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Mars Express - Experimente 

Bildgebendes Infrarot-Spektrometer (OMEGA)

Bild vergrößernDie Optik für den Infrarotkanal
©ESA
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Mit OMEGA (Infrared Mineralogical Mapping Spectrometer) an Bord des Mars Explorer-Orbiters wird erstmalig eine genaue Karte der molekularen und mineralogischen Zusammensetzung des gesamten Planeten Mars erstellt. Gleichzeitig werden auch bestimmte Bestandteile der Marsatmosphäre erfasst.

Bild vergrößernMars im Blickfeld des Hubble Weltraumteleskops
©STScI/Hubble
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Das Instrument hat die Größe eines kleinen Fernsehgerätes und wiegt insgesamt 29 kg. In 2 unterschiedlichen Kanälen wird sowohl sichtbares Licht als auch Infrarotstrahlung erfasst. Die beiden Kanäle decken den Wellenlängenbereich 0,5-1,0 Mikrometer bzw. 1,0-5,2 Mikrometer ab. In jedem der beiden Kanäle wird sowohl ein zweidimensionales Bild von der einfallenden Strahlung erzeugt als auch dessen spektrale Zusammensetzung durch Auffächerung in die verschiedenen Wellenlängen ermittelt. Die spektrale Auflösung beträgt 7 Nanometer für das sichtbare Licht, was etwa 70 Unterteilungen des optischen Kanals entspricht, und 13-20 Nanometer für die Infrarotstrahlung, was etwa 250 Unterteilungen des Infrarotkanals entspricht. Damit können die charakteristischen Farben, die von den einzelnen Elementen und Molekülen der Marsatmosphäre und von den Mineralien des Marsbodens abgestrahlt oder verschluckt werden, sehr genau herausgefiltert werden.

Zur Erzeugung von Bildern steht im optischen Kanal ein CCD-Chip, im anderen Kanal ein Gitter von infrarotempfindlichen Zellen (InSb-Zellen) zur Verfügung. Im Verlauf der Mars Explorer-Mission wird Stück für Stück eine komplette Karte der Marsoberfläche in voller spektraler Auflösung erstellt, d.h. für jede Unterteilung des gesamten Spektralbereichs liegt dann eine Karte vor - insgesamt über 300 Karten. Jeder Bildpunkt stellt dabei ein Quadrat auf der Marsoberfläche dar, dessen Kantenlänge 1-4 km beträgt. Etwa 2-5% der Oberfläche werden mit einer höheren Auflösung von 300 m kartiert. Die höhere Auflösung ist nur im niedrigsten Teil eines Orbits (Perizenter) möglich.

Bild vergrößernInfrarotkarte des Valles Marineris
©Stéphane Erard/IAS
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Unterschiedliche Gesteine oder Sande verschlucken (Absorption) oder senden (Emission) unterschiedliche Strahlung aus. Je nach vorliegender mineralogischer Zusammensetzung der Oberfläche wird das einfallende Sonnenlicht auf bestimmte Weise absorbiert und wieder abgestrahlt. Zusätzliche Informationen über die Zusammensetzung enthält die von der Oberfläche in den Weltraum abgestrahlte Infrarotstrahlung (Wärmestrahlung). Mit dem OMEGA-Experiment wird damit eine vollständige Kartierung der molekularen und mineralogischen Zusammensetzung des Oberflächenmaterials möglich.

Bild vergrößernOMEGA-Spektrum der Erdatmosphäre
©ESA/IAS Orsey
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Die vom Marsboden in den Weltraum entweichende Strahlung muss erst die Marsatmosphäre durchdringen, bevor sie von OMEGA detektiert wird. Atmosphärische Bestandteile, wie Staub oder Aerosole, prägen der Strahlung dabei charakteristische Signaturen auf, womit deren Zusammensetzung und Menge gleich miterfasst werden.

Mit OMEGA sollen etliche offene Fragen zur geologischen und mineralogischen Entwicklung des roten Planeten angegangen werden. Eine genauere Kenntnis der räumlichen Verteilung und Zusammensetzung magmatischer Gesteine - das sind solche, die im Innern des Planeten aufgeschmolzen wurden und später an die Oberfläche gelangten - soll Licht in die vulkanische und tektonische Vergangenheit des Mars bringen. Die exakte Vermessung der Staubschicht und des Staubs in der Atmosphäre liefert Daten zur Bestimmung der gegenwärtig vorherrschenden Windströmungen und des damit verbundenen Materialtransports. Auch die Erforschung der jahreszeitlichen Schwankungen des Wasser- und Trockeneisgehalts (gefrorenes Kohlendioxid) der Polarkappen ist Ziel des OMEGA-Experiments.

Ein besonderes Forschungsziel ist mit der Frage nach dem Verbleib des Wassers und des Kohlendioxids verbunden. Man nimmt an, dass beides in der Frühphase des Planeten reichlich vorhanden gewesen ist. Gegenwärtig lassen sich an der Oberfläche oder in der Atmosphäre nur noch Spuren dieser beiden Substanzen nachweisen. Auf der Erde wurde der allergrößte Teil des ehemals atmosphärischen Kohlendioxids in Form von Karbonatgesteinen - meist Kalkstein - gebunden. Diese Art der Speicherung funktioniert jedoch nur in Verbindung mit Wasser. Falls auf dem Mars große Mengen Karbonatgestein gefunden werden, muss es in der Vergangenheit auch große Mengen an flüssigem Wasser gegeben haben.

Karbonatgesteine entstehen immer dann, wenn in Wasser gelöstes Kohlendioxid sich mit Metallen, wie Eisen, Magnesium oder Calcium, verbindet. Auf der Erde bildet Calciumkarbonat (Kalk) die häufigste Verbindung. Das Calcium stammt dabei überwiegend aus den Schalen und Knochen von toten Lebewesen im Wasser. Das Kalkgestein lagert sich schließlich am Boden von Seen und Ozeanen ab. Das Bodenradar MARSIS an Bord des Mars Explorer-Orbiters ist in der Lage, Sedimentschichten auf dem Mars zu entdecken. Mit dem OMEGA-Experiment kann dessen Zusammensetzung ermittelt werden. Sollte es sich dabei um Karbonatgesteine handeln, wäre das ein starker Hinweis darauf, dass früher einmal für längere Zeit größere Wasserkörper (Seen, Ozeane) auf der Oberfläche existiert haben. Und hier könnten dann auch einfachste Lebensformen entstanden sein.

Besondere Bedeutung erlangen damit die OMEGA-Karten, die bei den Wellenlängen von 3,6 und 3,9 Mikrometer aufgenommen werden, da diese die Verteilung der Karbonate zeigen. Wasser - auch eingelagert in hydratisiertem Gestein - macht sich dagegen besonders in der 3,0 Mikrometer-Karte bemerkbar. Damit werden die Gebiete sichtbar, in denen sich höchstwahrscheinlich einmal flüssiges Wasser befand.

Das OMEGA-Experiment und die hochauflösende Kamera HRSC ergänzen sich gegenseitig: Wenn OMEGA interessante mineralische Vorkommen detektiert, kann mit HRSC die entsprechende Geländeformation genauer untersucht werden. Wenn umgekehrt mit HRSC eine interessante Struktur beobachtet wird, kann mit OMEGA dessen chemische Zusammensetzung bestimmt werden.

Eine besonders enge Verbindung gibt es zum PFS-Experiment (Planetary Fourier Spectrometer), mit dem insbesondere die spektrale Zusammensetzung der Strahlung noch genauer untersucht wird, das jedoch in einem anderen Wellenlängenbereich arbeitet.

Entwickelt und gebaut wurde OMEGA vom Institut d’Astrophysique Spatiale in Orsay, Frankreich, in Zusammenarbeit mit LESIA beim Observatorium Meudon/Paris, Frankreich, IFSI in Frascati, Italien, und IKI in Moskau, Russland.





 
 
 
 

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22.02.2015

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Autor dieses Artikels:  Prof. Dr. Bruno Deiss

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