Sieben auf einen Streich: Europas Forschungspaket

Die Venus-Kamera VMC vom MPI-für Sonnensystemforschung

An Bord von Venus Express (VEX) befinden sich sieben Forschungsinstrumente. Dazu gehören Spektrometer, ein Plasma-Analysator, eine Kamera und ein Magnetometer. Die meisten Instrumente sind Ersatzgeräte oder Nachbauten der früheren ESA-Missionen Mars Express und Rosetta. Die folgende Übersicht verdeutlicht die Herkunft der einzelnen Instrumente:

Instrument auf VEX Herkunft Alter Name des Experiments
ASPERA 4 Mars Express ASPERA 3
PFS Mars Express PFS
SPICAV Mars Express SPICAM
VIRTIS Rosetta VIRTIS
VeRA Rosetta RSI
MAG Rosetta Lander ROMAP
VMC Entwicklung auf der Basis von HRSC (Mars Express) und OSIRIS (Rosetta)

ASPERA 4

Die Aufgabe von ASPERA 4 (Analyzer of Space Plasmas and Energetic Atoms) besteht im Studium der Wechselbeziehungen zwischen Sonnenwind und Venusatmosphäre sowie der Ermittlung der globalen Plasma- und Neutralgasverteilung in der Umgebung der Venus. Die Wissenschaftler erhoffen sich dabei eine Antwort auf die Frage, wieso die dichte Atmosphäre der Venus nicht durch den Sonnenwind – wie beim Mars – abgebaut worden ist.

ASPERA hat insgesamt vier Sensoren:

  • einen Neutral Particle Imager (NPI)
  • den Neutral Particle Detector (NPD)
  • einen Ion Mass Analyser (IMA)
  • ein Electron and Ion Spectrometer (EIS)

Der NPI-Imager erstellt ein globales Bild jenes Teils der oberen Atmosphäre, die mit dem Sonnenwind interagiert. Energiegeladene neutrale Atome werden durch Magnetfelder in ihrer Bewegungsrichtung nicht beeinflusst und können so ungestört aus der Ionosphäre in die darunter liegende Troposphäre eindringen. Dort geben sie ihre überschüssige Energie wieder ab. Diese Wechselwirkungen erfasst der Imager. So kann ein Bild der Dichteverteilung des Plasmas in der oberen Atmosphäre gewonnen werden.

Der NPD-Detektor wiederum erfasst ausschließlich Wasserstoff- und Sauerstoffatome mit einer Energie im Bereich von 0,1 bis 10 KeV, den beiden Bestandteilen von Wassermolekülen. Er bestimmt nicht deren räumliche Verteilung, sondern erfasst die Anzahl der Atome, welche mit dem Sonnenwind interagieren.

Der Teilchendetektor ASPERA kam erstmals auf Mars Express zum Einsatz. Eine verbesserte Version führt nun Venus Express mit.

Principal Investigator: Dr. Rickard Lundin, Swedish Institute of Space Physics, Kiruna

PFS

Das Planetary Fourier Spektrometer PFS hat eine Reihe von Aufgaben bei der Erforschung der Venusatmosphäre zu erfüllen:

  • Erstellung eines globalen dreidimensionalen Bildes der Temperaturverteilung
  • Aufnahmen der oberen Wolkenstruktur
  • Messung der Vorkommen verschiedener Gase
  • Aufnahmen des Sauerstoffleuchtens
  • Messung der entweichenden Wärme
  • Untersuchung der Atmosphärenzusammensetzung unter den Wolken
  • Untersuchung der Wolkendichte
  • Messung der Oberflächentemperatur sowie des Temperaturgradienten von 0 bis 10 Kilometer Höhe
  • Suche nach vulkanischer Aktivität

Das Instrument erfasst die Absorbtionsspektren von Molekülen in einem weiten Spektralbereich von 0,9 bis 45 µm. Hauptbestandteil von PFS sind zwei Michelson-Interferometer mit Auswerteelektronik. Das einfallende Licht wird in zwei Strahlen geteilt, die auf unterschiedlich langen Wegen in den Detektor gelangen und dort per Interferenz analysiert werden. Die gewonnenen Spektraldaten werden mittels gekühlter Detektoren in ein elektrisches Signal umgesetzt.
Die großen Datenmengen können ohne weitere Verarbeitung nicht zur Erde übertragen werden. Deshalb erfolgt an Bord des Orbiters mittels Fast Fourier Transformation (FFT) die Berechnung der Spektren beii gleichzeitiger Reduktion der Datenmenge.

Principal Investigator: Dr. Vittorio Formisano, Instituto Fisica Spazio Interplanetario, Rom

SPICAV

Das Spektrometer SPICAV (Spectroscopy for Investigation of Characteristics of the Atmosphere of Venus) ist ein abbildendes Spektrometer mit drei Kanälen für den ultravioletten (1 Kanal) sowie infraroten Wellenlängenbereich (2 Kanäle). Das in vier verschiedenen Modi arbeitende Instrument kann folgende Untersuchungen ausführen:

  • Messung der Vorkommen an SO und SO2
  • Bestimmung des UV-Albedo
  • Erstellen von vertikalen Profilen der Atmosphärendichte in bis zu 180 Kilometer Höhe
  • Bestimmung der Wasservorkommen über den Wolken auf der Tagseite
  • Bestimmung der Wasservorkommen unter den Wolken auf der Nachtseite
  • Untersuchung der vertikalen Verteilung von Wasser und Treibhausgasen

Die vier Arbeitsmodi sind:

- der Nadir-Mode normaler Modus, wenn die Sonde die Instrumente auf den Planeten richtet
- der Star-Mode Die Sonde muss so ausgerichtet werden, dass das Instrument das Licht eines Sterns durch die Atmosphäre hindurch erfasst.
- der Sun Mode wie beim Star Mode, nur beleuchtet die Sonne die Atmosphäre
- der Limb Mode dient der Untersuchung des Atmosphärenglühens

Die drei Kanäle arbeiten entsprechend der unterschiedlichen Spektralbereiche mit verschiedenen optischen und optoelektronischen Elementen zur Gewinnung der Spektren und deren Umsetzung in elektrische Signale.

Principal Investigator: Dr. Jean-Loup Bertaux, Service d'Aeronomie, Verrieres-le-Buisson (F)

VIRTIS

Die Optikeinheit des komlexen Spektrometers VIRTIS

Das abbildende Visible and Infrared Thermal Imaging Spectrometer (VIRTIS) ermöglicht spektrografische Aufnahmen der Atmosphäre und der Venus-Oberfläche. Das Instrument verfügt über zwei Kanäle im sichtbaren und infraroten Bereich. Dabei kann eine Auflösung von 16 km erreicht werden. VIRTIS ermöglicht erstmals im globalen Maßstab eine Kartierung der Oberfläche im infraroten Fenster. Eine wichtige Aufgabe ist dabei die Suche nach Hotspots, die auf aktiven Vulkanismus auf der Venus schließen lassen.
Die optischen Subsysteme des Spektrometers befinden sich in einer so genannten "Cold Box", in der sie auf 130 Kelvin herunter gekühlt werden. Das Elektronik-Modul wurde separat montiert.

Technisch ist das Gerät in zwei Kanäle, den Kartierungskanal und einen hoch auflösenden Spektroskopie-Kanal unterteilt. Der Kartierungskanal besteht aus einem Teleskop mit fünf Spiegeln, die das Licht auf ein Spektrometer leiten. Die Spektren werden durch einen CCD-Detektor in elektrische Signale gewandelt. Der hoch auflösende Kanal ist ein Echelle Spektrometer mit anschließendem Detektor-Array zur Gewinnung der Signale.

Principal Investigator: Pierre Drossart, Laboratoire d'Etude des Systèmes Informatiques et Automatiques LESIA, Toulouse

VeRa

Die Elektronikbox des VeRa-Experimentes

Das Venus Radio Science Experiment (VeRa) dient der Sondierung der Atmosphäre, der Oberflächenbeschaffenheit der Venus sowie vermuteter Gravitationsanomalien mittels Radiowellen. Hierzu werden die X- und S-Band-Radio-Trägersignale der Raumsonde benutzt. Auf der Erde kommen Bodenstationen der ESA (New Norcia, Australien) und als Backup der NASA zum Einsatz.

Es sind zwei Untersuchungswege möglich:

Befindet sich die Venus zwischen Erde und Sonde, so führt der Weg das Signal durch bestimmte Atmosphärenschichten der Venus. Dort wird es durch Ionen und Elektronen in seiner Frequenz, Amplitude und Laufzeit verändert. Dieses Signal wird dann von der Bodenstation empfangen. Durch Herausfiltern des Anteils der Erdatmosphäre und anderer Fehlerquellen lassen sich Rückschlüsse auf die Temperaturverteilung, den Druck und die Dichte der Venusatmosphäre ziehen.

Die zweite Möglichkeit ergibt sich, wenn Venus Express und Erde sich auf einer Seite vor der Venus von der Erde aus gesehen befinden. Wird das Radiosignal direkt auf die Venus gerichtet, so wird es von der Oberfläche reflektiert. Mit Hilfe dieses bistatischen Radars kann man Informationen über die Rauhigkeit des Bodens und dessen elektrische Eigenschaften gewinnen.

Die Einsatzvielfalt des VeRa-Experiments zeigt sich bei weiteren Forschungszielen, wie bei der Untersuchung von Gravitationsanomalien. Das Gravitationspotential eines Planeten wird durch die räumliche Verteilung seiner Masse bestimmt. Inhomogenitäten wirken sich im Bahnverlauf der Raumsonde aus. Eine Bahnverfolgung mit Hilfe der Zwei-Wege-Radiosondierungsmessung lässt somit exakte Rückschlüsse auf den inneren Aufbau der Venus zu. Die Dichteverhältnisse planetarer Körper oder ihrer Monde liefern darüber hinaus wichtige Anhaltspunkte über ihre Zusammensetzung.

Auch die Sonnenkorona (SCO) kann mit dieser Methode erforscht werden. Diese ist wegen ihrer geringen Helligkeit von der Erde kaum bzw. nur bei Sonnenfinsternissen zu sehen.

Principal Investigator: B. Häusler, Universität der Bundeswehr, München

MAG

MAG, bestehend aus zwei Sensoren, einem ein Meter langen Ausleger und der Auswerteelektronik

Das MAG ist ein weltraumtaugliches Magnetometer, das mit Hilfe zweier Fluxgate-Sensoren die Größe und Richtung des Magnetfeldes bestimmt.
Es besteht aus den beiden Sensoren, einer Elektronikbox und einem 100 Zentimeter langen Ausleger aus Kohlefaser. Einer der beiden Sensoren ist auf dem Ausleger montiert. Der zweite Sensor befindet sich direkt auf der Oberfläche des Satelliten. Zwei Sensoren werden benötigt, um die Störfelder des Satelliten von den wissenschaftlich interessanten Messdaten separieren zu können.

Mit den gemessenen Magnetfelddaten können einerseits Grenzschichten in den Plasmaregionen der Venus und andererseits die Wechselwirkung zwischen der Atmosphäre der Venus und dem Sonnenwind bestimmt werden. Darüber hinaus wird die Magnetfeldinformation von anderen Instrumenten an Bord von Venus Express für deren Datenauswertung benötigt und verwendet (z.B. ASPERA).

MAG basiert auf der Entwicklung des Magnetometers für die Rosetta-Landeeinheit. Das IWF Graz hatte bereits bei diesem Magnetometer die Federführung bei Entwicklung und Bau, ebenso wie für das MAG. Dabei kooperieren die Grazer eng mit dem Institut für Geophysik und extraterrestrische Physik der Technischen Universität Braunschweig.

Das MAG wird in der gesamten, etwa 24 Stunden langen Umlaufbahn um die Venus das Magnetfeld erforschen. Der Messbereich kann dabei per Kommando variiert werden. Dem entsprechend liefert das Gerät eine digitale Auflösung zwischen 1 pT (Picotesla) und 128 pT.

Principal Investigator: T. Zang, Institut für Weltraumforschung der Österreichischen Akademie der Wissenschaften, Graz

VMC

Die Venus Monitoring Camera (VMC) hat als einziges optisches Gerät an Bord von Venus Express ein relativ weites Blickfeld (17,5 Grad). Die Hauptaufgabe der Kamera besteht in der Aufzeichnung der Zirkulation der Venusatmosphäre. Damit wollen die Forscher bisher nicht verstandenen Phänomenen, wie beispielsweise der Superrotation, auf die Spur kommen.

Die VMC hat vier voneinander unabhängige optische Kanäle. Das Optiksystem mit vier Objektiven wurde von der Schweizer Firma Fisba Optik aus St. Gallen bereitgestellt, die bereits für Rosetta und SMART 1 Kameraoptiken geliefert hat. Die vier Kanäle arbeiten im optischen (1), ultravioletten (1) und im infraroten (2) Bereich.

Die im jeweiligen Wellenlängenbereich gewonnenen Aufnahmen werden dann auf ein CCD-Array mit 1032 x 1024 Pixeln geleitet. Das Gesamtsystem entstand beim Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung in Katlenburg-Lindau in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung und der TU Braunschweig, die verschiedene Subsysteme beisteuerten.

Principal Investigator: Wojciech J. Markiewicz, MPI für Sonnensystemforschung

Starke Beteiligung von Deutschland und Österreich

An der wissenschaftlichen und technischen Realisierung der sieben Instrumente von Venus Express waren Institute und Universitäten aus Deutschland, Österreich sowie aus der Schweiz stark vertreten. Die Hauptbeteiligten aus den genannten Ländern sind:

Deutschland:
Universität der Bundeswehr; Institut für Raumfahrttechnik, München federführende Einrichtung für VeRa
Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung Katlenburg-Lindau federführende Einrichtung für VMC, Beteiligung an ASPERA 4
Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik Garching Beteiligung an PFS
DLR-Institut für Planetenerkundung, Berlin: Beteiligungen an VMC, VIRTIS
DLR, Einrichtung Optische Informationssysteme Berlin Beteiligung an VIRTIS (Adaption des Rosetta-VIRTIS-Spektrometers an die Bedingungen der Venus)
Institut f. Datentechnik und Kommunikationsnetze, TU Braunschweig Beteiligungen an VMC, ASPERA 4, Massenspeicher der Sonde
Institut f. Geophysik und extraterrestrische Physik, TU Braunschweig Beteiligung an MAG
   
Österreich:
Institut für Weltraumforschung der Österreichischen Akademie der Wissenschaften Graz federführende Einrichtung für MAG
   
Schweiz
Universität Bern, Physikalisches Institut Co-Investigator an ASPERA 4
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