Experimente an Bord von Venus Express

ASPERA: Analyser of Space Plasmas and Energetic Atoms

Das Aspera Experiment ist eines der von Mars Express übernommenen Projekte. Da bisher kein Aufnahmegerät dieser Art auf den Sonden zur Venus zu finden war, erhofft man sich besonders hier neue Erkenntnisse. Venus Express soll in der Lage sein, die genauen Vorgänge in der oberen Atmosphäre zu analysieren. Dazu zählen Plasma- und Gasvorkommen, deren Verteilung, Austausch mit dem Sonnenwind und quantitative Untersuchung des Fluxes. Um dies zu erreichen, arbeitet Aspera auf der Basis elektrisch neutraler Atome, d.h. es misst die Vorkommen an Ionen, Elektronen und elektrisch neutraler Atome. Dazu benutzt das Experiment vier verschiedene Sensoren, den Neutral Particle Imager (NPI), den Neutral Particle Detector (NPD), ein Elektronenspektrometer (ELS) und einen Ionenmassenanalysator (IMA). So erreicht man eine optimale Abtastung der wichtigen Atome Wasserstoff, Sauerstoff in der Atmosphäre und der im Plasma vorkommenden Ionen und Elektronen.

Dabei erweist es sich als sehr nützlich, dass keine großen Änderungen am Experiment in Vergleich zu Mars Express erforderlich sind. Einerseits muss das Schutzschild verstärkt werden, um die Experimente vor der höheren Strahlung der Venus zu schützen und zusätzlich soll in der Phase B der Missionsanalyse festgestellt werden, ob zusätzliche Wärmetauscher und/oder Heatpipes notwendig sind. Ingesamt rechnet man aber mit einem Zusatzgewicht unter 500g.

PFS: High Resolution IR Fourier Spectrometer

Das PFS hat seinen Ursprung ebenfalls bei der Mars Express Mission. Vorgänger dieses Experimentes waren schon auf den Sonden Venera 15 und 16 zu finden. Diese untersuchten die Venus 2 Stunden lang und nahmen ca. 1700 Spectra auf. Diese Ergebnisse ermöglichten aber nur eine eingeschränkte Analyse der Wärmestrahlung der Venus, zeigten aber gleichzeitig die großen Möglichkeiten dieses Verfahrens. So ist das PFS in der Lage verschiedenste Experimente durchzuführen:

• Erstellung eines globalen 3D Bildes des Temperaturfelds und des Wärmewinds im Bereich von 55 bis 100 km
• Aufnahmen der oberen Wolkenstruktur
• Messung der Vorkommen an SO₂, CO, H₂O, SO₂, HCl, HF und die Suche nach H₂S, CH₄ und anderen Gasen von 60 bis 70 km Höhe
• Aufnahmen des Sauerstoffleuchten bei einer Wellenlänge von 1,27 µm
• Messung des entweichenden thermalen Fluxes
• Untersuchung der Atmosphärenzusammensetzung (CO, COS, H₂O, SO₂, HCL) unter den Wolken
• Untersuchung der Wolkendichte
• Messung des Temperaturgradienten von 0 km bis 10 km Höhe und Messung der Oberflächentemperatur
• Suche nach vulkanischer Aktivität

Anders als bei Aspera sind hier wesentliche Modifikationen im Vergleich zu Mars Express geplant. Diese beinhalten eine Erhöhung der Sensibilität und eine Verschiebung des hochauflösenden Spektralbereich auf 0,9 bis 3,3 µm. Zwar verliert man dadurch den Bereich von 3,3 bis 5 µm, dieser ist aber auf der Venus nur von untergeordneter Bedeutung. Dadurch wird Venus Express in der Lage sein, auch auf der strahlungsschwachen Nachtseite Messungen durchzuführen. Diese Änderungen sind von geringem Kostenaufwand und erhöhen erheblich den wissenschaftlichen Nutzen der Mission.

SPICAM: UV and IR Spectrometer for Solar/Stellar Occultations and Nadir Observations

Ähnlich wie bei dem PFS befanden sich Vorgänger dieses Systems schon auf anderen Sonden (hier: Pioneer, Galileo, Cassini und Mars Express). SPICAM wird aber das erste Instrument zur Untersuchung der Venus sein, das UV und IR Spektrometer mit der Sternenbedeckungstechnik kombiniert. Dieses hat sich als sehr effektiv bei Untersuchungen der Erde, Mars und der äußeren Planeten gezeigt. Bei der Venus werden die beiden Sensoren von SPICAM (SPICAM-IR und SPICAM-UV) folgende Untersuchungen durchführen:

• Messung der Vorkommen an SO und SO₂ (SPICAM-UV)
• Bestimmung des UV-Albedo (SPICAM-UV)
• Erstellen von vertikalen Profilen der Atmosphärendichte in bis zu 180 km Höhe (SPICAM-UV)
• Bestimmung der Wasservorkommen über den Wolken, Tagseite (SPICAM-IR)
• Sondierung der Oberfläche in 0,7 bis 1,3 µm Fenstern (SPICAM-IR)
• Bestimmung der Wasservorkommen unter den Wolken auf der Nachtseite (SPICAM-IR)
• Beobachtung der 1,27 µm O₂ Emission
• Untersuchung der vertikalen Verteilung von Wasser und Treibhausgasen

Die Modifikationen fielen hier umfangreich aus. Auf der einen Seite wurde wie bei PFS der Spektralbereich auf die zu untersuchenden Atome und Moleküle angepasst. Dies betraf vor allem das SPICAM-IR, wobei man sich aber vorbehalten hat auch Änderungen am SPICAM-UV vorzunehmen. Zusätzlich kam der so genannte SPICAM-SOIR Channel hinzu. Dieser erlaubt, die Sternenbedeckungstechnik im nahen IR Bereich von 1,8 bis 4 µm bei hoher spektraler Auflösung einzusetzen. Dadurch ist es möglich, die Deuterium- (D), Wasserstoff- (H), HDO und H₂0-Verteilungen und vorkommen genau zu untersuchen. Das Mehrgewicht beträgt ca. 4 kg und wird so montiert, ohne dass zusätzlicher Platzbedarf entsteht. Auch der Mehrverbrauch an Strom ist sehr gering.

VMC: Venus/Video Monitoring Camera

Die VMC ist ebenfalls an Bord von Mars Express, obwohl sie dort nicht als reines wissenschaftliches Experiment integriert wurde. Hier war ihre Aufgabe, Bilder vom Landefahrzeug Beagle 2 beim Lösen von Mars Express zu machen.

Bei Venus Express wird eine weiterentwickelte Kamera benutzt, welche ein Weitwinkelobjektiv und verschiedene Filter besitzt. So ist sie in der Lage, vom nahen IR- bis in den UV-Bereich Bilder zu machen. Damit liegen die Ziele der VMC auch primär in der Anfertigung von Bildmaterial für folgende Zwecke:

• Unterstüzungsaufgaben für die anderen Experimente, Erstellen von Bildern für die Öffentlichkeit
• Überwachung der Wolkenbewegung im UV- und nahen IR-Bereich
• Studien über die Verteilung der unbekannten UV-Absorber in den Wolkenspitzen
• Aufnahmen des UV- und sichtbaren Luftleuchtens
• Suche nach vulkanischer Aktivität

Neben den wissenschaftlichen Zielen sind die Bilder und Videos der VMC so von größter Bedeutung für die Öffentlichkeitsarbeit.

VIRTIS: UV-visible-near IR imaging spectrometer

VIRTIS ist eines der beiden Experimente, die ihre Premiere auf der Sonde Rosetta hatten. Die Sonden Galileo und Cassini nutzen ebenfalls diese Technik, allerdings konnte sie bei ihren Vorbeiflügen nur Teilergebnisse liefern. Sie zeigten aber auch das Potential dieser Technologie.Das VIRTIS besitzt zwei Kanäle:

VIRTIS/M ist ein Spektrometer mit mittlerer spektraler, aber hoher räumlicher Auflösung, mit zwei Sensoren (CCD: 0,25 bis 1 µm und IR FPA: 1 bis 5 µm)
VIRTIS/H ist ein hochäuflösendes Spektrometer mit einem IR FPA Detektor für Bereiche von 2 bis 5 µm

Mit diesen Geräten ist es möglich, weit durch die Wolkendecke zu sehen und so die untere Atmosphäre genau auf ihre Zusammensetzung zu untersuchen. Folgende Ziele sind für VIRTIS festgelegt:

• Untersuchung der niedrigen Atmosphäre auf Vorkommen an CO, OCS, SO₂ und H₂O von der Nachtseite
• Untersuchung der Wolkenstruktur von der Tagseite
• Wolkenverfolgung im UV (Tags) und IR-Bereich (Nachts)
• Messen des Temperaturfeldes und Winden in Höhen von 60 bis 100 km
• Suche nach Blitzen
• Sondierung der Mesosphäre