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Instrumente auf Mars Express
High Resolution Stereo Camera (HRSC)
Die HRSC wird den gesamten Planeten in voller Farbe, 3D und mit einer Auflösung von 10 Metern darstellen.
Ausgewählte Bereiche werden mit einer Auflösung von 2 Metern dargestellt. Eine der größten Stärken der
Kamera ist dabei die beispiellose Punktgenauigkeit, die durch das Kombinieren der Bilder in den beiden
Auflösungen erzielt wird. Ein anderes wird die 3D Darstellung sein, die die Topographie des Mars in voller
Farbe zum Vorschein bringt.
OMEGA Sichtbares und infrarotes Spektrometer zur mineralogischen Kartierung
OMEGA wird eine Karte des Oberflächenaufbaus in Quadranten von je 100 m erstellen. Es untersucht den
Mineralaufbau durch das, von der Oberfläche des Planeten im Wellenlängenbereich 0.5-5.2 Millimeter,
reflektierte sichtbare und infrarote Licht. Da das Licht, das von der Oberfläche reflektiert wird, durch die
Atmosphäre gelangen muß, bevor es das Instrument erreicht, mißt OMEGA auch Aspekte des atmosphärischen
Aufbaus.
SPICAM Ultraviolettes und atmosphärisches Infrarotspektrometer
SPICAM stellt den Aufbau der Atmosphäre anhand der Wellenlängen des Lichtes, absorbiert durch die
konstituierenden Gase, fest. Ein ultravioletter (UV) Sensor mißt Ozon, welches Licht mit einer Wellenlänge von
250 Nanometer absorbiert und ein Infrarot (IR) Sensor mißt Wasserdampf, welches Licht mit einer Wellenlänge
von 1.38 Mikron absorbiert.
Planetarisches Fourier Spektrometer (PFS)
Das PFS stellt den Aufbau der Atmosphäre des Mars anhand der Wellenlängen des Sonnenlichtes (im Bereich
von 1.2-45 Millimeter), absorbiert durch Moleküle in der Atmosphäre, und anhand von der Infrarotstrahlung dieser
Moleküle, fest. Insbesondere mißt sie das vertikale Druck- und Temperaturprofil des Kohlendioxyds, das 95% der
Marsatmosphäre bildet, und sucht nach kleinen Bestandteilen einschließlich Wasser, Kohlenmonoxid, Methan
und Formaldehyd.
ASPERA Energischer Neutralatome-Analysator
ASPERA mißt Ionen, Elektronen und hochenergetische Neutralatome in der äußeren Atmosphäre, um die Anzahl
der Sauerstoff- und Wasserstoffatome (die Bestandteile des Wassers) zu bestimmen, die mit dem Sonnenwind
wechselwirken und die Regionen solcher Bereiche aufzudecken. Es scheint, dass der konstante Beschuss durch
den Strom der aufgeladenen Partikel, die aus der Sonne heraustreten, für den Verlust der Atmosphäre des Mars
verantwortlich ist. Der Planet hat kein globales magnetisches Feld mehr, um den Sonnenwind abzulenken, der infolgedessen
völlig ungehindert mit den Atomen des atmosphärischen Gases wechselwirken kann und sie hinaus ins All fegt.
Mars Radiowissenschaft Experiment (MaRS)
Mars benutzt die Funksignale, die Daten und Anweisungen zwischen dem Raumfahrzeug und der Erde übermitteln,
um die Ionosphäre, die Atmosphäre, die Oberfläche und sogar das Innere des Planeten zu prüfen. Informationen über
das Innere werden vom Schwerkraftfeld des Planeten gesammelt, welches durch Änderungen in der Geschwindigkeit
des Raumfahrzeugs relativ zur Erde errechnet wird. Die Oberflächenrauheit wird dadurch bestimmt, in der Art und
Weise wie die Radiowellen von der Marsoberfläche reflektiert werden.
MARSIS Radar-Höhenmesser für Tiefenschichten und der Ionosphäre
MARSIS stellt die unter der Oberfläche liegende Struktur bis zu einer Tiefe einiger Kilometer dar. Die 40 Meter lange
Antenne des Instrumentes sendet Niederfrequenzradiowellen in Richtung zum Planeten, die von jeder möglichen
Oberfläche auf die sie treffen reflektiert werden. Für die meisten ist dieses die Oberfläche des Mars, aber ein bedeutender
Teil geht durch die Kruste hindurch, um von den darunter liegenden Schichten unterschiedlichen Materials, einschließlich
Wasser oder Eis reflektiert zu werden.
