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Mars Express - Experimente 

PFS

Bild vergrößernErste Daten des PFS
©ESA - PFS
»Mars Express
Mit dem PFS-Experiment (Planetary Fourier Spectrometer) an Bord des Mars Express-Orbiters werden hauptsächlich die Bestandteile der Marsatmosphäre sehr genau erforscht. Auch zur Bestimmung der molekularen und mineralogischen Zusammensetzungen des Marsbodens wird das Instrument eingesetzt.

Das Gerät wiegt insgesamt 31,4 kg. Sein Messprinzip ist ähnlich dem des OMEGA-Instruments: Komplexe Moleküle werden dadurch erfasst, dass die empfangene Strahlung nach ganz bestimmten charakteristischen Wellenlängen ("Farben") durchsucht wird. Unterschiedliche chemische Substanzen verschlucken (absorbieren) unterschiedliche Farben des Sonnenlichts und sie strahlen (emittieren) unterschiedliche Infrarotstrahlung ab. Mit dem PFS-Experiment wird ein größerer Wellenlängenbereich (1,2 - 45 Mikrometer) als mit OMEGA abgedeckt. Damit eignet sich das PFS besonders gut für die Erforschung der Marsatmosphäre.

Bild vergrößernDas Planetary Fourier Spectrometer (PFS)
©ESA
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Das PFS ist ein Zweikanalspektrometer. Die einfallende Strahlung wird je nach Wellenlänge in einen der beiden Kanäle gelenkt. Das geschieht mit einem schräggestellten Spiegel, der aus einem Material besteht, das langwellige Strahlung von über 5 Mikrometer passieren lässt, kürzere Wellenlängen aber reflektiert. In beiden Kanälen wird die Strahlung mittels Interferometern in ihre "Farben" zerlegt. Die kurzwellige Strahlung (1,25 - 4,8 Mikrometer) wird von einem gekühlten PbSe-Photodetektor erfasst. Dessen Temperatur wird auf etwa minus 60 Grad Celsius gehalten, um das Eigenrauschen des Gerätes möglichst gering zu halten und auch noch schwache Spektrallinien detektieren zu können. Die langwellige Strahlung (5 - 45 Mikrometer) wird mit einem pyroelektrischen LiTaO3-Detektor gemessen. Auch dieser Detektor wird gekühlt. Seine eigene Wärmestrahlung dient als Vergleichsgröße mit der einfallenden Infrarotstrahlung. Im kurzwelligen Kanal können 8.000, im langwelligen Kanal 2.000 "Farben" (Spektralpunkte) unterschieden werden.

Notwendigerweise geht die exzellente spektrale Auflösung zu Lasten der Sehschärfe. Diese beträgt 1,6 Grad für die kurzwellige und 2,8 Grad für die langwellige Strahlung. Aus einer Höhe von 250 km (Perizentrum) entspricht das einer räumlichen Auflösung von 7 - 12 km auf dem Marsboden.

PFS und OMEGA ergänzen sich gegenseitig: OMEGA hat die bessere räumliche Auflösung und liefert damit genauere Bilder über die Verteilung der Zusammensetzung des Marsbodens; das PFS hat dagegen die bessere Farbauflösung und kann damit das Vorkommen geringster chemischer Bestandteile der Atmosphäre detektieren.

Im Bereich des Perizentrums nähert sich die Sonde auf ihrem exzentrischen Orbit für etwa 3 Stunden dem Planeten auf unter 4.000 km an. Das ist der Zeitraum bei jedem Umlauf, in dem das Infrarot-Spektrometer PFS etwa 500-600 Messungen durchführt. Die dabei anfallende Datenmenge ist derart enorm, dass sie noch innerhalb des Instruments durch ein bestimmtes mathematisches Verfahren, der "Fast Fourier-Transformation FFT", komprimiert werden muss, woraus sich auch der Name des Experimentes ableitet.

Bild vergrößernAbsorptionsspektrum des PFS-Experiments
©CNR-IFSI
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Mit dem PFS-Experiment sollen vor allem die offenen Fragen zum Aufbau und zur Dynamik der Marsatmosphäre erforscht werden. So ist bislang nicht bekannt, welchen Verlauf Temperatur und Dichte mit der Höhe über dem Marsboden haben. Auch wie sich die großräumigen Windströmungen verteilen, ist wenig bekannt. Die zeitlichen Schwankungen der beiden wichtigsten Bestandteile der Marsatmosphäre, Kohlendioxid und Wasserdampf, werden erstmals global aufgezeichnet. Wie viel Staub befindet sich wann und wo in der Atmosphäre, wie wird er transportiert, woraus besteht er und wie beeinflusst er das Marswetter? Auch hierauf soll das PFS-Experiment Antworten liefern.

Weitere wichtige Spurengase sind Kohlenmonoxid (CO), Methan (CH4) und Formaldehyd (HCO). Letzteres wird vor allem an den Polen erwartet. Es entsteht, wenn Wassereis und Kohlendioxideis (Trockeneis) von schnellen energiereichen Teilchen des Sonnenwindes bombardiert wird und sich dadurch neue komplexe organische Moleküle bilden. Mit dem PFS-Instrument soll dieser Prozess genauer unter die Lupe genommen werden.

Besonders spannend ist die Suche nach Methan. Bis zu einem gewissen Grade ist dessen Vorkommen ohne organische Chemie erklärbar. Falls aber mit dem PFS-Experiment "zu viel" Methan gefunden wird, dann muss es eine aktive Quelle dafür geben, denn Methan wird sehr schnell abgebaut. Diese Quelle könnten Mikroorganismen sein.

Bei der Erforschung des Kohlendioxid- und Wasserdampfgehalts der Marsatmosphäre ergänzen sich PFS und das SPICAM-Experiment, das nach einem ähnlichen Messprinzip arbeitet. Während mit PFS die untere Atmosphäre untersucht wird, wird mit SPICAM die Kohlendioxiddichte im Höhenbereich 20 - 300 km bestimmt. Insbesondere bei der Frage nach dem globalen Zyklus des Wasserdampfes im Verlauf der Jahreszeiten liefern SPICAM, PFS und OMEGA gemeinsam wertvolle Daten.

Leiter des PFS-Projektes (Principle Investigator) ist Vittorio Formisano vom italienischen Instituto Fisica Spazio Interplanetario, Rom.





 
 
 
 

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22.02.2015

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Autor dieses Artikels:  Prof. Dr. Bruno Deiss

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