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EinleitungDie 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.
Die Einzigartigkeit Titans im Sonnensystem (einziger Mond mit einer Atmosphäre, die noch dazu wie bei der Erde vorwiegend aus Stickstoff besteht) und die Voyager-Ergebnisse (Entdeckung von organischen Molekülen in der Atmosphäre) haben den Franzosen Daniel Gautier und den am Max-Planck-Institut für Aeronomie forschenden Taiwanesen Wing Ip bereits 1982 veranlasst, der ESA eine Sonde zum Titan vorzuschlagen.
Im Jahre 1983 wurde von der NASA die Mission SOTP (Saturn Orbiter / Titan
Probe) als eine der 4 wichtigen Kernmissionen der zukünftigen Planetenforschung vorgestellt. Die
anderen drei waren Magellan, der Mars
Observer und eine Kometenmission namens CRAF. Mitte 1984 gab die ESA einen Untersuchung in
den Auftrag, ob man die Landesonde von SOTP für Titan bauen könnte. Es wurde festgestellt, das
diese im Bereich des machbaren lag und von 1986-1988 wurde die Mission definiert. Dabei kam es zu
einer einjährigen Verzögerung, da die NASA nicht sicher war, ob Cassini gebaut werden würde. Als
dies feststand wurde im November 1988 die Mission beschlossen. Inzwischen wurde die SOTP Mission
von der NASA in Cassini benannt. Mehr Informationen über die Cassini
Raumsonde, die Instrumente von Cassini und die
Radioisotopengeneratoren von Cassini finden Sie in separaten
Aufsätzen.
Die ESA baut die Titan Landekapsel, die man nach dem holländischen Astronomen Christiaan Huygens benannte. Er lebte von 1629-1695. Neben seinen astronomischen Erkenntnissen erfand er auch die Pendeluhr und die "Unruh" für Taschenuhren. (Huygenssches Prinzip). Er entdeckte 1655 den Saturnmond Titan und bemerkte 1956 als erster, dass der Saturn von einem Ring umgeben ist. Im gleichen Jahr entdeckte er auch den Orion Nebel. Das alles schaffte er mit einem Teleskop mit nur 50 facher Vergrößerung. Huygens muss also sehr gute Augen gehabt haben. Bekannt ist auch das von ihm entwickelte "Huygens Okular", das billigen Kaufhausteleskopen beiliegt.
Zudem sollte Huygens nach dem ursprünglichen Plan 375 Jahre nach Christiaan Huygens Geburtstag auf Titan landen. Durch die Verzögerung im Flugplan wird sie nun 310 Jahre nach Huygens Tod landen. Huygens ist nach Giotto und Ulysses die dritte europäische Raumsonde. Die Beteiligung der ESA an Cassini rettete dieses Unternehmen, das mehrmals gestrichen werden sollte, weil es zu teuer sei. Insgesamt betragen die Gesamtkosten für Huygens 500 Millionen USD. Die gesamte Cassini Mission kostet mit Huygens 3340 Millionen USD.
Um die Mission von Huygens zu verstehen muss man sich etwas näher mit
Titan beschäftigen. Schon im Jahre 1944 stellte man im Spektrum von Titan Absorptionsbanden von
Methan fest. Das ist ein Gas, das auf der Erde ein sehr effektiver IR Absorber ist und damit den
Treibhauseffekt mit Kohledioxid bewirkt. Noch vor der Ankunft der ersten Sonde die zu Saturn
flog, Pioneer 11, meinte man, dass der Mond eine
Oberflächentemperatur von -20° C hätte und sich dort Leben entwickeln könnte.
Voyager 1 wurde auf eine Bahn geschickt, die besonders nahe an Titan heranführte um diesen zu untersuchen. Sie passierte den Mond am 13.11.1980 in einer Distanz von nur 4000 km. Sie stellte folgendes fest:
In den späten achtziger Jahren entdeckte man bei der
Auswertung von Radarechos, das Titan zum größten Teil mit einer Flüssigkeit bedeckt sein muss.
Das Signal wahr erstaunlich sauber rückgestreut worden, was auf eine sehr glatte Oberfläche
hindeutete. Von den in der Atmosphäre vorhandenen Gasen kann Verursacher von Ozeanen nur Methan
oder Ethan sein. Beide Gase sind bei -180 ° Celsius flüssig. Methan wird allerdings schon bei
wenigen Grad darüber gasförmig. Man entdeckte auch, dass man bei 0.94-1.6 µm Wellenlänge tiefer
sehen kann, eventuell bis zur Oberfläche. Dies wird Cassini ausnützen. Cassinis Kamera verwendet
CCDs die im Gegensatz zu den Vidicon Röhren von Voyager auch im nahen Infrarot (bis 1100 nm
Wellenlänge) empfindlich sind.
Der Befund eines zum großen Teil mit Flüssigkeit bedeckten Titans ist in den späten neunziger Jahren wieder ins Wanken gekommen. Inzwischen gibt es mit dem HST und einigen Teleskopen auf der Erde mit adaptiver Optik die Möglichkeit auch im nahen Infrarot den Titan zu erkunden. Sowohl das HST wie auch Aufnahmen von Keck und dem Frankokanadischen Teleskop zeigen einige unveränderliche Strukturen auf der Oberfläche. Es gibt aber auch Zonen die schwarz sind und die man für Ozeane halten kann (oder Gestein mit sehr hoher Absorption). Zum Beispiel ist bei der verwendeten Wellenlänge im Infraroten Wassereis fast undurchsichtig. Das gute Reflexionsvermögen kann man auch ohne Ozeane mit einem dünnen Eisfilm durch Methanregen auf Wassereis erklären.
D
a sowohl das HST wie erdgebundene Teleskope maximal Details von
der Größe von ca. 300 km feststellen können ist dies jedoch offen. Heute gehen die meisten
Wissenschaftler nach neueren Aufnahmen, die keine ausgedehnten dunklen Flächen zeigen, davon aus,
das es wahrscheinlich keine ausgedehnten Ozeane, aber vielleicht Seen und Flüsse aus Ethan oder
Methan gibt.
Klarheit wird hier erst Cassini bringen. Neben der Kamera kann die Sonde auch mit der Hochgewinnantenne den Mond beobachten, indem sie die Antenne als Radar benutzt. Leider wird Huygens recht früh während der Mission abgetrennt, so dass auch hier ein Unsicherheitsfaktor bleibt. Die ausgedehnte Atmosphäre und die geringe Gravitationskraft des Titan bewirken, dass auf dem Mond Sonden sehr langsam sinken. Die Oberflächengravitation beträgt nur 1.345 m/s², das sind 13 % der irdischen Schwerkraft. So dauert der Abstieg von Huygens länger als selbst bei der Venus (deren 90 Bar dicke, 80 km hohe Atmosphäre in zirka 60 Minuten durchwandert wird) oder der Erde (15-18 min) oder gar dem Mars (zirka 7 Minuten). Es gibt jedoch eine große Unsicherheit, da man noch wenig über die Atmosphäre weiß. So gibt die ESA auch Zeiten von 120-150 min für den Flug von Huygens durch die Atmosphäre Titans an.
Nach dem gemeinsamen Start am 15.10.1997 von Cassini und Huygens mit einer Titan 4B verlief die Reise von Huygens zuerst ereignislos, während Cassini eine Reihe von Manövern, Vorbeiflügen an Venus und Erde und ab Oktober 2000 auch Beobachtungen von Jupiter durchführte. Huygens wurde lediglich alle 6 Monate durchgecheckt.
Im Februar 2000 stellte man bei einer der Routineüberprüfungen von Huygens, die zweimal im Jahr stattfinden, fest, das der Empfänger für die Daten von Huygens an Bord von Cassini einen folgenschweren Fehler hat. Bei dem Senden von simulierten Daten von der Erde aus an den Empfänger an Bord von Cassini kamen nur etwa 10 % der Daten an. Durch Fehlfunktion eines integrierten Schaltkreises hat dieser eine zu geringe Bandbreite. Cassini bewegt sich relativ zu Huygens auf einer Bahn an Titan vorbei und diese Geschwindigkeit führt zu einer Doppelverschiebung des Signals. Dadurch liegt das Signal das Cassini empfängt außerhalb des Bereichs den der Empfänger nutzen kann. Man hatte das Programm für den Empfang leider fest in einem festprogrammierten Baustein, einem PROM abgelegt und konnte es so nicht mehr im Nachhinein ändern. So lauschte der Empfänger für die Daten Huygens an einem falschen Empfangsbereich.
Der Empfänger kam von der ESA, die danach ziemlich ratlos war. Gefertigt
wurde er von der italienischen Firma Alenia Spatizio. Diese wollte den Empfänger besonders
stromsparend auslegen und hat dadurch den Empfangsbereich begrenzt, leider ohne die
Dopplerverschiebung zu berücksichtigen. Der Empfangsbereich war festverdrahtet und nicht durch
ein Programm veränderbar. Die einzige Maßnahme die es gab, war es die relative Geschwindigkeit
beider Sonden zu ändern. Man erarbeitete bis Juli 2001 einen Rettungsplan.
Nach dem ursprünglichen Plan hätte Cassini Titan in 1200 km Höhe passiert. Durch Verschieben des Punktes auf 65000 km ist die Relativgeschwindigkeit von Cassini erheblich geringer, allerdings verbraucht Cassini dadurch etwas mehr Treibstoff beim Einbremsen in den Orbit so dass, der Resttreibstoffvorrat nach Ende der Primärmission um 1/3 - ¼ geringer ist.
Dies hat allerdings auch den Zeitplan verändert. Nach dem Einschwenken in eine Umlaufbahn um den Saturn am 1.7.2004, sollte die Sonde am 27.11.2004 beim ersten nahen Vorbeiflug auf Titan landen, Dieser Zeitpunkt ist nun auf den 14.1.2005 gerutscht. Dadurch ergab sich aber die Möglichkeit die ersten beiden Vorbeiflüge zur Titan Erkundung zu nutzen. Vor allem der zweite Vorbeiflug am Titan am 13.12.1004 ist wichtig, da bei diesem Cassini die Landestelle von Huygens einsehen kann. Cassini hat dazu die Bahn des ersten Orbits verändert. Anstatt 148 Tagen hat diese nur eine Umlaufszeit von 116 Tagen. Dies braucht mehr Treibstoff erlaubt es aber den Flugplan nach dem 14.1.2005 an den alten anzupassen. Nach den ersten Beobachtungen von Iapetus hat man die Distanz für einen Vorbeiflug an Iapetus am 31.12.2004 verdoppelt, weil sich zeigte, dass man dessen Bahn nicht genau genug kannte und weil man seine Masse auch nicht gut kennt wollte man vermeiden, dass er die Bahn von Huygens verändert.
Der erste Titanvorbeiflug am 2.7.2004, noch in 354000 km Entfernung war die letzte Gelegenheit noch den Abstieg von Huygens anzupassen. Man sondierte bei diesem Vorbeiflug vor allem die Atmosphäre bis in 400 km Höhe. Die Messdaten passten gut zu den Modellen auf denen Huygens Abstieg beruhte.
Während Cassini nun jeden Tag Bilder von Saturn und Messergebnisse zur Erde liefert, bleibt Huygens eine passive Sonde. Sie wird nun nur öfters durchgecheckt, als während des Fluges zum Saturn. Am 19.9.2004 gab es eine wichtige Untersuchung: Sind die Lithiumsulfoxid Batterien über die 7 Jahre dauernde Reise gealtert und haben an Leistung verloren? Der Test ergab, dass alle Batterien gesund und funktionsfähig sind.
Der Vorbeiflug von Cassini an Iapetus am 22.10.2004 zeigte allerdings, dass man die Bahn des Mondes nicht so gut kannte, wie erwartet. Seine Position lag um mehr als ein halbes Grad neben der berechneten, was dazu führte, dass die Telekamera von Cassini mit ihrem Blickfeld von 0.35 Grad zeitweise nur den Himmel fotografierte. Da man auch die Masse von Iapetus nur schätzen konnte (Keine Raumsonde näherte sich bislang ihm mehr als auf 1 Million km) änderte man den Flugplan für den ersten nahen Vorbeiflug an Iapetus. Am 31.12.2004 passieren Cassini und Huygens (dann schon getrennt) im Tandem Iapetus. Damit dieser Huygens Bahn nicht mehr beeinflusst wurde die Vorbeiflugdistanz von 62300 auf 121100 km für Huygens angehoben. Cassini nähert sich auf 117500 km anstatt 55200 km. Somit ist durch die höhere Distanz die Bahnbeeinflussung sehr klein und ein sicherer Eintritt in die Titanatmosphäre gewährleistet.
Am 23.11.2004 wurde Huygens ein letztes mal durchgecheckt, dies war die
Grundlage für die am 24.11.2004 zu fällende Entscheidung ob die Sonde abgetrennt wird. Am
26.11.2004 wurden die Batterien aktiviert. Dieser Schritt ist unumkehrbar. Ein Test ergab, dass
alle Batterien die nominelle Spannung liefern und Huygens so genügend Strom haben wird. Nach dem
zweiten Vorbeiflug an Titan am 13.12.2004 beginnt am 18.12.2004 das Ausrichten von Cassini auf
die mögliche Landestelle. Diese Ausrichtung wird am 23.12.2004 nochmals feiner korrigiert,
nachdem man die neue Bahn vermessen hat.
Am 25.12.2005 wird Huygens abgetrennt. Drei Tage später, am 28.12.2004 wird Cassini ihren Kurs ändern, um nicht wie Huygens in die Titanatmosphäre einzutreten. Der Orbiter bereitet sich ab dem 2.1.2005 auf die Landung vor: Er macht keine unnötigen Aktivitäten mehr, auch keine wissenschaftlichen Untersuchungen, damit er die Daten von Cassini empfangen kann. Ab dem 7.1.2005 werden die wissenschaftlichen Beobachtungen eingeschränkt. Huygens Abtrennung beeinflusst auch den Vorbeiflug am 1.1.2005 an Iapetus. Schon zu diesem Zeitpunkt ist ein Teil des Recorders für Daten von Huygens reserviert, so dass man nur 2 GBit anstatt 4 GBit Daten aufzeichnen kann.
Am 14.1.2004 ist schließlich die Landungstag. Das Zielgebiet liegt bei -10 Grad Süd (±0.7 Grad) und 160 Grad Ost (±13 Grad). Der Abstieg durch die Atmosphäre geschieht trotz Abwerfens der Fallschirme in schneller Folge relativ langsam, da Titans Atmosphäre durch die niedrige Gravitation sehr ausgedehnt ist und trotzdem durch die Kälte sehr dicht. Die obersten Smogschichten liegen 400 km über der Oberfläche und auf der Erde würde die Atmosphäre einen Bodendruck von 16 Bar aufweisen. Auf Titan sind es nur 1.6 Bar.
Für den zeitlichen Ablauf der Mission muss man einen Referenzzeitpunkt setzen. Bei Huygens hat man die Entfaltung des ersten Fallschirms gewählt. Dies ist der Zeitpunkt T0. Nach 22 Tagen Freiflugphase weckt ein Timer die Elektronik der Sonde auf. Dies geschieht lediglich 45 min vor dem T0. 27 Minuten 44 Sekunden vor T0 werden die Transmitter aktiviert, kurz darauf das GCMS, welches schon in 1200 km Höhe Messungen machen kann. 9 Minuten vor T0 wird HASI aktiviert, dessen Beschleunigungssensor die Fallschirmauslösung aktiviert. 4 Min 26 Sekunden vor T0 wird die Atmosphäre in 1270 km Höhe erreicht.
Die ersten Messwerte gibt es ab etwa 1000 km Höhe. Nun wird Huygens zuerst langsam, dann immer stärker abgebremst und der Beschleunigungsmesser von HASI zeichnet diese Werte auf. Später wird dies durch die Temperaturen ergänzt. Der Hitzeschutzschild bremst die Sonde innerhalb von 2 Minuten von 6.1 km/s (zirka 22000 km/h) auf 1080 km/h ab. Dabei treten Verzögerungen von bis zu 16 g und Temperaturen von 1700° mit Spitzen von bis zu 2000° Celsius auf. Die maximale Belastung wird in 300 bis 250 km Höhe erreicht, 70 Sekunden vor T0. Innerhalb von weiteren 3 min ist Huygens bis durch die Reibung auf 0.4 km/s abgebremst.
Ein Sensor erfasst die Geschwindigkeit. Unterschreitet diese Mach 1.5 auf Titan (entsprechend 360 m/s), so wird die Sonde aktiv: In 180-150 km Höhe (beste Schätzung derzeit: in 159-162 km Höhe) schießt dann ein Mörser, durch eine Öffnung im oberen Hitzeschutzschild, den ersten Pilotfallschirm hinaus. Dies ist der Zeitpunkt T0. Dieser 2.59 m gro0e Fallschirm zieht den oberen Hitzeschutzschild von der Sonde weg und stabilisiert die Sonde. 2.5 Sekunden später wird der Hauptfallschirm von 8.3 m geöffnet. Er ist für eine Hochgeschwindigkeitsöffnung ausgelegt und bremst die Sonde auf 366 km/h ab. Cassini wiegt jetzt noch 288.7 kg. Nach einer halben Minute, in der sich die Sonde stabilisiert haben sollte wird dann auch der untere Hitzeschutzschild in 145-170 km Höhe abgetrennt. Nun wiegt Cassini noch 207.6 kg. Dies geschieht sobald die Geschwindigkeit Mach 0.6 unterschreitet. Durch aerodynamische Führung der Luft um Huygens, wird die Sonde dann wieder in eine langsame Rotation um ihre Längsachse versetzt.
Nun sind die meisten Instrumente freigelegt und können 42.5-44.5 sec nach Öffnen des
Pilotfallschirms mit der Arbeit beginnen. Dies geschieht zuerst noch mit einer Datenrate von 1
Kilobit/sec. Die Höhe beträgt nun noch 160-170 km und der Außendruck etwa 1 Millibar. Durch die
ausgedehnte Atmosphäre wird die Sonde immer langsamer. Damit der Abstieg nicht zu lange dauert,
wird nach einer Viertelstunde der Hauptfallschirm abgetrennt. Nun wird ein dritter, nur noch 3.03
m großer Fallschirm entfaltet. Er sollte die Abstiegszeit auf unter 2.5 h verkürzen. Dies
geschieht in 105-125 km Höhe bei einer Geschwindigkeit von 126 km/h. Cassinis Gewicht ist nun auf
202.8 kg gesunken. Als letztes Instrument nimmt DISR 80.5 Sekunden nach T0 die Arbeit
auf. Bei T0+134.5 Sekunden schaltet die Sonde auf eine höhere Datenrate um und sendet
ab jetzt konstant mit 8 KBit/sec zu Cassini.
Nach passieren der oberen Smogschicht, die bis in 50 km Höhe reicht sollte Huygens den Boden durch Wolkenlücken erfassen können. Nach dem Durchqueren der Wolkenschicht in 20 km Höhe haben die Kameras freien Blick auf den Boden.
Mit diesem Fallschirm sollte die Oberfläche innerhalb von 120-150 min erreicht werden. Bei T0+32 Minuten ist die Sonde noch in 60 km Höhe. Bei T0+75 Minuten erst in 25 km Höhe, nach 105 Minuten ist die Sonde erst in 11 km Höhe angekommen. Die Sonde fällt also sehr langsam, langsamer noch als die Venera Lander. Ab 20 km Höhe sollte sie eine konstante Fallgeschwindigkeit erreichen. Die Sonde sollte mit einer Geschwindigkeit von 18-22 km/h auf die Oberfläche auftreffen.
Die ESA nimmt an, dass die Sonde dies überlebt und mindestens 3 Minuten bis maximal 30 Minuten danach noch senden kann. Diese Einschätzung beruht auf zwei Faktoren. Das eine ist die bei Missionsbeginn vorgegebene Bahn von Cassini. Die damals eine maximale Kommunikationszeit von 3 h vorhersah und man annahm, das die Sonde maximal 150 min bis zur Oberfläche braucht. Diese war durch die Geometrie der Cassini Bahn bestimmt, die nach 3 Stunden von Huygens aus hinter dem Horizont verschwindet, so, dass eine Kommunikation unmöglich ist.
Der zweite Faktor ist die Unsicherheit über die Oberfläche. Sollte Huygens in einem See aus Ethan und Methan landen, so kann die Sonde zwar darin schwimmen, doch das flüssige Medium mit einer Temperatur von -180°C wird die Sonde sehr schnell auskühlen. Unter diesen Bedingungen kann die Sonde kaum mehr als 3 Minuten arbeiten. Diese Zeit wird von der ESA als Minimum angesehen, welche die Sonde in einem flüssigen Medium überleben kann. Wie lange die Sonde schwimmen kann, darüber gibt es keine Angaben. Bei einer Landung auf Festland ist der Landeschock die größte Belastung. Die Aufschlaggeschwindigkeit liegt bei 18-20 km/h. Das entspricht auf der Erde einem Fall aus 2.5 m Höhe.
Eventuell wird Cassini vor der Landung dies klären können. Die Aufnahmen beim ersten nahen Titanvorbeiflug am 25.10.2004 waren zwar durch den Smog und fehlenden Schatten sehr unscharf, zeigten aber Details in der Größe von einigen Kilometern. Auf diesen fand man keine großen Ozeane. Ähnliches beobachtete das Radar von Cassini das einen 300 × 2000 km langen Streifen (etwa 1% der Oberfläche) aufnahm und auch dort keine flüssige Oberfläche feststellen konnte. Beide Instrumente konnten das Landegebiet von Huygens aber nicht aufnahmen. Dafür lieferte NIMS eine erste Überraschung: Das Verhältnis von N15 zu N14 ist das höchste im Sonnensystem, das bedeutet, dass Titan einen großen Teil seiner Atmosphäre verloren haben muss, denn so hat sich das schwere Isotop angereichert. Da NIMS und GCMS in großen Teilen identisch sind war dies auch ein Test des GCMS Instrumentes.
Ein Vorbeiflug am 13.12.2004 führte über das Gebiet in dem die Sonde landen soll. Nun muss man nur noch hoffen, das man ganz bis auf die Oberfläche sehen kann. Durch die veränderte Bahn ist es zumindest nun so, dass es nun 5 h (anstatt 3 h) Sendezeit durch die größere Entfernung gibt. Falls Huygens also auf festem Boden landet könnten noch bis zu 150 min Daten vom Boden erhalten werden. Es gibt jedoch keine Änderung des Planes um z.B. den Abstieg langsamer zu machen um so die Atmosphäre besser zu untersuchen. Insgesamt kann Huygens von 10:06 MEZ bis 14:59 MEZ also 4 Stunden 53 Minuten lang zu Cassini Daten funken, dann verschwindet Cassini hinter dem Horizont und dreht sich um die Daten zur Erde zu senden. Nach den Vorhersagen der ESA sollte die Sonde bei T0+138 Minuten den Boden erreicht haben. Dies erlaubt einen maximalen Betrieb von 135 Minuten am Boden bis Cassini den Kontakt zu Huygens verliert. Solange wird Cassini auf Signale von Huygens horchen und sich erst dann drehen um diese zur Erde zu senden.
Cassini zeichnet die Daten 4 fach auf und sendet diese am selben Tag zweimal zur Erde. Wenn die Verbindung zu Cassini abreist, die Batterien leer sind oder wichtige Funktionen der Sonde durch Auskühlung ausfallen ist in jedem Falle die Mission von Huygens beendet. Auf der Erde werden die Daten vom ESOC geprüft, die 4 Blöcke und zwei Sendungen verglichen und erst dann der Inhalt des Recorders von Cassini freigegeben. Gibt es keine Probleme bei der Übertragung so sollte mit der zweiten Übertragung die am 15.1.2005 um 18:17 MEZ endet für Cassini die Huygens Mission beendet sein und die wissenschaftliche Auswertung der Daten beginnen.
Hier wird nach dem Soll Ablaufplan die tatsächliche Landung beschrieben
werden. Warten Sie bis zum 15.1.2005 !
Am 18.12.2004 erfolgte das Ausrichten von Cassini-Huygens auf die Landestelle. Das Bremsmanöver von Cassini war so genau (Brennzeit 84,9 Sekunden von 85.1 Sekunden geplant, Geschwindigkeitsänderung 11.9 m/s von vorgegebenen 11.937 m/s ), dass keine weiterer Feinjustierung nötig ist. Wäre dieses Manöver nicht erfolgt, so wäre Cassini in einer Entfernung von 4600 km an Titan vorbei geflogen.
Am 21.12.2004 wurden die letzten Kommandos zu Huygens geschickt, unter anderem auch die Startwerte für die Timer, die in Abänderung des Flugplanes die Sonde schon 4 Stunden vor dem Eintritt wecken und leicht vorheizen, da dies die Dopplerverschiebung reduziert. Dies ist eine der Maßnahmen um den Defekt an dem Empfänger an Bord von Cassini auszugleichen.
Am 25.12.2004 wurde Huygens abgetrennt und nach 12 Stunden fertigte Cassini ein 5x5 Fotomosaik an, um festzustellen, ob die Sonde auch korrekt auf Kurs war. Es diente auch zum genauen Positionieren der NAC für das nachfolgende Mosaik. Es gab zuerst ein Mosaik der WAC, als Huygens 15 km entfernt war und 3 Pixel groß war und nach 15 Stunden eines der NAC, als Huygens schon 52 km entfernt war. Die Sonde ist dann nur 12 Pixel groß, doch die Kameras von Cassini sind eben für die Fotographie von Objekten in großer Entfernung ausgelegt. Die Vermessung des Photos ergab, dass Huygens auf dem richtigen Kurs war.
Am 28.12.2004 stand das Orbit Deflektion Manöver an. Nachdem Cassini vorher so ausgerichtet war, dass Huygens auf Titan trifft, hat man nun erneut das Triebwerk gezündet um die Sonde von diesem Kollisionskurs abzubringen. Die Geschwindigkeitsänderung um 26.4 m/s bringt Cassini auf eine Distanz von 60000 km zu Titan.
Am 14.1.2005 steht nun die Landung an. Läuft alles nach Plan, so wird um 8:19 UTC Cassini sich drehen um auf die Signale von Huygens horchen. Um 10:13 sollte Huygens in die Atmosphäre in 1270 km Höhe eintreten. Cassini ist zu diesem Zeitpunkt 72400 km von Titan entfernt. Eine Minute später um 10:18 beginnt die Sonde zu Cassini zu senden.
Um 12:19 erreicht Cassini seine nächste Distanz zu Titan mit einem Abstand von 60000 km. Um 12:31 (Unsicherheit: ± 15 Minuten) sollte Huygens die Oberfläche von Titan erreichen. Um 14:44 wird Cassini das Sammeln von Daten nach 4 Stunden und 36 Minuten einstellen. Cassini ist nun 84.000 km von Titan entfernt. Um 14:54 dreht sich Cassini zur Erde. Um 15:17 sendet Cassini die Daten von Huygens zur Erde. Diese erste Datenübertragung mit 66360 Bit/sec sollte um 17:57abgeschlossen sein. Im SSR sind 4 Bereiche mit je 400 MBit Kapazität für die Probe reserviert.
Während der ganzen Zeit werden auch Radioteleskope auf der Erde auf die Signale von Huygens lauschen. Dazu werden Radioteleskope auf der ganzen Erde zu einem Verbund zusammengeschaltet, da die Signal von Huygens durch den Sender mit geringer Strahlbündelung sehr schwach sind. Ziel ist es neben der frühzeitigen Verifizierung ob Huygens überhaupt sendet auch die Position von Huygens durch Interferometrische zwischen den Radioteleskopen zu bestimmen. Daten kann man aus dieser Entfernung nicht mehr aus dem Rauschen extrahieren.
Es war ein langer Tag für Europas Raumfahrt und alle
Raumfahrtinteressierten. Alle folgenden Daten sind auf Erdempfangszeit umgerechnet. Um 11:13 MEZ
sollte Huygens in die Atmosphäre eintreten. Nach der Abtrennung des Hitzeschutzschildes um 11:18
sollte Huygens zu senden beginnen. Um 11:25 empfing das Radioteleskop bei Jordell Bank das erste
Signal von Huygens. . Man konnte zwar keine Daten aus diesem schwachen Signal extrahieren, aber
durch die Dopplerverschiebung die Geschwindigkeit bestimmen und danach klappte das Entfalten der
Schirme. Nun hieß es nur weiter horchen und horchen und horchen. Als sich Cassini um 14:47
wegdrehte sandte Huygens noch immer: Die Sonde hatte nach 2 Stunden die Oberfläche erreicht und
nicht nur 30 Minuten überlebt, sondern die ganze Kommunikationssession (hätte man Cassini noch
etwas weiter an Saturn vorbeilenken sollen um noch mehr Zeit zu bekommen ?) Die Wissenschaftler
waren begeistert: "Wir haben die Batterien für maximal 6 Stunden Betriebsdauer ausgelegt, doch
niemand von uns hätte gedacht, dass die Sonde so lange auf Titan überlebt". Auf der Erde empfing
man noch um 16:55 Signale von Huygens, dass war 5 Stunden 48 Minuten nach T0 ! Um
14:37 hatte allerdings Cassini schon das Datensammeln eingestellt. Damit war schon bevor die
Daten über Cassini auf der Erde eintrafen klar, dass die anspruchsvollste Atmosphärenmission
bislang: Die Landung auf einem Himmelskörper, der siebenmal weiter von der Sonne entfernt ist als der
Mars, so kalt, das irdische Luft größtenteils zu Flüssigkeit kondensieren würde und noch völlig
unbekannt ist geklappt hat. Dies war ein großer Tag für die ESA und die Weltraumfahrt auf der
ganzen Erde.
Wie immer hat sich auch unsere Forschungsministerin Frau Buhlmann bei der
Pressekonferenz blicken lassen. Leider bedeutet dies nicht, dass es mehr Geld für die Raumfahrt
gibt. Das Gegenteil ist in den letzten Jahren der Fall.
Abends veröffentlichte die ESA die ersten 2 Bilder von DISR, noch unbearbeitet und leider auch
unkommentiert. Das erste gewonnen beim Abstieg und ein zweites vom Boden. Das vom Abstieg ist
schwer zu deuten: Sieht man dort Bäche oder Flüsse ? Münden diese in einen See oder ein Meer ?
Oder handelt es sich um Risse in denen das rechts sichtbare dunkle Material zu sehen ist, dass
von hellem Material (Schnee ?) überdeckt ist ? Das Bild wurde aus 16.2 km Höhe aufgenommen und
zeigt noch 40 m große Details. Das nächste Bild aus 8 km Höhe sieht schon anders aus. Es sieht
aus wie bei der Erde ein Bild aus dem Weltraum, das Land und Wolken sowie Seen zeigt. Die
kleinsten Details sind 20 m groß. Doch dieses Bild stammt schon aus einer Höhe weit unter der
Wolkendecke und die ESA hält in einem ersten Kommentar dies für festes Land zwischen überflutetem
Terrain! Es scheint so als hätte Huygens viel Glück gehabt, da sie auf Land niederkam und nicht
in einem See (in dem sie schnell ausgekühlt wäre, aber v
vielleicht wären die
Messergebnisse interessanter gewesen?). Doch mit diesen Bildern scheint die Diskussion um Ozeane
auf Titan nicht beendet. So sagte Carolyn Porco (PI vom ISS
Team von Cassini), die Bilder wären unbearbeitet noch nicht aussagekräftig um dies zu
entscheiden. Sicher ist nur, das die kleinen Krater auf den Bildern nicht echt sind, sondern
Tröpfchen vor der Kamera.
Um 21:00 gab die ESA bekannt, dass die erste Datenübertragung abgeschlossen ist und Huygens 5 Stunden lang, also eine halbe Stunde länger als Cassini Daten sammelte, aktiv war. Alle 6 Instrumente hatten gearbeitet. 350 Bilder wurden gemacht.
Die Oberfläche scheint dagegen sehr glatt zu sein und mit relativ wenigen gleichmäßig großen und runden (abgeschliffenen ?) Steinen bedeckt zu sein. Auch hier findet man wieder einen dunklen Untergrund. Sind die Steine vorne von sich aus hell oder ist dies ein Effekt durch die Nähe der Sonne (Lampe, Lichtreflexion ?) Man darf auf die weiteren Ergebnisse gespannt sein.
Schon einen Tag nach der Landung, am 15.1.2005 gab es nun
die ersten Resultate. Zuerst einmal gab es einen Ausfall eines der beiden Datenkanälen von
Huygens. Der Ausfall scheint auf ein fehlendes Kommando zurückzuführen sein. Cassini hat nur
einen der beiden Empfänger eingeschaltet. Obgleich die beiden Datenkanäle redundant sind, hängen
2 Experimente von beiden Kanälen ab. Das ist zum einen DISR, bei dem die Datenrate für Bilder
kritisch ist. Man entschloss sich die Bilder nicht redundant zu senden, sondern abwechselnd über
beide Kanäle. So gab es nur halb so viele Daten von DISR wie
erwartet. Verloren sind dabei 350 Bilder.
Zum zweiten brauchte man den zweiten Kanal um bei Dopplerwindexperiment die Bewegung genau zu bestimmen. Hier halfen aber die Radioteleskope auf der Erde, welche die Dopplerverschiebung ebenfalls messen konnten. Allerdings ist dass Signal sehr schwach gewesen und die Aufarbeitung dürfte daher erheblich aufwendiger sein als geplant. Etwa 90 Prozent der Messungen dürften rekonstruierbar sein.
Huygens hat genau 8869.7598 Sekunden nach T0, also nach 2 Stunden 27 und 50 Sekunden den Boden erreicht. Die Sonde kam langsamer herunter erwartet mit einer Geschwindigkeit von 4.5 m/s (16.2 km/h). Dies deckt sich auch mit dem langsameren Abstieg: Huygens brauchte 15 Minuten länger als geplant, doch lag dieser Wert innerhalb der Fehlertoleranz der Vorhersage, schließlich wussten wir vor Huygens wenig von Titan. Es gab Sonardaten gab es bis 12 m Höhe. Der Abbremsschock betrug 15 g. Planmäßig vor dem Aufsetzen wurde die Lampe zugeschaltet und das Spektrometer stellte fest, dass es sich bei der Oberfläche vorwiegend um Wassereis handelt, dabei jedoch auch Methan oder andere organische Substanzen enthalten muss. Das SSP Team hat weitere 70 Minuten Daten von der Oberfläche bekommen. Das Penetrometer konnte 15 cm tief eindringen, wobei der Widerstand zuerst stark war und dann nachließ. Auf der Erde ist dies z.B. bei nassem Sand der Fall, aber auch wenn unter eine Kruste eine zähe Flüssigkeit liegt.
Ein weiteres Ergebnis, dass Hinweise auf die lange Funktionsfähigkeit von Huygens gab, war dass die Sonde erstaunlich lange warm blieb. In 50 km Höhe, wo die Atmosphäre schon recht dicht ist, lag die Temperatur im inneren noch bei 25 Grad Celsius.
Präsentiert wurden Geräusche des Windes beim Abstieg und vom RADAR
von der Annäherung an Titan. Auch wurden zwei Mosaike, gewonnen in 8 und 16 km Höhe präsentiert,
welches beim Abstieg gemacht wurde und ein nach Spektraldaten eingefärbtes Oberflächenbild (da
DISR monochrome Bilder macht gibt es keine echten Farbbilder).
Man sollte bei diesem Bild trotzdem vorsichtig sein, denn wenn auch die Farbe stimmt, die Intensität der Graustufen ist nicht die welche das menschliche Auge wahrnehmen würde. Unser Auge nimmt Licht von 380-680 nm Wellenlänge auf, Huygens CCD Chip dagegen von 660-1000 nm. Er ähnelt also mehr einem Nachtsichtgerät als unserem Auge. Da der Smog auf Titan aber jedes kurzwellige Licht schluckt war es nötig ins nahe Infrarot auszuweichen. Die Wissenschaftler waren sich noch immer nicht sicher, ob es tatsächlich eine mit einer Flüssigkeit überzogene Landschaft ist, aber tendierten nun mehr zu dieser Deutung, angesichts der Bilder von Huygens. Die Steine sind sichtbar erodiert und weißen damit indirekt auf die Existenz eines flüssigen Mediums hin. Insgesamt ist die Oberfläche dunkler als erwartet und besteht aus einem Gemisch aus Eis und Kohlenwasserstoffen. Die Unschärfe zum Horizont hin deutet auf einen bodennahen Nebel aus Kohlenwasserstoffen. Die Oberflächentemperatur beträgt 93.8 K, also etwas mehr als erwartet (-179.4 Grad Celsius). Die tiefste Temperatur beim Abstieg lag bei nur 70.5 Kelvin. (-103.6 Grad Celsius) in ca. 60 km Höhe bei einem Druck von 100 Hektopascal (Etwa dem Druck den die Erdatmosphäre am Boden hat). Der Bodendruck lag bei 1.46 Bar.
Die GC-MS Messungen ergaben, dass sich das Mischungsverhältnis von Methan zu Ethan ändert, wenn die Sonde sich dem Boden nähert. Dies könnte man auf das Passieren einer Wolkenschicht in 18-20 km Höhe zurückführen. Ansonsten war es konstant. Die Windgeschwindigkeit betrug 7 m/s in einer Höhe zwischen 10 und 20 km. Diese Dunstschicht verhinderte auch scharfe Aufnahmen des Bodens unterhalb dieser Höhe, so dass es bislang nur 2 anstatt 8 Panoramen unterhalb 33.5 km Höhe gibt. Es sind die hier abgebildeten Panoramen aus 16 und 8 km Höhe. Das die Dunstsschicht so tief lag (man vermutete ihre Untergrenze bislang bei 40-50 km Höhe) war die größte Überraschung beim Passieren der Atmosphäre. Ansonsten war das durch die Daten von Voyager und Erdbeobachtungen abgeleitete Modell weitgehend korrekt und die Sonde landete wie schon 1997 prognostiziert nach etwa 150 Minuten.
Am 18.1.2005 wurden weitere Details bekannt. So hat Huygens insgesamt 474 MBit
an Informationen gesandt (etwas mehr als die geplanten 400 MBit, aber nur über einen anstatt 2
Kanäle). Das reine Sendevolumen (komprimiert) betrug 13.5 MByte.
Das Nehmen der Proben für das GC-MS Experiment klappte in Höhen von 125 und 20 km. In 20 km Höhe gab es auch noch eine Smogschicht, wodurch es weniger auswertbare Panoramen beim Abstieg gab. (Vor der Landung ging man davon aus, dass ab einer Höhe von 50 km der Boden durch Wolken sichtbar sein sollte). Über die Überlebensdauer der Sonde gibt es nach wie vor widersprüchliche Angaben. Huygens sandte auch noch als Cassini schon längst hinter dem Horizont verschwunden war. Daten gibt es aber nur von 3 Stunden 44 Minuten, davon 1 Stunde 12 Minuten von der Oberfläche (Cassini lauschte über 4 Stunden 36 Minuten nach T0). Die Differenz zwischen Sendedauer und Zeit in der Daten gewonnen wurden dürfte daran liegen, dass Huygens zum einen durch retrograde Winde zu weit östlich herunterkam. Zudem kann der Orbiter keine Daten mehr empfangen wenn er aus der 120 Grad großen Sendekeule heraus rückt. So konnte Cassini über 72 Minuten Daten vom Boden empfangen, danach war zwar Huygens noch aktiv, aber Cassini konnte die Daten nicht mehr empfangen.
Inzwischen wurde auch der genaue Zeitablauf bekannt: (Alle Zeiten MEZ Ground Receive Times = Signalankunft auf der Erde)
So gesehen war die Umstellung der Cassini Mission welche die Mission um fast 2 Stunden verlängerte ein Glücksfall. Man hätte sogar noch 3 Stunden länger Daten bekommen können, weil die Batterien alle durchhielten (Man ging von einem Ausfall von einer oder zwei der Batterien aus und hatte daher "großzügig" Strom für 6 Stunden mitgeführt) Doch im Nachhinein ist man immer schlauer.
Der Ort an dem die Sonde landete konnte durch die VLBI Technik auf der Erde inzwischen auf 1 km genau bestimmt worden und ist auf dem links abgebildeten Bild eingezeichnet worden. Das Bild lässt nach wie vor Deutungen offen. Ist Huygens vielleicht auf dem helleren Streifen gelandet (Festes Land=heller) oder sind dies nur helle Wolken ? Ist vielleicht das dunkle keine Flüssigkeit sondern nur dunkle Oberfläche ? (Dies würde zu dem Eindruck passen, den die Oberflächenaufnahmen lieferten.
Eine Woche nach der Landung auf Titan veröffentlichte die ESA auf einer
Pressekonferenz weitere Ergebnisse. Bestätigt wurden nun die schon in der Zwischenzeit
verlautbarten Ergebnisse, so dass Huygens noch 72 Minuten 30 Sekunden nach der Landung Daten zu
Cassini senden konnte, danach weiter sendete, aber Cassini konnte keine Daten mehr empfangen.
Trotz dem Ausfall von Kanal A ging kein Frame verloren. Huygens wurde anfangs beim Fallschirm
deutlich stärker durchgeschüttelt als erwartet, dies legte sich dann beim Abstieg.
Die Wissenschaftler äußerten sich nun etwas
detaillierter zu den seit den ersten Bildern aufgekommenen Spekulationen, es gäbe Methanseen und
Flüsse auf Titan. Die Auswertung der Bilder zeigt deutlich, dass es zumindest in früherer Zeit
auf Titan ein flüssiges Medium gab. Es formte Bäche , die sich zu Flüssen vereinigen und Erosion
an Gebilden die an Inseln erinnern, die auch auf der Erde durch ein flüssiges Medium vorkommen.
Ob dies allerdings in der fernen Vergangenheit geschah und Titan heute trocken ist wie der Mars
(bei dem man ähnliches beobachtete) oder es noch heute einen Flüssigkeitskreislauf gibt, darüber
war nichts zu erfahren. Die Gegend die Huygens fotografierte war auf jeden Fall trocken, aber die
letzten Regenfälle lagen nicht allzu lange zurück. Man nimmt an dass sich in der Titanatmosphäre
Aerosole aus dunklem organischem Material bilden. Diese lagern sich auf der Oberfläche ab. Durch
Methanregen werden diese wieder weggewaschen und sammeln sich in den Rinnsalen und den dunklen
Ebenen.
Ob es aber täglich auf Methan regnet oder es eine Regenzeit gibt, das lässt sich nicht sagen. Mit Sicherheit gibt es durch die Neigung des Saturnäquators zur Ekliptik von 26.7 Grad Jahreszeiten auf Titan. Diese dauern jeweils 7.5 Jahre, da Saturn die Sonne in 29.5 Jahren umläuft. Huygens landete, als auf der Nordhalbkugel auf der die Landestelle liegt, gerade Winter herrschte.
Im Bild unten sind die weisen Spitzen etwa 100 m über der Ebene. Sie erinnern an Inseln im Meer. Die Spitzen bestehen aus verschmutztem Wassereis. Die Ebene ist von einem dunklen organischen Material bedeckt. Die Höhenangaben konnten relativ genau durch Stereoskopie ermittelt werden : Die Sonde bewegte sich während die Bilder von DISR sich überlappten und so ein Gebiet aus zwei Perspektiven zeigten.
Das SSP stellte fest, dass die Oberfläche am
stärksten an irdischem Sand erinnert. Dies passt genauso zu einem seit langem aktiven
Methankreislauf wie die Beobachtung, dass durch die Wärme der Sonde aus der Oberfläche Methan
ausgaste. Dazu reiche eine Erwärmung um wenige Grad Celsius. Die Freisetzung erfolgte in Schüben.
Man vermutet auch das Methan recht schnell im Boden versickert und die oberste Bodenschicht mit
Methan durchtränkt ist. Doch es muss auch längere Zeit größere Flüssigkeitsmengen gegeben haben,
das zeigen die runden Formen vieler Steine an der Oberfläche, die von Erosion geprägt sind.
Methan wurde durch das GC-MS auch in Wolken nachgewiesen als Huygens diese passierte. Mit Ausnahme der Wolken herrscht in der ganzen Atmosphäre aber das gleiche Stickstoff zu Methan Verhältnis. Dies unterscheidet den Titan von der Erde, bei dem das Wasser sehr unterschiedlich konzentriert ist. Neu war das Finden von Argon 40 in der Atmosphäre. Argon 40 entsteht durch den radioaktiven Zerfall von Kalium-40 (Halbwertszeit 1.3 Mrd. Jahre) und das Vorkommen in der Atmosphäre ist ein Hinweis auf eine vulkanische Tätigkeit, die dieses Gas aus dem Gestein, welches das Kalium enthält freisetzt. Viel aufregender war allerdings, dass man die beiden leichteren Isotope Argon-36 und Argon-38 nicht fand (beziehungsweise ihre Konzentration unter der Nachweisgrenze lag). Argon 36 und 38 stammen noch von der Frühzeit des Sonnensystems und sollten auch auf Titan vorhanden sein, wenn er seine Atmosphäre seitdem hat, wie dies zum Beispiel. auf der Erde der Fall ist.
Da beide Isotope fehlen deutet dies auf ein katastrophales Ereignis hin, bei dem
der Mond seine Atmosphäre einmal verloren hat oder die heutige Atmosphäre wurde sogar erst später
gebildet. Messungen von Cassini zeigen, dass auch die heutige Atmosphäre nicht ewig Bestand hat.
Das Verhältnis der Isotope Stickstoff 15 zu Stickstoff 14 deutet darauf hin, dass Titan seine
Atmosphäre langsam aber sicher verliert. sie muss einmal 4 mal dichter als heute gewesen
sein.
Man fand nun auch eine Erklärung für das dunkle Aussehen von Rinnsalen, dem Meeresboden und der Oberfläche an der Stelle wo Huygens landete: komplexere organische Substanzen werden mit dem Methan ausgewaschen und regnen auf den Titan herab. Das Methan verdampft und der dunkle organische Belag bleibt liegen. Die organischen Substanzen, von denen schon Voyager Ethan, Propan, Ethin, 1,3 Butadiin, Propin, Cyanid, Cyanoethin nachwies können zusammen mit dem vorhandenen Stickstoff und Kohlenmonoxid und Kohlendioxid reagieren und dabei komplexere organische Substanzen bilden, die bei den Temperaturen nicht mehr flüchtig sind. Energiequelle für diese Prozesse ist die solare UV Strahlung.
Obgleich also die Prozesse und Vorgänge bei Titan einem von der Erde bekannt
vorkommen, so handelt es sich um eine fremde Welt, bei der die Oberfläche (Ein Ergebnis der
spektroskopischen Messungen) aus Eis mit Methan und anderen organischen Stoffen besteht, der
Regen aus Methan, Staub aus Kohlenwasserstoffen besteht und Vulkane Eis anstatt Lava
ausspeien.
Am 1.3.2005 wurde bekannt, dass das DWE Team aufatmen kann: Die Dopplermessungen sind gerettet. Eine erste Auswertung zeigte zonale, prograde (in Rotationsrichtung des Titan) Winde in 50 km Höhe mit einer Geschwindigkeit von 40-50 m/s. Darunter nimmt der Wind bis zum Boden kontinuierlich auf wenige Meter pro Sekunde ab. Darüber wird es noch etwas ungemütlicher, doch ist man hier noch dabei die Daten zu sichten. Dies passt auch sehr gut zu Aufnahmen von Cassini im Infraroten die diese zonalen Winde zeigen. Für Cassini ist Huygens wichtig als Eichsonde : Man kann Daten über die Atmosphäre die aus der Entfernung gewonnen wurden mit denen von Huygens vergleichen und so Unstimmigkeiten auffinden und diesen nachgehen.
Am 18.2.2005 wurde ein DISR Spektrum veröffentlicht. Es zeigt die Absorption durch die Atmosphäre aus verschiedenen Höhen. Je weiter höher die Linie kommt, desto niedriger ist diese. Deutlich ist das Absorptionsverhalten durch Methan im unteren Teil des Spektrums zu sehen. Das Plateau zwischen 1430 und 1580 nm wird wahrscheinlich durch Wassereis verursacht. Man erkennt dass selbst aus 20 m Höhe bei zugeschalteter Lampe die Atmosphäre in einigen Spektralbereichen noch stark absorbiert.
Am 18.3.2005 gab es die erste Konferenz vor Planetenforschern, bei denen die vorläufigen Ergebnisse präsentiert wurden.
Die Auswertung der Bilder gestaltet sich schwierig, da der Sonnensensor der Sonde
beim Abstieg die Sonne nicht finden konnte. Dies kam durch eine unerwartete rückwärtige Rotation
zustande. Die Eintrittsöffnung des Sensors ist asymmetrisch und so konnte bei der
Rückwärtsbewegung er nicht die Position der Sonne bestimmen. Diese Angabe ist aber wichtig um die
Position der Aufnahmen zuzuordnen. Kennt man diese nicht, so weiß man nicht wohin die Kamera bei
der Aufnahme schaut. Man hat also sehr große Mühen festzustellen wohin die Kamera ausgerichtet
ist um die Bilder zu Panoramen zusammenzustellen. 2 Monate nach der Landung ist man bei einer
Unsicherheit von 5 Grad angelangt.
Die Verteilung der Bilder ist nun auch genau bekannt:
Man erwartete den Boden in 90-50 km Höhe zu sehen, doch die ersten schwach erkennbaren Einzelheiten gab es erst 40-45 km über dem Boden. Da Huygens auch in einem steilen Winkel nieder kam (geringer Wind in Bodennähe) sah man weniger vom Boden als erwartet. Das abgebildete Gebiet hat nur einen Durchmesser von 25-30 km. Weiterhin war die Atmosphäre sehr turbulent. Man maß Richardson Zahlen von 2-4. Zum vergleich. Damit ein Glass in einem Flugzeug umkippt reicht eine Richardson Zahl von 1. Schon als DISR seine Arbeit in 150 km Höhe aufnahm befand sich die Sonde unter den obersten Dunstschichten. Diese reflektierten Licht, so dass die Intensität des rückgestreuten Lichtes anstieg. Bei 50 km Höhe sank die Intensität bei kurzen Wellenlängen ab. Bei langen Wellenlängen hing das Verhalten von der Höhe ab. Über 930 nm Wellenlänge sank die Intensität bis zum Boden laufend ab. Erstaunlicherweise ist die Atmosphäre am Boden nicht so optisch dicht, wie man es erwartet hatte. Man erwartete optische Dichten von 20-25, doch man maß nur eine von 1.5
Bislang konnte man keine auskondensierten Wolkenschichten mit definierter
chemischer Zusammensetzung nachweisen. Einige Modelle gingen davon aus, das es in verschiedenen
Höhen Wolken mit unterschiedlicher chemischen Zusammensetzung geben sollte, geprägt von dem
Kondensationspunkt der Gase, Doch die Atmosphäre zeigte sich recht einheitlich. 5634
Massenspektren wurden von 146 km Höhe an gewonnen, weitere 2692 vom Boden. Es konnte Ethan am
Boden nachgewiesen werden und wie schon vorher verlautbart fehlten Krypton und Argon 36, zwei
Gase aus dem solaren Urnebel vollständig.
Die Schallgeschwindigkeit stieg beim Abstieg von 180 auf 194 m/s an. Die Temperaturen und Druckverhältnisse am Boden liegen nahe dem Tripelpunkt von Methan (Der Punkt bei dem es in gasförmiger, flüssiger oder fester Form existieren kann). Das bedeutet dass schon kleine Temperaturänderungen ausreichen um Methanseen verdampfen zu lassen oder Methan als Regen aus der Atmosphäre niedergehen zu lassen. Ethan ist bei den Bodentemperaturen aber flüssig und wenn man Seen oder Meere entdecken würde, so könnten diese auch aus Ethan bestehen.
Am 5.5.2005 wurden endlich neue Mosaike von Huygens veröffentlicht. Das erste aus 35 km Höhe wurde gerade unterhalb der Wolkendecke aufgenommen und zeigt noch sehr viel Smog. Doch der Blick nach unten zeugt schon den scharfen Kontrast zwischen dem reinen Eis und dem mit organischem Material bedeckten Teil. Die eingezeigten Zahlen geben Huygens Bewegung über den Boden beim Abstieg wieder. Diese verläuft während des Abstiegs streng nach Osten.
Das zweite Panorama aus 8 km Höhe aufgenommen zeigt nun das aus den
bisherigen Bildern schon vertraute Bild des Bodens. Links findet man die Kanäle mit den dunklen
Rinnen wieder, rechts die dunkle Schicht mit den Küstenlinien. Der Kreis zeigt nun den Ausschnitt
des nächsten Panoramas. Dieses aus 2400 m Höhe aufgenommen zeigt nun die dunkle Region, wodurch
das Bild wieder etwas unschärfer wird, denn die Kontraste fehlen nun. Bislang bewegte sich
Huygens laufend ostwärts. Doch dies änderte sich nun wie der Bodenverlauf zeigt: Die Bewegung
stand still und kehrte sich um.
Das letzte Panorama zeigt nun die unmittelbare Umgebung des Landeortes mit den Spitzen aus Eis, die vom Methanregen frei gewaschen wurden. Der Landeort ist mit einem Punkt eingezeichnet. Schade dass Huygens nicht einige Dutzend Meter weiter westlich niedergegangen ist: Dann wäre sie direkt auf einem dieser Gipfel gelandet und hätte wohl einen besseren Ausblick gehabt. Dieses letzte Panorama aus 17 Triplets aus einer Höhe von 800 m zeigt ein Gebiet von 1300 m Kantenlänge. Die dunklen Kanäle sind etwa 30-40 m breit.
Das letzte Mosaik ist ein stereographisches Mosaik aus 60 Bildern in 31 Triplets. Es zeigt nicht nur die Sicht nach unten, sondern auch die zur Seite. Es wurde aus einer Höhe von 3000 m gewonnen.
Die hellere, nördliche Seite liegt höher als das Landegebiet und hier findet man wie im oberen Panorama die Abflusskanäle wieder.
Insgesamt dürfte aber die Verarbeitung der DISR Daten weitaus länger als geplant dauern. Neben den fehlenden Daten von Kanal A ist auch der Ausfall des Sonnensensors daran schuld. Dieser sollte die Daten liefern wohin die Kamera schaut. Ohne diese Daten kennt man nicht die Ausrichtung der Sonde zum Aufnahmezeitpunkt und damit geht es auch nicht die Bilder automatisch durch eine Software zusammensetzen zu lassen. So verwundert es nicht, das es von Amateuren mit Photoshop & Co bessere Panoramen als von offizieller Seite gibt, denn die Software zum Zusammensetzen der Mosaike ist nun weitgehend nutzlos geworden. Verwirrt hat den Sonnensensor wahrscheinlich die rückwärtige Rotation der Sonde.
Auch die Spektren von DISR geben derzeit noch Rätsel auf.
Es gibt Anzeichen für Wassereis und Tholinen (hochmolekulare Kohlenwasserstoffe). Doch insgesamt
werfen die Absorptionsbanden im Spektrum mehr Fragen auf, als dass man darin bekannte Muster
wieder findet.
Im Juni 2005 gab es weitere Neuigkeiten. Mit den Daten des Radar Höhenmessers konnte man aus den DISR Aufnahmen dreidimensionale Höhenprofile erstellen, zumindest für die Gebiete, die direkt unter der Sonde lagen. Die Sonde konnte Unterschiede von 150 bis 250 m im Relief nachweisen. Man vermutet, dass es auf Titan keine höheren Berge als von etwa 1900 m Höhe gibt.
Es zeigte sich, dass die Titan Atmosphäre mit den Beobachtungen im Orbit konsistent ist. Die Edelgase Argon, Krypton und Xenon findet man trotz ihrer hohen Molekülmasse selten. Sie werden in den Aerosolen gefangen und zum Boden getragen. Lediglich Argon 40, welches aus dem radioaktiven Zerfall von Kalium entsteht konnte in nennenswerten Mengen nachgewiesen werden. Die Aerosole müssen, das zeigten die Ablagerungen auf der Kamera bald durch chemische Reaktionen von einem weichen in einen harten Zustand überführt werden. Da man keine Blitze beim Abstieg detektierte gibt es nur die solare UV Strahlung als Quelle.
Die Mischungsverhältnisse der Photolyseprodukte von Ethin (Methylethin, Diethin, Benzol, Divinyl stimmt innerhalb einer Größenordnung mit denen von Cassini überein. Dies ist eine wichtige Kalibration der Cassini Messungen.
Am 30.11.2005, fast genau 1 Jahr nach der geplanten Landung präsentierte die ESA auf einer Pressekonferenz die bis dahin gewonnenen Huygens Ergebnisse und auch die neuesten Mars Express Ergebnisse. Es zeigte sich, dass man mehr als zufrieden mit Huygens sein konnte, trotz verzögerter Landung und Ausfall des B-Kanales.
Das SSP Packet konnte durch die starken Bewegungen in größerer Höhe schon erste Daten melden, doch am meisten profitierte es von der langen Betriebsdauer am Boden. Die Oberfläche ist nicht sehr kompressibel und ähnelt nassem Ton, festem, gepackten Schnee. Die Sonde drückte sich bei der Landung um etwa 10 cm in den Boden herein und durch Erwärmung sank Sie während der 1.5 Stunden auf der Oberfläche nochmals um einige Millimeter ein und legte sich um 1 Grad schräg. Auf einigen DSIR sind Eindrücke der Sonde zu erkennen.
Die akustischen Messungen des SSP ergaben dass die Gegend in der Huygens
landete flach, aber nicht eben ist und über ein Gebiet von 2500 km² um 1 m abfällt. Die
Auswertung der Sensoren für die Bestimmung der Eigenschaften von Flüssigkeiten läuft noch. Man
sucht nach Hinweisen für Flüssigkeiten denn nach den SSP und HASI Messungen ist Huygens
übereinstimmend in einer Oberfläche gelandet die von granulärer Struktur ist und in der
Flüssigkeiten eingeschlossen sein müssen. Der Feste Bestandteil muss bei -180 Grad Celsius Eis
sein, der flüssige Methan oder ein anderer Kohlenwasserstoff.
ACP und GCMS hatten die Aufgabe die Zusammensetzung der Atmosphäre zu untersuchen und festzustellen woher der Stickstoff kommt und wie das Methan so rasch zerstört wird. GCMS begann mit den Messungen in 140 km Höhe. Die ersten Auswertungen betrafen natürlich die beiden Hauptbestandteile Stickstoff und Methan. Aus Stickstoff besteht die Atmosphäre und Methan bildet den Dunst der die Sicht auf die Oberfläche versperrt. Das 12C/13C Verhältnis bei den Methan Molekülen zeigt, dass Methan dauernd nachgeliefert werden muss. Dieser Vorgang aber definitiv nicht biologischen Ursprungs ist.
Wie schon früher gemeldet zeigte das 14N/15N Verhältnis, dass die Atmosphäre früher 5 mal dichter gewesen sein muss. Der Rest ist verloren gegangen. Viel interessanter war das Fehlen aller Edelgase mit Ausnahme von Argon-36. Wasser gilt als ein guter Träger von Edelgasen und stammte der Stickstoff aus dem Wasser so müsste die Titanatmosphäre auch größere Mengen von Edelgasen aufweisen. Da man nur das Argon-36 Isotop fand und dieses auch nur in geringer Menge ist man nun der Meinung der Stickstoff stammt aus Ammoniak, das wie Wasser bei den Saturnbedingungen fest ist.
Das GCMS maß auch noch die Atmosphäre nach der Landung und konnte einen
Anstieg des Methans nachweisen. Es wurde durch die Wärme der Sonde ausgetrieben. Auch fand man
hier Spuren anderer organischer Stoffe die man in der Atmosphäre nicht nachweisen konnte wie
Cyanwasserstoff und Ethan. Die Oberfläche setzte auch Argon-40 frei, ein Zerfallsprodukt von
Kalium-40. War das Eis schon länger an der Oberfläche so hätte es das Argon-40 längst verloren
(aus ihm besteht nahezu das gesamte Argon der Erdatmosphäre). so weis man dass die Oberfläche
jung ist und es noch Veränderungen der Oberfläche durch innere Prozesse gibt. Titan muss ständig
Methan ausgasen welches dann wieder zu höheren organischen Verbindungen reagiert und diese bilden
dann die Aerosole. Wie dick die dunklen Schichten sind, darüber kann man bisher nur
spekulieren.
ACP untersuchte Aerosole und konnte Cyanwasserstoff und Ammoniak als erste Moleküle nachweisen. Die Analyse läuft wie beim GCMS noch. Doch schon dies ist interessant, denn Ammoniak kommt nicht in der Atmosphäre vor. Die Aerosole sind also nicht einfach kondensierte Gase sondern entstehen durch einen chemischen Prozess.
Die Auswertung der DISR Aufnahmen ergab, dass wahrscheinlich Huygens in einem Flussbett landete. Die "Steine" (aus Wassereis) am Boden sind abgerundet und 3 mm bis 15 cm groß. Wahrscheinlich reicht der Fluss nicht aus größere Steine zu transportieren. Steine kleiner als 5 cm werden dagegen effizient wegtransportiert und kommen seltener zum Liegen. Man ist sich mittlerweile auch recht sicher, dass die Küstenlinien, Inseln und Kanäle wirklich das sind was man schon im Januar vermutet und es auf dem Titan zumindest zeitweise einen Fluss aus Methan/Ethan gibt der dunkles Material in tiefer liegende Regionen transportiert. Wind soll diesen Prozess unterstützen. Die Kanäle sind etwa 100-200 m breit und 50-100 m tief. Die Oberfläche wurde auch aus den 700 m Höhen mit der Lampe beleuchtet und so gab es zahlreiche Spektren der Oberfläche. Aus 20 m Höhe gab es nach der Auswertung einen Methangehalt von 5 ± 1 % in Übereinstimmung mit den GCMS Messungen von 4.9 %. Dies entspricht einer Bodenfeuchtigkeit von 50 %. Die Bodenschicht hat mindestens 300 m Tiefe. Die Oberfläche ist nach den Spektralmessungen für das menschliche Auge rötlich gefärbt und reflektiert 15-20 % des Lichts im Infraroten.
Die Vermutung dass es Methanregen gibt und dieses dann im Boden versickert und verdampft
sind damit bestätigt worden. Für Kryovulkanismus gibt es nur wenige Anzeichen auf den Bildern,
die dazu einfach zu schlecht aufgelöst sind. Durch die Umkehrung der Windgeschwindigkeiten in 7
km Höhe bewegte sich die Sonde um 1 km in den letzten 15 km. Der Wind nahm zuerst zwischen 50 und
30 km Höhe von 28 auf 10 m/s ab, dann auf 4 m/s bis in 10 km Höhe.
Während man die Wolkenschichten über 120 km Höhe so vorfand wie dies die Modellrechnungen zeigten war der geringe Wind zwischen 60 und 100 km Höhe so nicht vorgesehen worden. Die Temperatur wies beim Abstieg in der hohen Atmosphäre von 200-600 km Höhe sehr hohe Schwankungen von 10-20 K um einen Mittelwert von 170 K auf. Neben dem höheren Ionosphärenschichten fand man eine zweite Schicht zwischen 40 und 140 km Höhe mit einem Maximum der Elektronenkonzentrationen bei 60 km Höhe. Deutlich tiefer als dies die Modellrechnungen vorhergesagt hatten (Maximum zwischen 70 und 90 km Höhe).
Beim Abstieg gab es Anzeichen für Blitze die sicher auch für einen Teil der chemischen Prozesse verantwortlich sind. Am Landeort betrug die Temperatur 93.65±0.25 K und der Druck 1467±1 hPa (sehr nahe an den Messungen von Voyager (95 K, 1400 hPa). Als Nebeneffekt der VIMS, ISS und Radaraufnahmen und ihr Vergleich mit den DISR Bildern konnte man den Landeort auf 2.5 km genau ermitteln. Huygens landete bei 192.4 Grad Westlicher Länge und -10.2 Grad südlicher Breite. Nur 7 km vom vorgesehenen Landeort entfernt (anders ausgedrückt : Die Landung von Huygens war wesentlich präziser als die der ersten Marssonden).
Die Vermessung der DISR Fotos ergab nicht nur den genauen Landeort,
sondern durch die Bewegung der Sonde konnte man zumindest an einer Stelle stereoskope Aufnahmen
gewinnen und damit das Bodenrelief rekonstruieren. Dieses ist hier wiedergegeben. Der Ausschnitt
zeigt einen Bereich von 2.5 × 2.5 km Größe mit einer Auflösung von etwa 14 m/Pixel unter einem
Winkel von 6 Grad. Die Hügelkette in der Bildmitte hat eine Höhe von etwa 50 m. Das 3D Bild
wurde aus zwei Aufnahmen aus 12.2 und 6.9 km Höhe generiert. Das Gebiet liegt etwa 5 km vom Landeort von Huygens entfernt.
Am 1.3.2006 wurde eine Erklärung für die Distribution des Methans veröffentlicht, die auf den Huygens Landedaten und den Cassini Beobachtungen der Fernerkundungsinstrumente basiert. Demnach soll es in Titans Geschichte 3 große Ausgasungswellen gegeben haben : Zum einen als sich der Mond formte und dann 2000 Millionen Jahre vor heute, als sich der Silikatkern verdichtete und dabei Wärme freisetzte. Eine letzte Ausgasungswelle soll es vor 500 Millionen Jahren gegeben haben, als es konvektive Strömungen im Mantel gab.
Eines ist auf jeden Fall klar : Methan ist nicht stabil auf Titan. Es wird photolytisch durch UV Strahlung zersetzt, dabei entstehen höhere Alkane, Cyanide und Nitrile, die bei den Titan Bedingungen flüssig oder fest sind und aus der Atmosphäre als Aerosole ausfallen. Trotzdem gibt es viel Methan in der Atmosphäre und wie Huygens zeigte wahrscheinlich auch im Oberflächeneis. (Veränderung der Eigenschaften durch die Wärme der Sonne, Messungen des GC-MS von Methanemissionen).
Die Bilder von der Landung und aus dem Orbit lassen darauf schließen, dass es zumindest
früher einen großen Ozean gab. Diese Tatsachen muss man erklären. Die neue Theorie von Gabriel
Tobie, Laboratoire de Planetologie et Geodynamique de Nantes versucht dies indem Sie annimmt,
dass etwa 10 km unter der Kruste es einen tiefen Ozean aus Wasser und Ammoniak gibt. In ihm ist
auch Methan gelöst. In den letzten 500 Millionen Jahren hat die Ausgasungsrate abgenommen, doch
gibt es durch konvektive Strömungen immer wieder Gebiete an denen sich die Kruste erwärmt und
schmilzt und an dieser Stelle gibt es dann einen Vulkanismus - nur spucken Vulkane auf dem Titan
Eis anstatt Silikaten und Methan anstatt Wasser und Kohlendioxid aus. Diese Ausbrüche sollen auch
für die beobachteten Fließformen verantwortlich sein.
Diese Theorie wird man auf zweierlei Weise klären können. VIMS könnte Glück haben und einen Vulkan bei der Tätigkeit beobachten, doch weis man nicht wie wahrscheinlich das ist. Wäre Titan so aktiv wie die Erde, so wäre es ein ziemlicher Zufall einen Vulkan bei der Tätigkeit zu beobachten. Mehr erhofft man sich von den Titanvorbeiflügen T11, T22, T23 und T38. Bei diesen fliegt Cassini in verschiedenen Winkeln über verschiedene Teile des Titans und macht rund um den nächsten Punkt vor allem Gravitationsmessungen. Dabei wird gemessen wie sich das Radiosignal verändert wenn die Sonde von Titan angezogen wird und dies hängt auch von seiner internen Struktur ab. Wenn die Daten präzise genug sind kann man wahrscheinlich einen Ozean nachweisen. Bei Galileo gelang dies durch die Europa Vorbeiflüge auf diese Weise.
Am 4.5.2005 veröffentlichte die ESA neue Aufnahmen des Descent Imager/Spectral Radiometer (DISR) Teams und einen Film, der zeigt wie die Sonde beim Abstieg Aufnahmen machte. Die Aufnahmen sind beeindruckend und weitaus besser als alles was es bislang gab. Erstmals bekommt man eine genauere Vorstellung ob Gebiete höher oder tiefer liegen.
Neue Informationen über die Geologie lieferte auch Cassini. Die RADAR Aufnahmen der äquatornahen Region, die auf den Infrarotaufnahmen so dunkel aussieht sind nun ausgewertet. Anstatt Ozeanen oder Seen fand das Team Dünen - enorm ausgedehnte Gebiete von bis zu 1500 km Länge. Die Dünen sind 330 m hoch. Die Daten stammen noch von dem Vorbeiflug an Titan im Oktober 2005. Die Frage ist natürlich: Wie kommen Dünen dieser Größe auf einen Mond im Saturnsystem. Auf der Erde werden sie vom Wind geformt der wiederum eine Folge der unterschiedlichen Erwärmung von Land und See ist. Dieser Mechanismus muss beim Titan ausscheiden. Die dichte Smogschicht und die große Entfernung zur Sonne bewirken zusammen, dass die Temperaturen auf dem Titan überall gleich sind. Quelle sind dagegen die Gravitationskräfte von Saturn die 400 mal stärker als auf unseren Mond einwirken. Sie bewegen die Atmosphäre, ähnlich wie der Mond bei uns Ebbe und Flut bewirkt. Die Dünen sehen so aus wie die auf der Erde, die in Gegenden entstehen bei dem die Windrichtung wechselt. Gerade dies ist aufgrund der Rotation des Mondes zu erwarten wenn man Gezeitenkräfte und zonale Winde kombiniert.
Die Winde transportieren feines Material aus den
mittleren Breiten zum Äquator, wo zonale Winde vorherrschen und die Nord-Süd Bewegung abbremsen,
so dass der Staub abgelagert wird. Woraus dieser Staub oder Sand besteht ist aber bis heute
noch nicht geklärt : Aerosole aus organischen Substanzen, Eispartikel, oder beides ?
Dazu kommen die Hinweise auf ein flüssiges Medium, Kanäle und Erosionen. Die Beobachtungen von Huygens beim Abstieg zeigen, dass es Kanäle auf der Oberfläche bis hin zu kleinen Skalen gibt. Bislang entdeckte man nur wenige "echte" Wolken (im Unterschied zur Smogschicht die mehr einem dünnen Nebel entspricht). Aber diese sind sehr beständig. Es scheint so, das würden Wolken sehr langsam wachsen und kaum vorkommen um dann wolkenbruchartig auszuregnen, so wie dies auch in irdischen Wüsten der Fall ist. Mit diesen hat die Titan Oberfläche wohl die größte Ähnlichkeit und weniger mit der Erde und ihren vielen Ozeanen als ganzes.
Im Juli 2005 erschienen in Nature die Ergebnisse wie Wissenschaftler meinen woher der Methan Regen kommt. Er soll beständig, aber schwach aus dünnen tief liegenden Wolken nieseln. 5 cm Niederschlag im Jahr, etwa ein 60.stel dessen was in Deutschland fällt sollen es sein. Dieser geringe Niederschlag reicht zum Durchtränken des Bodens, aber nicht zur Erosion, so dass die Natur der Kanäle noch ungeklärt ist. Vor allem gibt es keine Verbindung zwischen den optisch beobachtbaren hohen Wolken aus Methaneis und den niedrig liegenden dünnen Wolken mit flüssigem Methan. Sie sollen durch eine ausgeprägte atmosphärische Zirkulation entstehen, welches Methan in die mittleren Breiten transportiert. Etwa die Hälfte des Planeten sollen diese Wolken nach Computersimulationen bedecken.
Weitere Daten über den Boden gab es als Bonus: Durch den breiten Sendestrahl von Huygens traf ein Teil den Boden, wurde dort reflektiert und mit dem ursprünglichen Signal vermischt. Dies ergab Schwankungen der Signalstärke. Da Cassini während der 71 Minuten in denen man Daten empfing sich langsam auf den Horizont hin zu bewegte sah man Schwankungen von immer weiter entfernten Teilen der Sonde, etwa 1 m bis 2 km von der Kapsel entfernt. Die Auswertung dieser "Bonusdaten" ergab, dass die Oberfläche sehr flach ist und vorwiegend mit Steinen in der Größe von 5-10 cm bedeckt ist. Dies deckt sich mit dem Bild von DISR, dass jedoch nur den Nahbereich um die Sonde und einen kleinen Ausschnitt zeigt. Dieser Ausschnitt ist repräsentativ für einen größeren Bereich.
© des Textes: Bernd Leitenberger. Jede Veröffentlichung dieses Textes im Ganzen oder in Auszügen
darf nur mit Zustimmung des Urhebers erfolgen.
Copyright der Bilder : ESA / NASA/JPL/ESA/University of Arizona
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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