Mars Express

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

Mit MARSIS (Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionospheric Sounding) soll der Marsboden bis in eine Tiefe von fünf Kilometern unter anderem nach Wasser bzw. Eis untersucht werden. Ähnliche Messungen führte schon die NASA-Sonde 2001 Mars Odyssey durch, die allerdings mit ihrem Neutronenspektrometer den Boden nur wenige Meter tief abtasten konnte.

MARSIS arbeitet im Frequenzbereich von 1,3 bis 5,5 MHz, kann von 500 Metern bis zu 5 Kilometern tief in die Marskruste eindringen, hat eine horizontale Auflösung von 5 bis 9 km entlang der Flugrichtung und 15 bis 30 km quer zu der Flugrichtung sowie eine vertikale Auflösung von 70 Meter.

Diese Forschungsergebnisse werden seit Ende 2006 durch das Shallow Radar (kurz SHARAD) an Bord des Mars Reconnaissance Orbiters ergänzt. Beide Geräte arbeiten in verschiedenen Frequenzbereichen und haben unterschiedliche Durchdringtiefen.

Betreut wird dieses Instrument vom Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali in Bologna, Italien.

Aufnahme der Thaumasia Mountains durch Mars Express

Ares Vallis

Zentralberg im Nicholson Crater

Die hochauflösende Stereokamera HRSC liefert Bilder mit einer Auflösung von bis zu 10 Metern, aus denen eine dreidimensionale Marskarte erstellt werden kann. Hierzu verfügt sie über neun CCD-Zeilen, die in verschiedenen Winkeln durch dieselbe Optik „blicken“. Durch die Bewegung der Sonde über die Oberfläche entstehen 9 vollständige Bilder, die den Mars unter verschiedenen Blickwinkeln darstellen. Eine computertechnische Verarbeitung erzeugt daraus ein dreidimensionales Oberflächenmodell, Farbfilter vor vier CCD-Zeilen ermöglichen eine farbige Darstellung.

Bedingt durch Beschränkungen in der Datenrate und -menge wird meist nur einer der Sensoren mit der maximalen Auflösung betrieben, die anderen erzeugen Bilder mit einer zwei-, vier- oder achtfach schlechteren Auflösung. Da die Farbfilter nach wissenschaftlichen Gesichtspunkten ausgewählt wurden, ist es schwierig, damit Ansichten zu produzieren, „wie ein Astronaut den Mars sehen würde“. Die HRSC ist derzeit die einzige Kamera einer Marssonde, die 3D-Farbbilder der Oberfläche aufnehmen kann; die HiRISE des Mars Reconnaissance Orbiter etwa erlaubt nur schwarzweiße 3D-Bilder.

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

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

Das Observatoire pour la Minéralogie, l'Eau, les Glaces et l'Activité (Observatorium für Mineralogie, Wasser, Eis und Aktivitäten) erlaubt es, durch Messung des von der Oberfläche reflektierten infraroten und sichtbaren Lichtes eine Karte der mineralischen Zusammensetzung der Marsoberfläche zu erstellen. Da das reflektierte Licht auch die Atmosphäre des Mars durchläuft, kann das Instrument gleichzeitig die Zusammensetzung der Atmosphäre bestimmen.

Die Betreuung dieses Instruments liegt beim Institut d’Astrophysique Spatiale in Orsay, Frankreich.

Das Planetare Fourier-Spektrometer (kurz PFS) bestimmt Zusammensetzung und Struktur der Atmosphäre durch die Messung des von den Gasmolekülen absorbierten Sonnenlichts und der infraroten Emission bei Wellenlängen von 1,2 bis 45 µm. Damit können globale Karten des vertikalen Temperaturprofils erstellt und die Klimadaten über Wasserdampf und Kohlenstoffmonoxid vervollständigt werden. Zudem sucht das Instrument ständig nach Spurenelementen wie Methan, Wasserstoffperoxid und Formaldehyd.

Das Istituto Fisica Spazio Interplanetario in Rom ist zuständig für die Betreuung des PFS.

Ergänzt wird die Messung der atmosphärischen Zusammensetzung durch ein atmosphärisches Ultraviolett- und Infrarot-Spektrometer. Dieses misst die Absorption von Ozon bei 0,25 µm im ultravioletten Bereich sowie die von Wasserdampf bei 1,38 µm im infraroten Bereich des Spektrums.

Das Experiment steht unter der wissenschaftlichen Leitung des LATMOS in Guyancourt, Frankreich.

Das Mars-Radio-Science-Experiment MaRS nutzt die Radiosignale, mit denen Daten zwischen der Sonde und den Antennen auf der Erde übertragen werden, um Ionosphäre, Atmosphäre, Oberfläche und sogar das Marsinnere zu „durchleuchten“ sowie minimale Geschwindigkeitsänderungen der Sonde zu messen. Daraus lassen sich Rückschlüsse auf die Struktur von Ionosphäre und Atmosphäre sowie auf Dichteschwankungen im Inneren des Mars ziehen.

Durch die Art der Reflexion der Radiosignale an der Marsoberfläche wird deren Rauheit gemessen.

Wissenschaftlich betreut wird das Instrument vom Rheinischen Institur für Umweltforschung an der Universität zu Köln.

ASPERA-3 hat die Hauptaufgabe, mehr über die Marsatmosphäre und ihre Interaktion mit dem Sonnenwind zu erfahren und die Quellen der sogenannten ENAs (Energetic Neutral Atoms) auf dem Mars zu untersuchen. Außerdem analysiert und kategorisiert ASPERA-3 das Plasma und neutrale Gase in der Umgebung des Mars.

Betreut wird ASPERA-3 durch das Schwedische Institut für Weltraumforschung in Kiruna, Schweden.

Die Visual Monitoring Camera war ursprünglich nur dafür gedacht, die Trennung der Landeeinheit Beagle 2 von der Sonde zu überwachen. Ab 2007 wurde sie dann als Mars webcam für die Öffentlichkeitsarbeit verwendet.

Ab 2016 wurde daran gearbeitet, aus der einfachen Kamera ein professionelles wissenschaftliches Messinstrument zu machen. Ihr großer Blickwinkel wird für großräumige Beobachtungen genutzt, zum Beispiel von Wolkenformationen oder temporären Oberflächenerscheinungen wie Reifbildung und Polarkappen.

Ein Team der Universität des Baskenlandes in Bilbao, Spanien, betreut dieses Gerät.