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 acks verlängert a soll de 15. September 2017 mam Antrëtt vun der Sond an d'Saturnatmosphär enden.

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. Jiddfer 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 Ausnahm 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
Querschnëtt 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.

Querschnëtt duerch 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.[26][25] 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.[26][25] 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 Atmosphäre a Réng geduecht, woubäi et 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.

linksOpbau 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 kënnen doduerch och verloschtfräi kompriméiert ginn, fir néidege Späicherplaz an Iwwerdroungsvolumen ze spueren. Heirzou kënnt e separate RISC-Koprozesser vum Typ ADSP 2100 zum 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.[29][26] 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]

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. 18,0 18,1 18,2 18,3 18,4 18,5 18,6 18,7 18,8 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. 33,0 33,1 33,2 33,3 33,4 33,5 33,6 33,7 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