Quelltext vun der Säit Cassini-Huygens weisen

{| border="0" width="300" cellpadding="2" cellspacing="1" style="float:right; margin-left:0.5em; background:#FBBFFA;"
! colspan="2" | Cassini-Huygens
|- bgcolor="#FFFAFA"
| align="center" colspan="2" | [[Fichier:Cassini Huygens Titan.jpg|thumb|300px|center|Kënschtleresch Duerstellung vum Cassini (grouss Sond) an Huygens (lénks) virum Titan (ganz vir) a Saturn (Hannergrond)]]
|- bgcolor="#FFFAFA"
| Missiounszil || [[Saturn (Planéit)|Saturn]] a seng Mounden
|- bgcolor="#FFFAFA"
| [[COSPAR-Bezeechnung]] || 1997-061A
|- bgcolor="#FFFAFA"
| Dréierrakéit || [[Titan (Rakéit)#Titan IVB|Titan-IV(401)B]]
|- bgcolor="#FFFAFA"
| Optrag vun der || [[NASA]]
| align="center" colspan="2" | 
|- bgcolor="#FFFAFA"
| Startmass || 2523&nbsp;kg
|- bgcolor="#FFFAFA"
| Start || [[15. Oktober]] [[1997]], 8:43:00 UTC
|- bgcolor="#FFFAFA"
| Startplaz || [[Cape Canaveral Air Force Station|Cape Canaveral]] [[Cape Canaveral AFS Launch Complex 40|SLC-40]]
|- bgcolor="#FFFAFA"
| Missiounsenn || [[15. September]] [[2017]], 12:08 UTC<ref>[https://saturn.jpl.nasa.gov/mission/grand-finale/overview/ JPL - The Grand Finale Toolkit], gekuckt den [[19. Abrëll]] [[2017]]</ref>
|-bgcolor="#FFFAFA"
|colspan="2"| [[Fichier:Cassini assembly.jpg|thumb|center|Cassini wärend der Montage]]
|}
'''Cassini-Huygens''' ass eng Missioun mat zwou [[Raumsond]]e fir d'Erfuersche vum Planéit [[Saturn (Planéit)|Saturn]] a senge [[Lëscht vun de Saturnmounden|Mounden]]. De Cassini ass en [[Orbiter (Raumfaart)|Orbiter]], deen op Bestellung vun der [[NASA]] vum [[Jet Propulsion Laboratory]] gebaut gouf, fir d'Objeten aus der Saturnëmlafbunn z'ënnersichen. Den Huygens (gebaut vun [[Aérospatiale]] op Bestellung vun der [[Europäesch Weltraumorganisatioun|ESA]]) gouf als [[Lander]] konzipéiert, dee vum Cassini ofgekoppelt gouf an um Mound [[Titan (Mound)|Titan]] gelant ass, fir do d'[[Atmosphär]] an d'Uewerfläch z'erfuerschen. Wéinst der dichter Atmosphär vum Mound wier et net méiglech gewiescht, dat vun engem Orbiter aus ze maachen. Un där Missioun war och déi italieenesch Raumfaartagentur [[Agenzia Spaziale Italiana|ASI]] bedeelegt.

Déi béid uneneegekoppelt Sonde goufen de [[15. Oktober]] [[1997]] vum [[Cape Canaveral AFS Launch Complex 40|Launch Complex 40]] op [[Cape Canaveral Air Force Station|Cape Canaveral]] mat enger [[Titan (Rakéit)#Titan IVB|Titan-IVB]]-Rakéit gestart. Den [[1.&nbsp;Juli]] [[2004]] ass de Cassini an d'Saturnëmlafbunn ëm de Saturn ageschwenkt, an de [[14.&nbsp;Januar]] [[2005]] ass d'Huygens dräi Wochen no der Trennung vum Cassini um Mound Titan gelant an huet dono 72 Minutte laang Daten op d'Äerd geschéckt.

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

== Virgeschicht ==
=== Entwécklung ===
Eng Missioun op der Saturn an op den 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 Planéitemissioune bis d'Joer [[2000]] virgesinn hunn. De Kommitee war en Zesummeschloss tëscht de Gremie fir Weltraumfuerschung vun der [[Europäesch Wëssenschaftsstëftung|europäescher Wëssenschaftsstëftung]] an der [[National Academy of Sciences]], dee schonn [[1982]] mat senger Aarbecht ugefaangen hat. Nieft der Cassini-Missioun (deemools nach als ''Saturn Orbiter/Titan Probe''-Programm resp. SOTP bezeechent) entstounge sou och d'[[Magellan (Sond)|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 änlech gebaut 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 villen Instrumenter a Systemer déi sech gläichen, ze bauen. No positiven Expertisen, déi zesumme vun der ESA an der NASA gemaach goufen, hat d'ESA déi éischt Studie vun der Sond [[1986]] akzeptéiert. D'Sond krut den Numm "Cassini", genannt nom [[Giovanni Domenico Cassini]], deen d'Saturnmounde [[Iapetus (Mound)|Iapetus]], [[Rhea (Mound)|Rhea]], [[Dione (Mound)|Dione]] an [[Tethys (Mound)|Tethys]] entdeckt hat.

Am Zäitraum [[1987]] bis 1988 ass d'Entwécklung vun der Mariner-Mark-II-Sond weider viru gaangen, wärend 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'[[Saturnrank|Saturnréng]] als éischte korrekt verstanen hat. Am Joer [[1989]] goufen d'Mëttele fir d'Entwécklung vun der Mariner Mark II bewëllegt, awer schonn dräi Joer méi spéit goufen d'Ausgabe fir d'Sond vum Kongress begrenzt, soudatt d'CRAF-Missioun gestrach gouf. Duerch d'Astellung vum CRAF-Projet koum sou och dat ganzt Cassini-Projet a Gefor. Doropshin 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 de Goldin (NASA-Direkter) geschriwwen. Besonnesch huet hien den Alenggank vun den USA an där Ugeleeënheet kritiséiert:
[[Fichier:Cassini preflight testing.jpg|thumb|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 zeréckgeholl. Déi eenzel Komponente vun de Sonde goufen [[1996]] zesummegebaut an éischten Tester ënnerzunn. De Cassini gouf den [[21. Abrëll]] [[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 Decisioune bedeelegt war. Wärend 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'Definitioune 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 Natioune weltwäit waren un der Missioun bedeelegt.

=== Käschten ===
D'Käschte vum Projet gi vun der NASA esou uginn:<ref>[http://saturn.jpl.nasa.gov/mission/quickfacts/ NASA – ''Quick Facts''], gekuckt de [[6. Dezember]] [[2009]]</ref>

{| class="wikitable"
|- style="background:#DDDDDD"
! Posten
! Käschten
|-
| Entwécklung virum Start || 1422 Mio. US$
|-
| Missiounsënnerstëtzung || {{0}}710 Mio. US$
|-
| Suivi vun der Missioun || {{0}}{{0}}54 Mio. US$
|-
| Start || {{0}}442 Mio. US$
|-
| Käschte vun der ESA || {{0}}500 Mio. US$
|-
| colspan="2" |... dovun aus Däitschland<ref>[https://web.archive.org/web/20170814141809/http://www.dlr.de/saturn/desktopdefault.aspx/tabid-307/7425_read-12252/ – ''Mission am Ringplaneten verlängert – Raumsonde Cassini umkreist Saturn bis mindestens Mitte 2010''], gekuckt de [[14. Januar]] [[2010]]</ref>:&nbsp;&nbsp; zirka 120 Mio. [[Euro|EUR]]&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;
|-
| Käschte vun der [[Agenzia Spaziale Italiana|ASI]] || {{0}}160 Mio. US$
|-
| Total || 3288 Mio. US$
|}

Et goufen all Joer Käschte vu 60 Milliounen US-Dollar.<ref>[http://www.astronews.com/news/artikel/2010/02/1002-007.shtml astronews – ''NASA verlängert Saturnmissioun bis 2017''], 4. Februar 2010. Gekuckt den [[13. Dezember]] [[2010]]</ref>

== Missiounsziler ==
D'Cassini-Huygens-Missioun gouf konzipéiert, fir d'Versteesdemech iwwer vill Objeten a Virgäng am Saturnsystem ze verbesseren. Virum Start goufe vun der NASA an der ESA follgend Fuerschungsschwéierpunkten definéiert:

=== Titan ===
* Bestëmmung vun der Atmosphärzesummesetzung an d'[[Isotopenverhältnes]]ser, inklusiv den enthalenen [[Edelgas]]er; historesch Entwécklung 
* Observatioun vun der Gasverdeelung an der Atmosphär, Sich no weideren [[Organesch Chimie|organesche Verbindungen]] an der Energiequell fir cheemesch Prozesser an der Atmosphär, Studium vun der Verdeelung vun [[Aerosol]]en
* Miessung vu Wanden an Temperatur, Ënnersich vun der Wollekebildung an der saisonale Verännerungen an der Atmosphär, Siche no elektreschen Entluedungen
* Ënnersich vun der ieweschter Atmosphär, besonnesch am Hibléck op [[Ionisatioun]]seffete 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 ===
* Bestëmmung vun der geneeën Konfiguratioun vum axial-symmetresche [[Magnéitfeld]] a seng Bezéiung zu der Radiostralung am Kilometerberäich
* Bestëmmung vun der Zesummesetzung, Quellen a Senke 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 Plasma dee ronderëm ass

=== Veräist Mounden ===
* Ermëttlung vun de generellen Eegenschaften a geologescher Vergaangenheet vun de Mounden
* Erfuerschung vun de Mechanisme fir Verformung vun der uewerflächlecher 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 Ranksystem, souwéi méiglech Gasabréngung an d'Atmosphär

=== Saturn a säi Ranksystem ===
* Studie vun der Konfiguratioun vun de Réng a vun 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 Mounden
* Bestëmmung vun der Stëbs- a [[Meteorit]]teverdeelung an der Géigend vun de Saturnréng 
* Bestëmmung vun der Temperatur, Wollekeneegeschaften an Zesummesetzung vun der Atmosphär
* Miessung vun de globale Wanden, inklusiv vun de Wellen- a Wierbelstrukturen
* Observatioun vun de Wollekestrukturen a -prozesser
* Erfuerschung vun der bannenzeger Struktur a 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'Erfuersche vun der Genesisgeschicht vum Saturn
* Ënnersich vu Quellen an der Struktur vu Blëtzer a stateschen Entluedungen an der Atmosphär

== Technik vum Cassini-Orbiter ==
[[Fichier:Cassini3.jpg|500px|right]]Mat enger Startmass vu 5.364&nbsp;kg (dovun 3.132&nbsp;kg Dreifstoff) ass de Cassini déi schwéierst US-amerikanesch Raumsond, déi jeemools 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, iewescht 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. Wärend dem [[Swing-by|Swing-by-Manöver]] bei der Venus muss de Cassini wéinst der kuerzer Distanz zu der Sonn gekillt ginn, wat mat goldbeschichte [[Mylar|Mylar-Folien]]<ref>[http://www.nasaimages.org/luna/servlet/detail/NVA2~1~1~1263~101325:Cassini-Saturn-Probe-Undergoes-Pref NASA Images – ''Cassini Saturn Probe Undergoes Preflight Testing'', 31. Oktober 1996]. Gekuckt den [[29. August]] [[2009]].</ref> op der sonnenzougedréiter Säit a [[Radiateur]]en op der sonnenofgedréiter Säit vun der Sond realiséiert gouf. Beim Saturn ass d'Sonnestralung nees esou kleng, datt d'Elektronik an déi wëssenschaftlech Instrumenter musse gehëtzt ginn. Dat geschitt haaptsächlech duerch d'Benotze vun der [[Reschthëtzt|verluerener Hëtzt]] vun den dräi Radionuklidbatterien, an anersäits duerch kleng [[Heizwidderstand|Heizwidderstänn]].

=== Energieversuergung ===
[[Fichier:Cassini RTG.jpg|thumb|Eng vun den dräi Radionuklidbatterien]]
[[Fichier:Cutdrawing of an GPHS-RTG.png|thumb|Schnëttduerstellung vun engem GPHS-RTG]]
Wéinst der grousser Distanz zu der Sonn beim Saturn goufen bei Cassini dräi [[Radionuklidbatterie]]n (Bezeechnung: „GPHS RTG“) als d'Energiequell agesat, well [[Solarzell]]e wéinst der gebrauchter Gréisst a Mass net ze gebrauche waren. Gefëllt sinn déi 56&nbsp;kg schwéier Batterië mat jee 12,2&nbsp;kg vun der Verbindung [[Plutonium(IV)-oxid|Plutoniumdioxid]] (dovun sinn jee 9,71&nbsp;kg [[Plutonium#Isotope|<sup>238</sup>Pu]]), dat duerch säi [[Radioaktivitéit|radioaktiven]] [[Alphastralung|α-Zerfall]] ([[Hallefwäertszäit]]: 87 Joer) pro Batterie 4400 Watt Leeschtung fräisetzt.<ref name="bernd_rtg">[http://www.bernd-leitenberger.de/cassini-rtg.shtml Bernd Leitenberger – ''Die Radioisotopenelemente an Bord von Raumsonden'']. Gekuckt den [[29.&nbsp;August]] [[2009]]</ref> D'Wäermt gëtt mëttels [[Silicium]]-[[Germanium]]-[[Thermoelement]]er 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 (Physik)|Aktivitéit]] vum Plutonium stänneg ofhëlt an d'Thermoelementer duerch Ofnotzen 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.<ref>[https://web.archive.org/web/20120402002307/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/cassiniinsider/insider20100823/ Todd J. Barber – Insider's Cassini: Power, Propulsion, and Andrew Ging], 23.&nbsp;August 2010. Gekuckt, den [[18.&nbsp;Dezember]] [[2010]]</ref>

Well déi 29,4&nbsp;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 [[Sinter|gesintert]] Plutoniumdioxid vir, dat eng [[Keramik]]matrix bilt,<ref>[http://www.bernd-leitenberger.de/cassini-rtg.shtml Bernd Leitenberger: Die Radioisotopenelemente an Bord von Raumsonden, gekuckt: 8.&nbsp;Abrëll 2011]</ref> déi bei mechanescher Belaaschtung a gréisser Stécker zerbrécht, awer net zu rengem Stëbs gëtt, deen ageotemt kéint ginn. Ausserdeem widdersteet d'Verbindung Plutoniumdioxid der Hëtzt beim eventuellen Neesantrëtt an d'Atmosphär, ouni ze verdämpen, a reagéiert cheemesch 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 ettleche Loe vun ënnerschiddlechem Material ëmginn (dorënner [[Iridium]] a [[Graphit]]), déi duerch hiren héije [[Glouspunkt]] an hir grouss Resistenz géigeniwwer [[Korrosioun]] den Austrëtt vu radioaktive Stoffer no engem Opschlag verhënnere sollen. Déi baussenzeg Schutzbarrière besteet aus enger [[Kuelestofffaser|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&nbsp;V an −15&nbsp;V) an initiéiert [[Pyrotechnik|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 Ganze goufen iwwer 12&nbsp;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.

[[Fichier:Cassini-subsys-command.jpg|thumb|upright|Den ''Engineering Flight Computer'']]
[[Fichier:Cassini-subsys-ssrecorder.jpg|thumb|upright|De Massespäichermodul]]
[[Fichier:Cassini-subsys-electronic.jpg|thumb|upright|E Modul vum EPS]]

=== Elektronik ===

Déi béid wichtegst Elementer vun der Elektronik sinn déi béid [[Solid-State-Drive|SSD]]-[[Massespäicher]] an den ''Engineering Flight Computer (EFC)'' vun der Firma [[IBM]],<ref name="nasa_sub">[https://web.archive.org/web/20110123035315/http://saturn.jpl.nasa.gov/spacecraft/cassiniorbiterengineeringsubsystems/ JPL – ''Cassini Orbiter Engineering Subsystems'']. Gekuckt den [[31. August]] [[2009]]</ref> dee fir all Steierungsaufgabe vun der Sond zoustänneg ass. Hien huet iwwer am Ganzen 58 [[Mikroprozesser]]en<ref name="bernd">[http://www.bernd-leitenberger.de/cassini.shtml Bernd Leitenberger – ''Cassini und ihre Mission: Die Raumsonde und Mission bis zum Saturn'']. Gekuckt den [[31. August]] [[2009]].</ref>, dorënner ee vum Typ [[MIL-STD-1750A]].

Dee Prozesser koum schonn an ettleche Militärsystemer (ë.&nbsp;a. [[Northrop B-2]], [[General Dynamics F-16]] an [[Hughes AH-64]]) zum Asaz a gouf déi éischt Kéier fir eng Raumfaartmissioun benotzt. Hie baséiert op enger [[16-Bit-Architektur]], huet eng Recheleeschtung vun 1,7&nbsp;[[Instruktioune pro Sekonn|MIPS]] an huet intern iwwer 8&nbsp;kbit Späicher.<ref>[http://www.bernd-leitenberger.de/computer-raumfahrt2.shtml Bernd Leitenberger – ''Computer in der Raumfahrt Teil 2'']. Gekuckt den [[31. August]] [[2009]]</ref> De [[Random-Access Memory|Aarbechtsspäicher]] vum EFC ass 32 Mbit grouss a besteet aus [[Static random-access memory|SRAM]]-Späicherzellen, déi géigeniwwer konventionellen [[Dynamic Random Access Memory|SDRAM]]-Zellen zwar wiesentlech manner Capacitéit hunn, awer méi stralungsresistent sinn a méi héich Datequoten erlaben.

Déi béid Massespäicher (''Solid State Recorder'', ''SSR'' genannt) baséiere fir di éischt Kéier an der Raumfaartgeschicht net op [[Magnéitband|Magnéitbänner]], mä op DRAM-[[Solid-State-Drive|SSD]]-Technik.<ref>https://web.archive.org/web/20120313021716/http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/26062/1/96-1080.pdf |format=PDF; 1,4&nbsp;MB</ref> Géigenowwer de Magnéitbänner huet déi agesate SSD-Architektur ënner anerem follgend Virdeeler: 
* méi héich Zouverlässegkeet (keng beweeglech Deeler)
* simultant Liesen a Schreiwen
* kleng [[Zougrëffszäit]]en
* méi héich Datequoten
* manner Energieverbrauch.

All Rekorder huet eng Späicherkapazitéit vun 2,56&nbsp;Gbit, woubäi 560 Mbit fir d'Späicherung vun [[Préifzomm]]e reservéiert sinn. D'Rekorder sinn a jee 640&nbsp;DRAM-Zelle mat jee 4&nbsp;Mbit Späicherplaz opgedeelt, déi simultan mat enger Datequot vun 2&nbsp;Mbit pro Sekonn ausgelies a beschriwwe kënne ginn. Wéinst der intensiver Stralung am oppene Weltraum an am [[Jupiter (Planéit)|Jupitersystem]] si Feeler an de Späicherzelle net ze vermeiden. Dofir gouf hardwaresäiteg e Feelererkennungs- a Korrektursystem integréiert, dee futtis Späicherberäicher erkennt, Daten sou wäit wéi méiglech restauréiert an d'Späicherplaz als futti zeechent. Déi benotzte [[Gate-Array]]s hunn eng Logik fir de [[Boundary Scan Test]], fir Iwwerdroungs- a Formatfeeler mat enger Warscheinlechkeet 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&nbsp;kg, ass 0,014&nbsp;m<sup>3</sup> grouss a brauch 9&nbsp;Watt elektresch Leeschtung.

D'SSR- an d'EFC-Komponenten sinn zesumme mat aneren elektronesche Baudeeler am zylinderfërmegen ''Electronic Packaging Subsystem (EPS)'' ënnerbruecht, dat sech an der ieweschter Ausrëschtungsfläch direkt ënner der Antennesektioun läit. Den EPS ass an 12&nbsp;standardiséierte Moduler ënnerdeelt, déi di enthalen elektresch Systemer viru Stralung an [[Stéierausstralung (EMV)|Stéiersignaler]] vun der benoperten Elektronik schützt. Ausserdeem suergt et mat engem Temperaturkontrollsystem dofir, datt d'Komponente bannen hirer Temperaturspezifikatioune schaffen a kee Schued duerch Ënnerkillung oder Iwwerhëtzung erliewen.

=== Kommunikatioun ===
[[Fichier:Cassini-subsys-antenna.jpg|thumb|D'Héichgewënnantenn bei engem Test]]
[[Fichier:Cassini's High and Low Gain Antenna.jpg|thumb|D'Antennesektioun wärend der Montag]]
D'Radiosignaler fir d'Kommunikatioun mam Cassini gi vum ''Radio Frequency Subsystem'' (RFS) erzilt. Kär vum System sinn zwou [[Wanderfeldréier]]-[[Verstärker (Elektrotechnik)|Verstärker]] mat enger Leeschtung vu jee 20&nbsp;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 (Technik)|Redundanz]]).<ref>[https://web.archive.org/web/20100606144158/http://cassini-huygens.jpl.nasa.gov/cassini/Spacecraft/comm.shtml JPL – ''Communications''], Gekuckt den [[31.&nbsp;August]] [[2009]]</ref> Duebel sinn och d'Baugruppen [[Telemetrie]]kontroll, Signalveraarbechtung an [[Transponder]]. Weider Komponente sinn en héchstabillen [[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'[[Antennegewënn|Héichgewënnantenn]] (HGA) op der Spëtzt vun der Sond, déi als [[Parabolantenn#Cassegrain-Antenn|Cassegrain-Parabolantenn]] konzipéiert ass. Si huet en Duerchmiesser vu 4&nbsp;m a gouf vun der italieenescher Raumfaartagentur [[Agenzia Spaziale Italiana]] bereetgestallt. D'HGA huet eng héich [[Richtwiirkung]], wouduerch zum engen d'Datequot bei der selwechter Sendeleeschtung staark erhéicht konnt ginn, zum anere muss d'Antenn awer och ganz prezis op d'Äerd ausgeriichtet ginn.

Weider sinn nach zwou Niddreggewënnantennen (LGA) do, déi op der Spëtzt vum HGA-Subreflekter an um aneren Enn vun der Sond festgemaach sinn, soudatt bei jiddwer Fluchlag Daten iwwerdroe kënne ginn. Well d'Datequot wéinst der kompakter Antennekonstruktioun nëmme ganz kleng ausfält, ass se haaptsächlech als Noutléisung geduecht, wann d'HGA net op d'Äerd ausgeriicht ka ginn. Wärend der Marschfluchphas goufen d'Antennen och fir d'plangméisseg Kommunikatioun benotzt, well fir déi kuerz routineméisseg Systemchecker keng héich Datequoten néideg waren.

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

{| class="wikitable"
|- style="background:#DDDDDD"
! Antenn
! [[Frequenzband|Frequenz-<br>band]]
! [[Mëttfrequenz|Mëtt-<br>frequenzen]]
! [[Bandbreet]] /<br>[[Antennegewënn]]
! Iwwerdroungs-<br>richtung
! Assoziéiert<br>System
! Aarbechten
|-
|rowspan = "13" | HGA
|-
| rowspan="4" | S-Band
|-
| 2040&nbsp;MHz || rowspan="3"| 10&nbsp;MHz / 35 dBi || rowspan="2" | Empfang || rowspan="2" |RFS || rowspan="2" | Kommunikatioun mam Huygens
|-
| 2098&nbsp;MHz
|-
| 2298&nbsp;MHz || Senden || [[#Radio Science Subsystem (RSS)|RSS]] || radiotechnesch Atmosphärefuerschung
|-
| rowspan="4" | X-Band
|-
| 7175&nbsp;MHz || rowspan="3" | 50&nbsp;MHz / 47 dBi || Empfang || rowspan="2" | RFS || rowspan="2" | Kommunikatioun mat der Äerd
|-
| 8425&nbsp;MHz || Senden
|-
| k. A.|| Senden || RSS || radiotechnesch Atmosphärefuerschung
|-
| K<sub>u</sub>-Band || 13.776&nbsp;MHz || 200&nbsp;MHz / 51 dBi || Senden,<br>Empfänken || [[#Radar|RADAR]] || [[Synthetic Aperture Radar|SAR]]-Radarbiller
|-
| rowspan="3" | K<sub>a</sub>-Band
|-
| 32.028&nbsp;MHz || rowspan="2" | 200&nbsp;MHz / 57 dBi || Senden || rowspan="2" | RSS || rowspan="2" | radiotechnesch Atmosphärefuerschung
|-
| 34.316&nbsp;MHz || Empfang
|-
| rowspan="4" | LGA
|-
| rowspan="3" | X-Band
|-
| 7175&nbsp;MHz || rowspan="2" |50&nbsp;MHz / k. A. || Empfang || rowspan="2" | RFS || rowspan="2" | Kommunikatioun mat der Äerd<br>(nëmmen techneschTelemetrie)
|-
| 8425&nbsp;MHz || Senden
|-
|}

Am Zentrum vun der HGA-Parabolantenn ass eng Konstruktioun, déi d'Transmitter fir d'X-Band an d'K<sub>a</sub>-Band ophëlt, well op där Positioun den héchsten [[Antennegewënn]] erzilt ka ginn. D'K<sub>u</sub>-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&nbsp;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 a sou als Reflekter wiirkt, a stralt d'Parabolantenn direkt un. D'Héichgewënnantenn gouf wärend dem Marschfluch och als Hëtzeschëld géint d'Wärmtstralung vun der Sonn benotzt, soulang déi manner wéi 2,7&nbsp;[[Astronomesch Eenheet|AE]] ewech war.

Zesumme mat den äerdgebonnenen Antenne vum [[Deep Space Network]] goufe follgend Sendequoten erreecht:
* bei Jupiter 249 kbit/s mat 70-m-Antenn, zirka 62 kbit/s mat 34-m-Antenn;<ref name="bernd" />
* bei Saturn 166 kbit/s mat 70-m-Antenn, zirka 42 kbit/s mat 34-m-Antenn.<ref name="bernd" />
* Iwwer déi Niddreggewënnantenn ginn, jee no Distanz zu der Äerd, d'Datequote vu bis zu 948&nbsp;Bit/sec erreecht.<ref>[https://web.archive.org/web/20140819083503/http://mapsview.engin.umich.edu/data_descriptions/mission_overview.php University of Michigan – ''MAPSview – Cassini/Huygens Mission Overview''], Gekuckt den [[1.&nbsp;September]] [[2009]]</ref>
* Déi klengstméiglech Datequot läit bei 5 bit/s.<ref>[http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=35026&fbodylongid=1632 ESA – ''Engineering – Communication''], Gekuckt, den [[1. September]] [[2009]].</ref>

Fir d'Kommunikatioun mat der Huygens-Sond koum déi Héichgewënnantenn a Kombinatioun mam S-Band-Transmëtter zum Asaz.<ref name="huy_comm">[https://web.archive.org/web/20100727183750/http://saturn.jpl.nasa.gov/mission/missionarchive/huygensmissiontotitan/ JPL – ''Huygens Mission to Titan''], Gekuckt den [[1.&nbsp;September]] [[2009]].</ref> Empfaange gouf op zwéin Kanäl mat jee 8 kbit/s, woubäi ee Kanal wéinst engem Designfeeler ausgefall war (Detailer kuckt wgl. bei Missiounsverlaf).<ref name="huy_comm" />

[[Fichier:cassini propulsion.jpg|thumb|upright|Iwwersiicht vun der Fluchsteierung]]
=== Fluchsteierung ===
[[Fichier:Both Cassini main engines.jpg|thumb|Déi béid Haaptdreifwierker]]
De Cassini huet en Undriffsystem (''Propulsion Module Subsystem'', PMS) an e Lagkontrollsystem (''Attitude and Articulation Control Subsystem'', AACS), fir seng [[Trajektorie (Physik)|Fluchbunn]] an Ausriichtung am Raum reguléieren ze kënnen. Béid Sektioune sinn um ënneschten Enn vun der Sond. Den AACS huet en eegene Computer, deen och op engem MIL-STD-1750A-Prozesser baséiert an iwwer 8&nbsp;MBit RAM huet.<ref name="bernd" /> Seng Haaptaufgab ass d'Berechnung vu Korrekturmanöveren op Basis vun den Date béider [[Stäresensor]]e, déi véier bis fënnef besonnesch hell Stären an hirem 15°-[[Siichtfeld]] als [[Leetstär]] auswielen. Nieft deene Sensore komme fir d'Lagbestëmmung nach dräi [[Trägheetsnavigatiounssystem|inertiale Navigatiounssystemer]] zum Asaz.

De Cassini huet och zwéin Haaptdreifwierker mat jee 440 [[Newton (Eenheet)|Newton]] Schub, déi fir all gréisser Fluchbunnkorrekture zoustänneg sinn. Als Dreifstoff déngt [[Monomethylhydrazin]] (1870&nbsp;kg), als Oxidationsmëttel [[Distéckstofftetroxid]] (1130&nbsp;kg). Déi Komponente gi mat [[Helium]]-[[Drockgas]] un d'[[Brennkummer]]e vu béiden Haaptdreifwierker gefërdert an entzünde sech direkt bei Kontakt ([[Hypergol]]).<ref name="bernd" /> Béid Komponente sinn an engem groussen Tank, getrennt duerch eng intern Oftrennung.<ref name="bernd" /> 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&nbsp;kg an ass säitlech un der Sond installéiert.

Fir d'Manövere vun der Lagännerung komme 16 kleng Dreifwierker an den Asaz, déi jee 0,5 Newton Schub liwweren an a Véierergruppen u véier Ausleeër festgemaach sinn.<ref name="bernd" /> Als Dreifstoff déngt hei [[Hydrazin]], deem säi kugelfërmegen 132-kg-Tank op der géigeniwwerleiender Säit installéiert ass.<ref name="bernd" /> All Tanke gi geheizt, fir d'Afréiere vum Contenu ze verhënneren.

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

== Technik vun der Huygens-Sond ==
[[Fichier:Huygens probe dsc03686.jpg|thumb|E Modell vun der Huygens-Sond (ouni Hëtzschëld)]]
D'Huygens-Landesond déngt der Erfuerschung vum Saturnmound [[Titan (Mound)|Titan]] a gouf vun der [[Europäesch Weltraumorganisatioun|Europäescher Weltraumorganisatioun]] (ESA) bereetgestallt. Si ass mat engem Adapter um Cassini-Orbiter ugemaach. Si huet e Gewiicht vun 318&nbsp;kg a méisst 1,6&nbsp;m am Duerchmiesser.<ref>[http://sci.esa.int/cassini-huygens/47052-huygens/ ESA – Huygens], Gekuckt de [[7. Dezember]] [[2013]]</ref> Hir Zell besteet haaptsächlech aus Aluminium, dat a verschidden décke [[Sandwichplacke mat Wabekär|Sandwich-Wabekärfläche]] benotzt gouf (25 bis 72&nbsp;mm). D'Fläche ginn an de meeschte Fäll duerch ettlech [[Titan (Element)|Titan]]-Striewe banne verbonnen a verstäift.

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

{{Anker|huy_bat}}
Fir d'Energieversuergung vum Huygens sinn fënnef Batterië zoustänneg. Jiddwer Batterie besteet aus zwéi Moduler mat jee dräizéng a [[Serieschaltung|Serie geschalteten]] [[Lithium-Schwiefeldioxid-Batterie|LiSO<sub>2</sub>]]-Zelle mat enger Capacitéit vu 15,2&nbsp;[[Amperestonn|Ah]].<ref>[http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=33006&fbodylongid=1095 ESA – ''Engineering – Electrical Power Subsystem''] Gekuckt den [[2. September]] [[2009]]</ref> Domat stinn der Sond am Ganzen 76&nbsp;Ah bei enger Spannung vun 28&nbsp;V zur Dispositioun. Wärend 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&nbsp;W, woubäi d'Energiesystem maximal 400&nbsp;W liwwere kann. De Verbrauch wärend den eenzele Missiounsphase war wéi follegt geplangt:<ref name="bernd_huy">[http://www.bernd-leitenberger.de/huygens.shtml Bernd Leitenberger – ''Huygens''], Gekuckt den [[2. September]] [[2009]]</ref>

[[Fichier:Huygens probe opened.jpg|thumb|E Bléck vun uewen an den Huygens]]
{| class="wikitable"
|- style="background:#DDDDDD"
!Missiounsphas
! Leeschtungs-<br>ophuel
! Dauer
! Verbrauch
|-
| Marschfluch no der Oftrennung || {{0}}{{0}}0,3 W || 22 d || {{0}}158 Wh
|-
| Phas virum Antrëtt || 125 W || 18 min || {{0}}{{0}}37 Wh
|-
| Éischt Ofstiigsphas || 339 W || 80 min || {{0}}452 Wh
|-
| Zweet Ofstiigsphas || 351 W || 73 min || {{0}}427 Wh
|-
| Uewerflächemissioun || 351 W || 45 min || {{0}}263 Wh
|-
| colspan="2" | '''Am Ganzen''' || 22,15 d|| 1338 Wh
|-
| colspan="2" | '''Reserv''' || || {{0}}790 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.<ref name="esa_huy_comm">[http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=33006&fbodylongid=1098 ESA – ''Engineering – Command & Data Management Subsystem'']</ref> Dofir ass den CDMS-Haaptcomputer duebel ausgeluecht. Jiddwer Computer benotzt ee MIL-STD1750A-Prozesser mat engem 1&nbsp;MBit [[Erasable Programmable Read-Only Memory|EPROM]] fir d'Späicherung vun der Software, déi nei programméiert ka ginn, soulaang d'Sond mam Cassini-Orbiter verbonnen ass.<ref name="bernd_huy" /> Follgend Systemer sinn och redundant:<ref name="esa_huy_comm" />
* ''Mission Timer Unit'' (dräifach, Zäitgiewer)
* ''Central Acceleration Sensor Unit'' (dräifach, [[Accelleratiounssensor]])
* [[Radar-Altimeter|Radarhéichtemiesser]] (zweefach)
* ''Solid State Recorder'' (zweefach, Datenspäicherung)
* ''Probe Data Relay Subsystem'' (zweefach, Kommunikatioun)

[[Fichier:Huygens thermal multilayer insulation.jpg|thumb|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.<ref name="bernd_huy" /> D'Datequot zu der Héichgewënnantenn vum Cassini zielt 1 bis 8&nbsp;KBit/sec. Déi zwou Sendeanlage schaffen zur Sécherheet gläichzäiteg, si senden déi selwecht Date (mat Ausnam vu Biller) noenee ëm sechs Sekonne zäitversat.<ref name="bernd_huy" /> D'Date ginn mam Cassini [[#Elektronik|SSR]]-Massespäicher opgezeechent an no Enn vun der Missioun op d'Äerd iwwerdroen. Wärend dem Marschfluch kënnen Daten auch direkt zur Äerd iwwermëttelt ginn, wann d'Antenne vum [[Deep Space Network]] fir den Empfang disponibel sinn.<ref name="esa_huy_comm" />

Well den Huygens an déi dicht Atmosphär vum Mound antriede muss, gëtt si vun engem 79,3&nbsp;kg schwéieren [[Hëtzschëld]] virun den héijen Temperaturen (bis zu 1500&nbsp;°C) geschützt.<ref name="bernd_huy" /> Dat viischt Haaptschëld ass kegelfërmeg an huet en Duerchmiesser vun 2,75&nbsp;m. Hie besteet haaptsächlech aus [[Keramik]]-[[Hëtzschutzkachel]]e mat enger Déckt vu 17 bis 18&nbsp;cm.<ref name="bernd_huy" /> Déi droend Struktur besteet aus [[Kuelestofffaserverstäerkter Konschtstoff|kuelestofffaserverstäerktem Konschtstoff]] (CFK) an [[Sandwichplack mat Wabekär|Sandwich-Wabekär-Bauweis]].<ref name="esa_huy_heat">[http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=33006&fbodylongid=1151 ESA – ''Engineering – Heat Shield''], Gekuckt den [[2. September]] [[2009]]</ref> Och déi iewescht Säit vun der Sond gëtt duerch e Schëld geschützt. Hien huet bei engem Duerchmiesser vun 1,6 m nëmmen e Gewiicht vun 11,4&nbsp;kg, well hien op der Récksäit vill manner Hëtzt ofkritt. Als Material gouf eng Konstruktioun aus versteiftem Aluminiumblech an enger dënner Schicht aus opgespréiten [[Silicium]]kigelcher benotzt.<ref name="esa_huy_heat" />

Nodeems d'Sond den Deel 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.<ref name="esa_huy_para">[http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=33006&fbodylongid=1094 ESA – ''Engineering – Mechanical & Thermal Subsystems''], Gekuckt den [[2. September]] [[2009]]</ref> Den éischte gëtt an enger Héicht vun zirka 160&nbsp;km opgemaach, kuerz nodeem eng kleng Ofdeckung um ieweschten Hëtzschëld ofgesprengt ginn ass. Hien huet en Duerchmiesser vun 2,59 m an hänkt un engem 27 m laange Seel an déngt dem Erauszéie vum 8,3-m-Haaptschierm.<ref name="esa_huy_para" /> 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-Zuel|Mach]] ofgetrennt.<ref name="esa_huy_para" /> De leschte Fallschierm huet en Duerchmiesser vun 3,03 m an iwwerhëlt d'Votesskontroll vum leschte Fluchdeel. All Schiermer bestinn aus engem [[Aramid|Kevlar]]-[[Polyamid#Nylon|Nylon]]-Material a sinn an zwéin reiwungsaarme [[Lager (Maschinnenelement)|Lager]] festgemaach, fir datt si vun der Dréibeweegung vun der Sond lass gekoppelt ginn.<ref name="esa_huy_para" />

== Wëssenschaftlech Instrumenter vum Cassini ==
=== Iwwerbléck ===

Follgend Grafik weist d'Positioun vun de meeschte wëssenschaftlechen Instrumenter vum Cassini. De [[#Radio Science Subsystem (RSS)|Radio Science Subsystem]] an den [[#Cosmic Dust Analyzer (CDA)|Cosmic Dust Analyzer]] sinn net ze gesinn, well si op der Récksäit vum Orbiter leien.
<imagemap>
Fichier:Cassini_spacecraft_instruments_1.png|
rect 565 380 687 416 [[#Ultraviolet Imaging Spectrograph (UVIS)|Ultraviolet Imaging Spectrograph]]
rect 0 324 164 344 [[#Imaging Science Subsystem (ISS)|Imaging Science Subsystem]]
rect 378 307 357 271 [[#Ultraviolet Imaging Spectrograph (UVIS)|Ultraviolet Imaging Spectrograph]]
rect 275 265 352 322 [[#Imaging Science Subsystem (ISS)|Imaging Science Subsystem]]
rect 15 175 161 211 [[#Visible and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS)|Visible and Infrared Mapping Spectrometer]]
rect 286 196 369 262 [[#Visible and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS)|Visible and Infrared Mapping Spectrometer]]
rect 41 365 165 400 [[#Composite Infrared Spectrometer (CIRS)|Composite Infrared Spectrometer]]
rect 283 320 368 365 [[#Composite Infrared Spectrometer (CIRS)|Composite Infrared Spectrometer]]
rect 564 110 607 128 [[#Radar|Radar]]
rect 397 162 442 209 [[#Radar|Radar]]
rect 17 253 167 288 [[#Radio and Plasma Wave Science Instrument (RPWS)|Radio and Plasma Wave Science Instrument]]
rect 244 206 281 256 [[#Radio and Plasma Wave Science Instrument (RPWS)|Radio and Plasma Wave Science Instrument]]
rect 62 102 164 139 [[#Dual Technique Magnetometer (MAG)|Dual Technique Magnetometer]]
rect 234 136 317 183 [[#Dual Technique Magnetometer (MAG)|Dual Technique Magnetometer]]
rect 558 199 737 217 [[#Cassini Plasma Spectrometer (CAPS)|Cassini Plasma Spectrometer]]
rect 448 217 477 251 [[#Cassini Plasma Spectrometer (CAPS)|Cassini Plasma Spectrometer]]
rect 559 284 715 322 [[#Magnetospheric Imaging Instrument (MIMI)|Magnetospheric Imaging Instrument]]
rect 408 234 431 263 [[#Magnetospheric Imaging Instrument (MIMI)|Magnetospheric Imaging Instrument]]
rect 476 213 493 232 [[#Magnetospheric Imaging Instrument (MIMI)|Magnetospheric Imaging Instrument]]
rect 563 147 697 184 [[#Ion and Neutral Mass Spectrometer (INMS)|Ion and Neutral Mass Spectrometer]]
rect 456 190 490 212 [[#Ion and Neutral Mass Spectrometer (INMS)|Ion and Neutral Mass Spectrometer]]
</imagemap>

Déi follgend Grafik gëtt en Iwwerbléck op déi ofgedeckten [[Elektromagnéitesche Spektrum|elektromagnéitesch Spektren]] vun den opteschen Instrumenter vum Cassini:
<imagemap>
Fichier:Cassini_instr_spectrum_v1_german.png|
rect 159 69 382 95 [[#VIMS-V|Visible and Infrared Mapping Spectrometer – Visible]]
rect 382 70 462 96 [[#Visible and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS)|Visible and Infrared Mapping Spectrometer – Visible & -Infrared]]
rect 463 71 563 96 [[#VIMS-IR|Visible and Infrared Mapping Spectrometer – Infrared]]
rect 344 44 389 63 [[#Visible and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS)|Visible and Infrared Mapping Spectrometer]]
rect 71 122 112 138 [[#Ultraviolet Imaging Spectrograph (UVIS)|Ultraviolet Imaging Spectrograph]]
rect 62 153 89 178 [[#EUV|Extreme Ultraviolet Spectrograph (UVIS)]]
rect 89 154 116 178 [[#FUV|Far Ultraviolet Spectrograph (UVIS)]]
rect 1 137 82 152 [[#HDAC|Hydrogen-Deuterium Absorption Cell (UVIS)]]
rect 281 125 311 142 [[#Imaging Science Subsystem (ISS)|Imaging Science Subsystem]]
rect 124 152 204 176 [[#NAC|Narrow Angle Camera (ISS)]]
rect 205 152 325 177 [[#Imaging Science Subsystem (ISS)|Wide & Narrow Angle Camera (ISS)]]
rect 325 151 466 178 [[#NAC|Wide Angle Camera (ISS)]]
rect 637 123 679 143 [[#Composite Infrared Spectrometer (CIRS)|Composite Infrared Spectrometer]]
rect 577 150 731 180 [[#spektr|Spektrometer (CIRS)]]
</imagemap>

Follgend Grafik weist d'[[Siichtfeld]]er vum Cassini sengen opteschen Instrumenter:
<imagemap>
Fichier:Cassini_instruments_field_of_view_human_v1_german.PNG|
rect 0 117 40 136 [[#Visible and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS)|Visible and Infrared Mapping Spectrometer]]
rect 1 417 43 432 [[#HDAC|Hydrogen-Deuterium Absorption Cell (UVIS)]]
rect 46 416 89 434 [[#Ultraviolet Imaging Spectrograph (UVIS)|Ultraviolet Imaging Spectrograph]]
rect 374 447 442 466 [[#spektr|3. Spektrometer (CIRS)]]
rect 441 447 485 466 [[#Composite Infrared Spectrometer (CIRS)|Composite Infrared Spectrometer]]
rect 408 407 444 422 [[#WAC|Wide Angle Camera (ISS)]]
rect 446 408 479 422 [[#Imaging Science Subsystem (ISS)|Imaging Science Subsystem]]
rect 416 44 443 57 [[#HSP|High Speed Photometer (UVIS)]]
rect 445 43 483 58 [[#Ultraviolet Imaging Spectrograph (UVIS)|Ultraviolet Imaging Spectrograph]]
rect 426 57 455 69 [[#NAC|Narrow Angle Camera (ISS)]]
rect 457 56 484 71 [[#Imaging Science Subsystem (ISS)|Imaging Science Subsystem]]
rect 1 50 30 67 [[#FUV|Far Ultraviolet Spectrograph (UVIS)]]
rect 42 49 73 66 [[#EUV|Extreme Ultraviolet Spectrograph (UVIS)]]
rect 32 67 76 84 [[#Ultraviolet Imaging Spectrograph (UVIS)|Ultraviolet Imaging Spectrograph]]
rect 657 132 732 164 [[#WAC|Wide Angle Camera (ISS)]]
</imagemap>

=== Ultraviolet Imaging Spectrograph (UVIS) ===
[[Fichier:Cassini uvis2.jpg|thumb|D'UVIS-Instrument]]
[[Fichier:Cassini uvis2 cut.png|thumb|Coupe vum FUV-Instrument:<br>Den EUV ënnerscheet sech nëmmen duerch déi feelend Pompel am ënneschten Deel.]]
D'UVIS ass d'Primärinstrument fir d'Fuerschung am [[Ultraviolettstralung|Ultraviolett]]-Spektrum. Zu de Fuerschungsschwéierpunkte gehéiert d'Ënnersiche vun der Zesummesetzung vun Atmosphären an Uewerfläche vum Saturn souwéi senge Mounden a Réng. Am Fokus stinn heibäi d'Elementer [[Waasserstoff]], [[Stéckstoff]] a [[Kuelestoff]].<ref name="uvis">[https://web.archive.org/web/20170424174946/http://lasp.colorado.edu/~horanyi/graduate_seminar/UV_Imaging.pdf University of Colorado – ''The Cassini Ultraviolet Imaging Spectrograph Investigation''] (PDF; 854&nbsp;kB), Gekuckt de [[27. September]] [[2009]]</ref> D'Instrument gëtt ausserdeem och fir d'Ënnersich vu Liichtevenementer a [[Polarliicht|Aurorae]] agesat, déi duerch Magnéitfelder entstinn.<ref name="uvis" /> Fir all wëssenschaftlech Ufuerderungen ze erfëllen, huet d'UVIS véier verschidden Teleskopkonstruktioune mat entspriechenden Detekteren: d'EUV fir den extremen UV-Beräich, den FUV fir de 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 vu 14,46&nbsp;kg, a brauch maximal 11,83&nbsp;W elektresch Leeschtung an erreecht eng Datequot vu bis zu 32&nbsp;Kilobit pro Sekonn.<ref>[http://saturn.jpl.nasa.gov/spacecraft/cassiniorbiterinstruments/instrumentscassiniuvis/ NASA – ''UVIS''], Gekuckt de [[27. September]] [[2009]]</ref>

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&nbsp;nm.<ref name="uvis" /> Et benotzt en Teleskop mat enger [[Brennwäit]] vun 100&nbsp;mm bei engem Duerchmiesser vun 20&nbsp;mm.<ref name="uvis" /> Duerch dräi Schlitzer virun deem mat [[Magnesiumfluorid]]/[[Aluminium]] beschichtete Spigel kënne follgend 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 da vu 64 linear bestëmmten [[Caesiumiodid]]-[[Photokathod]]e gemooss ginn, déi eng [[Quantenausbeut]] vun 8 % erreechen.<ref name="uvis" /> De ganzen Detekter ass 25,6&nbsp;mm&nbsp;×&nbsp;6,4&nbsp;mm grouss, woubäi en eenzele Pixel 25&nbsp;µm&nbsp;×&nbsp;100&nbsp;µm huet.<ref name="uvis" />.

Den ''Extreme Ultraviolet Spectrograph''-Instrument (EUV) bilt den zweete Moosskanal an erfaasst Stralung am extremen UV-Beräich bei 56 bis 118&nbsp;nm.<ref name="uvis" /> Hie benotzt déi selwecht Teleskopkonstruktioun wéi de 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 %.<ref name="uvis" />

[[Fichier:Cassini hsp.png|thumb|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.<ref name="uvis" /> Heizou kënnt en Teleskop mat enger Brennwäit vun 200&nbsp;mm, engem Duerchmiesser vun 135&nbsp;mm an engem Siichtfeld vun 0,35 Grad zum Asaz. De Spigel konzentréiert d'UV-Stralung op eng Magnesiumfluorid-[[Lëns (Optik)|Lëns]], déi kuerz virum Detekter läit. Dee baséiert op Caesiumiodid an ass am Beräich vun 115 an 190&nbsp;nm empfindlech.<ref name="uvis" /> E besonnescht Kennzeeche vum Sensor ass seng extreem kuerz Beliichtungszäit vun nëmme 2&nbsp;ms.<ref name="uvis" /> Dat ass néideg, fir wärend der relativ kuerzer Okkultatioun-Phas méiglechst vill, fäin opgeléiste Miessungen duerchféieren ze kënnen.

[[Fichier:Casini hdac.png|thumb|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 ettlech Absorptiounsschichte benotzt ginn. Déi bestinn aus dräi Kummeren, déi mat Waasserstoff, [[Sauerstoff]] an [[Deuterium]] gefëllt an duerch Fënster aus Magnesiumfluorid getrennt sinn.<ref name="uvis" /> D'Sauerstoffzelle hu misse virum Start entlëft ginn, well sech do Waasser niddergeschloen hat, woumat d'Absorptiounsschicht keng Wierkung gehat hätt.<ref name="uvis" /> An de Waasserstoff- an Deuterium-Zelle sinn [[Wolfram]]-[[Gléiwendl]], déi duerch héich Temperaturen d'Absorptiounseegenschafte vun dëse Stoffer verännere kënnen a sou differentiell Miessunge vum UV-Spektrum erméiglechen<ref name="uvis" /> Als Detekter déngt en [[Kanalelektronenkopéierer]], deen d'Waasserstoff- an Deuterium-Spektre vun der [[Lyman-Serie]] bei 121,53 an 121,57&nbsp;nm miesst.<ref name="uvis" />

=== Imaging Science Subsystem (ISS) ===
Dëst optescht Instrumentesystem déngt der Fabrikatioun vu Biller am [[Liicht|visuelle]] Spektrum souwéi am noen [[Infraroutstralung|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 Pallett vu wëssenschaftleche Missiounen duerch, haaptsächlech am Beräich Atmosphärefuerschung, Uewerflächenanalys an d'Ënnersich vun de Saturnréng.<ref name="nasa_iss">[http://saturn.jpl.nasa.gov/spacecraft/cassiniorbiterinstruments/instrumentscassiniiss/ISS_Engineering_Technical_Write-up.htm NASA – ''ISS Engineering Technical Write-up''], Gekuckt den [[19. September]] [[2009]]</ref> Sekundär déngt d'System och fir d'0[[Astronomesch Navigatioun|optesch Navigatioun]].<ref name="nasa_iss" /> Den ISS huet e Gewiicht vu 57,83&nbsp;kg a brauch maximal 55,90 Watt el. Leeschtung.<ref name="nasa_iss" />

[[Fichier:Cassini iss-wac2.jpg|thumb|Grafik vun der Wäitwénkelkamera (WAC)]]
Béid Kamerasystemer benotzen eng Elektronik, déi zimmlech d'selwecht ass. D'Kärstéck bilt e MIL-STD-1750A-Prozessor a generéiert pro Sekonn bis zu 366&nbsp;kBit un Daten.<ref name="bernd_iss">[http://www.bernd-leitenberger.de/cassini-instrumente1.shtml Bernd Leitenberger – ''Cassinis optische Instrumente''], Gekuckt de [[26. September]] [[2009]]</ref> De stralungsgeschützten [[CCD-Sensor|CCD]]-Bildsensor huet eng Opléisung vun 1024×1024 Pixelen an ass empfindlech am Spektrum vun 200 bis 1050&nbsp;nm.<ref name="nasa_iss" /><ref name="bernd_iss" /> D'UV-Empfindlechkeet gëtt duerch eng dënn [[Phosphor]]beschichtung um Sensor erméiglecht.<ref name="nasa_iss" /> Pro Pixel ginn Hellegkeetsinformatioune mat 12 Bit erfaasst, woubäi déi zu der Kierzung vun der Datequot och op bis zu aacht Bit erof gerechent ka ginn. D'Beliichtungsdauer ass a 64 Schrëtt vu 0,005 bis 1200 Sekonne ze wielen.<ref name="bernd_iss" />
Nodeem d'Elektronik d'Bilddaten aus dem jeeweilege Sensor erausgelies huet, ginn déi 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.<ref name="bernd_iss" /> Bei Biller mat villen Detailer hëlt d'Effizienz vum Algorithmus allerdéngs staark of.<ref name="bernd_iss" /> Déi verloschträicht [[Diskret Kosinustransformatioun|DCT]]-Method (Basis vun der [[JPEG]]-Kompressioun) erreecht méi héich Kompressiounsquoten, féiert allerdéngs zu däitleche Artefakten a gëtt dofir nëmme ganz rar agesat.<ref name="bernd_iss" /> Eng weider Kompressiounsmethod ass d'Zesummerechne 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.<ref name="bernd_iss" />

[[Fichier:Cassini iss-nac2.jpg|thumb|Grafik vun der Telekamera (NAC)]]
D'Wäitwénkelkamera (''WAC'' – Wide Angle Camera) déngt der Observatioun vu grousse Raumberäicher an huet dofir e verhältnesméisseg grousst Siichtfeld vun 3,5° op.<ref name="nasa_iss" /> D'Optik baséiert op der Konstruktiounsweis vun de Voyager-Sonden, huet en Duerchmiesser vu 57,15&nbsp;mm an huet eng Brennwäit vun 200&nbsp;mm.<ref name="nasa_iss" /><ref name="bernd_iss" /> Am Ganze sinn 18 Filteren disponibel, déi mat engem zweeriederege Mechanismus virun de Bildsensor geschalt kënne ginn. Déi beweeglech Komponente vum System baséieren op Experienze mat der [[Hubble-Weltraumteleskop#Instrumenter|WFPC]]-Kamera vum [[Hubble-Weltraumteleskop]].<ref name="nasa_iss" /> Wéinst de speziellen [[Transmissioun (Physik)|Transmissiounseegenschaften]] vun der Optik ass d'Wäitwénkelkamera nëmmen am Beräich vu 400 bis 700&nbsp;nm héichempfindlech, woubäi eng kleng Empfindlechkeet nach bis zirka 1000&nbsp;nm ginn ass.

D'Telekamera (''NAC'' – Narrow Angle Camera) huet een ëm de Facteur 10 méi engt Siichtfeld, wat zu zéngmol méi héijen Opléisunge féiert. Dofir gëtt d'NAC primär fir detailléiert Ënnersich vun eenzele Raumgebidder benotzt. D'Brennwäit läit bei 2002&nbsp;mm bei engem Teleskop-Duerchmiesser vun 190,5&nbsp;mm.<ref name="bernd_iss" /> Och dës Kamera huet en zweeriederegt Filtersystem, mat am Ganzen 24 Filteren. Fir d'[[Bildrauschen]] z'eliminéieren, ass de CCD-Sensor mat engem kombinéierten Heiz- a Killsystem ausgeriicht, dat vum Rescht vun der Kamera isoléiert ass.<ref name="nasa_iss" /> Duerch besser Transmissiounseegeschafte kann d'Telekamera am ganze Spektralberäich vum Sensor héichempfindlech schaffen.

=== Visible and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) ===
[[Fichier:Cassin VIMS.jpg|thumb|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.<ref name="nasa_vims">[http://saturn.jpl.nasa.gov/spacecraft/cassiniorbiterinstruments/instrumentscassinivims/instcassinivimsdetails/ NASA – ''VIMS Engineering Technical Write-up''], Gekuckt de [[27. September]] [[2009]]</ref> Et schafft am Beräich vum noen UV-Spektrum iwwer dat visuellt Liicht bis hin zum mëttleren Infrarout-Spektrum. Vill organesch [[Moleküll]]e hunn hei hiren [[Absorptiounsspektrum]], wouduerch déi mam VIMS-Instrument besonnesch gutt erfaasst kënne ginn.<ref name="bernd_iss" /> Dëst huet géigeniwwer dem ISS e bessert Kontrastverméigen, huet awer eng verhältnesméisseg méi niddreg Opléisung als Folleg, soudatt béid Instrumenter sech ergänzen, statt sech z'ersetzen.<ref name="bernd_iss" /> 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&nbsp;kg, a brauch bis zu 27,20 Watt el. Leeschtung (nominal: 21,83&nbsp;W) a produzéiert bis zu 183&nbsp;kBit Date pro Sekonn.<ref name="nasa_iss" />

Dat am visuelle Beräich schaffend VIMS-V-Instrument huet en Teleskop mat enger Brennwäit vun 143&nbsp;mm bei engem Duerchmiesser vu 45&nbsp;mm an engem Siichtfeld vun 1,83 Grad.<ref name="vims">[https://web.archive.org/web/20120131095046/http://www.ifsi-roma.inaf.it/vims/downloads/doc/VIMS-paper.pdf The Visual And Infrared Mapping Spectrometer For Cassini] (PDF; 161&nbsp;kB), Gekuckt de [[27. September]] [[2009]]</ref> Den CCD-Sensor besteet aus 256 × 512 Pixelen an ass a 96 Spektren am Beräich vun 0,30 bis 1,05&nbsp;µm (noen Ultraviolett bis noen Infrarout) empfindlech.<ref name="vims" /> Déi siliciumbaséiert Pixelelementer sinn 24&nbsp;µm² grouss, erreechen e Quantegewënn vun 13 bis 41 Prozent a liwweren jee 12 Bit Hellegkeetsinformatiounen<ref name="vims" /> Fir d'Kalibréierung kommen zwou speziell [[Liichtdiod]]en a Referenzstären zum Asaz.

[[Fichier:Cassin VIMSw.gif|thumb|Opbau vum VIMS]]
Zum VIMS-IR gehéiert en Teleskop mat enger Brennwäit vu 426&nbsp;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 %.<ref name="vims" /> Hien ass an 256 Spektren am Beräich 0,85 bis 5,1&nbsp;µm empfindlech an e Pixelelement ass 103&nbsp;µm × 200&nbsp;µm grouss.<ref name="vims" /> D'Kalibréierung erfollegt mat enger [[Laserdiod]], Hellegkeetsinformatioune gi pro Pixel mat 12 Bit erfaasst. Am Géigesaz zum VIMS-V gëtt d'Instrument opwendeg gekillt, well schonn 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.<ref name="vims" /> 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 leede wéi konventionell Kofferkabel.<ref name="vims" /> Duerch déi Aktioune kann de Sensor bis op 60&nbsp;[[Kelvin]] (−213&nbsp;°C) erofgekillt ginn, wärend d'Elektronik bei där fir si optimale Temperature vun 288&nbsp;K (+15&nbsp;°C) gehale gëtt.<ref name="vims" />

Déi kollektiv Elektronik benotzt en [[80C86]]-Prozesser fir Dateveraarbechtung, woubäi deen op 64&nbsp;kByte [[Random-Access Memory|RAM]] an 96&nbsp;kByte [[Programmable Read-Only Memory|PROM]] zougräife kann.<ref name="vims" /> E 4-Mbyte-Puffer tëschespäichert d'Date 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 [[Reduced Instruction Set Computer|RISC]]-[[Koprozesser]] vum Typ [[ADSP 2100]] an den Asaz, dee mat 9&nbsp;MHz gebilt ass an op der [[Harvard-Architektur]] baséiert.<ref name="vims" /> Fir d'Kompressioun stinn 8&nbsp;kByte RAM zur Dispositioun, d'Zäitsignal gëtt mat engem 24&nbsp;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.<ref name="vims" /> Wéi beim ISS ass och d'Zesummerechne vu Pixele méiglech (konkreet an de Modi 3-zu-1 an 5-zu-1).

=== Composite Infrared Spectrometer (CIRS) ===
[[Fichier:Cassini cirs2.jpg|thumb|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.<ref name="nasa_cirs" /> D'Teleskop huet eng Brennwäit vun 304,8&nbsp;mm bei engem Duerchmiesser vu 50,8&nbsp;mm.<ref name="nasa_cirs">[http://saturn.jpl.nasa.gov/spacecraft/cassiniorbiterinstruments/instrumentscassinicirs/instcassinicirsdetails/ CIRS Engineering Technical Write-up], Gekuckt de [[26. September]] [[2009]]</ref> E Sonneschutz kierzt Stéieraflëss an déngt gläichzäiteg als Killelement. Den CIRS huet e Gewiicht vu 39,24&nbsp;kg a brauch maximal 32,89 Watt el. Leeschtung, woubäi am Normalbetrib e Gebrauch vun zirka 26 Watt virläit.<ref name="nasa_cirs" />

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

=== Radar ===
[[Fichier:Cassini-radar.jpeg|thumb|left|E puer Betribsmodi fir d'Radarsystem]]
Well de Saturnmound Titan eng ganz dicht [[Atmosphär]] huet, ka 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 Terrainsprofiller 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 [[Radar-Altimeter|Radarhéichtemiesser]], en [[Synthetic Aperture Radar]] firr d'Produktioun vun 3D-Terrainsprofiller an e passive [[Radiometer]]. Dat ganzt Instrument huet e Gewiicht vun 41,43&nbsp;kg, a brauch eng elektresch Leeschtung vu maximal 108,40 Watt a produzéiert eng Datequot vu bis zu 365&nbsp;kBit pro Sekonn.<ref name="nasa_radar">[http://saturn.jpl.nasa.gov/spacecraft/cassiniorbiterinstruments/instrumentscassiniradar/instcassiniradardetails/ NASA – ''RADAR Engineering Technical Write-up''], Gekuckt den [[30. September]] [[2009]]</ref>

De Synthetic Aperture Radar ass dat wichtegst Subsystem, well et 3D-Terrainsprofiller 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.<ref name="space_radar">Space Review Mäerz 2008 – ''Radar: The Cassini Titan Radar Mapper''</ref> Jee no Betribsmodus schafft d'System mat enger [[Impulsfollegfrequenz]] (PRF) vun 1,8 bis 6,0&nbsp;kHz an enger Sendezäit (och ''Pulsbreet'') vun 200 bis 400 Millisekonne bei enger [[Bandbreet]] vun 0,43 oder 0,85&nbsp;MHz.<ref name="space_radar" /> Fir d'Bild kann tëschent héijer an niddreger Opléisung gewielt ginn. Am héichopléisende Modus läit d'Distanzopléisung, jee no Orbitalpositioun an Distanz, bei 0,48 bis 0,64&nbsp;km an d'horizontal Opléisung beweegt sech am Beräich vun 0,35 bis 0,41&nbsp;km.<ref name="space_radar" /> De niddreg opléisende Modus bitt eng Distanzopléisung vun 0,48 bis 2,70&nbsp;km an eng horizontal Opléisung vun 0,41 bis 0,72&nbsp;km. Béid Modi bilde pro Miessung ënner 1,1 % vun der Titanuewerfläch of.<ref name="space_radar" />

[[Fichier:Cassini-radar-electronics.jpg|thumb|En Deel vun der Radar-Elektronik]]
Bei der Energieversuergung gouf et wärend der Entwécklung Problemer, well de Radar vill méi Energie fir déi gefuerdert Opléisung benotzt huet, wéi d'Radionuklidbatterië liwwere konnten.<ref name="space_radar" /> An den éischten Entwërf waren dofir Batterien als Puffer virgesinn, déi wärend der inaktiver Phas geluede ginn an da bei Radaroperatiounen zousätzlech Energie liwwere kënnen. Allerdéngs huet d'Ofnotzungsproblematik, déi duerch d'Stralung am oppene Weltraum nach verschäerft gouf, an d'Gréisst vun de Batterien den Ingenieuren Suerge gemaach, woufir schliisslech eng Léisung op Basis vu [[Kondensator (Elektrotechnik)|Kondensatoren]] als Energiepuffer benotzt gouf.<ref name="space_radar" /> Well den [[Tastgrad]] vum Radar bei maximal zéng % läit, kënne sech d'Kondensatore wärend den aneren 90 % mat 34 Watt oplueden an déi gespäichert Energie an engem 90 bis 3000 Millisekonne laange Sendeimpuls mat enger Leeschtung vu bis zu 200 Watt komplett ofginn.<ref name="space_radar" /> 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.<ref name="space_radar" /> D'Impulsfollegfrequenz läit bei 4,7 bis 5,6&nbsp;kHz an d'Sendezäit ass 150&nbsp;ms bei enger Bandbreet vu 4,25&nbsp;MHz.<ref name="space_radar" /> Wann den Héichtemiesser mat klenger Opléisung schafft, kann d'[[Réckstreeung]] vun der Uewerfläch gemooss ginn. Déi gewonne Date ginn op der Äerd mat de SAR-Biller kombinéiert, well déi wéinst de variéierende [[Radarquerschnëtt]]er vun der Uewerfläch soss u Qualitéit abousse géifen.<ref name="space_radar" /> D'Impulsfollegfrequenz läit bei 1 bis 3&nbsp;kHz an d'Sendezäit ass 500&nbsp;ms bei enger Bandbreet vun 0,11&nbsp;MHz.<ref name="space_radar" /> Et kënnen 20 % vun der Titanuewerfläch an engem Miessduerchgank erfaasst ginn, déi horizontal Opléisung läit bei 55 bis 140&nbsp;km.

D'Radarsystem kann och an engem passive Modus schaffen, an deem et d'Radiostralung bei 13,78&nbsp;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&nbsp;km erfaasst ginn, woubäi d'Bandbreet bei 135&nbsp;MHz läit.<ref name="space_radar" /> Duerch déi gewonnen Date kënne bei der Auswäertung Réckschlëss op d'Temperatur (bis op 5&nbsp;Kelvin genee) an op d'[[Photochemie]] vum Titan an anere Mounde gezu ginn.

=== Radio Science Subsystem (RSS) ===
[[Fichier:Rss operation.gif|thumb|links|Skizz mat der Funktiounsweis vum RSS]]
Mam RSS sollen d'Atmosphären an déi genee Masse vum Saturn a senge Mounden ënnersicht ginn. Och d'Erfuerschung vum Ranksystem an d'Verbesserung vun den [[Ephemeriden]]-Date gehéieren zum Asazspektrum. Dofir ginn dräi Sende-Empfangs-Anlagen agesat, déi d'Verännerung vu Radiowelle miessen, wa se d'Atmosphären oder d'Ranksystem duerchdréngen, fir esou hir Temperatur, Dicht an Zesummesetzung z'ermëttelen.<ref name="jpl_rss">[https://web.archive.org/web/20100527181813/http://cassini-huygens.jpl.nasa.gov/spacecraft/inst-cassini-rss-details.cfm JPL – ''RSS Engineering Technical Write-up''], Gekuckt de [[27. Dezember]] [[2009]]</ref> Jee no Frequenzband ginn d'Signaler duerch Cassini selwer oder duerch d'Anlage vum [[Deep Space Network]] (DSN) ausgewäert.

Am Beräich vum S-Band sent Cassini eng héchstabill Drowell a Richtung vum DSN, ouni selwer Signaler z'empfänken.<ref name="jpl_rss" /> 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 empfaangen an ausgewäert kënne ginn.

Fir Miessungen am K<sub>a</sub>-Band (bei 32,028&nbsp;GHz an 34,316&nbsp;GHz) benotzt den RSS en eegene Transmitter, dee speziell fir d'Usrëch vum Instrument konstruéiert goufen.<ref name="jpl_rss" /> Et ka sowuel Signaler zum DSN sende wéi och empfänken. Fir d'Verstäerkung kënnt eng Wanderfeldröhre zum Asaz, woubäi d'Drowell mat enger Leeschtung vu siwe Watt ofgestralt gëtt.<ref name="jpl_rss" /> Den Transmitter huet e Gewiicht vu 14,38&nbsp;kg an dat ganzt Instrument brauch bis zu 80,70 Watt elektresch Leeschtung.<ref name="jpl_rss" />

=== Radio and Plasma Wave Science Instrument (RPWS) ===
[[Fichier:Cassini-rpws2.jpg|thumb|D'Antennenanlag (ouni Ausleeër) vum RPWS]]
[[Fichier:Cassini rpws3.jpg|thumb|D'Langmuir-Sond]]
Den RPWS soll primär d'Wiesselwierkung von interplanetarem [[Plasma (Physik)|Plasma]] mat de Magnéitfelder an ieweschten Atmosphärschichte vum Saturn a senge Mounden erfuerschen. Heizou wäert et déi nidderfrequent [[Radiowell]]e mat grousser Wellelängt aus, well déi haaptsächlech bei de genannte Wiesselwierkunge entstinn.

Et ginn dräi verschidden Detektere gebraucht: eng [[Langmuir-Sond]], en Empfänger fir magnéitesch an ee fir elektresch Wellen. Dee leschte benotzt fir den Empfang dräi Y-fërmeg placéiert 10 Meter laang [[Marconi-Antenn|Stafantennen]], déi aus engem [[Alliage]] vu [[Beryllium]] a [[Koffer]] fabrizéiert sinn an déi wéinst hirer Gréisst eréischt nom Start auserneegefaalt ginn.<ref name="bernd_wt">[http://www.bernd-leitenberger.de/cassini-instrumente2.shtml Bernd Leitenberger – ''Cassinis Teilchen und Wellenexperimente''], Gekuckt den [[28. September]] [[2009]]</ref> Di dräi Antenne fir magnéitesch Welle si mat 25&nbsp;cm laang an hunn en Duerchmiesser vun 2,5&nbsp;cm. Si hunn e [[Virverstäerker]] a stinn jee senkrecht zuenee, soudatt dräidimensional Miessunge méiglech sinn.<ref name="bernd_wt" /> D'Langmuir-Sond huet en Ausleeëraarm mat enger Längt vun 1 m, an hiert Enn eng Kugel mat engem Duerchmiesser vu 5&nbsp;cm. Si kann [[Elektronendicht]]e vu 5 bis 10.000&nbsp;Elektronen/cm³ an Energiespektre vu 0,1 bis 4 [[Elektronenvolt]] erfaassen.<ref name="bernd_wt" />

All vun den Antennenanlagen opgefaange Welle kënne mat Hëllef vun enger Schaltlogik an eng vu fënnef Empfängeranlage geleet ginn:<ref name="space_rev">Space Review – ''The Cassini Radio And Plasma Wave Investigation'', September [[2002]]</ref>
* Héichfrequenz-Empfänger: 440 Kanäl am Beräich vun 3,5 bis 16&nbsp;MHz, nëmmen elektresch Antennen
* Mëttelfrequenz-Empfänger: 80 Kanäl am Beräich vun 0,024 bis 16&nbsp;kHz, eng magnéitesch oder elektresch Antenn
* Nidderfrequenz-Empfänger: 28 Kanäl am Beräich vun 1 bis 26&nbsp;Hz, zwou verschidden Antennen
* 5-Kanal-Welleform-Empfänger: empfindlech an de Beräicher 1 bis 26&nbsp;Hz an 3 bis 2,5&nbsp;kHz. Fënnef Antennen aller Aart parallel
* Breetbandempfänger: empfindlech an de Beräicher 60 bis 10,5&nbsp;kHz an 0,8 bis 75&nbsp;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).<ref name="space_rev" />. D'Kärstéck vun allen dräi Komponenten ass e 16-Bit-[[80C85]]-Mikroprozesser, dee mat 3&nbsp;Megahertz getackt ass an op 64 bis 96 kByte RAM zougräife kann<ref name="space_rev" />. Dat ganzt Instrument weit 37,68&nbsp;kg, brauch bis zu 16,38 Watt elektresch Leeschtung a generéiert bis zu 366&nbsp;kBit Date pro Sekonn.<ref name="space_rev" />

=== Dual Technique Magnetometer (MAG) ===
[[Fichier:Cassini magnetometer.jpg|thumb|Den V/SHM-Detekter (Deel vum MAG-Instrument)]]
Dëst Instrument soll den Opbau vun de [[Magnéitfeld]]er am Saturn-System ënnersichen an hir Verännerung duerch d'Sonnenaktivitéit observéieren. Heizou kommen zwee Subsystemer zum Asaz, déi un engem 11&nbsp;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&nbsp;MHz getakt ass an op 128&nbsp;kByte RAM fir Programmcode zougräife kann.<ref name="imperial_dpu">[http://www3.imperial.ac.uk/spat/research/missions/space_missions/cassini/mag_instrument/dpu Imperial College London – ''The Data Processing Unit (DPU)''], Gekuckt den [[2. Oktober]] [[2009]]</ref> Zousätzlech sinn 32&nbsp;kByte PROM an 16&nbsp;MB RAM fir wëssenschaftlech Daten ugebonnen.<ref name="imperial_dpu" /> Déi zentral Elektronik ka pro Sekonn 16 bis 250 Miessunge ausliesen ([[Oftaschtung (Signalveraarbechtung)|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.<ref name="imperial_dpu" /> Dat ganzt Instrument huet e Gewiicht vun 3&nbsp;kg, brauch 3,10&nbsp;Watt elektresch Leeschtung a produzéiert bis zu 3,60&nbsp;kBit Date pro Sekonn.<ref>[http://saturn.jpl.nasa.gov/spacecraft/cassiniorbiterinstruments/instrumentscassinimag/nstcassinimagdetails/ NASA – ''MAG Engineering Technical Write-up''], Gekuckt den [[2. Oktober]] [[2009]]</ref>

De ''Vector/Scalar Helium Magnéitometer'' schafft entweeder am Magnéitfeldstäerkt- oder am Richtungsmodus. Bei dem leschte Modus kann d'Instrument entweeder am Stäerkteberäich vun ±32 [[Tesla (Eenheet)|Nanotesla]] mat enger Opléisung vu 3,9&nbsp;Pikotesla schaffen oder Miessungen am Beräich ±256&nbsp;nT bei enger Genauegkeet vun 31,2&nbsp;pT duerchféieren.<ref>[http://www3.imperial.ac.uk/spat/research/missions/space_missions/cassini/mag_instrument/v_shm Imperial College London – ''The Vector/Scalar Helium Magnetometer (V/SHM)''], Gekuckt den [[2. Oktober]] [[2009]]</ref> Am Stäerktemodus kënnen d'Magnéitfelder mat enger Stäerkt vu 256 bis 16.384&nbsp;nT erfaasst ginn.

Parallel Richtungs- a Stäerktemiessunge kënne mam ''Fluxgate-Magnéitometer'' duerchgefouert ginn. Et stinn véier Miessberäicher mat ënnerschiddlechen Eegenschaften zur Dispositioun:<ref>[http://www3.imperial.ac.uk/spat/research/missions/space_missions/cassini/mag_instrument/fgm Imperial College London – ''The Fluxgate Magnetometer (FGM)''], Gekuckt den [[2. Oktober]] [[2009]]</ref>
* 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) ===
[[Fichier:Cassini-caps2.jpg|thumb|left|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 (Physik)|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 [[Leederplack]]e 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.<ref name="esa_caps">[http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=34954&fbodylongid=1613 Instruments – ''CAPS: Cassini Plasma Spectrometer''], Gekuckt den [[11. Februar]] [[2010]]</ref> 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&nbsp;kg, an huet eng elektresch Leeschtung vu 14,50 Watt a generéiert 8 kBit Date pro Sekonn<ref name="bernd_wt" />

Den Ione-Massespektrometer (IMS) besteet aus engem [[torus]]fërmegen, 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 [[V|Potential]] vu 15 kV opbauen.<ref name="esa_caps" /> Beim Passéiere vun de Folie gi weider grouss Moleküllen an hir atomar Bestanddeeler zerluecht. No der Acceleratioun treffen d'Deelercher op zwou [[Mikrokanalplack]]e, déi aus [[Bläiglas]] bestinn an zirka 300 [[Elektron]]e pro Deelchenaschlag produzéieren, déi dann zu der Ermëttlung vum Spektrum gemooss ginn.<ref name="esa_caps" />

Den Elektronespektrometer (EMS) méisst nëmmen de Floss an den Optreffwénkel vun de negativ geluedenen Elektronen. Soss schafft et mat de selwechte Prinzipië wéi den Ionespektrometer, allerdéngs huet et keng Kuelestoff-Folie fir d'Acceleratioun vun den Elektronen.<ref name="esa_caps" />

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 Elektrone pro Zäiteenheet, woubäi allerdéngs keng Miessunge vun der Mass pro Luedung duerchgefouert ginn.<ref name="esa_caps" />

{{clearleft}}

[[Fichier:Cassini-mimi-lemm2.jpg|thumb|De LEMMS-Instrument (Deel vum MIMI)]]
=== Magnetospheric Imaging Instrument (MIMI) ===
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&nbsp;kg, brauch duerchschnëttlech 20,3 Watt elektresch Leeschtung a produzéiert ongeféier 1–4 kBit Date pro Sekonn.<ref>[http://sd-www.jhuapl.edu/CASSINI/arch2.html JPL -''MIMI Instrumentation''], Gekuckt den 23. Dezember</ref>

De LEMMS ka follgend Energiespektre miessen: Elektrone mat 0,015 bis 10&nbsp;MeV, Protone mat 0,015 bis 130&nbsp;keV an Ione mat 0,02 bis 130&nbsp;MeV.<ref name="jpl_lemmst">[http://sd-www.jhuapl.edu/CASSINI/lemms2.html JPL – ''Low Energy Magnetospheric Measurement System''], Gekuckt den [[23. Dezember]] [[2009]]</ref> Fir d'Miessung treffen d'Deelercher op verschidde Folien, woubäi aus de Stroumimpulser déi dobäi entstinn, deenen hir 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.<ref name="jpl_lemmst" /> Fir och Wénkel moossen ze kënnen, rotéiert de LEMMS ëm 360°. D'Instrument huet e Gewiicht vu 6,27&nbsp;kg a brauch nominal 5,2 Watt elektresch Leeschtung.<ref name="jpl_lemmst" />

De CHEMS analyséiert de Plasma an der Géigend vum Saturn. Den Energiespektrum läit bei 10 bis 220&nbsp;keV.<ref name="jpl_chems">[http://sd-www.jhuapl.edu/CASSINI/chems2.html JPL – ''Charge Energy Mass Spectrometer''], Gekuckt den [[23. Dezember]] [[2009]]</ref> D'Siichtfeld ass 160°. Fir Miessung kënnt e Fluchzäitmassespektrometer an en zousätzlechen Detekter zum Asaz.<ref name="jpl_chems" /> De CHEMS huet e Gewiicht vu 6,66&nbsp;kg a brauch an der Moyenne 3,5 Watt elektresch Leeschtung.<ref name="jpl_chems" />

D'INCA-Instrument zeechent sech aus duerch seng Fäegkeet fir d'Erstelle vun dräidimensionale Kaarte vun der Verdeelung vun Ionen- a erhëtztem Neutrone-Plasma. Den Neutrone-Plasma gëtt duerch seng thermesch Stralung erfaasst, de Spektrum reecht vu 7&nbsp;keV bis 8&nbsp;MeV pro Nukleon.<ref name="jpl_inca">[http://sd-www.jhuapl.edu/CASSINI/incabase.html JPL – ''Ion and Neutral Camera''], Gekuckt den [[2. September]] [[2011]]</ref> D'Siichtfeld méisst 120° × 90°.<ref name="bernd_wt" /> D'INCA huet e Gewiicht vu 6,92&nbsp;kg a brauch am Normalbetrib 3 Watt elektresche Leeschtung.<ref name="jpl_inca" />

=== Ion and Neutral Mass Spectrometer (INMS) ===
[[Fichier:Cassini-inms2.jpg|thumb|Den INMS]]
Beim INMS handelt et sech ëm e weidere Spektrometer fir Ënnersich vun der ieweschter Titanatmosphär souwéi hirer cheemescher Zesummesetzung. Heizou ginn Ionen an Neutronen agefaangen an ënnersicht. Dat ganzt Instrument huet e Gewiicht vu 9&nbsp;kg, brauch am Schnëtt 27,70 Watt elektresch Leeschtung a generéiert nominal 1,5 kBit/sec.<ref name="jpl_inms">[http://saturn.jpl.nasa.gov/spacecraft/cassiniorbiterinstruments/instrumentscassiniinms/instcassiniinmsdetails/ JPL – ''INMS Engineering Technical Write-up''], Gekuckt den [[23. September]] [[2010]]</ref>

Den INMS huet eng zouen an eng oppe [[Ionequell]]. Doduerch erginn sech dräi méiglech Betribsmodië fir d'Instrument:
* zouen Ionequell: Detektioun vun neutrale Molekülle
* oppe Quell: Erfaassung vu fräie [[Radikale (Chemie)|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 [[Massespektrometrie#Quadrupol-Massespektrometer|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 [[Atomar Masseneenheet|u]] an 12 bis 199 u.<ref name="bernd_wt" /> Déi ënnescht Nowäisgrenz am zouene Modus läit bei 70.000 Deelercher/cm<sup>3</sup>, am oppene Modus läit d'Grenz bei 700.000 Deelercher/cm<sup>3</sup>.<ref name="bernd_wt" /> Zousätzlech gëtt et nach zwee weider Detektore fir d'Erfaassung vu [[Spueregas]]e, déi bis zu zwou Milliounen Deelercher/s auswäerten a Verbindunge mat Stoffmasse bis erof op 100 [[Virsätz fir Moosseenheeten|piko]]-[[mol]] bestëmme kënnen.<ref name="bernd_wt" />

[[Fichier:Cassini-cda2b.jpg|thumb|links|CDA-Instrument]]
=== Cosmic Dust Analyzer (CDA) ===
{{Haaptartikel|Cosmic Dust Analyzer}}

Den CDA soll d'Eegenschafte vum [[Interplanetare Stëbs|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&nbsp;cm, mat deem Stëbs agefaangen an uschléissend duerch véier Gitter geleet gëtt.<ref name="bernd_wt" /> Dat éischt an dat lescht Gitter ass geäerd, soudatt 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, soudatt och d'Afallswénkel mat enger Genauegkeet vun 10 Grad gemooss ka ginn.<ref name="bernd_wt" />

No der Passage vun de Gitter treffen d'Partikel op zwou baugläich 16&nbsp;mm grouss [[Rhodium]]-Placken.<ref name="bernd_wt" /> 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&nbsp;mm an engem Fluchzäitmassespektrometer duerch hir Vitess getrennt ze ginn.<ref name="bernd_wt" /> 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&nbsp;cm² grouss [[Polyvinylidenfluorid]]-Folie mat enger Déckt vu jee 6 an 28&nbsp;µm.<ref name="bernd_wt" /> Bei engem Partikelaschlag kënnt et zu engem Stroumstouss, aus deem déi kinetesch Energie berechent ka ginn. Déi Miessung ass zwar nëmme rudimentär, allerdéngs kënne sou bis zu 10.000 Aschléi pro Sekonn verschafft ginn. Dat ganzt Instrument huet e Gewiicht vu 16,36&nbsp;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 ==
=== Iwwerbléck ===
Follgend Grafik bitt en Iwwerbléck iwwer d'Instrumenter an d'Systemer vum Huygens:
<imagemap>
fichier:Huygens cut away german.png|
rect 57 135 86 157 [[#Huygens Atmosphere Structure Instrument (HASI)|HASI Miessond]]
rect 1 99 75 127 [[#Huygens Atmosphere Structure Instrument (HASI)|HASI Miessond]]
rect 114 116 163 159 [[#Huygens Atmosphere Structure Instrument (HASI)|HASI Elektronik]]
rect 0 74 106 91 [[#Huygens Atmosphere Structure Instrument (HASI)|HASI Elektronik]]
rect 456 95 586 160 [[#Huygens Atmosphere Structure Instrument (HASI)|HASI Miessonde (2)]]
rect 380 67 508 83 [[#Huygens Atmosphere Structure Instrument (HASI)|HASI Miessonde (2)]]
rect 667 188 722 224 [[#Huygens Atmosphere Structure Instrument (HASI)|HASI Miessond]]
rect 630 124 708 152 [[#Huygens Atmosphere Structure Instrument (HASI)|HASI Miessond]]
rect 0 331 123 377 [[#Huygens Atmosphere Structure Instrument (HASI)|Antenn vum Radarhéichtemiesser (HASI, 1 vu 4)]]
rect 173 275 221 328 [[#Huygens Atmosphere Structure Instrument (HASI)| Antenn vum Radarhéichtemiesser (HASI, 1 vu 4)]]
rect 585 109 629 154 [[#Huygens Atmosphere Structure Instrument (HASI)| Antenn vum Radarhéichtemiesser (HASI, 1 vu 4)]]
rect 611 60 735 103 [[#Huygens Atmosphere Structure Instrument (HASI)| Antenn vum Radarhéichtemiesser (HASI, 1 vu4)]]
rect 125 162 160 199 [[#Doppler Wind Experiment (DWE)|DWE Oszillator]]
rect 9 262 79 294 [[#Doppler Wind Experiment (DWE)|DWE Oszillator]]
rect 164 128 202 184 [[#Gas Chromatograph and Mass Spectrometer (GCMS)|GCMS (ieweschten Deel)]]
rect 217 87 341 103 [[#Gas Chromatograph and Mass Spectrometer (GCMS)|GCMS (ieweschten Deel)]]
poly 526 213 580 214 580 246 570 270 528 269 [[#Gas Chromatograph and Mass Spectrometer (GCMS)|GCMS (ënneschten Deel)]]
rect 395 337 524 355 [[#Gas Chromatograph and Mass Spectrometer (GCMS)|GCMS (ënneschten Deel)]]
rect 238 136 295 189 [[#Surface Science Package (SSP)|SSP Elektronik]]
rect 280 112 375 128 [[#Surface Science Package (SSP)|SSP Elektronik]]
rect 482 220 522 273 [[#Surface Science Package (SSP)|SSP]]
rect 447 298 475 311 [[#Surface Science Package (SSP)|SSP]]
rect 301 321 380 340 [[#Descent Imager / Spectral Radiometer (DISR)|DISR Optik]]
rect 269 214 312 267 [[#Descent Imager / Spectral Radiometer (DISR)|DISR Optik]]
poly 522 275 566 277 555 298 557 305 522 303 [[#Aerosol Collector and Pyrolyser (ACP)|ACP]]
rect 583 346 616 362 [[#Aerosol Collector and Pyrolyser (ACP)|ACP]]
rect 442 204 478 250 [[#huy_bat|Batterie (1 vu 5)]]
rect 375 251 428 285 [[#huy_bat|Batterie (1 vu 5)]]
rect 606 305 733 338 [[#huy_bat|Energiemanagment-System]]
poly 591 216 654 219 609 299 559 299 [[#huy_bat|Energiemanagment-System]]
rect 253 350 361 367 [[#Descent Imager / Spectral Radiometer (DISR)|DISR Elektronik]]
poly 259 236 260 192 232 193 232 193 231 177 207 176 207 176 209 189 198 191 202 223 217 234 [[#Descent Imager / Spectral Radiometer (DISR)|DISR Elektronik]]
</imagemap>

[[Fichier:Probe-disr-sensor-front.jpg|thumb|Den DISR-System mat sengen ënnerschiddleche Komponenten]]
=== Descent Imager / Spectral Radiometer (DISR) ===
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 wärend 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 ettlech [[Fotodiod]]e disponibel. D'Instrumenter hunn zwar all eng eegen Optik, allerdéngs gëtt dat opgefaanged Liicht mat [[Faseroptik]]sträng op en zentralen CCD-Bildsensor geleet, dee nees a verschidde Beräicher opgedeelt ass. Virum sende vun de Bilddate ginn si an zwou Stufe kompriméiert. Fir d'éischt gëtt d'[[Faarfdéift (Computergrafik)|Faarfdéift]] op 8-Bit reduzéiert, wat 256 Grostufen entsprécht.<ref name="bernd_huy" /> Da ginn 16&nbsp;×&nbsp;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 disponibel Sendere fir d'Sende vu Biller hu misse benotzt ginn, soudatt déi duebel Redundanz bei der Iwwerdroung verluer goung. De ganzen Instrumentekomplex huet e Gewiicht vun 8,1&nbsp;kg, a brauch 13 bis 70 Watt elektresch Leeschtung (am ganzen 48 Wh wärend der Landung) a produzéiert pro Sekonn 4,8 kBit Daten a brauch sou zirka d'Hallschent vun der Iwwerdroungsbandbreet.<ref name="bernd_huy" />

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&nbsp;nm empfindlech (vu Rout bis an de noen Infraroutberäich).<ref name="dsir">[http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=31193&fbodylongid=734 ESA – ''DISR: Descent Imager/Spectral Radiometer''], Gekuckt den [[20. Dezember]] [[2009]]</ref> Well sech d'Sond beim Ofstig ëm déi eegen Achs dréit, sinn d'Fotoe mat enger Breet vu bis zu 21,5° méiglech. Dat vertikaalt 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&nbsp;×&nbsp;256 Pixel) nëmmen hallef sou héich opgeléiste Biller.<ref name="dsir" /> 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.<ref name="dsir" /> 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, ënnerscheede sech awer soss net vun den no ënne geriichte Sensoren. Déi kollektiv Charakteristika gesi wéi follegt aus:
* UV-Spektrometer: 350–480&nbsp;nm Miessberäich, Ee-Pixel-Detekter
* Liichtspektrometer: 480–960&nbsp;nm Miessberäich, 8 × 200-Pixel-Detektor, 2,4&nbsp;nm Opléisung
* IR-Spektrometer: 870–1700&nbsp;nm Miessberäich, 132-Pixel-Detekter (linear zesummegestallt), 6,3&nbsp;nm Opléisung.
Fir d'Miessungen no beim Buedem ze verbesseren, ass eng no ënnen ausgeriicht Luucht installéiert, déi bei ënner 100 Meter aktivéiert gëtt. Si brauch 20 [[Watt (Eenheet)|Watt]], huet e [[Gléidrot]] aus [[Wolfram]], deem seng Emissioune mat engem 5&nbsp;cm grousse Reflekter a Richtung Buedem gesteiert ka ginn.

Den drëtte Miesskomplex gëtt "Solar Aureolen Experiment" genannt an ass fir d'Bestëmmung vum [[Briechung (Physik)|Briechungs]]- an Absorptiounsverhale vun der Titan-Atmosphär bei 500&nbsp;nm an 939&nbsp;nm. D'Detektere miesse jee 6 × 50 Pixel a weisen eng Bandbreet vu 50&nbsp;nm op. Ausserdeem ass e [[Sonnesensor]] fir d'Ermëttlung vun [[Interplanetar Navigatioun|Navigatiounsdaten]] disponibel.

[[Fichier:Probe-acp.jpg|thumb|Den ACP-System]]
=== Aerosol Collector and Pyrolyser (ACP) ===
D'Instrument féiert keng wëssenschaftlech Miessungen duerch, well et nëmme fir d'Sammele an d'Opbereede vun [[Aerosol]] konstruéiert gouf. Et sammelt an zwou Héichteregioune vu 140 bis 32&nbsp;km an 22 bis 17&nbsp;km an exakte Zäitspanen ettlech Aerosol-Prouwen.<ref>[http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=31193&fbodylongid=1605 ESA – ''ACP: Aerosol Collector and Pyrolyser''], Gekuckt de [[16. Dezember]] [[2009]]</ref> 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&nbsp;°C, 250&nbsp;°C an 650&nbsp;°C) fir verschidde Molekülle a Verbindungen duerch [[Verdonsten]] oder [[Pyrolys]] ze trennen.<ref name="bernd_huy" /> Besonnesch gëtt no follgenden Elementer a Verbindunge gesicht:<ref name="bernd_huy" />
* [[Waasserstoff]]
* [[Stéckstoff]]
* [[Kuelestoff]]
* [[Kuelestoffdioxid]]
* [[Methan]]
* [[Ethan]]
* [[Cyanwaasserstoff]]
* [[Cyanoacetylen]]
No der Opbereedung gëtt d'Gas dem [[#Gas Chromatograph and Mass Spectrometer (GCMS)|GCMS]] zu der Analys zougefouert. Den ACP huet e Gewiicht vu 6,3&nbsp;kg, a brauch tëscht 3 an 85 Watt el. Leeschtung (wärend dms Ofstig ginn am Ganzen 78 Wh verbraucht) a schafft mat engem Datestroum vun 128 Bit/sec.<ref name="bernd_huy" />

=== Gas Chromatograph and Mass Spectrometer (GCMS) ===
[[Fichier:Probe-gcms.jpg|thumb|De GCMS]]
De GCMS ënnersicht d'Zesummesetzung vun der Atmosphär ënner 170&nbsp;km a bestëmmt d'[[Isotopeverhältnes]] vun den heefegste Gasaarte um Titan. D'Instrument huet e Gewiicht vu 17,3&nbsp;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.<ref name="bernd_huy" /> D'System ass an engem [[Quadrupol]]-Massespektrometer an an engem virschaltbare [[Gaschromatographie|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 [[Atomar Masseneenheet|u]] mat enger Opléisung vun zirka engem µu Miessungen duerchféieren,<ref>[http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=31193&fbodylongid=1604 ESA – ''Instruments in Brief''], Gekuckt den [[8. Dezember]] [[2009]]</ref> woubäi [[Edelgas]]e bis erof zu 10 bis 100 Deeler pro Milliard detektéiert kënne ginn.<ref name="esa_gcms">[http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=31193&fbodylongid=736 ESA – ''GCMS: Gas Chromatograph and Mass Spectrometer''], Gekuckt den [[8. Dezember]] [[2009]]</ref> De Spektrometer huet en ettlech Gasagäng, déi situatiounsofhängeg op-an och zpugemaach kënne ginn: E Kanal fir direkt, net beaarbecht Miessunge, dräi Verbondstécker zu de Kapillarsäile vum Gaschromatograph an e Kanal zum [[#Aerosol Collector and Pyrolyser (ACP)|ACP]]-Instrument, soudatt déi gesammelt an opbereete Aerosole analyséiert kënne ginn.<ref name="esa_gcms" />

=== Doppler-Wand-Experiment (DWE) ===
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&nbsp;MHz generéiert.<ref name="esa_dwe">[http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=31193&fbodylongid=735 ESA – ''DWE: Doppler Wind Experiment''], Gekuckt den [[21.Dezember]] [[2009]]</ref> D'Ofwäichung ass wärend dem dräistënnegen Asaz nëmmen 0,014&nbsp;Hz, wouduerch héichprezis Miessunge vun de Wande duerch den [[Dopplereffekt]] méiglech sinn.<ref name="esa_dwe" /> Déi gewonne Vitessopléisung läit bei 1&nbsp;mm/s.<ref name="bernd_huy" /> D'System gëtt ënner enger Héicht vun 160&nbsp;km aktivéiert a schafft bis zum Opschlag op der Uewerfläch. D'Gewiicht ass 1,9&nbsp;kg, an et brauch bis zu 18 Watt elektresch Leeschtung (am ganzen 28 Wh wärend dem Ofstig) a generéiert 10 Bit Date pro Sekonn.<ref name="bernd_huy" />

=== Huygens Atmosphere Structure Instrument (HASI) ===
[[Fichier:Probe-hasi-image.jpg|thumb|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&nbsp;km – zéng Minutte virun der Fallschiermëffnung.<ref name="bernd_huy" /> Dat komplett Instrument huet e Gewiicht vu 6,3&nbsp;kg, a verbrauch 15 bis 85 Watt Stroum (am ganzen 38 Wh wärend dem Ofstig) a liwwert pro Sekonn 896 Bit Date.<ref name="bernd_huy" />

Den Acceleratiounsmiesser méisst d'Acceleratioun vun der Sond op allen dräi Achse mat enger Prezisioun vun engem Prozent a mat enger Opléisung vun ënner engem mikro-[[Gravitatiounsacceleratioun|g]].<ref name="esa_hasi">[http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=31193&fbodylongid=737 ESA – ''HASI: Huygens Atmosphere Structure Instrument''], Gekuckt den [[21. Dezember]] [[2009]]</ref> D'Drockmiesssystem besteet aus enger [[Kielsond]] an dräi [[Drockmiesinstrument]]e mat de Moossberäicher 0–400 [[Pascal (Eenheet)|hPa]], 400–1200 hPa an 1200–1600 hPa.<ref name="bernd_huy" /> Déi béid [[Platin]]-Temperatursensore schaffe mat enger Genauegkeet vun 0,5 Kelvin bei enger Opléisung vun 0,02 Kelvin.<ref name="esa_hasi" /> 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.<ref name="esa_hasi" /> Domat kënnen och Blëtzer bannenzeg der Atmosphär opgespiert 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.<ref name="esa_hasi" /> Zum Enn gëtt et och nach e Radarhéichtemiesser, dee vun enger Héicht vu 60&nbsp;km aktiv gëtt an eng Opléisung vu 40 m an enger Héicht vu 24&nbsp;km opweist.<ref name="bernd_huy" /> D'Prezisioun läit hei bei 1,5&nbsp;dB.

=== Surface Science Package (SSP) ===
[[Fichier:Probe-ssp-image.jpg|thumb|Den SSP-Komplex]]
Den SSP soll d'Beschafenheet vum Titanbuedem direkt op der Landeplaz ënnersichen, woubäi bei der Landung och op [[Methan]]séie 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 entweeder direkte Kontakt mam Buedem oder sinn direkt driwwer. Den SSP huet e Gewiicht vun 3,9&nbsp;kg, a brauch 11 Watt elektresch Leeschtung (wärend dem Ofstig am Ganzen 30 Wh) a produzéiert am Schnëtt 704 Bit Date pro Sekonn.<ref name="bernd_huy" />

Zwar schafft D'System haaptsächlech um Buedem, ettlech Sensore ginn awer scho vill méi fréi wärend der Landung aktivéiert. Heizou gehéiert en Acceleratorsensor, dee mat zwéin [[Piezoelement]]e schafft, fir Acceleratioune wärend der Landung a beim Opschlag ze moossen.<ref name="esa_ssp">[http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=31193&fbodylongid=740 ESA – ''SSP: Surface Science Package''], Gekuckt den 21. Dezember</ref> Dee leschten erméiglecht Réckschlëss op d'Häert an d'Dicht vun der Uewerfläch op der Landeplaz. De Sensor gëtt zesumme mam Schréimiesser schonn an enger Héicht vun 153&nbsp;km aktivéiert. D'Schréi gëtt mat engem mat [[Methanol]]-gefëllte Rouer mat engem Platindeckel ermëttelt. Jee no Wénkelschréi verännert sech d'Kontaktfläch mam Platin an domat d'Leetfäegkeet vum System. Sou kënne Wénkelschréie bis 47° ermëttelt ginn.<ref name="bernd_huy" /> Ab 120&nbsp;km Héicht gëtt eng Grupp aus ville Keramik-Piezoelementen aktivéiert, déi solchen aus [[Sonar]]geräten ähneln.<ref name="esa_ssp" /> Zwee Elementer schaffe am Sende- oder Empfangsmodus, fir d'[[Schallvitess]] ze moossen, e weidert ass als Transmitter ausgeluecht an ënnersicht d'Uewerfläch mat [[Ultraschall]].<ref name="esa_ssp" /> Wann d'Sond sollt an engem Methanséi landen, da schafft s'als Sonar a kann d'[[Stréimungsvitess]] moossen.<ref name="bernd_huy" /> Vun 18&nbsp;km Héicht un, ginn Temperatursensoren an d'[[Refraktometer]]en aktivéiert. De Refraktometer ermëttelt den optesche [[Briechungsindex]] vun Uewerflächen a Flëssegkeeten. Dofir senden zwou [[Liichtdiod]]en Liicht duerch e spezielle Prisma a Richtung Buedem.<ref name="esa_ssp" /> Dat reflektéiert Liicht gëtt uschléissend op e Feld aus [[Photodiod]]en dirigéiert, fir de Briechungsindex z'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&nbsp;cm laang Platindréit mat engem Duerchmiesser vun 10 resp. 25&nbsp;µm zum Asaz.<ref name="esa_ssp" /> Si stinn am direkte Kontakt zu der Uewerfläch a ginn ënner Stroum gesat. Aus dem elektresche Widerstand loosse sech da Réckschlëss op d'thermesch Parameter vum ambiente Material zéien. En anert Instrument méisst mat enger [[Elektrod]] d'[[elektresch Capacitéit]] vum Buedem. Sollt d'Sond an engem Séi landen, sou kann et d'Existenz vu [[Polaritéit (Chemie)|polare]] Molekülle feststellen.<ref name="bernd_huy" /> Als lescht Sensore sinn nach zwéin gekoppelt [[Dichtmiesser]] derbäi, déi mat Hëllef vum [[Archimedescht Prinzip|archimedesche Prinzip]] d'Dicht vum Material ënner Huygens moosse kënnen.<ref name="bernd_huy" />

== Missiounsverlaf bis bei de Saturn ==
=== Start a Fluch am bannenzege Sonnesystem ===
[[Fichier:Cassini Interplanet traject DE.svg|thumb|D'Fluchbunn vum Cassini-Huygens bis bei de Saturn]]
De Cassini-Huygens war de [[15. Oktober]] [[1997]] um 08:43 [[Koordinéiert Weltzäit|UTC]] vum [[Launch Complex 40]] op [[Cape Canaveral AFS|Cape Canaveral]] gestart. Als Drorakéit koum eng [[Titan (Rakéit)#Titan IVB|Titan IVB]] mat enger [[Centaur (Rakéit)|Centaur]]-Uewerstuf zum Asaz, déi d'Sond ufanks mat enger Vitess vun 8&nbsp;km/s op eng Fluchbunn a Richtung [[Venus (Planéit)|Venus]] bruecht hat. Dat war néideg, well d'Rakéit keng 15,1&nbsp;km/s fir en direkte Fluch net opbrénge konnt (et hat sech ëm eng Titan IVB gehandelt, déi deemools schonn déi stäerkst Drorakéit war).<ref name="bernd_mission_start">[http://www.bernd-leitenberger.de/cassini.shtml Bernd Leitenberger – ''Cassini und ihre Mission: Die Raumsonde und Mission bis zum Saturn''], Gekuckt de [[7. Februar]] [[2010]]</ref> 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&nbsp;km/s gefouert hat.<ref name="bernd_mission_start" /> Virum Opbroch zu de [[bannen- a baussenzeg Planéite|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&nbsp;km/s zu erhéijen a Kurs op de [[Jupiter (Planéit)|Jupiter]] ze huelen. Wärend der ganzer vergaangener Missiounsphas gouf d'[[#Kommunikatioun|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 Rendez-vous 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 [[#Imaging Science Subsystem (ISS)|Telekamera]] ze gesi war.<ref name="bernd_mission_start" />

=== Schued un der Kommunikatiounsanlag ===
[[Fichier:Cassini receiver fault german v1.png|thumb|Illustratioun vun der Problematik]]
Wärend 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|Deep-Space-Network]]-System op der Äerd duerchgefouert, dee simuléiert Date vun der Huygens-Sond zum Cassini geschéckt hat,<ref>[url=https://web.archive.org/web/20111126044427/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&nbsp;kB)</ref> vun deenen dann 90 % verluer goungen.<ref name="bernd_mission_start" /> D'Ursaach gouf no ettleche Méint endlech am Empfangsystem vum "Bit Loop-Detector" fonnt, dat den [[Dopplereffekt]] 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]] an net fir d'[[Säiteband|Säitebänner]], déi de [[Modulatioun (Technik)|moduléierten]] Datestroum ëmfaassten. Doduerch war d'Signal mat den Date gréisstendeels baussenzeg vun der Bandbreet vum Empfänger a goung verluer. Déi Tatsaach gouf wärend 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 zeréckgräife 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 ettlech Pläng fir d'Rettung vun der Huygens-Deelmissioun entwéckelt, vun deenen déi meescht drop ofgesinn hunn, fir den Dopplereffekt sou wäit wéi méiglech ze reduzéieren a sou 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 ee 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 Dopplereffekt 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 follgenden zwee Joer eng kontinuéierlech Modifikatioun vun der Fluchbunn erfuedert.<ref name="bernd_mission_start" />

=== Laanschtfluch beim Jupiter ===
[[Fichier:Portrait of Jupiter from Cassini.jpg|thumb|Héichopgeléist Foto vum Jupiter]]
Nom Passéiere vun der Äerd ([[Gravity Assist]] am August [[1999]]) an der Marsbunn (Enn 1999) huet d'Sond Kurs op de Planéit [[Jupiter (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 wier fir d'Instrumenter ze [[Kalibréierung|kalibréieren]] a mat hinne Miessunge mat héchster Prezisioun duerchzeféieren.<ref name="bernd_mission_start" /> 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 [[Teleobjektiv|Telekamera]].

Cassini konnt wärend de nächste fënnef Méint déi och am Jupitersystem aktiv Raumsond [[Galileo (Raumsond)|Galileo]] ergänzen. Si huet entgéint den Ufankspläng haaptsächlech d'[[Jupitermound|Mounde]] ënnersicht. Wéinst engem Feeler vun der Antenn vum Galileo hu missen nämlech all wëssenschaftlech Daten iwwer déi wäit manner leeschtungsstaark Niddreggewënnantennen iwwerdroe ginn,<ref name="bernd_mission_start" /> woufir Galileo déi meescht fotografesch Aktivitéiten agestallt hat, well déi eng héich [[Datequot]] gebraucht hunn.

Wärend hirem Openthalt beim Jupitersystem huet d'Cassinni-Sond vill héichopléisend Fotoe vum Jupiter gemaach an hat fir eng gewëssen Zäit en Deel vun den Aarbechte 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 [[#Imaging Science Subsystem (ISS)|ISS]]-System sinn am Ganze 26.287 Fotoe, woubäi och eng grouss Zuel u Filtere benotzt goufen, fir d'Gasverteelung an der Atmosphär vum Jupiter z'ënnersichen.<ref name="bernd_mission_start" />

Mëtt Dezember gouf et fir d'Cassini-Sond och eng Geleegenheet fir Fotoe vun ettleche Mounde ze maachen. Allerdéngs koum et de 17. Dezember zu engem gréisseren Tëschefall am Beräich vun de [[Reaktiounsrad|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 (Mechanik)|Lager]] festgestallt.<ref name="bernd_mission_start" /> De Bordcomputer hat dat als Vergréisserung vun der Reiwung interpretéiert an hat dann d'Reaktiounsrieder ofgeschalt, wourophin d'Lag iwwer d'[[Schubdüs]] gereegelt 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.&nbsp;B. [[#Radio and Plasma Wave Science Instrument (RPWS)|RPWS]] oder [[#Dual Technique Magnetometer (MAG)|MAG]]) weiderlafe gelooss. Beim neien ufuere vum Rad gouf eng ongläichméisseg Verdeelung vun der [[Schmierueleg|Schmierflëssegkeet]] festgestallt. D'Problem war mat zouhuelender Betribsdauer verschwonnen, a sou konnten d'wëssenschaftlech Observatioune wéi geplangt fortgesat ginn.<ref name="bernd_mission_start" />

Wärend der aachtdeegeger Rouephas gouf d'Geleegenheet fir virgesinne Fotoe vu Jupitermounde verpasst, soudatt nëmme vum [[Himalia (Mound)|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 längelzeg Form an d'Gréisst (zirka 120&nbsp;km × 150&nbsp;km) bestëmme gelooss.<ref name="bernd_mission_start" /> Duerch d'[[#Magnetospheric Imaging Instrument (MIMI)|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 ===
Wärend dem Summer [[2002]] war d'Sonn genee tëscht Cassini-Huygens an der Äerd, wat eng Iwwerpréiwung a Miessung vun der [[Allgemeng Relativitéitstheorie|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]] verursaacht 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 ==
[[Fichier:Phoebe cassini.jpg|thumb|left|De Mound Phoebe]]
=== Laanschtfluch beim Phoebe ===
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.<ref>[https://web.archive.org/web/20100728231850/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20040630/ JPL – ''Cassini Spacecraft Arrives at Saturn''], 30. Juni 2004. Gekuckt de [[27. Februar]] [[2010]]</ref> Vill Instrumenter goufe scho vun deem Datum un aktivéiert (déi éischt schonn am Mäerz) an den 12. Juni gouf de [[Phoebe (Mound)|Phoebe]] bei engem [[Laanschtfluch]] ënnersicht. D'Sond war dem Mound bis op 2000&nbsp;km erukoum an hat Biller vun exellenter Qualitéit gemaach. De Phoebe hat sech als alen Himmelskierper presentéiert, deen haaptsächlech aus [[Äis]] besteet a bedeckt ass mat enger ettlech honnert Meter décker Schicht aus däischterem Material.<ref name="news1">[https://web.archive.org/web/20100611145827/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20040612/ JPL – ''Cassini's Flyby of Phoebe Shows a Moon with a Battered Past''], 12. Juni 2010. Gekuckt de [[27. Februar]] [[2010]]</ref> D'Uewerfläch vum Phoebe huet eng grouss Zuel vun [[Aschlagkrater]]en, wat vun ettleche Fuerscher als Hiwäis gesi gëtt, datt de Mound en Iwwerrescht aus der [[Genesis vum Sonnesystem]] vu virun zirka 4,5 Milliarde Joer ass.<ref name="news1" /> Munnech Krater hunn en Duerchmiesser vu bis zu 50&nbsp;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.<ref name="bernd_2004">[http://www.bernd-leitenberger.de/cassini-mission.shtml Bernd Leitenberger – ''Die Cassini Mission 2004''], Gekuckt de [[27. Februar]] [[2010]]</ref>

=== Fluch duerch d'Réng ===
[[Fichier:Saturn rings PIA06425.jpg|thumb|Temperaturverdeelung vun de Réng (Falschfaarwen, Rout: −163&nbsp;°C, Blo: −203&nbsp;°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, soudatt een eng eidel Plaz tëscht de [[Saturnréng#Radien an Ëmlafzäite vun de Saturnréng|E- an F-]]Rank uviséiert hat, deen op de Biller vun de Voyager-Sonden als matièrefräie Raum z'erkenne waren.<ref name="bernd_2004" /> Wann op de Biller vum [[#Imaging Science Subsystem (ISS)|ISS]] trotzdeem Stéierungen z'erkenne gewiescht wieren, dann hätt fir auszewäichen, den Orbit misse gehuewe ginn. Dat hätt allerdéngs zousätzlechen Dreifstoffverbrauch als Folleg gehat. Beim Duerchfluch gouf d'Sond sou gedréit, datt d'Héichgewënnantenn als improviséiert Schutzschëld géint kleng Partikele gedéngt hat.<ref name="bernd_2004" /> D'Réng goufe primär mat den Instrumenter ISS an [[#Ultraviolet Imaging Spectrograph (UVIS)|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.<ref>[https://web.archive.org/web/20100726103824/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20040702/ JPL – ''Cassini Exposes Puzzles About Ingredients in Saturn's Rings''], 2. Juli 2004. Gekuckt de [[27. Februar]] [[2010]]</ref> 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 stame kéint.

=== Laanschtfluch beim Saturn an nei Mounden ===
[[Fichier:Cassini SOI.jpg|thumb|left|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 vun nëmmen 18.000&nbsp;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 an nach net bekannt [[Lëscht vun de Saturnmounden|Saturnmounde]] identifizéieren, déi ee provisoresch „S/2004 S1“ an „S/2004 S2“ bezeechent huet.<ref>[https://web.archive.org/web/20120318223823/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20040816/ JPL – ''Out from the Shadows: Two New Saturnian Moons''], 16. August 2004. Gekuckt den [[28. Februar]] [[2010]]</ref> Den éischten huet en Duerchmiesser vun 3&nbsp;km, deen zweeten huet véier Kilometer. Déi béid Mounde si ronn 200.000&nbsp;km vum Saturn ewech an hiren Orbit läit tëscht deene vum [[Mimas (Mound)|Mimas]] an [[Enceladus (Mound)|Enceladus]]. D'Mounde goufen op staark [[Langzäitbeliichtung|langzäitbeliichtete]] Biller entdeckt, woubäi S/2004 S1 eventuell scho bei der Voyager-Missioun fonnt gouf; en änlechen Objet krut schonn [[1981]] d'Bezeechnung „S/1981 S14“. Spéider goufen d'Mounde an [[Methone (Mound)|Methone]] (S1) a [[Pallene (Mound)|Pallene]] (S2) ëmbenannt.

=== Éischte Laanschtfluch beim Titan ===
[[Fichier:Tortola Facula Cassini c12.jpg|thumb|Foto vum Titan mam [[#Visible and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS)|VIMS]]-Instrument. Am Ausschnëtt ass een eventuellen Äisvulkan ze gesinn.]]
De [[26. Oktober]] [[2004]] war den éischte Laanschtfluch beim [[Titan (Mound)|Titan]] op enger Distanz vun 1174&nbsp;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 [[#Composite Infrared Spectrometer (CIRS)|CIRS]] eng genee Ënnersich am Infrarout-Spektrum verhënnert hat.<ref>[https://web.archive.org/web/20100613012307/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20041027/ JPL – ''Cassini Peeks Below Cloud Shroud Around Titan.''] 27. Oktober 2004. Gekuckt den [[28. Februar]] [[2010]]</ref> 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 (Raumfaart)|Laanschtfluch]] konnten ongeféier ee Prozent vun der Uewerfläch mat enger Opléisung vu bis zu 300 m pro Pixel erfaasst ginn.<ref>[https://web.archive.org/web/20100724135437/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20041029/ JPL – ''Cassini's Radar Shows Titan's Young Active Surface.''] 29. Oktober 2009. Gekuckt den [[28. Februar]] [[2010]]</ref> 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. Wärend dem Laanschtfluch konnt warscheinlech och en [[Äisvulkan]] entdeckt ginn (kuckt d'Bild riets).

=== D'Huygens-Missioun ===
==== Oftrennung a Marschfluch ====
[[Fichier:Huygens-mission.jpg|thumb|Fluchprofil vum Cassini-Huygens véier Woche 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&nbsp;m/s (relativ zu Cassini) bei engem Spin vu 7,5 Ëmdréiunge pro Minutt.<ref>[http://www.esa.int/SPECIALS/Cassini-Huygens/SEMY0HQ3K3E_0.html ESA – ''Huygens sets off with correct spin and speed''], 11. Januar 2005. Gekuckt den [[28. Februar]] [[2010]]</ref> 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 Problem 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.<ref name="bernd_huy_mission">[http://www.bernd-leitenberger.de/huygens-mission.shtml Bernd Leitenberger – ''Die Huygens Mission''], Gekuckt den [[28. Februar]] [[2010]]</ref> Dem Fluchplang no sollt d'Huygens no der Trennung den Titan an 20 Deeg erreechen.

==== Landung um Titan ====

[[Fichier:Titansurface-2-hi-1-.jpg|thumb|Kënschtleresch Duerstellung vum Huygens wärend der Landung]]
20 Deeg no der Oftrennung, de [[14. Januar]] [[2005]], huet d'wëssenschaftlech Missioun fir d'Huygens ugefaangen. D'Evenementer sinn hei chronologesch ([[Mëtteleuropäesch Zäit|MEZ]]) opgezielt (all Zäite bezéie sech op den Empfangszäitpunkt op der Äerd; wéinst der Signallafzäit 67&nbsp;Minutten nom jeeweilegen Evenement).<ref>[http://www.esa.int/SPECIALS/Cassini-Huygens/SEMQOI71Y3E_0.html ESA – ''Huygens descent timeline''], Gekuckt den [[1. Mäerz]] [[2010]]</ref> 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.

[[Fichier:Huygens Probe Descent Profile.jpg|thumb|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&nbsp;km an d'Atmosphär vum Titan eran.

;'''11:17''': D'Sond huet eng Vitess vu 400&nbsp;m/s ënnerschratt, wat an enger Héicht vun zirka 180&nbsp;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&nbsp;km gëtt de groussen ënneschten Hëtzschëld ofgetrennt. Heiduerch konnt de [[#Descent Imager / Spectral Radiometer (DISR)|DISR]] aktivéiert ginn, dat elo e fräie Bléck no ënnen hat an déi éischt Biller a Spektre gemaach huet.

;'''11:32''': Den Haaptfallschierm trennt sech op enger Héicht vu ronn 125&nbsp;km, wourophin sech den drëtte a leschte Fallschierm opmécht.

;'''11:49''': Op enger Héicht vu 60&nbsp;km gëtt de Radarhéichtemiesser vum [[#Huygens Atmosphere Structure Instrument (HASI)|HASI]] aktivéiert, wouduerch den Huygens Bordcomputer weider Entscheedungen op Basis vun der Héicht treffe kann, amplaz duerch déi intern Auer gesteiert ze ginn.

;'''12:57''': De [[#Gas Chromatograph and Mass Spectrometer (GCMS)|GCMS]] gëtt zum Schluss aktivéiert.

;'''13:30''': D'Luucht vum DISR gëtt aktivéiert, fir déi a kuerzer Zäit nächst Landung gutt Spektre vun der Uewerfläch ze kréien.

;'''13:34''' (± 15 min): Den Huygens ass mat enger Vitess vu 17&nbsp;km/h erfollegräich op d'Uewerfläch vum Titan gelant. D'Temperatur ass −180&nbsp;°C, den Drock läit bei 1467 [[Bar (Eenheet)|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 zeréck op d'Äerd an iwwerdréit déi éischt Daten.

[[Fichier:Drainage channels and shoreline on Titan, by Huygens probe.jpg|thumb|Eent vun den éischte Biller. Ze gesinn ë.&nbsp;a. Kanäl (lénks), déi op eng Küstlinn féieren (riets).]]

==== Resultater ====
Bei der Registréierung vun den ukommenden Huygens-Date gouf et e weideren technesche Feeler: Den Empfangssystem vum Cassini hat nëmmen Date vum Kanal B opgezeechent. Den Huygens huet zwéi redundant Senderen (Kanal A a B), vun deene jiddwereen all déi gesammelt Miessdate zäitversat iwwerdréit. Vun där Redundanz waren allerdéngs zwee Experimenter ausgeholl: den [[#Doppler Wind Experiment (DWE)|Doppler Wind Experiment (DWE)]] fir d'Miessung vun der Wandvitess an d'Bilddate vum [[#Descent Imager / Spectral Radiometer (DISR)|DISR]].<ref name="bernd_huy" /> D'Miessung duerch d'DWE-Instrument sollten u Bord vum Cassini an duerch e [[Very Long Baseline Interferometry|VLBI]]-Netzwierk op der Äerd passéieren. Heizou benotzt d'Instrument den héchstabilen [[Oszillater]] vum Kanal-A-Sender. Well op dësem Kanal keng Daten empfaange 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 a B iwwerdroen, well d'Datenunheefung ze grouss gewiescht wier, fir se sou dacks ze schécken. Dofir gouf d'Hallschent vun den 1215 Biller beim Empfank verluer.<ref name="bernd_huy" /> D'Netaktivéierung vum Kanal-A-Empfänger war op e Programméierfeeler zeréckzeféieren, deen an de Verantwortungsberäich vun der ESA gefall ass. E weidere Problem 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 opgehalen huet.<ref name="bernd_huy_mission" /> Duerch opwändeg Rekonstruktioune konnten déi néideg Parameter awer zwee Méint no der Landung mat enger Genauegkeet vun zirka 5° bestëmmt ginn.

[[Fichier:Huygens surface color.jpg|left|thumb|D'Uewerfläch vum Saturnmound [[Titan (Mound)|Titan]] no der Landung]]
[[Fichier:Mercator region by huygens.jpg|thumb|Bléck op d'Landeregioun vum Huygens aus 10 km Héicht]]
Wärend der Missioun goufen an 3:44 Stonnen 474 MBit Date gesammelt an iwwertdroen, dovu 606 Biller.<ref name="esa_bul">[http://www.esa.int/esapub/bulletin/bulletin121/bul121a_lebreton.pdf ''Europe Arrives at the New Frontier – The Huygens Landing on Titan''] (PDF; 405&nbsp;kB), Februar 2005. Gekuckt den [[23. September]] [[2010]]</ref> 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&nbsp;km goufe Wolleken aus Methan entdeckt, déi dann a Form vun Niwwel bis op de Buedem reechen.<ref name="esa_bul" /> An der Atmosphär gouf och den [[Isotop]] [[Argon|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 d'mannst eemol a senger Geschicht seng komplett Atmosphäre muss verluer hunn.<ref name="bernd_huy_mission" /> Erwartungsgemäß selten waren die [[Edelgas]]e [[Krypton]] a [[Xenon]], well déi an Aerosole gebonne sinn a sou op de Buedem transportéiert ginn. D'Auswäertung vun de [[Stéckstoff]]molekülle weist, datt d'Atmosphär vum Titan an der Vergaangenheet fënnefmol méi dicht gewiescht huet misse sinn.<ref name="bernd_huy_mission" /> Fir de Verloscht sollen ënner anerem dräi [[Ausgasung]]swelle 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 [[Konvektioun]]sstréim am Mantel vum Titan gi war.<ref name="bernd_huy_mission" /> D'Wandmiessunge hunn eng Vitess vun zirka 35&nbsp;m/s an enger Héicht vu ronn 60&nbsp;km erginn, woubäi d'Wande mat ofhuelender Héicht ëmmer méi lues ginn, bis si schliisslech ënner enger Héicht vun 10&nbsp;km bal zum Erleie kommen.<ref name="bernd_huy_mission" /> D'[[Wandrichtung]] war bis zu den 10&nbsp;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 verursaacht, well deenen hir Intensitéit wéinst der vill méi grousser 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 dee vum Äerdmound op d'Äerd, wouduerch an der Atmosphär en [[Ebbe]]-[[Flut]]-Mechanissem produzéiert gëtt.<ref name="bernd_huy_mission" />

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 a sengen Eegenschaften naassem Sand oder [[Tounmineral|Toun]] op der Äerd geglach.<ref name="esa_bul" /> 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 Ausbréch vun am Buedem gebonnenem Methan.<ref name="esa_bul" /> 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&nbsp;cm hunn. Wärend 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 (Geologie)|Relief]] weist villfälteg Formatioune, ënner anerem Bierger, Däller an och Dünen, déi bis zu 1500&nbsp;km laang sinn.<ref name="bernd_huy_mission" /> 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.<ref name="bernd_huy_mission" /> 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 ====
[[Fichier:Huygens descent.ogg|thumb|800px|thumbtime=12]]
De follgende Video weist d'Landung vum Huygens aus der Siicht vum [[#Descent Imager / Spectral Radiometer (DISR)|DISR]]-Instrument, woubäi e puer Daten och vun aneren Instrumente staamen. D'Zäit gouf virum Opschlag ëm dat 40-facht acceleréiert an nom Opschlag ëm dat 100-facht.

{{Anker|zentrum}}
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.

{{Anker|ecken}}
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 ënne ginn d'Bléckrichtung zum Cassini (blo), zu der Sonn (rout) an der säitlech kuckender Kamera (SRI, gréng) ugezeechent. Uewe riets ass eng [[Koordinéiert Weltzäit|UTC]]-Auer an e Missiouns-Timer.

{{Anker|riets}}
Op der rietser Säit gi verschidden Daten an Aktivitéiten ugewisen. Een Opblénke vum jeeweilege Faarfpunkt bedeit eng Foto duerch dat entspriechend zougeuerdert Instrument. Dat fotograféiert Gebitt gëtt gläichzäiteg och op dem zentrale Bléckfeld mat der selwechter 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 lénksen Audio-Kanal gëtt mat senger Frequenz d'Dréivitess vum Huygens zeréck, e Klicke bedeit den Ofschloss vun enger Dréiung. De rietse Kanal gëtt Besonnesches bei der Datesammlung zeréck. D'Frequenz vum Hannergrondgeräisch ass mat der Signalstäerkt zum Cassini gekoppelt, eenzel Téin weisen Instrumentenaktivitéit un. Jiddwer Instrument ass eng gewësse Tounfrequenz zougestallt, woubäi déi analog zu der Instrumentelëscht riets ëmmer méi ofhëlt.

=== Missiounsverlaf 2005 ===
[[Fichier:Enceladus PIA06191.jpg|thumb|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&nbsp;km hiren éischte Laanschtfluch beim Mound [[Enceladus (Mound)|Enceladus]] duerchgefouert.<ref name="jpl_encla">[https://web.archive.org/web/20100614231218/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20050218/ JPL – ''Saturn's Moons Titan and Enceladus Seen by Cassini''], 18. Februar 2005. Gekuckt den [[23. September]] [[2010]]</ref> 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 Grond dofir konnte 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 (Mound)|Europa]] a [[Ganymed (Mound)|Ganymed]] gläichen; allerdéngs weist déi kleng Zuel a Gréisst vun Aschléikrateren op een éischter jonke Mound hin.<ref name="jpl_encla" /> Bei engem zweete Laanschtfluch de 16.&nbsp;Mäerz konnten ausserdeem e Magnéitfeld an eng Atmosphär nogewise ginn.<ref>[https://web.archive.org/web/20130501004830/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20050316/ JPL – ''Cassini Finds an Atmosphere on Saturn's Moon Enceladus''], 16. März 2005. Gekuckt den [[12. Mäerz]] [[2010]]</ref> 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.

[[Fichier:Daphnis edge wave shadows.jpg|thumb|left|De Mound Daphnis an déi duerch hie verursaacht Wellen (mat Schiet no uewen)]]
Den 10.&nbsp;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 (Mound)|Daphnis]] ëmbenannt gouf. De Mound gouf mat der NAC-Kamera an enger fräier Plaz vum A-Rank fonnt, wou sou e Kierper schonn zanter enger gewësser Zäit ugeholl gi war.<ref name="daphnis">[https://web.archive.org/web/20110209092018/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20050510/ JPL – ''Cassini Finds New Saturn Moon that Makes Waves''], 10. Mai 2005. Gekuckt den [[12. Mäerz]] [[2010]]</ref> Daphnis huet en Duerchmiesser vun zirka 7&nbsp;km, an huet eng Mass vu ronn 80 Milliarden Tonnen a kreest ëm de Saturn op enger Distanz vu bis zu 136.500&nbsp;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.&nbsp;Juli hat de Cassini op enger Distanz vun 10.000&nbsp;km de Mound [[Hyperion (Mound)|Hyperion]] passéiert an huat Fotoe mat der [[#NAC|NAC]]-Kamera an enger Opléisung vu bis zu 1&nbsp;km gemaach.<ref>[https://web.archive.org/web/20100614223125/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20050711/ JPL – ''Spongy-Looking Hyperion Tumbles into View''], 11. Juli 2005. Gekuckt den [[20. September]] [[2010]]</ref> Miessunge vun der Dicht am Verglach zu der Uewerfläch weisen drop hin, datt ongeféier 40 % vum Moundkär huel ass.

[[Fichier:Hyperion PIA07740.jpg|thumb|De Mound Hyperion]]
Den 29. Juli gouf publizéiert, datt beim Laanschtfluch beim Saturnmound Enceladus de 14.&nbsp;Juli däitlech Zeeche fir aktive Vulkanismus fonnt gouf.<ref>[https://web.archive.org/web/20100703082652/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20050729/ JPL – ''Cassini Finds an Active, Watery World at Saturn's Enceladus''], 29. Juli 2005. Gekuckt den [[20. September]] [[2010]]</ref> Dat stëtzt sech virun allem op d'Entdeckung vu lokal begrenzte Waasserdampwolleken an [[Hotspot (Geologie)|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 (CDA)|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 (Mound)|Tethys]] passéiert hat a Fotoe vum bis elo onbekannte Südpol gemaach hat, as si zwéin Deeg méi spéit ganz no (zirka 500&nbsp;km) laanscht den Hyperion geflunn.<ref>[https://web.archive.org/web/20100615004158/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20050929/ JPL – ''Cassini's Doubleheader Flybys Score Home Run''], 29. September 2005. Gekuckt den [[20. Oktober]] [[2010]]</ref> Déi detailléiert Fotoe weisen eng eenzegaarteg Schwamm-änlech Uewerflächestruktur, fir deenen hire Genesisprozess et bis haut nach keng Erklärung gëtt. Vu besonneschem Interessi ass dat schwaarzt Material, dat a ville Kratere vum Mound läit, wéi z.&nbsp;B. dem groussen Impaktkrater mam Duerchmiesser vun 200&nbsp;m. Speziell ass och déi komplett net virausberechebar, chaotesch Rotatioun, déi fir e Mound am Sonnesystem eenzegaarteg ass.

=== Missiounsverlaf 2006 ===
[[Fichier:Titan dunes.jpg|thumb|left|Düne vum Titan (ënnen) am Verglach mat Dünen am [[Namibia]] (uewen)]]
[[Fichier:PIA08333 Saturn storm.jpg|thumb|left|D'Stuermsystem a verschiddene Spektralberäicher:<br>'''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.<ref>[https://web.archive.org/web/20100623012635/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20060301/ University of Arizona – ''Scientists Solve the Mystery of Methane in Titan's Atmosphere''], 1. März 2006. Gekuckt den [[21. September]] [[2010]]</ref> 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, soudatt de Methan an d'Atmosphär konnt fort fléien. Déi heizou gebrauchte Wiermt staamt aus dem Kär vum Mound, wou en ettlech [[Radioaktivitéit|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.<ref>[https://web.archive.org/web/20100616165218/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20060406/ JPL – ''New Cassini Image At Saturn Shows 'A' Ring Contains More Debris Than Once Believed''], 6. April 2006. Gekuckt den [[21. September]] [[2010]]</ref> 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.<ref>[https://web.archive.org/web/20100616195937/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20060329/ JPL – ''Cassini Finds 'Missing Link' Moonlet Evidence in Saturn's Rings''], 29. März 2006. Gekuckt den [[21. September]] [[2010]]</ref> Si kéinten 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 Regioune vum Titan a Wierklechkeet Sanddüne sinn<ref>[https://web.archive.org/web/20100611154825/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20060504-3/ University of Arizona – ''Titan's Seas Are Sand''], 4. Mai 2006. Gekuckt den 21. September</ref> 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 en ettlech Methan-Séie um Nordpol vum Titan entdeckt ginn.<ref>[https://web.archive.org/web/20100727150751/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20060727-2/ JPL – ''Cassini Finds Lakes on Titan's Arctic Region''], 27. Juli 2006. Gekuckt den [[21.September]] [[2010]]</ref> Si konnte mat héijer Warscheinlechkeet als Quell fir d'[[Kuelewaasserstoff]]er an der Atmosphär identifizéiert ginn, woumat e wichtegt Missiounszil erreecht gouf. D'Séien hunn Duerchmiesser vun 1 bis 100&nbsp;km.

[[Fichier:PIA08322 fig1.jpg|thumb|right|Foto mam neientdeckte Rank (mat engem Kräiz markéiert)]]
Den 19. September hat de JPL bekannt gemaach, datt d'Entdeckung vun engem neie [[Saturnréng|Saturnrank]] gelonge war.<ref>[https://web.archive.org/web/20100727035135/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20060919/ JPL – ''Scientists Discover New Ring and Other Features at Saturn''], [[19. September]] [[2006]]. Zugriff am 21. September</ref> 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- a G-Rank a stëmmt mat den Ëmlafbunne vum [[Janus (Mound)|Janus]] an [[Epimetheus (Mound)|Epimetheus]] iwwerenee. Dofir huelen d'[[Astronom]]en un, datt Meteorittenaschléi op deene Mounde d'Quell fir d'Partikele vum Rank sinn. Duerch déi laang Observatiounszäit konnt och sécher festgestallt ginn, datt vum Enceladus entweechend Äispartikelen an den E-Rank wanderen a sou haaptsächlech un sengem Entstoe bedeelegt sinn.

Den 11. Oktober gouf vum JPL publizéiert, datt een däitlech Ännerungen an der Struktur vum bannenzege Rank, dem D-Rank, entdeckt hat.<ref>[https://web.archive.org/web/20100531204058/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20061011-2/ JPL – ''Saturn's Rings Show Evidence of a Modern-day Collision''], 11. Oktober 2006. Gekuckt den [[22. September]] [[2010]]</ref> Hien hat vill hell Plaze gewisen, an deenen et vertikal Verzerrunge gouf. Opfälleg sinn och déi reegelméisseg Ofstänn vu Stéierunge, déi ongeféier all 30&nbsp;km virkommen. Méiglecherweis goufen déi Verzerrunge vun der Rankstruktur entweeder duerch eng Kollisioun mat engem Meteorit oder mat engem klenge Mound verursaacht. 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.<ref>[https://web.archive.org/web/20100609051122/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20061109/ JPL – ''NASA Sees into the Eye of a Monster Storm on Saturn''], 9. November 2006. Gekuckt den [[22. September]] [[2010]]</ref> 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&nbsp;km/h, méisst zirka 8000&nbsp;km am Duerchmiesser an d'Tuermwolleken erreechen Héichte vu bis zu 75&nbsp;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.<ref>[https://web.archive.org/web/20100723194053/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20061212/ JPL – ''Massive Mountain Range Imaged on Saturn's Moon Titan''], 12. Dezember 2006. Gekuckt den [[22. September]] [[2010]]</ref> D'Formatioun gouf mam Radar- an Infrarout-System entdeckt an ass knapps 150&nbsp;km laang an 30&nbsp;km breet. Duerch déi héich Opléisung vu bis zu 400 m pro Pixel konnten och Strukturen erkannt ginn, déi Lavaflëss gläichen. D'Spëtzte vum Massiv klamme bis zu 1,5&nbsp;km an den Himmel a sinn op hiren Héichte vu ville Schichte aus organeschem, wäisse Material bedeckt, woubäi et sech eventuell ëm Methanschnéi handele kéint.

=== Missiounsverlaf 2007 ===
[[Fichier:JetStream Saturn IMG002593-br500.jpg|thumb|Foto vun engem Jetstream mat engem hien undreiwende Stuerm (donkle Fleck lénks)]]
Eng méiglech Erklärung fir d'Geysire um [[Enceladus (Mound)|Enceladus]] goufen den 12. Mäerz publizéiert.<ref>[https://web.archive.org/web/20141205032530/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20070312/ JPL – ''A Hot Start Might Explain Geysers on Enceladus''], 12. März 2007. Gekuckt den [[2. Oktober]] [[2010]]</ref> Déi fir hir Entwécklung gebrauchte Wäermt soll vu verhältnesméisseg kuerzliewege radioaktive Isotope vun [[Aluminium]] an [[Eisen]] staamen, déi de Kär vum Mound scho kuerz no senger Genesis virun ettleche Milliarde Joer staark opgehëtzt 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&nbsp;°C) entstoe kënnen. Dee Modell (allgemeng als "hot start" bezeechent) a Miessunge vum der Cassini weise weider op flëssegt Waasser a vill organesch Verbindungen ënner der Mounduewerfläch, déi doduerch och Liewen ophuele kéint.

[[Fichier:Iapetus as seen by the Cassini probe - 20071008.jpg|thumb|left|Foto vum Iapetus. Um rietse Bildrand ass de Biergrank gutt z'erkennen.]]
[[Fichier:False color Cassini image of jets in the southern hemisphere of Enceladus.jpg|thumb|Ausgestoussen Äispartikele vun den Enceladus Geysiren a Falschfaarwen]]
Den 8. Mee gouf matgedeelt, datt d'[[Jetstream]]s um Saturn duerch grouss Stierm an der Atmosphär ugedriwwe ginn.<ref>[https://web.archive.org/web/20100609043646/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20070508/ JPL – ''Cassini Finds that Storms Power Saturn's Jet Streams''], 8. Mai 2007. Gekuckt den [[2. Oktober]] [[2010]]</ref> Am Ufank hat een dat geneet Géigendeel ugeholl, nämlech datt d'Jetstream d'Stierm produzéieren. Laangzäitobservatioune iwwer ettlech Stonnen ewech, hunn awer gewisen, datt Stierm un hirer baussenzeger Grenz Impulsenergie un d'Wande ofginn. Dat erkläert och, wéisou dat ofwiesselnd Muster aus west- an ostwäerts blosend Jetstream iwwer laang Zäit stabil bleiwe kann.

De 14. Juni gouf bekanntgemaach, datt d'Mounde [[Tethys (Mound)|Tethys]] an [[Dione (Mound)|Dione]] entgéint ale Kenntnesser héchstwarscheinlech geologesch aktiv sinn.<ref>[https://web.archive.org/web/20100823135443/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20070614/ ESA/JPL/SWRI/STFC – ''Cassini Finds Saturn Moons Are Active''] 14. Juni, 2007. Gekuckt de [[5. Oktober]] [[2010]]</ref> 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, soudatt déi iwwer eng gewësse Form geologescher Aktivitéit, evtl. souguer Vulkanismus, mussen hunn, déi d'Fräisetze vun de Gase bewierkt.

Wärend engem noe Laanschtfluch (an 1640&nbsp;km Héicht) beim Saturnmound [[Iapetus (Mound)|Iapetus]] hat de Cassini Honnerte vun héich opgeléiste Biller vun der Mounduewerfläch gemaach.<ref>[https://web.archive.org/web/20100823170821/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20070912/ JPL – ''Saturn's Moon Iapetus is the Yin-and-Yang of the Solar System''], 12. September 2007. Gekuckt de [[5. Oktober]] [[2010]]</ref> Vu besonneschem Interessi war heibäi de ronn 20&nbsp;km héije Biergrank, deen e groussen Deel vum Moundequator ëmfaasst. Dee Rank besteet schonn zanter senger Genesisphas, wou de Iapetus nach ganz séier rotéiert huet a sech sou Gestengs duerch déi héich Zentrifugalkräften um Equator opgetiermt hunn.<ref>[https://web.archive.org/web/20100611192621/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20070717/ JPL – ''Saturn's Old Moon Iapetus Retains its Youthful Figure''], 17. Juli 2007. Gekuckt de [[5. Oktober]] [[2010]]</ref> 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 erhalen.

Den 10. Oktober gouf matgedeelt, datt déi vum Enceladus ausgestoussen Äispartikelen, wéi scho virdrun ugeholl, vu Geysire staamen.<ref>[https://web.archive.org/web/20100612212541/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20071010/ Space Science Institute – ''Cassini Pinpoints Hot Sources of Jets on Enceladus''], 10. Oktober 2007. Gekuckt de [[6. Oktober]] [[2010]]</ref> Si ginn als "Tiger Stripes" bezeechent, well si op de Biller ausgesinn wéi Muster vun [[Tiger]]pelzer. D'Sträife si mat enger Temperatur vu bis zu 90 Kelvin déi wäermst Plaze um Enceladus (d'Uewerflächentemperatur läit bei zirka 75–80 K), soudatt Äis a Gase genuch opgewiermt ginn, fir an d'Atmosphär a spéider an de Weltraum z'entwäichen.

D'Hypothees, 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.<ref>[https://web.archive.org/web/20100616215938/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20071024/ University of Colorado at Boulder – ''First Known Belt of Moonlets in Saturn's Rings''], 24. Oktober 2007. Gekuckt de [[6. Oktober]] [[2010]]</ref> Déi éischt goufen am A-Rank mat hirer [[propeller]]aarteger 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&nbsp;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 warscheinlech bill méi al sinn wéi bis elo ugeholl gouf.<ref>[http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20071212/ JPL/University of Colorado at Boulder – ''Saturn's Rings May Be Old Timers''],12. Dezember 2007. Gekuckt de [[6. Oktober]] [[2010]]</ref> Fréier Observatiounen duerch den Hubble-Weltraumteleskop a vun de Voyager-Sonde loossen op eng Genesis vu virun zirka 100 Milliounn Joer schléissen, wärend Miessunge 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 stelle sou Material fir d'Réng bereet, wou sech dat da nees zesummeklompt an nei Mounde formt.

=== Missiounsverlaf 2008 ===
De 6. Mäerz gouf bekannt gemaach, datt de Mound Rhea als éischte vu senger Aart op d'mannst een eegene Rank soll hunn.<ref>[https://web.archive.org/web/20101208233522/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20080306/ JPL – ''Saturn's Moon Rhea Also May Have Rings''], 6. März 2008. Gekuckt den [[12. November]] [[2010]]</ref> 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&nbsp;km vum Moundzentrum ewech befannen. De Fond bestätegt mathematesch Modeller, no deenen e Rank méiglech wier. Den direktsten Hinwäis hat d'[[#Magnetospheric Imaging Instrument (MIMI)|Magnetospheric Imaging Instrument]] wärend engem noe Laanschtfluch am Joer [[2005]] geliwwert. Beim Laanschtfléie vun enger bestëmmter Héicht war d'Mass vun den optreffenden [[Elektron]]en rapid an däitlech gefall, soudatt Matière do muss sinn, déi d'Instrument ofgeschiermt muss hunn. Wou dee selwechten Effet op der anerer Säit vum Rhea op der selwechter Distanz nees opgetratt war, koum Theorie séier op datt e Rank ëm de Mound misst sinn, well schonn dem Uranus seng Réng op déi selwecht 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]] gëllt d'Ranktheorie als widerluecht, well op Fotoe keng fonnt konnte ginn.<ref>[http://www.astronomie-heute.de/ Astronomie-Heute] Artikel von Tilmann Althaus: [http://www.astronomie-heute.de/artikel/1041092&_z=798889 Keine Ringe um Saturnmond Rhea] Datum: 2. August 2010, dieser gibt als Quelle an: „Cornell University: von Laure Gold: [http://www.news.cornell.edu/stories/July10/RheaRingless.html No rings around Saturn's Rhea, astronomers find.] Datum: 29. Juli 2010“. Béid gekuckt den: [[28. November]] [[2010]]</ref>

[[Fichier:F Ring Dynamism PIA08290.jpg|thumb|Eng Foto vum F-Rank:<br>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 kéint sinn.<ref>[https://web.archive.org/web/20100623044157/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20080320/ JPL – ''Strong inference of a liquid water layer in Titan's interior''], 20. März 2008. Gekuckt den [[12. November]] [[2010]]</ref> Dat gëtt als Ursaach 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&nbsp;km vun hirer erwartener Positioun ewech beweegt haten. No der Meenung vun den zoustännege Wëssenschaftler kann esou eng staark Beweegung da geschéien, wann dem Titan seng [[Gestengskuuscht]] vu sengem Kär ofgekoppelt ass. En Ozeanan enger Déift vun zirka 100&nbsp;km ënner der Kuuscht soll déi Ofkopplung verursaachen. Doriwwer eraus sollt hie räich un organesche Verbindunge sinn, wat hie besonnesch fir Astrobiologen interessant mécht.

De 6. Juni gouf notéiert, datt et bannenzeg vum Saturn sengem F-Rank zu Kollisioune vu klenge Mounden (sougenannt „Moonlets“) mam Rankkär kënnt, wouduerch sech hir heefeg Verännerungen a kuerzer Zäit erkläre loossen.<ref>[https://web.archive.org/web/20100614091224/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20080606/ The Science and Technology Facilities Council – ''Cassini Sees Collisions of Moonlets on Saturn's Ring''], 6. Juni 2008. Gekuckt den [[12. November]] [[2010]]</ref> 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 Joren [[2006]] an [[2007]].

Den 30. Juli hat d'NASA gemellt, datt op d'mannst ee vun den entdeckte Séien um Titan mat flëssegem Kuelewaasserstoffer gefëllt ass.<ref>[https://web.archive.org/web/20100623044157/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20080320/ JPL – ''Cassini Spacecraft Finds Ocean May Exist Beneath Titan's Crust''], 30. Juli 2008. Gekuckt den [[12. November]] [[2010]]</ref> 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 déi Hypothees vun engem zouene Methankreeslaf um Titan, deen dem Waasserkreeslaf op der Äerd staark gläicht.

[[Fichier:Northern aurora of Saturn.jpg|thumb|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.<ref>[https://web.archive.org/web/20100624142924/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20081013/ JPL – ''Giant Cyclones at Saturn's Poles Create a Swirl of Mystery''], 13. Oktober 2008. Gekuckt den [[12. November]] [[2010]]</ref> D'Wollekeformatioune sinn nëmme 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&nbsp;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.<ref>[https://web.archive.org/web/20100726055401/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/cassinifindsmysteriousnewauroraonsaturn/ JPL – ''Cassini Finds Mysterious New Aurora on Saturn''], 12. November 2008. Gekuckt den [[12. November]] [[2010]]</ref> Si stralt am Infraroutspektrum an deckt eng ganz grouss Fläch of, ouni dobäi eng Struktur aus villen eenzelen [[Polarliicht#Formen|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 ka 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 [[Réng vum Saturn|E-Rank]] mat neiem Material versuergen a sou bestoe loossen.<ref>[https://web.archive.org/web/20100620024456/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/20081215enceladusactivity/ JPL – ''Saturn's Dynamic Moon Enceladus Shows More Signs of Activity''], 15. Dezember 2008. Gekuckt den [[12. November]] [[2010]]</ref> D'Äismasse verhale sech wéi tektonesch Placken op der Äerd, woubäi si vum Südpol aus an all Richtunge geréckelt ginn. Dee Phenomeen, deen och déi sougenannt Tiger Stripes produzéieren, ass ze vergläiche mam [[Mëttelatlantesche Réck]]. D'Energiequell fir d'Beweegung ass nach net sécher bestëmmt, awer d'Musteren 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 vun neie Geysire entluet.

=== Missiounsverlaf 2009 ===
[[Fichier:PIA11147 Changes in Titan's Lakes.jpg|mini|D'Verännerung vun de Séien iwwer en Zäitraum vun ettleche Joer]]
Den 29. Januar verséchert d'NASA, datt op d'mannst e puer vun den donkle Flächen um Südpol vum Titan wierklech kuelewaasserstoffgefëllte Séie sinn.<ref>[https://web.archive.org/web/20100629005159/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/20090129Titan/ JPL – ''Cassini Finds Hydrocarbon Rains May Fill Titan Lakes''], 29. Januar 2009. Gekuckt den [[11. Dezember]] [[2010]]</ref> Dat gouf aus de Verännerungen iwwer déi vergaange Joer ofgeleet. Déi observéiert Fläche wiesselten méi dacks hiren Albedo-Wäert, wat een drop zeréckféiert, datt et sech ëm Séien handelt, déi duerch Reen gefëllt ginn an uschléissend nees verdonsten. Et gouf och festgestallt, datt de Verdonstungseffet d'Atmosphär net genuch mat Methan versuerge kann, soudatt et nach aner Quelle muss ginn. Ënner Bezuch vu fréieren Observatioune geet een elo vun ënnerirdesche Methanreservoiren aus. An der Tëschenzäit gouf och déi ganz Uewerfläch vum Mound duerch d'ISS-Instrument erfaasst, wouduerch d'Opfanne vu weidere Séien iwwer Bildverglach däitlech erliichtert gëtt.

De 24. Juni gouf bekannt gemaach, datt ee mat deem an Däitschland entwéckelten [[#Cosmic Dust Analyzer (CDA)|Cosmic Dust Analyzer]] d'Element [[Natrium]] am E-Rank vum Saturn fonnt huet.<ref>[https://web.archive.org/web/20150912045511/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20090624/ JPL – ''Salt Finding From NASA's Cassini Hints at Ocean Within Saturn Moon''], 24. Juni 2009. Gekuckt den [[11. Dezember]] [[2010]]</ref> Well d'Rankmaterial (primär Waasseräis) vu Geysire vum Enceladus staamt, konnten ettlech Réckschlëss op him sengem Banneliewe gezu ginn. Aktuell geet een dovun aus, datt op d'mannst Kaverne mat flëssegem Waasser ënner senger Uewerfläch existéieren. Nëmmen esou kéint déi enorm Gréisst un detektéiertem Natrium erkläert ginn, well déi duerch direkt Sublimatioun net méiglech wier. Et muss also duerch luest Auswäsche mat flëssegem Waasser aus dem Fielsgesteng vum Mound geléist gi sinn. Des Weider goufen och Carbonate (ë.&nbsp;a. [[Natriumcarbonat|Soda]]) am Rankmaterial nogewisen, wat d'Hypothees vun engem globalen Ozean ënner der Enceladusuewerfläch stëtzt, well déi vun entspriechende Modeller virausgesot gouf. Duerch de liicht baseschen [[pH-Wäert]] vun der Léisung bestinn ausserdeem gënschteg Bedingunge fir d'Entstoe vu [[Virleeferstoff]]er am flëssege Waasser. Vun engem anere Fuerscherteam vun der Missioun gëtt allerdéngs ze bedenken, datt bei direkte Miessunge vum ausgestoussene Enceladusmaterial bis elo nach keng Salzer fonnt goufen. Dat deit dorop hin, datt d'Natrium net iwwer déi periodesch ausbriechend Geysire, mä duerch lues, kleng a stabil Austrëttsëffnungen entwäichen.

Den 22. Juli goufen d'Fuerschungsresultater publizéiert, déi d'Theorie vu flëssegem Waasser ënner der Uewerfläch vum Enceladus stëtzen.<ref>[https://web.archive.org/web/20100602131246/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/cassinifeatures/feature20090722/ JPL – ''Saturnian Moon Shows Evidence of Ammonia''], 22. Juli 2009. Gekuckt den [[11. Dezember]] [[2010]]</ref> Konkreet gouf wärend dem Laanschtfluch den [[8. Oktober]] [[2008]] mat dem INMS-Instrument eendeiteg Ammonium an den Äis-/Waasserjets vum Mound nogewisen. Ammonium gëtt ënner anerem als staarkt [[Gefréierschutzmëttel]] agesat, soudatt mat him versate Waasser bei Temperature bis erof op 176 Kelvin flësseg bleift. Well un den "tiger stripes" Temperature vun 180 K a méi gemooss goufen, ass also flëssegt Waasser ënner der Uewerfläch nees méi warscheinlech ginn.

Wéinst der weiderer Degradéierung vun den aacht primäre [[#Fluchsteierung|Lagekontrolldreifwierker]] goufe s'ofgeschalt an d'Sekundärdreifwierker aktivéiert.<ref>[http://www.raumfahrer.net/news/raumfahrt/03022009143032.shtml Raumfahrer.net – ''CASSINI – Umschalten auf redundanten Antrieb''], 3. Februar 2010, Gekuckz den [[13. Dezember]] [[2010]]</ref> De Virgang hat Mëtt Mäerz eng ganz Woch ageholl, wouduerch wëssenschaftlech Observatioune reduzéiert goufen.

[[Fichier:PIA11668 The Tallest Peaks.jpg|mini|left|Vertikal Strukturen um Rand vum B-Saturnrank (Héicht bis zu 2,5 km)]]
Den 21. September gouf bekanntgemaach, datt d'Réng vum Saturn entgéint fréierer Meenung net flaach sinn, mä en däitlech dräidimensionaalt Profil hunn.<ref>[https://web.archive.org/web/20100602170253/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20090921/ JPL – ''Cassini Reveals New Ring Quirks, Shadows During Saturn Equinox''], 21. September 2009. Gekuckt den [[11. Dezember]] [[2010]]</ref> Déi Erkenntnesser goufe wärend engem ëmfankräichem Observatiounsprogramm ëm den 11. August gemaach, wou d'Réng vun der Sonn wärend dem [[Equinoktium]] an engem Wénkel vun 0° (also exakt vun der Säit) beliicht goufe. Sou konnte scho virdrun identifizéiert Onreegelméissegkeeten och hisiichtlech hirer Héicht vermooss ginn. 
[[Fichier:Modulation Periods of Saturn Kilometertic Radiation.jpg|mini|Detailer zu der Modulatioun an Ëmdréiungsperioden iwwer d'Zäit]]

Nom JPL war déi interessantest Entdeckung vum Joer [[2009]] déi speziell Modulatioun där vum Saturn ofgestralte Radiosignaler am Kilometerberäich (bis 300&nbsp;kHz).<ref>[https://web.archive.org/web/20101203041058/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/cassinifeatures/feature20100203/#modulations JPL – ''Modulation Periods of Saturn Kilometeric Radiation in the Northern and Southern Hemispheres of Saturn''], Ende 2009. Gekuckt den [[11. Dezember]] [[2010]]</ref> Wou een iwwer déi vergaange Joer d'Rotatiounsdauer vum Planéit aus der Radiostralung vun der Magnéitosphär extrapoléiert hat, huet ee festgestallt, datt d'Resultater wäit ofsäits vun deenen aus aneren Observatioune luchen: All zéng Minutte hätt sech eng Ofwäichung vun 30 Sekonnen erginn. Ausserdeem hat sech déi Ofwäichung stänneg geännert a war zudeem vum Breetegrad ofhängeg. Doraus gëtt resultéiert, datt d'Magnéitfeld vum Saturn, dat d'Kilometerstralung produzéiert, net mam Kär vum Planéit "verbonnen" ass a soumat vun der Rotatioun entkoppelt ass. Zousätzlech sinn déi observéiert Modulatiounsperioden am Norde méi kuerz wéi déi op der südlecher Hallefkugel. Als Ursaach gëtt ënner anerem déi duerch Sonnenastralung beaflosst Leetfäegkeet vun der südlecher Hemisphär ugeholl.

Am Verlaf vum Joer konnten och zwou ënnerschiddlech Wollekentyppen identifizéiert ginn, déi mat Wiederen um Saturn a Bezéiung bruecht ginn.<ref>[https://web.archive.org/web/20101203041058/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/cassinifeatures/feature20100203/#thunderstorms JPL – ''Thunderstorms on Saturn and Carbon Soot''], 2009. Gekuckt den [[11. Dezember]] [[2010]]</ref> Zum enge sinn dat relativ hell [[Ammoniak]]-Wolleken, zum aneren ongewéinlech däischter Wolleken, déi Liicht am visuellen an infraroude Spektrum staark absorbéieren. Et hat een d'Uwiesenheet vun Ammoniakäis schonn ugeholl, awer eréischt déi hell Wolleke vun de Wiedere konnten dat beleeën. Déi däischter Wolleken enthalen no Analyse méi e groussen Deel vu Kuelestoff, deen duerch d'Hëtzt vun de Blëtzer duerch [[Pyrolys]] aus Methan gebilt gëtt.

=== Missiounsverlaf 2010 ===
[[Fichier:Mimas-temperature full.jpg|thumb|right|D'Temperaturverdeelung um Mimas]]
Eng am Mäerz mam [[#Composite Infrared Spectrometer (CIRS)|CIRS]]-Instrument hiergestallt, héichopgeléist Kaart vun der Temperaturverdeelung vum Mound Mimas hat zu enger iwwerraschender Entdeckung gefouert. D'Muster vun der Temperaturverdeelung um Mound gläicht staark dem [[Pac-Man]], enger Figur aus dem gläichnimmege Videospill vun 1980.<ref>[https://web.archive.org/web/20100402224834/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20100329/ JPL – ''1980s Video Icon Glows on Saturn Moon''], 29. März 2010. Gekuckt den [[19. Dezember]] [[2010]]</ref> Eigentlech hat een erwaart, datt d'Temperatur a weechen Iwwergäng variéiert an um fréie Nomëtteg hire Maximum erreeche géif. Dogéint awer huet déi Pac-Man-aarteg Regioun hire Maximum schonn um fréie Mueren (92 Kelvin, géigeniwwer 77 Kelvin op de grousse Rescht vun der Uewerfläch) erreecht. Den [[Herschel (Mimaskrater)|Herschel-Krater]] ass mat 81 Kelvin och däitlech méi waarm an ass als Punkt am Pac-Man sengem Mond z'erkennen. Deen Temperaturënnerscheed léisst sech duerch déi bis zu 5&nbsp;km héich Kraterränn erklären. D'Wäermt gëtt duerch d'Wänn méi laang sm Krater gehalen. Ganz ongekläert bleift awer d'Ursaach fir d'"Pac-Man-Temperaturverdeelung". Ettlech Planetologe huelen un, datt Materialënnerschidder op der Uewerfläch verantwortlech kéint sinn. An de kale Regioune géif alt, dicht Äis d'Wärmt séier an d'Moundbannenzegt offéieren, wärend eng jonk, pudderaarteg Schicht a munche Regiounen duerch Isolatioun d'Wäermtleetfäegkeet verklebgere kéint. Als Ursaach fir déi Ongläichverdeelung sinn ënner anerem Réckstänn vu Meteoritte an de gravitativen Afloss vum Saturn am Gespréich.

Den 11. Mäerz goufe méi detailléiert Resultater zum Banneliewe vum Titan publizéiert.<ref>[https://web.archive.org/web/20100314170619/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20100311/ JPL – ''Cassini Data Show Ice and Rock Mixture Inside Titan''], 11. März 2010. Gekuckt den [[18. Dezember]] [[2010]]</ref> Duerch vill Gravitatiounsmiessungen ass een zum Schluss komm, datt an Déiften déi méi grouss wéi 500&nbsp;km sinn, e Gemësch aus Gestengs an Äis besteet. Dat bedeit, datt de Moundkär ni besonnesch waarm ginn ass, well dat iwwer d'Zäit zu der Formung vu kloer ofgegrenzte Beräicher gefouert hätt, d'selwecht wéi bei der [[Äerdkuuscht]]. D'Uewerfläch vum Titan ass soumat elo bis an Déifte vun zirka 500&nbsp;km homogeen, well dee Beräich bal nëmmen aus rengem Äis besteet. Déi Entdeckunge bëllegen zwar net d'Hypothees vun engem Ozean ënner der Mounduewerfläch, allerdéngs bleift si weider plausibel.

[[Fichier:Saturn Lightning.OGG|mini|thumbtime=0|Video iwwer Blëtzer um Saturn]]
De 14. Abrëll hat d'NASA den éischte Video vu Blëtzer op engem anere Planéit (Saturn) publizéiert.<ref>[https://web.archive.org/web/20150912053105/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20100414/ JPL – ''Flash: NASA's Cassini Sees Lightning on Saturn''], 14. Abrëll 2010. Gekuckt den [[18. Dezember]] [[2010]]</ref> Déi Fotoe ware bis zu deem Zäitpunkt net méiglech, well de Planéit selwer op der Nuetsäit ze hell war duerch d'Réng déi vill Liicht reflektéiert hunn. Wàinst der aktueller Stellung vum Planéit zu der Sonn hat déi Reflexioun awer däitlech ofgeholl, soudatt Blëtzer elo och optesch ze gesi waren. Bei de Miessunge gouf festgestallt, datt d'Blëtzer op maqnnst esou staark sinn, wéi déi gréissten op eiser Äerd. D'Stierm, an deene si entstinn, sinn zwar relativ rar (op der ganzer Uewerfläch meeschtens nëmmen eer zur selwechter Zäit), kënnen allerdéngs e puer Méint undaueren.

Den 2. November hat sech de Cassini aus ongekläerte Grënn automatesch an de sougenannte „safe mode“ gesat (fir sechste Kéier zanter dem Start,<ref>[https://web.archive.org/web/20101211030905/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20101104/ JPL – ''Status Report: Engineers Assessing Cassini Spacecraft''], 4. November 2010. Gekuckt den [[11. Dezember]] [[2010]]</ref> fir déi zweet Kéier am Saturn-System<ref>[https://web.archive.org/web/20120402002046/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20101109/ JPL – ''Status Update: Cassini to Resume Nominal Operations''], 8. November 2010. Gekuckt den [[11. Dezember]] [[2010]]</ref>), wouduerch all wëssenschaftlech Instrumenter ofgeschalt goufen an nëmmen d'Bunnreegelung an d'Kommunikatiounssystem aktiv blouwen.<ref>[https://web.archive.org/web/20101211030910/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20101124/ JPL – ''Status Report: Cassini Back to Normal, Ready for Enceladus''], 24. November 2010. Gekuckt den [[11. Dezember]] [[2010]]</ref> Doduerch koum et zu engem schwéiere Feeler an der Hard- oder Software vun der Sond. No e puer Woche gouf de Feeler am „command and data subsystem“ entdeckt. Ee Bit hat säi Wäert gewiesselt ([[Single Event Upset]]), soudatt e wichtege Kommando net an de [[Register (Computer)|Register]] vum dozougehéierende Prozesser geschriwwe konnt ginn. Dat hat d'Sécherheetssystem vum Cassini korrekt als kritesche Feeler erkannt an hat sech direkt an de „safe mode“ versat. No engem Neistarte vun de Systemer konnten de 24. November déi wëssenschaftlech Systemer nees komplett a Betrib geholl ginn. Den 30. November ass d'Sond wéi geplangt laanscht de Mound Enceladus geflunn.

Wärend der verlängerter Missioun „Solstice“ soll zanter dem [[10. Oktober]] [[2010]] de Saturn am Ganzen 155-mol ëmkreest ginn a laanscht d'Mounde Titan an Enceladus 54-mol resp. 11-mol geflunn ginn.<ref>[http://www.lpi.usra.edu/decadal/sbag/topical_wp/LindaJSpilker.pdf JPL – ''Cassini-Huygens Solstice Mission''] (PDF; 149&nbsp;kB), Zugriff am 13. Februar 2011</ref>

[[Fichier:TitanCryovolcano.ogg|mini|thumbtime=51|Video zu méigleche Kryovulkaner]]
De 14. Dezember mellt d'NASA, datt op dem Titan ettlech potenziell [[Kryovulkan]]er fonnt goufen.<ref>[https://web.archive.org/web/20230514180426/https://solarsystem.nasa.gov/news/12465/cassini-spots-potential-ice-volcano-on-saturn-moon/ JPL – ''Cassini Spots Potential Ice Volcano on Saturn Moon''], 14. Dezember 2010. Gekuckt den [[18. Dezember]] [[2010]]</ref> Op enger neier 3D-Kaart vum Bierg "Sotra Facula" goufen däitlech Parallelen zu Vulkanen op der Äerd erkannt (wéi z.&nbsp;B. den Etna an Italien). Vill Formatioune konnte bis elo als Folleg vun [[Erosioun]] oder Tektonik interpretéiert ginn, d'Sotra Faculas zwéin iwwer 1&nbsp;km héich Bierger loosse sech awer am beschte mat Kryovulkanismus erklären. Dat konnt mat direkten Observatiounen nach net geséchert ginn, dofir soll de Bierg méi genee observéiert ginn.

No enger Notiz vum 14.&nbsp;Dezember konnten elo déi vum Saturn emitéiert wiesselhaft Radiowellen am Kilometerberäich erkläert ginn, déi am Joer virdrun nach fir [[#km radio|Duerchenee gesuergt haten]].<ref>[https://web.archive.org/web/20160310133805/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/cassinifeatures/feature20101214/ JPL – ''Hot Plasma Explosions Inflate Saturn's Magnetic Field''], 14. Dezember 2010. Gekuckt den [[18. Dezember]] [[2010]]</ref> Et goufe riseg Wolleken aus erhëtztem [[Plasma (Physik)|Plasma]], déi periodesch entstinn a sech ëm de Planéi beweegen. Dës Beweegung beaflosst schwéier d'Magnéitfeld vum Planéit, wouduerch sech och nees d'Radioemissioune veränneren. No den zoustännege Wëssenschaftler sinn d'Plasmaausbréch op e Kollaps vum sougenannten "magneto-tail" zeréckzeféieren. Heibäi handelt et sech ëm deen der Sonn ofgedréitenem Deel vum Saturn [[Magnéitosphär]], wou si duerch de [[Sonnewand]] gestreckt gëtt.

=== Missiounsverlaf 2011 ===
[[Fichier:PIA14905.jpg|mini|left|D'Entwécklung vum Stuerm tëscht Dezember 2010 an August 2011]]
Iwwer dat ganzt Joer ewech hat de Cassini reegelméisseg de Stuerm op der Nordhallefkugel observéiert. Déi éischt Unzeeche goufen Enn [[2010]] opgeholl.<ref>[https://web.archive.org/web/20150906003414/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/cassinifeatures/feature20111117/ JPL – ''Cassini Chronicles the Life and Times of Saturn's Giant Storm''], 17. November 2011. Gekuckt de [[7. Mee]] [[2012]]</ref> An der Tëschenzäit spaant sech de Stuerm däitlech iwwer de ganze Planéit. Hien huet eng Nord-Süd-Ausdeenung vu 15.000&nbsp;km an eng Fläch vun ongeféier fënnef Milliarde km<sup>2</sup>. D'Stuermobservatioun ass an der Tëschenzäit e reegelméissege Bestanddeel vum Oflafplang, woubäi och äerdgebonnen Teleskope wéi de VLT vum [[Paranal-Observatoire]] zum Asaz kommen.<ref>[https://web.archive.org/web/20160307090230/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20110519/ JPL – ''Cassini and Telescope See Violent Saturn Storm''], 19. Mai 2011. Gekuckt de [[7. Mee]] [[2012]]</ref>

Am Mäerz konnten um Mound Titan fir d'éischt Methan-Reenfäll um Flaachland nogewise ginn.<ref>[https://web.archive.org/web/20160307162343/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20110317/ JPL – ''Cassini Sees Seasonal Rains Transform Titan's Surface''], 17. März 2011. Gekuckt de [[7. Mee]] [[2012]]</ref> Dat war duerch d'Observatioun vun enger grousser Wollekeformatioun méiglech, well no hirem Laanschtzéien de Buedem vill méi däischter gi war. Déi Ännerung, déi sech iwwer 500.000&nbsp;km<sup>2</sup> zitt, léisst sech am beschte mat Methan-Nidderschlag iwwer déi Flächen erklären. Am Allgemengen ass d'Klima mat den tropesche Regioune vun der Äerd ze vergläichen, wou et jee no Joreszäit däitlech Ënnerscheeder an der Nidderschlagsgréisst gëtt.

Den 22. Juni huet de JPL bekannt gemaach, datt een däitlech Hiwäiser op en déiwe Salzséi oder -ozean op dem Mound Enceladus fonnt hätt.<ref>[https://web.archive.org/web/20120317030428/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20110622/ JPL – ''Cassini Captures Ocean-like Spray at Saturn Moon''], 22. Juni 2011. Gekuckt de [[7. Mee]] [[2012]]</ref> Bei engem niddregen Duerchfluch vun de Geysirfontäne vum Mound huet d'[[#Cosmic Dust Analyzer (CDA)|CDA]]-Instrument iwwerraschend héich Konzentratioune vun [[Natrium]] a [[Kalium]] fonnt. Well déi Elementer duerch de Prozess vun der Äisformatioun an uschléissendem Verdämpen aus dem Waasser eliminéiert gi wieren, muss dat a flësseger Form mat Fiels a Gestengs a Kontakt komm sinn. Dat implizéiert e méi grousse Waasserreservoir ënner der Uewerfläch vum Mound, Schätzunge schwätze vun Déifte bis 80&nbsp;km. Laangfristeg Observatioune vum [[#Ultraviolet Imaging Spectrograph (UVIS)|UVIS]]-Instrument stëtzen déi Hypothees. Mat der Méiglechkeet vun engem Salzwaasserozean klammen, nom Projetleeder vun der ESA, d'Chance fir Liewen och op veräiste Welten.

Enn Mäerz goufen an der Fachzäitschrëft [[Science]] zwou Aarbechten zu den Anomalien am C- an am D-Rank vum Saturn publizéiert.<ref>[https://web.archive.org/web/20120825183708/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20110331/ JPL – ''Forensic Sleuthing Ties Ring Ripples to Impacts''], 31. März 2011. Gekuckt de [[15. Mee]] [[2012]]</ref> Déi resultéieren d'wellenaarteg Bockelen an de Réng op eng Kollisioun mat Koméiteniwwerreschten an der zweeter Hallschent vum Joer [[1983]] zeréck. Dat stëtzt sech ënner anerem op Änlechkeete mat de Réngstéierunge vum Jupiter guerch d'Kollisioun mam [[Shoemaker-Levy 9]] am Summer [[1994]].

Am Abrëll publizéiert de JPL éischt Material zu enger kierzlech entdeckter elektromagnétescher Verbindung tëscht dem Saturn a sengem Mound Enceladus.<ref>[https://web.archive.org/web/20160421185214/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20110420/ JPL – ''Cassini Sees Saturn Electric Link with Enceladus''], 20. April 2011. Gekuckt de [[15. Mee]] [[2012]]</ref> Déi gouf no Ënnersich vun de Cassinis Daten aus dem Joer [[2008]] fonnt an erkläert déi rankfërmeg ultraviolett Aurora um Nordpol vum Saturn. Si entsteet duerch d'Optreffe vun Elektronen, déi aus dem Waasserplasma uewerhalb vum Enceladus staamen an duerch dat verbonne Magnéitfeld vun do bis zum Nordpol geleet ginn.

=== Missiounsverlaf 2012 ===
[[Fichier:PIA15607.jpg|mini|Konzeptzeechnung zum méigleche bannenzegen Opbau vum Titan]]
Den 2. Mäerz mellt de JPL, datt de Cassini mat Hëllef vum [[#Ion and Neutral Mass Spectrometer (INMS)|INMS]] fir d'éischt Kéier ioniséierte molekulare Sauerstoff an d'Ëmgéigend vum Dione detektéiert huet.<ref>[https://web.archive.org/web/20131011155234/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/cassinifeatures/feature20120302/ JPL – ''Cassini Detects Hint of Fresh Air at Dione''], 2. März 2012. Gekuckt den [[18. August]] [[2013]]</ref> Soumat huet de Mound eng extreem dënn Atmosphär mat nëmmen engem Sauerstoffmolekül pro 11&nbsp;cm³ Raumvolumen, wat dem ierdeschen Atmosphärendrock an enger Héicht vu 480&nbsp;km Héicht entsprécht. Als Quell gëtt Waasseräis ugeholl, aus deem d'Molekülle entweeder duerch kosmesch Stralung oder Sonnephotonen erausgeléist ginn.

Den 31. Mäerz goufen zwou wëssenschaftlech Aarbechten zu enger neien Aart [[Plasma (Physik)|Plasma]] an der Géigend vum Enceladus publizéiert.<ref>[https://web.archive.org/web/20130312124546/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20120531/ JPL – ''Enceladus Plume is a new Kind of Plasma Laboratory''], 31. März 2012. Gekuckt den [[18. August]] [[2013]]</ref> Duerch d'Auswäertung vun Daten aus engem noe Laanschtfluch am Joer [[2008]] konnt e sougenannte "Stëbs-Plasma" nogewise ginn, dat virdrun nëmme theoreetesch virausgesot gi war. Et entsteet duerch Wiesselwirkungen tëscht den ausgestoussene Materialien aus den "Tigersträifen" um Südpol vum Mound mat den am Saturn-Magnéitfeld agefaangenen Ionen. D'Partikele vum Enceladus hunn eng riicht passend Gréisst, fir Elektrone mat dem schonn uwiesendem Plasma auszetauschen, wat d'Eegenschafte vum Gemësch däitlech verännert a beaflosst. Dat steet am Géigesaz zu der typescher "Stëbs-a-Plasma“-Kombinatioun, bei där sech béid Stoffer zwar raimlech no sinn, awer kaum matenee interagéieren, well d'Gréisst oder de cheemeschen Opbau net passt. De Stëbs-Plasma beim Enceladus ass nieft der ieweschter [[Äerdatmosphär]] déi eenzeg Gelegenheet, dat an natierlecher Ëmgéigend z'ënnersichen, an ass dofir fir d'Plasmafuerschung vu besonneschem Interessi.

De 27. Juli publizéiert de JPL eng Ënnersich, déi sech mam bannenzegen Opbau vum Mound Titan beschäftegt. Eng ganz genee Miessung vun senger Uewerflächendeformatioun léisst unhuelen, datt sech ënner der Uewerfläch e globalen Ozean aus Waasser läit.<ref>[https://web.archive.org/web/20130724232055/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20120628/ JPL – ''Cassini Finds Likely Subsurface Ocean on Saturn Moon''], 28. Juni 2012. Gekuckt den [[18. August]] [[2013]]</ref> Wann de Mound ganz aus Fiels opgebaut wier, da géif sech d'Uewerfläch wärend engem Saturnëmlaf duerch deem seng enorm Gravitatiounskräften nëmmen ëm ongeféier 1 m hiewen a falen. Duerch d'Auswäertung vun Acceleratiouns- a Positiounsdate vum Cassini wärend noe Laanschtflich konnt een allerdéngs Hiwwele vu bis zu 10 m feststellen. Dat kann no Usiicht vun de bedeelegte Wëssenschaftler nëmme mat engem ënnerirdeschen Ozean erkläert ginn, deen héchstwarscheinlech aus Waasser besteet. Heiduerch hätt déi iewescht Kuuscht vum Mound den néidege Beweegungsspillraum, fir sech wéi observéiert, verforme ze kënnen.

[[Fichier:PIA16198.jpg|mini|left|Pac-Man-Muster op Mimas (lénks) an Tethys (riets)]]
Am Juni konnt de Cassini déi éischt Unzeeche fir de Joreszäitewiessel um Titan entdecken.<ref>[https://web.archive.org/web/20131029061747/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20120710/ JPL – ''The Titanian Seasons Turn, Turn, Turn''], 10. Juli 2012. Gekuckt den [[18. August]] [[2013]]</ref> Dat léisst sech unhand vu visuelle [[Wirbel (Stréimungsléier)|Wirbelen]] um Südpol erkennen. Am Géigesaz zu der Äerd trieden déi allerdéngs net nëmmen an Uewerflächegéigend op, mä reeche bis an d'[[Stratosphär]] vum Mound. Op deem Wee ginn och grouss Deeler Aerosole an d'iewescht Atmosphär transportéiert, wouduerch sech iwwer déi eng onofhängeg Donschtschicht geformt huet.

Den 28. Oktober publizéiert de JPL Date zu de Nowierkunge vum [[#Missiounsverlaf 2011|grousse Stuerm]] aus dem leschte Joer, deen an der Tëschenzäit zimmlech ofgeklongen ass.<ref>[https://web.archive.org/web/20140107233315/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20121025/ JPL – ''NASA's Cassini Sees Burp at Saturn After Large Storm''], 25. Oktober 2012. Gekuckt den [[18. August]] [[2013]]</ref> Sou konnt een enormen Temperaturopstig vun 83 Kelvin an der Stratosphär vum Saturn gemooss ginn, wat eng Differenz tëscht dem wanterlechen [[Alaska]] an der [[Mojave-Wüst]] am Summer entsprécht. Ausserdeem goufe e gréissere Quantum un [[Ethen]] entdeckt, woubäi d'Quell, wou se hir kënnt, nach onbekannt ass. D'Resultater sinn fir d'[[Planetologie|Planetologen]] iwwerraschend, well d'Stratosphär vum Planéit eigentlech als ganz stabil a roueg gëllt. D'Miessunge goufen haaptsächlech mam [[#Composite Infrared Spectrometer (CIRS)|CIRS]]-Instrument gemaach, dat och Wellelängeberäicher ofdeckt, déi irdesch Teleskope wéinst der Absorptioun duerch d'[[Äerdatmosphär]] net auswäerte kënnen ([[atmosphäresch Fënster]]).

De 26. November huet de JPL bekannt gemaach, datt mat Hëllef vum [[#Composite Infrared Spectrometer (CIRS)|CIRS]]-Instrument eng weider "[[Pac-Man]]"-Wäermesignatur fonnt gouf.<ref>[https://web.archive.org/web/20121129045655/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/cassinifeatures/feature20121126/ JPL – ''Cassini Finds a Video Gamers' Paradise at Saturn''], 26. November 2012. Gekuckt den [[18. August]] [[2013]]</ref> Esou ee Muster, dat [[#Missiounsverlaf 2010|fir d'éischt beim Mimas nogewise]] gouf, ass och um Mound [[Tethys (Mound)|Tethys]] ze fannen. Dee Fond bestäerkt d'Hypothees, datt héichenergetesch Elektronen d'Eegenschafte vun der Uewerfläch staark veränneren. Si treffe virun allem déi der Fluchrichtung zougedréiten equatorial Regiounen, wou si déi allgemeng lacker Uewerfläch a fest Äis ëmformen. Doduerch hëtze sech d'Arealer wärend dem Sonneschäi manner staark op a killen nuets méi lues of wéi déi manner staark betraffen Deeler vun der Uewerfläch. Dat suergt op Tethys fir Temperaturdifferenzen vu bis zu 15 Kelvin tëscht den eenzele Regiounen.

=== Missiounsverlaf 2013 ===
[[Fichier:Earth-Moon system as seen from Saturn (PIA17171).jpg|mini|Dem Saturn säi Ranksystem an eis Äerd (ënne riets)]]
Den 19. Juli hat de Cassini eng Foto vun der Äerd mam Saturn a senge Réng gemaach. Wéinst der grousser Distanz (1,5 Mrd. km) ass d'Äerd nëmmen als klenge bloe Punkt ze gesinn an erënnert un d'[[Pale Blue Dot]]-Foto vum [[Voyager 1]]. D'Foto war nëmme wéinst der Stellung vum Saturn zur Sonn méiglech, well hir extreem Hellegkeet vum Planéit ofgeschiermt gouf.<ref>[https://web.archive.org/web/20140904092638/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20130722/ JPL – ''NASA Releases Images of Earth Taken by Distant Spacecraft''], 22. Juli 2013. Gekuckt den [[29. September]] [[2014]]</ref>

[[Fichier:PIA17039.jpg|mini|Gréisser Fontänen-Aktivitéit op Enceladus bei maximaler Distanz (lénks) a klengster bei minimaler Distanz vum Saturn (riets)]]
Enn vum Mount goufe weider Erkenntnesser zu de Fontänen op Enceladus publizéiert. Si ginn duerch d'Gravitatiounseffeter vum Saturn gesteiert. Ass e Mound a senger Géigend, sinn d'Fontäne wéineg aktiv, wärend si bei groussenn Distanzen däitlech méi aktiv sinn. Et gëtt ugeholl, datt dat duerch d'Schléisse resp. Opmaache vun den „Tigersträifen“ duerch d'Gravitatiounskraafte vum Saturn geschitt. Doriwwer eraus liwwert d'Verhale vum Mound och weider Indizie fir een Ozean aus flëssegem Waasser ënner der Uewerfläch vum Mound.<ref>[https://web.archive.org/web/20141024001414/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20130731/ JPL – ''NASA's Cassini Spacecraft Reveals Forces Controlling Saturn Moon Jets''], 31. Juli 2013. Gekuckt den [[29. September]] [[2014]]</ref>

Den 30. September goufe Resultater publizéiert, déi d'Existenz vu [[Propylen]] an der Atmosphär vum Titan noweisen. Heibäi handelt et sech ëm eng organesch Verbindung, déi och fir d'Produktioun vu [[Plastik]] benotzt gëtt. Et handelt sech ëm den éischte Nowäis vun deem Stoff baussenzeg vun der Äerd a fëllt eng eidel Plaz an der ugehollener Kuelestoffkette vum Mound. D'Entdeckung hat sech wéinst der schwaacher an onopfälleger Signatur vum Propylen iwwer méi laang Zäit ewech gezunn. Zum Schluss liwwerten awer detailléiert Analyse vun den CRIS-Daten den néidegen Nowäis.<ref>[https://web.archive.org/web/20140820105628/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20130930/ JPL – ''NASA's Cassini Spacecraft Finds Ingredient of Household Plastic in Space''], 30. September 2013. Gekuckt den [[29. September]] [[2014]]</ref>

Enn [[2013]] konnten d'Landmassen a virun allem d'Kuelewaasserstoffséie mat Hëllef vum Radar méi genee ënnersicht a kartéiert ginn. Heibäi konnt och vun enger neien Analystechnik profitéiert ginn, déi et méiglech mécht, Radarsignaler och vum Séibuedem z'empfänken. Heibäi gouf op d'mannst op enger Plaz Déifte vun iwwer 85 m gemooss. Allgemeng konnt och festgestallt ginn, datt sech praktesch all Séien op engem Gebitt vu 900&nbsp;mol 1800&nbsp;km Gréisst konzentréieren, wou déi geologesch Bedéngunge fir hir Formatioun besonnesch gënschteg sinn. Bannenzeg vun deem Areal falen dofir ongeféier 97 % vum ganzen Nidderschlag.<ref>[https://web.archive.org/web/20140918222512/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20131023/ JPL – ''Cassini Gets New Views of Titan's Land of Lakes''], 23. Oktober 2013. Gekuckt den [[29. September]] [[2014]]</ref>

=== Missiounsverlaf 2014 ===
Duerch Analyse vun deenen iwwer Jore gesammelte Cassini-Daten iwwer den Enceladus gouf den 3. Abrëll bekannt gemaach, datt een d'Existenz vun engem schonn ettlech Kéier virausgesoten ënnerirdeschen Ozean fir sécher erkläre kann. Wärend den 19 Laanschtflich gouf d'Gravitatiounsfeld vum Mound iwwer den observéierten Doppler-Effet am Radiosignal vun der Sond exakt vermooss. A Kombinatioun mat den observéierten Ofwäichunge vun de Fluchbunnen no dräi besonnesch noe Laanschtflich konnt sou ermëttelt ginn, datt eng Regioun vum Südpol méi dicht ass, wéi ee vun de Fotoe vun der Uewerfläch unzehuele war. Als warscheinlechst Ursaach gëtt en Ozean aus flëssegem Waasser ugeholl. Ob deen och déi intensiv ënnersichte Geysire speist, ass zum Zäitpunkt nach net kloer, gëtt awer als méiglech ugeholl.<ref>[https://web.archive.org/web/20160410104447/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20140403/ JPL – ''NASA Space Assets Detect Ocean inside Saturn Moon''], 3. April 2014. Gekuckt de [[15. Abrëll]] [[2016]]</ref>

Den 23. Juni goufen d'Resultater vun enger matfinanzéierter Studie vun der ESA publizéiert, déi weisen, datt d'Grondbausteng vum Titan aus der Zäit vu virun dem Sonnesystem staamen, also nach ier d'Sonn gebuer war. Domat konnt déi verbreeten Usiicht, datt d'Elementer wärend der Genesis vum Saturn entstane wieren, widerluecht ginn. Dat gouf iwwer d'Moossung vum [[Isotopenverhältnes]] vu [[Stéckstoff]]-14 an -15 ermëttelt, wouraus sech den Alter vun den Atomkäre ableede léisst.<ref>[https://web.archive.org/web/20160415143611/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20140623/ JPL – ''Titan's Building Blocks Might Pre-date Saturn''], 23. Juni 2014. Gekuckt de [[15. Anrëll]] [[2016]]</ref>

Weider Datenënnersich zum Ozean op Enceladus goufen den 2. Juli publizéiert. Sou soll säi Salzgehalt méiglecherweis op dem Niveau vum [[Doudegt Mier|Doudege Mier]] leien. Dat gëtt wéinst der ugehollener Dicht vum Ozean resultéiert. Déi ass sou héich, datt vun enger héijer Konzentratioun vu Salzer aus [[Schwiefel]], [[Kalium]] an [[Natrium]] ausgaange gëtt. Doriwwer eraus deit déi haart Äisschicht vum Enceladus op eng lues Afréiere vum Ozean hin. Heiduerch kann och davun ausgaange ginn, datt all Ausgasunge vu Methan an de wéinegen Duerchbrëch lokal begrenzt geschéien. Dat kann awer mat de Cassini-Instrumenter kaum genee festgestallt ginn, heifir wier eng weider Missioun mat spezialiséierten Instrumenter noutwendeg.<ref>[https://web.archive.org/web/20160415143612/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20140702/ JPL – ''Ocean on Saturn Moon Could be as Salty as the Dead Sea''], 2. Juli 2014. Gekuckt de [[15. Abrëll]] [[2016]]</ref>

[[Fichier:PIA18431-SaturnMoon-Titan-SouthPoleVortex-Cloud-20121129.jpg|mini|Fotoe vun der Wollek aus Cyanwaasserstoff am ultraviolette (lénks) a visuellem Spektrum (riets)]]
Den 1. Oktober gouf d'Entdeckung vun enger grousser Wollek um Südpol vum Titan bekannt gemaach. Si besteet aus héichgëftegem [[Cyanwaasserstoff]] a méisst e puer honnert Kilometer am Duerchmiesser. No deene bis dohin gebrauchte Modeller sollt dat awer net méiglech sinn, well eng Temperatur vun ongeféier −50&nbsp;°C fir déi betraffe Fläch virausgesot gouf, wat bedeitend ze waarm fir d'Bildung vun där Verbindung wier. Miessunge vun de [[#Composite Infrared Spectrometer (CIRS)|CIRS]]-Instrumenter bestëmmen awer däitlech niddreg Temperature vun ënner −150&nbsp;°C. Soumat killt dem Titan seng südlech Hemisphär wärend deem do antriedenden Hierscht bedeitend méi staark of wéi bis elo ugeholl.<ref>[https://web.archive.org/web/20160415143613/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20141001/ JPL – ''Swirling Cloud at Titan's Pole is Cold and Toxic''], 1. Oktober 2014. Gekuckt de [[15. Abrëll]] [[2016]]</ref>

Ënnersich vun der Ëmlafbunn vum Mound Mimas deiten no enger Notiz vum 16. Oktober dorop hin, datt och de Mimas en Ozean ënner senger Uewerfläch kéint hunn. Ob deen awer nach flësseg oder scho gefruer ass, léisst sech zum Zäitpunkt nach net soen. D'Dichtanomalie gouf entdeckt, wou een aus de Fotoe vum Mound mam Saturn seng genee Ëmlafbunn berechent huet. Déi entdeckte Bunnstéierunge waren heibäi duebelt sou grouss, wéi si fir en "dréchene" Mound virausgesot goufen, a loosse sou de Schluss vun enger däitlech anerer bannenzeger Struktur zou. Sollt et sech ëm e flëssege Waasserozean handelen, sou géif deen an enger Déift vun 30&nbsp;km leien.<ref>[https://web.archive.org/web/20160415143614/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20141016/ JPL -''Saturn Moon May Hide a 'Fossil' Core or an Ocean''], 16. Oktober 2014. Gekuckt de [[15. Abrëll]] [[2016]]</ref>

An enger Publikatioun vum 18. Dezember goufen d'Date vum Laanschtfluch beim Jupitermound [[Europa (Mound)|Europa]] aus dem Joer [[2000]] nach eng Kéier analyséiert. Heibäi gouf virun allem op d'Date vum [[#Ultraviolet Imaging Spectrograph (UVIS)|UVIS]]-Instrument zeréckgegraff, fir d'Atmosphär vum Mound méi genee z'ënnersichen. Heibäi gouf festgestallt, datt déi vill méi dënn ass, wéi ugeholl. Wéinst de Geysire op Europa goung een dovun aus, datt déi grouss Mass Waasser, Sauerstoff a Plasma an die Ëmgéigend vum Jupitersystem ofginn gouf. D'Miessunge hunn allerdéngs gewisen, datt dem Europa seng Atmosphär u sech schonn 100-mol méi dënn war wéi ugeholl a 60-mol manner Sauerstoff an de Weltraum ofgëtt wéi erwaart. Déi bei fréieren Ënnersich festgestallt Gasen a Plasmen an der Ëmgéigend vum Europa-Orbit stame wuel haaptsächlech vum vill méi aktive Mound [[Io (Mound)|Io]] of.<ref>[https://web.archive.org/web/20160415143616/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20141218/ JPL – ''Signs of Europa Plumes Remain Elusive in Search of Cassini Data''], 18. Dezember 2014. Gekuckt de [[15. Abrëll]] [[2016]]</ref>

=== Missiounsverlaf 2015 ===
[[Fichier:PIA19059-SaturnMoon-Enceladus-OceanMethane-20150311.png|mini|Schematesch Duerstellung vun de méigleche Methanquellen op Enceladus]]
Den 11. März gouf bekannt gemaach, datt elo éischt Beweiser fir [[Hydrothermal Léisung|hydrothermal Aktivitéit]] op Enceladus virléichen. Zum enge gouf mat Hëllef vum [[#Cosmic Dust Analyzer (CDA)|Cosmic Dust Analyzers]] zanter dem Antreffe vum Cassini am ganze Saturnsystem mikroskopesch kleng Fiëlspartikele fonnt. No véier Joer intensiver Fuerschung an Experimenter ass een zum Schluss komm, datt déi aus dem Ozean vum Mound staamen. Et gëtt ugeholl, datt déi nëmme wéineg Nanometer grouss Partikelen entstinn, wa gliddeg Waasser aus hydrothermale Quelle vum Grond eropkënnt an déi dora geléist Mineraler a Kontakt mat méi kalem, uewerflächennoe Waasser kommen. Dee Prozess ass vun der Äerd bekannt an erfuedert Austrëttstemperature vun iwwer 90&nbsp;°C. D'Natur vun de Methan-Emissioune vum Mound deit och op hydrothermal Quellen hin. Duerch den héijen Drock um Ozeanbuedem ass d'Bildung vun [[Clathrate]] méiglech. Déi Kristallstrukturen aus Waasseräis kéinten dat bei de Quellen austriedend Methan afänken a sécher zu de Geysiren transportéieren, woumat sech op d'mannst en Deel vum doran enthalenem Methan erkläre géif.<ref>[https://web.archive.org/web/20160605092141/https://saturn.jpl.nasa.gov/news/2529/ JPL – ''Spacecraft Data Suggest Saturn Moon's Ocean May Harbor Hydrothermal Activity''], 11. März 2015. Gekuckt de [[5. Juni]] [[2016]]</ref>

Den 13. Abrëll gouf en Artikel publizéiert, deen e méigleche Grond fir de [[#Missiounsverlaf 2011|grousse Stuerm um Saturn]] aus dem Joer [[2011]] liwwert. Hien ass en Deel vun engem 30-järegem Zyklus, deen duerch d'Verhale vu waasserräiche Wolleke verursaacht gëtt. Wann déi bannen am Planéit ofreenen an déi iewescht Atmosphär duerch Wäermtofstralung an de Weltraum ofkillt, kënne si bis zu der Wollekenuewerfläch eropklammen. Heibäi stéiere si déi gewéinlech [[Konvektioun]] a fabrizéiere sou déi observéiert Stierm. Et gëtt an der Tëschenzäit och ugeholl, datt de Saturn iwwer wiesentlech méi Waasser huet wéi de Jupiter, well beim Jupiter keen Zyklus observéiert konnt ginn.<ref>[https://web.archive.org/web/20160605092143/https://saturn.jpl.nasa.gov/news/2531/ JPL – ''NASA-funded Study Explains Saturn's Epic Tantrums''], 13. April 2015. Geluckt de [[5. Juni]] [[2016]]</ref>

[[Fichier:PIA17655 crop Titan north polar seas and lakes.jpg|mini|Usiicht vun de groussen a ville klenge Séien um Nordpol vum Titan]]
Eng kooperativ Studie vun NASA an ESA hat am Juni zu neien Erkenntnesser zu de ville klenge Séien op Titan gefouert. Et ass zwar bekannt, datt déi mat [[Kuelewaasserstoff]]e gefëllt sinn, wéi d'Däller entstane sinn, war bis haut net kloer. An der Tëschenzäit gëtt ugeholl, datt heifir e Prozess verantwortlech ass, dee schonn op der Äerd a [[Karst]]regiounen zu der Formatioun vun Höhlen an [[Äerdfall|Äerdfäll]] féiert. Um Titan geschittt d'Erosioun awer net duerch Reen aus Waasser, mä duerch Nidderschléi aus flëssege Kuelenwaasserstoffer. Duerch d'cheemesch Zesummesetzung an de niddrege Temperaturen (ongeféier −180&nbsp;°C) dauert de Prozess bal 50-mol méi laang wéi op der Äerd. Aus deem Grond ass déi hrouss Zuel vun den Däller a Séien och an de Polregiounen ze fannen, well hei méi Nidderschlag ass wéi an der drécherner Equatorregioun.<ref>[https://web.archive.org/web/20160605092145/https://saturn.jpl.nasa.gov/news/2796/ JPL – ''The Mysterious ‘Lakes' on Saturn's Moon Titan''], 19. Juni 2015. Gekuckt de [[5. Juni]] [[2016]]</ref>

Wärend dem [[New Horizons#Pluto a Charon|Laanschtfluch vun der Sond ''New Horizons'' beim Pluto]] unterstützte hat de Cassini d'Missioun duerch eng parallel Observatioun vum Planéit aus dem Saturn-System eraus. Duerch déi grouss Distanz erschéngt deen zwar nëmmen als klenge Punkt, awer kënne mat Hëllef vum Cassini an anere Sonden (z.&nbsp;B. [[Hubble-Weltraumteleskop|Hubble]] oder [[Spitzer-Weltraumteleskop|Spitzer]]) sou Miessungen aus anere Bléckwénkele an iwwer méi laang Zäit Zeit erfollegen, wouduerch d'Date vun New Horizons besser an ee Kontext agebett kënne ginn.<ref>[https://saturn.jpl.nasa.gov/news/2797/ JPL – ''NASA Missions Have Their Eyes Peeled on Pluto''], 9. Juli 2015. Gekuckt den [[20. Mee]] [[2016]]</ref>

Am September gouf eng Studië publizéiert, déi drop hiweist, datt ee vun de Saturn-Réng aus Waasseräis besteet. Wärend der [[Daganuetgläiche]] am August [[2009]] goufen déi exakt vuon der Säit beliicht, wéisou si kuerzzäiteg auskillten, bis uschléissend nees Sonneliicht op d'Réng gefall ass. Temperaturmiessungen duerch de Cassini hunn erginn, datt déi baussenzeg Regioun vum [[Réng vum Saturn|A-Rank]] vill méi waarm war, wéi vun de Modeller virausgesot. No ettleche neie Modellrechnunge koum een zum Schluss, datt dee Beräich vum Rank aus Äisstécker mat engem Duerchmiesser vun zirka 1 m besteet. Hir Originne si bis elo net bekannt, et gëtt ugeholl, datt et Iwwerreschter vun engem fréiere Mound sinn, deen a jéngster Zäit duerch eng massiv Kollisioun zerstéiert gouf.<ref>[https://saturn.jpl.nasa.gov/news/2541/ JPL – ''At Saturn, One of These Rings is not like the Others''], 2. September 2015. Gekuckt den [[20. Mee]] [[2016]]</ref>

Weider Ënnersich vum Mound Enceladus hunn d'Existenz vun engem globalen ënnerierdeschen Ozean befestegt. Heibäi hat een déi iwwer Joer gesammelt héichopgeléistende Fotoe nees nei analyséiert, fir Verzéiunge vun der Uewerfläch méi prezis vermiesse ze kënnen. Heibäi gouf eng schwaach Taumelbeweegung fonnt, déi och als [[Libratioun]] bekannt ass. Modellrechnungen hunn erginn, datt déi observéiert Ausmoossen ze grouss wieren, wann d'Uewerfläch fest mam Kär vum Planéit verbonne wier. Ënner dem Unhuele vun engem globalen a flëssegen Ozean awer wieren déi Wäerter z'erklären.<ref>[https://saturn.jpl.nasa.gov/news/2542/ JPL – ''Cassini Finds Global Ocean in Saturn's Moon Enceladus''], 15. September 2015. Gekuckt den [[20. Mee]] [[2016]]</ref>
=== Missiounsverlaf 2016 ===
Am Mee gouf bekannt gemaach, datt neisten Ënnersich vun de Fontänen op Enceladus fréier Fotoen iwwer hiert Verhale widerluecht hunn. Sou goung een ufanks d0vun aus, datt de Mound bei grousser Distanz vum Saturn wéinst de Gezäitekräfte vill méi Waasser an de Weltraum entloosse géif. D'Mass hat sech awer nëmmen ëm 20 % erhéicht. Dat huet een aktuell op eng komplex bannenzeg Struktur vum Mound zeréck, déi ënner dem Afloss vun der Gravitatioun Kanäl net nëmmen opmaachen, mä och schléisse kann.<ref>JPL: [https://saturn.jpl.nasa.gov/news/2901/enceladus-jets-surprises-in-starlight/ ''Enceladus Jets: Surprises in Starlight.''] 5.&nbsp;Mai 2016, gekuckt den [[29.&nbsp;August]] [[2017]].</ref>

Méi genee Ënnersich vun den Titan-Séien hunn am Abrëll zu der Erkenntnes gefouert, datt déi grouss Séien op Titan mat rengem Methan gefëllt sinn. Virun der Cassini-Missioun goufe laangjäreg Observatioune mam Radar an den Infraroutinstrumenter. Et konnt och fir d'éischt Kéier op engem extraterrestreschen Objet de Mieresbuedem ënnersicht ginn. Si ass bis zu 160 Meter déif an ass vun enger décker Schicht aus organesche Verbindunge bedeckt. Doriwwer eraus sinn d'Küsten zimmlech porös a mat Kuelewaasserstoffer duerchdréngt.<ref>''[https://web.archive.org/web/20170720014052/https://saturn.jpl.nasa.gov/news/2897/cassini-explores-a-methane-sea-on-titan/ Cassini Explores a Methane Sea on Titan.]'' 26.&nbsp;April 2016, gekuckt den [[10.&nbsp;Mäerz]] [[2017]].</ref>

[[Fichier:PIA21053 - Saturnian Hexagon Collage.jpg|mini|Den Nordpol-Vortex a 4 verschidde Spektren]]
De [[24. Mäerz]] [[2016]] identifizéiert d'Sond den héchste Punkt um Mound [[Titan (Mound)|Titan]] mat enger Héicht vun 3.337 Meter.<ref>JPL: [https://saturn.jpl.nasa.gov/the-journey/timeline/#titans-tallest-peaks ''Cassini Spies Titan's Tallest Peaks.''] 24.&nbsp;März 2016, gekuckt de [[27.&nbsp;Abrëll]] [[2017]].</ref> Den [[30.&nbsp;Mäerz]] [[2016]] reduzéierte d'Sond Cassini-Huygens d'Inklinatioun vum Orbit, fir nees méi laanscht Mounden ze fléien.<ref>JPL: [https://saturn.jpl.nasa.gov/the-journey/timeline/#returning-to-the-realm-of-icy-moons ''Returning to the Realm of Icy Moons.''] 30.&nbsp;März 2016, gekuckt de [[27.&nbsp;Abrëll]] [[2017]].</ref> Von der Polregioun vum Saturn aus goufen den 30.&nbsp;November 22 héichopgléiste Biller vun de Réng gemaach.<ref>JPL: [https://saturn.jpl.nasa.gov/the-journey/timeline/#f-ring-orbits ''F Ring Orbits.''] 30.&nbsp;November 2016, gekuckt de [[27.&nbsp;Abrëll]] [[2017]].</ref>

De 9. August wurde gouf bekannr gemaach, datt Ënnersich vu Radarmiessunge aus dem Joer [[2013]] d'Presenz vu ganz géie Canyons op der Uewerfläch vum Titan geséchert sinn. Si hunn eng Schréi vu bis zu 40° a si bis zu engem hallwe Kilometer déif. Entstane sinn d'Canyons no aller Warscheinlechkeetop Grond vun intensiver [[Erosioun]] duerch Flëssegkeeten. Dat deit op e groussen atmosphäreschen Ëmsaz vu Methan hin, dee sech och op dem Grond sammelt.<ref>JPL: [https://web.archive.org/web/20170717115529/https://saturn.jpl.nasa.gov/news/2927/cassini-finds-flooded-canyons-on-titan/ ''Cassini Finds Flooded Canyons on Titan.''] 9.&nbsp;August 2016, gekuckt den [[29.&nbsp;August]] [[2017]].</ref>

De 9. Dezember goufen déi éischt Fotoe vum leschte Saturn-Nordpol-Iwwerfluch publizéiert, deen eréischt duerch d'Bunnupassunge fir den allerleschte Missiounsofschnëtt vum Cassini méiglech gouf. Ze gesinn ass e profiléierten a schaarf begrenzte sechseckege Vortex, deen ëm de Nordpol rotéiert.<ref>JPL: [https://web.archive.org/web/20170717100953/https://saturn.jpl.nasa.gov/news/2975/cassini-beams-back-first-images-from-new-orbit/ ''Cassini Beams Back First Images from New Orbit.''] 9.&nbsp;Dezember 2016, gekuckt den [[29.&nbsp;August]] [[2017]].</ref>

=== Missionsverlaf 2017 ===
Den [[13. Abrëll]] [[2017]] hunn d'Wëssenschaftler d'Entdeckung vu [[Waasserstoff]] um Mound [[Enceladus (Mound)|Enceladus]] gemellt. Et ginn hydrothermal Quellen um Himmelskierper ugeholl.<ref>[https://saturn.jpl.nasa.gov/the-journey/timeline/#energy-for-life ''Energy for life.''] 13.&nbsp;Abrëll 2017, gekuckt de [[27.&nbsp;Abrëll]] [[2017]].</ref> De [[26.&nbsp;Abrëll]] [[2017]] huet dem Cassini-Huygens' säi leschte Missounsdeel ugefaangen. Wärend den Ëmkresunge vum Saturn sollte lafend nei Gebidder um Planéit erfuerscht ginn, ier d'Sond kontrolléiert an der Saturnatmosphär verglouse soll.<ref>[https://saturn.jpl.nasa.gov/the-journey/timeline/#the-grand-finale ''The Grand Finale.''] Gekuckt de [[27.&nbsp;Abrëll]] [[2017]].</ref>
De [[26.&nbsp;Abrëll]] [[2017]] gouf fir d'éischt mat der Sond Cassini-Huygens d'Splék tëscht dem Planéit Saturn a senge bannenzege Réng duerchflunn. Dobäi goufe vill héichopgeléist Biller vum bannenzege Ranksystem gemaach.<ref>[https://saturn.jpl.nasa.gov/the-journey/timeline/#first-ring-dive ''First Ring Dive.''] 26.&nbsp;April 2017, gekuckt de [[5.&nbsp;September]] [[2017]].</ref>
De [[24.&nbsp;Mee]] [[2017]] observéiert d'Sond de Wiessel vun de Joreszäiten an der nërdlecher an an der südlecher Hemisphär vum Saturn.<ref>[https://saturn.jpl.nasa.gov/the-journey/timeline/#solstice-arrives-at-saturn ''Solstice Arrvies at Saturn.''] 24.&nbsp;Mee 2017, ofgeruff de [[5.&nbsp;September]] [[2017]].</ref>

== The Grand Finale 2017 ==
[[Fichier:Cassini solstice mission big.jpg|mini|Iwwerbléck iwwer déi ganz Missioun beim Saturn]]
[[Fichier:Cassini orbits.jpg|mini|D'Orbiter vun den eenzele Missiounsofschnëtter]]
D'Missioun Cassini-Huygens ass de [[15.&nbsp;September]] [[2017]] op en Enn gaangen. Eng weider Verlängerung war wéinst Dreifstoffmangel net méi méiglech. Zum Enn vun der Missioun ass d'Sond Cassini kontrolléiert an der Saturnatmosphär vergloust. Heiduerch sollt verhënnert ginn, datt [[Mikroorganismen]], déi méiglecherweis un der Sond peschen, d'Mounden Titan oder Enceladus [[Kontaminatioun|kontaminéieren]]. Déi lescht Phas gouf duerch eng Reih vu Kursännerungen Enn [[2016]] virbereet, déi d'Sond op e Kurs iwwer d'Polregioune bruecht huet, dee gläichzäiteg no laanscht den F-Rank gefouert huet. Aus dëser Perspektiv konnten déi sechseckeg Stréimung vun der Polarregioun an d'Réng observéiert ginn.

D'"Grand Finale" gouf den 21.&nbsp;Abrëll duerch en enke Laanschtfluch beim Titan ageleet. Vum 26.&nbsp;Abrëll un, gouf et 22 !emkreesungen duerch d'Spléck tëscht de Réng an der Atmosphär. Déi lescht Duerchleef hunn duerch déi iewescht Atmosphärschichte gefouert, wou Miessunge vu Rankpartikelen a fir d'éischt Kéier direkt Miessunge vun der Saturnatmosphär duerchgefouert goufen. De Cassini sollt méiglechst vill Daten iwwer d'Réng an d'Atmosphär sammelen. Déi lescht Ëmkreesunge waren riskant, well d'Sond hätt duerch Rankmaterial oder duerch Kontakter mat der Atmosphär Schied kënne kréien oder an Trudele komme kënnen, dofir gouf déi Missioun un d'Enn geluecht. De Kurs ass dem fräie Fall gefollegt, an hat nëmmen nach minimal Stabiliséierung a war sou gewielt, datt en Ausfall vu Systemer oder Dreifstoffmangel a kengem Fall méi zu engem Kontakt mat engem Mound féiere konnt.

De Cassini hat seng Ëmleef och benotzt fir Ënnersich mam RSS, fir méi iwwer d'Gravitatiounsfeld, d'Atmosphär an d'Réng vum Saturn z'erfuerschen. Aus der Fluchbunn an de Miessunge vum Deep-Space-Netzwierk léisst sech d'Mass vun de Réng berechnen. Beim leschten Ëmlaf krut de Cassini eng lescht minimal Kursännerung duerch den Titan, soudatt si uschléissend an d'Atmosphär vum Saturn erakoum. Wärend der leschter Phas vum [[15.&nbsp;September]] [[2017]] huet d'Sond keng Daten méi gespäichert an och keng Biller méi opgeholl, mä hat seng Antenn op d'Äerd geriicht an hat bis zum Missiounsenn gewonnenen Daten op d'Äerd gesend, ier si an der Atmosphäre vergoust ass. Iwwer d'Antenne vum europäeschen [[ESTRACK]]-Netzwierk an dem NASA-eegenen DSN goufen dobäi kollektiv d'Funksignaler vum Cassini empfaangen, fir dee beschte wëssenschaftleche Notzen z'erzilen.

== Kuckt och ==
{{Kuckt och Portal:Astronomie}}

== Um Spaweck ==
{{Commonscat}}
* [http://saturn.jpl.nasa.gov/ Websäit vun der NASA zu Cassini]
* [http://sci.esa.int/science-e/www/area/index.cfm?fareaid=12 Websäite vun der ESA zu der Missioun, besonnesch iwwer den Huygens]
* [http://www.bernd-leitenberger.de/raumsonden-cassini.shtml Ettlech Artikelen zu der Missioun vum Bernd Leitenberger]
* [https://web.archive.org/web/20110105232827/http://cassini-huygens.jpl.nasa.gov/overview/index.cfm Al Homepage vun der JPL zu Cassini-Huygens]
* [http://www.raumfahrer.net/raumfahrt/cassini/home.shtml Mehr als 100 deutschsprachige Sonderseiten zu Cassini-Huygens bei Raumfahrer.net]
* [http://www.raumzeit-podcast.de/2011/12/16/rz030-cassini-huygens/ Raumzäit-Podcast zu Cassini-Huygens]

{{Referenzen}}

{{DEFAULTSORT:Cassinihuygens}}
[[Kategorie:Raumsonden]]
[[Kategorie:1997 an der Raumfaart]]