Mars Express, PFS

Mars Express, PFS



Die Untersuchung der Atmosphäre und der Oberfläche unseres Nachbarplaneten Mars mit dem Planeten-Fourier-Spektrometer PFS an Bord der MarsExpress-Mission erlaubt Einblicke in die Evolution des roten Planeten im Rahmen der vergleichenden Planetologie. Die Einrichtung OS ist an diesem Experiment mit wissenschaftlichen Beiträgen beteiligt. Sie hat dafür die OnBoard-Kalibrationsanlagen entwickelt und bereitgestellt, die Kalibration des Spektrometers unterstützt und wesentlich zum optischen Design des Interferometers beigetragen.

Das Projekt

 PFS
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PFS ist eins der Hauptinstrumente an Bord der Raumsonde Mars-Express, die am 02.06.2003 vom Russisch-Kasachischen Startplatz Baikonur in Zentralasien gestartet wurde. Der Hauptanteil in Forschung und Entwicklung wurde durch ein italienisches Team geleistet (Projektleiter V. Formisano, Istituto di Fisica dello Spazio Interplanetario CNR, Rom), komplettiert durch Teams in Polen (Space Research Center, Warschau), Russland (Space Research Institute, Moskau), Deutschland (DLR, Einrichtung Optische Informationssysteme, Berlin), Frankreich (Observatoire de Paris-Meudon) und Spanien (Instituto de Astrofisica de Andalucia, Granada).

PFS ist ein 2-Kanal-Michelson-Interferometer, das im Infrarotbereich von 1.25 bis 45 µm Wellenlänge misst. Es ist optimiert für die Erforschung der Mars-Atmosphäre. Die Messungen werden aber auch genutzt für Untersuchungen der Mars-Oberfläche.

Das Sichtfeld der beiden Kanäle ist ca. 9 km x 9 km im kurzwelligen Kanal (short-wave channel SWC) von 1.25 bis 5 µm bzw. rund 18 km im Durchmesser im langwelligen Kanal von 6 - 45 µm (long-wave channel LWC). Diese Angaben beziehen sich auf die minimale Bahnhöhe (Perizentrum) von 250 km Höhe. Durch den Drehspiegel am Eingang des Optik kann das Sichtfeld um ± 45° senkrecht zur Flugrichtung gesteuert werden. Dadurch kann PFS fast die gesamte Mars-Oberfläche während der unterschiedlichen Jahreszeiten im Laufe eines Mars-Jahres (ungefähr zwei Erdjahre) erfassen.

Die wissenschaftliche Aufgabenstellung für PFS

1. Erforschung der Mars-Atmosphäre

  • Erfassung des 3-dimensionalen Temperaturfeldes durch Analyse der CO 2 -Absorptionsbanden bei 4.3 und 15 µm. Die niedrigen und wärmeren Atmosphärenschichten bestimmen hauptsächlich die Flügel des Absorptionprofils während die oberen, kalten Schichten vor allem zum Zentrum beitragen.

  • Bestimmung der Zusammensetzung der Atmosphäre, Veränderung des Gehalts von H 2 O, CO, HDO usw., Suche nach bislang unbekannten Spurengasen.

  • Bestimmung des 3-dimensionalen Strömungsfeldes aus dem Verlauf der Temperaturverteilung und der Zusammensetzung in Raum und Zeit.

  • Erforschung der Aerosole, Rauhreif, Staub, Dunst, Eiswolken usw.

2. Untersuchungen des Mars-Bodens

  • Bestimmung der Oberflächentemperatur und der thermischen Trägheit.

  • Untersuchung der mineralogischen Zusammensetzung einschließlich der Abschätzung des Wassergehalts der Mineralien. Das ist eine wichtige Voraussetzung um nach Spuren von einfachsten Lebensformen zu suchen, vorausgesetzt, dass sie existierten (oder noch existieren).

Das Messgerät

Das Messprinzip eines Fourierspektrometers

Im Gegensatz zu zerlegenden Spektrometern wird die Eingangsstrahlung im Fourierspektrometer nicht nach der Wellenlänge durch ein Prisma oder Gitter zerlegt. Ein Strahlteiler teilt sie stattdessen in zwei Teilstrahlen auf. Je ein Spiegel reflektiert die Teilstrahlen zurück zum Strahlteiler, wo sie abhängig vom doppelten Gangunterschied Strahlteiler - Spiegel 1 bzw. Strahlteiler - Spiegel 2 miteinander interferieren (sich überlagern oder auslöschen). Die Intensität der interferierenden Strahlen wird durch den Detektor gemessen. Zumindest einer der Spiegel wird hochgenau bewegt, wodurch sich der Gangunterschied zwischen beiden Strahlen ändert. Das Signal als Funktion des Gangunterschiedes ist das Interferogramm, die Fouriertransformierte des Spektrums. Durch Rücktransformation wird daraus schließlich das Spektrum gewonnen. Fourierspektrometer haben zumindest im IR Vorteile gegenüber zerlegenden Spektrometern bzgl. des größeren Sichtfeldes und des besseren Signal-Rausch-Verhältnisses.

 Messprinzip
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Das PFS ist ein Zwei-Kanal Fourierspektrometer. Die beiden Kanäle bezeichnen zwei Spektrometer, die übereinander angeordnet sind. Beide Kanäle sind mit eigenem Strahlteiler und einem Paar von Tripelspiegeln ausgerüstet. Drei ebene Spiegel sind zu einer hohlen Würfelecke angeordnet und bilden einen solchen Tripelspiegel. Sie sind an den Enden eines Paares von rechtwinklig zueinander angeordneten Armen an einer Drehachse befestigt, die von einem Drehmomentenantrieb bewegt wird. Diese Winkelbewegung verändert den Gangunterschied.

Hauptparameter des PFS

SWC LWC
Spektralbereich [µm] 1.25 - 5 6 - 45

Spektrale Auflösung [cm -1 ]

2 (0,3-1,25 nm) 2 (1,5-11,3 nm)
Sichtfeld FOV [mrad] 35 x 35 70 ø
Detektor PbSe LiTaO 3
NESR [W/(cm 2 sr cm -1 )] 3 x 10 -10 @ 195 K 2 x 10 -8 @ 290 K
NEP [W Hz -1/2 ] 1 x 10 -11 2 x 10 -10
Strahlteiler CaF 2 CsI
Interferogramm, Messwerte 16.384 4.096

Optischer Gangunterschied [cm] ± 0.5
Messzeit je Interferogramm [s] 4
Leistungsaufnahme [W] 29
Masse, Spektrometer [kg] 25
Maße, Spektrometer [mm 3 ] 250 x 210 x 320

SWC - short-wave channel; LWC - long-wave channel; FOV - field of view; NESR - noise equivalent spectral radiance; NEP - noise equivalent power

PFS-Erste wissenschaftliche Ergebnisse (J. Helbert, Institut für Planetenforschung)

PFS deckt mit seinen beiden Kanälen zwei Bereiche ab, die für Planetenforscher besonders interessant sind. In dem Kurzwellen-Kanal (SWC) misst PFS Sonnenlicht, das von der Planetenoberfläche reflektiert wird. Im Langwellen-Kanal (LWC) ist die Sonnenstrahlung nur noch sehr schwach und PFS kann hier das "Glühen" der Planetenoberfläche detektieren, dass sich mit der Temperatur ändert.

 Spektrogram
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Das Sonnenlicht durchläuft auf seinem Weg zur Oberfläche zweimal die Atmosphäre des Mars. Die einzelnen Bestandteile der Atmosphäre können das Sonnenlicht unterschiedlich gut filtern. Die Reflektion an der Marsoberfläche ist abhängig von den Reflektionseigenschaften der Materialien. Damit kann man aus den Daten des Kurzwellen-Kanals von PFS sowohl etwas über die Oberfläche wie auch über die Atmosphäre lernen.

Das Bild auf der rechten Seite (Copyright: ESA - V. Formisano 2004) zeigt ein Spektrogram aus dem Kurzwellen-Kanal von PFS. Mars Express ist von Süd nach Nord über den Äquator geflogen. Deutlich zu erkennen sind die Signaturen von 2 der wichtigsten Gase in der Marsatmosphäre, CO2 und CO. CO2 macht 97% der Atmosphäre aus und absorbiert Infrarot-Strahlung sehr effizient. Dies macht es zu einem Treibhausgas und die Messung der Verteilung vo CO2 in der Atmosphäre gibt wichtige Informationen für die Klima-Modellierung.

Jeder Körper strahlt aufgrund seiner eigenen Temperatur. Die Intensität und die Verteilung der Strahlung über die Wellenlängenbereich hängt dabei von der Temperatur ab. Wenn man, wie mit dem Langwellen-Kanal bei PFS, die Intensität und Verteilung der Energie mit hoher Genauigkeit messen kann, dann kann man aus der Umlaufbahn die Temperatur der Oberfläche bestimmen. Wie auch bei der Reflektion hängt die Emission stark vom Material der Oberfläche ab. Damit bekommt man also nicht nur die Temperatur, sondern gleichzeitg auch eine Aussage über die Zusammensetzung und Beschaffenheit der Oberfläche.

 Oberflächentemperatur
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Eine Reihe von Mineralien, allen voran die Silkate, haben spektrale Signaturen im Bereich ab 5µm. Durch einen Vergleich mit den Labormessungen, die im Haus vorgenommen werden, wird es möglich sein die Mineralogie des Mars detailliert zu studieren. Hierbei ergänzt sich PFS ideal mit OMEGA, das zwar eine höhere räumliche Auflösung hat, aber nur im Wellenlängenbereich bis 5µm misst.

Die Abbildung auf der linken Seite zeigt die Oberflächentemperaturen bestimmt aus PFS-Daten für den ersten von PFS aufgenommenen Orbit. Die Daten sind auf einen Marsglobus abgebildet, der farbkodiert die Topographie zeigt. Deutlich ist das Hellas Einschlagsbecken im Süden zu erkennen. Wie erwartet misst PFS die höchsten Temperaturen, wenn MarsExpress den Äquator überfliegt. Das Orbits endet am äußerten Rand des nördlichen Polargebiets und PFS misst nur noch Temperaturen von 175K oder fast -100°C.

Die Oberflächentemperatur ist eine wichtige Größe bei der Modellierung der obersten Schicht des Marsbodens. So lässt sich aus Vergleichen zwischen den modellierten und gemessenen Temperaturen verschieden Tageszeiten die thermische Trägheit des Bodens bestimmen. Diese ist ein gutes Maß für die Wärmeleitfähigkeit der Oberfläche. Kennt man diese und noch einige weitere physikalischen Parameter des Bodens, dann kann man aus Modellen z.B. die Tiefe möglicher Eisvorkommen bestimmen oder nach Hotspots, Zeichen für vulkanische Aktivität suchen.

Im Rahmen der PFS-Datenauswertung kommt hierbei das Berlin Mars near Surface Thermal model (BMST) zum Einsatz.


Kontakt
Dr. Gabriele Arnold
Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR)

Institut für Planetenforschung
, Leitung und Infrastruktur
Tel: +49 30 67055-370

Fax: +49 30 67055-385

E-Mail: Gabriele.Arnold@dlr.de
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