Cassini-Huygens: Eine Reise zum Saturn und seinen Monden
Mission Cassini-Huygens
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Raumsonde Cassini-Huygens: Die wissenschaftlichen Experimente

Montag, 4. September 2017

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    Die Cassini-Instrumente

    Zeichnung der Cassini-Raumsonde mit ihren Instrumenten.

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    VIMS-Instrument

    Dieses Bild zeigt das VIMS-Instrument (Visual and Infrared Mapping Spectrometer) kurz vor dem Einbau in die Cassini-Sonde.

  • Zwölf Experimente und eine Landesonde
    Zwölf Experimente und eine Landesonde

    Mit zwölf Experimenten ist die Saturnmission Cassini-Huygens eine der am umfangreichsten ausgestatteten Raumsonden in der Geschichte der Erforschung des Sonnensystems. Die Raumsonde hat etwa die Dimensionen eines Wohnmobils und wog beim Start fast sechs Tonnen (wovon allerdings der größte Anteil Treibstoff war).

Ziel der Mission Cassini-Huygens war es, den Planeten Saturn, sein markantes System von Ringen, die ihn am Äquator umgeben, und vor allem seine zahlreichen Eismonde wissenschaftlich zu untersuchen. Mit an Bord der Cassini-Huygens-Raumsonde befanden sich hierzu 18 wissenschaftliche Instrumente, zu denen insgesamt siebzehn Nationen beitrugen und die sich in drei Gruppen einteilen lassen: Sechs Fernerkundungsinstrumente, sechs Nahfeldinstrumente zur Teilchen- und Plasmaanalyse auf dem Cassini-Orbiter sowie sechs Experimente auf der Huygens-Sonde, die im Januar 2005 auf Titan, dem größten der Saturnmonde, landete.

Mit dem Ende der Mission geht auch die Ära eines der letzten Multi-Experimentsatelliten vorbei, die einen enormen Aufwand für das Zusammenspiel der einzelnen Experimente während der Mission bei begrenzten Ressourcen an Bord erforderte, welches aber einwandfrei glückte.

Die Fernerkundungsinstrumente an Bord von Cassini

Zu den Fernerkundungsinstrumenten der Raumsonde gehören das Imaging Science Subsystem (ISS), das aus einer Weitwinkelkamera (ISS-WAC) und einer Kamera mit Teleobjektiv (ISS-NAC) besteht; das Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS), aufgebaut aus zwei abbildenden Spektrometern, eines für sichtbares und ein weiteres für infrarotes Licht; der Ultraviolet Imaging Spectrograph (UVIS), der außer einem UV-Spektrographen auch ein Photometer und eine Wasserstoff-Deuterium-Absorptions-Zelle (HDAC) enthält; das Composite Infrared Spectrometer (CIRS) sowie das Cassini Radar mit synthetischer Apertur, welches sowohl als abbildendes Instrument, als Altimeter in Rückstreuung und als Radiometer betrieben wird. Sowohl am Experiment ISS, als auch an VIMS und UVIS ist das DLR beteiligt.

Während das Kamerasystem ISS vor allem die optischen Bilder vom Saturn, seinen Ringen und Monden lieferte, wurden multispektrale Aufnahmen von ISS und VIMS zum DLR-Institut für Planetenforschung übertragen, um die Oberflächen zu kartieren, Oberflächenparameter zu bestimmen, Kraterformen und -dichten zu analysieren und die Zusammensetzung von Krusten und Atmosphären zu untersuchen sowie Vergleiche mit anderen Monden in unserem Planetensystem zu erstellen.

Das Instrument UVIS wiederum besteht aus einem UV-Spektrographen, einem Photometer und einer Wasserstoff-Deuterium-Absorptions-Zelle (HDAC) des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung in Göttingen. Es führte Okkultationsmessungen (Verdunklung von Sternen im Hintergrund der Titanatmosphäre) durch, um die Zusammensetzung und die Chemie auf Titan und Saturn sowie die Aerosol-Eigenschaften und die energetischen Verhältnisse der Atmosphäre zu studieren. So ist vor allem die Messung des Deuterium/Wasserstoff-Verhältnisses für entwicklungsgeschichtliche Vergleiche im Sonnensystem eine kritische Größe.

Mit dem Composite Infrared Spectrometer (CIRS) werden die Gaszusammensetzung und ihre Variation sowie Temperaturprofile zur Überprüfung von Theorien zur Atmosphärendynamik und Zirkulation gemessen. Außerdem sammelt das Instrument Informationen zu Wolken, Dunst sowie zu organischen Komponenten und analysiert atmosphärische Prozesse aus simultanen Messungen der Zusammensetzung, der Temperatur und des Windes. An der Entwicklung der bolometrischen Detektoren war die Universität Karlsruhe beteiligt.

Das Cassini-Radar (RSS) ist in der Lage, die dichte Atmosphäre des Titan zu durchdringen und Radarbilder seiner Oberfläche zu liefern. Das Experiment nutzt die vorhandenen Sender und Bodenempfangsstationen. Aus Dopplerverschiebungen und Änderungen der Signale wird auf Zusammensetzung, Druckverhältnisse und Temperaturen von Atmosphären und Ionosphären des Saturn und Titan geschlossen.

Die Nahfeld-Instrumente an Bord von Cassini

Zur Gruppe der sechs Nahfeld-Instrumente gehört insbesondere der Cosmic Dust Analyzer (CDA), dessen Aufgabe es ist, Staubpartikel im Hinblick auf ihre elektrische Ladung, Geschwindigkeit, Flugrichtung, Masse und chemische Zusammensetzung im interplanetaren Raum, besonders in der Nähe von Jupiter und Saturn, simultan zu untersuchen. Verbessert gegenüber früheren Einsätzen von ähnlichen Staubanalysatoren auf Giotto (ESA-Sonde zum Kometen Halley) und auf Galileo (im Jupiterorbit von 1995 bis 2003) wurde der CDA durch einen chemischen Analysator, bei dem ein Flugzeit-Massenspektrometer die chemische Zusammensetzung des Staubes untersucht. Da im Bereich der Saturnringe relativ hohe Staubdichten bestehen, wurde zusätzlich ein amerikanischer Detektor für hohe Zählraten eingesetzt. Der Staubanalysator wurde unter der wissenschaftlichen Leitung von Prof. Eberhard Grün vom Max-Planck-Institut für Kernphysik (MPK) in Heidelberg, entwickelt und während der Missionsphase von Dr. Ralf Srama (IRS Stuttgart) als Principal Investigator betrieben. Die mechanischen Bauteile des Instruments einschließlich eines Drehtisches mit dem das Gerät unabhängig vom Raumfahrzeug auf erwartete Staubansammlungen ausgerichtet werden kann, wurden vom DLR-Institut für Planentenforschung entwickelt und gefertigt.
 
Weitere Nahfeld-Instrumente sind das Dual Technique Magnetometer (MAG), das aus einem Fluxgate- und einem Vektor-Helium-Magnetometer besteht, welche die Magnetfelder des Planeten und seiner Monde sowie die Wechselwirkungen mit dem Sonnenwind bestimmen. An der TU Braunschweig wurde die digitale Prozessor-Einheit entwickelt.

Ferner gehören zu dieser Instrumentengruppe das Magnetospheric Imaging Instrument (MIMI), das aus drei Teilinstrumenten besteht, die hochenergetische Ionen, Elektronen und Neutralteilchen in mehreren Energiebereichen nachweisen sowie das Ion and Neutral Mass Spectrometer (INMS), welches vor Ort die Zusammensetzung von neutralen und geladenen Teilchen in der Atmosphäre und Ionosphäre des Titan sowie in der Magnetosphäre des Saturn und Gase, die von den Oberflächen der eisigen Monde und von den Ringen emittiert werden, analysiert.

Weitere Nahfeld-Instrumente sind das Cassini Plasma Spectrometer (CAPS), bestehend aus einem Elektronenspektrometer, einem Ionen-Massen-Spektrometer und einem Ionen-Ladungsspektrometer zur Messung der Zusammensetzung, Temperatur, Geschwindigkeit und Dichte von niederenergetischen Ionen und Elektronen in der Saturn-Magnetosphäre, sowie das Radio and Plasma Wave Science (RPWS) Experiment, das im Wesentlichen aus einer Langmuir-Sonde, entfaltbaren Antennen und einer Suchspule besteht und die elektrischen und magnetischen Felder im interplanetaren Medium und in der Saturn-Magnetosphäre sowie die Elektronendichte und -temperatur misst.

...und weitere sechs Experimente auf der Titan-Landesonde Huygens

Das Doppler Wind Experiment (DWE) setzte zwei ultrastabile Oszillatoren ein, je einen im Sender auf der Sonde und einen im Empfänger auf dem Orbiter, um Dopplerverschiebungen im Signal zu bestimmen. Der ultrastabile Oszillator für den Sonden-Transponder wurde im Auftrag der Universität Bonn von Daimler-Benz Aerospace (heute: EADS Space and Defense) in Ottobrunn entwickelt.

Das Descent Imager/Spectral Radiometer (DISR) nutzte die Drehung der Sonde beim Abstieg, um mit einem Detektorfeld im Spektralbereich vom UV bis zum nahen Infrarot in alle Blickrichtungen Aufnahmen zu machen. Bestimmt wurden die Dichte, Größe, Form und optischen Eigenschaften von Aerosolen und Wolkenpartikeln. Gesucht wurde auch nach Dunstschichten aus kondensierten Kohlenwasserstoffen. Höhenprofile des Mischungsverhältnisses von Methan wurden aufgenommen und die Titan-Oberfläche wurde abgebildet und spektral analysiert. Das Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung hatte hierfür den CCD-Detektor mit zugehöriger Fokalebenen-Elektronik und die Datenkompressionselektronik entwickelt.

Ein weiteres Instrument was das Huygens Atmospheric Structure Instrument (HASI). Seine Beschleunigungsmesser und Sensoren für elektrische Felder bestimmten Temperatur und Druck sowie die physikalischen und elektrischen Eigenschaften der Titanatmosphäre.

Das Surface Science Package (SSP) bestimmte nach der Landung auf der Titan-Oberfläche die Oberflächeneigenschaften dieses Saturnmondes. Das Gas Chromatograph/Mass Spectrometer (GCMS) analysierte beim Abstieg der Sonde Bestandteile der Atmosphäre. Der Aerosol Collector and Pyrolyser (ACP) fing Atmosphärenteilchen mit einem ausfahrbaren Sammler ein, verdampfte die Proben in einem Ofen, die dann im GCMS analysiert wurden.

Weiterführende Informationen:

Zuletzt geändert am:
13.09.2017 12:06:01 Uhr

Kontakte

 

Dr. Manfred Gaida
Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR)

Raumfahrtmanagement, Extraterrestrik

Tel.: +49 228 447-417

Fax: +49 228 447-745
Elke Heinemann
Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR)

Politikbeziehungen und Kommunikation

Tel.: +49 2203 601-2867

Fax: +49 2203 601-3249