Mars Express – Wikipedia

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Dieser Artikel behandelt eine Raumsonde. Zum gleichnamigen Film siehe
Mars Express (Film)
Mars Express
Mars Express (künstlerische Darstellung)
Allgemeines
Sondentyp
Orbiter
Startdatum
2. Juni 2003, 17:45
UTC
Trägerrakete
Flugnummer
Sojus-Fregat
ST-11
Startplatz
Baikonur
Rampe 31/6
Ankunft Mars
25. Dezember 2003
Endgültige Umlaufbahn erreicht
30. Dezember 2003
Startmasse
1120 kg
Treibstoffmasse
427 kg
Nutzlastmasse
116 kg
Masse von Beagle 2
71 kg
Größe des Sondenbusses
1,5 m × 1,8 m × 1,4 m
Spannweite der Solarpanele
12 m
Akkus
drei Lithium-Ionen Akkus (gesamt 67,5
Ah
bei Missionsbeginn)
Größe der Solarzellen
11,42 m²
Hersteller
Hauptauftragnehmer
EADS Astrium
und 25 Unterauftragnehmer aus 15 Staaten
Lebensdauer
8156
Tage im Marsorbit
Stabilisation
Dreiachsenstabilisation
Kommunikation
Antennen
Parabolantenne mit 1,6 m Durchmesser, Rundstrahlantenne und UHF-Antenne für Kommunikation mit Beagle 2
Sender
S-Band
X-Band
Leistung
Sender
5 Watt im S-Band, 65 Watt im X-Band.
Datenrate
Sonde – Erde
10,7- 230 kb/s
Datenrate
Erde – Sonde
7,8 - 2000 bit/s
Datenspeicher
1,5 GB
RAM
Energieversorgung
Elektrische Leistung
geplant 660 W beim Mars durch Verdrahtungsfehler nur ca. 460 W
Batterien
3 Lithium-Ionen-Batterien
Triebwerkssystem
Haupttriebwerk
S-400 mit 400 N Schub
Steuertriebwerke
8 × S-10 mit 10 N Schub
Treibstoff
MMH
Oxidator
Stickstofftetroxid
Umlaufbahnen
Erste Umlaufbahn
250 - 150.000 km Höhe mit 25° Äquatorneigung
Jetzige Umlaufbahn
258 - 11.560 km Höhe mit 86,3° Äquatorneigung, Umlaufzeit 6 h 43 min
Mars Express
(abgekürzt
MEX
) ist eine
Mars
Sonde
der
ESA
. Sie wurde im Juni 2003 gestartet und erreichte den Planeten am 25. Dezember 2003. Hauptaufgabe der Mission war die vollständige Kartografierung des Mars, die Erforschung seiner Atmosphäre, seiner Oberfläche sowie des Materials, das sich in bis zu zwei Metern Tiefe befindet. Zusätzlich hatte die Sonde das
Landegerät
Beagle 2
an Bord.
Die Primärmission des
Orbiters
war beginnend mit Juni 2004 auf ein Marsjahr (etwa 23 Erdmonate) ausgelegt. Sie wurde zwischenzeitlich bereits mehrfach verlängert und soll mindestens bis Ende 2026
laufen, mit einer möglichen Erweiterung bis 2034
Missionsverlauf
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Mars Express wurde am 2. Juni 2003 mit einer russischen
Sojus-FG/Fregat
Rakete von
Baikonur
aus gestartet. Die
Startmasse
der Sonde betrug 1223
kg.
Der Lander Beagle
2 sollte am 25. Dezember 2003 auf dem Mars landen, um dort nach Spuren organischen Lebens zu suchen. Da trotz wiederholter Versuche kein Kontakt hergestellt werden konnte, wurde das Landegerät am 11. Februar 2004 als verloren erklärt. Nach der erfolglosen Suche nach Beagle
2 wurden nach und nach auch die anderen Instrumente an Bord aktiviert.
Mars Express erreichte die planmäßige Umlaufbahn um den Mars im Januar 2004. Die Sonde umkreist ihn auf einer elliptischen polnahen Bahn (
Inklination
: 86°) im Minimalabstand von fast 300
km und Maximalabstand von 11.000
km.
Ausfahren der MARSIS-Antennen
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Die letzte Episode in der Instrumentenaktivierung an Bord von Mars Express war das Ausfahren von zwei 20
m und einer 7
m langen MARSIS-Antennen. Dieses Instrument war dafür vorgesehen, bis zu einigen Kilometern unter der Oberfläche nach flüssigem oder gefrorenem Wasser zu suchen. Allerdings wurde die eigentlich schon für März 2004 geplante Aktivierung mehrmals verschoben, da sich erst nach dem Start der Sonde herausgestellt hatte, dass das Ausfahren der Antennen andere Instrumente an Bord und die Sonde selbst hätte beschädigen können. MARSIS sollte daher in einem Zeitraum vom 2. Mai bis 12. Mai 2005 aktiviert werden, wobei die Antennen in drei Phasen ausgefahren werden sollten, um mögliche Beschädigungen der Sonde in Grenzen zu halten. Nach weiteren drei Wochen umfangreicher Checks der Sonde und ihrer Instrumente war der Zeitpunkt gekommen, an dem MARSIS seine wissenschaftliche Arbeit aufnehmen sollte. Die erste Antenne wurde am 4. Mai ausgefahren, allerdings wurde kurz darauf festgestellt, dass eines der Segmente der Antenne nicht vollständig eingerastet war.
Doch bereits am 10. Mai gelang es den ESA-Ingenieuren, die Antenne vollständig zu entfalten, indem das nicht eingerastete Segment im Sonnenlicht aufgewärmt wurde. Das Ausfahren der zweiten 20-m-Antenne wurde am 13. Juni durchgeführt, zuvor wurde die zusammengeklappte Antenne ebenfalls im Sonnenlicht aufgewärmt. Am 16. Juni wurde der Vorgang als erfolgreich deklariert. Am 17. Juni wurde die dritte und letzte, 7
m lange Antenne, ausgefahren. Diese letzte Operation wurde jedoch nicht als gefährlich eingestuft. Nach einigen weiteren Tests konnte MARSIS am 4. Juli 2005 seine wissenschaftliche Arbeit aufnehmen.
Wissenschaftliche Instrumente
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MARSIS
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Mit
MARSIS
Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionospheric Sounding
) soll der Marsboden bis in eine Tiefe von fünf Kilometern unter anderem nach Wasser bzw. Eis untersucht werden. Ähnliche Messungen führte schon die NASA-Sonde
2001 Mars Odyssey
durch, die allerdings mit ihrem
Neutronenspektrometer
den Boden nur wenige Meter tief abtasten konnte.
MARSIS arbeitet im Frequenzbereich von 1,3 bis 5,5
MHz, kann von 500 Metern bis zu 5
Kilometern tief in die Marskruste eindringen, hat eine horizontale Auflösung von 5 bis 9
km entlang der Flugrichtung und 15 bis 30
km quer zu der Flugrichtung sowie eine vertikale Auflösung von 70
Meter.
Diese Forschungsergebnisse werden seit Ende 2006 durch das
Shallow Radar
(kurz
SHARAD
) an Bord des
Mars Reconnaissance Orbiters
ergänzt. Beide Geräte arbeiten in verschiedenen Frequenzbereichen und haben unterschiedliche Durchdringtiefen.
Betreut wird dieses Instrument vom
Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali
in
Bologna
, Italien.
HRSC
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Aufnahme der Thaumasia Mountains durch Mars Express
Ares Vallis
Zentralberg im Nicholson Crater
Die hochauflösende Stereokamera
HRSC
liefert Bilder mit einer Auflösung von bis zu 10
Metern, aus denen eine dreidimensionale Marskarte erstellt werden kann. Hierzu verfügt sie über neun
CCD
-Zeilen, die in verschiedenen Winkeln durch dieselbe Optik „blicken“. Durch die Bewegung der Sonde über die Oberfläche entstehen 9 vollständige Bilder, die den Mars unter verschiedenen Blickwinkeln darstellen. Eine computertechnische Verarbeitung erzeugt daraus ein dreidimensionales Oberflächenmodell, Farbfilter vor vier CCD-Zeilen ermöglichen eine farbige Darstellung.
Bedingt durch Beschränkungen in der
Datenrate
und -menge wird meist nur einer der Sensoren mit der maximalen Auflösung betrieben, die anderen erzeugen Bilder mit einer zwei-, vier- oder achtfach schlechteren Auflösung. Da die Farbfilter nach wissenschaftlichen Gesichtspunkten ausgewählt wurden, ist es schwierig, damit Ansichten zu produzieren, „wie ein Astronaut den Mars sehen würde“. Die HRSC ist derzeit die einzige Kamera einer Marssonde, die 3D-Farbbilder der Oberfläche aufnehmen kann; die HiRISE des
Mars Reconnaissance Orbiter
etwa erlaubt nur schwarzweiße 3D-Bilder.
Zusätzlich verfügt die HRSC über eine Super Resolution Channel (SRC) genannte Optik vom
Maksutov-Typ
. Deren
Apertur
von 100
mm und
Brennweite
von 1000
mm ermöglichen eine theoretische Auflösung von knapp 2
Metern. Allerdings liefert der SRC keine befriedigenden Ergebnisse, da sich ein Temperaturverlauf im Tubus bildet. Das vordere Ende kühlt aus, während das innere Ende durch die Wärme des Satelliten eine etwas höhere Temperatur aufweist. Dadurch entstehen Verspannungen in der Optik, welche die Bildschärfe beeinträchtigen. Man versucht dies zu verringern, indem man die Kamera schon vor der Aufnahme auf den Mars richtet und von der reflektierten Strahlung wärmen lässt. Dies ist jedoch nur kurzzeitig möglich, da während dieser Zeit die Solarzellen nicht auf die Sonne ausgerichtet werden können und daher die Stromversorgung durch Akkus erfolgen muss.
Die Kamera wurde im Berliner Institut für Planetenforschung des
DLR
unter
FU
-Professor
Gerhard Neukum
entwickelt und bei
Astrium
in Friedrichshafen gebaut.
OMEGA
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Das
Observatoire pour la Minéralogie, l'Eau, les Glaces et l'Activité
(Observatorium für Mineralogie, Wasser, Eis und Aktivitäten) erlaubt es, durch Messung des von der Oberfläche reflektierten infraroten und sichtbaren Lichtes eine Karte der mineralischen Zusammensetzung der Marsoberfläche zu erstellen. Da das reflektierte Licht auch die Atmosphäre des Mars durchläuft, kann das Instrument gleichzeitig die Zusammensetzung der Atmosphäre bestimmen.
Die Betreuung dieses Instruments liegt beim
Institut d’Astrophysique Spatiale
in
Orsay
, Frankreich.
PFS
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Das
Planetare Fourier-Spektrometer
(kurz
PFS
) bestimmt Zusammensetzung und Struktur der Atmosphäre durch die Messung des von den Gasmolekülen absorbierten Sonnenlichts und der infraroten Emission bei Wellenlängen von 1,2 bis 45
µm. Damit können globale Karten des vertikalen Temperaturprofils erstellt und die Klimadaten über Wasserdampf und
Kohlenstoffmonoxid
vervollständigt werden. Zudem sucht das Instrument ständig nach Spurenelementen wie
Methan
Wasserstoffperoxid
und
Formaldehyd
Das
Istituto Fisica Spazio Interplanetario
in
Rom
ist zuständig für die Betreuung des PFS.
SPICAM
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Ergänzt wird die Messung der atmosphärischen Zusammensetzung durch ein atmosphärisches Ultraviolett- und Infrarot-Spektrometer. Dieses misst die Absorption von
Ozon
bei 0,25
µm im ultravioletten Bereich sowie die von Wasserdampf bei 1,38
µm im infraroten Bereich des
Spektrums
Das Experiment steht unter der wissenschaftlichen Leitung des
LATMOS
in
Guyancourt
, Frankreich.
MaRS
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Das Mars-Radio-Science-Experiment
MaRS
nutzt die Radiosignale, mit denen Daten zwischen der Sonde und den Antennen auf der Erde übertragen werden, um
Ionosphäre
, Atmosphäre, Oberfläche und sogar das Marsinnere zu
„durchleuchten“
sowie minimale Geschwindigkeitsänderungen der Sonde zu messen. Daraus lassen sich Rückschlüsse auf die Struktur von Ionosphäre und Atmosphäre sowie auf Dichteschwankungen im Inneren des Mars ziehen.
Durch die Art der Reflexion der Radiosignale an der Marsoberfläche wird deren
Rauheit
gemessen.
Wissenschaftlich betreut wird das Instrument vom Rheinischen Institur für Umweltforschung an der
Universität zu Köln
ASPERA-3
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ASPERA-3
hat die Hauptaufgabe, mehr über die
Marsatmosphäre
und ihre Interaktion mit dem
Sonnenwind
zu erfahren und die Quellen der sogenannten ENAs (
Energetic Neutral Atoms
) auf dem Mars zu untersuchen. Außerdem analysiert und kategorisiert ASPERA-3 das Plasma und neutrale Gase in der Umgebung des Mars.
Betreut wird ASPERA-3 durch das Schwedische Institut für Weltraumforschung in
Kiruna
, Schweden.
VMC
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Die
Visual Monitoring Camera
war ursprünglich nur dafür gedacht, die Trennung der Landeeinheit
Beagle 2
von der Sonde zu überwachen. Ab 2007 wurde sie dann als
Mars webcam
für die Öffentlichkeitsarbeit verwendet.
Ab 2016 wurde daran gearbeitet, aus der einfachen Kamera ein professionelles wissenschaftliches Messinstrument zu machen. Ihr großer
Blickwinkel
wird für großräumige Beobachtungen genutzt, zum Beispiel von Wolkenformationen oder temporären Oberflächenerscheinungen wie
Reifbildung
und Polarkappen.
Ein Team der
Universität des Baskenlandes
in
Bilbao
, Spanien, betreut dieses Gerät.
Wissenschaftliche Erkenntnisse
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Nach der Ankunft am Mars und der Kalibrierung der Geräte begann die Stereokamera
HRSC
, die Oberfläche zu kartografieren. Dabei konnte bereits eine Fläche aufgezeichnet werden, die größer ist als Nordamerika. Die Gesamtfläche des Mars entspricht etwa der gesamten Landfläche der Erde.
Durch das Messgerät
OMEGA
Visible and Infrared Mineralogical Mapping Spectrometer
) konnten große Mengen Wassereis auf den südlichen Polkappen des Mars nachgewiesen werden.
Ähnliche Daten lieferte in geringerer Qualität bereits 2001 die amerikanische Sonde
Mars Odyssey
, jedoch stellt deren europäische Bestätigung auch einen Beweis für die Zuverlässigkeit der ersten Marsmission der ESA dar.
Ende März 2004 teilte die ESA mit, Mars Express habe mit Hilfe seines Spektrometers Spuren von
Methan
in der Marsatmosphäre gefunden. Obwohl die Vorkommen sehr gering sind, stellt sich die Frage, wie diese Verbindung in die Marsluft gelangen konnte. Methan entsteht sowohl bei
vulkanischen
Prozessen als auch bei
Verwesungsprozessen
von organischen Materialien. Insofern könnte diese Entdeckung auch ein geringes Indiz für eventuell existierendes oder vor langer Zeit existierendes
Leben auf dem Mars
sein, was aber zum aktuellen Zeitpunkt noch Spekulation ist.
Ende November 2005 lieferten Daten von OMEGA Belege dafür, dass in der Frühzeit des Mars große Mengen flüssigen Wassers auf der Oberfläche vorhanden waren.
Gleichzeitig lieferte MARSIS Erkenntnisse dafür, dass unter der Oberfläche eines Marskraters möglicherweise Wassereis begraben ist. Nahe dem Nordpol wurde wahrscheinlich ein etwa 1
km dicker Eispanzer unter der Oberfläche gefunden.
Im November 2008 wurden von der vom
DLR
betriebenen hochauflösenden Stereokamera HRSC Aufnahmen im Gebiet des
Eumenides Dorsum
(griech.
Rücken der Furien
) westlich der
Tharsis-Region
gemacht, die zahlreiche ausgeprägte
Yardang
-Strukturen zeigen, die durch Winderosion entstanden sind. Diese geben Aufschluss über die Dynamik des Windes auf der Marsoberfläche; die Dichte der Marsatmosphäre beträgt nur etwa 0,75 Prozent der Dichte der
Atmosphäre
auf der Erde in Meereshöhe.
Ähnliche Strukturen wurden durch Mars Express bereits mehrfach nachgewiesen, beispielsweise im Bereich des
Olympus Mons
und, neben Tafelbergen, in
Aeolis Mensae
Als der
Komet
C/2013 A1 (Siding Spring)
am 19. Oktober 2014 in dem ungewöhnlich geringen Abstand von nur etwa 140.100
km am Mars vorbeiflog, konnte mit dem MARSIS-Experiment einige Stunden danach eine deutliche Zunahme der
Ionisation
in der
Ionosphäre
festgestellt werden.
Im Juli 2018 wurde bekannt gegeben, dass in der Nähe des Südpols flüssiges Wasser unter der Oberfläche gefunden wurde.
10
Siehe auch
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2001 Mars Odyssey
, ebenfalls noch aktiver Orbiter der
NASA
Venus Express
, ähnlich aufgebaute Schwestersonde, die 2006 die
Venus
erreichte
Liste der Raumsonden
Weblinks
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Commons
: Mars Express
– Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien
Mars Express Website von EADS Astrium
Mars Express Website der ESA
(englisch)
Informationen der ESA zu MARSIS
Projektseiten des HRSC Kamera Experimentes
(deutsch & englisch; Pressemitteilungen und hochaufgelöste Bilder)
Mars Express von Bernd Leitenberger
Mars Express-Sonderseite des DLR
Informationen von GEO
(Heft 04-2003)
20 Jahre Mars Express - Die europäische Marssonde und ihre Highlights; scinexx.de
Einzelnachweise
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ESA:
Mars Express updates software, potentially extending spacecraft lifetime.
16.
Mai 2025
abgerufen am 16.
Dezember 2025
(englisch).
Mitteilung der ESA vom 5. August 2005
Mitteilung der ESA vom 28. Juli 2005
Mitteilung der ESA vom 30. November 2005
Mitteilung der ESA vom 30. November 2005
HRSC-Aufnahmen zeigen die Kraft der Wind-Erosion auf dem Mars.
DLR,
28.
November 2008
abgerufen am 15.
April 2013
DLR: Yardangs und Tafelberge in Aeolis Mensae
(28. Juni 2007)
D. A. Gurnett, D. D. Morgan, A. M. Persoon, L. J. Granroth, A. J. Kopf, J. J. Plaut, J. L. Green:
An ionized layer in the upper atmosphere of Mars caused by dust impacts from comet Siding Spring.
In:
Geophysical Research Letters.
Band 42, Nr. 12, 2015, S. 4745–4751
doi:10.1002/2015GL063726
. (
PDF; 2,60
MB
B. Sánchez-Cano, M. Lester, O. Witasse, D. D. Morgan, H. Opgenoorth, D. J. Andrews, P.-L. Blelly, S. W. H. Cowley, A. J. Kopf, F. Leblanc, J. R. Espley, A. Cardesín-Moinelo:
Mars’ Ionospheric Interaction With Comet C/2013 A1 Siding Spring’s Coma at Their Closest Approach as Seen by Mars Express.
In:
Journal of Geophysical Research: Space Physics.
Band 125, Nr. 1, 2019
doi:10.1029/2019JA027344
Mars Express detects liquid water hidden under planet’s south pole.
In:
Science & Exploration.
European Space Agency,
25.
Juli 2018
abgerufen am 9.
Juli 2021
(englisch).
Marssonden
„Mars“-Raumsonden
(1960–1973)
Mariner 3,4,6–9
(1964–1971)
Zond 2
(1964)
Viking 1,2
(1975)
Fobos 1,2
(1988)
Mars Observer
(1993)
Mars Global Surveyor
(1996)
Mars 96
(1996)
Mars Pathfinder
mit Sojourner (1996)
Nozomi
(1998)
Mars Climate Orbiter
(1998)
Mars Polar Lander
mit
Deep Space 2
(1999)
2001 Mars Odyssey
(2001)
Mars Express
mit
Beagle 2
(2003)
Mars Exploration Rover
mit
Spirit
(2003) und
Opportunity
(2003)
Mars Reconnaissance Orbiter
(2005)
Phoenix
(2007)
Phobos-Grunt
(2011)
Yinghuo-1
(2011)
Curiosity
(2011)
Mars Orbiter Mission
(2013)
Maven
(2013)
ExoMars Trace Gas Orbiter
(2016)
Schiaparelli
(2016)
InSight
(2018)
al-Amal
(2020)
Tianwen-1
mit
Zhurong
(2020)
Perseverance
mit
Ingenuity
(2020)
Escapade
(2025)
Kursiv
geschriebene Missionen sind aktiv.
Geplante Missionen
Martian Moons Exploration
mit
Idefix
(2026)
Tianwen-3
(2028)
ExoMars Rosalind Franklin
(frühestens 2028)
Gestrichene Missionen:
Mars Surveyor 2001
Mars Telecommunications Orbiter
Mars Science and Telecommunications Orbiter
P5A
Red Dragon
diverse Probenrückführmissionen
Siehe auch:
Liste künstlicher Objekte auf dem Mars
Chronologie der Marsmissionen
Satelliten
und
Raumsonden
mit Beteiligung der
ESA
Erfolgte Starts:
COS-B
(1975)
GEOS 1 und 2
(1977, 1978)
OTS-1 und -2
(1977, 1978)
ISEE 2
(1977)
IUE
(1978)
Marecs A und B
(1981, 1984)
Exosat
(1983)
ECS
(1983–1988)
Giotto
(1985)
Olympus
(1989)
Hipparcos
(1989)
Hubble
(1990)
Ulysses
(1990)
ERS 1 und 2
(1991, 1995)
EURECA
(1992)
ISO
(1995)
SOHO
(1995)
EGNOS
(1996–2014)
Huygens
(1997)
XMM-Newton
(1999)
Cluster
(2000)
Artemis
(2001)
Proba-1
(2001)
Envisat
(2002)
Integral
(2002)
Mars Express
(2003)
Smart-1
(2003)
Double Star
(2003)
Rosetta
(2004)
CryoSat
(2005)
SSETI Express
(2005)
Venus Express
(2005)
Corot
(2006)
MetOp-A, -B und -C
(2006, 2012, 2018)
GOCE
(2009)
Herschel
(2009)
Planck
(2009)
Proba-2
(2009)
SMOS
(2009)
CryoSat-2
(2010)
Hylas
(2010)
Alphasat I-XL
(2013)
Proba-V
(2013)
Swarm
(2013)
Gaia
(2013)
Sentinel-1A bis -1D
(2014, 2016, 2024, 2025)
Sentinel-2A bis -2C
(2015, 2017, 2024)
LISA Pathfinder
(2015)
Sentinel-3A/3B
(2016, 2018)
ExoMars Trace Gas Orbiter
(2016)
Schiaparelli
(2016)
Sentinel-5P
(2017)
ADM-Aeolus
(2018)
BepiColombo
(2018)
Cheops
(2019)
Solar Orbiter
(2020)
Sentinel-6A
(2020)
JWST
(2021)
Juice
(2023)
Euclid
(2023)
Proba-V CC
(2023)
EarthCARE
(2024)
AWS
(2024)
Hera
(2024)
Proba-3
(2024)
Biomass
(2025)
MetOp-SG A1
(2025)
Sentinel-6B
(2025)
HydroGNSS
(2025)
Geplante Starts:
Smile
(2026)
Lunar Pathfinder
(2026)
MetOp-SG
(2026–2040)
Flex
Sentinel-3C
(2026),
Altius
(2027)
Forum
(2027)
Plato
(2027)
Sentinel CO2M
(2027, 2028)
Comet Interceptor
(2028/29)
ExoMars Rosalind Franklin
(2028)
Genesis
(2028)
Ramses
(2028)
RISE
(2028)
Sentinel-2D
(2028)
Sentinel-3D
(2028)
Clearspace-1
(2029)
Harmony
(2029)
Argonet
(2031)
Ariel
(2031)
Vigil
(2031)
EnVision
(2031–2033)
Sentinel-2 NG
(2033–?)
Sentinel-3 NG
(2033–?)
LISA
(2035)
Konstellationen
von mindestens
zehn Satelliten:
Meteosat
(seit 1977)
Galileo
(seit 2005)
IRIDE
(seit 2025)
LEO-PNT
(seit 2026)
Geplant:
IRIS²
(ab 2029)
Abgerufen von „
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Marssonde
Europäische Weltraumorganisation
Raumfahrtmission 2003
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