Cassini/Huygens am Saturn

1
Raumfahrt aus Leidenschaft
Cassini/Huygens am Saturn
Dr. R. Srama
Max-Planck-Institut für Kernphysik
Heidelberg
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
2
Worum geht es?
●
Die NASA/ESA Mission zum Planeten Saturn
●
Die Aufgaben der Cassini/Huygens Mission
●
Der Cassini Orbiter
●
Das deutsche Experiment Cosmic Dust Analyzer
●
Übersicht der Tour
●
Ergebnisse (Remote Sensing)
●
Ergebnisse (In-situ)
●
Ergebnisse Huygens
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
Warum heisst die Mission Cassini-Huygens
• Giovanni Cassini war
ein französischer
Astronom und
Mathematiker (*1625,
†1712). Er entdeckte
vier Saturnmonde und
die Teilung (Lücke) des
Saturnrings (CassiniTeilung).
Warum heisst die Mission Cassini-Huygens?
• Der niederländische
Mathematiker und
Physiker Christiaan
Huygens (*1629, †1695)
entdeckte als erster den
Saturnring und den
größten Mond von
Saturn, den Titan.
5
Die Aufgaben der Cassini/Huygens Mission
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
6
Was ist am Saturn interessant ?
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
Das Saturnsystem
7
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
8
Die Eigenschaften von Saturn
●
Umlaufzeit um die Sonne:
●
Eigenrotation:
●
95mal schwerer als die Erde
●
760fache Volumen der Erde
●
Dichte 0,7 g/cm³ (Erde 5,5 g/cm³)
●
stärkste beobachtete Pol-Abplattung
●
Magnetfeld 4x10-5 T an den Polen (Erde 5x10-5 T)
●
Dipolfeldachse = Rotationsachse !
●
Ringebene ist 27° gegen Bahnebene geneigt.
2005
R. Srama
29,5 Jahre
10 Stunden+40 Minuten
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
9
Eigenschaften Saturn
Entfernung von der Sonne:
1,43 Milliarden Kilometer (9.56 AU)
Umdrehungsdauer um die Sonne:
29 Jahre 229 Tage
Äquatordurchmesser:
120536 km (10-fache Erdgröße)
Rotationsdauer (am Äquator):
10 Stunden 40 Minuten
Mittlere Dichte:
0.69 g/cm3 (Erde: 5.53 g/cm3)
Masse:
5,6851*1026 kg (95-fache Erdmasse)
Volumen:
8,2713*1014 m3 (764-faches Erdvolumen)
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
10
Saturn: kalter Gasball mit heißem Kern
●
●
●
●
●
●
●
●
Atmosphäre: 94% H, 6% He
Temperatur bei Wolkenobergrenze: 150 K
Temperatur bei Wolkenuntergrenze: 80 K
allmählicher Übergang gasförmig zu flüssig
im Zentrum: 20000 K (Erde 3800 K) und 5x1012 P
gibt Wärme ab (innere Wärmequelle)
Wärmestrom von Saturn=120% von Sonneneinstrahlung
innere Wärmequelle (kin. E des absinkenden Heliums?)
flüssiges Helium?
Metallsilikatkern
2005
R. Srama
Übergangszone
metallischer
Wasserstoff
MPI-K Heidelberg
flüssiger Wasserstoff
Cassini/Huygens
11
Untersuchungen des Saturns
Bestimmung des Temperaturfeldes, Eigenschaften der Wolken und der
Zusammensetzung der Saturnatmosphäre
●
Messung des globalen Windfeldes samt Wellen und Wirbel;
Langzeitbeobachtungen von Wolkenstrukturen, um deren Entstehung,
Entwicklung und Auflösung studieren zu können
●
Bestimmung der inneren Struktur und Rotation der tieferen Atmosphäre
●
Untersuchung täglicher Variationen und Interaktionen zwischen Ionosphäre
und planetarem Magnetfeld
●
Bestimmung der Zusammensetzung, des Wärmeflusses und des
Isotopenverhältnisses während der Entstehung und Entwicklung des Saturn
●
Erforschung der Natur und des Grundes für die Blitzaktivität auf Saturn
●
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
12
Die Winde des Saturns: bis 500 m/s
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
13
Untersuchungen der Magnetosphäre
Bestimmung des nahezu axialsymmetrischen Magnetfeldes von Saturn und
dessen Beziehung zur Modulation der kilometrischen Strahlung Saturns
(Saturn Kilometric Radiation, SKR), einer Radiostrahlung, welche
möglicherweise in direktem Zusammenhang mit der Wechselwirkung von
Elektronen des Sonnenwindes und dem polaren Magnetfeld Saturns steht
●
Bestimmung der aktuellen Systeme, Zusammensetzung, Quellen und
Konzentrationen von Elektronen und Protonen in der Magnetosphäre
●
Charakterisierung der Struktur der Magnetosphäre und deren
Wechselwirkung mit dem Sonnenwind, den Monden und Ringen
●
Untersuchung, wie Titan mit dem Sonnenwind und ionisierten Gasen
innerhalb Saturns Magnetosphäre wechselwirkt
●
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
14
Untersuchungen des Ringsystems
Untersuchung des Ringaufbaus und dynamischer Prozesse, die
für die Ringstruktur verantwortlich sind
●
Aufzeichnung der Zusammensetzung und Größenverteilung des
Ringmaterials
●
Beobachtung der wechselseitigen Beziehung zwischen
Ringsystem und Monden
●
●
Bestimmung der Staub- und Meteoridenverteilung in Ringnähe
Untersuchung der Interaktion zwischen Ringen und planetarer
Magnetosphäre, Ionosphäre und Atmosphäre
●
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
15
Einige Monde von Saturn
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
16
Untersuchungen der Eismonde
Bestimmung genereller Charakteristika und geologischer Geschichte der
Saturnmonde
●
Definition der verschiedenen physikalischen Prozesse, die für die
Oberflächen- und Krustenbildung der Monde verantwortlich sind
●
Untersuchung der Oberflächenzusammensetzung und Materialverteilung
auf der Oberfläche der Eismonde. Besonderes Interesse gilt dem dunklen
Material, das reich an oranischen Verbindungen ist, sowie auskondensierten
Eissorten mit niedrigem Schmelzpunkt
●
Bestimmung der Hauptzusammensetzung und inneren Struktur der Monde
●
Untersuchung der Interaktion der Monde mit der Magnetosphäre und
dem Ringsystem und möglichen Gasinjektionen in die Magnetosphäre
●
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
17
Die Monde ..
– Saturn hat 31+x bekannte Monde !
– Die Monde sind sehr unterschiedlich:
– Iapetus hat eine dunkle und eine helle Seite, wie sind
diese entstanden?
– Mimas hat einen riesigen Einschlagskrater, der sich
über ein Viertel der Oberfläche erstreckt.
– Enceladus ist mit Eis bedeckt und die Theorie sagt
Eis-Geysiere voraus, die Material hinausschleudern.
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
18
Weitere Mondeigenschaften
●
●
●
●
2005
Pandora und Prometheus halten die Ringe in ihrer
Form (wie Hirten die Schafe zusammenhalten).
Dione und Tethys haben eigene, kleine
Begleitmonde.
Janus und Epimetheus wechseln den Orbit wenn sie
nahe zusammen kommen.
Phoebe hat eine entgegengesetzte Umlaufbahn (mit
dem Uhrzeigersinn): war Phoebe ein Asteroid und
wurde er von Saturn eingefangen?
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
19
Untersuchung des Mondes Titan
Bestimmung der Zusammensetzung der Titanatmosphäre; Ermittlung des
wahrscheinlichsten Enstehungs- und Entwicklungsszenarios von Titan und dessen
Atmosphäre
●
Beobachtung der vertikalen und horizontalen Verteilung verschiedener Gase; Suche
komplexer organischer Verbindungen; Untersuchung der Energiequellen für
Atmosphärenchemie; Ermittlung der Auswirkung von Sonnenlichteinstrahlung auf chemische
Verbindungen in der Atmosphäre; Studium der Entstehung und Zusammensetzung von
Aerosolen
●
Wind- und globale Temperaturmessung; Untersuchung physikalischer Eigenschaften von
Wolken, der Zirkulation und saisonaler Effekte in der Titanatmosphäre; Suche nach
Blitzaktivität
●
Bestimmung der Oberflächenbeschaffenheit, Topographie und Zusammensetzung der
Titanoberfläche; Charakterisierung der inneren Struktur
●
Untersuchung der oberen Titanatmosphäre, deren Ionisation und Rolle als Quelle neutralen
und ionisierten Materials für die Magnetosphäre des Saturn
●
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
20
Vergleich Titan und Erdatmosphäre
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
21
Modell der Titanatmosphäre
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
22
Der Cassini Orbiter
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
23
Cassini-Historie
●
●
●
●
2005
Cassini/Huygens: Wissenschaftliche Mission mit großer
internationaler Zusammenarbeit
Grundstein der Mission wurde kurz nach dem Vorbeiflug
der Sonden Pioneer 11 (1979) und Voyager 1 (1980) &
Voyager 2 (1981)
Raumsondenbus sollte genutzt werden für 2 Systeme:
CRAF und Cassini. Aus Kostengründen wurde CRAF von
der NASA gestrichen und Cassini „abgespeckt“.
Kosten sparen durch Distributed Operations ?!
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
24
Der Cassini Orbiter - I
Die große Übertragungsantenne
Plasmawellen-Antennen
Magnetometerbaum
Plattform für Kameras
Stromgenerator
Haupttriebwerk
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
25
Der Cassini Orbiter - II
Ungerichtete Antenne
Staubsensor des MPI-K
Huygens-Sonde (ESA)
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
26
Die größte interplanetare Raumsonde, die
jemals gebaut wurde
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
27
Instrumente: VIMS
VIMS (Visible and Infrared Spectrometer)hat die Aufgabe, die chemischen und
mineralogischen Eigenschaften der Atmosphären von Saturn und Titan, der
Ringteilchen und der Oberflächenbestandteile der Saturnmonde im Bereich des
visuellen Lichts und des Nahen Infrarot (0,35 - 5,1 µm) zu untersuchen. Als
abbildendes Spektrometer erlaubt VIMS darüber hinaus die räumliche
Zuordnung der spektralen Information, was für eine geologische und
meteorologische Interpretation von großer Wichtigkeit ist.
VIMS – IF Kanal
2005
R. Srama
VIMS – VIS Kanal
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
28
Cassini/Huygens Fakten
Program Partners: NASA, ESA, ASI
●
total of 17 countries involved
●
Number of people who worked on some portion of Cassini-Huygens:
More than 5,000
●
Cost of mission: $1.422 billion pre-launch development;
●
$710 million mission operations;
●
$54 million tracking;
●
$422 million launch vehicle;
●
$500 million ESA;
●
$160 million ASI;
●
total about $3.27 billion, of which U.S. contribution is $2.6 billion and
European partners contribution $660 million
●
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
29
Cassini: ein interplanetare Dinosaurier
➔
Dry mass 2.1 t + 320kg Huygens +3.1 t propellent = 5.7 t
➔
height: 6.8m, 4m antenna, boom=11m
➔
22.000 wire connections – 12 km cabling
➔
largest IP S/C ever launched
➔
3 RTG s = 750 W + small radio-isotope heaters everywhere
➔
MainEngine: Mono-methyl-hydrazin, N-tetraoxid als Oxidator
➔
16 small thrusters (Hydrazin)
➔
Inertial Reference Unit – perform turns/firings while retain knowledge of own position
➔
X band, 20 Watts, Ka, S, Ku
➔
ADA-Software, 2x2 GBit SSR, 1 MB memory for command subsystem, 16 kB PROM
➔
4 Gyros
➔
redundant computers
➔
MEngine: 445 Newton – gimbaled to maintain vector if CoM changes
➔
Cover for MainEngine
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
30
Instrumente: ISS (Imaging Science Subsystem)
Schwarz-Weiß- und Farb-Aufnahmen der ISSKamera (0,2 - 1,1 µm) werden die
Datengrundlage für die meisten geologischen
Interpretationen der Mondoberflächen, für
die Untersuchung der Dynamik der Ringe
und der meteorologischen Vorgänge in den
Atmosphären von Saturn und Titan bilden.
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
31
Instrumente: UVIS
UVIS (Ultraviolet Imaging
Spectrograph) soll Informationen
über die chemische
Zusammensetzung der Saturnringe,
Monde und der Saturn- und
Titanatmosphäre im ultravioletten
Spektralbereich (0,056 - 0,18µm)
liefern. Detaillierte Messungen der
Anteile von Wasserstoff zu Deuterium
(“schwerer“ Wasserstoff) in den
Atmosphären von Saturn und Titan
liefern wichtige Hinweise zum Aufbau
und zur Entwicklungsgeschichte
dieser Körper.
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
32
Instrumente: CIRS
CIRS (Composite Infrared
Spectrometer) besteht aus drei
Interferometern und dient
ebenfalls zur Bestimmung der
chemischen Zusammensetzungen
der festen Oberflächen und
Atmosphären und zur
Temperaturbestimmung im
Spektralbereich des Mittleren
Infrarots (17 - 1000µm).
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
33
Der Cosmic Dust Analyzer
(Max Planck Institut Kernphysik - Heidelberg)
Masse:
17 kg
Stromverbrauch:
12 Watt
Datenrate:
500 bits/s
Empfindliche Fläche: 0,1 m²
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
34
Die Meßparameter von Staubteilchen
• sensitive area: 0.1 m2
1-100 km s-1
• speed:
• mass:
• charge:
10-15-10-9 g (@20 km s-1)
10-15 - 10-13 C
• mass resolution:
• counting rate:
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
20-50
1/week-10000/s
Cassini/Huygens
35
CDA Funktionsweise
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
36
CDA Funktionsweise
●
●
●
●
Ein Mikrometer großes Staubteilchen schlägt auf der Fläche
mit einer Geschwindigkeit von einigen km/s (!) ein.
Beim Einschlag entsteht eine elektrische Ladungswolke.
Die Ladungen werden getrennt und mit Verstärkern
gemessen.
Aus den Signalen bestimmt man die
Geschwindigkeit, Masse, Ladung und
Zusammensetzung
des Staubteilchens.
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
37
Die Cassini Mission
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
38
Der Cassini-Start – Oktober 1997
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
39
Cassini Trajektorie
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
40
Cassini ist mehr, als nur Saturn...
Cassini sucht mit dem Radio Science Experiment
nach Gravitationswellen !
●
Cassini bestätigt die allgm. Relativitätstheorie
(Frequenzverschiebung der Radiosignale während einer
Konjunktion (Cassini-Sonne-Erde) im Juni 2002 (Nature 2003)
●
Sonne
Cassini
2005
R. Srama
Erde
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
41
Einstein hatte Recht.
Frequenzverschiebung nach den
Korrekturen der
Dopplerverschiebung
unter anderem von:
Sonnen-Strahlungsdruck
Nicht-isotrope Wärmeabstrahlung der RTGs
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
42
Cassini's Tour am Saturn: 78 Orbits
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
43
ERGEBNISSE REMOTE SENSING
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
44
ISS haze removal
A-25.5.2001
B-30.5.2001 C-26.10.2001 D-30.1.2002
E-9.7.2002
Removal of the ISS-NAC camera optics haze
B: Haze after cooling after maintenance heating to 30°C
C: After 1 week decontamination heating to -7°C
D: After 1 week decontamination heating to +4°C
E: After 3 additional month-long decontaminations
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
45
Der Saturn (März 2004)
Enceladus
Mimas
Tethys
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
Die Saturnatmosphäre
46
ISS team
near IR , 890nm
14. Dec. 2004
Distance: 595,000 km
Pixel : 32 km
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
47
Saturn Orbit Insertion (SOI, 2004-183)
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
48
Saturn Orbit Insertion
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
49
CIRS Enceladus-Planung
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
50
Phoebe
Vorbeiflug : June 11, 2004
Eisreicher Mond, der mit dunklem Material
bedeckt ist.
Helle Randbereiche in Kraterwänden lassen das
Eis durch das dunkle Oberflächenmaterial
hervorgucken.
Auflösung: 190 m pro Bildpunkt
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
51
Phoebe - Krater
Auflösung : 80 m / Bildpunkt
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
52
Phoebe: komentenähnliches Objekt
Herkunft von Phoebe:
Kohlendioxid weist auf
eine Herkunft aus dem
Kuiper-Gürtel hin
(nicht Asteroidengürtel).
Der Kuipergürtel liegt
ausserhalb Neptuns
Orbit und besteht aus
kleinen, primitiven
Körpern.
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
53
Größenverteilung der Ringteilchen
große Partikel
kleine Partikel
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
54
Schmutzige Ringe
innen
außen
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
55
Der Saturnring
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
56
Saturnring
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
57
Der Saturnring
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
58
Saturnringe im UV
mehr Transparenz
2005
R. Srama
mehr Wassereis
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
59
Encke-Lücke im A Ring durch dem Mond Pan
Kantenwellen durch Ring
200.000km, 1 km/Punkt
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
Störungen der Ringteilchen durch Monde
•
vor dem
Zusammentreffen mit
dem Mond sind die
Ringteilchen auf
Kreisbahnen
•
Kurze Bahnstörungen
beim Zusammentreffen
erhöhen Exzentrizität
der Ringpartikel
•
Welle ist vorlaufend
innerhalb des
Mondorbits
•
Welle ist nachlaufend
außerhalb des
Mondorbits

a0
außen
ring particles
 = 3 a0
(Julian & Toomre 1966, Lin & Papaloizou 1979)
innen
Dichtewellen im Ring
Dichtewellen im Ring im Ultravioletten
Der Saturnring
Der Mond Pan im Ring
Film aus 22 NAC Bildern
Entfernung : 6,6 Mkm
Auflösung : 39 km/Bildpunkt
Größe von Pan : 15 km
Lücke (Encke Gap) : 270 km
F Ring mit Schäfermonden
Prometheus und Pandora
2 benachbarte Monde
Ring
– Prometheus & Pandora “bewachen” den F ring:
• Knoten
– 44 NAC Bilder
(3 min/Bild = zusammen
1/5 Saturn Rotation)
– Distanz: 516000 km
66
UVIS: Viel Sauerstoff (Wasser)
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
67
Sauerstoff in Magnetosphäre (UVIS)
•
~500 Mkg of mass apparently lost from the system. Mean inferred loss rate of
bulge in mass during 2 months is ~4 X1027 atoms s-1.
•
Total mass of O + OH in system is ~2200 Mkg.
•
The estimated micron sized particles in the E-ring involved in the Mimas –
Tethys region is 600 Mkg.
•
•
Proposed mechanism:
– outer magnetosphere high energy electrons supply O+, H+, OH+.
– Charge exchange produces escaping O.
– O+ forms water cluster ions from E-ring grains which replenish O.
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
68
Iapetus (ISS)
Berggrad durch
Faltung oder durch
Dehnungsbruch mit
ausbrechendem
Material
Durchmesser: 1436km
1km/Pixel
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
69
Iapetus - Hangrutsch
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
70
Iapetus (VIMS)
4µm
Mineralien
2005
R. Srama
CO2
H 2O
MPI-K Heidelberg
blau: Wasser
grün: Kohlendioxid
rot : Gestein
Cassini/Huygens
71
Enceladus : pures Eis
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
60km
Cassini/Huygens
72
In-Situ ERGEBNISSE
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
73
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
74
MIMI: Sehr viel Wasser!
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
75
MIMI : Neuer Strahlungsgürtel
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
76
RPWS: EM Wellen und Plasmadichte
RPWS team
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
77
MAPS Results
●
Water in the magnetosphere
–
●
Titan’s magnetospheric interaction
The total water source is ~1028 molecules/s
(UVIS, MIMI)
●
–
This is nearly a factor of 10 higher than
previously estimated
–
–
 Energetic particle mass spectrometry shows
many water group ions (MIMI)
 Water is mainly coming form the rings and
icy satellites (inner water torus)
 Total plasma mass loading rate is
comparable to Jupiter
 Large mass loading rate has major
consequences for magnetospheric topology
and plasma convection
●
●
●
Large new mass needs to be accelerated to
corotation speeds
Magnetospheric rotation rate is slower due
to the “drag” on the ionosphere (RPWS)
Magnetic field “recycling” takes place
through periodic plasmoid releases
–
●
●
●
–
•
R. Srama
Electron temperature is ~1 eV (CAPS)
N2+ seems to be main ion
Ion temperature is 150-175K
Dominant neutral species are CH4, N2
(INMS)
New radiation belt (MIMI)
●
•
2005
Titan was close to the magnetopause
(MAG)
“Far field” flow is near corotation (CAPS)
“Ta” results imply the absence of intrinsic
magnetic field (MAG)
Ionosphere is very asymmetric (CAPS)
ENA images revealed a new radiation belt
inside the D ring.
More discoveries to come!
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
78
Staubmessungen mit Cassini CDA
➔
Interstellar dust measured at 1 AU from the Sun
➔
Interplanetary dust monitored
➔
Charges on interplanetary dust grains measured for the first time
➔
Jupiter dust streams: Fluxes and ToF spectra
➔
Saturn dust streams: Fluxes and ToF spectra
➔
Ringteilchen am Saturn
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
79
CDA: JupiterStaubströme
Geschwindigkeit ~ 300 km/s
Größe
~ 10 nm
Zusammensetzung: S, Na, Si?
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
80
Nanostaub aus dem Saturnsystem
~ nm
~ 100 km/s
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
81
Nanostaub aus dem Saturnsystem
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
82
Saturns dünner Staubring: Der E Ring
Ist er doppelt so groß, wie angenommen?
Bekannter E
ring
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
83
DIE HUYGENS MISSION
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
Huygens Probe
Entwickelt von Europa (ESA)
Experimente zur Messung der TitanAtmosphäre (Winde,
Zusammensetzung, Temperaturen,
Drücke, etc.)
Die Huygens Trajektorie
Huygens-Sonde Abwurf
Huygens Sonde Übersicht
–
–
–
–
–
–
–
–
Trennung vom Orbiter :
Titan Atmosphäreneintritt :
Eintrittswinkel :
Eintrittsgeschwindigkeit :
Peak Abbremsung :
Peak Hitzebelastung :
Fallschirm Entfaltung :
Abstiegszeit :
25. Dez. 2004
14. Jan. 2005, 9:00 UTC
65° +/-3º
6.1 km/s
10-19 g’s
500-1500 kW/m²
180-140 km
2h 30m +/- 15 min
Der Landeplatz von Huygens auf Titan
Oberflächenstrukturen des Titan
Titan: Methan Quellen?
91
Huygens: Titan
2005
R. Srama
Envisat:Vancouver
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
JPL
Huygens Abstieg : Alle Datenpakete empfangen
JPL
Vorhersage und Messung von Titans
Atmosphäre : Gute Übereinstimmung
JPL
94
Überraschung: Huygens Spin dreht sich um !
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
JPL
Cassini/Huygens
95
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
Problem: Huygens radio signal paths setup
CASSINI ORBITER
TCXO
HUYGENS PROBE
TCXO
Channel B
Huygens Carrier +Data
TCXO
RUSO
TCXO
TUSO
Channel A
r
Huygens
Receivers
ie
r
r
a
sC
en
g
uy Channel C
H
Huygens
Probe
Green: ON
Red: OFF
JPL
97
Die Ladung der Huygens Sonde
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
Huygens Sonde Landeszenarios
99
Huygens Beschleunigungsmesser des
Surface Science Package
JPL
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
100
Die Oberfläche: Modell und Wirklichkeit
2005
R. Srama
MPI-K Heidelberg
Cassini/Huygens
101
Zukunft
Orbit
Mond
Datum
Distanz
0
A
B
C
C
3
3
4
5
6
11
12
13
14
15
15
16
17
18
19
Phoebe
Titan
Titan
Iapetus
Titan
Titan
Enceladus
Enceladus
Titan
Titan
Enceladus
Mimas
Titan
Titan
Tethys
Hyperion
Dione
Titan
Rhea
Titan
11. Juni 2004
26. Oktober 2004
13. Dezember 2004
1. Januar 2005
14. Januar 2005
15. Februar 2005
17. Februar 2005
9. März 2005
31. März 2005
16. April 2005
14. Juli 2005
2. August 2005
22. August 2005
7. September 2005
24. September 2005
26. September 2005
11. Oktober 2005
28. Oktober 2005
26. November 2005
26. Dezember 2005
1.997 km
1.200 km
2.358 km
120.000 km
60.000 km
950 km
1179 km
500 km
2.523 km
950 km
1.000 km
45.100 km
4.015 km
950 km
33.000 km
990 km
500 km
1446 km
500 km
10.429 km
2005
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Cassini/Huygens