Radio-Science Forschung

Autor: Prof. Dr. rer. nat. Bernd Häusler

Anfang der 90er Jahre wurden die Forschungsaktivitäten am damaligen Institut für Raumfahrttechnik (jetzt ISTA) durch Prof. Häusler auf die Erforschung des Sonnensystems mit Hilfe der Radio-Science Technik ausgerichtet. Die von der Wissenschaft gestellten Fragen zielten dabei auf die Erforschung von Planeten mit ihren Atmosphären, Ionosphären und ihren Oberflächen (vergleichende Planetologie), auf die Eigenschaften von Monden, Kometen und Asteroiden, sowie auf die Dynamik der Sonnenkorona (CMEs: coronal mass ejections).

Prof. Häusler beteiligte sich mit einem internationalen Wissenschaftlerteam (Deutschland, USA, Belgien, Frankreich, Japan) an Experimentvorschlägen für eine Kometen-, Mars- und Venusmission der der europäischen Weltraumbehörde ESA. Alle drei Vorschläge wurden angenommen und Häusler wurde bei allen drei Missionen mit verantwortungsvollen Aufgaben bei der Realisierung der Radio-Science Experimente betraut (Co-Investigator und Experiment-/Missionmanager bei Mars Express und Rosetta, Principal Investigator bei Venus Express). Die Starts der Trägerraketen erfolgten am 02.06.2003 (Mars), 02.03.2004 (Rosetta) und am 09.11.2005 (Venus). Die Venussonde VEX verglühte am 28.11.2014 in der Venusatmosphäre. Die Rosetta Mission dauerte bis 30.09.2016, als die Rosettasonde nach ihrer zehnjährigen Reisezeit zum Kometen und anschließender Messphase zum Absturz auf den Kometen gebracht wurde. Die Marssonde MEX (Mars Express) sendet heute noch Daten zur Erde! Für das Institut für Raumfahrttechnik sind alle drei Missionen ein großer Erfolg.

Die Technik

Radio-Science Forschungen fallen in drei breite Kategorien der Beobachtungstechnik. Gemeinsam ist allen Kategorien, dass die Ausbreitung ultrastabiler Mikrowellen im Weltraum untersucht wird. Breitet sich eine elektromagnetische Welle vom Satelliten zur Bodenstation durch ein atmosphärisches Medium aus, können auf Grund der an der Welle eingetretenen Veränderungen (z. B. Änderungen der Phasenweglängen, die an der Bodenstation als Frequenzänderungen messbar werden) wichtige Parameter einer planetaren Atmosphäre (Temperatur, Druck, Winde) ermittelt werden. Bei Verwendung zweier unterschiedlicher phasenkohärenter Frequenzen können außerdem nicht-dispersive von dispersiven Medieneffekten getrennt werden. Es lässt sich also zwischen neutralen Atmosphären und ionisierten Medien wie Ionosphären, koronalem Plasma bzw. Sonnenwindplasma unterscheiden. Einen besonderen Raum bei planetaren Untersuchungen nimmt die „Radio-Okkultationstechnik“ ein. Tritt nämlich ein den Planeten umkreisender Satellit von der Erde aus gesehen hinter den Planeten, so wird der Empfang der Radiowellen auf der Erde nicht schlagartig unterbrochen– die Signale werden noch für eine gewisse Zeit „sichtbar“ sein, da die Radiowellen sich zuerst durch die Ionosphäre/Atmosphäre ausbreiten, bevor sie ganz hinter dem Planeten verschwinden (und in umgekehrter Reihenfolge beim Wiederaustritt aus der Okkultation), siehe Abb. 1. Es sind diese Zeiträume, die für die Erforschung der Atmosphäre zur Verfügung stehen.^1,2,3 Abb. 2 zeigt ein so gewonnenes typisches Höhenprofil der Temperatur in der Venusatmosphäre.

Wird eine Streuung von Radiowellen an planetaren oder kometaren Oberflächen herbeigeführt, kann eine Untersuchung der Mikrowellenstreufunktion mittels der beobachteten Polarisationsänderungen der Welle Aussagen zu Oberflächeneigenschaften eines Körpers wie Rauigkeit und Dielektrizitätskonstante erlauben. Man spricht hier von „bistatischen“ Radarexperimenten, da Sender und Empfänger des Signales – in unserem Fall der Satellit und die Bodenempfangsstation räumlich – getrennt sind. Messungen dieser Art wurden am Mars, an der Venus und am Kometen durchgeführt.⁴

Im Unterschied zu Okkultations- und bistatischen Radarexperimenten können Frequenzänderungen der ausgesandten Signale, die nicht durch Medieneffekte sondern durch Änderung des Geschwindigkeitsvektors eines Satelliten bei der Umkreisung oder beim Vorbeiflug eines Körpers im interplanetaren Raum auf Grund gravitativer Effekte entstehen (klassischer Dopplereffekt), zur Analyse des Gravitationspotenziales herangezogen werden und Aussagen über dessen Masse und seine interne Massenverteilung gemacht werden. Messungen wurden am Mars, am Marsmond Phobos, am Asteroiden Lutetia und am Kometen durchgeführt.^5,6,7,8

Messungen an Mars, Venus und am Rosetta-Kometen

Die mit dem Mars Radio-Science Experiment MaRS durchgeführten Okkultationen erfassten beide Hemisphären und in der unteren Atmosphäre Regionen von nahe der Oberfläche bis etwa 50 km Höhe. Dabei konnte die planetare Grenzschicht (planetary boundary layer), atmosphärische Kelvin Wellen, Schwerewellen mit Skalenlängen, die von global bis in kleine Bereiche reichten, erforscht werden. Ebenso wurde die Ionosphäre des Mars mit ihren tageszeitlichen, jahreszeitlichen und Solarzyklus-Variationen untersucht und Modelle entwickelt, die über die ionosphärischen Beobachtungen auf die äußerst dünne Neutralatmosphäre in größeren Höhen schließen lässt.⁵

Die Messungen an der Venus stellten eine besondere Herausforderung dar, da die Atmosphäre durch eine extrem dichte und heiße CO_2-Atmosphäre mit ausgeprägtem Treibhauseffekt gekennzeichnet ist. Temperatur und Druck am Boden betragen 730 K bzw. 92 bar! Hinzu kommt, dass Venus als einziger Planet im Sonnensystem retrograd um seine Achse rotiert und dabei selbst nahezu stillsteht (Umdrehungsdauer ~ 243 Erdtage). Trotzdem erreichen die zonalen Winde in den Wolkenschichten extrem hohe Geschwindigkeiten (bis zu 130 m/s, „Superrotation“).^9,10 Die VeRa Daten führten für alle an der Mission beteiligten Forscher zu wertvollen und neuen Erkenntnissen in der planetaren Atmosphärenphysik, was weitere Forschungsfelder öffnete. Der Fokus bei der mittleren Atmosphäre der Venus ist mehr denn je auf die Prozesse des Impuls- und Wärmetransports in der Atmosphäre mit dem Zusammenwirken von meridionaler Konvektion, Schwerewellen, solar-thermischen Gezeiten und atmosphärischen Instabilitäten gerichtet.

Bei der Messung an Planeten nützt man die Strahlbeugung aus, welche sich durch radiale atmosphärische Dichtegradienten und sphärische symmetrische Geometrie ergibt (Abb.1), und die mit einer Empfindlichkeit von 10 ^-6 °(!) bestimmt werden konnte. Sind Beugungswinkel α und asymptotischer Abstand a für einen Zeitpunkt bekannt, erlauben die Gesetze der Optik die Brechungsindizes der Atmosphäre an den Punkten der Strahlwege, die dem Planeten am nähesten kommen (Scheitel), zu bestimmen und ermöglichen die Erstellung vertikaler atmosphärischer Höhenprofile (Abb.2). Druck und Temperatur werden bei Annahme von hydrostatischem Gleichgewicht bei bekannter chemischer Zusammensetzung der Atmosphäre nach einigen mathematischen Manipulationen (inverse Abel-Transformation) bestimmt. Um unnötigen Leistungsverlust am Empfangssignal der Bodenstation zu vermeiden, musste der Antennenstrahl während eines Okkultationsmanövers dynamisch der zu erwartenden Strahlrichtung nachgeführt werden. Die an der Venus durchgeführten 3-Achsen Lageregelungsmanöver des Satelliten, wurden vom Institut mehrere Monate vor dem Experiment mit astronomischer Genauigkeit berechnet, um dann in den Kommandospeicher des Satelliten geladen zu werden. Zeit- und Frequenzangaben wurden unter Berücksichtigung der relativistischen Effekte gemacht. Hier – und nicht nur hier – hatte die ESA ein großes Vertrauen in die Arbeit von ISTA.

Bei Mars waren auf Grund der extrem dünnen Atmosphäre (Druck an der Oberfläche ~ 5 mbar) diese Manöver nicht nötig. Es wurde im Earth pointing mode gemessen und der Antennenstrahl traf immer die Bodenstation. Die geforderte Frequenzstabilität der Mikrowellen-Trägersignale wurde dabei allein durch die Bodenstation mit ihrem H₂-Maser geben und im uplink über den kohärenten Transponder an Bord des Satelliten an den downlink „weitergereicht“. Bei Venus wurde nur im downlink gemessen und die Frequenzstabilität (Allan deviation) musste vom Bord-Referenzoszillator (ultrastabiler Quarz Oszillator-USO) aufgebracht werden. In ähnlicher Weise wurde auch der USO bei der Kometenmission eingesetzt. Die Frequenzstabilität der speziell entwickelten USOs betrug Δf/f ~ 3x 10^{- 13} und erlaubte dadurch, speziell am Planeten Venus und am Kometen Messungen, die mit sonst üblichen in Satelliten verwendeten Quarzoszillatoren nie möglich gewesen wären. Die Firma TimeTech, Stuttgart war der Hersteller der USOs, ISTA war für deren Test und Integration in die Satelliten verantwortlich. Zu diesem Zweck wurde ein eigenes mobiles Mikrowellentestlabor im Institut eingerichtet.

Die Atmosphäre der Venus ist nicht nur durch ihre hohe Temperatur, sondern auch durch starke Temperaturgradienten gekennzeichnet, was bei der Verwendung klassischer Empfangstechniken an der Bodenstation (Closed Loop -, bzw. PLL Verfahren) zu dynamischen Effekten von bis zu 200 Hz/s führte.  Zusätzlich bewirkten Defokussierung und Dämpfung Verluste von 30 - 40 dB (!). ISTA verwendete deshalb an der Bodenstation parallel zum CL Verfahren das speziell für diese Zwecke neu eingerichtete Open Loop (OL) Empfangssystem, welches ohne tracking eines Trägersignales auskommt. Ein von ISTA speziell entwickeltes digitales Signal-Processing-Verfahren erlaubte die Wiedergewinnung des Trägers durch sequentielle iterative Dezimierung, Abwärtsmischung (zu Null) und Filterung der Spannungsamplituden. Es gelang mit diesem Verfahren, aus verrauschten Eingangssignalen (C/N ~ 0 dB) aus der tieferen Atmosphäre das Trägersignal mit einem Rauschanteil von nur 50 mHz wiederherzustellen und dadurch bis in „Tiefen“ von 36 km vorzustoßen (siehe Abb. 2). In einer atmosphärischen Höhe von ~ 60 km konnten außerdem bislang nicht identifizierte Multipath Effekte detektiert und als dünne Inversionsschichten „entziffert“ werden. Wertvolle neue Erkenntnisse ergeben sich dadurch auch auf Grund der gemeinsamen Betrachtung von Venusdaten der europäischen VEX Mission und der japanischen Akatsuki Mission.¹¹

In der Rosetta-Mission wurden zum ersten Mal an einem Kometen (Churyumov Gerasimenko) bistatische Radar Experimente durchgeführt (siehe Abb. 3), wobei sich die hohe Stabilität des USOs besonders auszahlte. Die Auswertung der Messungen dauert noch an. Die Gravitationsfeldmessungen am Kometen ergaben eine Dichte von Ro = 537.8 +/- 0.6 kg/m3 und weisen darauf hin, dass die Dichte auf einen porösen Kern mit geringem Eisanteil schließen lässt. Vom Radio-Science-Team wurde deshalb vorgeschlagen, nicht mehr von einem „schmutzigen Schneeball“ zu sprechen, sondern besser von einem „eisigen Schmutzball“.⁸

Als Bodenstationen standen für die RSI Messungen standen neben den standardmäßigen 34 m Stationen der ESA auch die 70m Deep-Space Stationen der NASA zur Verfügung.

ISTA leistet wertvolle Beiträge

All diese Aufgaben und die wissenschaftliche Datenauswertung konnten nur in Zusammenarbeit mit dem erfahrenen internationalen RSI-Team und den sehr engagierten Mitarbeitern des Institutes zusammen mit unseren Studierenden und den beteiligten Industrien und Organisationen durchgeführt werden. Ihnen möchte der Autor seinen großer Dank aussprechen.

Natürlich hat man in den großen Fragen der Atmosphärenphysik auf die gestellten Fragen noch keine abschließenden Erkenntnisse ermittelt. Fest steht aber, dass die Missionen mit ihren Experimenten weitere wichtige Schritte in die richtige Richtung gemacht haben. Die japanische Venus Mission Akatsuki, die jetzt an der Venus aktiv ist, hat die Radio-Science-Technik mit baugleichem USO von VeRa übernommen und wird weitere wichtige Ergebnisse ermitteln. Dazu wurde Prof. Häusler als Co-Investigator von der japanischen Weltraumbehörde JAXA eingeladen. Gegenwärtig wird bei ISTA unter der Leitung von Prof. Förstner und Dr. Andert an konzeptionellen Weiterentwicklungen für künftige RSI-Missionen gearbeitet.

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