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Cassini Mission im ersten Halbjahr 2005

Einleitung

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:

• Der erste Aufsatz informiert über den Aufbau der Cassini Raumsonde, ihre Geschichte und den Missionsverlauf bis zum Erreichen des Saturn.
• Der zweite Aufsatz beschäftigt sich mit der Mission beim Saturn, die am 6.2.2004 begann.
• Ein weiterer Aufsatz beschäftigt sich nur mit den Instrumenten an Bord von Cassini. Wie sie funktionieren und welche Resultate man sich von ihnen erhofft.
• Mit einem kleinen Programm können Sie automatisch die Cassini Bilder herunterladen.
• Ein eigener Artikel hat die europäische Landesonde Huygens zum Thema: Ihren Aufbau und ihre Mission.
• Zuletzt gerieten beim Cassini Start wieder einmal die Radioisotopenelemente in die Schlagzeilen. Ein eigener Aufsatz beschäftigt sich mit der Funktionsweise und den Gefahren die von diesen Stromelementen ausgehen.
• Da die Cassini Mission sehr lange dauert, ist auch die Mission am Saturn in Teile aufgeteilt. Sie lesen jetzt den Teil 2, der die Hälfte von 2005 behandelt. Die Mission bei Saturn während der ersten 3 Orbits (Februar-Dezember 2004) behandelt dieser Teil.
• Die Mission für das zweite Halbjahr 2005 (Juli-Dezember behandelt der nächste Aufsatz)
• Die Mission im ersten Halbjahr 2006 (Januar-Juni) behandelt er nächste Teil.

Damit auch die Forschung von Cassini klarer wird, habe ich in diesen Aufsatz einige Dossiers eingeflochten, jeweils vor dem ersten nahen Vorbeiflug eingeordnet. Diese informieren kurz über die Monde, Ringe oder Saturn und sind als Einschub zu sehen, der unabhängig vom restlichen Text gelesen und auch übersprungen werden kann. Das Jahr 2005 ist für die Beobachtung der Eismonde das ereignisreichste: 5 der 8 gezielten Vorbeiflüge an den Eismonden entfallen auf dieses Jahr. Dazu kommen zahlreiche nahe "ungezielte" Vorbeiflüge. Folgende Vorbeiflüge mit Beobachtungen sind geplant:

Orbit 3

Die NASA bezeichnet die ersten 3 Orbits, weil diese nach dem Problem mit dem Huygens Empfänger geändert wurden als Orbits A-C und fängt dann mit der normalen Nummerierung vor der Umplanung wieder an. Da ein neuer Orbit hinzugekommen ist, kommt nach Orbit C Orbit 3 und nicht Orbit 4. Am 16.1.2004 passiert Cassini den Saturn. Orbit 3 hat eine Umlaufdauer von 32 Tagen wie Orbit C, weil die hohe Distanz zu Titan beim Sammeln der Daten von Huygens (60000 km) die Bahn kaum beeinflusst. Die minimale Entfernung zu Saturn beträgt 211.000 km, dies bleibt auch bei den beiden folgenden Orbits so.

Am 1.2.2005 wird die Apoapsis in 3.5 Millionen km Entfernung von Saturn durchlaufen und Orbit 3 endet am 17.2.2005. Wie schon bei den ersten 3 Orbits ist wieder ein naher Titanvorbeiflug geplant. Er findet am 14.2.2005 statt und diesmal stehen vor allem RADAR Beobachtungen statt, die es am 13.12.2004 nicht gab. 2 Stunden lang wird das RADAR Instrument Titan erkunden, vor allem auf der Saturn zugewandten Seite. Auch die Kameras können 29000-20000 km vor der nächsten Begegnung noch Aufnahmen machen. So wird ein 5 x 5 Mosaik von ISS erstellt werden.

Die Begegnung mit Titan ist der dritte "gezielte" Vorbeiflug. Er wurde vorbereitet mit zwei Kurskorrekturen am 11.1.2005 und 1.2.2005 und wird bis auf 1577 km an Titan heranführen. Ziel ist es diesmal RADAR und visuelle Beobachtungen zu vergleichen, denn das RADAR wird Teile der Oberfläche erfassen, die schon ISS fotografiert hat. ISS und VIMS werden die RADAR Beobachtungen ergänzen. ISS und UVIS werden nach Partikeln in der Atmosphäre suchen. CIRS soll nach unbekannten Molekülen suchen, CAPS die Wechselwirkung zwischen Titan und Saturnmagnetfeld untersuchen. Auch MAG, MIMI, PWRS werden Wechselwirkungen zwischen Titan und Saturn untersuchen.

Dossier Enceladus

Enceladus ist der zweitkleinste und auch zweitnächste der größeren Eismonde. Sein Durchmesser liegt bei lediglich 500 km. Man hätte von so einem kleinen Körper keine geologische Aktivität erwartet. Enceladus besteht wie Mimas fast aus Eis. Voyager ermittelte eine Dichte von 1.0, so dass er wahrscheinlich nur einen sehr kleinen Gesteinskern beinhaltet. Enceladus umrundet Saturn in 238100 km Entfernung vom Zentrum innerhalb von etwas mehr als 31 Stunden. Enceladus wurde wie Mimas im Jahre 1789 von Herschel entdeckt.

Auffällig ist an dem Mond seine Helligkeit: Er reflektiert 90 Prozent des einfallenden Lichtes und erscheint auf Voyageraufnahmen fast weiß. (Die farbigen Voyagerbilder wurden stark in der Farbe angehoben, so dass Enceladus je nach Gusto des Bildbearbeiters weis, braun, gelblich oder bläulich erscheint). Deise Albedo ist genauso hoch wie bei der Erde die von frisch gefallenem Schnee.

Damit ist er das Objekt im Sonnensystem mit der höchsten bekannten Albedo. Voyager 1 passierte den Mond in 202240 km Entfernung und stellte fest, dass der Mond neben einigen größeren Kratern erstaunlich glatt ist. Voyager 2 näherte sich auf 87140 km und stellte fest, dass der Mond sehr unterschiedliche Geländeformen beinhaltet.

Heute unterscheidet man 6 Geländeformen auf Enceladus. Neben zwei Regionen mit vielen Kratern (A+B) gibt es Regionen mit wenigen Kratern (C-E) und das kraterfreie Gebiet F. In der Region A sind die Krater größtenteils zerfallen, während sie in B noch weitgehend unverändert sind. Die Regionen C-E sind Täler mit Bergrücken, welche die zerkraterten Ebenen durchschneiden. Die Bergrücken und Täler haben bis 1 km Höhe. Ein großes Gebiet F ist nahezu kraterfrei. Es weist 50 mal weniger Krater als die Gebiete A+B auf. Es ist daher jünger als die anderen Gebiete maximal 1 Milliarde Jahre alt.

Eine Erklärung für das kraterarme Gebiet dürfte Dione sein. Dione hat genau die doppelte Umlaufszeit von Enceladus und übt so eine Gezeitenkraft aus, die eventuell ausreicht das Wasser zu schmelzen und an die Oberfläche zu bringen. Ähnliches passiert auch beim Jupitermond Europa. Warum dies aber nur auf einem Gebiet begrenzt ist, kann man heute noch nicht klären. Enceladus ist auch wahrscheinlich Quelle des E-Ringes, dessen Außenkante mit dem Orbit von Enceladus zusammenfällt. Man nimmt man, das Meteoriteneinschläge Eis frei schlagen und dies dann den E-Ring bildet.

Voyager 1+2 kamen zwar Enceladus sehr nahe, bildeten aber leider dieselbe Halbseite ab. Die bestkartierten Gebiete von Enceladus liegen zwischen 30 und 180 Grad Länge und in den nördlichen Breiten. Das Gebiet zwischen 40 und 140 Grad Länge und südlich 30 Grad Breite ist nach den Voyagervorbeiflügen nahezu unbekannt. Da Enceladus durch seine unterschiedlichen Gebiete der geologisch interessanteste Saturnmond ist gibt es zu ihm nach Titan die meisten "targedet" Vorbeifluge: Am 9.3.2005 auf 490 km und am 14.7.2005 auf 990 km. Kurz vor Ende der Primärmission gibt es einen weiteren Vorbeiflug am 12.3.2008, auf ebenfalls 990 km Distanz. Dazu kommt nach Anpassung des Missionsplanes für die Huygens Mission ein weiterer untarget Vorbeiflug am 17.2.2005, der Cassini bis auf 1180 km an den Mond heranführt. Es ist der nächste Vorbeiflug bis zu diesem Zeitpunkt und der erste nahe an einem Eismond.

Enceladus ist der von Cassini am häufigsten angeflogene Mond nach Titan. Dies wurde so festgelegt, weil er auf den Voyageraufnahmen als der geologisch jüngste Mond erschien. Es gibt neben den 3 "targetet" Vorbeiflügen (Im Cassini - Fachjargon werden damit Vorbeiflüge bezeichnet die durch gezielte Kursänderungen so nahe erfolgen, im Gegensatz zu "untarget" Fly-Bys, bei denen die Sonde auf ihrem Orbit sich zufällig einem Mond nähert) neun untarget Flybys:

Für Cassinis Telekamera ist Enceladus ab einer Entfernung von 85000 km formatfüllend. Die 8 Vorbeiflüge in größerer Entfernung können so den ganzen Mond mit einer Auflösung von 500-600 m kartieren.

Nach der Huygensmission kommt es zum nächsten Vorbeiflug in der bisherigen Mission. Am 17.2.2005 passiert Cassini Enceladus in nur 1180 km Entfernung. Trotz dieser geringen Entfernung ist es ein "ungezielter" Vorbeiflug, sprich Cassini wird nicht aktiv so nah an Enceladus gelenkt, sondern diese nahe Vorbeiflugdistanz ist ein glücklicher Zufall. Enceladus, ein nach Voyager Aufnahmen überraschend glatter Mond, ist von den Eismonden der am häufigsten in naher Distanz passiert Mond. Neben diesem Vorbeiflug gibt es 3 weitere nahe Vorbeiflüge in etwa 1000 km Distanz. Es zeigt sich nun aber noch mehr als bei Titan das Problem, dass Cassini keine schwenkbare Plattform hat und die Experimente um Beobachtungszeit konkurrieren:

• Man will die Masse von Enceladus über das Radio Science Experiment bestimmen
• Das Radar profitiert von einem besseren Signal-Rauschverhältnis bei einer nahen Passage
• CAPS will Enceladus untersuchen, weil er als Quelle des E-Rings gilt
• ISS will das glatte Terrain genauer untersuchen
• UVIS will nach einer dünnen Atmosphäre suchen

Bei diesem Vorbeiflug hat die Massenbestimmung und das CDA Experiment höchste Priorität. Dann kommen UVIS und RADAR. Doch aus größerer Entfernung (etwa 11900 km) wird ISS Aufnahmen mit 70 m/Pixel anfertigen können. Ein Problem bei dem "ungezielten" Vorbeiflug ist, dass 2 Tage vorher Titan passiert wird und man noch nicht so genau weiß, wie dieser den Orbit verändert - Die Passagedistanz von 1179 km ist mit einem Fehler von ± 207 km behaftet. Dies ist bei einem nur 500 km großen Mond und einer Kamera die aus 1180 km Entfernung noch ein Blickfeld von 7.1 x 7.1 km hat natürlich ein Problem. Daher hat man auf Nahaufnahmen verzichtet und macht Bilder aus mittlerer Entfernung, wobei man aber zu 70 % sicher ist, dass man den Mond erwischt.

Bilder mit 1 km Auflösung (vergleichbar den besten Voyageraufnahmen werden das Gebiet zwischen -10 und +120 Grad West abdecken, von +40 bis -70 Grad Breite. Dieses Gebiet ist von Voyager nur schlecht bzw. die südlichen Gebiete gar nicht erfasst worden. Ein zweites Mosaik wird mit 200 m Auflösung gemacht werden. Es erfasst ein Gebiet von -60 bis +40 Grad Breite und -30 bis +270 Grad Länge. Dies ist eines der glatten Gebiete die Voyager mit einer Auflösung von 1000 m sah. Die höchste Auflösung wird beim Äquator und 0 bis 300 Grad Länge erreicht. Bilder von 70 m Auflösung der glatten Ebenen sollen ihr Geheimnis lüften. Am gleichen Tag noch passiert Cassini Saturn und es beginnt Orbit 4.

Die ersten Ergebnisse gab es von Titan. Das Radar Instrument konnte einen sehr großen Einschlagskrater von 440 km Durchmesser erkennen. Es gab schon auf den Aufnahmen im Oktober Hinweise auf einen Krater, aber dieser war sehr deutlich zu erkennen und sein Ursprung als Einschlagskrater stand außer Zweifel. Er wurde "Circus Maximus" getauft und erscheint auch auf den ISS Aufnahmen, allerdings schwer erkennbar als Krater. Auch die ISS Kameras machten 429 Aufnahmen mit Auflösungen zwischen 17000 und 270 m/Pixel.

Ein zweiter kleiner Krater von 60 km Durchmesser zeigte bei dem Auswurfmaterial asymmetrische Effekte, wahrscheinlich bedingt durch die Winde in der Atmosphäre. Wie beim Vorbeiflug im Oktober konnte man dunkles (=weiches) Terrain entdecken und auf einem Bild zeigten sich Ströme von Flüssen wie auf Huygens Aufnahmen beim Abstieg. Allerdings in größerem Maßstab: Während die Huygens Aufnahmen mit 60 m/Pixel auflösten betrug die Auflösung des Radars einige Kilometer, d.h. es handelte sich um richtig große Ströme, wirkliche Flüsse.

Auf anderen Radaraufnahmen zeigten sich lange gerade Linien die an die Abdrücke von Katzenkrallen erinnern. Ihr Ursprung ist noch unbekannt. Es könnten geologische oder Windeffekte sein, die sie hervorrufen.

Die Ergebnisse des Enceladus Vorbeifluges waren ebenfalls spannend. Obgleich es nur 44 Aufnahmen am 17.2.2005 gab, davon nur 14 die einen größeren Ausschnitt als den ganzen Mond zeigten waren die Aufnahmen faszinierend. Die "glatten" Gebiete konnten mit einer Auflösung von 100 m, also 10 mal besser als durch Voyager erfasst werden. Was die Voyageraufnahmen schon andeuten war nun sicher : Die "glatten" Ebenen sind nicht glatt sondern mit Furchen überzogen. An manchen Stellen zeigten sich auch extrem dunkle Flecken, nur 1-6 Pixel groß (100-750 m groß), die in Haufen und in Linien vorkommen.

Enceladus zeigte Ähnlichkeiten zu Geländeformen auf Ganymed und Europa. Beide Himmelskörper zeigen deutliche Rillen und Furchen im Eispanzer und bei beiden vermutet man einen Eisozean unter der Kruste. Die Oberfläche ist trotz der Rillen relativ glatt und hat maximale Unterschiede von 1 km zwischen dem Boden der Furchen und "Normalnull" auf. Der nur 500 km große Mond zeigte Geländeformen die an Ganymed, Europa aber auch an Miranda (Furchen die quer zueinander stehen) und Triton (größere dunkle Flecken mit verwaschenem Hof, die an die Geysire von Triton erinnern).

Neu waren auch Serien von größeren dunklen Flecken, die (nach Ansicht dieses Autors) stark an Geysire auf Triton erinnern. Falschfarbenaufnahmen zeigen auch leichte Farbvariationen der Oberfläche, jedoch konnte CIRS, dessen Messungen diesmal im Vordergrund standen im Eis keinerlei andere Elemente nachweisen, es scheint als wäre die Oberfläche aus reinem Wassereis gebildet worden. Man erwartete Ammonika, Ammoniaksalze und Kohlendioxid.

Die nahe Vorbeiflugdistanz erlaubte es auch Stereoaufnahmen aus unterschiedlichen Blickwinkeln anzufertigen, die es erleichtern die geologischen Strukturen zu interpretieren. Die Bilder wurden zu einem Mosaik von 300 km Breite montiert, dass das Gebiet zwischen 254 und 296 Grad West und 60 Grad Süd bis zum Äquator mit 150-105 m Auflösung zeigt. Die Auflösung betrug zwischen 175 und 86 m pro Pixel, eine weitere Aufnahme erreichte 63 m pro Pixel. Das UV Spektrometer beobachtete den Stern λ Scropii wie er von Enceladus bedeckt wurde. Wie erwartet konnte keine Atmosphäre nachgewiesen werden. Die Dichte konnte durch den nahen Vorbeiflug sehr genau bestimmt werden und liegt bei 1.61 g/cm³. Sehr viel höher als von Voyager gemessen (die allerdings auch nicht so nahe an den Mond herankam und daher ungenauere Messwerte lieferte) und nach Phoebe und Titan der zweithöchste Wert im Saturnsystem. CDA und VIMS bestimmten die Oberfläche als aus nahezu purem Eis bestehend. CDA maß dabei die vom E-Ring freigesetzten Partikel direkt und VIMS untersuchte das Reflexionspektrum der Oberfläche.

Orbit 4

Der nahe Vorbeiflug an Titan verkürzte den Orbit erneut und Cassini braucht nun erstmals weniger als einen Monat um Saturn zu umrunden. Der nächste Durchlauf des saturnnächsten Punktes findet schon am 9. März 2005 statt. Der saturnnächste Punkt bleibt aber bei 211000 km und damit außerhalb der Ringe.

Highlights des vierten Orbits sind die "targetet" Passage von Enceladus am 9.3.2005 und schon 2½ Stunden später die an Thetys in 82992 km Entfernung, also dreimal näher als im Oktober vergangenen Jahres. Der nahe Vorbeiflug ist wegen seiner Nähe zum Enceladus Vorbeiflug nur teilweise nutzbar. Erst wenn sich Cassini etwa 160-200.000 km von Enceladus entfernt hat ist Thetys dran. so gibt es vor dem Vorbeiflug an Enceladus eine Beobachtung aus 220.000 km eine Beobachtung, dann bei der nächsten Annäherung weitere 30 Minuten Beobachtung und nach Beendigung der Beobachtungen nochmals aus 190000 km über 2 Stunden. Der Vorteil ist, dass zwischen diesen 3 Fenstern 15 Stunden liegen und Thetys sich in dieser Zeit um 120 Grad dreht, so dass man mehr als die Hälfte der Mondoberfläche einsehen kann. Titan wird einen Tag später passiert, doch dann hat schon Orbit 5 begonnen.

Diesmal passiert Cassini Gebiete von Enceladus zwischen 270 und 150 Grad West und 30 Grad Nord bis 60 Grad Süd erfassen, ein Übergangsgebiet zwischen den beiden Hemisphären des Mondes. Der Flug am 17.2.2005 hatte die entgegengesetzte Seite des Mondes als Ziel. & Mosaike mit 300,200, 150, 100, 70 und 40 m/Pixel sind geplant. Die ersten beiden decken noch den die gesamte sichtbare Hemisphäre ab.

Die Fragestellungen für den ersten gezielten Enceladus Vorbeiflug waren:

• Warum ist Enceladus so hell ?
• Ist Enceladus jetzt noch geologisch aktiv ? Was ist die Energiequelle die dies antriebt ?
• Wie entstanden die Ebenen und Furchen ? Wie alt sind Sie (Kraterauszählungen). Was ist der treibende geologische Prozess ?
• Welche Beziehung besteht zwischen dem E-Ring und Enceladus ?
• Welche Teilchenumgebung herrscht rund um den Satelliten.
• Wie verlief die Geschichte von Enceladus ? was sein Orbit früher exzentrischer ?
• Wie ist Enceladus im Innern aufgebaut ?

Dabei sind folgende Beobachtungen geplant.

• CIRS soll dabei die Temperaturen der Tag und Nachtseite bestimmen und eine Temperaturkarte erstellen, sowie den Energiehaushalt bestimmen und Spektren der Oberfläche anfertigen
• ISS bekommt diesmal mehr Zeit für aufnahmen und wird Bilder mit einer Auflösung von nur wenigen Metern anfertigen können.
• UVIS und VIMS werden Karten der Oberfläche in ihren Spektralbereichen anfertigen und so ihre chemische Zusammensetzung bestimmen.
• RADAR wird die Oberflächenrauhigkeit bis in den cm Bereich bestimmen und den Energiehaushalt untersuchen.
• MAPS wird die Teilchenumgebung von Enceladus und seine Interaktion mit dem E-Ring untersuchen.

Das Mosaik hatte Auflösungen von 188 bis 89 m pro Pixel, das letzte Bild eine von 25 m pro Pixel. Durch einen Softwarefehler bei der Weitwinkelkamera gingen alle Weitwinkelaufnahmen verloren. Die Magnetfeldmessungen wiesen eine Anormalie nach die durch Ionen rund um Enceladus verursacht sein könnte.

Am 25.2.2005 wurden weitere Ergebnisse der vergangenen Monate bekannt. Neben Saturn gilt das Interesse auch den Ringen und den Ringmonden, denen Cassini nicht besonders nahe kommt, da sie zwischen den Ringen oder an ihrer Außenkante verlaufen. Die Ringmonde verursachen aber Dichtewellen in den den Ringen und über diese konnte man nun die Massen von Atlas und Pan genauer bestimmen. Es zeigte sich, dass diese eine sehr geringe Dichte aufweisen, die darauf hindeutet, dass sie porös sind und größere Hohlräume enthalten. Dies kannte man schon von dem Ringmond Pan, der den F-Ring ebenso beeinflusst und dessen Masse man schon so bestimmen konnte.

Eine weitere Neuentdeckung konnte vermeldet werden: Dione hat einen weiteren koorbitalen Mond namens Polydeuces. Dieser umläuft Saturn auf der gleichen Bahn wie Dione, jedoch um 60 Grad zu diesem verschoben. Ein zweiter koorbitaler Mond Diones, Helene war schon von Voyager entdeckt worden. Es gab damals auch Indizien für einen zweiten koorbitalen Mond, jedoch konnte man dessen Bahn nicht bestimmen und so blieb es Cassini überlassen Polydeuces zu bestätigen. Polydeuces ist sehr klein und hat nur 5 km Durchmesser. Saturn ist der einzige Planet von dem man koorbitale Monde kennt. Auch Thetys hat deren zwei. Das Phänomen ist jedoch von den "Trojaner" Asteroiden bekannt die 60 Grad vor und hinter Jupiter die Sonne umrunden. Innerhalb eines Systems mit 3 Körpern von denen zwei einander umkreisen und der dritte wesentlich kleiner ist gibt es genau 5 Punkte, bei denen sich die Anziehungskräfte aufheben und der kleine Körper eine stabile Bahn einnehmen kann. Die beiden besten sind dabei 60 Grad vor oder hinter der Position des zweitschwersten Körpers. Daher sammeln sich eingefangene Asteroiden in diesen Positionen an.

Pan, ein weiterer Ringmond nahe des F-Rings hat einen leicht elliptischen und geneigten Orbit. Dadurch beeinflusst er die Ringmaterie da die Anziehungskraft sich ändert. Die Beobachtungen des Verformung der Saturnringe sind vor allem für Forscher interessant, die die Entstehung von Planeten modellieren. Bildet sich ein Planet auf einer exzentrischen Bahn, so sollte auf ähnliche Weise die Materie in der Ringebene um den Stern beeinflussen und damit die Bildung anderer protoplanetarer Körper steuern.

Bei Saturn konnte man feststellen dass sich die Geschwindigkeit von Winden mit der Höhe ändert und kleine Stürme aus großen Stürmen abgespalten werden. Die Beobachtungen von Cassini haben erheblich zum Verständnis der Wetterbildung auf Saturn beigetragen und man ist dabei ein Modell zu entwickeln, dass die Phänomene erklären kann.

Ein Sturm namens "Dragon" konnte erstmals im März 2004 beobachtet werden. Er ist immer noch vorhanden und zählt damit zu den langlebigsten Gebilden bei Saturn. Die Emission von Radiowellen jedes Mal wenn der Sturm über dem Horizont erscheint lässt auf Blitze schließen - Dragon ist ein gigantischer Wirbelsturm wie ein Orkan auf der Erde. Die Energie bezieht er von der unteren Atmosphäre von Saturn. Warum allerdings die Radiowellen nur emittiert werden wenn der Sturm über dem Horizont erscheint und von der Nachtseite in die Tagseite übergeht ist noch ein Rätsel. Die Radioemmissionen konnten über mehrere Wochen beobachtet werden und "Dragon" wird noch in den folgenden Jahren beobachtet werden.

Die Magnetosphärenforscher konnten auch neue Ergebnisse präsentieren. Die Magnetosphäre von Saturn ähnelt zwar der von Jupiter, aber das Eis der ringe und kleineren Monde wechselt stark mit den Teilchen des Strahlungsgürtels. Erstmals konnte man molekularen Sauerstoff oberhalb der Ringebene durch INMS nachgewiesen werden.

Der Vorbeiflug an Enceladus lieferte wie schon der Vorbeiflug am 9.2.2005 faszinierende Bilder. Die höchste Auflösung wurde in einem Gebiet erreicht, das an der Grenze zwischen den "glatten Ebenen" (in Wirklichkeit zerfurchten Ebenen) und dem verkraterten Gebiet lag. Entsprechend sieht man mehr Einschlagskrater und die Furchen verlaufen ohne Ausnahme auch über die Krater, sind also jünger als diese.

Auch zeigen sich auf jeder Skala Furchen : Nach den großen Kliffs gibt es auch kleinere Einbrüche die nur einige Zig Meter breit sind. Die beim Vorbeiflug am 9.2.2004 beobachteten schwarzen Flecken auf sehr stark verkraterten Gebiet sind auch hier an anderer Stelle beobachtbar.

Auf dem Bild links, gewonnen aus 14000 km Entfernung mit einer Kantenlänge nvon 84 km ist die schräg durch das Bild laufende Furche interessant. Sie durchschneidet oben andere Furchen und einen Krater. Der Krater in der Bildmitte ist dagegen jünger und liegt auf der Furche und die breite Furche die von Unten nach Oben verläuft und die links davon liegenden durchschneiden wiederum diese furche, sind also jünger. Derartiges findet man öfters auf Enceladus und es zeigt dass es auf dem Mond mehrere Phasen mit tektonischer Aktivität gab und vielleicht noch heute gibt. Auch an den Kratern selbst sind Erosionen und Einebnungen zu sehen, unten in der Bildmitte auf den Rücken feiner Linien die schon im Februar aufgefallenen dunkeln Punkte.

Auffällig ist auch dass viele Krater sehr weich aussehen, ohne scharfen Kraterrand und mit einem relativ hohen Boden. Offensichtlich hat der Einschlag das Material aufgeschmolzen oder die Kruste im Ganzen ebnet im Laufe der Zeit Krater ein. Während vor einem Monat nur 14 Bilder aus weniger als 50000 km Entfernung gewonnen wurden, waren es nun schon 64 und die letzten stammten aus nur noch 4177 km Entfernung.

Auch von Titan gab es Neuigkeiten. In Nature wurden die ersten Ergebnisse nach der Huygens Landung veröffentlicht. Cassini und Huygens ergänzten sich aufs beste: Cassini sah große Flusssysteme nahe des Südpols von bis zu 1500 km Länge, während Huygens beim Abstieg kleinere Flüsse und Bäche von einigen Kilometern Länge fotografierte. Gebildet werden Sie durch flüssiges Methan. Auf den Cassini Bildern gibt es auch Hinweise für kleinere Kanäle, doch wegen des verschmierenden Effekts der Atmosphäre ist eine Interpretation der dunklen Muster schwierig. Erosion durch Flüssigkeiten und Deposition von dunklem Material durch Regen scheint aber ein wichtiger Faktor für die Bildung der Titanoberfläche zu sein. Der Mond ist auch meteorologisch aktiv: Der Wind weht wesentlich stärker als ein Wind der nur durch die Temperaturunterschiede zwischen Tag- und Nachtseite entsteht. Der Wind auf Titan ist schneller als der Planet rotiert. Dies gibt es sonst nur auf der Venus. Auf der Erde rotieren selbst die Jetstreams in der Stratosphäre mit 400-450 km/h langsamer als die Erde rotiert. die absolute Geschwindigkeit ist aber geringer als auf der Erde, da Titan 15 Tage für eine Rotation braucht. Die Winde haben eine Geschwindigkeit von 34 m/s, (122 km/h) doch selbst dies entspräche auf der Erde dem eines Orkans mit Windstärke 12..

Die Beobachtung von Wolken vorwiegend am Südpol, kombiniert mit dem großen Fluss nahe des Südpols lässt die Vermutung zu, dass es einen Kreislauf gibt : Methan regnet aus, nimmt organische Bestandteile mit, sammelt sich im Fluss, verdunstet dort wieder und bildet neue Wolken. Damit besäße Titan wie die erde einen Flüssigkeitskreislauf. Dies ist auf den Planeten nicht der Fall. Die veröffentlichten Ergebnisse basieren auf dem ersten Vorbeiflug am 2.7.2004 und den folgenden 3 nahen Titan Vorbeiflügen. Es konnte bisher 30 % der Titanoberfläche mit einer Auflösung von 1-10 km erfasst werden.

VIMS konnte vermelden, dass man auf der Oberfläche von Enceladus reines Wassereis ohne irgendwelche andere Elemente finden konnte. Entsprechend ist der helle Enceladus auch fast weiß und zeigt nur auf Falschfarbaufnahmen einige Farbtöne. Für das menschliche Auge muss Enceladus wie ein großer frischer Schneeball aussehen.

Orbit 5

Orbit 5 hat die gleiche Umlaufsdauer wie Orbit 4 und dauert bis zum 29.3.2005. Der nächste geplante (fünfte) Vorbeiflug in diesem Orbit ist der an Titan am 31.3.2005. Er verläuft diesmal etwas höher in 2402 km Entfernung zur Oberfläche. Der saturnnächste Punkt wird dadurch von 211000 km auf 157000 km Entfernung abgesenkt und die Umlaufsdauer um 4 Tage verkürzt. Es ist anders als bisher ein Vorbeiflug nach Passage des Saturn. Dadurch sieht man ein westlich gelegentlicheres Stück des Titan. Der Vorbeiflug findet wesentlich weiter nördlich als die bisherigen statt. Da oberhalb von 35 Grad nördlicher Breite jedoch Winter herrscht und dieses Gebiet im dunklen liegt stehen diesmal andere Beobachtungen als die der Kamera ISS im Vordergrund. Diese wird jedoch ein Mosaik der beobachtbaren Seite von Titan mit 1 km Auflösung anfertigen und zwei ausgesuchte Gebiete mit 700 und 400 m Auflösung erfassen. Darunter eines, welches schon durch die RADAR Beobachtungen bekannt ist.

Vorbereitet wurde der Vorbeiflug durch zwei kleine Kurskorrekturen am 19.ten und 27.ten März. 3716 MBit an Daten sollen gewonnen werden:

• UVIS wird im EUV und FUV Kanal nach dem "Airglow" Emissionslinien von Stickstoff und Kohlenstoff suchen, die von Titans Nebel emittiert werden, wenn UV Licht ihn bestrahlt. Man will daraus Informationen über Eigenschaften und Größe der Nebelteilchen bestimmen.
• RADAR wird Radiometrie Informationen gewinnen, welche die Daten vom Vorbeiflug Ta ergänzen sollen.
• VIMS soll die Bewegung von Wolken untersuchen und weitere Daten für die hochauflösende Kartierung der nördlichen Hemisphäre sammeln.
• RPWS soll die Elektronentemperaturen und die Dichte rund um Titan bestimmen. Nach dem indirekten Nachweis von Blitzen in Titans Atmosphäre soll neben der Beobachtung der Interaktion von Saturn Magnetosphäre und Titans Ionosphäre auch die Suche nach Blitzen im Vordergrund stehen. Weitere Bestimmungen sollen die Zusammensetzung und die Ladung geladener Teilchen nahe Titan umfassen.
• CIRS wird die nördliche Hemisphäre von Titan untersuchen: Vertikale Profile der Atmosphäre anfertigen, nach Aerosolen suchen und die Verteilung der Spurengase Kohlenmonoxid, Blausäure und Methan bestimmen.

Die Bilder überdeckten auch das Gebiet um "Circus Maximus", das schon durch Radaraufnahmen bekannt war. Dies erlaubte es die beiden Aufnahmetechniken zu vergleichen. Obgleich die Kameras von Cassini erheblich kleinere Details abbilden können als das RADAR zeigt sich, dass durch die dichte Atmosphäre und die fehlenden Schatten die Aufnahmen von ISS deutlich schlechter sind. Leider wird RADAR während der Primärmission nur etwa 30 Prozent der Oberfläche von Titan erfassen können, Bild links : ISS Aufnahme. Bild Rechts SAR Aufnahme desselben Gebiets.

2 Tage vorher gibt es erneut die Gelegenheit Enceladus aus 55,568 km Entfernung zu beobachten - Man braucht aus dieser Entfernung immerhin schon 3 Bilder um den Mond ganz abzubilden. Anderen Monden kommt Cassini bei diesem Umlauf nicht näher. Eine weitere Beobachtung gilt dem zweitgrößten Saturnmond Rhea. Bilder aus bis zu 137489 km Entfernung wurden gemacht. Die bislang besten Cassinis von Rhea, allerdings noch schlechter aufgelöst als die Aufnahmen von Voyager 1, welche dem Mond bis auf 73000 km nah kam. Wesentlich besser als die Aufnahmen Voyagers von Rhea waren die ersten hochauflösenden Aufnahmen des Saturnmondes Epimetheus aus 74482 km Entfernung. Sie zeigen einen irregulären Mond mit einem großen Einschlagskrater. Epimetheus ist nur 110 x 90 x 70 km groß und dreht 50 km außerhalb der Bahn von Janus seine Runden. Da Janus 110 x 95 x 85 km groß ist müssten die Monde zusammenstoßen. Sie beeinflussen sich jedoch gegenseitig, so dass Epimetheus nach innen gezogen wird und Janus nach außen. Nach einiger Zeit haben die Monde ihre Bahnen gewechselt.

Auch während dieses Orbits gab es Neuigkeiten zu vermelden. Am 17.3. wurde veröffentlicht, dass Cassini bei beiden Vorbeiflügen an Enceladus indirekte Hinweise für eine Atmosphäre gefunden hatte. Das Magnetfeld von Saturn wurde bei der Annäherung an Enceladus verändert. Es gab Oszillationen in dem Magnetfeld. Diese werden verursacht durch geladene Teilchen die den Magnetfeldlinien folgen. Aus den Oszillationen konnte auf Bruchstücke von Wassermolekülen als Verursacher geschlossen werden. Diese wiederum müssen aus einer äußerst dünnen "Atmosphäre" rund um den Mond stammen. Die Anführungszeichen stehen deswegen da, da man auf der Erde diese Atmosphäre wohl als schlechtes Vakuum bezeichnen würde. Nun beginnt die Suche nach der Quelle für das Wasser - stammt es von Geysiren wie bei Triton oder durch Freisetzung aus dem Eis durch den Beschuss von Teilchen.

Orbit 6

Der Titanvorbeiflug 2 Tage nach durchlaufen der Periapsis (anstatt wie bisher vorher) hat zur Folge, dass der nächste Orbit schon am 14.4.2005 wieder zum Saturn führt. Nun passiert Cassini den Saturn in 157000 km Entfernung vom Zentrum, 16700 km von Rand des F-Rings entfernt. Erstmals liegt die Sondenbahn nun innerhalb der Bahn des Mondes Mimas. Dieser umkreist Saturn in 185600 km Entfernung und konnte daher von Cassini bislang nicht aus der Nähe beobachtet werden. Dies ändert sich nun. Der erste nahe Vorbeiflug an Mimas in 82738 km Entfernung steht an. Es ist der drittnächste Vorbeiflug an Mimas. Mimas wird allerdings aus dieser Entfernung noch nicht das Blickfeld der Telekamera ausfüllen. Mimas wird lediglich 772 Pixel groß sein. Er wird kurz nach erreichen des Saturnnächsten Punktes der Bahn am 15.4.2005 passiert. Eine weitere Beobachtung ist für den Saturnmond Rhea aus 242000 km Entfernung geplant. auch wurde der F-Ring über längere Zeit beobachtet. Dieser Ring wird durch die Monde Pandora und Prometheus eingegrenzt. Ringteilchen werden von diesen Monden wieder in die Ringmitte getrieben. Allerdings ist so der F-Ring auch gewellt. (Siehe Bild)

Zwei Tage später wird am 16.4.2005 wieder Titan passiert, wie beim Orbit 5 allerdings nach passieren des saturnnächsten Punktes. Dieser sechste gezielte Titan Vorbeiflug ist mit einer Distanz von 1025 km der bislang nächste. Weiterhin ist es der erste nördliche Vorbeiflug, die größte Annäherung findet bei 74 Grad nördlicher Breite statt.

Die Annäherung an den Pol erlaubt es CAPS die polare Ionosphäre zu untersuchen. Die Messungen werden sich über 120 Titan Radi (309000 km) Distanz hinziehen. CIRS wird bei 55 Grad Nord nach Spurenbestandteilen in der Atmosphäre suchen und die Konzentration von Methan, Kohlenmonoxid und Blausäure bestimmen.

INMS profitiert am meisten von der starken Annäherung, da sein Massenspektrometer die Hochatmosphäre und Ionosphäre direkt untersuchen kann. Es ist nur rund um die größte Annäherung aktiv. ISS kann nun einen weiter saturnwärts liegenden Abschnitt beobachten. Geplant sind niedrigauflösende aufnahmen zwischen 90 Grad und 300 Grad Länge und -60 bis +70 Grad Breite mit einer Auflösung von 5 km. Genauer wird dann ein Streifen bei etwa 150 Grad Länge untersucht. Dort liegt ein Einschlagsbecken von 1000 km Durchmesser, das man bisher nur von niedrig aufgelösten Aufnahmen kennt.

Für Das Magnetometer ist dieser Vorbeiflug der wichtigste um die interne Struktur von Titan durch direkte Messungen zu bestimmen. Auch MIMI soll die hohe Annäherung ausnutzen um die Interaktion von Saturn und Titan zu untersuchen. RPWS wird während des gesamten Vorbeiflugs und von 10 bis 25 Radi aktiv sein. UVS wird die Untersuchung von Titans Atmosphäre fortsetzen und VIMS soll ein größeres nördliches Gebiet kartieren. Dieser Titan Vorbeiflug ist also wesentlich voller mit wissenschaftlichen Untersuchungen. Von Vorteil ist dabei, dass bei der Titanpassage nach Passieren des Saturns keine weiteren Untersuchungen von Monden oder Ringen anstehen, d.h. man mehr Zeit zur Übertragung der Daten hat.

Ursprünglich war eine Passage von Titan in 950 km Höhe geplant, doch beim Vorbeiflug im Dezember in 1200 km Höhe zeigte sich, dass die Triebwerke erheblich mehr Arbeit zu verrichten hatten um die Sonde auf Kurs zu halten. Eine Extrapolation auf 950 km Abstand ergab, dass man 106 % Schub braucht und dies war ein Problem. Die Sonde hätte eventuell nicht genügend Schub um die Kräfte der Atmosphäre auszugleichen und könnte ins Taumeln geraten. So beschloss man den Abstand für diesen und den Titan-7 Vorbeiflug zu erhöhen. Es sind im Laufe der Tour noch mehr Vorbeiflüge in 950 km Höhe geplant. Ob diese auch angehoben werden dürfte davon abhängen, wie stark die Düsen bei diesem Vorbeiflug arbeiten mussten.

Dossier Mimas

Mimas ist der nächste und kleinste der "klassischen" Eismonde Saturns. ("Klassisch", weil diese Monde schon vor dem Raumfahrtzeitalter bekannt waren. Seitdem sind jedoch zahlreiche neue nahe der Ringe, koorbital zu anderen Eismonden und im äußeren Saturnsystem entdeckt worden). Mimas ist wegen seiner Nähe zu Saturn von 185600 km über dem Zentrum (125300 km über der Wolkenoberfläche) schwer zu beobachten und konnte wie Enceladus erst 1789 von dem deutschen Astronomen Wilhelm Herschel mit seinem 1 m Spiegelteleskop entdeckt werden.

Fast unser gesamtes Wissen vor Cassini beruhte auf dem Vorbeiflug von Voyager 1 an Mimas am 12.11.1980. Die Sonde passierte Mimas in einer Entfernung von 88460 km. Voyager 2 kam dem Mond nur auf 300.000 km nahe. Da der Mond Saturn in 22 Stunden 37 Minuten umrundet, konnte Voyager 1 allerdings einen großen Teil der Oberfläche aus größeren Entfernungen fotografieren. Lediglich zwischen 30 und 90 Grad Ost und in den nördlichen Breiten gab es nach Voyager weiße Flecken auf der Landkarte.

Mimas ist nur 390 km groß und der kleinste Himmelskörper im Sonnensystem, der noch richtig kugelförmig ist. (Die Uranusmonde Miranda und Puck und auch der Saturnmond Hyperion weichen schon stark von der Kugelform ab).

Mimas ist eigentlich recht langweilig : Er ist völlig verkratert, wobei die Krater recht tief sind, anders als bei seinem Nachbarn Enceladus. Er zeigt auch keinerlei geologische Aktivität wie die Brüche bei Rhea, Thetys und Dione oder die glatten Ebenen bei Enceladus. Unterhalb 30 km Kratergröße herrscht ein Gleichgewicht, d.h. jeder neue Krater zerstört mindestens einen schon existenten. Über diese Größe hinaus gibt es wenige Krater mit einer Ausnahme: Der Krater Herschel mit 130 km Durchmesser. Mit seinem Zentralberg sieht er aus als hätte der Mond ein Auge, und eine Voyager Aufnahme die ihn nahe des Terminators zeigt erinnerte jeden sofort an den "Todesstern" aus dem ersten und dritten Teil der Star Wars Saga. Seitdem hatte Mimas seinen Spitznamen weg: "Star Wars Mond". Herschel ist ein Grenzfall, er ist so ziemlich der größte Einschlag den Mimas aushalten konnte ohne dass der Mond zertrümmert wurde. Erstaunlicherweise ist der Boden abgesenkt und nicht von Eis ausgefüllt, wie man es bei einem Einschlag dieser Größe, der das Eis schmelzen müsste, erwartet.

Mimas besteht fast ausschließlich aus Eis. Seine Dichte beträgt nur 1.2 g/cm³ doch ist dieser Wert wegen der geringen Größe des Mondes und der großen Vorbeiflugdistanz von Voyager 1 noch stark fehlerbehaftet. Seine Albedo beträgt 0.7 und liegt damit in dem Bereich der anderen Eismonde, aber nicht so hoch wie die Albedo von Enceladus.

Cassini kommt Mimas nie wirklich nahe. Das liegt daran, dass Mimas nahe bei den Ringen seinen Runde zieht und von denen hält Cassini respektvollen Abstand. Folgende Begegnungen sind geplant:

Es sind also immer Begegnungen aus mittlerer Entfernung, vergleichbar der Passage von Voyager 1. Durch die stärkere Annäherung an Enceladus im Juli 2005 ist der nächste Vorbeiflug am 2.8.2005 von 48842 km auf 62700 km angestiegen. Mimas ist aus einer Entfernung von 65000 km formatfüllend. Bis auf eine Begegnung reicht also ein Bild, um Mimas komplett abzubilden. Die Passage am 14.4.2005 verläuft über die Saturnzugewandte Seite. Der Riesenkrater Herschel ist dabei nicht zu beobachten, dieser befindet sich auf der entgegengesetzten Seite von Mimas.

Orbit 7

Der neue Orbit nach der Passage von Titan ist der kürzeste bisher. Cassini hat nun eine Bahn von 2.74 x 40.6 Saturnradien Abstand vom Zentrum Saturns (165000 x 2.45 Millionen km) mit einer Bahnneigung von 24 Grad zum Saturnäquator. Cassini wird am 3.5.2005 die nächste Periapsis durchlaufen. Dieser Orbit ist nun für einige Zeit stabil. Erst nach 6 Durchläufen wird Cassini sich im August wieder Titan nähern, dem einzigen Mond der die Bahn der Sonde wirkungsvoll ändern kann. Bekannt wurde auch, dass Tethys am 24.9.2005 in nur 1000 km Entfernung passiert wird. Tethys (siehe Dosier im ersten Teil der Cassini Mission) sollte ursprünglich während der Primärmission nicht gezielt angeflogen werden. Doch durch die höhere Distanz bei Titan im Orbit 5 rutschte die Vorbeiflugdistanz schon von 35568 km auf 29973 km. Nun war es möglich mit einer zusätzlichen Geschwindigkeit von nur 8 m/s die Distanz auf nur 1500 km zu senken. Auch der Hyperion Vorbeiflug 2 Tage später erfolgt nun in nur 500 km anstatt 1010 km Distanz. Enceladus, so wurde bekannt wird am 2.7.2005 nun in 175 anstatt 1000 km Entfernung passiert, dafür steigt der Abstand zu Mimas am 2.8.2005 von 48342 auf 62700 km. Man hat dies jedoch in Kauf genommen um noch näher an Enceladus zu kommen um dessen dünne Atmosphäre genauer zu untersuchen. Sie zeigt sich leider nur nahe des Mondes. Die Vorbeiflüge im Februar und März waren weiter entfernt. Immerhin konnte man damals die Verlustrate zu 125 kg pro Sekunde ermitteln. Das erscheint wenig, doch um einen Vergleich zu nehmen: Die Erde sammelt pro Sekunde nur 1.2 kg Meteorstaub auf und hat eine 600 mal größere Oberfläche. Bleibt die Rate konstant so sind es 3.94x10¹⁵ kg Masseverlust in einer Million Jahre. Das entspricht einer 5 m dicken Oberflächenschicht - kein Wunder dass Enceladus so glatt ist. Seit seiner Entstehung hat der Mond eine 23 km dicke Oberflächenschicht verloren, war also einmal um 10 % größer als heute. Enceladus hat nach Io und der Erde damit die größte Oberflächenveränderung im Sonnensystem.

Die einzige mögliche Mondbeobachtung während des siebten Orbits ist die von Tethys am 2.5.2005, der in 49539 km Entfernung passiert wird, der bislang nächsten Annäherung an diesen Mond. Man gewann jedoch keine Aufnahmen.

Die nächsten Orbits sind bis September nun für nahe Mondpassagen ungünstig. Die Bahnebenen von Cassini und den Monden passen nicht zusammen, so dass es nur Beobachtungen aus größerer Distanz gibt, die man zum Vervollständigen der globalen Kartierung nutzen wird. Dafür ist es nun möglich die Ringe sehr gut zu beobachten. Während der nächsten 7 Orbits befindet sich Cassini in einem 24 Grad zur Ringebene geneigten Orbit und kann so von oben und unten auf die Ringe sehen. Dies ist die erste dieser Perioden. Eine zweite gibt es zwischen Sommer 2006 und Sommer 2008, wenn die Inklination bis auf 53 Grad ansteigt. Die dritte Periode beginnt im Sommer 2008 wenn die Inklination 80 Grad erreicht.

Was für die Ringe gut ist, ist für Mondbeobachtungen schlecht, denn die beobachtbaren Monde befinden sich alle in der Ringebene. Cassini ist dann immer oberhalb oder unterhalb eines Mondes. Umgekehrt sah Cassini bislang die Ringe vornehmlich von der Kante und daher stand Saturn bislang im Mittelpunkt der Forschung. Untersucht werden die Ringe mit allen Instrumenten : Der Kamera ISS, VIMS und CIRS um ihre Zusammensetzung zu bestimmen, RSS um Eigenschaften über Teilchengröße und Dichte zu gewinnen. Bei Bedeckungsexperimenten wird das Radiosignal die Ringe passieren und durch die Abschwächung wird man die Feinstruktur mit 100 m Auflösung, in einigen Teilen sogar von 10-20 m Auflösung bestimmen können. Durch Beobachtung von Sternen mit UVIS und anderen Instrumenten wenn diese von den Ringen bedeckt werden wird man weitere Informationen über die chemische Zusammensetzung der Ringe gewinnen können. Insgesamt sind während der Primärmission 14 Radiobedeckungen und 80 Sternbedeckungen geplant.

Orbit 8

Mittlerweile sind die im Jahre 2004 neu entdeckten Monde benannt worden. S/2004 S1, der auch schon 1981 auf einem Voyager 2 Bild als S/1981 S14 geführt wurde, erhielt den Namen Methone. Er umkreist Saturn in 194000 km Entfernung und ist etwa 3-4 km groß. Am 9.9.2006 wird Cassini ihn in 12272 km Entfernung passieren und dann seine wahre Größe ermitteln. Der zweite Mond, der bislang unbekannt war erhielt den Namen Athene. Athene umkreist den Planeten in 211000 km Entfernung und ist ebenfalls etwa 4 km groß. Er wird von Cassini am 25.5.2008 in 19,536 km Entfernung passiert werden.

Orbit 8 hat wie Orbit 7 eine Umlaufszeit von 18 Tagen. Saturn wird wieder am 21.5.2005 passiert. Inzwischen wurden die Ergebnisse des Phoebe Vorbeifluges am 11.6.2004 bekannt. Wie schon kurz nach dem Vorbeiflug vermutet entstand Phoebe weiter außen im Sonnensystem und ist wahrscheinlich ein eingefangener Planetoid aus dem Kuiper Gürtel. Die Oberfläche ist sehr alt, wahrscheinlich wurde sie seit 4 Milliarden Jahren nicht mehr verändert. Er ist vor allem dichter als man dies bei einem reinen Eissatelliten wie es z.B. Mimas und Enceladus sind erwarten würde. Die Dichte von Phoebe wurde zu 1.63 g/cm³ ermittelt. Diese ist höher als bei jedem anderen Saturnmond mit Ausnahme von Titan. "Die VIMS-Daten zeigen, dass Phoebes Oberfläche hauptsächlich aus Wassereis besteht, das mit Kohlendioxid, hydratisierten Mineralien, wie sie auf der Erde etwa in Lehm und Ton vorkommen, sowie mit einigen bisher noch nicht identifizierten Verbindungen vermischt ist", erläuterte VIMS-Teammitglied Dr. Ralf Jaumann bei der Vorstellung der Ergebnisse. Es fanden sich Spuren von Substanzen die man in einem Eismond weniger vermuten würde, wie zweiwertiges Eisen , Cyanid und Nitrile aber auch Schichtsilikate auf der Erde zum Beispiel in Glimmer oder Zeolithen vorkommend. Gefunden hat man in den Spektren auch Spuren von Kohlenwasserstoffmolekülen. Damit weicht Phoebe in seiner Zusammensetzung stark von den Planetoiden zwischen Mars und Jupiter ab und ähnelt in seiner Zusammensetzung mehr einem Kometen.

Geschätzt wird die Dicke der Oberfläche auf einige Hundert Meter. Ob die Einschätzung der meisten Wissenschaftler, dass diese Zusammensetzung charakteristisch für ein Kuipergürtel Objekt ist richtig ist, dürfte man ab 2015 erfahren, wenn die Raumsonde New Horizons an einem solchen vorbeifliegt.

Eine neue Mondentdeckung wurde am 2.5.2005 bekannt gegeben. Auf Bildern vom 2.5.2005 war in den Keeler Lücke (350 km vom Außenrand des A-Rings entfernt) ein Mond entdeckt worden. Der Mond S/2005 S1 hat etwa 7 km Größe und reflektiert 50 % des Lichtes - genauso wie die ihn umgebenden Ringe. Er verursacht wie der in der Enckeschen Teilung verlaufende Mond Pan wellenförmige Verzerrungen der Ringkante. Diese will man noch genauer untersuchen um so die Mondmasse genauer zu bestimmen.

Auch von Titan gibt es eine neue Veröffentlichung von Messergebnissen. Das CIRS Team hat beim Titan Nordpol eine Isolierung der oberen von der unteren Atmosphäre festgestellt. Das Phänomen kennt man auch von der Erde wo im Frühjahr die Stratosphäre am Südpol durch starke Winde von Nachschub abgeschnitten ist, wodurch kein Ozon mehr nachgeliefert wird und durch Photolyse entstehendes Chlor das Ozonloch über der Antarktis bildet. Das CIRS Team stellte nun einen Temperaturunterschied zwischen Nordpol und Äquator fest. Dies müsste starke Winde verursachen, analog denen am irdischen Südpol. Anders als auf der Erde wird bei Titan nichts abgebaut sondern durch die Sonne organische Substanzen aufgebaut und passend dazu weist der Nordpol die höchsten Konzentrationen an organischen Substanzen auf. Der Austausch mit der unteren Atmosphäre, wo diese ausregnen ist durch die Winde blockiert und so akkumulieren die organischen Substanzen.

Dosier Ringmonde

Die nach den klassischen Monden des Saturns (Mimas bis Iapetus) entdeckten Monde lassen sich in 3 Gruppen einteilen. Die größte ist die der eingefangenen Planetoiden, die außen ihre Bahnen ziehen. Der bekannteste von ihnen ist Phoebe. Diese Gruppe wurde in den letzten Jahren laufend größer. Derzeit sind etwa 30 dieser Mond bekannt. Die zweite Gruppe sind Satelliten die mit Dione und Tethys ihre Bahn ziehen, allerdings etwa 60 Grad vor und nach den größeren Monden. Diese Monde in den Lagrange Punkte kennt man nur bei Saturn.

Eine dritte Gruppe sind die Ringmonde, gerne auch Hüter des Ringsystems genannt, Voyager 1 entdeckte davon 5. Für zwei davon gab es schon vorher Hinweise. Die Satelliten arbeiten wie Schäferhunde. Ringteilchen nahe ihnen werden durch ihre Gravitation beeinflusst. Will ein Teilchen nach ihnen, so bremst es der Mond ab, so dass es wieder eine Bahn nach außen einschlägt. Umgekehrt werden Teilchen die nach außen driften beschleunigt, so dass sie wieder nach ihnen weichen. Dadurch halten die Monde die Encke Lücke frei, begrenzen den A-Ring und halten den F-Ring schmal. In der Cassini Teilung hat man trotz intensiver Suche bislang noch keinen Hirtenmond gefunden. Diese wird offensichtlich durch die Gravitation der Monde mimas und Enceladus frei gehalten.

Voyager 2 hatte die Aufgabe diese Satelliten genauer zu untersuchen und nach neuen zu suchen. Die folgende Tabelle informiert summarisch über die Monde:

Pan, der innerste Mond wurde erst 1990 endgültig bestätigt, als man die Voyager 2 Aufnahmen auswertete. Er stand zwar auf der Liste der von Voyager 2 (vorläufig) bestimmten Monde doch war dies zuerst eine indirekte Bestimmung. Er konnte zuerst auf keinem einzigen Bild aufgenommen werden, sondern wurde indirekt durch seine Dichtewellen die er in der Encke Lücke verursachte bestimmt. Erst 1990 fand man ihn auf einem Voyager 2 Foto. Man ermittelte eine Größe von 20 km. Beim Anflug auf Saturn konnte Cassini am 21.6.2004 Pan erstmals photographisch festhalten. Pan ist dafür verantwortlich, dass die 320-350 km breite Encke Lücke frei bleibt.

Atlas hat seine Bahn am Rande des A-Rings und sorgt so für die scharfe Kante des A-Rings. Etwas weiter außen verläuft Prometheus. Er begrenzt den F-Ring nach innen. Von ihm gibt es etwas bessere Fotos von Voyager, die zwar Krater von bis zu 20 km Größe zeigen, aber jedoch einen glatteren Mond als die der drei äußeren Monde zeigen. Die bei den Ringen befindlichen Monde sind auf der Erde nur alle 13¾ Jahre sichtbar, wenn Erde und Ringebene in einer Ebene stehen und man von der Seite auf die Ringe sieht. Da die Ringe weniger als 1 km dick sind, sieht man dann die Monde. Bei Prometheus zeugte sich bei der letzten Gelegenheit 1996, dass er sich um 20 Grad von der berechneten Position entfernt aufhielt. Offenbar ist seine Bahn Störungen durch die anderen Monde unterworfen.

Pandora umkreist den Saturn außerhalb des F-Rings und begrenzt dessen äußere Kante. Der 114 x 84 x 62 km große Mond wurde zusammen mit Prometheus auf einem Bild von Voyager 1 entdeckt und die nahe Position beider Satelliten verursachte damals eine Aufspaltung des F-Rings in 5 Einzelringe, von denen sich 3 verdrillten. Als Voyager 2 9 Monate später den Saturn erreichte hatten sich beide Satelliten wieder voneinander entfernt und der F-Ring sah wieder "unverdrillt" aus. Durch die Gravitation von Pandora wellt jedoch der F-Ring. So konnte man schon aus Voyager Daten ableiten, dass der Mond eine sehr geringe Dichte von nur 0.7 g/cm³ aufweist.

Epimetheus und Janus umkreisen auf nahezu identischen Bahnen den Saturn. Die Bahnen liegen nur 50 km auseinander, die Monde selbst sind aber selber größer und müssten so spätestens nach 11 Jahren zusammenstoßen. Doch dies tun sie nicht. Bei der Annäherung mit 9.5 km/h übertragen sie durch ihre gegenseitige Gravitation Bahnimpuls und so tauschen sie die Positionen. Als Voyager 1 die Monde 1980 entdeckte war Epimetheus der nähere. Im Jahre 1986 sollte er mit Janus seine Position tauschen. Beide haben eine geringe Dichte von nur 0.7 g/cm³ für Epimetheus und 0.67 g/cm³ für Pan. Eventuell sind beide Bruchstücke eines größeren Satelliten.

Janus wurde benannt nach dem 1966 von Dolfus entdeckten Satelliten. Er konnte damals die Bahn nicht genau bestimmen, doch geht man heute davon aus, dass er entweder Epimetheus oder Janus sichtete. Epimetheus wurde von Pioneer 11 entdeckt. Die Sonde wäre fast mit dem Satelliten zusammengestoßen, denn als sie die Ringebene passierte gingen die Teilchenausschläge auf 0 herunter. Wie man später berechnete passierte die Sonde das "Kielwasser" des Mondes.

Orbit 9

Orbit 9 hat im wesentlichen die gleichen Daten wie Orbit 8. Die Sonde nähert sich bis auf 217000 km an Saturn und umläuft ihn in 19 Tagen. Orbit 9 dauert vom 21.5.2005 bis zum 8.6.2005. Nahe Passagen an den Eismonden gibt es durch die Inklination von 24 Grad nicht. Auch gab es kaum neue Bilder in den letzten Wochen. Dafür haben nun die Auswerter etwas Zeit die Bilderflut von etwa 40000 Bildern seit dem Beginn der Beobachtungen vor 15 Monaten (Das erste veröffentlichte RAW Image ist datiert vom 20.2.2004) abzubauen.

In diesem Orbit gab es am 21.5.2005 die Gelegenheit die Monde Atlas (99700 km), Prometheus (107400 km) und Enceladus (102100 km) in naher Distanz zu passieren. Leider hat man wegen der für die Beobachtung ungünstigen Geometrie der Bahn keine Aufnahmen gemacht.

Inzwischen wurde ein neuer naher Mondvorbeiflug bekannt gegeben, der sich durch die Änderung für den nahen Vorbeiflug an Tethys ergab. Der kleine Mond Telesto, der koorbital mit dem großen Mond Tethys den Saturn umkreist wird am 11.10.2005 in 9508 km Entfernung passiert werden. Diese Passage ist weitaus näher als die bisher geplante nächste Begegnung am 25.12.2005, die in 19313 km Entfernung erfolgt. Da Telesto aber nur 36 x 28 x 38 km groß ist, ist er auch bei größter Annäherung nicht großer als maximal 660 Pixel. Passt also noch ohne Probleme in das Blickfeld der Telekamera.

Die am 10.5.2005 in Nature veröffentlichte Arbeit von Porco gibt einen Einblick wie aufwendig es ist Bilder von der Titanoberfläche zu machen. Es müssen 2-3 Bilder summiert werden, ein Bild des Dunstes (aufgenommen bei 619 nm) subtrahiert werden und zuletzt wird ein niedrig aufgelöstes Bild um die Streuung des Lichts zu berücksichtigen. Trotzdem sind die kleinsten sichtbaren Details 5 mal größer als die Pixelgröße und die besten globalen Karten erreichten bisher nur 2 km Auflösung. Die Hälfte der Titanoberfläche ist sogar nur mit 80 km Auflösung bekannt. So ist es ganz geschickt dass Cassini Titan über vierzig mal anfliegen wird. Allerdings wird ein Drittel des Titans niemals nahe passiert werden und daher nur mit schlechter Auflösung bekannt bleiben. Der Artikel gibt auch einen Überblick über die schon veröffentlichten Details wie entdeckte Krater, Küstenformen, Kanäle und Wolken.

Nachdem man schon vorher gezeigt hatte, wie sich VIMS, ISS und SAR ergänzten gab es am 26.5.2005 eine neue Überraschung. Auf VIMS Aufnahmen der Region, die nach ISS Aufnahmen wie ein Krater aussieht wurde deutlich dass dieses anders als die Umgebung ist, ein so genannter "Hot Spot". Was es ist (Einschlag, atmosphärischer Prozess oder Kryovulkanismus) ist derzeit noch nicht bekannt, aber es ist jung. Auffällig ist auf jeden Fall, dass der warme Fleck von 550 km Größe genau über dem 483 km großen "Krater" der ISS Aufnahmen liegt. Auf Bildern gewonnen bei 1.7, 2.0 und 5.0 Mikrometern Wellenlänge ist auf jeden Fall das Gebiet anders gefärbt (in Infraroten Wellenlängen) als die Umgebung. Die ersten Vermutungen gehen von einer Wolke aus, die durch die darunter liegende Oberfläche geformt wird, z.b. durch die Kraterwälle an der Bewegung gehindert wird. Es könnte aber auch sein, dass man die Oberfläche sieht und bei dem Einschlag dort Material anderer Zusammensetzung freigelegt wurde. Manche vermuten es könnten Gebirge sein. Genaueres wird man am 2.7.2006 erfahren, dann fliegt Cassini über dieselbe Gegend, aber diesmal nachts. Nachtaufnahmen von VIMS dürften dann zeigen ob die Gegend auch wärmer als die Umgebung ist.

Die Ringbedeckungsexperimente, die in diesen Monaten vermehrt stattfinden lieferten ebenfalls ein erstes Resultat, welches die Beobachtungen von Voyager noch verfeinert. Bei den Bedeckungsexperimenten verschwindet die Sonde von der Erde aus hinter den Ringen und diese schwächen die Radiosignale ab. Cassini verfügt anders als Voyager über Sender in 3 Frequenzbändern (S, X und K Band) und je nach Größe der Ringteilchen beeinflussen diese die verschiedenen Frequenzen unterschiedlich stark. Das S-Band sieht keine Teilchen unter 10 cm Größe, beim X Band liegt die Grenze bei etwa 1 cm und das Ka Band sollte Teilchen von Millimetergröße nachweisen können. Die Auswertung der ersten Daten zeigte, dass die Größenverteilung in allen Ringen heterogen ist. Die Obergrenze liegt quer über das Ringsystem bei einigen Metern. Die kleinsten Teilchen differieren: Im B Ring (dem hellsten der Ringe) und dem inneren A Ring gibt es kleinere Teilchen als 5 cm Durchmesser. Im äußeren A Ring und C Ring scheinen 5 cm die Untergrenze zu sein. Auch die Dichte scheint sehr unterschiedlich zu sein. Im 5000 km breiten Kern des B-Rings liegt die Dichte 4 mal höher als im A-Ring und 20 mal größer als im C Ring. Der B-Ring ist auch nicht einheitlich aufgebaut. Es gibt 5 Regionen von 1000-1500 km Breite mit höherer Dichte, getrennt von Zonen niedriger Dichte. Im A-Ring wurden 40 Wellen gefunden die mit Dichteschwankungen einher gehen. Diese werden durch die nahe gelegenen Ringmonde verursacht.

Eine ähnliche Dichtewelle wurde auch im B-Ring gefunden, deutlicher als bei den bisherigen Beobachtungen. Die Ergebnisse stammen von der ersten Radiobedeckung am 3. Mai. Bis zum 5. September werden sieben weitere folgen. Insgesamt 20 Radio- und 80 Sternbedeckungen sind für die Primärmission geplant. Neben der Möglichkeit 3 Frequenzen einzusetzen ist bei Cassini auch die Geometrie günstiger. Als Voyager 1+2 im Jahre 1980/81 den Saturn passierten lagen die Ringe gerade in der Ekliptik. Voyager 2 hatte den größeren Winkel, aber auch diese betrug nur 6 Grad. Dadurch passierte die Sonde sehr rasch die Ringe und sah sie sehr schräg. Bei Cassini beträgt der Winkel 23 Grad. Der Vorteil der Radiobedeckung gegenüber Bildern ist die Auflösung. Die ISS Kameras machen Aufnahmen mit einer Auflösung von einigen Kilometern. Die Radiobedeckungsdaten erreichen eine Auflösung von 50 m. Aus den Daten kann man künstliche Ringansichten erstellen. Das Bild oben zeigt einen Vergleich der ISS mit den Radiobedeckungsdaten. obwohl diese nur eine Auflösung von 1 km besitzen, sind sie schon feiner aufgelöst als die ISS Bilder. Bei 100 m Auflösung waren im C-Ring deutliche Dichtewellen zu erkennen die man Titan zugeschrieben hat.

Orbit 10

Auch Orbit 10 hat im wesentlichen die gleichen Daten wie die vorhergehenden Orbits. Cassini umläuft den Saturn in 18 Tagen und durchläuft den nächsten saturnnächsten Punkt am 26.6.2005. Die letzten Wochen ergaben kaum Beobachtungen der Monde, lediglich Titan wurde aus mehr als 430,000 km Entfernung am 4.6.2005 fotografiert. Dafür studierte die Sonde die Ringe und auch die Bewegung der Ringmonde über mehrere Rotationen. Am 8.6.2005 sollte Cassini den kleinen zu Thetys koorbitalen Mond Calypso in einer Distanz von 97810 km passiert haben. Aufnahmen wurden jedoch nicht gemacht,

Pünktlich zum Periapsisdurchgang am 8.6.2005 gab es dann eine aufregende Neuigkeit, fast könnte man sie als Sensation bezeichnen: Beim Vorbeiflug am 26.10.2004 hat das abbildende Infrarotspektrometer VIMS Anzeichen für einen noch aktiven Kryovulkanismus gefunden, d.h. Vulkane deren ausgespuckte Lava nur bei den niedrigen Temperaturen von Titan flüssig ist. Dies wirft ein neues Licht auf das Vorkommen von Methan auf dem Titan. Vorher Huygens und Cassini nahm man an, Methan entstamme einem Methan Ozean, aus dem es verdampft und in den es wieder abregnet. Die Huygens Landung ergab dann, dass Methan nur kurzzeitig flüssig ist und die dunklen Stellen die man vorher fand Ablagerungen aus ausgewaschenen organischen Aerosolen ist. Nun erscheint es sehr wahrscheinlich, dass Vulkane Methan ausstoßen und so die Quelle des Methans sind. Ursache dafür ist, dass der Mond von Saturn durchgeknetet wird. Titan durchläuft eine leicht elliptische Bahn (mit minimaler Entfernung zum Saturn von 1187151 km und maximaler Entfernung von 1257270 km. Da der Mond gebunden rotiert (eine Umdrehung dauert genauso lang wie ein Umlauf) ist er der Bahnbewegung im saturnfernsten Punkt voraus und im saturnnächsten Punkt hinkt er hinterher. Das innere versucht dieser Bewegung zu folgen und dies erzeugt Wärme, eventuell genug für den Kryovulkanismus.

VIMS nahm ein Gebiet von 150 x 150 km Auflösung in verschiedenen Wellenlängen mit einer Auflösung von 1.8- 2.6 km/Pixel auf. Der 30 km breite Vulkan sitzt auf einem größeren, schüsselförmigen Dom, aus dunklem Material und erinnert an Vulkane auf der Venus und Erde. Es ist eine echte Bodenstruktur denn bei anderen Beobachtungen änderte sich nicht die Form und Position, es ist also keine Wolke. Erkennbar sind zwei westwärts gerichtete Fahnen die eventuell von Auswürfen stammen. Man wünscht sich, dass VIMS eine höhere Auflösung hat. Obgleich VIMS, dass bei seinem Start am weitesten entwickelte abbildende Spektrometer war, hat es sich eine sehr schlechte räumliche Auflösung. Seine Nachfolger an Bord der Kometensonde Deep-Impact oder des Mars Reconnaissance Orbiters haben eine 3-17 mal höhere Auflösung, vor allem durch bessere und größere IR Sensoren. Das RADAR von Cassini könnte die Region jedoch im Laufe der Mission überfliegen und dabei Aufnahmen anfertigen. Die Region liegt in einer ähnlichen Breite wie der Huygens Landeort, aber bei -144 Grad Länge, also etwa 2200 km östlich des Huygens Landeplatzes.

Am 9.6.2006 gab es erstmals seit dem Vorbeiflug an Mimas vor einem Monat wieder einige Mondbilder. Dione wurde in 212000 km Entfernung passiert und einige globale Aufnahmen gewonnen. Andere Aufnahmen gelten den Ringen, so gibt es nun ein besseres Bild von Pan, der aus 420000 km Entfernung etwa 12 x 13 Pixel groß ist - Mithin ein etwa 30 x 33 km großer Mond und damit etwas größer als vorher angenommen. Schon einen Tag später flog Cassini an Hyperion vorbei. Bei einer Vorbeiflugdistanz von 166200 km gelangen die bislang besten Bilder dieses Saturnmondes. Sie zeigten erheblich mehr Krater als die Voyager Aufnahmen die aus der fast dreifachen Distanz gelangen. Dies unterscheidet Hyperion auch von Phoebe, die zwar in etwa gleich groß ist, jedoch lange nicht so verkratert. Die Kamera konnte von 812000 bis 166000 km Entfernung den Mond während seiner Rotation fotografieren. Leider wurde die Helligkeit völlig falsche eingeschätzt und die meisten Bilder waren völlig überbelichtet. Lediglich die mit einem UV Filter gemachten Aufnahmen sind einigermaßen brauchbar.

Der Orbit Nummer 10 und die folgenden ist der Gegenstand des nächsten Aufsatz über Cassinis Mission im zweiten Halbjahr 2005.

Cassini Image Downloader

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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.

Links

Planetary.org : Viele Hintergrundinfos zu Cassini und Saturn

DLR Cassini Seiten (Deutsche Übersetzung der NASA Seiten)

NASA Cassini Website

Cassini RAW Images

Alle Bilder: Copyright Courtesy NASA/JPL-Caltech.

Bücher vom Autor über Raumsonden

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.

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