Mars Express

Mars Express (abgekurzt MEX) ist eine Mars-Sonde der ESA. Sie wurde im Juni 2003 gestartet und erreichte den Planeten am 25. Dezember 2003. Hauptaufgabe der Mission war die vollstandige Kartografierung des Mars, die Erforschung seiner Atmosphare, seiner Oberflache sowie des Materials, das sich in bis zu zwei Metern Tiefe befindet. Zusatzlich hatte die Sonde das Landegerat Beagle 2 an Bord.

Die Primarmission des Orbiters war beginnend mit Juni 2004 auf ein Marsjahr (etwa 23 Erdmonate) ausgelegt. Sie wurde zwischenzeitlich bereits mehrfach verlangert und soll mindestens bis Ende 2026 laufen, mit einer moglichen Erweiterung bis 2034.^[1]

Mars Express wurde am 2. Juni 2003 mit einer russischen Sojus-FG/Fregat Rakete von Baikonur aus gestartet. Die Startmasse der Sonde betrug 1223 kg.

Der Lander Beagle 2 sollte am 25. Dezember 2003 auf dem Mars landen, um dort nach Spuren organischen Lebens zu suchen. Da trotz wiederholter Versuche kein Kontakt hergestellt werden konnte, wurde das Landegerat am 11. Februar 2004 als verloren erklart. Nach der erfolglosen Suche nach Beagle 2 wurden nach und nach auch die anderen Instrumente an Bord aktiviert.

Mars Express erreichte die planmassige Umlaufbahn um den Mars im Januar 2004. Die Sonde umkreist ihn auf einer elliptischen polnahen Bahn (Inklination: 86deg) im Minimalabstand von fast 300 km und Maximalabstand von 11.000 km.

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 dafur vorgesehen, bis zu einigen Kilometern unter der Oberflache nach flussigem oder gefrorenem Wasser zu suchen. Allerdings wurde die eigentlich schon fur Marz 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 hatte beschadigen konnen. 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 mogliche Beschadigungen 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 vollstandig eingerastet war.

Doch bereits am 10. Mai gelang es den ESA-Ingenieuren, die Antenne vollstandig zu entfalten, indem das nicht eingerastete Segment im Sonnenlicht aufgewarmt wurde. Das Ausfahren der zweiten 20-m-Antenne wurde am 13. Juni durchgefuhrt, zuvor wurde die zusammengeklappte Antenne ebenfalls im Sonnenlicht aufgewarmt. 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 gefahrlich 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 funf Kilometern unter anderem nach Wasser bzw. Eis untersucht werden. Ahnliche Messungen fuhrte 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 Auflosung von 5 bis 9 km entlang der Flugrichtung und 15 bis 30 km quer zu der Flugrichtung sowie eine vertikale Auflosung von 70 Meter.

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

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

Die hochauflosende Stereokamera HRSC liefert Bilder mit einer Auflosung von bis zu 10 Metern, aus denen eine dreidimensionale Marskarte erstellt werden kann. Hierzu verfugt sie uber neun CCD-Zeilen, die in verschiedenen Winkeln durch dieselbe Optik ,,blicken". Durch die Bewegung der Sonde uber die Oberflache entstehen 9 vollstandige Bilder, die den Mars unter verschiedenen Blickwinkeln darstellen. Eine computertechnische Verarbeitung erzeugt daraus ein dreidimensionales Oberflachenmodell, Farbfilter vor vier CCD-Zeilen ermoglichen eine farbige Darstellung.

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

Zusatzlich verfugt die HRSC uber eine Super Resolution Channel (SRC) genannte Optik vom Maksutov-Typ. Deren Apertur von 100 mm und Brennweite von 1000 mm ermoglichen eine theoretische Auflosung von knapp 2 Metern. Allerdings liefert der SRC keine befriedigenden Ergebnisse, da sich ein Temperaturverlauf im Tubus bildet. Das vordere Ende kuhlt aus, wahrend das innere Ende durch die Warme des Satelliten eine etwas hohere Temperatur aufweist. Dadurch entstehen Verspannungen in der Optik, welche die Bildscharfe beeintrachtigen. Man versucht dies zu verringern, indem man die Kamera schon vor der Aufnahme auf den Mars richtet und von der reflektierten Strahlung warmen lasst. Dies ist jedoch nur kurzzeitig moglich, da wahrend dieser Zeit die Solarzellen nicht auf die Sonne ausgerichtet werden konnen und daher die Stromversorgung durch Akkus erfolgen muss.

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

Das Observatoire pour la Mineralogie, l'Eau, les Glaces et l'Activite (Observatorium fur Mineralogie, Wasser, Eis und Aktivitaten) erlaubt es, durch Messung des von der Oberflache reflektierten infraroten und sichtbaren Lichtes eine Karte der mineralischen Zusammensetzung der Marsoberflache zu erstellen. Da das reflektierte Licht auch die Atmosphare des Mars durchlauft, kann das Instrument gleichzeitig die Zusammensetzung der Atmosphare 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 Atmosphare durch die Messung des von den Gasmolekulen absorbierten Sonnenlichts und der infraroten Emission bei Wellenlangen von 1,2 bis 45 um. Damit konnen globale Karten des vertikalen Temperaturprofils erstellt und die Klimadaten uber Wasserdampf und Kohlenstoffmonoxid vervollstandigt werden. Zudem sucht das Instrument standig nach Spurenelementen wie Methan, Wasserstoffperoxid und Formaldehyd.

Das Istituto Fisica Spazio Interplanetario in Rom ist zustandig fur die Betreuung des PFS.

Erganzt wird die Messung der atmospharischen Zusammensetzung durch ein atmospharisches Ultraviolett- und Infrarot-Spektrometer. Dieses misst die Absorption von Ozon bei 0,25 um im ultravioletten Bereich sowie die von Wasserdampf bei 1,38 um 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 ubertragen werden, um Ionosphare, Atmosphare, Oberflache und sogar das Marsinnere zu ,,durchleuchten" sowie minimale Geschwindigkeitsanderungen der Sonde zu messen. Daraus lassen sich Ruckschlusse auf die Struktur von Ionosphare und Atmosphare sowie auf Dichteschwankungen im Inneren des Mars ziehen.

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

Wissenschaftlich betreut wird das Instrument vom Rheinischen Institur fur Umweltforschung an der Universitat zu Koln.

ASPERA-3 hat die Hauptaufgabe, mehr uber die Marsatmosphare 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 fur Weltraumforschung in Kiruna, Schweden.

Die Visual Monitoring Camera war ursprunglich nur dafur gedacht, die Trennung der Landeeinheit Beagle 2 von der Sonde zu uberwachen. Ab 2007 wurde sie dann als Mars webcam fur die Offentlichkeitsarbeit verwendet.

Ab 2016 wurde daran gearbeitet, aus der einfachen Kamera ein professionelles wissenschaftliches Messinstrument zu machen. Ihr grosser Blickwinkel wird fur grossraumige Beobachtungen genutzt, zum Beispiel von Wolkenformationen oder temporaren Oberflachenerscheinungen wie Reifbildung und Polarkappen.

Ein Team der Universitat des Baskenlandes in Bilbao, Spanien, betreut dieses Gerat.

Nach der Ankunft am Mars und der Kalibrierung der Gerate begann die Stereokamera HRSC, die Oberflache zu kartografieren. Dabei konnte bereits eine Flache aufgezeichnet werden, die grosser ist als Nordamerika. Die Gesamtflache des Mars entspricht etwa der gesamten Landflache der Erde.

Durch das Messgerat OMEGA (Visible and Infrared Mineralogical Mapping Spectrometer) konnten grosse Mengen Wassereis auf den sudlichen Polkappen des Mars nachgewiesen werden.^[3] Ahnliche Daten lieferte in geringerer Qualitat bereits 2001 die amerikanische Sonde Mars Odyssey, jedoch stellt deren europaische Bestatigung auch einen Beweis fur die Zuverlassigkeit der ersten Marsmission der ESA dar.

Ende Marz 2004 teilte die ESA mit, Mars Express habe mit Hilfe seines Spektrometers Spuren von Methan in der Marsatmosphare gefunden. Obwohl die Vorkommen sehr gering sind, stellt sich die Frage, wie diese Verbindung in die Marsluft gelangen konnte. Methan entsteht sowohl bei vulkanischen Prozessen als auch bei Verwesungsprozessen von organischen Materialien. Insofern konnte diese Entdeckung auch ein geringes Indiz fur eventuell existierendes oder vor langer Zeit existierendes Leben auf dem Mars sein, was aber zum aktuellen Zeitpunkt noch Spekulation ist.

Ende November 2005 lieferten Daten von OMEGA Belege dafur, dass in der Fruhzeit des Mars grosse Mengen flussigen Wassers auf der Oberflache vorhanden waren.^[4] Gleichzeitig lieferte MARSIS Erkenntnisse dafur, dass unter der Oberflache eines Marskraters moglicherweise Wassereis begraben ist. Nahe dem Nordpol wurde wahrscheinlich ein etwa 1 km dicker Eispanzer unter der Oberflache gefunden.^[5]

Im November 2008 wurden von der vom DLR betriebenen hochauflosenden Stereokamera HRSC Aufnahmen im Gebiet des Eumenides Dorsum (griech. Rucken der Furien) westlich der Tharsis-Region gemacht, die zahlreiche ausgepragte Yardang-Strukturen zeigen, die durch Winderosion entstanden sind. Diese geben Aufschluss uber die Dynamik des Windes auf der Marsoberflache; die Dichte der Marsatmosphare betragt nur etwa 0,75 Prozent der Dichte der Atmosphare auf der Erde in Meereshohe.^[6] Ahnliche Strukturen wurden durch Mars Express bereits mehrfach nachgewiesen, beispielsweise im Bereich des Olympus Mons und, neben Tafelbergen, in Aeolis Mensae.^[7]

Als der Komet C/2013 A1 (Siding Spring) am 19. Oktober 2014 in dem ungewohnlich geringen Abstand von nur etwa 140.100 km am Mars vorbeiflog, konnte mit dem MARSIS-Experiment einige Stunden danach eine deutliche Zunahme der Ionisation in der Ionosphare festgestellt werden.^[8][9]

Im Juli 2018 wurde bekannt gegeben, dass in der Nahe des Sudpols flussiges Wasser unter der Oberflache gefunden wurde.^[10]

• 2001 Mars Odyssey, ebenfalls noch aktiver Orbiter der NASA
• Venus Express, ahnlich aufgebaute Schwestersonde, die 2006 die Venus erreichte
• Liste der Raumsonden

• Mars Express Website von EADS Astrium
• Mars Express Website der ESA (englisch)
• Informationen der ESA zu MARSIS
• Projektseiten des HRSC Kamera Experimentes (deutsch & englisch; Pressemitteilungen und hochaufgeloste Bilder)
• Mars Express von Bernd Leitenberger
• Mars Express-Sonderseite des DLR
• Informationen von GEO (Heft 04-2003)
• 20 Jahre Mars Express - Die europaische Marssonde und ihre Highlights; scinexx.de

1. | ESA: Mars Express updates software, potentially extending spacecraft lifetime. 16. Mai 2025, abgerufen am 16. Dezember 2025 (englisch).
2. | Mitteilung der ESA vom 5. August 2005
3. | Mitteilung der ESA vom 28. Juli 2005
4. | Mitteilung der ESA vom 30. November 2005
5. | Mitteilung der ESA vom 30. November 2005
6. | HRSC-Aufnahmen zeigen die Kraft der Wind-Erosion auf dem Mars. DLR, 28. November 2008, abgerufen am 15. April 2013.
7. | DLR: Yardangs und Tafelberge in Aeolis Mensae (28. Juni 2007)
8. | D. A. Gurnett, D. D. Morgan, A. M. Persoon, L. J. Granroth, A. J. Kopf, J. J. Plaut, J. L. Green: An ionized layer in the upper atmosphere of Mars caused by dust impacts from comet Siding Spring. In: Geophysical Research Letters. Band 42, Nr. 12, 2015, S. 4745-4751 doi:10.1002/2015GL063726. (PDF; 2,60 MB)
9. | B. Sanchez-Cano, M. Lester, O. Witasse, D. D. Morgan, H. Opgenoorth, D. J. Andrews, P.-L. Blelly, S. W. H. Cowley, A. J. Kopf, F. Leblanc, J. R. Espley, A. Cardesin-Moinelo: Mars' Ionospheric Interaction With Comet C/2013 A1 Siding Spring's Coma at Their Closest Approach as Seen by Mars Express. In: Journal of Geophysical Research: Space Physics. Band 125, Nr. 1, 2019 doi:10.1029/2019JA027344.
10. | Mars Express detects liquid water hidden under planet's south pole. In: Science & Exploration. European Space Agency, 25. Juli 2018, abgerufen am 9. Juli 2021 (englisch).

• Marssonde
• Europaische Weltraumorganisation
• Raumfahrtmission 2003

• Wikipedia:Veraltet nach Jahr 2026
• Wikipedia:Veraltet in uber funf Jahren