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Die Cassini Mission ist die größte und komplexeste bisher entwickelte amerikanische Planetensonde. Um sie mit, der bei Artikeln auf meiner Seite, üblichen Genauigkeit zu beschreiben, habe ich den Artikel in mehrere thematisch gegliederte Unteraufsätze aufgeteilt.
Dieser Artikel beschäftigt sich nur mit den Instrumenten an Bord von Cassini. Weitere Artikel zu Cassini - Huygens behandeln andere Teilaspekte.
Da die Experimente von Cassini recht leistungsfähig sind, habe ich den Aufsatz geteilt :
CAPS bestimmt den Fluss von Ionen als Funktion der Masse pro Ladung und den Fluss von
Ionen und Elektronen als Funktion von Energie pro Ladung und Ankunftswinkel. Das Instrument
untersucht die Strahlungsgürtel der Riesenplaneten. Dort befinden sich Elektronen und Protonen,
aber auch Ionen die durch Beschuss der Oberflächen der Monde freigesetzt werden.
CAPS besteht aus einem Ionenmassenspektrometer mit einem toroidalen Analysator vorgeschaltet. Dieser teilt die ankommenden Teilchen in Sektoren von 12 × 20 Grad ein. Pro Messdurchgang wird einer von 8 Sektoren, die einen Halbkreis von 160 × 12 Grad abdecken, untersucht. 8 dünne Folien aus Graphit verhindern das Ionen mit weniger als 1 eV Energie passieren können. Die Ionen treffen dann auf ein Flugzeitmassenspektrometer. Dort werden Sie durch eine bis auf 30 keV ansteigende Gleichspannung beschleunigt. Die Zeitmessung wird durch die Induktion von Sekundärionen durch das Auftreffen auf die Graphitfolien ausgelöst.
Detektoren sind Microchannel plate (MCP). Dies sind Bleioxid Gläser mit dünnen Rillen die über die Dicke des Glases ansteigen. Diese sind mit einem Halbleitermaterial ausgekleidet. Einschlagende Elektronen und Ionen bewirken ein Herausschlagen von Sekundärionen die an den Halbleiterwänden der Rillen kanalisiert werden und deren Strom von einem empfindlichen Verstärker detektiert und verstärkt wird. Die Ströme werden mit dem Zeitindex von der DPU, der Elektronik des Experimentes gespeichert. Die Massenauflösung des Instrumentes beträgt über einen großen Bereich Δm/m = 70 für das Unterscheiden bestimmter Moleküle wie N2+ und CO+ liegt sie bei Δm/m = 2500.
Ein zweiter Detektor ist ein "Ion Beam Spectrometer". Es misst nur Ionen während das Flugzeitmassenspektrometer auch Elektronen erfasst. Dazu besteht es aus zwei halbkugelförmigen elektrostatischen Analysatoren, die konzentrisch ineinander montiert sind. Die beiden Halbkugeln haben einen unterschiedlichen Radius, so das es eine Lücke zwischen beiden gibt. Das Gesichtsfeld beträgt 1.5 × 150 Grad. Es gibt 3 Detektoren in einem 30 Grad Winkel zueinander montiert. Das elektrische Feld zwischen beiden Platten trennt die Ionen nach Eintrittswinkel und Energie/Ladung auf. Ein Spektrum wird erhalten indem das elektrische Feld schrittweise geändert wird. Nur Teilchen in einem bestimmten Energie/Ladungsbereich landen dann beim Detektor, alle anderen schlagen auf eine der Platten auf. Das Ion Beam Spectrometer misst die Energie von Ionen im Bereich von 1 eV bis 50 keV Energie/Ladung.
Detektoren sind Channel Electron Multiplier (CEM). Ionen schlagen aus einer Halbleiteroberfläche Elektronen heraus, die durch ein Elektrisches Feld beschleunigt andere Elektronen aus der Kanaloberfläche herausschlagen, so erzeugt ein Ion einen Strom von 300 Millionen Elektronen, die dann als Strom gemessen werden.
Das dritte Teilinstrument ist das Elektronenspektrometer, welches nur Elektronen erfasst. Ein kugelförmiger elektrostatischer Analysator ist mit einem Kollminator verbunden. Er teilt das Gesichtsfeld von 5 × 160 Grad in 8 Sektoren von 5 × 20 Grad auf. Detektiert wird wieder durch Mikrokanalplatten verbunden mit Verstärkern. Es misst die Energie und Verteilung von Elektronen mit Energien von 0.7 eV bis 30 keV. Das ganze Instrument kann durch einen Motor bewegt werden, wodurch ein 208 Grad Ausschnitt abgetastet wird. Zusammen mit dem Schlitz von 160 Grad Breite tastet das Instrument also die halbe Hemisphäre (208 × 160 Grad) ab.
CAPS hat eine eigene Elektronik (Data Processing Unit DPU) bestehend aus einem 1750A Mikroprozessor mit eigenem RAM und ROM und ist damit unabhängig vom Bordcomputer. Er steuert das gesamte Instrument und sammelt die Daten. CAPS wiegt 12.50 kg und verbraucht 14.5 W an Strom. Die Datenrate beträgt 8 KBit/sec.
Dieses Experiment aus Deutschland untersucht den Staub in der Umgebung von Jupiter und
Saturn. Staub findet sich im Saturnsystem vor allem in der Ringebene, auch jenseits des E-Ringes,
wird aber auch von den Eismonden freigesetzt und von Saturn durch seine Gravitationskraft
eingefangen. CDA bestimmt die Masse, Geschwindigkeit und chemische Zusammensetzung des
Staubs.
Die Öffnung hat einen Durchmesser von 41 cm. Teilchen passieren zuerst vier Gitter. Das erste und vierte sind an Masse angeschlossen und bilden so einen Faradayschen Käfig. Die beiden mittleren sind elektrisch geladen. Ein elektrisch geladenes Staubkörnchen verändert die Ladung der Gitter. Damit kann man die Ladung des Staubkornes bestimmen. Die Gitter sind auch um 9 Grad gegen die Achse geneigt, so dass von verschiedenen Richtungen einfallende Staubteilchen unterschiedliche Zeit brauchen um das dritte Gitter zu entladen. Man kann man so Winkel und Energie des Staubkorns bestimmen. Verstärkt werden die Ströme durch Elektronenvervielfacher. Detektiert werden können Staubteilchen von 10-16 bis 10-6 g Masse. Dies entspricht einer Größe von 0.1 - 100 Mikrometern. Es können bis zu 10000 Einschlägen pro Sekunde bei Geschwindigkeiten von 1-100 km bestimmt werden. Die Ladung kann im Bereich von 1-100 fC (1/1000.000.000.000.000 Coulomb) und der Einfallswinkel auf 10 Grad genau bestimmt werden.
Da in der Plasma reichen Umgebung von Jupiter und Saturn alle Staubteilchen aufgeladen sind, kann man so effektiv Staubteilchen bestimmen. Das Instrument basiert auf einem erstmals bei der europäischen HEAO-2 Sonde eingesetzten Messprinzip. Andere deutsche Staubteilchendetektoren mit anderen Messprinzipien befinden sich an Bord von Giotto, Ulysses, Galileo, Stardust, CONTOUR, Rosetta.
Danach treffen die Staubteilchen auf einen zweiten dahinter geschalteten Detektor. Er hat zwei je 16 mm große Platten aus Rhodium einem Edelmetall aus der Platingruppe. Auf diese treffen die Teilchen auf, schlagen einen Krater und ionisieren dabei. Ein weiteres Gitter mit einer positiven Spannung von +1000 V beschleunigt die positiven Ionen. Die Amplitude der Ladung des Plasmas ist dabei proportional zur Geschwindigkeit des Staubteilchens und der Anstieg hängt von der Auftreffgeschwindigkeit ab. Somit sind auch Geschwindigkeit und Masse eines Staubteilchens detektierbar.
Die Detektion eines Staubteilchens gibt ein Startsignal für ein Flugzeitmassenspektrometer. Die Ionen die beim Aufprall entstehen werden auf einer Strecke von 230 mm durch die unterschiedliche Geschwindigkeit aufgetrennt (Diese wiederum resultiert auf der Beschleunigung durch die 1000 V Spannung des Eingangsgitters) und treffen auf Elektronenmultiplikatoren und Ionencolliminatoren. Dort wird die Flugzeit, Masse und Energie bestimmt. Die Auflösung beträgt Δm/m = 20-50. Diese ist nicht sehr hoch, reicht jedoch aus um die wichtigsten Elemente in einem Staubkorn zu detektieren. Sehr hohe Auftreffgeschwindigkeiten schlagen sehr große Mengen an Rhodium aus dem Target heraus, was die Analyse von schnellen Staubteilchen erschwert.
CDA erlaubt die vollständige Bestimmung der wichtigsten Parameter eines Staubkorns, hat aber den Nachteil, dass es eine Totzeit von 1 Sekunde pro Einschlag gibt. Sehr viele Einschläge wie sie in den dichtesten Regionen des E-Rings vorkommen kann das Instrument nicht auf einmal analysieren. Dazu gibt es einen zweiten Detektor, den HRD (High-Rate Detektor), der von der Universität von Chicago stammt. Er basiert auf zwei Polyvinylidenfluorid-Folien von 6 und 28 Mikrometern Dicke und einer Fläche von 50 cm². Beim Einschlag eines Teilchens werden lokale Dipole in der Folie entlang der Bahn zerstört. Dies ergibt einen kurzen Stromstoß, dessen Amplitude von Masse und Geschwindigkeit des Teilchens abhängt. Diese Signalverarbeitung ist wesentlich einfacher, so dass dieser Detektor bis zu 10000 Einschläge pro Sekunde detektieren kann, dafür nur einen Summenparameter pro Einschlag erhält. Die beiden Foliendicken sind nötig um auch kleine Teilchen von 1 Mikrometer Durchmesser zu erfassen, diese hinterlassen bei der 28 Mikrometer dicken Folie ein zu schwaches Signal.
Die gesamte Apparatur ist um 270 Grad schwenkbar. Die Rotationsrate beträgt normalerweise 10 Grad pro Minute. CDA wurde vom Max-Planck Institut für Kernphysik in Heidelberg entwickelt und gebaut. Es verfügt über eine eigene Steuerung auf Basis eines Mikroprozessors. Diese ermöglicht ein weitgehend autonomes Arbeiten des Detektors. Er summiert und komprimiert die Daten und wird nur bei Bedarf von Cassini abgefragt. Es wiegt 16.8 kg und verbraucht 11.4 - 19.3 W (im Mittel 12 W) an Strom. Die Datenrate liegt bei 524 Bit/sec.
Das Instrument soll die chemische Zusammensetzung der Hochatmosphäre von Titan in
einer Höhe von 900-1000 km zu untersuchen. Dazu gehört ihre Interaktion mit dem Sonnenwind, die
Chemie und die Freisetzung von Ionen. Bei nahen Begegnungen mit den Eismonden und dem Kreuzen der
Ringebene soll ebenfalls nach Ionen und neutralen Teilchen gesucht werden. Ionen und Moleküle von
Saturn sollten sich bis in 720.000 km Entfernung nachweisen lassen. Das Instrument misst direkt
die Zusammensetzung von Teilchen die durch eine Öffnung einfallen. Wie alle Massenspektrometer
ist es sehr empfindlich und kann noch 100.000 Atome nachweisen. (Auf der Erde enthält ein
Kubikzentimeter Luft in 200 km Höhe etwa 100 Millionen mal mehr Teilchen).
INMS besteht aus zwei Ionenquellen, einer offenen und einer geschlossenen. Daraus resultieren drei Betreibsmodi:
Ionisiert werden neutrale Teilchen durch Bombardierung mit Elektronen. Die Teilchen werden nach Masse durch ein Quadrupolmassenspektrometer aufgeteilt. Es gibt eine elektrostatische Beschleunigung und ein Hochfrequenzfeld zur Massentrennung.
Der Detektor für die offene Ionenquelle detektiert einfallende Ionen in 16 Zonen, der für die geschlossene ist ein halbkugelförmiger Detektor. Die Nachweisgrenze liegt bei 7*104 / cm³ im geschlossenen Modus und 7*105 / cm³ im offenen Modus. Beides sind Sekundärelektronenvervielfacher. Es gibt zwei Messbereiche von 1-12 Dalton und 12-199 Dalton (atomare Masseneinheit.). Die Auflösung der Atommasse beträgt Δm/m = 100 bei Atommasse 10.
Es gibt zwei Detektoren um Spurengase neben Mengenelementen zu messen. Die beiden Detektoren unterscheiden sich in der Empfindlichkeit um den Faktor 1500, dies gibt einen dynamischen Bereich von 108. Die Sättigung des Instrumentes liegt bei 1-2 Millionen Ionen/Sekunde. Der dynamische Bereich erstreckt sich über 108 und Stoffmengenverhältnisse von 10-10 Mol können noch bestimmt werden.
Teile von INMS wurden auch im GCMS Experiment von Huygens verwendet. INMS wiegt 9.25 kg und verbraucht 27.70 Watt an Strom. Die Datenrate beträgt 1.5 KBit/sec. Bei dem Vorbeiflug am 26.10.2004 an Titan konnte das Instrument noch in 1200 km Entfernung nachweisen, dass dieser Mond erheblich mehr schweren Stickstoff in der Atmosphäre enthält als alle anderen bisher untersuchten Planeten.
Das Magnetometer von Cassini misst Magnetfelder und ihre Änderungen z.B. beim Passieren von Monden oder starker Sonnenaktivität. Es besteht aus zwei einzelnen Magnetometern: Ein Vektor/Skalar Heliummagnetometer und ein Fluxgatemagnetometer. Das zweite Magnetometer erlaubt es die magnetische Feldstärke und die Richtung zu bestimmen, das erste erlaubt es die Richtung und Stärke oder nur die Richtung zu messen.
Der Vorteil dieser Kombination ist der, dass Magnetische Feld (Vektormessungen) sehr lange dauern. Die Messung der Stärke ist schneller möglich. Das Heliummagnetometer kann maximale Veränderungen im Bereich von 20 Hz erfassen. Das maximale Feld das so gemessen werden kann liegt bei 256 nT. Es hat zwei Messbereich von ± 32 nT und ± 256 nT. Im Skalarmodus betragen die Messbereiche ± 256 nT und ± 16384 nT.
Das Fluxgatemagnetometer ist träger hat jedoch mehr Messbereiche und kann stärkere Felder detektieren als das Heliummagnetometer. Es erfasst noch Feldveränderungen von 4 Hz bei einem maximalen Feld von 44000 nT. Das Fluxgatemagnetometer hat 4 Messbereiche von ± 40 nT, ± 400 nT, ± 10000 nT und ± 44000 nT. Bei einer Digitalisierung in 16384 Stufen (14 Bits) ergeben sich Empfindlichkeitsschwellen von 4.9 pT, 48.8 pT, 1.2 nT und 5.4 nT. (1 pT = 1/1000.000.000.000 Tesla, 1/1000.000.000 Tesla)
Da Magnetometer sehr empfindlich gegenüber ferromagnetischen Materialen und elektrischen Feldern sind, befindet sich das Magnetometer an einem 11 m langen Mast von der Sonde entfernt, damit diese das Magnetometer nicht stört. Der Mast aus nichtmetallischen Werkstoffen wie Kohlefaserverbundwerkstoffen wird kurz nach dem Start entfaltet.
MAG ist das leichteste Experiment an Bord. Es wiegt nur 3.0 kg und verbraucht 3.1 Watt an Strom. Die mittlere Datenrate beträgt 3.6 KBit/sec. Das Instrument stammt aus England. Die Elektronik des Instrumentes stammt von der Universität Braunschweig, welche auch die Magnetometer an Bord von Rosetta, dem Rosetta Lander und Venus Express entwickelt und baut.
Die Elektronik basiert auf einem 80C86 Mikroprozessor mit einer Taktfrequenz von 4 MHz. Er hat 32 KByte PROM, 128 KByte RAM sowie 16 MByte Speicher für Daten. Er ist redundant ausgelegt. Nominal werden vom Vektorinstrument 125/16 Vektoren pro Sekunde gemessen und vom Fluxgatemagnetometer 125 Vektoren pro Sekunde. Die Samplerate ist programmierbar zwischen 16 und 250 Samples pro Sekunde. Jede Messung wird in 14 Bits quantisiert. Der 16 MByte Speicher erlaubt es 6 Stunden an Daten (bei 125 Vektoren/Sekunde) zwischenzuspeichern. Ein weiterer 64 KByte Speicher (strahlentolerant) puffert die Daten von 90 Sekunden ab, Alle 4 Sekunden übermittelt die DPU 128 Vektormessungen des Fluxgatemagnetometers und 8 Vektormessungen des Heliummagnetometers zu Cassinis Bordcomputer.
Dieses Instrument soll das heiße Plasma um Saturn untersuchen und ist
erstmals fähig mit einem Plasmainstrument eine Abbildung der Plasmaverteilung zu erstellen. Es
arbeitet bei höheren Teilchenenergien als CAPS und ergänzt daher dieses. Es besteht aus drei
Subinstrumenten.
Der Low-Energy Magnetospheric Measurements System (LEMMS) Detektor ist empfindlich für Teilchen von Energien von 15 keV (überlappend zum Messbereich von CAPS der bis 50 keV reicht) bis zu 130 MeV. Elektronen werden im Bereich von 15 keV - 10 MeV, Protonen von 15 keV - 130 MeV und Ionen von 20 keV - 10.5 MeV erfasst. Gemessen wird die Energie und die Richtung aus der die Teilchen kamen. Es gibt zwei Öffnungen von 15 und 45 Grad Größe. Der Detektor ist um 180 Grad drehbar und erfasst so eine Hemisphäre um das Raumschiff. LEMMS wurde vom Max-Planck Institut für Aeronomie in Heidelberg entwickelt und gebaut.
LEMMS besteht aus 11 Detektoren die zum einen den niedrigen und hohen Energiebereich detektieren und auf den Detektoren des Partikelspektrometers von Galileo basieren. Alle basieren auf dem Verlust von Energie in Halbleitermaterialien. Die folgende Tabelle zeigt die wichtigsten Daten der Detektoren für Teilchen niedriger Energie.
| Detektor | Dicke [µm] | Aktive Fläche [mm2] |
|---|---|---|
| E1 | 300±15 | 90 |
| E2 | 300±15 | 90 |
| F1 | 700±15 | 90 |
| F2 | 300±15 | 90 |
| A | 150±15 | 35 |
| B | 700±25 | 35 |
Elektronen werden von einem Magneten umgelenkt und je nach Energie von den Detektoren E1+E2 oder F1+F2 erfasst. Ionen werden von den Detektoren A+B je nach Energie erfasst.
Im hohen Energiebereich hat das Instrument weitere vier Detektoren, die nacheinander angeordnet sind. Nur die energiereichsten Teilchen können den Detektor D4 erreichen, dabei besteht Detektor D3 aus zwei identischen Untereinheiten:
| Detektor | Dicke [µm] | Aktive Fläche [mm2] |
|---|---|---|
| D1 | 150±15 | 100 |
| D2 | 700±25 | 150 |
| D3a | 700±25 | 150 |
| D3b | 700±25 | 150 |
| D4 | 700±25 | 150 |
Das Charge-Energy-Mass Spectrometer (CHEMS) Instrument misst die Ladung von Ionen und ihre Verteilung im Saturnplasma. Das Instrument besteht aus einem elektrostatischen Analysator mit einem Flugzeitmassenspektrometer und Microchannel-Plate (MCP) Detektoren. Es bestimmt die Ladung durch den elektrostatischen Analysator (10-265 keV) und die Ladung durch ein Massenspektrometer (Atommasse 1-60 bei Ionen entsprechend Wasserstoff-Eisen und 1-120 bei Molekülen).
Das Ion and Neutral Camera (INCA) Instrument macht zwei Messungen. Zum einen bestimmt es die
dreidimensionale Verteilung, Geschwindigkeit und grobe Zusammensetzung von magnetischen und
interplanetaren Ionen. Es kartiert also die Strahlungsgürtel. Erste beeindruckende Ergebnisse
gibt es schon vom Vorbeiflug an Jupiter. (Bild links)
Zum zweiten erstellt es ein Bild des neutralen heißen Plasmas indem es seine thermische Emission misst und so ein Bild der Verteilung Pixel für Pixel generiert. Das Gesichtsfeld von INCA beträgt 120 × 90 Grad.
MIMI wiegt 16 kg und verbraucht 14 Watt an Strom. Die Datenrate beträgt 7 KBit/sec.
Dieses Experiment detektiert elektrische und
magnetische Wellen des Plasmas indem es die erzeugten Radiowellen bestimmt. Diese entstehen durch
Wechselwirkung des Plasmas mit Magnetfeldern oder elektrischen Feldern in den Strahlungsgürteln
der Planeten und rund um die Monde. Es besteht aus drrei Sensoren: Einem Sensor für Elektrische
Felder, einer Magnetfeld Suchkeule und einer Langmuir Probe.
Der Sensor für elektrische Felder hängt an drei je 10 m lange Antennen aus einer Beryllium-Kupfer Legierung. Sie werden nach dem Start entfaltet. Die Ausrichtung ist so gewählt, das Die Antennen wie ein "Y" voneinander wegzeigen. An den Antennen hängt ein Empfänger für Radiowellen die von der Veränderung des Plasmas durch Magnetische und elektrische Felder erzeugt werden. Der Empfänger kann Radiowellen im Bereich 1 Hz - 16 MHz erfassen.
Der zweite Sensor ist eine Magnetsuchkeule aus drei Einzelantennen von je 25 mm Durchmesser und 260 mm Länge. Jede besteht aus einer Metalllegierung und zwei Windungen, verbunden mit einem Vorverstärker. Die Antennen stehen orthogonal aufeinander um Vektormessungen zu ermöglichen. Sie sind an der HGA angebracht. Es detektiert magnetische Feldschwankungen von 1- 12600 Hz. Die Sensoren messen spektrale Charakteristik und Modulation des elektromagnetischen Feldes.
Eine Langmuir Probe von 5 cm Durchmesser an einem 1 m langen
Ausleger detektiert elektrische Felder. Sie erfasst Elektronendichten von 5-10000 Elektronen/cm³
und Elektronentemperaturen von 0.1 bis 4 Elektronenvolt.
Angeschossen an beide Antennensysteme sind eine Reihe von Empfängern. Ein Hochfrequenzempfänger erfasst Wellenform und das Spektrum hochfrequenter Wellen.
Ein Breitbandempfänger hat zwei Bereiche: 50 Hz-10 kHz und 10 kHz bis 80 kHz. Die Quelle ist selektierbar aus zwei elektrischen und einer Magnetischen Quelle, der Ausgabe des Hochfrequenzempfängers und der Langmuir Probe.
Der Empfänger für mittlere Frequenzen arbeitet zwischen 25 und 13.6 kHz. Er kann aus zwei elektrischen und zwei magnetischen Antennen die Quelle wählen, aber nur eine auf einmal verstärken und digitalisieren.
Ein Niedrigfrequenzempfänger arbeitet zwischen 0.1 Hz und 2.5 kHz. Er kann simultan auf allen 5 Quellen (Drei Magnetachsen und zwei elektrischen Achsen) messen.
Das RPWS Experiment wiegt 6.80 kg und verbraucht nur 0.9 W an Strom. Die Datenrate beträgt 7 KBit/sec.
Das RSS benutzt neben dem X Band Sender der zur Kommunikation dient auch zwei Sender im S und Ka Band um Saturn, Titan, Die Monde und die Ringe zu studieren. Das Instrument benutzt 3 Sender bei folgenden Frequenzen:
Durchläuft der Sendestrahl von Cassini beim Senden elektrisch
geladene Teilchen (Ionosphäre) oder eine Atmosphäre so wird er abgeschwächt und verändert. Die
Phase, Frequenz und Modulation können sich ändern. Dies nutzt man aus, um die Temperatur und
Dichte der Atmosphäre zu untersuchen. Darüber hinaus kann man grobe Aussagen über die chemische
Zusammensetzung machen. Dasselbe gilt für die Ionosphäre. Durch den Einsatz von 3 verschiedenen
Sendern in unterschiedlichen Frequenzen erhält man noch aussagekräftigere Ergebnisse, da sich die
Saturnatmosphäre im S Band anders als im Ka Band verhält.
Noch mehr Aussagen kann man über die Ringe gewinnen. Diese bestehen aus Teilchen von einigen Zentimetern bis zu einigen Metern Größe. Wie die Verteilung ist und ob diese sich über die Breite der Ringe verändert, kann man bei einer Passage der Ringe gut untersuchen. Die Wellenlängen der 3 Sender liegen bei 13 cm, 3.6 cm und 0.938 cm. Die Ringteilchen sind also genauso groß wie die Wellen und streuen so die Wellen. Über die Signalveränderung kann man sehr gut die Zusammensetzung der Ringe bestimmen.
Ein letzter Einsatz betrifft die Bestimmung der Masse und Position der kleinen Eismonde. Passiert eine Raumsonde einen Himmelkörper so wird ihre Geschwindigkeit verändert, was sich in einer Dopplerfrequenzverschiebung der Signale äußert. Sie ist um so stärker, je näher man dem Himmelskörper kommt und je massereicher dieser ist. Die Voyager Raumsonden passierten die meisten Saturnmonde nur in großem Abstand von etwa 100.000 km und bis auf Titan sind diese alle kleiner als 1600 km und bestehen aus leichtem Eis. So wird Cassini die ersten genauen Ergebnisse über die Masse der Saturnmonde und bei mehreren Vorbeiflügen (wie geplant an Enceladus) auch über ihre innere Zusammensetzung liefern.
Das S Band Signal wird aus einem 115 MHz
Referenzsignal durch Multiplikation mit dem Faktor 20 und Verstärkung auf 10 W gewonnen. Das Ka
Band Signal kann auf zwei Wegen generiert werden. Zum einen kann die Sonde ein 34 GHz
Referenzsignal das von der Erde kommt verwenden. Es wird mit dem Faktor 14/15 multipliziert und
bei 31.73 GHz zurückgestrahlt. Alternativ wird und ein stabiles 32 GHz Signal von einem
Oszillator verwendet, welches die Raumsonde ausstrahlt. Die Sendeleistung beträgt hier 7 Watt.
Allerdings sind noch nicht alle Antennen des Deep Space
Network fähig Ka Band Signale zu empfangen. Die Umrüstung ist jedoch im Gange, da auch andere
Sonden wie der Mars Reconnaissance Orbiter dieses Frequenzband nutzen. Die Sendeleistung im
X-Band ist am höchsten, da dieses Band auch zum senden der Messdaten genutzt wird. Sie beträgt
hier 19 Watt.
Das erlaubt es die Genauigkeit zu steigern: Ein Signal passiert ein Objekt zweimal beim Senden von der Erde zu Cassini und zurück. Während der interplanetaren Reise hat man die Sender auch für die Detektion von Gravitationswellen genutzt, die eine Schwankung im Signal verursachen sollten. Dies war der eigentliche Grund dafür, dass man den Ka Band Sender einbaute, da dieses Band relativ unempfindlich gegen Störungen durch das interplanetare Medium ist. Mittlerweile leistet es gute Dienste um die Größe von Ringteilchen zu bestimmen, da Teilchen in der Größe der Wellenlänge die Funkwellen streuen anstatt sie zu reflektieren kann man mit 3 Wellenlängen viel genauere Aussagen über die Verteilung der Teilchen und ihre Größe machen. Das Bild rechts zeigt die Abschwächung der Signale im B Ring. Deutlich wird, dass diese nicht nur von Dichteunterschieden abhängt sondern auch für die 3 Frequenzen unterschiedlich ist.
Für Experimente wird die reine Trägerwelle, erzeugt von einem ultrastabilen Oszillator gesandt. Dieser hat eine Genauigkeit von λ/dλ von 1:10.000.000.000.000 (1:1013). Auf der Erde kann eine Frequenzverschiebung von 1:100.000.000.000.000 (1:1014) mit Atomuhren festgestellt werden. Cassinis Orbit ist so gewählt worden, dass es zu sehr vielen Radiobedeckungen der Ringe kommt, d.h. sich die Ringe in die Verbindungslinie Erde-Sonde schieben. Dann kann man die physikalischen Eigenschaften der Ringe im Bereich der Größe der Ringpartikel feststellen. Während der Reise zu Saturn gab es zu dem einige Meßphasen indem man nach Verschiebungen der Frequenz durch Gravitationswellen gesucht hat. Es konnten jedoch keine gefunden werden.
RSS wiegt 14.38 kg (Nur zusätzliche Sender) und verbraucht 80.38 W an Strom.
Auch dieses Experiment benutzt die Hauptantenne als Experiment, jedoch
mit einer anderen Zielsetzung. Es benutzt eine fünfstrahlige Ku Band Antenne montiert auf der HGA
Antenne. Diese dient auch als Empfänger und Richtantenne. Gesendet wird im Ku Band bei 13.78 GHz,
wobei es vier Modi gibt:
Der Einsatz des RADAR Instrumentes wird sich auf Titan beschränken, es könnte auch bei den anderen Monden arbeiten, doch es gibt hier anders als bei Titan nur wenige nahe Vorbeiflüge und vor allem kann man hier einfacher geologische Informationen durch das ISS System gewinnen.
Im SAR Modus sendet die Antenne schräg zum Boden Pulsweise Signale und empfängt nach jedem Puls die gestreuten Echos, die ja nach Entfernung zeitversetzt eintreffen. Diese werden aufgezeichnet und aus vielen Echos aus unterschiedlichen Winkeln wird die Oberflächengestalt errechnet. Man kann mit dieser Methode eine Auflösung erhalten, die eigentlich nicht mit der 4 m Antenne möglich wäre. Der Preis dafür ist das die Datenmenge sehr viel größer ist als die eigentliche Bildinformation. Das Radar hat mehrere Modi für verschiedene Auflösungen. Bei maximaler Annäherung (950 km) an Titan betragen die Auflösungen 350 × 500, 750 × 1200 und 1300 × 1800 m. Bei größerer Entfernung nimmt die Auflösung rasch ab und beträgt in 4000 km Abstand maximal 1.7 km. Die Breite eines Bildstreifens beträgt 6 Grad (100 km aus 950 km Höhe und 418 km aus 4000 km Entfernung). Man erhält Bilder der Oberfläche wie Links (erster naher Titanvorbeiflug). Obgleich diese Bilder aussehen wie eine Luftaufnahme stellen sie doch etwas anderes dar. Hell sind Gebiete mit hoher Reflexionsfähigkeit (Radarsignal wird weitgehend zurückgeworfen), dunkel sind Gebiete niedriger Reflexionsfähigkeit (Signal wird absorbiert oder in den Weltraum gestreut). Bei dem aufbereiteten Bild steht grün daher für glatte Gebiete und Pink für Gebiete mit höherer Rauigkeit mit größeren Objekten.
Im Altimeter Modus sendet man auch kurze Impulse aus, jedoch häufiger und
senkrecht zur Mondoberfläche. Man misst dabei die Signallaufzeit und erhält den Abstand zu dem
gewählten Punkt. Bei bekannter Bahn kann man so ein Höhenrelief erstellen. Durch den breiten
Strahl der Hauptantenne von 0.4 Grad wird aber ein großes Gebiet der Oberfläche auf einmal
erfasst. (6.6 km in 950 km Abstand).
Weiterhin wird auch ein Teil der Strahlung gestreut. Dieser Anteil wird gemessen und liefert Informationen über die Eigenschaften der Oberfläche. Diese Variation des Altimetermodus nennt man auch den Scatterometermodus, obgleich die Technik dieselbe ist, nur eine andere Information des Signals aufgezeichnet wird. Verwendet wird in diesem Modus ein 0.4 Grad breites Signal. Die horizontale Auflösung beträgt 24-27 km und die Höhenauflösung 90-150 m. In diesem Modus dann die gesamte Oberfläche kartiert werden und eine grobe Karte (immerhin noch 8 mal besser als die besten irdischen Aufnahmen) von Titan gewonnen werden. Die Karten sehen dann etwa so aus wie die rechts abgebildete Messung des Instrumentes MOLA an Bord von Mars Global Surveyor (es arbeitet mit Laserstrahlen, wodurch es feiner auflöst, doch das Messprinzip ist das gleiche). Jede Farbe steht für eine bestimmte Höhe.
Der letzte Modus ist passiv und sendet kein Signal aus, sondern misst die von Titan emittierte Mikrowellenstrahlung. Diese ist ein Maß für die in der Atmosphäre enthaltene latente Energie und wichtig zum Verständnis der Photochemie von Titan. Eine Messung erfasst die Strahlung in einem Bereich von 0.35 Grad und bestimmt die Temperatur auf 5 K genau. Das abgetastete Gebiet hat je nach Entfernung eine Größe zwischen 7 und 310 km. In diesem Modus misst die Antenne die von Titan im Ka Band abgegebene Strahlung in zwei Polarisierungsebenen und tastet die Scheibe rasterförmig ab.
Das Instrument kann ab einer Distanz von 100.000 km Entfernung arbeiten. Bis 25.000 km Entfernung kann das Instrument nur im Radiometermodus arbeiten. Ab einer Distanz von 22.500 km bis zu einer Distanz von 9000 km arbeitet das Instrument abwechselnd im Scattermetermodus und Radiometermodus um Niedrigauflösende globale Karten der Oberfläche von Titan zu erzeugen. Bei einer Distanz von 9000 bis 4000 km wechselt das Instrument nun zwischen Altimetermodus und Radiometermodus. Unterhalb von 4000 km wird im SAR und Radiometermodus gearbeitet.
Trotz 41 Vorbeiflügen an Titan wird die Sonde bestenfalls etwa ein Drittel der Oberfläche im
SAR Modus kartieren können. Der Grund liegt darin, dass nur in der kurzen Distanz von 4000 bis
950 km SAR Aufnahmen möglich sind. Diesen Bereich durchfliegt die Sonde in weniger als 20
Minuten. Die Breite eines Streifens liegt dann bei 120 km - 450 km am Ende bei einer variablen Länge. Die Raumsonde Magellan brauchte dagegen 244 Tage für eine erste SAR Karte der Venus. Die
Sonde kann so pro Vorbeiflug nur einen kleinen Streifen erfassen. Dies ist auch nicht bei allen
Vorbeiflügen möglich. Dreht sich Cassini so, dass die Antenne auf Titan zeigt, so schauen die
anderen abbildenden Instrumente in den Weltraum. Da man die Beobachtungszeit gerecht aufteilen
will kommt es nur bei jedem dritten Vorbeiflug zu einer Titanbeobachtung durch das Radar. Die
Abbildung rechts zeigt die geplanten Beobachtungen.
Die Einschränkung in der Streifenbreite und Auflösung ergibt sich durch die Einschränkungen sowohl bei der Datenrate zum Massenspeicher wie auch der Masse des Experiments. Bei dem damaligen Stand der Technik hätte man eine aufwendige Elektronik benötigt um höher aufgelöste Aufnahmen zu erhalten. Magellan hatte bei gleichem Abstand die dreifache Auflösung, aber alleine ihre Elektronik wog 165 kg. Zudem hätte ein Magellan Aufnahmestreifen den gesamten Speicher des Massespeichers gefüllt.
So ist auch einer der Vorschläge für eine erweiterte Mission, das Einfangen von Cassini von Titan durch mehrfaches Aerobraking. Aus einem Orbit könnte die Sonde viel besser den Planeten kartieren. Schon im ersten Jahr zeigte sich, dass RADAR eines der wichtigsten Instrumente für die Titanbeobachtung ist, weil man aus dem ISS und VIMS Aufnahmen trotz aufwendiger Bildbearbeitung lange nicht die Details sichtbar machen kann, welche das SAR zeigt. Da andere Experimente davon aber nicht profitieren würden und dieser Plan nicht ohne Risiko ist hat man sich für eine andere Strategie entschlossen. Die 24 weiteren Titanvorbeiflüge werden aber für eine weitere Kartierung genutzt werden.
RADAR wiegt 41.43 kg (Nur Sender und Elektronik, die HGA als Sende/Empfangsantenne wird ja auch für die Kommunikation benötigt) und hat mit 108.4 W im SAR Modus den höchsten Stromverbrauch aller Instrumente. Die Datenrate von RADAR liegt bei 364.8 KBit/sec.
Sie
interessieren sich für die "RAW Images" und möchten nicht dauernd manuell die Bilder von Cassini
herunterladen? Sie haben eine DSL Verbindung und möchten alle Bilder von Cassini
herunterladen?
Dieses Programm lädt automatisch RAW Bilder von der Cassini Website herunter und speichert Sie auf der Festplatte. Es filtert zu kleine Bilder und zu große Bilder (Sternaufnahmen) aus, wenn vom Benutzer gewünscht. Mit enthalten ist ein Hilfsprogramm zum korrigieren der kammartigen Strukturen bei zu vielen Details im Bild.
Es benutzt die Verzeichnisinformationen der Cassini Webseiten um die Bilder aufzufinden.
Das Programm läuft unter Windows 95,98,Me, NT4, 2000 und XP. Hier erfahren Sie mehr über das Programm.
Planetary.org : Viele Hintergrundinfos zu Cassini und Saturn
DLR Cassini Seiten (Deutsche Übersetzung der NASA Seiten)
Alle Bilder: Copyright Courtesy NASA/JPL-Caltech.
© des Textes: Bernd Leitenberger. Jede Veröffentlichung dieses Textes im Ganzen oder in Auszügen darf nur mit Zustimmung des Urhebers erfolgen.Lang Zeit gab es von mir nur ein Buch über Raumsonden: die beiden Mars-Raumsonden des Jahres 2011, Phobos Grunt und dem Mars Science Laboratory. Während die russische Raumsonde mittlerweile auf dem Grund des Pazifiks ruht, hat für Curiosity die Mission erst bekommen. Das Buch informiert über die Projektgeschichte, den technischen Aufbau der Sonden und ihrer Experimente, die geplante Mission und Zielsetzungen. Die Mission von Curiosity ist bis nach der Landung (Sol 10) dokumentiert. Einsteiger profitieren von Kapiteln, welche die bisherige Marsforschung skizzieren, die Funktionsweise der Instrumente erklären aber auch die Frage erläutern wie wahrscheinlich Leben auf dem Mars ist.
2018 wurde dies durch zwei Lexika, im Stille der schon existierenden Bücher über Trägerraketen ergänzt. Jedes Raumsonden Programm wird auf durchschnittlich sechs bis acht Seiten vorgestellt, ergänzt durch eine Tabelle mit den wichtigsten zeitlichen und technischen Daten und Fotos der Raumsonde, bzw., Fotos die sie aufgenommen hat. Ich habe weil es in einen band nicht rein geht eine Trennung im Jahr 1990 gemacht. Alle Programme vorher gibt es in Band 1. Die folgenden ab 1990 gestarteten dann in Band 2. In Band 2 ist ein Raumsonden Programm meist eine Einzelsonde (Ausnahme MER). In Band 1 dagegen ein Vorhaben das damals zumeist aus Doppelstarts bestand, oft auch mehr wie z.B. neun Ranger oder sieben Surveyor. Beide Bänder sind etwa 400 Seiten stark. In Band 1 gibt es noch eine gemeinsame Einführung für beide Bände über Himmelsmechanik und Technik der Instrumente. Beide Bände haben einen Anhang mit Startlisten, Kosten von Raumsonden und Erfolgsstatistiken. Band 2 hatte Redaktionsschluss im Januar 2018 und enthält die für 2018 geplanten Missionen über die es genügend Daten gab.
Hier eine Beschreibung des Buchs auf meiner Website für die Bücher, wo es auch ein Probekapitel zum herunterladen gibt. Sie können das Buch direkt beim Verlag kaufen (versandlostenfrei). Dann erhalte ich als Autor eine etwas höhere Marge, aber auch über den normalen Buchhandel, Amazon (obige Links) und alle anderen Portale wie Bücher.de oder Libri.
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