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Reiseziel 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. Seit Juli 2004 umkreist die Raumsonde Cassini den Saturn, deren Bilder und Messungen seither das wissenschaftliche, aber auch ästhetische Maß der Dinge sind. Diese Aufnahme wurde aus mehreren Bildern zusammengesetzt, die von der Weitwinkelkamera an Bord von Cassini am 25. April 2016 gemacht wurden.
Daten zur Mission | |
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Start | 15. Oktober 1997 |
Startgewicht | 5.820 kg (davon 365 kg Nutzlast) |
Fly-bys | 2 x Venus, jeweils 1 x 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 Board 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 |
Cassini-Raumschiff | |
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CAPS (Cassini Plasma Spectrometer) | Untersucht 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) | Analysiert Eis- und Staubpartikel im Saturnsystem. Er kann gleichzeitig elektrische Ladung, Geschwindigkeit, Flugrichtung und Masse einzelner Teilchen bestimmen. Erstmals ermittelt der CDA auch deren chemische Zusammensetzung. Er kann bis zu einem Treffer pro Sekunde erfassen. Der integrierte „High Rate Detector“ (HRD) kann bis zu 10.000 Treffer pro Sekunde messen. Entwickelt wurde der CDA am Max-Planck-Institut für Kernphysik. Technologie-Entwicklung, Fertigung und Tauglichkeitstests für Hardware-Komponenten der mechanischen Teile erfolgten unter Federführung der Abteilung Systemkonditionierung des DLR-Institutes für Strukturmechanik in Berlin. Die Missionsplanung und Datenanalyse liegt beim Max-Planck-Institut für Kernphysik. Principal Investigator: Ralf Srama, Max-Planck-Institut für Kernphysik, Heidelberg. |
CIRS (Composite Infrared Spectrometer) | Misst Temperatur und Zusammensetzung von Oberflächen, Atmosphären und Ringen und besteht aus drei Spektrometern mit den Wellenlängenbereichen: 7 bis 9 Mikrometer, 9 bis 17 Mikrometer und 17 bis 1.000 Mikrometer. An diesem Instrument ist die Bergische Universität Wuppertal beteiligt. Principal Investigator: Michael Flasar, NASA/Goddard Space Flight Center, Greenbelt, MD, USA. |
INMS (Ion and Neutral Mass Spectrometer) | Bestimmt 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 liefert Schwarz-Weiß- und Farbbilder der Atmosphäre, Ringe und Monde von Saturn. Die ISS-Bilder sind 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 besteht aus zwei Komponenten: der Telekamera NAC (Narrow-Angle Camera) mit einer Brennweite von zwei Meter sowie der Weitwinkelkamera WAC (Wide-Angle Camera), die 20 Zentimeter Brennweite aufweist. Die NAC liefert aus einer Entfernung von 10.000 Kilometer Distanz Bilder mit einer räumlichen Auflösung von 60 Meter pro Bildpunkt (Pixel). Ein Schwerpunkt des DLR-Instituts für Planetenforschung in Berlin liegt in der Planung der punkt- und sekundengenauen „Zielsequenzen“ sowie in der kartographischen Bearbeitung der Bilddaten für geometrisch exakte Kartenwerke. Diese Arbeiten erfolgen in Kooperation mit der Cassini-Gruppe an der Freien Universität Berlin sowie dem Space Science Institute in Boulder, Colorado, USA. Principal Investigator: Carolyn C. Porco, Space Science Institute, Boulder, CO, USA. |
MAG (Dual Technique Magnetometer) | Misst das Saturnmagnetfeld und seine Wechselwirkung mit Sonnenwind. An diesem Instrument besteht eine Beteiligung der Universität zu Köln und der Technischen Universität Braunschweig. Principal Investigator: David J. Southwood/ Michelle Dougherty (acting), Imperial College, University of London, England. |
MIMI (Magnetospheric Imaging Instrument) | Fotografiert und misst das Saturn-Magnetfeld mit Hilfe dreier Detektoren. An diesem Instrument ist das Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung beteiligt. Principal Investigator: Stamatios M. Krimigis, Johns Hopkins University, Laurel, MD, USA. |
RADAR (Cassini Radar) | Liefert Radarbilder und Höhenmessungen der Titanoberfläche. Principal Investigator: Charles Elachi, Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, CA, USA. |
RPWS (Radio and Plasma Wave Science) | Untersuchung der elektrischen und magnetischen Felder, der Elektronendichte und Messung der Temperatur. Principal Investigator: Donald A. Gurnett, University of Iowa, Iowa City, IA, USA. |
RSS (Radio Science Subsystem) | Sucht nach Gravitationswellen im Universum und untersucht die Atmosphäre, die Ringe und die Gravitationsfelder von Saturn und seinen Monden. Principal Investigator: Arvydas J. Kliore, Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, CA, USA. |
UVIS (Ultraviolet Imaging Spectrograph) | UVIS besteht aus vier Einzelkomponenten und kann UV-Licht im Wellenlängenbereich von 0,056 bis 0,19 Mikrometer detektieren. Die Wissenschaftler erwarten 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 ist die Bestimmung des Verhältnisses von Wasserstoff zu Deuterium (schwerer Wasserstoff) in der Saturn- und Titanatmosphäre. Das DLR-Institut für Planetenforschung ist an der Softwareentwicklung und der Datenauswertung beteiligt. Principal Investigator: Larry Esposito, University of Colorado, Boulder, CO, USA. |
VIMS (Visible and Infrared Mapping Spectrometer) | Spektrale Kartierung der chemischen Zusammensetzung und Struktur der Oberflächen, Atmosphären und Ringe von Saturn und seinen Monden. VIMS zeichnet 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 besteht aus zwei Spektrometern: eines für das sichtbare Licht und das nahe Infrarot, das andere für Aufzeichnungen des infraroten Spektrums. VIMS kann die Oberfläche der Saturnmonde, die Ringe und die Wolkenhülle des Planeten und des Mondes Titan flächenhaft in 352 unterschiedlichen Wellenlängen darstellen, so genannte Spektren. Aufgrund unterschiedlicher Eigenschaften von Oberfläche oder Substanzen können diese mit den entsprechenden Wellenlängen erkannt werden. VIMS kann außerdem durch die dichte Wolkenhülle des Mondes Titan bis auf die Oberfläche blicken (siehe Bild rechts). Der Wellenlängenbereich von VIMS deckt 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 kann das Spektrometer identifizieren. Prof. Dr. Ralf Jaumann vom DLR-Institut für Planetenforschung und seine Mitarbeiter im VIMS Science Team führen die Kalibrierung des Instruments, die Planung von Aufnahmesequenzen sowie die wissenschaftliche Auswertung der Spektrometerdaten durch. Principal Investigator: Robert H. Brown, Lunar and Planetary Laboratory, University of Arizona, Tucson, AZ, USA. |
Huygens-Sonde | |
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HASI (Huygens Atmospheric Structure Instrument) | Untersucht die physikalischen und elektrischen Eigenschaften der Titanatmosphäre während und nach der Landung mittels Beschleunigungsmesser, Barometer und Temperatursensoren. An diesem Instrument ist die Universität zu Köln beteiligt. Principal Investigator: Marcello Fulchignoni, Universite de Paris VII / Dept. de Recherche Spatiale, Observatoire de Paris-Meudon, Frankreich. |
DWE (Doppler Wind Experiment) | DWE untersucht die Windeinwirkung auf die Sonde mit Hilfe eines ultrastabilen Trägersignals zum Orbiter. Principal Investigator: Michael Bird, Universität Bonn. |
DISR (Descent Imager/Spectral Radiometer) | DISR führt Helligkeits- und Temperaturmessungen durch und nimmt Bilder von Titans Aerosolschicht, Atmosphäre und Oberfläche auf. An dem Radiometer besteht eine Beteiligung des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung. Principal Investigator: Marty Tomasko, University of Arizona, Tucson, AZ, USA. |
GCMS (Gas Chromatograph Mass Spectrometer) | Bestimmt die Zusammensetzung der Titanatmosphäre und Aerosole mittels Massenspektrometer, Gassammelsystem, Gaschromatograph und Probentransportsystem. Principal Investigator: Hasso Niemann, NASA/GSFC, MD, USA. |
ACP (Aerosol Collector and Pyrolyser) | Untersucht 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 kann. Principal Investigator: Guy Israel, CNRS Service d'Aéronomie, Verrières-le-Buisson, Frankreich. |
SSP (Surface-Science Package) | Erforscht die Oberflächeneigenschaften in unmittelbarer Umgebung der Landestelle mit sieben Subsystemen zur Messung der örtlichen Beschleunigung, Neigung, Temperatur, Akustik, Leitfähigkeit und Dichte. Principal Investigator: 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.
