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Um zu verstehen, was eine Raumsonde bei einem Planeten entdecken kann, muss man eine Ahnung von den Instrumenten an Bord haben. Eine Erklärung findet man heute kaum noch bei den Beschreibungen und auch beim Autor kam erst das Verständnis für manche Instrumente als er ihnen in seinem Chemiestudium in anderem Zusammenhang begegnete. Dieser Artikel stellt die wichtigsten vor.
Die Bilder der Planeten sind nicht nur die eindrucksvollsten Ergebnisse, die auch den
Laien beeindrucken. Es sind zugleich meistens die Instrumente mit der höchsten Datenmenge und
auch die einzigen an deren Schönheit man ohne Fachkenntnisse erfreuen kann.
Bis zu den Voyager Raumsonden (Start 1977) wurden bei den Raumsonden Vidicons als Bildsensors verwendet, eine Art Fernsehkamera im Miniformat. Mit diesen Sensoren wurden sowohl die Fotos der Mariner Serie, wie auch die von Surveyor und Viking gewonnen. Einen anderen Weg beschritten die amerikanischen Lunar Orbiter Sonden und die sowjetischen Marssonden, sie entwickelten Film an Bord und digitalisierten diesen. Die Auflösung und Schärfe war viel besser als bei Vidicons, aber diese Methode arbeitete mit einer erschöpflichen Ressource.
Seit den Sonden Giotto, VEGA und Galileo werden als Sensoren jedoch CCDs verwendet. Der erste Einsatz war bei den VEGA Sonden, die 1984 starteten.
Ein CCD ist von seiner Funktionsweise eine gute Kreuzung einer Solarzelle mit einem Speicherchip: Licht fällt auf ein lichtempfindliches Substrat, meist Silizium. Dabei werden wie bei Solarzellen Elektronen herausgeschlagen, sie werden in einer Speicherschicht unter dem Silizium aufgefangen. Um diese Auslesen schiebt man die Elektronen Spaltenweise nach außen, wo sie von einer Elektronik digitalisiert wird (Bis zu 16 Bit pro Pixel). Dabei wandern zuerst alle Elektronen der Spalte 1 in die Ausleseelektronik und die Spalte 1 wird mit den Elektronen der Spalte 2 gefüllt. Das setzt sich solange fort, bis die letzte Spalte ausgelesen wird. CCDs sind dadurch etwas langsamer als die in billigeren Digitalkameras verwendeten CMOS Bilddetektoren, dafür aber empfindlicher und haben ein geringeres Störrauschen.
Neben diesen flächigen CCD Chips gibt es auch zellenförmige CCD Chips, ähnlich wie bei ihrem Flachbett Scanner. Das Bild wird hier aufgebaut indem die Zeile mechanisch bewegt wird oder bei einem kreisförmigen Bahn um einen Himmelskörper die Ableserate mit der Bewegung über die Oberfläche synchronisiert wird. Gegenüber flächigen CCD Chips, die maximal einige cm Kantenlänge aufweisen können dabei erheblich größere Areale aufgenommen werden. Ein solcher Scanner war z.B. die hochauflösende Kamera der DLR für Mars 96. Sie wird in der Raumsonde Mars Express neu eingesetzt werden. Die Sonden Mars Global Surveyor, Mars Express, und Mars Reconnaissance Orbiter haben solche Zeilenkameras. Sie können viel größere Areale als flächige CCD Sensoren abbilden. Beim Mars Reconnaissance Orbiter umfasst eine Bildzeile 20264 Pixel, zusammengesetzt aus 10 Einzelelementen à 2048 Pixel Breite.
Ein Unterschied gegenüber den CCDs die sie in Digitalkameras oder Videorecordern haben, ist aber wie Farbbilder zustande kommen. Bei Digitalkameras wird dies gemacht indem auf dem CCD Chip eine Maske mit abwechseln roten, grünen oder blauen Punkten liegt. Aus 4 Punkten wird so ein Helligkeitswert, so das die Schärfe dieser Abbildung und die Farbechtheit nicht besonders gut ist. Bei hochwertigen Kameras und Camcorder werden dagegen 3 CCDs mit einem Strahlteiler und 3 Masken in rot, grün und blau verwendet und das Bild aus allen 3 Bildern errechnet, wobei pro Chip ein Farbkanal verwendet wird.
Raumsonden dagegen machen die Bilder nacheinander durch 3 Filter, die nacheinander in den Strahlengang geschoben werden. Der Nachteil ist, das die Sonde sich bewegt und man beim Zusammensetzen der Bilder die Verschiebung der Pixels mitberechnen muss. Der Vorteil ist das man auch Falschfarbenaufnahmen oder Aufnahmen in anderen Spektralbereichen machen kann. Je nach Sonde sind 6-24 Filter an Bord. CCDs erlauben auch Aufnahmen im nahen Infrarot. Der für das Auge sichtbare Bereich des Lichtes liegt bei einer Wellenlänge von 0.40-0.78 µm. CCDs haben eine Empfindlichkeit von 0.35 bis 1.2 µm. Sie erstreckt sich also noch ins nahe Infrarot. Die Empfindlichkeit der astronomischen CCDs ist durch Kühlung und Wahl der Spitzenprodukte erheblich besser als die Konsumerware. Diese ist in etwa so empfindlich wie photografischer Film, wogegen astronomische CCDs etwa 20-50 mal empfindlicher sind. Wären CCDs Filme, so hätten sie eine ASA Zahl von 40.000.
Kombiniert sind die CCDs als Detektoren mit einem Teleskop oder einem Objektiv. Bis
80 mm Durchmesser normalerweise ein Linsensystem, darüber hinaus ein Spiegelteleskop oft vom
Cassegrain Typ. Die Scannersysteme werden oft wegen der Breite der Zeilen in Weitwinkelsystemen
eingesetzt für niedrigere Auflösungen und große Flächen. Die Wahl des Teleskops hängt von der
Mission ab. Vorbeiflugmissionen die sich nur kurz einem Ziel nähern, verwenden kleine Cassegrain
Teleskope, während man bei Orbitern eine kleinere Apparatur einsetzen kann. Bei den
Vorbeiflugmissionen von Mariner 10, Voyager und Galileo ist z.B. das Teleskop immer dasselbe, ein
6" (176.5 mm) Cassegrain Teleskop mit 1500 mm Brennweite. Durch verbesserte Sensoren stieg aber
die Auflösung bei gleicher Optik um ein Drittel.
Die HRSC Kamera bei Mars Express macht Aufnahmen des Mars aus 5 verschiedenen Winkeln. Durch die unterschiedlichen Blickwinkel ergibt sich ein stereoskopes Bild. Dieses kann genutzt werden um auch Höheninformationen zu gewinnen.
Verfügbar sind inzwischen auch CCD ähnliche Detektoren die in anderen Wellenbereichen empfindlich sind. Schon das "normale" CCD ist geeignet im nahen Infrarot bis 2 µm Aufnahmen zu machen, wobei allerdings ab 1100 nm die Quantenausbeute stark absinkt. Detektoren mit anderen Halbleiterelementen wie Indium oder Germanium erschließen auch das mittlere und ferne Infrarot bis 240 Mikrometer Wellenlänge. Die Auflösung nimmt allerdings durch die höhere Wellenlänge ab. Dafür kann man in diesen Spektralbereiche Temperaturaufnahmen machen. Bei 10-11 Mikrometer liegt z.B. die Infrarotemission eines Körpers mit Zimmertemperatur. Bis 2.5 Mikrometer sind die meisten Detektoren noch mit denen der CCDs vergleichbar, erwartet werden auch Detektoren mit bis zu 1 Million Pixels beim mittleren Infrarot (5-30 Mikrometer). Darüber hinaus dominieren Detektoren aus einzelnen separat montierten Elementen (maximal 500 Pixel).
Für die Auflösung und das Gesichtsfeld gibt es zwei Systeme dies auszudrücken. Zum einen das in der Astronomie übliche System mit Grad, Bogenminuten und Bogensekunden. Zum Zweiten das System auf der Basis von Rad. (Radian)
Definitionsgemäß rechnet man diese so um:
1 Rad = 180/Pi Grad (etwa 57.3)
1 Grad = 60 Bogenminuten = 17.45 mrad
1 Bogenminute = 60 Bogensekunden. = 0.29 mrad
1 Bogensekunde = 4.85 Mikrorad
Ein Teleskop von 115 mm Durchmesser hat eine Auflösung von 1 Bogensekunde, das menschliche Auge eine von 120 Bogensekunden oder 2 Bogenminuten.
Wesentlich einfacher ist das Rechnen mit Rad. Es ist ganz einfach: 1 Rad bedeutet das ein Gegenstand genauso groß abgebildet wird wie er ist. Eine Kamera von 1 Rad Gesichtsfeld bildet in 1000 km Entfernung also ein Gebiet von 1000 × 1000 km ab. Die nächst kleinere Einheit ist dann Millirad (mrad). Eine Kamera mit einer Auflösung von 1 mrad kann aus 1000 km Entfernung noch 1 km große Details zeigen. Darunter gibt es das Mikrorad (µrad). Das entspricht 1 m Auflösung aus 1000 km Entfernung.
Kennt man Detektorgröße oder Pixelgröße und Brennweite einer Optik, so kann man die Auflösung in Rad sofort berechnen:
Gesichtsfeld = Detektorbreite/hohe / Brennweite
bzw.
Gesichtsfeld = Pixels pro Detektor * Auflösung des Pixels
Auflösung = Pixelgröße / Brennweite
So hat Cassinis NAC Kamera eine Brennweite von 2000 mm, eine Pixelgröße von 12 µm und 1024 Pixels daraus errechnet man:
Auflösung = 0.012 mm / 2000 mm = 6 µrad
Gesichtsfeld = 1024 * 6 µrad = 6.144 mrad.
Das sind aus 1000 km Entfernung 6.144 km Gesichtsfeld und 6 m Auflösung.
Bei der Auflösung gibt es auch zwei Kriterien. Zum einen kann man angeben welches Gebiet von einem Pixel dargestellt wird. Das obige Beispiel erfasst ein Gebiet von 6 m/Pixel. Doch wie groß sind die kleinsten Details die man mit dieser Auflösung sichtbar machen kann ? Es sind nicht 6 m/Pixel sondern 12 m/Pixel, also die doppelte Auflösung pro Pixel. Dazu zwei Beispiele.
Cassini hat bei Saturn neue Monde entdeckt, die auf den Aufnahmen gerade 1 Pixel groß sind. Wie groß sind sie dann wirklich? Wenn der Mond hell ist kann seine Größe viel kleiner sein, als das Gebiet das ein Pixel abdeckt. Genauso wie Sterne auf Himmelsaufnahmen keinen messbaren Durchmesser haben. In diesem Falle waren die Monde kleiner als 10 km, ein Pixel deckte aber ein Gebiet von 100 km × 100 km ab. Wäre der Mond auf 2 × 2 Pixeln zu sehen gewesen, so hätte man gewusst, dass er mindestens 100 km Durchmesser hat, ja man hätte über die Einfärbung der Pixel etwas über seine Gestalt (kugelförmig oder kartoffelförmig) oder seine Größe aussagen können. 1 Pixel alleine reicht in diesem Fall nur zu einer Schätzung.
Dieselbe Problematik gilt für Aufnahmen von der Oberfläche, auch hier können kontrastreiche Details hervortreten, obgleich sie viel kleiner als ein Pixel sind. So konnten auf US Spionagesatellitenfotos Auswerter den Verlauf von Telefonleitungen feststellen, weil die Drähte das Pixel leicht dunkler färbten, obgleich der Draht viel zu dünn war um direkt gesehen zu werden.
Im Normalfall nimmt man daher das kleinste Flächenelement (2 × 2 Pixel) als kleinste Einheit für die Auflösung. Ein Objekt das auf 2 Flächenelementen erscheint hat eine Größe die größer als 1 Pixel und kleiner / gleich zwei Pixeln hat. Damit kann man eine Aussage über die Größe machen.
Inzwischen nutzt man auch die höheren Datenraten die heute möglich sind um optische Aufnahmen zu verbessern. Cassini hat z.B. Probleme bei Titan Details sichtbar zu machen. Die Kameras machen verwischte Bilder, weil zum einen die dichte Atmosphäre das Licht so streut, dass es keine echten Schatten auf Titan gibt, man also das Oberflächenrelief nicht sieht, sondern nur Helligkeitsunterschiede. Zum anderen verschmiert auch in den Bereichen in denen die Atmosphäre durchsichtig ist die Atmosphäre die Bilder, denn Titans Atmosphäre hat nur deswegen 1.6 Bar Druck, weil die Anziehungskraft des Mondes so gering ist. Ihre Gasmasse beträgt aber das 15-16 fach der Erdatmosphäre.
Bei Cassini macht man daher viele Aufnahmen eines Gebietes. Da sich die Sonde bewegt sieht sie das Gebiet bei jedem Bild etwas anders und so verändert sich der Blickwinkel. Man kann nun diese Aufnahmen kombinieren und so die verwischten Details klarer machen. Das ähnelt ein bisschen der Technik die man auf der Erde macht um die Luftunruhe zu bekämpfen, auch hier werden tausende von kurzzeitbelichteten Aufnahmen kombiniert.
Eine zweite Technik setzt die Kamera MOC der Sonde Mars Global Surveyor seit 2004 ein. Diese Kamera ist eine Zeilenkamera. Sie bildet eine Zeile auf der Marsoberfläche ab. Ein Bild entsteht durch viele Zeilen, die in einem Takt ausgelesen werden, der so gewählt ist, dass sich die Sonde um genau eine Pixelbreite weiter bewegt hat. Bei der MOC entspricht dies 1.4 m. Wenn man den Auslesetakt steigert so bekommt man erheblich mehr Informationen. Nehmen wir einen dunklen Felsen von 1 m Größe auf hellem Grund. Bei der alten Methode färbte er ein Pixel ein oder wenn er mitten im Zeilenraster war auch 2, dasselbe konnte in der Horizontalen passieren. Man konnte also nur angeben, dass der Felsen kleiner als 2.8 m ist. Wenn man nun so schnell die Daten ausliest, dass in Bahnrichtung sich die Sonde nur um 35 cm bewegt, so bekommt man dieselbe Information die vorher in 1 × 1 Pixel steckte in 1 × 4 Pixeln, da man 4 mal häufiger die Zeilen ausliest. Die Breite eines Pixels kann man nicht ändern, daher bleibt die horizontale Auflösung immer bei 1.4 m. Für unseren Felsen bedeutet dies, dass er auf den 4 Pixeln unterschiedlich abgebildet ist. Auf dem ersten Pixel ist er vielleicht noch nicht drauf, auf den drei folgenden ist er drauf, diese sind also dunkel gefärbt. Damit kann man sagen, dass in vertikaler Richtung der Felsen kleiner als 3 × 0.35 m = 1.05 m ist.
Das ganze klingt nach Zaubererei, kann man doch mit dieser Methode die Auflösung steigern, ohne eine größere Optik einbauen zu müssen. Ganz so ist dem natürlich nicht. Zum einen bleibt die Pixelbreite gleich, d.h. man bekommt eine Steigerung nur in einer Richtung. Zum anderen sinkt die Belichtungsdauer und damit wird das Bild dunkler. Es kann nun sogar dazu kommen, dass Details die nur geringe Helligkeitsunterschiede haben nicht mehr auf den Bildern zu sehen sind. Zuletzt erhöht die Methode auch das Datenvolumen gewaltig. Bei MGS hat man so für bestimmte Aufnahmen die Auflösung pro Pixel auf 0.7 × 1.4 m (anstatt 1.4 × 1.4 m) erhöht, doch setzt man dies nur bei etwa 1-2 Prozent der Aufnahmen ein.
"Full Frame CCD": Wenn man einen CCD belichtet hat muss man ihn auslesen. Damit nun nicht noch weiteres Licht auf den CCD fällt und die Bilder überbelichtet werden oder verschmieren muss man bei einem Full Frame CCD diesen abdecken, z.B. mit einem mechanischen Verschluss, wie bei einer Kamera.
"Frame Transfer CCD": Hier ist eine Hälfte des CCD mit einer lichtundurchlässigen Schicht bedeckt. Während das Auslesen eines CCD langsam geht (man kann pro Zyklus pro Zeile nur ein Pixel auslesen), kann man den Bildinhalt sehr schnell von einer Hälfte in die zweite transferieren. Solche CCD kamen z.B. bei Mars Pathfinder und Huygens zum Einsatz. Nachteilig ist, das in einer Dimension das Gesichtsfeld halbiert ist. So werden z.B. nur 1024 × 512 von 1024 × 1024 Pixels verwendet. Dafür entfällt der aufwendige und anfällige mechanische Verschluss.
"Inline Frame Transfer CCD": Hier ist jede zweite Zeile mit einer Maske bedeckt. Das Kopieren in die Nachbarzeile geht sehr schnell, noch schneller als bei Frame Transfer CCD. Allerdings sinkt das Auflösungsvermögen ab. Bei Raumsonden gibt es daher solche CCD kaum.
"2x 2 Binning": Man kann mehrere Pixel zusammenfassen z.B. 2 × 2 Pixel zu einem. Dieses enthält dann das Mittel der Helligkeitsinformationen dieser vier Pixel. Aus einem 1024 × 1024 CCD wird dann ein 512 × 512 Pixel CCD mit der halben Auflösung. Dies geht auch unsymmetrisch wie 2 × 1. Warum sollte man dies tun? Nun wesentlich ist dies vor allem wenn eine Sonde in kurzer Zeit viele Bilder machen muss. Cassini passiert z.B. die Eismonde nur wenige Male und soll dabei die Oberfläche kartieren. Innerhalb kurzer Zeit werden dann viele Bilder gemacht, wobei bei starker Annäherung die Auflösung schnell ansteigt. Hier ist man vielleicht nicht interessiert kleine Teile der Oberfläche in hoher Auflösung zu erfassen sondern lieber größere Teile in niedriger Auflösung. Durch Binning kann man anstatt einem 1024 × 1024 Bild vier Bilder von 512 × 512 Pixels mit der halben Auflösung aber der vierfachen Fläche machen.
Spektrometer sind die wichtigsten Instrumente zur Fernerkundung. Ein Spektrometer hat die Aufgabe einen Strom von Teilchen nach Teilchenenergien aufzuteilen. Bekannt sind Spektrometer die dies mit sichtbaren Licht machen, doch dieser Begriff ist universeller und es gibt auch Spektrometer die Radiowellen empfangen oder Röntgenstrahlen. Das Prinzip ist auch auf Elementarteilchen wie Protonen, Neutronen und Alphateilchen übertragbar. Eine Erklärung für Spektrometer im sichtbaren Bereich, den bekanntesten Spektrometern folgt nun:
Trennt man das
Licht, das ein Körper reflektiert in seine Bestandteile auf, so erhält man ein Spektrum. Dies
geschieht heute mit Gittern, die im Brennpunkt eines Teleskops montiert sind.
Als optisches Teil kann man auch ein Prisma benutzen, das ist jedoch nicht bei
Instrumenten in der Raumfahrt üblich. Ein Spektrum verrät sehr
viel über die chemische Zusammensetzung eines Körpers. Insbesondere Gase, aber auch Festkörper
absorbieren Energie in bestimmten Wellenbereichen, wodurch im Spektrum ein Einbruch zu sehen ist.
Dadurch kann man die chemische Zusammensetzung von Planeten und ihren Atmosphären untersuchen.
Ein Spektrum im Infraroten der Atmosphären von Titan, Jupiter und Saturn sehen Sie z.B. links. Man kann deutlich erkennen, dass Wasserstoff auf Jupiter dominiert, während Saturn und Titan mehr Ethylen (C2H2) enthalten. Man muss dabei noch zwischen Emissions- und Absorptionsspektren unterscheiden.
Ein Absorptionsspektrum wird gewonnen, wenn Licht auf einen Körper fällt. Der Körper absorbiert Licht in bestimmten Bereichen, der von der chemischen Zusammensetzung abhängt. Jedes Molekül absorbiert in anderen Bereichen. Das zurückgestrahlte Licht enthält dann Lücken. Ein solches Spektrum wird im sichtbaren und vor allem im infraroten Spektralbereich gewonnen. Gase absorbieren zwischen 5 und 20 µm Wellenlänge, Mineralien im Bereich des sichtbaren Lichtes (0.4-0.78 µm) und im nahen Infrarot.
Seltener wird ein Emissionsspektrum gewonnen. Hierbei senden Atome selbst Energie aus. Dazu müssen sie sehr hohe Energie besitzen. Bei Himmelskörpern ist das in der hohen Atmosphäre der Fall, die durch UV Strahlung oder Partikelstrahlung ionisiert wurde. Die Intensität ist gering und dieses Licht ist oft nur an der Tag- / Nachtgrenze nachweisbar. Ein Emissionsspektrum ist wichtig um Helium (0.0558 µm) bzw. Wasserstoff (0.1216 µm) nachweisen zu können. Diese Spektrallinien liegen im extremen UV Bereich.
Die meisten Moleküle absorbieren im Infraroten. Die meisten Sonden führen daher ein Infrarotspektrometer mit sich (Der infrarote Bereich erstreckt sich von 0.8 Mikrometer aufwärts. Die Voyager Sonden z.B. maßen im Bereich von 2.5 bis 50 Mikrometer). Komplexe Moleküle, vor allem organischer Natur absorbieren aber auch im sichtbaren und UV Bereich. Im extremen UV zeigen sich auch Elemente durch das Herausschlagen von Elektronen und dann sehr engen Spektrallinien. Man unterscheidet daher zwischen einem UV/Vis und einem IR Spektrometer. Diese Trennung ergibt sich weil sowohl die Detektoren unterschiedlich sind wie auch Gitter nicht beide Spektralbereiche gleich gut auftrennen können.
Man benötigt zuerst eine Optik. Im einfachsten Fall kann dies eine Linse sein, größere Instrumente werden an Teleskope angeschlossen. Aus dem Bild der Optik wird mit einem Schlitz nur ein Spalt herausgenommen. Dieser Spalt fällt dann auf ein Gitter. Es enthält sehr viele Furchen und bricht das Licht in sein Spektrum auf. Das Spektrum fällt nun auf den Detektor. Dort wird die Intensität bei einer bestimmten Wellenlänge gemessen.
Dieses Grundprinzip kann variiert werden. So kann man eine ganze Reihe von Detektoren bauen und damit ein komplettes Spektrum auf einmal gewinnen. Alternativ kann man durch Schwenken eines Spiegels das Spektrum über den Detektor bewegen. Die spektrale Auflösung hängt von der Größe des Detektorelementes und der Dispersion des Gitters ab. Die räumliche Auflösung von der Brennweite der Optik und der Größe des Detektors.
Ein normales Spektrometer macht ein Spektrum eines Punktes. Es macht kein Bild. Man kann zwar von mehreren Punkten ein Spektrum machen, aber dadurch erhält man immer noch kein Bild. Es kam jedoch der Wunsch auf ein Bild in einer beliebigen Wellenlänge zu machen z.B. um die Verteilung von Wasser auf dem Mars zu bestimmen indem man im Wasserdampf Absorptionsband die Intensität misst.
Das Bild rechts zeigt eine Überlagerung von THEMIS einem abbildenden Visuellen / Infrarotspektrometer. Hier stammen die Grauwerte aus dem sichtbaren Bereich. Die Farben aus 3 Infrarotkanälen. Sie machen die unterschiedliche mineralogische Zusammensetzung des Gebiets deutlich. Da die Auflösung eines optischen Systems abhängig von der Wellenlänge ist, sind Bilder solcher Kameras im infraroten schlechter aufgelöst, d.h. gröber. Man kann leicht errechnen, das ein System, das bei 16 µm Aufnahmen macht diese 20 mal gröber als im sichtbaren Licht (maximale Wellenlänge 0.78 µm * 20 = 15.6 µm). Im nahen Infrarot bis etwa 1.2 µm kann man auch CCD Detektoren nehmen, da diese eine sehr hohe Empfindlichkeit im Nahen Infrarot besitzen.
Galileo war die erste Raumsonde die ein abbildendes Spektrometer an Bord hatte. Seitdem haben derartige Instrumente die einfachen Spektrometer weitgehend abgelöst. Es gibt hier mehrere Techniken dies zu realisieren.
Galileo hatte noch wenige einzelne Detektoren (17 Elemente), welche jeweils die Strahlung in einem bestimmten Wellenlängenbereich registrierten. Durch Drehen des Spiegels der Optik in der Y Achse und der Bewegung der Optik in der X Achse durch einen Schrittmotor entstand ein Bild von 20 Pixels Höhe und einer variablen Länge. Jeder Detektor lieferte für einen bestimmten Spektralbereich die Intensität an diesem Punkt, so dass man bei 17 Wellenlängen gemeinsam nutzen konnte. Nach diesem Prinzip arbeiten die Mini-TES an Bord der Mars Exploration Rover und TES an Bord von Mars Observer / Mars Global Surveyor.
Der Nachteil dieser Technik ist, dass sie mechanisch sehr aufwendig ist und die Auflösung räumlich durch die relativ großen Detektorelemente recht schlecht ist. Will man nur Aufnahmen in bestimmten Wellenlängen machen, z.B. um das Vorkommen von interessanten Stoffen wie Wasser, Methan oder Ammoniak zu bestimmen, so kann man eine Technik benutzen wie bei optischen Teleskopen. In diesem Fall nimmt man einen Infrarotdetektor in Arrayform, (z.B. einen Quecksilbercadmiumtellurid Detektor HgCdTe, 256 × 256 Bildpunkte sind hier typisch) und blendet mit einem vorgeschalteten Filter alle Wellenlängen bis auf eine aus. So arbeitet z.B. THEMIS an Bord von Mars Odyssey. Das Funktionsprinzip entspricht also dem von visuellen Instrumenten. Diese Konstruktion ist einfach, doch man ist auf wenige Wellenlängen mit meist breitem Wellenlängenbereich festgelegt. Dafür ist die Auflösung relativ gut. Handelsübliche Quecksilbercadmiumtellurid Detektoren haben derzeit noch 256 x 256 Bildpunkte mit je 23 Mikrometer Größe. Am astronomischen Teleskopen sind jedoch auch größere Arrays von bis zu 2048 x 2048 Punkten im Einsatz. Die nächste Generation wird ab 2005 zum Einsatz kommen und verfügt über 512 x 512 oder 1024 x 1024 Pixels. Der Detektor eignet sich für alle Wellenlängen ab 1 Mikrometer und bis zu 14 Mikrometern. Am empfindlichsten ist er bei 3-5 und 8-12 Mikrometern.
Die zweite Möglichkeit ist ein herkömmliches Instrument zu benutzen das nur einen oder wenige Detektorelemente besitzt. Man greift dann aus dem Spektrum eine Wellelänge heraus die einen interessiert und misst deren Intensität. Man erhält so einen Bildpunkt und die Intensität in einem engen Wellenlängenbereich. Bewegt man die Optik dann mit einem Motor, so erhält man ein Bild des Himmelskörpers in dem gewählten Spektralbereich. Von Vorteil ist, dass man hier beliebige Wellenlängen und auch niedrige Halbwertsbreiten einsetzen kann. Nachteilig ist, dass das Gesichtsfeld selbst bei großen Instrumenten groß ist. Die Auflösung gering. So hat Galileos NIMS eine Auflösung von 0.5 mrad bei einer Optik mit 22.8 cm Durchmesser (dies entspricht einer Auflösung von 500 km aus 100.000 km Distanz).
Die
modernste Technik findet sich bei Instrumenten wie OMEGA an Bord von Mars Express und VIMS an Bord von Cassini. Der Detektor ist auch hier ein HgCdTe Detektor in
Arrayform. Dadurch dass es nicht eine einfache Zeile, sondern ein zweidimensionales Instrument
ist erschließt sich auch die zweite Dimension. Entlang einer Zeile (X-Achse) erhält man ein
Spektrum, wobei jedes der 256 Spaltenpixels die Intensität einer Wellenlänge misst. Entlang der
Y Achse findet man das Licht des Spalts, d.h. das Licht auf Zeile 2 stammt von einem anderen
Ort als von Zeile 1. Bei einer Messung erhält man so ein Spektrum über den Spalt. Bewegt man nun
den Spalt über das Beobachtungsobjekt, so erhält man ein räumliches Bild. Man bekommt also eine
Datenkubus: X und Y Achsen für räumliche Auflösung und Z Achse für spektrale Auflösung. Nimmt man
alle Punkte einer gleichen Z Koordinate, so erhält man ein Bild gewonnen in einem Wellenbereich.
Die räumliche Auflösung ist hoch, die spektrale besser als bei dem Verfahren mit Filtern aber
kleiner als bei Instrumenten mit nur einem Detektor. Wenn Sie GIF Animationen eingeschaltet
haben sehen sie links das Funktionsprinzip von VIMS, einem Instrument dieser Bauart.
Der Nachteil ist die enorme Datenmenge die dabei generiert wird. Cassinis VIMS liefert einen Datenkubus von 64 x 64 x 256 Werten, das sind genausoviele Daten wie ein Bild der Telekamera, dabei ist das Bild nicht einmal gut aufgelöst 64 x 64 Pixels). Dabei war dies nur der Anfang. ein Spektrometer mit 560 Spektralkanälen und 600 Pixels pro Zeile wird 2005 mit dem Mars Reconnaissance Orbiter starten.
Modernere Spektrometer funktionieren nach dem Michelson Prinzip. Bei
klassischen Spektrometern wird das Licht durch ein Gitter aufgeteilt und auf einem Detektor oder
einer Detektorzeile detektiert. Jedes Pixel ist dabei ein Detektor welcher die Intensität einer
bestimmten Wellenlänge misst. Die Auflösung hängt vom Gitter, der Größe der CCD Pixels und der
Dispersion ab (Ein Gitter teilt ein Spektrum nicht linear auf, zum langwelligen Ende hin wird es
breiter).
Höhere Auflösung erhält man mit Michelson Spektrometern. Dieses enthält einen festen und einen beweglichen Spiegel sowie einen Strahlteiler. Der Strahlteiler spiegelt die Hälfte der ankommenden Strahlung zum beweglichen Spiegel und reflektiert die andere Hälfte zum festen Spiegel. Diese zwei Strahlen werden von den Spiegeln zurückreflektiert und überlagern sich am Strahlteiler je nach Position des beweglichen Spiegels und der Wellenlänge der Strahlung, so dass es eine Intensitätssteigerung oder Verminderung gibt.
Der bewegliche Spiegel wird mit konstanter Geschwindigkeit durch einen Linearmotor verschoben und ändert damit kontinuierlich die optische Wegdifferenz der beiden Teilstrahlen. Mit Bewegung des Spiegels ändert sich die Intensität jeder Wellenlänge. Die Frequenz dieser Änderung hängt von der Wellenlänge und der Geschwindigkeit des beweglichen Spiegels ab. Deshalb ändert sich die Intensität des Lichts für jede Wellenlänge bei einer entsprechenden Geschwindigkeit, der Ausgangsstrahl wird durch das Interferometer moduliert. Dieser wird dann durch die zu messende Probe zum Detektor geleitet. Am Detektor wird ein elektrisches Signal generiert (Interferogramm).
Das Interferogramm hat nichts mehr mit dem ursprünglichen Signal zu tun,
jedoch kann man es aus diesem wieder rekonstruieren. Von Vorteil ist, dass sich die Gestalt
geändert hat: Anstatt einem Gebirge (siehe erstes Bild). Bekommt man nun eine Kurve mit scharfen
Einbrüchen. Diese erinnern sehr stark an die Delta Funktion und so kann man dieses Spektrum einer
Fourier Transformation unterziehen. Dies reduziert die Datenmenge drastisch. Anstatt die
Intensität von Tausender Messpunkte zu übertragen kann man die wenigen ermittelten Koeffizienten
der Fourier Funktion übertragen. Auf der Erde macht man dasselbe dann umgekehrt. Ein Experiment
welches nach diesem Prinzip arbeitet ist das Planetare Fourier Spektrometer (PFS) an Bord von
Mars 96, Mars Express und Venus Express. Fourier Spektrometer werden eingesetzt wenn man ein sehr
Hochaufgelöstes Spektrum erhalten möchte.
Ein Photometer misst die Energiemenge, die ein Planet emittiert. Dazu platziert man einen Sensor der die Lichtintensität sehr genau misst in den Brennpunkt eines Teleskops. Man kann dadurch seine abgestrahlte Energie messen. Wenn man das Signal mit dem eines voll reflektierenden Körpers vergleicht, so kann man auch den Strahlungshaushalt bestimmen, (Gibt der Planet mehr Energie ab als er erhält oder umgekehrt). Sehr oft wird aber auch ein Photometer benutzt um die Abschwächung eines Sterns bei einer Bedeckung durch den Planeten zu verfolgen. Man kann so die Dichte der Atmosphäre in Abhängigkeit von der Höhe oder die Dichte von Planetenringen, wenn sie einen Stern bedecken untersuchen. Daraus sind Rückschlüsse über das Dichteprofil der Atmosphäre und Gesamtmasse sowie Teilchengröße der Planetenringe möglich. Bei Pioneer 10+11 wurde ein Photometer zweckentfremdet um Aufnahmen einfacherer Qualität zu gewinnen, indem man ein Bild aus tausenden von Messpunkten des Photometers zusammensetzte,
Ein Polarimeter misst die Drehung (Polarisation) von Licht. Kristalle, wie sie in Mineralien vorkommen können die Schwingungsebene des Lichtes drehen. Bestimmt man das Licht eines Körpers hinter einem Polarisationsfilter der gedreht wird, so nimmt die Intensität bei einem bestimmten Winkel rapide zu. Der Winkel ist charakteristisch für bestimmte Mineralien, wodurch die chemische Zusammensetzung von Monden oder Planeten bestimmt werden kann. Da man wie beim Photometer Lichtintensitäten messen muss finden sich beide Instrumente oft als Kombinationsinstrument.
Ein Radiometer misst im Infraroten Bereich die Eigenstrahlung eines Himmelskörpers. Dadurch kann die Oberflächentemperatur festgestellt werden und z.B. eine Temperaturkarte hergestellt werden. Das Funktionsprinzip ist das die Erwärmung einen Elementes im Brennpunkt eines Teleskops einen Strom verursacht, der gemessen werden kann. Verglichen wird diese Erwärmung mit einem zweiten Detektor der in den Weltraum schaut. Er liefert den immer vorhandenen Hintergrundstrom als Referenz. Ein zweiter Referenzpunkt kann eine Platte sein, die durch Beheizen eine definierte Temperatur hat. Ein rotierender Spiegel blendet meist nacheinander Weltraum-Plazet-Referenz ein. Durch Filter kann man auch hier verschiedene Kanäle (im Infraroten) auswählen um das Ergebnis zu verbessern. Radiometer werden oft mit Infrarot Spektrometern kombiniert.
Die Abkürzung SAR steht für Synthetisches Apperature RADAR. Ein normales RADAR sendet im
Mikrowellenbereich (2-20 GHz) Strahlung auf den Planeten und empfängt das Echo mit einer Antenne.
Im Prinzip kann man schon damit eine Karte eines Planeten machen, denn zuerst kommen die Echos
von Bergen, dann die von Tälern, so das man aus der Laufzeit ein Höhenprofil erstellen kann.
Ebenso wie Licht werden auch RADAR Strahlen gestreut und gedreht, dadurch erhält man
Informationen über die Oberflächenrauhigkeit (Sand, Steine, Felsbrocken?) und Neigung (steil,
flach?). In der Praxis hat man allerdings ein Problem: Die Genauigkeit hängt von der Wellenlänge
ab. Diese liegt bei Mikrowellen die Radar verwendet, aber bei etwa beim 100,000 fachen des
Lichtes.
Licht hat eine Wellenlänge von 0.38-0.78 µm. Radarwellen dagegen eine von 3,000-30,000 µm. Obgleich daher eine Radarantenne einige Meter Durchmesser hat, während ein optisches Instrument bei Planetenmissionen bisher eine Öffnung von einigen cm bis maximal 30 cm hat, ist die Auflösung durch die längeren Wellen sehr viel geringer. So hätte Magellan mit seiner 3.7 m Antenne aus 600 km Entfernung mit normalem RADAR nur Bilder von 6 km Auflösung geliefert. Normales Radar wurde z.B. bei Pioneer-Venus 1 eingesetzt und erreichte damals eine Auflösung von 16-20 km.
Der Trick beim SAR ist nun den Strahl nicht senkrecht fallen sondern leicht schräg. Der Effekt ist das man nun nicht nur senkrechte Echos bekommt sondern auch unter verschiedenen Winkeln gestreute. Ein Objekt emittiert zuerst Signale, die unter einem flachen Winkel gestreut sind, dann die mit höheren Winkeln. So erhält man nach und nach immer mehr Signale aus unterschiedlichen Winkeln von der beobachteten Stelle. Man speichert diese mit den Laufzeitunterschieden und berechnet dann aus diesen die Oberfläche. Im Prinzip kompensiert man also die geringe Auflösung durch verschiedene Ansichten eines Objektes. Die Technik erfordert sehr schnelle Rechner. Als die SAR Technologie 1978 mit dem Satelliten SEASAT eingeführt wurde brauchte ein Großrechner 8 Stunden um die 800 Megabit die der Satellit in 8 Sekunden an Daten sammelte, zu einem Bild aufzubereiten. Magellan hat mit dieser Technik die Auflösung um den Faktor 60 auf 100 m gesteigert. Auch hier hat die Sonde in einer Sekunde 800 Kilobit an Daten gesammelt. Dabei tastete sie nur eine Fläche von 16 × 6 km ab. Es werden also 10 mal mehr Rohdaten als Nutzdaten gewonnen.
Die Bilder sehen dann aus wie Fotos, aber sie zeigen etwas anderes. So sind helle Gebiete auf diesem Bild von Magellan nicht hohe Gebiete, sondern dort wurden die Radarstrahlen sehr gut zurückgestreut. Dort ist also ein Material mit guten Reflexionseigenschaften an der Oberfläche. Dunkle Gebiete dagegen schlucken die Strahlen weitgehend.
Radar bringt einen Vorteil, wenn man ein Objekt optisch nicht erfassen kann. Dies ist z.B. bei der Venus durch die dichte Atmosphäre gegeben. Auch bei Titan, der eine dichte Smogschicht hat, soll Cassini mit seinem SAR unter die Wolken schauen. Denkbar wäre auch die Anwendung bei einer zukünftigen Uranusmission: Die Monde des Uranus rotieren wie der Planet um 98° zur Ekliptik. Man kann die ganze Oberfläche also nur erhalten wenn man entweder im optischen Vereich 42 Jahre wartet (dann hat sich der Planet und die Monde um einen halben Umlauf um die sonne weiter bewegt) oder die dunklen Seiten mit Radar kartiert.
AltimeterDen Abstand einer Raumsonde zu der Oberfläche eines Himmelskörpers kann man am einfachsten mit einem Laserstrahl bestimmen: Man schickt Ihn zum Boden und misst die Zeit die vergeht bis man das Echo empfängt. Empfänger ist dann oft ein kleines Teleskop mit einem Lichtdetektor. Dies ist nützlich um bei unregelmäßig geformten Himmelskörpern (Asteroiden) die genaue Form festzustellen oder einfach Höhenprofile zu gewinnen. Macht man dies über längere Zeit, so kann man auch die Änderungen des Orbits durch Massekonzentrationen verfolgen. Man erhält also Hinweise über den inneren Aufbau des Planeten. Alternativ kann man so eine Höhenkarte anfertigen. Dies hat der Mars Global Surveyor getan. Diese Karte ist links abgebildet.
Auch mir RADAR (oder einfacher mit der Kommunikationsantenne) ist der Abstand nach dem gleichen Prinzip bestimmbar. Der Nachteil ist das eine Antenne ein größeres Gebiet abdeckt, während man einen Lichtstrahl auf einen Punkt ausrichten kann.
Radiowellen längerer Frequenz (einige Megaherz) können dicke Bodenschichten durchdringen. Sendet man Wellen dieser Wellenlänge aus und misst die Signallaufzeit und Empfangsenergie, so kann man Aussagen über die Struktur des Untergrundes treffen z.B. die dichte, das Vorhandensein von Hohlräumen und Stoffen die Radiostrahlung dieser Energie effizient absorbieren wie Wasser. Mit diesem Messprinzip arbeiten die Experimente MARSIS an Bord von Mars Express, VENSIS an Bord von Venus Express und SHARAD.
Sende und Empfangsantennen sind lange Stabantennen von einigen Metern Länge. Der Stromverbrauch ist durch das Senden von Radioimpulsen genauso wie bei abbildenden Radar Instrumenten sehr hoch. Die Auflösung ist jedoch wegen der großen Wellenlänge gering. Bei Mars Express liegt sie zwischen 5-9 km in Flugrichtung und 15-30 km quer dazu. Beim Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) mit 10 fach höherer Wellenlänge bei 300-1000 m in Flugrichtung und 3-7 km quer dazu. Die vertikale Auflösung ist durch Messung der Signallaufzeit besser bestimmbar und liegt im Bereich von 10-100 m.
Mit einem Magnetometer misst man die Stärke und Ausrichtung eines planetaren und interplanetaren Magnetfelds sowie seine zeitliche Änderung. Manche Planeten besitzen ein starkes (Jupiter) manche ein so schwaches Magnetfeld wie Mars bei dem man es erst 1989 entdeckte. Magnetometer für solch schwache Felder werden oft an einem Mast mehrere Meter von der Sonde entfernt um so empfindlichere Messungen ohne Störungen durch das Magnetfeld der Sonde zu ermöglichen. Früher wurden Magnetometer an Bord jeder Sonde mitgeführt. Als man dann bei Mond, Mars und Venus kein Magnetfeld entdeckte stellte man dies ein. Erst mit einer neuen Generation noch empfindlicheren Magnetometern hat sich dies geändert. Mit diesen kann man auch kleinste Magnetfelder entdecken (so bei Mars erst 1989 von Phobos 2 entdeckt) und auch Restmagnetisierungen beim Mond nachweisen (1999 von Lunar Prospector).
Es gibt verschiedene Typen von Magnetometern. Helium Magnetometern bestimmen Magnetfelder über den Zeemann Effekt. Helium wird durch Radiostrahlung in einen angeregten Zustand überführt und absorbiert 1.083 µm Strahlung generiert von einer Heliumlampe. Magnetfelder führen zur Aufspaltung der Absorptionslinien und zur Veränderung des Absorptionsverhaltens. Dies wird gemessen.
Verbreiteter ist das Fluxgate Magnetometer (nach Förster). Dieses Gerät geht von der schnellen Magnetisierung eines Paares leicht magnetisierbarer Spulenkerne hoher Permeabilität aus, die jeweils im Inneren eines konzentrischen Spulenpaares (primäre und sekundäre Windungen) sitzen. Ein durch die Primärspule fließender Wechselstrom magnetisiert den Kern, wodurch eine Spannung in der Sekundärspule induziert wird. In Gegenwart eines äußeren Feldes wird die Magnetisierungskurve des Kernes verschoben. Durch die Verwendung von zwei Kernen, die so angeordnet sind, dass sich die Messsignale bei Nichtanliegen eines äußeren Feldes aufheben, erhält man eine dem äußeren Feld proportionale Sekundärspannungsamplitude. Diese Wechselspannung hat die doppelte Frequenz des Magnetisierungsstromes.
Im Sonnensystem gibt es eine Reihe von Staub, sowohl interplanetar, wie auch bei bestimmten Planeten in den Ringen oder durch Beschuss von Monden durch Minimeteoriten. Ein Staubdetektor misst Anzahl, Richtung, Geschwindigkeit und Masse kleinster Staubteilchen. Dies kann durch Messung der Energie die beim Aufschlag freigesetzt wird, der Bruchstücke und der Flugrichtung geschehen. Es gibt hier mehrere Techniken dies zu bewerkstelligen. Die älteste sind gasgefüllte Kammern, versiegelt mit einer Folie. Ein Teilchen durchschlägt die Folie und das Gas strömt aus. Das Gas wird durch eine Kathode ionisiert und so wird der Strom durch das Ausströmen ansteigen. Man kann so den Durchmesser des Lochs bestimmen. Der Nachteil: Solche Detektoren können pro Zelle nur einen Einschlag detektieren. Sie wurden bei den Pionier 10+11 Raumsonden eingesetzt.
Moderner sind piezoelektrische Kristalle. Auftreffende Staubteilchen bringen diese zum Schwingen und verursachen so einen Strom. Durch mehrere Kristalle die aneinander liegen verursachen abprallende Sekundärteilchen bei diesen auch einen geringeren Strom. Dadurch ist auch die Einfaltsrichtung bestimmbar.
Die modernsten Systeme verwenden ein Massenspektrometer zur Detektion. Ein Ziel aus einem Silber (Edelmetall mit hoher Atommasse) wird von Staubteilchen getroffen. Diese erzeugen ein Plasma das durch ein Massenspektrometer analysiert wird. Die Anzahl der Ionen in der Plasmawolke korreliert mit der Masse des Teilchens. Wenn man, will kann man die neutrale Wolke die auch zurückbleibt, zusätzlich ionisieren und dann auch analysieren. Man erhält so nicht nur Daten über die Masse und Geschwindigkeit des Teilchens, sondern auch über seine chemische Zusammensetzung.
Von der Sonne geht ein ständiger Strom von Protonen, Elektronen und Atomkernen aus. Dasselbe kommt auch vom Interstellaren Medium zu uns. In Planetennähe werden diese Teilchen durch Magnetfelder umgelenkt. Ein Detektor misst die Anzahl, Flugrichtung und Energie geladener Teilchen durch freigesetzte Elektronen wenn sie ein elektrisches Feld z.B. mehrere hintereinander geschaltete Gitter durchqueren. Meistens werden mehrere Detektoren kombiniert: Für niederenergetische Teilchen wie Elektronen, hochenergetischen Teilchen wie Helium Kerne und neutrale Teilchen wie Moleküle und Atome.
Auch wenn Teilchenexperimente sehr unspektakulär sind gibt es bei diesen Experimenten große Fortschritte. Konnte man zuerst nur Teilchen zählen, kam später die Informationen über die Energie hinzu. Heute ist es möglich Einfaltswinkel, Teilchentyp, Ladung, Geschwindigkeit, Energie zu bestimmen. Meistens benötigt man dazu aber mehrere Instrumente, da sich bestimmte Messungen gegenseitig ausschließen. Daher haben viele Sonden mehrere Teilchenexperimente an Bord. Die Auswertung dieser Daten ist wichtig für die Interaktion des Planeten mit dem Sonnenwind. Dies lässt eine Ionosphäre und Strahlungsgürtel entstehen.
Für Detektoren gibt es heute drei Grundtypen. Der einfachste ist der Proportionalzähler. Nach diesem Prinzip funktionieren auch die Geiger-Müller Zähler. In einer gasgefüllten Kammer ist ein Draht in der Mitte unter Spannung gesetzt. Ein einfallendes geladenes Teilchen ionisiert durch Zusammenstoß Atome des Gases. Diese werden zum Draht durch ein elektrische Feld beschleunigt und treffen dort auf und verursachen einen Strom. Der Detektor heißt so, weil der Strom proportional zur Energie des Teilchens ist. Durch die Gasfüllung aber auch die angelegte Spannung kann man den Messbereich und die Empfindlichkeit justieren.
Heute üblicher sind Szintillationszähler. Dabei passieren Teilchen eine Substanz und stoßen dort mit den Atomen zusammen. Die Atome geben die Energie als einen Lichtblitz wieder ab. Das Licht wird durch Photomultiplier verstärkt und gleichzeitoig in ein elektrisches signal umgewandelt. Diese Detektoren sind empfindlicher, da die Atome nicht ionisiert werden müssen. Typische Materialen aus denen solche Detektoren aufgebaut sind, sind die Salze Cäsiumiodid und Natriumiodid, jeweils als große durchsichtige Einkristalle.
Die letzten Detektoren arbeiten nach dem Tscherenkow Prinzip. Durchquert ein sehr schnelles Teilchen ein Material so hinterlässt es eine Lichtspur, vergleichbar der Überschallwelle eines schnellen Flugzeugs in der Luft. Auch hier wird das Licht detektiert. Der Tscherenkow Detektor erfasst nur Teilchen ab einer bestimmten Energie, ist also selektiv.
Von einem Spektrometer spricht man wenn man die Teilchen über ihre Teilchenenergie summiert, analog wie man dies beim Licht macht. Man spricht dann oft von x Spektralkanälen. D.h. dass der erfassbare Energiebereich in x Teilbereiche aufgeteilt wird indem Teilbereich nur die Summe der detektierten Teilchen erfasst wird.
Eine Besonderheit sind Microchannel Plate oder MCP Detektoren. Man findet sie
auch ein anderen Instrumenten die Elektronen freisetzen. Massenspektrometer benutzen z.B. MCP als
Detektoren. Ein Channelplate ist eine zweidimensionale Elektronenverstärkungseinheit, die aus
mehreren Millionen einzelnen Channeltron (Elektronenvervielfacher) besteht. Diese bestehen aus
kleinen Bleiglasröhrchen, die in einer zweidimensionalen Matrix parallel nebeneinander angeordnet
sind. Die Röhrchen sind innen mit einer siliziumdioxidhaltigen Schicht auf einem
Halbleitermaterial ausgekleidet, welche eine hohe Sekundärelektronenausbeute besitzt.
Zwischen der Oberkante und der Unterkante der MCP ist eine hohe Spannung, typischerweise 1000-3000 V angelegt. Die Spannung zwischen Eingang und Ausgang beschleunigt die Sekundärelektronen der ersten Generation in Richtung Ausgang und ermöglicht es diesen, weitere Elektronen aus der Halbleiterschicht auszulösen, so dass durch die hohe Sekundärelektronenausbeute insgesamt eine Verstärkung des Eingangsstromes um einen Faktor >5000 erreicht wird. Der Durchmesser der einzelnen Röhrchen bei typischen MCP Konstruktionen beträgt 10µm, ihre Länge 0,4 mm, ihr Abstand (Mittelpunkt zu Mittelpunkt) 12 µm. MCP sind auch die Basis von Nachtsichtgeräten in denen sie heute eingesetzt werden um das Restlicht zu verstärken.
Die Elektronen am Ausgang können dann gemessen werden. Zusammen mit der Detektor spricht man dann von einem CEM (Channel Electron Multiplier).
Da die Teilchen Ionen sind kann man als Detektor auch ein Massenspektrometer benutzen. Man erhält dabei sehr genaue Information über Masse, Ladung und Energie. Verwendet werden hier oft Flugzeitmassenspektrometer die sehr schnelle Messungen zulassen. Dies ist bei vielen Teilcheneinschlägen unentbehrlich, da normale Quadrupolmassenspektrometer die Daten von mehreren Teilchen zusammen abgeben würden.
Doch meist ist man nicht am Detektieren einzelner Teilchen interessiert, sondern an Summeninformationen. Dazu wird der Strom den ein Detektor liefert digitalisiert und gezählt wie viele Teilchen in einem Teilintervall vorkommen. Verwendet man 8 Bit zur Digitalisierung so kann man maximal die Teilchenenergie in maximal 28 Teilintervalle oder "Kanäle" unterteilen.
In amerikanischen Experimentbeschreibungen ist meist von einem Teilchenteleskop die Rede. Dies ist im Deutschen so nicht übersetzbar, da man Teilchen nicht wie Licht auf eine Optik bündeln kann. Gemeint ist vielmehr, das der Detektor Teilchen nur von einer Richtung detektiert. Dies kann man erreichen indem man eine Einlassröhre vor den Detektor baut und diesen nach innen in die Raumsonde verlagert. Da dies aussieht wie der Tubus eines Fernrohres spricht man im amerikanischen Sprachgebrauch daher von einem Teilchenteleskop.
Es gibt verschiedene Methoden eine Ortauflösung eines Detektors zu erreichen. Im einfachsten Fall umgibt man 5 der 6 Seiten mit einem Schild. Besser sind mechanische Systeme die wie eine Röhre nur Teilchen einer Richtung passieren lassen. Man kann auch mehrere Detektoren nebeneinander aufstellen und so die Richtung feststellen. Besser geht dies durch ein elektrostatisches Feld. Dazu müssen die Teilchen vor dem Detektor eine Zone passieren in der zwei Metallplatten unter Spannung stehen. Sie erzeugen ein elektrisches Feld. Dies lenkt Teilchen aus ihrer Bahn ab. Man kann dieses Feld auch so steuern, dass bestimmte Teilchen vorher auf die Platten auftrafen und den Detektor gar nicht erreichen, so kann man Elektronen von Protonen oder Ionen trennen oder einfach geladene von doppelt geladenen Teilchen oder schnelle von langsamen. Eines der am weitesten entwickelten Instrumente dieser Sorte ist ASPERA an Bord von Phobos 1+2, Mars Express, Mars 96 und Venus Express.
Neutronen entstehen erst in planetaren Atmosphären oder der
Oberfläche, wenn Protonen auf andere Atomkerne prallen und dabei ein Neutron freigesetzt wird.
Dieses wechselwirkt dann mit der Materie. Neutronen sind anders als Protonen sehr durchdringend
und können je nach Zusammensetzung der Oberfläche einige Hundert Meter Tiefe erreichen. Man kann
daher sehr tief in die Oberfläche schauen.
Neutronendetektoren sind in der letzten Jahren Bestandteil von Sonden geworden. Neutronen werden von Elementen hoher Atommasse kaum beeinflusst, doch bremsen Elemente niedriger Atommasse, vor allem Wasserstoff diese ab. Neutronendetektoren sind daher Wasserstoffdetektoren. Da Wasserstoff sich aber praktisch nur in Form von Wasser oder Hydrogencarbonaten in planetaren Oberflächen findet ist dies gleichbedeutend mit dem Nachweis von Wasser.
Bestimmt man die Energie der durch kosmischen Strahlen freigesetzten Neutronen die von der Planetenoberfläche emittiert werden, so kann man auf die Mange von Wasser bestimmen, das sich nahe der Oberfläche befindet. Dazu gibt es zwei Methoden. Niedrigenergetische Neutronen werden über den Einfang von Neutronen von Bor bestimmt. Dazu wird ein klarer Kunststoffkörper mit Bor dotiert. Ein Neutron stößt mit den Wasserstoff und Kohlenstoffkernen des Kunststoff zusammen, und wird verlangsamt. Schließlich erreicht er eine Geschwindigkeit die ausreicht aus um von einem Bor Kern eingefangen zu werden. Der Bohrkern zerfällt dann in einen Lithiumkern. Dies verursacht einen Lichtblitz, der durch Photomultiplierröhren detektiert und verstärkt wird. Moderne Instrumente schirmen den Kunststoff in vier von sechs Richtungen (oben, unten, links, rechts, vorne, hinten) ab und verwenden mehrere Detektoren die gegenüber und orthogonal aufeinander stehen. Dadurch Subtraktion der Signale von vorne und hinten kann man so zwischen Neutronen aus dem Weltraum und vom Planeten besser unterscheiden. Analog kann man thermale von nicht thermalen Neutronen durch die Geschwindigkeit der Sonde und den daraus entstehenden Signalunterschieden der Detektoren in Flugrichtung unterscheiden. Nach diesem Prinzip arbeitet z.B. der Neutronendetektor an Bord von Mars Odyssey. Er erstellte diese Karte des Wasservorkommens auf dem Mars.
Auf russischen Sonden wird ein Detektor verwendet, der auch Neutronen hoher Energie detektieren kann. Er verwendet die Reaktion ³He(n, p) ³H + 0,768 MeV. Der Detektor enthält Helium-3, welches bei Kontakt mit Neutronen Röntgenstrahlung aussendet die dann wiederum detektiert werden kann. Der Detektor ist üblicherweise auf fünf Seiten von Cadmium umgeben um Neutronen aus dem Weltall zu stoppen. Eine Folie aus Polyethylen dient als Moderator und bremst einfallende Neutronen ab. Durch verschieden starke Polyethylenschichten kann man die Empfindlichkeit des Instruments in einem breiten Bereich von 0.1 eV bis 1 MeV Neutronenenergie variieren.
Summiert das Experiment nur die Zahl der Neutronen eines bestimmten Energiebereichs, so spricht man von einem Neutronenspektrometer.
Neben
Teilchen gilt es auch Strahlung zu detektieren. Detektoren erfassen hier sehr unterschiedliche
Wellenbereiche: Röntgen und Gammastrahlung von der Sonne oder Radiostrahlung von den Planeten.
Für letzteres werden oft lange Peitschenantennen (bis zu 70 m) verwendet. Radiowellen werden von
Elektronen ausgesandt, wenn diese sich entlang der Magnetfeldlinien bewegen. Die Experimente kann
man vereinfacht als einen Breitbandempfänger mit einer sehr guten Antenne vergleichen. Es wird
bei einem Plasmawellen Spektrometer die Energie der Radiostrahlung einem breiten Wellenbereich
bestimmt. Manche Experimente messen auch die Wellenform. Dann kommen sehr große Datenmengen
zusammen, die bei Voyager und Galileo lieferten diese Experimente genauso viel Daten wie die
Kameras. Der Name Plasmawellen Spektrometer ist etwas irreführend, da man nicht Teilchen des
Plasmas misst sondern die Radiowellen die beim Abbremsen von Plasma emittiert werden. Die Angabe
"Spektrometer" sagt aus, dass man die Energie der Teilchen über den Messbereich in einzelnen
Kanälen summiert.
Skaliert man die Wellenlänge auf den hörbaren Bereich herunter, so kann man die Plasmawellen hörbar machen. Bei den Voyager Raumflügen hörte sich dies wie eine Mischung aus Walgesängen, rauschendem Wasser und Formel-1 Rennstrecke an. Das Bild links zeigt die empfangene Radiostrahlung beim Vorbeiflug von Cassini an Jupiter an. X Achse: Zeit, Y Achse : Frequenz, Helligkeit: Intensität.
Für Röntgen und Gammastrahlung nimmt man Kristalle aus Cäsiumiodid oder anderer Materialen die einen Lichtblitz abgeben wenn sie von hochenergetischer Strahlung getroffen werden. Auch Halbleiterelemente können dazu verwendet werden, wie Siliziumdetektoren oder Bismut-Germaniumkristalle. Hier entfällt die Wandlung von Licht in Strom.
Den Strom an Teilchen misst man mit einer Faraday Cup Sonde. Das ist ein Metallzylinder der die Elektronen aufnimmt. Sie entladen sich in ihm. Außen ist er isoliert mit einem keramischen Material, das an den Zylinder eine hohe Spannung anlegt. Damit können die Elektronen nicht entweichen. Gegen einen zweiten äußeren Zylinder ist dann der innere durch einen dünnen Draht verbunden. Zwischen beiden kann dann der Gesamtstrom, der durch die Elektronen verursacht wird gemessen werden.
Elektronendichten und Temperaturen misst man durch Langmuir Proben. Das sind Elektroden die in das Plasma zeigen und von diesem wird die Elektrode in ihrer Ladung verändert. Man vergleicht dies mit einer Referenzelektrode und kann die Plasmatemperatur messen indem man die Spannung zwischen beiden Elektroden variiert.
Ein Experiment hat jede Sonde praktisch gratis an Bord: Die Funkverbindung zur Erde. Schon durch die Schwankung des Signals durch die Geschwindigkeitsänderung einer Sonde beim Vorbeiflug an einem Planeten kann man auf dessen Masse und bei sehr nahen Vorbeiflügen sogar auf die Masseverteilung schließen. Wird das Signal beim Durchgang durch eine Atmosphäre abgeschwächt, so kann man ein Höhenprofil der Dichte erstellen. Eine Sonde in einem Orbit erfährt Bahnänderungen die sich ebenfalls über die Kommunikation bestimmen lassen. Damit können lokale Massekonzentrationen bestimmt werden. Dies geschieht durch den Dopplereffekt. Eine Geschwindigkeitsänderungen verschiebt das Signal in einen kürzer- oder längerwelligen Bereich. Damit man auch kleinste Abweichungen des Signals bestimmen kann nutzt man dazu USO: Ultrastabile Oszillatoren. Das sind elektronische Bauteile, die ein Signal mit einer festen Frequenz abgeben. Die Frequenz ändert sich kaum und so können Dopplerverschiebungen genau bestimmt werden. Nur so gelang es die Masse von kleinen Himmelskörpern wie Phobos oder Deimos genau zu bestimmen.
Die Sonne beschießt alle
Mond und Planeten ständig mit Röntgen und Gammastrahlung. Diese regt Mineralien zur Fluoreszenz
an, die man aus nicht zu großer Höhe auch von Raumfahrzeugen aus messen kann. Da die
hochenergetischen Strahlung sehr schnell durch Gase abgeblockt wird funktioniert diese Messmethode
nur bei atmosphärenlosen oder Himmelskörpern mit dünner Atmosphäre wie dem Mond, Merkur, Mars
oder Asteroiden. Zur Naherkundung kann aber diese Methode auf Landefahrzeugen (Surveyor, Viking)
eingesetzt werden. Elemente mit kleineren Atommassen als Magnesium sind mit dieser Methode
allerdings schwer nachweisbar.
Manche radioaktiven Elemente sind auch aktive Gammastrahler, vor allem die Elemente Uran, Thorium und Kalium. Die lokale Konzentration kann man dann sehr gut bestimmen und daraus eine Karte des Vorkommens dieses Elementes erstellen. Das Gammastrahlenspektrometer an Bord von Lunar Observer hat so diese Karte der Thoriumkonzentration beim Mond erstellt.
Gammastrahlen werden oft mit einem großen Halbleiterkristall, meist aus Germanium oder Bismutgermanat bestimmt. In diesem Material gibt es zahlreiche Bindungselektronen welche in normalen Kristallgitter gebunden sind, aber nur schwach. Hochenergetische Strahlung stößt mit den Elektronen zusammen und schlägt sie aus der Bindung heraus. Die hohe Energie der Elektronen reicht aus dies bei weiteren Zusammenstößen auch mit anderen Elektronen zu tun. So vervielfacht sich die Zahl der freien Elektronen in dem Kristall und es gibt einen messbaren Strom. Dieser wird gemessen und die Stärke digitalisiert. Dabei spricht man oft von Kanälen. Die Bedeutung ist jedoch anders als bei anderen Instrumenten wo mehrere Kanäle auch unterschiedlichen Detektoren entsprechen. Es gilt folgender Zusammenhang: Die Digitalisierung des Stromes in n Bits führt zu 2n Kanälen. Üblich sind 8,10,12 oder 14 Bits für die Digitalisierung. Ein Spektrum erhält man indem man die Ereignisse in jedem Kanal zählt.
Man kann die Genauigkeit der Messung noch verfeinern, wenn man den Kristall unter hohe Spannung setzt (Beim GRS an Bord von Mars Observer und Mars Odyssey z.B. unter 3000 V), dies führt zu einer Verstärkung des Stromes. Durch die Gammastrahlung altert die Kristallstruktur, so dass man den Kristall zyklisch auf etwa 100 Grad erhitzen muss um diese Defekte zu minimieren.
Diese Instrumente werden bei Sonden
eingesetzt die in die Atmosphäre eindringen, obgleich ein Massenspektrometer auch bei einer Sonde
in einem niederen Orbit die Hochatmosphäre untersuchen kann. Ein Gaschromatograph trennt ein
Gasgemisch auf, das er durch eine lange, dünne Säule schickt. An einem Detektor kommen die Gase
nacheinander an. Man kann damit sowohl die Zusammensetzung der Atmosphäre wie auch jeder
verdampfbaren Probe nachweisen. Gekoppelt wird ein Gaschromatograph oft mit einem
Massenspektrometer als Detektor. Dieses trennt das ausgehende Gas nochmals nach Isotopen auf.
Dadurch ist zum einen eine genaue Identifizierung möglich, zum, anderen werden auch
Isotopengemische bestimmt, die Rückschlüsse über die Geochemische Vergangenheit der Atmosphäre
zulassen. Da Massenspektrometer sehr empfindlich ist können sie auch in einem niederen Orbit die
Zusammensetzung der dort noch vereinzelt auftretenden Moleküle und Atome messen.
Massenspektrometer können auch Gesteine untersuchen, indem man diese verdampft. Dies ist mit
Gaschromatographen, die größere Probenmengen erfordern nicht möglich.
Der Vorteil eines Massenspektrometers ist:
Gekoppelt mit einem Gaschromatographen ist es möglich ein Gemisch von Substanzen besser zu bestimmen, da das Gemisch aufgetrennt wird, und die Substanzen so zeitlich verzögert an dem Detektor ankommen.
Massenspektrometer findet man daher in vielen Sonden. Bei Landesonden liegt der Nutzen auf der Hand. Doch kann ein solches Massenspektrometer auch als Staubanalysator fungieren: Staub trifft auf ein Ziel und wird durch die Aufschlagenergie teilweise ionisiert. Das ionisierte Plasma wird dann durch ein Massenspektrometer analysiert. Deutsche Staubdetektoren funktionieren nach diesem Prinzip und wurden seit 1985 auf jeder Kometenmission (von Russland, der ESA und den USA) eingesetzt.
Jedes Massenspektrometer besteht aus folgenden Einzelteilen:
Die Ionisierungsquelle ionisiert die Probe. Dazu verwendet man eine Ionenquelle. Gebräuchlich sind Metallplatten die erhitzter werden und die Elektronen freisetzen. Diese werden auf ein Ziel, z.B. Drähte aus Rhenium beschleunigt indem zwischen Metallplatte und Ziel eine Spannung angelegt wird. Dort treffen Sie auf die Probenmoleküle und schlagen meist aus diesen weitere Elektronen heraus, so das Ionen vorliegen. Dies geht nur wenn die Konzentration der Probe sehr gering ist, im Massenspektrometer herrscht also fast ein Hochvakuum. (10-8 Millibar).
Der Analysator unterscheidet sich
von Gerätetyp zu Gerätetyp. Das empfindlichste Instrument ist das Quadrupolmassenspektrometer.
Dabei besteht der Analysator aus 4 Stäben von denen jeweils die gegenüberliegenden elektrische
verbunden sind. Auf jedem Stabpaar liegt eine Gleichspannung an die von einer Wechselspannung
hoher Frequenz überlagert ist. Die hat folgenden Effekt ein Ion wird durch die Gleichspannung zu
einem Stab angezogen. Durch wechseln der Spannung wird es aber bald darauf zu dem
gegenüberliegenden Stab gezogen. Es gibt nun genau 3 Fälle:
Das Quadrupolmassenspektrometer sortiert also alle Teilchen aus die einem Kriterium (Masse, Ladung) nicht genügen, nur die anderen werden durchgelassen und detektiert. Variiert man Gleich und Wechselspannung so kann man verschiedene Massenbereiche abdecken. Dadurch dauert eine Messung aber auch länger als bei einem Flugzeitmassenspektrometer. Verbessern kann man dies noch wenn man hinter das Massenspektrometer noch ein Magnetfeld postiert. Dann trennt es die einzelnen Ionen auch noch nach dem Kriterium Masse/Ladung auf. Ionen gleicher Masse landen so an einem anderen Ort, d.h. der Detektor muss auch den Aufschlagsort detektieren können. Man spricht dann von einem doppelt fokussierenden Massenspektrometer.
Der Detektor ist unterschiedlich je nach Einsatzzweck. Kommt es nicht auf eine Ortsauflösung an so kann man Dynoden oder andere Elektronenvervielfacher verwenden. Die Auftreffenden Ionen schlagen hier aus einer Schicht Elektronen heraus die durch eine Spannung beschleunigt werden und andere Elektronen freisetzen. So kann das Signal um den Faktor 1 Millionen verstärkt werden. Bei doppelt fokussierenden Massenspektrometern ist auch der Ort wichtig. Hier werden MCP als Detektoren benutzt.
Eine zweite Variante sind die Flugzeitmassenspektrometer. Hier werden die Ionen durch ein elektrostatisches Feld beschleunigt, so dass leichte Ionen schneller am Detektor ankommen als schwere. Damit man diese zuordnen kann wird ein Teil der Ionen vorher detektiert z.B. durch ein Gitter, dessen Spannung durch auftreffende Ionen absinkt. Gemessen wird die Flugzeit und die Energie der Ionen. Alle Ionen werden nacheinander detektiert.
Beide Techniken haben Vor- und Nachteile. Das Quadrupolmassenspektrometer ist empfindlicher. Geräte an Bord von Planetensonden erreichen Massenauflösungen von 1000-10000. Das bedeutet, das ein solches Gerät Kohlendioxid (Atommasse 28.0104) von Stickstoff (Atommasse 28.0134) unterscheiden kann. Allerdings braucht eine Messung Zeit und die Probenzusammensetzung darf sich in dieser Zeit nicht ändern. Ein solches Gerät eignet sich zur stationären Untersuchung von Atmosphären von Planeten oder der Ionosphäre oder der Koma von Kometen, also überall dort wo man nicht innerhalb von Sekundenbruchteilen mit neuen Proben neuer Zusammensetzung rechnet.
Will man die chemische Zusammensetzung von Staub der auf einem Ziel ionisiert wird oder von einzelnen Ionen, die von einem Teilchendetektor kommen untersuchen so ist das Flugzeitmassenspektrometer geeigneter. Es hat meist nur eine Auflösung von 50-250, kann also nur grob die Molekülmasse angeben. Aber es kann 4000-10000 mal pro Sekunde ein Spektrum erstellen und so bei vielen Teilchen oder Staubeinschlägen jeden Einschlag einzeln untersuchen.
Der Gaschromatograph findet man heute weniger als einzelnes Instrument obwohl es auch hier Detektoren gibt welches sehr empfindlich sind. Das Grundprinzip eines Gaschromatographen ist sehr einfach. Eine gasförmige Probe (entweder eine Gasprobe oder eine verdampfte feste Probe) wird durch eine sehr lange Kapillarsäule, das ist eine innen hohle Glasfaser mit einer rauen Oberfläche durch ein Trägergas gespült. Das Trägergas ist je nach Detektortyp Helium oder Wasserstoff. Die Länge einer solchen Kapillarsäule die aufgewickelt ist beträgt zwischen einigen und bis zu 30 m. Wasserstoff und Helium sind inerte Substanzen, die meisten Moleküle sind aber mehr oder weniger polar. Nun befindet sich auf der Oberfläche des Glases eine dünne Schicht eines polaren Materials wie z.B. Siliziumdioxyd mit einer großen Oberfläche. Die polaren Moleküle fühlen sich zu diesem hingezogen und gehen eine schwache Bindung ein. Auftreffende Moleküle des Trägergases drängen das Molekül aber weiter. Je größer und je polarer ein Molekül ist desto mehr wird es gebunden und desto langsamer passiert es die Säule. Am Schluss kommen alle Moleküle nacheinander getrennt nach ihrer chemischen Natur an. Dies geht über Minuten so. Man kann diese nun delektieren z.B.,. Durch einen Wärmeleitfähigkeitsdetektor (Vorbeiströmende Moleküle ändern die Temperatur eines Drahtes) oder durch einen Flammenionisationsdetektor (Eine Flamme ionisiert die Moleküle und die Ionen werden detektiert). Man wird nur auf ein Massenspektrometer als Detektor verzichten wenn es enge Gewichtsanforderungen gibt oder wenn man kein Vakuum für das Massenspektrometer herstellen kann (ist z.B. auf der Venus schwieriger als auf dem Mars).
Wichtig für die Planetenforschung ist auch die Evolution einer Atmosphäre, das heißt, wie hat sie sich im Laufe der Zeit verändert. Hier können Massenspektrometer über Isotopenanalysen bei der Aufklärung helfen. Fast jedes Element kommt in mehreren Isotopen vor, d.h. Atomen mit unterschiedlicher Atommasse. Bei dem Wasserstoff ist z.B. sein schweres Isotop Deuterium mit Atommase 2 sehr bekannt und beim Kohlenstoff das Isotop C-14, da es zur Altersbestimmung benutzt wird.
Jede Atmosphäre wird nach oben hin dünner und gelangt schließlich in einen Bereich wo die Moleküle durch solare UV Strahlung in Atome gespalten werden. Dabei werden die Atome durch solare Strahlung beschleunigt und manche sind so schnell, dass sie die Fluchtgeschwindigkeit des Himmelskörpers erreichen und diesen verlassen können. Auf der Erde ist dies leicht für den Wasserstoff möglich. In der Sonne und dem Urnebel aus dem sich alle Himmelskörper formten gab es ein konstantes Verhältnis der Isotope zueinander. Da die Möglichkeit des Entweichens von der Masse abhängt reichern sich die schweren Isotope an im Laufe der Zeit an.
Bestimmt man heute das Verhältnis der Isotope, so kann man ableiten wie sich die Atmosphäre seitdem verändert hat. So verriet das Stickstoff-15 zu Stickstoff-14 Verhältnis bei Titan, dass dieser im Laufe seiner Zeit ¾ seiner Atmosphäre verloren hat. Bei der Venus verriet das Deuterium:normalem Wssserstoffverhältnis, dass diese einmal große Wassermengen besessen haben musste.
Eine Sonderrolle nimmt das Argon ein. Argon ist ein Edelgas und eigentlich recht selten im solaren Urnebel. In vielen planetaren Atmosphären kommt es dagegen sehr häufig vor. Auf der Erde ist es z.B. mit 0.934 Volumenprozent das dritthäufigste Gas. Der Grund liegt zum einen daran, dass die Atommasse von 36-40 je nach Isotop so hoch ist, dass selbst kleine Körper ihr Argon halten können zum anderen stammt das meiste Argon nicht von der ursprünglichen Atmosphäre. Argon besteht aus 3 Isotopen mit den Atommassen 36,38 und 40. In der Sonne gibt es nur Argon 36 und 38 mit einem Verhältnis zueinander von 5:1. Demgegenüber liegt es auf der Erde ganz anders. 99.6 % des Argons bestehten aus Argon-40, 0.337 % als Argon 36 und 0.063 % aus Argon 38.
Dieses Missverhältnis kommt dadurch zustande, weil Argon-40 das Zerfallsprodukt von Kalium-40 ist. Kalium 40 ist ein radioaktives Kalium Isotop mit einer Halbwertszeit von 1.3 Millarden Jahren. Kalium ist ein sehr häufiges und leichtes Element, kommt also verstärkt in der Kruste von Planeten vor. Andererseits ist seine Halbswertszeit von 1.3 Milliarden lang genug, dass es sich über geologische Zeiträume langsam abbaut und die Atmosphäre mit Argon-40 anreichert. Auf der Erde stammen also 99.6 % des Argons aus dem Zerfall von Kalium-40. Dies liegt an der Plattentektonik, welche dauernd Erdamnetelmaterial aufschmelzt und dadurch das Argon-40 freisetzt. Auf der Venus findet man erheblich 300 mal weniger Argon-40 und dies bedeutet, dass der Planetz nicht geologisch aktiv ist. Gleichzeitig verrät die Absolutmenge des Argons 36, dass die Venusatmosphäre schon immer dichter als auf der Erde gewesen sein muss.
Auf Titan fand Huygens überhaupt kein Argon 36 und 38. Das bedeutet, dass Titans Atmosphäre eine sekundäre Atmosphäre ist. Das heißt er hat entweder seine Uratmosphäre verloren und später eine neue gebildet, oder er besass zuerst keine und hat erst später eine gebildet. Isotopenanalysen können einem also sehr viel über die Veränderung eines Planeten über die Zeit verraten.
Hier handelt es sich um das was auch auf der Erde als
Wetterstationen bekannt sind: Sensoren für Druck, Windrichtung und Geschwindigkeit, Temperatur
und Feuchtigkeit. Man findet diese in Atmosphärensonden oder Landefahrzeugen.
Ein Nephelometer misst die optische Dichte einer Atmosphäre, oder wie viel Licht sie verschluckt bzw. wie weit man sehen kann. Man hat solche Instrumente in Venus Landekapseln oder in der Galileo Atmosphärensonde eingesetzt.
Ein Seismometer misst ob auf einem Planeten oder Mond Bewegungen des Bodens vorkommen und wie stark diese sind. Bei Himmelskörpern die keine Atmosphäre haben, wie dem Mond verursachen auch Meteoriteneinschläge leichte Beben. Die Zusammensetzung des Mantels und des Kerns ist mit Seismometer durch die Ausbreitungsgeschwindigkeit von größeren Wellen bestimmbar. Seismometer waren an Bord der Apollo Missionen und bei den Viking Raumsonden auf dem Mars.
Wird ein Gestein mit den hochenergetischen Protonen oder
Alpha Teilchen bestrahlt, so werden diese an den Kristallstrukturen gestreut oder können das
Aussenden von eigenen Protonen und Elektronen bewirken. Damit kann man Rückschlüsse sowohl auf
das Vorhandensein leichter wie auch schwerer Elemente machen. Leichte Elemente senden
Röntgenstrahlen aus, schwere Streuen die Alphateilchen. Bestimmt man die Energie der
reflektierten Strahlung, so kann man die elementare Zusammensetzung der Probe bis etwa zu der
Atommasse von Nickel/Zink bestimmen. Der Wasserstoff kann so nicht bestimmt werden (wichtig für
die Bestimmung von Wasser) sondern wird meist über andere Methoden oder aus dem Sauerstoffgehalt
abgeleitet.
Da die hochenergetischen Teilchen sehr rasch abgestoppt werden muss man die Proben sehr nahe an das Instrument bringen, entweder durch Sammeln oder wie beim Rover von Pathfinder indem man mit dem Rover an die Steine heranfährt. Quelle sind radioaktive Isotope wie Curium 244.
Das gleiche Messprinzip haben auch Instrumente an Bord von Orbitern, wenn der Himmelskörper kein oder nur eine dünne Atmosphäre hat. Auch hier kann man die von dem Gestein, dass mit kosmischen Protonen und Alphastrahlen bombardiert wurde die emittierte Röntgenstrahlung messen. Ein solches Instrument kam z.B. an Bord von NEAR zum Einsatz. Nachteil der Instrumente ist, dass man sehr viele Ereignisse registrieren muss um aufschlussreiche Ergebnisse zu erhalten. Orbiter müssen daher Monate lang integrieren und an Bord von Landesonden dauert eine typische Messphase auch über 10-12 Stunden.
Greifer, Stoßdämpfer oder auch die Fotografie des Landefußes, geben Aufschluss über die Beschaffenheit des Bodens, seine Körnigkeit, Tragfähigkeit, Adhäsion. Bringt man am Greifer noch Sensoren an so kann man auch die magnetischen, elektrischen oder thermischen Eigenschaften des Bodens untersuchen.
Ein Mikroskop macht Oberflächenstrukturen deutlich. Es gibt hier zwei Typen. Zum einen normale Mikroskope, meist CCD Kameras mit einer Vergrößerungslinse, die sehr nahe an ein Objekt herangefahren und so vergrößern. Derartige Instrumente sind noch neu und werden erstmals bei den Mars Rovern im Jahre 2003 eingesetzt.
Viel interessanter sind die europäischen Entwicklungen. Es handelt sich hier nicht um Lichtmikroskope sondern Rasterkraftmikroskope, bei denen der Abstand einer feinen Nadel von der Oberfläche einen Strom induziert. Dieser erlaubt ein Höhenprofil und gleichzeitig regelt er auch den immer konstanten Abstand zur Probe. Ein solches Experiment fliegt an Bord von Rosetta mit und untersucht dort Staub des Kometen. Ein weiterer Einsatz ist auf einer der nächsten Marslandemissionen geplant.
Lang Zeit gab es von mir nur ein Buch über Raumsonden: die beiden Mars-Raumsonden des Jahres 2011, Phobos Grunt und dem Mars Science Laboratory. Während die russische Raumsonde mittlerweile auf dem Grund des Pazifiks ruht, hat für Curiosity die Mission erst bekommen. Das Buch informiert über die Projektgeschichte, den technischen Aufbau der Sonden und ihrer Experimente, die geplante Mission und Zielsetzungen. Die Mission von Curiosity ist bis nach der Landung (Sol 10) dokumentiert. Einsteiger profitieren von Kapiteln, welche die bisherige Marsforschung skizzieren, die Funktionsweise der Instrumente erklären aber auch die Frage erläutern wie wahrscheinlich Leben auf dem Mars ist.
2018 wurde dies durch zwei Lexika, im Stille der schon existierenden Bücher über Trägerraketen ergänzt. Jedes Raumsonden Programm wird auf durchschnittlich sechs bis acht Seiten vorgestellt, ergänzt durch eine Tabelle mit den wichtigsten zeitlichen und technischen Daten und Fotos der Raumsonde, bzw., Fotos die sie aufgenommen hat. Ich habe weil es in einen band nicht rein geht eine Trennung im Jahr 1990 gemacht. Alle Programme vorher gibt es in Band 1. Die folgenden ab 1990 gestarteten dann in Band 2. In Band 2 ist ein Raumsonden Programm meist eine Einzelsonde (Ausnahme MER). In Band 1 dagegen ein Vorhaben das damals zumeist aus Doppelstarts bestand, oft auch mehr wie z.B. neun Ranger oder sieben Surveyor. Beide Bänder sind etwa 400 Seiten stark. In Band 1 gibt es noch eine gemeinsame Einführung für beide Bände über Himmelsmechanik und Technik der Instrumente. Beide Bände haben einen Anhang mit Startlisten, Kosten von Raumsonden und Erfolgsstatistiken. Band 2 hatte Redaktionsschluss im Januar 2018 und enthält die für 2018 geplanten Missionen über die es genügend Daten gab.
Hier eine Beschreibung des Buchs auf meiner Website für die Bücher, wo es auch ein Probekapitel zum herunterladen gibt. Sie können das Buch direkt beim Verlag kaufen (versandlostenfrei). Dann erhalte ich als Autor eine etwas höhere Marge, aber auch über den normalen Buchhandel, Amazon (obige Links) und alle anderen Portale wie Bücher.de oder Libri.
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