Cassini-Huygens

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Cassini-Huygens
KĂŒnstlerische Darstellung von Cassini (große Sonde) und Huygens (links) vor Titan (Vordergrund) und Saturn (Hintergrund)
Cassini wÀhrend der Montage
Modell der Huygens-Sonde (ohne Hitzeschild)

Cassini-Huygens ist der Name einer Mission zweier Raumsonden zur Erforschung des Planeten Saturn und seiner Monde. Bei Cassini handelt es sich um einen Orbiter, der im Auftrag der NASA vom Jet Propulsion Laboratory gebaut wurde und die Objekte aus einer Umlaufbahn heraus untersucht. Aufgrund der dichten und schwer zu durchdringenden AtmosphĂ€re des Mondes Titan wurde Huygens (konstruiert von AĂ©rospatiale im Auftrag der ESA) als Lander konzipiert, der von Cassini abgekoppelt wurde, auf dem Mond landete und diesen mittels direkter Messungen in der AtmosphĂ€re und auf der OberflĂ€che erforschte. DarĂŒber hinaus ist auch die italienische Raumfahrtagentur ASI an der Mission beteiligt.

Die beiden aneinandergekoppelten Sonden wurden am 15. Oktober 1997 vom Launch Complex 40 auf Cape Canaveral mit einer Titan-IVB-Rakete gestartet. Am 1. Juli 2004 schwenkte Cassini in die Umlaufbahn um den Saturn ein, und am 14. Januar 2005 landete Huygens drei Wochen nach der Trennung von Cassini auf Titan und sandte 72 Minuten lang Daten, die das VerstĂ€ndnis ĂŒber den Mond deutlich verbesserten.

Auch der Cassini-Orbiter hat mit seiner umfangreichen Ausstattung an wissenschaftlichen Instrumenten viele neue, teils revolutionĂ€re Erkenntnisse in Bezug auf Saturn und seine Monde geliefert. Die Mission wurde daher mehrfach verlĂ€ngert, aktuell (Stand: Dezember 2010) ist ihr Ende fĂŒr 2017 geplant.

Inhaltsverzeichnis

Vorgeschichte

Entwicklung

Konzeptgrafik zur “Saturn Orbiter/Titan Probe” (SOTP) aus dem Jahre 1988

Eine Mission zu Saturn und Titan wurde schon kurz nach dem Erfolg der Sonden Voyager 1 und Voyager 2 (gestartet 1977, 1980 beim Saturn) in Betracht gezogen.[1] Im Jahre 1983 wurde eine Studie des Solar System Exploration Committee vorgestellt, die vier Planetenmissionen bis zum Jahr 2000 vorsah. Bei dem Komitee handelte es sich um einen Zusammenschluss zwischen den Gremien fĂŒr Weltraumforschung der europĂ€ischen Wissenschaftsstiftung und der National Academy of Sciences, das bereits 1982 seine Arbeit aufnahm.[2] Neben der Cassini-Mission (damals noch als „Saturn Orbiter/Titan Probe“-Programm bzw. SOTP bezeichnet) entstanden so auch die Magellan-Raumsonde und Mars Observer.[1] Zu Beginn gehörte die Saturn/Titan-Mission noch zum „Mariner Mark II“-Projekt, in dessen Rahmen auch eine Ă€hnlich gebaute Sonde fĂŒr den Vorbeiflug an einem Asteroiden oder Kometen, genannt „Comet Rendezvous/Asteroid Flyby“ (CRAF), entwickelt werden sollte.[2] Um Kosten zu sparen, war geplant beide Sonden aus möglichst vielen gleichartigen Instrumenten und Systemen zu konstruieren. Nach einem positiven Gutachten, welches kooperativ von ESA und NASA durchgefĂŒhrt wurde, genehmigte die ESA 1986 erste Studien zur Sonde,[2] die nun den Namen „Cassini“ erhielt, benannt nach Giovanni Domenico Cassini, der die Saturnmonde Iapetus, Rhea, Dione und Tethys entdeckte.

Im Zeitraum 1987–1988 schritt die Entwicklung der Mariner-Mark-II-Sonde weiter voran, wĂ€hrend in Europa im Rahmen des „Horizon 2000“-Programms erste Studien zur Titan-Landesonde durchgefĂŒhrt wurden.[2] Diese wurde nun nach Christian Huygens benannt, der den Mond entdeckte und die Saturnringe erstmals korrekt verstand. Im Jahre 1989 wurden die Mittel fĂŒr die Entwicklung der Mariner Mark II bewilligt, aber bereits drei Jahre spĂ€ter wurden die Ausgaben fĂŒr die Sonde durch den Kongress begrenzt, so dass die CRAF-Mission gestrichen wurde.[2] In Folge dessen musste das Cassini-Projekt neu strukturiert werden, als Instrumente waren nur noch das ISS, VIMS und RSS vorgesehen.[3] Durch die Einstellung des CRAF-Projektes entfiel so der Kostenvorteil, der durch gleiche Komponenten erreicht werden sollte, was Ende 1993, in Kombination mit dem neuen NASA-Direktor Daniel Goldin und seinem Motto „faster, better, cheaper“ (dt. fĂŒr ‚schneller, besser, billiger‘), auch das gesamte Cassini-Projekt gefĂ€hrdete.[4] Daraufhin schrieb der damalige Direktor der ESA, Jean-Marie Luton, einen Brief an den VizeprĂ€sidenten der Vereinigten Staaten Al Gore, an den Außenminister der Vereinigten Staaten Warren Christopher und an Goldin selbst.[4] Insbesondere kritisierte er den Alleingang der USA in dieser Angelegenheit:

“Europe therefore views any prospect of a unilateral withdrawal from the cooperation on the part of the United States as totally unacceptable. Such an action would call into question the reliability of the U.S. as a partner in any future major scientific and technological cooperation.”

„Daher sieht Europa jedwede Möglichkeit eines einseitigen RĂŒckzuges von der Kooperation durch die Vereinigten Staaten als völlig inakzeptabel an. Solch eine Handlung wĂŒrde die ZuverlĂ€ssigkeit der USA als Partner fĂŒr jegliche weitere wissenschaftliche und technische Kooperation in Frage stellen.“

– Jean-Marie Luton

Cassini-Huygens wird im Oktober 1996 fĂŒr einen Temperatur- und Vibrationstest vorbereitet

Wenig spĂ€ter genehmigte Goldin die WeiterfĂŒhrung des Projekts. Trotzdem geriet die Mission 1995 erneut in das Blickfeld des United States Senate Committee on Appropriations, der das Projekt einstellen wollte.[3] Diese Entscheidung wurde wieder zurĂŒck genommen und 1996 wurden die einzelnen Komponenten der Sonden zusammengebaut und ersten Tests unterzogen.[3] Cassini wurde am 21. April 1997 nach Cape Canaveral transportiert, wo im folgenden Sommer die letzten Tests durchgefĂŒhrt wurden.[3]

Parallel zum Cassini-Programm in den USA wurde in Europa die Huygens-Landesonde entwickelt, wobei auch die NASA an wichtigen Entscheidungen beteiligt war.[5] WĂ€hrend der Entwicklung von Huygens wurden insgesamt drei Prototypen gebaut, um einzelne Aspekte wie zum Beispiel die elektrischen Systeme oder die TragfĂ€higkeit der Konstruktion zu testen. Der erste Meilenstein des Projekts wurde im April 1991 erreicht, als die Definitionen der Anforderungen und der erste Designvorschlag akzeptiert wurden. Im FrĂŒhjahr 1994 wurden dann die Konzepte fĂŒr die mechanischen und elektrischen Systeme verifiziert. Die letzte und wichtigste HĂŒrde, eine kritische Untersuchung des Gesamtdesigns, wurde im September 1995 erfolgreich genommen. In den folgenden zwei Jahren untersuchte noch eine externe Kommission der NASA das Konzept auf seine Einsatztauglichkeit. Im Jahre des Starts (1997) wurden dann die letzten Tests zur Tauglichkeit von Huygens fĂŒr den Start und die Mission erfolgreich abgeschlossen.

Kurz vor dem Start am 15. Oktober 1997 waren insgesamt fast 5000 Menschen aus 18 Nationen weltweit an der Mission beteiligt.

Die „Stop Cassini“-Bewegung

Aufgrund der Radionuklidbatterien, welche den stark radioaktiven und hochgiftigen Stoff Plutonium-238 (Details siehe Energieversorgung) enthalten, bildete sich wenige Monate vor dem Start eine Protestgruppe, die unter dem Motto „Stop Cassini“ (dt. fĂŒr ‚stoppt Cassini‘) diesen verhindern wollte.[6] Die AnhĂ€nger der Gruppe hielten die Gefahren, die von den Folgen eines Fehlstarts oder von einem ungeplanten Wiedereintritt in die ErdatmosphĂ€re ausgingen, fĂŒr unverantwortlich hoch. Im Falle eines Fehlstarts sagte man den vorzeitigen Tod von mehreren Zehntausend bis Millionen Menschen voraus, da Cassini genug Plutonium-238 enthalte, um bei einer gleichmĂ€ĂŸigen Verteilung 1,2 Milliarden Menschen zu töten.[7] Insbesondere die 2,3 Millionen Anwohner in der Umgebung der Cape Canaveral Air Force Station seien aufgrund fehlender Schutzeinrichtungen in unverantwortlichem Maße gefĂ€hrdet.[7] Auch wurde die Wahrscheinlichkeit eines Fehlstarts der Delta IV-TrĂ€gerrakete (laut Quelle, gemeint war wohl die Titan IVB) als zu hoch eingeschĂ€tzt, insbesondere weil die verwendeten Booster mit einer Chance von 5 % defekt seien.[7] Im Allgemeinen seien 13,44 % aller Raumfahrtmissionen mit nuklearen Komponenten der USA und Sowjetunion fehlgeschlagen und setzten in unterschiedlichem Maße RadioaktivitĂ€t frei.[7] Weiterhin sei es beunruhigend, dass die NASA die Wahrscheinlichkeit fĂŒr die Freisetzung von Plutonium zuerst mit 0,00066 % angegeben habe, diese aber anschließend bis auf etwa 0,0029 % erhöht wurde.[7] DarĂŒber hinaus wurde argumentiert, dass die Verwendung von Nuklearmaterial im Rahmen der Cassini-Huygens-Mission dessen Einsatz bei zukĂŒnftigen Sonden begĂŒnstige und eine Basis fĂŒr die Militarisierung des Weltraums biete.[7] Als Alternative wurde die Verwendung von Solarzellen und langlebigen Brennstoffzellen vorgeschlagen.[7]

Das JPL war in einer Studie zur UmweltvertrĂ€glichkeit von Cassini-Huygens jedoch zu dem Schluss gekommen, dass der Einsatz von Solarzellen nicht praktikabel sei.[8] Dies lag vor allem an der Tatsache, dass es keine Nutzlastverkleidung gab, welche die nötigen Solarpanels mit einer GesamtflĂ€che von 598 Quadratmetern hĂ€tte aufnehmen können.[8] Der resultierende Masseanstieg von 1337 kg (+63 %) hĂ€tte außerdem eine massive Reduktion der wissenschaftlichen Nutzlast bedeutet.[8] Ohne diese Maßnahme hĂ€tte eine solarbetriebene Sonde das zulĂ€ssige Gesamtgewicht fĂŒr die Titan IVB (6234 kg) um knapp eine Tonne ĂŒberstiegen.[8] Außerdem wĂŒrden die Solarpanels durch ihr hohes elektrostatisches Potential deutlich mehr Interferenzen erzeugen als eine Energieversorgung durch Radionuklidbatterien, was einige Instrumente stören könnte.[8] Die Solarpanele mĂŒssten auch aufwĂ€ndig entfaltet und zur Sonne ausgerichtet werden, was ein zusĂ€tzliches Risiko fĂŒr den Erfolg der Mission bedeuten wĂŒrde.[8]

Da auch die NASA einen Fehlstart oder Wiedereintritt in die ErdatmosphĂ€re nicht ausschloss, wurde ein mehrschichtiges Sicherheitskonzept fĂŒr die Radionuklidbatterien implementiert (siehe Energieversorgung), um im Ernstfall die Freisetzung von radioaktivem Material ganz zu verhindern oder zumindest zu reduzieren. Im Zeitraum von der ZĂŒndung der Booster bis zum Verlassen der Erdumlaufbahn wurden sechs mögliche Unfallszenarien identifiziert. Die Wahrscheinlichkeiten und die freigesetzte RadioaktivitĂ€t gliedern sich laut NASA wie folgt:[9]

Missionsphase 1 (0 bis 11 Sekunden nach dem Start)

  • (Selbst)zerstörung mit Aufschlag der Batterien auf Beton: 0,00017 %, 2,97 Mrd. Bq;
  • keine ZĂŒndung eines Boosters und Einschlag von Teilen der Verkleidung in die Batterien: 0,00091 %, 1,38 Mrd. Bq;
  • schwerer Schaden an der Centaur-Oberstufe und Aufschlag der Batterien auf Beton: 0,000042 %, 2,98 Mrd. Bq;

Missionsphase 2 bis 4 (11 bis 246 Sekunden nach dem Start)

  • kein kritisches Szenario mit Freigabe von RadioaktivitĂ€t erwartet (Absturz in den Atlantischen Ozean);

Missionsphase 5 (246 bis 688 Sekunden nach dem Start)

  • (Selbst)zerstörung und Aufschlag der GPHS-Module auf Felsgestein in Afrika: 0,00046 %, 0,54 Mrd. Bq;
  • Fehler in der Centaur-Oberstufe und Aufschlag der GPHS-Module auf Felsgestein in Afrika: 0,000037 %, 0,54 Mrd. Bq;

Missionsphase 6 (688 bis 5576 Sekunden nach dem Start)

  • ungeplanter Wiedereintritt in die ErdatmosphĂ€re und Aufschlag der GPHS-Module auf Felsgestein: 0,00044 %, 0,56 Mrd. Bq.

WĂ€re Cassini-Huygens bei dem Swing-by-Manöver am 18. August 1999 an der Erde unkontrolliert in deren AtmosphĂ€re eingetreten, was laut NASA mit einer Chance von eins zu einer Million hĂ€tte passieren können, so wĂ€ren insgesamt fĂŒnf Milliarden Menschen betroffen gewesen.[10] In dieser Population hĂ€tte sich die Krebsrate um 0,0005 % erhöht, was 5000 zusĂ€tzliche Krebstote bedeutet hĂ€tte.[10]

Letztendlich erreichte die „Stop Cassini“-Bewegung keine Änderungen und keinen Abbruch der Mission, sie wurde wie geplant durchgefĂŒhrt. Bill Clinton genehmigte die Mission – der amerikanische PrĂ€sident muss jedem Abschuss von radioaktivem Material ins All zustimmen. Gegner der Mission appellierten an Clinton, die Unterschrift zu verweigern. Ihr Protest appellierte auch an die europĂ€ische Raumfahrtagentur ESA, die an Cassini beteiligt ist. In Deutschland sammelten Kritiker mehr als 10000 Unterschriften.[11]

Kosten

Die Kosten des Projekts werden von der NASA wie folgt in US-Dollar angegeben:[12]

  • Entwicklung vor dem Start: 1,422 Mrd. $
  • MissionsunterstĂŒtzung: 710 Mio. $
  • Missionsverfolgung: 54 Mio. $
  • Start: 442 Mio. $
  • Aufwendungen der ESA: 500 Mio. $ (davon ca. 120 Mio. € aus Deutschland)[13]
  • Aufwendungen der ASI: 160 Mio. $

Gesamtkosten: 3,288 Mrd. $.

Missionsziele

Die Cassini-Huygens-Mission wurde konzipiert, um das VerstĂ€ndnis ĂŒber eine Vielzahl von Objekten und VorgĂ€ngen im Saturnsystem umfassend zu verbessern. Vor dem Start wurden von NASA und ESA folgende Forschungsschwerpunkte definiert:[3]

Titan

  • Bestimmung der AtmosphĂ€renzusammensetzung und des IsotopenverhĂ€ltnis, inklusive der enthaltenen Edelgase und der historischen Entwicklung
  • Beobachtung der Gasverteilung in der AtmosphĂ€re, Suche nach weiteren organischen Verbindungen und der Energiequelle fĂŒr chemische Prozesse in der AtmosphĂ€re, Studium der Verteilung von Aerosolen
  • Messung von Winden und Temperatur, Untersuchung der Wolkenbildung und der saisonalen VerĂ€nderungen innerhalb der AtmosphĂ€re, Suche nach elektrischen Entladungen
  • Untersuchung der oberen AtmosphĂ€re, insbesondere im Hinblick auf Ionisationseffekte und ihre Rolle als Quelle fĂŒr elektrisch geladene und ungeladene Teilchen fĂŒr die MagnetosphĂ€re
  • Erfassung der OberflĂ€chenstruktur und -zusammensetzung sowie Untersuchungen zum Inneren des Mondes

MagnetosphÀre

  • Bestimmung der genauen Konfiguration des axial-symmetrischen Magnetfeldes und seine Beziehung zur Radiostrahlung im Kilometerbereich
  • Bestimmung der Zusammensetzung, Quellen und Senken von geladenen Teilchen in der MagnetosphĂ€re
  • Untersuchung der Wellen-Teilchen-Interaktionen, Dynamik der MagnetosphĂ€re auf der Tagseite, dem Magnetotail von Saturn und deren Wechselwirkungen mit Sonnenwind, Monden und den Ringen
  • Studien zur Wechselwirkung von Titans AtmosphĂ€re und ExosphĂ€re mit dem umliegenden Plasma

Vereiste Monde

  • Ermittlung der generellen Eigenschaften und geologischen Vergangenheit der Monde
  • Erforschung der Mechanismen zur Verformung der oberflĂ€chlichen und inneren Kruste
  • Untersuchung der Zusammensetzung und Verteilung von OberflĂ€chenmaterial, insbesondere dunkle, organische Materie sowie solche mit niedrigem Schmelzpunkt
  • Erforschung der Wechselwirkungen mit der MagnetosphĂ€re und dem Ringsystem, sowie mögliche Gaseinbringung in die AtmosphĂ€re

Saturn und sein Ringsystem

  • Studien zur Konfiguration der Ringe und zu den dynamischen Prozessen, durch die die Ringe entstanden sind
  • Kartierung der Zusammensetzung und grĂ¶ĂŸenabhĂ€ngigen Verteilung des Ringmaterials
  • Untersuchung der Wechselwirkungen der Ringe mit Saturns MagnetosphĂ€re, AtmosphĂ€re und IonosphĂ€re sowie mit den Monden
  • Bestimmung der Staub- und Meteoritenverteilung in der NĂ€he der Ringe des Saturns
  • Bestimmung der Temperatur, Wolkeneigenschaften und Zusammensetzung der AtmosphĂ€re
  • Messung der globalen Winde, inklusive der Wellen- und Wirbelstrukturen
  • Beobachtung der wesentlichen Wolkenstrukturen und -prozesse
  • Erforschung der inneren Struktur und Rotationseigenschaften der tiefen AtmosphĂ€re
  • Studium der tĂ€glichen Änderungen und des Einflusses der MagnetosphĂ€re auf die IonosphĂ€re
  • Bestimmung der Restriktionen fĂŒr Modelle zur Erforschung von Saturns Entstehungsgeschichte
  • Untersuchung der Quellen und der Struktur von Blitzen und statischen Entladungen in der AtmosphĂ€re.

Technik des Cassini-Orbiters

Mit einer Startmasse von 5364 kg (davon 3132 kg Treibstoff) ist Cassini die schwerste US-amerikanische Raumsonde, die jemals gebaut wurde. Ihre zylinderförmige 6,7 Meter hohe und 4 Meter breite Zelle besteht hauptsĂ€chlich aus Aluminium und ist in verschiedene Ebenen eingeteilt (von unten nach oben: Antrieb, untere AusrĂŒstungsebene plus Energieversorgung, obere AusrĂŒstungsebene, Kommunikation). Aufgrund der Flugbahn der Sonde ist ein komplexes Klimasystem integriert worden, das die EinsatzfĂ€higkeit sowohl bei Venus als auch bei Saturn sicherstellt. WĂ€hrend des Swing-by-Manövers bei der Venus muss die Cassini aufgrund der geringen Distanz zur Sonne gekĂŒhlt werden, was durch goldbeschichtete Mylar-Folie[14] auf der sonnenzugewandten Seite und Radiatoren auf der sonnenabgewandten Seite der Sonde realisiert wurde. Bei Saturn ist die Sonnenstrahlung wiederum so gering, dass eine Beheizung der Elektronik und der wissenschaftlichen Instrumente notwendig wird. Dies geschieht vorrangig durch die Nutzung der AbwĂ€rme der drei Radionuklidbatterien, ansonsten durch kleine HeizwiderstĂ€nde.

Radionukildbatterie, inkl. Abschirmung (1 von 3) Radionukildbatterie, inkl. Abschirmung (1 von 3) Elektronikring und Temperaturregelsysteme (umfasst die gesamte Ebene) Elektronikring und Temperaturregelsysteme (umfasst die gesamte Ebene) Hochgewinnantenne Hochgewinnantenne Niedriggewinnantenne (1 von 2) Niedriggewinnantenne (1 von 2) Sternensensoren (2 von 2) Sternensensoren (2 von 2) Heliumtank Heliumtank Reaktionsrad (1 von 4) Reaktionsrad (1 von 4) Hauttriebwerke (2 von 2) Hauttriebwerke (2 von 2) Lagekontrolltriebwerk (1 von 4) Lagekontrolltriebwerk (1 von 4) Hydrazintank HydrazintankCassini spacecraft de 3.png
Über dieses Bild


Energieversorgung

Eine der drei Radionuklidbatterien

Aufgrund der großen Distanz zur Sonne bei Saturn wurden bei Cassini drei Radionuklidbatterien (Bezeichnung: „GPHS RTG“) zur Energieversorgung eingesetzt, da Solarzellen aufgrund der benötigten GrĂ¶ĂŸe und Masse nicht verwendbar waren (Details siehe oben). GefĂŒllt sind die 56 kg schweren Batterien mit je 12,2 kg der Verbindung Plutoniumdioxid (davon bestehen je 9,71 kg aus 238Pu), das durch seinen radioaktiven α-Zerfall (Halbwertzeit: 87 Jahre) pro Batterie 4400 Watt WĂ€rmeleistung freisetzt.[15] Diese WĂ€rme wird mittels Silizium-Germanium-Thermoelementen mit einer Effizienz von 6,5–7 % in elektrische Energie umgewandelt.[16]

Die elektrische Leistung pro Radioisotopenbatterie betrug beim Start 285 Watt (gesamt 855 Watt) und nimmt seitdem pro Jahr um 3,1 %[15] ab, da die AktivitĂ€t des Plutoniums stetig abnimmt und die Thermoelemente durch Abnutzung immer ineffizienter werden. Zum Jahr 2010 lieferten alle Batterien zusammen etwa 670 Watt elektrische Leistung, zum Ende der Mission 2017 sollen noch etwa 605 Watt zur VerfĂŒgung stehen.[17]

Schnitt durch eine GPHS-RTG

Da die 36,7 kg Plutonium hochgiftig und sehr starke Quellen von RadioaktivitĂ€t sind (Details im Abschnitt Die „Stop Cassini“-Bewegung), wurde bei der Konstruktion der RTGs ein mehrschichtiges Sicherheitssystem entwickelt: Das Plutonium ist in eine Keramikmatrix eingebettet,[16] (das zu Keramik gesinterte Plutoniumdioxid)[18] die bei mechanischer Belastung kaum zu feinem Staub, sondern in grĂ¶ĂŸere BruchstĂŒcke zerfĂ€llt, die nicht in die Lunge gelangen können. Außerdem kann das Material der Hitze beim Wiedereintritt widerstehen, ohne zu verdampfen, und reagiert chemisch kaum mit anderen Stoffen wie Luft oder Wasser. Innerhalb der Batterie ist die Plutoniumkeramik in 18 einzelnen Kapseln untergebracht, welche alle ĂŒber einen eigenen Hitzeschild und ein aufprallsicheres GehĂ€use verfĂŒgen.[16] Innerhalb dieser Kapseln ist die Keramik von mehreren Lagen unterschiedlicher Materialien umgeben (darunter Iridium und Graphit), die durch ihren hohen Schmelzpunkt und ihre große Resistenz gegenĂŒber Korrosion den Austritt radioaktiver Stoffe nach einem Aufschlag verhindern sollen.[16] Die Ă€ußerste Schutzbarriere besteht aus einer Kohlefaserummantelung und dem AluminiumgehĂ€use.

FĂŒr die Energieverteilung ist das Power and Pyrotechnic Subsystem (PPS) zustĂ€ndig. Es sorgt fĂŒr die Erzeugung der Bordspannung von 30 Volt Gleichstrom (auf zwei Leitungen mit je +15 V und −15 V) und initiiert pyrotechnische VorgĂ€nge, zum Beispiel die Abtrennung von der Centaur-Oberstufe. Der Strom wird ĂŒber ein Kabelsubsystem (Cabling Subsystem, CABL) verteilt, das aus ĂŒber 20.000 Kabelverbindungen besteht und ca. 1630 Verbindungsknoten aufweist.[19] Insgesamt wurden ĂŒber 12 Kilometer an KabelstrĂ€ngen im Cassini-Orbiter verbaut. Die Verkabelung ist elektrisch vollstĂ€ndig passiv und besitzt keine Leistungselektronik oder Komponenten zur Datenverarbeitung, womit sie ausschließlich der StromfĂŒhrung und dem Datentransfer dient.

Elektronik

Der Engineering Flight Computer

Die beiden wichtigsten Elemente der Elektronik sind die zwei SSD-Massenspeicher und der Engineering Flight Computer (EFC) der Firma IBM,[20] der fĂŒr alle Steuerungsaufgaben innerhalb der Sonde zustĂ€ndig ist. Er verfĂŒgt ĂŒber insgesamt 58 Mikroprozessoren,[21] darunter einen vom Typ MIL-STD-1750A.

Dieser Prozessor kam bereits in mehreren MilitĂ€rsystemen (u.a. Northrop B-2, General Dynamics F-16 und Hughes AH-64) zum Einsatz und wurde das erste Mal fĂŒr eine Raumfahrtmission genutzt. Er basiert auf einer 16-Bit-Architektur, weist eine Rechenleistung von 1,7 MIPS auf und verfĂŒgt intern ĂŒber 8 kbit Speicher.[22] Der Arbeitsspeicher des EFC ist 32 Mbit groß und besteht aus SRAM-Speicherzellen, die gegenĂŒber konventionellen SDRAM-Zellen zwar wesentlich weniger KapazitĂ€t aufweisen, jedoch strahlungsresistenter sind und höhere Datenraten erlauben.

Die beiden Massenspeicher (Solid State Recorder, SSR genannt) basieren zum ersten Mal in der Raumfahrtgeschichte nicht auf MagnetbĂ€ndern, sondern auf DRAM-SSD-Technik.[23] GegenĂŒber den MagnetbĂ€ndern weist die eingesetzte SSD-Architektur unter anderem folgende Vorteile auf:[23]

Das Massenspeichermodul
Ein Modul des EPS
  • höhere ZuverlĂ€ssigkeit (keine beweglichen Teile)
  • simultanes Lesen und Schreiben
  • geringere Zugriffszeiten
  • höhere Datenraten
  • geringerer Energiebedarf.

Jeder Rekorder besitzt eine SpeicherkapazitĂ€t von 2,56 Gbit, wobei 560 Mbit zur Speicherung von PrĂŒfsummen reserviert sind.[23] Aufgeteilt sind die Rekorder in jeweils 640 DRAM-Zellen mit je 4 Mbit Speicherplatz, die simultan mit einer Datenrate von 2 Mbit pro Sekunde ausgelesen und beschrieben werden können.[23] Wegen der intensiven Strahlung im offenen Weltraum und im Jupitersystem sind Fehler in den Speicherzellen unvermeidlich. Darum wurde hardwareseitig ein Fehlererkennungs- und Korrektursystem integriert, das defekte Speicherbereiche erkennt, Daten so weit wie möglich wiederherstellt und die Speicherstelle als defekt kennzeichnet.[23] Die verwendeten Gate Arrays verfĂŒgen ĂŒber eine Logik fĂŒr den Boundary Scan Test, um Übertragungs- und Formatfehler mit einer Wahrscheinlichkeit von ĂŒber 99 % zu erkennen. Beim Systementwurf wurde eingeplant, dass bis zum Ende der Mission ca. 200 Mbit Speicherplatz durch Strahlung und Abnutzung verloren gehen werden. Jeder SSR wiegt 13,6 kg, ist 0,014 m3 groß und benötigt 9 Watt elektrische Leistung.[23]

Die SSR- und EFC-Komponenten sind zusammen mit anderen elektronischen Bauteilen im zylinderförmigen Electronic Packaging Subsystem (EPS) untergebracht, das sich in der oberen AusrĂŒstungsebene direkt unter der Antennensektion befindet. Das EPS ist in 12 standardisierte Module unterteilt, welche die enthaltenen elektrischen Systeme vor Strahlung und Störsignalen der benachbarten Elektronik schĂŒtzt. Außerdem sorgt es mit einem Temperaturkontrollsystem dafĂŒr, dass die Komponenten innerhalb ihrer Temperaturspezifikationen arbeiten und keinen Schaden durch UnterkĂŒhlung oder Überhitzung erleiden.

Kommunikation

Die Hochgewinnantenne bei einem Test

Die Radiosignale zur Kommunikation mit Cassini werden von dem Radio Frequency Subsystem (RFS) erzeugt. Kern des Systems sind zwei Wanderfeldröhren-VerstÀrker mit einer Leistung von je 20 Watt. Diese können auch gleichzeitig eingesetzt werden, um die Sende- und Empfangsleistung zu erhöhen, können aber auch alleinstehend arbeiten, wenn ein VerstÀrker defekt ist (Prinzip der Redundanz).[24] Doppelt vorhanden sind auch die Baugruppen Telemetriekontrolle, Signalverarbeitung und Transponder.[24] Weitere Komponenten sind ein hochstabiler Oszillator, ein Diplexer und eine Schaltung zur Ansteuerung der Antennen.[24]

Übertragen werden die erzeugten Signale anschließend ĂŒber das Antenna Subsystem (ANT). Wichtigster Bestandteil ist die Hochgewinnantenne (HGA) auf der Spitze der Sonde, die als Cassegrain-Parabolantenne ausgefĂŒhrt ist. Sie misst im Durchmesser 4 Meter und wurde von der italienischen Raumfahrtagentur Agenzia Spaziale Italiana bereitgestellt.[25] Die HGA weist eine hohe Richtwirkung auf, wodurch zum einen die Datenrate bei gleicher Sendeleistung stark erhöht werden konnte, zum anderen muss die Antenne aber auch sehr prĂ€zise auf die Erde ausgerichtet werden.

Des Weiteren sind zwei Niedriggewinnantennen (LGA) vorhanden, die an der Spitze des HGA-Subreflektors und am anderen Ende der Sonde angebracht sind, so dass bei jeder Fluglage Daten ĂŒbertragen werden können. Da die Datenrate aufgrund der kompakten Antennenkonstruktion nur sehr gering ausfĂ€llt, ist sie hauptsĂ€chlich als Notfalllösung gedacht, wenn die HGA nicht auf die Erde ausgerichtet werden kann. WĂ€hrend der Marschflugphase wurden die Antennen auch zur planmĂ€ĂŸigen Kommunikation genutzt, da fĂŒr die kurzen routinemĂ€ĂŸig durchgefĂŒhrten Systemchecks keine hohen Datenraten nötig waren. Hierdurch sparte man den Treibstoff, der nötig gewesen wĂ€re, um die Hauptantenne auf die Erde auszurichten.

Da die HGA-Antenne neben der Kommunikation auch KapazitĂ€ten fĂŒr einige wissenschaftliche Radioexperimente bieten muss, ist deren Aufbau wesentlich komplexer als bei anderen Raumsonden. Es folgt eine Übersicht der verwendeten Frequenzen und Systeme:[25]

Antenne Frequenzband Mittenfrequenzen Bandbreite /
Antennengewinn
Übertragungs-
richtung
Assoziiertes
System
Aufgaben
HGA
S-Band
2040 MHz 10 MHz / 35 dBi Empfang RFS Kommunikation mit Huygens
2098 MHz
2298 MHz Senden RSS radiotechnische AtmosphÀrenforschung
X-Band
7175 MHz 50 MHz / 47 dBi Empfang RFS Kommunikation mit der Erde
8425 MHz Senden
k. A. Senden RSS radiotechnische AtmosphÀrenforschung
Ku-Band 13.776 MHz 200 MHz / 51 dBi Senden, Empfangen RADAR SAR-Radarbilder
Ka-Band
32028 MHz 200 MHz / 57 dBi Senden RSS radiotechnische AtmosphÀrenforschung
34.316 MHz Empfang
LGA
X-Band
7175 MHz 50 MHz / k. A. Empfang RFS Kommunikation mit der Erde
(nur technische Telemetrie)
8425 MHz Senden
Die Antennensektion wÀhrend der Montage

Im Zentrum der HGA-Parabolantenne befindet sich eine Konstruktion, welche die Transmitter fĂŒr das X-Band und Ka-Band beherbergt, da an dieser Position der höchste Antennengewinn erzielt werden kann. Das Ku-Band Radarsystems besitzt ein völlig anderes Aufgabengebiet als die anderen Radioinstrumente, weswegen ein komplexer Aufbau nötig ist: Neben dem Transmitter in der Mitte sind noch insgesamt 100 Wellenleiter vorhanden, die in 4 Modulgruppen um diesen Bereich herum angeordnet sind. Der S-Band-Transmitter befindet sich im Subreflektor hinter einer speziellen OberflĂ€che, die fĂŒr die anderen FrequenzbĂ€nder undurchlĂ€ssig ist und so als Reflektor wirkt, und strahlt die Parabolantenne direkt an. Die Hochgewinnantenne wurde wĂ€hrend des Marschfluges auch als Hitzeschild gegen die WĂ€rmestrahlung der Sonne verwendet, solange diese weniger als 2,7 AE entfernt war.[20]

Zusammen mit den erdgebunden Antennen des Deep Space Networks wurden folgende Senderaten erreicht:

  • bei Jupiter 249 kbit/sec mit 70-m-Antenne, ca. 62 kbit/sec mit 34-m-Antenne;[21]
  • bei Saturn 166 kbit/sec mit 70-m-Antenne, ca 42 kbit/sec mit 34-m-Antenne.[21]
  • Über die Niedriggewinnantenne werden, je nach Entfernung zur Erde, Datenraten von bis zu 948 Bit/sec erreicht.[26]
  • Die geringstmögliche Datenrate liegt bei 5 Bit/sec.[27]

Zur Kommunikation mit der Huygens-Sonde kam die Hochgewinnantenne in Kombination mit dem S-Band-Transmitter zum Einsatz.[28] Empfangen wurde auf zwei KanÀlen mit je 8 kbit/sec, wobei ein Kanal aufgrund eines Designfehlers ausfiel (Details siehe Missionsverlauf).[28]

Flugsteuerung

Übersicht der Flugsteuerung
Die beiden Haupttriebwerke

Cassini verfĂŒgt ĂŒber ein Antriebssystem (Propulsion Module Subsystem, PMS) und ein Lagekontrollsystem (Attitude and Articulation Control Subsystem, AACS), um seine Flugbahn und Ausrichtung im Raum regulieren zu können. Beide Sektionen befinden sich am unteren Ende der Sonde. Das AACS verfĂŒgt ĂŒber einen eigenen Computer, der ebenfalls auf einem MIL-STD-1750A-Prozessor basiert und ĂŒber 8 MBit RAM verfĂŒgt.[21] Seine Hauptaufgabe ist die Berechnung von Korrekturmanövern auf Basis der Daten der beiden Sternsensoren, die vier bis fĂŒnf besonders helle Sterne in ihrem 15°-Sichtfeld als Leitsterne auswĂ€hlen. Neben diesen Sensoren kommen zur Lagebestimmung noch drei inertiale Navigationssysteme zum Einsatz.

Cassini verfĂŒgt ĂŒber zwei Haupttriebwerke mit je 440 Newton Schub, welche fĂŒr alle grĂ¶ĂŸeren Flugbahnkorrekturen zustĂ€ndig sind. Als Treibstoff dient Monomethylhydrazin (1870 kg), als Oxidationsmittel Distickstofftetroxid (1130 kg). Diese Komponenten werden mittels Helium-Druckgas in die Brennkammern der beiden Haupttriebwerke gefördert und entzĂŒnden sich bei Kontakt sofort (Hypergol).[21] Beide Komponenten befinden sich in einem großen Tank, getrennt durch ein internes Schott.[21] Der Tank nimmt den allermeisten Platz im inneren der Raumsonde ein, um den die elektrischen und wissenschaftlichen Module ringförmig angeordnet sind. Der zylinderförmige Heliumtank fasst 9 kg und ist seitlich an der Sonde befestigt.

FĂŒr Manöver zur LageĂ€nderung kommen 16 kleinere Triebwerke zum Einsatz, die je 0,5 Newton Schub liefern und in Vierergruppen an vier Auslegern befestigt sind.[21] Als Treibstoff dient hier Hydrazin, dessen kugelförmiger 132 kg-Tank auf der gegenĂŒberliegenden Seite angeordnet ist.[21] Alle Tanks werden beheizt, um das Einfrieren ihres Inhalts zu verhindern.

Die Ausrichtung der Sonde im Raum wird mittels vier ReaktionsrÀdern vorgenommen, die sich in der NÀhe der Haupt- und Lagekontrolltriebwerke befinden.

Technik der Huygens-Sonde

Ein Modell der Huygens-Sonde (ohne Hitzeschild)

Die Huygens-Landesonde dient der Erforschung des Saturnmondes Titan und wurde von der EuropÀische Weltraumorganisation (ESA) bereitgestellt. Sie ist mittels eines Adapters an dem Cassini-Orbiter angebracht, wiegt 318 kg und misst 1,6 Meter im Durchmesser.[29] Ihre Zelle besteht hauptsÀchlich aus Aluminium, das in verschieden dicken Sandwich-Wabenkern-FlÀchen verwendet wurde (25-72 mm). Die FlÀchen werden in den meisten FÀllen durch mehrere Titan-Streben im Inneren verbunden und versteift.[30]

Huygens ist wĂ€hrend des Marschfluges fest mit Cassini verbunden. Über einen Stecker findet neben Kommunikation auch die Energieversorgung (bis 210 Watt) der Huygens-Landesonde statt, damit diese nicht ihre Batterien fĂŒr Funktionstests belasten muss.[31] Die Abtrennung findet mittels drei kleinen Sprengladungen 22 Tage vor der Landephase statt. Den nötigen Impuls erhĂ€lt Huygens durch drei Stahlfedern, die eine Kraft von je 500 Newton aufbringen können.[31] Sie entfernt sich nach der Trennung mit ca. 0,3 Meter pro Sekunde von Cassini.[31] FĂŒhrungsrollen sorgen dann fĂŒr eine Rotation der Sonde um die eigene Achse mit sieben Umdrehungen pro Minute.

FĂŒr die Energieversorgung von Huygens sind fĂŒnf Batterien zustĂ€ndig. Jede Batterie besteht aus zwei Modulen mit je 13 in Serie geschalteten LiSO2-Zellen mit einer KapazitĂ€t von 15,2 Ah.[32] Somit stehen der Sonde insgesamt 76 Amperestunden bei einer Spannung von 28 Volt zur VerfĂŒgung. WĂ€hrend des Marschfluges sind fast alle elektrischen Systeme deaktiviert, um Energie zu sparen; es werden lediglich einige rudimentĂ€re Funktionstests periodisch durchgefĂŒhrt. Der Energiebedarf steigt dann auf bis zu 351 Watt, wobei das Energiesystem maximal 400 Watt liefern kann. Der Verbrauch wĂ€hrend der einzelnen Missionsphasen war wie folgt geplant:[31]

Ein Blick von oben auf das Innere von Huygens
Missionsphase Verbrauch Dauer Gesamtverbrauch
Marschflug nach der Abtrennung 0,3 Watt 22 Tage 5,66 Ah
Phase vor dem Eintritt 125 Watt 18 min 1,34 Ah
Erste Abstiegsphase 339 Watt 80 min 16,14 Ah
Zweite Abstiegsphase 351 Watt 73 min 15,25 Ah
OberflÀchenmission 351 Watt 45 min 9,40 Ah
Gesamt - 22,15 Tage 47,79 Ah
Reserve - - 28,21 Ah (37 %)

FĂŒr die Steuerung der Sonde ist das Command & Data Management Subsystem (CDMS) zustĂ€ndig. Da nach dem Abtrennen von Cassini keine Kommandos mehr zur Sonde geschickt werden können, ist die Elektronik in einem sehr hohen Maß auf Ausfallsicherheit ausgelegt.[33] Daher ist der CDMS-Hauptcomputer doppelt redundant ausgelegt. Jeder Computer verwendet einen MIL-STD1750A Prozessor mit einem 1 MBit EPROM fĂŒr die Speicherung der Software, die neu programmiert werden kann, solange die Sonde mit dem Cassini-Orbiter verbunden ist.[31] Folgende Systeme sind ebenfalls redundant:[33]

  • Mission Timer Unit (dreifach, Zeitgeber)
  • Central Acceleration Sensor Unit (dreifach, Beschleunigungssensor)
  • Radarhöhenmesser (zweifach)
  • Solid State Recorder (zweifach, Datenspeicherung)
  • Probe Data Relay Subsystem (zweifach, Kommunikation)
Blick auf Huygens Hitzeschild (mit zusÀtzlicher Isolationsfolie)

Das redundante Kommunikationssystem besteht aus jeweils einem 10-Watt-S-Band-Sender und einer omnidirektionalen Antenne.[31] Die Datenrate zur Hochgewinnantenne von Cassini betrĂ€gt 1 bis 8 KBit/sec. Beide Sendeanlagen arbeiten zur Sicherheit gleichzeitig, sie senden die gleichen Daten (mit Ausnahme von Bildern) um sechs Sekunden zeitversetzt hintereinander.[31] Die Daten werden mittels Cassinis SSR-Massenspeichern aufgezeichnet und nach Ende der Mission zur Erde gesendet. WĂ€hrend des Marschfluges können Daten auch direkt zur Erde ĂŒbermittelt werden, wenn Antennen das Deep Space Network fĂŒr den Empfang verfĂŒgbar sind.[33]

Da Huygens in die dichte AtmosphĂ€re des Mondes eintreten muss, wird sie von einem 79,3 kg schweren Hitzeschild vor den hohen Temperaturen (bis zu 1500 Â°C) geschĂŒtzt.[31] Der vordere Hauptschild ist kegelförmig, weist einen Durchmesser von 2,75 Meter auf und besteht hauptsĂ€chlich aus Keramik-Hitzeschutzkacheln mit einer Dicke von 17 bis 18 Zentimeter.[31] Die tragende Struktur besteht aus kohlenstofffaserverstĂ€rktem Kunststoff (CFK) in Sandwich-Wabenkern-Bauweise.[34] Auch die Oberseite der Sonde wird durch einen Schild geschĂŒtzt. Dieser wiegt bei einem Durchmesser von 1,6 Meter nur 11,4 kg, da auf der RĂŒckseite bedeutend weniger Hitze auftritt und entsprechend weniger Hitzeschutz nötig ist. Als Material wurde eine Konstruktion aus versteiften Aluminiumblech und einer dĂŒnnen Schicht aus aufgesprĂŒhten Silizium-KĂŒgelchen verwendet.[34]

Nachdem die Sonde den beanspruchendsten Teil des Eintritts ĂŒberstanden hat, muss sie stark abgebremst werden, um bei der Landung auf der OberflĂ€che nicht zu zerschellen. Hierzu kommen hintereinander drei Fallschirme zum Einsatz.[30] Der erste wird in einer Höhe von ca. 160 km ausgebracht, kurz nachdem eine kleine Abdeckung im oberen Hitzeschild abgesprengt wurde. Er besitzt einen Durchmesser von 2,59 Meter und hĂ€ngt an einem 27 Meter langen Seil und dient dem Herausziehen des 8,3-m-Hauptschirmes.[30] Da ein so großer Schirm die Sinkgeschwindigkeit zu stark senken wĂŒrde (die Batterien zur Energieversorgung besitzen nur eine stark begrenzte Lebensdauer), wird dieser Schirm kurz nach dem Abwurf des vorderen Hitzeschilds bei Mach 0,6 abgetrennt.[30] Der letzte Fallschirm misst im Durchmesser 3,03 Meter und ĂŒbernimmt die Geschwindgkeitskontrolle des restlichen Fluges. Alle Schirme bestehen aus einem Kevlar-Nylon-Material und sind an zwei reibungsarmen Lagern befestigt, damit sie von der Drehbewegung der Sonde entkoppelt werden.[30]

Wissenschaftliche Instrumente von Cassini

Überblick

Folgende Grafik zeigt die Position der meisten wissenschaftlichen Instrumente von Cassini. Das Radio Science Subsystem und der Cosmic Dust Analyzer sind nicht zu sehen, da sich diese auf der RĂŒckseite des Orbiters befinden.

Ultraviolet Imaging Spectrograph Imaging Science Subsystem Ultraviolet Imaging Spectrograph Imaging Science Subsystem Visible and Infrared Mapping Spectrometer Visible and Infrared Mapping Spectrometer Composite Infrared Spectrometer Composite Infrared Spectrometer Radar Radar Radio and Plasma Wave Science Instrument Radio and Plasma Wave Science Instrument Dual Technique Magnetometer Dual Technique Magnetometer Cassini Plasma Spectrometer Cassini Plasma Spectrometer Magnetospheric Imaging Instrument Magnetospheric Imaging Instrument Magnetospheric Imaging Instrument Ion and Neutral Mass Spectrometer Ion and Neutral Mass SpectrometerCassini spacecraft instruments 1.png
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Folgende Grafik bietet einen Überblick ĂŒber die abgedeckten elektromagnetischen Spektren der optischen Instrumente von Cassini:

Visible and Infrared Mapping Spectrometer - Visible Visible and Infrared Mapping Spectrometer - Visible & -Infrared Visible and Infrared Mapping Spectrometer - Infrared Visible and Infrared Mapping Spectrometer Ultraviolet Imaging Spectrograph Extreme Ultraviolet Spectrograph (UVIS) Far Ultraviolet Spectrograph (UVIS) Hydrogen-Deuterium Absorption Cell (UVIS) Imaging Science Subsystem Narrow Angle Camera (ISS) Wide & Narrow Angle Camera (ISS) Wide Angle Camera (ISS) Composite Infrared Spectrometer Spektrometer (CIRS)Cassini instr spectrum v1 german.png
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Folgende Grafik zeigt die Sichtfelder von Cassinis optischen Instrumenten:

Visible and Infrared Mapping Spectrometer Hydrogen-Deuterium Absorption Cell (UVIS) Ultraviolet Imaging Spectrograph 3. Spektrometer (CIRS) Composite Infrared Spectrometer Wide Angle Camera (ISS) Imaging Science Subsystem High Speed Photometer (UVIS) Ultraviolet Imaging Spectrograph Narrow Angle Camera (ISS) Imaging Science Subsystem Far Ultraviolet Spectrograph (UVIS) Extreme Ultraviolet Spectrograph (UVIS) Ultraviolet Imaging Spectrograph Wide Angle Camera (ISS)Cassini instruments field of view human v1 german.PNG
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Ultraviolet Imaging Spectrograph (UVIS)

Das UVIS-Instrument
Querschnitt des FUV-Instruments. Das EUV unterscheidet sich nur durch die fehlende Pumpe im unteren Teil.

Das UVIS ist das PrimĂ€rinstrument fĂŒr die Forschung im Ultraviolett-Spektrum. Zu den Forschungsschwerpunkten gehört die Untersuchung der Zusammensetzung von AtmosphĂ€ren und OberflĂ€chen von Saturn sowie dessen Monden und Ringen. Im Fokus stehen hierbei die Elemente Wasserstoff, Stickstoff und Kohlenstoff.[35] Das Instrument wird außerdem zur Untersuchung von Lichterscheinungen und Auroras eingesetzt, die durch Magnetfelder entstehen.[35] Um alle wissenschaftlichen Anforderungen zu erfĂŒllen, beherbergt das UVIS vier verschiedene Teleskopkonstruktionen mit entsprechenden Detektoren: das EUV fĂŒr den extremen UV-Bereich, das FUV fĂŒr den fernen UV-Bereich, das HSP fĂŒr breitbandige IntensitĂ€tsmessungen und das HDAC, um die Konzentration von Wasserstoff und Helium zu ermitteln. Das gesamte Instrument wiegt 14,46 kg, benötigt maximal 11,83 Watt el. Leistung und erreicht eine Datenrate von bis zu 32 Kilobit pro Sekunde.[36]

Den ersten Kanal bildet das Far Ultraviolet Spectrograph-Instrument (FUV); es misst die Strahlung im fernen UV-Bereich bei einer WellenlĂ€nge von 110 bis 190 Nanometern.[35] Es verwendet ein Teleskop mit einer Brennweite von 100 Millimetern bei einem Durchmesser von 20 mm.[35] Durch drei Schlitze vor dem mit Magnesiumfluorid/Aluminium beschichteten Spiegel können folgende horizontale Sichtfelder ausgewĂ€hlt werden (vertikal fest bei 3,6 Grad): 0,043°, 0,086° und 0,34°.[37] Das einfallende UV-Licht wird anschließend durch eine Gitterkonstruktion in insgesamt 1024 Spektren aufgeteilt, die dann von 64 linear angeordneten Caesiumiodid-Photokathoden gemessen werden, die eine Quantenausbeute von 8 % erreichen.[35] Der gesamte Detektor misst 25,6 × 6,4 Millimeter, wobei ein einzelnes Pixel 25 × 100 Mikrometer misst.[35] Um die Messergebnisse nicht zu verfĂ€lschen, wird in dem Raum um den Sensor mittels einer Pumpe ein kĂŒnstliches Vakuum erzeugt.[35]

Das Extreme Ultraviolet Spectrograph-Instrument (EUV) bildet den zweiten Messkanal und erfasst Strahlung im extremen UV-Bereich bei 56 bis 118 nm.[35] Es benutzt dieselbe Teleskopkonstruktion wie das FUV, besitzt aber einen anderen Spiegel (hier mit Borcarbid beschichtet) und einen Detektor, der im extremen UV-Spektralbereich empfindlich ist. Seine Abmessungen gleichen dem des FUV, allerdings basieren die Photokathoden auf Kaliumbromid und weist eine wesentlich höhere Quantenausbeute von 25 % auf.[35] Dem EUV-Sensor fehlt außerdem die Vakuumpumpe, er kommt mit dem offenen Weltraum direkt in Kontakt.

Aufbau des HSP

Ein anders aufgebautes Instrument ist das High Speed Photometer (HSP). Es soll die Ringe von Saturn untersuchen, indem es das UV-Licht analysiert, das bei einer Okkultation eines Sterns durch die Ringe diese passiert.[35] Hierzu kommt ein Teleskop mit einer Brennweite von 200 mm, einem Durchmesser von 135 mm und einem Sichtfeld von 0,35 Grad zum Einsatz.[37] Der Spiegel konzentriert die UV-Strahlung auf eine Magnesiumfluorid-Linse, die sich kurz vor dem Detektor befindet. Dieser basiert auf Caesiumiodid und ist im Bereich von 115 und 190 nm empfindlich.[35] Ein besonderes Merkmal des Sensors ist seine extrem kurze Belichtungszeit von nur 2 Millisekunden.[35] Dies ist nötig, um wĂ€hrend der relativ kurzen Okkultation-Phase möglichst viele, fein aufgelöste Messungen durchfĂŒhren zu können.

Querschnitt durch das HDAC-Instrument

Den vierten und letzten Kanal bildet das Hydrogen-Deuterium Absorption Cell Channel-Instrument (HDAC). Da es nur die Spektren von Wasserstoff und Helium (die ĂŒberwiegenden Bestandteile von Saturns AtmosphĂ€re) messen soll, mĂŒssen mehrere Absorptionsschichten verwendet werden. Diese bestehen aus drei Kammern, die mit Wasserstoff, Sauerstoff und Deuterium gefĂŒllt und durch Fenster aus Magnesiumfluorid getrennt sind.[35] Die Sauerstoffzelle musste vor dem Start entlĂŒftet werden, da sich dort Wasser niedergeschlagen hat, womit diese Absorptionsschicht wirkungslos geworden ist.[35] In den Wasserstoff- und Deuterium-Zellen befinden sich Wolfram-GlĂŒhwendel, die durch hohe Temperaturen die Absorptionseigenschaften dieser Stoffe verĂ€ndern können und so differentielle Messungen des UV-Spektrums ermöglichen[35] Als Detektor dient ein Kanalelektronenvervielfacher, der die Wasserstoff- und Deuterium-Spektren der Lyman-Serie bei 121,53 und 121,57 nm misst.[35]

Imaging Science Subsystem (ISS)

Dieses optische Instrumentensystem dient zur Anfertigung von Bildern im sichtbaren Spektrum sowie im nahen Infrarot- und Ultraviolettbereich. Es ist in eine Weitwinkel- und eine Telekamera unterteilt, die beide fest an der Struktur der Sonde angebracht sind. Um ein Objekt zu fotografieren, muss also die gesamte Sonde entsprechend ausgerichtet werden. Das System fĂŒhrt eine breite Palette von wissenschaftlichen Missionen durch, hauptsĂ€chlich im Bereich AtmosphĂ€renforschung, OberflĂ€chenanalyse und die Untersuchung von Saturns Ringen.[38] SekundĂ€r dient das System auch zur optischen Navigation.[38] Das ISS wiegt 57,83 kg und benötigt maximal 55,90 Watt el. Leistung.[38]

Grafik der Weitwinkelkamera (WAC)

Beide Kamerasysteme verwenden eine weitestgehend gleiche Elektronik, deren KernstĂŒck ein MIL-STD-1750A-Prozessor bildet und pro Sekunde bis zu 366 kBit an Daten generiert.[37] Der strahlungsgeschĂŒtzte CCD-Bildsensor besitzt eine Auflösung von 1024×1024 Pixeln und ist im Spektrum von 200 bis 1050 Nanometern empfindlich.[37][38] Die UV-Empfindlichkeit wird durch eine dĂŒnne Phosphorbeschichtung auf dem Sensor ermöglicht.[38] Pro Pixel werden Helligkeitsinformationen mit 12 Bit erfasst, wobei diese zur Verringerung der Datenrate auch auf bis zu 8 Bit herunter gerechnet werden kann. Die Belichtungsdauer ist in 64 Schritten von 0,005 bis 1200 Sekunden wĂ€hlbar.[37] Nachdem die Elektronik die Bilddaten aus dem jeweiligen Sensor ausgelesen hat, werden diese komprimiert, um Speicherplatz und Übertragungsvolumen zu sparen. Hierzu gibt es sowohl verlustbehaftete als auch verlustfreie Verfahren. Letzteres halbiert in den meisten FĂ€llen die BildgrĂ¶ĂŸe, ohne dass die QualitĂ€t beeintrĂ€chtigt wird.[37] Bei sehr detailreichen Aufnahmen nimmt die Effizienz des Algorithmus allerdings stark ab.[37] Das verlustbehaftete DCT-Verfahren (Basis der JPEG-Kompression) erreicht höhere Kompressionsraten, fĂŒhrt allerdings zu deutlichen Artefakten und wird daher nur selten eingesetzt.[37] Eine weitere Kompressionsmethode ist das Zusammenrechnen von Pixeln. Hierbei können 2×2 oder 4×4 Pixel zu einem einzigen zusammengefasst werden, was die Auflösung und damit die DateigrĂ¶ĂŸe um das 4- bzw. 16-Fache reduziert.[37]

Grafik der Telekamera (NAC)

Die Weitwinkelkamera (WAC – Wide Angle Camera) dient zur Beobachtung von großen Raumbereichen und weist daher ein verhĂ€ltnismĂ€ĂŸig großes Sichtfeld von 3,5° auf.[38] Die Optik basiert auf der Konstruktionsweise der Voyager-Sonden, misst 57,15 mm im Durchmesser und weist eine Brennweite von 200 mm auf.[37][38] Insgesamt sind 18 Filter verfĂŒgbar, die mittels eines zwei-rĂ€drigen Mechanismus vor den Bildsensor geschaltet werden können. Die beweglichen Komponenten dieses Systems basieren auf Erfahrungen mit der WFPC-Kamera des Hubble-Weltraumteleskops.[38] Aufgrund der speziellen Transmissionseigenschaften der Optik ist die Weitwinkelkamera nur im Bereich von 400 bis 700 nm hochempfindlich, wobei eine geringe Empfindlichkeit noch bis ca. 1000 nm gegeben ist.

Die Telekamera (NAC – Narrow Angle Camera) besitzt ein um den Faktor 10 engeres Sichtfeld, was zu 10-mal höheren Auflösungen fĂŒhrt. Daher wird das NAC primĂ€r zur detaillierten Untersuchung einzelner Raumgebiete verwendet. Die Brennweite liegt bei 2002 mm bei einem Teleskop-Durchmesser von 190,5 mm.[37] Auch dieses Kamera verfĂŒgt ĂŒber ein zweirĂ€driges Filtersystem, mit insgesamt 24 Filtern. Um das Bildrauschen zu vermindern, ist der CCD-Sensor mit einem kombinierten Heiz- und KĂŒhlsystem ausgestattet, das vom Rest der Kamera isoliert ist.[38] Aufgrund besserer Transmissionseigenschaften kann die Telekamera im gesamten Spektralbereich des Sensors hochempfindlich arbeiten.

Visible and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS)

Das VIMS

Ähnlich wie das ISS ist das VIMS primĂ€r zur Untersuchung von AtmosphĂ€ren und Ringen gedacht, wobei es auch in der Lage ist, Titans OberflĂ€che abzubilden.[39] Es arbeitet im Bereich des nahen UV-Spektrums ĂŒber das sichtbare Licht bis hin zum mittleren Infrarot-Spektrum. Viele organische MolekĂŒle besitzen hier ihr Absorptionsspektrum, wodurch diese mittels des VIMS-Instruments besonders gut erfasst werden können.[37] Dieses gegenĂŒber dem ISS bessere Kontrastvermögen hat allerdings eine verhĂ€ltnismĂ€ĂŸig niedrige Auflösung zur Folge, so dass beide Instrumente sich ergĂ€nzen, statt sich zu ersetzen.[37] Das VIMS ist in zwei separate Teleskope aufgeteilt, die lediglich durch eine gemeinsame Ausleseelektronik miteinander verbunden sind: das VIMS-V fĂŒr den sichtbaren Spektralbereich und das VIMS-IR fĂŒr den infraroten Bereich. Das gesamte VIMS-Instrument wiegt 37,14 kg, benötigt bis zu 27,20 Watt el. Leistung (nominal: 21,83 W) und produziert bis zu 183 kBit Daten pro Sekunde.[38]

Das im sichtbaren Bereich arbeitende VIMS-V-Instrument besitzt ein Teleskop mit einer Brennweite von 143 mm bei einem Durchmesser von 45 mm und einem Sichtfeld von 1,83 Grad.[40] Der CCD-Sensor besteht aus 256 × 512 Pixeln und ist in 96 Spektren im Bereich von 0,30 bis 1,05 Â”m (nahes Ultraviolet bis nahes Infrarot) empfindlich.[40] Die Silizium-basierten Pixelelemente sind 24 Â”mÂČ groß, erreichen eine Quantenausbeute von 13 bis 41 Prozent und liefern je 12 Bit Helligkeitsinformationen[40] Zur Kalibrierung kommen zwei spezielle Leuchtdioden und Referenzsterne zum Einsatz.

Aufbau des VIMS

Das VIMS-IR verfĂŒgt ĂŒber ein Teleskop mit einer Brennweite von 426 mm und einem Sichtfeld von 1,83°. Der CCD-Sensor auf Indium-Antimon-Basis besteht aus 256 linear angeordneten Pixeln un erreicht eine Quantenausbeute von ĂŒber 70%.[40] Er ist in 256 Spektren im Bereich 0,85 bis 5,1 Â”m empfindlich und ein Pixelelement misst 103 × 200 Â”m.[40] Die Kalibrierung erfolgt mittels einer Laserdiode, Helligkeitsinformationen werden pro Pixel mit 12 Bit erfasst. Im Gegensatz zum VIMS-V wird das Instrument aufwĂ€ndig gekĂŒhlt, da bereits die EigenwĂ€rme der Elektronik zu deutlichen Störungen fĂŒhren wĂŒrde. Der Sensor selbst ist direkt an einen Radiator angeschlossen, um WĂ€rme abzufĂŒhren, und ist vom Rest des Instruments, insbesondere von der Elektronik, hochgradig isoliert.[40] Im Bereich des Teleskops kommen spezielle Materialien zum Einsatz, die bei ErwĂ€rmung nur ein Minimum an Infrarotstrahlung im Spektralbereich des VIMS-IR emittieren. Das gesamte Instrument ist zum Weltraum und zur Sonde selbst zusĂ€tzlich isoliert, wobei auch spezielle Kabel verwendet werden, die weniger WĂ€rme leiten als konventionelle Kupferkabel.[40] Durch diese Maßnahmen kann der Sensor bis auf 60 Kelvin (-213 Â°C) heruntergekĂŒhlt werden, wĂ€hrend die Elektronik bei der fĂŒr sie optimalen Temperatur von 288 K (+15 Â°C) gehalten wird.[40]

Die gemeinsame Elektronik verwendet einen 80C86-Prozessor zur Datenverarbeitung, wobei dieser auf 64 KByte RAM und 96 KByte PROM zugreifen kann.[40] Ein 4-Mbyte-Puffer speichert die Daten vor der Übertragung zum Bussystem von Cassini zwischen. Die Bilddaten der VIMS-Instrumente können dadurch auch verlustfrei komprimiert werden, um nötigen Speicherplatz und Übertragungsvolumen zu sparen. Hierzu kommt ein separater RISC-Koprozessor vom Typ ADSP 2100 zum Einsatz, der mit 9 Megahertz getaktet ist und auf der Harvard-Architektur basiert.[40] FĂŒr die Kompression stehen 8 KByte RAM zur VerfĂŒgung, das Zeitsignal wird durch einen 24 MHz Oszillator-Baustein erzeugt. Der Prozessor benötigt 1,76 Millisekunden, um einen Spektralkanal zu komprimieren, wobei die Kompression meist eine verlustfreie DateigrĂ¶ĂŸenreduktion um das 2,5- bis 3-Fache erreicht.[40] Wie beim ISS ist auch das Zusammenrechnen von Pixeln möglich (konkret in den Modi 3-zu-1 und 5-zu-1).

Composite Infrared Spectrometer (CIRS)

Das CIRS-Instrument

Mit dem im Infrarotbereich arbeitenden CIRS sollen primĂ€r OberflĂ€chen- und AtmosphĂ€rentemperaturen sowie deren Zusammensetzung erforscht werden. Es besteht aus einem Teleskop, dessen gesammeltes Licht auf einen von drei unterschiedlichen Detektoren gelenkt wird. Diese werden alle von einer gemeinsamen Elektronik ausgelesen. Diese produziert bis zu sechs kBit Daten pro Sekunde.[41] Das Teleskop besitzt eine Brennweite von 304,8 mm bei einem Durchmesser von 50,8 mm.[41] Ein Sonnenschutz vermindert StöreinflĂŒsse und dient gleichzeitig als KĂŒhlelement. Das CIRS wiegt 39,24 kg und benötigt maximal 32,89 Watt el. Leistung, wobei im Normalbetrieb ein Bedarf von ca. 26 Watt vorliegt.[41]

Das erste Spektrometer arbeitet im Bereich von 7,16 bis 9,09  Â”m und besitzt eine Auflösung von 0,237 mrad.[37] Der Detektor basiert auf Cadmiumtellurid (CdTe) und besteht aus zehn linear angeordneten Pixeln.[37] Das zweite Spektrometer gleicht im Wesentlichen dem ersten, arbeitet allerdings im Bereich von 9,09 bis 16,7 Â”m. Um eine ordnungsgemĂ€ĂŸe Kalibrierung zu ermöglichen, ist ein weiteres Spektrometer vorhanden, das die Referenzstrahlung aus einer LED-Infrarotquelle auswertet.[37] Das dritte Spektrometer besitzt ein Sichtfeld von 0,25° und ist im Spektralbereich von 16,67 bis 1000 Mikrometern empfindlich.[41][37] Dieser Bereich ist auf die WĂ€rmestrahlung von Saturns Monden und Ringen abgestimmt, weswegen dieses Spektrometer primĂ€r fĂŒr Temperaturmessungen genutzt wird.

Radar

Einige Betriebsmodi fĂŒr das Radarsystem

Da Titan ĂŒber eine sehr dichte AtmosphĂ€re verfĂŒgt, kann dessen OberflĂ€che durch passive optische Instrumente nur sehr begrenzt untersucht werden. Als Lösung wurde bei Cassini ein abbildendes Radar eingebaut, das die AtmosphĂ€re ohne nennenswerte QualitĂ€tseinbußen durchdringen kann und dreidimensionale GelĂ€ndeprofile der OberflĂ€che erstellen kann. Um den Konstruktionsaufwand zu reduzieren, verwendet das System die Kommunikationsantenne mit, wodurch allerdings DatenĂŒbertragung und Radaraufnahmen nicht gleichzeitig möglich sind. Das Instrument verfĂŒgt ĂŒber drei Subsysteme: ein Radarhöhenmesser, ein Synthetic Aperture Radar zur Erstellung von 3D-GelĂ€ndeprofilen und ein passives Radiometer. Das gesamte Instrument wiegt 41,43 kg, verbraucht maximal 108,40 Watt Strom und erzeugt eine Datenrate von bis zu 365 kBit pro Sekunde.[42]

Das Synthetic Aperture Radar ist das wichtigste Subsystem, da es 3D-GelĂ€ndeprofile mit verhĂ€ltnismĂ€ĂŸig hoher Genauigkeit erzeugen kann. Der Sender erreicht eine Abstrahlleistung von ca. 46 Watt, wobei zu VerstĂ€rkung eine Wanderfeldröhre mit einer Betriebsspannung von 4000 Volt zum Einsatz kommt.[43] Je nach Betriebsmodus arbeitet das System mit einer Impulsfolgefrequenz (PRF) von 1,8 bis 6,0 kHz und einer Sendezeit (auch Pulsbreite) von 200 bis 400 Millisekunden bei einer Bandbreite von 0,43 oder 0,85 MHz.[43] FĂŒr die Abbildung kann zwischen hoher und niedriger Auflösung gewĂ€hlt werden. Im hochauflösenden Modus liegt die Entfernungsauflösung, je nach Orbitalposition und Entfernung, bei 0,48 bis 0,64 km und die horizontale Auflösung bewegt sich im Bereich von 0,35 bis 0,41 km.[43] Der niedrig auflösende Modus bietet eine Entfernungsauflösung von 0,48 bis 2,70 km und eine horizontale Auflösung von 0,41 bis 0,72 km. Beide Modi bilden pro Messung unter 1,1 % der TitanoberflĂ€che ab.[43]

Ein Teil der Radar-Elektronik

Bei der Energieversorgung ergaben sich wĂ€hrend der Entwicklung Probleme, da das Radar wesentlich mehr Energie fĂŒr die geforderte Auflösung benötigte, als die Radionuklidbatterien zu VerfĂŒgung stellten.[43] In den ersten EntwĂŒrfen waren daher Batterien als Puffer vorgesehen, die wĂ€hrend der inaktiven Phase geladen werden und dann bei Radaroperationen zusĂ€tzliche Energie zur VerfĂŒgung stellen. Allerdings bereiteten die Abnutzungsproblematik, die durch die Strahlung im offenen Weltraum noch verschĂ€rft wurde, und die GrĂ¶ĂŸe der Batterien den Ingenieuren Sorgen, weswegen schließlich eine Lösung auf Basis von Kondensatoren als Energiepuffer implementiert wurde.[43] Da der Tastgrad des Radars bei maximal 10 % liegt, können sich die Kondensatoren wĂ€hrend der restlichen 90 % mit 34 Watt aufladen und die gespeicherte Energie in einem 90 bis 3000 Millisekunden langen Sendeimpuls mit einer Leistung von bis zu 200 Watt komplett abgeben.[43] Dieser Komplex wird als Energy Storage Subsystem (ESS) bezeichnet und konnte den Spitzenenergiebedarf bei etwa gleichbleibender Leistung deutlich senken.

Um die Entfernung der Sonde zur OberflĂ€che von Titan exakt zu bestimmen, wird ein Radarhöhenmesser verwendet. Er ist nicht abbildend und misst die Entfernung mit einer Auflösung von 60 Metern.[43] Die Impulsfolgefrequenz liegt bei 4,7 bis 5,6 kHz und die Sendezeit betrĂ€gt 150 ms bei einer Bandbreite von 4,25 MHz.[43] Wenn der Höhenmesser mit verringerter Auflösung arbeitet, kann die RĂŒckstreuung der OberflĂ€che gemessen werden. Die gewonnenen Daten werden auf der Erde mit den SAR-Aufnahmen kombiniert, da diese aufgrund der variierenden Radarquerschnitte der OberflĂ€che sonst an QualitĂ€t einbĂŒĂŸen wĂŒrden.[43] Die Impulsfolgefrequenz liegt bei 1 bis 3 kHz und die Sendezeit betrĂ€gt 500 ms bei einer Bandbreite von 0,11 MHz.[43] Es können 20 % der TitanoberflĂ€che in einem Messdurchgang erfasst werden, die horizontale Auflösung liegt bei 55 bis 140 km.

Das Radarsystem kann auch in einem passiven Modus arbeiten, in dem es die Radiostrahlung bei 13,78 GHz misst, die von Titan oder anderen Objekten abgestrahlt werden. In einem Messdurchgang kann 40 % der Titan-OberflĂ€che mit einer horizontalen Auflösung von 6 bis 600 km erfasst werden, wobei die Bandbreite bei 135 MHz liegt.[43] Durch die gewonnenen Daten können bei der Auswertung RĂŒckschlĂŒsse auf die Temperatur (bis auf 5 Kelvin genau) und auf die Photochemie von Titan und anderen Monden[44] gezogen werden.

Radio Science Subsystem (RSS)

Skizze der Funktionsweise des RSS

Mit dem RSS sollen die AtmosphÀre und die genauen Massen von Saturn und seinen Monden untersucht werden. Auch die Erforschung des Ringsystems und die Verbesserung der Ephemeriden-Daten gehören zum Einsatzspektrum. Hierzu werden drei Sende-Empfangsanlagen eingesetzt, welche die VerÀnderung von Radiowellen messen, wenn diese AtmosphÀren oder Ringsysteme durchqueren, um so deren Temperatur, Dichte und Zusammensetzung zu ermitteln.[45] Je nach Frequenzband werden die Signale durch Cassini selbst oder durch die Anlagen des Deep Space Network (DSN) ausgewertet.

Im Bereich des S-Bands sendet Cassini eine hochstabile TrÀgerwelle in Richtung des DSN, ohne selbst Signale zu empfangen.[45] Hierbei wird der Sender der Kommunikationsanlage verwendet, der die TrÀgerwelle mit zehn Watt abstrahlt. Analog wird auch im X-Band gesendet, wobei auch abgestrahlte Signale vom DSN empfangen und ausgewertet werden können.

FĂŒr Messungen im Ka-Band (bei 32.028 MHz und 34.316 MHz) verwendet das RSS einen eigenen Transmitter, der speziell fĂŒr die Erfordernisse des Instruments konstruiert wurde.[45] Es kann sowohl Signale zum DSN senden als auch empfangen. Zur VerstĂ€rkung kommt eine Wanderfeldröhre zum Einsatz, wobei die TrĂ€gerwelle mit sieben Watt abgestrahlt wird.[45] Der Transmitter wiegt 14,38 kg und das gesamte Instrument benötigt bis zu 80,70 Watt el. Leistung.[45]

Radio and Plasma Wave Science Instrument (RPWS)

Die Antennenanlage (ohne Ausleger) des RPWS
Die Langmuir-Sonde

Das RPWS soll primĂ€r die Wechselwirkung von interplanetaren Plasma mit den Magnetfeldern und oberen AtmosphĂ€renschichten von Saturn und seinen Monden erforschen. Hierzu wertet es das niederfrequente Radiowellen mit großer WellenlĂ€nge aus, da diese hauptsĂ€chlich bei den genannten Wechselwirkungen entstehen.

Es kommen drei verschiedene Detektoren zum Einsatz: eine Langmuir-Sonde, ein EmpfĂ€nger fĂŒr magnetische und einer fĂŒr elektrische Wellen. Letzterer verwendet zum Empfang drei Y-förmig angeordnete 10 m-Stabantennen, die aus einer Beryllium-Kupfer-Legierung gefertigt sind und sich aufgrund ihrer GrĂ¶ĂŸe erst nach dem Start entfalten.[44] Die drei Antennen fĂŒr magnetische Wellen sind mit 25 cm lang und weisen einen Durchmesser von 2,5 cm auf. Sie verfĂŒgen ĂŒber einen VorverstĂ€rker und stehen jeweils senkrecht zueinander, so dass dreidimensionale Messungen möglich sind.[44] Die Langmuir-Sonde besitzt einen Auslegerarm mit einer LĂ€nge von einem Meter, an dessen Ende eine Kugel mit einem Durchmesser von 5 cm angebracht ist. Sie kann Elektronendichten von 5 bis 10000 Elektronen/cmÂł und Energiespektren von 0,1 bis 4 Elektronenvolt erfassen.[44]

Alle von den Antennenanlagen aufgefangenen Wellen können mit Hilfe einer Schaltlogik in eine von fĂŒnf EmpfĂ€ngeranlagen geleitet werden:[46]

  • Hochfrequenz-EmpfĂ€nger: 440 KanĂ€le im Bereich von 3,5 bis 16 MHz, nur elektrische Antennen.
  • Mittelfrequenz-EmpfĂ€nger: 80 KanĂ€le im Bereich von 0,024 bis 16 kHz, eine magnetische oder elektrische Antenne.
  • Niederfrequenz-EmpfĂ€nger: 28 KanĂ€le im Bereich von 1 bis 26 Hz, zwei beliebige Antennen.
  • 5-Kanal-Wellenform-EmpfĂ€nger: empfindlich in den Bereichen 1 bis 26 Hz und 3 bis 2,5 kHz. FĂŒnf Antennen aller Art parallel.
  • BreitbandempfĂ€nger: empfindlich in den Bereichen 60 bis 10,5 kHz und 0,8 bis 75 kHz, eine Antenne beliebigen Typs.

Die Elektronik des RPWS besteht im Wesentlichen aus drei Verarbeitungseinheiten: dem Low-rate-Prozessor (LRP), dem High-rate-Prozessor (HRP) und dem Kompressionsprozessor (DCP).[46] KernstĂŒck aller drei Komponenten ist ein 16-Bit-80C85-Mikroprozessor, der mit 3 Megahertz getaktet ist und auf 64 bis 96 KByte RAM zugreifen kann.[46] Das gesamte Instrument wiegt 37,68 kg, verbraucht bis zu 16,38 Watt Strom und generiert bis zu 366 kBit Daten pro Sekunde.[46]

Dual Technique Magnetometer (MAG)

Der V/SHM-Detektor (Teil des MAG-Instruments)

Dieses Instrument soll den Aufbau der Magnetfelder im Saturn-System untersuchen und ihre VerĂ€nderung durch die SonnenaktivitĂ€t beobachten. Hierzu kommen zwei Subsysteme zum Einsatz, die an einem 11 Meter langen nicht-magnetischen Ausleger befestigt sind: das Vector/Scalar Helium Magnetometer (V/SHM) fĂŒr die Feldrichtungs- oder StĂ€rkemessung und das Fluxgate-Magnetometer das gleichzeitig Richtung und StĂ€rke eines Magnetfeldes messen kann. Beide Systeme werden von einer zentralen Elektronik gesteuert. Deren Kern stellt ein doppelt redundanter Prozessor vom Typ 80C86 dar, der mit 4 MHz getaktet ist und auf 128 kByte RAM fĂŒr Programmcode zugreifen kann.[47] ZusĂ€tzlich sind 32 kByte PROM und 16 MB RAM fĂŒr wissenschaftliche Daten angebunden.[47] Die zentrale Elektronik kann pro Sekunde 16 bis 250 Messungen auslesen (Abtastung), wobei jedes Datenpaket 16 bis 19 Bit groß ist. Die Daten werden in einem strahlungstolleranten 64-kByte-Speichermodul gepuffert und ĂŒbermittelt im Standardmodus alle vier Sekunden 136 Messungen an den Cassini-Bordcomputer.[47] Das gesamte Instrument wiegt 3 kg, benötigt 3,10 Watt el. Leistung und produziert bis zu 3,60 kBit Daten pro Sekunde.[48]

Das Vector/Scalar Helium Magnetometer arbeitet entweder im MagnetfeldstĂ€rke- oder Richtungsmodus. Bei letzterem kann das Instrument entweder im StĂ€rkebereich von ±32 Nanotesla mit einer Auflösung von 3,9 Pikotesla arbeiteten oder Messungen im Bereich ±256 nT bei einer Genauigkeit von 31,2 pT durchfĂŒhren.[49] Im StĂ€rkemodus können Magnetfelder mit einer StĂ€rke 256 bis 16384 nT erfasst werden.

Parallele Richtungs- und StĂ€rkemessungen können mit dem Fluxgate-Magnetometer durchgefĂŒhrt werden. Es stehen vier Messbereiche mit unterschiedlichen Eigenschaften zur VerfĂŒgung:[50]

  • Bereich: ±40 nT Auflösung: 4,9 pT
  • Bereich: ±400 nT Auflösung: 48,8 pT
  • Bereich: ±10000 nT Auflösung: 1,2 nT
  • Bereich: ±44000 nT Auflösung: 5,4 nT.

Cassini Plasma Spectrometer (CAPS)

Das CAPS misst den Ionen- und Elektronen-Fluss anhand der Funktionen Masse pro Ladung (nur fĂŒr Ionen) und Energie pro Ladung, sowie den Auftreffwinkel dieser Teilchen. Es soll primĂ€r die Zusammensetzung von geladenen Teilchen feststellen, die aus der AtmosphĂ€re von Titan und Saturn entweichen, sowie deren Wechselwirkungen mit den Magnetfeldern im Saturn-System. Hierzu kommen drei Instrumente zum Einsatz: ein Ionen-Massenspektrometer (IMS), ein Elektronen-Massenspektrometer (ELS) und ein Ionenstrahl-Spektrometer (IBS), dass die dreidimensionalen Vektrodaten liefert. Alle Instrumente werden ĂŒber eine gemeinsame Elektronik angesteuert, deren KernstĂŒck zwei fast identischen Leiterplatten sind. Diese sind mit eigenem RAM, ROM und einem 16-Bit-Prozessor vom Typ PACE 1750A ausgestattet, welcher auf Basis des MIL-STD-1750A arbeitet.[51] Alle Messinstrumente des CPAS werden durch einen Motor kontinuierlich mit unterschiedlicher Geschwindigkeit ĂŒber einen Bereich von 216° bewegt, wodurch auch der Herkunftsort von auftreffenden Teilchen ermittelt werden kann. Das gesamte System wiegt 12,5 kg, verbraucht 14,50 Watt Strom und generiert 8 kBit Daten pro Sekunde[44]

Das CAPS-Instrument. Links zu sehen ist das IBS, rechts das IMS (Öffnung dem Betrachter zugewandt) und oben das ELS.

Das Ionenspektrometer (IMS) besteht aus einem torusförmigen, elektrostatischen Filter, der nur positiv geladene Teilchen mit einem bestimmten Energiespektrum zum Flugzeitmassenspektrometer durchlĂ€sst. Der Filter misst darĂŒber hinaus auch die Energie pro Teilchen und verringert den Öffnungswinkel, was zu einer besseren örtlichen Auflösung fĂŒhrt. Das Spektrometer misst dann anschließend die Masse pro Ladung. Damit dieses auch Teilchen mit geringen Ladungen von bis zu 1 eV erfassen kann, werden diese vor dem Eintritt in das Instrument durch eine Anordnung von 8 dĂŒnnen Kohlenstoff-Folien beschleunigt, die ein lineares elektrisches Feld mit einem Potential von 15 kV aufbauen.[51] Bei dem passieren der Folien werden des Weiteren große MolekĂŒle in ihre atomaren Bestandteile zerlegt. Nach der Beschleunigung treffen die Teilchen auf zwei Mikrokanalplatten, welche aus Bleiglas bestehen und ca. 300 Elektronen pro Teilcheneinschlag erzeugen, welche dann zur Ermittlung des Spektrums gemessen werden.[51]

Das Elektronenspektrometer (EMS) misst ausschließlich den Fluss und den Auftreffwinkel der negativ geladenen Elektronen. Sonst arbeitet es mit denselben Prinzipien wie das Ionenspektrometer, allerdings besitzt es keine Kohlenstoff-Folien zur Beschleunigung der Elektronen.[51]

Das Ionenstarhl-Spektrometer (IBS) Ă€hnelt ebenfalls dem Ionenspektrometer in seinem Aufbau, jedoch fehlt auch ihm die Kohlenstoff-Folien, wodurch auch große ionisierte MolekĂŒle messbar sind. Des Weiteren verarbeitet es 100-mal mehr Elektronen pro Zeiteinheit, wobei allerdings keine Messungen der Masse pro Ladung durchgefĂŒhrt wird.[51]


Magnetospheric Imaging Instrument (MIMI)

Das LEMMS-Instrument (Teil von MIMI)

Ähnlich dem CAPS soll dieses Instrument das Plasma im Saturn-System untersuchen, allerdings in einem höheren Energiebereich. Es besteht aus drei Detektoren mit unterschiedlichen Aufgaben: das „Low-Energy Magnetospheric Measurments Systems“ (LEMMS) zur Messung von Ionen, Protonen und Elektronen, das „Charge-Energy-Mass Spectrometer“ (CHEMS) zur Ladungsmessung und die „Ion an Neutral Camera“ (INCA), welche die dreidimensionale Verteilung und die Zusammensetzung von Ionen abbilden kann. Das gesamte Instrument wiegt 28,1 kg, benötigt durchschnittlich 20,3 Watt elektrische Leistung und erzeugt etwa 1-4 kBit Daten pro Sekunde.[52]

Das LEMMS kann folgende Energiespektren messen: Elektronen mit 0,015 bis 10 MeV, Protonen mit 0,015 bis 130 keV und Ionen mit 0,02 bis 130 MeV.[53] Zur Messung treffen die Teilchen auf verschiedene Folien, wobei aus den Stromimpulsen deren Energie errechnet wird. Das Instrument besitzt zwei Öffnungen, davon eine mit einem Sichtfeld von 15° fĂŒr Teilchen mit niedriger Energie und eine fĂŒr hochenergetische Teilchen mit einem 30° Sichtfeld.[53] Um auch Winkel messen zu können, rotiert das LEMMS um 360°. Das Instrument wiegt 6,27 kg und nominal verbraucht 5,2 Watt elektrischen Strom.[53]

Das CHEMS analysiert das Plasma in der NÀhe von Saturn. Das Energiespektrum liegt bei 10 bis 220 keV.[54] Das Sichtfeld betrÀgt 160°. Zur Messung kommen ein Flugzeitmassenspektrometer und ein zusÀtzlicher Detektor zum Einsatz.[54] Das CHEMS wiegt 6,66 kg und benötigt im Mittel 3,5 Watt el. Leistung.[54]

Das INCA-Instrument zeichnet sich durch seine FĂ€higkeit zur Erstellung von dreidimensionalen Karten der Verteilung von Ionen- und heißem Neutronen-Plasma. Letzteres wird anhand seiner thermischen Strahlung erfasst, das Spektrum reicht von 7 keV bis 8 MeV pro Nukleon.[55] Das Sichtfeld misst 120 x 90 Grad.[44] Das INCA wiegt 6,92 kg und benötigt im Normalbetrieb 3 Watt el. Leistung.[55]

Ion and Neutral Mass Spectrometer (INMS)

Das INMS

Beim INMS handelt es sich um ein weiteres Spektrometer zur Untersuchung von Titans oberer AtmosphÀre sowie deren chemischen Zusammensetzung. Hierzu werden Ionen und Neutronen eingefangen und untersucht. Das gesamte Instrument wiegt 9 kg, benötigt im Schnitt 27,70 Watt el. Leistung und generiert nominal 1,5 kBit/sec.[56]

Das INMS besitzt eine geschlossene und eine offene Ionenquelle. Hierdurch ergeben sich drei mögliche Betriebsmodi fĂŒr das Instrument:

  • geschlossene Ionenquelle: Detektion von neutralen MolekĂŒlen
  • offene Quelle: Erfassung von freien Radikalen
  • offene Quelle plus Ionisierung: Nachweis von positiv geladenen Ionen mit einer Energie von unter 100 eV.

Die eingefangenen Teilchen werden zuerst mittels eines Quadrupol-Massenspektrometers nach ihrer Masse getrennt und anschließend auf die Ionendetektoren der beiden Quellen geleitet. Diese sind als SekundĂ€relektronenvervielfacher ausgelegt und besitzen zwei Messbereiche fĂŒr Atommassen von 1 bis 12 u und 12 bis 199 u.[44] Die untere Nachweisgrenze im geschlossenen Modus liegt bei 70.000 Teilchen pro Kubikzentimeter, im offenen Modus liegt die Grenze bei 700.000 Teilchen pro Kubikzentimeter.[44] ZusĂ€tzlich gibt es noch zwei weitere Detektoren fĂŒr die Erfassung von Spurengasen, die bis zu zwei Millionen Teilchen pro Sekunde auswerten und Verbindungen mit Stoffmengen bis hinunter zu 100 piko-mol bestimmen können.[44]

Cosmic Dust Analyzer (CDA)

Das CDA-Instrument

Hauptartikel: Cosmic Dust Analyzer

Das CDA soll die Eigenschaften von interplanetarem Staub innerhalb des Saturn-Systems untersuchen. Des Weiteren sollen Partikel aus dem interstellaren Raum und Meteoriten nahe der Ringe erforscht werden. Das Instrument, das sich um bis zu 270 Grad frei schwenken lĂ€sst, besitzt eine Öffnung von 41 Millimetern, mit der Staub eingefangen wird anschließend durch vier Gitter geleitet wird.[44] Das erste und letzte Gitter ist geerdet, so dass sich die beiden anderen, elektrisch geladenen Gitter in einem faradayschen KĂ€fig befinden. Treffen nun elektrisch geladene Staubteilchen, wie sie im Saturn-System sehr hĂ€ufig anzutreffen sind, auf die Gitter, so kann deren Ladung auf ein Billiardstel Coulomb genau bestimmt werden. Die beiden Gitter sind außerdem auch um je 9 Grad gegen die Achse geneigt, so dass auch die Einfallswinkel mit einer Genauigkeit von 10 Grad gemessen werden können.[44]

Nach der Passage der Gitter treffen die Partikel auf zwei baugleiche 16 mm große Rhodium-Platten.[44] Durch den Einschlag werden die Atome der Platte ionisiert und streuen in den Raum. Diese Ionen werden nun mit einer Spannung von 1000 Volt beschleunigt, um anschließend auf einer Strecke von 230 mm in einem Flugzeitmassensektrometer anhand ihrer Geschwindigkeit getrennt zu werden.[44] Zuletzt treffen die Ionen auf Elektronenmultiplikatoren und Ionenkolliminatoren, die deren Masse und Energie messen. Pro Sekunde kann maximal ein Partikel analysiert werden.

Zwar können mit dem beschriebenen Verfahren alle wichtigen Parameter von Staubpartikeln bestimmt werden, allerdings kann das System bei einer hohen Anzahl von auftreffenden Partikeln, zum Beispiel in der unmittelbaren NĂ€he der Ringe, nicht mehr zuverlĂ€ssig arbeiten. Daher besitzt das CDA noch den „High-Rate Detector“ (HDR), der auch bei hohen Einschlagsraten effizient arbeiten kann. Er basiert auf zwei 50 cmÂČ großen Polyvinylidenfluorid-Folien mit einer Dicke von je 6 und 28 Mikrometern.[44] Bei einem Partikeleinschlag kommt es zu einem Stromstoß, aus dem die kinetische Energie errechnet werden kann. Diese Messung ist zwar nur rudimentĂ€r, allerdings können so bis zu 10.000 EinschlĂ€ge pro Sekunde verarbeitet werden. Das gesamte Instrument wiegt 16,36 kg, benötigt durchschnittlich 11,38 Watt el. Leistung (maximal 18,38 W) und produziert pro Sekunde bis zu 524 Bit Daten.

Wissenschaftliche Instrumente von Huygens

Überblick

Folgende Grafik bietet einen Überblick ĂŒber Huygens Instrumente und Systeme:

HASI Messonde HASI Messonde HASI Elektronik HASI Elektronik HASI Messonden (2) HASI Messonden (2) HASI Messonde HASI Messonde Antenne des Radarhöhenmessers (HASI, 1 von 4) Antenne des Radarhöhenmessers (HASI, 1 von 4) Antenne des Radarhöhenmessers (HASI, 1 von 4) Antenne des Radarhöhenmessers (HASI, 1 von 4) DWE Oszillator DWE Oszillator GCMS (oberer Teil) GCMS (oberer Teil) GCMS (unterer Teil) GCMS (unterer Teil) SSP Elektronik SSP Elektronik SSP SSP DISR Optik DISR Optik ACP ACP Batterie (1 von 5) Batterie (1 von 5) Energiemanagment-System Energiemanagment-System DISR Elektronik DISR ElektronikHuygens cut away german.png
Über dieses Bild


Descent Imager bzw. Spectral Radiometer (DISR)

Das DISR-System mit seinen unterschiedlichen Komponenten

Bei dem DISR handelt es sich um das komplexeste Instrument an Bord von Huygens. Es dient der Untersuchung der AtmosphĂ€re mittels Bildern und Spektrum-Messungen wĂ€hrend des Abstieges und dem OberflĂ€chenaufenthalt. Das DISR ist in zwei Sektionen geteilt: Eine richtet ihre Instrumente hauptsĂ€chlich nach oben in Richtung Himmel und die andere nach unten in Richtung Boden. Insgesamt sind drei nach unten oder zur Seite gerichtete Kameras, sechs Spektrometer und mehrere Fotodioden vorhanden. Diese Instrumente verfĂŒgen zwar alle ĂŒber eine eigene Optik, allerdings wird das aufgefangene Licht mittels FaseroptikstrĂ€ngen auf einen zentralen CCD-Bildsensor geleitet, der wiederum in verschiedene Bereiche aufgeteilt ist. Vor dem Senden der Bilddaten werden diese in zwei Stufen komprimiert. Zuerst wird die Farbtiefe auf 8-Bit reduziert, was 256 Graustufen entspricht.[31] Anschließend werden 16 Ă— 16-Bit-Blöcke mit Hilfe der diskreten Kosinustransformation komprimiert, was die Datenmenge um das Drei- bis Achtfache senken soll. Trotzdem war diese noch so groß, dass beide zur VerfĂŒgung stehenden Sender zum Senden von Bildern genutzt werden mussten, so dass man die doppelte Redundanz bei der Übertragung verlor. Der gesamte GerĂ€tekomplex wiegt 8,1 kg, benötigt 13 bis 70 Watt elektrische Leistung (insgesamt 48 Wh wĂ€hrend des Abstieges) und produziert pro Sekunde 4,8 kBit Daten und beansprucht so ca. die HĂ€lfte der Übertragungsbandbreite.[31]

Die hochauflösende Kamera (HRI) blickt in einem Winkel von 25,6° nach unten, der zugeordnete CCD-Chipteil besitzt eine Auflösung von 160 × 256 Pixeln und ist im Bereich von 660 bis 1000 nm empfindlich (von Rot bis in den nahen Infrarotbereich).[57] Da sich die Sonde beim Abstieg um die eigene Achse dreht, sind Aufnahmen mit einer Breite von bis zu 21,5° möglich. Das vertikale Sichtfeld betrĂ€gt 9,6°, das horizontale 15°. Die Kamera fĂŒr mittlere Auflösungen (MRI) besitzt sowohl in der Vertikalen als auch in der Horizontalen ein grĂ¶ĂŸeres Sichtfeld (21,1° bzw. 30,5°) als die HRI, produziert aufgrund des nur unwesentlich grĂ¶ĂŸeren Chips (179 Ă— 256 Pixel) nur halb so hoch aufgelöste Bilder.[57] Die seitlich blickende Kamera (SRI) liefert gegenĂŒber der MRI nochmals um etwa ein Drittel niedriger aufgelöste Aufnahmen. Dies ist bedingt durch das noch grĂ¶ĂŸere Sichtfeld (vertikal 25,6° und horizontal 50,8°) bei einer noch kleineren ChipgrĂ¶ĂŸe von 128 × 256 Pixeln.[57] Durch die Drehung der Sonde kann die SRI-Kamera ein aus 30 Einzelbilder bestehendes Panorama im Bereich des Horizonts anfertigen.

Neben den Kameras sind drei Spektrometer fĂŒr das sichtbare, ultraviolette und infrarote Spektrum jeweils nach oben und nach unten gerichtet. Alle nach oben gerichteten Spektrometer besitzen ein Sichtfeld von 170° in der Horizontalen und 3° in der Vertikalen, unterscheiden sich aber sonst nicht von den nach unten gerichteten Sensoren. Die gemeinsamen Charakteristika sehen wie folgt aus:

  • UV-Spektrometer: 350-480 nm Messbereich, Ein-Pixel-Detektor
  • Lichtspektrometer: 480-960 nm Messbereich, 8 × 200-Pixel-Detektor, 2,4 nm Auflösung
  • IR-Spektrometer: 870-1700 nm Messbereich, 132-Pixel-Detektor (linear angeordnet), 6,3 nm Auflösung.

Um die Messungen in BodennĂ€he zu verbessern, ist eine nach unten ausgerichtete Lampe installiert, die beim Unterschreiten der 100 Meter Höhenmarke aktiviert wird. Sie benötigt 20 Watt el. Leistung, besitzt einen GlĂŒhdraht aus Wolfram, dessen Emissionen mithilfe eines 5 cm messenden Reflektors in Richtung Boden gelenkt werden.

Der dritte Messkomplex trĂ€gt die Bezeichnung „Solar Aureolen Experiment“ und dient der Bestimmung des Brechungs- und Absorptionsverhalten der AtmosphĂ€re Titans bei 500 nm und 939 nm. Die Detektoren messen je 6 × 50 Pixel und weisen eine Bandbreite von 50 nm auf. Außerdem ist ein Sonnensensor zur Ermittlung von Navigationsdaten vorhanden.

Aerosol Collector and Pyrolyser (ACP)

Das ACP-System

Dieses Instrument fĂŒhrt keine wissenschaftlichen Messungen durch, da es nur zum Sammeln und Aufbereiten von Aerosol konstruiert wurde. Es sammelt in zwei Höhenregionen von 140 bis 32 km und 22 bis 17 km in exakten Zeitspannen mehrere Aerosol-Proben und presst diese anschließend mittels einer Pumpe durch einen dreistufigen Filter.[58] Die einzelnen Stufen sind jeweils unterschiedlich stark erhitzt (20 Â°C, 250 Â°C und 650 Â°C) um verschiedene MolekĂŒle und Verbindungen durch Verdunstung oder Pyrolyse zu trennen.[31] Insbesondere wird nach folgenden Elementen und Verbindungen gesucht:[31]

Nach der Aufbereitung wird das Gas dem GCMS zur Analyse zugefĂŒhrt. Das ACP wiegt 6,3 kg, benötigt zwischen 3 und 85 Watt el. Leistung (wĂ€hrend des Abstieges werden insgesamt 78 Wh verbraucht) und arbeitet mit einem Datenstrom von 128 Bit/sec.[31]

Gas Chromatograph and Mass Spectrometer (GCMS)

Das GCMS

Das GCMS untersucht die Zusammensetzung der AtmosphÀre unterhalb von 170 km und bestimmt das IsotopenverhÀltnis der hÀufigsten Gasarten auf Titan. Das Instrument wiegt 17,3 kg (das schwerste der gesamten Sonde), benötigt 28 bis 79 Watt elektrische Leistung und generiert Daten mit durchschnittlich 960 Bit pro Sekunde.[31] Das System ist in ein Quadrupol-Massenspektrometer und einen vorschaltbaren Gaschromatographen aufgeteilt.

Letzteres dient hauptsĂ€chlich der Trennung und Voranalyse des einströmenden Gases, um die Daten, die anschließend vom Massenspektrometer generiert werden, besser einordnen zu können. Hierzu kommen drei KapillarsĂ€ulen mit Wasserstoff als TrĂ€gergas zum Einsatz. Die getrennten Gase werden anschließend in den Massenspektrometer eingespeist, wo die Atome ionisiert und anschließend analysiert werden. Das Spektrometer kann in einem Spektrum von 2 bis 146 u mit einer Auflösung von ca. einem ”u Messungen durchfĂŒhren,[59] wobei Edelgase bis hinunter zu 10 bis 100 Teilen pro Milliarde detektiert werden können.[60] Der Spektrometer besitzt mehrere GaseingĂ€nge, die situationsabhĂ€ngig geöffnet und geschlossen werden können: Ein Kanal fĂŒr direkte, nicht aufgearbeitete Messungen, drei VerbindungsstĂŒcke zu den KapillarsĂ€ulen des Gaschromatographen und ein Kanal zum ACP-Instrument, so dass dessen gesammelte und aufbereitete Aerosole analysiert werden können.[60]

Doppler-Wind-Experiment (DWE)

Das DWE dient der Untersuchung von Titans Winden und Turbulenzen. Dies geschieht mit Hilfe eines kleinen Radars, das ĂŒber einen sehr stabilen Oszilator verfĂŒgt, der Radiosignale mit einer Frequenz von 10 MHz generiert.[61] Die Abweichung betrĂ€gt wĂ€hrend des gesamten dreistĂŒndigen Einsatzes nur 0,014 Hz, wodurch hochprĂ€zise Messungen der Winde durch den Dopplereffekt möglich sind.[61] Die erzielte Geschwindigkeitsauflösung liegt bei nur einem Millimeter pro Sekunde.[31] Das System wird beim Unterschreiten von 160 km Höhe aktiviert und arbeitet bis zum Aufschlag auf der OberflĂ€che. Es wiegt 1,9 kg, benötigt bis zu 18 Watt elektrische Leistung (insgesamt 28 Wh wĂ€hrend des Abstiegs) und generiert 10 Bit Daten pro Sekunde.[31]

Huygens Atmosphere Structure Instrument (HASI)

Eine HASI-Messonde

Dieses Instrument soll die physikalischen Eigenschaften und den Aufbau von Titans AtmosphĂ€re untersuchen. Hierzu verfĂŒgt es ĂŒber vier unabhĂ€ngige Sensorpakete: einen Beschleunigungssensor (ACC), ein Druckmesssystem (PPI), zwei Temperaturmesser (TEM) und einen Komplex zur Ermittlung von LeitfĂ€higkeit, Wellenbildung und Höhe ĂŒber Grund (PWA). Das HASI ist das erste System, das aktiviert wird; es arbeitet bereits ab einer Höhe von 1300 km – zehn Minuten vor Öffnung der Fallschirme.[31] Das komplette Instrument wiegt 6,3 kg, verbraucht 15 bis 85 Watt Strom (insgesamt 38 Wh wĂ€hrend des Abstiegs) und liefert pro Sekunde 896 Bit Daten.[31]

Der Beschleunigungsmesser misst die Beschleunigung der Sonde in allen drei Achsen mit einer Genauigkeit von einem Prozent und einer Auflösung von unter einem mikro-g.[62] Das Druckmesssystem besteht aus einem Pitotrohr und drei DruckmessgerĂ€ten mit den Messbereichen 0-400 hpa, 400-1200 hpa und 1200-1600 hpa.[31] Die beiden Platin-Temperatursensoren arbeiten mit einer Genauigkeit 0,5 Kelvin bei einer Auflösung von 0,02 Kelvin.[62] Die LeitfĂ€higkeit der AtmosphĂ€re wird mit zwei Sensoren gemessen, welche die wechselseitige Impedanz und schwache elektrische Wechselspannung mit einer Genauigkeit von 10 Prozent untersuchen.[62] Hiermit können auch Blitze innerhalb der AtmosphĂ€re aufgespĂŒrt und gemessen werden. Ein anderer Sensor misst elektrische Gleichspannung und die LeitfĂ€higkeit der vorhandenen Ionen. Zur Messung von GerĂ€uschen kommt ein Mikrofon zum Einsatz, das eine Genauigkeit von 5 Prozent aufweist und GerĂ€usche mit einem Druck von mehr als 10 mPa detektieren kann.[62] Zuletzt gibt es noch einen Radarhöhenmesser, der ab 60 km Höhe zu arbeiten beginnt und eine Auflösung von 40 Meter in einer Höhe von 24 km aufweist.[31] Die Genauigkeit liegt hier bei 1,5 dB.

Surface Science Package (SSP)

Der SSP-Komplex

Das SSP soll die Beschaffenheit des Bodens von Titan direkt an der Landestelle untersuchen, wobei auch Vorkehrungen fĂŒr das eventuelle Landen in einem Methansee getroffen wurden. Das System verfĂŒgt ĂŒber neun Sensorpakete, um eine breite Palette an Eigenschaften der OberflĂ€che untersuchen zu können. Alle direkt messenden Instrumente sind an der Unterseite der Sonde montiert und haben entweder direkten Kontakt zum Boden oder befinden sich unmittelbar ĂŒber ihm. Das SSP wiegt 3,9 kg, benötigt 11 Watt elektrische Leistung (wĂ€hrend des Abstiegs insgesamt 30 Wh) und produziert im Schnitt 704 Bit Daten pro Sekunde.[31]

Zwar arbeitet das System im Wesentlichen direkt auf der OberflĂ€che, einige Sensoren werden aber schon wesentlich frĂŒher wĂ€hrend des Abstieges aktiviert. Hierzu gehört ein Beschleunigungssensor, der mit zwei Piezoelementen arbeitet, um Beschleunigungen wĂ€hrend des Abstieges und beim Aufschlag zu messen.[63] Letzteres ermöglicht RĂŒckschlĂŒsse auf HĂ€rte und Dichte der OberflĂ€che am Landeort. Der Sensor wird zusammen mit dem Neigungsmesser bereits in einer Höhe von 153 km aktiviert. Die Neigung wird mittels einer mit Methanol-gefĂŒllten Röhre mit einem Platindeckel ermittelt. Je nach Neigungswinkel verĂ€ndert sich die KontaktflĂ€che mit dem Platin und damit die LeitfĂ€higkeit des Systems. Hierdurch können Neigungswinkel bis 47° ermittelt werden.[31] Ab 120 km Höhe wird eine Gruppe aus mehreren Keramik-Piezoelementen aktiviert, die solchen aus SonargerĂ€ten Ă€hneln.[63] Zwei Elemente arbeiten jeweils im Sende- oder Empfangsmodus, um die Schallgeschwindigkeit zu messen, ein weiteres ist als Transmitter ausgelegt und untersucht die OberflĂ€che mittels Ultraschall.[63] Sollte die Sonde in einem Methansee landen, arbeitet dieser als Sonar und kann die Strömungsgeschwindigkeit messen.[31] Ab 18 km Höhe werden Temperatursensoren und Refraktometer aktiviert. Letzteres ermittelt die optische Brechzahl von OberflĂ€chen und FlĂŒssigkeiten. Hierzu senden zwei Leuchtdioden Licht durch ein speziell konstruiertes Prisma in Richtung Boden.[63] Das reflektierte Licht wird anschließend auf ein Feld aus Photodioden gelenkt, um die Brechzahl zu ermitteln.

Kurz vor dem Aufschlag auf der OberflĂ€che werden die verbleibenden Sensoren aktiviert. Hierzu gehört unter anderem ein Komplex zur Ermittlung der WĂ€rmeleitfĂ€higkeit, Temperatur und WĂ€rmekapazitĂ€t des Bodens. Zur Messung kommen zwei 5 cm lange PlatindrĂ€hte mit einem Durchmesser von 10 bzw. 25 Mikrometer zum Einsatz.[63] Diese stehen im direkten Kontakt zur OberflĂ€che und werden unter Strom gesetzt. Aus dem elektrischen Widerstand lassen sich dann RĂŒckschlĂŒsse auf die thermischen Parameter des umgebenden Materials ziehen. Ein anderes Instrument misst mittels einer Elektrode die elektrische KapazitĂ€t des Bodens. Sollte die Sonde in einem See landen, so kann es das Vorhandensein von polaren MolekĂŒlen feststellen.[31] Als letzte Sensoren sind noch zwei gekoppelte Dichtemesser vorhanden, die mit Hilfe des archimedischen Prinzips die Dichte des Materials unter Huygens messen können.[31]

Missionsverlauf bis Saturn

Start und Marschflug

Die Flugbahn von Cassini-Huygens bis Saturn

Cassini-Huygens startete am 15. Oktober 1997 um 4:04 EST vom Launch Complex 40 auf Cape Canaveral. Als TrĂ€gerrakete kam eine Titan IVB mit einer Centaur-Oberstufe zum Einsatz, welche die Sonde zunĂ€chst mit einer Geschwindigkeit von 8 km/s auf eine Flugbahn in Richtung Venus brachte. Dies war nötig, da die Rakete die benötigten 15,1 km/s fĂŒr einen direkten Flug nicht aufbringen konnte (es handelte sich bei der Titan IVB zu dieser Zeit bereits um die stĂ€rkste verfĂŒgbare TrĂ€gerrakete).[64] So sammelte die Sonde durch zwei Swing-by-Manöver im April 1998 und Juni 1999 zusĂ€tzliche Energie, was zu einer Geschwindigkeitserhöhung auf 13,6 km/s fĂŒhrte.[64] Vor dem Aufbruch zu den Ă€ußeren Planeten fĂŒhrte die Sonde am 18. August 1999 noch ein weiteres Swing-by-Manöver an der Erde durch, um die Geschwindigkeit auf 19,1 km/s zu erhöhen und Kurs auf Jupiter zu nehmen. WĂ€hrend der gesamten vergangenen Missionsphase wurde die Hochgewinnantenne auf die Sonne ausgerichtet, um als Hitzeschutz fĂŒr die empfindliche Elektronik zu fungieren. Erst am 1. Dezember 1999 war die IntensitĂ€t der Sonnenstrahlung gering genug, um die Antenne wieder von der Sonne abzuwenden. Am 23. Januar 2000 kam es zu einer AnnĂ€herung an den Asteroiden (2685) Masursky, der aber aufgrund seiner geringen GrĂ¶ĂŸe und der großen Entfernung von ca. 1,5 Mio. km nur als kleiner Punkt auf den Aufnahmen der Telekamera zu sehen war.[64]

Defekt in der Kommunikationsanlage

Grobe Illustration der Problematik

WĂ€hrend der insgesamt fĂŒnften RoutineprĂŒfung der Sondensysteme zeigte sich im Februar 2000 eine massive Fehlfunktion in Cassinis Kommunikationsanlage. Der Test erfolgte ĂŒber das Deep Space Network-System auf der Erde, das simulierte Daten der Huygens-Sonde zu Cassini sandte[65], von denen dann 90 % verloren gingen.[64] Die Ursache wurde nach einigen Monaten schließlich im Empfangssystem vom „Bit Loop-Detector“ gefunden, das den Dopplereffekt nicht verarbeiten konnte. Zwar besaß der EmpfĂ€nger auf den ersten Blick eine ausreichende Bandbreite, um die Frequenzverschiebungen kompensieren zu können, allerdings galt dies nur fĂŒr die reine TrĂ€gerwelle und nicht fĂŒr die SeitenbĂ€nder, die den modulierten Datenstrom enthielten.[65] Somit befand sich das Signal mit den Daten zu großen Teilen außerhalb der Bandbreite des EmpfĂ€ngers und ging verloren. Diese Tatsache wurde wĂ€hrend der gesamten Entwicklungs- und Konstruktionsphase von keiner der beteiligten Agenturen bemerkt. Ein Kompletttest, der den Fehler hĂ€tte entdecken können, fand aufgrund des hohen Aufwands ebenfalls nicht statt.[65] In anderen Funktionstests fiel der Fehler ebenfalls nicht auf, da es keine Spezifikation fĂŒr den modulierten Datenstrom gab, auf die man hĂ€tte zurĂŒckgreifen können. Schlussendlich war auch eine Umprogrammierung der Software zur Kompensation des Designfehlers nicht mehr möglich, da dies nur vor dem Start der Sonde hĂ€tte geschehen können.[65]

Bis zum Dezember 2000 wurden mehrere PlĂ€ne zur Rettung der Huygens-Teilmission entwickelt, von denen die meisten darauf abzielten, den Dopplereffekt so weit wie möglich zu reduzieren und so grĂ¶ĂŸere Teile der SeitenbĂ€ndern in den Frequenzbereich des EmpfĂ€ngers zu bringen.[65] Dies wĂŒrde dann im Endeffekt die Menge an auswertbaren Daten erhöhen. Im Juli 2001 entschloss man sich, die Fly-by-Höhe von Cassini an Titan zu vergrĂ¶ĂŸern, wodurch die Sonde weniger stark beschleunigt werden wĂŒrde. Dies reduziert gegenĂŒber dem originalen Flugplan die relative Geschwindigkeit zu Huygens, wodurch die Frequenzverschiebung durch den Dopplereffekt verringert wurde und somit ein wesentlich grĂ¶ĂŸerer Teil des Seitenbandes mit den Daten innerhalb der Bandbreite des EmpfĂ€ngers lag. Der neue Plan erforderte in den folgenden zwei Jahren eine kontinuierliche Modifikation der Flugbahn.[64]

Vorbeiflug an Jupiter

Hochaufgelöste Aufnahme von Jupiter

Nach dem Passieren der Erde befand sich Cassini auf einem Kurs zu Jupiter. UrsprĂŒnglich waren aus KostengrĂŒnden keine Beobachtungen dieses Planeten vorgesehen, was allerdings zu Protesten bei den beteiligten Wissenschaftlern fĂŒhrte. Sie argumentierten, dass der Fly-by an Jupiter ideal wĂ€re, um die Instrumente zu kalibrieren und mit ihnen Messungen mit bis dahin unerreichter Genauigkeit durchzufĂŒhren.[64] Der Bitte wurde letztendlich stattgegeben und am 1. Oktober 2000 entstanden aus einer Entfernung von 84,3 Mio. km die ersten Aufnahmen der Telekamera.

Cassini konnte wĂ€hrend der nĂ€chsten 5 Monate die ebenfalls im Jupitersystem aktive Raumsonde Galileo bei den Beobachtungen des Planeten ergĂ€nzen, da diese entgegen der ursprĂŒnglichen Planung hauptsĂ€chlich die Monde untersuchte. Dies war ein Resultat eines schwerwiegenden Defekts der entfaltbaren Antenne, die sich nach dem Start nicht öffnen ließ. Hierdurch war man gezwungen, alle wissenschaftlichen Daten ĂŒber die Niedriggewinnantennen von Galileo zu ĂŒbertragen, die um mehrere GrĂ¶ĂŸenordnungen weniger Daten ĂŒbertragen konnten als die ausgefallene Hochgewinnantenne.[64] Infolgedessen konzentrierte man sich auf die Erforschung der Monde und stellte die meisten fotografischen AktivitĂ€ten ein, da diese eine hohe Datenrate benötigten.

WĂ€hrend des Aufenthaltes im Jupitersystem fertigte Cassini viele hochauflösende Aufnahmen von Jupiter an und ĂŒbernahm damit fĂŒr einige Zeit einen Teil der ursprĂŒnglichen Aufgaben von Galileo. Im Laufe dieses Missionsabschnitts wurde auch die bis heute höchstaufgelöste Aufnahme des Planeten aus mehreren Einzelaufnahmen angefertigt (siehe Bild rechts). Vom ISS-System stammen insgesamt 26.287 Aufnahmen, wobei auch eine Vielzahl der zur VerfĂŒgung stehenden Filter verwendet wurden, um die Gasverteilung in Jupiters AtmosphĂ€re zu untersuchen.[64]

Mitte Dezember ergab sich fĂŒr Cassini die Gelegenheit, auch Aufnahmen von einigen Monden anzufertigen. Allerdings kam es am 17. Dezember zu einem grĂ¶ĂŸeren Zwischenfall im Bereich der ReaktionsrĂ€der, welche die Orientierung der Sonde im Raum kontrollierten. Als das Rad mit der Nummer drei zur LageĂ€nderung von 50 auf 208 Umdrehungen pro Minute beschleunigt wurde, stellte man eine deutliche Temperaturerhöhung an dessen Lager fest.[64] Der Bordcomputer interpretierte dies als Zunahme der Reibung und schaltete die ReaktionsrĂ€der ab, woraufhin die Lage ĂŒber die SchubdĂŒsen geregelt wurde. Da dies jedoch viel Treibstoff verbrauchte, deaktivierte man vom Boden aus die Instrumentenplattform vom 19. bis 27 Dezember und ließ nur die lageunabhĂ€ngigen Instrumente (z. B. RPWS oder MAG) weiterlaufen. Beim erneuten Anfahren des Rades stellte man eine ungleichmĂ€ĂŸige Verteilung der SchmierflĂŒssigkeit fest. Dieses Problem verschwand jedoch mit zunehmender Betriebsdauer schließlich ganz und so konnten die wissenschaftlichen Beobachtungen unverĂ€ndert fortgesetzt werden.[64] WĂ€hrend der achttĂ€gigen Ruhephase wurden allerdings die Gelegenheiten fĂŒr geplante Aufnahmen einiger Jupitermonde verpasst, so dass nur von Himalia einige Bilder möglich waren. Diese konnten aufgrund der großen Entfernung von 4,4 Mio. km den kleinen Mond nur in wenige Pixel auflösen. Dies war jedoch bereits wesentlich besser als bei frĂŒheren Aufnahmen, die Himalia nur als einfachen Punkt zeigten. Somit ließ sich zum ersten Mal die lĂ€ngliche Form und die GrĂ¶ĂŸe (ca. 120 km × 150 km) bestimmen.[64] Durch das MIMI-Instrument konnten auch zum ersten Mal dreidimensionale Aufnahmen von Jupiters Magnetfeld angeferigt werden. Am 22. MĂ€rz endeten dann die Beobachtung von Jupiter und Cassini befand sich auf dem Weg zu Saturn, wo die PrimĂ€rmission starten sollte.

BestÀtigung der RelativitÀtstheorie

WĂ€hrend des Sommers 2002 befand sich die Sonne genau zwischen Cassini-Huygens und der Erde, was eine ÜberprĂŒfung und Messung der allgemeinen RelativitĂ€tstheorie ermöglichte.[66] Diese sagte voraus, dass ein von Cassini zur Erde gesendetes Radiosignal eine lĂ€ngere Laufzeit aufweisen sollte, als man bei der entsprechenden Entfernung vermuten wĂŒrde. Dieser Effekt soll durch die starke Gravitation und die damit verbundene RaumkrĂŒmmung hervorgerufen werden. Da das Signal diese „Delle“ in der Raumzeit passieren muss, verlĂ€ngert sich die Laufzeit gegenĂŒber dem sonst fast geraden, direkten Weg um einige Sekundenbruchteile. Diese Verzögerung konnte dann auch von den Antennen des Deep Space Networks festgestellt werden, wodurch die allgemeine RelativitĂ€tstheorie ein weiteres Mal experimentell bestĂ€tigt wurde.

PrimÀrmission bei Saturn

Vorbeiflug an Phoebe

Der Mond Phoebe

Mit dem finalen Kurskorrekturmanöver am 30. Juni 2004 schwenkte Cassini-Huygens in einen Orbit um Saturn ein, womit die PrimĂ€rmission der Sonden begann.[67] Viele Instrumente wurden schon vor diesem Datum aktiviert (die ersten bereits im MĂ€rz) und schon am 12. Juni wurde Phoebe bei einem Vorbeiflug untersucht. Die Sonde nĂ€herte sich dem Mond bis auf 2000 Kilometer an und fertigte Bilder von damals unerreichter QualitĂ€t an. Man fand einen sehr alten Himmelskörper vor, der im Wesentlichen aus Eis besteht und mit einer mehrere hundert Meter dicken Schicht aus dunklerem Material bedeckt ist.[68] Die OberflĂ€che von Phoebe weist eine große Zahl von Einschlagkratern auf, was von einigen Wissenschaftlern als Hinweis darauf gesehen wird, dass der Mond ein Überbleibsel aus der Entstehungszeit des Sonnensystems vor ca. 4,5 Milliarden Jahren ist.[68] Manche Krater besitzen einen Durchmesser von bis zu 50 Kilometern und haben die OberflĂ€che massiv umgestaltet. Durch die Rotation von Phoebe konnte die gesamte OberflĂ€che erfasst werden, wobei sehr hohe Auflösungen bis hinunter zu 12 Meter pro Pixel erreicht werden konnten.[69]

Flug durch die Ringe

Temperaturverteilung der Ringe (Falschfarben, Rot: −163 C°, Blau: −203 C°)

Auf dem Weg zum ersten Fly-by an Saturn musste Cassini-Huygens durch die Saturnringe hindurchfliegen, wodurch sehr hoch aufgelöste Aufnahmen ihrer Struktur aus nĂ€chster NĂ€he möglich waren. Allerdings war das Manöver aufgrund der unzĂ€hligen Gesteinsbrocken nicht ungefĂ€hrlich, so dass man eine LĂŒcke zwischen dem E- und F-Ring anvisierte, der auf den Aufnahmen der Voyager-Sonden als materiefreier Raum zu erkennen waren.[69] WĂ€ren auf den Aufnahmen des ISS doch Hindernisse zu erkennen gewesen, hĂ€tte man zum Ausweichen den Orbit anheben können. Dies hĂ€tte allerdings zusĂ€tzlichen Treibstoffverbrauch zur Folge gehabt und erwies sich schlussendlich als nicht nötig. WĂ€hrend des Durchfluges wurde die Sonde allerdings so gedreht, dass die Hochgewinnantenne als improvisierter Schutzschild gegen kleinere Partikel diente.[69] Die Ringe wurden primĂ€r mit den Instrumenten ISS und UVIS untersucht, die viele neue Erkenntnisse ĂŒber den Aufbau und die Zusammensetzung der Ringe lieferten. So bestanden diese nicht primĂ€r aus Eis, wie frĂŒher angenommen, sondern ĂŒberwiegend aus Staub, der dem auf der OberflĂ€che von Phoebe sehr Ă€hnelt.[70] DarĂŒber hinaus wurde auch eine ungewöhnlich hohe Konzentration von atomarem Sauerstoff am Rand der Ringe entdeckt. Da die Bestandteile von innen nach außen immer jĂŒnger werden (Ă€hnlich den Jahresringen bei BĂ€umen) nimmt man an, dass der Sauerstoff aus einer Kollision im Januar desselben Jahres stammen könnte.

Saturnvorbeiflug und neue Monde

Beim ersten und engsten Fly-by der Mission flog Cassini-Huygens in einer Distanz von nur 18.000 Kilometer an der Wolkengrenze von Saturn vorbei, um danach wieder die Ringe zu passieren. Bei der Auswertung aller Bilder konnte man schließlich zwei sehr kleine und noch nicht bekannte Monde identifizieren, die man provisorisch als „S/2004 S1“ und „S/2004 S2“ bezeichnete.[71] Ersterer misst drei Kilometer im Durchmesser, der zweite vier Kilometer. Beide Monde sind etwa 200.000 Kilometer von Saturn entfernt und ihr Orbit befindet sich zwischen denen von Mimas und Enceladus. Die Monde wurden auf stark langzeitbelichteten Aufnahmen entdeckt, wobei S/2004 S1 eventuell schon bei der Voyager-Mission gefunden wurde, ein Ă€hnliches Objekt erhielt bereits 1981 die Bezeichnung „S/1981 S14“. SpĂ€ter wurden die Monde in Methone (S1) und Pallene (S2) umbenannt.

Erster Vorbeiflug an Titan

Aufnahme von Titan mit dem VIMS-Instrument. Im Ausschnitt ist ein vermutlicher Eisvulkan zu sehen.

Am 26. Oktober 2004 fand der erste Vorbeiflug an Titan in einer Entfernung von 1174 Kilometern statt. Dabei wurde die OberflĂ€che mit einer bis dahin unerreichten PrĂ€zision erfasst. Zur Beobachtung wurden 11 der 12 Instrumente genutzt, wobei ein Softwarefehler im CIRS eine genauere Untersuchung im Infrarot-Spektrum verhinderte.[72] Von besonderem Interesse waren die Aufnahmen des Radarsystems, da die OberflĂ€che mit optischen Instrumenten aufgrund der dichten AtmosphĂ€re von Titan nur schwer zu untersuchen ist. Bei dem Vorbeiflug konnte etwa ein Prozent der OberflĂ€che mit einer Auflösung von bis zu 300 Meter pro Pixel erfasst werden.[73] In Kombination mit anderen Instrumenten konnte die OberflĂ€che Titans als verhĂ€ltnismĂ€ĂŸig jung charakterisiert werden, wobei auch dynamische VorgĂ€nge zu beobachten waren. Dies wurde als Hinweis auf fließende, eventuell organische Materialien gesehen. Auch gab es Indizien, die auf das Vorhandensein von Gletschern und Seen hindeuteten. WĂ€hrend des Vorbeiflugs konnte wahrscheinlich auch ein Eisvulkan entdeckt werden (siehe Bild rechts).

Die Huygens-Mission

Abtrennung und Marschflug

Flugprofil von Cassini-Huygens vier Wochen vor der Landung

Die Huygens-Mission begann mit der Abtrennung von Cassini am 25. Dezember 2004 um 3 Uhr mitteleuropĂ€ischer Zeit. Die drei kleinen Sprengladungen trennten Huygens erfolgreich ab und beschleunigten die Sonde auf 0,35 Meter pro Sekunde (relativ zu Cassini) bei einem Spin von 7,5 Umdrehungen pro Minute.[74] Die Messung der Rotation wurde erst durch das schwache, gerichtete Magnetfeld der Sonde ermöglicht. Dieses konnte mit dem hochempfindlichen Magnetometer von Cassini erfasst werden, wobei Huygens eigentlich nicht magnetisch hĂ€tte sein dĂŒrfen, um eben dieses Instrument nicht zu stören. Das Magnetfeld wurde erst nach der Fertigstellung bemerkt, wobei es so schwach war, dass es nicht als kritisches Problem fĂŒr die Mission eingestuft wurde. 12 Stunden nach der Abtrennung machte Cassini mit der Telekamera des ISS eine Aufnahme von Huygens, die nach eingehender Vermessung bestĂ€tigte, dass sich die Sonde auf einem korrekten Kurs befand.[75] Dem Flugplan zufolge sollte Huygens nach der Abtrennung Titan nach 21 Tagen erreichen.

Landung auf Titan

KĂŒnstlerische Darstellung von Huygens wĂ€hrend des Abstieges
Die Landeseqenz von Huygens

Am 14. Januar, drei Wochen nach der Abtrennung, begann die wissenschaftliche Mission fĂŒr Huygens. Im folgenden sind die Ereignisse chronologisch (MEZ) geordnet aufgezĂ€hlt.[76] Huygens sendet alle gewonnen Daten verzugslos mit 1 bis 8 KBit/sec an Cassini, die dort zwischengespeichert werden, um sie in den Tagen nach Ende der Huygens-Mission zur Erde zu ĂŒbertragen.

6:51 Die interne Uhr aktiviert die Elektronik der Sonde und versetzt die Transmitter in den Niedrigenergiemodus, um auf den Beginn der DatenĂŒbertragung zu warten.

11:13 Huygens tritt in einer Höhe von 1720 Kilometer in die AtmosphÀre von Titan ein.

11:17 Die Sonde hat eine Geschwindigkeit von 400 Meter pro Sekunde unterschritten, was in einer Höhe von ca. 180 Kilometern die Öffnung des ersten Fallschirmes initiiert. Dieser trennt durch seinen Widerstand den oberen Hitzeschild ab und entfaltet 2,5 Sekunden spĂ€ter den Hauptfallschirm.

11:18 In einer Höhe von etwa 160 Kilometer wird der große untere Hitzeschild abgetrennt. Hierdurch konnte das DISR aktiviert werden, das nun einen freien Blick nach unten besaß und die ersten Bilder und Spektren anfertigte.

11:32 Der Hauptfallschirm trennt sich in einer Höhe von ca. 125 Kilometer, woraufhin sich der dritte und letzte Fallschirm entfaltet.

11:49 In einer Höhe von 60 Kilometer wird der Radarhöhenmesser des HASI aktiviert, wodurch Huygens Bordcomputer weitere Entscheidungen auf Basis der Höhe treffen kann, statt durch die interne Uhr gesteuert zu werden.

12:57 Das GCMS wird als letztes Instrument aktiviert.

13:30 Die Lampe des DISR wird aktiviert, um nach der in KĂŒrze bevorstehenden Landung gute Spektren von der OberflĂ€che zu erhalten.

13:34 (± 15 Minuten) Huygens ist mit einer Geschwindigkeit von 17 km/h erfolgreich auf der OberflĂ€che von Titan gelandet. Die Temperatur betrĂ€gt −180 Â°C, der Druck liegt bei 1467 Millibar.

15:44 Huygens verliert den Kontakt zu Cassini, da die Sichtverbindung unterbrochen wird. Zu diesem Zeitpunkt ist die Mission fĂŒr Huygens beendet.

16:14 Cassini richtet seine Antenne wieder zurĂŒck zur Erde aus und ĂŒbertrĂ€gt die ersten Daten.

Ergebnisse

Eines der ersten Rohbilder. Zu sehen sind u. a. KanĂ€le (links), die zu einer KĂŒstenlinie fĂŒhren (rechts).

Bei der Sichtung der empfangenen Daten von Huygens wurde ein weiterer technischer Fehler offenbar: Cassinis Empfangssystem zeichnete nur Daten von Kanal B auf. Huygens besitzt zwei redundante Sender (Kanal A und B), von denen jeder alle gesammelten Messdaten zeitversetzt ĂŒbertrug. Von dieser doppelten Redundanz waren allerdings zwei Experimente ausgenommen: das Doppler Wind Experiment (DWE) zur Messung der Windgeschwindigkeit und die Bilddaten des DISR.[31] Die Messung durch das DWE-Instrument sollten an Bord von Cassini und durch ein VLBI-Netzwerk auf der Erde geschehen. Hierzu benutzte das Instrument den hochstabilen Oszillator des Kanal-A-Senders. Da auf diesem Kanal keine Daten empfangen wurden, waren auch keine Messungen durch Cassini möglich. Allerdings konnte man aus den Daten des VLBI-Netzwerkes die Windgeschwindigkeiten rekonstruieren, diese waren jedoch um ein Vielfaches ungenauer als die geplanten Messungen durch Cassini. Das DISR-Instrument hingegen ĂŒbertrug die gewonnenen Bilder wechselseitig auf Kanal A und B, da die Datenmenge zu groß gewesen wĂ€re, um sie redundant zu senden. Daher verlor man exakt die HĂ€lfte der 1215 Bilder beim Empfang.[31] Die Nichtaktivierung des Kanal-A-EmpfĂ€ngers war einem Programmierfehler geschuldet, der in den Verantwortungsbereich der ESA fiel. Ein weiteres Problem betraf den Sonnensensor, der wegen der unerwartet rĂŒckwĂ€rtigen Rotation die Sonne nicht erfassen konnte. Somit konnte zunĂ€chst nicht bestimmt werden, in welche Richtung die Kameras sehen und wo sich Huygens genau befand.[75] Durch aufwĂ€ndige Rekonstruktionen konnten die nötigen Parameter jedoch zwei Monate nach der Landung mit einer Genauigkeit von ca. 5° bestimmt werden.

Bild von der Titan-OberflÀche nach der Landung

WĂ€hrend der Mission wurden in 3:44 Stunden 474 MBit Daten gesammelt und ĂŒbertragen, davon 606 Bilder.[77] Man stellte fest, dass die AtmosphĂ€re des Planeten hauptsĂ€chlich aus Stickstoff und Methan besteht, wobei die Konzentration von Methan mit abnehmender Höhe steigt. In einer Höhe von 20 Kilometern wurden Wolken aus Methan entdeckt, die dann in Form von Nebel bis zum Boden reichen.[77] In der AtmosphĂ€re wurde auch das Isotop Argon-40 detektiert, was auf vulkanische AktivitĂ€t schließen lĂ€sst. Allerdings kommt es hierbei nicht zum Auswurf von Lava wie auf der Erde, sondern zum Ausbruch von Wassereis und Ammoniak. Allerdings fand man ĂŒberraschenderweise keine Isotope vom Typ Argon-36 und Argon-38, die noch aus den AnfĂ€ngen des Sonnensystems stammen. Daraus folgt, dass Titan mindestens einmal in seiner Geschichte seine komplette AtmosphĂ€re verloren haben muss.[75] ErwartungsgemĂ€ĂŸ selten waren die Edelgase Krypton und Xenon, da diese in Aerosolen gebunden sind und so zum Boden transportiert werden. Die Auswertung der StickstoffmolekĂŒle zeigte, dass Titans AtmosphĂ€re in der Vergangenheit fĂŒnfmal dichter gewesen sein muss.[75] FĂŒr den Verlust sollen unter anderem drei Ausgasungswellen verantwortlich sein: die erste fand bei der Formung des Mondes statt, die zweite vor ca. 2000 Millionen Jahren (der sich verdichtende Silikatkern erzeugte große Mengen WĂ€rme) und die letzte vor etwa 500 Millionen Jahren, als es Konvektionsströme im Mantel von Titan gab.[75] Die Windmessungen ergaben eine Geschwindigkeit von ca. 35 Meter pro Sekunde (125 km/h) in einer Höhe von etwa 60 Kilometern, wobei die Winde mit abnehmender Höhe immer langsamer werden, bis sie schließlich unter einer Höhe von 10 Kilometern fast zum Erliegen kommen.[75] Die Windrichtung war bis zu diesen 10 Kilometern konstant „Ost“, drehte beim Unterschreiten dieser Grenze aber sehr schnell auf „West“ um. Die Strömungen innerhalb der AtmosphĂ€re werden nicht wie auf der Erde durch wechselnde Sonneneinstrahlung verursacht, da deren IntensitĂ€t aufgrund der wesentlich grĂ¶ĂŸeren Entfernung etwa 100-mal geringer ist als auf der Erde. Im Gegenzug ist der Einfluss der Gravitation von Saturn auf Titan 400-mal stĂ€rker als der des Mondes auf die Erde, wodurch in der AtmosphĂ€re ein Ebbe-Flut-Mechanismus erzeugt wird.[75]

Blick auf Huygens Landeregion aus 10 km Höhe

Durch die Vielzahl von Bildern in Kombination mit abbildenden Spektren und Radar-Messungen konnte Huygens viel ĂŒber die OberflĂ€che von Titan in Erfahrung bringen, was bis zu diesem Zeitpunkt aufgrund der dichten AtmosphĂ€re kaum möglich war. Die OberflĂ€che war aufgrund von Ablagerungen von organischem Material dunkler als erwartet und der Boden, auf dem die Sonde gelandet war, Ă€hnelte in seinen Eigenschaften nassem Sand oder Ton auf der Erde.[77] Die Substanz besteht hauptsĂ€chlich aus verschmutztem Wasser- und Kohlenwasserstoff-Eis. Durch die WĂ€rme der Sonde kam es unterhalb der Sonde schon kurz nach der Landung zu kleinen AusbrĂŒchen von im Boden gebundenem Methan.[77] Die Bilder der seitwĂ€rts blickenden Kamera (SRI) zeigten eine flache Ebene mit kiesartigen Körpern, die einen Durchmesser von 5 bis 15 Zentimetern aufweisen. WĂ€hrend des Abstieges fertigte das DISR spektakulĂ€re Bilder von Titans OberflĂ€che an, insbesondere kurz vor der Landung, als ein Großteil der Dunst- und Wolkenschicht durchquert worden war. Das Relief zeigte vielfĂ€ltige Formationen, unter anderem Berge, TĂ€ler und auch DĂŒnen, die bis zu 1500 Kilometer lang sind.[75] Auch wurden viele KanĂ€le gefunden, die zusammen mit den abgerundeten Formen der Steine auf der OberflĂ€che und der Konsistenz des Bodens auf Erosion durch FlĂŒssigkeiten hinweisen. Schon frĂŒh wurde dem Methan hierbei eine primĂ€re Rolle zugedacht, was sich letztendlich auch bestĂ€tigte.[75] Auf Titan existiert ein konstanter Methan-Kreislauf mit Regen, FlĂŒssen und Seen, der fĂŒr die Erosion des Reliefs verantwortlich ist.

Video des Abstieges

Das folgende Video zeigt den Abstieg Huygens aus Sicht des DISR-Instruments, wobei einige Daten auch von anderen Instrumenten stammen. Die Zeit wurde vor dem Aufschlag um das 40-Fache beschleunigt und nach dem Aufschlag um das 100-Fache.

Im zentralen Blickfeld werden die Flugbahn der Sonde und ihre fotografischen Aufnahmen dargestellt. Farbige Overlays zeigen, dass eine Aufnahme durch das farblich zugeordnete Instrument (rechts) im entsprechenden Bildbereich stattgefunden hat. Zu Beginn des Videos werden auch die Himmelsrichtungen und die Landezone kurz zur Orientierung angezeigt.

In der Ecke oben links wird Huygens Status hinsichtlich der Fallschirme und des Hitzeschildes angezeigt, sowie eine Skala zum Vergleich mit einem Menschen. Unten links wird die Flugbahn der Sonde abgebildet (Blick aus SĂŒden), sowie die Richtungen zu Cassini (blau) und der Sonne (rot). Des Weiteren ist eine Skala des Mount Everest abgebildet. In der Ecke rechts unten werden die Blickrichtung zu Cassini (blau), zur Sonne (rot) und der seitlich blickenden Kamera (SRI, grĂŒn) angezeigt. Oben rechts befinden sich eine UTC-Uhr und ein Missions-Timer.

Auf der rechten Seite werden verschiedene Daten und AktivitÀten angezeigt. Ein Aufblinken des jeweiligen Farbpunktes bedeutet eine Aufnahme durch das entsprechend zugeordnete Instrument. Das aufgenommene Gebiet wird gleichzeitig auch auf dem zentralen Blickfeld mit derselben Farbe markiert. Farbpunkte, die unten rechts mit einem kleinen zusÀtzlichen rosa Quadrat gekennzeichnet sind, zeigen an, dass das zugeordnete Instrument nach oben, statt nach unten blickt.

In der Stereo-Audioausgabe sind weitere Informationen akustisch integriert. Der linke Audio-Kanal gibt mit seiner Frequenz die Drehgeschwindigkeit von Huygens wieder, ein Klicken bedeutet die Vollendung einer Drehung. Der rechte Kanal gibt Ereignisse bei der Datensammlung wieder. Die Frequenz des HintergrundgerÀusches ist mit der SignalstÀrke zu Cassini gekoppelt, einzelne Klingeltöne zeigen InstrumentenaktivitÀt an. Jedem Instrument ist eine gewisse Tonfrequenz zugeordnet, wobei diese analog zur Instrumentenliste rechts immer weiter sinkt.

Missionsverlauf 2005

Mosaik-Aufnahme von Enceladus' OberflÀche

Nach dem Ende der Huygens-Mission fĂŒhrte die Cassini-Sonde am 17. Februar 2005 in einer Höhe von 1577 Kilometern ihren ersten Vorbeiflug an dem Mond Enceladus durch.[78] Die Auflösung der Bilder ĂŒbertrafen hierbei die der Voyager-Sonden um das Zehnfache. Diese hatten zu ihrer Zeit bereits feststellen können, dass der Mond sehr viel Licht reflektierte und kaum dunkle Partien aufwies. Den Grund hierfĂŒr konnten Spektralanalysen von Cassini liefern: Der Mond ist vollstĂ€ndig mit hochreinem Wassereis ĂŒberzogen, das keinerlei Verschmutzungen aufweist. Auf diesem Eispanzer haben sich zwar KanĂ€le und Erhebungen gebildet, die in ihrem Muster denen auf Europa und Ganymed Ă€hneln; allerdings weist die geringe Zahl und GrĂ¶ĂŸe von Einschlagskratern auf einen eher jungen Mond hin.[78] Bei einem zweiten Vorbeiflug am 16. MĂ€rz konnte außerdem ein Magnetfeld und eine AtmosphĂ€re nachgewiesen werden.[79] Da Enceladus nicht genug Gravitation entwickelt, um eine AtmosphĂ€re dauerhaft zu halten, muss es eine Quelle geben, die stetig Gas zufĂŒhrt. Man nahm daher an, dass es eine Form von vulkanischer AktivitĂ€t auf dem Mond geben mĂŒsse.

Der Mond Daphnis und die durch ihn verursachten Wellen (mit Schattenwurf nach oben)

Am 10. Mai gab das JPL bekannt, dass wieder ein neuer Mond entdeckt werden konnte, der vorlĂ€ufig die Bezeichnung „S/2005 S1“ erhielt und spĂ€ter in Daphnis umbenannt wurde. Man fand den Mond mithilfe der NAC-Kamera in einer LĂŒcke des A-Rings, wo ein solcher Körper schon seit einiger Zeit vermutet wurde.[80] Daphnis weist einen Durchmesser von ca. 7 Kilometern auf, besitzt eine Masse von etwa 80 Milliarden Tonnen und umkreist Saturn in einer Distanz von bis zu 136.500 Kilometern. Die Gravitation des Mondes hat zu einer Wellenbildung am Rand der umgebenen Ringe gefĂŒhrt. Die Wellen der schnelleren Partikel im inneren Ring laufen hierbei dem Mond voraus, die langsameren im Ă€ußeren Ring laufen ihm nach.

Am 11. Juli passierte Cassini in ca. 10.000 km Abstand den Mond Hyperion und fertigte mit der NAC-Kamera Aufnahmen in einer Auflösung von bis zu einem Kilometer an.[81] Messungen der Dichte im Vergleich zur OberflĂ€che weisen darauf hin, dass etwa 40 % des Mondinneren hohl sind.

Der Mond Hyperion

Am 29. Juli wurde bekanntgegeben, dass bei dem Vorbeiflug am 14. Juli deutliche Anzeichen fĂŒr aktiven Vulkanismus gefunden wurden.[82] Dies stĂŒtzt sich vor allem auf die Entdeckung von lokal begrenzten Wasserdampfwolken und Hotspots, besonders am SĂŒdpol des Mondes. Durch die vulkanischen Prozesse konnte sich eine AtmosphĂ€re bilden, da die erzeugten Gase deren langsame VerflĂŒchtigung in den Weltraum aufgrund der geringen Gravitation kompensieren. Die AtmosphĂ€re besteht hauptsĂ€chlich aus 65 % Wasserdampf und 20 % molekularem Wasserstoff, der restliche Anteil entfĂ€llt im Wesentlichen auf Kohlenstoffdioxid. DarĂŒber hinaus maß der Cosmic Dust Analyzer eine sehr hohe Konzentration von Partikeln in der AtmosphĂ€re. Diese stellten sich als primĂ€re Quelle fĂŒr Saturns E-Ring heraus.

Nachdem Cassini am 24. September Tethys passiert und Aufnahmen vom bisher unbekannten SĂŒdpol angefertigt hatte, flog sie zwei Tage spĂ€ter sehr nahe (ca. 500 km) an Hyperion vorbei.[83] Die detaillierten Aufnahmen zeigten eine einzigartige Schwamm-Ă€hnliche OberflĂ€chenstruktur, fĂŒr deren Entstehungsprozess es bis jetzt noch keine ErklĂ€rung gibt. Von besonderem Interesse ist das schwarze Material, das sich in vielen Kratern des Mondes befindet, wie dem großen Impaktkrater mit einem Durchmesser von 200 Meter. Bemerkenswert ist auch die völlig unvorhersagbare, chaotische Rotation, die fĂŒr einen Mond im Sonnensystem einzigartig ist.

Missionsverlauf 2006

Am 1. MĂ€rz wurde bekanntgegeben, dass man nach eingehender Auswertung der Daten von Cassini und Huygens die Quelle fĂŒr das Methan in Titans AtmosphĂ€re gefunden hatte.[84] Es befindet sich in methanreichem Wassereis, das eine Kruste ĂŒber einen Ozean aus flĂŒssigem Wasser und Ammoniak bildet. Dieses Eis wurde in drei Ausgasungsphasen teilweise geschmolzen, so dass das Methan in die AtmosphĂ€re entweichen konnte. Die hierzu benötigte WĂ€rme stammt aus dem Kern des Mondes, wo einige radioaktive Elemente durch ihren Zerfall genug WĂ€rme lieferten, um von Zeit zu Zeit Konvektionsströmungen im Inneren zu erzeugen, die diese WĂ€rme letztendlich zur OberflĂ€che transportieren, wo sie das Eis schmelzen lĂ€sst.

Titans DĂŒnen (unten) im Vergleich zu DĂŒnen in Namibia (oben)

Im MĂ€rz und April fĂŒhrten Untersuchungen der Ringe zu dem Ergebnis, dass sich im A-Ring 35 % mehr Partikel und BruchstĂŒcke befinden, als ursprĂŒnglich angenommen.[85] Dies liegt in der Tatsache begrĂŒndet, dass die Transparenz des Rings stark von dem Blickwinkel abhĂ€ngt. In diesem Ring konnten auch Hinweise auf bis zu 10 Millionen sehr kleine Monde, sogenannte „Moonlets“, gefunden werden, die ca. 100 Meter groß sind.[86] Sie könnten weiteren Aufschluss darĂŒber geben, wie die Ringe des Saturns entstanden sind.

Am 4. Mai wurde bekanntgeben, dass die zuvor als Ozeane interpretierten dunklen FlĂ€chen in den Ă€quatorialen Region von Titan in Wirklichkeit SanddĂŒnen sind[87] Dies ergaben Untersuchungen mit dem Radarsystem von Cassini. Die Struktur dieser DĂŒnen Ă€hnelt denen auf der Erde in hohem Maße (siehe Bild rechts). Sie entstanden durch eine Kombination von starken Gezeiteneffekten durch Saturn und langsame Winde in BodennĂ€he.

WĂ€hrend eines Vorbeifluges am 22. Juli konnten mittels des Radarsystems mehrere Methan-Seen um Titans Nordpol entdeckt werden.[88] Sie konnten mit hoher Wahrscheinlichkeit als Quelle fĂŒr die Kohlenwasserstoffe in der AtmosphĂ€re identifiziert werden, womit ein wichtiges Missionsziel erreicht wurde. Die Seen besitzen GrĂ¶ĂŸen von 1 bis 100 Kilometer.

Aufnahme mit dem neu entdeckten Ring (mit einem Kreuz markiert)

Am 19. September gab das JPL bekannt, dass die Entdeckung eines neuen Saturn-Rings wĂ€hrend einer Beobachtung zwei Tage zuvor gelungen war.[89] Diese wurde durchgefĂŒhrt, als Saturn die Sonne ĂŒber die bis jetzt lĂ€ngste Zeit verdeckte (12 Stunden), wodurch die Ringe extrem stark angestrahlt wurden, ohne dass direktes Sonnenlicht die Instrumente von Cassini ĂŒberlastete. Der neue Ring befindet sich im Bereich des E- und G-Rings und stimmt mit den Umlaufbahnen von Janus und Epimetheus ĂŒberein. Daher nehmen Wissenschaftler an, dass MetoriteneinschlĂ€ge auf diesen Monden die Quelle fĂŒr die Partikel des Rings sind. Durch die lange Beobachtungszeit konnte auch zweifelsfrei festgestellt werden, dass von Enceladus entweichende Eispartikel in den E-Ring von Saturn wandern und so maßgeblich an seiner Entstehung beteiligt sind.

Am 11. Oktober wurde vom JPL bekannt gegeben, dass man deutliche Änderungen in der Struktur des innersten Rings, des D-Rings, entdeckt hatte.[90] Er wies mehrere helle Stellen auf, in denen es zu vertikalen Verzerrungen gekommen war. AuffĂ€llig sind auch die regelmĂ€ĂŸigen AbstĂ€nde der Störungen, die etwa alle 30 Kilometer vorkommen. Wissenschaftler nehmen an, dass diese Verzerrungen entweder durch eine Kollision mit einem Metoriten oder mit einem kleinen Mond verursacht wurden. Bereits 1995 konnte das Hubble-Weltraumteleskop VerĂ€nderungen in der Struktur des D-Rings wahrnehmen. So konnte in Kombination mit Cassinis Daten der Kollisionszeitpunkt auf das Jahr 1984 datiert werden.

Das Sturmsystem in verschiedenen WellenlĂ€ngen, von 460 nm (oben links) bis 5000 nm (unten rechts)

Am 9. November gab man bekannt, dass Cassini bei einem Vorbeiflug am SĂŒdpol Saturns einen außergewöhnlichen Sturm entdeckt hatte.[91] Er Ă€hnelt in Hinsicht auf seine Struktur in hohem Maße einem Hurrikan auf der Erde, da er ein klar definiertes Auge besitzt und da sich um dieses hohe Wolkenberge bilden. Der Sturm erreicht Geschwindigkeiten von 550 km/h, misst ca. 8000 Kilometer im Durchmesser und die Turmwolken erreichen Höhen von bis zu 75 Kilometern. Im Gegensatz zu Hurrikanes auf der Erde bewegt sich das Sturmsystem nicht und verweilt an Saturns SĂŒdpol. Ein solcher Sturm mit diese Eigenschaften ist im Sonnensystem einzigartig.

Am 12. Dezember gab das JPL bekannt, dass auf Titan eine Gebirgsformation mit dem bis jetzt höchsten Berg des Mondes gefunden wurde.[92] Die Formation wurde mit Hilfe des Radar- und Infrarot-Systems entdeckt und ist knapp 150 Kilometer lang und 30 Kilometer breit. Durch die hohe Auflösung von bis zu 400 Metern pro Pixel konnten auch Strukturen erkannt werden, die LavaflĂŒssen Ă€hneln. Die Gipfel des Massivs ragen bis zu 1,5 Kilometer in den Himmel und sind auf ihren Gipfeln von mehreren Schichten aus organischem, weißem Material bedeckt, wobei es sich eventuell um Methanschnee handeln könnte.

Missionsverlauf 2007

Eine mögliche ErklĂ€rung fĂŒr die Geysire auf Enceladus wurde am 12. MĂ€rz veröffentlicht.[93] Die fĂŒr deren Entstehung benötigte WĂ€rme soll von verhĂ€ltnismĂ€ĂŸig kurzlebigen radioaktiven Isotopen von Aluminium und Eisen stammen, die den Kern des Mondes bereits kurz nach seiner Entstehung vor mehreren Milliarden Jahren stark aufgeheizt haben sollen. SpĂ€ter sollen dann langlebigere radioaktive Elemente und die enormen GezeitenkrĂ€fte von Saturn den Kern warm und flĂŒssig gehalten haben. Dies wird durch den Fund von MolekĂŒlen aus den FontĂ€nen gestĂŒtzt, die nur bei hohen Temperaturen (bis 577 Â°C) entstehen können. Dieses Modell (allgemein als „hot start“ bezeichnet) und Messungen durch Cassini weisen des Weiteren auf flĂŒssiges Wasser und eine große Vielfalt von organischen Verbindungen unter der OberflĂ€che des Mondes hin, die dadurch auch Leben beherbergen könnte.

Aufnahme eines Jetstreams mit einem ihn antreibenden Sturm (dunkler Fleck links)

Am 8. Mai wurde bekanntgegeben, dass die Jetstreams auf Saturn durch große StĂŒrme in der AtmosphĂ€re angetrieben werden.[94] AnfĂ€nglich hatte man das genaue Gegenteil vermutet, nĂ€mlich dass die Jetstreams die StĂŒrme erzeugen wĂŒrden. Langzeitbeobachtungen ĂŒber mehrere Stunden hinweg zeigten jedoch, dass StĂŒrme an ihrer Ă€ußeren Grenze Impulsenergie an die Winde abgeben. Dies erklĂ€rt auch, wieso das abwechselnde Muster aus west- und ostwĂ€rts wehenden Jetstreams ĂŒber lange Zeit stabil bleiben kann.

Am 14. Juni wurde bekanntgegeben, dass die Monde Tethys und Dione entgegen bisheriger Kenntnisse höchstwahrscheinlich geologisch aktiv sind.[95] Zu dieser Erkenntnis gelangte man durch die RĂŒckverfolgung von ionisierten Gasen aus Saturns Ringen. Berechnungen zeigten, dass große Mengen dieses Plasmas von den beiden Monden stammen, so dass diese ĂŒber eine gewisse Form geologischer AktivitĂ€t, evtl. sogar Vulkanismus, verfĂŒgen mĂŒssen, welche die Freisetzung der Gase bewirkt.

Aufnahme von Iapetus. Am rechten Bildrand ist der Gebirgsring gut zu erkennen.

WĂ€hrend eines nahen Vorbeiflugs (1640 km Höhe) an Iapetus lieferte Cassini hunderte hoch aufgelöste Bilder von dessen OberflĂ€che.[96] Von besonderem Interesse war hierbei der gut 20 Kilometer hohe Gebirgsring, der einen großen Teil des Äquator des Mondes umfasst. Dieser Ring besteht schon seit dessen Entstehungsphase, als Iapetus noch sehr schnell rotierte und sich so Gestein durch die hohen FliehkrĂ€fte am Äquator auftĂŒrmten.[97] Durch den schnellen Zerfall der radioaktiven Isotope Aluminium-26 und Eisen-60 nahm die Temperatur des Kerns und der Kruste jedoch schnell ab, wodurch der Gebirgsring erstarte, noch bevor die GezeitenkrĂ€fte des Saturns die Rotationsgeschwindigkeit ausreichend reduzierten, was eine Abflachung zur Folge gehabt hĂ€tte. Durch die Abwesenheit von geologischen Prozessen und Erosion blieb der Ring bis heute, mehrere Milliarden Jahre nach seiner Entstehung, zu großen Teilen erhalten.

Ausgestoßene Eispartikel von Enceladus' Geysiren in Falschfarben

Am 10. Oktober wurden bekanntgegeben, dass die von Enceladeus ausgestoßenen Eispartikel, wie bereits vorher vermutet, von Geysiren an warmen Spalten auf dessen OberflĂ€che stammen.[98] Diese werden als „Tiger Stripes“ bezeichnet, da sie auf Bildern dem Muster von Tigerfell Ă€hneln. Diese Streifen sind mit einer Temperatur von bis zu 90 Kelvin die heißesten Orte auf Enceladus (OberflĂ€chentemperatur liegt bei ca. 75-80 K), so dass Eis und Gase genug erwĂ€rmt werden, um in die AtmosphĂ€re und spĂ€ter in den Weltraum zu entweichen.

Die Annahme, dass es in der NĂ€he von Saturns Ringen eine große Zahl von kleinen Monden (sogenannte „Moonlets“) gibt, wurde mit einer Meldung am 24. Oktober bestĂ€tigt.[99] Die ersten wurden im A-Ring anhand ihrer propellerartigen Struktur gefunden. Hierbei handelt es sich um Ringmaterial, das sich durch die Gravitation der Kleinmonde vor und hinter diesen konzentriert hat. Diese „PropellerblĂ€tter“ sind ca. 15 Kilometer lang. Wie die Monde selbst entstanden sind, ist noch nicht sicher geklĂ€rt, man vermutet Kollisionen mit anderen Himmelskörpern und Zerbrechen aufgrund von Saturns starker Gravitation.

Am 12. Dezember wurde bekanntgegeben, dass Saturns Ringe wahrscheinlich wesentlich Ă€lter sind als bislang angenommen.[100] Vorangegangene Beobachtungen durch das Hubble-Weltraumteleskop und die Voyager-Sonden ließen auf eine Entstehung vor ca. 100 Millionen Jahre schließen, wĂ€hrend Messungen mit den Instrumenten von Cassini darauf hinweisen, dass die Ringe etwa 4,5 Milliarden Jahre alt sind. Man konnte auch eine Form von Recycling in den Ringen beobachten: Vorhandene kleine Monde werden immer weiter zerlegt und stellen so Material fĂŒr die Ringe bereit, wo sich dieses dann wieder zusammenklumpt und neue Monde formt.

Missionsverlauf 2008

Am 6. MĂ€rz wurde bekannt gegeben, dass der Mond Rhea als erster seiner Art ĂŒber mindestens einen eigenen Ring verfĂŒgten soll.[101] Der gefundene Ring besteht aus einer Vielzahl von BruchstĂŒcken und besitzt einen Durchmesser von mehreren tausend Meilen. Ein weiterer Ring aus Staub könnte sich bis zu 5900 km vom Zentrum des Mondes entfernt befinden. Der Fund bestĂ€tigt mathematische Modelle, nach denen ein Ring möglich wĂ€re. Den direktesten Hinweis lieferte das Magnetospheric Imaging Instrument wĂ€hrend eines nahen Vorbeiflugs im Jahre 2005. Beim Passieren einer Höhenmarke sank die Menge der auftreffenden Elektronen schnell und deutlich ab, so dass Materie vorhanden sein musste, die das Instrument abschirmte. Als derselbe Effekt auf der anderen Seite von Rhea in der gleichen Entfernung wieder auftrat, fielen die Vermutungen schnell auf das Vorhandensein eines Rings um den Mond, da schon Uranus‘ Ringe auf Ă€hnliche Weise gefunden wurden. Als Quelle fĂŒr die BruchstĂŒcke und den Staub wird eine Kollision mit einem großen Kometen oder Asteroiden angenommen, wie es vielen Monden im Saturnsystem widerfahren ist. Seit August 2010 gilt die Ringthorie als widerlegt, da auf Fotos keine gefunden werden konnten[102].

Am 20. MĂ€rz wurde bekanntgeben, dass sich unter der Kruste von Titan eventuell ein Wasser/Ammoniak-Ozean befinden könnte.[103] Dies wird als Ursache fĂŒr eine leichte Änderung der Rotation des Mondes gesehen. Diese Änderung konnte durch die Radar-Neuvermessung von etwa 50 einzigartigen Landmarken festgestellt werden, die sich im Vergleich zu vorherigen Messungen um bis zu 30 Kilometer von ihrer erwarteten Position weg bewegt hatten. Eine so starke Bewegung kann nach Meinung der zustĂ€ndigen Wissenschaftler dann geschehen, wenn Titans Kruste von seinem Kern abgekoppelt ist. Ein Ozean in einer Tiefe von ca. 100 km unter der Kruste soll diese Abkopplung verursachen. DarĂŒber hinaus sollte er reich an organischen Verbindungen seien, was ihn besonders fĂŒr Astrobiologen interessant macht.

Eine Aufnahme des F-Rings; deutlich zu sehen ist eine Störung durch ein moonlet.

Am 6. Juni wurde bekannt gegeben, dass es innerhalb von Saturns F-Ring zu Kollisionen von kleinen Monden (sogenannten „moonlets“) mit dem Ringkern kommt, wodurch sich dessen hĂ€ufige VerĂ€nderungen innerhalb kurzer Zeit erklĂ€ren lassen.[104] Es ist nach aktuellem Stand der Wissenschaft der einzige Ort im Sonnensystem, wo Kollisionen auf tĂ€glicher Basis stattfinden. Die Aufnahmen, auf denen diese Erkenntnis basiert, entstanden bereits in den Jahren 2006 und 2007.

Am 30. Juli bestĂ€tigte die NASA, dass mindestens einer der auf Titan entdeckten Seen mit flĂŒssigen Kohlenwasserstoffen gefĂŒllt ist.[105] Damit ist der Mond nach der Erde der erste Ort im Sonnensystem, auf dem FlĂŒssigkeiten nachgewiesen wurden. Im Verlauf von ĂŒber 40 VorbeiflĂŒgen stellte man auch fest, dass es keinen, wie vor der Mission oft angenommenen globalen Ozean gibt, sondern eine Vielzahl von Seen, die ĂŒber die gesamte OberflĂ€che verteilt sind. Die Entdeckung verifiziert auch die Annahme von einem geschlossenen Methankreislauf auf Titan, der dem Wasserkreislauf auf der Erde stark Ă€hnelt.

Am 13. Oktober wurde bekannt gegeben, dass an Saturns Nordpol ein weiterer großer Sturm gefunden wurde.[106] Die Wolkenformationen sind nur gegen den Hintergrund der inneren WĂ€rme von Saturn zu sehen, weswegen zur Beobachtung nur Instrumente mit Infrarotdetektoren eingesetzt werden können. Der Sturm rotiert mit einer Geschwindigkeit von 530 km/h und ist von einer hexagon-förmigen Struktur umgeben, die sich trotz dieser hohen Geschwindigkeit scheinbar nicht bewegt. Weitere Aufnahmen vom SĂŒdpol nĂ€hren indes die Vermutung, dass gewaltige Gewitter in den unteren Schichten der AtmosphĂ€re die lokalen StĂŒrme antreiben.

Ein Bild der neuen Aurora (blau) am Nordpol mit den Infrarot-Emissionen (rot) aus Saturns Innerem als Hintergrund

Laut einer Veröffentlichung vom 12. November wurde an Saturns Nordpol eine im Sonnensystem bisher einzigartige Form von Aurora entdeckt.[107] Sie strahlt im Infrarotspektrum und deckt eine sehr große FlĂ€che ab, ohne dabei eine Struktur aus mehreren einzelnen Auroraringen zu zeigen. Des Weiteren dĂŒrfte diese Aurora laut den bisherigen Modellen nicht existieren. Sie befindet sich im Bereich vom 82° Nord bis zum Pol und liegt fĂŒr Infrarotbeobachtungen in einem Blindbereich des Hubble-Teleskops. Im Gegensatz zu Saturns Hauptaurora, die im ultravioletten Spektrum strahlt, ist ihre GrĂ¶ĂŸe nicht konstant. Sie verĂ€ndert sich mit hoher Geschwindigkeit und kann kurzzeitig sogar komplett verschwinden. Diese ĂŒberraschenden Beobachtungen zeigen, dass Saturns Magnetfeld noch nicht vollstĂ€ndig verstanden wurde und ĂŒber einige besondere, unentdeckte Eigenschaften verfĂŒgt.

Am 15. Dezember wurden weitere Erkenntnisse zu Enceladus‘ geologischer AktivitĂ€t veröffentlicht. Neueste hochauflösende Aufnahmen zeigen, dass sich die vereiste OberflĂ€che verĂ€ndert, besonders am SĂŒdpol, wo sich die Eisgeysire befinden, die Saturns Ringe im bedeutenden Maße mit neuem Material versorgen.[108] Die Eismassen verhalten sich in etwa wie die tektonischen Platten auf der Erde, wobei sie vom SĂŒdpol aus in alle Richtungen geschoben werden. Dieses PhĂ€nomen, das auch die sogenannten Tiger Stripes erzeugt, ist vergleichbar mit dem Mittelatlantischen RĂŒcken. Die Energiequelle fĂŒr diese Bewegungen ist noch nicht sicher bestimmt, jedoch deuten die erzeugten Muster auf einen Mechanismus aus WĂ€rme und Konvektion Ă€hnlich dem auf der Erde hin. Das Bildauswertungsteam konnte auch feststellen, dass die Eisgeysire ĂŒber die Zeit nicht stabil sind. Man nimmt an, dass sie von kondensiertem Wasser verstopft und dann von herabfallendem Eis verdeckt werden. Durch die Schließung baut sich dann ein Druck auf, der sich in der Bildung von neuen Geysiren entlĂ€dt.

Missionsverlauf 2009

VerĂ€nderung der Seen ĂŒber den Zeitraum mehrerer Jahre

Am 29. Januar bestĂ€tigte die NASA, dass zumindest einige der dunklen FlĂ€chen an Titans SĂŒdpol tatsĂ€chlich kohlenwasserstoffgefĂŒllte Seen sind.[109] Dies wurde aus den VerĂ€nderungen ĂŒber die vergangenen Jahre abgeleitet. Die beobachteten FlĂ€chen wechselten mehrfach ihren Albedo-Wert, was man darauf zurĂŒckfĂŒhrt, dass es sich um Seen handelt, die durch Regen gefĂŒllt werden und anschließend wieder verdunsten. Man stellte auch fest, dass dieser Verdunstungseffekt die AtmosphĂ€re nicht ausreichend mit Methan versorgen kann, so dass es noch andere Quellen geben muss. Unter BerĂŒcksichtigung frĂŒherer Beobachtungen geht man nun von unterirdischen Methanreservoirs aus. Inzwischen wurde auch die gesamte OberflĂ€che des Mondes durch das ISS-Instrument erfasst, wodurch das Auffinden weiterer Seen ĂŒber Bildvergleiche deutlich erleichtert wird.

Am 24. Juni wurde bekannt gegeben, dass man mittels des in Deutschland entwickelten Cosmic Dust Analyzer das Element Natrium im E-Ring von Saturn gefunden habe.[110] Da das Ringmaterial (primĂ€r Wassereis) von Geysiren auf Enceladus stammt, konnten einige RĂŒckschlĂŒsse auf dessen Innenleben gezogen werden. Aktuell geht man davon aus, dass zumindest Kavernen mit flĂŒssigem Wasser unter dessen OberflĂ€che existieren mĂŒssen. Nur so könnte die verhĂ€ltnismĂ€ĂŸig große Menge an detektiertem Natrium erklĂ€rt werden, da diese durch direkte Sublimation nicht möglich wĂ€re. Es muss also durch langsame Auswaschung mit flĂŒssigem Wasser aus dem Felsgestein des Mondes gelöst worden sein. Des Weiteren wurden auch Carbonate (u.a. Soda) im Ringmaterial nachgewiesen, was die Hypothese von einem globalen Ozean unter Enceladus‘ OberflĂ€che stĂŒtzt, da dies von entsprechenden Modellen vorhergesagt wurde. Durch den leicht basischen pH-Wert der Lösung bestehen außerdem gĂŒnstige Bedingungen fĂŒr die Entstehung von VorlĂ€uferstoffen im flĂŒssigen Wasser. Von einem anderen Forschungsteam der Mission wird allerdings zu bedenken gegeben, dass bei direkten Messungen des ausgestoßenen Materials von Enceladus bisher noch keine Salze gefunden wurden. Dies deute darauf hin, dass das Natrium nicht ĂŒber die periodisch ausbrechenden Geysire, sondern durch langsamere, kleinere und stabile Austrittöffnungen entweiche.

Am 22. Juli wurden Forschungsergebnisse veröffentlicht, welche die Theorie von flĂŒssigem Wasser unter der OberflĂ€che von Enceladus stĂŒtzen.[111] Konkret wurde wĂ€hrend des Vorbeifluges am 8. Oktober 2008 mittels des INMS-Instruments eindeutig Ammonium in den Eis-/Wasserjets des Mondes nachgewiesen. Ammonium wirkt unter anderem als starkes Gefrierschutzmittel, so dass mit ihm versetztes Wasser bei Temperaturen bis hinunter zu 176 Kelvin flĂŒssig bleibt. Da an den „tiger stipes“ Temperaturen von 180 K und mehr gemessen wurden, ist also flĂŒssiges Wasser unter der OberflĂ€che erneut wahrscheinlicher geworden.

Aufgrund der fortschreitenden Degradierung der acht primÀren Lagekontrolltriebwerke wurden diese abgeschaltet und die die SekundÀrtriebwerke aktiviert.[112] Der Vorgang nahm Mitte MÀrz eine gesamte Woche in Anspruch, wodurch wissenschaftliche Beobachtungen nur eingeschrÀnkt möglich waren.

Vertikale Strukturen am Rand des B-Saturnrings (Höhe bis zu 2,5 km)

Am 21. September wurde bekannt gegeben, dass die Ringe des Saturns entgegen frĂŒherer Annahmen nicht flach sind, sondern ĂŒber ein deutlich dreidimensionales Profil verfĂŒgen.[113] Diese Erkenntnisse wurden wĂ€hrend eines umfangreichen Beobachtungsprogramms um den 11. August gewonnen, als die Ringe von der Sonne wĂ€hrend des Äquinoktiums in einem Winkel von 0° (also exakt von der Seite) beleuchtet wurden. Somit konnten bereits vorher identifizierte UnregelmĂ€ĂŸigkeiten auch hinsichtlich ihrer Höhe vermessen werden. In den Hauptringen, dessen Höhe man vorher auf ca. 10 Meter abgeschĂ€tzt hatte, wurden gebirgsartige Formationen entdeckt, die bis zu 4 Kilometer hoch waren. Auch wurden gleichmĂ€ĂŸigere und lĂ€ngere Formationen entdeckt, die wie WĂ€nde bis zu 3 km ĂŒber die Ringebene aufragen. Durch die praktisch nicht vorhandene Sonneneinstrahlung fiel die Temperatur des A-Rings auf bis zu 43 Kelvin ab, ein neues Rekordtief, so dass weitere RĂŒckschlĂŒsse auf die Materialien und Thermodynamik möglich sind.

Details zu Modulation und Umdrehungsperioden ĂŒber die Zeit

Laut des JPL war die interessanteste Entdeckung des Jahres 2009 die spezielle Modulation der von Saturn abgestrahlten Radiosignale im Kilometerbereich (bis 300 kHz), da diese im Norden und SĂŒden unterschiedlich sind und sich ihre Emissionsorte und –intensitĂ€ten stĂ€ndig verĂ€ndern.[114] Als man ĂŒber die vergangenen Jahre die Rotationsdauer des Planeten aus der Radiostrahlung extrapolierte, stellte man fest, dass diese rechnerisch bei 30 Sekunden und 10 Minuten liegt. Diese Ergebnisse können aber aufgrund von anderen Beobachtungen als definitiv falsch betrachtet werden. Daraus folgt, dass das Magnetfeld von Saturn, das die Kilometerstrahlung erzeugt, nicht mit dem Inneren des Planeten „verbunden“ ist und somit von der Rotation entkoppelt ist. ZusĂ€tzlich sind die beobachtbaren Modulationsperioden im Norden kĂŒrzer als die auf der sĂŒdlichen Halbkugel. Als Ursache wird unter anderem die durch Sonneneinstrahlung beeinflusste LeitfĂ€higkeit der sĂŒdlichen HemisphĂ€re vermutet.

Im Verlauf des Jahres konnten auch zwei unterschiedliche Wolkentypen identifiziert werden, die mit den Gewittern auf Saturn in Verbindung gebracht werden.[115] Zum einen sind dies relativ helle Ammoniak-Wolken, zum anderen ungewöhnlich dunkle Wolken, die Licht im sichtbaren und infraroten Spektrum stark absorbieren. Man hatte die Anwesenheit von Ammoniakeis bereits vermutet, aber erst die hellen Wolken der Gewitter konnten dies bestĂ€tigen. Die dunklen Wolken enthalten Analysen zufolge eine grĂ¶ĂŸere Menge Kohlenstoff, der durch die Hitze der Blitze mittels Pyrolyse aus Methan gebildet wird.

Missionsverlauf 2010

Die Temperaturverteilung auf Mimas

Eine im MĂ€rz durch das CIRS-Instrument angefertigte, hochauflösende Karte der Temperaturverteilung von Mimas hat zu einer ĂŒberraschenden Entdeckung gefĂŒhrt. Das Muster der Temperaturverteilung auf dem Mond Ă€hnelt stark Pac-Man, einer Figur aus dem gleichnamigen Videospiel von 1980.[116] Eigentlich hatte man erwartet, dass die Temperatur in weichen ÜbergĂ€ngen variiert und am frĂŒhen Nachmittag ihr Maximum erreichen wĂŒrde. Stattdessen erreichte die Pac-Man-artige Region ihr Maximum am frĂŒhen Morgen (92 Kelvin, gegenĂŒber 77 Kelvin auf dem großen Rest der OberflĂ€che). Der Herschel-Krater ist mit 4 Kelvin ebenfalls deutlich wĂ€rmer und stellt den Punkt in Pac-Mans Mund dar. Diese Eigenschaft lĂ€sst sich durch die bis zu 5 Kilometer hohen KraterrĂ€nder erklĂ€ren, welche die WĂ€rme lĂ€nger im Krater selbst halten können. Völlig ungeklĂ€rt bleibt aber die Ursache fĂŒr die „Pac-Man-Temperaturverteilung“. Einige Wissenschaftler vermuten, dass dies durch Unterschiede auf der OberflĂ€che hervorgerufen werden könnte. In den kalten Regionen wĂŒrde altes, dichtes Eis die WĂ€rme schnell in das Mondinnere abfĂŒhren, wĂ€hrend eine junge, puderartige Schicht in manchen Regionen durch Isolation die WĂ€rmeleitfĂ€higkeit verringern könnte. Als Ursache fĂŒr diese Ungleichverteilung sind unter anderem RĂŒckstĂ€nde von Meteoriten und der Einfluss der Gravitation von Saturn im GesprĂ€ch.

Am 11. MĂ€rz wurden detailliertere Ergebnisse zu Titans Innenleben veröffentlicht.[117] Durch eine Vielzahl von Gravitationsmessungen ist man zu dem Schluss gekommen, dass in Tiefen grĂ¶ĂŸer als 500 Kilometer ein Gemisch aus Gestein und Eis vorliegt. Dies bedeutet, dass das Mondinnere nie sonderlich warm geworden ist, da dies ĂŒber die Zeit zur Bildung von klar abgegrenzten Bereichen gefĂŒhrt hĂ€tte, Ă€hnlich wie bei der Erdkruste. Titans OberflĂ€che ist somit nur bis in Tiefen von ca. 500 km homogen, da dieser Bereich fast ausschließlich aus reinem Eis besteht. Diese Entdeckungen bestĂ€tigen zwar nicht die Annahme eines Ozeans unter der MondoberflĂ€che, allerdings bleibt sie weiterhin plausibel.

Video ĂŒber Blitze auf Saturn

Am 14. April veröffentlichte die NASA das erste Video von Blitzen auf einem anderen Planeten (Saturn).[118] Diese Aufnahmen waren bis zu diesem Zeitpunkt nicht möglich, da der Planet selbst auf der Nachtseite zu hell war, da die Ringe große Mengen Licht reflektierten. Durch die aktuelle Stellung des Planeten zur Sonne nimmt diese Reflexion jedoch deutlich ab, so dass Blitze nun auch optisch erfassbar sind. Man stellte bei den Messungen fest, dass die Blitze mindestens so stark sind, wie die grĂ¶ĂŸten ihrer Art auf der Erde. Die StĂŒrme, in denen sie entstehen, sind zwar relativ selten (auf der gesamten OberflĂ€che meist nur einer zur selben Zeit), können allerdings mehrere Monate lang andauern.

Am 2. November versetzte sich Cassini aus zunĂ€chst ungeklĂ€rten GrĂŒnden automatisch in den so genannten „safe mode“ (zum sechsten Mal seit dem Start,[119] zum zweiten Mal im Saturn-System[120]), wodurch alle wissenschaftliche Instrumente abgeschaltet wurden und nur die Bahnregelung und das Kommunikationssystem aktiv blieben.[121] Dies implizierte, dass es zu einem schwerwiegenden Fehler in Hard- oder Software der Sonde gekommen war. Nach einigen Wochen wurde der Fehler im „command and data subsystem“ entdeckt. Ein Bit hatte seinen Wert gewechselt (Single Event Upset), so dass ein wichtiges Kommando nicht in den Register des zugehörigen Prozessors geschrieben werden konnte. Dies erkannte das Sicherheitssystem von Cassini korrekt als kritischen Fehler und versetzte sich sofort in den „safe mode“. Nach einem Neustarten der Systeme konnten am 24. November die wissenschaftlichen Systeme wieder komplett in Betrieb genommen werden. Laut der NASA ist die Sonde in guter Verfassung und wird wie geplant am 30. November einen Vorbeiflug an Enceladus durchfĂŒhren.

Video zu möglichen Kryovulkanen

Am 14. Dezember meldete die NASA, dass auf Titan mehrere potenzielle Kryovulkane gefunden wurden.[122] Auf einer neu angefertigten 3D-Karte des Berges „Sotra Facula “ erkannte man deutliche Parallelen zu Vulkanen auf der Erde wie dem Etna in Italien. Viele Formationen konnten bis jetzt als Folgen von Erosion oder Tektonik interpretiert werden, Sotra Faculas zwei ĂŒber 1000 Meter hohe Gipfel lassen sich jedoch am besten mit Kryovulkanismus erklĂ€ren. Dies konnte durch direkte Beobachtungen noch nicht bestĂ€tigt werden, daher soll der Berg in Zukunft genauer beobachtet werden.

Laut einer Meldung vom 14. Dezember konnten nun die von Saturn emittierten wechselhaften Radiowellen im Kilometerbereich erklĂ€rt werden, die im Vorjahr noch fĂŒr Verwirrung gesorgt hatten.[123] Man fand riesige Wolken aus heißem Plasma, die periodisch entstehen und sich um den Planeten herum bewegen. Diese Bewegung beeinflusst das Magnetfeld des Planeten erheblich, wodurch sich wiederum auch die Radioemissionen verĂ€ndern. Die AusbrĂŒche des Plasmas sind laut den zustĂ€ndigen Wissenschaftlern auf einen Kollaps des so genannten „magneto-tail“ zurĂŒckzufĂŒhren. Hierbei handelt es sich um den der Sonne abgewandten Teil von Saturns Magnetfeld, der durch den Sonnenwind gestreckt wird. Es gibt deutliche Hinweise, dass dieser kaltes Plasma vom Mond Enceladus enthĂ€lt, das durch ZentrifugalkrĂ€fte beeinflusst wird. Hierdurch wird das Feld immer mehr gestreckt, bis es schließlich zusammenbricht und es so im inneren Magnetfeld zur Freisetzung von heißem Plasma kommt.

Zukunft

Überblick ĂŒber die „Solstice Mission“
Vergangene und geplante Orbits der einzelnen Missionsabschnitte

Aktuell (Stand: Dezember 2010) soll die Mission bis zum 15. September 2017 fortgefĂŒhrt werden, wofĂŒr die NASA pro Jahr 60 Millionen US-Dollar zur VerfĂŒgung stellt.[124] WĂ€hrend der sogenannten „Solstice Mission“ soll Saturn 155-mal umrundet werden und an Titan und Enceladus 54-mal bzw. 11-mal vorbeigeflogen werden. Das Ende der Mission stellt ein kontrollierter Absturz in den Saturn dar, womit verhindert werden soll, dass Mikroorganismen von der Erde die Monde kontaminieren.

WĂ€hrend der Solstice Mission sollen folgende Beobachtungen durchgefĂŒhrt werden:[125]

Titan

Saisonale VerĂ€nderungen mit einem Fokus auf die Methanseen auf der OberflĂ€che. Im Bereich der AtmosphĂ€re sollen deren Dichte in den oberen Schichten, Winde, Wolken, ihre Aerosole und die enthaltenen schweren MolekĂŒle untersucht werden. DarĂŒber hinaus sollen weitere Daten zur OberflĂ€chentemperatur und -beschaffenheit sowie zur inneren Struktur des Mondes gewonnen werden.

Andere Monde

Die allgemeine geologische AktivitÀt von Dione und Enceladus soll weiterhin beobachtet werden. Bei Enceladus soll auch die interne Struktur und der unterirdische Ozean untersucht werden. Weitere Forschungsziele sind Rehas Ringe und seine Differenzierung sowie Tethys' Magnetfeld.

Saturns Ringe

Die Ringe von Saturn sollen im Hinblick auf ihre zeitliche VerĂ€nderlichkeit, ihre Zusammensetzung, ihr Alter und ihre Masse sowie ihre LĂŒcken analysiert werden. Des Weiteren stehen auch kleine Strukturen und die propellerartigen Formationen innerhalb der Ringe im Fokus.

Saturn

Auch bei Saturn werden hauptsĂ€chlich die saisonalen Änderungen beobachtet. Besondere Aufmerksamkeit wird hier der Rotationsrate, IonosphĂ€re, StĂŒrmen und Spurengasen geschenkt.

Magnetfeld

Das Magnetfeld im Saturnsystem soll weiterhin ĂŒber die Zeit untersucht werden, mit besonderem Augenmerk auf innere StrahlungsgĂŒrtel, das Magnetotail-PhĂ€nomen, Wechselwirkungen mit dem Sonnenwind, Saturns IonosphĂ€re und dessen Ringe.

Verweise

Weblinks

 Commons: Cassini-Huygens â€“ Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Literatur

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  • Michele Dougherty, Larry Esposito, Tom Krimigis: Saturn from Cassini-Huygens. Springer Netherlands, 2009, ISBN 1402092164.
  • Robert Brown, Jean Pierre Lebreton, Hunter Waite: Titan from Cassini-Huygens. Springer Netherlands, 2009, ISBN 1402092148.

Einzelnachweise

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