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Huygens

Einleitung

Die Cassini-Huygens 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 6.2.1004 begann.
• Der Dritte Aufsatz hat die Mission von Cassini im Jahre 2005 als Thema.
• Ein weiterer Aufsatz beschäftigt sich nur mit den Instrumenten an Bord von Cassini. Wie sie funktionieren und welche Resultate man sich von ihnen erhofft.
• Dieser Artikel hat die europäische Landesonde Huygens zum Thema: Ihren Aufbau und ihre Instrumente.
• Mit der Mission von Huygens beschäftigt sich ein weiterer Aufsatz.
• Ein kleines Programm für Windows erlaubt es die RAW Images von Cassini automatisch herunter zu laden und auch den kammartigen Bildfehler zu korrigieren. Eine Beschreibung finden Sie auf dieser Seite.
• 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.

Die Vorgeschichte von Huygens

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 1656 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 Cristiaan Huygens Geburtstag im Jahre 2004 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.

Die Raumkapsel

Huygens ist eine reine Landekapsel, die von dem Orbiter Cassini zu Titan transportiert wird und dort während des Abstiegs Untersuchungen macht. Solange bis sie von Cassini abgetrennt wird, versorgt Cassini Huygens mit Strom und erfolgt auch die Kommunikation mit Huygens über Cassini. Huygens ist eine Kapsel zur Erforschung der Titanatmosphäre mit der Möglichkeit einige Minuten, eventuell auch bis zu 2 Stunden Messungen an der Titanoberfläche zu machen. Sie ist damit vergleichbar der Atmosphärenkapsel von Galileo, aber nicht Kapseln die für weitergehende Oberflächenmessungen ausgelegt sind wie die Venera Lander oder gar die moderneren Mars Sonden.

Die Kapsel wiegt insgesamt 318.3 kg, mit der Befestigung am Cassini Orbiter 348.3 kg. Primäre Kontraktoren für Huygens waren Aerospatiale (Entwicklung und Bau, heute Bestandteil des Konzerns EADS) und DASA (Systemintegration und Tests). Huygens kostete 360 Millionen Euro, dazu kamen Investitionen in die Experimente in Höhe von 100 Millionen Euro.

Von der Seite sieht Huygens ein bisschen wie eine der "fliegenden Untertassen" aus den Filmen der fünfziger Jahre aus. Das liegt darin, dass der Hitzeschutzschild mit 2.75 m erheblich breiter als die Landekapsel mit ihren 1.6 m Durchmesser ist. Dies liegt an den Eigenschaften der Atmosphäre Titans. Durch die geringe Anziehungskraft des Mondes und der zehnfachen Entfernung der Erde von der Sonne ist diese sehr ausgedehnt und bremst die Kapsel schon in 1270 km Höhe ab. Damit die Probe vor Plasma geschützt ist, muss der Schild so groß sein.

Der Schild hat die Form eines stumpfen Kegels mit einem Seitenwinkel von 60°. Er wiegt trotz seiner Größe (fast so groß wie der Hitzeschutzschild einer Gemini Kapsel) nur 79.3 kg. Die Beschichtung besteht aus Keramiktafeln, ähnlich wie sie auch beim Space Shuttle verwendet werden. Er kann thermischen Belastungen bis zu 1 MW/m² widerstehen (entsprechend Temperaturen bis 2000°C). Die Dicke beträgt zwischen 17.4 und 18.2 mm auf der Außenseite und 2.1 mm auf der Rückseite. Die maximalen Belastungen durchmacht der Schild in 300 bis 220 km Höhe, wenn die Sonde abrupt von 20 facher Schallgeschwindigkeit abgebremst wird. Man rechnet dann mit Spitzentemperaturen von 1500 Grad Celsius. Das innere wird nicht über 50 Grad Celsius warm. Der Schild bremst Huygens innerhalb von 2 Minuten von 20 auf 1.5 fache Schallgeschwindigkeit ab und wird dann abgeworfen.

Auf der anderen Seite schützt der Backshell die Kapsel. Dieser Schild ist mit 1.6 m Durchmesser erheblich kleiner und wiegt nur 11.4 kg. Er besteht aus Aluminium und ist mit einer dünnen (5 kg schweren) Keramikfließstoffschicht belegt, da er weitaus weniger der Hitze ausgesetzt ist. Die Aluminiumstruktur hat nur eine Dicke von 0.8-1.6 mm, die Beschichtung aus bis zu 15 Lagen Gewebe weitere 0.5 bis 2.7 mm.

Das Abstiegskontrolluntersystem besteht aus drei Fallschirmen im Gesamtgewicht von 12.13 kg. Zuerst wird ein Pilotfallschirm von 2.5 m Größe entfaltet, der dann den Hauptfallschirm herauszieht und entfaltet. Er stabilisiert auch die Sonde, so dass die Leinen des Hauptfallschirms bei der Entfaltung nicht verheddern. Der Hauptfallschirm hat 8.3 m Durchmesser. Um die Abstiegszeit unterhalb von 2.5 Stunden zu bringen, wird dieser jedoch später wieder abgeworfen und ein kleinerer 3.03 m durchmessender Fallschirm entfaltet. Alle Fallschirme bestehen aus mit Kevlar verstärktem Nylon.

Die gesamte Struktur der Kapsel besteht aus Aluminium. Zur Gewichtsreduktion besteht diese aus einer Wabenstruktur wie bei Bienenwaben. Die Dicke ist unterschiedlich und liegt zwischen 73 mm bei den Experimenten und 25 mm bei der Verbindung zur Backshell. Versteift wird die Struktur von Titanstreben. Die maximale Beanspruchung der Struktur ist das Entfalten des Hauptfallschirms, dann wirken 5 ms lang 13500 N auf die Struktur. Die Struktur ist belüftet durch ein 6 cm² großes Loch an der Oberseite für den Druckausgleich. Sie wiegt 41.41 kg bei einem maximalen Durchmesser von 1.64 m und einer Höhe von 64 cm.

Die Stromversorgung wird alleine von Batterien geleistet. Es sind 5 Batterien aus je 2 Modulen zu 13 Zellen mit 7.6 Ah Leistung pro Modul. Die LiSO₂ Batterien haben so eine Gesamtleistung von 76 Ah. Bei einer Versorgungsspannung von 28 W sind dies 2059 Wh. Der nominale Stromverbrauch beträgt:

Die Stromversorgung ist also mehr als ausreichend für die geplante 3 h Mission der Kapsel. So kann auch der Ausfall einer der Batterien aufgefangen werden. Sollte alles nach Plan verlaufen und keine Batterie ausfallen, so müssten die Batterie einen weiteren Oberflächenbetrieb von zwei bis drei Stunden erlauben. Eventuell kann die Sonde daher noch länger am Boden arbeiten, wenn sie nicht in einen See aus Methan fällt. Die Batterien mit ihren Subsystemen wiegen zusammen 44.73 kg. Das Ausfrieren der Batterien und damit der Verlust der Energie ist einer der kritischen Punkte welche die Missionsdauer begrenzen.

Es zeigte sich dass der obige Absatz, denn ich schon im Januar 2004 schrieb prophetisch war : Huygens sandte über 4 Stunden von der Oberfläche, allerdings konnte Cassini nur 72 Minuten lang Daten empfangen und war dann außer Kommunikationsreichweite. (Gesamtbetriebsdauer über 6 Stunden).

Für die Wärmeregulation ist die Probe gut isoliert. Sie muss zum einen die Hitze nahe der Venus beim Flug zum Saturn aushalten, wie auch einen Abstieg in einer -180 Grad Celsius kalten Atmosphäre. Bei den Experimenten und anderen wichtigen Systemen findet man kleine Pellets mit Radioisotopenelementen. Diese sind gekapselt, so dass sie keine radioaktive Strahlung abgeben. Der Zerfall bewirkt jedoch eine Wärmeabgabe. Insgesamt 35 Elemente produzieren je 1 W an Wärme. Jedes dieser Elemente ist 3.2 cm hoch und hat einen Durchmesser von 2.6 cm. Es enthält 2.7 g Plutonium in keramischer Form und wiegt 40 g. Mehr über die RHU's steht im Aufsatz über die RTGs und Cassini. Für den Wärmeausgleich ist ein berechneter Teil der Oberfläche des Hitzeschutzschildes von 0.17 m² Fläche weiß bestrichen. Das Thermalsubsystem wiegt 20.6 kg.

Die Isolation der Sonde ist ein kritischer Aspekt der Konstruktion. Würde man unsere Atmosphäre auf Titan bringen, so würde der Sauerstoff bereits kondensieren. Jeder kennt Experimente mit flüssigem Stickstoff, wenn Rosen und Gummi wie Glas zerspringen und Bleiglöckchen hell klingen. Die Kälte verändert Materialeigenschaften: Dehnbare Substanzen werden spröde. Weiche Substanzen hart. Unter diesen Bedingungen ist Wassereis genauso hart wie Granit. Dies gilt es nicht nur zu berücksichtigen bei der Landung, sondern auch die Instrumente im Inneren müssen mit einer fortschreitenden Auskühlung fertig werden.

Das Kommunikationssubsystem besteht aus zwei redundanten Sendern im S-Band von je 10 W Sendeleistung und zwei redundanten Antennen von je 41.7 dB Gewinn. Das bedeutet, dass Huygens eine Antennenkeule von fast 180 Grad Breite hat. So kann Cassini die Daten empfangen, egal von wo aus gesehen sie sich von Huygens befindet. Selbst auf der Erde kann noch die Trägerwelle empfangen werden. Gesendet wird bei 2040 und 2098 MHz. Die Sender arbeiten zeitversetzt und senden dieselben Informationen kurz nacheinander mit einem Zeitunterschied von 6 Sekunden. So sollen kurzzeitige Störungen überbrückt werden. Nach Abtrennung von Cassini kann Huygens keine Signale empfangen. Es besitzt keine Empfänger an Bord. Alle Daten werden direkt zu Cassini mit einer Datenrate von 1-8 KBit/sec gesandt, es gibt keine Datenspeicherung an Bord. Die Kommunikationseinrichtungen wiegen zusammen 6.04 kg.

Bei der Landung vergaß man den Empfänger an Bord von Cassini für einen der beiden Kanäle (Kanal A) zu aktivieren. Dadurch sind die Hälfte der Bilder und die DWE Messungen verloren gegangen, da nur Kanal A über einen ultrastabilen Oszillator verfügte und über dessen Frequenzschwankungen DWE die Windgeschwindigkeit rekonstruieren wollte. Die DSIR Bilder wurden abwechselnd über Kanal A+B übertragen, weil sie am meisten Daten benötigten. Daher wurden 350 Bilder verloren, die anderen Experimente sandten die Daten doppelt über Kanal A+B und wurden nicht beeinträchtigt.

Zuletzt muss Huygens natürlich noch bei Cassini angebracht werden und später von diesem abgetrennt werden. Dazu dient ein eigenes System. Während Huygens an Cassini angebracht ist, hat es eine Verbindung über einen 19 poligen Stecker. Dieser liefert den Strom (max. 210 W) wie auch die Kommunikationsverbindung. Zur Abtrennung wird durch 3 kleine Sprengsätze die Verbindung getrennt. 3 Federn aus Stahl drücken dann die Kapsel mit einer Kraft von je 500 N weg. Sie kann sich jedoch nicht direkt nach vorne bewegen, sondern wird durch drei Führungsrollen auf einer Helix in eine Rotation versetzt. Die Sonde entfernt sich mit 0.3 m/s (zirka 1 km/h) und rotiert mit 7 Umdrehungen durch die Achse. Dieses mechanische Subsystem wiegt 29.99 kg. Es entfernt die Sonde innerhalb von 0.15 Sekunden von Cassini.

Das Datenverarbeitungssubsystem besteht aus 3 redundanten Timern welche die Sonde nach 22 Tagen Freiflug wecken, dazu kommen je zwei Beschleunigungsmesser, die bei einer Abbremsung die Sonde aufwecken. Accelometer und Radar Abstandsmesser, beide redundant vorhanden, geben Informationen über die Beschleunigung und den Abstand vom Boden. Das Radar arbeitet bei 15.4 und 15.6 GHz im K-Band.

Gesteuert wird die Sonde durch 2 redundante Computer. Diese sind in der Programmiersprache ADA programmiert. Das Flugprogramm im EEPROM kann während des Fluges neu programmiert werden. Das ROM beträgt 64 KWorte. Zentralprozessor ist ein 1750A 16 Bit Mikroprozessor. Dieser wird auch bei Cassini eingesetzt. Das Datenverarbeitungssubsystem wiegt 23.10 kg. Die Telemetrie beider Computer wird um 6 Sekunden zeitversetzt gesendet. So kann man einen kurzzeitigen Verlust des Signals überbrücken. Cassini speichert zur Sicherheit die Daten vierfach ab und sendet die Daten zweimal zur Erde.

Die Instrumente

Da Cassini-Huygens eine gemeinsame europäisch-amerikanische Doppelsonde ist, befinden sich an Bord von Huygens auch amerikanische Experimente und an Bord von Cassini europäische Experimente. Das Gesamtgewicht der 6 Experimente an Bord beträgt 49 kg. Die Instrumente befinden sich an einer Bucht der Sonde. Die meisten Experimente besitzen nicht nur einen Sensor, sondern mehrere, die zusammen arbeiten. So besitzt DISR3 Kameras, zwei Spektrometer und ein Photometer. Allen gemeinsam ist, dass sie Informationen aus dem Licht ziehen.

Jedes Instrument hat einen "Principal Investigator" (Hauptverantwortlichen) unter dessen Leitung das Instrument entwickelt wird und der zuerst mit seinem Team die Messdaten auswertet. Doch in allen Instrumenten gibt es internationale Kooperationen bei der Hardware und der Auswertung. Die Teams sind entsprechend multinational besetzt. Insgesamt rechnet man mit 500 MBit Daten während der Landung, wobei diese Datenmenge aber sich auf die nicht komprimierten Daten bezieht. (Sonst müsste Cassini über 11 Stunden Daten zur Erde senden).

Huygens Atmospheric Structure Instrument (HASI)

Dieses Instrument soll die physikalischen Eigenschaften der Atmosphäre untersuchen. Es besteht aus mehreren Sensoren, die Temperaturen (Bereich 50-300 K), Drücke (0-2000 Millibar), Beschleunigungen (Bewegung der Sonde), elektrische Felder (Blitze Leitfähigkeit) sowie die Dieelektrizitätskonstante messen. Ein weiterer Detektor misst das Vorkommen elektrisch geladener Partikel wie Elektronen und Ionen.

Stürme sollen sich durch Geräusche verraten, die von einem empfindlichen Mikrophon gemessen werden. Zusammen mit dem Radarabstandsmesser erhält man so genau Profile der Atmosphäre und eines des Bodens über das sich die Sonde bewegt. Einige Experimente können auch nach der Landung arbeiten wie z.B. die Bestimmung der Leitfähigkeit, Konduktivität und Dieelektrizitätskonstante des Bodens.

HASI wiegt 6.3 kg und hat einen typischen Datenstrom von 896 Bit. Es verbraucht minimal 15 Watt, maximal 85 Watt. Der Stromverbrauch für den Abstieg ist mit 38 Wattstunden berechnet worden. Das Experiment stammt von Frankreich. Es wird als erstes Experiment schon 10 Minuten vor dem Ausstoßen des Fallschirms aktiviert und macht auch Messungen der Abbremsung der Sonde beim Atmosphäreneintritt ab 1300 km Höhe sowie des umgebenden Felds. Die meisten Sensoren liegen jedoch erst nach Abtrennung des unteren Schutzschildes in 160 km Höhe frei. Ab 60 km Höhe beginnen die Höhenmessungen des RADARS. Ab 25-30 km Höhe sollte es verlässliche Werte über den Bodenabstand und Geschwindigkeit von Huygens liefern. Ab dieser Höhe wird die höchste Samplingrate von 1 Messung alle 1.25 Sekunden erreicht.

Doppler Wind Experiment (DWE)

Das Dopplerwind Experiment benutzt die beiden Bordsender als Experiment. Diesen wurde ein hochgenauer Oszillator hinzugefügt, der eine reine Trägerwelle aussendet. Die Bewegung der Sonde in der Atmosphäre verursacht einen Dopplereffekt, ebenso können Veränderungen der Rotationsachse und Geschwindigkeit durch Variation des Funksignals bestimmt werden. Dadurch kann man die Kräfte die auf die Sonde wirken (Wind, Luftwiderstand etc.) sehr genau präziseren. Die Windgeschwindigkeit wird man auf 1 m/s genau bestimmen können.

DWE ist in Betrieb von 160 km Höhe bis zur Oberfläche. Es sendet bei 10 MHz, wobei die Sendefrequenz von der Sollfrequenz um weniger als 0.1 Herz abweicht. Das Signal ist über 3 Stunden so stabil, das der Drift (Abweichung von der Sollfrequenz) nur ein 1.4 x 10^-9 tel beträgt, also etwa 0.014 Herz bei über 10 MHz Sendefrequenz. Für kurze Zeiten (Bestimmung von Windstößen) liegt die Genauigkeit noch höher: 3 × 10^-12 über 1 Sekunde und 6 × 10^-11 über 10 Sekunden.

DWE kann nicht nur zur Bestimmung der Bewegung genutzt werden, sondern das Signal wird auch durch die Temperatur, den Druck, das Magnetfeld und die Beschleunigung beeinflusst. Damit gibt es die Möglichkeit diese Werte zusätzlich zu den HASI Werten über eine zweite Methode zu bestimmen. DWE wiegt 1.9 kg verbraucht zwischen 10 und 18 W an Strom (28 Wattstunden während des Abstiegs) und produziert eine Datenrate von 10 Bit/sec.

Der Ausfall von Kanal A, welcher den Oszillator von DWE enthielt war zuerst ein harter Schlag. doch die Messungen der Trägerwelle durch 28 Radioteleskope auf der Erde erlaubten es die DWE Daten weitgehend zu rekonstruieren, allerdings nicht in der hohen erstrebten Genauigkeit. Die Windgeschwindigkeit konnte so nur auf 1 m/s (3.6 km/h) genau bestimmt werden anstatt auf 1 mm/s genau.

Descent Imager/Spectral Radiometer (DISR)

Der DISR ist eines der komplexesten Instrumente an Bord von Huygens. Seine Aufgaben sind vielfältig. Es macht während des Abstiegs Bilder und erstellt Spektren der Atmosphäre. Es untersucht die optische Dichte der Atmosphäre, bestimmt ihre Energiebilanz, liefert Informationen über die Photochemischen Reaktionen. Das Instrument besteht dabei aus zwei Teilinstrumenten: Eines schaut nach oben und untersucht vornehmlich die Atmosphäre, ein zweites nach unten. Jedes Instrument besteht aus mehreren Einzelinstrumenten die von Instituten in Deutschland, Frankreich und den USA stammen.

Kameras

Drei Kameras machen dabei während des Abstiegs Bilder. Es sind dies die hochauflösende Kamera (HRI), mittelauflösende Kamera und die seitwärts schauende Kamera (SLI).

HRI und MRI schauen auf den Boden in einem 25.6° Winkel zum Fußpunkt der Sonde. Durch die Rotation der Sonde kommt so ein Panorama zustande. Die Kamera ist im Spektralbereich von 660-1000 nm empfindlich, macht also Bilder mehr im infraroten Bereich als im sichtbaren Spektrum (der Nebel der bei Titan vorkommt absorbiert im sichtbaren Wellenbereich Licht, aber nicht im nahen Infraroten). Das Blickfeld der HRI Kamera liegt bei 9.6 Grad in der Vertikalen. Durch Drehung der Sonde sind Bilder von 6.5 bis 21.5 Grad Breite möglich. Bei der MRI Kamera liegt das Blickfeld bei 21.1 Grad Vertikal und 15.6 - 46.3 Grad in der Horizontalen. Aus den HRI und MRI Aufnahmen kann man nicht nur die Titanoberfläche sehen, man sollte auf ihnen auch die Windgeschwindigkeit der Sonde bestimmen können.

SLI schaut seitlich aus der Sonde auf den Horizont. Sie verwendet denselben Sensor mit einem Bildfeld von 25.6 Grad vertikal × 45.2 - 96 Grad horizontal. Auch hier gibt es durch die Rotation der Sonde Panoramen. Ein Panorama besteht aus 30 Bildern und deckt einen Bereich von 6 Grad über und 18 Grad unter dem Horizont ab. Die Kameras bilden also die Umgebung ab wie wenn man aus einem Flugzeug auf den Horizont schauen würde. Anfangs machen die Kameras jede Minute ein Bild, später alle 10 Sekunden. Die Auflösung beträgt 0.06° im sichtbaren und 0.20° im infraroten Bereich. Die Bilder hier zeigen Bildmosaike, die man auf der Erde während eines Tests in der Höhe und vom Dach der Uni in Arizona gemacht hat.

Das Licht aller beiden Optiken wird durch eine Faseroptik auf einen zentralen Sensor geleitet. Im visuellen macht ein 512 × 254 Pixel großer CCD Chip Aufnahmen. Im Infraroten (Spektrometer ULIS und DLIS) sind es zwei Arrays von je 132 Photodioden. Die besondere Herausforderung liegt in der verfügbaren Lichtmenge von nur einem 1000 stel der Helligkeit die es auf der Erde mittags gibt. Bilder des CCD Sensor haben Sie wahrscheinlich schon gesehen: Er wurde auch im Mars Pathfinder verwendet (dort allerdings in der vollen Auflösung von 512 × 512 Pixels und mit Farbfiltern). Er sowie seine Elektronik, die auch Komprimierung im JPEG Standard zulässt, stammt vom MPI für Aeronomie aus Deutschland.

Man hat die Chipfläche des CCD geschickt aufgeteilt:

• Der Down Looking Imager HRI nimmt eine Fläche von 160 × 254 Pixels ein.
• Der Side-Looking Imager nimmt eine Fläche von 128 × 254 Pixels ein
• Der Down Looking Imager MRI nimmt eine Fläche von 176 × 254 Pixels ein.
• Das Solar Aureolen Experiment nimmt 4 Reihen von 6 × 50 Pixels ein
• ULVS nimmt eine Reihe von 8 × 200 Pixels ein
• DLVS nimmt eine Reihe von 20 × 200 Pixels ein
• Am Rand verbleiben 7 Reihen mit abgedeckten Pixels (je 254 Pixel lang) und eine Reihe von 254 x 1 Pixeln Länge mit einem grauen Filter belegt zur Kalibration.

Diese Aufteilung nimmt eine Hälfte von 512 × 254 Pixel ein. Die andere Hälfte ist abdeckt und wird benutzt um schnell ein Bild dorthin zu transferieren (Frame-Transfer CCD) um es dort langsamer auszulesen. So kann das Instrument dauernd arbeiten, während ein Bild ausgelesen wird, wird ein zweites aufgenommen. Jede CCD Zelle hat eine lichtsammelnde Fläche von 23 × 23 Mikrometern. Voneinander sind diese durch 6 Mikrometer breite Sperrschichten getrennt, die ein Auslaufen verhindern sollen.

Wegen der geringen Datenrate und der verfügbaren Zeit wird das Bildformat beschränkt. Es liegt bei 160 × 256 Pixel für die HRI Kamera (Auflösung 0.06 Grad pro Pixel, das entspricht aus 1 km Entfernung etwa 1 m oder etwa halb so gut wie das menschliche Auge sehen kann. Bei der MRI Kamera sind es 176 × 256 Pixel pro Frame. Dies entspricht einer Auflösung von 0.012 Grad. Bei der SLI Kamera sind es 128 × 256 Pixel. (Auflösung 0.2 Grad/Pixel). Die maximalen Bildgrößen liegen bei 160 × 360 Pixel (HRI), 176 × 384 Grad (MRI) und 128 × 480 Pixel (SLI).

Zwischen 160 km und 3 km Höhe wird DISR 15 Zyklen absolvieren in denen er 36 Bilder aufnimmt. Diese decken die Umgebung der Sonde in einem vollen Kreis von 360 Grad (12 Bilder) ab. In dieser Höhe sind alle 3 Instrumente (HRI, MRI und SLI) aktiv. In diesem Modus speichert man zuerst die 12 Bilder eines Panoramas und überträgt dann diese zum Orbiter.

Von 3 km Höhe bis 500 m Höhe machen alle 3 Instrumente Bilder so schnell wie möglich und übertragen diese sofort. Man rechnet mit etwa 20 Bildern von jedem Instrument unterhalb von 3 km Höhe.

Ab 500 m Höhe macht nur noch HRI Bilder. Der Betrieb der Kameras von DISR endet 200 m über der Oberfläche. Man rechnet mit 2-4 HRI Bildern. Im Idealfall hat das letzte eine Bodenauflösung von 20 cm. Je nach Abstiegszeit werden 600-1100 Bilder während der Mission erwartet. Die Bilder sind aber nicht mit denen der Marssonden zu vergleichen. Dazu ist die Datenrate zu gering, die Auflösung herabgesetzt und auch die Umgebungsbedingungen (Lichtverhältnisse, Rotation der Sonde) dürften die Schärfe herabsetzen. Allerdings ist Huygens auch eine Atmosphärensonde wie die Galileo Atmosphärenkapsel und kein Lander wie die Venera Sonden. Das Bild rechts zeigt die Abdeckung der Instrumente in 10 km Höhe: Rot SLI, Grün: MRI und Blau: HRI.

Ab 200 m Höhe sind spektroskopische Untersuchungen der Oberfläche wichtiger als Kameraaufnahmen. Dazu wird eine Lampe 100 m vor dem Aufsetzen hinzugeschaltet, da es auf der Oberfläche von Titan wegen der dicken Dunstschicht und großen Sonnenentfernung nur etwa 350 mal heller als auf der Erde bei Vollmond ist. (1/1000 stel der Tageshelligkeit auf der Erde). Die 20 Watt Wolfram Lampe in einem 50 mm Reflektor leuchtet ab dieser Höhe die Oberfläche ausreichend aus um Spektren zu machen.

Vor der Übertragung der Bilder erfolgt eine Datenkompression. Zunächst wird von DISR die Grauwertverteilung von jedem der Teilinstrumente HRI, MRI und SLI auf 256 Grauwerte (8 Bit pro Pixel) reduziert. Falls die Szene keine sehr großen Kontraste aufweist, erfolgt dieser Schritt verlustfrei. Danach werden 16 x 16 Bit große Blöcke nach DCT Methode komprimiert. Dies soll die Datenmenge um den Faktor 3-8 senken. Trotzdem war die Datenrate noch so hoch, dass DSIR die Bilder abwechselnd über beide Kanäle sendet, anstatt wie die anderen Experimente redundant. Durch den Ausfall des Kanals A gingen so 350 Bilder verloren.

Spektrometer

DISR verfügt über sechs Spektrometer. Davon sind ist eines das Ultraviolettphotometer jeweils identisch auf der Ober- und Unterseite angebracht. Es misst die Helligkeit in einem breiten Spektralbereich. Es bestimmt das Energiebudget von Titan und der Atmosphäre.

Die Spektrometer für UV und IR unterscheiden sich in der Ober- und Unterseite in ihrem Gesichtsfeld, das bei den nach unten schauenden Geräten kleiner ist, während die nach oben schauenden Instrumente den gesamten Himmel über ihnen erfassen.

Das Spektrometer für das sichtbare Licht ULVS / DLVS macht im Bereich von 480-960 nm Wellenlänge Spektren mit einer Auflösung von 2.3 nm (200 Punkte). Es besitzt eine räumliche Auflösung von 8 Pixeln (nach oben schauendes Instrument) bzw. 20 Pixeln (nach unten schauendes Instrument. Das entspricht einem Winkelbereich von 5-8 bzw. 10-50 Grad.

Das IR Spektrometer (ULIS / DLIS) macht im nahen Infrarot bei 870-1640 nm während des Abstiegs Spektren mit einer Auflösung von 6.3 nm (128 Punkte). Dazu verwendet es ein Array von 150 Indiumgalliumarsenid Detektoren von jeweils 30 × 100 Mikrometer Größe die auf 220 K gekühlt werden. Das Spektrometer für das sichtbare Licht verwendet wie schon beschrieben das CCD der Kameras. Beide Spektrometer bestimmen die chemische Zusammensetzung der Atmosphäre und Aerosolen. Die nach unten gerichteten Spektrometer werden Spektren der Oberfläche gewinnen, die Aussagen über deren chemische Zusammensetzung liefern sollten.

Das abbildende Spektrometer (DLVS) kann im Spektralbereich von 480 - 960 nm auch grobe Karten des Bodens in verschiedenen Spektralbereichen liefern. Ein Bild hat je nach Modus 10 x 10, 20 × 20 oder 40 × 40 Pixel.

Solar Aureolen Experiment

Ein drittes Experiment das "Solar-Aureolen" Experiment bestimmt die Brechung und Absorption der Atmosphäre bei 550 und 939 nm. Es verfügt über jeweils zwei Photodioden welche das Sonnenlicht in diesen Wellenlängen empfangen und seine Intensität messen. Vorgeschaltet sind jeweils Polarisationsfilter, die nur Licht passieren lassen welches parallel zur Polarisationsrichtung orientiert ist. Ein weiteres Ergebnis dieses Instrumentes ist die Bestimmung des Strahlenflusses und der Verteilung aus diesen Daten.

Das Solar Aureolen Experiment von DISR wird ab einer Höhe von 160 km mit einer vertikalen Auflösung von 2 km die Atmosphäre untersuchen. DISR wiegt 8.1 kg, hat einen Stromverbrauch von 13-70 Watt und verbraucht 48 Wattstunden Strom während des Abstiegs. Der Datenstrom von 4800 Bit/sec macht mehr als die Hälfte der Gesamtdatenrate aus. Das Experiment stammt aus den USA. Deutschland ist daran beteiligt: Das Max Planck Institut für Aeronomie stellt den CCD Sensor und die Software für Datenkomprimierung und Übertragung.

Gas Chromatograph / Mass Spectrometer (GCMS)

Dieses Instrument untersucht die chemische Natur von Atmosphärengasen und Aerosole sowie Oberflächenbestandteile. Es arbeitet ab einem Außendruck von 1 Millibar (170 km Höhe) bis zur Oberfläche.

Dieses Instrument arbeitet in zwei Modi: Entweder als reines Massenspektrometer oder mit einem vorgeschalteten Gaschromatographen. Es hat fünf Eingänge am Massenspektrometer. Einer führt direkt zur Atmosphäre (Mit vorgeschalteter Druckreduzierung), ein zweiter zum Pyrolysator von ACP, die anderen drei zu 3 Kapillarsäulen des Gaschromatographen.

Gase werden durch den Staudruck ins Instrument befördert. Dort trennt zuerst ein Gaschromatograph mit drei Säulen (Als Trägergas dient Wasserstoff) die Gase nach chemischer Zusammensetzung auf. Ein Quadrupol - Massenspektrometer ionisiert die Proben und bestimmt ihre chemische Natur. Das gleiche geschieht mit aufgewirbeltem Staub nach der Landung. Für den oberen Teil der Atmosphäre, die schnell durchlaufen wird gibt es einige Sammelbehälter die Proben aufnehmen und dann später untersuchen. Zwischen den Eingängen wird dynamisch umgeschaltet. Gibt es beim GC einen Impuls so wird der Eingang auf das MS umgeschaltet. Gibt es keinen Peak auf allen drei Säulen so wird die Atmosphäre direkt untersucht.

Der Messbereich liegt zwischen 2 und 146 Dalton (Wasserstoff bis Neodym). Der dynamische Bereich erstreckt sich über 10⁸ und Stoffmengenverhältnisse von 10^-10 Mol können noch bestimmt werden. Neon kann z.B. mit einer Messgrenze von 10-100 Teilchen pro Milliarde bestimmt werden. Unbekannte organische Bestandteile können ab einer Konzentration von 10:1 Milliarde bestimmt werden. Bei einer Atommasse von 60 Dalton beträgt die Massenauflösung 10^-6. GCMS ist mit 17.3 kg das schwerste Instrument. Es hat einen Stromverbrauch von 28-79 Watt. 115 Wattstunden sind es während des Abstiegs. Der Datenstrom beträgt typischerweise 960 Bit/sec. Teile von GCMS sind identisch zu dem INMS Instrument an Bord von Cassini. Dieses untersucht bei Vorbeiflügen die Hochatmosphäre von Titan.

Das Instrument wird von den USA gestellt.

Aerosol Collector and Pyrolyser (ACP)

Dieses Instrument sammelt zweimal während des Abstiegs Partikel und Aerosole aus der Atmosphäre. Dies findet in 150-40 km und zwischen 23 und 18 km Höhe statt. Die erste Probe vor wird dem Beginn der Tropopause genommen, die zweite stammt aus der Wolkenschicht. Die Probe stammt aus dem Einlass des Gaschromatographen.

Die Probe aus der Atmosphäre wird mit einer Pumpe durch einen Filter gepresst, der etwa 30 mg Material zurückhält. Dieser Filter wird in 3 Stufen erhitzt (auf 20, 250 und 650° C). Dies setzt flüchtige Gase, zersetzbare organische Stoffe und Feststoffe frei. Die entstehenden Pyrolysegase werden dem GC/MS zugeführt und dort analysiert. Damit will man die chemische Zusammensetzung von Aerosolen und Staubpartikeln bestimmen. Man erwartet bei Titan eine chemische Vorstufen, die es eventuell auch einmal auf der Erde gab, bevor sich das Leben entwickelt. Diese soll ACP bestimmen. Gesucht wird zum einen nach der summarischen Zusammensetzung von Aerosolen (Anteil an Wasserstoff, Stickstoff und Kohlenstoff) nach der Pyrolyse. Man sucht bei den niederen Temperaturen aber auch nach organischen Molekülen (Methan, Ethan, Cyanwasserstoff, Cyanoacetylen) sowie Kohlenstoff, Wasserstoff, Stickstoff und Kohlendioxid.

ACP wiegt 6.3 kg und hat einen durch das Aufheizen der Probe stark schwankenden Stromverbrauch von 3-85 Watt. Es verbraucht während des Abstiegs insgesamt 78 Wh. Der typische Datenstrom beträgt 128 Bit/sec. ACP wird von Frankreich gestellt.

Surface-Science Package (SSP)

Dieses Experiment besteht aus einer Reihe von Sensoren die erst in den letzten Metern vor dem Abstieg tätig werden. Sie befinden sich auf der Unterseite der Sonde und kommen direkt mit dem Boden oder der Flüssigkeit auf der Huygens landet in Berührung.

Acoustic Properties (API)

Ab 100 m Abstand vom Boden misst ein Ultraschallsensor die Eigenschaften des Bodens oder wenn die Sonde auf einem Meer landet, arbeitet dieses Instrument als Sonar und stellt die Tiefe sowie Strömungsgeschwindigkeiten fest. Der Sensor sendet Ultraschallwellen durch piezoelektrische Elemente aus und misst das Echo des Bodens.

Fluid Permittivity (PER)

Dieser Sensor ist eine Elektrode, er misst die elektrische Kapazität des Bodens. Sollte die Huygens in einer Flüssigkeit landen, so kann die Elektrode die Anwesenheit von polaren Molekülen feststellen.

Tilt Sensor (TIL)

Der Tiltsensor arbeitet nach einem elektrolytischen Prinzip. Er bestimmt mit zwei Elementen. Dazu sind Platinelemente an der Oberfläche eines Glases angebracht, das mit Methanol gefüllt ist. Durch die Neigung der Sonde schwappt das Methanol und verändert die Leitfähigkeit der Platinelemente. So können die Neigungen bis zu 47 Grad bestimmt werden.

Accelerometer (ACC)

Der Beschleunigungsmesser besteht aus zwei Piezoelektrischen Sensoren. Einer ist auf einem Speer angebracht, ein zweiter an der Oberflächen. Sie messen die Verzögerung beim Auftreffen auf die Oberfläche und damit auch deren Eigenschaften wie Härte oder Dichte. ACC macht auch Messungen während des Abstiegs.

Fluid Density (DEN)

Dieser Sensor misst nach dem archimedischen Verdrängungsprinzip die Dichte des Mediums in dem Huygens landet. Dazu wird gemessen wie viel Flüssigkeit verdrängt wird durch in Kreuz geschalteten Dichtemesssensoren, die auf die Verdrängung mit einem Druckanstieg reagieren.

Refraktometer (REF)

Der Brechungsindex der Flüssigkeit oder festen Oberfläche (sofern reflektierend) wird gemessen indem zwei LED Lichtquellen Licht aussenden und ein Photodiodenarray das reflektierte Licht misst. Der Brechungsindex wird von der Position des Übergangs hell-dunkel im Array bestimmt.

Thermal Properties (THP)

Das Experiment zur Bestimmung der Temperatur, Wärmeleitfähigkeit und Wärmekapazität der Oberfläche nutzt zwei Platindrähte von je 5 cm Länge und 10 bzw. 25 Mikrometer Durchmesser. Die Drähte werden beheizt und dann der Widerstand gemessen (Der von der Umgebungstemperatur abhängt). Messungen erfolgen alle 0.1 Sekunden. Mehrere Zyklen des Beheizens und Messens sind vorgesehen um auch Konvektion und Diffusionsprozesse zu verstehen.

Wenn die Sonde landet so wird die Abbremsung wie auch der ausgeübte Druck gemessen. Andere Sensoren messen den Brechungsindex (bei Flüssigkeiten), Temperatur, Wärmeleitfähigkeit, Wärmekapazität, Schallgeschwindigkeit und Dieelektrizitätskonstante der Oberfläche oder der Flüssigkeit in der Huygens landet. Weitere Sensoren messen die Bewegung nach der Landung und die Lage der Sonde.

Die Sensoren haben folgende Messbereiche:

Anders als es der Name suggeriert ist SSP schon während des Abstiegs aktiv. Von 153 bis 120 km Höhe sind das Accelometer und der Tiltsensor aktiv. Ab 120 km Höhe misst API auch die Schallgeschwindigkeit. Daraus lässt sich zusammen mit den Dopplerwindmessungen von DWE die mittlere Molmasse der Atmosphäre in dieser Höhe rekonstruieren. Ab 18 km Höhe werden die Refraktormeter und Temperatursensoren hinzugenommen, man rechnet jetzt aufgrund der dichten Atmosphäre aber nicht mit Daten, die HASI nicht genauer liefern könnte. Während des Abstiegs übermittelt SSP seine Messwerte mit einer Rate von 1 Messung pro Sekunde. Ab 1000 m Höhe werden die Sensoren auf den Oberflächenbetrieb umgestellt. Ab 100 m Höhe liefert API durch Messung der Signallaufzeit der Impulse bessere Höhen und Geschwindigkeitsinformationen als der RADAR Höhenmesser von HASI.

SSP wiegt mit allen Sensoren 3.9 kg und verbraucht 10-11 W an Strom.. Insgesamt während des Abstiegs 30 Wh. Der Datenstrom beträgt nominell 704 Bit/sec. Das Instrument wird von England gestellt.

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.

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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