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Cassinis optische Instrumente

Einleitung

Die Cassini Mission ist die größte und komplexeste bisher entwickelte amerikanische Planetensonde. Um sie mit, der bei Artikeln auf meiner Seite, üblichen Genauigkeit zu beschreiben, habe ich den Artikel in mehrere thematisch gegliederte Unteraufsätze aufgeteilt.

Dieser Artikel beschäftigt sich nur mit den Instrumenten an Bord von Cassini. Weitere Artikel zu Cassini - Huygens behandeln andere Teilaspekte.

Da die Experimente von Cassini recht leistungsfähig sind, habe ich den Aufsatz geteilt :

Optische Fernerkundung

Composite Infrared Spectrometer (CIRS)

CIRSDas CIRS ist ein Spektrometer welches von dem Voyager Instrument IRIS abstammt. (Galileo hatte kein vergleichbares Instrument an Bord). Es ist ein Spektrometer f-1 und 20 cm-1 wählbar.

Es soll sowohl die chemische Zusammensetzung wie auch die Temperaturen von Saturn, Titan und den Eismonden bestimmen.

Das Instrument besteht aus einem Teleskop und zwei Spektrometern und einem Referenzradiometer. Das Teleskop vom Cassegrain Typ hat 50.8 cm Durchmesser und 304.8 cm Brennweite (F/6). Es verwendet einen hyperbolischen Sekundärspiegel. Eine Sonnenblende um das Teleskop dient gleichzeitig als Radiator um es kühl zu halten, da sonst die Eigenstrahlung die Messungen im fernen Infrarot stören würden.

Der erste Detektor ist ein Interferometer für das ferne Infrarot von 17-1000 µm Wellenlänge. Es polarisiert durch ein Gitter die Strahlung und moduliert dann die Strahlung. Es misst die Intensität der Strahlung in diesem Bereich, die vor allem von der Temperatur des Planeten und der Monde stammt. Das Gesichtsfeld des Instruments beträgt 0.25 Grad. (4.3 mrad). Detektoren sind zwei Thermophile Elemente. Dieser Kanal ist neu und war auf IRIS nicht vorhanden.

Der zweite Detektor ist ein Michelson Interferometer für das mittlere Infrarot von 7-17 Mikrometern Wellenlänge. Es hat zwei Bänder jeweils mit einem eigenen Sensor. Der erste Detektor ist empfindlich von 7-9 Mikrometer, der zweite detektiert die Strahlung von 9-17 Mikrometer. Sensor ist jeweils ein 1 × 10 Pixel großer Quecksilber-Cadmiumtellurit (HgCdTe) Infrarotdetektor. Jedes Pixel bildet einen Bereich von 0.0156 Grad (0.273 mrad) ab. En beweglicher Spiegel schaltet zwischen beiden Bändern um.

Als drittes gibt es noch ein Referenzinterferometer zur Kalbration. Es ist neben den beiden Detektoren an der gleichen optischen Achse angebracht und hat als Lichtquellen Laserdioden und LED. Es zerlegt diese ebenfalls nach dem Prinzip eines Michelson Interferometers. Das Signal dient als Referenz zur Kalibration der anderen beiden Interferometer.

Dazu kommen noch mechanische Teile um zwischen den Interferometern in der Optik umzuschalten und die Detektoren durch Kühlfinger die in den Weltraum zeigen zu kühlen. Der Detektor für das ferne Infrarot wird auf 56 K gekühlt, die Detektoren für das mittlere Infrarot auf 70 K und das gesamte Instrument auf 170 K. Die Elektronik muss dagegen beheizt werden. Das Instrument kann benutzt werden um Temperaturkarten zu erstellen, dazu wird es schrittweise über die Mondoberfläche bewegt. Bei Atmosphärensondierungen dagegen streifend am Horizont der Atmosphäre. So kann das Instrument bei Titan z.b. die Atmosphärenzuusammensetzung in verschiedenen Höhen bestimmen.

Wie die anderen Instrumente hat CIRS eine eigene Elektronik. CIRS wiegt 39.24 kg und verbraucht zwischen 26.37 und 32.89 W an Strom. Die Datenrate liegt bei 6 KBit/sec.

Imaging Science Subsystem (ISS)

Wide Angle Camera (WAC)Das für die Öffentlichkeit wohl interessanteste Experiment ist das Kamerasystem von Cassini. Als einziges liefert es Resultate, die jeder ohne Erklärung verstehen und genießen kann: Bilder von Saturn, den Monden und den Ringen. Das Kamerasystem hat wie die Voyager Missionen zwei Kameras, eine Weitwinkelkamera (Wide Angle Camera, WAC) und eine Telekamera (Narrow Angle Camera NAC). Die Bezeichnungen beziehen sich aber auf das, was man bei Planetenmissionen als Weitwinkel bezeichnet, oder auch dem was ein Hobbyastronom als Weitwinkel verstehen würde. Die Begriffe sind nicht auf die Begriffswelt von normaler Fotographie übertragbar.

Die Weitwinkelkamera verwendet die Optik, die schon bei Voyager zum Einsatz kam. Es handelt sich um ein Linsenteleskop mit 200 mm Brennweite und 57.15 mm Öffnung (2.25 Zoll, Brennweite zu Durchmesser = 3.5). Die Optik von Voyager ist zwar strahlungsresistent, aber sie war für die damaligen Videocons ausgelegt, wodurch der nutzbare Wellenlängenbereich sich von 380-1100 nm erstreckt. Das Instrument ist also nicht im UV Bereich empfindlich, obgleich der CCD Detektor in diesem Wellenlängenbereich empfindlich sind. Auch oberhalb von 800 nm Wellenlänge nimmt die Durchlässigkeit stark ab.

Die WAC hat Abmessungen von 55 × 35 × 33 cm. Das Instrument verfügt über 18 Filter auf zwei Rädern à 9 Filter. Das Gesichtsfeld beträgt 3.5 × 3.5 Grad. Gegenüber der NAC ist sie lichtstärker. Sie hat das zehnfache Gesichtsfeld und die zehnfache Auflösung der Telekamera (Gesichtsfeld aus 100.000 km Entfernung 6144 km, Auflösung 6 km).

Narrow Ange Camera (NAC)Man hat bei Galileo die WAC weggelassen, da sich diese Sonde sehr weit von Jupiter entfernte und so im Entferntesten Punkt den ganzen Jupiter durch kleine Mosaike abdecken kann. Bei Cassini ist Weitwinkelkamera wieder dabei, da die Sonde sich nie soweit von Saturn entfernt wie Galileo von Jupiter. Nur 3 Orbits führen über die Bahn von Iapetus (3.56 Millionen km) heraus. Doch selbst in dieser Distanz müsste die NAC ein 7 × 7 Mosaik anfertigen, um Saturn ganz abzubilden. Das Ringsystem ist noch ausgedehnter (278.000 km Durchmesser anstatt 120800 km), so dass man 17 × 7 Mosaike anfertigen müsste.

Man brauchte daher noch eine zweite Kamera um Saturn und die Ringe im ganzen zu fotografieren. Das Blickfeld der WAC ist 10 mal größer als das der NAC. Sie kann Saturn aus 2 Millionen km Entfernung formatfüllend aufnehmen. Man benötigt Sie auch für extreme Nahaufnahmen der NAC. Wenn die Sonde einen Mond in 1000 km Distanz passiert, dann ist ein Bild nur noch 6 km groß. Es ist schwer dieses einem Ort zuzuordnen und es fehlt das Verständnis der Umgebung. Beides erlaubt ein Übersichtsbild der WAC, welches dann 60 km abdeckt. Der letzte Einsatzzweck sind Navigationsaufnahmen die neben einem Mond den Sternenhintergrund zeigen. Hier kann die WAC ihre Lichtstärke und ihr großes Gesichtsfeld einsetzen. Die WAC wird auch bei den ersten Titanvorbeiflügen eingesetzt. Da man die Dichte der Atmosphäre nicht kennt schaltet Cassini ab einer bestimmten Entfernung von der Regelung der räumlichen Ausrichtung über Reaktionsschwungräder auf die Korrekturdüsen um, die schneller die Lage ändern können. Die Düsen können die Sonde aber nicht so gut stabilisieren, so dass die Telekamera verwackelte Aufnahmen macht. Beim ersten nahen Titanvorbeiflüge, gab es ab einer Entfernung von 36000 km nur noch Weitwinkelaufnahmen, die 10 mal gröber sind und daher nicht so anfällig für das Verwackeln.

Ein zweiter Grund ist es den geologischen Kontext einer Teleaufnahme festzustellen. Man kann anhand der Weitwinkelaufnahmen die genaue Position einer Teleaufnahme auf der Planetenoberfläche bestimmen. Dazu eignen sich Teleaufnahmen aus größerer Distanz nur bedingt, da die Monde ja rotieren. So passierte Cassini am 14.7.2005 in 175 km Entfernung mit einer Geschwindigkeit von 8.2 km/s. Zwischen dem Zeitpunkt bei dem Enceladus für die Telekamera bildfüllend ist und dem für die Weitwinkelkamera liegen fast 3 Stunden in denen sich Enceladus um 30 Grad weiter dreht und andere Gebiete in das Zentrum rücken.

Transmision von NAC und WACDie Telekamera verwendet eine etwas größere Optik als Galileo und Voyager. Anstatt dem dort eingesetzten 176.5 mm Cassegrain Teleskop setzt die NAC ein Cassegrainteleskop mit einem Durchmesser von 190.5 mm und einer Brennweite von 2002 mm ein (F/D = 10.5). Verwendet werden 24 Filter auf zwei Rädern à 12 Filter in dem Wellenlängenbereich von 200 bis 1100 nm. Die Kamera kann also auch im UV Licht Aufnahmen machen, dies ist bei der WAC nicht möglich. Der Verschluss ist eine Weiterentwicklung des bei Voyager und Galileo verwendeten Systems. Er ist programmierbar in 64 Schritten von 5 ms bis 1200 ms. Bei 1200 ms Belichtungszeit kann die WAC noch 11.6 m große Sterne abbilden, die NAC sogar 14.0 mag helle Sterne. Das Filterrad beider Kameras stammt von der WFPC2 des HST ab. Die NAC hat Abmessungen von 90 × 40 × 35 cm.

Das Gesichtsfeld beträgt der Telekamera 0.35 × 0.35 Grad. Aus 100.000 km Entfernung entspricht dies 614.4 km bei einer Auflösung von 600 m. Es ist genau 10 mal kleiner als das der Weitwinkelkamera. Die Telekamera ist damit die leistungsfähigste je gestartete Kamera auf einer Vorbeiflugmission (Die Kamera MOC an Bord von Mars Observer und Mars Global Surveyor sind noch leistungsfähiger, sind aber für Orbitmissionen ausgelegt).

Identisch bei beiden Systemen ist der CCD Chip, der jeweils 1024 × 1024 Bildpunkte von je 12 Mikrometer Größe hat. Er liefert seine Daten mit jeweils 12 Bit für die Helligkeit. Diese können über zwei Methoden in 8 Bit umgerechnet werden:

Komprimiert wird durch die eigene DPU mit einem 1750A Prozessor. Entweder verlustlos (um den Faktor 2) oder mittels DCT (Grundlage des JPEG Verfahrens), doch will man diesen Modus seltener einsetzen, da er deutliche Artfakte hinterlässt. Die Datenrate zum Datenrekorder von Cassini ist mit 365 KBit/sec sehr gering (kleiner noch als bei Galileo) und steht auch nur selten zur Verfügung (wenn keine anderen Instrumente arbeiten). Dies liegt an dem Bussystem von Cassini, das für maximal 430 KBit/sec ausgelegt ist. Die Komprimierung um den Faktor 2 erlaubt es ein Bild in voller Auflösung in 55 Sekunden aufzuzeichnen. (Die reine Aufzeichnungsdauer ist geringer, aber Cassini muss zwischen zwei Bildern die Position wechseln und eventuell auch den Filter). Typische ISS Aufnahmen in 12 Bit Auflösung haben bei verlustloser Komprimierung 4-8 MBit Größe.

Die verlustlose Komprimierung um den Faktor 2 klappt nicht immer, vor allem wenn das Bild sehr viele Details enthält. In diesem Fall bricht die DPU die Arbeit ab und man findet am rechten Rand dunkle Linienteile. Die DCT Komprimierung wurde bis Ende 2004 noch nicht eingesetzt, da die Aufnahmen dann deutliche Kompressionsartefakte aufweisen. Mit der DCT Komprimierung kann man die Datenmenge aber auf 0.2 MBit/Bild senken.

Die Belichtungszeit ist in 64 Stufen programmierbar von 5 ms bis zu 1200 ms Dauer. Die langen Belichtungszeiten braucht man für Navigationsfotos welche den Sternenhimmel zeigen, denn dünnen E-Ring oder um die vom Saturn beleuchtete dunkle Seite der Mond zu fotografieren.

Neu ist auch die Fähigkeit im UV (nur NAC) und nahen Infrarot Aufnahmen zu machen sowie die Ausstattung mit sehr vielen Filtern Dadurch kann man Aufnahmen im Absorptionsbereich von Spurengasen wie Methan anfertigen und deren Konzentration sichtbar machen. Besonders bei Titan erhofft man sich einen Blick unter die Atmosphäre. Irdische Aufnahmen vom VLT und Keck Teleskop bei 1.03 und 1.575 Mikrometer Wellenlänge zeigen Oberflächendetails. Doch erst die ersten Titan Aufnahmen werden zeigen ob man auch bei 1.1 Mikrometern durch die Dunstschicht sehen kann. Alleine von ISS erhofft man sich 300.000-500.000 Bilder während der 4 Jahre der Primärmission, davon etwa 20.000 von den Eismonden.

Die Filter der ISS befinden sich jeweils auf 2 Rädern und können auch kombiniert werden. Mit 24 Filtern für die NAC und 18 Filtern für die WAC ist Cassini sehr gut ausgerüstet, üblich sind bei Raumsonden meist 8-12 Filter. Dies ist von Vorteil bei der mineralogischen Erforschung der Monde und eventuell bei dem Durchdringen des Dunstes von Titan.

Die Filterräder von WAC und NAC unterscheiden sich dabei geringfügig. Die Filter haben folgende Daten:

Filter Zentralwellenlänge
NAC [nm]
Zentralwellenlänge
WAC [nm]
Wissenschaftliche Zielsetzung
UV1 264 -- Aerosole
UV2 306 -- Aerosole, Breitband Farbe
UV3 343 -- Aerosole, Breitband Farbe, Polarisation
VIO -- 420 Breitband Farbe
BL2 441 -- Mittelband Farbe, Polarisation
BL1 455 463 Breitband Farbe
GRN 569 568 Breitband Farbe
MT1 619 -- Methanband, Vertikales Durchleuchten
CB1 619 -- 2-lobed Kontinuum für MT1
CB1a 635 -- -
CB1b 603 -- -
RED 649 647 Breitband Farbe
HAL 656 656 H-alpha/Blitze
MT2 727 728 Methanband, Vertikales Durchleuchten
CB2 750 752 Kontinuum für MT2
IR1 750 740 Breitband Farbe
IR2 861 852 Breitband Farbe; Ring Absorptionsband
MT3 889 890 Methanband, Vertikales Durchleuchten
CB3 938 939 Kontinuum für MT3; Sehen durch Titandunstschicht
IR3 928 917 Breitband Farbe
IR4 1001 1000 Breitband Farbe
IR5 -- 1027 Breitband Farbe
CL1 651 634 Weit offen, Kombination von zwei Rädern
CL2 651 634 Weit offen, Kombination von einem Rad
P0 633 -- Sichtbar Polarisation, 0º
P60 633 -- Sichtbar Polarisation, 60º
P120 633 -- Sichtbar Polarisation, 120º
IRP0 738 705 IR Polarisation; Sehen durch Titandunstschicht
IRP90 -- 705 IR Polarisation; Sehen durch Titandunstschicht

Cassini EngbandfilterWeitere Möglichkeiten ergeben sich durch den geschickten Einsatz zweier Filter auf unterschiedlichen Rädern. Dazu werden die Räder hintereinander in den Strahlengang gebracht, so dass die Filter kombiniert werden. Dies erweitert die Untersuchung auf 19 Wellenbereiche bei der WAC und 30 bei der NAC.

Kamera Filter Wellenlänge
NAC UV2+UV3 318
NAC RED+GRN 601
NAC RED+OIR1 702
NAC und WAC IR1+IR2 827
NAC IR2+IR3 902
NAC IR3+IR4 996

Am Kameraexperiment sind auch deutsche Wissenschaftler bei der DLR beteiligt, die sich vor allem auf die Auswertung der Bilder der Eismonde Rhea, Dione, Iapetus und Phoebe konzentrieren. Das Team um Gerhard Neukum arbeitet an der FU Berlin. Beide Kameras zusammen wiegen 57.83 kg und haben einen maximalen Stromverbrauch von 55.9 W. Damit die Kameras mit dieser geringen Strommenge auskommen regulieren sie den Stromverbrauch selbst. So wird die Heizung der Optik abgeschaltet wenn ein Filter rotiert und danach wieder eingeschaltet. Die Datenrate zum Bordcomputer von Cassini beträgt maximal 365.568 KBit/sec. Wenn die Datenrate nicht voll zur Verfügung steht, zum Beispiel. weil auch das RADAR aktiv ist schalten die Kameras auf einen Half-Frame oder Quater-Frame Modus um, in dem sie 2x2 oder 4x4 Pixels summieren und so die Datenmange um den Faktor 4 oder 16 reduzieren.

Neben der Untersuchung von Saturn und seinen Monden dient die Kamera auch ingenieurstechnischen Zwecken. Man macht regelmäßig Aufnahmen der Sterne und der Monde mit den Sternen um festzustellen ob die Raumsondenposition und die berechneten Mondbahnen mit den Berechnungen übereinstimmen. Während der ersten 6 Monate machte die Telekamera etwa 7 mal so viele Aufnahmen wie die Weitwinkelkamera. Wenn die Umlaufsperiode kürzer wird, wird dieses Verhältnis sich wahrscheinlich zugunsten der Weitwinkelkamera verschieben. Die Bilder von Cassini lädt dieses Programm aus dem Web herunter.

Zusammenfassung der ISS Technischen Daten

NAC WAC
Prozessor MIL-STD 1750A
CCD 1024 × 1024 Pixel
Pixelgröße 12 Mikrometer
Belichtungszeit 64 Stufen: 0.005 - 1200 Sekunden
Summationsmodi 1 × 1, 2 × 2, 4 × 4
Datenrate zu Cassini 365568 Bit/sec
Minimale Übertragungszeit 11 Sekunden: 4x4 Summation
Teleskoptyp Reflektor Refraktor
Durchmesser 190,5 mm 57,2 mm
Fokuslänge 2002.70 ± 0.07 mm 200.77 ± 0.02 mm
Öffnung 1:10,5 1:3,2
Gesichtsfeld 6.134 mrad 61.18 mrad
Auflösung 5.9907 µrad/Pixel 59.749 µrad/Pixel
entsprechend 1 km in 166925 km 16737 km
maximaler Stromverbrauch 26.2 Watt 19.4 Watt
Spektralbereich 200-1050 nm 380-1050 nm
Filterräder Zwei mit je 12 Filtern Zwei mit je 9 Filtern

Ultraviolet Imaging Spectrograph (UVIS)

UVISWährend die anderen Instrumente im sichtbaren und infraroten Spektralbereich arbeiten, fertigt UVIS im ultravioletten Spektralbereich Spektren an. In diesem Bereich leuchten zahlreiche Elemente wenn sie von hochenergetischer Strahlung getroffen werden. Ziel ist daher die Untersuchung der Atmosphären von Saturn und Titan. Hier wird die chemische Zusammensetzung der oberen Atmosphäre untersucht. Die Mengenelemente Wasserstoff (Emission bei 121.6 nm) und Helium (Emission bei 55.8 nm) , aus denen Saturn überwiegend besteht, kann man nur durch ihre Emissionen im UV bestimmen. Weitere Untersuchungen betreffend das Durchleuchten der Ringstruktur, wenn ein Stern oder die Sonne die Ringe passiert und von diesen abgeschwächt wird. Man möchte auch nach einer dünnen Atmosphäre bei den Eismonden suchen, die sich am besten zeigt, wenn man die Atmosphäre gegen den dunklen Hintergrund beobachtet.

Das UVIS wird auch als Ersatz für ein Photometer betrieben. Anders als die bisherigen Sonden ins äußere Sonnensystem hat Cassini kein eigenständiges Photometer sondern dieses wurde in das UVIS mit integriert.

Das Instrument arbeitet im fernen und extrem UV zwischen 55.8 und 190 nm. Dies ist Strahlung die uns auf der Erde dank der Ozonschicht und Atmosphäre nicht erreicht. (Die von Sonnenschutzcremes bekannte UV-A UV-B und UV-C Strahlung entspricht Wellenlängen von 400-315 nm, 315-280 nm, 280-200 nm. Sonnenbrand verursachen schon Strahlen von 295-298 nm. UV-C Strahlung ist so energiereich, dass die Haut abstirbt und in tieferen Schichten Krebs entsteht).

UVIS besteht aus zwei einzelnen Kanälen mit eigenen Teleskopen. Die Teleskope sind dabei identisch. Die UV Strahlung wird von einem Teleskop mit 100 mm Brennweite und einer Öffnung von 22 × 30 mm gefangen. Ein Spiegel von 20 × 20 mm Größe lenkt das Licht auf ein Gitter von 60 x 60 mm Größe um, wo es in das Spektrum aufgefächert wird. Das Licht des Spektrums wird von einem CODACON (Coded Anode Array Converter) in Elektronen umgesetzt, die durch einen MCP (Microchannel Plate) verstärkt werden. Der Strom wird dann digitalisiert. Die Detektorabmessungen (25.6 × 6.4 mm, 1024 × 64 Pixels von 100 × 25 Mikrometer Größe) ist identisch bei beiden Kanälen, nicht jedoch das Detektormaterial.

EUV / FUV SchnittbildFar Ultraviolet Spectrograph (FUV).

Der erste Kanal ist der Far Ultraviolet Spectrograph (FUV). Der Detektor ist hier empfindlich in dem Spektralbereich von 110 to 190 nm. Das ist schon harte UV Strahlung. Drei Schlitze vor dem Spiegel ergeben drei Gesichtsfelder von 0.043 × 3.66, 0.086 × 3.66 und 0.34 x 3.66 Grad. Die beste Auflösung entspricht 1 × 59 Pixeln. Das Spektrum jedes der 59 Pixels der Ortsauflösung wird in 1024 Spektralkanäle aufgelöst

Ein Gitter mit 1371 Furchen/mm trennt das Licht in ein Spektrum auf. Detektiert wird es auf einem Kaliumbromid (KBr) CODACON Detektor mit 25 % Quanteneffizienz. Er verbindet die Vorzüge hoher Empfindlichkeit mit hoher Spektralauflösung Die spektrale Auflösung liegt bei 0.21-0.24 nm. Für Sonnenbedeckungen erlaubt es ein Spiegel Sonnenlicht einfallen zu lassen, wenn die Sonne maximal 20 Grad von der optischen Achse entfernt ist.

Extreme Ultraviolet Spectrograph (EUV)

Der zweite Kanal verwendet ein identisches Teleskop jedoch mit einem anderen Mechanismus zur Begrenzung des Gesichtsfeld. Dieses beträgt bei diesem Kanal 0.057 × 3.66, 0.11 × 3.66 und 0.34 × 3.66 Grad. Dieser Kanal ist empfindlich für extreme UV Strahlung von 56.3 - 118.2 nm Wellenlänge. (EUV Extreme Ultraviolet Spectrograph). Der Spalt umfasst ein Reihe von 1 × 60 Pixeln. Detektor ist hier eine Cäsiumiodid (CsI ) CODCON Anode mit 8 % Quanteneffizienz.

Bilder werden auf beiden Kanälen gewonnen, indem nach jeweils einer Zeile von 59 bzw. 60 Pixel Cassini sich dreht und eine neue Zeile aufgenommen wird. Dieses Scannen erlaubt beliebig lange Bilder mit einer Breite von 3.66 Grad. Die Auflösung beträgt 100 km aus 100.000 km Entfernung. Die Aufnahmen können bei einer beliebigen Wellenlänge gemacht werden, interessante Bereiche liegen bei Saturn zwischen 150 und 190 nm Wellenlänge. Zu jedem Pixel in der spatialen Auflösung gibt es 1024 Pixel in der spektralen Ebene, analog wie bei VIMS wird also ein Bild sehr langsam Zeilenweise aufgebaut. So benötigt das Instrument zum Beispiel sehr viele Titanvorbeiflüge um eine globale Karte anzufertigen.

High Speed Photometer (HSP)

HSP SchnittbildEin Hochgeschwindigkeitsphotometer misst die gesamte Intensität im UV Bereich. Es hat einen wesentlich größeren Spiegel von 135 × 30 mm Größe bei einer Brennweite von 200 mm.

Detektor ist ein Hamamatsu R1081 Cäsiumiodid (CsI) Photomultiplier von 11 mm Durchmesser. Das Gesichtsfeld beträgt 0.34 × 0.34 Grad. Die spektrale Empfindlichkeit liegt zwischen 115 und 190 nm. In diesem Bereich misst das Instrument die gesamte UV Intensität. Eine Messung dauert bedingt durch die größere Öffnung und einen großen Detektor nur 2 ms. Dadurch kann das Instrument beim Passieren der Ringe noch feinste Strukturen erfassen. Es arbeitet im Bedeckungsmodus, d.h. das Instrument misst das Licht eines hellen Sterns während ein Himmelskörper (vor allem die Ringe) sich zwischen Stern und Instrument schiebt. Die Abschwächung des Lichtes wird gemessen. Es gibt aber keinen Modus um ein flächiges Bild wie bei dem FUV oder EUV Kanal zu erzeugen.

Ein erstes Ergebnis wurde am 9.11. bekannt, als das Instrument das Bedecken des Sterns χ Ceti durch die Ringe beobachtete. Aus 6.8 Millionen km Entfernung waren noch Dichtewellen durch den Hirtenmond Janus beobachtbar. Auf einem 725 km langen Ringstück konnten Dichteschwankungen von 800 m gemessen werden.

Hydrogen-Deuterium Absorption Cell Channel (HDAC).

HDAC SchnittbildDas letzte Teilinstrument von UVIS ist der Hydrogen-Deuterium Absorption

Cell Channel (HDAC). Dieser soll die Konzentration von Wasserstoff und Helium bestimmen. Dazu befindet sich in dem Strahlengang jeweils eine Wasserstoff und eine Deuteriumzelle. Die mit Sauerstoff gefüllte Zelle sollte als Blocker für Wellenlängen von 1250 bis 1800 nm fungieren, musste aber vor dem Start entlüftet werden, da sich Wasser niedergeschlagen hatte und ist somit unbrauchbar. Die Zellen haben Seitenwände aus Stahl. Die Zellen sind durch UV durchlässige Magnesiumfluorid Fenster getrennt. Diese blockieren auch die harte UV Strahlung unter 1150 nm. Der Partialdruck in jeder Zelle beträgt 1.2 Millibar. Detektor ist ein Channel Electron Multiplier (CEM).

Das Messprinzip ist folgendes: Das Instrument soll die UV Intensität bei den D und H Lyman-Alpha Linien bestimmen die bei 121.53 nm und 121.57 nm liegen. Eine Wolfram Lampe spaltet den Wasserstoff teilweise in Atome auf die bei diesen Wellenlängen das Licht absorbieren. Vergleicht man die Messungen bei dissoziiertem Wasserstoff und nicht dissoziiertem Wasserstoff, so kann man die Stärke der Emission bestimmen. In diesem Modus liegt die spektrale Auflösung bei nur 0.2 nm. HDAC wurde am Max Planck Institut für Aeronomie in Heidelberg entwickelt und gebaut. Ein ähnliches Instrument flog auch an Bord der Marssonde Nozomi mit.

Das Verhältnis von Deuterium und Wasserstoff ist besonders interessant, weil Wasserstoff ein flüchtiges Element ist. Deuterium ist doppelt so schwer und bleibt daher eher in der Atmosphäre als Wasserstoff. Man kann so Rückschlüsse auf die Entwicklung einer Atmosphäre ziehen, z.B. wie alt sie ist, war sie einmal wärmer als heute?

UVIS wiegt 14.46 kg und hat einen Stromverbrauch von 11.86 W. Die Datenrate beträgt 32.096 KBit/sec.

Visible and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS)

Funktion von VIMS sichtabren KanalDie Ergänzung zu CIRS und UVIS ist VIMS. Es macht im Frequenzbereich des sichtbaren und nahen bis mittleren Infrarots spektroskopische Untersuchungen. In diesem Bereich haben zahlreiche organische Moleküle ihre Absorptionsbanden. So kann man die Konzentration dieser Moleküle und ihre Verteilung (Winde, Strömungen) bestimmen, daneben auch die chemische Zusammensetzung der Monde. Man kann im Infrarot auch tiefer in die Atmosphäre schauen, dafür hat dieses Instrument einen abbildenden Modus. Bei Titan hoffte man eventuell bis zur Oberfläche schauen können. Nach dem ersten gezielten Vorbeiflug zeigte sich dass dies auch der Fall war. VIMS lieferte deutlich kontrastreichere Bilder als ISS, jedoch deutlich niedriger aufgelöst. CIRS liefert noch genauere Spektren, aber nur von einem Punkt anstatt ein Bild zu erzeugen.

VIMS besteht aus zwei Detektoren für den sichtbaren (VIMS-V) und infraroten Spektralbereich (VIMS-IR). Es ergänzt CIRS, welches im mittleren Infrarot operiert und kann wie dieses Spektren anfertigen, jedoch auch Bilder in dem gewünschten Spektralbereich.

Der Detektor für den sichtbaren Spektralbereich ist an ein 45 mm Teleskop mit einer Brennweite von 143 mm angeschlossen. Ein Schlitz leitet das Licht auf ein Gitter welches das Licht in ein Spektrum aufspaltet. Das Spektrum wird dann auf ein 512 × 256 Pixel CCD Array abbildet. Die eine Achse steht für die Ortsauflösung des Schlitzes, die dazu senkrechte nimmt das Spektrum auf.

Bild von Saturn im sichtbaren Licht und thermischen InfrarotDamit das Instrument im Infraroten und Visuellen Bereich die gleiche Auflösung hat obgleich die Detektoren unterschiedliche Form und Größe haben ist eine besondere Vorgehensweise nötig. Das Instrument nimmt zuerst ein Gesichtsfeld von 64 x 64 Pixels (X-Achse / Z-Achse) auf. Jedes dieser Pixel entsteht durch Summation aus 3 Detektorelementen und hat eine Auflösung von 0.5 mrad (50 km aus 100.000 km Entfernung). Da die Pixel dreimal kleiner als die des IR Detektors sind wird für eine Y Zeile zweimal der Spiegel im Teleskop geschenkt, so dass wiederum 3 Scanzeilen zusammen die Höhe einer IR Scanzeile ergeben. Eine Scanzeile besteht so eigentlich aus 576 Einzelpixels (3x3x64 Pixels). In der Z Richtung (dem Spektrum) werden jeweils 5 Pixels summiert. Aus 512 Pixels werden so 96 Spektralkanäle. Die Summation ist jedoch nicht zwingend nötig. Es ist möglich diese abzuschalten um höhere räumliche Auflösung (0.17 mrad = 17 km aus 100.000 km Entfernung) oder höhere spektrale Auflösung (1.46 nm/Pixel = 480 Spektralkanäle) zu erreichen.

Das CCD ist empfindlich zwischen 0.35 und 1.05 Mikrometer und wird durch einen Radiator auf 190 K gekühlt. Ein "Würfel" des sichtbaren Kanals hat 64x64x96 Pixel mit eine spektralen Auflösung von 7.3 nm/Pixel. Das CCD wurde von der italienischen Raumfahrtagentur ASI gestellt.

Der Infrarotdetektor ist angeschlossen an ein 230 mm Ritchey-Chretien Teleskop mit einer Brennweite von 800 mm, angeschlossen an eine Flatfield Kamera mit einer Brennweite von 426 mm. Der Detektor ist ein eine Zeile mit 256 Indium-Antimon (InSb) Detektorelementen mit einer Auflösung von jeweils 0.25 × 0.5 mrad pro Pixel. Während der Detektor im sichtbaren Bereich ein Bild auf einmal gewinnen kann, ist der IR Detektor nur fähig ein Spektrum mit 256 Spektralkanälen eines Bildpunktes zu gewinnen. Durch Bewegen des Sekundärspiegels wird dieses Blickfeld sehr schnell über den Schlitz verschoben und so dieser abgetastet. Da die Detektorelemente nicht quadratisch sind auch hier für eine Zeile 2 Scans nötig. Insgesamt besteht eine Scanzeile aus 2 x 64 Pixel mit einer spektralen Auflösung von 16.6 nm pro Pixel. Ein "Würfel" des VIMS-IR Kanals hat 64x64x256 Pixel.

Neben der normalen Auflösung von 0.5 mrad im sichtbaren und Infraroten verfügt das Instrument über einen hochauflösenden Modus in dem ein Pixel 0.25 mrad (IR Bereich) oder 0.17 mrad (sichtbarer Bereich) groß ist.

Titan in Sichtbar / IR LichtAuf der Erde konnten Aufnahmen von 1.0, 1.03 und 1.575 Mikrometer unveränderliche Merkmale auf Titan feststellen, die man für Oberflächenmerkmale hält. VIMS sollte also zur Oberfläche schauen können, allerdings ist die Auflösung 40 mal schlechter als bei der NAC Kamera. Aus nächster Nähe kommen trotzdem Aufnahmen mit 1 km Auflösung oder besser zustande. Das Spektrometer ist durch Radiatoren gekühlt auf 125 K, der Indiumantimonid Detektor sogar auf 56 K (und damit kälter als die Oberflächen der Monde und Saturn, die eine Temperatur von etwa 90 K aufweisen). Kalibriert kann das Instrument werden indem man die Helligkeit von definierten Lichtquellen (LED's, Laserdioden, Sterne) misst und das Hintergrundrauschen durch Messen des Weltraums oder der Instrumentabdeckung bestimmt.

Iapetusbild von VIMSDie 96 Spektralkanäle vom sichtbaren und die 256 Kanäle des infraroten Detektors ergaben zusammen ein 352 Kanal Sichtbar/IR Spektrometer mit der Fähigkeit neben einfachen Spektren auch Bilder in jedem Spektralbereich zu erzeugen (Man kann sich die Daten als Würfel vorstellen in dem die X/Y Achse für die Informationen über die Oberfläche stehen und die Z-Achse für jeweils einen Spektralbereich. Selektion einer "Scheibe" aus dem Würfel entlang der Z Achse des Würfels ergibt ein monochromatisches Bild z.B. gewonnen bei 3.20 Mikrometern Wellenlänge. Die Auflösung kann variieren. Dies liegt am Kanal (sichtbar oder IR) wie auch an dem Modus. So hat der normale Betriebsmoduls eine Auflösung von 0.5 mrad, entstanden durch Summieren von 1*2 Pixeln im IR und 3 × 3 Pixeln im sichtbaren Bereich. Das Aufnehmen eines Bildes dauert im Normalfall 2 Minuten. Das Wechseln auf einen anderen Punkt der Oberfläche weitere 30-60 Sekunden, so dass VIMS nur alle 150-180 Sekunden ein Bild liefert. Dies ist eine große Einschränkung da nur jeweils eines der abbildenden Instrumente aktiv sein kann. Die Bildgröße kann in 3 Schritten gewählt werden: 1 x 1 Pixel (Spektrum eines Punktes), 12 x 12 Pixel und 64 x 64 Pixels.

Das Bild links zeigt eine Aufnahme von Iapetus bei der man den VIMS Spektralkanälen Farben zugeordnet hat. Dazu wurden die Daten bei 1.01, 3.21 und 3.80 Mikrometern mit den Farben Rot, Grün und Blau assoziiert. Blau steht für eines Wassereis, Braun dagegen für einen hohen Gehalt an organischen Substanzen. Deutlich ist die niedrige Auflösung von VIMS erkennbar. Aus 121000 km Entfernung betrug diese nur 60 km. Zum Vergleich: Dieselbe Auflösung weist die NAC aus 10 Millionen km auf. Die etwa 1100-1500 km großen Eismonde sind erst bei einer Entfernung von 35000-47000 km Entfernung bildfüllend (und dann auch nur 64 Pixel groß).

Bei Saturn kann man durch Wahl der Wellenlänge Bilder in den Absorptionsbanden von Spurengasen machen und so deren Verteilung sichtbar machen. Es ist möglich den thermischen Haushalt zu visualisieren (wo gibt Saturn wie viel Wärme ab) und die Wolken hervorzuheben, die man im sichtbaren Licht unter der Dunstschicht kaum sehen kann.

Visuelle Kanal IR Kanal Gesamtsystem
Spektralbereich 0.35-1.05 µm 0.85-5.1 µm 0.35-5.1 µm
Spektralauflösung 7.3 nm/Pixel 16.6 nm/Pixel
Kanäle 96 256 352
Gesichtsfeld/Detektorelement 0.17 x 0.17 mrad 0.25 x 0.5 mrad 0.5 x 0.5 mrad
Summation für 1 Pixel 3x3 3x1
Pixels 64 x 64 (1.83 x 1.83 Grad) 64 x 64 (1.83 x 1.83 Grad) 64 x 64 (1.83 x 1.83 Grad)
Brennweite 143 mm 426 mm
Blende 3.2 1.86
Durchmesser 45 mm 230 mm
Eingangsschlitz 0.02 x 6 mm 0.2 x 2.4 mm
Furchen/mm 349.8 36.2
Kalibrierung 2 LED, Sterne, Hintergrund 1 Laser Diode, Sterne, Abdeckung
Detektor 512 x 256 Pixel CCD 256 x 256 Pixel Indiunantimonitdeteketor
Aktive Fläche/Pixel 24 x 24 µm 103 x 200 µm
Digitalisierung 12 Bits/Pixel 12 Bits/Pixel 12 Bits/Pixel
Integrationszeit 80 msec bis 130 Sec 13 ms bis 12 sec
Temperatur Detektor -40 bis +20 Grad Celsius -213 bis -196 Grad Celsius
Temperatur Optik -10 bis +10 Grad Celsius -143 bis -113 Grad Celsius

-20 bis +50 Grad Celsius (Elektronik)

Gesteuert wird VIMS durch einen 80C86 Prozessor mit 64 KByte RAM und 96 KByte ROM. Ein Datenkompressor mit einer 6 MHz getakteten ADSP 2100 CPU und je 8 KWorte RAM und ROM komprimiert die VIMS Würfel verlustlos um den Faktor 2.5 bis 3. Es gibt dazu einen lokalen Speicher von 4 MByte. Die Elektronik stammt größtenteils von der CNES, die parallel zu VIMS an dem OMEGA Instrument von Mars 96 arbeitete, somit konnte man hier Synergien nutzen. VIMS wiegt 37.74 kg und hat je nach Betriebsmodus einen Stromverbrauch von 21.83 - 27.70 Watt. Die Datenrate beträgt maximal 182.784 KBit/sec.



Cassini Image Downloader

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Dieses Programm lädt automatisch RAW Bilder von der Cassini Website herunter und speichert Sie auf der Festplatte. Es filtert zu kleine Bilder und zu große Bilder (Sternaufnahmen) aus, wenn vom Benutzer gewünscht. Mit enthalten ist ein Hilfsprogramm zum korrigieren der kammartigen Strukturen bei zu vielen Details im Bild.

Es benutzt die Verzeichnisinformationen der Cassini Webseiten um die Bilder aufzufinden.

Das Programm läuft unter Windows 95,98,Me, NT4, 2000 und XP. Hier erfahren Sie mehr über das Programm.

Links

Planetary.org : Viele Hintergrundinfos zu Cassini und Saturn

DLR Cassini Seiten (Deutsche Übersetzung der NASA Seiten)

NASA Cassini Website

Cassini RAW Images

Alle Bilder: Copyright Courtesy NASA/JPL-Caltech.

© des Textes: Bernd Leitenberger. Jede Veröffentlichung dieses Textes im Ganzen oder in Auszügen darf nur mit Zustimmung des Urhebers erfolgen.
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