein elektrisches Triebwerk beherbergt, das sich momentan noch in Entwicklung befindet. Es ist dafür ausgelegt, eine beliebige Nutzlast von 1U Größe, also auch andere CubeSats, auf einen höheren oder niedrigeren Orbit zu bringen.
Hauptnutzlast des Service-Moduls während der CAPE-Mission wird die bis dato kleinste Wiedereintrittskapsel der Welt, MIRKA2 sein. Sie weist einen Durchmesser von maximal 10 cm auf. Die geringe Größe stellt besondere Anforderungen an die Elektronik und Energieversorgung, die im Inneren der Kapsel Platz finden müssen. Neben der Demonstration, dass eine Wiedereintrittskapsel in dieser Größe möglich ist, soll ein neues Hitzeschutzmaterial getestet werden. Hierfür soll mit Hilfe des Service-Moduls der Orbit soweit abgesenkt werden, bis die Höhe ausreichend gering ist, um den Wiedereintritt einzuleiten. Ihre erste Feuertaufe wird die Kapsel im Rahmen der Höhenforschungsraketenkampagne REXUS in diesem Frühjahr haben: Hier soll bei einem Fall aus etwa 80 km Höhe die Elektronik und Kommunikation einem ersten realen Test unterzogen werden.

Würzburg
An der Universität Würzburg ist der Schwerpunkt von Neuerungen im Nanosatellitensegment vor allem softwareseitig. Die SONATE-Mission, zu der nun die Planungen begonnen haben, hat das ambitionierte Ziel, eine autonome Zielplanung zu erproben. Konkret bedeutet dies, dass der Satellit bei einer Beobachtung selbstständig entscheidet, ob das Ereignis wichtig genug für weitere Beobachtungen ist oder ob eine einfache Auswertung genügt. Dies hat zum Ziel, seltene Ereignisse besser erforschen zu können und beispielsweise bei interplanetaren Missionen eine größere Autonomie zu ermöglichen. Auch ein neues Diagnosesystem, das eine automatische Fehlerbehebung ohne notwendigen Eingriff von der Erde verspricht, soll auf SONATE geflogen werden.
Ein Weiteres Projekt, NACOMI, beschäftigt sich mit der Kommunikation von Nanosatelliten bei interplanetaren Flügen. Zwar fehlt noch ein Satellit, bei dem das System NACOMI schließlich mitfliegen kann, allerdings ist bis zur Fertigstellung eines Prototyps im Jahr 2018 auch noch etwas Zeit.

Zusammenfassend kann man sagen, dass auch am Standort Deutschland im Bereich der Kleinstsatelliten neue Technologien und Ideen ihren Eingang finden. Auch wenn die ambitionierten interplanetaren Missionen der NASA zunächst größer erscheinen mögen, werden auch an deutschen Institutionen konkrete Probleme gelöst, die die Entwicklung von Nanosatelliten als zukunftsträchtige Plattform voran bringen. Eine Investition in die Zukunft sind die Projekte, die maßgeblich von Studierenden mitgestaltet werden, in jedem Fall.

Redaktioneller Hinweis: Die Autorin ist am Projekt CAPE als Systemingenieurin für das Servicemodul beteiligt.

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• CubeSats – Erschwingliche Satelliten (?)

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Erstellt von Viktoria Schöneich. Quelle: LIGO

Gravitationswellen wurden erstmals 1916 von Albert Einstein postuliert – ein Jahr, nachdem er bereits seine allgemeine Relativitätstheorie veröffentlicht hatte. Demnach erzeugen Bewegungen einer Masse im Raum eine Krümmung der Raumzeit, die sich mit Lichtgeschwindigkeit fortpflanzt. Die Amplitude dieser Welle und damit ihre „Stärke“ hängt maßgeblich von der bewegten Masse ab; d.h. der Finger, mit dem Sie diesen Artikel scrollen, erzeugt eine weitaus schwächere Welle als zwei verschmelzende schwarze Löcher. Dies ist auch das Ereignis, das man nun nachgewiesen hat: Die Welle hatte genau die Form, die von Einsteins Theorie für diesen Fall vorhergesagt wird.

Allerdings sind die Effekte von Gravitationswellen selbst bei einem so dramatischen Ereignis verhältnismäßig klein. Auf einer Strecke von 4 km wurde gerade einmal eine Längenänderung von einem Zeptometer detektiert. Zum Vergleich: der Durchmesser eines Protons ist etwas eine Million mal größer. Bei diesen Dimensionen ist es nicht verwunderlich, dass bereits Einstein daran zweifelte, ob die von ihm theoretisch vorhergesagten Wellen jemals gefunden werden würden.

Messtechniken
Angesichts des experimentell doch sehr schwierigen direkten Nachweises konzentrierte man sich zunächst einmal darauf, die Gravitationswellen indirekt nachzuweisen. Der Grundgedanke hierbei ist, dass die Energie, die die Welle transportiert, von irgendwo her kommen muss. Es muss sich also eine energetische Änderung des Ursprungssystems ergeben, die beobachtbar sein sollte. Tatsächlich konnten Hulse, Taylor und Weisberg im Jahr 1975 nachweisen, dass sich in einem binären Pulsarsystem die zwei Körper immer weiter annäherten. Der Verlust der Rotationsenergie entsprach dem Energiegehalt der vorhergesagten Welle. Diese Beobachtung brachte den Forschern den Nobelpreis ein.

Trotz der technischen Schwierigkeiten wurden bereits in den 60ern erste Versuche unternommen, Gravitationswellen direkt nachzuweisen. Zunächst geschah dies in Form von Resonanzdetektoren. Dabei wird eine oftmals zylindrische Testmasse störungsfrei aufgehängt und soll auf einen bestimmten Anteil der Gravitationswelle resonant reagieren, also das Signal der Welle verstärken. Der Nachteil an diesem Detektor ist, wie sich bereits erahnen lässt, dass er nur bestimmte Gravitationswellen nachweisen kann, da er nur bei bestimmten Frequenzen resonant ist. Später wurde durch das Herabkühlen des Zylinders auf wenige Grad Celsius über dem absoluten Nullpunkt zwar eine Verbesserung der Messgenauigkeit erreicht, aber auch mit diesem Aufbau gelang ein direkter Nachweis nicht.

Zeitgleich mit dem Bau der Resonanzdetektoren wurden bereits Laserinterferometer vorgeschlagen, die sich jedoch wegen zu lösender technischer und konzeptueller Schwierigkeiten zunächst auf theoretische Studien und kleinere Experimente beschränkten. Ein Laserinterferometer basiert auf dem Prinzip der konstruktiven und destruktiven Interferenz: Treffen zwei Wellenberge aufeinander, verstärkt sich das Signal (konstruktiv), trifft Wellenberg auf Wellental, wird das Signal ausgelöscht (destruktiv). Dazwischen liegen natürlich noch viele weitere Zustände, die gemessen werden können und Informationen über die Verschiebung von zwei Lichtsignalen zueinander enthalten.

Kurz nach der Jahrtausendwende begann man schließlich damit, weltweit Laserinterferometer zu bauen. Das Messprinzip basiert hierbei auf dem Michelson-Interferometer, das vielleicht dem einen oder anderen Leser noch aus der Schulzeit geläufig ist. Ein Laser sendet Licht aus, das an einem halbdurchlässigen Spiegel aufgeteilt wird und auf zwei normale Spiegel trifft. Das dort reflektierte Licht trifft nun wieder auf den halbdurchlässigen Spiegel und wird anschließend auf einen Detektor geleitet. Auf diesem erscheint dann die Interferenz. Werden die senkrecht zueinander stehenden Röhren von einer Gravitationswelle gestreckt oder gestaucht, findet eine Phasenverschiebung statt und es wird eine Änderung der Interferenz detektiert.

Die Versuchsanlagen wurden an verschiedenen Orten auf der Erde errichtet: so werden lokale Fehlerquellen wie beispielsweise leichte Erdbeben ausgeschlossen. Standorte solcher Detektoren sind unter anderem Japan, Italien und Deutschland. Die Entdeckung gemacht hat jedoch das Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO) in den USA; um genau zu sein eine in der Messgenauigkeit verbesserte Variante mit dem Namen aLIGO (Advanced LIGO), die erst 2015 in Betrieb genommen wurde.

Der erste direkte Nachweis

Am 14. September 2015 wurde schließlich ein Signal an den Standorten in Hanford (Bundesstaat Washington) und Livingston (Louisiana) unabhängig voneinander detektiert. Das entscheidende Signal ist eine in der Amplitude schnell anwachsende Welle, die nach dem Verschmelzen der schwarzen Löcher wieder auf annähernd 0 herabfällt. Das ganze Ereignis dauerte nicht länger als 150 ms. Zu diesem Zeitpunkt waren die anderen Gravitationswellendetektoren abgeschaltet oder nicht im Observationsmodus, weswegen das Signal nur von den zwei genannten Detektoren erfasst werden konnte.

Nach der Entdeckung wurden zunächst mögliche Fehlerquellen ausgeschlossen. Sensoren, die während des Betriebs eine Messung von Störungen aus der Umgebung vornehmen, zeigten keine Störung an, die stark genug wäre, das Signal zu erklären. Auch die Instrumente wurden untersucht und es konnte ausgeschlossen werden, dass das Signal auf einen Fehler der Instrumente zurückzuführen ist. Die Wahrscheinlichkeit, dass das gemessene Signal auf Hintergrundrauschen zurück zu führen ist, wird mit 0,0002% angegeben, was einer faktischen Entdeckung gleichkommt.

Eine neue Ära der Weltraumerkundung
Oft wurde der Vergleich bemüht, dass der direkte Nachweis dieser Wellen der Entdeckung des elektromagnetischen Spektrums gleichkäme: Man könne nun das Universum mit anderen Augen betrachten und das gravitative Universum entdecken. Diese Annahme ist nicht falsch, denn bereits mit dieser ersten Entdeckung wurden Vorgänge beobachtet, die mit unseren bisherigen Beobachtungsmöglichkeiten nicht detektierbar gewesen wären. Da schwarze Löcher, wenn sie nicht gerade von einer Scheibe aus Materie umgeben sind oder ihre Umgebung sichtbar beeinflussen, unsichtbar sind, wäre das sehr kurze Ereignis zweier verschmelzender schwarzer Löcher anders als über ihre Gravitationswellen nicht detektierbar gewesen. Dass binäre Systeme schwarzer Löcher existieren, war bis zu ihrer Entdeckung im vergangenen September auch nur eine theoretische Annahme.

Die Forschung erhofft sich weiterhin Einblicke in die gewaltigsten Ereignisse des Universums wie zum Beispiel Urknall und Supernovae und Erkenntnisse über die massereichsten Körper wie Neutronensterne. Auch die mysteriöse dunkle Materie, die bisher lediglich indirekt über ihre gravitative Wirkung nachgewiesen wurde, könnte mit Hilfe der Gravitationswellen untersucht werden.

In Zukunft sollen die Detektoren auf der Erde in ihrer Messgenauigkeit verbessert werden, um auch kleinere Ereignisse beobachten zu können. Mit eLISA ist außerdem für das Jahr 2034 ein Weltraumobservatorium für Gravitationswellen geplant. Eine Vorgängermission, LISA Pathfinder, wurde Ende letzten Jahres ins All geschickt und wird Anfang März beginnen, die anspruchsvolle Technik für eLISA zu erproben.

Die Gravitationswellenastronomie bietet ein großes Potential, unser Universum noch besser zu verstehen und vielleicht auch gänzlich neue, überraschende Entdeckungen zu machen.

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• Gravitationswellen

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter

Mittels seines „Dynamic Albedo of Neutrons“-Instruments (kurz „DAN“) soll der Marsrover Curiosity die Menge und die Verteilung von im Marsboden befindlichen Wassereisablagerungen und wasserstoffhaltigen Mineralen ermitteln. Hierfür wird die Oberfläche des Planeten zuerst mit Neutronen „beschossen“ und anschließend das energetische Profil der von der Oberfläche zurückgestreuten Teilchen vermessen. Das knapp fünf Kilogramm schwere Instrument setzt sich im wesentlichen aus zwei Komponenten zusammen: An der rechten Seite der „Warm Electronics Box“ (kurz „WEB“) – der zentralen Struktur des Rovers – befindet sich in deren Heckbereich das so genannte „Pulsing Neutron Generator“-Modul (kurz „DAN-PNG“), welches im Rahmen einer erfolgenden Messung Neutronen abstrahlt. Das DAN-PGN verfügt über eine Abmessung von 125 x 45 x 338 Millimetern, wiegt 2,58 Kilogramm und benötigt im Betriebsmodus eine elektrische Leistung von bis zu 13 Watt.

Auf der gegenüberliegenden Seite der WEB – der „Backbordseite“ des Rovers – befindet sich das „Detectors and Electronics“-Modul (kurz „DAN-DE“), welches die Steuerelektronik und die Sensoren des DAN-Instrumentes beinhaltet. Das DAN-DE verfügt über eine Abmessung von 204 x 61 x 212 Millimetern, wiegt 2,10 Kilogramm und benötigt eine elektrische Leistung von bis zu 4,5 Watt.

Beide Module sind in einer Höhe von etwa 80 Zenitmetern über der Planetenoberfläche platziert. Zur Aufrechterhaltung einer optimalen Betriebstemperatur – diese liegt im Bereich zwischen minus 40 Grad Celsius bis hin zu maximal plus 50 Grad Celsius – sind die beiden Module einschließlich der dazugehörigen elektrischen Schnittstellen und der Datenschnittstellen mit einer speziellen Isolierung umgeben.

Die Neutronenquelle des DAN-PNG ist eine Vakuumröhre, welche als eine Art kompakter Ionenbeschleuniger fungiert. Durch die Anlegung einer Beschleunigungsspannung werden Deuteriumionen auf einen mit Tritium gefüllten Glaszylinder gelenkt, wodurch Neutronen freigesetzt werden. Im Rahmen einer Messung sendet das DAN-PNG pro Sekunde 10 Pulse mit einer Dauer von jeweils einer Mikrosekunde aus. Bei jedem der Pulse werden 10 Millionen Neutronen mit einer Energie von jeweils 14 Mega-Elektronenvolt in Richtung Marsoberfläche abgestrahlt. Diese Neutronen kollidieren in der obersten Schicht des Bodens mit hoher Geschwindigkeit mit den dort befindlichen Atomkernen der verschiedenen chemischen Elemente und werden dabei auf eine charakteristische Art und Weise abgebremst und anschließend reflektiert. Dieser Vorgang ist in etwa vergleichbar mit der Kollision zweier Billardkugeln. Bei der Kollision mit den Protonen in Wasserstoffatom-Kernen werden die Neutronen sehr stark verlangsamt und deshalb als „thermische Neutronen“ bezeichnet. Bei Kollisionen mit anderen Atomkernen erfolgt dagegen eine geringere Verlangsamung (epithermische Neutronen).

Die von der Marsoberfläche zurückgeworfenen Neutronen werden anschließend von zwei Sensoren vermessen, welche im DAN-DE-Modul untergebracht sind. Beide Sensoren – bezeichnet als „Counter of Thermal Neutrons“ („CTN“) und „Counter of Epithermal Neutrons“ („CETN“) – weisen eine Messgrenze von einem Elektonenvolt auf und registrieren die so genannte Neutronen-Albedo. Je mehr Wasserstoff in den chemischen Verbindungen in der obersten Schicht der Marsoberfläche enthalten ist – egal ob in Form von mehr oder weniger reinem Wassereis oder in Form von wasserhaltigen Mineralen – desto mehr thermische Neutronen registrieren die Sensoren im Vergleich zu der Anzahl der gemessenen epithermischen Neutronen. Durch die gesammelten Daten ergibt sich ein dreidimensionales Bild des Untergrundes, welches auf einer Fläche von fast einem Meter Durchmesser und bis in eine Tiefe zwischen 50 bis maximal 100 Zentimeter die Verteilung von Wasserstoff anzeigt. Durch die Auswertung der Messdaten können die an dem Instrument beteiligte Wissenschaftler somit Rückschlüsse auf die chemische Zusammensetzung des untersuchten Untergrundes ziehen.

Für den Betrieb des DAN auf der Marsoberfläche sind mehrere Modi denkbar. Zum einen kann das Instrument während einer erfolgenden Fahrt Messungen durchführen, wobei die Fahrt nach jeweils einen Meter für die Dauer von mehreren Minuten für die DAN-Messungen unterbrochen werden soll. Durch solche Messungen ergibt sich ein durchgehendes Profil des Marsuntergrundes entlang der gefahrenen Strecke. Oder aber das Instrument nutzt einen längeren Halt des Rovers für eine entsprechend längere und somit auch genauere Messung aus. In beiden Fällen wird das DAN nach signifikanten Veränderungen in der Zusammensetzung des Bodens suchen. Sobald diese erkannt sind, kann der betreffende Bereich der Oberfläche gegebenenfalls mit den anderen wissenschaftlichen Instrumenten des Marsrovers Curiosity eingehender untersucht werden.

Das DAN wird in der Lage sein, den Wassergehalt im obersten Bereich des Marsbodens bei einer zweiminütigen Messung mit einer Genauigkeit von etwa einem Prozent zu bestimmen. Bei einer Messung über 30 Minuten liegt die Messgenauigkeit dagegen bereits bei 0,1 bis 0,3 Prozent, wobei die vertikale Konzentration der Wasserstoffatome mit einer Genauigkeit von bis zu 10 Zentimetern bestimmt werden kann.

Da es nach der Meinung der Planetenforscher eher unwahrscheinlich ist, dass sich im Inneren des Gale-Kraters – dem Operationsgebiet des Rovers – signifikante Wassereiskonzentrationen unmittelbar unterhalb der Oberfläche befinden, wird das DAN in erster Linie Wassermoleküle nachweisen, welche in so genannten hydratisierten Mineralen gebunden sind. Bei diesen Mineralen, etwa Schichtsilikaten und Tonmineralen, ist ein gewisser Anteil der darin enthaltenen Sauerstoffatome eine Bindung mit Wasserstoffatomen eingegangen, weshalb die Minerale einen größeren Anteil an Wassermolekülen in ihrer Kristallstruktur aufweisen.

Das DAN-PNG-Modul ist dazu ausgelegt, im Verlauf der auf vorerst knapp 24 Monate ausgelegten Curiosity-Mission – dies entspricht einem Marsjahr – bis zu 10 Millionen Pulse auszusenden.

„DAN gibt uns die Möglichkeit, wasserhaltige Minerale und Wassereisablagerungen unmittelbar unter der Marsoberfläche nachzuweisen“, so John Grotzinger vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien, der leitende Projektwissenschaftler der Curiosity-Mission. „Dies liefert uns wichtige Hinweise auf die geologischen Variationen zwischen der direkten Marsoberfläche und dem unmittelbarem Untergrund. Keines der anderen Instrumente des Rovers ist dazu in der Lage. Außerdem liefert DAN mit dem Nachweis von eventuell im Marsuntergrund vorhandenem Wasser wichtige Erkenntnisse bezüglich der Habitabilität der untersuchten Region.“

Das vom DAN-Instrument angewandte Verfahren zur Suche nach wasserstoffhaltigen chemischen Verbindungen wird bereits seit vielen Jahren auch auf der Erde angewandt und kommt zum Beispiel bei der Suche nach bisher nicht entdeckten Erdöllagerstätten zum Einsatz. In der Planetenforschung wurde es in einer modifizierten Form bereits bei mehreren Orbitermissionen eingesetzt, welche den Erdmond und den Mars erkundeten. Das DAN des Marsrovers Curiosity wird jedoch das erste Instrument dieser Art sein, welches direkt auf der Oberfläche eines anderen Planeten zum Einsatz kommt.

Das DAN-Instrument stellt einen Beitrag der Raumfahrtbehörde Roskosmos der Russischen Förderation an der Curiosity-Mission der NASA dar. Entwickelt und gebaut wurde das Instrument unter der Leitung des Instituts für Weltraumforschung (IKI) der Russischen Akademie der Wissenschaften in Moskau. Der für den Betrieb und die Datenauswertung hauptverantwortliche Wissenschaftler ist Dr. Igor Mitrofanov vom IKI.

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Verwandte Webseiten

• Litvak et al., 2009: DAN
• Mitrofanov et al.: DAN
• NASA: Instrument DAN
• JPL Photojournal: Instrument DAN
• IKI: DAN

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter

Bei dem CheMin-Spektrometer (kurz für „Chemistry and Mineralogy“) handelt es sich um ein etwa 25 x 25 x 25 Zentimeter abmessendes Instrument, welches über ein Gesamtgewicht von rund 10 Kilogramm verfügt und im Inneren der Warm Electronics Box (WEB) – der zentralen Grundstruktur des Rovers Curiosity – platziert ist. Das Instrument soll die im Marsboden vorhandenen Minerale identifizieren und zudem deren jeweilige Mengenanteile bestimmen. Durch die Analysen des CheMin wird unter anderem geklärt werden können, ob und im welchem Umfang die untersuchten Bodenproben in der Vergangenheit mit flüssigem Wasser interagiert haben und dabei chemisch verändert wurden. Eine solche und dabei auch über geologisch gesehen längerfristige Zeiträume erfolgende Interaktion ist nach dem bisherigen Kenntnisstand der Wissenschaft für die Entwicklung von Leben unbedingt nötig.

„Minerale geben uns einen Einblick in die Umweltbedingungen, welche bei deren Entstehung geherrscht haben“, so Dr. David F. Blake, der für dieses Instrument verantwortliche Wissenschaftler vom Ames Research Center der NASA in Moffet Field/Kalifornien. Die bei deren Herausbildung vorherrschenden Temperatur- und Druckverhältnisse und die zugrunde liegenden chemischen Bestandteile waren für die Entstehung der Minerale und deren nachfolgenden Erosionen verantwortlich.

Einige der chemischen Bestandteile, welche CheMin nachweisen kann – zum Beispiel Phosphate, Carbonate, Sulfate oder Silicium, können dabei Aufschlüsse über eventuell vorhandene biologische Signaturen liefern. Eine weitere Möglichkeit des Instrumentes besteht in dem unmittelbaren Nachweis von Tonmineralen, für deren Entstehung eine längerfristige Interaktion der Planetenoberfläche des Mars mit Wasser notwendig war.

Das von der Marsoberfläche entweder im Rahmen einer Bohrung mit dem „Powder Acquisition Drill System“ (PADS) – einem am Roboterarm des Rovers befestigten Gesteinsbohrer – oder durch die Aufnahme mit einer kleinen Baggerschaufel von der Marsoberfläche gewonnene Material wird zuerst zu dem „Collection and Handling for Interior Martian Rock Analysis“ (CHIMRA) geleitet. Der CHIMRA-Komplex ist mit zwei Sieben ausgestattet, durch welche Partikel entweder kleiner als 150 Mikrometer oder aber kleiner als ein Millimeter aus einer gewonnenen Bohrprobe herausgefiltert werden können. Diese zuvor gesiebten Proben werden anschließend in verschiedene Probenauffangbehälter weitergeleitet, von wo aus sie zwecks eingehender Untersuchungen an die beiden im Inneren des Rovers befindlichen Analyseinstrumente SAM und CheMin weiter transportiert werden. Hierfür sind diese beiden Instrumente durch jeweils eine kleine Röhre mit der Oberseite der WEB verbunden.

CheMin kann dabei allerdings nur die Proben analysieren, welche über Partikelgrößen von weniger als 150 Mikrometern verfügen. Hierfür verfügt das CheMin-Instrument über 27 wiederbefüllbare, auf einem Drehrad angeordnete Zellen mit einem Durchmesser von jeweils acht Millimetern. Zusätzlich sind noch fünf weitere Zellen vorhanden, welche bereits im Vorfeld der Curiosity-Mission mit verschiedenen, der Kalibrierung des Instrumentes während des Einsatzes auf dem Mars dienenden Referenzmaterialien befüllt wurden.

Zur Analyse einer Probe, welche sich aus bis zu etwa 10 Kubikmillimetern Probenmaterial zusammensetzen kann, wird die betreffende Zelle des CheMin mittels des Drehrades vor einer Röntgenquelle, es handelt sich in diesem Fall um radioaktiv strahlende Kobalt-Isotope – positioniert. Diese Quelle sendet anschließend kolliminierte Röntgenstrahlen aus. Die Strahlung wird dabei durch den Effekt der Bremsstrahlung erzeugt. Die dabei entstehenden Röntgenphotonen werden zu einem Strahl mit etwa 50 Mikrometern Durchmesser gebündelt und anschließend auf die zu untersuchende Probe gelenkt. Nach dem Durchqueren der Probe trifft der Röntgenstrahl auf einen an anderen Ende der Zelle positionierten CCD-Sensor. Dieser Sensor analysiert die Stärke und Brechung der auftreffenden Photonen und fertigt so zweidimensionale Spektren an, deren anschließende Auswertung einen Aufschluss über die chemische Zusammensetzung der untersuchten Proben ermöglichen. Hierbei werden die Effekte der Röntgenbeugung und der Röntgenfluoreszenz genutzt.

Der CCD-Sensor wird in aktiven Modus auf eine Betriebstemperatur von minus 60 Grad Celsius gekühlt, um eine möglichst hohe Messempfindlichkeit zu erreichen. Pro Sekunde werden dabei bis zu 224 Einzelmessungen durchgeführt. Eine vollständige Messung der zu analysierenden Proben, eine so genannter „Major Frame“-Messung, benötigt einen Zeitraum von insgesamt rund 10 Stunden. Dieser Messintervall soll aus Gründen des Energiehaushaltes des Rovers auf normalerweise zwei Marsnächte aufgeteilt werden. Während der Marsnächte wird Curiosity im Normalfall inaktiv sein, wodurch sich während dieser Zeiträume aus energietechnischer Sicht ein größerer Spielraum für solche Messungen ergibt. Außerdem gestaltet sich die Kühlung des CCD-Sensors während der Marsnächte weniger energieintensiv. In Ausnahmefällen – gegeben bei hohen Konzentrationen der nachzuweisenden chemischen Elemente -, so die Erwartungen der am CheMin-Instrument beteiligten Wissenschaftler, können akzeptable Messergebnisse jedoch bereits innerhalb eines einzigen Sols gewonnen werden.

CheMin sollte in der Lage sein, einzelne Minerale innerhalb einer komplexen chemischen Zusammensetzung nachzuweisen, sobald diese in der untersuchten Probe in einer Konzentration von mehr als drei Prozent auftreten. Sobald die Konzentration einzelner Minerale höher als 12 Prozent ausfällt, gelingt deren Nachweis mit einer Bestimmung des Mengenanteils dabei mit einer Genauigkeit von etwa plus/minus 1,8 Prozent. Das Instrument ist dabei in der Lage, chemische Elemente nachzuweisen, welche eine höhere Ordnungszahl als „12“, also „größer“ als Magnesium im Periodensystem der Elemente aufweisen.

Nach dem Abschluss einer erfolgten Messung wird das zuvor untersuchte Probenmaterial aus den Zellen entfernt und in einen speziellen Auffangbehälter an der Unterseite des CheMin entleert. Eine dauerhafte Lagerung der einzelnen Proben für eine erneute, zu späteren Zeitpunkten unter der Berücksichtigung neuer Erkenntnisse erfolgende Untersuchung, ist dabei nicht vorgesehen. Für die Entleerung wird die jeweilige Zelle gedreht. Das dabei erfolgende Entleeren wird durch zeitgleich erfolgende Vibrationen mechanisch unterstützt. Das Instrument ist so ausgelegt, dass jede der für die Probenanalyse zur Verfügung stehenden 27 Zellen während der 24-monatigen Primärmission des Rovers zwei bis drei Proben aufnehmen und mit der gewünschten Genauigkeit analysieren kann. Das daraus resultierende Ziel des CheMin besteht darin, während dieser Zeitphase mindestens 74 verschiedenen Bodenproben eingehend zu untersuchen. Trotz der mehrfachen Verwendung der verschiedenen Probenzellen soll dabei eine Kontamination der einzelnen Proben von nicht mehr als etwa fünf Prozent hervorgerufen werden.

Für die Entwicklung und den Bau des CheMin-Instrumentes war das Ames Research Center der NASA in Moffet Field/Kalifornien zuständig. Der für den Betrieb des CheMin auf dem Mars und die anschließende Datenauswertung hauptverantwortliche Wissenschaftler ist der an dieser Forschungseinrichtung beschäftigte Dr. David F. Blake. Sein Team setzt sich aus Experten für Mineralogie, Petrologie und Astrobiologie zusammen.

Verwandte Webseiten

• Blake et al., 2009: CheMin Mineralogical Instruments
• NASA: CheMin
• Blake et al., 2012: Characterization and Calibration of the CheMin Mineralogical Instrument on Mars Science Laboratory
• NASA Instrument Will Identify Clues to Martian Past

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• Planet Mars

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter

Obwohl es nicht zu den 10 „offiziellen“ wissenschaftlichen Instrumenten des Marsrovers Curiosity zählt, wird auch das MEDLI-Suite den Wissenschaftlern und speziell den Ingenieuren der NASA wichtige Daten über den Mars und über dessen Atmosphäre liefern können. „MEDLI“ ist die Abkürzung für das „MSL Entry Descent and Landing Instrument“. Der Namenszusatz MSL bildet dabei die früher verwendete Namensabkürzung für den Rover, welcher ursprünglich als Mars Science Laboratory bezeichnet wurde. Die Begriffe „Entry Descent and Landing“ (kurz „EDL“) stehen dagegen für die drei Einzelphasen der Landung auf unserem äußerem Nachbarplaneten: dem Eintritt des Rovers in die Marsatmosphäre, dem danach erfolgenden Abstieg und der Landung auf der Planetenoberfläche.

Das MEDLI setzt sich aus insgesamt 14 Sensoren zusammen, welche im Hitzeschild des Rovers integriert sind und von denen sieben während der mehrminütigen Abstiegsphase den Atmosphärendruck in unterschiedlichen Höhen über der Marsoberfläche ermitteln sollen. Zudem soll mit sieben weiteren Sensoren die Temperaturen ermittelt werden, welchen der Hitzeschild dabei ausgesetzt sein wird. Die dadurch gewonnenen Erkenntnisse, so das primäre Ziel der NASA für dieses Sensorenpaket, werden in zukünftige Missionen einfließen, bei denen ebenfalls die Marsatmosphäre durchquert werden muss.

Ähnlich wie bei dem Wiedereintritt von Raumfahrzeugen in die irdische Atmosphäre muss ein Raumfahrzeug auch bei dem Eintritt in die Marsatmosphäre und bei deren Durchquerung enormen Temperaturbelastungen standhalten können. Aus diesem Grund sind die Landekapseln mit einem die Hitze absorbierenden Schutzschild versehen. Die bisherigen Marsmissionen verfügten allerdings lediglich über begrenzte Informationen bezüglich der Zusammensetzung und Dichte der Atmosphäre des „Roten Planeten“ und der bei deren Passage auftretenden Beanspruchungen. Präzise Vorhersagen der zu erwartenden Temperaturen beim Eintritt in die Marsatmosphäre oder der dabei auftretenden Strömungsverhältnisse waren dabei leider nur bedingt möglich. Aus diesem Grund wurde der Hitzeschutz bei den bisherigen Landungen auf dem Mars aus Sicherheitsgründen immer mit einer großen Toleranzen konzipiert. Die daraus resultierenden überdimensionierten Hitzeschutzschilde wirkten sich aufgrund des sich dabei ergebenden Gewichtes allerdings stets negativ auf den Umfang der wissenschaftlichen Nutzlasten der Raumfahrzeuge aus. Durch die Messungen der MEDLI-Sensoren soll sich dies in Zukunft ändern.

Für eine grundlegende Verbesserung der Eintrittstechnologie ist dabei eine exakte Vorhersage der Verteilung des Hitzeflusses auf der Oberfläche der Landekapseln, welche mit Hyperschallgeschwindigkeit in die Marsatmosphäre eintreten, unerlässlich. Zur Modellierung der bei der Atmosphärendurchquerung auftretenden Hochtemperaturströmungen werden in erster Linie Computersimulationen eingesetzt. Für diese numerischen Strömungssimulationen wird unter anderem auch das vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) entwickelte TAU-Rechenverfahren genutzt.

Diese Simulationsmodelle sind allerdings für Objekte optimiert, welche in der irdischen Atmosphäre operieren. Auf dem Mars, der über eine mehr als hundertmal dünnere Atmosphäre verfügt als die Erde, welche zudem zu über 95 Prozent aus Kohlendioxid besteht, herrschen dagegen gänzlich andere Ausgangsbedingungen. MEDLI soll jetzt die Daten liefern, mit denen die bisherigen Computermodelle möglichst optimal auf die Marsbedingungen angepasst werden können. Die Sensoren werden während des Eintittes und der Abstiegsphase die genauesten und – aus zeitlicher Sicht betrachtet – längsten Daten liefern, welche bisher bei Landemanövern auf dem Mars gesammelt werden konnten

Sieben der dazu verwendeten Sensoren, die „MEDLI Integrated Sensor Plugs“ (kurz „MISP“) sind dabei für die Ermittlung der Temperaturen bestimmt, welchen der Hitzeschild an verschiedenen Punkten und in unterschiedlichen Tiefen beim Eintritt und beim Abstieg durch die Marsatmosphäre ausgesetzt sein wird. Hierfür verfügt jeder der MISP-Sensoren über vier Thermoelemente, welche die auftretenden Temperaturen in einer Schutzschildtiefe von etwa 2,5 Millimetern, fünf Millimetern, 11 Millimetern und 17,5 Millimetern erfassen sollen.

Weitere sieben Sensoren bilden das „Mars Entry Atmospheric Data System“ („MEADS“) und sind für die Registrierung des Atmosphärendrucks in unterschiedlichen Höhen über der Oberfläche verantwortlich. Die akkurate Ermittlung der jeweiligen Druckwerte wird dadurch ermöglicht, dass die im Inneren der Schutzschildstruktur platzierten Drucksensoren über jeweils lediglich etwa 2,5 Millimeter durchmessende Röhren verfügen, durch welche sie mit der Lufthülle des Planeten verbunden sind. Eine zentrale „Sensor Support Electronics Box“ (kurz „SSE“) befindet sich an der Innenseite des Schildes und ist für die Energieversorgung der diversen Sensoren, die Koordinierung der Datenaufzeichnung und den Transfer der gewonnenen Daten zum Bordcomputer verantwortlich.

MEDLI wird mit der Aufzeichnung der Daten bereits etwa zehn Minuten vor dem Eintritt in die Marsatmosphäre beginnen und ist bis zum Entfalten den Landefallschirmes, welcher etwa vier Minuten nach dem Eintritt in rund zehn Kilometern Höhe über der Planetenoberfläche erfolgt, aktiv. Der Großteil der dabei gesammelten Daten wird zuerst im Bordcomputer des Marsrovers Curiosity gespeichert und nach der erfolgten Landung auf dem Mars im Laufe der folgenden vier Wochen an das Rover-Kontrollzentrum in Pasadena/Kalifornien übertragen. Ein Teil der gesammelten Daten soll jedoch bereits direkt während der Abstiegsphase zusammen mit weiteren EDL-Telemetriedaten des Rovers in Echtzeit übermittelt werden.

Das MEDLI-Suite wurde vom Langley Research Center der NASA in Kooperation mit dem Ames Research Center entworfen und entwickelt. Der für die Auswertung der gesammelten Daten hauptverantwortliche Wissenschaftler ist Dr. F. McNeil Cheatwood vom Langley Research Center. Neben der weiteren Verwendung für die Planung zukünftiger Marsmissionen können die gesammelten Daten auch dazu genutzt werden, um das bisherige Verständnis der oberen Atmosphärenschichten des Mars weiter zu verfeinern.

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Verwandte Webseiten

• NASA: MEDLI-Suite
• NASA Atmospheric Sensors MEDLI

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter

Zwecks allgemeiner meteorologischer Messungen wurde der Marsrover Curiosity von seinen Konstrukteuren mit der „Rover Environmental Monitoring Station“ (kurz „REMS“) ausgestattet. Die an der Mission beteiligten Wissenschaftler gehen davon aus, dass diese Wetterstation eine zentrale Rolle im Studium der täglichen und saisonalen Wetterbedingungen und -veränderungen auf unserem Nachbarplaneten einnehmen wird. REMS ist die erste Wetterstation, welche im Rahmen einer Rovermission auf dem Mars eingesetzt wird und somit Daten von verschiedenen Orten liefern kann. Vorherige Wetterstationen waren lediglich im Rahmen verschiedener stationärer Marslander-Missionen im Einsatz.

Verschiedenen Sensoren werden dazu in regelmäßigen Abständen die aktuellen Windgeschwindigkeiten und -richtungen, den Luftdruck, die relative Luftfeuchtigkeit, die Lufttemperatur, die Bodentemperatur und die Menge der einfallenden UV-Strahlung ermitteln. Das UV-Messgerät (kurz „UVS“ für „Ultraviolet Sensor“) und der Drucksensor sind direkt auf beziehungsweise unmittelbar unterhalb des „Rover Equipment Deck“ – der Oberseite von Curiositys Grundgestell – montiert. Die anderen Sensoren sind im Inneren von zwei jeweils knapp 15 Zentimeter langen, stabförmigen Auslegern untergebracht, welche sich am „Remote Sensing Mast“ – dem Kameramast des Rovers – befinden. Die zentrale Elektronik von REMS – die „Instrument Control Unit“ („ICU“) – befindet sich dagegen im Inneren der „Warm Electronics Box“ („WEB“). Das Gesamtgewicht des Instruments beträgt 1.365 Gramm. Die gesamte Wetterstation ist dazu ausgelegt, um innerhalb eines Temperaturbereiches zwischen minus 130 Grad Celsius bis hin zu über plus 30 Grad Celsius operieren zu können.

Die beiden am Kameramast des Rovers befestigten stabförmigen Ausleger befinden sich in einer Höhe von etwa 1,5 Metern über der Marsoberfläche. Jeder dieser Ausleger verfügt über ein Themosäulen-Thermometer und einen Hitzedraht-Windmesser. Die Thermometer können die Lufttemperatur in einem Messbereich zwischen plus 23 Grad Celsius bis zu minus 123 Grad Celsius ermitteln, wobei die Auflösung der Instrumente bei 0,1 Grad Celsius liegt.

Die Windsensoren können horizontale Winde in einem Bereich von 0 bis 70 Metern pro Sekunde bei einer Auflösung von etwa 0,5 Metern pro Sekunde mit einer Genauigkeit von 1 Meter pro Sekunde messen. Die vorherrschende Windrichtung kann dabei mit einer Genauigkeit von besser als 30 Grad bestimmt werden. Vertikal auftretende Winde können dagegen im gleichen Toleranzbereich bis zu einer Geschwindigkeit von etwa 20 Metern pro Sekunde erfasst werden.

Die beiden Ausleger sind in ihrer horizontalen Ausrichtung um 120 Grad und in der Vertikalen um etwa 50 Zentimeter versetzt. Durch diese Anordnung soll sichergestellt werden, dass die Windsensoren optimale Daten über die vorherrschenden Windrichtungen sammeln können. Außerdem ergeben sich durch die unterschiedlichen Höhen der Sensoren unterschiedliche Temperaturprofile relativ zur Höhe über der Planetenoberfläche. Für ihre Kalibrierung wurden die Windsensoren im Vorfeld der Curiosity-Mission in einem Windkanal unter marsähnlichen Bedingungen ausführlich getestet.

In einem der beiden Ausleger, dem auf die rechte Seite des Rovers weisenden „Boom 1“, befinden sich zudem drei nach unten gerichteter Infrarot-Sensoren für die Bestimmung der Temperatur auf der Marsoberfläche. Diese am Institut für Photonische Technologien (IPHT) in Jena entwickelten Infrarotsensoren arbeiten ebenfalls in einem Messbereich von plus 27 Grad Celsius bis zu minus 123 Grad Celsius und können die Oberflächentemperatur bei einer Auflösung von bis zu 0,1 Grad Celsius in Echtzeit ermitteln.

Das in einem zusätzlich schützenden Zylinder befindliche Messgerät für die relative Luftfeuchtigkeit ist an dem zweiten Kameramast-Ausleger, dem in die Fahrtrichtung zeigenden „Boom 2“, montiert und kann nur bei Außentemperaturen von mehr als minus 90 Grad Celsius eingesetzt werden. Ab einer Lufttemperatur von mehr als minus 73 Grad Celsius erreicht dieser Sensor bei einer Auflösung von einem Prozent eine Messgenauigkeit von mindestens fünf Prozent. Ein spezieller Staubfilter schützt den Sensor dabei vor Verunreinigungen durch den in der Marsatmosphäre enthaltenen Staub.

Der auf der Oberseite des zentralen Chassis befindliche Ultraviolett-Sensor ist mit insgesamt sechs Photodioden ausgestattet, welche das UV-Spektrum im Bereich der UV-A-Strahlung bis hin zur UV-E-Strahlung abdecken (315 bis 370 Nanometer für UV-A, 280 bis 320 Nanometer für UV-B, 220 bis 280 Nanometer für UV-C, 230 bis 290 Nanometer für UV-D, 300 bis 350 Nanometer für UV-E, 200 bis 370 Nanometer für den gesamten UV-Bereich). Die Messgenauigkeit des Sensors liegt bei besser als acht Prozent für jeden der verschiedenen Messbereiche, wobei eine Genauigkeit von 0,5 Prozent erreicht wird. Die einzelnen Dioden sind so platziert, dass sie direkt in Richtung Zenit zeigen und dabei ein Messfeld von 60 Grad abdecken. Die sechs aus Siliziumcarbid bestehenden SiC-Photodioden wurden von der Firma IFW Optronics GmbH in Jena entwickelt und hergestellt.

Um eine Abschwächung der einfallenden UV-Strahlung zu vermeiden, sind die Dioden mit keiner zusätzlichen Schutzabdeckung ausgestattet. Dies hat jedoch den Nachteil, dass die Dioden im Laufe der Zeit sehr wahrscheinlich mit einer Staubschicht bedeckt werden. Da dieser sich auf der Oberseite des Rovers ablagernde Staub die Messungen allerdings verfälschen könnte, befindet sich in der unmittelbaren Nähe der Photodioden ein aus sechs Magneten bestehender Ring, welcher den magnetischen Anteil des Marstaubes von den Dioden ablenken soll. Ein siebter Magnet ist in der Mitte der Dioden platziert. Als zusätzliche Maßnahme werden des weiteren mit der Mastkamera des Rovers in regelmäßigen Abständen Aufnahmen der sechs Dioden angefertigt, um den aktuellen Grad der Staubbedeckung zu ermitteln und die Messergebnisse so entsprechend zu korrigieren.

Die Ermittlung des aktuellen Grades der auf die Marsoberfläche einfallenden UV-Strahlung wird den Wissenschaftlern dabei helfen, die dadurch verursachten Verwitterungsprozesse der Gesteine und Böden besser zu verstehen. Außerdem ergibt sich durch die entsprechenden Messungen ein Überblick über die zu erwartende Strahlenbelastung, welcher zukünftige Astronauten auf dem Mars ausgesetzt sein werden. REMS ist das erste im Rahmen einer Marsrover- oder Marslander-Mission eingesetzte Instrument, welches UV-Daten direkt von der Marsoberfläche liefern wird.

Der ebenfalls zur REMS gehörige Drucksensor befindet sich unterhalb des Roverdecks im Inneren des Roverchassis in der unmittelbaren Nähe der Elektronik-Kontrolleinheit des REMS-Instrumentes. Um trotzdem Daten von der Marsatmosphäre sammeln zu können, ist dieser vom Finnischen Meteorologischen Institut (FMI) entwickelte Sensor durch einen kleinen Tubus mit der Außenwelt verbunden. Auch dieser Tubus ist durch eine speziellen Vorrichtung – einen HEPA-Filter – geschützt, welche verhindern soll, dass der allgegenwärtige Staub der Marsatmosphäre den Drucksensor verunreinigt. Der Messbereich dieses Sensors liegt zwischen 1 und 1.150 Pascal. Die Aufgabe des Drucksensors besteht darin, Daten über den sich verändernden Atmosphärendruck zu sammeln, welcher zu Beispiel durch Staubteufel, atmosphärische Gezeitenwellen oder Kalt- bzw. Warmfronten verursacht werden kann. Bei einer Genauigkeit von etwa drei Pascal erreicht der Drucksensor bei seinen Messungen eine Auflösung von bis zu 0,5 Pascal.

Für die Erstellung eines aussagekräftigen und langfristigen Wetterprofils im Operationsgebiet von Curiosity sind regelmäßig erfolgende Messungen notwendig. Aus diesem Grund, so die Planungen der Wissenschaftler, sollen alle Sensoren der REMS an jedem Tag der Mission in jeder Stunde für mindestens fünf Minuten aktiviert sein und dabei Daten sammeln. Dies wird durch einen hohen Autonomiegrad der gesamten Station ermöglicht, wodurch kein permanentes Eingreifen der Bodenkontrolle in die Operationen der REMS erforderlich ist. REMS wird sich die meiste Zeit selbstständig zu den zuvor programmierten Zeitpunkten aktivieren, die gewünschten Daten sammeln, diese Daten im Bordcomputer ablegen und sich danach bis zur nächsten Aktivitätsphase wieder deaktivieren.

Unabhängig von diesem routinemäßigen Vorgehen, welches pro Missionstag insgesamt eine etwa zweistündige Aktivierung von REMS vorsieht, besteht aber trotzdem die Möglichkeit, dass REMS im gegebenen Fall auch zusätzliche und ausführlichere Messungen sowohl einzelner Sensoren als auch der gesamten Instrumenten-Einheit durchführen kann. Auf diese Weise kann REMS auch auf unvorhergesehene Ereignisse wie zum Beispiel plötzlich auftretende ungewöhnlich starke Winde oder starke UV-Strahlungen reagieren.

Die „Rover Environmental Monitoring Station“ ist ein Beitrag des spanischen Wissenschaftsministeriums und des spanischen Zentrums für Technologieentwicklung. Der für dieses Instrument hauptverantwortliche Wissenschaftler, Javier Gómez-Elvira, ist am Centro de Astrobiología (INTA-CSIC) in Madrid/Spanien beschäftigt. Für die Entwicklung von REMS, den Betrieb des Instruments und die Auswertung der wissenschaftlichen Daten wurde ein aus 40 Wissenschaftlern und Ingenieuren bestehendes Team eingesetzt.

Bei der Entwicklung der Wetterstation musste ein erschwerender Faktor berücksichtigt werden: die Temperaturverhältnisse auf dem Mars.

Zum einen treten auf der Marsoberfläche während des Marswinters und des darauffolgenden Sommers generell große Temperaturunterschiede auf. Aber auch während des Tages und der anschließenden Nacht variieren die Temperaturen auf dem Mars innerhalb von lediglich etwa 12 Stunden um teilweise deutlich mehr als 150 Grad Celsius. Zusätzlich werden diese Temperaturunterschiede aufgrund des geringen Luftdrucks der Marsatmosphäre verstärkt. Bereits wenige Zentimeter über dem Boden liegt die Lufttemperatur deutlich unterhalb des Temperaturwertes, welcher direkt auf der Marsoberfläche erreicht wird. Während direkt auf dem Boden in der Mittagszeit Temperaturen von bis zu plus 30 Grad Celsius auftreten können, werden in etwa zwei Metern Höhe zum selben Zeitpunkt lediglich etwa Null Grad Celsius oder weniger erreicht. Die größte Herausforderung für die Entwickler der REMS bestand somit darin, die verschiedenen Sensoren der Wetterstation so auszulegen, dass sie gegenüber diesen Temperaturvariationen unempfindlich sind.

„Die zu gewinnenden Daten werden uns zeigen, ob die örtlichen Gegebenheiten für die Existenz mikrobiologischer Lebensformen günstig sind. Des weiteren werden die Daten unser Verständnis über die globalen atmosphärischen Bedingungen auf dem Mars verbessern“, so Javier Gómez-Elvira. „Die bisherigen Modelle bezüglich der Marsatmosphäre basieren bisher hauptsächlich auf den Daten der verschiedenen Marsorbiter. Unsere „Vor-Ort-Messungen“ bieten eine Möglichkeit, diese Daten zu überprüfen und die bestehenden Modelle zu verbessern.“

Ein Beispiel hierfür ist die Luftfeuchtigkeit. In welchem Umfang speichert die Marsoberfläche den in der Atmosphäre befindlichen Wasserdampf und in welchem Maß wird dieser im Laufe der Jahreszeiten dabei unter den sich dabei verändernden Umweltbedingungen wieder in die Atmosphäre abgegeben? Die unmittelbar oberhalb der Planetenoberfläche operierende REMS kann hierzu deutlich präzisere und somit auch aussagekräftigere Daten liefern als die Instrumente der verschiedenen Marsorbiter. Daten über den sich verändernden Luftdruck werden dagegen dabei helfen, das Verständnis über die regional und global auftretenden Staubstürme auf dem Mars zu verbessern. Zu welchen Zeitpunkten und unter welchen speziellen Bedingungen entwickeln sich die marsianischen Staubstürme, welche dabei teilweise den gesamten Planeten für mehrere Monate mit einem Staubschleier überziehen können?

Im Vorfeld der Curiosity-Mission führte das REMS-Team mehrere Outdoor-Testkampagnen in der Antarktis, in Nevada und in der Region Los Monegros in Spanien durch, wobei die verschiedenen Sensoren Bedingungen ausgesetzt wurden, welche den zu erwartenden Umweltbedingungen auf dem Mars in etwa ähneln. Neben den relativ großen Temperaturunterschieden zwischen Tag und Nacht war für die Auswahl des spanischen Testgeländes für diese Outdoor-Tests auch das semiaride Klima in der Region und die geochemische Zusammensetzung des dortigen Bodens entscheidend. Die Ergebnisse dieser Testkampagnen werden den Wissenschaftlern dabei helfen, die Messergebnisse der REMS in einen besseren Kontext zu versetzen.

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• Planet Mars

Verwandte Webseiten

• Gómez-Elvira et al., 2009: REMS Instrument
• Sebastián et al., 2010: REMS, Pyrometer for Measuring Ground Temperature on Mars
• NASA: Spain Supplies Weather Station for Next Mars Rover
• NASA: Rover Environmental Monitoring Station (REMS)
• Centro de Astrobiología: REMS
• El País: Tecnología española para el nuevo laboratorio de la NASA en Marte
• IPHT Jena: IPHT-Sensoren auf dem Weg zum Mars
• Video: REMS on MARS: Tecnología española en el planeta rojo (span.)

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter

Der 899 Kilogramm schwere Marsrover Curiosity ist für die Erfüllung seiner wissenschaftlichen Aufgabenstellungen mit zehn Instrumenten ausgestattet, welche über ein Gesamtgewicht von rund 80 Kilogramm verfügen. Seine beiden Vorgänger, die baugleichen Marsrover Spirit und Opportunity, verfügten dagegen über jeweils lediglich fünf Instrumente mit einem Gesamtgewicht von jeweils 6,8 Kilogramm. Die Instrumente Curiositys, welche sich in ihren Aufgabenbereichen teilweise gegenseitig ergänzen beziehungsweise kombiniert eingesetzt werden, lassen sich in vier Gruppen unterteilen.

Kamerasysteme:

• Die „Mast Camera“ (kurz MastCam) ist die Hauptkamera des Rovers und bildet praktisch dessen Augen. Mit den beiden Optiken der MastCam können mittels verschiedener Filtersysteme Farbbilder der Marsoberfläche erstellt werden. Aus den angefertigten Aufnahmen lassen sich unter anderem Falschfarbenaufnahmen erstellen, welche es den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern ermöglichen werden, Unterschiede in der mineralogischen Zusammensetzung des Bodens hervorzuheben. Anhand der durch die MastCam angefertigten Aufnahmen werden die Wissenschaftler die näher zu untersuchenden Oberflächenstrukturen bestimmen.
• Der „Mars Hand Lens Imager“ (MAHLI) ist das am Roverarm befestigte Mikroskop des Rovers. Mit ihm sollen Detailaufnahmen des Bodens und der Gesteinsformationen auf der Marsoberfläche angefertigt werden, bevor diese von anderen Instrumenten näher analysiert werden.
• Der „Mars Descent Imager“ (MARDI) ist an der Unterseite Curiositys befestigt und wird dessen Landung auf dem Mars ab einer Höhe von weniger als 3,7 Kilometern bis zum Aufsetzen auf der Planetenoberfläche bildlich dokumentieren. Während der Mission werden die MARDI-Aufnahmen des weiteren dazu genutzt, um die im Rahmen einer Fahrt direkt überquerten Oberflächenstrukturen abzubilden und so zu untersuchen.

Spektrometer:

• Das „Alpha Particle X-Ray Spectrometer“ (APXS) kann im Rahmen seiner Messungen die chemische und mineralogische Zusammensetzung der untersuchten Objekte ermitteln. Besonders empfindlich ist das APXS dabei für den Nachweis salzformender Elemente wie zum Beispiel Schwefel, Chlor oder Brom.
• Das „Chemistry & Camera“-Instrument (ChemCam) besteht aus einem Laser, einem Spektrometer und einem speziellen Teleskop und kann die Zusammensetzung von Gesteinen aus einer Entfernung von bis zu sieben Metern im Detail ermitteln. Zu diesem Zweck wird die Oberfläche des zu untersuchenden Objektes mit einem leistungsstarken Laserstrahl verdampft. Die Teleskopkamera fängt das Licht der so freigesetzten Gase und Plasmen ein, welche anschließend von dem Spektrometer der ChemCam analysiert werden. Mit der ChemCam ist es somit möglich, unterschiedliche Gesteinsarten relativ schnell zu identifizieren und erst anschließend den gesamten Rover für weitere Untersuchungen zu diesen Gesteinen zu steuern.
• Bei dem „Chemistry & Mineralogy X-RayDiffraction/ X-Ray Fluorescence Instrument“ (CheMin) handelt es sich um ein Analyselabor für die Untersuchung der chemischen und mineralogischen Zusammensetzung der Marsoberfläche. Zuvor gesammelte und in spezielle Probenkammern beförderte Bodenproben werden dazu mit einer Röntgenquelle bestrahlt und anschließend mit einem speziellen CCD-Sensor analysiert. Die so gewonnenen Daten können Aufschlüsse über eine zuvor erfolgte Interaktion der Proben mit Wasser und eventuell vorhandene biologische Signaturen liefern.
• Das „Sample Analysis at Mars“ (SAM) ist mit einem Gesamtgewicht von rund 38 Kilogramm das schwerste und zugleich auch leistungsfähigste Instrument Curiositys. Mittels dreier kombinierter Sensorensysteme soll das Gerät ermitteln, inwieweit der Mars einstmals als Habitat für primitive Lebensformen geeignet war oder ob dies eventuell auch heute noch der Fall sein könnte. Einhergehend mit dieser Zielsetzung liegt die Hauptaufgabe von SAM in der Identifizierung und Analyse von organischen Verbindungen. Außerdem dient das Instrument dem Nachweis von leichteren Elementen auf der Marsoberfläche und der Ermittlung der Isotopenverhältnisse in der Planetenatmosphäre.

Strahlungsmessgeräte:

• Der „Radiation Assessment Detector“ (RAD) ist ein Strahlendetektor, welcher die in der Planetenatmosphäre und auf der Oberfläche des Mars auftretende Strahlung ermitteln soll. Aufgrund der auf dem Mars auftretenden Strahlenwerte gilt es als unwahrscheinlich, dass eventuell vorhandene Lebensformen direkt auf der Planetenoberfläche existieren können. Die Strahlung dürfte auch zu einer Zersetzung eventueller biologischer Signaturen führen. RAD soll deshalb auch feststellen, ab welcher Tiefe unter der Oberfläche organische Komponenten dauerhaft existieren könnten. Als einziges der zehn Instrumente Curiositys lieferte RAD bereits während des Fluges zum Mars wissenschaftliche Daten. Aus diesen Datensätzen lässt sich die Strahlenbelastung ableiten, der ein zukünftiger Astronaut auf dem Weg zum Mars ausgesetzt sein wird.
• Das „Dynamic Albedo of Neutrons“-Instrument (DAN) ist ein Neutronendetektor. DAN soll die Verteilung von im Marsboden befindlichen wasserstoffhaltigen Verbindungen bis zu einer Tiefe von etwa einem Meter ermitteln.

Wetterstation:

• Bei der „Rover Environmental Monitoring Station“ (REMS) handelt es sich um eine Wetterstation, welche während der gesamten Missionsdauer von mindestens einem Marsjahr in regelmäßigen Abständen diverse meteorologische Daten wie die vorherrschenden Windgeschwindigkeiten und -richtungen, Lufttemperatur, Luftdruck und Luftfeuchtigkeit ermitteln wird. Auf diese Weise erhalten die an der Mission beteiligten Atmosphärenforscher einen tieferen Einblick in das über ein Marsjahr ablaufende Wettergeschehen im Bereich des Operationsgebietes des Rovers. In Kombination mit den Daten von weiteren Marsorbitern, Rovern und Landern kann so auch das Verständnis des allgemeinen marsianischen Wettergeschehens und der Entwicklung der Marsatmosphäre immens verbessert werden.

Mit diesen Instrumenten sind die Curiosity zur Verfügung stehenden Möglichkeiten für wissenschaftliche Analysen allerdings keineswegs ausgeschöpft.

Weitere Hilfskameras:

Zusätzlich zu diesen 10 wissenschaftlichen Instrumenten ist Curiosity noch mit verschiedenen Kameras ausgestattet, welche eigentlich primär für die Navigation des Rovers vorgesehen sind. Vier Navigationskameras, welche unmittelbar neben den Optiken der MastCam am Kameramast montiert sind, und weitere vier Gefahrenerkennungskameras – zwei am Vorderteil und zwei am Hinterteil der „Warm Electronics Box“ (WEB), der zentralen Grundstruktur des Rovers – liefern den für die Steuerung Curiositys verantwortlichen Roverdrivern des Jet Propulsion Laboratory (JPL) Aufnahmen der unmittelbaren Umgebung des Rovers. Diese Schwarz-Weiß-Bilder können aufgrund der Kameraanordnung zu stereoskopischen Aufnahmen kombiniert werden, welche einen räumlichen Eindruck der Umgebung vermitteln. Auch diese Bilder werden von den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern für die Auswahl ihrer näher zu untersuchenden Ziele verwendet.

Hilfsinstrumente am Roboterarm:

Am Ende des 1,9 Meter langen, an der Vorderseite des Rovers befestigten Roboterarms (Fachbezeichnung „Sample Acquisition, Processing, and Handling“, kurz „SA/SPaH“) befindet sich ein fast 60 Zentimeter durchmessender und rund 33 Kilogramm schwerer, drehbarer Aufsatz. Neben dem APXS-Spektrometer und der MAHLI-Kamera sind an diesem Aufsatz drei weitere Geräte montiert, welche der indirekten Untersuchung der Marsoberfläche und der Entnahme von Bodenproben dienen.

• Das „Dust Removal Tool“ (DRT) ist eine Bürste, mit dem die zu untersuchenden Gesteinsformationen von der obersten Staubschicht befreit werden können. Eine solche Staubschicht, welche unter Umständen seit Jahrmillionen den auftretenden Umweltbedingungen – einschließlich der einfallenden Strahlung – ausgesetzt war, könnte zum Beispiel die Messergebnisse des APXS-Spektrometers verfälschen.
• Bei dem „Powder Acquisition Drill System“ (PADS) handelt es sich um einen Bohrer. Dieser kann 1,6 Zentimeter durchmessende und bis zu fünf Zentimeter tiefe Löcher in die Planetenoberfläche oder in Gesteine bohren.
• Bei dem „Collection and Handling for Interior Martian Rock Analysis“ (CHIMRA) handelt es sich dagegen um eine Konstruktion, welche mittels einer kleinen Schaufel Bodenproben entnehmen und in verschiedenen, mit Sieben versehene Auffangbehälter verteilen kann. Diese Proben, welche zuvor zum Beispiel mittels des Bohrers an die Oberfläche befördert wurden, werden anschließend an die im Inneren der WEB befindlichen Instrumente SAM und CheMin weitergeleitet.

Atmosphärenuntersuchung beim Abstieg durch die Marsatmosphäre:

• Bei dem „Mars Science Laboratory Entry Descent and Landing Instrument“ (MEDLI) handelt es sich um ein in dem Hitzeschild der Abstiegsstufe integriertes Sensorpaket. Insgesamt 14 Sensoren werden während des mehrminütigen Abstieges durch die Marsatmosphäre die in unterschiedlichen Höhen durch die Reibungshitze erzeugte Temperatur und die dort auftretenden Druckverhältnisse registrieren und aufzeichnen. Neben der Verfeinerung der aktuellen Atmosphärenmodelle der Marsatmosphäre werden diese Daten auch in die Planungen für weitere Missionen auf der Marsatmosphäre einfließen. Die Daten werden unter anderem dazu dienen, um die bei zukünftigen Marslandungen verwendeten Hitzeschilde und Landefallschirme noch effizienter zu gestalten.

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter

Für die detaillierte optische Untersuchung der Marsoberfläche und deren erste Charakterisierung wurde der Marsrover Curiosity mit dem „Mars Hand Lens Imager“ (kurz „MAHLI“) ausgestattet. Bei dem MAHLI handelt es sich um eine hochaufösende Kamera, welche am vorderen Ende des Instrumentenarmes montiert ist. Das Instrument soll in erster Linie als eine Art Mikroskop für die optische Untersuchung sehr feiner Strukturen auf der Marsoberfläche eingesetzt werden und die dort befindlichen Gesteine, Sand- und Staubkörner und eventuelle Frostablagerungen aus unmittelbarer Nähe abbilden. Dabei soll der MAHLI die anschließend von den weiteren Instrumenten des Rovers näher zu untersuchenden Bodenproben in einen geochemischen, lithologischen und mineralogischen Zusammenhang setzen.

Zu diesem Zweck ist der MAHLI mit einem 1.600 x 1.200 Pixel großen Bayer-Sensor ausgestattet, welcher die Oberfläche in hoher Auflösung und in Farbe abbilden kann. Damit erreicht das Instrument eine Auflösung, welche der Qualität einer handelsüblichen 2-Megapixel-Farbkamera entspricht. Die MAHLI-Kamera verfügt dabei über eine in mehreren Stufen verstellbare Brennweite, welche in einem Bereich zwischen 22,5 Millimetern und „Unendlich“ fokussieren kann. Speziell bei der Verwendung einer großen Brennweite kann der MAHLI die Oberfläche auch dann abbilden, wenn sich der Roboteram nicht unmittelbar über der Marsoberfläche befindet. Die dabei erreichbare relativ geringe Auflösung kann durch das sich dabei ergebende größere Gesichtsfeld ausgeglichen werden.

Bei der minimalsten möglichen Annäherung an ein abzubildendes Objekt kann der MAHLI aus einer Entfernung von etwa 25 Millimetern zum abzubildenden Ziel Strukturen mit einer Größe von 13,9 Mikrometern pro Pixel auflösen. Dabei kann mit einer einzigen Aufnahme ein Oberflächenbereich mit den Abmessungen von 18 x 24 Millimetern wiedergeben werden. Um zu verhindern, dass der MAHLI versehentlich näher als diese 25 Millimeter an die Oberfläche herangeführt wird – dies könnte im schlimmsten Fall zu einer Beschädigung des Kamera-Objektives führen – ist das Instrument mit zwei Kontaktsensoren ausgestattet. Sobald die Sensoren einen „Bodenkontakt“ melden, stoppt der Roboterarm automatisch die weitere Annäherung des MAHLI an die Oberfläche.

Bei einer Entfernung von 50 Millimetern zum angepeilten Ziel sinkt die erreichte Auflösung auf dann immer noch 24,5 Mikrometer pro Pixel. Aus einer Entfernung von 66 Millimetern – dies entspricht der Entfernung, in welcher die beiden Mikroskope der Marsrover Spirit und Opportunity operieren, werden Strukturen mit einer Größe von 31 Mikrometern pro Pixel wiedergegeben.

Dieser Wert ist identisch mit der aus der gleichen Entfernung erreichbaren Auflösung der Mars Exploration Rover-Mikroskope. Allerdings deckt der MARDI dabei pro Aufnahme ein größeres Gesichtsfeld ab und liefert zudem Farbbilder des zu untersuchenden Untergrundes (die Mikroskope von Spirit und Opportunity liefern lediglich Schwarz-Weiß-Bilder). Eine weitere Verbesserung im Vergleich zu dem zuvor auf dem Mars verwendeten Mikroskopen besteht in der Möglichkeit, den gleichen Oberflächenbereich unter der Verwendung verschiedener Fokallängen abzubilden ud dabei mittels der Fokusvariationen eine größere Schärfentiefe und zusätzliche 3D-Informationen des abgebildeten Bereiches zu erhalten. Stereoskopische Aufnahmen können dagegen durch einen leichten seitlichen Versatz des MAHLI zwischen zwei Aufnahmen des gleichen Zieles bei einer identischen Fokuseinstellung erzeugt werden.

Zwecks einer optimalen Ausleuchtung der potentiellen Beobachtungsziele, welche zum geplanten Aufnahmezeitpunkt eventuell im Schatten liegen können, ist der MAHLI mit vier Weißlicht-LEDs ausgestattet, welche sich direkt am Gehäuse der Kamera befinden. Jedes der beiden Weißlicht-LED-Sets kann dabei unabhängig von dem anderen Set aktiviert oder deaktiviert werden. Dank dieser vier LEDs kann MAHLI theoretisch auch während der Marsnächte aktiviert werden und Aufnahmen des Bodens anfertigen. Hierbei wird der Einsatz allerdings durch die während der Nächte vorherrschenden tiefen Temperaturen und die im Einzelfall gegebene Energiesituation des Rovers stark limitiert.

Die verschiedenen optischen und mechanischen Komponenten des MARDI sind lediglich dazu ausgelegt, um bei Umgebungstemperaturen oberhalb von minus 70 Grad Celsius zu arbeiten. Optimalerweise sollten die Temperaturen jedoch nicht tiefer als minus 50 Grad Celsius liegen. Im Bedarfsfall kann das Instrument jedoch mittels verschiedener Heizelemente gewärmt und so auch bei tieferen Außentemperaturen aktiviert werden. Der vorgesehene Einsatz der Kamera während der Marsnächte soll dabei speziell der Untersuchung von eventuell auftretenden Frostablagerungen und der Dokumentation von deren Veränderungen dienen.

Zusätzlich sind außerdem noch zwei UV-LEDs vorhanden, welche im Wellenbereich von 365 Nanometern arbeiten. Diese beiden UV-LEDs werden in erster Linie der Suche nach fluoreszierenden Mineralien und deren Abbildung dienen. Ihr Einsatz ist ausschließlich während der Marsnächte vorgesehen.

Um zu vermeiden, dass die Linse des MAHLI während der Operationsdauer von Curiosity mit Staubablagerungen verunreinigt wird, befindet sich vor dieser Linse eine Schutzabdeckung, welche während der zu erstellenden Aufnahmen normalerweise entfernt wird. Dieses Entfernen der Abdeckung ist allerdings nicht zwingend notwendig, da die Abdeckung transparent ist und Aufnahmen somit theoretisch auch bei einer „vorgeschalteten“ Abdeckung angefertigt werden können.

Für die Anfertigung einer einzelnen Aufnahme benötigt der MARDI typischerweise einen Zeitraum zwischen 5 und 15 Millisekunden. Bei der Verwendung der Weißlicht-LEDs erhöht sich dieser Zeitraum aufgrund der dafür benötigten Belichtungszeit auf etwa 80 Millisekunden. Unter der Verwendung der UV-LEDs werden dagegen für die Anfertigung eines Einzelbildes bis zu zwei Sekunden benötigt. Für die Zwischenspeicherung der angefertigten Aufnahmen vefügt der MARDI über eine im Inneren der Warm Electronics Box (WEB) des Rovers befindliche Elektronikeinheit, welche über einen eigenen Flash-Speicher mit einer Kapazität von acht GB verfügt.

Die angefertigten Aufnahmen werden dort normalerweise im JPEG-Format abgelegt und anschließend zuerst in einer minimierten Auflösung an das Rover-Kontrollzentrum des Jet Propulsion Laboratory (JPL) in Pasadena/Kalifornien übermittelt. Wie auch bei den Aufnahme den beiden anderen optischen Kameras des Rovers, der MastCam und der MARDI, wird erst nach der Begutachtung dieser „Thumbnail Images“ von den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern entschieden, welche höher aufgelösten Bilder der MARDI in der Folgezeit mit welcher Priorität übertragen werden.

Für die Entwicklung und den Bau der MAHLI-Kamera war die auch für die Mast-Kamera und die MARDI-Kamera zuständige, in San Diego/Kalifonien ansässige Firma Malin Space Science Systems (MSSS) verantwortlich. Der für das Instrument hauptverantwortliche Wissenschaftler ist Dr. Kenneth S. Edgett von der Firma MSSS.

Für die Kalibrierung der Kamera auf dem Mars ist zusätzlich neben den dafür üblichen Farb- und Musterpaletten auch ein Penny aus dem Jahre 1909 an der Vorderseite des Rover-Gehäuses angebracht.

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• Marsrover Curiosity
• MSL Rover Curiosity auf Atlas V (541)
• Planet Mars

Verwandte Webseiten

• Edgett et al.: The Mars Hand Lens Imager (MAHLI) (engl.)
• Edgett et al.: The Mars Hand Lens Imager (MAHLI) (engl.)
• Edgett et al.: The Mars Hand Lens Imager Flight Instrument (MAHLI) (engl.)
• Malin: MAHLI Beschreibung (engl.)
• Malin: MAHLI (engl.)

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter

Funktionsweise

Bei dem „Alpha Particle X-ray Spectrometer“ (zu deutsch „Alphapartikel-Röntgenspektrometer“, kurz „APXS“) handelt es sich um ein Spektrometer, mit dessen Hilfe die prozentuale chemische Zusammensetzung von Marsgesteinen und Marsböden ermittelt werden kann. Das APXS macht sich dabei das Prinzip der Röntgenfluoresenzspektroskopie und der Partikel-indizierten Röntgenemission (PIXE) zunutze. Das Instrument besteht aus einer im Inneren der „Warm Electronics Box“ des Rovers befindlichen Elektronik-Einheit und einem am Ende des Instrumentenarms von Curiosity montierten Sensorkopf, welcher eine Isotopenquelle – es handelt sich hierbei um eine Menge von ungefähr 800 Mikrogramm des über eine Halbwertszeit von 18,1 Jahren verfügenden radioaktiv strahlenden Isotops Curium-244 – beherbergt.

Im Vorfeld einer durchzuführenden Messung wird dieser an seinem Ende 1,7 Zentimeter durchmessende Sensorkopf direkt auf dem zu untersuchenden Objekt aufgesetzt. Durch diese Bodenberührung wird ein Kontaktring in das Innere des Sensorkopfes gedrückt, welcher dabei über eine interne Mechanik zwei Türen öffnet. Diese Türen, welche während der Zeiten, in denen keine Messungen erfolgen, geschlossen sind, sollen verhindern, dass der in der Marsatmosphäre enthaltene Staub unkontrolliert in den Sensorkopf eindringen kann.

Die Isotopenquelle sendet nach dem Öffnen der beiden Türen bei der anschließenden Messung eine Alphastrahlung in Form von Heliumkernen aus, welche aus zwei Protonen und zwei Neutronen bestehen. Sobald die Heliumkerne in der zu untersuchenden Bodenformation auf andere Atomkerne treffen, wird die Alphastrahlung dabei abhängig von der Atommasse der getroffenen Atome auf eine charakteristische Art und Weise reflektiert und gestreut. Die reflektierte Strahlung wird anschließend von einem im Inneren des Kopfstückes befindlichen Röntgenstrahlen-Detektor aufgefangen und vermessen. Durch die Ermittlung des Winkels der erfolgten Ablenkung und der dabei auftretenden Energie ergeben sich genaue Daten über die Masse der für die Ablenkung verantwortlichen Atomkerne, woraus sich wiederum auch die dafür verantwortlichen chemischen Elemente bestimmen lassen.

Aus der sich so ergebenden Zusammensetzung der verschiedenen Moleküle kann wiederum auf das zugrunde liegende Mineral und daraus auf die chemische Zusammensetzung der untersuchten Bodenformation geschlossen werden. Des weiteren geben die Messungen beispielsweise Auskunft über stattgefundene Verwitterungsprozesse oder frühere Aktivitäten von Wasser auf der Marsoberfläche. Mit dieser Methode lassen sich speziell leichte Elemente wie Natrium, Magnesium, Aluminium und Schwefel identifizieren und ihre Mengenanteile in der untersuchten Gesteinsprobe bestimmen. Aber auch schwerere Elemente wie zum Beispiel Eisen, Nickel oder Zink lassen sich auf diese Weise detektieren.

Der Einsatz eines APX-Spektrometers im Rahmen einer Marsrovermission ist bei der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA fast schon Tradition. Auch die drei Vorgängermissionen Curiositys, der im Rahmen der Pathfinder-Mission im Jahr 1997 aktive Marsrover Sojourner und die beiden im Januar 2004 auf dem Mars gelandeten Rover Spirit und Opportunity, waren mit jeweils einem dieser Spektrometer ausgerüstet.

Oberflächenuntersuchungen

Allerdings handelt es sich bei dem im Rahmen der Curiosity-Mission verwendeten APXS um eine technische Weiterentwicklung des Spektrometers. „Das APXS von Curiosity wurde für diese Mission modifiziert“, so Prof. Dr. Ralf Gellert von der University of Guelph in Ontario/Kanada, der für dieses Instrument verantwortliche Wissenschaftler. „Im Rahmen der Mars Exploration Rover-Mission [gemeint sind hiermit die beiden Marsrover Spirit und Opportunity] benötigten wir fünf bis zehn Stunden, um die gleichen Informationen zu erhalten, welche wir jetzt in lediglich zwei bis drei Stunden sammeln werden. Wir hoffen, dass wir so deutlich mehr Messungen durchführen können.“

Eine daraus resultierende signifikante Verbesserung im Vergleich zu den vorher verwendeten APX-Spektrometern besteht in einer gegebenenfalls erfolgenden Kühlung des für die Messungen benötigten Röntgenstrahlen-Detektors. Das als Strahlungsquelle verwendete Curium-244 gibt aufgrund seiner Radioaktivität eine relativ große Wärmemenge von etwa drei Watt pro Gramm an seine Umgebung ab. Um die Messergebnisse nicht zu verfälschen darf der lediglich 10 Quadratmillimeter große Sensor jedoch keiner zu hohen Umgebungstemperatur ausgesetzt sein. Die im Rahmen der Mars Exploration Rover-Mission verwendeten APX-Spektrometer – diese verfügten über baugleiche Röntgenstrahlen-Detektoren wie Curiosity – konnten ihre Messungen deshalb lediglich während der kalten Marsnächte oder in den frühen Vormittagsstunden durchführen. Das APXS der Curiosity-Mission kann dagegen dank eines speziellen Kühlsystems – es handelt sich hierbei um ein Peltier-Element – gegebenenfalls auch während des Marstages aktiv sein, wobei der Röntgenstrahlen-Detektor auf eine Temperatur von minus 35 Grad Celsius gekühlt wird. Auch diese Weiterentwicklung wird dazu führen, dass Curiosity deutlich mehr Messungen durchführen wird als seine Vorgänger.

Eine lediglich zehnminütige Messung wird bereits einen ersten, groben Überblick über die Zusammensetzung der untersuchten Probe liefern. Elemente wie Natrium, Magnesium, Aluminium, Silizium, Kalzium, Eisen oder Schwefel können dabei ab einem Mengenanteil von etwa 0,5 Prozent eindeutig nachgewiesen werden. Im Rahmen einer dreistündigen Messung wird es dagegen möglich sein, die Zusammensetzung der untersuchten Materialprobe detailliert zu entschlüsseln. Dabei kann zum Beispiel das Element Nickel ab einem Mengenanteil von etwa 100 ppm nachgewiesen werden. Die Nachweisgrenze von Brom liegt dagegen in diesem Zeitrahmen bei sogar lediglich etwa 20 ppm.

Das wissenschaftliche Hauptziel des APXS besteht darin, den geologischen Kontext des Geländes zu bestimmen, auf dem sich Curiosity bewegt. Durch die ermittelten Spektren wird es möglich sein, die Prozesse zu charakterisieren, welche zur Bildung der Gesteine und Böden geführt haben und das Ausmaß der Erosion zu bestimmen, welcher diese in der Vergangenheit ausgesetzt waren. Die hohe Präzision und die geringen Nachweisgrenzen des Spektrometers speziell für verschiedene salzbildende Elemente wie Schwefel, Brom oder Chlor erlauben dabei die Identifikation lokaler Anomalien in der Zusammensetzung der Oberfläche und die Auswahl spezieller Proben, welche anschließend durch weitere analytische Instrumente des Rovers (zum Beispiel durch CheMin) näher untersucht werden können.

Die Untersuchung der Marsatmosphäre und des Wettergeschehens

Zusätzlich zu der Untersuchung der Böden und Gesteine auf der Marsoberfläche kann das APXS theoretisch allerdings auch für die direkte Untersuchung der Marsatmosphäre sowie der Analyse der jahreszeitlich bedingten Veränderungen in deren Zusammensetzung und der damit verbundenen dynamischen Vorgängen genutzt werden.

Neben verschiedenen Spurengasen wie zum Beispiel Sauerstoff, Kohlenmonoxid, Wasserdampf oder auch Methan besteht die Lufthülle unseres Nachbarplaneten zum überwiegenden Teil aus Kohlendioxid, welches dabei mit einen Anteil von 95,32 Prozent vertreten ist. Zwei weitere bedeutende Bestandteile der Marsatmosphäre sind Stickstoff (2,7 Prozent) sowie das mit einem Mengenanteil von 1,6 Prozent vorhandene Edelgas Argon. Diese Mengenanteile sind jedoch nicht konstant, sondern sie verändern sich vielmehr in einem bestimmten, jahreszeitlich bedingten Rhythmus.

Auf seiner sehr exzentrischen Umlaufbahn um die Sonne – der Wert der Exzentrizität der Marsbahn beträgt 0,0935 und weist nach der Umlaufbahn des Planeten Merkur die größte aus dem Sonnensystem bekannte Abweichung einer Planetenbahn von der idealen Kreisbahn auf – durchlebt der Mars eine regelmäßig erfolgende Veränderung in der Dichte und Zusammensetzung seiner Atmosphäre. Sobald auf einer der beiden Hemisphären des Mars der Winter einsetzt, friert das über dem betroffenen Pol in der Atmosphäre befindliche Kohlendioxid aufgrund der damit verbundenen tieferen Lufttemperaturen im großen Umfang aus der Atmosphäre aus und schlägt sich in Form von Trockeneisablagerungen auf der Oberfläche nieder. Im Rahmen dieses Prozesses bildet sich über dem jeweiligen Polargebiet ein ausgedehntes atmosphärisches Tiefdruckgebiet, welches die Luft des Planeten regelrecht in die Richtung des betroffenen Pols zieht.

Mit dem einsetzenden Frühling erhöht sich die Lufttemperatur wieder und das zuvor im festen Zustand auf der Polarkappe abgelagerte Kohlendioxid geht erneut in den gasförmigen Zustand über, was zu einer erneut erfolgenden Verdichtung der Atmosphäre führt. Dadurch bildet sich jetzt über dem betroffenen Pol ein Hochdruckgebiet, welches die Luftmassen wieder in Richtung des Marsäquators schiebt. Hierdurch werden in den oberen Atmosphärenschichten des Mars unter bestimmten Bedingungen Windgeschwindigkeiten von bis zu 650 Kilometern pro Stunde erzeugt.

Das Argon ist von diesem regelmäßig erfolgenden Ausfrieren der Atmosphäre nicht betroffen und verbleibt während des gesamten Marsjahres in einer konstanten Menge in der Marsatmosphäre, da es erst bei viel niedrigeren Umgebungstemperaturen gefriert. Dadurch verändert sich auch ständig das Mengenverhältnis von Kohlendioxid zu Argon. Ein Instrument an Bord des von der NASA betriebenen Orbiters Mars Odyssey, das Gamma Ray Spectrometer (GRS), konnte so in der Vergangenheit nachweisen, dass am Südpol des Mars während des dort herrschenden Winters die Argonkonzentration etwa sechs mal höher ausfällt als während der wärmeren Jahreszeiten.

Im Rahmen dieses Prozesses der abwechselnden Sublimation und Resublimation des Kohlendioxids und der sich dadurch bedingt bildenden Hoch- und Tiefdruckgebiete kommt es zu einer stetig erfolgenden Vermischung zwischen den Luftmassen im Bereich des Äquators und den Luftmassen über den Polargebieten. Um den zeitliche Ablauf dieser Vermischung und die sich dabei ergebenden Veränderungen zu untersuchen, ermittelt das GRS von Mars Odyssey die Argonkonzentration in einer mehrere hundert Kilometer hohen Luftsäule, welche sich von der obersten Atmosphärenschicht bis zur Planetenoberfläche erstreckt.

Allerdings sind solche Argon-Messungen auch von der Oberfläche des Mars aus möglich. So wurden die APX-Spektrometer der beiden Marsrover Spirit und Opportunity in der Vergangenheit in regelmäßigen Abständen dazu eingesetzt, um die Argonkonzentration in den Operationsbereichen der Rover zwischen dem Instrument und der Planetenoberfläche zu ermitteln.

Die Messungen der beiden Rover haben dabei gezeigt, dass die Argonkonzentration in der Atmosphäre an deren Landeplätzen nicht konstant ist, sondern dass sie sich vielmehr mit dem Wechsel der Jahreszeiten verändert. Diese Veränderung der Argonkonzentration folgt dabei der gesamten Veränderung der atmosphärische Druckverhältnisse, erfolgt jedoch nicht synchron mit dem zeitlichen Ablauf der Veränderungen. Vielmehr ist eine Verzögerung von mehreren Monaten zwischen dem maximalen Argon-Kohlendioxid-Mischungsverhältnis und dem Zeitpunkt des maximalen Atmosphärendrucks zu beobachten. Außerdem zeigte sich bei den Orbiter-Messungen des GRS, dass an beiden Polen ein unterschiedlicher Grad der Kohlendioxidfreigabe erfolgt. Die Menge des an den äquatornahen Positionen der Rover nachgewiesenen Argons wird dabei durch die Effizienz gesteuert, mit der sich die Marsatmosphäre in den Landegebieten der beiden Rover – dem Meridiani Planum und dem Gusev-Krater – vermischt.

Während die Wissenschaftler den gesamten Sublimations-Resublimations-Zyklus von Kohlendioxid in der Marsatmosphäre relativ gut verstehen, besteht bisher noch kein allzu gutes Verständnis der in der Äquatornähe erfolgenden Durchmischung der Atmosphäre, welches das dortige Auftreten und „Verhalten“ des Argons erklären könnte. Es wird allerdings allgemein vermutet, dass hierfür das Auftreten einer Hadley-Zelle verantwortlich ist. Diese Zelle sorgt für eine Zirkulation der Marsatmosphäre zwischen der Äquatorregion, wo die Luft erwärmt wird, und den polwärts gerichteten Breiten, wo sie wieder abkühlt. Die Luftmassen können sich im Rahmen dieser Hadley-Zelle allerdings lediglich bis etwa zum 60. nördlichen beziehungsweise südlichen Breitengrad bewegen. Dort treffen sie auf einen Wirbel von sich schnell um den Pol bewegenden Winden und werden von diesen beiden zirkumpolaren Luftwirbeln blockiert.

Diese zirkumpolaren Luftwirbel wurden übrigens erst beim Einbremsmanöver des Marsorbiters Mars Odyssey in dessen Umlaufbahn im Herbst 2001 entdeckt und sind bisher ebenfalls noch nicht vollständig verstanden. Es wird allerdings vermutet, dass auch diese polaren Luftwirbel eine bedeutende Rolle bei der Verteilung von Argon und Kohlendioxid, aber auch von Wasserdampf und Staub in der Marsatmosphäre einnehmen müssen. Durch das Studium der Argonkonzentration an den Landestellen der Rover Spirit und Opportunity erhielten die Marsforscher einen ersten Einblick in die äquatornahe Zirkulation und Durchmischung der Marsatmosphäre, woraus sich wiederrum Rückschlüsse auf die Hadley-Zellen und die zirkumpolaren Luftwirbel ziehen lassen. Das Verständnis der hierbei erfolgenden Prozesse ist jedoch eine der Grundvoraussetzungen für das Verständnis der atmosphärischen Aktivitäten, welche das Wettergeschehen auf dem Mars bestimmen.

Durch die Messungen des im Rahmen der Curiosity-Mission eingesetzten APXS lassen sich diese bisher erhaltenen Einblicke in die Marsatmosphäre eventuell noch weiter vertiefen. Bisher stehen entsprechende Argon-Messungen allerdings noch nicht auf dem Untersuchungsprogramm der an dem APX-Spektrometer beteiligten Wissenschaftler.

„Die [bisherigen] Marsrovermissionen haben einen Menge Fragen beantwortet. Aber sie haben zugleich auch eine Vielzahl neuer Fragen eröffnet“, so Dr. Ralf Gellert. „Curiosity wurde dazu entwickelt, um dort weiterzumachen, wo Spirit und Opportunity aufgehört haben.“

Das für die Curiosity-Mission verwendete APXS wurde von der kanadischen Weltraumagentur CSA finanziert und von der Firma MDA Space Missions gebaut. Die für den wissenschaftlichen Betrieb des APXS erforderlichen Finanzmittel werden durch die CSA, die NASA und durch die University of Guelph zur Verfügung gestellt. Der Principal Investigator des APXS, Prof. Dr. Ralf Gellert, war bereits an der Entwicklung der beiden im Rahmen der Mars Exploration Rover-Mission zum Mars gesandten APXS-Spektrometer beteiligt, welche am Max-Planck-Institut für Chemie in Mainz erfolgte. In den folgenden Missionsjahren war Dr. Gellert neben der Weiterentwicklung der eingesetzten Software an der Auswertung der durch diese beiden Instrumente gelieferten Daten beteiligt.

Um die Aktivitäten und Messresultate des Curiosity-APXS auf dem Mars besser nachvollziehen und das Instrument optimal kalibrieren zu können, wurde auf dem Campus der University of Guelph eine spezielle Simulationskammer errichtet, in der ein baugleiches APXS unter nachgestellten „Marsbedingungen“ betrieben werden kann. Die aktuellen Forschungen der Arbeitsgruppe um Dr. Gellert konzentrieren sich neben der eigentlichen Curiosity-Mission auf die Weiterentwicklung der APXS-Hardware und die Entwicklung der damit verbundenen Software. Entsprechende Analysesysteme könnten im Rahmen zukünftiger Forschungsmissionen zum Mars, zu dessen beiden Monden Phobos und Deimos, zu verschiedenen Asteroiden oder auch zu dem Erdmond zum Einsatz kommen.

Verwandte Webseiten

APXS Allgemein

• Gellert et al. 2009: APXS
• NASA: Advanced NASA Instrument Gets Close-up on Mars Rocks
• NASA: APXS

Druckveränderungen

• Seasons on Mars

Argon

• Chicago Chronicle: Changes in argon on Mars prompt new observations
• Economou et al., 2008: Measurement of Mars Atmosphere Argon Density with the APXS on the Opportunity site
• Pierrehumbert et al. 2010: Argon Measurement on MER Missions
• Arvidson et al., 2010: Spirit, Home Plate Winter Haven to the side of Scamander crater
• Raumcon-Forum 15-01-2011

Diskussion zu diesem Artikel

• Marsrover Curiosity
• MSL Rover Curiosity auf Atlas V (541)
• Planet Mars

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter

Das „Chemistry and Camera Instrument“ (kurz „ChemCam“) des Marsrovers Curiosity setzt sich aus einem Hochleistungslaser, einem aus drei Spektrografen bestehenden Spektrometer und einem Schmidt-Cassegrain-Teleskop zusammen und ist aufgrund seiner bereits in mehreren Dokumentationsvideos gezeigten „Laserattacken“ auf die Marsoberfläche wohl das markanteste wissenschaftliche Instrument des Rovers. Im Gegensatz zu den diversen Videos, in denen die ausgestrahlten Laserimpulse im sichtbaren Licht dargestellt werden, sind diese Laserstrahlen der ChemCam für das menschliche Auge allerdings nicht sichtbar.

Unabhängig davon werden die an der Curiosity-Mission beteiligten Wissenschaftler mittels der ChemCam in der Lage sein, den Marsboden sowie die darauf befindlichen Felsen und Gesteinsaufschlüsse mit einem Laserstrahl zu „beschießen“ und dadurch deren chemische Zusammensetzung aus einer Entfernung von mindestens 1,5 Metern bis hin zu sieben Metern mit einer extrem hohen Genauigkeit zu analysieren. Der Laser und das Teleskop sind an der Spitze des Kameramastes, des „Remote Sensing Mast“, in einer Höhe von 2,1 Metern über der Marsoberfläche in der 37 Zentimeter breiten, so genannten „Mast Unit“ untergebracht. Die drei einzelnen Spektrometer und die Elektronik des Instrumentenkomplexes sind dagegen im Inneren der „Warm Electronics Box“ (kurz „WEB“), der zentralen Struktur des Rovers, in der „Body Unit“ platziert.

Der aus einem Laser und einem Spektrometer zusammengesetzte Gerätekomplex trägt die Bezeichnung „Laser-Induced Breakdown Spectrometer“ („LIBS“) und ist für die Analyse der auf der Marsoberfläche befindlichen chemischen Elemente zuständig. Hierfür wird ein Laserstrahl abgesetzt, durch ein Teleskop fokussiert und so auf einen lediglich 0,3 bis 0,6 Millimeter durchmessenden Punkt auf der Marsoberfläche ausgestrahlt. Der Laserstrahl erzeugt dabei extrem kurze und relativ schwache Laserimpulse mit einer Dauer von jeweils lediglich fünf Nanosekunden und einer Energie von jeweils 14 Millijoule. Durch ein in einem kurzen Zeitraum erfolgendes wiederholtes Abstrahlen dieser Einzelimpulse und das starke Fokussieren wird allerdings eine Wärmeleistung von mehr als 10 Megawatt pro Quadratmillimeter auf der Oberfläche erreicht. Durch die so erzeugte Wärme wird der oberste Bereich der bestrahlten Oberflächenformation verdampft. Die von dem so erzeugten Plasma abgestrahlten Lichtemmissionen werden von der 11 Zentimeter durchmessenden Teleskopoptik aufgefangen und über einen Lichtwellenleiter, einem fast sechs Meter langen Glasfaserkabel, zu einem Demultiplexer weitergeleitet.

Dieser im Inneren der WEB befindliche Demultiplexer verteilt das so empfangene Licht auf das aus drei Einzelinstrumenten bestehende optische Spektrometer. Auf diese Weise kann ein Spektralbereich des Lichtes untersucht werden, welcher sich vom UV-Bereich des Lichts über das sichtbare Licht bis hin zu dessem nahen Infrarotbereich erstreckt (von 240 bis 336 Nanometer, 380 bis 470 Nanometer und 470 bis 850 Nanometer). Das Spektrometer analysiert die Lichtintensität der so empfangenen verschiedenen Emissionslinien, woraus die beteiligten Wissenschaftler direkt auf die in der untersuchten Bodenprobe enthaltenen chemischen Elemente schließen können. Dabei können die einfallenden Lichtwellen mit insgesamt 6.144 verschiedenen Spektralkanälen, welche über eine Auflösung von jeweils 0,09 bis 0,30 Nanometern verfügen, unterschieden werden.

Die Verwendung von drei fast baugleichen Spektrografen (die differenzierten Unterschiede bestehen lediglich in der Verwendung unterschiedlicher Gitter und Spiegelbeschichtungen) vereinfachte nicht nur die Konstruktion des gesamten Systems. Zusätzlich wird dadurch auch eine gewisse Redundanz des Gesamtinstrumentes gewährleistet, da viele der zu detektierenden chemischen Elemente in Spektralbereichen nachgewiesen werden können, welchen von mindestens zwei der verwendeten Spektrometer abgedeckt werden. Die ChemCam kann somit auch nach dem eventuellen Ausfall von einem oder sogar zwei der drei verwendeten Spektrometer erfolgreich weiterbetrieben werden. Die ChemCam ist dazu ausgelegt, um speziell die Elemente Natrium, Magnesium, Aluminium, Silizium, Kalzium, Kalium, Titan, Mangan, Eisen, Wasserstoff, Kohlenstoff, Sauerstoff, Lithium, Strontium und Barium nachzuweisen. Bei einer Entfernung von bis zu sieben Metern zu der zu untersuchenden Probe werden etwa 50 bis 75 Laserpulse benötigt, um die Anteile dieser Elemente mit der gewünschten Genauigkeit von 10 Prozent zu bestimmen. Des weiteren gehen die beteiligten Wissenschaftler davon aus, dass auch der Nachweis der Elemente Schwefel, Stickstoff, Phosphor, Beryllium, Nickel, Zirkonium, Kupfer, Rubidium und Cäsium möglich ist, sofern sich diese Elemente in einer ausreichenden Konzentration in den zu untersuchenden Bodenproben befinden.

Aufgrund der Montage am oberen Ende des über eine Bewegungsfreiheit von 360 Grad verfügenden Kameramastes ist es den beteiligten Wissenschaftlern möglich, in einem relativ kurzen Zeitraum eine Vielzahl von Bodenproben in der Umgebung Curiositys auf deren chemische Zusammensetzung hin zu untersuchen, ohne dass der Rover diese Bereiche dabei direkt ansteuern muss. Nach einer ersten Analyse kann dann entschieden werden, welche Bereiche der Oberfläche gegebenenfalls weiteren, eingehenderen Analysen mit den anderen Instrumenten des Rovers unterzogen werden sollen. Diese Selektion der weiteren Ziele muss dabei nicht unbedingt unmittelbar durch die an der Mission beteiligten Wissenschaftler erfolgen. Vielmehr kann sie auch direkt von dem Rover getroffen werden, wobei dieser dabei allerdings von den zuvor vorgegebenen Parametern der Wissenschaftler abhängig sein wird (eine sinngemäße Kommandosequenz: „Curiosity: Sobald die ChemCam eine Gesteinsformation entdeckt, welches mindestens 20 Prozent Eisen enthält, steuerst Du diese direkt an und beginnst eine autonome Untersuchung mit der Mikroskopkamera.“).

Dabei ergibt sich auch die Möglichkeit, Proben zu analysieren, welche sich aufgrund der Beschaffenheit der Marsoberfläche und einer eventuellen Unpassierbarkeit des Geländes außerhalb der unmittelbaren Reichweite von Curiosity oder dessen Roboterarms befinden. Des weiteren kann der Laser der ChemCam – genauso wie auch eine an dem Roboterarm montierte Bürste – dazu genutzt werden, um die oberste Schicht der Marsoberfläche punktuell von Staubablagerungen zu „reinigen“, welche zum Beispiel die nachfolgenden Messungen des APXS-Spektrometer verfälschen oder Aufnahmen mit der Mikroskopkamera behindern könnte. Weitere Aufgaben der ChemCam bestehen in der Analyse von Erosionseffekten, der Detektierung von Wassereis- und Frostablagerungen direkt auf der Marsoberfläche sowie der schnellen Erkennung von dort befindlichen Hydrogencarbonaten.

Einen weiteren mechanischen Bestandteil der ChemCam bildet der neben dem Laser und dem Teleskop ebenfalls im Kameramast-Komplex untergebrachte „Remote Micro Imager“ („RMI“), welcher der ChemCam zu dem Namenszusatz „Camera“ verhalf. Der RMI verfügt über einen CCD-Bildsensor mit einer Auflösung von 1024 × 1024 Pixeln und einem Sichtfeld von 20 x 20 Zentimetern bei einer Entfernung von 10 Metern zum angepeilten Ziel. Das Instrument wird dazu genutzt, um den von der ChemCam zu untersuchenden Bereich der Marsoberfläche im Detail abzubilden und dabei in einen näheren wissenschaftlichen Kontext zu versetzen. Aus einer Entfernung von 10 Metern zum avisierten Ziel kann der RMI dabei immer noch Strukturen auflösen, welche lediglich etwa einen Millimeter groß ausfallen. Für die Erstellung der Aufnahmen benutzt der RMI das Teleskop der ChemCam.

Der RMI kann dabei gegebenenfalls auch unabhängig von einer Aktivierung des Lasers Aufnahmen von dem Gebiet erstellen, welches sich im Blickfeld des Teleskops befindet. Der verwendete CCD-Sensor, welcher übrigens bereits bei den ESA-Missionen SMART-1, Rosetta und Mars Express zum Einsatz kam, und die verwendete Elektronikeinheit sind dazu qualifiziert, um in einem Temperaturbereich zwischen minus 130 bis hin zu plus 30 Grad Celsius zu arbeiten. Der maximale Temperaturbereich, in dem das Instrument überlebensfähig ist, liegt dagegen sogar zwischen minus 150 bis hin zu plus 50 Grad Celsius.

Tests haben gezeigt, dass durch das Abfeuern von 50 Laserpulsen auf ein aus lockerem Material zusammengesetztes Oberflächenziel ein etwa 1,4 Millimeter großes Loch in die zu untersuchende Bodenprobe „gebrannt“ wird. Durch das Abfeuern von 150 Pulsen entsteht dagegen bereits ein 1,8 Millimeter großes Loch. Die beiden nebenstehenden Aufnahmen zeigen diese Löcher. Sie wurden im Rahmen dieser Tests von dem RMI aus einer Entfernung von rund neun Metern angefertigt.

Typischerweise beginnt der Einsatz der ChemCam nach der Ausrichtung auf das zu untersuchende Ziel mit der Aktivierung eines thermoelektischen Kühlelementes, mit dem die CCD-Sensoren der drei Einzelspektrometer im Inneren der WEB auf Betriebstemperatur gebracht werden. Anschließend führt das Instrument einen Selbstdiagnose-Test durch, um seine volle Einsatzfähigkeit zu bestätigen. Sobald die Funktionalität aller elektronischer und mechanischer Komponenten bestätigt wurde, wird auch der Laser auf die erforderliche Betriebstemperatur erwärmt. Dieser operiert optimalerweise in einem Temperaturbereich zwischen minus 10 bis hin zu Null Grad Celsius. Da im Inneren der Mast Unit normalerweise Temperaturen um die minus 40 Grad Celsius vorherrschen, dauert es bis zu 15 Minuten, um die optimale Betriebstemperatur zu erreichen.

Als nächstes erfasst ein Laserpointer den anzupeilenden Zielpunkt. Anschließend fertigt der RMI eine Serie von typischerweise acht Bildern des Ziels an. Vier Aufnahmen mit jeweils 1024 x 1024 Pixeln geben das Ziel dabei in einem größeren Kontext wieder. Vier weitere Aufnahmen zeigen lediglich das unmittelbare Zielgebiet mit einer Auflösung von 128 x 128 Pixeln. Anschließend wird der Laser aktiviert, wobei pro Sekunde zwischen einem und 10 Laserpulsen erzeugt und abgestrahlt werden. Im Normalfall liegt die Wiederholungsrate bei etwa drei Laserpulsen pro Sekunde.

Nach der erfolgreichen Weiterleitung der durch das Teleskop empfangenen Spektraldaten an die Spektrometer wird das Ziel erneut durch den RMI abgebildet. Anschließend wird die ChemCam bis zu ihrem nächsten Einsatz deaktiviert. Das wissenschaftliche Team der ChemCam geht davon aus, dass das Instrument während der Curiosity-Mission pro Sol durchschnittlich etwa 12x zum Einsatz kommen wird.

Der gesamte ChemCam-Komplex verfügt ein Gewicht von rund 9 Kilogramm. Für die Auswertung der im Rahmen eines einzelnen Messvorganges gesammelten Spektren wird ein Zeitraum von weniger als sechs Minuten benötigt. Bei der ChemCam handelt es sich somit um eine wesentliche Innovation innerhalb der Planetenforschung, denn bei früheren Missionen auf der Marsoberfläche war es im günstigsten Fall erst nach Tagen, oftmals sogar erst nach Wochen oder Monaten möglich, die genaue chemische Zusammensetzung der Planetenoberfläche zu bestimmen.

„Wir führten eine Menge neuer Ideen zusammen, um dieses Instrument zu verwirklichen. Es war sehr spannend zu verfolgen, wie diese innovativen Ideen sich im Laufe der Zeit immer weiter entwickelt haben“, so Roger C. Wiens, der für die ChemCam verantwortliche Wissenschaftler vom Los Alamos National Laboratory (LANL) im US-Bundesstaat New Mexico.

Bei dem ChemCam-Instrument handelt es sich um eine kooperative Entwicklung der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA und des Centre d’Etude Spatiale des Rayonnements (CESR), einer französischen Weltraumforschungseinrichtung nahe der südfranzösischen Stadt Toulouse. Das Los Alamos National Laboratory war dabei für die Entwicklung der im Inneren der WEB platzierten Komponenten verantwortlich. Das für die Weiterleitung der Lichtwellen verwendete Glasfaserkabel wurde am Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien entwickelt. Die in der Masteinheit des Rovers befindlichen Bauteile wurden dagegen vom CESR beigesteuert. Die ersten Konzeptvorschläge für die ChemCam wurden bereits im Jahr 2001 entwickelt.

Sie wünschen eventuell weiter Informationen zu diesem Instrument des Marsrovers Curiosity? Die offizielle, englischsprachige Internetseite der ChemCam finden Sie hier. Aber bestimmt können Sie auch im Forum unserer Internetseite den aktuell verfügbaren Stand der Mission und speziell der ChemCam verfolgen.

Verwandte Webseiten

• Wiens et al., 2009: Calibration of ChemCam
• NASA: Chemistry & Camera (ChemCam)
• MSL ChemCam: How does ChemCam work?
• Los Alamos Laboratory: Mars mission laser tool heads to JPL

Diskussion zu diesem Artikel

• Marsrover Curiosity
• MSL Rover Curiosity auf Atlas V (541)
• Planet Mars

Der Beitrag Die ChemCam erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Simon Plasger. Quelle: NASA. Vertont von Peter Rittinger.

Nach mehr als dreieinhalb Monaten ist es bald soweit: Die beiden GRAIL-Sonden werden den Mondorbit erreichen. Am 28. Dezember befand sich GRAIL-A noch 160.000 km vom Mond entfernt und hatte eine relative Geschwindigkeit von 1.200 km/h. Für GRAIL-B betrugen diese Werte 128.000 km bzw. 1.228 km/h.

Während die Apollo-Missionen nur eine Flugzeit von etwa drei Tagen zum Mond hatten, wählte man bei GRAIL eine andere Trajektorie, welche zwar eine mehr als 30-mal so lange Zeit benötigte, jedoch wesentlich treibstoffsparender war. Außerdem konnten so die wissenschaftlichen Instrumente der beiden Sonden schon lange vor dem Mondorbit hochgefahren und auf Betriebstemperatur gebracht werden.

Am 31. Dezember ist es für 22:21 Uhr MEZ geplant, zunächst GRAIL-A in den Mondorbit einschwenken zu lassen. Mit einem 40-minütigen Triebwerksmanöver soll die Geschwindigkeit um 688 km/h zu senken, so dass die Sonde von der Gravitation des Mondes eingefangen wird. Etwa 25 Stunden später, am 1. Januar um 23:05 Uhr MEZ, soll GRAIL-B mit einem Zündvorgang von 39 Minuten Dauer die Geschwindigkeit um 691 km/h reduzieren und so ebenfalls einen stabilen Orbit erreichen.

Beide Orbiter werden Mond von Süden anfliegen und dabei fast den Südpol überqueren. Nach dem Orbiteinschuss werden sie sich ein einem elliptischen, polarnahen Orbit mit einer Umlaufzeit von etwa 11,5 Stunden befinden. Bis zum Beginn der Wissenschaftsmission im März soll dieser weiter abgesenkt werden, so dass die Forschungen dann in einem nahezu kreisförmigen Orbit von 55 Kilometern Höhe starten können.

Hierbei werden dann die Instrumente aktiviert, mit denen der Abstand zwischen den Sonden und ihre relative Geschwindigkeit genauestens bestimmt werden kann. Durch die Schwerefeldanomalien des Mondes werden sich die Orbiter immer wieder voneinander entfernen und sich annähern. Aus diesen Informationen wird es den Wissenschaftlern möglich sein, eine hochauflösende Karte der Gravitation des Mondes zu erstellen. Mit Hilfe dieser ist es dann möglich, genaueres über die Herkunft und Entwicklung der Himmelskörper des inneren Sonnensystems zu erfahren.

Nach Ende der wissenschaftlichen Untersuchungen werden die Sonden im Mai abgeschaltet werden und anschließend auf dem Mond zerschellen.

Raumcon:

• GRAIL
• GRAIL auf Delta7920H-10

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