laden
Reise zum Saturn: Die Misson Cassini-Huygens
Der Saturn - Forschungsobjekt und ästhetischer Blickfang
Erst die Raumfahrt ermöglichte es dem Menschen, den Planeten Saturn aus der Nähe und umfassend zu erforschen. Auch wenn es bereits im Altertum erstaunlich präzise astronomische Messungen gab, große Fortschritte machte die Erforschung des Saturn erst mit der Erfindung des Fernrohrs und immer leistungsfähigeren Teleskopen im 17. Jahrhundert. In den 1980er-Jahren brachten uns die Raumsonden Pioneer 11, Voyager1 und Voyager 2 den Saturn näher, auch das Hubble-Weltraumteleskop zeigte uns den Planeten in beeindruckenden Aufnahmen mit seinen Ringen. Von Juli 2004 bis September 2017 umkreiste die Raumsonde Cassini den Saturn, deren Bilder und Messungen bis dato das wissenschaftliche, aber auch ästhetische Maß der Dinge waren. Diese Aufnahme wurde aus mehreren Bildern zusammengesetzt, die von der Weitwinkelkamera an Bord von Cassini am 25. April 2016 gemacht wurden.
Daten zur Mission | |
|---|---|
Start | 15. Oktober 1997 |
Startgewicht | 5.820 Kilogramm (davon 365 Kilogramm Nutzlast) |
Fly-bys | 2 mal Venus, jeweils 1 mal Erde und Jupiter |
Einschwenken von Cassini in Saturn-Orbit | 1. Juli 2004 |
Abtrennung Huygens-Sonde | 25. Dezember 2004 |
Landung von Huygens auf Titan | 14. Januar 2005 |
Startort | NASA Kennedy Space Center, Cape Canaveral, Florida, USA |
Trägerrakete | Titan IV B/Centaur |
Mission Control Center | NASA Jet Propulsion Laboratory (JPL), Pasadena, Kalifornien, USA |
Bodenempfang | NASA Deep Space Network |
Datenempfang | Kein Real-Time-Betrieb, Zwischenspeicherung der Daten in Massenspeicher, an Bord des Orbiters, Übertragung der Daten während der Kontaktzeiten zu den Bodenstationen auf der Erde |
Nominelles Missionsende | Juni 2008; verlängert bis 2017; Ende: 15. September 2017, 13:55 Uhr MESZ (Mitteleuropäische Sommerzeit) |
RSSCassini-Raumschiff | |
|---|---|
CAPS (Cassini Plasma Spectrometer) | Untersuchte das Plasma im Saturnmagnetfeld (Zusammensetzung, Herkunft) mit drei Spektrometern (zwei Ionen- und ein Elektronenspektrometer). Principal Investigator: David T. Young, Southwest Research Institute, San Antonio, TX, USA. |
CDA (Cosmic Dust Analyzer) | Der CDA analysierte Eis- und Staubpartikel im Saturnsystem. Er konnte gleichzeitig elektrische Ladung, Geschwindigkeit, Flugrichtung und Masse einzelner Teilchen bestimmen. Erstmals ermittelte der CDA auch deren chemische Zusammensetzung. Er konnte bis zu einem Treffer pro Sekunde erfassen. Der integrierte „High Rate Detector“ (HRD) konnte bis zu 10.000 Treffer pro Sekunde messen. Entwickelt wurde der CDA am Max-Planck-Institut für Kernphysik. Die Technologie-Entwicklung, Fertigung und Tauglichkeitstests für Hardware-Komponenten der mechanischen Teile erfolgten unter Federführung der Abteilung Systemkonditionierung des DLR-Instituts für Strukturmechanik in Berlin. Die Missionsplanung und Datenanalyse lagen beim Max-Planck-Institut für Kernphysik. Principal Investigator war Ralf Srama, Max-Planck-Institut für Kernphysik, Heidelberg. |
CIRS (Composite Infrared Spectrometer) | Es maß Temperatur und Zusammensetzung von Oberflächen, Atmosphären und Ringen und bestand aus drei Spektrometern mit den Wellenlängenbereichen: 7 bis 9 Mikrometer, 9 bis 17 Mikrometer und 17 bis 1.000 Mikrometer. An diesem Instrument war die Bergische Universität Wuppertal beteiligt. Principal Investigator war Michael Flasar, NASA/Goddard Space Flight Center, Greenbelt, MD, USA. |
INMS (Ion and Neutral Mass Spectrometer) | Bestimmte die Zusammensetzung von neutralen und geladenen Partikeln in der Magnetosphäre. Principal Investigator: J. Hunter Waite, SPRL, University of Michigan, Ann Arbor, MI, USA. |
ISS (Imaging Science Subsystem) | Das ISS lieferte Schwarz-Weiß- und Farbbilder der Atmosphäre, der Ringe und der Monde von Saturn. Die ISS-Bilder bildeten die Datengrundlage für die meisten geologischen Interpretationen der Oberfläche der Monde, für die Untersuchung der Dynamik der Ringe und der meteorologischen Vorgänge in den Atmosphären von Saturn und Titan. Die ISS-Kamera bestand aus zwei Komponenten: der Telekamera NAC (Narrow-Angle Camera) mit einer Brennweite von zwei Metern sowie der Weitwinkelkamera WAC (Wide-Angle Camera), die eine Brennweite von 20 Zentimetern aufwies. Die NAC lieferte aus einer Entfernung von 10.000 Kilometern Distanz Bilder mit einer räumlichen Auflösung von 60 Metern pro Bildpunkt (Pixel). Ein Schwerpunkt des DLR-Instituts für Planetenforschung (heute DLR-Institut für Weltraumforschung) in Berlin lag in der Planung der punkt- und sekundengenauen „Zielsequenzen“ sowie in der kartographischen Bearbeitung der Bilddaten für geometrisch exakte Kartenwerke. Diese Arbeiten erfolgten in Kooperation mit der Cassini-Gruppe an der Freien Universität Berlin sowie dem Space Science Institute in Boulder, Colorado, USA. Principal Investigator war Carolyn C. Porco, Space Science Institute, Boulder, CO, USA. |
MAG (Dual Technique Magnetometer) | Es maß das Saturnmagnetfeld und seine Wechselwirkung mit dem Sonnenwind. An diesem Instrument waren die Universität zu Köln und die Technische Universität Braunschweig beteiligt. Principal Investigator waren David J. Southwood und Michelle Dougherty (acting), Imperial College, University of London, England. |
MIMI (Magnetospheric Imaging Instrument) | MIMI fotografierte und maß das Saturn-Magnetfeld mit Hilfe dreier Detektoren. An diesem Instrument war das Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung beteiligt. Principal Investigator war Stamatios M. Krimigis, Johns Hopkins University, Laurel, MD, USA. |
RADAR (Cassini Radar) | Lieferte Radarbilder und Höhenmessungen der Titanoberfläche. Principal Investigator: Charles Elachi, Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, CA, USA. |
RPWS (Radio and Plasma Wave Science) | Es untersuchte die elektrischen und magnetischen Felder, die Elektronendichte und maß die Temperatur. Principal Investigator war Donald A. Gurnett, University of Iowa, Iowa City, IA, USA |
RSS (Radio Science Subsystem) | RSS suchte nach Gravitationswellen im Universum und untersuchte die Atmosphäre, die Ringe sowie die Gravitationsfelder von Saturn und seinen Monden. Principal Investigator war Arvydas J. Kliore, Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, CA, USA. |
UVIS (Ultraviolet Imaging Spectrograph) | UVIS bestand aus vier Einzelkomponenten und konnte UV-Licht im Wellenlängenbereich von 0,056 bis 0,19 Mikrometer detektieren. Die Wissenschaftler erwarteten von UVIS Informationen über die Zusammensetzung der Saturnringe und Monde sowie über Zusammensetzung, Photochemie und Temperaturen der Saturn- und Titanatmosphäre. Eine der vier UVIS-Komponenten, die „Hydrogen-Deuterium Absorption Cell“ (HDAC), wurde am Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung entwickelt und gebaut. Ihre Aufgabe war die Bestimmung des Verhältnisses von Wasserstoff zu Deuterium (schwerer Wasserstoff) in der Saturn- und Titanatmosphäre. Das DLR-Institut für Planetenforschung (heute DLR-Institut für Weltraumforschung) war an der Softwareentwicklung und der Datenauswertung beteiligt. Principal Investigator war Larry Esposito, University of Colorado, Boulder, CO, USA. |
VIMS (Visible and Infrared Mapping Spectrometer) | VIMS führte die spektrale Kartierung der chemischen Zusammensetzung und Struktur der Oberflächen, Atmosphären und Ringe von Saturn und seinen Monden durch. VIMS zeichnete sowohl Signale in den sichtbaren Wellenlängen des Lichts (0,35 bis 1,07 Mikrometer) als auch in den infraroten Wellenlängen (0,85 bis 5,1 Mikrometer) auf. Das Instrument bestand aus zwei Spektrometern: eines für das sichtbare Licht und das nahe Infrarot, das andere für Aufzeichnungen des infraroten Spektrums. VIMS konnte die Oberfläche der Saturnmonde, die Ringe und die Wolkenhülle des Planeten und des Mondes Titan flächenhaft in 352 unterschiedlichen Wellenlängen darstellen, sogenannte Spektren. Aufgrund unterschiedlicher Eigenschaften von Oberflächen oder Substanzen konnten diese mit den entsprechenden Wellenlängen erkannt werden. VIMS konnte außerdem durch die dichte Wolkenhülle des Mondes Titan bis auf die Oberfläche blicken (siehe Bild rechts). Der Wellenlängenbereich von VIMS deckte eine große Anzahl von Eiskomponenten wie Wassereis, Trockeneis, Ammoniakeis und Methaneis ab. Auch Mineralgruppen wie Silikate oder Oxide und Kohlenstoff sowie andere organische und anorganische Materialien auf den Saturnmonden und -ringen konnte das Spektrometer identifizieren. Prof. Dr. Ralf Jaumann vom DLR-Institut für Planetenforschung (heute DLR-Institut für Weltraumforschung) und seine Mitarbeiter im VIMS Science Team führten die Kalibrierung des Instruments, die Planung von Aufnahmesequenzen sowie die wissenschaftliche Auswertung der Spektrometerdaten durch. Principal Investigator war Robert H. Brown, Lunar and Planetary Laboratory, University of Arizona, Tucson, AZ, USA. |
Huygens-Sonde | |
|---|---|
HASI (Huygens Atmospheric Structure Instrument) | Es untersuchte die physikalischen und elektrischen Eigenschaften der Titanatmosphäre während und nach der Landung mittels Beschleunigungsmesser, Barometer und Temperatursensoren. An diesem Instrument war die Universität zu Köln beteiligt. Principal Investigator war Marcello Fulchignoni, Universite de Paris VII / Dept. de Recherche Spatiale, Observatoire de Paris-Meudon, Frankreich. |
DWE (Doppler Wind Experiment) | DWE untersuchte die Windeinwirkung auf die Sonde mit Hilfe eines ultrastabilen Trägersignals zum Orbiter. Principal Investigator: Michael Bird, Universität Bonn. |
DISR (Descent Imager/Spectral Radiometer) | DISR führte Helligkeits- und Temperaturmessungen durch und nahm Bilder von Titans Aerosolschicht, Atmosphäre und Oberfläche auf. An dem Radiometer war das Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung beteiligt. Principal Investigator war Marty Tomasko, University of Arizona, Tucson, AZ, USA. |
GCMS (Gas Chromatograph Mass Spectrometer) | Es bestimmte die Zusammensetzung der Titanatmosphäre und Aerosole mittels Massenspektrometer, Gassammelsystem, Gaschromatograph und Probentransportsystem. Principal Investigator war Hasso Niemann, NASA/GSFC, MD, USA. |
ACP (Aerosol Collector and Pyrolyser) | ACP untersuchte die Wolken und Aerosole in der Titanatmosphäre mit Hilfe eines Probensammelsystems mit Ofen, der die Proben bis 250 Grad Celsius oder 600 Grad Celsius erhitzen konnte. Principal Investigator war Guy Israel, CNRS Service d'Aéronomie, Verrières-le-Buisson, Frankreich. |
SSP (Surface-Science Package) | SSP erforschte die Oberflächeneigenschaften in unmittelbarer Umgebung der Landestelle mit sieben Subsystemen zur Messung der örtlichen Beschleunigung, Neigung, Temperatur, Akustik, Leitfähigkeit und Dichte. Principal Investigator war John Zarnecki, Open University, Milton Keynes, England. |
Frühlingsanfang auf Saturn
Tag-und-Nacht-Gleiche auf dem Saturn: Frühlingsanfang auf der Nordhalbkugel. Wie bei der Erde steht auch die Rotationsachse des Saturn, des zweitgrößten Planeten des Sonnensystems, schräg auf ihrer Bahn um die Sonne. Das bedeutet, dass es während der 29 Jahre und 164,5 Tage, die der Saturn für eine Umrundung der Sonne benötigt, auch auf diesem Himmelskörper zu Jahreszeiten kommt: Ein halbes „Saturnjahr“, also knapp 15 Jahre, empfängt die Südhalbkugel mehr Sonnenlicht, und 15 Jahre die Nordhalbkugel. Die Menge an Sonnenenergie, die der Planet in etwas mehr als 1,4 Milliarden Kilometern Entfernung von der Sonne empfängt, ist allerdings nur ein Neunzigstel so groß wie auf der Erde. Im August 2009 durchlief der Saturn den Frühlingspunkt, das heißt, für einen virtuellen Beobachter auf den Wolken des Saturn überquert die Sonne scheinbar den Himmelsäquator. Der Südsommer ist zu Ende gegangen, und nach dieser Tagundnachtgleiche am 11. August 2009, dem sogenannten Äquinox, begann auf der Nordhalbkugel der Frühling. Zum Zeitpunkt der Äquinoktien scheint die Sonne exakt senkrecht auf die Kante der Saturnringe, die den Planeten in seiner Äquatorebene umgeben. Dieses doch eher rare astronomische Ereignis ist nicht nur für irdische Beobachter mit ihren Teleskopen ein kleines Fest, denn dann sieht man die Kante der Ringscheibe als schmale Linie. Auch für den Saturnorbiter Cassini ergeben sich durch das nur ganz flach über die Ringscheibe streifende Licht außergewöhnliche Beobachtungsmöglichkeiten, die besondere wissenschaftliche Ergebnisse zur Struktur und Dynamik der Ringe ermöglichen. Aus einer Saturnentfernung von circa 847.000 Kilometern und einer Perspektive von 20 Grad über der Ringebene nahm Cassinis Weitwinkelkamera anderthalb Tage nach dem Äquinox 2009 eine Folge von 75 Bildern auf, aus denen das gezeigte Bildmosaik von Saturn, seinen Ringen und einigen seiner Monde entstand. Der Bildmaßstab beträgt 50 Kilometer pro Pixel. Durch die ungewöhnliche Beleuchtungsgeometrie sind die Ringe dabei stark verdunkelt. Im Kontrast dazu wirken Strukturen außerhalb der Ringebene ungewöhnlich hell und werfen lange Schatten über die Ringe. Zudem zeigen sich zur Tagundnachtgleiche die Schatten der ausgedehnten Saturnringe als ein einziges, zusammengestauchtes schmales Band, das auf dem Planeten liegt.
Dione in Farbe
Farbaufnahme des Saturnmondes Dione vom 11. Oktober 2005. Auf dem Bild erkennt man hinter Dione in goldenen und blauen Farben den Saturn. Die horizontal verlaufenden Streifen in der unteren Bildhälfte sind die Saturnringe. Zum Zeitpunkt der Aufnahme des Bildes befand sich Cassini beinahe auf einer Höhe mit den Saturnringen. Für diese Aufnahme wurden blaue, grüne und infrarote Spektralfilter benutzt. Aufgenommen wurde es mit der Weitwinkelkamera an Bord der Cassini-Raumsonde aus einer Entfernung von etwa 39.000 Kilometern von Dione. Die Auflösung des Bildes beträgt etwa zwei Kilometer pro Bildpunkt.
