title: Restaurant

text: Seit 1965 gibt es außerhalb der USA eine Reihe von Restaurantketten in Form des Franchise, die weltweit in verschiedenen Städten Restaurants mit einheitlichem Corporate Design und weitgehend identischer Speisekarte anbieten. Restaurantketten werden häufig als Systemgastronomie betrieben. Beispiele sind Wienerwald (seit 1955), Wimpy (1965) oder Maredo (1973). Als Sonderform gilt das Schnellrestaurant mit Selbstbedienung wie McDonald’s (1971). Eine weitere Sonderform ist die Erlebnisgastronomie.


title: Restaurant

text: Der von den Gastronomiekritikern Henri Gault und Christian Millau 1971 geprägte Begriff der „Nouvelle Cuisine“ hielt allmählich Einzug in die Küchen vieler Restaurants. Für die kulinarische Grundlage sorgte 1978 unter anderen Michel Guérard. Das Kofferwort „Bistronomie“ kam im Jahre 2004 auf und setzt sich aus "Bistro" und "Gastronomie" zusammen. Es symbolisiert, dass anstelle einfacher Speisen (wie etwa dem Croque) gehobene französische Küche zu erschwinglichen Preisen in Bistros kredenzt wird, die den Charakter von Restaurants haben.


title: Restaurant

text: Restaurants unterscheiden sich von anderen Gastgewerbebetrieben (Bar-Tabac, Bistro, Brasserie, Café, Imbissstand, Imbissstube, Schnellrestaurant, Systemgastronomie) insbesondere dadurch, dass sie eine eigene Küche besitzen, die überwiegend erst nach Bestellung Speisen zubereitet und keine oder wenige Zutaten vorproduziert beschafft, qualitativ hochwertige Speisen offeriert, Personal (Köche, Kellner und Servierer) beschäftigt, Speisekarten/Getränkekarten vorhält und möblierte Gasträume mit Tischgedeck sowie auch Toiletten bereithält. Üblich ist das Angebot für mehrere Menüs wie Vorspeise, Hauptgericht (Pièce de résistance) und Dessert. Immer stärker rückt das Ambiente als Element der Gastlichkeit und Wellness in den Vordergrund.


title: Restaurant

text: Je nach Betriebsform gibt es Gourmet-Restaurants ("Spitzenrestaurants"), die Spitzenköche () und Sommeliers beschäftigen und Bewertungen im Guide Michelin, Gault-Millau oder ähnlichen Restaurantführern besitzen oder danach streben ("Haute Cuisine"), Restaurants der Mittelklasse mit gutbürgerlicher Küche und Weinausschank oder einfache Restaurants mit bürgerlicher Küche. Sowohl die Zubereitung der Speisen als auch deren Verzehr stehen nicht unter Zeitdruck. Gäste müssen die im jeweiligen Kulturkreis geltenden Tischsitten beachten. Diese sind in Gourmet-Restaurants besonders ausgeprägt. Verpönt ist die Verarbeitung von Fertiggerichten. Die Dienstleistungen der Restaurants richten sich international an der regional vorherrschenden Esskultur aus.


title: Restaurant

text: Restaurants erfüllen den Rechtsbegriff der Gaststätte, wenn sie selbst zubereitete Speisen zum Verzehr an Ort und Stelle verabreichen ("Speisewirtschaft") und Getränke zum Verzehr an Ort und Stelle anbieten (Schankwirtschaft). Diese Legaldefinition des Abs. 1 GastG macht Restaurants zum stehenden Gewerbe, das nach Abs. 1 GastG einer Erlaubnis bedarf. Sperrstunden sind zu beachten ( GastG). Verboten ist unter anderem, das Verabreichen von Speisen von der Bestellung von Getränken abhängig zu machen ( Nr. 3 GastG).


title: Restaurant

text: Die Betreiber eines Restaurants heißen Gastwirte, deren Rechte und Pflichten sich aus Gesetzen ergeben. Als Hausherr darf der Gastwirt im Rahmen seines Hausrechts Verhaltensregeln für Gäste aufstellen und bestimmen, wer als Gast erwünscht ist und wer nicht. Der Gastwirt darf Gäste zum Verlassen der Gaststätte auffordern und Hausverbote aussprechen. Nach BGB haftet der Gastwirt, der gewerbsmäßig Gäste zur Beherbergung aufnimmt, dem im Betriebe dieses Gewerbes aufgenommenen Gast unabhängig vom Verschulden für den Schaden, den dieser durch Verlust oder Beschädigung eingebrachter Sachen erleidet. Der Gast hat unverzüglich, nachdem er von dem Verlust oder der Beschädigung Kenntnis erlangt hat, dem Gastwirt Anzeige zu erstatten. Dem Gastwirt steht nach BGB ein gesetzliches Gastwirtpfandrecht an den vom Gast eingebrachten Sachen zur Sicherung seiner unbezahlten Rechnungen zu.


title: Restaurant

text: Gäste schließen in Restaurants so genannte gemischte Verträge, denn ihre Bestellung von Speisen und Getränken beinhaltet Elemente des Kaufvertrags (Getränke), Werkvertrags (Speisen), Leihvertrags (Essgeschirr), Dienstvertrags (Bedienung) oder des Verwahrungsvertrags (Garderobe).


title: Restaurant

text: Ein "gemischter Betrieb" liegt vor, wenn Restaurants integrierter Bestandteil eines anderen Gewerbebetriebes sind (Restaurants im Möbelhaus oder im Kaufhaus); auch diese Restaurants müssen das GastG beachten.


title: Restaurant

text: Restaurants bieten in Deutschland den spezifischen Ausbildungsberuf des Restaurantfachmanns. Der Leiter eines Restaurants wird auch Patron oder Maître genannt.


title: Restaurant

text: Restaurantführer sind Massenmedien, die dem Leser in bestimmten Regionen kulinarisch wichtige Restaurants beschreiben. Sie beinhalten oft Restaurant-Ranglisten, die durch eine Bewertung die getesteten Restaurants in eine bestimmte Rangfolge bringen. In Bewertungsportalen wie TripAdvisor können Laien ihre Einschätzungen abgeben.


title: Ubuntu (Philosophie)

text: Ubuntu, ausgesprochen , bezeichnet eine Lebensphilosophie, die im alltäglichen Leben aus afrikanischen Überlieferungen heraus vor allem im südlichen Afrika praktiziert wird. Das Wort Ubuntu kommt aus den Bantusprachen der Zulu und der Xhosa und bedeutet in etwa „Menschlichkeit“, „Nächstenliebe“ und „Gemeinsinn“ sowie die Erfahrung und das Bewusstsein, dass man selbst Teil eines Ganzen ist.


title: Ubuntu (Philosophie)

text: Damit wird eine Grundhaltung bezeichnet, die sich vor allem auf wechselseitigen Respekt und Anerkennung, Achtung der Menschenwürde und das Bestreben nach einer harmonischen und friedlichen Gesellschaft stützt, aber auch auf den Glauben an ein „universelles Band des Teilens, das alles Menschliche verbindet“. Die eigene Persönlichkeit und die Gemeinschaft stehen in der Ubuntu-Philosophie in enger Beziehung zueinander.


title: Ubuntu (Philosophie)

text: Ubuntu enthält auch politische und religiös-spirituelle Aspekte, die die Verantwortung des Individuums innerhalb seiner Gemeinschaft betonen. Es gibt Versuche des südafrikanischen Verfassungsgerichts, diesen afrikanischen Kulturwert bei der Auslegung der Grundrechte in der südafrikanischen Verfassung einzubeziehen.


title: Cassini-Huygens

text: Cassini-Huygens war die Mission zweier Raumsonden zur Erforschung des Planeten Saturn und seiner Monde. Bei Cassini handelte es sich um einen Orbiter, der im Auftrag der NASA vom Jet Propulsion Laboratory gebaut wurde, um die Objekte aus einer Umlaufbahn um den Saturn zu untersuchen. Huygens wurde als Lander konzipiert und von Aérospatiale im Auftrag der ESA unter Beteiligung der italienischen Raumfahrtagentur ASI konstruiert.


title: Cassini-Huygens

text: Die gekoppelten Sonden wurden am 15. Oktober 1997 vom Launch Complex 40 auf Cape Canaveral mit einer Titan-IVB-Rakete gestartet. Am 1. Juli 2004 schwenkte Cassini in die Umlaufbahn um Saturn ein, und am 14. Januar 2005 landete Huygens drei Wochen nach der Trennung von Cassini auf Titan für Messungen in der Atmosphäre und auf der Oberfläche. Orbiter können nur eingeschränkt die Titanatmosphäre mit ihren Fernerkundungsinstrumenten durchdringen. Huygens sendete 72 Minuten lang Daten, die das Verständnis über den Mond deutlich verbesserten.


title: Cassini-Huygens

text: Der Cassini-Orbiter lieferte mit seiner umfangreichen Ausstattung an wissenschaftlichen Instrumenten viele neue, teils revolutionäre Erkenntnisse in Bezug auf Saturn und seine Monde. Die Mission wurde mehrfach verlängert und endete am 15. September 2017 mit dem geplanten Eintritt der Sonde in die Saturnatmosphäre, wo sie verglühte.


title: Cassini-Huygens

text: Die beiden Sonden Voyager 1 und Voyager 2 starteten 1977 und erreichten Saturn 1980. Schon kurz nach diesem Erfolg wurde eine Mission zu Saturn und Titan in Betracht gezogen. Im Jahre 1983 stellte das Solar System Exploration Committee eine Studie vor. Diese sah vier Planetenmissionen bis zum Jahr 2000 vor. Bei dem Komitee handelte es sich um einen Zusammenschluss zwischen den Gremien für Weltraumforschung der europäischen Wissenschaftsstiftung und der National Academy of Sciences, das bereits 1982 seine Arbeit aufnahm. Neben der Cassini-Mission (damals noch als „Saturn Orbiter/Titan Probe“-Programm bzw. SOTP bezeichnet) entstanden so auch die Ideen für die Magellan-Raumsonde und den Mars Observer. Zu Beginn gehörte die Saturn/Titan-Mission noch zum „Mariner Mark II“-Projekt, in dessen Rahmen auch eine ähnlich gebaute Sonde für den Vorbeiflug an einem Asteroiden oder Kometen, genannt „Comet Rendezvous/Asteroid Flyby“ (CRAF), entwickelt werden sollte. Um Kosten zu sparen, war geplant, beide Sonden aus möglichst vielen gleichartigen Instrumenten und Systemen zu konstruieren. Nach einem positiven Gutachten, das kooperativ von ESA und NASA durchgeführt wurde, genehmigte die ESA 1986 erste Studien zur Sonde. Man taufte die Sonde nach Giovanni Domenico Cassini, der die Saturnmonde Iapetus, Rhea, Dione und Tethys in der zweiten Hälfte des 17. Jahrhunderts entdeckt hatte, auf den Namen „Cassini“.


title: Cassini-Huygens

text: Im Zeitraum 1987 bis 1988 schritt die Entwicklung der Mariner-Mark-II-Sonde weiter voran, während die Europäer im Rahmen des „Horizon 2000“-Programms erste Studien zur Titan-Landesonde durchführten. Diese benannte man nach Christiaan Huygens, der den Mond entdeckt und die Saturnringe erstmals korrekt verstanden hatte. Im Jahre 1989 wurden die Mittel für die Entwicklung der Mariner Mark II bewilligt, aber bereits drei Jahre später begrenzte der Kongress die Ausgaben für die Sonde. Die CRAF-Mission musste eingestellt werden. Eine Folge war die Restrukturierung des Cassini-Projekts. Als Instrumente waren nur noch das ISS, VIMS und RSS vorgesehen. Durch die Einstellung des CRAF-Projektes entfiel der Kostenvorteil, der durch gleiche Komponenten erreicht werden sollte, was Ende 1993, in Kombination mit dem neuen NASA-Direktor Daniel Goldin und seinem Motto „faster, better, cheaper“ (dt. für "schneller, besser, billiger"), auch das gesamte Cassini-Projekt gefährdete. Daraufhin schrieb der damalige Direktor der ESA, Jean-Marie Luton, einen Brief an den Vizepräsidenten der Vereinigten Staaten Al Gore, an den Außenminister der Vereinigten Staaten Warren Christopher und an Goldin selbst. Insbesondere kritisierte er den Alleingang der USA in dieser Angelegenheit:


title: Cassini-Huygens

text: Wenig später genehmigte Goldin die Weiterführung des Projekts. Trotzdem geriet die Mission 1995 erneut in das Blickfeld des United States Senate Committee on Appropriations, das das Projekt einstellen wollte. Diese Entscheidung wurde wieder zurückgenommen. Man setzte die Komponenten der Sonden 1996 zusammen und unterzog sie ersten Tests. Cassini wurde am 21. April 1997 nach Cape Canaveral transportiert, wo im folgenden Sommer die letzten Tests erfolgten.


title: Cassini-Huygens

text: Parallel zum Cassini-Programm in den USA entwickelten die Europäer die Huygens-Landesonde. Die NASA hatte ein Mitspracherecht an wichtigen Entscheidungen. Während der Entwicklung von Huygens wurden insgesamt drei Prototypen gebaut, um einzelne Aspekte, wie zum Beispiel die elektrischen Systeme oder die Tragfähigkeit der Konstruktion, zu testen. Das Projekt erreichte seinen ersten Meilenstein im April 1991:


title: Cassini-Huygens

text: Im Frühjahr 1994 erfolgte die Verifikation der Konzepte für die mechanischen und elektrischen Systeme. Die letzte und wichtigste Hürde, eine kritische Untersuchung des Gesamtdesigns, wurde im September 1995 erfolgreich genommen. In den folgenden zwei Jahren untersuchte noch eine externe Kommission der NASA das Konzept auf seine Einsatztauglichkeit. 1997, im Jahre des Starts, schlossen die Techniker die letzten Tests zur Tauglichkeit von Huygens für den Start und die Mission erfolgreich ab.


title: Cassini-Huygens

text: Kurz vor dem Start am 15. Oktober 1997 waren insgesamt fast 5000 Menschen aus 18 Nationen weltweit an der Mission beteiligt.


title: Cassini-Huygens

text: Anfang 2010 plante die NASA eine Verlängerung der Mission bis 2017 und veranschlagte dafür weitere Kosten von 60 Millionen US-Dollar jährlich.


title: Cassini-Huygens

text: Wegen der Radionuklidbatterien, die Plutonium-238 (Details siehe Energieversorgung) enthalten, bildete sich eine Protestgruppe unter dem Motto „Stop Cassini“, die den Start verhindern wollte. Die Anhänger der Gruppe hielten die Gefahren, die von den Folgen eines Fehlstarts oder von einem ungeplanten Wiedereintritt in die Erdatmosphäre ausgingen, für unverantwortlich hoch. Im Falle eines Fehlstarts sagte man den vorzeitigen Tod von mehreren Zehntausend bis Millionen Menschen voraus, da Cassini genug Plutonium-238 enthalte, um bei einer gleichmäßigen Verteilung 1,2 Milliarden Menschen zu töten. Als Alternative wurde die Verwendung von Solarzellen und langlebigen Brennstoffzellen vorgeschlagen.


title: Cassini-Huygens

text: Das JPL kam in einer Studie zur Umweltverträglichkeit von Cassini-Huygens zu dem Schluss, dass der Einsatz von Solarzellen nicht praktikabel sei. Dies lag vor allem an der Tatsache, dass es keine Nutzlastverkleidung gab, welche die nötigen Solarpanels mit einer Gesamtfläche von 598 m² hätte aufnehmen können. Der resultierende Masseanstieg von 1337 kg (+63 %) hätte außerdem eine massive Reduktion der wissenschaftlichen Nutzlast bedeutet. Ohne diese Maßnahme hätte eine solarbetriebene Sonde das zulässige Gesamtgewicht für die Titan IVB (6234 kg) um knapp eine Tonne überstiegen. Außerdem hätten die Solarpanels durch ihr hohes elektrostatisches Potential deutlich mehr Interferenzen erzeugt als eine Energieversorgung durch Radionuklidbatterien, was einige Instrumente hätte stören können. Die Solarpanele hätten auch aufwändig entfaltet und zur Sonne ausgerichtet werden müssen, was ein zusätzliches Risiko für den Erfolg der Mission bedeutet hätte.


title: Cassini-Huygens

text: Da auch die NASA einen Fehlstart oder Wiedereintritt in die Erdatmosphäre nicht ausschloss, wurde ein mehrschichtiges Sicherheitskonzept für die Radionuklidbatterien implementiert (siehe Energieversorgung), um im Ernstfall die Freisetzung radioaktiven Materials vollständig zu verhindern oder zumindest zu reduzieren. Im Zeitraum von der Zündung der Booster bis zum Verlassen der Erdumlaufbahn wurden sechs mögliche Unfallszenarien identifiziert:


title: Cassini-Huygens

text: Wäre Cassini-Huygens bei dem Swing-by-Manöver am 18. August 1999 an der Erde unkontrolliert in deren Atmosphäre eingetreten, was laut NASA mit einer Chance von eins zu einer Million hätte passieren können, so wären insgesamt fünf Milliarden Menschen betroffen gewesen. In dieser Population hätte sich die Krebsrate um 0,0005 % erhöht, was statistisch 5.000 zusätzliche Krebstote bedeutet hätte.


title: Cassini-Huygens

text: Letztendlich erreichte die „Stop Cassini“-Bewegung keine Änderungen und keinen Abbruch der Mission, sie wurde wie geplant durchgeführt.


title: Cassini-Huygens

text: Bill Clinton genehmigte die Mission – der amerikanische Präsident muss jedem Abschuss von radioaktivem Material ins All zustimmen. Gegner der Mission appellierten an Clinton, die Unterschrift zu verweigern. Ihr Protest appellierte auch an die europäische Raumfahrtagentur ESA, die an Cassini beteiligt war. In Deutschland sammelten Kritiker mehr als 10.000 Unterschriften.


title: Cassini-Huygens

text: Die Cassini-Huygens-Mission wurde konzipiert, um das Verständnis über eine Vielzahl von Objekten und Vorgängen im Saturnsystem umfassend zu verbessern. Vor dem Start wurden von NASA und ESA folgende Forschungsschwerpunkte definiert:


title: Cassini-Huygens

text: Mit einer Startmasse von 5364 kg (davon 3132 kg Treibstoff) war Cassini die schwerste US-amerikanische Raumsonde, die jemals gebaut wurde. Ihre zylinderförmige 6,7 m hohe und 4 m breite Zelle bestand hauptsächlich aus Aluminium und war in verschiedene Ebenen eingeteilt (von unten nach oben: Antrieb, untere Ausrüstungsebene plus Energieversorgung, obere Ausrüstungsebene, Kommunikation). Aufgrund der Flugbahn der Sonde war ein komplexes Klimasystem integriert worden, das die Einsatzfähigkeit sowohl bei Venus als auch bei Saturn sicherstellte. Während des Swing-by-Manövers bei der Venus musste Cassini wegen der geringen Distanz zur Sonne gekühlt werden, was durch goldbeschichtete Mylar-Folie auf der sonnenzugewandten Seite und Radiatoren auf der sonnenabgewandten Seite der Sonde realisiert wurde. Bei Saturn ist die Sonnenstrahlung wiederum so gering, dass eine Beheizung der Elektronik und der wissenschaftlichen Instrumente notwendig wurde. Dies geschah vorrangig durch die Nutzung der Abwärme der drei Radionuklidbatterien, ansonsten durch kleine Heizwiderstände.


title: Cassini-Huygens

text: Wegen der großen Distanz zur Sonne bei Saturn wurden bei Cassini drei Radionuklidbatterien (Bezeichnung: „GPHS RTG“) zur Energieversorgung eingesetzt, da Solarzellen wegen der benötigten Größe und Masse nicht verwendbar waren. Gefüllt waren die 56 kg schweren Batterien mit je 12,2 kg Plutoniumdioxid (davon je 9,71 kg Pu, insgesamt 29,1 kg), das durch seinen radioaktiven α-Zerfall (Halbwertszeit: 87 Jahre) pro Batterie 4,4 kW Wärmeleistung freisetzte. Diese Wärme wandelten Silicium-Germanium-Thermoelemente mit einer Effizienz von 6,5 bis 7 Prozent in elektrische Energie um.


title: Cassini-Huygens

text: Die elektrische Leistung pro Radioisotopenbatterie betrug beim Start 285 W (gesamt 855 W) und nahm anschließend ab, da die Aktivität des Plutoniums stetig abnimmt und die Thermoelemente durch Abnutzung immer ineffizienter werden. Zum Jahr 2010 lieferten alle Batterien zusammen etwa 670 W elektrische Leistung, zum Ende der Mission 2017 standen noch etwa 605 W zur Verfügung.


title: Cassini-Huygens

text: Da Plutonium 238 hochgiftig und ein starker α-Strahler ist (Details im Abschnitt Die „Stop Cassini“-Bewegung), wurde bei der Konstruktion der RTGs ein mehrschichtiges Sicherheitssystem entwickelt: Das Plutonium lag als gesintertes Plutoniumdioxid vor, das eine Keramikmatrix bildet, die bei mechanischer Belastung in größere Bruchstücke zerbricht, aber nicht zu feinem Staub wird, der eingeatmet werden könnte. Außerdem widersteht die Verbindung Plutoniumdioxid der Hitze beim eventuellen Wiedereintritt in die Atmosphäre, ohne zu verdampfen, und reagiert chemisch weder mit den Luftbestandteilen Sauerstoff und Stickstoff noch mit Wasser und auch kaum mit anderen Stoffen. Innerhalb der Batterie war diese Plutoniumkeramik in 18 einzelnen Kapseln untergebracht, die alle mit einem eigenen Hitzeschild und aufprallsicherem Gehäuse versehen waren. Innerhalb dieser Kapseln war die Keramik von mehreren Lagen unterschiedlicher Materialien umgeben (darunter Iridium und Graphit), die durch ihren hohen Schmelzpunkt und ihre große Resistenz gegenüber Korrosion den Austritt radioaktiver Stoffe nach einem Aufschlag verhindern sollten. Die äußerste Schutzbarriere bestand aus einer Ummantelung aus Kohlenstofffasern und dem Aluminiumgehäuse.


title: Cassini-Huygens

text: Für die Energieverteilung war das "Power and Pyrotechnic Subsystem" (PPS) zuständig. Es sorgte für die Erzeugung der Bordspannung von 30 Volt Gleichspannung (auf zwei Leitungen mit je +15 V und −15 V) und initiierte pyrotechnische Vorgänge, zum Beispiel die Abtrennung von der Centaur-Oberstufe. Der Strom wurde über ein Kabelsubsystem ("Cabling Subsystem," CABL) verteilt, das aus über 20.000 Kabelverbindungen mit etwa 1630 Verbindungsknoten bestand. Insgesamt wurden über 12 km Kabelstränge im Cassini-Orbiter verwendet. Die Verkabelung war elektrisch vollständig passiv und hatte keine Leistungselektronik oder Komponenten zur Datenverarbeitung. Sie diente ausschließlich der Stromführung und dem Datentransfer.


title: Cassini-Huygens

text: Die beiden wichtigsten Elemente der Elektronik waren die zwei Halbleiter-Massenspeicher und der "Engineering Flight Computer (EFC)" der Firma IBM, der für alle Steuerungsaufgaben innerhalb der Sonde zuständig war. Er verfügte über insgesamt 58 Mikroprozessoren, darunter einen vom Typ MIL-STD-1750A.


title: Cassini-Huygens

text: Dieser Prozessor kam bereits in mehreren Militärsystemen (u. a. Northrop B-2, General Dynamics F-16 und Hughes AH-64) zum Einsatz und wurde das erste Mal für eine Raumfahrtmission genutzt. Er basiert auf einer 16-Bit-Architektur, weist eine Rechenleistung von 1,7 MIPS auf und verfügt intern über 8 kbit Speicher. Der Arbeitsspeicher des EFC war 32 Mbit groß und bestand aus SRAM-Speicherzellen, die gegenüber konventionellen SDRAM-Zellen zwar wesentlich weniger Kapazität aufweisen, jedoch strahlungsresistenter sind.


title: Cassini-Huygens

text: Die beiden Massenspeicher ("Solid State Recorder, SSR" genannt) basierten zum ersten Mal in der Raumfahrtgeschichte nicht auf Magnetbändern, sondern auf DRAM-Technik. Gegenüber den Magnetbändern weist die eingesetzte SSD-Architektur unter anderem folgende Vorteile auf:


title: Cassini-Huygens

text: Jeder Rekorder besaß eine Speicherkapazität von 2,56 Gbit, wovon 560 Mbit für eine Vorwärtsfehlerkorrektur verwendet wurden. Aufgeteilt waren die Rekorder in jeweils 640 DRAM-Zellen mit je 4 Mbit Speicherplatz, die simultan mit einer Datenrate von 2 Mbit pro Sekunde ausgelesen und beschrieben werden konnten. Wegen der intensiven Strahlung im offenen Weltraum und im Strahlungsgürtel des Jupiters sind sowohl temporäre Datenfehler wie auch Beschädigungen der Speicherzellen unvermeidlich. Darum wurde hardwareseitig ein Fehlererkennungs- und Korrektursystem integriert, das defekte Speicherbereiche erkennt, Daten so weit wie möglich wiederherstellt und die Speicherstelle als defekt kennzeichnet. Die verwendeten Gate-Arrays verfügten über eine Logik für den Boundary Scan Test, um Übertragungs- und Formatfehler mit einer Wahrscheinlichkeit von über 99 Prozent zu erkennen. Beim Systementwurf wurde eingeplant, dass bis zum Ende der Mission circa 200 Mbit Speicherplatz durch Strahlung und Abnutzung verloren gehen werden. Jeder SSR wog 13,6 kg, war 0,014 m groß und benötigte 9 W elektrische Leistung.


title: Cassini-Huygens

text: Die SSR- und EFC-Komponenten sind zusammen mit anderen elektronischen Bauteilen im zylinderförmigen "Electronic Packaging Subsystem (EPS)" untergebracht, das sich in der oberen Ausrüstungsebene direkt unter der Antennensektion befindet. Das EPS ist in 12 standardisierte Module unterteilt, es schützt die enthaltenen elektrischen Systeme vor Strahlung und Störsignalen der benachbarten Elektronik. Außerdem sorgt es mit einem Temperaturkontrollsystem dafür, dass die Komponenten innerhalb ihrer Temperaturspezifikationen arbeiten und keinen Schaden durch Unterkühlung oder Überhitzung erleiden.


title: Cassini-Huygens

text: Die Funksignale zur Kommunikation mit Cassini wurden von dem "Radio Frequency Subsystem" (RFS) erzeugt. Kern des Systems waren zwei Wanderfeldröhren-Verstärker mit einer Leistung von je 20 W. Diese konnten gleichzeitig eingesetzt werden, um die Sende- und Empfangsleistung zu erhöhen, konnten aber auch alleinstehend arbeiten, wenn ein Verstärker defekt war (Prinzip der Redundanz). Doppelt vorhanden waren auch die Baugruppen Telemetriekontrolle, Signalverarbeitung und Transponder. Weitere Komponenten waren ein hochstabiler Oszillator, ein Diplexer und eine Schaltung zur Ansteuerung der Antennen.


title: Cassini-Huygens

text: Übertragen wurden die erzeugten Signale anschließend über das "Antenna Subsystem" (ANT). Wichtigster Bestandteil war die Hochgewinnantenne (HGA) auf der Spitze der Sonde, die als Cassegrain-Parabolantenne ausgeführt war. Sie maß im Durchmesser 4 m und war somit größer als die Antennen der Voyager-Sonden, die einen Durchmesser von 3,66 m hatten. Sie wurde von der italienischen Raumfahrtagentur Agenzia Spaziale Italiana bereitgestellt. Die HGA wies eine hohe Richtwirkung auf, wodurch einerseits die Datenrate bei gleicher Sendeleistung stark erhöht werden konnte, andererseits die Antenne aber auch sehr präzise auf die Erde ausgerichtet werden musste.


title: Cassini-Huygens

text: Des Weiteren waren zwei Niedriggewinnantennen (LGA) vorhanden, die an der Spitze des HGA-Subreflektors und am anderen Ende der Sonde angebracht waren, sodass bei jeder Fluglage Daten übertragen werden konnten. Da die Datenrate aufgrund der kompakten Antennenkonstruktion nur sehr gering ausfiel, waren sie hauptsächlich als Notfalllösung gedacht, wenn die HGA nicht auf die Erde ausgerichtet werden konnte. Während der Marschflugphase wurden diese Antennen auch zur planmäßigen Kommunikation genutzt, da für die kurzen routinemäßig durchgeführten Systemchecks keine hohen Datenraten nötig waren. Hierdurch sparte man den Treibstoff, der nötig gewesen wäre, um die Hauptantenne auf die Erde auszurichten.


title: Cassini-Huygens

text: Da die HGA neben der Kommunikation auch Kapazitäten für einige wissenschaftliche Radioexperimente bieten musste, war deren Aufbau wesentlich komplexer als bei anderen Raumsonden. Es folgt eine Übersicht der verwendeten Frequenzen und Systeme:


title: Cassini-Huygens

text: Im Zentrum der HGA-Parabolantenne befand sich eine Konstruktion, welche die Transmitter für das X-Band und das K-Band beherbergte, da an dieser Position der höchste Antennengewinn erzielt werden konnte. Das K-Band-Radarsystem hatte ein völlig anderes Aufgabengebiet als die anderen Radioinstrumente, weswegen ein komplexer Aufbau nötig war: Neben dem Transmitter in der Mitte waren noch insgesamt 100 Wellenleiter vorhanden, die in vier Modulgruppen um diesen Bereich herum angeordnet waren. Der S-Band-Transmitter befand sich im Subreflektor hinter einer speziellen Oberfläche, die für die anderen Frequenzbänder undurchlässig war und so als Reflektor wirkte, und strahlte die Parabolantenne direkt an. Die Hochgewinnantenne wurde während des Marschfluges auch als Hitzeschild gegen die Wärmestrahlung der Sonne verwendet, solange diese weniger als 2,7 AE entfernt war.


title: Cassini-Huygens

text: Zur Kommunikation mit der Huygens-Sonde kam die Hochgewinnantenne in Kombination mit dem S-Band-Transmitter zum Einsatz. Empfangen wurde auf zwei Kanälen mit je 8 kbit/s, wobei ein Kanal aufgrund eines Designfehlers ausfiel (Details siehe Missionsverlauf).


title: Cassini-Huygens

text: Cassini verfügte über ein Antriebssystem ("Propulsion Module Subsystem," PMS) und ein Lagekontrollsystem ("Attitude and Articulation Control Subsystem," AACS), um seine Flugbahn und Ausrichtung im Raum regulieren zu können. Beide Sektionen befanden sich am unteren Ende der Sonde. Das AACS verfügte über einen eigenen Computer, der ebenfalls auf einem MIL-STD-1750A-Prozessor basierte und über 8 MBit RAM verfügte. Seine Hauptaufgabe war die Berechnung von Korrekturmanövern auf Basis der Daten der beiden Sternsensoren, die vier bis fünf besonders helle Sterne in ihrem 15°-Sichtfeld als Leitsterne auswählten. Neben diesen Sensoren kamen zur Lagebestimmung noch drei inertiale Navigationssysteme zum Einsatz.


title: Cassini-Huygens

text: Cassini verfügte über zwei Haupttriebwerke mit je 440 N Schub, die für alle größeren Flugbahnkorrekturen zuständig waren. Als Treibstoff diente Monomethylhydrazin (1870 kg), als Oxidationsmittel Distickstofftetroxid (1130 kg). Diese Komponenten wurden mittels Helium-Druckgas in die Brennkammern der beiden Haupttriebwerke gefördert und entzündeten sich bei Kontakt sofort (Hypergol). Beide Komponenten befanden sich in einem großen Tank, getrennt durch ein internes Schott. Der Tank nahm den allermeisten Platz im Inneren der Raumsonde ein, um den die elektrischen und wissenschaftlichen Module ringförmig angeordnet waren. Der zylinderförmige Heliumtank fasste 9 kg und war seitlich an der Sonde befestigt.


title: Cassini-Huygens

text: Für Manöver zur Lageänderung kamen 16 kleinere Triebwerke zum Einsatz, die je 0,5 N Schub lieferten und in Vierergruppen an vier Auslegern befestigt waren. Als Treibstoff diente hier Hydrazin, dessen kugelförmiger 132-kg-Tank auf der gegenüberliegenden Seite angeordnet war. Alle Tanks wurden beheizt, um das Einfrieren ihres Inhalts zu verhindern.


title: Cassini-Huygens

text: Die Ausrichtung der Sonde im Raum wurde mittels vier Reaktionsrädern vorgenommen, die sich in der Nähe der Haupt- und Lagekontrolltriebwerke befanden.


title: Cassini-Huygens

text: Folgende Grafik zeigt die Position der meisten wissenschaftlichen Instrumente von Cassini. Das Radio Science Subsystem und der Cosmic Dust Analyzer sind nicht zu sehen, da sich diese auf der Rückseite des Orbiters befinden.


title: Cassini-Huygens

text: Folgende Grafik bietet einen Überblick über die abgedeckten elektromagnetischen Spektren der optischen Instrumente von Cassini:


title: Cassini-Huygens

text: Das UVIS war das Primärinstrument für die Forschung im Ultraviolett-Spektrum. Zu den Forschungsschwerpunkten gehörte die Untersuchung der Zusammensetzung von Atmosphären und Oberflächen von Saturn sowie dessen Monden und Ringen. Im Fokus standen hierbei die Elemente Wasserstoff, Stickstoff und Kohlenstoff. Das Instrument wurde außerdem zur Untersuchung von Lichterscheinungen und Auroras eingesetzt, die durch Magnetfelder entstehen. Um alle wissenschaftlichen Anforderungen zu erfüllen, beherbergte das UVIS vier verschiedene Teleskopkonstruktionen mit entsprechenden Detektoren: das EUV für den extremen UV-Bereich, das FUV für den fernen UV-Bereich, das HSP für breitbandige Intensitätsmessungen und das HDAC, um die Konzentration von Wasserstoff und Helium zu ermitteln. Das gesamte Instrument wog 14,46 kg, benötigte maximal 11,83 W elektrische Leistung und erreichte eine Datenrate von bis zu 32 Kilobit pro Sekunde.


title: Cassini-Huygens

text: Den ersten Kanal bildete das "Far Ultraviolet Spectrograph"-Instrument (FUV); es maß die Strahlung im fernen UV-Bereich bei einer Wellenlänge von 110 bis 190 nm. Es verwendete ein Teleskop mit einer Brennweite von 100 mm bei einem Durchmesser von 20 mm. Durch drei Schlitze vor dem mit Magnesiumfluorid/Aluminium beschichteten Spiegel konnten folgende horizontale Sichtfelder ausgewählt werden (vertikal fest bei 3,6°): 0,043°, 0,086° und 0,34°. Das einfallende UV-Licht wurde anschließend durch eine Gitterkonstruktion in insgesamt 1024 Spektren aufgeteilt, die dann von 64 linear angeordneten Caesiumiodid-Photokathoden gemessen wurden, die eine Quantenausbeute von 8 Prozent erreichten. Der gesamte Detektor maß 25,6 mm × 6,4 mm, wobei ein einzelnes Pixel 25 µm × 100 µm maß.


title: Cassini-Huygens

text: Das "Extreme Ultraviolet Spectrograph"-Instrument (EUV) bildete den zweiten Messkanal und erfasste Strahlung im extremen UV-Bereich bei 56 bis 118 nm. Es benutzte dieselbe Teleskopkonstruktion wie das FUV, besaß aber einen anderen Spiegel (hier mit Borcarbid beschichtet) und einen Detektor, der im extremen UV-Spektralbereich empfindlich war. Seine Abmessungen glichen dem des FUV, allerdings basierten die Photokathoden auf Kaliumbromid und wies eine wesentlich höhere Quantenausbeute von 25 Prozent auf.


title: Cassini-Huygens

text: Ein anders aufgebautes Instrument ist das "High Speed Photometer" (HSP). Es sollte die Ringe von Saturn untersuchen, indem es das UV-Licht analysiert, das bei einer Okkultation eines Sterns durch die Ringe diese passiert. Hierzu kam ein Teleskop mit einer Brennweite von 200 mm, einem Durchmesser von 135 mm und einem Sichtfeld von 0,35° zum Einsatz. Der Spiegel konzentrierte die UV-Strahlung auf eine Magnesiumfluorid-Linse, die sich kurz vor dem Detektor befand. Dieser basierte auf CsI und war im Bereich von 115 und 190 nm empfindlich. Ein besonderes Merkmal des Sensors war seine extrem kurze Belichtungszeit von nur 2 ms. Dies war nötig, um während der relativ kurzen Okkultation-Phase möglichst viele, fein aufgelöste Messungen durchführen zu können.


title: Cassini-Huygens

text: Den vierten und letzten Kanal bildete das "Hydrogen-Deuterium Absorption Cell Channel"-Instrument (HDAC). Da es nur die Spektren von Wasserstoff und Helium (die überwiegenden Bestandteile von Saturns Atmosphäre) messen sollte, mussten mehrere Absorptionsschichten verwendet werden. Diese bestanden aus drei Kammern, die mit Wasserstoff, Sauerstoff und Deuterium gefüllt und durch Fenster aus Magnesiumfluorid getrennt waren. Die Sauerstoffzelle musste vor dem Start entlüftet werden, da sich dort Wasser niedergeschlagen hat, womit diese Absorptionsschicht wirkungslos geworden war. In den Wasserstoff- und Deuterium-Zellen befanden sich Wolfram-Glühwendel, die durch hohe Temperaturen die Absorptionseigenschaften dieser Stoffe verändern konnten und so differentielle Messungen des UV-Spektrums ermöglichten. Als Detektor diente ein Kanalelektronenvervielfacher, der die Wasserstoff- und Deuterium-Spektren der Lyman-Serie bei 121,53 und 121,57 nm maß.


title: Cassini-Huygens

text: Dieses optische Instrumentensystem diente zur Anfertigung von Bildern im sichtbaren Spektrum sowie im nahen Infrarot- und Ultraviolettbereich. Es war in eine Weitwinkel- und eine Telekamera unterteilt, die beide fest an der Struktur der Sonde angebracht waren. Um ein Objekt zu fotografieren, musste also die gesamte Sonde entsprechend ausgerichtet werden. Das System führte eine breite Palette von wissenschaftlichen Missionen durch, hauptsächlich im Bereich Atmosphärenforschung, Oberflächenanalyse und die Untersuchung von Saturns Ringen. Sekundär diente das System auch zur optischen Navigation. Das ISS wog 57,83 kg und benötigte maximal 56 W elektrische Leistung.


title: Cassini-Huygens

text: Beide Kamerasysteme verwendeten eine weitestgehend gleiche Elektronik, deren Kernstück ein MIL-STD-1750A-Prozessor bildete und pro Sekunde bis zu 366 kBit an Daten generierte. Der strahlungsgeschützte CCD-Bildsensor besaß eine Auflösung von 1024 × 1024 Pixeln und war im Spektrum von 200 bis 1050 nm empfindlich. Die UV-Empfindlichkeit wurde durch eine dünne Phosphorbeschichtung auf dem Sensor ermöglicht. Pro Pixel wurden Helligkeitsinformationen mit zwölf Bit erfasst, wobei diese zur Verringerung der Datenrate auch auf bis zu acht Bit herunter gerechnet werden konnte. Die Belichtungsdauer war in 64 Schritten von 0,005 bis 1200 Sekunden wählbar.


title: Cassini-Huygens

text: Nachdem die Elektronik die Bilddaten aus dem jeweiligen Sensor ausgelesen hatte, wurden diese komprimiert, um Speicherplatz und Übertragungsvolumen zu sparen. Hierzu gab es sowohl verlustbehaftete als auch verlustfreie Verfahren. Letzteres halbierte in den meisten Fällen die Bildgröße, ohne dass die Qualität beeinträchtigt wurde. Bei sehr detailreichen Aufnahmen nimmt die Effizienz des Algorithmus allerdings stark ab. Das verlustbehaftete DCT-Verfahren (Basis der JPEG-Kompression) erreichte höhere Kompressionsraten, führte allerdings zu deutlichen Artefakten und wurde daher nur selten eingesetzt. Eine weitere Kompressionsmethode ist das Zusammenrechnen von Pixeln. Hierbei können 2×2 oder 4×4 Pixel zu einem Pixel gebinnt werden, was die Auflösung halbiert/viertelt und die Dateigröße auf ein Viertel/Sechzehntel reduzierte.


title: Cassini-Huygens

text: Die Weitwinkelkamera ("WAC" – Wide Angle Camera) diente zur Beobachtung von großen Raumbereichen und wies daher ein verhältnismäßig großes Sichtfeld von 3,5° auf. Die Optik basierte auf der Konstruktionsweise der Voyager-Sonden, maß 57,15 mm im Durchmesser und wies eine Brennweite von 200 mm auf. Insgesamt waren 18 Filter verfügbar, die mittels eines zweirädrigen Mechanismus vor den Bildsensor geschaltet werden konnten. Die beweglichen Komponenten dieses Systems basierten auf Erfahrungen mit der WFPC-Kamera des Hubble-Weltraumteleskops. Infolge der speziellen Transmissionseigenschaften der Optik war die Weitwinkelkamera nur im Bereich von 400 bis 700 nm hochempfindlich, wobei eine geringe Empfindlichkeit noch bis etwa 1000 nm gegeben war.


title: Cassini-Huygens

text: Die Telekamera ("NAC" – Narrow Angle Camera) besaß ein um den Faktor 10 engeres Sichtfeld, was zu zehnmal höheren Auflösungen führt. Daher wurde das NAC primär zur detaillierten Untersuchung einzelner Raumgebiete verwendet. Die Brennweite lag bei 2002 mm bei einem Teleskop-Durchmesser von 190,5 mm. Auch diese Kamera verfügte über ein zweirädriges Filtersystem, mit insgesamt 24 Filtern. Um das Bildrauschen zu vermindern, war der CCD-Sensor mit einem kombinierten Heiz- und Kühlsystem ausgestattet, das vom Rest der Kamera isoliert war. Aufgrund besserer Transmissionseigenschaften konnte die Telekamera im gesamten Spektralbereich des Sensors hochempfindlich arbeiten.


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text: Ähnlich wie das ISS war das VIMS primär zur Untersuchung von Atmosphären und Ringen gedacht, wobei es auch in der Lage war, Titans Oberfläche abzubilden. Es arbeitete im Bereich des nahen UV-Spektrums über das sichtbare Licht bis hin zum mittleren Infrarotspektrum. Viele organische Moleküle besitzen hier ihr Absorptionsspektrum, wodurch diese mittels des VIMS-Instruments besonders gut erfasst werden konnten. Dieses gegenüber dem ISS bessere Kontrastvermögen hat allerdings eine verhältnismäßig niedrige Auflösung zur Folge, sodass beide Instrumente sich ergänzten, statt sich zu ersetzen. Das VIMS ist in zwei separate Teleskope aufgeteilt, die lediglich durch eine gemeinsame Ausleseelektronik miteinander verbunden waren: das VIMS-V für den sichtbaren Spektralbereich und das VIMS-IR für den infraroten Bereich. Das gesamte VIMS-Instrument wog 37,14 kg, benötigte bis zu 27,2 W elektrische Leistung (nominal: 21,83 W) und produzierte bis zu 183 kBit Daten pro Sekunde.


title: Cassini-Huygens

text: Das im sichtbaren Bereich arbeitende VIMS-V-Instrument besaß ein Teleskop mit einer Brennweite von 143 mm bei einem Durchmesser von 45 mm und einem Sichtfeld von 1,83°. Der CCD-Sensor bestand aus 256 × 512 Pixeln und war in 96 Spektren im Bereich von 300 bis 1050 nm (nahes Ultraviolett bis nahes Infrarot) empfindlich. Die siliciumbasierten Pixelelemente waren 24 µm² groß, erreichen eine Quantenausbeute von 13 bis 41 Prozent und lieferten je 12 Bit Helligkeitsinformationen. Zur Kalibrierung kamen zwei spezielle Leuchtdioden und Referenzsterne zum Einsatz.


title: Cassini-Huygens

text: Das VIMS-IR verfügte über ein Teleskop mit einer Brennweite von 426 mm und einem Sichtfeld von 1,83°. Der CCD-Sensor auf Indium-Antimon-Basis bestand aus 256 linear angeordneten Pixeln und erreichte eine Quantenausbeute von über 70 Prozent. Er war in 256 Spektren im Bereich 850 bis 5100 nm empfindlich und ein Pixelelement maß 103 µm × 200 µm. Die Kalibrierung erfolgte mittels einer Laserdiode, Helligkeitsinformationen wurden pro Pixel mit 12 Bit erfasst. Im Gegensatz zum VIMS-V wurde das Instrument aufwändig gekühlt, da bereits die Eigenwärme der Elektronik zu deutlichen Störungen geführt hätte. Der Sensor selbst war direkt an einen Radiator angeschlossen, um Wärme abzuführen, und war vom Rest des Instruments, insbesondere von der Elektronik, hochgradig isoliert. Im Bereich des Teleskops kamen spezielle Materialien zum Einsatz, die bei Erwärmung nur ein Minimum an Infrarotstrahlung im Spektralbereich des VIMS-IR emittierten. Das gesamte Instrument war zum Weltraum und zur Sonde selbst zusätzlich isoliert, wobei auch spezielle Kabel verwendet wurden, die weniger Wärme leiten als konventionelle Kupferkabel. Durch diese Maßnahmen konnte der Sensor bis auf 60 K (−213 °C) heruntergekühlt werden, während die Elektronik bei der für sie optimalen Temperatur von 288 K (+15 °C) gehalten wurde.


title: Cassini-Huygens

text: Die gemeinsame Elektronik verwendete einen 80C86-Prozessor zur Datenverarbeitung, wobei dieser auf 64 kByte RAM und 96 kByte PROM zugreifen konnte. Ein 4-Mbyte-Puffer speicherte die Daten vor der Übertragung zum Bussystem von Cassini zwischen. Die Bilddaten der VIMS-Instrumente konnten dadurch auch verlustfrei komprimiert werden, um nötigen Speicherplatz und Übertragungsvolumen zu sparen. Hierzu kam ein separater RISC-Koprozessor vom Typ ADSP 2100 zum Einsatz, der mit 9 MHz getaktet war und auf der Harvard-Architektur basierte. Für die Kompression standen 8 kByte RAM zur Verfügung, das Zeitsignal wurde durch einen 24 MHz Oszillator-Baustein erzeugt. Der Prozessor benötigte 1,76 ms, um einen Spektralkanal zu komprimieren, wobei die Kompression meist eine verlustfreie Dateigrößenreduktion auf 33 bis 40 Prozent erreichte. Wie beim ISS ist auch das Zusammenrechnen von Pixeln möglich (konkret in den Modi 3-zu-1 und 5-zu-1).


title: Cassini-Huygens

text: Mit dem im Infrarotbereich arbeitenden CIRS sollten primär Oberflächen- und Atmosphärentemperaturen sowie deren Zusammensetzung erforscht werden. Es bestand aus einem Teleskop, dessen gesammeltes Licht auf einen von drei unterschiedlichen Detektoren gelenkt wurde. Diese wurden alle von einer gemeinsamen Elektronik ausgelesen. Diese produzierte bis zu sechs kBit Daten pro Sekunde. Das Teleskop besaß eine Brennweite von 304,8 mm bei einem Durchmesser von 50,8 mm. Ein Sonnenschutz verminderte Störeinflüsse und diente gleichzeitig als Kühlelement. Das CIRS wog 39,24 kg und benötigte maximal 32,9 W elektrische Leistung, wobei im Normalbetrieb ein Bedarf von etwa 26 W vorlag.


title: Cassini-Huygens

text: Das erste Spektrometer arbeitete im Bereich von 7,16 bis 9,09 µm und besaß eine Auflösung von 0,237 mrad. Der Detektor basierte auf Cadmiumtellurid (CdTe) und bestand aus zehn linear angeordneten Pixeln. Das zweite Spektrometer glich im Wesentlichen dem ersten, arbeitete allerdings im Bereich von 9,09 bis 16,7 µm. Um eine ordnungsgemäße Kalibrierung zu ermöglichen, war ein weiteres Spektrometer vorhanden, das die Referenzstrahlung aus einer LED-Infrarotquelle auswertet. Das dritte Spektrometer besaß ein Sichtfeld von 0,25° und war im Spektralbereich von 16,67 bis 1000 µm empfindlich. Dieser Bereich war auf die Wärmestrahlung von Saturns Monden und Ringen abgestimmt, weswegen dieses Spektrometer primär für Temperaturmessungen genutzt wurde.


title: Cassini-Huygens

text: Da Titan über eine sehr dichte Atmosphäre verfügt, kann dessen Oberfläche durch passive optische Instrumente nur sehr begrenzt untersucht werden. Als Lösung wurde bei Cassini ein abbildendes Radar eingebaut, das die Atmosphäre ohne nennenswerte Qualitätseinbußen durchdringen kann und dreidimensionale Geländeprofile der Oberfläche erstellen kann. Um den Konstruktionsaufwand zu reduzieren, verwendete das System die Kommunikationsantenne mit, wodurch allerdings Datenübertragung und Radaraufnahmen nicht gleichzeitig möglich waren. Das Instrument verfügte über drei Subsysteme: ein Radarhöhenmesser, ein Synthetic Aperture Radar zur Erstellung von 3D-Geländeprofilen und ein passives Radiometer. Das gesamte Instrument wog 41,43 kg, benötigte eine elektrische Leistung von maximal 108,4 W und erzeugte eine Datenrate von bis zu 365 kBit pro Sekunde.


title: Cassini-Huygens

text: Das Synthetic Aperture Radar (SAR) war das wichtigste Subsystem, da es 3D-Geländeprofile mit verhältnismäßig hoher Genauigkeit erzeugen konnte. Der Sender erreichte eine Abstrahlleistung von etwa 46 W, wobei zu Verstärkung eine Wanderfeldröhre mit einer Betriebsspannung von 4000 Volt zum Einsatz kam. Je nach Betriebsmodus arbeitete das System mit einer Impulsfolgefrequenz (PRF) von 1,8 bis 6,0 kHz und einer Sendezeit (auch "Pulsbreite") von 200 bis 400 Millisekunden bei einer Bandbreite von 0,43 oder 0,85 MHz. Für die Abbildung konnte zwischen hoher und niedriger Auflösung gewählt werden. Im hochauflösenden Modus lag die Entfernungsauflösung, je nach Orbitalposition und Entfernung, bei 0,48 bis 0,64 km und die horizontale Auflösung bewegte sich im Bereich von 0,35 bis 0,41 km. Der niedrig auflösende Modus bot eine Entfernungsauflösung von 0,48 bis 2,70 km und eine horizontale Auflösung von 0,41 bis 0,72 km. Beide Modi bildeten pro Messung unter 1,1 Prozent der Titanoberfläche ab.


title: Cassini-Huygens

text: Bei der Energieversorgung ergaben sich während der Entwicklung Probleme, da das Radar wesentlich mehr Energie für die geforderte Auflösung benötigte, als die Radionuklidbatterien zu Verfügung stellten. In den ersten Entwürfen waren daher Batterien als Puffer vorgesehen, die während der inaktiven Phase geladen werden und dann bei Radaroperationen zusätzliche Energie zur Verfügung stellen. Allerdings bereiteten die Abnutzungsproblematik, die durch die Strahlung im offenen Weltraum noch verschärft wurde, und die Größe der Batterien den Ingenieuren Sorgen, weswegen schließlich eine Lösung auf Basis von Kondensatoren als Energiepuffer implementiert wurde. Da der Tastgrad des Radars bei maximal 10 Prozent lag, konnten sich die Kondensatoren während der restlichen 90 Prozent mit 34 W aufladen und die gespeicherte Energie in einem 0,09 bis 3 s langen Sendeimpuls mit einer Leistung von bis zu 200 W komplett abgeben. Dieser Komplex wird als "Energy Storage Subsystem" (ESS) bezeichnet und konnte den Spitzenenergiebedarf bei etwa gleichbleibender mittlerer Leistung deutlich senken.


title: Cassini-Huygens

text: Um die Entfernung der Sonde zur Oberfläche von Titan exakt zu bestimmen, wurde ein Radarhöhenmesser verwendet. Er war nicht abbildend und maß die Entfernung mit einer Auflösung von 60 m. Die Impulsfolgefrequenz lag bei 4,7 bis 5,6 kHz und die Sendezeit betrug 150 ms bei einer Bandbreite von 4,25 MHz. Wenn der Höhenmesser mit verringerter Auflösung arbeitete, konnte die Rückstreuung der Oberfläche gemessen werden. Die gewonnenen Daten wurden auf der Erde mit den SAR-Aufnahmen kombiniert, da diese wegen der variierenden Radarquerschnitte der Oberfläche sonst an Qualität eingebüßt hätten. Die Impulsfolgefrequenz lag bei 1 bis 3 kHz und die Sendezeit betrug 500 ms bei einer Bandbreite von 0,11 MHz. Es konnten 20 Prozent der Titanoberfläche in einem Messdurchgang erfasst werden, die horizontale Auflösung lag bei 55 bis 140 km.


title: Cassini-Huygens

text: Das Radarsystem konnte auch in einem passiven Modus arbeiten, in dem es die Radiostrahlung bei 13,78 GHz maß, die von Titan oder anderen Objekten abgestrahlt werden. In einem Messdurchgang konnte 40 Prozent der Titan-Oberfläche mit einer horizontalen Auflösung von 6 bis 600 km erfasst werden, wobei die Bandbreite bei 135 MHz lag. Durch die gewonnenen Daten konnten bei der Auswertung Rückschlüsse auf die Temperatur (bis auf 5 K genau) und auf die Photochemie von Titan und anderen Monden gezogen werden.


title: Cassini-Huygens

text: Mit dem RSS sollten die Atmosphäre und die genauen Massen von Saturn und seinen Monden untersucht werden. Auch die Erforschung des Ringsystems und die Verbesserung der Ephemeriden-Daten gehörten zum Einsatzspektrum. Hierzu wurden drei Sende-Empfangs-Anlagen eingesetzt, welche die Veränderung von Radiowellen maßen, wenn diese Atmosphären oder Ringsysteme durchqueren, um so deren Temperatur, Dichte und Zusammensetzung zu ermitteln. Je nach Frequenzband wurden die Signale durch Cassini selbst oder durch die Anlagen des Deep Space Network (DSN) ausgewertet.


title: Cassini-Huygens

text: Im Bereich des S-Bands sendete Cassini eine hochstabile Trägerwelle in Richtung des DSN, ohne selbst Signale zu empfangen. Hierbei wurde der Sender der Kommunikationsanlage verwendet, der die Trägerwelle mit einer Leistung von 10 W abstrahlte. Analog wurde auch im X-Band gesendet, wobei auch abgestrahlte Signale vom DSN empfangen und ausgewertet werden konnten.


title: Cassini-Huygens

text: Für Messungen im K-Band (bei 32,028 GHz und 34,316 GHz) verwendete das RSS einen eigenen Transmitter, der speziell für die Erfordernisse des Instruments konstruiert wurde. Es konnte sowohl Signale zum DSN senden als auch empfangen. Zur Verstärkung kam eine Wanderfeldröhre zum Einsatz, wobei die Trägerwelle mit einer Leistung von 7 W abgestrahlt wurde. Der Transmitter wog 14,38 kg und das gesamte Instrument benötigte bis zu 80,7 W elektrische Leistung.


title: Cassini-Huygens

text: Das RPWS sollte primär die Wechselwirkung von interplanetaren Plasma mit den Magnetfeldern und oberen Atmosphärenschichten von Saturn und seinen Monden erforschen. Hierzu wertete es das niederfrequente Radiowellen mit großer Wellenlänge aus, da diese hauptsächlich bei den genannten Wechselwirkungen entstehen.


title: Cassini-Huygens

text: Es kamen drei verschiedene Detektoren zum Einsatz: eine Langmuir-Sonde, ein Empfänger für magnetische und einer für elektrische Wellen. Letzterer verwendete zum Empfang drei Y-förmig angeordnete 10-m-Stabantennen, die aus einer Beryllium-Kupfer-Legierung gefertigt waren und sich aufgrund ihrer Größe erst nach dem Start entfalteten. Die drei Antennen für magnetische Wellen waren 25 cm lang und wiesen einen Durchmesser von 2,5 cm auf. Sie verfügten über einen Vorverstärker und standen jeweils senkrecht zueinander, sodass dreidimensionale Messungen möglich waren. Die Langmuir-Sonde besaß einen Auslegerarm mit einer Länge von 1 m, an dessen Ende eine Kugel mit einem Durchmesser von 5 cm angebracht war. Sie konnte Elektronendichten von 5 bis 10.000 Elektronen/cm³ und Energiespektren von 0,1 bis 4 Elektronenvolt erfassen.


title: Cassini-Huygens

text: Alle von den Antennenanlagen aufgefangenen Wellen konnten mit Hilfe einer Schaltlogik in eine von fünf Empfängeranlagen geleitet werden:


title: Cassini-Huygens

text: Die Elektronik des RPWS bestand im Wesentlichen aus drei Verarbeitungseinheiten: dem Low-rate-Prozessor (LRP), dem High-rate-Prozessor (HRP) und dem Kompressionsprozessor (DCP). Kernstück aller drei Komponenten war ein 16-Bit-80C85-Mikroprozessor, der mit 3 Megahertz getaktet war und auf 64 bis 96 kByte RAM zugreifen konnte. Das gesamte Instrument wog 37,68 kg, benötigte bis zu 16,4 W elektrische Leistung und generierte bis zu 366 kBit Daten pro Sekunde.


title: Cassini-Huygens

text: Dieses Instrument sollte den Aufbau der Magnetfelder im Saturn-System untersuchen und ihre Veränderung durch die Sonnenaktivität beobachten. Hierzu kamen zwei Subsysteme zum Einsatz, die an einem 11 m langen nicht-magnetischen Ausleger befestigt waren: das "Vector/Scalar Helium Magnetometer" (V/SHM) für die Feldrichtungs- oder Stärkemessung und das "Fluxgate-Magnetometer" das gleichzeitig Richtung und Stärke eines Magnetfeldes messen kann. Beide Systeme wurden von einer zentralen Elektronik gesteuert. Deren Kern stellte ein doppelt redundanter Prozessor vom Typ 80C86 dar, der mit 4 MHz getaktet war und auf 128 kByte RAM für Programmcode zugreifen konnte. Zusätzlich waren 32 kByte PROM und 16 MB RAM für wissenschaftliche Daten angebunden. Die zentrale Elektronik konnte pro Sekunde 16 bis 250 Messungen auslesen (Abtastung), wobei jedes Datenpaket 16 bis 19 Bit groß war. Die Daten wurden in einem strahlungstoleranten 64-kByte-Speichermodul gepuffert und übermittelten im Standardmodus alle vier Sekunden 136 Messungen an den Cassini-Bordcomputer. Das gesamte Instrument wog 3 kg, benötigte 3,1 W elektrische Leistung und produzierte bis zu 3,60 kBit Daten pro Sekunde.


title: Cassini-Huygens

text: Das "Vector/Scalar Helium Magnetometer" arbeitete entweder im Magnetfeldstärke- oder Richtungsmodus. Bei letzterem konnte das Instrument entweder im Stärkebereich von ±32 Nanotesla mit einer Auflösung von 3,9 Pikotesla arbeiten oder Messungen im Bereich ±256 nT bei einer Genauigkeit von 31,2 pT durchführen. Im Stärkemodus konnten Magnetfelder mit einer Stärke 256 bis 16.384 nT erfasst werden.


title: Cassini-Huygens

text: Parallele Richtungs- und Stärkemessungen konnten mit dem "Fluxgate-Magnetometer" durchgeführt werden. Es standen vier Messbereiche mit unterschiedlichen Eigenschaften zur Verfügung:


title: Cassini-Huygens

text: Das CAPS maß den Ionen- und Elektronen-Fluss anhand der Funktionen "Masse pro Ladung" (nur für Ionen) und "Energie pro Ladung" sowie den Auftreffwinkel dieser Teilchen. Es sollte primär die Zusammensetzung von geladenen Teilchen feststellen, die aus der Atmosphäre von Titan und Saturn entweichen, sowie deren Wechselwirkungen mit den Magnetfeldern im Saturn-System. Hierzu kamen drei Instrumente zum Einsatz: ein Ionen-Massenspektrometer (IMS), ein Elektronen-Massenspektrometer (ELS) und ein Ionenstrahl-Spektrometer (IBS), das die dreidimensionalen Vektrodaten lieferte. Alle Instrumente wurden über eine gemeinsame Elektronik angesteuert, deren Kernstück zwei fast identischen Leiterplatten waren. Diese waren mit eigenem RAM, ROM und einem 16-Bit-Prozessor vom Typ PACE 1750A ausgestattet, der auf Basis des MIL-STD-1750A arbeitete. Alle Messinstrumente des CPAS wurden durch einen Motor kontinuierlich mit unterschiedlicher Geschwindigkeit über einen Bereich von 216° bewegt, wodurch auch der Herkunftsort von auftreffenden Teilchen ermittelt werden konnte. Das gesamte System wog 12,5 kg, hatte eine elektrische Leistungsaufnahme von 14,5 W und generierte 8 kBit Daten pro Sekunde.


title: Cassini-Huygens

text: Das Ionen-Massenspektrometer (IMS) bestand aus einem torusförmigen, elektrostatischen Filter, der nur positiv geladene Teilchen mit einem bestimmten Energiespektrum zum Flugzeitmassenspektrometer durchließ. Der Filter maß darüber hinaus auch die Energie pro Teilchen und verringerte den Öffnungswinkel, was zu einer besseren örtlichen Auflösung führte. Das Spektrometer maß dann anschließend die Masse pro Ladung. Damit es auch Teilchen mit geringen Ladungen von bis zu 1 eV erfassen konnte, wurden diese vor dem Eintritt in das Instrument durch eine Anordnung von acht dünnen Kohlenstofffolien beschleunigt, die ein lineares elektrisches Feld mit einem Potential von 15 kV aufbauten. Bei dem Passieren der Folien wurden des Weiteren große Moleküle in ihre atomaren Bestandteile zerlegt. Nach der Beschleunigung trafen die Teilchen auf zwei Mikrokanalplatten, die aus Bleiglas bestanden und etwa 300 Elektronen pro Teilcheneinschlag erzeugten, die dann zur Ermittlung des Spektrums gemessen wurden.


title: Cassini-Huygens

text: Das Elektronenspektrometer (EMS) maß ausschließlich den Fluss und den Auftreffwinkel der negativ geladenen Elektronen. Sonst arbeitete es mit denselben Prinzipien wie das Ionenspektrometer, allerdings besaß es keine Kohlenstofffolien zur Beschleunigung der Elektronen.


title: Cassini-Huygens

text: Das Ionenstrahl-Spektrometer (IBS) ähnelte ebenfalls dem Ionen-Massenspektrometer (IMS) in seinem Aufbau, jedoch fehlten auch ihm die Kohlenstofffolien, wodurch auch große ionisierte Moleküle messbar war. Des Weiteren verarbeitete es 100-mal mehr Elektronen pro Zeitspanne, wobei allerdings keine Messungen der Masse pro Ladung durchgeführt wurden.


title: Cassini-Huygens

text: Ähnlich dem CAPS sollte dieses Instrument das Plasma im Saturn-System untersuchen, allerdings in einem höheren Energiebereich. Es bestand aus drei Detektoren mit unterschiedlichen Aufgaben: das „Low Energy Magnetospheric Measurement Systems“ (LEMMS) zur Messung von Ionen, Protonen und Elektronen, das „Charge-Energy-Mass Spectrometer“ (CHEMS) zur Ladungsmessung und die „Ion and Neutral Camera“ (INCA), welche die dreidimensionale Verteilung und die Zusammensetzung von Ionen abbilden kann. Das gesamte Instrument wog 28,1 kg, benötigte durchschnittlich 20,3 W elektrische Leistung und erzeugte etwa 1 bis 4 kBit Daten pro Sekunde.


title: Cassini-Huygens

text: Das LEMMS konnte folgende Energiespektren messen: Elektronen mit 0,015 bis 10 MeV, Protonen mit 0,015 bis 130 keV und Ionen mit 0,02 bis 130 MeV. Zur Messung trafen die Teilchen auf verschiedene Folien, wobei aus den dabei entstehenden Stromimpulsen deren Energie errechnet wurde. Das Instrument besaß zwei Öffnungen, davon eine mit einem Sichtfeld von 15° für Teilchen mit niedriger Energie und eine für hochenergetische Teilchen mit einem 30° Sichtfeld. Um auch Winkel messen zu können, rotierte das LEMMS um 360°. Das Instrument wog 6,27 kg und benötigte nominal 5,2 W elektrische Leistung.


title: Cassini-Huygens

text: Das CHEMS analysierte das Plasma in der Nähe von Saturn. Das Energiespektrum liegt bei 10 bis 220 keV. Das Sichtfeld betrug 160°. Zur Messung kamen ein Flugzeitmassenspektrometer und ein zusätzlicher Detektor zum Einsatz. Das CHEMS wog 6,66 kg und benötigte im Mittel 3,5 W elektrische Leistung.


title: Cassini-Huygens

text: Das INCA-Instrument zeichnete sich durch seine Fähigkeit zur Erstellung von dreidimensionalen Karten der Verteilung von Ionen- und heißem Neutronen-Plasma aus. Letzteres wurde anhand seiner thermischen Strahlung erfasst, das Spektrum reichte von 7 keV bis 8 MeV pro Nukleon. Das Sichtfeld maß 120° × 90°. Das INCA wog 6,92 kg und benötigte im Normalbetrieb 3 W elektrische Leistung.


title: Cassini-Huygens

text: Beim INMS handelte es sich um ein weiteres Spektrometer zur Untersuchung von Titans oberer Atmosphäre sowie deren chemischen Zusammensetzung. Hierzu wurden Ionen und Neutronen eingefangen und untersucht. Das gesamte Instrument wog 9 kg, benötigte im Schnitt 27,7 W elektrische Leistung und generierte nominal 1,5 kBit/sec.


title: Cassini-Huygens

text: Das INMS besaß eine geschlossene und eine offene Ionenquelle. Hierdurch ergaben sich drei mögliche Betriebsmodi für das Instrument:


title: Cassini-Huygens

text: Die eingefangenen Teilchen wurden zuerst mittels eines Quadrupol-Massenspektrometers nach ihrer Masse getrennt und anschließend auf die Ionendetektoren der beiden Quellen geleitet. Diese waren als Sekundärelektronenvervielfacher ausgelegt und besaßen zwei Messbereiche für Atommassen von 1 bis 12 u und 12 bis 199 u. Die untere Nachweisgrenze im geschlossenen Modus lag bei 70.000 Teilchen/cm, im offenen Modus lag die Grenze bei 700.000 Teilchen/cm. Zusätzlich gab es noch zwei weitere Detektoren für die Erfassung von Spurengasen, die bis zu zwei Millionen Teilchen/s auswerten und Verbindungen mit Stoffmengen bis hinunter zu 100 Pikomol bestimmen konnten.


title: Cassini-Huygens

text: Das CDA sollte die Eigenschaften von interplanetarem Staub innerhalb des Saturn-Systems untersuchen. Des Weiteren sollten Partikel aus dem interstellaren Raum und Meteoriten nahe der Ringe erforscht werden. Das Instrument, das sich um bis zu 270° frei schwenken ließ, besaß eine Öffnung mit einem Durchmesser von 41 cm, mit der Staub eingefangen und anschließend durch vier Gitter geleitet wurde. Das erste und letzte Gitter war geerdet, sodass sich die beiden anderen, elektrisch geladenen Gitter in einem faradayschen Käfig befinden. Trafen nun elektrisch geladene Staubteilchen, wie sie im Saturn-System sehr häufig anzutreffen sind, auf die Gitter, so konnte deren Ladung auf ein Billiardstel Coulomb genau bestimmt werden. Die beiden Gitter waren außerdem auch um je 9° gegen die Achse geneigt, sodass auch die Einfallswinkel mit einer Genauigkeit von 10° gemessen werden konnten.


title: Cassini-Huygens

text: Nach der Passage der Gitter trafen die Partikel auf zwei baugleiche 16 mm große Rhodium-Platten. Durch den Einschlag wurden die Atome der Platte ionisiert und streuten in den Raum. Diese Ionen wurden nun mit einer Spannung von 1 kV beschleunigt, um anschließend auf einer Strecke von 230 mm in einem Flugzeitmassenspektrometer anhand ihrer Geschwindigkeit getrennt zu werden. Zuletzt trafen die Ionen auf Elektronenmultiplikatoren und Ionenkolliminatoren, die deren Masse und Energie maßen. Pro Sekunde konnte maximal ein Partikel analysiert werden.


title: Cassini-Huygens

text: Zwar konnten mit dem beschriebenen Verfahren alle wichtigen Parameter von Staubpartikeln bestimmt werden, allerdings konnte das System bei einer hohen Anzahl von auftreffenden Partikeln, zum Beispiel in der unmittelbaren Nähe der Ringe, nicht mehr zuverlässig arbeiten. Daher besaß das CDA noch den „High-Rate Detector“ (HRD), der auch bei hohen Einschlagsraten effizient arbeiten konnte. Er basierte auf zwei 50 cm² großen Polyvinylidenfluorid-Folien mit einer Dicke von je 6 und 28 µm. Bei einem Partikeleinschlag kam es zu einem Stromstoß, aus dem die kinetische Energie errechnet werden konnte. Diese Messung ist zwar nur rudimentär, allerdings konnten so bis zu 10.000 Einschläge pro Sekunde verarbeitet werden. Das gesamte Instrument wog 16,36 kg, benötigte durchschnittlich 11,4 W elektrische Leistung (maximal 18,4 W) und produzierte pro Sekunde bis zu 524 Bit Daten.


title: Cassini-Huygens

text: Die Huygens-Landesonde diente der Erforschung des Saturnmondes Titan und wurde von der Europäischen Weltraumorganisation (ESA) bereitgestellt. Sie war mittels eines Adapters an dem Cassini-Orbiter angebracht, wog 318 kg und maß 1,6 m im Durchmesser. Ihre Zelle bestand hauptsächlich aus Aluminium, das in verschieden dicken Sandwich-Wabenkern-Flächen verwendet wurde (25 bis 72 mm). Die Flächen wurden in den meisten Fällen durch mehrere Titan-Streben im Inneren verbunden und versteift.


title: Cassini-Huygens

text: Huygens war während des Marschfluges fest mit Cassini verbunden. Über einen Stecker fand neben Kommunikation auch die Energieversorgung (bis 210 W) der Huygens-Landesonde statt, damit diese nicht ihre Batterien für Funktionstests belasten musste. Die Abtrennung fand mittels dreier kleiner Sprengladungen 22 Tage vor der Landephase statt. Den nötigen Impuls erhielt Huygens durch drei Stahlfedern, die eine Kraft von je 500 N aufbringen konnten. Führungsrollen sorgten dabei gleichzeitig für eine Rotation der Sonde um die eigene Achse mit sieben Umdrehungen pro Minute. Sie entfernte sich nach der Trennung mit circa 0,3 m/s von Cassini.


title: Cassini-Huygens

text: Für die Energieversorgung von Huygens waren fünf Batterien zuständig. Jede Batterie bestand aus zwei Modulen mit je dreizehn in Serie geschalteten LiSO-Zellen mit einer Kapazität von 15,2 Ah. Somit standen der Sonde insgesamt 76 Ah bei einer Spannung von 28 V zur Verfügung. Während des Marschfluges waren fast alle elektrischen Systeme deaktiviert, um Energie zu sparen; es wurden lediglich einige rudimentäre Funktionstests periodisch durchgeführt. Der Energiebedarf stieg dann auf bis zu 351 W, wobei das Energiesystem maximal 400 W liefern konnte. Der Verbrauch während der einzelnen Missionsphasen war wie folgt geplant:


title: Cassini-Huygens

text: Für die Steuerung der Sonde war das "Command & Data Management Subsystem" (CDMS) zuständig. Da nach dem Abtrennen von Cassini keine Kommandos mehr zur Sonde geschickt werden konnten, war die Elektronik in einem sehr hohen Maß auf Ausfallsicherheit ausgelegt. Daher war der CDMS-Hauptcomputer doppelt redundant ausgelegt. Jeder Computer verwendete einen MIL-STD1750A-Prozessor mit einem 1 MBit EPROM für die Speicherung der Software, die neu programmiert werden konnte, solange die Sonde mit dem Cassini-Orbiter verbunden war. Folgende Systeme waren ebenfalls redundant:


title: Cassini-Huygens

text: Das redundante Kommunikationssystem bestand aus jeweils einem 10-Watt-S-Band-Sender und einer omnidirektionalen Antenne. Die Datenrate zur Hochgewinnantenne von Cassini betrug 1 bis 8 KBit/s. Beide Sendeanlagen arbeiteten zur Sicherheit gleichzeitig, sie sendeten die gleichen Daten (mit Ausnahme von Bildern) um sechs Sekunden zeitversetzt nacheinander. Die Daten wurden mittels Cassinis SSR-Massenspeichern aufgezeichnet und nach Ende der Mission zur Erde gesendet. Während des Marschfluges konnten Daten auch direkt zur Erde übermittelt werden, wenn Antennen des Deep Space Network für den Empfang verfügbar waren.


title: Cassini-Huygens

text: Da Huygens in die dichte Atmosphäre des Mondes eintreten musste, wurde sie von einem 79,3 kg schweren Hitzeschild vor den hohen Temperaturen (bis zu 1500 °C) geschützt. Der vordere Hauptschild war kegelförmig, wies einen Durchmesser von 2,75 m auf und bestand hauptsächlich aus Keramik-Hitzeschutzkacheln mit einer Dicke von 17 bis 18 cm. Die tragende Struktur bestand aus kohlenstofffaserverstärktem Kunststoff (CFK) in Sandwich-Wabenkern-Bauweise. Auch die Oberseite der Sonde wurde durch einen Schild geschützt. Dieser wog bei einem Durchmesser von 1,6 m nur 11,4 kg, da auf der Rückseite bedeutend weniger Hitze auftritt und entsprechend weniger Hitzeschutz nötig war. Als Material wurde eine Konstruktion aus versteiftem Aluminiumblech und einer dünnen Schicht aus aufgesprühten Siliciumkügelchen verwendet.


title: Cassini-Huygens

text: Nachdem die Sonde den beanspruchendsten Teil des Eintritts überstanden hat, musste sie stark abgebremst werden, um bei der Landung auf der Oberfläche nicht zu zerschellen. Hierzu kamen hintereinander drei Fallschirme zum Einsatz. Der erste wurde in einer Höhe von etwa 160 km ausgebracht, kurz nachdem eine kleine Abdeckung im oberen Hitzeschild abgesprengt wurde. Er besaß einen Durchmesser von 2,59 m und hing an einem 27 m langen Seil und diente dem Herausziehen des 8,3-m-Hauptschirmes. Da ein so großer Schirm die Sinkgeschwindigkeit zu stark senken würde (die Batterien zur Energieversorgung besitzen nur eine stark begrenzte Lebensdauer), wurde dieser Schirm kurz nach dem Abwurf des vorderen Hitzeschilds bei 0,6 Mach abgetrennt. Der letzte Fallschirm maß im Durchmesser 3,03 m und übernahm die Geschwindigkeitskontrolle des restlichen Fluges. Alle Schirme bestanden aus einem Kevlar-Nylon-Material und waren an zwei reibungsarmen Lagern befestigt, damit sie von der Drehbewegung der Sonde entkoppelt werden konnten.


title: Cassini-Huygens

text: Bei dem DISR handelte es sich um das komplexeste Instrument an Bord von Huygens. Es diente der Untersuchung der Atmosphäre mittels Bildern und Spektrum-Messungen während des Abstieges und dem Oberflächenaufenthalt. Das DISR war in zwei Sektionen geteilt: Eine richtete ihre Instrumente hauptsächlich nach oben in Richtung Himmel und die andere nach unten in Richtung Boden. Insgesamt waren drei nach unten oder zur Seite gerichtete Kameras, sechs Spektrometer und mehrere Fotodioden vorhanden. Diese Instrumente verfügten zwar alle über eine eigene Optik, allerdings wurde das aufgefangene Licht mittels Glasfasersträngen auf einen zentralen CCD-Bildsensor geleitet, der wiederum in verschiedene Bereiche aufgeteilt war. Vor dem Senden der Bilddaten wurden diese in zwei Stufen komprimiert. Zuerst wurde die Farbtiefe auf 8 Bit reduziert, was 256 Graustufen entspricht. Anschließend wurden 16 × 16-Bit-Blöcke mit Hilfe der diskreten Kosinustransformation komprimiert, was die Datenmenge auf ein Drittel bis Achtel senken sollte. Trotzdem war diese noch so groß, dass beide zur Verfügung stehenden Sender zum Senden von Bildern genutzt werden mussten, sodass man die doppelte Redundanz bei der Übertragung verlor. Der gesamte Gerätekomplex wog 8,1 kg, benötigte 13 bis 70 W elektrische Leistung (insgesamt 48 Wh während des Abstieges) und produzierte pro Sekunde 4,8 kBit Daten und beanspruchte so etwa die Hälfte der Übertragungsbandbreite.


title: Cassini-Huygens

text: Die hochauflösende Kamera (HRI) blickte in einem Winkel von 25,6° nach unten, der zugeordnete CCD-Chipteil besaß eine Auflösung von 160 × 256 Pixeln und war im Bereich von 660 bis 1000 nm empfindlich (von Rot bis in den nahen Infrarotbereich). Da sich die Sonde beim Abstieg um die eigene Achse drehte, waren Aufnahmen mit einer Breite von bis zu 21,5° möglich. Das vertikale Sichtfeld betrug 9,6°, das horizontale 15°. Die Kamera für mittlere Auflösungen (MRI) besaß sowohl in der Vertikalen als auch in der Horizontalen ein größeres Sichtfeld (21,1° bzw. 30,5°) als die HRI, produzierte wegen des nur unwesentlich größeren Chips (179 × 256 Pixel) nur halb so hoch aufgelöste Bilder. Die seitlich blickende Kamera (SRI) lieferte gegenüber der MRI nochmals um etwa ein Drittel niedriger aufgelöste Aufnahmen. Dies war bedingt durch das noch größere Sichtfeld (vertikal 25,6° und horizontal 50,8°) bei einer noch kleineren Chipgröße von 128 × 256 Pixeln. Durch die Drehung der Sonde konnte die SRI-Kamera ein aus 30 Einzelbilder bestehendes Panorama im Bereich des Horizonts anfertigen.


title: Cassini-Huygens

text: Neben den Kameras waren drei Spektrometer für das sichtbare, ultraviolette und infrarote Spektrum jeweils nach oben und nach unten gerichtet. Alle nach oben gerichteten Spektrometer besaßen ein Sichtfeld von 170° in der Horizontalen und 3° in der Vertikalen, unterschieden sich aber sonst nicht von den nach unten gerichteten Sensoren. Die gemeinsamen Charakteristika sehen wie folgt aus:


title: Cassini-Huygens

text: Um die Messungen in Bodennähe zu verbessern, war eine nach unten ausgerichtete Lampe installiert, die beim Unterschreiten der 100 m Höhenmarke aktiviert wurde. Sie benötigt 20 W elektrische Leistung, besaß einen Glühdraht aus Wolfram, dessen Emissionen mithilfe eines 5 cm messenden Reflektors in Richtung Boden gelenkt wurden.


title: Cassini-Huygens

text: Der dritte Messkomplex trägt die Bezeichnung „Solar Aureolen Experiment“ und diente der Bestimmung des Brechungs- und Absorptionsverhalten der Atmosphäre Titans bei 500 nm und 939 nm. Die Detektoren maßen je 6 × 50 Pixel und wiesen eine Bandbreite von 50 nm auf. Außerdem war ein Sonnensensor zur Ermittlung von Navigationsdaten vorhanden.


title: Cassini-Huygens

text: Dieses Instrument führte keine wissenschaftlichen Messungen durch, da es nur zum Sammeln und Aufbereiten von Aerosol konstruiert wurde. Es sammelte in zwei Höhenregionen von 140 bis 32 km und 22 bis 17 km in exakten Zeitspannen mehrere Aerosol-Proben. Die Atmosphäre wurde mittels einer Pumpe durch einen an der Vorderseite der Sonde herausragenden Filter gesaugt. Der Filter wurde anschließend in einen kleinen Ofen transferiert und in Stufen erhitzt. Die einzelnen Stufen waren jeweils unterschiedlich stark (20 °C, 250 °C und 650 °C) um verschiedene Moleküle und Verbindungen durch Verdunstung oder Pyrolyse zu trennen. Insbesondere wurde nach folgenden Elementen und Verbindungen gesucht:


title: Cassini-Huygens

text: Nach der Aufbereitung wurde das Gas dem GCMS zur Analyse zugeführt. Das ACP wog 6,3 kg, benötigt zwischen 3 und 85 W elektrische Leistung (während des Abstieges wurden insgesamt 78 Wh verbraucht) und arbeitete mit einem Datenstrom von 128 Bit/sec.


title: Cassini-Huygens

text: Das GCMS untersuchte die Zusammensetzung der Atmosphäre unterhalb von 170 km und bestimmte das Isotopenverhältnis der häufigsten Gasarten auf Titan. Das Instrument wog 17,3 kg (das schwerste der gesamten Sonde), benötigte 28 bis 79 W elektrische Leistung und generierte Daten mit durchschnittlich 960 Bit pro Sekunde. Das System war in ein Quadrupol-Massenspektrometer und einen vorschaltbaren Gaschromatographen aufgeteilt.


title: Cassini-Huygens

text: Letzteres diente hauptsächlich der Trennung und Voranalyse des einströmenden Gases, um die Daten, die anschließend vom Massenspektrometer generiert wurden, besser einordnen zu können. Hierzu kamen drei Kapillarsäulen mit Wasserstoff als Trägergas zum Einsatz. Die getrennten Gase wurden anschließend in den Massenspektrometer eingespeist, wo die Atome ionisiert und anschließend analysiert wurden. Das Spektrometer konnte in einem Spektrum von 2 bis 146 u mit einer Auflösung von etwa einem Mµ Messungen durchführen, wobei Edelgase bis hinunter zu 10 bis 100 Teilen pro Milliarde detektiert werden konnten. Der Spektrometer besaß mehrere Gaseingänge, die situationsabhängig geöffnet und geschlossen werden konnten: Ein Kanal für direkte, nicht aufgearbeitete Messungen, drei Verbindungsstücke zu den Kapillarsäulen des Gaschromatographen und ein Kanal zum ACP-Instrument, sodass dessen gesammelte und aufbereitete Aerosole analysiert werden konnten.


title: Cassini-Huygens

text: Das DWE diente der Untersuchung von Titans Winden und Turbulenzen. Dies geschah mit Hilfe eines kleinen Radars, das über einen sehr stabilen Oszillator verfügte, der Radiosignale mit einer Frequenz von 10 MHz generierte. Die Abweichung betrug während des gesamten dreistündigen Einsatzes nur 14 mHz, wodurch hochpräzise Messungen der Winde durch den Doppler-Effekt möglich waren. Die erzielte Geschwindigkeitsauflösung lag bei 1 mm/s. Das System wurde beim Unterschreiten von 160 km Höhe aktiviert und arbeitete bis zum Aufschlag auf der Oberfläche. Es wog 1,9 kg, benötigte bis zu 18 W elektrische Leistung (insgesamt 28 Wh während des Abstiegs) und generierte 10 Bit pro Sekunde Daten.


title: Cassini-Huygens

text: Dieses Instrument sollte die physikalischen Eigenschaften und den Aufbau von Titans Atmosphäre untersuchen. Hierzu verfügte es über vier unabhängige Sensorpakete: einen Beschleunigungssensor (ACC), ein Druckmesssystem (PPI), zwei Temperaturmesser (TEM) und einen Komplex zur Ermittlung von Leitfähigkeit, Wellenbildung und Höhe über Grund (PWA). Das HASI war das erste System, das aktiviert wurde; es arbeitete bereits ab einer Höhe von 1300 km – 10 Minuten vor Öffnung der Fallschirme. Das komplette Instrument wog 6,3 kg, verbrauchte 15 bis 85 W elektrische Leistung (insgesamt 38 Wh während des Abstiegs) und lieferte pro Sekunde 896 Bit Daten.


title: Cassini-Huygens

text: Der Beschleunigungsmesser maß die Beschleunigung der Sonde in allen drei Achsen mit einer Genauigkeit von einem Prozent und einer Auflösung von unter einem mikro-g. Das Druckmesssystem bestand aus einer Kielsonde und drei Druckmessgeräten mit den Messbereichen 0–400 hPa, 400–1200 hPa und 1200–1600 hPa. Die beiden Platin-Temperatursensoren arbeiteten mit einer Genauigkeit 0,5 K bei einer Auflösung von 0,02 K. Die Leitfähigkeit der Atmosphäre wurde mit zwei Sensoren gemessen, welche die wechselseitige Impedanz und schwache elektrische Wechselspannung mit einer Genauigkeit von 10 Prozent untersuchten. Hiermit konnten auch Blitze innerhalb der Atmosphäre aufgespürt und gemessen werden. Ein anderer Sensor maß elektrische Gleichspannung und die Leitfähigkeit der vorhandenen Ionen. Zur Messung von Geräuschen kam ein Mikrofon zum Einsatz, das eine Genauigkeit von fünf Prozent aufwies und Geräusche mit einem Druck von mehr als 10 mPa detektieren konnte. Zuletzt gab es noch einen Radarhöhenmesser, der ab 60 km Höhe zu arbeiten begann und eine Auflösung von 40 m in einer Höhe von 24 km aufwies. Die Genauigkeit liegt hier bei 1,5 dB.


title: Cassini-Huygens

text: Das SSP sollte die Beschaffenheit des Bodens von Titan direkt an der Landestelle untersuchen, wobei auch Vorkehrungen für das eventuelle Landen in einem Methansee getroffen wurden. Das System verfügte über neun Sensorpakete, um eine breite Palette an Eigenschaften der Oberfläche untersuchen zu können. Alle direkt messenden Instrumente waren an der Unterseite der Sonde montiert und hatten entweder direkten Kontakt zum Boden oder befanden sich unmittelbar über ihm. Das SSP wog 3,9 kg, benötigte 11 W elektrische Leistung (während des Abstiegs insgesamt 30 Wh) und produzierte im Schnitt 704 Bit Daten pro Sekunde.


title: Cassini-Huygens

text: Zwar arbeitete das System im Wesentlichen direkt auf der Oberfläche, einige Sensoren wurden aber schon wesentlich früher während des Abstieges aktiviert. Hierzu gehört ein Beschleunigungssensor, der mit zwei Piezoelementen arbeitete, um Beschleunigungen während des Abstieges und beim Aufschlag zu messen. Letzteres ermöglicht Rückschlüsse auf Härte und Dichte der Oberfläche am Landeort. Der Sensor wurde zusammen mit dem Neigungsmesser bereits in einer Höhe von 153 km aktiviert. Die Neigung wurde mittels einer mit Methanol gefüllten Röhre mit einem Platindeckel ermittelt. Je nach Neigungswinkel verändert sich die Kontaktfläche mit dem Platin und damit die Leitfähigkeit des Systems. Hierdurch können Neigungswinkel bis 47° ermittelt werden. Ab 120 km Höhe wurde eine Gruppe aus mehreren Keramik-Piezoelementen aktiviert, die solchen aus Sonargeräten ähneln. Zwei Elemente arbeiteten jeweils im Sende- oder Empfangsmodus, um die Schallgeschwindigkeit zu messen, ein weiteres war als Transmitter ausgelegt und untersuchte die Oberfläche mittels Ultraschall. Wäre die Sonde in einem Methansee oder -fluss gelandet, hätte der Transmitter als Sonar arbeiten und die Strömungsgeschwindigkeit messen können. Ab 18 km Höhe wurden Temperatursensoren und ein Refraktometer aktiviert. Letzteres ermittelt den optischen Brechungsindex von Oberflächen und Flüssigkeiten. Hierzu senden zwei Leuchtdioden Licht durch ein speziell konstruiertes Prisma in Richtung Boden. Das reflektierte Licht wird anschließend auf ein Feld aus Photodioden gelenkt, um den Brechungsindex zu ermitteln.


title: Cassini-Huygens

text: Kurz vor dem Aufschlag auf der Oberfläche wurden die verbleibenden Sensoren aktiviert. Hierzu gehört unter anderem ein Komplex zur Ermittlung der Wärmeleitfähigkeit, der Temperatur und der Wärmekapazität des Bodens. Zur Messung kamen zwei 5 cm lange Platindrähte mit einem Durchmesser von 10 bzw. 25 µm zum Einsatz. Diese standen in direktem Kontakt zur Oberfläche und wurden unter Strom gesetzt. Aus dem elektrischen Widerstand ließen sich dann Rückschlüsse auf die thermischen Parameter des umgebenden Materials ziehen. Ein anderes Instrument maß mittels einer Elektrode die elektrische Kapazität des Bodens. Wäre die Sonde in einem See gelandet, hätte es das Vorhandensein von polaren Molekülen feststellen können. Als letzte Sensoren waren noch zwei gekoppelte Dichtemesser vorhanden, die mit Hilfe des archimedischen Prinzips die Dichte des Materials unter Huygens messen konnten.


title: Cassini-Huygens

text: Cassini-Huygens startete am 15. Oktober 1997 um 08:43 UTC vom Launch Complex 40 auf Cape Canaveral. Als Trägerrakete kam eine Titan IVB mit einer Centaur-Oberstufe zum Einsatz, welche die Sonde zunächst mit einer Geschwindigkeit von 8 km/s auf eine Flugbahn in Richtung Venus brachte. Dies war nötig, da die Rakete die benötigten 15,1 km/s für einen direkten Flug nicht aufbringen konnte (es handelte sich bei der Titan IVB zu dieser Zeit bereits um die stärkste verfügbare Trägerrakete). So sammelte die Sonde durch zwei Swing-by-Manöver im April 1998 und Juni 1999 zusätzliche Energie, was zu einer Geschwindigkeitserhöhung auf 13,6 km/s führte. Vor dem Aufbruch zu den äußeren Planeten führte die Sonde am 18. August 1999 noch ein weiteres Swing-by-Manöver an der Erde durch, um die Geschwindigkeit auf 19,1 km/s zu erhöhen und Kurs auf Jupiter zu nehmen. Während der gesamten vergangenen Missionsphase wurde die Hochgewinnantenne auf die Sonne ausgerichtet, um als Hitzeschutz für die empfindliche Elektronik zu fungieren. Erst am 1. Dezember 1999 war die Intensität der Sonnenstrahlung gering genug, um die Antenne wieder von der Sonne abzuwenden. Am 23. Januar 2000 kam es zu einer Annäherung an den Asteroiden (2685) Masursky, der aber wegen seiner geringen Größe und der Entfernung von ca. 1,5 Mio. km nur als kleiner Punkt auf den Aufnahmen der Telekamera zu sehen war.


title: Cassini-Huygens

text: Während der insgesamt fünften Routineprüfung der Sondensysteme zeigte sich im Februar 2000 eine massive Fehlfunktion in Cassinis Kommunikationsanlage. Der Test erfolgte über das Deep-Space-Network-System auf der Erde, das simulierte Daten der Huygens-Sonde zu Cassini sendete, von denen dann 90 Prozent verloren gingen. Die Ursache wurde nach einigen Monaten schließlich im Empfangssystem des „Bit Loop-Detector“ gefunden, das den Doppler-Effekt nicht verarbeiten konnte. Zwar besaß der Empfänger auf den ersten Blick eine ausreichende Bandbreite, um die Frequenzverschiebungen kompensieren zu können, allerdings galt dies nur für die reine Trägerwelle und nicht für die Seitenbänder, die den modulierten Datenstrom enthielten. Somit befand sich das Signal mit den Daten zu großen Teilen außerhalb der Bandbreite des Empfängers und ging verloren. Diese Tatsache wurde während der gesamten Entwicklungs- und Konstruktionsphase von keiner der beteiligten Agenturen bemerkt. Ein Kompletttest, der den Fehler hätte entdecken können, fand aufgrund des hohen Aufwands ebenfalls nicht statt. In anderen Funktionstests fiel der Fehler ebenfalls nicht auf, da es keine Spezifikation für den modulierten Datenstrom gab, auf die man hätte zurückgreifen können. Schlussendlich war auch eine Umprogrammierung der Software zur Kompensation des Konstruktionsfehlers nicht mehr möglich, da dies nur vor dem Start der Sonde hätte geschehen können.


title: Cassini-Huygens

text: Bis zum Dezember 2000 wurden mehrere Pläne zur Rettung der Huygens-Teilmission entwickelt, von denen die meisten darauf abzielten, den Dopplereffekt so weit wie möglich zu reduzieren und so größere Teile der Seitenbänder in den Frequenzbereich des Empfängers zu bringen. Dies würde dann im Endeffekt die Menge an auswertbaren Daten erhöhen. Im Juli 2001 entschloss man sich, die Fly-by-Höhe von Cassini an Titan zu vergrößern, wodurch die Sonde weniger stark beschleunigt werden würde. Dies reduzierte gegenüber dem originalen Flugplan die relative Geschwindigkeit zu Huygens, wodurch die Frequenzverschiebung durch den Dopplereffekt verringert wurde und somit ein wesentlich größerer Teil des Seitenbandes mit den Daten innerhalb der Bandbreite des Empfängers lag. Der neue Plan erforderte in den folgenden zwei Jahren eine kontinuierliche Modifikation der Flugbahn.


title: Cassini-Huygens

text: Nach dem Passieren der Erde (Gravity Assist im August 1999) und der Marsbahn (Ende 1999) hielt Cassini Kurs auf Jupiter. Ursprünglich waren aus Kostengründen keine Beobachtungen des Riesenplaneten vorgesehen, was allerdings bei den beteiligten Wissenschaftern zu Protesten führte. Sie argumentierten, dass der Fly-by an Jupiter ideal wäre, um die Instrumente zu kalibrieren und mit ihnen Messungen mit bis dahin unerreichter Genauigkeit durchzuführen. Die Vorschläge wurden letztendlich angenommen, und am 1. Oktober 2000 entstanden aus einer Entfernung von 84,3 Mio. km die ersten Aufnahmen der Telekamera.


title: Cassini-Huygens

text: Cassini konnte während der nächsten fünf Monate die ebenfalls im Jupitersystem aktive Raumsonde Galileo ergänzen. Diese untersuchte entgegen der ursprünglichen Planung hauptsächlich die Monde. Wegen eines schwerwiegenden Defekts der entfaltbaren Antenne Galileos mussten nämlich alle wissenschaftlichen Daten über die weit weniger leistungsfähigen Niedriggewinnantennen übertragen werden, weshalb Galileo die meisten fotografischen Aktivitäten einstellte, da diese eine hohe Datenrate benötigten.


title: Cassini-Huygens

text: Während des Aufenthaltes im Jupitersystem fertigte Cassini viele hochauflösende Aufnahmen von Jupiter an und übernahm damit für einige Zeit einen Teil der ursprünglichen Aufgaben von Galileo. Im Laufe dieses Missionsabschnitts wurde auch das bis heute höchstaufgelöste Fotomosaik des Planeten aus mehreren Einzelaufnahmen angefertigt (siehe Bild rechts). Vom ISS-System stammen insgesamt 26.287 Aufnahmen, wobei auch eine Vielzahl der zur Verfügung stehenden Filter verwendet wurden, um die Gasverteilung in Jupiters Atmosphäre zu untersuchen.


title: Cassini-Huygens

text: Mitte Dezember ergab sich für Cassini die Gelegenheit, auch Aufnahmen von einigen Monden anzufertigen. Allerdings kam es am 17. Dezember zu einem größeren Zwischenfall im Bereich der Reaktionsräder, welche die Orientierung der Sonde im Raum kontrollierten (siehe Interplanetare Navigation). Als das Rad mit der Nummer drei zur Lageänderung von 50 auf 208 Umdrehungen pro Minute beschleunigt wurde, stellte man eine deutliche Temperaturerhöhung an dessen Lager fest. Der Bordcomputer interpretierte dies als Zunahme der Reibung und schaltete die Reaktionsräder ab, woraufhin die Lage über die Schubdüsen geregelt wurde. Da dies jedoch viel Treibstoff verbrauchte, deaktivierte man vom Boden aus die Instrumentenplattform vom 19. bis 27. Dezember und ließ nur die lageunabhängigen Instrumente (z. B. RPWS oder MAG) weiterlaufen. Beim erneuten Anfahren des Rades stellte man eine ungleichmäßige Verteilung der Schmierflüssigkeit fest. Dieses Problem verschwand jedoch mit zunehmender Betriebsdauer schließlich ganz, und so konnten die wissenschaftlichen Beobachtungen wie geplant fortgesetzt werden.


title: Cassini-Huygens

text: Während der achttägigen Ruhephase wurden allerdings die Gelegenheiten für vorgesehene Aufnahmen einiger Jupitermonde verpasst, sodass nur von Himalia einige Bilder möglich waren. Diese konnten den kleinen Mond wegen der großen Entfernung von 4,4 Millionen km nur in wenige Pixel auflösen. Dennoch war dies wesentlich besser als bei früheren Aufnahmen, die Himalia nur als einfachen Punkt zeigten. Somit ließ sich zum ersten Mal die längliche Form und die Größe (ca. 120 km × 150 km) bestimmen. Durch das MIMI-Instrument konnten auch zum ersten Mal dreidimensionale Aufnahmen von Jupiters Magnetfeld angefertigt werden. Am 22. März endete dann die Beobachtung von Jupiter, und Cassini befand sich auf dem Weg zu Saturn, wo die Primärmission starten sollte.


title: Cassini-Huygens

text: Während des Sommers 2002 befand sich die Sonne genau zwischen Cassini-Huygens und der Erde, was eine Überprüfung und Messung der allgemeinen Relativitätstheorie ermöglichte. Diese sagte voraus, dass ein von Cassini zur Erde gesendetes Radiosignal eine längere Laufzeit aufweisen sollte, als man bei der entsprechenden Entfernung vermuten würde. Dieser Shapiro-Verzögerung genannte Effekt soll durch die starke Gravitation und die damit verbundene Raumkrümmung hervorgerufen werden. Da das Signal diese „Delle“ in der Raumzeit passieren muss, verlängert sich die Laufzeit gegenüber dem sonst fast geraden, direkten Weg um einige Sekundenbruchteile. Diese Verzögerung konnte dann auch von den Antennen des Deep Space Networks festgestellt werden, wodurch die allgemeine Relativitätstheorie ein weiteres Mal experimentell bestätigt wurde.


title: Cassini-Huygens

text: Mit dem finalen Kurskorrekturmanöver schwenkte Cassini-Huygens am 1. Juli 2004 in einen Orbit um Saturn ein, womit die Primärmission der Sonden begann. Viele Instrumente wurden schon vor diesem Datum aktiviert (die ersten bereits im März) und schon am 12. Juni wurde Phoebe bei einem Vorbeiflug untersucht. Die Sonde näherte sich dem Mond bis auf 2000 km und fertigte Bilder von damals unerreichter Qualität an. Man fand einen sehr alten Himmelskörper vor, der im Wesentlichen aus Eis besteht und mit einer mehrere hundert Meter dicken Schicht aus dunklerem Material bedeckt ist. Die Oberfläche von Phoebe weist eine große Zahl von Einschlagkratern auf, was von einigen Forschern als Hinweis darauf gesehen wird, dass der Mond ein Überbleibsel aus der Entstehungszeit des Sonnensystems vor ca. 4,5 Milliarden Jahren ist. Manche Krater besitzen einen Durchmesser von bis zu 50 km und haben die Oberfläche massiv umgestaltet. Durch die Rotation von Phoebe konnte die gesamte Oberfläche erfasst werden, wobei sehr hohe Auflösungen bis hinunter zu 12 m pro Pixel erreicht werden konnten.


title: Cassini-Huygens

text: Auf dem Weg zum ersten Fly-by an Saturn musste Cassini-Huygens durch die Saturnringe hindurchfliegen, wodurch sehr hoch aufgelöste Aufnahmen ihrer Struktur aus nächster Nähe möglich waren. Allerdings war das Manöver wegen der unzähligen Gesteinsbrocken nicht ungefährlich, sodass man eine Lücke zwischen dem E- und F-Ring anvisierte, die auf den Aufnahmen der Voyager-Sonden als materiefreier Raum zu erkennen war. Wären auf den Aufnahmen des ISS doch Hindernisse zu erkennen gewesen, hätte man zum Ausweichen den Orbit anheben können. Dies hätte allerdings zusätzlichen Treibstoffverbrauch zur Folge gehabt und erwies sich schlussendlich als nicht nötig. Während des Durchfluges wurde die Sonde allerdings so gedreht, dass die Hochgewinnantenne als improvisierter Schutzschild gegen kleinere Partikel diente. Die Ringe wurden primär mit den Instrumenten ISS und UVIS untersucht, die viele neue Erkenntnisse über den Aufbau und die Zusammensetzung der Ringe lieferten. So bestanden diese nicht primär aus Eis, wie früher angenommen, sondern überwiegend aus Staub, der dem auf der Oberfläche von Phoebe sehr ähnelt. Darüber hinaus wurde auch eine ungewöhnlich hohe Konzentration von atomarem Sauerstoff am Rand der Ringe entdeckt. Da die Bestandteile von innen nach außen immer jünger werden (ähnlich den Jahresringen bei Bäumen) nimmt man an, dass der Sauerstoff aus einer Kollision im Januar desselben Jahres stammen könnte.


title: Cassini-Huygens

text: Beim ersten und engsten Fly-by der Mission flog Cassini-Huygens in einer Distanz von nur 18.000 km an der Wolkengrenze Saturns vorbei, um danach wieder dessen Ringe zu passieren. Bei der Auswertung aller Bilder konnte man schließlich zwei sehr kleine und noch nicht bekannte Saturnmonde identifizieren, die man provisorisch als „S/2004 S1“ und „S/2004 S2“ bezeichnete. Ersterer misst 3 km im Durchmesser, der zweite 4 km. Beide Monde sind etwa 200.000 km von Saturn entfernt und ihr Orbit befindet sich zwischen denen von Mimas und Enceladus. Die Monde wurden auf stark langzeitbelichteten Aufnahmen entdeckt, wobei S/2004 S1 eventuell schon bei der Voyager-Mission gefunden wurde; ein ähnliches Objekt erhielt bereits 1981 die Bezeichnung „S/1981 S14“. Später wurden die Monde in Methone (S1) und Pallene (S2) umbenannt.


title: Cassini-Huygens

text: Am 26. Oktober 2004 fand der erste Vorbeiflug an Titan in einer Entfernung von 1174 km statt. Dabei wurde die Oberfläche mit einer bis dahin unerreichten Präzision erfasst. Zur Beobachtung wurden 11 der 12 Instrumente genutzt, wobei ein Softwarefehler im CIRS eine genauere Untersuchung im Infrarot-Spektrum verhinderte. Von besonderem Interesse waren die Aufnahmen des Radarsystems, da die Oberfläche mit optischen Instrumenten aufgrund der dichten Atmosphäre von Titan nur schwer zu untersuchen ist. Beim Vorbeiflug konnte etwa ein Prozent der Oberfläche mit einer Auflösung von bis zu 300 m pro Pixel erfasst werden. In Kombination mit anderen Instrumenten konnte die Oberfläche Titans als verhältnismäßig jung charakterisiert werden, wobei auch dynamische Vorgänge zu beobachten waren. Dies wurde als Hinweis auf fließende, eventuell organische Materialien gesehen. Auch gab es Indizien, die auf das Vorhandensein von Gletschern und Seen hindeuteten. Während des Vorbeiflugs konnte wahrscheinlich auch ein Eisvulkan entdeckt werden (siehe Bild rechts).


title: Cassini-Huygens

text: Die Huygens-Mission begann mit der Abtrennung von Cassini am 25. Dezember 2004 um 3 Uhr mitteleuropäischer Zeit. Die drei kleinen Sprengladungen trennten Huygens erfolgreich ab und beschleunigten die Sonde auf 0,35 m/s (relativ zu Cassini) bei einem Spin von 7,5 Umdrehungen pro Minute. Die Messung der Rotation wurde erst durch das schwache, gerichtete Magnetfeld der Sonde ermöglicht. Dieses konnte mit dem hochempfindlichen Magnetometer von Cassini erfasst werden, wobei Huygens eigentlich nicht magnetisch hätte sein dürfen, um ebendieses Instrument nicht zu stören. Das Magnetfeld wurde erst nach der Fertigstellung bemerkt, wobei es so schwach war, dass es nicht als kritisches Problem für die Mission eingestuft wurde. 12 Stunden nach der Abtrennung machte Cassini mit der Telekamera des ISS eine Aufnahme von Huygens, die nach eingehender Vermessung bestätigte, dass sich die Sonde auf einem korrekten Kurs befand. Dem Flugplan zufolge sollte Huygens nach der Abtrennung Titan nach 20 Tagen erreichen.


title: Cassini-Huygens

text: 20 Tage nach Abtrennung, am 14. Januar 2005, begann die wissenschaftliche Mission für Huygens. Im Folgenden sind die Ereignisse chronologisch (MEZ) geordnet aufgezählt (alle Zeiten beziehen sich auf den Empfangszeitpunkt auf der Erde; wegen der Signallaufzeit 67 Minuten nach dem jeweiligen Ereignis). Huygens sendete alle gewonnenen Daten verzugslos mit 1 bis 8 KBit/sec an Cassini, wo sie zwischengespeichert werden, um sie in den Tagen nach Ende der Huygens-Mission zur Erde zu übertragen.


title: Cassini-Huygens

text: Bei der Sichtung der empfangenen Daten von Huygens wurde ein weiterer technischer Fehler offenbart: Cassinis Empfangssystem zeichnete nur Daten von Kanal B auf. Huygens besaß zwei redundante Sender (Kanal A und B), von denen jeder alle gesammelten Messdaten zeitversetzt übertrug. Von dieser Redundanz waren allerdings zwei Experimente ausgenommen: das Doppler Wind Experiment (DWE) zur Messung der Windgeschwindigkeit und die Bilddaten des DISR. Die Messung durch das DWE-Instrument sollten an Bord von Cassini und durch ein VLBI-Netzwerk auf der Erde geschehen. Hierzu benutzte das Instrument den hochstabilen Oszillator des Kanal-A-Senders. Da auf diesem Kanal keine Daten empfangen wurden, waren auch keine Messungen durch Cassini möglich. Zwar konnte man aus den Daten des VLBI-Netzwerkes die Windgeschwindigkeiten rekonstruieren, diese waren jedoch um ein Vielfaches ungenauer als die geplanten Messungen durch Cassini. Das DISR-Instrument hingegen übertrug die gewonnenen Bilder wechselseitig auf Kanal A und B, da die Datenmenge zu groß gewesen wäre, um sie redundant zu senden. Daher verlor man die Hälfte der 1215 Bilder beim Empfang. Die Nichtaktivierung des Kanal-A-Empfängers war auf einen Programmierfehler zurückzuführen, der in den Verantwortungsbereich der ESA fiel. Ein weiteres Problem betraf den Sonnensensor, der wegen der unerwartet rückwärtigen Rotation die Sonne nicht erfassen konnte. Somit konnte zunächst nicht bestimmt werden, in welche Richtung die Kameras sahen und wo sich Huygens genau befand. Durch aufwändige Rekonstruktionen konnten die nötigen Parameter jedoch zwei Monate nach der Landung mit einer Genauigkeit von etwa 5° bestimmt werden.


title: Cassini-Huygens

text: Während der Mission wurden in 3:44 Stunden 474 MBit Daten gesammelt und übertragen, davon 606 Bilder. Man stellte fest, dass die Atmosphäre des Mondes hauptsächlich aus Stickstoff und Methan besteht, wobei die Konzentration von Methan mit abnehmender Höhe steigt. In einer Höhe von 20 km wurden Wolken aus Methan entdeckt, die dann in Form von Nebel bis zum Boden reichen. In der Atmosphäre wurde auch das Isotop Argon-40 detektiert, was auf vulkanische Aktivität schließen lässt. Allerdings kommt es hierbei nicht zum Auswurf von Lava wie auf der Erde, sondern zum Ausbruch von Wassereis und Ammoniak. Überraschenderweise fand man keine Isotope vom Typ Argon-36 und Argon-38, die noch aus den Anfängen des Sonnensystems stammen. Daraus folgt, dass Titan mindestens einmal in seiner Geschichte seine komplette Atmosphäre verloren haben muss. Erwartungsgemäß selten waren die Edelgase Krypton und Xenon, da diese in Aerosolen gebunden sind und so zum Boden transportiert werden. Die Auswertung der Stickstoffmoleküle zeigte, dass Titans Atmosphäre in der Vergangenheit fünfmal dichter gewesen sein muss. Für den Verlust sollen unter anderem drei Ausgasungswellen verantwortlich sein: Die erste fand bei der Formung des Mondes statt, die zweite vor etwa zwei Milliarden Jahren (der sich verdichtende Silikatkern erzeugte große Mengen Wärme) und die letzte vor etwa 500 Millionen Jahren, als es Konvektionsströme im Mantel von Titan gab. Die Windmessungen ergaben eine Geschwindigkeit von etwa 35 m/s in einer Höhe von etwa 60 km, wobei die Winde mit abnehmender Höhe immer langsamer werden, bis sie schließlich unter einer Höhe von 10 km fast zum Erliegen kommen. Die Windrichtung war bis zu diesen 10 km konstant „Ost“, drehte beim Unterschreiten dieser Grenze aber sehr schnell auf „West“ um. Die Strömungen innerhalb der Atmosphäre werden nicht wie auf der Erde durch wechselnde Sonneneinstrahlung verursacht, da deren Intensität wegen der wesentlich größeren Entfernung etwa 100-mal geringer ist als auf der Erde. Im Gegenzug ist der Einfluss der Gravitation von Saturn auf Titan 400-mal stärker als der des Mondes auf die Erde, wodurch in der Atmosphäre ein Ebbe-Flut-Mechanismus erzeugt wird.


title: Cassini-Huygens

text: Durch die Vielzahl von Bildern in Kombination mit abbildenden Spektren und Radarmessungen konnte Huygens viel über die Oberfläche von Titan in Erfahrung bringen, was bis zu diesem Zeitpunkt aufgrund der dichten Atmosphäre kaum möglich war. Die Oberfläche war durch Ablagerungen von organischem Material dunkler als erwartet und der Boden, auf dem die Sonde gelandet war, ähnelte in seinen Eigenschaften nassem Sand oder Ton auf der Erde. Die Substanz besteht hauptsächlich aus verschmutztem Wasser- und Kohlenwasserstoff-Eis. Durch die Wärme der Sonde kam es unterhalb der Sonde schon kurz nach der Landung zu kleinen Ausbrüchen von im Boden gebundenem Methan. Die Bilder der seitwärts blickenden Kamera (SRI) zeigten eine flache Ebene mit kiesartigen Körpern, die einen Durchmesser von 5 bis 15 cm aufweisen. Während des Abstieges fertigte das DISR spektakuläre Bilder von der Oberfläche Titans an, insbesondere kurz vor der Landung, als ein Großteil der Dunst- und Wolkenschicht durchquert worden war. Das Relief zeigte vielfältige Formationen, unter anderem Berge, Täler und auch Dünen, die bis zu 1500 km lang sind. Auch wurden viele Kanäle gefunden, die zusammen mit den abgerundeten Formen der Steine auf der Oberfläche und der Konsistenz des Bodens auf Erosion durch Flüssigkeiten hinweisen. Schon früh wurde dem Methan hierbei eine primäre Rolle zugedacht, was sich letztendlich auch bestätigte. Auf Titan existiert ein konstanter Methan-Kreislauf mit Regen, Flüssen und Seen, der für die Erosion des Reliefs verantwortlich ist.


title: Cassini-Huygens

text: Das folgende Video zeigt den Abstieg von Huygens aus Sicht des DISR-Instruments, wobei einige Daten auch von anderen Instrumenten stammen. Die Zeit wurde vor dem Aufschlag um das 40-Fache beschleunigt und nach dem Aufschlag um das 100-Fache.


title: Cassini-Huygens

text: Im zentralen Blickfeld werden die Flugbahn der Sonde und ihre fotografischen Aufnahmen dargestellt. Farbige Overlays zeigen, dass eine Aufnahme durch das farblich zugeordnete Instrument (rechts) im entsprechenden Bildbereich stattgefunden hat. Zu Beginn des Videos werden auch die Himmelsrichtungen und die Landezone kurz zur Orientierung angezeigt.


title: Cassini-Huygens

text: In der Ecke oben links wird Huygens Status hinsichtlich der Fallschirme und des Hitzeschildes angezeigt sowie eine Skala zum Vergleich mit einem Menschen. Unten links wird die Flugbahn der Sonde abgebildet (Blick aus Süden), sowie die Richtungen zu Cassini (blau) und der Sonne (rot). Des Weiteren ist eine Skala des Mount Everest abgebildet. In der Ecke rechts unten werden die Blickrichtung zu Cassini (blau), zur Sonne (rot) und der seitlich blickenden Kamera (SRI, grün) angezeigt. Oben rechts befinden sich eine UTC-Uhr und ein Missions-Timer.


title: Cassini-Huygens

text: Auf der rechten Seite werden verschiedene Daten und Aktivitäten angezeigt. Ein Aufblinken des jeweiligen Farbpunktes bedeutet eine Aufnahme durch das entsprechend zugeordnete Instrument. Das aufgenommene Gebiet wird gleichzeitig auch auf dem zentralen Blickfeld mit derselben Farbe markiert. Farbpunkte, die unten rechts mit einem kleinen zusätzlichen rosa Quadrat gekennzeichnet sind, zeigen an, dass das zugeordnete Instrument nach oben, statt nach unten blickt.


title: Cassini-Huygens

text: In der Stereo-Audioausgabe sind weitere Informationen akustisch integriert. Der linke Audio-Kanal gibt mit seiner Frequenz die Drehgeschwindigkeit von Huygens wieder, ein Klicken bedeutet die Vollendung einer Drehung. Der rechte Kanal gibt Ereignisse bei der Datensammlung wieder. Die Frequenz des Hintergrundgeräusches ist mit der Signalstärke zu Cassini gekoppelt, einzelne Klingeltöne zeigen Instrumentenaktivität an. Jedem Instrument ist eine gewisse Tonfrequenz zugeordnet, wobei diese analog zur Instrumentenliste rechts immer weiter sinkt.