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Mein besonderer Dank geht an

die beiden Korrekturleser

Joachim Uhlig

und

Mario Remler

Bibliografische Information der Deutschen Nationalbibliothek. Die Deutsche Nationalbibliothek verzeichnet diese Publikation in der Deutschen Nationalbibliografie; detaillierte bibliografische Daten sind im Internet über www.dnb.de abrufbar.

Vorwort

Meine Faszination für die Raumfahrt begann 1980, als ich das Planetenlexikon von Bruno Stanek las. Mich faszinierten die Aufnahmen der Viking- und Voyager-Raumsonden. Ich begann, mich näher mit diesen zu beschäftigen. Heute sind Raumsonden neben Raketen mein Hauptinteressengebiet bei der Raumfahrt. So liegt es nahe, ein Buch über sie zu schreiben. Ich habe schon mehrere Bücher über Trägerraketen veröffentlicht, doch schreckte ich lange vor einem Buch über Raumsonden zurück. Alleine auf meiner Website gibt es genug Material, um Tausende Seiten zu füllen, das war mir zu viel Arbeit. Dieser Band richtet sich daher nicht an diejenigen, die alle technischen Details über eine Mission wissen wollen, sondern an die, die eine kurze Zusammenfassung der Geschichte, Mission, Technik und Ergebnisse interessiert. Daher auch die Eingruppierung in die Edition „Raumfahrt kompakt“.

Schon die Abgrenzung, was in das Buch aufgenommen werden sollte, fiel nicht leicht. Nimmt man die einfachste Definition: „Eine Raumsonde ist eine Sonde, die das Gravitationsfeld der Erde verlässt“, so muss man alle Mondsonden und alle Körper, die in den Librationspunkten stationiert sind, weglassen. Denn sie befinden sich noch in der Gravitationssphäre der Erde, zumindest bei den Punkten L1 und L2.

Nimmt man die Definition „Eine Raumsonde erforscht die Körper des Sonnensystems außer der Erde“, so muss man alle Sonnenbeobachtungssatelliten hinzuzählen. Ich habe folgenden Kompromiss geschlossen: ich bespreche alle Raumsonden, die zu makroskopischen Körpern (Planeten, Monde, Planetoiden) aufbrachen und alle, die das interplanetare Medium und seine Wechselwirkung mit der Sonne untersuchen. Aber ich bespreche keine Mission, die sich primär mit der Sonnenforschung oder Weltraumwettervorhersage beschäftigt und keine Teststarts von Surveyor-Massemodellen oder unbemannten N-1 Mondmissionen. Sie finden sich in einer eigenen Tabelle auf S. →).

Ein zweites Problem ist, wie man die Missionen am besten anordnet. Man könnte sie alphabetisch sortieren. Das würde man von einem Lexikon erwartet. Ich nehme aber an, dass die meisten Leser dieses Buch linear durchlesen werden und nicht nachschlagen. Das geht heutzutage einfacher im Web. Diese Reihenfolge ist auch deswegen schlecht gewählt, weil sie nicht die Geschichte und Ereignisse wiedergibt: Im Normalfall wird eine neue Mission auf der Basis der Ergebnisse einer früheren Mission konzipiert. Eine chronologische Reihenfolge gibt dies wieder. Auch das in den Sechziger Jahren ausgeprägte Weltraumrennen wird so an der Missionsabfolge deutlich. Doch da die Missionen von verschiedenen Ländern geplant wurden, ist auch diese Reihenfolge nur eingeschränkt sinnvoll. Ich entschloss mich zu einer anderen Reihenfolge: Die Raumsonden sind nach Ländern und dann chronologisch sortiert. So bekommt man einen guten Einblick in die Forschungsaktivitäten jeder Nation.

Zwei Dinge sind für das Verständnis wichtig. Raumsonden erforschen unser Sonnensystem. Daher sollte man über die Instrumente Bescheid wissen. Das Zweite ist die Erreichbarkeit des Ziels. Die frühen Missionen führten zu den erdnahen Planeten, weil man mit den Trägerraketen nur kleine Sonden zu weiter entfernten Zielen bringen konnte und weil die Reisedauer dann deutlich anstieg. Damals traute man der Technik noch keinen langen Betrieb zu. Diese beiden Punkte habe ich in zwei Sonderkapiteln dem eigentlichen Teil mit den Raumsonden vorangestellt. Dies erspart mir etliche Wiederholungen in den Einzelartikeln.

Sehr bald bemerkte ich beim Schreiben, das ich das Buch nicht so kurz halten konnte, wie ich wollte. Geplant war wie bei meinem Buch „Fotosafari durch den Raketenwald“ nur ein bis zwei Seiten pro Sonde und dazu eine Bildseite. Schon beim Schreiben der ersten Einträge über die Sonden Pioneer 0 bis 4, über die es nur wenig zu schreiben gab, bemerkte ich, das dies nicht ging. Herausgekommen ist ein Buch, das nicht so ausführlich ist wie meine Bücher über Trägerraketen. Es geht nicht so in die Tiefe und ist nicht so voller Details, hebt sich bei den meisten Missionen aber dennoch deutlich vom Einstiegsniveau ab. Es ist ein Buch, das informiert, aber nicht mit überflüssigen Details langweilt. Zwangsläufig ist es dadurch länger geworden. Daher beschloss ich, die Geschichte in zwei Teile aufzuteilen. Zum einen wegen der Begrenzung von 700 Seiten beim Verlag. Zum anderen wegen des Handlings sowohl für mich als Autor wie auch für den Leser, der ja mit dem Buch nicht seine Armmuskeln trainieren will.

Ich habe den Bruch auf das Jahr 1992 gelegt. Alle Sonden ab 1993 kommen also im zweiten Band. Diese Jahreszahl bietet sich thematisch an. Der Untertitel ist nicht umsonst „die goldenen und dunklen Jahre“. Die goldenen Jahre, das waren sie Sechziger und auch noch die Siebziger Jahre. Raumfahrtprojekte dauern oft Jahre von der Idee bis zum Start. Es gab einen Wettlauf der Supermächte im Weltraum. Er gipfelte im Mondrennen, doch er fand auch bei der Erkundung der Planeten statt. Viele Sonden wurden damals entwickelt. Etliche davon scheiterten, vor allem in den ersten Jahren. Später sorge James Webb als Administrator während des Apollo-Programms dafür, dass die NASA genügend Geld für ihre unbemannten Aktivitäten bekam.

Die daran anschließenden dunklen Jahre sind die Zeit unter den Präsidenten Carter, Reagan und Bush senior. Unter Carter fraß das Space Shuttle mit seinen ausufernden Kosten das Budget der NASA auf. Es wurden nur wenige neue Sonden genehmigt. Nach dem Amtsantritt von Ronald Reagan stoppte sein Berater viele schon begonnene Projekte. Lediglich Galileo überlebte. Als einzige neue Raumsonden wurden von 1978 bis 1992 nur Magellan, Cassini und der Mars Observer genehmigt. Letzterer ging vor Erreichen des Mars verloren und markiert somit das Ende dieser dunklen Jahre. Ab 1993 gab es unter Daniel Goldin das Discoveryprogramm, das dann in den späten Neunzigern zu einer Sondenflut führte. Mehr dazu im zweiten Band „Mit Raumsonden zu den Planetenräumen, Neubeginn bis Heute 1993 – 2018“. ISBN-13: 978-3-74606-544-1.

Abgerundet wird jede Beschreibung durch ein Datenblatt mit einheitlicher Struktur. Angesichts der vielen unterschiedlichen Sonden kann es nicht alle Details wiedergeben. Es erlaubt aber zumindest einen Überblick. Bei den Ergebnissen führt es bei vielen Missionen die wichtigsten auf. Bei den letzten Missionen, die Jahre dauerten, wie Viking oder Voyager, ist dies aus Platzgründen aber nicht mehr möglich. Trotzdem war ich, damit das Buch nicht zu umfangreich wird gezwungen, bei den Datenblättern und Tabellen die Schriftgröße zu verkleinern. Anders würde das Datenblatt bei den meisten Missionen nicht auf eine Seite passen.

Inhaltsverzeichnis

Instrumente

Um zu verstehen, was eine Raumsonde bei einem Planeten entdecken kann, muss man die Funktionsweise der Instrumente an Bord kennen, sowie die Ergebnisse, die sie liefern. Dieses Kapitel soll das nötige Verständnis vermitteln.

Kameras

Die Bilder der Planeten sind nicht nur Ergebnisse, die den Laien beeindrucken. Es sind oft die Instrumente mit der höchsten Datenmenge und die Einzigen, an deren Schönheit man sich ohne Fachkenntnisse erfreuen kann.

Bis einschließlich zu den Voyager-Sonden (Start 1977) wurden bei den US-Raumsonden Vidicons als Bildsensoren verwendet, eine Art Fernsehkamera im Miniformat. Mit diesen Sensoren wurden die Fotos der Mariner Serie und die Bilder von Surveyor und Viking gewonnen. Vidicons haben eine lichtempfindliche Halbleiterschicht wie Selen als Detektor. Sie befindet sich auf der Glasplatte einer Elektronenröhre über einer elektrisch leitenden Schicht. Sie wird elektrisch aufgeladen. Licht verändert deren Leitfähigkeit. Das Auslesen erfolgt, indem ein genau fokussierter Elektronenstrahl auf die Schicht trifft und man die Zahl der freigesetzten Elektronen beim Auftreffen auf die Anode der Elektronenröhre misst. Dieses analoge Signal muss dann digitalisiert werden. Bei den frühen Missionen Ranger, Surveyor oder Mariner 3, 4, 6 und 7 erfolgte dies nicht. Es wurde ein analoges Fernsehsignal übertragen oder erst vor dem Senden die Wandlung durchgeführt.

Eine zweite Übertragungstechnik setzten die Sowjets ein, ebenso einige US-Missionen wie Viking Lander, Pioneer 10/11 und Pioneer Venus Orbiter. Das Bild wird von einem einzigen Detektor, einem Photometer (S. →) erzeugt. Wird das Photometer durch einen Schrittmotor bewegt und synchron zur Bewegung des Motors ausgelesen, so erhält man eine Spalte aus Bildpunkten. Bewegt sich die Sonde oder dreht ein beweglicher Spiegel das Photometer, so erhält man aus vielen Spalten ein Bild. Ein Orbiter kann so einen in der Länge praktisch unbegrenzten Streifen aufnehmen. Der Nachteil ist, dass der Sensor eines Photometers groß ist. Die Instrumente hatten daher nur eine geringe Auflösung. Änderte sich der Abstand zum Planeten, wie bei Pioneer Venus Orbiter, so erhielt man ein verzerrtes Bild.

Einen anderen Weg beschritten die amerikanischen Lunar Orbiter Sonden (S. →) und die sowjetischen Mond- und Marssonden. Sie entwickelten Film an Bord und digitalisierten diesen. Die Entwicklung geschieht in einem Trockenprozess, wie er auch bei Polaroidkameras eingesetzt wurde. Die Digitalisierung erfolgt durch eine Lichtquelle, die den Film von hinten beleuchtet und einem Photometer, das ihn dann punktweise abtastet. Die Auflösung und Schärfe von Film ist theoretisch besser als bei Vidicons, aber die Zahl der Bilder ist begrenzt durch den Filmvorrat. Die Lunar Orbiter gewannen Fotos, die Vidicons weit überlegen waren, mit einer noch heute eindrucksvollen Pixelzahl. Dagegen waren die veröffentlichten Bilder Russlands von nicht besserer Qualität als die mit Vidicons gewonnenen. Die USA haben nur bei den Lunar-Orbitern Film eingesetzt. Zum einen, weil nur Film die gewünschte hohe Auflösung und Flächenabdeckung liefern konnte (Breite des Films 70 mm, Vidiconröhren meist 10 bis 13 mm). Zum anderen, weil es die Technologie schon gab. Das Kamerasystem wurde vom Samos-Satelliten übernommen. Der Preis war, dass die NASA fünf Orbiter baute, um die gewünschte Anzahl an Landeplätzen zu fotografieren. Jeder war nur wenige Wochen aktiv. Sobald der Film verbraucht war, konnte er zwar noch Daten über Strahlung und Mikrometeoriten im Mondorbit sammeln, aber keine Fotos mehr anfertigen.

Heute werden CCD (Charged Coupled Devices) verwendet. Der erste Einsatz war bei den Vega-Sonden, die 1984 starteten. Ein CCD ist von seiner Funktionsweise eine Kreuzung zwischen einer Solarzelle und 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 die Zellen auszulesen, schiebt man die Ladung der Speicherzelle spaltenweise nach außen, wo die Elektronen einen Strom erzeugen, der 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.

Neben diesen flächigen CCD Chips gibt es auch zeilenförmige CCD Chips, ähnlich wie bei einem Flachbett Scanner oder einer Supermarkt-Kasse. Das Bild wird hier aufgebaut, indem die Zeile mechanisch bewegt wird oder bei einer Bahn um einen Himmelskörper die Ausleserate mit der Bewegung über die Oberfläche synchronisiert wird. Gegenüber flächigen CCD Chips können dabei erheblich größere Areale aufgenommen werden. Zudem gibt es nur eine Spalte, das Auslesen geht also schneller. Von den Missionen in diesem Buch setzt nur die MOC-Kamera des Mars Observers Zeilen-CCD ein. Dessen Scanzeile hat 3.456 Pixel. Diese Typen werden mittlerweile bei fast allen Orbitern eingesetzt. In Raumsonden dagegen werden heute CMOS-Sensoren eingesetzt. Sie basieren auf der Technologie, in der Speicherchips gefertigt werden. CMOS Sensoren haben in den letzten Jahren deutlich aufgeholt und übertreffen inzwischen CCD hinsichtlich Ausleserate, Bildpunkte und Rauschverhalten. Die Funktionsweise ist im Prinzip die gleiche wie bei CCD.

Stereoaufnahmen, wie bei der deutschen HRSC-Kamera an Bord von Mars-Express (Band 2, S.135), erreicht man, indem man mehrere Zeilen nimmt und diese unter verschiedenen Winkeln auf die Oberfläche sehen lässt. Beispielsweise senkrecht nach unten und leicht nach vorne oder hinten verschoben.

Raumsonden machen Farbbilder durch drei Filter, die nacheinander in den Strahlengang geschoben werden. Der Nachteil ist, dass sich die Sonde bewegt und man beim Zusammensetzen der Bilder die Verschiebung der Pixel einbeziehen muss. Bei Änderung der Distanz muss man bedenken, dass die abgebildete Fläche unterschiedlich groß ist. Der Vorteil ist, dass so Falschfarbenaufnahmen oder Aufnahmen in anderen Spektralbereichen möglich sind. Ein Filterrad hat sechs bis 24 Filter. Bei Zeilen-CCD ist es einfacher, Farbaufnahmen zu machen: Man belegt mehrere Zeilen mit Filtern und ordnet sie hintereinander an. Der Vorteil ist, dass so kein Filterrad vorhanden ist, das blockieren kann, wie es z. B. bei Mariner 9 und Stardust vorkam. Einige Missionen wie Juno, Huygens oder Mars Odyssey setzen auch flächige CCD ein, bei denen ein Teil des Chips mit einem Farbstreifen belegt ist z. B. einem roten, grünen, blauen. Auch hier ist es wichtig, die Aufnahmezeitpunkte mit der Bewegung des Bildes zu synchronisieren.

CCD erlauben Aufnahmen im nahen Infrarot. Der für das Auge sichtbare Bereich des Lichtes liegt bei einer Wellenlänge von 0,38 bis 0,78 μm. CCDs haben eine Empfindlichkeit von 0,35 bis 1,2 μm. CCD sind erheblich lichtempfindlicher als Vidicons. Das ist vor allem bei Missionen ins äußere Sonnensystem wichtig, da mit steigendem Abstand zur Sonne die Helligkeit abnimmt.

Kombiniert werden die Detektoren mit einem Teleskop oder einem Objektiv. Bis 80 mm Durchmesser verwendet man normalerweise ein Linsensystem, darüber hinaus ein Spiegelteleskop, da dies leichter ist. Die Wahl des Teleskops hängt von der Mission ab. Vorbeiflugmissionen, die sich nur kurz einem Ziel nähern, verwenden oft 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 Cassegrain-Teleskop mit 1500 mm Brennweite und 176,5 mm Spiegeldurchmesser. Durch verbesserte Sensoren stieg die Auflösung um ein Drittel.

Spektrometer

Spektrometer sind die wichtigsten Instrumente zur Fernerkundung. Ein Spektrometer hat die Aufgabe, einen Strom von Teilchen nach Teilchenenergien aufzuteilen. Bekannt sind Spektrometer, die im sichtbaren Licht arbeiten, doch dieser Begriff ist universeller. Es gibt auch Spektrometer, die Radiowellen empfangen oder Röntgenstrahlen. Das Prinzip ist auch auf Elementarteilchen wie Protonen, Neutronen und Alphateilchen übertragbar. Spektrometer für das sichtbare Licht und die Nachbarbereiche UV und IR funktionieren mit optischen Geräten.

Trennt man das Licht, das ein Körper reflektiert, in seine Bestandteile auf, so erhält man ein Spektrum. Dies geschieht mit Gittern, die im Brennpunkt eines Teleskops montiert sind. Dazu kann ein Prisma genutzt werden, das ist jedoch bei Instrumenten in der Raumfahrt nicht üblich. Ein Spektrum verrät 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. Beobachtet man einen Himmelskörper, so bekommt man ein Absorptionsspektrum, in dem die Wellenlängen fehlen, die der Körper absorbiert. Dadurch wird er farbig. Pflanzen sind z. B. deswegen grün, weil es zwei Blattfarbstoffe gibt. Der eine absorbiert das rote Licht, der Zweite das blaue Licht. Übrig bleibt der mittlere, gelbgrüne Spektralbereich. Ein Absorptionsspektrum wird im sichtbaren und im infraroten Spektralbereich gewonnen. Eine genauere Bezeichnung ist die des Transmissionsspektrums. Ein Absorptionsspektrum kann man auch gewinnen, wenn man durch die Erdatmosphäre zur Sonne schaut. Eine Raumsonde misst aber das reflektierte Licht des Planeten.

Abbildung 1: Transmissionsspektrums der Erdatmosphäre. Eingezeichnet sind die Absorptionsbande von häufigen Molekülen in der Erdatmosphäre.

Seltener wird ein Emissionsspektrum gewonnen. Hierbei senden Atome selbst Licht aus. Dazu müssen sie sehr viel Energie besitzen. Bei Himmelskörpern ist das in der Ionosphäre der Fall. Atome oder Ionen werden durch UV-Strahlung oder Partikel angeregt. Bei der Anregung springt ein Elektron auf eine höhere Bahn. Fällt es wieder zurück, so gibt es Licht ab. Anders als bei Absorptionsspektren hat das Licht eine feste Wellenlänge, entsprechend dem Energieunterschied zwischen den Bahnen.

Die Intensität ist wegen den wenigen Teilchen in der Ionosphäre gering. Dieses Licht ist oft nur an der Tag- / Nachtgrenze nachweisbar. Emissionsspektren liegen im UV-Bereich, bei Wasserstoff (0,1216 μm) und Helium (0,0558 μm) im extremen UV Bereich. Emissionsspektren werden durch UV-Spektrometer aufgezeichnet.

Die meisten Gase absorbieren infrarotes Licht. Auf der Absorption von Gasen im infraroten Spektralbereich beruht der Treibhauseffekt, der nicht nur für die Klimaerwärmung auf der Erde verantwortlich ist, sondern auch dazu führt, dass es auf der Venus etwa 470 °C heiß ist. Viele Sonden führen daher ein Infrarotspektrometer mit (der infrarote Bereich erstreckt sich von 0,8 Mikrometer aufwärts). Komplexe Moleküle, vor allem organischer Natur, absorbieren im sichtbaren Bereich. Der sichtbare Bereich wird oft hinzugenommen. Man unterscheidet daher zwischen einem UV- und einem Vis/IR-Spektrometer. Diese Trennung ergibt sich, weil die Detektoren unterschiedlich sind und Gitter nicht beide Spektralbereiche gleich gut auftrennen können.

Ein Spektrometer besteht aus einer Optik, einem Monochromator, der eine Wellenlänge aus dem Spektrum isoliert und einem Detektor.

Linsenteleskope scheiden als Optik meist aus, weil sie nur im sichtbaren Licht durchlässig sind. Ansonsten unterscheidet sich die Optik nicht von der, die man für eine Kamera benötigt. Daher gibt es Kombinationsinstrumente, bei denen eine Optik von einer Kamera und einem Spektrometer zusammen genutzt wird.

Der Monochromator engt zuerst das Blickfeld ein, indem nur ein Spalt in einer Maske Licht durchlässt. Die Begrenzung auf einen Schlitz hat zwei Gründe. Der eine ist, dass man an dem Spektrum eines Punktes interessiert ist. Ohne Eingrenzung des Blickfeldes auf einen Spalt würden sich die Spektren verschiedener Stellen überlagern. Das zweite ist, dass man nur mit einem Spalt sicherstellen kann, wo das Spektrum hinfällt. Es gibt neben dem eigentlichen Spektrum noch Spektren höherer Ordnung und diese dürfen sich nicht überlagern.

Das Licht fällt dann auf ein Gitter. Es enthält sehr viele Furchen und bricht das Licht in sein Spektrum quer zum Spalt auf. Das Spektrum fällt auf den Detektor. Dort wird die Intensität bei einer bestimmten Wellenlänge gemessen.

Der einfachste Detektor ist ein einzelnes Element, das die Intensität einer Wellenlänge misst. Ein Spektrum erhält man, wenn man entweder das Spektrum über den Detektor oder den Detektor über das Spektrum mechanisch bewegt, z. B. durch das Drehen eines Spiegels. Als spektrale Auflösung bezeichnet man den Wellenlängenbereich, den das Element abdeckt. Ein Spektrometer mit einer spektralen Auflösung von 100 nm löst zehnmal gröber auf als eines mit 10 nm. Die räumliche Auflösung gibt dagegen an, welchen Winkel der Detektor abdeckt. Da die Detektoren von Spektrometern viel größer sind als die Pixel von Kameras, ist die räumliche Auflösung vergleichsweise gering. Die spektrale Auflösung hängt von der Größe des Detektorelements und Dispersion des Gitters ab. Bei der räumlichen Auflösung sind Brennweite der Optik und Größe des Detektors entscheidend.

Dieses Grundprinzip kann variiert werden. So kann man ein Zeilenarray aus Detektoren bauen und ein komplettes Spektrum auf einmal gewinnen.

Oftmals ist man gar nicht an einem kompletten Spektrum interessiert. Bei Venus und Marssonden kamen auch Spektrometer zum Einsatz, die nur Detektoren hatten, die das Licht im Absorptionsband von Wasser (bei 1,38 μm) oder Kohlendioxid (bei 15 μm) maßen. Vergleicht man die Intensität mit einem Bereich unmittelbar neben dem Absorptionsband, so kann man die Konzentration dieser Gase in der Atmosphäre messen. Diese Instrumente werden dann als Wasserdampfdetektor oder Kohlendioxiddetektor bezeichnet. Analog setzte Russland bei seinen Marssonden ein Spektrometer ein, das im Absorptionsband der CH-Schwingung empfindlich war. Diese Bindung gibt es bei allen organischen Molekülen, angefangen vom Methan bis zu Aminosäuren. Damit wollte man Leben auf dem Mars detektieren.

Abbildende Spektrometer

Ein normales Spektrometer erstellt das Spektrum eines Punktes. Es macht kein Bild. Allerdings kam der Wunsch auf, ein Bild bei einer beliebigen Wellenlänge anzufertigen z. B. um die Verteilung von Wasser auf dem Mars zu bestimmen, indem man im Absorptionsband des Wasserdampfs die Intensität misst.

Galileo war die erste Raumsonde, die ein abbildendes Spektrometer (NIMS) an Bord hatte. Seitdem haben derartige Instrumente die einfachen Spektrometer ergänzt. Es gibt hier mehrere Techniken dies zu realisieren.

Galileo hatte 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 Pixeln Höhe und einer variablen Länge. Jeder Detektor lieferte für einen bestimmten Spektralbereich die Intensität an diesem Punkt, sodass man ein Spektrum aus 17 Punkten bekam. Man kann damit ein Bild in 17 Spektralfarben erzeugen. Nach diesem Prinzip arbeiten die Instrumente Mini-TES an Bord der Mars Exploration Rover und TES an Bord von Mars Observer / Mars Global Surveyor.

Die zweite Möglichkeit ist, ein herkömmliches Instrument zu benutzen, das nur einen Detektor oder wenige Detektorelemente besitzt. Man greift dann aus dem gesamten Spektrum die Wellenlänge heraus, die von Interesse ist, und misst deren Intensität. Man erhält so einen Bildpunkt und die Intensität in einem engen Wellenlängenbereich. Bewegt man die Optik mit einem Motor oder bewegt sich die Raumsonde, so erhält man ein Bild des Himmelskörpers in dem gewählten Spektralbereich.

Heute dominieren komplexere Instrumente, die hoch aufgelöste Bilder bei vielen Wellenlängen gleichzeitig anfertigen können. Der wesentliche Unterschied zu einem herkömmlichen Spektrometer ist, das sich an der Stelle, wo durch den Monochromator das Spektrum aufgespannt wird, ein CCD-Chip befindet. Im Infraroten mit einer lichtempfindlichen Schicht aus der Legierung Quecksilber-Cadmium-Tellurid (HgCdTe). Ist der Spalt parallel zur Y-Achse des Chips angebracht, so enthält jede Zeile ein komplettes Spektrum eines Punktes entlang des Spalts hinter der Optik und jede Spalte des Chips die Intensität bei einer bestimmten Wellenlänge. Bewegt sich die Sonde oder die Oberfläche relativ zur Sonde (bei Orbitern) und man liest den Chip parallel zur Bewegung aus, so bekommt man einen Streifen aus vielen Spektren entlang des Spalts. Man kann aus diesen Spektren einzelne Wellenlängen herausnehmen und damit Falschfarbenbilder erstellen.

Die abbildenden Spektrometer haben die klassischen Spektrometer weitestgehend abgelöst. Nur wenn man hochauflösende Spektren braucht (mehrere Tausend Messungen pro Spektrum), verwendet man noch Spektrometer, die einen Punkt ausmessen. Diese sind dann jedoch vom Michelson- / Fouriertyp (siehe unten).

Der größte Nachteil eines abbildenden Spektrometers mit einem Chip als Detektor ist die Datenmenge. Ein früher weitverbreiteter HgCdTe-Detektor hatte 256 × 256 Pixel. Eine 256 × 256 Pixel Aufnahme liefert pro Punkt 256 Spektren, das entspricht der Datenmenge einer 16 MPixel Aufnahme. Die Datenmenge steigt in der dritten Potenz zur Auflösung. Heute gibt es Infrarotdetektoren mit bis zu 2 Mpixel. Sie erzeugen eine Datenmenge von 1-2 GByte pro Aufnahme. Im sichtbaren Licht haben astronomische CCD bis zu 16 MPixel – sie erzeugen in einem Spektrometer eine Datenmenge von 64 GByte pro Aufnahme (16 Millionen Bildpunkte).

Daher reduziert man oft die Datenmenge. Zum einen durch Binnen. Darunter versteht man das Zusammenfassen von Pixeln, entweder räumlich (erhöht gleichzeitig die Belichtungszeit pro Pixel) oder spektral. Man nimmt z. B. nur 64 Messpunkte pro Spektrum anstatt 256 oder 1024.

Eine zweite Möglichkeit ist es, nicht das ganze Spektrum auszulesen, sondern nur bestimmte Wellenlängen an denen man die Absorption durch bestimmte Mineralien oder Moleküle erwartet. So enthalten die Eismonde der äußeren Planeten im Eis kleine Mengen an Methan und Ammoniak. Liest man vom Spektrum drei Bereiche aus, die dem Absorptionsmaximum von Wassereis, Ammoniak und Methan entsprechen und ordnete man diese den Grundfarben Rot, Grün und Blau zu, so kann man eine Falschfarbenaufnahme erstellen, in der Blau das Wassereis ist, rötlich Eis mit Methanhydraten und blau mit Ammoniak steht.

Michelson Spektrometer und Fourier Spektrometer

Modernere Spektrometer funktionieren nach dem Michelson Prinzip. Bei klassischen Spektrometern wird das Licht durch ein Gitter in ein Spektrum verwandelt und auf einem Detektor oder einer Detektorzeile detektiert. Die Auflösung hängt vom Gitter, der Größe des Detektors und der Dispersion ab (ein Gitter teilt ein Spektrum nicht linear auf, zum langwelligen Ende hin wird es breiter).

Eine höhere Auflösung erhält man mit einem Michelson-Spektrometer. 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 überlagern sich am Strahlteiler. Je nach Position des beweglichen Spiegels und der Wellenlänge steigt die Intensität oder sinkt ab.

Der bewegliche Spiegel wird mit konstanter Geschwindigkeit durch einen Linearmotor verschoben. Damit ändert sich die optische Wegdifferenz der beiden Teilstrahlen. Mit der Bewegung des Spiegels ändert sich die Intensität bei jeder Wellenlänge. Die Frequenz dieser Änderung hängt von der Wellenlänge und der Geschwindigkeit des beweglichen Spiegels ab. Der Ausgangsstrahl wird durch das Interferometer moduliert. Am Detektor wird ein elektrisches Signal generiert (Interferogramm). Das Interferogramm hat nichts mehr mit dem ursprünglichen Signal zu tun, jedoch kann man das Spektrum aus dem Interferogramm wieder rekonstruieren.

Von Vorteil ist, dass sich die Gestalt des Spektrums geändert hat: Anstatt einem Kurvenverlauf bekommt man scharfe Einbrüche. 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 Tausender Messpunkte zu übertragen, kann man die ermittelten Koeffizienten der Fourier Funktion übertragen. Auf der Erde macht man dasselbe umgekehrt. Ein Fourier-Spektrometer ist daher ein Michelson-Spektrometer, bei dem man das Interferogramm einer Fourier-Transformation unterzogen hat. An Bord von Venera 15/16 war das erste PFS, ein Fourier-Spektrometer. Seine Nachfolger wurden an Bord von Mars 96, Mars Express und Venus Express eingesetzt. Es gewinnt bis zu 16.384 Messpunkte pro Spektrum.

Photometer

Ein Photometer misst die Energiemenge, die ein Planet emittiert. Dazu platziert man einen Sensor, der die Lichtintensität misst, im Brennpunkt eines Teleskops. So bestimmt man die abgestrahlte Energie. Wenn man das Signal mit dem eines voll reflektierenden Körpers vergleicht, so kann man den Strahlungshaushalt bestimmen, (gibt der Planet mehr Energie ab, als er erhält oder umgekehrt). Sehr oft wird ein Photometer benutzt, um die Abschwächung eines Sterns bei einer Bedeckung durch einen Planeten zu verfolgen. Man kann so die Dichte der Atmosphäre in Abhängigkeit von der Höhe oder die optische Dichte von Planetenringen, wenn sie einen Stern bedecken, untersuchen. Daraus sind Rückschlüsse über die Gesamtmasse sowie Teilchengröße der Planetenringe möglich. Bei Pioneer 10/11, Pioneer Venus Orbiter und zahlreichen Sowjetraumsonden wurde ein Photometer zweckentfremdet, um Aufnahmen einfacher Qualität zu gewinnen, indem man ein Bild aus Tausenden von Messpunkten des Photometers zusammensetzte,

Polarimeter

Ein Polarimeter misst die Drehung (Polarisation) von Licht. Kristalle in Mineralien können die Schwingungsebene des Lichtes drehen. Bestimmt man das Licht eines Körpers hinter einem drehenden Polarisationsfilter, so nimmt die Intensität bei einem bestimmten Winkel rapide zu. Der Winkel ist charakteristisch für bestimmte Mineralien, wodurch die mineralogische Zusammensetzung von Himmelskörpern bestimmt werden kann. Da man wie beim Photometer Lichtintensitäten misst, kombiniert man oft beide Instrumente. Dafür wird vor dem Photometer ein Filterrad montiert. Für das Photometer ist eine Position im Rad unbelegt. Die anderen Filter sind unterschiedlich polarisiert.

Radiometer

Ein Radiometer misst im infraroten Bereich oder mit Mikrowellen die Eigenstrahlung eines Himmelskörpers. Dadurch kann die Oberflächentemperatur festgestellt werden, um eine Temperaturkarte herzustellen. Dazu wird ein Bolometer erwärmt, ein Strahlungsthermometer im Brennpunkt eines Teleskops. Das erzeugt einen Strom, der gemessen wird. 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 wechselt dann das Gesichtsfeld des Detektors zwischen Weltraum → Planet → Referenzoberfläche.

Genauere Daten erhält man, wenn man mehrere Detektoren für verschiedene Spektralbereiche verwendet. Damit kann man auch zwischen Oberflächentemperatur und Atmosphärentemperatur unterscheiden. Man spricht dann von einem Mehrkanalradiometer. Radiometer werden oft mit Infrarot Spektrometern kombiniert.

SAR

Die Abkürzung SAR steht für Synthetic Apperature RADAR. Ein normales RADAR sendet im Mikrowellenbereich (2 bis 20 GHz) Radiostrahlung zum Planeten und empfängt das Echo mit einer Antenne. Damit kann man eine Karte erstellen. Zuerst kommen die Echos von Bergen, dann die von Tälern. So kann man aus der Laufzeit ein Höhenprofil erstellen. Ebenso wie Licht werden auch RADAR Strahlen gestreut und gedreht, dadurch erhält man Informationen über die Oberflächenrauigkeit (Sand, Steine, Felsbrocken?) und Neigung (steil, flach?). In der Praxis hat man allerdings ein Problem: Die Bodenauflösung hängt von der Wellenlänge und dem Antennendurchmesser ab. Die Wellenlänge liegt bei Mikrowellen aber beim 100,000 fachen des Lichtes. Daher ist die Auflösung durch die langen Wellen viel geringer als bei einem optischen Teleskop.

Normales Radar wurde z. B. bei Pioneer-Venus 1 (S. →) eingesetzt und erreichte eine Auflösung von maximal 16 bis 20 km.

Der Trick beim SAR ist es, die Antenne schräg zum Flugpfad auszurichten und zu schwenken. So erhält die Antenne nicht nur ein Echo, sondern viele, unter verschiedenen Winkeln gestreut. 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. Diese werden mit den Laufzeitunterschieden gespeichert. Zuletzt berechnet man aus den Daten die Höhendifferenz. Im Prinzip kompensiert man die geringe Auflösung durch verschiedene Ansichten eines Objektes. Magellan hat mit dieser Technik die Auflösung gegenüber konventionellem RADAR um den Faktor 60 auf 100 m gesteigert. Die Raumsonde sammelte in einer Sekunde 800 Kilobit Daten. Dabei tastete die Sonde nur eine Fläche von 16 × 6 km ab. Es wurden zehnmal mehr Rohdaten als Nutzdaten gewonnen.

Die Bilder sehen aus wie Fotos, aber sie zeigen etwas anderes. So sind helle Gebiete nicht hohe Gebiete, sondern dort wurden die Radarstrahlen gut zurückgestreut. Dunkle Gebiete dagegen schlucken die Strahlen weitgehend.

Radar kommt zum Einsatz, 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, schaut Cassini mit seinem SAR unter die Wolken. Durch Verbesserung der Elektronik kann man heute mehr Signale verarbeiten und Erdbeobachtungssatelliten erreichen mit SAR Auflösungen im Meterbereich.

Altimeter

Den Abstand einer Raumsonde zu der Oberfläche eines Himmelskörpers kann man mit einem Laserstrahl bestimmen: Man schickt ihn zum Boden und misst die Zeit, die vergeht, bis man das Echo empfängt. Der Empfänger ist ein kleines Teleskop mit einem Lichtdetektor. Verwendet werden ND:YAG Laser. Dies sind Festkörperlaser, die bei 1,064 μm Wellenlänge im nahen Infrarot arbeiten. Dies ist nützlich, um bei unregelmäßig geformten Himmelskörpern (Asteroiden) die genaue Form festzustellen oder Höhenprofile zu gewinnen. Macht man dies über längere Zeit, so kann man die Änderungen des Orbits durch Massekonzentrationen verfolgen. Man erhält also Hinweise über den inneren Aufbau des Planeten. Der erste Einsatz von Laserhöhenmessern war beim Mars Observer.

Auch mit RADAR (oder einfacher mit der Kommunikationsantenne) ist der Abstand nach dem gleichen Prinzip bestimmbar. Der Nachteil ist, dass eine Antenne ein größeres Gebiet abdeckt, während man einen Lichtstrahl auf einen Punkt ausrichten kann. Zudem wiegt ein Radar-Altimeter deutlich mehr als ein Laser-Altimeter. Ist die Atmosphäre aber nicht optisch durchlässig, wie bei der Venus, so kann nur diese Technik eingesetzt werden. Pioneer Venus 1, Venera 15/16 (S. →) und Magellan setzten Radarhöhenmesser ein. Daneben wurden sie in vielen Landesonden eingesetzt, um die Höhe und Geschwindigkeit zu messen (Letztere erhält man, wenn man die Höhendifferenz zweiter Messwerte durch die Zeitdifferenz teilt). So in Surveyor, Luna 4 bis 9 und 15 bis 24, Viking.

Radiowellen Sender/Empfänger

Radiowellen längerer Frequenz (einige Megahertz) können dicke Bodenschichten durchdringen. Sendet man Signale 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 oder Stoffen, die Radiostrahlung absorbieren wie Wasser. Der erste Einsatz der Technik war das Instrument GRUNT (Boden) bei Phobos 1 und 2 (S. →). Heute nutzt man die Technik bei Marsorbitern, um nach unterirdischen Wasservorkommen zu suchen.

Sende- und Empfangsantennen sind wegen der großen Wellenlänge Stabantennen von mehreren Metern Länge. Die Auflösung ist wegen der langen Wellen gering. Bei Mars Express liegt sie zwischen 5 und 9 km in Flugrichtung und 15 bis 30 km quer dazu. Beim Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) mit zehnfach höherer Wellenlänge bei 0,3 bis 1 km in Flugrichtung und 3 bis 7 km quer dazu. Die Entfernung (Höhe der Oberfläche) ist durch Messung der Signallaufzeit besser bestimmbar und liegt im Bereich von 10 bis 100 m.

Magnetometer

Mit einem Magnetometer misst man die Stärke und Ausrichtung von planetaren und interplanetaren Magnetfeldern sowie deren zeitliche Änderung. Manche Planeten besitzen ein starkes (Jupiter), manche ein schwaches Magnetfeld (Mars). Magnetometer für schwache Felder werden oft an einem Mast mehrere Meter von der Sonde entfernt angebracht, um so Messungen ohne Störungen durch das Magnetfeld der Sonde zu ermöglichen. Anfangs wurden Magnetometer an Bord jeder Sonde mitgeführt. Bei ihnen ging man von einem Feld aus, das in etwa die Intensität des Erdmagnetfeldes aufwies. Als man bei Mond, Mars und Venus kein Magnetfeld entdeckte, stellte man dies ein. Erst mit einer neuen Generation von empfindlicheren Magnetometern hat sich dies wieder geändert. Mit diesen kann man auch kleinste Magnetfelder entdecken und sogar Restmagnetisierungen beim Mond nachweisen.

Es gibt verschiedene Typen von Magnetometern. Helium Magnetometern bestimmen Magnetfelder über den Zeemann-Effekt. Helium wird durch Radiostrahlung in einen angeregten Zustand überführt. Magnetfelder führen zur Aufspaltung der Absorptionslinien und zur Veränderung des Absorptionsverhaltens. Dies wird gemessen.

Verbreiteter ist das Fluxgate-Magnetometer. Dieses Gerät geht von der schnellen Magnetisierung eines Paares leicht magnetisierbarer Spulenkerne hoher Permeabilität aus, die jeweils im Inneren eines konzentrischen Spulenpaars (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 Kerns verschoben. Durch die Verwendung von zwei Kernen, die so angeordnet sind, dass sich die Messsignale bei Nichtanliegen eines äußeren Feldes aufheben, erhält man eine Sekundärspannung, die man digitalisiert.

Um das Magnetfeld in allen drei Raumrichtungen zu messen, kombiniert man mehrere Sensoren, die jeweils senkrecht zueinander in allen drei Raumachsen angeordnet sind. Um sehr schwache Magnetfelder zu messen, ohne dass das Eigenmagnetfeld der Sonde die Messung stark verfälscht, nutzt man zwei identische Magnetometer, wobei das eine Magnetometer näher am Sondenrumpf ist. Man zieht dann dessen Messung von der des äußeren Magnetometers ab,

Staub und Partikelexperimente

Im Sonnensystem gibt es Staub, sowohl interplanetar, wie auch um und in Planetenringen. 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, um dies zu bewerkstelligen. Zuerst wurden Mikrofone eingesetzt, deren Membran eine Platte oder bei den ersten Pioneer-Sonden die ganze Raumsonde war. Ein Einschlag auf der Platte bringt diese in Vibration und das Mikrofon zeichnet den Einschlag als elektrische Schwingung auf.

Der nächste Detektor waren 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 Pioneer 10/11 eingesetzt.

Moderner sind piezoelektrische Materialien, die flach als Folie ausgebracht werden. Auftreffende Staubteilchen bringen die Folie zum Schwingen und verursachen einen elektrischen Impuls. Durch mehrere Elemente, die aneinander liegen, verursachen abprallende Sekundärteilchen bei diesen ebenfalls einen Impuls. Dadurch ist die Einfallsrichtung bestimmbar. Heute wird oft ein Polyvinylidenfluorid Film als piezoelektrisches Medium eingesetzt.

Die modernsten Systeme verwenden ein Massenspektrometer zur Detektion. Ein Ziel 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. Es ist möglich, die am Ziel entstehende Wolke aus verdampftem Gestein zusätzlich zu ionisieren und dann im Massenspektrometer die chemische Zusammensetzung festzustellen. Daher verwendet man als Ziel ein relativ seltenes Element wie Silber, Gold oder Platin. So kann man die Ionen, die vom Ziel kommen, von denen des Einschlags unterscheiden. Bei dieser Analyse erhält man zusätzlich zu den Daten über die Masse und Geschwindigkeit des Staubteilchens auch seine chemische Zusammensetzung. Durch eine Blende kann man bei allen Staubdetektoren leicht das Gesichtsfeld einengen und so die Einfallsrichtung grob bestimmen. Beim Bau derartiger Detektoren hat sich Deutschland Kompetenz erworben. Sie flogen daher nicht nur auf europäischen Raumsonden, sondern auch auf US-Raumsonden mit.

Teilchenexperimente

Von der Sonne geht ein ständiger Strom von Protonen, Elektronen und Heliumkernen aus. Geladene Teilchen gelangen auch vom interstellaren Medium ins Sonnensystem. Durch Magnetfelder werden die Teilchen umgelenkt und beschleunigt. Planeten bilden daher Strahlungsgürtel aus. Daneben wechselwirken die Teilchen mit der obersten Schicht der Atmosphäre. Sie übertragen auf Atome der Ionosphäre Energie und führten zu deren Ausdehnung. Die Sonne durchläuft einen elfjährigen Aktivitätszyklus, in dem sie mal mehr, mal weniger Teilchen ausstößt. Dies kann sich kurzfristig durch Sonneneruptionen innerhalb von Stunden ändern, wobei diese Ausbrüche häufiger bei einer aktiven als bei einer inaktiven Sonne vorkommen. Die Sonnenaktivität wird mittlerweile überwacht, da sie Satelliten beschädigen kann. Auch auf der Erde kam es durch Sonneneruptionen schon zu Stromausfällen (vor allem in hohen Breiten, wo die Teilchen den Magnetfeldlinien folgen und tief in die Atmosphäre eindringen).

Auch wenn Teilchenexperimente unspektakulär sind, gab es bei diesen Experimenten große Fortschritte. Konnte man zuerst nur Teilchen zählen, kam später die Information über die Energie hinzu. Heute ist es möglich Einfallswinkel, Teilchentyp, Ladung, Geschwindigkeit und Energie zu bestimmen. Meistens benötigt man dazu mehrere Instrumente, da sich bestimmte Messungen gegenseitig ausschließen. Daher haben viele Sonden mehrere Teilchenexperimente an Bord.

Selektivität: Es gibt bei Teilcheninstrumenten nicht einen Monochromator, der bei einem Spektrum einen Energiebereich selektiert. Ein Instrument das geladene Teilchen niedriger Energie detektiert wird auch Teilchen mit hoher Energie detektieren, nur wird ein energiereiches Teilchen dann eine ganze Lawine von Ereignissen anstoßen. Zudem erfolgt die Detektion aller geladenen Teilchen durch die Energieübertragung, das bedeutet, dass die Sensoren auch für energiereiche Röntgen- und Gammastrahlen empfindlich sind.

Die Selektivität wird oft durch Abschirmung erreicht: Eine dünne Folie kann energiearme Elektronen abhalten, ebenso UV-Strahlung. Eine dickere Barriere auch Protonen. Für die Detektion von ganz energiereichen Teilchen verwendet man noch stärkere Abschirmungen. Teilchen können eine Energie einiger Elektronenvolt (eV) haben oder Millionen Elektronenvolt (MeV). Ein Photon des sichtbaren Lichts, das immerhin Moleküle in Anregung bringen kann, hat eine Energie von 2 bis 4 eV. 10 eV reichen aus, um ein Elektron aus jeder chemischen Bindung zu lösen. Ein Elektron hat eine Masse von 511.000 eV. Demgegenüber können Protonen oder Alphateilchen Energien von einigen Millionen Elektronenvolt haben.

Einfallsrichtung: Es ist schwer möglich, Teilchen zu bündeln, wie dies mit einem Teleskop geschieht. Um die Richtung festzustellen, verwendet man Blenden. Der Detektor wird an allen Seiten bis auf eine abgeschirmt, sodass von dort kein Teilchen einfallen kann. Platziert man auf der letzten Seite dann noch einen Tubus, so können auch keine Teilchen schräg von vorne einfallen. Trotzdem erreicht man so selten kleinere Gesichtsfelder als 30 Grad.

Besser geht die Begrenzung der Einfallsrichtung 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 geladene Teilchen aus ihrer Bahn ab. Man kann das Feld so steuern, dass nur bestimmte Teilchen den Detektor erreichen. So kann man Elektronen von Protonen oder Ionen trennen, 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. Variiert man die Spannung systematisch, so passieren zu einem bestimmten Zeitpunkt nur Teilchen mit einer bestimmten Energie und Ladung den Eingang Dies ist dann ein Plasmaanalysator. Die Einengung der Einfallsrichtung geschieht durch die Rotation der Sonde: Zu einem bestimmten Zeitpunkt können nur Teilchen von einer Raumrichtung den Eingang erreichen.

Von einem Teilchen- oder Partikelspektrometer spricht man, wenn das Experiment die Teilchen über ihre Teilchenenergie summiert. Man spricht dann oft von Spektralkanälen. Der erfassbare Energiebereich wird in viele Teilbereiche aufgeteilt. Pro Teilbereich wird die Summe der Teilchen erfasst. Mit dem elektrostatischen Feld zur Vorselektion, (elektrostatischen Analysator), kann man den Energiebereich jedes Kanals vorgeben. Alle anderen Teilchen erreichen nicht die Detektoren.

Historisch gesehen waren die ersten Detektoren Proportionalzähler. Nach diesem Prinzip funktionieren die Geiger-Müller Zähler. In einer gasgefüllten Kammer wird ein Draht in der Mitte unter Spannung gesetzt. Ein einfallendes geladenes Teilchen ionisiert durch Zusammenstoß Atome des Gases. Diese werden zum Draht durch ein elektrisches Feld beschleunigt und treffen dort auf und verursachen einen Strom. Der Detektor heißt so, weil der Strom proportional zur Energie der Teilchen ist. Durch die Gasfüllung und die angelegte Spannung ist der Messbereich und die Empfindlichkeit festlegbar. Der Proportionalzähler detektiert auch ionisierende Strahlung wie Gamma- oder Röntgenstrahlung.

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 in ein elektrisches Signal umgewandelt. Diese Detektoren sind empfindlicher, da die Atome nicht ionisiert werden müssen. Die Detektoren bestehen aus lichtdurchlässigen Einkristallen bestimmter Salze wie Cäsiumiodid und Natriumiodid.

Eine Abwandlung sind Detektoren die Tscherenkow-Strahlung nachweisen. Durchquert ein sehr schnelles Teilchen ein Material, so hinterlässt es eine Lichtspur, vergleichbar der Überschallwelle eines Flugzeugs in der Luft. Das abgegebene Licht wird detektiert. Der Tscherenkow-Detektor erfasst nur Teilchen ab einer bestimmten Energie, ist also selektiver.

Auch Halbleitermetalle eignen sich als Detektoren. In ihnen sind die Elektronen schon im Normalzustand nur leicht gebunden. Ein Teilchen kann dann Elektronen freisetzen, diese prallen auf weitere und übertragen auf diese Energie. So erzeugt ein Teilchen einen Schwall von Elektronen. Den entstehenden Strom wird gemessen. Er kann durch eine angelegte Spannung verstärkt werden. Hat man mehrere Detektoren aus Halbleitern, getrennt durch Isolatoren, so kann man auch die Energie des Teilchens feststellen. Ein energiereiches Teilchen wird in mehreren Lagen ein Ereignis verursachen, ein energiearmes nur in der ersten Lage. Verwendet man eine Matrix wie bei einem CCD, so kann man über Vergleich des Orts in mehreren Lagen auch den Einfallswinkel ermitteln. Solche Halbleiterdetektoren werden allerdings vor allem genutzt, um Gamma- und Röntgenstrahlen zu detektieren. Sie sind sehr einfach aufgebaut und diese Strahlen sind sehr durchdringend. Man zieht dann ihr Signal vom Signal eines Teilchendetektors ab, um nur geladene Teilchen, aber nicht ionisierende Strahlung zu detektieren.