Cassini Huygens – Eine erfolgreiche Mission ist beendet (Teil 1)

Der Saturn im Gegenlicht. Bild: NASA/JPL/Space Science Institute

Meine Masterarbeit ist geschafft und nun ist es  Zeit, wieder etwas mehr meinem Blog zu widmen. Direkt der erste Beitrag wird doch sehr lang und auch teilweise sehr fachlich, aber er soll eine sehr interessante Mission genauer beleuchten. Teil 1 beschäftigt sich mit dem Aufbau der Sonde der Cassini Huygens. Teil 2 beleuchtet später die bisherigen Forschungsergebnisse.

Im Herbst 1997 startete am Cape Canaveral in Florida die Sonde Cassini Huygens in den Himmel. Das Ziel dieser Mission ist die Erforschung des Saturns, seiner Ringe sowie mehrerer Monde. Am 15.09.2017 um 12:08 Uhr UTC endete die Mission durch den Absturz der Sonde in die Atmosphäre des Saturns.

Teil 1: Aufbau der Sonde

Startmasse und mitgeführte Treibstoffe

Die Cassini-Sonde besaß eine Startmasse von 5360 kg wovon ca. 54 % der Masse aus den mitgeführten Treibstoffen (36 % Distickstofftetroxid, 59 % Monomethylhydrazin, 5 % Hydrazin) bestand. Aufgrund der hohen Startmasse wurde auf die Trägerrakete Titan IVB zurückgegriffen. Dieser Raketentyp wurde speziell für den Transport von schweren Lasten entwickelt. Die Gesamtmasse betrug 924 000 kg und die maximale Nutzlast für geostationäre Umlaufbahnen betrug ca. 5700 kg bei einem Startschub von 13 531 kN.

Energieversorgung

Für die Versorgung mit elektrischer Energie kamen insgesamt drei RTGs (Radionuklidgeneratoren, darauf werde ich demnächst auf einen eigenen Artikel eingehen) zum Einsatz welche beim Start 875 W an elektrischer Leistung bereitstellten. Die Bordspannung betrug 30 V. Durch den radioaktiven Zerfall von Plutonium und der dadurch resultierende Halbwertzeit sank die Leistungsfähigkeit zum Missionsende um 31 % auf ca. 600 W.

Aufbau der Sonde

Aufbau der Sonde, Bild: NASA/JPL/Space Science Institute

FCU (Flight Control Unit)

Das Hauptsteuergerät von Cassini Huygens basierte auf einen 16-Bit-Mikrocontroller des Herstellers Honeywell MIL-STD-1750A. Die Firmware wurde mit der in der Luft- und Raumfahrt populäreren Programmiersprache Ada erstellt. 

Technische Daten des Mikrocontrollers

Folgende technische Daten besitzt der Honeywell MIL-STD-1750A

  • RISC-Architektur
  • Spannungsversorgung: 5V
  • TTL/CMOS-fähig
  • Maximaler Takt: 40 MHz
  • FPU, MMU
  • Speicher: 1024 kB RAM, 16 kB EEPROM
  • Programmierbar mit C, Ada oder ALGOL

Als Speichereinheiten sind zwei RAM-Bausteinen mit einer Speichergröße von je 256 MB welche über den Kommunikationsbus MIL-STD 1553-Bus kommunizieren zum Einsatz gekommen, welche auf DRAM-SSD-Technik beruhten. Insgesamt besaß Cassini 58 Prozessoren und 15 km Kabel.

Lageregelung

Zur Positionsbestimmung von Cassini Huygens im Raum sind mehrere Sternsensoren (Sonnensensoren sowie Sterntracksensoren) zum Einsatz gekommen. Über die Berechnung über Rotationsmatritzen konnte bei Abweichungen über Aktoren die Lage von Cassini Huygens verändert werden. Als interne Referenzen dienten mehrere Gyroskope. Die Steuerung sowie Regelung übernahm ebenfalls ein Honeywell MIL-STD-1750A-Mikrocontroller.

Kommunikation

Die Hauptantenne (HGA, High Gain Antenna) besaß einen Durchmesser von ca. 4 m mit welcher die Kommunikation im X-Band sowie im Ku-Band durchgeführt wurde.  Die maximale Datenrate beträgt aufgrund der räumlichen Dämpfung ca. 166 kBit/s. Die Nachrichtenlaufzeit betrug zum Schluss der Mission ca. 88 Minuten. Zur Kanalkodierung und zur Fehlerkorrektur wurde der Reed-Solomon-Code (zyklische Blockcodes) verwendet. Die Steuerkommandos wurden über zwei LGA-Antennen  (Low Gain Antenna) welche im Zentrum der HGA montiert sind, ebenfalls im X-Band empfangen. Zur Erforschung der Ringe wurde mit einem Radarsystem im Ka-Band durchgeführt.

Wissenschaftliche Instrumente

Die Missionsziele von Cassini Huygens waren sehr vielfältig:

Saturn

  • Magnetfeld
  • Zusammensetzung der Atmosphäre in Hinblick auf Wolkeneigenschaften und Temperaturverteilung
  • Windsystem, Wetter
  • Rotationseigenschaften der tieferliegenden Wolkenschichten
  • Statische Entladung
  • Eigenschaften der einzelne Ringe
  • Bestandteile der Ringe
  • Verteilung der Bestandteile der Ringe

Magnetosphäre

  • Aufbau des Magnetfeldes
  • Zusammensetzung und Verteilung von ionisierte Teilchen
  • Dynamik der Magnetosphäre

Mond: Titan

  • Aufbau der Atmosphäre
  • Wetter
  • Gasverteilung von Elementen in der Atmosphäre
  • Temperaturverteilung
  • Reliffstruktur

Um diese Missionsziele zu erreichen, waren insgesamt 12 wissenschaftliche Instrumente erforderlich.

UVIS (Ultraviolet Imaging Spectrograph)

Lage des UVIS an der Sonde, Bild: NASA/JPL/Space Science Institute

Der Spektrograph von Cassini Huygens war für die Erforschung der Saturnatmosphäre, den Ringen sowie für Atmosphäre des Titans notwendig und untersuchte das Licht im UV-Bereich. Dabei enthielt das Modul mehrere Detektoren:

  • FUV (Fern-UV) für die Untersuchung im Wellenbereich 110 bis 190 nm, es wird ein Teleskop mit 100 mm Brennweite verwendet
  • EUV (Extrem-UV) für die Erfassung von Wellen von 56 – 118 nm
  • HDAC (Hydrogen-Deuterium-Absorption) für die Detektierung von Wasserstoff und Deuterium (Lymanserie: 121,53 nm H und 121,57 nm 2H)
  • HSP (Highspeedphotometer) für die Untersuchung der Ringe im UV-Bereich während der Okkulation in Kombination eines Teleskops mit einer Brennweite von 135 mm
Technische Daten

Masse: 14,46 kg
maximale elektrische Energie: 11,83 W
maximale Datenrate: 32,096 kB/s

 

CIRS (Composite Infrared Spectrometer)

Lage des CIRS an der Sonde, Bild: NASA/JPL/Space Science Institute

Dieses Instrument arbeitete im IR-Bereich und analysierte die Oberflächen- sowie die Atmosphärentemperaturverteilung sowie deren Zusammensetzung. Das Teleskop hatte eine Brennweite von 304,4 mm.

Technische Daten

Masse: 39 kg
maximale elektrische Energie: 33 W
maximale Datenrate: 6 kB/s

 

Radar

Lage der Radareinheit an der Sonde, Bild: NASA/JPL/Space Science Institute

Um durch die dichte Atmosphäre von Titan durchzudringen wurde dieses Instrument eingesetzt, um die Oberflächenstruktur des Mondes dreidimensional zu analysieren und kartographieren. Zur Aussendung der Radarstrahlen wird die HGA verwendet. Eine gleichzeitige Datenübertragung ist allerdings nicht möglich. Das Modul besteht aus insgesamt drei Untermodulen (Höhenmesser, SAR, passiver Radiometer).

Technische Daten

Masse: 41,43 kg
maximale elektrische Energie: 108,4 W
maximale Datenrate: 364,8 kB/s

 

ISS (Imaging Sciene Subsystem)

Lage des ISS an der Sonde, Bild: NASA/JPL/Space Science Institute

Dieses Instrument von Cassini Huygens diente für die Photographie im sichtbaren sowie nahen IR sowie UV-Wellenbereich und besaß zwei Kameras. Die Weitwinkelkamera (1) hatte als technische Ausrüstung eine f/3,5 mm Refraktorblende sowie eine Festbrennweite von 200 mm. Diese Kamera konnte Objekte in einem Wellenlängenbereich von 380 – 1100 nm erfassen. Insgesamt besitzt diese Kamera 18 Filter. Auch kann dieses Instrument für die optische Navigation verwendet werden.

Technische Daten

Masse: 57,83 kg
maximale elektrische Energie: 56 W
maximale Datenrate: 366 kB/s

 

CAPS  (Cassini Plasma Spectrometer)

Lage des CAPS an der Sonde, Bild: NASA/JPL/Space Science Institute

Dieses Instrument ermittelte die Zusammensetzung von geladenen Teilchen, welche aus der Atmosphäre von Saturn und Titan entwichen. Auch ist ein wichtiger Forschungspunkt die Quellen und Senken der ionosphärischen Plasmas. Auch diente dieses Instrument zur Erforschung des Magnetfeldes von Saturn.

Das Instrument besteht aus mehrere Module:

  • Ionenmassenspektrometer
  • Ionenstrahlspektrometer
  • Elektronenspektrometer
  • Steuergerät
  • Motoreinheit
Technische Daten

Masse: 12,5 kg
maximale elektrische Energie: 14,5 W
maximale Datenrate: 0,5 bis 16 kB/s

 

CDA (Cosmic Dust Analyzer)

Lage des CDAs an der Sonde, Bild: NASA/JPL/Space Science Institute

Das CDA erkannte sehr kleine Staubpartikel. Beim Eintritt des Staubteilchen in das Instrument wird die Ladung, die Geschwindigkeit, die Größe sowie Richtung des Teilchens bestimmt. Der Partikel gelangt durch eine Öffnung und wird anschließend durch eine vierfache Gitterstruktur geleitet. Das erste sowie das letzte Gitter sind mit Masse verbunden. Dadurch wird ein faradayscher Käfig erzeugt. Trifft nun ein elektrisch geladenes Teilchen ein, so kann die Ladung sehr genau bestimmt werden. Anschließend gelangen die Partikel auf eine Rhodium-Platte. Dadurch werden diese Teilchen ionisiert. Das ionisierte Teilchen wird mit einer Beschleunigungsspannung von 1 kV in einem 230 mm entfernten Flugzeitmassenspektrometer  getrennt. Anschließend trifft das Ion auf Elektronenmultiplikatoren und Ionenkolliminatoren, welche die Masse und Energie bestimmen.

Technische Daten

Masse: 16,36 kg
maximale elektrische Energie: 18,38 W
maximale Datenrate: 0,524 kB/s

 

INMS (Ion and Neutral Mass Spectrometer)

Lage des INMS an der Sonde, Bild: NASA/JPL/Space Science Institute

Das Ionen- und Neutralmassenspektrometer untersuchte die chemischen Zusammensetzung der gasförmigen Bestandteile, der neutralen Teilchen und der sowie Ionen  der Titanatmosphäre sowie der Ionosphäre, der Saturn-Magnetosphäre und der Ringumgebung.

Technische Daten

Masse: 9,25 kg
maximale elektrische Energie: 27,7 W
maximale Datenrate: 1,5 kB/s

 

MIMI  (Magnetospheric Imaging Instrument)

Lage des MIMI LENNS an der Sonde , Bild: NASA/JPL/Space Science Institute

 

Dieses Instrument bestand aus drei Sensoren, welche energetisch geladene Teilchen im angeregten Gas erkannte. Dabei erkantte es mehrere Energiespektren:

  • Elektronen mit einer Gesamtenergie von 0,15 bis 10 MeV
  • Protonen mit einer Gesamtenergie von 0,02 bis 130 MeV
Technische Daten

Masse: 16 kg
maximale elektrische Energie: 14 W
maximale Datenrate: 7 kB/s

 

MAG (Magnometer)

Lage des MAGS an der Sonde, Bild: NASA/JPL/Space Science Institute

Der MAG untersuchte die Magnetfelder innerhalb des Ringsystems. Dabei wurde die Richtung sowie die Stärke der Felder bestimmt.

Technische Daten

Masse: 12,5 kg
maximale elektrische Energie: 14,5 W
maximale Datenrate: 0,5 bis 16 kB/s

 

RPWS (Radio and Plasma Wave Science)

Lage des RPWS an der Sonde, Bild: NASA/JPL/Space Science Institute

Das RPWS empfing Radio- sowie Plasmawellen und diente zur Untersuchung der magnetischen und elektrischen Felder, der Elektronendichte, der Temperaturverteilung im insterstellaren Raum sowie der planetarischen Magnetosphäre. Das Instrument besaß insgesamt vier Einzelsensoren:

  • elektrischer Feldsensor
  • Magnetfeldsensor
  • Dosimeter
  • Receiver für Lang- und Mittelwellen sowie einen Breitbandreceiver

 Insgesamt wurden fünf Empfänger für niedrigfrequente Radiowellen eingesetzt. 

Technische Daten

Masse: 6,8 kg
maximale elektrische Energie: 7 W
maximale Datenrate: 0,9 kB/s

 

Der Lander: Huygens

Lage des Tochterschiffs an der Sonde, Bild: NASA/JPL/Space Science Institute

Der von der ESA entwickelte Lander ist im Laufe der Cassini Huygens Mission auf die Oberfläche von Titan gelandet und war entsprechend an Cassini befestigt. Die Energieversorgung erfolgte durch das Mutterschiff über eine Steckverbindung. Die Gesamtleistungsaufnahme betrug ca. 210 W. Die bordeigene Energieversorgung wurde durch fünf Lithium-Schwefeldioxid-Batterien mit einer Gesamtkapazität von 76 Ah bei einer Bordspannung von 28 V realisiert. Die maximal zulässige elektrische Energie betrug 400 W. Die Stromversorgung wurde über einen Hauptbus mit einem Ausfallschutz realisiert. So wurde eine unterbrechungsfreie Spannungsversorgung beim  Abtrennen gewährleistet.

Die Abtrennung von der Muttersonde erfolgte 22 Tage vor der Landung auf Titan. Der Impuls für die Abtrennung wurde mit Federn realisiert. Gleichzeitig wurde die Steckverbindung zum Mutterschiff getrennt und beinahe alle elektrischen Systeme wurden im Landeanflug deaktiviert. Nach dem Abtrennen Huygens von Cassini konnten keine Steuerungskommandos mehr übermittelt werden, daher wurden die Systeme mehrfach redundant ausgelegt. Im Steuergerät kam ebenfalls ein MIL-STD1750A-Controller zum Einsatz.

Wissenschaftliche Instrumente

HASI (Huygens Atmospheric Structure Instrument)

Dieses Instrument besitzt eine Reihe von Sensoren, welche die physikalischen und elektrischen Eigenschaften der Titan-Atmosphäre messen. Mehrere Beschleunigungssensoren ermitteln die Kräfte in den Raumachsen während die Sonde durch die Atmosphäre zur Oberfläche absteigt. Durch die bekannten aerodynamischen Eigenschaften Huygens war es möglich, die Dichte der Titan-Atmosphäre zu bestimmen und auftretende Windböen zu erkennen.

Bei einer Landung auf einer flüssigen Oberfläche ist dieses Instrument in der Lage, die Bewegung durch die im Aufprall entstandenen Wellen zu messen. Temperatur- und Drucksensoren ermitteln die thermischen Eigenschaften der Atmosphäre.

DWE (Doppler Wind Experiment)

Während es Abstiegs wurde mit diesem Instrument die Windgeschwindigkeit ermittelt. Dies war durch den Dopplereffekt möglich. Aufgrund eines technischen Problems konnte dieses Instrument keine Daten liefern.

DISR (Descent Imager/Spectal Radiometer)

Dieses Instrument generierte Bild- und Spektraldaten.  Durch Messung der Aufwärts- sowie Abwärtsströmung der Strahlung wird die Strahlungsbilanz  der  Titanatmosphäre ermittelt. Weitere Solarsensoren messen die Lichtintensität um die Sonne durch Streuung aufgrund in der Atmosphäre enthaltenen Aerosole. Dies erlaubt die Berechnung der Größe sowie der Dichte des suspendierten Teilchens. Zwei Bildsensoren (sichtbares Licht und im IR-Bereich) beobachten die Oberfläche während der letzten Stufe des Abstiegs. Dabei wurde bei langsamer Umdrehung ein Mosaikbild um den Landeplatz herum erstellt. Seitlich sitzt ein weiterer Bildsensor, welche eine horizontale Ansicht des Horizonts und der Unterseite der Wolkendecke erstellt. Bei spektralen Messungen der Oberfläche wurde kurz vor der Landung eine Lampe eingeschaltet, welche das schwache Sonnenlicht erweitert und somit das Messergebnis positiv beeinflusste.

ACP (Aerosol Collector and Pyrolyser)

Mit diesem Instrument wurden  Aerosolpartikel aus der Atmosphäre durch mehreres Filter gesaugt. Anschließend werden diese Partikel erhitzt damit die flüchtigen Stoffe verdampfen. Die nun entstandenen Bestandteile werden zu einer Rohrleitung zum GCMS-Instrument zur Analyse geführt. 

GCMS (Gas Chromatograph Mass Spectromete)

Das GCMS misst und identifiziert Chemikalien in der Titanyatmosphäre. Es war mit Probenbehältern  ausgestattet,  welche in großer Höhe mit Partikeln gefüllt wurden. Das Massenspektrometer erstellte ein Modell der Molekülmassen jedes Gases. Eine Trennung von molekularen und isotopischen Teilchen wird durch den Gaschromatographen durchgeführt. Während des Abstiegs werden die Pyrolyseprodukte (Proben, die durch Erwärmen verändert wurden) analysiert, welche vom Aerosol Collector Pyrolyser übergeben wurden. Schließlich wird die Zusammensetzung der Titanoberfläche im Falle einer sicheren Landung analysiert.

SSP (Surface-Science Package)

Dieses Instrument enthält eine Reihe von Sensoren, welche die physikalischen Eigenschaften der Oberfläche am Aufprallpunkt bestimmen.  Ein akustisches Echolot das während der letzten 100 m des Abstiegs aktiviert wird, bestimmt kontinuierlich den Abstand zur Oberfläche, wobei die Geschwindigkeit des Abstiegs und die Oberflächenrauhigkeit gemessen wird. Während des Abstiegs zeigten Messungen der Schallgeschwindigkeit Informationen über atmosphärischen Zusammensetzung und Temperatur. Ein Beschleunigungsmesser zeichnet das Verzögerungsprofil des Aufpralls auf. Dadurch können Informationen über die Härte und Struktur der Oberfläche extrahiert werden. Ein Neigungssensor  misst die Pendelbewegung während des Abstiegs und zeigt die Sondenausrichtung nach der Landung an.

Bahnverlauf

Verlauf der Cassini-Sonde. Bild: NASA/JPL/University of Arizona/USGS

Der Start erfolgte am 15.10.1997 um 8:43 Uhr UTC. Die Saturnrakete brachte die Sonde mit 8 km/s Richtung Venus. Durch zwei Swing-By-Manöver am  26.04.1998 und am 24.06.1999 wurde die Geschwindigkeit der Sonde auf 15,1 km/s gesteigert.  Um in den äußeren Bereich des Sonnensystems zu gelangen, waren weitere Swing-Bys an der Erde (18.08.1999) und Jupiter (30.12.2000) notwendig um die erforderliche Endgeschwindigkeit von 19,1 km/s zu erreichen. Während des Vorbeiflugs am Jupiter wurden die Bordinstrumente kalibriert. Durch einen Defekt an der Raumsonde Galileo übernahm Cassini zeitweise einige Aufgaben. Das ISS-Instrument fertigte hochauflösende Bilder von Jupiter. Im Juni 2004 ist Cassini Huygens in ein Saturnorbit eingeschwenkt. Am 15.09.2017 um 12:08 Uhr UTC stürze die Sonde in die Atmosphäre Saturns und verglühte.

Der zweite Teil dieses Artikels wird sich um die Forschungsergebnisse widmen. Seid gespannt.

Ausgewählte Bilder der Mission

 

Weiterführende Links

Link nur NASA zur vollständigen technischem Beschreibung der Sonde (eng.)
NASA-Seite zur Mission (eng.)
ESA-Seite zur Mission (eng.)
DLR-Seite zur Mission

One Response to Cassini Huygens – Eine erfolgreiche Mission ist beendet (Teil 1)

  1. Eva sagt:

    Sehr interessanter und informativer Artikel über eine spannende Mission!

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