Cassini-Huygens

Vu Wikipedia
Wiesselen op: Navigatioun, sichen
Luxembourg road sign diagram A 15.gif Opgepasst: Un dësem Artikel gëtt grad geschafft. Fir Versiounskonflikter ze vermeiden, waart w.e.g. mat Ären Ännerunge bis dëse Message verschwonnen ass, oder kontaktéiert de Benotzer (SITCK), dee grad dru schafft.

Wa méi wéi zwéin Deeg näischt um Artikel geännert gouf, ka jiddwereen um Artikel weiderschaffen. Wann der näischt wëllt um Artikel änneren, loosst w.e.g. d'Schabloun stoen.

Cassini-Huygens
Kënschtleresch Duerstellung vum Cassini (grouss Sond) an Huygens (lénks) virum Titan (ganz vir) a Saturn (Hannergrond)
Missiounszil Saturn a seng Mounde
COSPAR-Bezeechnung 1997-061A
Dréierrakéit Titan-IV(401)B
Optrag vun der NASA
Startmass 2523 kg
Start 15. Oktober 1997, 8:43:00 UTC
Startplaz Cape Canaveral SLC-40
Missiounsenn 15. September 2017, 12:08 UTC [1]

Cassini-Huygens ass de Numm vun enger Missioun mat zwou Raumsonde fir d'Erfuerschung vum Planéit Saturn a senge Mounde. Beim Cassini handelt et sech ëm en Orbiter, deen op Order vun der NASA vum Jet Propulsion Laboratory gebaut gouf, fir d'Objete aus der Saturnëmlafbunn z'ënnersichen. Den Huygens (konstruéiert vun Aérospatiale op Order vun der ESA) gouf als Lander konzipéiert, dee sech vum Cassini ofkoppele gelooss huet, fir um Mound Titan ze landen an dee mat direkte Miessunge an der Atmosphär am op der Uewerfläch z'erfuerschen. Dat ass duerch déi dicht Atmosphär vum Mound noutwendeg, well den Orbiter dat mat hiren Innstrumenter net hi kréien. Un der Missioun ass och déi italienesch Raumfaartagentur ASI bedeelegt.

Déi béid uneneegekoppelt Sonden goufen de 15. Oktober 1997 vum Launch Complex 40 op Cape Canaveral mat enger Titan-IVB-Rakéit gestart. Den 1. Juli 2004 ass de Cassini an d'Saturnëmlafbunn ëm de Saturn ageschwenkt, an de 14. Januar 2005 ass d'Huygens dräi Woche no der Trennung vum Cassini op dem Mound Titan gelant an huet dono 72 Minutte laang Datenop d'Äerd geschéckt.

De Lander, wéi och de Cassini-Orbiter haten mat hire wëssenschaftlechen Instrumenter vill nei, deelweis revolutionär Erkenntnesser a Bezuch op de Saturn a seng Mounde geliwwert. D'Missioun gouf dacks verlängert a soll de 15. September 2017 mam Antrëtt vun der Sond an d'Saturnatmosphär op en Enn goen.

Inhaltsverzeechnes

Virgeschicht[änneren | Quelltext änneren]

Cassini während der Montage

Entwécklung[änneren | Quelltext änneren]

Eng Missioun zum Saturn an Titan gouf scho kuerz nom Erfolleg vun de Sonden Voyager 1 an Voyager 2 (gestart 1977, 1980 beim Saturn) a Betruecht gezunn. Am Joer 1983 gouf eng Studie vum Solar System Exploration Committee virgestallt, déi véier Planéitemissiounen bis zum Joer 2000 virgesinn hunn. Beim Komitee huet et sech ëm een Zesummenschloss tëscht de Gremie fir Weltraumfuerschung vun der europäescher Wëssenschaftsstëftung an der National Academy of Sciences, dee schonns 1982 hir Aarbecht opgeholl hat. Nieft der Cassini-Missioun (deemols nach als „Saturn Orbiter/Titan Probe“-Programm resp. SOTP bezeechent) entstoungen sou och d'Magellan-Raumsond an de Mars Observer. Am Ufank huet d'Saturn/Titan-Missioun nach zum "Mariner Mark II"-Projet gehéiert, an deem senge Kader och eng ähnlech gebaute Sond fir de Laanschtfluch bei engem Asteroid oder Koméit, genannt "Comet Rendezvous/Asteroid Flyby" (CRAF), entwéckelt sollt ginn. Fir Käschten ze spueren, war geplangt, béid Sonden aus méiglechst ville selwechten Instrumenter a Systemer ze konstruéieren. No positiv Ënnersich, déi kooperativ vun der ESA an der NASA duerchgefouert goufen, hat d'ESA no éischte Studien zu der Sond 1986 d'Zesummenaarbecht akzeptéiert. D'Sond krut de Numm "Cassini", genannt nom Giovanni Domenico Cassini, deen d'Saturnmounde Iapetus, Rhea, Dione an Tethys entdeckt hat.

Am Zäitraum 1987 bis 1988 ass d'Entwécklung vun der Mariner-Mark-II-Sond weider viru gaangen, während an Europa am Kader vum „Horizon 2000“-Programm éischt Studien zu der Titan-Landesond duerchgefouert goufen. D'Landesond ass nom Christiaan Huygens genannt ginn, deen de Mound entdeckt hat an d'Saturnréng als éischte korrekt verstanen hat. Am Joer 1989 goufen d'Mëttele fir d'Entwécklung vun der Mariner Mark II bewëllegt, awer schon dräi Joer méi spéit goufen d'Ausgaben fir d'Sond duerch de Kongress begrenzt, sou datt d'CRAF-Missioun gestrach ginn ass. Duerch d'Astellung vum CRAF-Projet koum sou och dat ganzt Cassini-Projet a Gefor. Dorophin huet den deemolegen Direkter vun der ESA, de Jean-Marie Luton, e Bréif un den Vizepresident vun de Vereenegte Staate vun Amerika Al Gore, an den Aussenminister vun de Vereenegte Staate vun Amerika Warren Christopher an un denGoldin (NASA-Direkter) geschriwwen. Besonnesch huet hien den Allengank vun den USA an där Ugeleegenheet kritiséiert:

Virbereedung vum Cassini-Huygens am Oktober 1996 fir en Temperatur- a Vibratiounstest

Kuerz Zäit méi spéit huet de Goldin d'Weiderféierung vum Projet akzeptéiert. Trotzdeem war d'Missioun 1995 nees eng Kéier an d'Bléckfeld vum United States Senate Committee on Appropriations geroden, deen de Projet astelle wollt. Déi Entscheedung gouf nees zréckgeholl. Déi eenzel Komponente vun de Sonde goufen 1996 zesummegebaut an éischten Tester ënnerzunn. De Cassini gouf den 21. Agrëll 1997 op Cape Canaveral transportéiert, wou am Summer déi lescht Tester gemaach goufen.

Parallel zum Cassini-Programm an den USA gouf an Europa die Huygens-Landesonde entwéckelt, woubäi och d'NASA bei wichtegen Décisiounen bedeelegt war. Während der Entwécklung vum Huygens goufen am ganzen dräi Prototype gebaut, fir eenzel Aspekter wéi zum Beispill d'elektresch Systemer oder d'Drofähegkeet vun der Konstruktioun ze testen. Am Abrëll 1991 goufen d'Definitiounen vun den Ufuerderungen an den éischten Designvirschlag akzeptéiert. Am Fréijoer 1994 goufen dann d'Konzepter fir déi mechanesch an elektresch Systemer verifizéiert. Déi lescht a wichtegst Hürd, eng kritesch Ënnersich vum ganzen Design, gouf am September 1995 ofgeschloss. An de nächsten zwee Joer huet nach eng extern Kommissioun vun der NASA d'Konzept op seng Asazméiglechkeet ënnersicht. Allerlescht Tester waren am Joer vum Start (1997).

De Start war de 15. Oktober 1997. 5.000 Leit aus 18 Natiounen weltwäit waren un der Missioun bedeelegt.

Käschten[änneren | Quelltext änneren]

D'Käschten vum Projets gi vun der NASA esou uginn:[2]

Posten Käschten
Entwécklung virm Start 1422 Mio. US$
Missiounsënnerstëtzung 0710 Mio. US$
Missiounsnofolgung 0054 Mio. US$
Start 0442 Mio. US$
Käschte vun der ESA 0500 Mio. US$
... dovun aus Däitschland[3]:   zirka 120 Mio. EUR    
Käschte vun der ASI 0160 Mio. US$
Total 3288 Mio. US$

Et goufen all Joer Käschte vun 60 Milliounen US-Dollar.[4]

Missiounsziler[änneren | Quelltext änneren]

D'Cassini-Huygens-Missioun gouf konzipéiert, fir d'Versteesdemech iwwer vill Objete a Virgäng am Saturnsystem ze verbesseren. Virum Start gouf vun der NASA an der ESA folgend Fuerschungsschwéierpunkte definéiert:

Titan[änneren | Quelltext änneren]

  • Bestëmmung vun der Atmosphärzesummesetzung an d'Isotopenverhältnesser, inklusiv den enthalenen Edelgaser; historesch Entwécklung
  • Observatioun vun der Gasverdeelung an der Atmosphär, Sich no weideren organesche Verbindungen an der Energiequell fir chemesch Prozesser an der Atmosphär, Studium vun der Verdeelung vun Aerosolen
  • Miessung vu Wanden an Temperatur, Ënnersich vun der Wollekenbildung an der saisonale Verännerungen an der Atmosphär, Siche no elektreschen Entluedungen
  • Ënnersich vun der irweschter Atmosphär, besonnesch am Hibléck op Ionisatiounseffete an hir Roll als Quell fir elektresch gelueden an ongelueden Deelercher fir d'Magnéitosphär
  • Erfaassung vun der Uewerflächestruktur an -zesummesetzung souwéi Ënnersich zum Moundkär

Magnetosphär[änneren | Quelltext änneren]

  • Bestëmmung vun der geneeën Konfiguratioun vum axial-symmetresche Magnéitfeld a seng Bezéiung zu der Radiostralung am Kilometerberäich
  • Bestëmmung vun der Zesummesetzung, Quellen a Senken vu geluedenen Deelercher an der Magnéitosphär
  • Ënnersich vun de Wellen-Deelercher-Interaktiounen, Dynamik vun der Magnéitosphär op der Dagsäit, dem Magnéitotail vu Saturn an de Wiesselwierkunge mat Sonnewand, Mounden an de Reng
  • Studien zu der Wiesselwierkung vun der Titanatmosphär an Exosphär mam ëmeiende Plasma

Veräiste Mounde[änneren | Quelltext änneren]

  • Ermëttlung vun de generellen Eegenschaften a geologescher Vergaangenheet vun de Mounde
  • Erfuerschung vun de Mechanismen fir Verformung vun den uewerflächlechen a bannenzeger Kuuscht
  • Ënnersich vun der Zesummesetzung a Verdeelung vum Uewerflächematerial, besonnesch donkel, organesch Matière souwéi déi mat niddregem Schmëlzpunkt
  • Erfuerschung vun de Wiesselwierkunge mat der Magnéitosphär an dem Rengsystem, souwéi méiglech Gasabréngung an d'Atmosphär

Saturn a säi Ranksystem[änneren | Quelltext änneren]

  • Studien zu der Konfiguratiounvun de Réng an zu den dynamesche Prozesser, duerch déi d'Réng entstane sinn
  • Kartéierung vun der Zesummesetzung a gréisstenofhängeger Verdeelung vum Rankmaterial
  • Ënnersich vun de Wiesselwierkunge vun de Réng mat der Magnetosphär vum Saturn, Atmosphär an Ionosphär souwéi mat de Mounde
  • Bestëmmung vun der Stëbs- a Meteoritteverdeelung an der Géigend vun de Saturnréng
  • Bestëmmung vun der Temperatur, Wollekeneegeschaften an Zesummesetzung vun der Atmosphär
  • Miessung vun de globale Wande, inklusiv vun de Wellen- a Wirbelstrukture
  • Observatioun vun de Wollekestrukturen a -prozesser
  • Erfuerschung vun der bannenzeger Struktur an Rotatiounseegeschafte vun der déiwer Atmosphär
  • Studium vun den deeglechen Ännerungen an dem Afloss vun der Magnéitosphär op d'Ionosphär
  • Bestëmmung vun de Restriktioune fir Modeller fir d'Erfuerschung vun der Genesisgeschicht vum Saturn
  • Ënnersich vu Quellen an der Struktur vu Blëtzer a stateschen Entluedungen an der Atmosphär

Technik vum Cassini-Orbiter[änneren | Quelltext änneren]

Radionuklidbatterie, inkl. Abschirmung (1 von 3) Radionuklidbatterie, 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) Haupttriebwerke (2 von 2) Haupttriebwerke (2 von 2) Lagekontrolltriebwerk (1 von 4) Lagekontrolltriebwerk (1 von 4) Hydrazintank HydrazintankCassini spacecraft de 3.png
Iwwer dëst Bild

Mat enger Startmass vun 5364 kg (dovun 3132 kg Dreifstoff) ass de Cassini déi schwéierst US-amerikanesch Raumsond, déi jeemols gebaut gouf. Hir zylinderfërmeg 6,7 m héich a 4 m breet Zell besteet haaptsächlech aus Aluminium an ass a verschidde Flächen agedeelt (vun ënnen no uewen: Undriff, ënnescht Ausrëschtungsfläch plus Energieversuergung, ierwescht Ausrëschtungsfläch, Kommunikatioun). Wéinst der Fluchbunn vun der Sond ass e komplext Klimasystem integréiert ginn, dat d'Asazfäegkeet souwuel bei der Venus wéi och beim Saturn sécherstellt. Während dem Swing-by-Manöver bei der Venus muss de Cassini wéinst der kuerzer Distanz zu der Sonn gekillt ginn, wat duerch goldbeschichte Mylar-Folie[5] op der sonnenzougedréiter Säit a Radiateuren op der sonnenofgedréiter Säit vun der Sond realiséiert gouf. Beim Saturn ass d'Sonnestralung nees esou kleng, datt eng Beheizung vun der Elektronik an de wëssenschaftlechen Instrumenter noutwendeg gëtt. Dat geschitt haaptsächlech duerch d'Benotzen vun der Ofwiermt vun den dräi Radionuklidbatterien, an anerwäerts duerch kleng Heizwiderstänn.

Energieversuergung[änneren | Quelltext änneren]

Eng vun den dräi Radionuklidbatterien
Schnëttduerstellung vun engem GPHS-RTG

Wéinst der grousser Distanz zu der Sonn beim Saturn goufen bei Cassini dräi Radionuklidbatterien (Bezeechnung: „GPHS RTG“) zu der Energieversuergung agesat, well Solarzelle wéinst der gebrauchter Gréisst a Mass net ze gebrauche waren. Gefëllt sinn déi 56 kg schwéier Batterien mat jee 12,2 kg vun der Verbindung Plutoniumdioxid (dovun sinn jee 9,71 kg 238Pu), dat duerch säi radioaktiv α-Zerfall (Hallefwäertszäit: 87 Joer) pro Batterie 4400 Watt Wärmeleeschtung fräisetzt.[6] D'Wärmt gëtt mëttels Silicium-Germanium-Thermoelementer mat enger Effizienz vu 6,5 bis 7 % an elektresch Energie ëmgewandelt. Déi elektresch Leeschtung pro Radioisotopenbatterie ass beim Start 285 Watt (am ganzen 855 Watt) an hëlt zanterhir pro Joer ëm 3,1 % of, well d'Aktivitéit vum Plutonium stänneg ofhëlt an d'Thermoelementer duerch Ofnotzung ëmmer méi ineffizient ginn. 2010 hunn all Batterien zesummen ongeféier 670 Watt elektresch Leeschtung geliwwert, zum Enn vun der Missioun 2017 sollen nach ronn 605 Watt zur Dispositioun stoen.[7]

Well déi 29,4 kg Plutonium héichgëfteg an eng ganz staark Quell vu Radioaktivitéit sinn, gouf bei der Konstruktioun vun der RTGs e méischichtegt Sécherheetssystem entwéckelt: De Plutonium läit als gesintert Plutoniumdioxid vir, dat eng Keramikmatrix bilt,[8] déi bei mechanescher Belaaschtung an gréisser Brochstécker zerbrécht, awer net zu rengem Stëbs gëtt, deen ageotemt kéint ginn. Ausserdeem widersteet d'Verbindung Plutoniumdioxid der Hëtzt beim eventuellen Neesantrëtt an d'Atmosphär, ouni ze verdämpen, a reagéiert chemesch net mam Sauerstoff oder Stéckstoff vun der Loft, nach mam Waasser an och kaum mat anere Stoffer. An der Batterie ass d'Plutoniumkeramik an 18 eenzel Kapselen ënnerbruecht, déi all en eegent Hëtzschëld an en opprallséchert Gehais hunn. Bannenzeg vun de Kapselen ass d'Keramik vun etleche Loen vun ënnerschiddliche Materialien ëmginn (dorënner Iridium a Graphit), déi duerch hiren héije Glouspunkt an hir grouss Resistenz géigeniwwer Korrosioun den Austrëtt radioaktiver Stoffer no engem Opschlag verhënnere sollen. Déi baussenzeg Schutzbarrière besteet aus enger Kuelefaserëmmantelung an dem Aluminiumgehais.

Fir d'Energieverdeelung ass d'Power and Pyrotechnic Subsystem (PPS) zoustänneg. Et suergt fir d'Produktioun vun der Bordspannung vun 30 Volt Gläichspannung (op zwou Leitunge mat jee +15 V an −15 V) an initiéiert pyrotechnesch Virgäng, zum Beispill d'Oftrennung vun der Centaur-Uewerstuf. De Stroum gëtt iwwer e Kabelsubsystem (Cabling Subsystem, CABL) verdeelt, dat aus iwwer 20.000 Kabelverbindunge besteet an zirka 1630 Verbindungskniet opweist. Am ganzen goufen iwwer 12 km Kabelsträng am Cassini-Orbiter verbaut. D'Verkabelung ass elektresch vollstänneg passiv an huet keng Leeschtungselektronik oder Komponente fir d'Datenveraarbechtung, woumat si nëmmen der Stroumféierung an dem Datentransfer déngt.

Den Engineering Flight Computer
De Massespäichermodul
E Modul vum EPS

Elektronik[änneren | Quelltext änneren]

Déi béid wichtegst Elementer vun der Elektronik sinn déi béid SSD-Massespäicher an den Engineering Flight Computer (EFC) vun der Firma IBM,[9] dee fir all Steierungsaufgaben bannenzeg der Sond zoustänneg ass. Hien huet iwwer am ganzen 58 Mikroprozessere,[10] dorënner ee vum Typ MIL-STD-1750A.

Dee Prozesser koum schonn an etleche Militärsystemer (ë. a. Northrop B-2, General Dynamics F-16 an Hughes AH-64) zum Asaz a gouf déi éischte Kéier fir eng Raumfaartmissioun benotzt. Hie baséiert op enger 16-Bit-Architektur, huet eng Recheleeschtung vun 1,7 MIPS an huet intern iwwer 8 kbit Späicher.[11] De Aarbechtsspäicher vum EFC ass 32 Mbit grouss a besteet aus SRAM-Späicherzellen, déi géigeniwwer konventionellen SDRAM-Zellen zwar wiesentlech manner Kapazitéit hunn, awer méi stralungsresistent sinn a méi héich Datequoten erlaben.

Déi béid Massespäicher (Solid State Recorder, SSR genannt) baséieren fir di éischte Kéier an der Raumfaartgeschicht net op Magnéitbänner, mä op DRAM-SSD-Technik.[12] Géigenowwer de Magnéitbänner huet déi agesate SSD-Architektur ënner anerem folgend Virdeeler:

  • méi héich Zouverlässegkeet (keng beweeglech Deeler)
  • simultant Liesen a Schreiwen
  • kleng Zougrëffszäiten
  • méi héich Datequoten
  • manner Energieverbrauch.

All Rekorder huet eng Späicherkapazitéit vun 2,56 Gbit, woubäi 560 Mbit fir d'Späicherung vun Préifzomme reservéiert sinn. D'Rekorder sinn a jee 640 DRAM-Zelle mat jee 4 Mbit Späicherplaz opgedeelt, déi simultan mat enger Datequot vun 2 Mbit pro Sekonn ausgeies a beschriwwe könne ginn. Wéinst der intensiver Stralung am oppene Weltraum an am Jupitersystem si Feeler an de Späicherzellen net ze vermeiden. Dofir gouf hardwaresäiteg e Feelererkennungs- a Korrektursystem integréiert, dat futtis Späicherberäicher erkennt, Daten sou wäit wéi méiglech restauréiert an d'Späicherplaz als futti zeechent. Déi benotzte Gate-Arrays hunn eng Logik fir den Boundary Scan Test, fir Iwwerdroungs- a Formatfeeler mat enger Wahrscheinlechkeet vun iwwer 99 % z'erkennen. Beim Systementworf gouf ageplangt, datt bis zum Enn vun der Missioun zirka 200 Mbit Späicherplaz duerch Stralung an Ofnotzung verluer ginn. Jiddwer SSR weit 13,6 kg, ass 0,014 m3 grouss a brauch 9 Watt elektresch Leeschtung.

D'SSR- an d'EFC-Komponenten sinn zesumme mat aneren elektroneschen Baudeeler am zylinderfërmegen Electronic Packaging Subsystem (EPS) ënnerbruecht, dat sech an der ierweschter Ausrëschtungsfläch direkt ënner der Antennensektioun läit. Den EPS ass an 12 standardiséierte Moduler ënnerdeelt, déi di enthalen elektresch Systemer viru Stralung an Stéiersignaler vun der benoperten Elektronik schëtzt. Ausserdeem suergt et mat engem Temperaturkontrollsystem dofir, datt d'Komponenten bannen hirer Temperaturspezifikatioune schaffen a kee Schued duerch Ënnerkillung oder Iwwerhëtzung erliewen.

Kommunikatioun[änneren | Quelltext änneren]

D'Héichgewënnantenn bei engem Test
D'Antennesektioun während der Montag

D'Radiosignaler fir d'Kommunikatioun mam Cassini gi vum Radio Frequency Subsystem (RFS) erzilt. Kär vum System sinn zwou Wanderfeldréier-Verstärker mat enger Leeschtung vu jee 20 Watt. Déi kënnen och gläichzäiteg agesat ginn, fir d'Sende- an Empfanksleeschtung z'erhéijen, kënnen awer och allengstoend schaffen, wann e Verstärker futti ass (Prinzip vun der Redundanz).[13] Duebel sinn och d'Baugruppen Telemetriekontroll, Signalveraarbechtung an Transponder. Weider Komponenten sinn en héichstabilen Oszillator, en Diplexer an eng Schaltung zu der Usteierung vun den Antennen.

Iwwerdroe ginn déi erschafe Signaler uschléissend iwwer d'Antenna Subsystem (ANT). Wichtegste Bestanddeel ass d'Héichgewënnantenn (HGA) op der Spëtzt vun der Sond, déi als Cassegrain-Parabolantenn konzipéiert ass. Si huet en Duerchmiesser vun 4 m a gouf vun der italieneschen Raumfaartagentur Agenzia Spaziale Italiana bereetgestallt. D'HGA huet eng héich Richtwiirkung, wouduerch zum engem d'Datequote bei selwechter Sendeleeschtung staark erhéicht konnt ginn, zum aneren muss d'Antenn awer och ganz prezis op d'Äerd ausgeriichtet ginn.

Weider sinn nach zwou Niddreggewënnantennen (LGA) do, déi un der Spëtzt vum HGA-Subreflekter an um aneren Enn vun der Sond festgemaach sinn, sou datt bei jiddwer Fluchlag Daten iwwerdroe kënne ginn. Well d'Datequot wéinst der kompakter Antennenkonstruktioun nëmme ganz kleng ausfält, ass si haaptsächlech als Noutléisung geduecht, wann d'HGA net op d'Äerd ausgeriicht ka ginn. Während der Marschfluchphas goufen d'Antennen och zu der plangméisseger Kommunikatioun benotzt, well fir déi kuerz routineméisseg duerchgefouerte Systemchecker keng héich Datequote néideg waren. Heiduerch gouf Dreifstoff gespuert, dee néideg gewierscht wär, fir d'Haaptantenn op d'Äerd auszeriichten.

Well d'HGA-Antenn nieft der Kommunikatioun och Kapazitéiten fir etlech wëssenschaftlech Radioexperimenter bidde muss, ass hiren Opbau wiesentlech méi komplex wéi bei anere Raumsonden. Et follegt eng Iwwersiicht vun de benotze Frequenzen a Systemer:

Antenn Frequenz-
band
Mëtt-
frequenzen
Bandbreet /
Antennegewënn
Iwwerdroungs-
richtung
Assoziéiert
System
Aarbechten
HGA
S-Band
2040 MHz 10 MHz / 35 dBi Empfang RFS Kommunikatioun mam Huygens
2098 MHz
2298 MHz Senden RSS radiotechnesch Atmosphärefuerschung
X-Band
7175 MHz 50 MHz / 47 dBi Empfang RFS Kommunikatioun mat der Äerd
8425 MHz Senden
k. A. Senden RSS radiotechnesch Atmosphärefuerschung
Ku-Band 13.776 MHz 200 MHz / 51 dBi Senden,
Empfänken
RADAR SAR-Radarbiller
Ka-Band
32.028 MHz 200 MHz / 57 dBi Senden RSS radiotechnesch Atmosphärefuerschung
34.316 MHz Empfang
LGA
X-Band
7175 MHz 50 MHz / k. A. Empfang RFS Kommunikatioun mat der Äerd
(nëmmen techneschTelemetrie)
8425 MHz Senden

Am Zentrum vun der HGA-Parabolantenn ass eng Konstruktioun, déi d'Transmëtter fir d'X-Band an d'Ka-Band ophëlt, well un där Positioun den héichsten Antennegewënn erzilt ka ginn. D'Ku-Band Radarsystem huet e ganzt anert Aufgabegebitt wéi déi aner Radioinstrumenter, woufir e komplexen Opbau néideg ass: Nieft dem Transmëtter an der Mëtt sinn nach am ganzen 100 Welleleeder do, déi an 4 Modulgruppen ëm dee Beräich erëm montéiert sinn. Den S-Band-Transmëtter ass am Subreflekter hanner enger spezieller Uewerfläch, déi fir déi aner Frequenzbänner onduerchléisseg ass an esou als Reflekter wiirkt, a stralt d'Parabolantenn direkt un. D'Héichgewënnantenn gouf während dem Marschfluch och als Hëtzeschëld géint d'Wärmtstralung vun der Sonn benotzt, soulang déi manner wéi 2,7 AE ewech war.

Zesumme mat den äerdgebonnenen Antennen vum Deep Space Network goufe folgend Sendequoten erreecht:

  • bei Jupiter 249 kbit/s mat 70-m-Antenn, zirka 62 kbit/s mat 34-m-Antenn;[10]
  • bei Saturn 166 kbit/s mat 70-m-Antenn, zirka 42 kbit/s mat 34-m-Antenn.[10]
  • Iwwer déi Niddreggewënnantenn ginn, jee no Distanz zu der Äerd, d'Datequoten vu bis zu 948 Bit/sec erreecht.[14]
  • Déi klengstméiglech Datequot läit bei 5 bit/s.[15]

Fir d'Kommunikatioun mat der Huygens-Sond koum déi Héichgewënnantenn a Kombinatioun mam S-Band-Transmëtter zum Asaz.[16] Empfange gouf op zwéin Kanäl mat jee 8 kbit/s, woubäi ee Kanal wéinst engem Designfeeler ausgefall war (Detailler kuckt w.e.g. bei Missiounsverlaf).[16]

Iwwersiicht vun der Fluchsteierung

Fluchsteierung[änneren | Quelltext änneren]

Déi béid Haaptdreifwierker

De Cassini huet en Undriffsystem (Propulsion Module Subsystem, PMS) an e Lagkontrollsystem (Attitude and Articulation Control Subsystem, AACS), fir seng Fluchbunn an Ausriichtung am Raum reguléieren ze kënnen. Béid Sektiounen befannen sech um ënneschten Enn vun der Sond. Den AACS huet en eegene Computer, deen och op engem MIL-STD-1750A-Prozesser baséiert an iwwer 8 MBit RAM huet.[10] Seng Haaptaufgab ass d'Berechnung vu Korrekturmanöveren op Basis vun den Date béider Stäresensore, déi véier bis fënnef besonnesch hell Stäre an hirem 15°-Siichtfeld als Leetstär auswielen. Nieft deene Sensoren kommen fir d'Lagebestëmmung nach dräi inertiale Navigatiounssystemer zum Asaz.

De Cassini huet och zwéin Haaptdreifwierker mat jee 440 Newton Schub, déi fir all gréisser Fluchbunnkorrekture zoustänneg sinn. Als Dreifstoff déngt Monomethylhydrazin (1870 kg), als Oxidationsmëttel Distéckstofftetroxid (1130 kg). Déi Komponente gi mat Helium-Drockgas un d'Brennkummere vu béiden Haaptdreifwierker gefërdert an entzünden sech direkt bei Kontakt (Hypergol).[10] Béid Komponente sinn an engem groussen Tank, getrennt duerch eng intern Oftrennung.[10] Den Tank hëlt déi allergréisste Plaz an der Raumsond an, ëm deen déi elektresch a wëssenschaftlech Moduler rankfërmeg ugemaach sinn. Den zylinderfërmegen Heliumtank faasst 9 kg an ass säitlech un der Sond installéiert.

Fir Manöver zu der Lagännerung kommen 16 kleng Dreifwierker zum Asaz, déi jee 0,5 Newton Schub liwweren an a Véierergruppen u véier Ausleeër festgemaach sinn.[10] Als Dreifstoff déngt hei Hydrazin, deem säi kugelfërmegen 132-kg-Tank op der géigeniwwerleiender Säit installéiert ass.[10] All Tanke gi geheizt, fir d'Afréieren vum Contenu ze verhënneren.

D'Ausriichtung vun der Sond am Raum gëtt mat véier Reaktiounsrieder virgeholl, déi sech an der Géigend vun den Haapt- a Lagkontrolldreifwierker befannen.

Technik vun der Huygens-Sond[änneren | Quelltext änneren]

E Modell vun der Huygens-Sond (ouni Hëtzschëld)

D'Huygens-Landesond déngt der Erfuerschung vum Saturnmound Titan a gouf vun der Europäescher Weltraumorganisatioun (ESA) bereetgestallt. Si ass mat engem Adapter um Cassini-Orbiter ugemaach. Si huet e Gewiicht vun 318 kg a méisst 1,6 m am Duerchmiesser.[17] Hir Zell besteet haaptsächlech aus Aluminium, dat a verschidden décken Sandwich-Wabekär-Flächen benotzt gouf (25 bis 72 mm). D'Fläche ginn an de meeschte Fäll duerch etlech Titan-Striewen banne verbonnen a verstäift.

Huygens ass während dem Marschfluch fest mam Cassini verbonnen. Iwwer e Stecker geschitt niewent der Kommunikatioun och d'Energieversuergung (bis 210 W) vun der Huygens-Landesond, fir datt déi net hir Batterië fir Funktiounstester belaaschte muss.[18] D'Oftrennung geschitt 22 Deeg virun der Landephas mat dräi klenge Sprengluedunge. De néidegen Impuls kritt Huygens duerch dräi Stolfiederen, déi eng Kraaft vu jee 500 N opbrénge kënnen.[18] Si acceleréiert no der Trennung mait zirka 0,3 m/s vum Cassini.[18] Féierungsrolle suergen dann fir eng Rotatioun vun der Sond ëm déi eegen Achs mat 7 Ëmdréiunge pro Minutt.

Fir d'Energieversuergung vum Huygens sinn fënnef Batterië zoustänneg. Jiddwer Batterie besteet aus zwéin Moduler mat jee dräizeng a Serie geschalteten LiSO2-Zellen mat enger Kapazitéit vu 15,2 Ah.[19] Domat stinn der Sond am ganzen 76 Ah bei enger Spannung vun 28 V zur Dispositioun. Während dem Marschfluch si bal all elektresch Systemer deaktivéiert, fir Energie ze spueren; et gi just e puer kleng Funktiounstester periodesch duerchgefouert. Den Energieverbrauch klëmmt dann op bis zu 351 W, woubäi d'Energiesystem maximal 400 W liwwere kann. De Verbrauch während den eenzelnen Missiounsphasen war wéi follegt geplangt:[18]

E Bléck vun uewen op dat Bannenzegt vum Huygens
Missiounsphas Leeschtungs-
ophuel
Dauer Verbrauch
Marschfluch no der Oftrennung 000,3 W 22 d 0158 Wh
Phas virum Antrëtt 125 W 18 min 0037 Wh
Éischt Ofstigsphas 339 W 80 min 0452 Wh
Zweet Ofstigsphas 351 W 73 min 0427 Wh
Uewerflächemissioun 351 W 45 min 0263 Wh
Am Ganzen 22,15 d 1338 Wh
Reserv 0790 Wh (37 %)

Fir d'Steierung vun der Sond ass d'Command & Data Management Subsystem (CDMS) zoustänneg. Well nom Oftrenne vum Cassini keng Kommandoe méi un d'Sond geschéckt kënne ginn, ass d'Elektronik an engem ganz héijem Mooss op Ausfallsécherheet ausgeluecht.[20] Dofir ass den CDMS-Haaptcomputer duebel ausgeluecht. Jiddwer Computer benotzt ee MIL-STD1750A-Prozesser mat engem 1 MBit EPROM fir d'Späicherung vun der Software, déi nei programméiert ka ginn, soulang d'Sond mam Cassini-Orbiter verbonnen ass.[18] Folgend Systemer sinn och redundant:[20]

  • Mission Timer Unit (dräifach, Zäitgiewer)
  • Central Acceleration Sensor Unit (dräifach, Accelleratiounssensor)
  • Radarhéichtemiesser (zweefach)
  • Solid State Recorder (zweefach, Datenspäicherung)
  • Probe Data Relay Subsystem (zweefach, Kommunikatioun)
Bléck op d'Hëtzschëld vum Huygens (mat zousätzlecher Isolatiounsfolie)

Dat redundant Kommunikatiounssystem besteet aus jee engem 10-Watt-S-Band-Sender an enger omnidirektionaler Antenn.[18] D'Datequot zu der Héichgewënnantenn vum Cassini zielt 1 bis 8 KBit/sec. Déi zwou Sendeanlage schaffen zur Sécherheet gläichzäiteg, si senden déi selwecht Date (mat Ausnam vu Biller) noenee ëm sechs Sekonne zäitversat.[18] D'Date ginn mam Cassini SSR-Massespäicher opgezeechent a no Enn vun der Missioun op d'Äerd iwwerdroen. Während dem Marschfluch kënnen Daten auch direkt zur Äerd iwwermëttelt ginn, wann d'Antennen vum Deep Space Network fir den Empfang disponibel sinn.[20]

Well den Huygens an déi dicht Atmosphär vum Mound antriede muss, gëtt si vun engem 79,3 kg schwéieren Hëtzschëld virun den héijen Temperaturen (bis zu 1500 °C) geschëtzt.[18] Dat viischt Haaptschëld ass kegelfërmeg an huet en Duerchmiesser vun 2,75 m. Hie besteet haaptsächlech aus Keramik-Hëtzschutzkachelen mat enger Déckt vun 17 bis 18 cm.[18] Déi droend Struktur besteet aus kuelestofffaserverstäerktem Konschtstoff (CFK) an Sandwich-Wabekär-Bauweis.[21] Och déi ierwescht Säit vun der Sond gëtt duerch e Schëld geschëtzt. Hien huet bei engem Duerchmiesser vun 1,6 m nëmmen e Gewiicht vun 11,4 kg, well hien op der Récksäit vill manner Hëtzt ofkritt. Als Material gouf eng Konstruktioun aus versteiftem Aluminiumblech an enger dënner Schicht aus opgespréiten Siliciumkigelcher benotzt.[21]

Nodeems d'Sond denDeel vum Antrëtt iwwerstanen huet, muss si staark ofgebremst ginn, fir bei der Landung op der Uewerfläch net zerstéiert ze ginn. Heizou kommen dräi Fallschiermer hannerenee zum Asaz.[22] Den éischte gëtt an enger Héicht vun zirka 160 km opgemaach, kuerz nodeem eng kleng Ofdeckung um ierweschten Hëtzschëld ofgesprengt ginn ass. Hien huet en Duerchmiesser vun 2,59 m an hänkt un engem 27 m laange Seel an déngt dem Erauszéien vum 8,3-m-Haaptschierm.[22] Well e sou grousse Schierm d'Sénkvitess ze staark faale géif (d'Batterië zu der Energieversuergung hunn nëmmen eng staark begrenzte Liewensdauer), gëtt dee Schierm kuerz nom Ofworf vum viischten Hëtzschëld bei 0,6 Mach ofgetrennt.[22] De leschte Fallschierm huet en Duerchmiesser vun 3,03 m an iwwerhëlt d'Votesskontroll vum leschte Fluchdeel. All Schiermer bestinn aus engem Kevlar-Nylon-Material a sinn an zwéin reiwungsaarme Lager festgemaach, fir datt si vun der Dréibeweegung vun der Sond lass gekoppelt ginn.[22]

Wëssenschaftlech Instrumenter vum Cassini[änneren | Quelltext änneren]

Iwwerbléck[änneren | Quelltext änneren]

Folgend Grafik weist d'Positioun vun de meeschte wëssenschaftlechen Instrumenter vum Cassini. De Radio Science Subsystem an den Cosmic Dust Analyzer sinn net ze gesinn, well si op der Récksäit vum Orbiter leien.

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
Iwwer dëst Bild

Déi folgend Grafik gëtt en Iwwerbléck op déi ofgedeckten elektromagnéitesch Spektren vun den opteschen Instrumenter vum 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
Iwwer dëst Bild

Folgend Grafik weist d'Siichtfelder vum Cassini sengen opteschen Instrumenter:

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
Iwwer dëst Bild

Ultraviolet Imaging Spectrograph (UVIS)[änneren | Quelltext änneren]

D'UVIS-Instrument
Coupe vum FUV-Instrument:
Den EUV ënnerscheet sech nëmmen duerch déi feelend Pompel am ënneschten Deel.

D'UVIS ass d'Primärinstrument fir d'Fuerschung am Ultraviolett-Spektrum. Zu de Fuerschungsschwéierpunkten gehéiert d'Ënnersich vun der Zesummesetzung vun Atmosphären an Uewerflächen vu Saturn souwéi senge Mounde a Réng. Am Fokus stinn heibäi d'Elementer Waasserstoff, Stéckstoff a Kuelestoff.[23] D'Instrument gëtt ausserdeem och fir d'Ënnersich vu Liichtevenementer a Aurorae agesat, déi duerch Magnéitfelder entstinn.[23] Fir all wëssenschaftlech Ufuerderungen ze erfëllen, huet d'UVIS véier verschidden Teleskopkonstruktiounen mat entspriechenden Detekteren: d'EUV fir den extremen UV-Beräich, den FUV fir den wäiten UV-Beräich, den HSP fir breetbandeg Intensitéitsmiessunge an den HDAC, fir d'Konzentratioun vu Waasserstoff an Helium z'ermëttelen. Dat ganzt Instrument huet e Gewiicht vun 14,46 kg, a brauch maximal 11,83 W elektresch Leeschtung an erreecht eng Datequote vu bis zu 32 Kilobit pro Sekonn.[24]

Den éischte Kanal bilt den Far Ultraviolet Spectrograph-Instrument (FUV); hie méisst d'Stralung am wäiten UV-Beräich bei enger Wellelängt vun 110 bis 190 nm.[23] Et benotzt en Teleskop mat enger Brennwäit vun 100 mm bei engem Duerchmiesser vun 20 mm.[23] Duerch dräi Schlitzer virun deem mat Magnesiumfluorid/Aluminium beschichtete Spigel kënne folgend horizontal Siichtfelder ausgewielt ginn (vertikal fest bei 3,6°): 0,043°, 0,086° an 0,34°. Dat afalend UV-Liicht gëtt uschléissend duerch eng Gitterkonstruktioun an 1024 Spektren opgedeelt, déi dann vun 64 linear bestëmmten Caesiumiodid-Photokathode gemooss ginn, déi eng Quantenausbeut vun 8 % erreechen.[23] De ganzen Detekter ass 25,6 mm × 6,4 mm grouss, woubäi en eenzelne Pixel 25 µm × 100 µm huet.[23].

Den Extreme Ultraviolet Spectrograph-Instrument (EUV) bilt den zweete Moosskanal an erfaasst Stralung am extremen UV-Beräich bei 56 bis 118 nm.[23] Hie benotzt déiselwecht Teleskopkonstruktioun wéi den FUV, huet awer en anere Spigel (hei mat Borcarbid beschicht) an een Detekter, deen am extremen UV-Spektralberäich empfindlech ass. Seng Gréisst gläicht dem FUV, allerdéngs baséieren d'Photokathoden op Kaliumbromid an huet eng wiesentlech méi héich Quantenausbeut vun 25 %.[23]

Opbau vum HSP

En anert opgebauten Instrument ass den High Speed Photometer (HSP). Et soll d'Réng vum Saturn ënnersichen, andeem et d'UV-Liicht analyséiert, dat bei enger Okkultatioun vun engem Stär duerch d'Réng déi passéiert.[23] Heizou kënnt en Teleskop mat enger Brennwäit vun 200 mm, engem Duerchmiesser vun 135 mm an engem Siichtfeld vun 0,35 Grad zum Asaz. De Spigel konzentréiert d'UV-Stralung op eng Magnesiumfluorid-Lëns, déi kuerz virum Detekter läit. Dee baséiert op Caesiumiodid an ass am Beräich vun 115 an 190 nm empfindlech.[23] E besonnescht Kennzeeche vum Sensor ass seng extrem kuerz Beliichtungszäit vu nëmme 2 ms.[23] Dat ass néideg, fir während der relativ kuerzer Okkultatioun-Phas méiglechst vill, fäin opgeléiste Miessungen duerchféieren ze kënnen.

Coupe vum d'HDAC-Instrument

De véierten a leschte Kanal bilt den Hydrogen-Deuterium Absorption Cell Channel-Instrument (HDAC). Well et nëmmen d'Spektren vu Waasserstoff an Helium (déi Haaptbestanddeeler vun der Saturnatmosphär) miesse soll, mussen etlech Absorptiounsschichte benotzt ginn. Déi bestinn aus dräi Kummeren, déi mat Waasserstoff, Sauerstoff an Deuterium gefëllt an duerch Fënster aus Magnesiumfluorid getrennt sinn.[23] D'Sauerstoffzelle mussten virum Start entlëft ginn, well sech do Waasser niddergeschloen hat, woumat d'Absorptiounsschicht keng Wirkung gehat hätt.[23] An de Waasserstoff- an Deuterium-Zelle sinn Wolfram-Gléiwendl, déi duerch héich Temperaturen d'Absorptiounseegenschaften vun dëse Stoffer verännere kënnen an esou differentiell Miessunge vum UV-Spektrum erméiglechen[23] Als Detekter déngt en Kanalelektronenkopéierer, deen d'Waasserstoff- an Deuterium-Spektren vun der Lyman-Serie bei 121,53 an 121,57 nm méisst.[23]

Imaging Science Subsystem (ISS)[änneren | Quelltext änneren]

Dëst optescht Instrumentesystem déngt der Fabrikatioun vu Biller am visuelle Spektrum souwéi am noen Infrarout- an Ultraviolettberäich. Et ass an eng Wäitwénkel- an eng Telekamera ënnerdeelt, déi béid fest un der Struktur vun der Sond festgemaach sinn. Fir en Objet ze fotograféieren, muss also déi ganz Sond entspriechend ausgeriicht ginn. De System féiert eng breet Palette vu wëssenschaftleche Missiounen duerch, haaptsächlech am Beräich Atmosphärefuerschung, Uewerflächenanalys an d'Ënnersich vun de Saturnréng.[25] Sekundär déngt d'System och fir d'0optesch Navigatioun.[25] Den ISS huet e Gewiicht vu 57,83 kg a brauch maximal 55,90 Watt el. Leeschtung.[25]

Grafik vun der Wäitwénkelkamera (WAC)

Béid Kamerasystemer benotzen eng Elektronik, déi uimlech d'selwecht ass. D'Kärstéck bilt e MIL-STD-1750A-Prozessor a generéiert pro Sekonn bis zu 366 kBit un Daten.[26] De stralungsgeschëtzten CCD-Bildsensor huet eng Opléisung vun 1024×1024 Pixelen an ass empfindlech am Spektrum vun 200 bis 1050 nm.[25][26] D'UV-Empfindlechkeet gëtt duerch eng dënn Phosphorbeschichtung um Sensor erméiglecht.[25] Pro Pixel ginn Hellegkeetsinformatiounen mat 12 Bit erfaasst, woubäi déi zu der Kierzung vun der Datequote och op bis zu aacht Bit erof gerechent ka ginn. D'Beliichtungsdauer ass a 64 Schrëtt vu 0,005 bis 1200 Sekonne ze wielen.[26] Nodeem d'Elektronik d'Bilddaten aus dem jeeweilegen Sensor ausgelies huet, ginn dës kompriméiert, fir Späicherplaz an Iwwerdroungsvolumen ze spueren. Heizou gëtt et souwuel verloscht wéi och verloschtfräi Methoden. Déi lescht deelt an de meeschte Fäll d'Bildgréisst, ouni datt d'Qualitéit méi schlecht gëtt.[26] Bei detailräiche Biller hëlt d'Effizienz vum Algorithmus allerdéngs staark of.[26] Déi verloschträicht DCT-Method (Basis vun der JPEG-Kompressioun) erreecht méi héich Kompressiounsquoten, féiert allerdéngs zu däitleche Artefakten a gëtt dofir nëmme ganz rar agesat.[26] Eng weider Kompressiounsmethod ass d'Zesummerechnen vu Pixelen. Heibäi kënnen 2×2 oder 4×4 Pixel zu engem eenzegen zesummegefaasst ginn, wat d'Opléisung an domat d'Dateigréisst ëm dat 4- resp. 16-facht reduzéiert.[26]

Grafik vun der Telekamera (NAC)

D'Wäitwènkelkamera (WAC – Wide Angle Camera) déngt der Observatioun vu grousse Raumberäiche a weist dofir e verhältnesméisseg grousst Siichtfeld vun 3,5° op.[25] D'Optik baséiert op der Konstruktiounsweis vun de Voyager-Sonden, huet en Duerchmiesser vun 57,15 mm a weist eng Brennwäit vun 200 mm op.[25][26] Am ganzen sinn 18 Filter zur Dispositioun, déi mat engem zwee-riederegem Mechanismus virun de Bildsensor geschalt kënne ginn. Déi beweglech Komponenten vum System baséieren op Expérienzen mat der WFPC-Kamera vum Hubble-Weltraumteleskop.[25] Wéinst der speziellen Transmissiounseegenschaften vun der Optik ass d'Wäitwènkelkamera nëmmen im Beräich vun 400 bis 700 nm héichempfindlech, woubäi eng kleng Empfindlechkeet nach bis zirka 1000 nm ginn ass.

D'Telekamera (NAC – Narrow Angle Camera) huet een ëm de Faktor 10 méi engt Siichtfeld, wat zu zéngmol méi héijen Opléisunge féiert. Dofir gëtt d'NAC primär fir detailléiert Ënnersich vun eenzelne Raumgebidder benotzt. D'Brennwäit läit bei 2002 mm bei engem Teleskop-Duerchmiesser vun 190,5 mm.[26] Och dës Kamera huet en zweeriederegt Filtersystem, mat am ganzen 24 Filteren. Fir d'Bildrauschen z'eliminéieren, ass den CCD-Sensor mat engem kombinéierten Heiz- a Killsystem ausgeriicht, dat vum Rescht vun der Kamera isoléiert ass.[25] Duerch besser Transmissiounseegenschaften kann d'Telekamera am ganze Spektralberäich vum Sensor héichempfindlech schaffen.

Visible and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS)[änneren | Quelltext änneren]

De VIMS

D'selwecht wéi den ISS ass de VIMS primär fir Ënnersich vun den Atmosphären a Réng geduecht, woubäi en och an der Lag ass, d'Uewerfläch vum Titan ofzeliichten.[27] Et schafft am Beräich vum noen UV-Spektrum iwwer dat visuellt Liicht bis hin zum mëttleren Infrarout-Spektrum. Vill organesch Molekülle hunn hei hiren Absorptiounsspektrum, wouduerch déi mam VIMS-Instrument besonnesch gutt erfaasst kënne ginn.[26] Dëst huet géigeniwwer dem ISS e bessert Kontrastverméigen, huet awer eng verhältnesméisseg méi niddreg Opléisung als Folleg, sou datt béid Instrumenter sech ergänzen, statt sech z'ersetzen.[26] De VIMS ass an zwéin separat Teleskope opgedeelt, déi nëmmen duerch eng kollektiv Auslieselektronik matenee verbonne sinn: de VIMS-V fir de visuelle Spektralberäich an de VIMS-IR fir den infraroude Beräich. Dat komplett VIMS-Instrument huet e Gewiicht vu 37,14 kg, a brauch bis zu 27,20 Watt el. Leeschtung (nominal: 21,83 W) a produzéiert bis zu 183 kBit Date pro Sekonn.[25]

Dat am visuelle Beräich schaffend VIMS-V-Instrument huet en Teleskop mat enger Brennwäit vun 143 mm bei engem Duerchmiesser vun 45 mm an engem Siichtfeld vun 1,83 Grad.[28] Den CCD-Sensor besteet aus 256 × 512 Pixelen an ass a 96 Spektren am Beräich vun 0,30 bis 1,05 µm (noen Ultraviolett bis noen Infrarout) empfindlech.[28] Déi siliciumbaséiert Pixelelementer sinn 24 µm² grouss, erreechen e Quantegewënn vun 13 bis 41 Prozent a liwweren jee 12 Bit Hellegkeetsinformatiounen[28] Fir d'Kalibréierung kommen zwou speziell Liichtdioden a Referenzstäre zum Asaz.

Opbau vum VIMS

Zum VIMS-IR gehéiert en Teleskop mat enger Brennwäit vun 426 mm an engem Siichtfeld vun 1,83°. Den CCD-Sensor op Indium-Antimon-Basis besteet aus 256 lineare Pixelen an erreecht e Quantegewënn vun iwwer 70 %.[28] Hien ass an 256 Spektren am Beräich 0,85 bis 5,1 µm empfindlech an e Pixelelement ass 103 µm × 200 µm grouss.[28] D'Kalibréierung erfollegt mat enger Laserdiod, Hellegkeetsinformatiounen gi pro Pixel mat 12 Bit erfaasst. Am Géigesaz zum VIMS-V gëtt d'Instrument opwendeg gekillt, well schonns d'Eegewäermt vun der Elektronik zu däitleche Stéierunge féiere géifen. De Sensor selwer ass direkt un e Radiateur ugeschloss, fir d'Wäermt ofzeféieren, an ass vum Rescht vum Instrument, besonnesch vun der Elektronik, héichgradeg isoléiert.[28] Am Beräich vum Teleskop komme speziell Materialien zum Asaz, déi bei Erwäermung nëmmen e Minimum un Infraroutstralung am Spektralberäich vum VIMS-IR emittéieren. Dat ganzt Instrument ass zum Weltraum an zu der Sond selwer zousätzlech isoléiert, woubäi och speziell Kabele benotzt ginn, déi manner Wäermt leeden wéi konventionell Kofferkabel.[28] Duerch déi Aktioune kann de Sensor bis op 60 Kelvin (−213 °C) erofgekillt ginn, während d'Elektronik bei där fir si optimale Temperature vun 288 K (+15 °C) gehale gëtt.[28]

Déi kollektiv Elektronik benotzt en 80C86-Prozesser fir Dateveraarbechtung, woubäi deen op 64 kByte RAM an 96 kByte PROM zougräife kann.[28] E 4-Mbyte-Puffer tëschespäichert d'Daten virun der Iwwerdroung zum Bussystem vum Cassini. D'Bilddate vun de VIMS-Instrumenter kënne sou och verloschtfräi kompriméiert ginn, fir Späicherplaz an Iwwerdroungsvolumen ze spueren. Dobäi kënnt e separaten RISC-Koprozesser vum Typ ADSP 2100 an den Asaz, dee mat 9 MHz gebilt ass an op der Harvard-Architektur baséiert.[28] Fir d'Kompressioun stinn 8 kByte RAM zur Dispositioun, d'Zäitsignal gëtt mat engem 24 MHz Oszillater-Bausteng ausgeléist. De Prozesser brauch 1,76 ms, fir e Spektralkanal ze kompriméieren, woubäi d'Kompressioun meeschtens eng verloschtfräi Dateigréisstenreduktioun ëm dat 2,5- bis 3-facht erreecht.[28] Wéi beim ISS ass och d'Zesummerechnen vu Pixele méiglech (konkret an de Modi 3-zu-1 an 5-zu-1).

Composite Infrared Spectrometer (CIRS)[änneren | Quelltext änneren]

D'CIRS-Instrument

Mat deem am Infraroutberäich schaffenden CIRS solle primär Uewerfläche- an Atmosphäretemperature souwéi hir Zesummesetzung erfuerscht ginn. Et besteet aus engem Teleskop, deem säi ganzt Liicht op eng vun dräi ënnerschiddlechen Detektore geriicht gëtt. Déi ginn all vun enger kollektiver Elektronik ausgelies. Déi produzéiert bis zu sechs kBit Date pro Sekonn.[29] D'Teleskop huet eng Brennwäit vun 304,8 mm bei engem Duerchmiesser vun 50,8 mm.[29] E Sonneschutz kierzt Stéieraflëss an déngt gläichzäiteg als Killelement. Den CIRS huet e Gewiicht vu 39,24 kg a brauch maximal 32,89 Watt el. Leeschtung, woubäi am Normalbetrib e Gebrauch vun zirka 26 Watt virläit.[29]

Dat éischt Spektrometer schafft am Beräich vu 7,16 bis 9,09 µm an huet eng Opléisung vun 0,237 mrad.[26] Den Detekter baséiert op Cadmiumtellurid (CdTe) a besteet aus zéng linear Pixelen.[26] Den zweete Spektrometer gesäi d'selwecht aus wéi den éischten, schafft awer am Beräich vun 9,09 bis 16,7 µm. Fir eng gutt Kalibréierung z'erméiglechen, ass e weidert Spektrometer derbäi, dat d'Referenzstralung aus enger LED-Infraroutquell auswäerte kann.[26] Den drëtte Spektrometer huet e Siichtfeld von 0,25° an ass am Spektralberäich vun 16,67 bis 1000 µm empfindlech.[26][29] Dee Beräich ass op d'Wärmestralung vun de Saturnmounden an de Réng ofgestëmmt, woufir dee Spektrometer primär fir Temperaturmiessunge benotzt gëtt.

Radar[änneren | Quelltext änneren]

E puer Betribsmodi fir d'Radarsystem

Well de Saturnmound Titan eng ganz dicht Atmosphär huet, kann seng Uewerfläch duerch passiv optesch Instrumenter nëmme begrenzt ënnersicht ginn. Als Léisung gouf bei Cassini e bildméissege Radar agebaut, dat d'Atmosphär ouni nennenswäert Qualitéitsaboussen duerchdrénge kann an dräidimensional Terrainprofiler vun der Uewberfläch hierstelle kann. Fir de Konstruktiounsopwand ze reduzéieren, benotzt d'System d'Kommunikatiounsantenn mat, wouduerch allerdéngs Dateniwwerdroung an d'Radarbiller net gläichzäiteg méiglech sinn. D'Instrument huet dräi Subsystemer: e Radarhéichtemiesser, en Synthetic Aperture Radar firr d'Produktioun vun 3D-Terrainprofiler an e passive Radiometer. Dat ganzt Instrument huet e Gewiicht vun 41,43 kg, a brauch eng elektresch Leeschtung vu maximal 108,40 Watt a produzéiert eng Datequot vu bis zu 365 kBit pro Sekonn.[30]

De Synthetic Aperture Radar ass dat wichtegst Subsystem, well et 3D-Gelännprofiler mat relativ héijer Genauegkeet produzéiere kann. De Sender erreecht eng Ofstralleeschtung vun zirka 46 Watt, woubäi fir d'Verstäerkung eng Wanderfeldröhre mat enger Betribsspannung vu 4000 Volt zum Asaz kënnt.[31] Jee no Betribsmodus schafft d'System mat enger Impulsfollegfrequenz (PRF) vun 1,8 bis 6,0 kHz an enger Sendezäit (och Pulsbreet) vun 200 bis 400 Millisekonne bei enger Bandbreet vun 0,43 oder 0,85 MHz.[31] Fir d'Bild kann tëschent héijer a niddreger Opléisung gewielt ginn. Am héichopléisende Modus läit d'Distanzopléisung, jee no Orbitalpositioun an Distanz, bei 0,48 bis 0,64 km an d'horizontal Opléisung beweegt sech am Beräich vun 0,35 bis 0,41 km.[31] De niddreg opléisende Modus bitt eng Distanzopléisung vun 0,48 bis 2,70 km an eng horizontal Opléisung vun 0,41 bis 0,72 km. Béid Modi bilden pro Miessung ënner 1,1 % vun der Titanuewerfläch of.[31]

En Deel vun der Radar-Elektronik

Bei der Energieversuergung gouf et während der Entwécklung Problemer, well de Radar wiesentlech méi Energie fir déi gefuerdert Opléisung benotzt huet, wéi d'Radionuklidbatterien zur Dispositioun gestallt haten.[31] An den éischten Entwërf waren dofir Batterien als Puffer virgesinn, déi während der inaktiver Phas geluede ginn an dann bei Radaroperatiounen zousätzlech Energie zur Dispositioun stellen. Allerdéngs huet d'Ofnotzungsproblematik, déi duerch d'Stralung am oppene Weltraum nach verschäerft gouf, an d'Gréisst vun de Batterien den Ingenieuren Suerge bereet, woufir schliisslech eng Léisung op Basis vu Kondensatore als Energiepuffer implementéiert gouf.[31] Well den Tastgrad vum Radar bei maximal zéng % läit, kënnen sech d'Kondensatore während de reschtlechen 90 % mat 34 Watt oplueden an déi gespäichert Energie an engem 90 bis 3000 Millisekonne laangen Sendeimpuls mat enger Leeschtung vu bis zu 200 Watt komplett ofginn.[31] Dee Komplex gëtt als Energy Storage Subsystem (ESS) bezeechent a konnt de Spëtzenenergiegebrauch bei ongeféier selwechter mëttlerer Leeschtung däitlech kierzen.

Fir d'Distanz vun der Sond zu der Titanuewerfläch exakt ze bestëmmen, gëtt e Radarhéichtemiesser benotzt. Hie mécht keng Biller a méisst d'Distanz mat enger Opléisung vu 60 m.[31] D'Impulsfollegfrequenz läit bei 4,7 bis 5,6 kHz an d'Sendezäit ass 150 ms bei enger Bandbreet vun 4,25 MHz.[31] Wann den Héichtemiesser mat klenger Opléisung schafft, kann d'Réckstreeung vun der Uewerfläch gemooss ginn. Déi gewonne Daten ginn op der Äerd mat de SAR-Biller kombinéiert, well déi wéinst de variéierende Radarquerschnëtter vun der Uewerfläch soss u Qualitéit abousse géifen.[31] D'Impulsfollegfrequenz läit bei 1 bis 3 kHz an d'Sendezäit ass 500 ms bei enger Bandbreet vun 0,11 MHz.[31] Et kënnen 20 % vun der Titanuewerfläch an engem Miessduerchgank erfaasst ginn, déi horizontal Opléisung läit bei 55 bis 140 km.

D'Radarsystem kann och an engem passive Modus schaffen, an deem et d'Radiostralung bei 13,78 GHz méisst, déi vum Titan oder aneren Objeten ofgestralt ginn. An engem Miessduerchgank ka 40 % vun der Titan-Uewerfläch mat enger horizontaler Opléisung vu 6 bis 600 km erfaasst ginn, woubäi d'Bandbreet bei 135 MHz läit.[31] Duerch déi gewonne Daten kënnen bei der Auswäertung Réckschlëss op d'Temperatur (bis op 5 Kelvin genee) an op d'Photochemie vum Titan an anere Mounde gezu ginn.

Radio Science Subsystem (RSS)[änneren | Quelltext änneren]

Skizz mat der Funktiounsweis vum RSS

Mam RSS sollen d'Atmosphäre an déi genee Masse vum Saturn a senge Mounde ënnersicht ginn. Och d'Erfuerschung vum Ranksystem an d'Verbesserung vun den Ephemeriden-Daten gehéieren zum Asazspektrum. Heizou ginn dräi Sende-Empfangs-Anlagen agesat, welche d'Verännerung vu Radiowellen miessen, wann si d'Atmosphären oder Ranksystem duerchdréngen, fir esou hir Temperatur, Dicht an Zesummesetzung z'ermëttelen.[32] Jee no Frequenzband ginn d'Signaler duerch Cassini selwer oder duerch die Anlagen vum Deep Space Network (DSN) ausgewäert.

Am Beräich vum S-Band sent Cassini eng héichstabil Drowell a Richtung vum DSN, ouni selwer Signaler z'empfänken.[32] Heibäi gëtt de Sender vun der Kommunikatiounsanlag benotzt, deen d'Drowell mat enger Leeschtung vun zéng Watt ofstralt. Analog gëtt och am X-Band gesent, woubäi och ofgestralte Signaler vum DSN empfangen an ausgewäert kënne ginn.

Fir Miessungen am Ka-Band (bei 32,028 GHz an 34,316 GHz) benotzt den RSS en eegene Transmitter, dee speziell fir d'Usrëch vum Instrument konstruéiert goufen.[32] Et ka sowuel Signaler zum DSN senden wéi och empfänken. Fir d'Verstäerkung kënnt eng Wanderfeldröhre zum Asaz, woubäi d'Drowell mat enger Leeschtung vu siwe Watt ofgestralt gëtt.[32] Den Transmitter huet e Gewiicht vu 14,38 kg an dat ganzt Instrument brauch bis zu 80,70 Watt elektresch Leeschtung.[32]

Radio and Plasma Wave Science Instrument (RPWS)[änneren | Quelltext änneren]

D'Antennenanlag (ouni Ausleeër) vum RPWS
D'Langmuir-Sond

Den RPWS soll primär d'Wiesselwierkung von interplanetarem Plasma mat de Magnéitfelder an ierweschten Atmosphärschichten vum Saturn a senge Mounden erfuerschen. Heizou wäert et déi nidderfrequent Radiowelle mat grousser Wellelängt aus, well déi haaptsächlech bei de genannte Wiesselwierkunge entstinn.

Et kommen dräi verschidden Detektere zum Asaz: eng Langmuir-Sond, en Empfänger fir magnéitesch an een fir elektresch Wellen. Dee leschten benotzt fir den Empfang dräi Y-fërmeg placéiert 10-m-Stabantennen, déi aus enger Beryllium-Koffer-Legierung fabrizéiert sinn a sech op Grond vun hirer Gréisst eréischt nom Start entfalen.[33] Di dräi Antennen fir magnéitesch Welle si mat 25 cm laang an hunn en Duerchmiesser vun 2,5 cm. Si hunn e Virverstäerker a stinn jee senkrecht zuenee, sou datt dräidimensional Miessunge méiglech sinn.[33] D'Langmuir-Sond huet en Ausleeërarm mat enger Längt vun 1 m, an hirt Enn eng Kugel mat engem Duerchmiesser vu 5 cm. Si kann Elektronendichte vu 5 bis 10.000 Elektronen/cm³ an Energiespektre vu 0,1 bis 4 Elektronenvolt erfaassen.[33]

All vun den Antennenanlagen opgefaange Welle kënnen mat Hëllef vun enger Schaltlogik an eng vu fënnef Empfängeranlage geleet ginn:[34]

  • Héichfrequenz-Empfänger: 440 Kanäl am Beräich vun 3,5 bis 16 MHz, nëmmen elektresch Antennen
  • Mëttelfrequenz-Empfänger: 80 Kanäl am Beräich vun 0,024 bis 16 kHz, eng magnéitesch oder elektresch Antenn
  • Nidderfrequenz-Empfänger: 28 Kanäl am Beräich vun 1 bis 26 Hz, zwou verschidden Antennen
  • 5-Kanal-Welleform-Empfänger: empfindlech an de Beräicher 1 bis 26 Hz an 3 bis 2,5 kHz. Fënnef Antennen aller Aart parallel
  • Breetbandempfänger: empfindlech an de Beräicher 60 bis 10,5 kHz an 0,8 bis 75 kHz, eng Antenn

D'Elektronik vum RPWS besteet am Wiesentlechen aus dräi Veraarbechtungseenheeten: dem Low-rate-Prozesser (LRP), dem High-rate-Prozesser (HRP) an dem Kompressiounsprozesser (DCP).[34] Kärstéck vun allen dräi Komponenten ass en 16-Bit-80C85-Mikroprozesser, dee mat 3 Megahertz getakt ass an op 64 bis 96 kByte RAM zugreifen kann.[34] Das gesamte Instrument wiegt 37,68 kg, benötigt bis zu 16,38 Watt elektresch Leeschtung a generéiert bis zu 366 kBit Date pro Sekonn.[34]

Dual Technique Magnetometer (MAG)[änneren | Quelltext änneren]

Den V/SHM-Detekter (Deel vum MAG-Instrument)

Dëst Instrument soll den Opbau vun de Magnéitfelder am Saturn-System ënnersichen an hir Verännerung duerch d'Sonnenaktivitéit observéieren. Heizou kommen zwee Subsystemer zum Asaz, déi un engem 11 m laangen net-magnéiteschen Ausleeër festgemaach sinn: de Vector/Scalar Helium Magnéitometer (V/SHM) fir d'Feldrichtungs- oder Stäerkemiessung an d'Fluxgate-Magnéitometer dat gläichzäiteg d'Richtung an d'Stäerkt vun engem Magnéitfeld moosse kann. Béid Systemer gi vun enger zentraler Elektronik gesteiert. Däre Kär stellt en duebelt redundante Prozesser vum Typ 80C86 duer, dee mat 4 MHz getakt ass an op 128 kByte RAM fir Programmcode zougräife kann.[35] Zousätzlech sinn 32 kByte PROM an 16 MB RAM fir wëssenschaftlech Daten ugebonnen.[35] Déi zentral Elektronik ka pro Sekonn 16 bis 250 Miessunge ausliesen (Oftaschtung), woubäi jiddwer Datepak 16 bis 19 Bit grouss ass. D'Date ginn an engem stralungstoleranten 64-kByte-Späichermodul gepuffert an iwwermëttelt am Standardmodus all véier Sekonnen 136 Miessunge an de Cassini-Bordcomputer.[35] Dat ganzt Instrument huet e Gewiicht vun 3 kg, brauch 3,10 Watt elektresch Leeschtung a produzéiert bis zu 3,60 kBit Date pro Sekonn.[36]

De Vector/Scalar Helium Magnéitometer schafft entweder am Magnéitfeldstäerkt- oder am Richtungsmodus. Bei dem leschte Modus kann d'Instrument entweder am Stäerkteberäich vun ±32 Nanotesla mat enger Opléisung vu 3,9 Pikotesla schaffen oder Miessungen am Beräich ±256 nT bei enger Genauegkeet vun 31,2 pT duerchféieren.[37] Am Stäerktemodus kënnen d'Magnéitfelder mat enger Stäerkt vu 256 bis 16.384 nT erfaasst ginn.

Parallel Richtungs- a Stäerktemiessunge kënnen mam Fluxgate-Magnéitometer duerchgefouert ginn. Et stinn véier Miessberäicher mat ënnerschiddlechen Eegenschaften zur Dispositioun:[38]

  • Beräich: ±40 nT Opléisung: 4,9 pT
  • Beräich: ±400 nT Opléisung: 48,8 pT
  • Beräich: ±10.000 nT Opléisung: 1,2 nT
  • Beräich: ±44.000 nT Opléisung: 5,4 nT.

Cassini Plasma Spectrometer (CAPS)[änneren | Quelltext änneren]

D'CAPS-Instrument. Lénks ass d'IBS ze gesinn, riets den IMS (Ëffnung ass dem Observer zougedréit) an uewen den ELS.

D'CAPS méisst den Ionen- an Elektrone-Floss mat de Funktione Mass pro Transport (nëmme fir Ionen) an Energie pro Transport, souwéi den Optreffwénkel vun dësen Deelercher. Et soll primär d'Zesummesetzung vu geluedene Deelercher feststellen, déi aus der Atmosphär vum Titan a Saturn entweechen, souwéi hir Wiesselwiirkunge mat de Magnéitfelder am Saturn-System. Heizou kommen dräi Instrumenter zum Asaz: en Ionen-Massespektrometer (IMS), en Elektrone-Massespektrometer (ELS) an en Ionestral-Spektrometer (IBS), dat déi dräidimensional Vektrodate liwwert. All Instrumenter ginn iwwer eng kollektiv Elektronik ugesteiert, däre Kärstéck zwou bal identesch Leederplacke sinn. Si sinn mat eegenem RAM, ROM an engem 16-Bit-Prozesser vum Typ PACE 1750A ausgeriicht, deen op der Basis vum MIL-STD-1750A schafft.[39] All Miessinstrumenter vum CPAS ginn duerch e Motor stänneg mat ënnerschiddlecher Vitess iwwer e Beräich vun 216° beweegt, wouduerch och d'Ursprongsplaz vun optreffenden Deelercher ermëttelt ka ginn. Dat ganzt System huet e Gewiicht vun 12,5 kg, an huet eng elektresch Leeschtung vun 14,50 Watt a generéiert 8 kBit Date pro Sekonn[33]

Den Ione-Massespektrometer (IMS) besteet aus engem torusfërmegen, elektrostatesche Filter, dee nëmme positiv gelueden Deelercher mat engem bestëmmten Energiespektrum zum Fluchzäitmassespektrometer duerchléisst. De Filter méisst doriwwer eraus och d'Energie pro Deelchen a verklengert den Ëffnungswénkel, wat zu enger besserer Opléisung féiert. De Spektrometer méisst dann uschléissend d'Mass pro Transport. Fir datt et och Deelercher mat klenge Luedunge vun bis zu 1 eV erfaasse kann, ginn déi virum Antrëtt an d'Instrument duerch eng Glidderung vun 8 dënne Kuelenstoff-Folien acceleréiert, déi e lineart elektrescht Feld mat engem Potential vu 15 kV opbauen.[39] Beim Passéieren vun de Folie gi weider grouss Molekülle an hir atomar Bestanddeeler zerluecht. No der Acceleratioun treffen d'Deelercher op zwou Mikrokanalplacke, déi aus Bläiglas bestinn an zirka 300 Elektrone pro Deelchenaschlag produzéieren, déi dann zu der Ermëttlung vum Spektrum gemooss ginn.[39]

Den Elektronespektrometer (EMS) méisst nëmmen de Floss an den Optreffwénkel vun de negativ geluedene Elektrone. Soss schafft et mat deeselwechte Prinzipië wéi den Ionespektrometer, allerdéngs huet et keng Kuelestoff-Folië zu der Acceleratioun vun den Elektronen.[39]

Den Ionestral-Spektrometer (IBS) ass a sengem Opbau bal d'selwecht wéi den Ione-Massespektrometer (IMS), awer et feelen och him d'Kuelestoff-Folië, wouduerch och grouss ioniséiert Molekülle miessbar sinn. Weider verschafftt et 100-mol méi Elektronen pro Zäiteenheet, woubäi allerdéngs keng Miessunge vun der Mass pro Luedung duerchgefouert ginn.[39]

De LEMMS-Instrument (Deel vum MIMI)

Magnetospheric Imaging Instrument (MIMI)[änneren | Quelltext änneren]

D'selwecht wéi de CAPS, soll dat Instrument de Plasma am Saturn-System ënnersichen, allerdéngs an engem méi héijem Energieberäich. Et besteet aus dräi Detektore mat ënnerschiddlechen Aufgaben: de "Low Energy Magnetospheric Measurement Systems" (LEMMS) fir d'Miessung vun Ionen, Protonen an Elektronen, de "Charge-Energy-Mass Spectrometer" (CHEMS) fir Luedungsmiessung an d'"Ion and Neutral Camera" (INCA), déi d'dräidimensional Verdeelung an d'Zesummesetzung vun Ionen ofbilde kann. Dat ganzt Instrument huet e Gewiicht vun 28,1 kg, brauch duerchschnëttlech 20,3 Watt elektresch Leeschtung a produzéiert ongeféier 1–4 kBit Date pro Sekonn.[40]

De LEMMS ka folgend Energiespektren miessen: Elektrone mat 0,015 bis 10 MeV, Protone mat 0,015 bis 130 keV an Ione mat 0,02 bis 130 MeV.[41] Fir d'Miessung treffen d'Deelercher op verschidde Folien, woubäi aus den dobäi entstoenden Stroumimpulser dären Energie errechent gëtt. D'Instrument huet zwou Ëffnungen, dovun eng mat engem Siichtfeld vu 15° fir Deelercher mat niddreger Energie an eng fir héichenergetesch Deelercher mat engem 30° Siichtfeld.[41] Fir och Wénkel moossen ze kënnen, rotéiert de LEMMS ëm 360°. D'Instrument huet e Gewiicht vu 6,27 kg a brauch nominal 5,2 Watt elektresch Leeschtung.[41]

De CHEMS analyséiert de Plasma an der Géigend vum Saturn. Den Energiespektrum läit bei 10 bis 220 keV.[42] D'Siichtfeld ass 160°. Fir Miessung kënnt e Fluchzäitmassespektrometer an en zousätzlechen Detekter zum Asaz.[42] De CHEMS huet e Gewiicht vun 6,66 kg a brauch an der Moyenne 3,5 Watt elektresch Leeschtung.[42]

D'INCA-Instrument zeechent sech aus duerch seng Fäegkeet fir d'Erstelle vun dräidimensionale Kaarte vun der Verdeelung vun Ionen- a erhëtztem Neutrone-Plasma. De Neutrone-Plasma gëtt duerch seng thermesch Stralung erfaasst, de Spektrum reecht vu 7 keV bis 8 MeV pro Nukleon.[43] D'Siichtfeld méisst 120° × 90°.[33] D'INCA huet e Gewiicht vun 6,92 kg a brauch am Normalbetrib 3 Watt elektresche Leeschtung.[43]

Ion and Neutral Mass Spectrometer (INMS)[änneren | Quelltext änneren]

Den INMS

Beim INMS handelt et sech ëm e weidere Spektrometer fir Ënnersich vun der ierweschter Titanatmosphär souwéi hirer chemescher Zesummesetzung. Heizou ginn Ionen a Neutronen agefaangen an ënnersicht. Dat ganzt Instrument huet e Gewiicht vu 9 kg, brauch am Schnëtt 27,70 Watt elektresch Leeschtung a generéiert nominal 1,5 kBit/sec.[44]

Den INMS huet eng zouen an eng oppen Ionequell. Doduerch erginn sech dräi méiglech Betribsmodië fir d'Instrument:

  • zouen Ionequell: Detektioun vu neutrale Molekülle
  • oppe Quell: Erfaassung vu fräie Radikale
  • oppe Quell plus Ioniséierung: Nowäis vu positiv geluedenen Ione mat enger Energie vun ënner 100 eV

Déi agefaangen Deelercher gi fir d'éischt mat engem Quadrupol-Massespektrometer no hirer Mass getrennt an uschléissend op d'Ionendetektore vun de béide Quelle geleet. Déi sinn als Sekundärelektronekopéierer ausgeluecht an hunn zwee Moossberäicher fir Atommasse vun 1 bis 12 u an 12 bis 199 u.[33] Déi ënnescht Nowäisgrenz am zouene Modus läit bei 70.000 Deelercher/cm3, am oppene Modus läit d'Grenz bei 700.000 Deelercher/cm3.[33] Zousätzlech gëtt et nach zwee weider Detektore fir d'Erfaassung vu Spuregase, déi bis zu zwou Milliounen Deelercher/s auswäerten a Verbindungen mat Stoffmasse bis erof op 100 piko-mol bestëmme kënnen.[33]

CDA-Instrument

Cosmic Dust Analyzer (CDA)[änneren | Quelltext änneren]

Wmerge3.svg  Haaptartikel zu dësem Thema : Cosmic Dust Analyzer 


Den CDA soll d'Eegenschaften vum interplanetarem Stëbs bannenzeg vum Saturn-System ënnersichen. Weider solle Partikelen aus dem interstellare Raum a Meteoritten no bei de Réng erfuerscht ginn. D'Instrument, dat sech ëm bis zu 270 Grad fräi schwenke léisst, huet eng Ëffnung mat engem Duerchmiesser vun 41 cm, mat deem Stëbs agefaangen an uschléissend duerch véier Gitter geleet gëtt.[33] Dat éischt an dat lescht Gitter ass geäerd, sou datt sech déi béid aner, elektresch geluede Gitter an engem faradayesche Käfeg befannen. Treffen elo elektresch geluede Stëbsdeelercher, wéi si am Saturn-System heefeg unzetreffe sinn, op d'Gitter, sou kann hir Charge op e Billiardstel Coulomb genee bestëmmt ginn. Déi béid Gitter stinn ausserdeem och ëm jee 9 Grad schréi zu hirer Achs, sou datt och d'Afallswénkel mat enger Genauegkeet vun 10 Grad gemooss ka ginn.[33]

No der Passage vun de Gitter treffen d'Partikel op zwou baugläich 16 mm grouss Rhodium-Placken.[33] Duerch den Aschlag ginn d'Atome vun der Plack ioniséiert a streeën an de Raum. Déi Ione ginn elo mat enger Spannung vun 1.000 Volt acceleréiert, fir uschléissend op enger Streck vun 230 mm an engem Fluchzäitmassespektrometer duerch hir Vitess getrennt ze ginn.[33] Fir d'lescht treffen d'Ione op Elektronemultiplikatore an Ionekolliminatore, déi hir Mass an Energie moossen. Pro Sekonn ka maximal ee Partikel analyséiert ginn.

Zwar kënne mat der beschriwwener Method all wichteg Parameter vu Stëbspartikele bestëmmt ginn, allerdéngs kann d'System bei enger héijer Zuel vun optreffende Partikele, zum Beispill no bei de Réng, net méi zouverlässeg schaffen. Dofir huet den CDA nach den "High-Rate Detector" (HRD), deen och bei héijen Aschlagsquoten effizient schaffe kann. Hie baséiert op zwou 50 cm² grouss Polyvinylidenfluorid-Folie mat enger Déckt vu jee 6 an 28 µm.[33] Bei engem Partikelaschlag kënnt et zu engem Stroumstouss, aus deem déi kinetesch Energie berechent ka ginn. Déi Miessung ass zwar nëmme rudimentär, allerdéngs kënnen esou bis zu 10.000 Aschléi pro Sekonn verschafft ginn. Dat ganzt Instrument huet e Gewiicht vun 16,36 kg, a brauch an der Moyenne 11,38 Watt elektresch Leeschtung (maximal 18,38 W) a produzéiert pro Sekonn bis zu 524 Bit Daten.

Wëssenschaftlech Instrumenter vum Huygens[änneren | Quelltext änneren]

Iwwerbléck[änneren | Quelltext änneren]

Folgend Grafik bitt en Iwwerbléck iwwer d'Instrumenter an d'Systemer vum Huygens:

HASI Miessond HASI Miessond HASI Elektronik HASI Elektronik HASI Miessonde (2) HASI Miessonde (2) HASI Miessond HASI Miessond Antenn vum Radarhéichtemiesser (HASI, 1 vu 4) Antenn vum Radarhéichtemiesser (HASI, 1 vu 4) Antenn vum Radarhéichtemiesser (HASI, 1 vu 4) Antenn vum Radarhéichtemiesser (HASI, 1 vu4) DWE Oszillator DWE Oszillator GCMS (ierweschten Deel) GCMS (ierweschten Deel) GCMS (ënneschten Deel) GCMS (ënneschten Deel) SSP Elektronik SSP Elektronik SSP SSP DISR Optik DISR Optik ACP ACP Batterie (1 vu 5) Batterie (1 vu 5) Energiemanagment-System Energiemanagment-System DISR Elektronik DISR ElektronikHuygens cut away german.png
Iwwer dëst Bild
Den DISR-System mat sengen ënnerschiddleche Komponenten

Descent Imager / Spectral Radiometer (DISR)[änneren | Quelltext änneren]

Beim DISR handelt et sech ëm dat komplext Instrument u Bord vum Huygens. Et ass geduecht fir d'Ënnersich vun der Atmosphär mat Biller an Spektrum-Miessunge während der Landung an dem Uewerflächenopenthalt. Den DISR ass an zwou Sektiounen agedeelt: Eng riicht hir Instrumenter haaptsächlech no uewen a Richtung Himmel an déi aner no ënnen a Richtung Buedem. Am ganze sinn dräi no ënnen oder op d'Säit geriichte Kameraen, sechs Spektrometer an etlech Fotodiode disponibel. D'Instrumenter hunn zwar all eng eegen Optik, allerdéngs gëtt dat opgefaanged Liicht mat Faseroptiksträng op en zentralen CCD-Bildsensor geleet, dee nees a verschidde Beräicher opgedeelt ass. Virum sende vun de Bilddaten ginn si an zwou Stufe kompriméiert. Fir d'éischt gëtt d'Faarfdéift op 8-Bit reduzéiert, wat 256 Grostufen entsprécht.[18] Da ginn 16 × 16-Bit-Bléck mat der diskreet Kosinustransformatioun kompriméiert, wat d'Dategréisst ëm dat Dräi- bis Aachtfacht erofdrécke soll. Trotzdeem war déi nach esou grouss, datt déi béid zur Dispositioun stoend Sender zum Sende vu Biller genotzt musste ginn, sou datt een déi duebelt Redundanz bei der Iwwerdroung verluer huet. De ganzen Instrumentekomplex huet e Gewiicht vun 8,1 kg, a brauch 13 bis 70 Watt elektresch Leeschtung (am ganzen 48 Wh während der Landung) a produzéiert pro Sekonn 4,8 kBit Daten a brauch esou zirka d'Hallschent vun der Iwwerdroungsbandbreet.[18]

Déi héichopléisend Kamera (HRI) bléckt an engem Wénkel vu 25,6° no ënnen, deen dozougehéierenden CCD-Chipdeel huet eng Opléisung vun 160 × 256 Pixelen an ass am Beräich vu 660 bis 1000 nm empfindlech (vu Rout bis an de noen Infraroutberäich).[45] Well sech d'Sond beim Ofstig ëm déi eegen Achs dréit, sinn d'Fotoe mat enger Breet vu bis zu 21,5° méiglech. Dat vertikalt Siichtfeld huet 9,6°, dat horizontalt 15°. D'Kamera fir mëttel Opléisunge (MRI) huet an der Vertikaler wéi och an der Horizontaler e gréissert Siichtfeld (21,1° resp. 30,5°) wéi d'HRI, produzéiert wéinst dem nëmmen onwiesentlech gréissere Chips (179 × 256 Pixel) nëmmen hallef sou héich opgeléiste Biller.[45] Déi säitlech kuckend Kamera (SRI) liwwert géigeniwwer der MRI nach ëm ongeféier en Drëttel méi niddreg opgeléiste Biller. Dat ass bedéngt duerch dat nach gréissert Siichtfeld (vertikal 25,6° an horizontal 50,8°) bei enger klengerer Chipgréisst vun 128 × 256 Pixelen.[45] Duerch d'Dréiung vun der Sond kann d'SRI-Kamera een aus 30 Eenzelbiller bestoend Panorama am Beräich vum Horizont maachen.

Nieft de Kamerae sinn dräi Spektrometer fir dat visuellt, ultraviolett an infrarout Spektrum jee no uewe an no ënne geriicht. All no uewe geriichte Spektrometer hunn e Siichtfeld vun 170° an der Horizontaler an 3° an der Vertikaler, unterscheeden sech awer soss net vun de no ënne geriichte Sensore. Déi kollektiv Charakteristika gesi wéi follegt aus:

  • UV-Spektrometer: 350–480 nm Miessberäich, Ee-Pixel-Detekter
  • Liichtspektrometer: 480–960 nm Miessberäich, 8 × 200-Pixel-Detektor, 2,4 nm Opléisung
  • IR-Spektrometer: 870–1700 nm Miessberäich, 132-Pixel-Detekter (linear zesummegestallt), 6,3 nm Opléisung.

Fir d'Miessunge a no beim Buedem ze verbesseren, ass eng no ënnen ausgeriichte Luucht installéiert, déi bei ënner 100 Meter aktivéiert gëtt. Si brauch 20 Watt el. Leeschtung, huet e Gléidrot aus Wolfram, deem seng Emissiounen mat engem 5 cm grousse Reflekter a Richtung Buedem gesteiert ka ginn.

Den drëtte Miesskomplex gëtt "Solar Aureolen Experiment" genannt an ass fir d'Bestëmmung vum Briechungs- an Absorptiounsverhalen vun der Titan-Atmosphär bei 500 nm an 939 nm. D'Detekteren miesse jee 6 × 50 Pixel a weisen eng Bandbreet vu 50 nm op. Ausserdeem ass e Sonnesensor fir d'Ermëttlung vun Navigatiounsdaten disponibel.

Den ACP-System

Aerosol Collector and Pyrolyser (ACP)[änneren | Quelltext änneren]

D'Instrument féiert keng wëssenschaftlech Miessungen duerch, well et nëmmen fir d'Sammele an d'Opbereede vun Aerosol konstruéiert gouf. Et sammelt an zwou Héichteregioune vun 140 bis 32 km an 22 bis 17 km an exakte Zäitspanen etlech Aerosol-Prouwen.[46] D'Atmosphär gëtt mat enger Pompel duerch een op der viischter Säit vun der Sond montéierte Filter gesaugt. De Filter gëtt uschléissend an e klengen Uewen transferéiert an a Stufen erhëtzt. Déi eenzel Stufe sinn jee ënnerschiddlech staark (20 °C, 250 °C an 650 °C) fir verschidde Molekülle a Verbindungen duerch Verdonsten oder Pyrolys ze trennen.[18] Besonnesch gëtt no folgenden Elementen a Verbindungen gesicht:[18]

No der Opbereedung gëtt d'Gas dem GCMS zu der Analys zougefouert. Den ACP huet e Gewiicht vun 6,3 kg, a brauch tëscht 3 an 85 Watt el. Leeschtung (während dms Ofstig ginn am ganzen 78 Wh verbraucht) a schafft mat engem Datestroum vun 128 Bit/sec.[18]

Gas Chromatograph and Mass Spectrometer (GCMS)[änneren | Quelltext änneren]

De GCMS

De GCMS ënnersicht d'Zesummesetzung vun der Atmosphär ënner 170 km a bestëmmt d'Isotopeverhältnes vun den heefegste Gasaarte um Titan. D'Instrument huet e Gewiicht vun 17,3 kg (dat schwéierst vun der ganzer Sond), a brauch 28 bis 79 Watt elektresch Leeschtung a generéiert d'Date mat an der Moyenne 960 Bit pro Sekonn.[18] D'System ass an engem Quadrupol-Massespektrometer an an engem virschaltbaren Gaschromatograph opgedeelt.

Dat lescht déngt haaptsächlech der Trennung a Viranalys vum astréimende Gas, fir d'Daten, déi uschléissend vum Massespektrometer generéiert ginn, besser asortéieren ze kënnen. Heizou kommen dräi Kapillarseile mat Waasserstoff als Drogas zum Asaz. Déi getrennte Gase ginn uschléissend an de Massespektrometer agespeist, wou d'Atome ioniséiert an uschléissend analyséiert ginn. De Spektrometer kann an engem Spektrum vun 2 bis 146 u mat enger Opléisung vun zirka engem µu Miessungen duerchféieren,[47] woubäi Edelgase bis erof zu 10 bis 100 Deeler pro Milliard detektéiert kënne ginn.[48] De Spektrometer huet eng etlech Gasagäng, déi situatiounsofhängeg opgemaach an och zpugemaach kënne ginn: E Kanal fir direkt, net beaarbecht Miessunge, dräi Verbondstécker zu de Kapillarsäile vum Gaschromatograph an e Kanal zum ACP-Instrument, sou datt déi gesammelt an opbereete Aerosole analyséiert kënne ginn.[48]

Doppler-Wand-Experiment (DWE)[änneren | Quelltext änneren]

Den DWE déngt der Ënnersich vun Titan-Wand an Turbulenzen. Dat geschitt mat Hëllef vun engem klenge Radar, deen e stabilen Oszillator huet, dee Radiosignaler mat enger Frequenz vun 10 MHz generéiert.[49] D'Ofwäichung ass während dem dräistënnegen Asaz nëmmen 0,014 Hz, wouduerch héichprezis Miessunge vun de Wande duerch den Dopplereffet méiglech sinn.[49] Déi gewonne Vitessopléisung läit bei 1 mm/s.[18] D'System gëtt ënner enger Héicht vun 160 km aktivéiert a schafft bis zum Opschlag op der Uewerfläch. D'Gewiicht ass 1,9 kg, an et brauch bis zu 18 Watt elektresch Leeschtung (am ganzen 28 Wh während dem Ofstig) a generéiert 10 Bit Date pro Sekonn.[18]

Huygens Atmosphere Structure Instrument (HASI)[änneren | Quelltext änneren]

Eng HASI-Miesssond

D'Instrument soll déi physikalesch Eegenschaften an den Opbau vum Titan senger Atmosphär ënnersichen. Heizou huetet véier onofhängeg Sensorpäck: en Acceleratiounssensor (ACC), en Drockmiesssystem (PPI), zwee Temperaturmiesser (TEM) an e Komplex zu der Ermëttlung vun der Leetfäegkeet, Wellebildung an Héicht iwwer de Grond (PWA). Den HASI ass dat éischt System, dat aktivéiert gëtt; et schafft scho vun enger Héicht ab 1300 km – zéng Minutte virun der Fallschiermëffnung.[18] Dat komplett Instrument huet e Gewiicht vu 6,3 kg, a verbrauch 15 bis 85 Watt Stroum (am ganzen 38 Wh während dem Ofstig) a liwwert pro Sekonn 896 Bit Date.[18]

Den Acceleratiounsmiesser méisst d'Acceleratioun vun der Sond op allen dräi Achsen mat enger Prezisioun vun engem Prozent a mat enger Opléisung vun ënner engem mikro-g.[50] D'Drockmiesssystem besteet aus enger Kielsond an dräi Drockmiesinstrumente mat de Moossberäicher 0–400 hPa, 400–1200 hPa an 1200–1600 hPa.[18] Déi béid Platin-Temperatursensore schaffe mat enger Genauegkeet vun 0,5 Kelvin bei enger Opléisung vun 0,02 Kelvin.[50] D'Leetfäegkeet vun der Atmosphär gëtt mat zwee Sensore gemooss,déi d'wiesselsäiteg Impedanz a schwaach elektresch Wiesselspannung mat enger Genauegkeet vun 10 Prozent ënnersichen.[50] Heimadde kënnen och Blëtzer bannenzeg der Atmosphär opgespurt a gemooss ginn. En anere Sensor méisst d'elektresch Gläichspannung an d'Leeitfäegkeet vun den Ionen. Fir d'Miessung vu Geräischer kënnt e Mikrofon zum Asaz, deen eng Genauegkeet vu 5 Prozent opweist a Geräischer mat enbgem Drock vu méi wéi 10 mPa detektéiere kann.[50] Zum Enn gëtt et och nach e Radarhéichtemiesser, dee vun enger Héicht vu 60 km aktiv gëtt an eng Opléisung vu 40 m an enger Héicht vu 24 km opweist.[18] D'Prezisioun läit hei bei 1,5 dB.

Surface Science Package (SSP)[änneren | Quelltext änneren]

Den SSP-Komplex

Den SSP soll d'Beschafenheet vum Titanbuedem direkt op der Landeplaz ënnersichen, woubäi bei der Landung och op Methanséie opgepasst muss ginn. D'System huet néng Sensorpäck, fir Ënnersich vun der Uewerfläch maachen ze kënnen. All Instrumenter, déi direkt Miessunge maache, sinn op der ënneschter Säit vun der Sond montéiert an hunn entweder direkte Kontakt zum Buedem oder befannen sech gläich iwwer him. Den SSP huet e Gewiicht vun 3,9 kg, a brauch 11 Watt elektresch Leeschtung (während dem Ofstig am ganzen 30 Wh) a produzéiert am Schnëtt 704 Bit Date pro Sekonn.[18]

Zwar schafft D'System haaptsächlech um Buedem, etlech Sensore ginn awer scho vill méi fréi während der Landung aktivéiert. Heizou gehéiert en Acceleratorsensor, dee mat zwéin Piezoelemente schafft, fir Acceleratioune während der Landung a beim Opschlag ze moossen.[51] Dee leschten erméiglecht Réckschlëss op Häert an Dicht vun der Uewerfläch op der Landeplaz. De Sensor gëtt zesumme mam Schréigtmiesser schon an enger Héicht vun 153 km aktivéiert. D'Schréiegt gëtt mat enger mat Methanol-gefëlltener Röhre mat engem Platindeckel ermëttelt. Jee no Wénkelschréigt verännert sech d'Kontaktfläch mam Platin an domat d'Leetfäegkeet vum System. Heiduerch kënne Wénkelschréigte bis 47° ermëttelt ginn.[18] Ab 120 km Héicht gëtt eng Grupp aus ville Keramik-Piezoelementen aktivéiert, déi solchen aus Sonargeräten ähneln.[51] Zwei Elemente arbeiten jeweils im Sende- oder Empfangsmodus, ëm d'Schallvitess ze moossen, e weidert ass als Transmëtter ausgeluecht an ënnersicht d'Uewerfläch mat Ultraschall.[51] Sollt d'Sond an engem Methanséi landen, schafft déi als Sonar a kann d'Stréimungsvitess moossen.[18] Ab 18 km Héicht ginn Temperatursensore an d'Refraktometer aktivéiert. De Refraktometer ermëttelt den optesche Briechungsindex vun Uewerflächen a Flëssegkeeten. Heizou senden zwou Liichtdioden Liicht duerch e speziell konstruéierte Prisma a Richtung Buedem.[51] Dat reflektéiert Liicht gëtt uschléissend op e Feld aus Photodiode gelenkt, fir de Briechungsindex zu ermëttelen.

Kuerz virum Opschlag op der Uewerfläch ginn déi lescht Sensore aktivéiert. Heizou gehéiert ënner anerem e Komplex fir d'Ermëttlung vun der Wärmeleetfäegkeet, Temperatur a Wärmekapazitéit vum Buedem. Zu der Miessung kommen zwéin 5 cm laang Platindréit mat engem Duerchmiesser vun 10 resp. 25 µm zum Asaz.[51] Si stinn am direkte Kontakt zu der Uewerfläch a ginn ënner Stroum gesat. Aus dem elektresche Widerstand loossen sech da Réckschlëss op d'thermesch Parameter vum ambiente Material zéien. En anert Instrument méisst mat enger Elektrod d'elektresch Kapazitéit vum Buedem. Sollt d'Sond an engem Séi landen, sou kann et d'Existenz vu polare Molekülle feststellen.[18] Als lescht Sensore sinn nach zwéin gekoppelt Dichtmiesser derbäi, déi mat Hëllef vum archimedesche Prinzip d'Dicht vum Material ënner Huygens moosse kënnen.[18]

Missiounsverlaf bis bei de Saturn[änneren | Quelltext änneren]

Start a Fluch am bannenzege Sonnesystem[änneren | Quelltext änneren]

D'Fluchbunn vum Cassini-Huygens bis bei de Saturn

De Cassini-Huygens war de 15. Oktober 1997 um 08:43 UTC vum Launch Complex 40 op Cape Canaveral gestart. Als Drorakéit koum eng Titan IVB mat enger Centaur-Uewerstuf zum Asaz, déi d'Sond ufanks mat enger Vitess vun 8 km/s op eng Fluchbunn a Richtung Venus bruecht hat. Dat war néideg, well d'Rakéit keng 15,1 km/s fir en direkte Fluch net opbrénge konnt (et hat sech ëm eng Titan IVB gehandelt, déi deemols schon déi stärkste Drorakéit war).[52] Esou konnt d'Sond duerch zwee Swing-by-Manöver am Abrëll 1998 a Juni 1999 zousätzlech Energie sammelen, wat zu enger Vergréisserung vun der Vitess op 13,6 km/s gefouert hat.[52] Virum Opbroch zu de baussenzege Planéite hat d'Sond den 18. August 1999 nach e weidere Swing-by-Manöver bei der Äerd duerchgefouert, fir d'Vitess op 19,1 km/s zu erhéijen a Kurs op de Jupiter ze huelen. Während der ganzer vergaangener Missiounsphas gouf d'Héichgewënnantenn op d'Sonn ausgeriicht, fir als Hëtzschutz fir déi empfindlech Elektronik ze fungéieren. Eréischt den 1. Dezember 1999 war d'Intensitéit vun der Sonnestralung kleng genuch, fir d'Antenn nees vun der Sonn ofzedréien. Den 23. Januar 2000 koum et zu engem Rendezvous mam Asteroid (2685) Masursky, deen awer wéinst senger minimaler Gréisst an der Distanz vun zirka 1,5 Mio. km nëmmen als klenge Punkt op de Biller vun der Telekamera ze gesi war.[52]

Schued un der Kommunikatiounsanlag[änneren | Quelltext änneren]

Illustratioun vun der Problematik

Während der fënnefter Routineprouf vun de Sondesystemer hat sech am Februar 2000 eng massiv Feelfunktioun an der Cassini Kommunikatiounsanlag gewisen. Den Test gouf iwwer den Deep-Space-Network-System op der Äerd duerchgefouert, dee simuléiert Date vun der Huygens-Sond zum Cassini geschéckt hat,[53] vun deenen dann 90 % verluer goungen.[52] D'Ursaach gouf no etleche Méint endlech am Empfangsystem vum "Bit Loop-Detector" fonnt, dat den Dopplereffet net verschaffe konnt. Zwar hat den Empfänger op den éischte Bléck eng ausreechend Bandbreet, fir d'Frequenzverrécklunge ze kompenséieren, allerdéngs war dat nëmme fir déi reng Drowell a net fir d'Säitebänner, déi de moduléierten Datestroum ëmfaassten. Doduerch war d'Signal mat den Daten gréisstendeels baussenzeg vun der Bandbreet vum Empfänger a goung verluer. Déi Tatsaach gouf während der ganzer Entwécklungs- a Konstruktiounsphas vu kenger Agentur bemierkt. E kompletten Test, deen de Feeler hätt misste gesinn, gouf wéinst dem héijen Opwand och net gemaach. An den anere Funktiounstester war de Feeler och net opgefall, well et keng Spezifikatioun fir de moduléierten Datestroum gouf, op déi een hätt zréckgräife kéint. Zum Schluss war och eng Ëmprogramméierung vun der Software zu der Kompensatioun vum Konstruktiounsfeeler net méi méiglech, well dat nëmme virum Start vun der Sond hätt misse geschéien.

Bis zum Dezember 2000 goufen etlech Pläng fir d'Rettung vun der Huygens-Deelmissioun entwéckelt, vun deenen déi meescht drop ofgesinn hunn, fir den Dopplereffet sou wäit wéi méiglech ze reduzéieren an esou gréisser Deeler vun de Säitebänner an de Frequenzberäich vum Empfänger ze bréngen. Dat géif dann am Endeffet d'Gréisst un auswäertbaren Date klamme loossen. Am Juli 2001 hat een sech entschloss, d'Fly-by-Héicht vum Cassini beim Titan ze vergréisseren, wouduerch d'Sond manner staark acceleréiertsollt ginn. Dat hat reduzéiert géigeniwwer dem originale Fluchplang déi relativ Vitess zum Huygens, wouduerch d'Frequenzverrécklung duerch den Dopplereffet verklengert gouf a soumat e méi groussen Deel vum Säiteband mat den Date bannenzeg der Bandbreet vum Empfänger louch. De neie Plang hat an de folgenden zwee Joer eng kontinuéierlech Modifikatioun vun der Fluchbunn erfuedert.[52]

Laanschtfluch beim Jupiter[änneren | Quelltext änneren]

Héichopgeléiste Foto vum Jupiter

Nom Passéieren vun der Äerd (Gravity Assist am August 1999) an der Marsbunn (Enn 1999) huet d'Sond Kurs op de Planéit Jupiter gehalen. Ufanks waren aus Käschtegrënn keng Observatioune vum Riseplanéit virgesinn, wat allerdéngs bei de bedeelegte Wëssenschaftler zu Protester gefouert hat. Si argumentéierten, datt de Fly-by beim Jupiter ideal wär, fir d'Instrumenter ze kalibréieren a mat hinne Miessunge mat héichster Präezisioun duerchzeféieren.[52] D'Virschléi goufen zum Schluss ugeholl, an den 1. Oktober 2000 entstoungen aus enger Distanz vu 84,3 Millioune km déi éischt Biller mat der Telekamera.

Cassini konnt während de nächste fënnef Méint déi och am Jupitersystem aktiv Raumsond Galileo ergänzen. Si huet entgéint den Ufankspläng haaptsächlech d'Mounde ënnersicht. Wéinst engem Feeler vun der Antenn vum Galileo mussten nämlech all wëssenschaftlech Daten iwwer déi wäit manner leeschtungsstaark Niddreggewënnantennen iwwerdroe ginn,[52] woufir Galileo déi meescht fotografesch Aktivitéiten agestallt hat, well déi eng héich Datequot gebraucht hunn.

Während hirem Openthalt beim Jupitersystem huet d'Cassinni-Sond vill héichopléisend Fotoe vum Jupiter gemaach an hat fir eng gewëssen Zäit en Deel vun den Aarbechten vun der Galileo-Sond iwwerholl. Am Laf vun dësem Missiounsdeel gouf och dat bis haut héchstopgeléiste Fotomosaik vum Planéit zesummegebaut (kuckt d'Bild riets). Vum ISS-System sinn am ganzen 26.287 Fotoe, woubäi och eng grouss Zuel u Filtere benotzt goufen, fir d'Gasverteelung an der Atmosphär vum Jupiter z'ënnersichen.[52]

Mëtt Dezember gouf et fir d'Cassini-Sond och eng Geleegenheet fir Fotoe vun etleche Mounde ze maachen. Allerdéngs koum et de 17. Dezember zu engem gréisseren Tëschefall am Beräich vun de Reaktionsrieder, déi d'Orientéierung vun der Sond am Raum kontrolléierten (kuckt Interplanetar Navigatioun). Wou d'Rad mat der Nummer dräi zu der Lagännerung vu 50 op 208 Ëmdréiunge pro Minutt acceleréiert gouf, hat een eng däitlech Temperaturerhéijung un de Lager festgestallt.[52] De Bordcomputer hat dat als Vergréisserung vun der Reiwung interpretéiert an hat dann d'Reaktiounsrieder ofgeschalt, wourophin d'Lag iwwer d'Schubdüs geregelt gouf. Well dat awer vill Dreifstoff verbraucht hat, gouf vum Buedem aus d'Instrumenteplattform vum 19. bis 27. Dezember deaktivéiert an et gouf nëmmen déi lagonofhängeg Instrumenter (z. B. RPWS oder MAG) weiderlafe gelooss. Beim neien ufuere vum Rad gouf eng ongläichméisseg Verdeelung vun der Schmierflëssegkeet festgestallt. D'Problem war mat zouhuelender Betribsdauer verschwonnen, a sou konnten d'wëssenschaftlech Observatioune wéi geplangt fortgesat ginn.[52]

Während der aachtdeegeger Rouephas gouf d'Geleegenheet fir virgesinne Fotoe vu Jupitermounde verpasst, sou datt nëmme vum Himalia e puer Biller méiglech waren. Déi konnten de klenge Mound wéinst der grousser Distanz vu 4,4 Millioune km nëmmen an e puer Pixelen opléisen. Trotzdeem war dat besser wéi bei fréiere Fotoe, déi den Himalia nëmmen als einfache Punkt gewisen hunn. Domat hat sech fir d'éischt déi länglech Form an d'Gréisst (zirka 120 km × 150 km) bestëmme gelooss.[52] Duerch d'MIMI-Instrument konnten och fir d'éischt dräidimensionaal Biller vum Jupiter-Magnéitfeld gemaach ginn. Den 22. Mäerz war d'Observatioun vum Jupiter eriwwer, an de Cassini war um Wee zum Saturn, wou d'Primärmissioun gestart soll ginn.

Beweis vun der Relativitéitstheorie[änneren | Quelltext änneren]

Während dem Summer 2002 war d'Sonn genee tëscht Cassini-Huygens an der Äerd, wat eng Iwwerpréifung a Miessung vun der allgemenger Relativitéitstheorie erméiglecht hunn. Déi huet viraus gesot, datt ee vum Cassini op d'Äerd gesente Radiosignal eng méi laang Lafzeit opweist, wéi ee bei der entspriechender Distanz unhuele géif. De Shapiro-Verschleefung genannte Effet soll duerch déi staark Gravitatioun an déi domat verbonne Raumkrëmmung veruersaacht ginn. Well d'Signal déi „Dell“ an der Raumzäit passéiere muss, verlängert sech d'Lafzäit géigeniwwer dem soss bal riichtem, direkte Wee ëm e puer Sekonnebrochdeeler. D'Verschleefung konnt dann och vun den Antenne vum Deep Space Networks festgestallt ginn, wouduerch d'allgemeng Relativitéitstheorie eng weider Kéier experimentell bestätegt gouf.

Primärmissioun beim Saturn[änneren | Quelltext änneren]

De Mound Phoebe

Laanschtfluch beim Phoebe[änneren | Quelltext änneren]

Mat dem finale Kurskorrektiounsmanöver den 30. Juni 2004 war d'Cassini-Huygens-Sond an en Orbit ëm de Saturn ageschwenkt, woumat d'Primärmissioun vun de Sonde ugefaangen huet.[54] Vill Instrumenter goufe scho vun deem Datum un aktivéiert (déi éischt schonns am Mäerz) an den 12. Juni gouf de Phoebe bei engem Laanschtfluch ënnersicht. D'Sond war dem Mound bis op 2000 km erukoum an hat Biller vun exellenter Qualitéit gemaach. De Phoebe hat sech als alen Himmelskierper presentéiert, deen haaptsächlech aus Äis besteet an bedeckt ass mat enger etlech honnert Meter décker Schicht aus däischterem Material.[55] D'Uewerfläch vum Phoebe huet eng grouss Zuel vun Aschlagkrateren, wat vun etleche Fuerscher als Hiwäis gesi gëtt, datt de Mound en Iwwerrescht aus der Genesis vum Sonnesystem vu virun zirka 4,5 Milliarde Joer ass.[55] Munnech Krater hunn en Duerchmiesser vu bis zu 50 km an hunn d'Uewerfläch massiv ëmgewandelt. Duerch d'Rotatioun vum Phoebe konnt déi komplett Uewerfläch erfaasst ginn, woubäi ganz héich Opléisunge bis erof op 12 m pro Pixel erreecht konnte ginn.[56]

Fluch duerch d'Réng[änneren | Quelltext änneren]

Temperaturverdeelung vun de Réng (Falschfaarwen, Rout: −163 °C, Blo: −203 °C)

Op dem Wee zum éischte Fly-by beim Saturn hat d'Cassini-Huygens-Sond duerch d'Saturnréng misse fléien, wouduerch héich opgeléiste Biller d'Struktur aus noer Distanz méiglech waren. Allerdéngs war d'Manöver wéinst de ville Gestengsstécker net ongeféierlech, sou datt een eng eidel Plaz tëscht de E- an F-Rank uviséiert hat, deen op de Biller vun de Voyager-Sonden als matièrefräie Raum z'erkenne waren.[56] Wären op de Biller vum ISS trotzdeem Stéierungen z'erkenne gewierscht hätt een, fir Auszewäichen, den Orbit unhiewe missen. Dat hätt allerdéngs zousätzlechen Dreifstoffverbrauch als Folleg gehat. Während dem Duerchfluch gouf d'Sond sou gedréit, datt d'Héichgewënnantenn als improviséiert Schutzschëld géint kleng Partikele gedéngt hat.[56] D'Réng goufe primär mat den Instrumenter ISS an UVIS ënnersicht, déi vill nei Erkenntnesser iwwer den Opbau an d'Zesummesetzung vun de Réng liwwerten. Sou bestinn déi net primär aus Äis, wéi fréier ugeholl gouf, mä haaptsächlech aus Stëbs, deen deem op der Uewerfläch vum Phoebe staark gläicht.[57] Doriwwer eraus gouf och eng ongewéinlech héich Konzentratioun vun atomarem Sauerstoff um Rand vun de Réng entdeckt. Well d'Bestanddeeler vu bannen no baussen ëmmer méi jonk ginn (d'selwecht wéi bei de Joresréng vun de Beem) gëtt ugeholl, datt de Sauerstoff aus enger Kollisioun am Januar vum selwechte Joer staame kënnt.

Laanschtfluch beim Saturn a nei Mounde[änneren | Quelltext änneren]

Manöver kuerz virum bis kuerz nom Antrëtt an d'Ëmlafbunn

Beim éischten an engste Fly-by vun der Missioun flog ass Cassini-Huygens op enger Distanz vu nëmmen 18.000 km un der Wolleksgrenz vum Saturn laanscht geflunn, fir dono nees d'Réng ze passéieren. Bei der Auswäertung vun alle Biller konnt ee schliisslech zwee ganz kleng a nach net bekannt Saturnmounde identifizéieren, déi ee provisoresch „S/2004 S1“ an „S/2004 S2“ bezeechent huet.[58] Den éischten huet en Duerchmiesser vun 3 km, deen zweeten huet véier Kilometer. Déi béid Mounde si ronn 200.000 km vum Saturn ewech an hiren Orbit läit tëscht deene vum Mimas an Enceladus. D'Mounde goufen op staark langzäitbeliichtete Biller entdeckt, woubäi S/2004 S1 eventuell scho bei der Voyager-Missioun fonnt gouf; en ähnlechen Objet krut schon 1981 d'Bezeechnung „S/1981 S14“. Spéider goufen d'Mounde an Methone (S1) a Pallene (S2) ëmbenannt.

Éischte Laanschtfluch beim Titan[änneren | Quelltext änneren]

Foto vum Titan mam VIMS-Instrument. Am Ausschnëtt ass een eventuellen Äisvulkan ze gesinn.

Den 26. Oktober 2004 war den éischte Laanschtfluch beim Titan op enger Distanz vun 1174 km. Dobäi gouf d'Uewerfläche mat enger bis dohin onerreechter Prezisioun erfaasst. Fir d'Observatioun goufen 11 vun den 12 Instrumenter benotzt, woubäi e Softwarefeeler am CIRS eng genee Ënnersich am Infrarout-Spektrum verhënnert hat.[59] Vu besonneschem Interessi waren d'Fotoe vum Radarsystem, well d'Uewerfläch mat optesche Instrumenter wéinst der dichter Atmosphär vum Titan nëmme schwéier z'ënnersichen ass. Beim Laanschtfluch konnten ongeféier ee Prozent vun der Uewerfläch mat enger Opléisung vu bis zu 300 m pro Pixel erfaasst ginn.[60] A Kombinatioun mat aner Instrumenter konnt d'Uewerfläch vum Titan als verhältnesméisseg jonk charakteriséiert ginn, woubäi och dynamesch Virgäng z'observéiere waren. Dat gouf als Hiwäis op fléissend, eventuell organescht Material gesinn. Och gouf et Indizien, déi op d'Existenz vu Gletscher a Séien hindeiten. Während dem Laanschtfluch konnt wahrscheinlech och en Äisvulkan entdeckt ginn (kuckt d'Bild riets).

D'Huygens-Missioun[änneren | Quelltext änneren]

Oftrennung a Marschfluch[änneren | Quelltext änneren]

Fluchprofil vum Cassini-Huygens véier Wochen virun der Landung

D'Huygens-Missioun hat mat der Oftrennung vu Cassini de 25. Dezember 2004 um 3 Auer mëtteleuropäesch Zäit ugefaangen. Déi dräi kleng Sprengluedunge trennten d'Huygens erfollegräich of an acceleréierten d'Sond op 0,35 m/s (relativ zu Cassini) bei engem Spin vun 7,5 Ëmdréiunge pro Minutt.[61] D'Miessung vun der Rotatioun gouf erréischt duerch dat schwaacht, geriichte Magnéitfeld vun der Sond erméiglecht. Dat konnt mat dem héichempfindleche Magnéitometer vum Cassini erfaasst ginn, woubäi den Huygens eigentlech net magnéitesch hätt dierfe sinn, fir d'Instrument net ze stéieren. D'Magnéitfeld gouf erréischt no der Fäerdegstellung bemierkt, woubäi et esou schwaach war, datt et net als kritescht Probleem fir d'Missioun agestuft gouf. 12 Stonne no der Trennung hat Cassini mat der Telekamera vum ISS eng Foto vum Huygens gemaach, déi no der Vermiessung bestätegt hat, datt sech d'Sond op engem korrekte Kurs befënnt.[62] Dem Fluchplang no sollt d'Huygens no der Trennung den Titan an 20 Deeg erreechen.

Landung um Titan[änneren | Quelltext änneren]

Kënschtleresch Duerstellung vum Huygens während der Landung

20 Deeg no der Oftrennung, de 14. Januar 2005, huet d'wëssenschaftlech Missioun fir d'Huygens ugefaangen. D'Evenementer sinn hei chronologesch (MEZ) opgezielt (all Zäite bezéien sech op den Empfangszäitpunkt op der Äerd; wéinst der Signallafzäit 67 Minutten nom jeeweilegen Evenement).[63] Huygens huet Daten all mat 1 bis 8 KBit/sec un de Cassini geschéckt, wou si tëschegespäichert goufen, fir si an den Deeg no der Huygens-Missioun op d'Äerd z'iwwerdroen.

D'Landeseqenz vum Huygens
06:51
Déi intern Auer aktivéiert d'Elektronik vun der Sond a versetzt d'Transmitter an de Niddregenergiemodus, fir op den Ufank vun der Dateniwwerdroung ze warden.
11:13
Den Huygens trëtt op enger Héicht vun 1270 km an d'Atmosphär vum Titan eran.
11:17
D'Sond huet eng Vitess vu 400 m/s ënnerschratt, wat an enger Héicht vun zirka 180 km d'Ëffnung vum éischte Fallschierm initiéiert. Deen trennt duerch säi Widerstand dat iewescht Hëtzschëld of a mécht 2,5 s spéider den Haaptfallschierm op.
11:18
An enger Héicht vun zirka 160 km gëtt de groussen ënneschten Hëtzschëld ofgetrennt. Heiduerch konnt de DISR aktivéiert ginn, dat elo e fräie Bléck no ënnen hat an déi éischt Biller a Spektren gemaach huet.
11:32
Den Haaptfallschirm trennt sech op enger Héicht vu ronn 125 km, wourophin sech den drëtte a leschte Fallschierm opmécht.
11:49
Op enger Héicht vu 60 km gëtt de Radarhéichtemiesser vum HASI aktivéiert, wouduerch den Huygens’ Bordcomputer weider Entscheedunge op Basis vun der Héicht treffe kann, amplaz duerch déi intern Auer gesteiert ze ginn.
12:57
De GCMS gëtt zum Schluss aktivéiert.
13:30
D'Luucht vum DISR gëtt aktivéiert, fir déi a kuerzer Zäit nächst Landung gutt Spektren vun der Uewerfläch ze kréien.
13:34 (± 15 min)
Den Huygens ass mat enger Vitess vu 17 km/h erfollegräich op d'Uewerfläch vum Titan gelant. D'Temperatur ass −180 °C, den Drock läit bei 1467 Millibar.
15:44
Den Huygens verléiert de Kontakt zum Cassini, well d'Siichtverbindung ënnerbrach gëtt. Zu deem Zäitpunkt ass d'Missioun fir den Huygens fäerdeg.
16:14
De Cassini riicht seng Antenn nees zréck op d'Äerd an iwwerdréit déi éischt Daten.
Eent vun den éischte Biller. Ze gesinn ë. a. Kanäl (lénks), déi zu enger Küstlinn féieren (riets).

Resultater[änneren | Quelltext änneren]

Bei der Registréierung vun den ukommenden Huygens-Daten gouf et e weideren technesche Feeler: Den Empfangssystem vum Cassini hat nëmmen Date vum Kanal B opgezeechent. Den Huygens huet zwee redundant Sender (Kanal A an B), vun deenen jiddfereen all gesammelt Miessdate zäitversat iwwerdréit. Vun där Redundanz waren allerdéngs zwee Experimenter ausgeholl: den Doppler Wind Experiment (DWE) fir d'Miessung vun der Wandvitess an d'Bilddate vum DISR.[18] D'Miessung duerch d'DWE-Instrument sollten u Bord vum Cassini an duerch e VLBI-Netzwierk op der Äerd passéieren. Heizou benotzt d'Instrument den héchstabilen Oszillater vum Kanal-A-Sender. Well op dësem Kanal keng Daten empfaangen goufen, waren och keng Miessunge duerch de Cassini méiglech. Zwar konnt een aus d'Date vum VLBI-Netzwierk d'Wandvitesse rekonstruéieren, déi waren awer ëm e Villfacht manner genee wéi déi geplangte Miessunge duerch de Cassini. D'DISR-Instrument dogéint hat déi gemaache Biller wiesselsäiteg op d'Kanäl A an B iwwerdroen, well d'Datenunheefung ze grouss gewierscht wär, fir si esou dacks ze schécken. Dofir gouf d'Hallschent vun den 1215 Biller beim Empfank verluer.[18] D'Netaktivéierung vum Kanal-A-Empfänger war op e Programméierfeeler zréckzeféieren, deen an de Verantwortungsberäich vun der ESA gefall ass. E weidere Probleem goung op de Sonnesensor, dee wéinst der onerwaarten réckwäerteger Rotatioun d'Sonn net erfaasse konnt. Soumat konnt ufanks net bestëmmt ginn, a wéi enger Richtung d'Kamerae gekuckt a wou sech d'Huygens genee opgehaalen huet.[62] Duerch opwändeg Rekonstruktioune konnten déi néideg Parameter awer zwee Méint no der Landung mat enger Genauegkeet vun zirka 5° bestëmmt ginn.

D'Uewerfläch vum Saturnmound Titan no der Landung
Bléck op d'Landeregioun vum Huygens aus 10 km Héicht

Während der Missioun goufen an 3:44 Stonnen 474 MBit Date gesammelt an iwwertdroen, dovu 606 Biller.[64] Et gouf festgestallt, datt d'Atmosphär vum Mound haaptsächlech aus Stéckstoff a Methan besteet, woubäi d'Konzentratioun vu Methan mat ofhuelender Héicht klëmmt. An enger Héicht vun 20 km goufe Wolleken aus Methan entdeckt, déi dann a Form vu Niwwel bis op de Buedem reechen.[64] An der Atmosphär gouf och den Isotop Argon-40 detektéiert, wat op vulkanesch Aktivitéit schléisse léisst. Allerdéngs kënnt et heibäi net zum Ausworf vu Lava wéi op der Äerd, mä zum Ausbroch vu Waasseräis an Ammoniak. Iwwerraschenderweis goufe keng Isotope vum Typ Argon-36 an Argon-38 fonnt, déi nach aus den Ufäng vum Sonnesystem staammen. Doraus follegt, datt den Titan op mannst eemol a senger Geschicht seng komplett Atmosphäre verloren haben muss.[62] Erwartungsgemäß selten waren die Edelgase Krypton a Xenon, well déi an Aerosole gebonne sinn an esou op de Buedem transportéiert ginn. D'Auswäertung vun de Stéckstoffmolekülle weist, datt d'Atmosphär vum Titan an der Vergaangenheet fënnefmol méi dicht gewierscht huet misse sinn.[62] Fir de Verloscht sollen ënner anerem dräi Ausgasungswellen verantwortlech sinn: Déi éischt war bei der Formung vum Mound geschitt, déi zweet virun zirka 2 Milliarde Joer (dee sech verdichtende Silikatkär ausgeléist grouss Iwwerschëss Wäermt) an déi lescht viru ronn 500 Millioune Joer, wou et Konvektiounsstréim am Mantel vum Titan gi war.[62] D'Wandmiessunge hunn eng Vitess vun zirka 35 m/s an enger Héicht vu ronn 60 km erginn, woubäi d'Wande mat ofhuelender Héicht ëmmer méi lues ginn, bis si schliesslech ënner enger Héicht vun 10 km bal zum Erleie kommen.[62] D'Wandrichtung war bis zu den 10 km konstant "Ost", hat awer ënner där Grenz ganz séier op "West" ëmgedréit. D'Stréimunge bannent der Atmosphär gi net wéi op der Äerd duerch wiesselnd Sonnenastralung veruersaacht, well dären Intensitéit wéinst der wiesentlech gréisseren Distanz ongeféier 100-mol méi kleng ass wéi op der Äerd. Am Géigenzuch ass den Afloss vun der Gravitatioun vum Saturn op den Titan 400-mol méi staark wéi deen vum Äerdmound op d'Äerd, wouduerch an der Atmosphär en Ebbe-Flut-Mechanissem produzéiert gëtt.[62]

Duerch d'Gréisst vun de Biller a Kombinatioun mat Spektren a Radar-Miessunge konnt den Huygens vill iwwer d'Uewerfläch vum Titan an Erkenntness bréngen, wat bis zu deem Zäitpunkt wéinst der dichter Atmosphär kaum méiglech war. D'Uewerfläch war duerch Oflagerunge vun organeschem Material méi däischter wéi erwaart an de Buedem, op deem d'Sond gelant war, huet an sengen Eegenschaften naassem Sand oder Toun op der Äerd geglach.[64] D'Substanz besteet haaptsächlech aus verdrecktem Waasser- a Kuelewaasserstoff-Äis. Duerch d'Wäermt vun der Sond koum et ënner der Sond scho kuerz no der Landung zu klengen Ausbrëch vun am Buedem gebonnenem Methan.[64] D'Biller vun der op d'Säit kuckender Kamera (SRI) hunn eng flaach Fläch mat kiselaartege Kierper gewisen, déi en Duerchmiesser vu 5 bis 15 cm hunn. Während der Landung hat den DISR spektakulär Biller vun der Titanuewerfläch gemaach, besonnesch kuerz virun der Landung, wou e groussen Deel vun der Donscht- a Wollekeschicht duerchkräizt goufen. De Relief weist villfälteg Formatioune, ënner anerem Bierger, Däller an och Dünen, déi bis zu 1500 km laang sinn.[62] Et goufen och vill Kanäl fonnt, déi zesumme mat den ofgeronnte Forme vun de Steng op der Uewerfläch an an der Konsistenz vum Buedem op Erosioun duerch Flëssegkeeten hiweisen. Scho fréi gouf dem Methan heibäi eng primär Roll zougeschwat, wat sech zum Enn och bestätegt huet.[62] Op dem Titan existéiert e konstante Methan-Kreeslaf mat Reen, Flësse a Séien, déi fir d'Erosioun vum Relief verantwortlech ass.

Video vun der Landung[änneren | Quelltext änneren]

De follgende Video weist d'Landung vum Huygens aus der Siicht vum DISR-Instrument, woubäi e puer Daten och vun aneren Instrumente staamen. D'Zäit gouf virum Opschlag ëm dat 40-facht acceleréiert a nom Opschlag ëm dat 100-facht.

Am zentrale Bléckfeld ginn d'Fluchbunn vun der Sond an hir fotografesch Biller duergestallt. Faarweg Overlays weisen, datt ee Bild duerch dat faarwlech zesummegehéierend Instrument (riets) am entspriechende Bildberäich erfollegt ass. Am Ufank vum Video ginn och d'Himmelsrichtungen an d'Landezon kuerz fir Orientéierung ugewisen.

Am Eck uewe lénks gëtt de Status vum Huygens hisiichtlech vun de Fallschiermer an dem Hëtzschëld ugewisen, souwéi eng Skala zum Verglach mat engem Mënsch. Ënne lénks gëtt d'Fluchbunn vun der Sond ofgebilt (Bléck vu Süd), souwéi d'Richtunge zum Cassini (blo) an der Sonn (rout). Weider ass eng Skala vum Mount Everest ofgebilt. Am Eck riets ënnen ginn d'Bléckrichtung zum Cassini (blo), zu der Sonn (rout) an der säitlech kuckender Kamera (SRI, gréng) ugezeechent. Uewe riets ass eng UTC-Auer an e Missiouns-Timer.

Op der rietser Säit gi verschidden Daten an Aktivitéiten ugewisen. Een Opblénken vum jeeweilege Faarfpunkt bedeit eng Foto duerch dat entspriechend zougeuerdert Instrument. Dat fotograféiert Gebitt gëtt gläichzäiteg och op dem zentrale Bléckfeld mat derselwechter Faarf markéiert. Faarfpunkte, déi ënne riets mat engem klenge zousätzleche rosa Quadrat gekennzeechent sinn, weisen un, datt dat zougeuerdent Instrument no uewen, statt no ënne kuckt.

An der Stereo-Audioausgab si weider Informatioune akustesch integréiert. De lénken Audio-Kanal gëtt mat senger Frequenz d'Dréivitess vum Huygens zréck, e Klicke bedeit den Ofschloss vun enger Dréiung. De rietse Kanal gëtt Besonneschkeete bei der Datesammlung zréck. D'Frequenz vum Hannergrondgeräisch ass mat der Signalstäerkt zum Cassini gekoppelt, eenzel Téin weisen Instrumentenaktivitéit un. Jiddfer Instrument ass eng gewësse Tounfrequenz zougestallt, woubäi déi analog zu der Instrumentelëscht riets ëmmer méi ofhëlt.

Missiounsverlaf 2005[änneren | Quelltext änneren]

Mosaik-Bild vun der Uewerfläch vum Enceladus

Nom Enn vun der Huygens-Missioun führte huet d'Cassini-Sond de 17. Februar 2005 an enger Héicht vu 1577 km hiren éischte Laanschtfluch beim Mound Enceladus duerchgefouert.[65] D'Opléisung vun de Biller waren ëm dat zéngfacht besser wéi déi vun de Voyager-Sonden. Déi haten zu hirer Zäit scho festgestallt, datt de Mound vill Liicht reflektéiert hat a kaum däischter Plaze hat. De Gond heifir konnten Spektralanalyse vum Cassini liwweren: De Mound ass ganz mat rengem Waasseräis iwwerzunn. Op dem Äispanzer hu sech zwar Kanäl an Hiwwele gebilt, déi an hirem Muster deenen um Europa a Ganymed gläichen; allerdéngs weist déi kleng Zuel a Gréisst vun Aschléikrateren op een éischter jonke Mound hin.[65] Bei engem zweete Laanschtfluch de 16. Mäerz konnten ausserdeem e Magnéitfeld an eng Atmosphär nogewise ginn.[66] Well den Enceladus net genuch Gravitatioun entwéckelt, fir eng stänneg Atmosphär ze halen, muss et eng Quell ginn, déi stänneg Gas zouféiert. Et gëtt ugeholl, datt et eng Form vu vulkanescher Aktivitéit um Mound misst ginn.

De Mound Daphnis an déi duerch hie verursaachte Wellen (mat Schied no uewen)

Den 10. Mee hat de JPL bekannt gemaach, datt nees e neie Mound entdeckt konnt ginn, dee virleefeg d'Bezeechnung "S/2005 S1" krut huet a spéider op Daphnis ëmbenannt gouf. De Mound gouf mat der NAC-Kamera an enger fräier Plaz vum A-Rank fonnt, wou esou e Kierper schon zanter enger gewësser Zäit ugeholl gi war.[67] Daphnis huet en Duerchmiesser vun zirka 7 km, an huet eng Mass vu ronn 80 Milliarden Tonnen a kreest ëm de Saturn op enger Distanz vu bis zu 136.500 km. D'Gravitatioun vum Mound huet zu enger Wellebildung um Rand vun de Réng, déi a senger Géigend sinn, gefouert. D'Welle vun de séiere Partikelen am bannenzege Rank lafen heibäi dem Mound viraus, déi lues am baussenzege Rank lafen him no.

Den 11. Juli hat de Cassini op enger Distanz vun 10.000 km de Mound Hyperion passéiert an huat Fotoe mat der NAC-Kamera an enger Opléisung vu bis zu 1 km gemaach.[68] Miessunge vun der Dicht am Verglach zu der Uewerfläch weisen drop hin, datt ongeféier 40 % vum Moundkär huel ass.

De Mound Hyperion

De 29. Juli gouf publizéiert, datt beim Laanschtfluch beim Saturnmound Enceladus de 14. Juli däitlech Zeeche fir aktive Vulkanismus fonnt gouf.[69] Dat stëtzt sech virun allem op d'Entdeckung vu lokal begrenzte Waasserdampwolleken an Hotspots, besonnesch um Südpol vum Mound. Duerch déi vulkanesch Prozesser konnt sech eng Atmosphär forméieren, well déi produzéiert Gase hir lues Verdonstung an de Weltraum duerch déi kleng Gravitatioun kompenséieren. D'Atmosphär besteet haaptsächlech aus 65 % Waasserdamp an 20 % molekularem Waasserstoff, de leschten Deel ass gréisstendeels nach Kuelestoffdioxid. Doriwwer eraus hat de Cosmic Dust Analyzer eng héich Konzentratioun vu Partikelen an der Atmosphär gemooss. Déi huet sech als primär Quell fir dem Saturn säin E-Rank erausgestallt.

Nodeem de Cassini de 24. September de Mound Tethys passéiert hat a Fotoe vum bis elo onbekannte Südpol gemaach hat, as si zwee Deeg méi spéit ganz no (zirka 500 km) laanscht den Hyperion geflunn.[70] Déi detailléiert Fotoe weisen eng eenzegaarteg Schwamm-ähnlech Uewerflächestruktur, fir dären Genesisprozess et bis haut nach keng Erklärung gëtt. Vu besonneschem Interessi ass dat schwaarzt Material, dat a ville Krateren vum Mound läit, wéi z. B. dem groussen Impaktkrater mam Duerchmiesser vun 200 m. Speziell ass och déi komplett net virausberechebar, chaotesch Rotatioun, déi fir e Mound am Sonnesystem eenzegaarteg ass.

Missiounsverlaf 2006[änneren | Quelltext änneren]

Düne vum Titan (ënnen) am Verglach mat Dünen am Namibia (uewen)
D'Stuermsystem a verschiddene Spektralberäicher:
uewen: 460nm, 752nm, 728nm; ënnen: 890nm, 2,8µm, 5µm

Den 1. Mäerz gouf bekanntgemaach, datt ee no grëndlecher Datenauswäertung vum Cassini an Huygens d'Quell fir de Methan an der Atmosphär vum Titan fonnt gouf.[71] Et läit am methanräiche Waasseräis, dat eng Kuuscht iwwer engem Ozean aus flëssegem Waasser an Ammoniak bilt. Dat Äis gouf an dräi Ausgasungsphasen deelweis geschmolt, sou datt de Methan an d'Atmosphär konnt fort fléien. Déi heizou gebrauchte Wiermt staamt aus dem Kär vum Mound, wou eng etlech radioaktiv Elementer duerch hiren Zerfall genuch Wiermt liwwwerten, fir vun Zäit zu Zäit Konvektiounsstréimunge am Kär ze produzéieren, déi dës Wiermt zum Schluss zu der Uewerfläch transportéieren, wou si d'Äis schmëlze léisst.

Am Mäerz an Abrëll hunn Ënnersich vun de Réng zum Resultat gefouert, datt am A-Rank 35 % méi Partikelen a Brochstécker sinn wéi ufanks ugeholl gouf.[72] Dat läit un der Tatsaache, datt d'Transparenz vum Rank staark vum Bléckwénkel ofhänkt. Am Rank konnten och Hiweiser op bis zu 10 Millioune ganz kleng Mounde, sougenannte „Moonlets“, fonnt ginn, déi zirka 100 m grouss sinn.[73] Si kënnten weideren Opschldss driwwer ginn, wéi d'Réng vum Saturn entstane sinn.

De 4. Mee gouf bekannt, datt déi virdrun als Ozeane interpretéiert donkel Flächen an den equatoriale Regiounen vum Titan a Wierklechkeet Sanddüne sinn[74] Dat hu Resultater an Analyse mam Radarsystem vum Cassini erginn. D'Struktur vun den Dünen ähnelen deenen op der Äerd (kuckt Bild riets). Si entstoungen duerch eng Kombinatioun vu staarke Gezäiteneffeter duerch de Saturn a luese Wande an der Héicht vum Buedem.

Beim Laanschtfluch konnten den 22. Juli mam Radarsystem eng etlech Methan-Séie um Nordpol vum Titan entdeckt ginn.[75] Si konnten mat héijer Wahrscheinlechkeet als Quell fir d'Kuelewaasserstoffer an der Atmosphär identifizéiert ginn, woumat e wichtegt Missiounszil erreecht gouf. D'Séien hunn Duerchmiesser vun 1 bis 100 km.

Foto mam neientdeckte Rank (mat engem Kräiz markéiert)

De 19. September hat de JPL bekannt gemaach, datt d'Entdeckung vun engem neie Saturnrank gelonge war.[76] D'Entdeckung gouf gemaach, wou de Saturn d'Sonn iwwer déi bis elo längste Zäit verdeckt hat (12 Stonnen), wouduerch d'Réng extreem staark ugestraalt goufen, ouni datt direkt Sonneliicht d'Instrumenter vum Cassini iwwerlaascht huet. De neie Rank ass am Beräich vum E- an G-Rank a stëmmt mat den Ëmlafbunne vum Janus an Epimetheus iwwerenee. Dofir huelen d'Astronomen un, datt Meteorittenaschléi op deene Mounde d'Quell fir d'Partikelen vum Rank sinn. Duerch déi laang Observatiounszäit konnt och sécher festgestallt ginn, datt vum Enceladus entweechend Äispartikelen an den E-Rank wanderen an esou haaptsächlech un sengem Entstoen bedeelegt sinn.

Den 11. Oktober gouf vum JPL publizéiert, datt een däitlech Ännerungen an der Struktur vum bannenzege Rank, dem D-Rank, entdeckt hat.[77] Hien huet vill hell Plazen gewisen, an deenen et zu vertikale Verzerrungen koum war. Opfälleg sinn och déi reegelméisseg Ofstänn vu Stéierunge, déi ongeféier all 30 km virkommen. Méiglecherweis goufen déi Verzerrunge vun der Rankstruktur entweder duerch eng Kollisioun mat engem Meteorit oder mat engem klenge Mound veruersacht. Scho 1995 konnt den Hubble-Weltraumteleskop Verännerunge an der Struktur vum D-Rank gesinn an a Kombinatioun mat de Cassinis-Date de Kollisiounszäitpunkt op d'Joer 1984 datéieren.

De 9. November koum eng weider Noriicht, datt de Cassini beim Laanschtfluch um Südpol vum Saturn en aussergewéinleche Stuerm entdeckt hat.[78] Hien huet e kloer definéiert A, ëm dat héich Wollekebierger kreesen. Domat ähnelt seng Struktur engem Hurrikan op der Äerd. De Stuerm erreecht Vitesse vu 550 km/h, méisst zirka 8000 km am Duerchmiesser an d'Tuermwolleken erreechen Héichte vu bis zu 75 km. Am Géigesaz zu Hurrikanen op der Äerd beweegt sech d'Stuermsystem net, mä et bleift op senger Plaz um Südpol.

Den 12. Dezember hat de JPL bekannt gemaach, datt si um Titan eng Biergformatioun mat deem bis elo héchste Bierg vum Mound fonnt hätten.[79] D'Formatioun gouf mam Radar- an Infrarout-System entdeckt an ass knapps 150 km laang an 30 km breet. Duerch déi héich Opléisung vu bis zu 400 m pro Pixel konnten och Strukturen erkannt ginn, déi Lavaflëss gläichen. D'Spëtzten vum Massiv klamme bis zu 1,5 km an den Himmel a sinn op hiren Héichten vu ville Schichte aus organeschem, wäisse Material bedeckt, woubäi et sech eventuell ëm Methanschnéi handele kënnt.

Missiounsverlaf 2007[änneren | Quelltext änneren]

Foto vun engem Jetstream mat engem hien undreiwende Stuerm (donkle Fleck lénks)

Eng méiglech Erklärung fir d'Geysire um Enceladus goufen den 12. Mäerz publizéiert.[80] Déi fir hir Entwécklung gebrauchte Wäermt soll vu verhältnesméisseg kuerzliewege radioaktive Isotopen vun Aluminium an Eisen staamen, déi de Kär vum Mound scho kuerz no senger Genesis virun etleche Milliarde Joer staark opgeheizt sollten hunn. Spéider sollen dann laanglieweg radioaktiv Elementer an déi enorm Gezäitekraafte vum Saturn de Kär waarm a flësseg gehalen hunn. Dat gëtt duerch de Fond vu Molekülle aus de Fontäne gestëtzt, déi nëmme bei héije Temperature (bis 577 °C) entstoe kënnen. Dee Modell (allgemeng als "hot start" bezeechent) a Miessunge duerch de Cassini weisen weider op flëssegt Waasser an enger grousser Zuel vun organesche Verbindungen ënner der Mounduewerfläch, déi doduerch och Liewen ophuele kéint.

Foto vum Iapetus. Um rietse Bildrand ass de Biergrank gutt z'erkennen.
Ausgestoussen Äispartikelen vun den Enceladus Geysiren an Falschfaarwen

Den 8. Mee gouf matgedeelt, datt d'Jetstreams um Saturn duerch grouss Stierm an der Atmosphär ugedriwwe ginn.[81] Am Ufank hat een dat geneet Géigendeel ugeholl, nämlech datt d'Jetstream d'Stierm produzéieren. Laangzäitobservatioune iwwer etlech Stonnen ewech, hunn awer gewisen, datt Stierm un hirer baussenzeger Grenz Impulsenergie un d'Wande ofginn. Dat erklärt och, wisou dat ofwiesselnd Muster aus west- an ostwäerts blosend Jetstream iwwer laang Zäit stabil bleiwe kann.

De 14. Juni gouf bekanntgemaach, datt d'Mounde Tethys an Dione entgéint ale Kenntnesser héichstwahrscheinlech geologesch aktiv sinn.[82] Zu där Erkenntnes ass ee gelongen duerch d'Réckverfollegung vun ioniséierte Gase aus de Saturnréng. Berechnungen hu gewisen, datt grouss Deeler vum Plasma vun de béide Mounde staamen, sou datt déi iwwer eng gewësse Form geologescher Aktivitéit, evtl. souguer Vulkanismus, mussen hunn, déi d'Fräisetze vun de Gase bewierkt.

Während engem noe Laanschtfluch (an 1640 km Héicht) beim Saturnmound Iapetus hat de Cassini honnerte héich opgeléiste Biller vun der Mounduewerfläch gemaach.[83] Vu besonneschem Interessi war heibäi de ronn 20 km héije Biergrank, deen e groussen Deel vum Moundequator ëmfaasst. Dee Rank besteet schon zanter senger Genesisphas, wou de Iapetus nach ganz séier rotéiert hat a sech esou Gestengs duerch déi héich Fléikraafte um Equator optiermte.[84] Duerch de séieren Zerfall vun de radioaktive Isotope Aluminium-26 an Eisen-60 hat d'Temperatur vum Kär an der Kuuscht séier ofgeholl, wouduerch de Biergsrank sech verhäert hat, nach ier d'Gezäitekraafte vum Saturn d'Rotatiounsvitess genuch reduzéierten, wat eng Offlaachung zur Folleg gehat hätt. Duerch d'Ofwiesenheet vu geologescher Prozesser an Erosioun blouf de Rank bis haut, e puer Milliarde Joer no senger Genesis, zu groussen Deeler erhaalen.

Den 10. Oktober gouf matgedeelt, datt déi vum Enceladus ausgestoussen Äispartikelen, wéi schonns virdrun ugeholl, vu Geysire staamen.[85] Si ginn als "Tiger Stripes" bezeechent, well si op de Biller ausgesinn wéi Muster vun Tigerfeller. D'Sträife si mat enger Temperatur vu bis zu 90 Kelvin déi wäermste Plaze um Enceladus (d'Uewerflächentemperatur läit bei zirka 75–80 K), sou datt Äis a Gase genuch opgewiermt ginn, fir an d'Atmosphär a spéider an de Weltraum z'entwäichen.

D'Hypothes, datt et an der Géigend vun de Saturnréng eng grouss Zuel vu klenge Mounde (sougenannt "Moonlets") gëtt, gouf mat enger Meldung de 24. Oktober konfirméiert.[86] Déi éischt goufen am A-Rank mat hirer propelleraarteger Struktur fonnt. Heibäi handelt et sech ëm Rankmaterial, dat sech duerch d'Gravitatioun vun de klenge Mounde vir an hannert deene konzentréiert huet. Déi "Propellerblieder" sinn zirka 15 km laang. Wéi d'Mounde selwer entstane sinn, ass nach net sécher geklärt, et gëtt ugeholl, datt Kollisioune mat aneren Himmelskierper an d'Zerbrieche wéinst der Gravitatioun vum Saturn schold dru sinn.

Den 12. Dezember gouf matgedeelt, datt dem Saturn seng Reng wahrscheinlech bill méi al sinn wéi bis elo ugeholl gouf.[87] Fréier Observatiounen duerch den Hubble-Weltraumteleskop a vun de Voyager-Sonde loossen op eng Genesis vu virun zirka 100 Milliounn Joer schléissen, während Miessungen mat de Cassini-Instrumenter drop hiweisen, datt d'Reng ongeféier 4,5 Milliarde Joer al sinn. Et konnt och eng Form vun Recycling an de Réng observéiert ginn: Géigewäerteg kleng Mounde ginn ëmmer weider zerluecht a stellen sou Material fir d'Réng bereet, wou sech dat da nees zesummeklumpt a nei Mounde formt.

Missiounsverlaf 2008[änneren | Quelltext änneren]

De 6. Mäerz gouf bekannt gemaach, datt de Mound Rhea als éischten senger Aart op mannst een eegene Rank soll hunn.[88] De Rank, wou entdeckt gouf, besteet aus enger grousser Zuel vu Brochstécke an huet en Duerchmiesser vun e puer dausend Meilen. E weidere Rank aus Stëbs kéint sech bis zu 5900 km vum Moundzentrum ewech befannen. De Fond bestätegt mathematesch Modeller, no deenen e Rank méiglech wär. Den direktesten Hinwäis hat d'Magnetospheric Imaging Instrument während engem noe Laanschtfluch am Joer 2005 geliwwert. Beim Laanschtfléien vun enger bestëmmtener Héicht ward'Mass vun den optreffenden Elektronen rapid an däitlech gefall, sou datt Matière do muss sinn, déi d'Instrument ofgeschiermt muss hunn. Wou dee selwechten Effet op der anerer Säit vum Rhea op derselwechter Distanz nees opgetratt war, koum Theorie séier op datt e Rank ëm de Mound misst sinn, well schon dem Uranus seng Réng op déiselwecht Aart a Weis fonnt goufen. Als Quell fir d'Brochstécker an de Stëbs gëtt eng Kollisioun mat engem grousse Koméit oder Asteroid ugeholl, wéi et ville Mounde am Saturnsystem ergaangen ass. Zanter August 2010 gëlt d'Ranktheorie als widerluecht, well op Fotoe keng fonnt konnte ginn.[89]

Eng Foto vum F-Rank:
Däitlech ass eng Stéierung duerch e Moonlet ze gesinn.

Den 20. Mäerz gouf bekannt gemaach, datt ënner der Kuuscht vum Titan eventuell e Waasser/Ammoniak-Ozean kënnt sinn.[90] Dat gëtt als Uersaach fir eng liicht Ännerung vun der Moundrotatioun gesinn. Déi Ännerung konnte duerch d'Radar-Neivermiessung vu ronn 50 eenzegaartege Landmarke festgestallt ginn, déi sech am Verglach zu fréiere Miessunge ëm bis zu 30 km vun hirer erwartener Positioun ewech beweegt haten. No der Meenung vun den zoustännege Wëssenschaftler kann esou eng staark Bewegung da geschéien, wann dem Titan seng Gestengskuuscht vu sengem Kär ofgekoppelt ass. En Ozeanan enger Déift vun zirka 100 km ënner der Kuuscht soll déi Ofkopplung veruersaachen. Doriwwer eraus sollt hie räich un organesche Verbindungen sinn, wat hie besonnesch fir Astrobiologen interessant mécht.

De 6. Juni gouf notéiert, datt et bannenzeg vum Saturns F-Rank zu Kollisioune vu klenge Mounde (sougenannt „Moonlets“) mam Rankkär kënnt, wouduerch sech hir heefeg Verännerungen a kuerzer Zäit erkläre loossen.[91] Et ass nom aktuelle Stand vun der Wëssenschaft déi eenzeg Plaz am Sonnesystem, wou Kollisiounen op deeglecher Basis geschéien. D'Fotoe, op deenen d'Erkenntnes baséiert, entstounge schonn an de Joeren 2006 an 2007.

Den 30. Juli hat d'NASA gemellt, datt op mannst ee vun den entdeckte Séien um Titan mat flëssegem Kuelewaasserstoffer gefëllt ass.[92] Domat ass de Mound no der Äerd déi éischt Plaz am Sonnesystem, op deem Flëssegkeeten nogewise goufen. Am Verlaf vun iwwer 40 Laanschtflich hat een och festgestallt, datt et keen, wéi virun der Missioun dacks ugeholl globalen Ozean gëtt, mäeng grouss Zuel u Séien, déi iwwer déi ganz Uewerfläch verdeelt sinn. D'Entdeckung verifizéiert och die Hypothes vun engem zouene Methankreeslaf um Titan, deen dem Waasserkreeslaf op der Äerd staark gläicht.

E Bild vun der neier Aurora (blo) um Nordpol mat den Infrarout-Emissiounen (rout) aus dem Kär vum Saturn als Hannergrond

Den 13. Oktober gouf publizéiert, datt um Nordpol vum Saturn e weidere grousse Stuerm fonnt gouf.[93] D'Wollekeformatioune sinn nëmmen géint den Hannergrond vun der zentraler Wäermt vum Saturn ze gesinn, woufir fir d'Observatioun nëmmen Instrumenter mat Infraroutdetektoren agesat konnte ginn. De Stuerm rotéiert mat enger Vitess vu 530 km/h an ass vun enger hexagon-fërmeger Struktur ëmginn, déi sech trotz der héijer Vitess visuell net beweegt. Weider Fotoe vum Südpol loossen unhuelen, datt gewalteg Wiedere an den ënneschte Schichte vun der Atmosphär déi lokal Stierm undreiwen.

No enger Publikatioun vum 12. November gouf um Nordpol vum Saturn eng am Sonnesystem eenzegaarteg Form vun Aurora entdeckt.[94] Si stralt am Infraroutspektrum an deckt eng ganz grouss Fläch of, ouni dobäi eng Struktur aus villen eenzelne Auroraréng (Korona) ze weisen. Weider dierft déi no de normale Modeller net existéieren. Si läit am Beräich vum 82° Nord bis zum Pol a läit fir Infraroutobservatioune an engem blanne Beräich vum Hubble-Teleskop. Am Géigesaz zu der Haaptaurora vum Saturn, déi am ultraviolette Spektrum stralt, ass hir Gréisst net konstant. Si verännert sech mat héijer Vitess a kann kuerzzäiteg souguer komplett verschwannen. Déi iwwerraschend Observatioune weisen, datt Magnéitfeld vum Saturn nach net vollstänneg verstaane gouf an e puer besonnesch, onentdeckt Eegenschaften huet.

De 15. Dezember goufe weider Asiichte zu de geologescher Aktivitéit vum Enceladus publizéiert. Déi nei Biller weisen, datt sech déi veräiste Uewerfläche verännert, besonnesch um Südpol, wou sech d'Äisgeysire befannen, déi dem Saturn säin E-Rank mat neiem Material versuergen an esou bestoe loossen.[95] D'Äismassen verhalen sech wéi tektonesch Placken op der Äerd, woubäi si vum Südpol aus an all Richtunge geréckelt ginn. Dat Phenomen, dat och déi sougenannten Tiger Stripes produzéieren, ass ze vergläiche mam Mëttelatlantesche Réck. D'Energiequell fir d'Beweegung ass nach net geséchert, awer d'Muster deiten op e Mechanissem aus Wäermt a Konvektioun d'selwecht wéi op der Äerd. D'Billauswäertungsteam konn och feststellen, datt d'Äisgeysire iwwer d'Zäit eraus net stabil sinn. Et gëtt ugeholl, datt si vu kondenséiertem Waasser verstopft an dann vun eraffalendem Äis verdeckt ginn. Duerch d'Schléissung baut sech dann en Drock op, dee sech an der Form vu neie Geysire entluet.

Um Spaweck[änneren | Quelltext änneren]

Commons: Cassini-Huygens – Biller, Videoen oder Audiodateien

Referenzen[Quelltext änneren]

  1. JPL - The Grand Finale Toolkit, gekuckt den 19. Abrëll 2017
  2. NASA – Quick Facts, gekuckt de 6. Dezember 2009
  3. Mission am Ringplaneten verlängert – Raumsonde Cassini umkreist Saturn bis mindestens Mitte 2010, gekuckt de 14. Januar 2010
  4. astronews – NASA verlängert Saturnmissioun bis 2017, 4. Februar 2010. Gekuckt den 13. Dezember 2010
  5. NASA Images – Cassini Saturn Probe Undergoes Preflight Testing, 31. Oktober 1996. Gekuckt den 29. August 2009.
  6. Bernd Leitenberger – Die Radioisotopenelemente an Bord von Raumsonden. Gekuckt den 29. August 2009
  7. Todd J. Barber – Insider’s Cassini: Power, Propulsion, and Andrew Ging, 23. August 2010. Gekuckt, den 18. Dezember 2010
  8. Bernd Leitenberger: Die Radioisotopenelemente an Bord von Raumsonden, gekuckt: 8. Abrëll 2011
  9. JPL – Cassini Orbiter Engineering Subsystems. Gekuckt den 31. August 2009
  10. 10,0 10,1 10,2 10,3 10,4 10,5 10,6 10,7 Bernd Leitenberger – Cassini und ihre Mission: Die Raumsonde und Mission bis zum Saturn. Gekuckt den 31. August 2009.
  11. Bernd Leitenberger – Computer in der Raumfahrt Teil 2. Gekuckt den 31. August 2009
  12. http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/26062/1/96-1080.pdf |format=PDF; 1,4 MB
  13. JPL – Communications, Gekuckt den 31. August 2009
  14. University of Michigan – MAPSview – Cassini/Huygens Mission Overview, Gekuckt den 1. September 2009
  15. ESA – Engineering – Communication, Gekuckt, den 1. September 2009.
  16. 16,0 16,1 JPL – Huygens Mission to Titan, Gekuckt den 1. September 2009.
  17. ESA – Huygens, Gekuckt de 7. Dezember 2013
  18. 18,00 18,01 18,02 18,03 18,04 18,05 18,06 18,07 18,08 18,09 18,10 18,11 18,12 18,13 18,14 18,15 18,16 18,17 18,18 18,19 18,20 18,21 18,22 18,23 18,24 18,25 18,26 18,27 Bernd Leitenberger – Huygens, Gekuckt den 2. September 2009
  19. ESA – Engineering – Electrical Power Subsystem Gekuckt den 2. September 2009
  20. 20,0 20,1 20,2 ESA – Engineering – Command & Data Management Subsystem
  21. 21,0 21,1 ESA – Engineering – Heat Shield, Gekuckt den 2. September 2009
  22. 22,0 22,1 22,2 22,3 ESA – Engineering – Mechanical & Thermal Subsystems, Gekuckt den 2. September 2009
  23. 23,00 23,01 23,02 23,03 23,04 23,05 23,06 23,07 23,08 23,09 23,10 23,11 23,12 23,13 23,14 University of Colorado – The Cassini Ultraviolet Imaging Spectrograph Investigation (PDF; 854 kB), Gekuckt de 27. September 2009
  24. NASA – UVIS, Gekuckt de 27. September 2009
  25. 25,0 25,1 25,2 25,3 25,4 25,5 25,6 25,7 25,8 25,9 NASA – ISS Engineering Technical Write-up, Gekuckt den 19. September 2009
  26. 26,00 26,01 26,02 26,03 26,04 26,05 26,06 26,07 26,08 26,09 26,10 26,11 26,12 26,13 26,14 Bernd Leitenberger – Cassinis optische Instrumente, Gekuckt de 26. September 2009
  27. NASA – VIMS Engineering Technical Write-up, Gekuckt de 27. September 2009
  28. 28,00 28,01 28,02 28,03 28,04 28,05 28,06 28,07 28,08 28,09 28,10 The Visual And Infrared Mapping Spectrometer For Cassini (PDF; 161 kB), Gekuckt den 27. September 2009
  29. 29,0 29,1 29,2 29,3 CIRS Engineering Technical Write-up, Gekuckt den 26. September 2009
  30. NASA – RADAR Engineering Technical Write-up, Gekuckt den 30. September 2009
  31. 31,00 31,01 31,02 31,03 31,04 31,05 31,06 31,07 31,08 31,09 31,10 31,11 Space Review Mäerz 2008 – Radar: The Cassini Titan Radar Mapper
  32. 32,0 32,1 32,2 32,3 32,4 JPL – RSS Engineering Technical Write-up, Gekuckt den 27. Dezember 2009
  33. 33,00 33,01 33,02 33,03 33,04 33,05 33,06 33,07 33,08 33,09 33,10 33,11 33,12 Bernd Leitenberger – Cassinis Teilchen und Wellenexperimente, Gekuckt den 28. September 2009
  34. 34,0 34,1 34,2 34,3 Space Review – The Cassini Radio And Plasma Wave Investigation, September 2002
  35. 35,0 35,1 35,2 Imperial College London – The Data Processing Unit (DPU), Gekuckt den 2. Oktober 2009
  36. NASA – MAG Engineering Technical Write-up, Gekuckt den 2. Oktober 2009
  37. Imperial College London – The Vector/Scalar Helium Magnetometer (V/SHM), Gekuckt den 2. Oktober 2009
  38. Imperial College London – The Fluxgate Magnetometer (FGM), Gekuckt den 2. Oktober 2009
  39. 39,0 39,1 39,2 39,3 39,4 Instruments – CAPS: Cassini Plasma Spectrometer, Gekuckt den 11. Februar 2010
  40. JPL -MIMI Instrumentation, Gekuckt den 23. Dezember
  41. 41,0 41,1 41,2 JPL – Low Energy Magnetospheric Measurement System, Gekuckt den 23. Dezember 2009
  42. 42,0 42,1 42,2 JPL – Charge Energy Mass Spectrometer, Gekuckt den 23. Dezember 2009
  43. 43,0 43,1 JPL – Ion and Neutral Camera, Gekuckt den 2. September 2011
  44. JPL – INMS Engineering Technical Write-up, Gekuckt den 23. September 2010
  45. 45,0 45,1 45,2 ESA – DISR: Descent Imager/Spectral Radiometer, Gekuckt den 20. Dezember 2009
  46. ESA – ACP: Aerosol Collector and Pyrolyser, Gekuckt de 16. Dezember 2009
  47. ESA – Instruments in Brief, Gekuckt den 8. Dezember 2009
  48. 48,0 48,1 ESA – GCMS: Gas Chromatograph and Mass Spectrometer, Gekuckt den 8. Dezember 2009
  49. 49,0 49,1 ESA – DWE: Doppler Wind Experiment, Gekuckt den 21.Dezember 2009
  50. 50,0 50,1 50,2 50,3 ESA – HASI: Huygens Atmosphere Structure Instrument, Gekuckt de 21. Dezember 2009
  51. 51,0 51,1 51,2 51,3 51,4 ESA – SSP: Surface Science Package, Gekuckt den 21. Dezember
  52. 52,00 52,01 52,02 52,03 52,04 52,05 52,06 52,07 52,08 52,09 52,10 Bernd Leitenberger – Cassini und ihre Mission: Die Raumsonde und Mission bis zum Saturn, Gekuckt de 7. Februar 2010
  53. [url=http://klabs.org/richcontent/Reports/Failure_Reports/ESA_Cassini/huygens_enquiry_board.PDF | wayback=20111126044427 | text=Huygens Communications Link Enquiry Board Report. 20. Dezember 2000}} (PDF; 85 kB)
  54. JPL – Cassini Spacecraft Arrives at Saturn, 30. Juni 2004. Gekuckt de 27. Februar 2010
  55. 55,0 55,1 JPL – Cassini’s Flyby of Phoebe Shows a Moon with a Battered Past, 12. Juni 2010. Gekuckt de 27. Februar 2010
  56. 56,0 56,1 56,2 Bernd Leitenberger – Die Cassini Mission 2004, Gekuckt de 27. Februar 2010
  57. JPL – Cassini Exposes Puzzles About Ingredients in Saturn’s Rings, 2. Juli 2004. Gekuckt de 27. Februar 2010
  58. JPL – Out from the Shadows: Two New Saturnian Moons, 16. August 2004. Gekuckt den 28. Februar 2010
  59. JPL – Cassini Peeks Below Cloud Shroud Around Titan. 27. Oktober 2004. Gekuckt den 28. Februar 2010
  60. JPL – Cassini’s Radar Shows Titan’s Young Active Surface. 29. Oktober 2009. Gekuckt den 28. Februar 2010
  61. ESA – Huygens sets off with correct spin and speed, 11. Januar 2005. Gekuckt den 28. Februar 2010
  62. 62,0 62,1 62,2 62,3 62,4 62,5 62,6 62,7 62,8 Bernd Leitenberger – Die Huygens Mission, Gekuckt den 28. Februar 2010
  63. ESA – Huygens descent timeline, Gekuckt den 1. Mäerz 2010
  64. 64,0 64,1 64,2 64,3 Europe Arrives at the New Frontier – The Huygens Landing on Titan (PDF; 405 kB), Februar 2005. Gekuckt den 23. September 2010
  65. 65,0 65,1 JPL – Saturn’s Moons Titan and Enceladus Seen by Cassini, 18. Februar 2005. Gekuckt den 23. September 2010
  66. JPL – Cassini Finds an Atmosphere on Saturn’s Moon Enceladus, 16. März 2005. Gekuckt den 12. Mäerz 2010
  67. JPL – Cassini Finds New Saturn Moon that Makes Waves, 10. Mai 2005. Gekuckt den 12. Mäerz 2010
  68. JPL – Spongy-Looking Hyperion Tumbles into View, 11. Juli 2005. Gekuckt den 20. September 2010
  69. JPL – Cassini Finds an Active, Watery World at Saturn’s Enceladus, 29. Juli 2005. Gekuckt den 20. September 2010
  70. JPL – Cassini’s Doubleheader Flybys Score Home Run, 29. September 2005. Gekuckt den 20. Oktober 2010
  71. University of Arizona – Scientists Solve the Mystery of Methane in Titan’s Atmosphere, 1. März 2006. Gekuckt den 21. September 2010
  72. JPL – New Cassini Image At Saturn Shows 'A' Ring Contains More Debris Than Once Believed, 6. April 2006. Gekuckt den 21. September 2010
  73. JPL – Cassini Finds 'Missing Link' Moonlet Evidence in Saturn’s Rings, 29. März 2006. Gekuckt den 21. September 2010
  74. University of Arizona – Titan’s Seas Are Sand, 4. Mai 2006. Gekuckt den 21. September
  75. JPL – Cassini Finds Lakes on Titan’s Arctic Region, 27. Juli 2006. Gekuckt den 21.September 2010
  76. JPL – Scientists Discover New Ring and Other Features at Saturn, 19. September 2006. Zugriff am 21. September
  77. JPL – Saturn’s Rings Show Evidence of a Modern-day Collision, 11. Oktober 2006. Gekuckt den 22. September 2010
  78. JPL – NASA Sees into the Eye of a Monster Storm on Saturn, 9. November 2006. Gekuckt den 22. September 2010
  79. JPL – Massive Mountain Range Imaged on Saturn’s Moon Titan, 12. Dezember 2006. Gekuckt den 22. September 2010
  80. JPL – A Hot Start Might Explain Geysers on Enceladus, 12. März 2007. Gekuckt den 2. Oktober 2010
  81. JPL – Cassini Finds that Storms Power Saturn’s Jet Streams, 8. Mai 2007. Gekuckt den 2. Oktober 2010
  82. ESA/JPL/SWRI/STFC – Cassini Finds Saturn Moons Are Active 14. Juni, 2007. Gekuckt de 5. Oktober 2010
  83. JPL – Saturn’s Moon Iapetus is the Yin-and-Yang of the Solar System, 12. September 2007. Gekuckt de 5. Oktober 2010
  84. JPL – Saturn’s Old Moon Iapetus Retains its Youthful Figure, 17. Juli 2007. Gekuckt de 5. Oktober 2010
  85. Space Science Institute – Cassini Pinpoints Hot Sources of Jets on Enceladus, 10. Oktober 2007. Gekuckt de 6. Oktober 2010
  86. University of Colorado at Boulder – First Known Belt of Moonlets in Saturn’s Rings, 24. Oktober 2007. Gekuckt de 6. Oktober 2010
  87. JPL/University of Colorado at Boulder – Saturn’s Rings May Be Old Timers,12. Dezember 2007. Gekuckt de 6. Oktober 2010
  88. JPL – Saturn’s Moon Rhea Also May Have Rings, 6. März 2008. Gekuckt den 12. November 2010
  89. Astronomie-Heute Artikel von Tilmann Althaus: Keine Ringe um Saturnmond Rhea Datum: 2. August 2010, dieser gibt als Quelle an: „Cornell University: von Lauren Gold: No rings around Saturn’s Rhea, astronomers find. Datum: 29. Juli 2010“. Béid gekuckt den: 28. November 2010
  90. JPL – Strong inference of a liquid water layer in Titan’s interior, 20. März 2008. Gekuckt den 12. November 2010
  91. The Science and Technology Facilities Council – Cassini Sees Collisions of Moonlets on Saturn’s Ring, 6. Juni 2008. Gekuckt den 12. November 2010
  92. JPL – Cassini Spacecraft Finds Ocean May Exist Beneath Titan’s Crust, 30. Juli 2008. Gekuckt den 12. November 2010
  93. JPL – Giant Cyclones at Saturn’s Poles Create a Swirl of Mystery, 13. Oktober 2008. Gekuckt den 12. November 2010
  94. JPL – Cassini Finds Mysterious New Aurora on Saturn, 12. November 2008. Gekuckt den 12. November 2010
  95. JPL – Saturn’s Dynamic Moon Enceladus Shows More Signs of Activity, 15. Dezember 2008. Gekuckt den 12. November 2010