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Cassini Mission im zweiten Halbjahr 2005

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:

Damit auch die Forschung von Cassini klarer wird, habe ich in diesen Aufsatz einige Dossiers eingeflochten, jeweils vor dem ersten nahen Vorbeiflug eingeordnet. Diese informieren kurz über die Monde, Ringe oder Saturn und sind als Einschub zu sehen, der unabhängig vom restlichen Text gelesen und auch übersprungen werden kann. Anders als meine anderen Aufsätze ist das kein abschließender Bericht, sondern er wird laufend ergänzt und so stehen die neuen Sachen chronologisch unten. Dass es ab und an einige abrupte Übergänge und auch Wiederholungen geben wird, bitte ich zu entschuldigen.

Das Jahr 2005 ist für die Beobachtung der Eismonde das ereignisreichste: 5 der 8 gezielten Vorbeiflüge an den Eismonden entfallen auf dieses Jahr. Dazu kommen zahlreiche nahe "ungezielte" Vorbeiflüge. Folgende Vorbeiflüge mit Beobachtungen sind für das zweite Halbjahr 2005 geplant:

No Text

Orbit Datum Ziel minimale Distanz
11 14.7.2005 Enceladus 175 km
12 2.8.2005 Mimas 62700 km
13 22.8.2005 Titan 3758 km
14 5.9.2005 Pandora 51300 km
14 7.9.2005 Titan 1025 km
15 23.9.2005 Calypso 61600 km
15 24.9.2005 Tethys 1500 km
15 26.9.2005 Hyperion 500 km
16 11.10.2005 Telesto 9510 km
16 11.10.2005 Dione 500 km
16 12.10.2005 Enceladus 41861 km
17 28.10.2005 Titan 1451 km
18 12.11.2005 Iapetus 415000 km
18 26.11.2005 Rhea 500 km
19 24.12.2005 Enceladus 93984 km
19 25.12.2005 Telesto 19313 km
19 26.12.2005 Titan 10409 km

Die Vorbeiflüge an Enceladus am 14.7, Pandora am 5.9 und Telesto am 11.10.2005 sind es die nächsten während der ganzen Primärmission. Es gibt noch 10 weitere Vorbeiflüge an den kleinen Monden bei denen aus verschiedenen Gründen (Beobachtung anderer Monde, Datenübertragung, Ringbeobachtungen) keine Aufnahmen gemacht werden.

Das zweite Halbjahr 2005 ist wie das erste zweigeteilt. Seit dem T4 Vorbeiflug befindet sich Cassini in einer um 22 Grad zum Saturnäquator geneigten Bahn. Mit dem Vorbeiflug T7 am 7.9.2005 wird diese wieder in eine äquatoriale Bahn umgelegt. Bis September spielen also die Ringe die Hauptrolle, da man die Monde meist nur in großer Distanz passiert und dann auch nur die Region um den Südpol einsehen kann. Ab September stehen dann 4 nahe Vorbeiflüge auf dem Programm. Während der ganzen Zeit verschiebt sich die Bahn langsam auf die Nachtseite von Saturn, so dass man ihn zu Jahresende nur als Sichel sehen wird.

Orbit 11

Kohlenwassrstoffsee auf TitanOrbit Nr. beginnt am 28.6.2005 und endet am 14.7.2005. Er dauert 18 Stunden 4 Minuten. Unmittelbar nach dem passieren der Periapsis in 217000 km Entfernung vom Saturnmittelpunkt kommt die Sonde an Enceladus vorbei und kann dabei die einzige nahe Mondbeobachtung während der Monde im "Ringbedeckungsorbit (Mai-September 2005)" durchführen. Es wird die nächste Enceladus Begegnung bisher. Man hat die Distanz sogar von 1000 auf 175 km reduziert, um die dünne Atmosphäre die man beim letzten nahen Vorbeiflug entdeckte besser zu untersuchen. Im saturnfernsten Punkt entfernt sich Cassini wie bei den vorherigen Orbits 2.4 Millionen km von Saturn.

Nach der Ankündigung von aktivem Kryovulkanismus im Juni 2005 gab es am 29.sten Juni die nächste Überraschung: Das links abgebildete Bild der Südpolregion von Titan soll einen Kohlenwasserstoffsee zeigen. Zumindest ist dies bis dahin beste Deutung des dunklen Gebildes, das 234 x 75 km groß ist. Dafür sprechen auch die runden Konturen. Sollte dies zutreffen, so wären zahlreiche kleinere, dunklere Flecken auch Kandidaten für einen See. Das Bild ist nicht gut aufgelöst, da es am 6.6.2005 aus großer Distanz (450,000 km Entfernung) mit einer Auflösung von 3 km/Pixel gewonnen wurde. Der See liegt in einer Gegend in der man zahlreiche Wolken bei den vergangenen Vorbeiflügen entdeckt hat. Aus diesen Wolken könnte Methan regnen, dass sich dann in Vertiefungen sammelt. Die Forscher vermuten, dass sich einmal gesammeltes Methan recht lange hält, weil es bei den tiefen Temperaturen nur langsam verdampft.

Eine zweite Deutungsmöglichkeit war, dass es einmal ein See war, heute jedoch ausgetrocknet ist. Die dunkle Farbe könnte dann von mitgerissenen Ablagerungen höherer Kohlenwasserstoffe und Cyanide bestehen. Eventuell können dies weitere Vorbeiflüge klären. Vor allem das Radar sollte fähig sein eine flüssige Oberfläche von einer festen zu unterscheiden. Manche Forscher vermuten schon, dass die Wolken im Laufe des Jahres auf Titan allmählich äquatorwärts wandern und dann dort Seen speisen. Da ein Titan Jahr aber 29.5 Erdenjahre beträgt wird dies Cassini wahrscheinlich nicht mehr beobachten können.

Weitere veröffentlichte Bilder in diesem Orbit betreffen die Ringmonde, allerdings aus großer Distanz (etwa 300-400.000 km aufgenommen). Doch sie geben einen weiteren Einblick auf diese winzigen Trabanten.

Saturnring vermessen mit UV-VISEs gibt nach dem ersten Jahr auch ein paar neue Daten über die Monde, nämlich ihre g e n a u e n Massen und Dichten:

Name Masse Dichte Abmessungen
Phoebe 8,266E18 kg 1,59 g/cm³
Iapetus 1,793E21 kg 1,106 g/cm³ 1425 x 1495 km
Rhea 1525 x 1533 km
Dione 1120 x 1133 km
Thetys 1056 x 1080 km
Enceladus 1,61 g/cm³ 497 x 514 km
Mimas 384 x 418 km

Die Magnetosphärenuntersuchen zeigten zwei erstaunliche Dinge. Zum einen gibt es sehr viel Sauerstoff rund um Saturn, etwa 2000 Millionen kg. Im Vergleich dazu: Der E-Ring hat nur eine Masse von 600 Millionen kg. Es gibt zudem eine sehr große Variabilität : Zwischen Weihnachten 2004 und Juli 2005 verlor der Saturn etwa 500 Millionen kg, also ein Viertel des Bestandes. Stickstoff kommt dagegen äußerst selten vor. Die Messung von Plasmawellen soll es erlauben für den E-Ring den Verlust an Material berechnen.

Man entdeckte Staubstürme mit hoher Geschwindigkeit (bis hin zu 100 km/s) aus Material aus dem auch Gestein besteht (Elemente: Silizium, Sauerstoff, Kohlenstoff und Eisen). Quelle ist der A-Ring. Und hier die Aufschlüsselung der Bilder im ersten Jahr im Saturn Orbit:

Enceladus über den Ringen

Objekt Bilder
Saturn und Ringe 21874
Titan 3328
Optische Navigation 1553
Iapetus 1155
Enceladus 600
Mimas 578
Thetys 379
Dione 360
Rhea 271
Hyperion 230
Prometheus 225
Janus 151
Atlas 94
Epimetheus 87
Pandora 82
Telesto 57
Calypso 52
Helene 50
Pan 42
VIMS Datensätze 6522

Verbraucht wurden 879 kg Stickstofftetroxid, 528.9 kg Monomethylhydrazin und 7.6 kg Hydrazin im letzten Jahr. 320,000 Kommandos wurden zu Cassini gesandt. 60.5 Gigabyte an Daten in 1000 Stunden übertragen (mittlere Datenrate 134.4 KBit/sec).

Orbit 12

No TextDer Orbit 12 beginnt am 14.7.2005. Er endet am 2.8. und hat mit 18 Stunden 6 Minuten und einem saturnfernsten Punkt von 2.4 Millionen km dieselben Parameter wie Orbit 11. Gleich nach Passieren des saturnnächsten Punktes gibt es einen Vorbeiflug an Enceladus. Normalerweise ist Cassini von April bis September durch die Bahnneigung von 22 Grad recht weit weg von den Monden, doch wenn diese wie Enceladus gerade am saturnnächsten Punkt der Bahn stehen ist eine Passage möglich. Da es beim letzten nahen Vorbeiflug im März Hinweise auf eine Atmosphäre gab hat man die Passagedistanz von 1000 auf 175 km verkürzt um den Felder und Partikelinstrumenten auch Chancen zu geben näher heranzukommen. Auch eine Sternbedeckung ist wieder geplant. Fotos wird es nur mit 50 m Auflösung von der Heckseite geben, da ab 9000 km Entfernung, 21 Minuten vor der nächsten Begegnung Cassini so gedreht wird, dass die Teilcheninstrumenten auf Enceladus schauen. Mit etwas Glück wandert Enceladus aber durch das Sichtfeld der Weitwinkelkamera, so dass man Aufnahmen von 10-20 m Auflösung bekommt. Doch dies ist im Voraus scher zu sagen und so macht man einfach "blind" Aufnahmen. Wenige Stunden später nähert sich Cassini Rhea bis auf 179000 km. Während der bisherigen Kampagne gab es keine auch nur annähernd so nahe Begegnung und so wird Cassini 11 Stunden lang die komplette Südpolregion und einen großen Teil der saturnzugewandten südlichen Hemisphäre erfassen. In 11 Stunden dreht sich Rhea um etwa 30 Grad, so dass man etwas mehr als eine Halbseite sehen kann. Mehr zu Rhea im November, wenn der nächste Vorbeiflug während der Primärmission ansteht.

Einige Aufnahmen gelangen auch von Epimetheus kurz nach Passage des saturnnächsten Punktes aus 87700 km Entfernung. Sie zeigen einen anderen Teil des Mondes als die früheren Aufnahmen.

Die Region von Enceladus nahe dem Südpol wurde von den vorherigen beiden Vorbeiflügen nur am Rande gesehen. Schon damals fielen geschwungene dunkle Streifen auf die nach der NASA an die Musterung von Tigern erinnern. (Im obigen Bild der Falschfarbenaufnahme blau). 21 Bilder der Weitwinkelkamera aus 61000-11000 km Entfernung ergaben ein globales Mosaik der beobachtbaren Hemisphäre mit einer Auflösung von 67-350 m. Die Gegend um den Südpol ist relativ kraterfrei. Man hatte Glück und konnte je eine Weitwinkel und eine Teleaufnahme gewinnen. Die Teleaufnahme erreicht eine Auflösung von 7 m und zeigt zahlreiche 10-100 m große Eisblöcke. Dies war unerwartet. Zwar zeigt Enceladus ein globales Muster von Einbrüchen, schien aber bei den bisherigen hochauflösenden Aufnahmen eine glatte Oberfläche zu besitzen. Schließlich wird der Mond dauernd vom E-Ring aus bombardiert, wodurch sich in geologischen Zeiträumen so große Eisblocken abschleifen sollten. Damit ist das Gebiet um den Südpol das bislang jüngste untersuchte von Enceladus. Mit immer mehr Aufnahmen der Einbrüche haben die Forscher nun auch eine Hypothese aufgestellt : Die Gräben sollen mit der Rotation zusammenhängen und ihre Orientierung könnte Aufschluss über die Änderung der Rotation über die letzten Jahrmilliarden geben.

Orbit 13

Temperaturverteilung auf EnceladusOrbit 13 dauert vom 2.8.2005 bis zum 20.8.2005. Die Dauer des Orbits und die Entfernung zu Saturn sind identisch. Hier ist der Glanzpunkt die größte Annäherung an Mimas während der ganzen Mission. Sie findet am 2.8.2005 kurz nach Durchlaufen des saturnnächsten Punktes der Bahn statt. Ursprünglich sollte diese noch näher werden, doch der nahe Vorbeiflug an Enceladus im letzten Orbit zwang zu einer Verschiebung der Bahn was eine um 14000 km höhere Vorbeiflugdistanz bedeutet. Diesmal wird Mimas in 62700 km Entfernung passiert und Cassini passiert ihn an der Heckseite. Aus dieser Distanz füllt Mimas gerade das Blickfeld der Telekamera und es gibt Aufnahmen mit einer Auflösung von bis zu 380 m, immerhin doppelt so gut wie die besten Voyageraufnahmen. Die Aufnahmen decken ein Gebiet zwischen 150 und 330 Grad Breite und 45 Grad nördlicher und 90 Grad südlicher Breite ab. Darunter ist das Gebiet um den Südpol dass bisher niemals erfasst worden ist. Ebenfalls nur aus größerer Entfernung erfasst ist das Gebiet um 180 bis 270 Grad Breite. Der Riesenkrater Herschel bei 120 Grad Länge wird nicht auf den Detailaufnahmen zu sehen sein, aber aus größerer Entfernung fotografiert werden,

Kurz danach werden Dione in 151000 km Entfernung und Rhea in 211000 km Entfernung passiert und bei beiden Monden die Südpolregion beobachtet. Besonders bei Rhea konnte man sehr deutlich die Grabenstrukturen beobachten die man bislang nur aus größerer Entfernung kennt.

Mimas vor den RingenAm 30.7.2005 wurden weitere Ergebnisse des letzten Vorbeiflugs an Enceladus am 14.7.2005 vorgestellt. Das Infrarotspektrometer CIRS nutzte die nahe Passage für eine Temperaturkarte. Dafür ist dieses Instrument wegen seiner hohen Empfindlichkeit sehr gut geeignet. Leider ist sein Gesichtsfeld sehr groß und es kann nur wenige Bildpunkte simultan messen. So muss es einen Mond sehr nah passieren um eine gute Auflösung zu erreichen. Die links abgebildete Temperaturkarte zeigt die Temperaturverteilung die Enceladus haben sollte wenn er nur Sonnenlicht als Energiequelle hat (dann ist es am heißesten am Äquator und zu den Polen hin wird es weniger) und die tatsächliche Temperaturverteilung. Am Südpol gibt es einen heißen Spot. Die Ursache erklären Wissenschaftler mit der Verformung des Mondes durch die Gravitation von Saturn und anderen Monden. An dem Hot Spot treten auch die Gase aus, die seine äußerst dünne Atmosphäre bilden. Diese verlassen dann wiederum Enceladus und erhalten den E-Ring. UVIS konnte die dünne Atmosphäre untersuchen und ermittelte ihre Zusammensetzung zu 85 % Wasser, 20 % Wasserstoff und dem Rest aus Kohlendioxid und kleine Mengen von Kohlenmonoxid und Stickstoff. Diese Zusammensetzung ähnelt etwas dem von Kometen und so vermutet man, dass dieses Material ursprünglich von Kometen stammt die auf dem Mond niedergingen. Erwartet waren am Südpol Temperaturen von 65 K, gefunden wurden welche von durchschnittlich 85 K (wärmer als beim Äquator mit 80 K und in den Hot Spots sogar 110 K. Das in Heidelberg entwickelte Instrument CDA konnte nahe Enceladus einen starken Anstieg der Staubpartikel messen und damit verifizieren was schon lange vermutet wurde : Enceladus ist die primäre Quelle des E-Ringes. Zu diesem Befund passt auch dass die Südpolregion wo die Hot Spots sind auf den optischen Aufnahmen viel jünger und kraterärmer aussieht.

Wieder einmal zeigte sich dass auch draußen im Sonnensystem es noch geologisch aktive Himmelskörper gibt, wobei Enceladus der bisher kleinste mit seinen nur 500 km Durchmesser ist.

Orbit 14

Bei Orbit 14 steht zum ersten Mal seit April wieder ein Vorbeiflug an Titan an. Der Vorbeiflug T6 am 22.8.2005 findet in 3792 km Entfernung statt. Nicht ganz nahe, doch nahe genug um den saturnfernsten Punkt von 2.4 auf 2.22 Millionen km abzusenken, den saturnnächsten Punkt von 217000 auf 163000 km und die Umlaufsdauer von 18 Tagen 7 Stunden auf 17 Tage 4 Stunden zu senken. Vor allem aber senkt er wieder die Bahnneigung ab. Orbit 14 dauert vom 20.8.2004 bis 6.9.2005.

Beim T6 Vorbeiflug steht eine dreidimensionale Durchleuchtung der Atmosphäre durch CIRS im Vordergrund. Die Temperaturen werden durch CIRS dreidimensional bestimmt und die Zusammensetzung zweidimensional. ISS soll Oberflächenaufnahmen anfertigen und VIMS eine mittel auflösende Karte anfertigen, wobei man auch nach Wolkenbewegungen und Veränderungen suchen will. Der Verlauf des Pfades über den Boden entspricht einem Bogen von 0 bis 210 Grad Länge und von 0 Grad bis 60 Grad Süd und wieder zurück zu -15 Grad Süd. Nach dem Vorbeiflug sieht Cassini einige Gebiete von Titan die man bisher nur aus der Ferne kannte. Dies wird die Karte wieder etwas verbessern, wenngleich dies diesmal nicht das Hauptziel der Beobachtungen ist.

Kurz bevor dieser Orbit zu Ende ist findet am 5.9.2005 ein Vorbeiflug an Pandora dem äußersten der Schäfermonde am Rande des F-Rings statt. Es ist die geringste Distanz während der Primärmission. Cassini wird sich Pandora bis auf 51300 km nähern und bei einem Phasenwinkel von 57 Grad aufnahmen von bis zu 300 m Auflösung anfertigen. Trotzdem füllt der etwa 60 x 110 km große Mond aus dieser Distanz noch nicht das Blickfeld der Telekamera.

Entstehung von Enceladus AtmosphäreAm 31.8.2005 gab es eine weitere Sensation zu vermelden. Man vermutete schon aufgrund der Aufnahmen bei den letzten 3 Vorbeiflügen, dass Enceladus viel länger aktiv war als andere Monde. Doch alleine mit den Kameras konnte man nicht feststellen ob dies vor 100 Millionen Jahren war oder heute. Die Daten von VIMS ergänzt durch die Temperaturmessungen von CIRS beim Vorbeiflug am 14.7.2005 ergaben aber dass entlang der "Tigerstreifen" am Südpol der Mond innerhalb der letzten 10-1000 Jahre aktiv sein musste. (Die Tigerstreifen sind im ersten Enceladus Bild oben blau markiert). Die 130 km langen und 40 km voneinander entfernten Streifen sind Gräben aus deren Untergrund Gas freigesetzt wird, das als Eiskristalle ausfällt. Durch die Strahlung von energiereichen Teilchen altert das Eis und geht von dem kristallinen in den amorphen Zustand über. Dies verändert die Absorptionseigenschaften und dies konnte VIMS messen. Dazu kommen die CIRS Messungen die einen wärmeren Südpol ergeben als man es annehmen dürfte und erdgebundene Beobachtungen die auch eine größere Helligkeit von Enceladus zeigen, wenn dieser den Südpol zur Erde weist.

Untersuchungen des Staubdetektors CDA ergaben das es auch um Enceladus herum viel Staub gibt. Ein Teil kann Enceladus nicht verlassen, aber ein anderer Teil erreicht so hohe Geschwindigkeiten, dass er Enceladus verlässt. Die schon nach den Voyager Vorbeiflügen aufgestellte Theorie, dass Enceladus die Quelle des E-Ringes ist wird dadurch weiter bestätigt. Neu ist aber, dass dafür nicht nur Mikrometeoriten verantwortlich sind, sondern Enceladus innere Aktivität selbst für Nachschub sorgt.

Orbit 15

No TextOrbit 15 hat eine Umlaufsdauer von 18 Tagen 5 Stunden. Er dauert vom 5.9.2005 bis zum 23.9.2005. Orbit 15 stellt mit einem Titan Vorbeiflug am 7.9.2005 die Weichen zur Rückkehr in die Äquatorebene von Saturn und damit zu den nahen Vorbeiflügen bis Ende des Jahres. Der Vorbeiflug erhöht wieder die Distanz von Saturn auf 181000/2444000 km. Am 30.8 und 3.9. stellten zwei Korrekturmanöver die Weichen zu dem bis auf 1075 km an die Oberfläche heranreichenden Vorbeiflug. ursprünglich waren 950 km geplant, doch die Daten der ersten Vorbeiflüge über die obere Atmosphäre ließen es ratsam sein, zuerst nicht ganz so nahe an Titan heran zu fliegen um eine Beschädigung von Cassini auszuschließen. Ein Nebeneffekt dieser Strategie war, dass der nahe Thetys Vorbeiflug möglich wurde, denn vorher hätte Cassini diesen in respektvollem Abstand von 30000 km passiert.

Bei dem T7 Vorbeiflug spielt diesmal das RADAR die wichtigste Rolle. Es ist geplant die bisherige Abdeckung der Oberfläche um 50 % zu erhöhen. Der Streifen der aufgenommen werden soll führt über die südlichen Breiten, wo man auf visuellen Aufnahmen die dunklen Flecken sah, die man für Seen oder ausgetrockneten Seen hält. Passiert wird auch das Grenzgebiet zwischen dunkler und heller Zone bei 235 Grad Ost, 20 Grad Süd. Die Radiometriebestimmungen sollen die Oberflächentemperaturen der nördlichen Hemisphäre bestimmen.

UVIS kann nach dem Titan B Vorbeiflug die zweite Sternbedeckung durchführen. Dazu wird die Abschwächung des Lichts von Alpha Pegasus gemessen, während dieser die obere Atmosphäre passiert. Bestimmt werden soll das vertikale Profil und die Temperatur in der oberen Atmosphäre.

ISS soll Nahaufnahmen eines 80 km großen Kraters machen und Aufnahmen eines Gebietes zwischen 0 und 90 Grad Ost nahe einer "H" förmigen Struktur machen. Dazu kommen die bei jedem Titan Vorbeiflug gemachten "Standard" Prozeduren : Globale Kartierung und Suche nach Veränderungen in der Atmosphäre.

Kanäle auf TitanWeitere Untersuchungen betreffen Titans Ionosphäre und ihre Interaktion mit Saturns Magnetfeld. Leider gingen alle Daten verloren, die 12 Minuten vor der nächsten Annäherung gewonnen wurden, weil man vergessen hatte den Schreibschutz von einem Teil des Datenrekorders zu entfernen. Darunter waren leider die Hälfte der SAR Radardaten und ein Großteil der Altimetermessungen. Daneben ein Großteil der ISS, UVIS und VIMS Daten die nach der nächsten Annäherung gewonnen werden sollten.

Die Daten die gewonnen wurden, waren jedoch spektakulär Sie zeigen ein Gebiet von 1700 x 170 km Größe bei dem eine scharfe Linie, ähnlich einer Küste ein dunkles von einem hellen Gebiet trennt. Dunkel und hell im Sinne von RADAR Signalen bedeutet, dass die Gebiete unterschiedliches Reflexionsvermögen haben. Das eine Gebiet wirft kaum Radarstrahlen zurück (streut diese oder absorbiert sie ?) das andere dagegen sehr viele Radar Strahlen. Diese Struktur kann zustande kommen indem das Gebiet mehrmals überflutet wurde und so Schlamm für eine glatte Oberfläche sorgt. Auf einem anderen Teil des Radar Streifens ist ein Geflecht von Vertiefungen wie Kanäle zu sehen. Sie verlaufen im hellen Gebiet, manche haben eine Länge von 100 km. Damit mehren sich die Anzeichen, dass es auf Titan zumindest früher einmal Ströme aus Kohlenwasserstoffen gab. Nach wie vor fehlt aber noch der direkte Beweis, dass dies heute noch so ist. Es bietet sich hier der Vergleich zum Mars an, bei dem man auch Kanäle und Flussläufe findet, allerdings keine Küsten. Nur weis man dass der Mars heute trocken ist, während man bei der dichten Atmosphäre des Titans bei diesem Saturnmond nur spekulieren kann. Der nächste Vorbeiflug mit RADAR Beobachtungen wird am 26.sten Oktober sein und dann nahe des Landepunktes von Huygens Beobachtungen durchführen.

Erstmals beobachtete am 5.9.2005 die Speichen im B-Ring. Auf den Voyager Aufnahmen waren diese ein prägender Teil des Ringsystems. Nach den Theorien sollten sie jedoch nur entstehen, wenn die Ringebene nahe der Ekliptik liegt und die Ringe flach von der Sonne beschienen werden. Cassini schaute seit Beginn der Beobachtungen im Februar letzten Jahres nach Speichern, doch man erwartete nicht vor 2007 welche zu sehen (Im Jahre 2008 liegen die Ringe wieder in der Ekliptik). Die Aufnahmen vom September 2005 zeigen noch sehr kleine Speichen, 3500 km lang und 100 km breit.

Am Ende des Orbits wird Calypso am 23.9.2005 in 91200 km Entfernung passiert. Aufnahmen wird es jedoch nicht geben, weil Cassini sich zu diesem Zeitpunkt so orientieren muss, dass die Instrumente nicht durch den E-Ring beschädigt werden. Aus dieser Entfernung wäre der nur etwa 10 x 20 km große Mond auch nur etwa 17 x 34 Pixel groß gewesen. Genutzt hat man dagegen eine nahe Passage an Pandora am 5.9.2005 um erste Bilder dieses Ringmondes aufzunehmen.

Orbit 16

Orbit 16 erstreckt sich vom 23.9.2005 bis zum 12.9.2005 bei fast denselben Parametern wie Orbit 15 (Periaspis in 181000 km Entfernung, Apoapsis in 2490.000 km Entfernung. Orbit 16 ist der wohl bislang ereignisreichste der ganzen Primärmission. Innerhalb von 3 Wochen passiert Cassini die Monde Thetys Dione und Hyperion in nächster Nähe und wirft auch noch einen Blick auf Telesto, Tethys koorbitalem Begleiter. Grund genug das Hyperion Dossier nachzureichen.


Hyperion

Voyager 2 Bild HyperionHyperion ist anders als die meisten Monde von Saturn. Er hat irreguläre Gestalt wie die kleinen Ringmonde oder auch Phoebe, umkreist Saturn aber zwischen den Bahnen von Titan und Iapetus. Die Erkenntnisse die Voyager von Hyperion gewinnen konnte sind begrenzt, denn keine Sonde kam dem Mond wirklich nahe. Hyperion wurde erst im Jahre 1848 von G.P. Bond entdeckt. Er war der letzte Saturnmond der noch mit dem bloßen Auge entdeckt wurde und ist maximal 14.2 Mag hell.

Voyager 1 kam Hyperion nur auf 880.400 km nahe und konnte nicht viel mehr liefern als die ungefähren Abmessungen des Satelliten von 400 x 250 x 240 km. Voyager 2 passierte Hyperion in 470840 km Entfernung und machte einige Aufnahmen des Satelliten. Das Bild links ist das beste Bild von Hyperion das gewonnen wurde - In Originalgröße.

Hyperion hat eine geringere Albedo (0.3) als die meisten anderen Saturnsatelliten. Es gibt aber starke Schwankungen in der Oberflächenhelligkeit bis hin zu 0.5. Die Voyager Bilder waren so stark unterbelichtet. Offenbau tat man dann des Guten zuviel: Bei den bislang besten Hyperionaufnahmen die im Juni aus 170.000 km Entfernung gewonnen werden sollten, hatte man die Oberflächenhelligkeit falsch eingeschätzt und die Aufnahmen aus dreimal näherer Distanz als Voyager waren überbelichtet.

Bestes Bild von CassiniDie Form von Hyperion und die Tatsache dass seine Längsachse nicht auf Saturn ausgerichtet ist lassen vermuten dass dem Mond in geologisch kurzer Zeit etwas passiert ist. Ein Einschlag könnte Material abgesprengt und die Rotationsachse verändert haben. Auch ist seine Bahn exzentrischer als die aller inneren Monde mit einer Exzentrizität von 0.1042 bei einer mittleren Entfernung von 1483600 km vom Saturnmittelpunkt (Hyperion kommt Saturn bis auf 1392000 km nah und entfernt sich bis auf 1638200 km). In dieser Entfernung ist die Gezeitenreibung gering und das Ereignis könnte schon länger zurück liegen und zudem kommt die Bahn bis auf 107410 km an Titan heran.

Die niedrig auflösenden Voyageraufnahmen zeigten eine Krater übersäte Oberfläche. Krater von einigen Kilometern Größe bedeckten den gesamten Mond. Dies ist auf den Bildern Cassinis noch deutlicher zu erkennen (rechts). Dann gab es eine Lücke und man fand nur wenige große Krater. Einige von 40-50 km Größe, einen von 120 km Durchmesser und einer Tiefe von 10 km und ein Gebilde am Rand, dass leider nicht ins Blickfeld rückte das etwa 200 km Durchmesser haben musste und in der Breite eine dicke kuppelförmige Struktur enthält.

Einschläge die einen derartig große Krater verursachen können einen solchen Mond fast zersprengen. Infolge dessen fand man auf den Aufnahmen auch ein System von Böschungen von 300 km Länge, wahrscheinlich verursacht von Schockwellen die durch den Mond beim Einschlag liefen. Die niedrige Albedo und die dunkle Seite auf Iapetus führten zu der Vermutung, dass Hyperion wie Iapetus Material aus dem äußeren Saturnsystem, z.B. von Phoebe aufnimmt. Das restliche Material wird dann von Titan gesammelt, so dass die inneren Saturnmonde "rein" bleiben. Voyager konnte bestätigen, dass die Rotation durch die Gravitationswechselwirkung von Titan nicht synchron mit der Umlaufszeit ist. Hyperions und Titans Rotationsperioden stehen im Verhältnis von 4:3, dadurch wird Hyperion laufend von Titan angezogen und zu einer Rotationsperiode von 14 Tagen gezwungen, während die Umlaufszeit 21.28 Tage beträgt.

Der Vorbeiflug von Cassini am 26.9.2005 ist der einzige nahe geplante Vorbeiflug an diesem Mond. Er findet in einer Distanz von nur 490 km statt. Die größere Halbachse von 400 km Länge füllt das Bild der Telekamera aus 66000 km Entfernung. Die kürzeste Halbachse von 240 km Durchmesser erst in 40000 km Entfernung.


No TextVon den Begegnungen her ist also der Orbit 16 der ereignisreichste. Der Vorbeiflug an Tethys kam erst zustande als man für den nahen Enceladus Vorbeiflug die Distanz erniedrigt hatte. Dadurch erniedrigte sich auch die Passagedistanz an Tethys. Dies eröffnete die Möglichkeit mit geringem Treibstoffbedarf nochmals die Distanz zu verringern und aus einem 30000 km "ungezielten" Vorbeiflug einen 1500 km "gezielten" Vorbeiflug zu machen. Es ist der nächste Vorbeiflug an Tethys, doch gibt es noch einen nahen 2007 in 16200 km Entfernung. Tethys wird als erster Mond am 24.9.2005 passiert.

Der Vorbeiflug an der 1050 km großen Tethys hat den nächsten Punkt bei 30 Grad Länge und -30 Grad Breite. Das abgebildete Gebiet zwischen 60 und 270 Grad Länge und -70 bis 50 Grad Breite. Der Großteil dieses Gebiets ist schon bei einem nahen Vorbeiflug am 9.3.2005 aus 83000 km kartiert worden. Während es damals aber nur eine Auflösung von 500 m gab beträgt die bei diesem Vorbeiflug 100 m bei einigen Gebieten. Die besten Aufnahmen im 3x3 Mosaikmodus sollen eine Auflösung von 18 m erreichen. Dafür liegt das Talsystem Ithaca Chasma auf dem beobachteten Gebiet. Der riesige 400 km große Einschlagskrater liegt auf der diesmal nicht einsehbaren Nordhalbkugel.

CIRS wird in dem Bereich von 10-500 µm Temperaturmessungen der Oberfläche vornehmen. UVIS soll neben Spektren und der Bestimmung der Albedo im Ultavioletten auch eine Sternbedeckung vermessen und nach einer dünnen Atmosphäre suchen. CAPS und RWPS suchen nach Veränderungen im Plasma rund um Tethys. Gesucht wird auch hier ob Thetys Materie an den E-Ring verliert, wie dies Enceladus als nächster Mond tut. RADAR soll die Radiorückstrahlung von Tethys bestimmen. Der Vorbeiflug geschieht mit einer Geschwindigkeit von 9 km/s.

Dann folgt am 26.9.2005 Hyperion. Auch hier hat sich die Passagedistanz von 1000 auf 490 km geändert als Folge des näheren Enceladus Vorbeifluges im Juli. ISS soll bis in den Meterbereich Aufnahmen machen und bei der Annäherung auch genauer die Form bestimmen. CAPS und RWPS sollen nach Veränderungen des solaren Plasmastroms suchen, bei RWPS hofft man auch auf den Nachweis von Staubeinschlägen.

No TextCIRS soll die Albedo, die Temperaturbilanz und Spektren von Hyperion bestimmen und dabei von UVIS im UV unterstützt werden. VIMS hat die Aufgabe die Oberflächenzusammensetzung mittels einer Karte zu bestimmen. Bedingt durch die kleine Masse und dem nahen Vorbeiflug kommt RSS eine besondere Bedeutung zu. Die Masse von Hyperion soll mittels RSS genauer bestimmt werden.

Tethys und Hyperion haben eine Gemeinsamkeit : Von allen bisher untersuchten Saturnmonden sind sie am stärksten verkratert. Selbst auf dem Gebiet von Ithaca Chasma sind viele Krater zu sehen, woraus man schließt, dass es sehr alt sein muss.

Bei Hyperion sind pockennarbige sehr tiefe Krater vorherrschend. Auffällig ist ihr dunkles inneres. Dies lässt auf eine andere Zusammensetzung des Inneren schließen. Dagegen ist Tethys praktisch kratergesättigt und weist auch sehr unregelförmige Krater auf (siehe Bild links).

Beim Anflug auf Hyperion war deutlich sichtbar der schon auf den Voyager 2 Bildern gut erkennbare Krater der fast die Hälfte des Mondes ausmacht. Deutlich wird die Wucht des Einschlags an den steilen Wänden sichtbar.

Es gab für einen nahen Vorbeiflug erstaunlich wenige Bilder beider Monde. Von Tethys wurden 68 Aufnahmen gemacht und von Hyperion 120. Zum Vergleich: Bei der Passage an Iapetus am 31.12.2004 wurden 285 Aufnahmen gemacht, obgleich diese in 123400 km Minimalentfernung stattfand.

Bei Tethys lag dies an der späten Möglichkeit : Man erkannte den nahen Vorbeiflug erst im März und wichtige Beobachtungen rund um die Periapsis wie eine RADAR Karte von Saturns Ammoniakverteilung waren schon um die Periapsis geplant. Wegen der Nähe zu Saturn wird Tethys aber lediglich 5 Stunden nach dem Saturnvorbeiflug passiert. So gab es nur einige Stunden Beobachtungszeit für Tethys. Anders sah dies bei Hyperion aus, der 12 Stunden vor und nach der Begegnung kontinuierlich beobachtet wurde.

Die ersten Ergebnisse ergaben dass die Dichte von Hyperion wie die einiger planetennahen kleiner Mond recht klein ist. Die ersten Auswertungen ergaben eine Dichte von 0.5 g/cm³, also nur die Hälfte derer von Wasser. Über die Natur des dunklen Materials am Boden der Krater herrscht noch Rätselraten. Einige Krater in diesem Material zeigen dass es nicht zu tief sein kann sondern nur etwa 10 m dick. Die Zusammensetzung ist noch nicht genau geklärt, doch sie weicht signifikant von der des dunklen Materials von Titan ab, stammt also nicht von diesem Mond. Mit Sicherheit ist Wasser auch beim dunklen Material ein Hauptbestandteil. Weitere Auswertungen der VIMS Spektren müssen nun weitere Details aus den Daten herauskitzeln. Dabei wird auch die Frage untersucht ob das Material der dunklen Cassini Region von Iapetus ähnelt.

No TextDione erhält dagegen weitaus weniger oft Besuch von Cassini als Tethys. Auch hier ist der Vorbeiflug der einzige nahe während der Primärmission. Der Vorbeiflug an Dione findet in 500 km Entfernung am 11.10.2005 statt. Dossiers zu Tethys und Dione finden Sie im Aufsatz über Cassinis Mission 2004. Vorbereitet wurde das Manöver durch zwei Kurskorrekturen am 8.10 und 10.10. Das zweite war nötig, weil die Vorbeiflugdistanz genau eingehalten werden muss um den Einfluss der Gravitation von Dione auf zukünftige Orbits zu begrenzen.

Abgebildet wird ein Gebiet zwischen -210 und 90 Grad Länge und 70 Grad Süd bis 50 Grad Nord. Der größte Teil dieses Geländes ist durch frühere Aufnahmen von Cassini, insbesondere der Vorbeiflug am 14.12.2004 in 72100 km Entfernung schon gut erfasst worden. Das Programm von ISS umfasst eine Kartierung bei 111.000 km Entfernung (mit 0.7 km/Pixel) in verschiedenen Filtern und hochauflösende Aufnahmen bis 200 m/Pixel.

Rund um den nächsten Punkt sind aber andere Instrumente aktiv. Das wissenschaftliche Programm umfasst Messungen der Plasmaumgebung nahe des nächsten Punktes durch CAPS, Temperatur und Albedomessungen durch CIRS und die Suche nach heißen Spots wie bei Enceladus durch Anfertigen einer Temperaturkarte. RWPS soll die Plasmawellen rund um Dione aufzeichnen und auch nach den Veränderungen durch Staubeinschlägen suchen. UVIS soll die chemische Zusammensetzung der Oberfläche bestimmen und nach Variationen in der UV Helligkeit suchen. VIMS schlie0lich soll die chemische Zusammensetzung erforschen. Die Begegnung wird spektakuläre Aufnahmen ergeben, da von Cassini aus Dione vor Saturn steht, fast wie bei dem schon im letzten Jahr und von Voyager 1981 aufgenommenen Bild. Die nächste Begegnung erfolgt nahe der Rande der Dionescheibe. Daher gab es sehr eindrucksvolle Schrägaufnahmen der Dione.

Dione vor SaturnAuf den Bildern wiegt Dione oberflächlich wie eine Schwester von Tethys. Auch sie ist mit Kratern überseht. Doch es gibt eine Reihe von Unterschieden. Zum einen sind viele Krater elliptisch oder in Ketten angeordnet. Zum andern gibt es in der Kruste Wellen und fast lineare Brüche, die man auch auf Rhea fotografiert ist. Auch die beiden Grabensysteme Ithaca Chasma bzw. die Linea auf Dione weichen voneinander ab. Ithaca Chasma ist sehr alt und besteht aus einzelnen Gräben. Bei den Linea von Dione handelt es sich um jüngere Strukturen, die über den Graben laufen. Auch sieht es so aus wäre wie Zentralteil des Valles Marinerisses ein ganzes Gebiet ein fach abgesackt. Weitere kleine Spannungsrisse durchziehen den Boden der Linea. Welche Erklärungen die Geologen für die schnurgeraden Linien auf zahlreichen Bildern von Dione haben (siehe Bild rechts oben) habe dürfte auch noch spannend sein.

Am selben Tag noch wird Telesto passiert, der koorbitale Begleiter von Tethys. Die Passage in 9520 km Entfernung wird die nächste während der Primärmission sein und Aufnahmen mit nur 70 m/Pixel ergeben. Von Voyager Aufnahmen ist nur die ungefähre Form des Mondes mit 34 x 28 x 36 km bekannt, da diese eine Auflösung von 70 m aufweisen. Auf den Cassini Aufnahmen wird Telesto bis zu 480 Pixel groß erscheinen. Grund genug für ein Dossier über die koorbitalen Monde. So hat man eine Stunde für Telesto Beobachtungen geopfert, die 90 bis 150 Minuten nach dem Vorbeiflug an Dione stattfinden.

Im Vergleich zu den bisherigen fotografierten kleinen Monden wirkt er erstaunlich glatt. Nur ein großer Krater und fast keine kleinen sind erkennbar. Die Größe ist nun auch besser präzisierbar. Auf einem Bild aus 11408 km Entfernung ist er 445 Pixel breit. Bei einem Phasenwinkel von 71 Grad ist somit die lange Achse etwa 38.8 km lang und die kurze Achse 28.8 km. Wegen des Dione Vorbeifluges musste man auf Aufnahmen von Pallene, einem der 2004 neu entdeckten Monde aus 50500 km Entfernung am 11.10.2005 verzichten. Doch der 4 km große Mond wäre aus dieser Entfernung auch nur einige Pixels groß gewesen. Dasselbe gilt die Passage von Atlas in 55500 km Entfernung, weil beide Passagen nur wenige Stunden vor dem Vorbeiflug an Dione stattfinden.

Neues gab auch von Titan. Im ersten Halbjahr wurde von der Entdeckung eines bei 5 Mikrometer hellen Fleckes berichtet, der bei einer Region liegt, die im sichtbaren ebenfalls eine ringförmige Struktur zeigt. Der Vorbeiflug am 5.9.2005 gab nun weitere Klarheit, was dieses Gebilde nicht sein kann. Die Radiometermessungen ergaben keine Unterschiede in der Temperatur zwischen dem hellen Fleck und der Umgebung. Damit scheidet ein Berg aus, der durch seine Höhe eine andere Temperatur als der Boden aufweisen müsste. Der Vergleich mit erdbasierten Aufnahmen die im Vorfeld gemacht wurden, zeigten auch, dass der Spot seit mindestens 3 Jahren am selben Ort steckt. Eine Wolke scheidet damit auch aus, denn dann müsste sie während dieser Zeit ihre Position nicht geändert haben. Die derzeit favorisierte Hypothese ist das die Oberfläche eine andere Zusammensetzung hat oder ein Belag auf ihr liegt und so der helle Fleck zustande kommt.

Koorbitale Monde

No TextEine Besonderheit des Saturnsystems sind die koorbitalen Monde. Dies sind Monde die auf derselben Umlaufbahn in derselben Entfernung vom Saturn diesen umkreisen, jedoch an anderen Positionen. Die Grundlagen wurden schon im 18.ten Jahrhundert von Laplace entdeckt. In einem System aus 3 Körpern mit einer unterschiedlichen Maße (zwei großen und einem kleinen) kann der kleine Körper nur 5 stabile Umlaufbahnen einnehmen. Jede andere Umlaufbahn wird durch die Anziehungskraft eines der beiden Körper gestört. Im Falle der Koorbitalen Monde ist einer der großen Körper Saturn, der zweite ein großer Eismond. Der koorbitale Satellit ist der dritte kleine Körper.

Drei der Punkte liegen auf der Umlaufbahn des großen Eismondes. Von oben betrachtet zieht ein Koorbitaler Mond 60 Grad vor dem Eismond oder 60 Grad nach diesem seine Bahn. Der dritte Punkt, 180 Grad vom Eismond entfernt ist weitaus weniger stabil. Voyager entdeckte 3 koorbitale Monde : Telesto und Calypso laufen 60 Grad vor und nach Thetys in 294700 km Entfernung vom Saturnmittelpunkt. Sie sind nur etwa 30 km groß : Telesto 34 x 28 x 36 km. Calypso irregulärer mit 34 x 22 x 22 km Größe. Voyager konnte sie nur mit einer Auflösung von 5 beziehungsweise 1.8 km/Pixel erfassen, so dass man nicht mehr weis als ihre Größe und Form. Calypso wurde am 23.sten September passiert, allerdings gab es keine Aufnahmen.

60 Grad vor Dione zieht Helene ihre Kreise, Ein 36 x 32 x 30 km großer Mond. Auch er wurde nur mit einer Auflösung von 3 km/Pixel von Voyager erfasst. Es gab auf den Voyageraufnahmen noch Hinweise auf weitere koorbitale Monde, doch für eine Bahnberechnung brauchte man mehr als eine Aufnahme und so waren weitere Monde nicht gesichert.

Im November 2004 wurde veröffentlicht, dass Cassini einen weiteren koorbitalen Mond, Polydeuces gefunden hatte. Dies war einer der Monde die schon auf Voyager Aufnahmen zu sehen waren, bei dem jedoch keine genaue Bahnbestimmung möglich war. Polydeuces umkreist den Saturn in 377400 km Entfernung wie Helene und Dione, jedoch nach Dione. Polydeuces ist wesentlich kleiner als die ersten 3 koorbitalen Monde und nur 13 km groß.


PandoraOrbit 17

Orbit 17 dauert vom 12.10.2005 bis zum 29.10.2005. In diesem Orbit fällt wieder ein Titan Vorbeiflug (T8) an. Der Vorbeiflug am 28.10.2005 in einer Entfernung von 1353 km wird den Orbit verändern, so dass die Umlaufsdauer beim nächsten Orbit von 18 auf 23 Tage steigt. Als erste Folge wird der saturnnächste Punkt der am 29.10.2005 passiert wird schon bei 278.000 km Höhe liegen. Die Apoapsis steigt auf 3.32 Millionen km an. Diese Bahn bleibt nun weitgehend konstant bis zum 26.12.1005, wenn der nächste Titan Vorbeiflug ansteht. Interessant wird dieser Vorbeiflug vor allem, weil das RADAR dabei die Region überfliegt in der Huygens landete und eventuell Bilder des Landeplatzes anfertigen kann. Auch Bilder werden angefertigt werden. Es sind wegen der Priorität der RADAR Erkundung aber nur Bilder mit maximal 700 m/Pixel geplant. Das Zentrum liegt bei 0 Grad Breite und 100 Grad Länge in einem Gebiet welches schon durch vorhergehende Beobachtungen gut bekannt ist.

Weitere Beobachtungen umfassen die Untersuchung der Atmosphäre und Ionosphäre mit IMNS, die Anfertigung von Temperaturprofilen und der Bestimmung der Konzentration von Blausäure und Acrylnitril in der Atmosphäre. Die Untersuchung der Umgebung von Titan durch MAPS und MAG ist ebenfalls geplant. Vor allem MAG ist an dem Vorbeiflug interessiert, da es der erste Vorbeiflug ist bei dem Titan in den Plasmaschweif von Saturn eintritt.

Kurz nach Durchlaufen des Saturnnächsten Punktes wird Enceladus am 12.10.2005 in einer Entfernung von 49067 km passiert. Weitere nahe Passagen von Monden gibt es bei diesem Orbit nicht. Wegen der Nähe des Perizentrum zu Saturn musste die Sonde sich so drehen, dass die Instrumente nicht von den Staubteilchen des E-Ringes getroffen werden und man konnte diesen Vorbeiflug nicht für Bilder nutzen.

Am 28.10.2005 gibt es auch wieder die Gelegenheit für ein ästhetisches Foto, von dem man in den letzten Monaten ja einige sah (wie gegenseitige Mondbedeckungen) : Die Erde verschwindet von Cassini aus gesehen hinter Titan. Eventuell wird man ein Foto machen, doch aus dieser Distanz ist die Erde für Cassini nur ein Punkt (etwa 2 Pixels groß).

Bei Passage des saturnnächsten Punktes am 29.10.2005 passiert Cassini auch den nur 3-4 km großen neu entdeckten Mond Methone in 99000 km Entfernung. Aufnahmen von Iapetus wird es aber aus 415000 km Entfernung geben. Diese Passage ist die zweitnächste noch verbleibende an Iapetus.

Am 19.10.2005 wurden die ersten Ergebnisse der Begegnung mit Dione veröffentlicht. Untersuchungen der Bilder und auch der Spektrometer zeigten, dass die Furchen die bei Dione "Linea" heißen wesentlich älter sind als die "Tiger Stripes" von Enceladus. UVIS konnte Wasser nachweisen (keine Überraschung), aber auch sehr starke Helligkeitsschwankungen im UV welche auf unterschiedliche Größen der Eiskörner hindeuten. Wie bei anderen Saturnsatelliten findet man dunkleres Material vorwiegend an dem Boden von Kratern, während die Wände weitgehend hell sind. Eine Atmosphäre um Dione konnten die Partikelinstrumente nicht detektieren.

Erste Analysen der Aufnahmen von Calypso zeigten, dass er wohl wie die anderen Monde aus Eis besteht und der Durchmesser der kurzen Achse 24 km beträgt.

Weiterhin unklar ist ein Phänomen des Cassini Radioteams. Man beobachtete vor dem Eintritt in den Orbit, dass die Radiowellen von Saturn, die mit der inneren Rotation eines Kerns aus metallischem Wasserstoff korrespondieren sollten eine andere Wiederholungsperiode zu Zeiten von Voyager hatten. Nach einem Jahr im Orbit ist die Konfusion noch größer: Denn auch nach dem Eintritt in den Orbit änderte sich die Periode in der eine Signalspitze auftrat (siehe Bild).

Verschiedene Rotationsperioden konnte auch das Team nachweisen, das Blitze anhand ihrer Radioemissionen identifizierte. Auch hier gab es 3 Signalperioden von 10.266, 10.66 und 10.72 Stunden. Diese unterschiedlichen Perioden sind jedoch nichts ungewöhnliches denn die Blitze entstehen in der Atmosphäre und diese rotiert in unterschiedlichen Breiten unterschiedlich schnell.

Am 20.10.2005 veröffentlichte Caitlin Griffith von der Universität von Arizona die Ergebnisse der VIMS Auswertungen der letzten Vorbeiflüge. Sie zeigen ein sehr komisches Verhalten der Wolken auf Titan. Während der ganze Planet in einen sehr dichte Smogschicht eingehüllt ist gibt es Wolken nur südlich des 40.sten Breitengrades, also in einer Zone wo auf der Erde Neuseeland, Chile und Südafrika liegen. Wolken gibt es bis zum Südpol. Sie erstrecken sich über 1000n Kilometern, nur zwischen 0 und 90 Grad Länge.

Die Deutung dieses Phänomens ist noch Gegenstand von Diskussionen. Derzeit herrscht unter dem VIMS Team die Überzeugung vor, das die aus Methan bestehenden Wolken vulkanischen Ursprungs sind. Dafür spricht die Lokalität des Phänomens und die Tatsache, das durch die solare UV Strahlung Methan nicht über geologische Zeiträume in der Atmosphäre stabil ist.

Man entdeckte einige Zonen bei 40 Grad Breite bei denen sich Wolken bildeten und dann über einige Stunden auf 40 km Höhe stiegen um sich dann innerhalb einer halben Stunde wieder auflösen. Die Wolken bei 40 Grad Breite haben keinen Zusammenhang mit den polaren Wolken die schon früher entdeckt wurden. Globale Strömungen verhindern ein Vermischen der Wolken.

Beobachtungen mit den Teleskopen Gemini-Nord und Keck über 82 Tage zeigten bei 15 Tagen die Entstehung von Wolken jeweils an der selben Stelle. Die Wolken entstehen, dehnen sich teilweise über 2000 km aus und vergehen innerhalb eines Tages wieder. Sowohl auf irischen Aufnahmen wie auch bei Cassinis Aufnahmen zeigt das beobachtete Gebiet keinerlei besondere Albedovariationen. Auch dies nährt die Vermutung dass hier von der Oberfläche Methan freigesetzt wird und dann in größerer Höhe zu Wolken kondensiert. Ob dies nun aber durch Oberflächenbrüche oder Kryovulkane geschieht ist noch offen.

Huygens LandeortDie ersten veröffentlichten Bilder des Radar zeigen auch in Xanadu die parallelen Rillen die schon früher auffielen und als Dünen gedeutet werden. Auch gewundene Kanäle die Flüssigkeiten transportiert haben könnten wurden wieder entdeckt. Ein anderes Bild zeigt wie die Streifen durch Hindernisse aufgehalten werden, was für eine Entstehung durch Winde sprechen würde. Andere Teile von Xanadu erinnern eher an das chaotische Terrain auf dem Mars und sind eventuell tektonischen Ursprungs.

Das Bild oben zeigt den Landeplatz von Huygens in einem VIMS und einem Radar Bild. Das von Huygens abgebildete Gebiet ist gelb hervorgehoben und der wahrscheinliche Landeplatz in Magenta. Das untere Bild zeigt einen Ausschnitt aus der RADAR im Vergleich mit den Bildern von Huygens.


Cassini und die Farben der Eismonde

Wer sich seit längerem schon mit dem Saturn beschäftigt wird sicher die Voyager Aufnahmen von Saturn und seinen Monden kennen. Die Überraschung beim Autor war relativ groß, als die ersten Farbaufnahmen von Cassini auftauchten. Diese sahen völlig anders als die Voyager Aufnahmen aus. Während bei Voyager die meisten Monde in Braun erschienen waren sie bei Cassini Weis und Grau. Wie kommt es zu diesem Unterschied ?

Man ist zuerst geneigt dies auf die unterschiedliche spektrale Empfindlichkeit der Kameras zurückzuführen. Voyagers Kameras waren mit Filtern ausgerüstet die nicht genau das visuelle Empfinden des Menschen wiedergeben. (Das tun auch die Cassini Filter nicht, aber sie sind näher dran). Kombinierte man eine Aufnahme durch einen Blau, Grün und Orange Filter zu einem Bild so war dies zu rotstichig, weil Voyager keinen echten Rotfilter hatte. Bei den früh veröffentlichten Voyagerbildern von Jupiter und seinen Monden kann man dies sehr gut erkennen. Im Vergleich zu den späteren Bildern von Galileo und Cassini präsentiert sich dieser mit stark hervorgehobenen Rottönen. Aus der gelben Oberfläche von Io wurde eine orangene. Später hat man dies korrigiert und die Helligkeit der einzelnen Kanäle dem menschlichen Empfinden angepasst, doch diese Bilder sind relativ unbekannt.

Doch das alleine kann die sehr unterschiedlichen Farben von Voyager und Cassini nicht erklären. Dabei ist die Erklärung ganz einfach: Die Saturnmonde wurden nie aus nächster Nähe farbig fotografiert. Dies gilt für alle Monde außer für Titan. Die anderen Saturnmonde sind so klein, dass selbst Rhea erst in 150.000 km Entfernung bildfüllend ist. Gute Bilder konnte Voyager nur während weniger Stunden machen und dann gab es noch genügend anderes zu beobachten wie z.B. die Ringe oder den Saturn. So gibt es von den Saturnmonden aus nächster Nähe von Voyager nur monochromatische Aufnahmen die nachträglich eingefärbt wurden.

Eigentlich hätte man schon früher drauf kommen können, denn es gab auch Widersprüche in den veröffentlichten Aufnahmen. So gibt es eine Voyageraufnahme von Enceladus in Blau und dieselbe in Ocker. Dione wurde farbecht einmal vor dem Saturn aus größerer Distanz fotografiert und erscheint dort weiß-grau wie bei Cassini und die späteren Nahaufnahmen zeigen eine braune Dione. Auch weichen die Farbaufnahmen aus dem bekannten "Familienportrait" von denen bei denen man die Monde einzeln sieht ab. Im Folgenden finden Sie einige Voyager Aufnahmen und ihre Gegenstücke von Cassini.

Es ist schade, aber alle Saturnmonde sind wie man es von großen Schneebällen (die sie ja sind) recht farblos und präsentieren ein einheitliches Weiß-grau mit kleinen Farbnuancen.

Dione

Gerade die Dione Aufnahme vor Saturn (eine echte Voyager Farbaufnahme) zeigt die Unterschiede des Kamerasystems. Saturn erscheint viel zu intensiv rot gefärbt. Die Nahaufnahme ist dagegen eingefärbt und hat mit der wahren Farbe des Mondes (ein einheitliches Grau) wenig zu tun.

Dione vor Saturn Voyager 1

Dione aufgenommen von Voyager 1

Dione vor Saturn Cassini

Dione aufgenommen von Cassini

Dione Voyxager 1

Eingefärbte Nahaufnahme von Dione von Voyager 1

Dione Cassini

Echtfarben Aufnahme von Dione von Cassini

Enceladus

Enceladus wurde nur von Voyager 2 in der Nähe fotografiert und selbst diese Sonde näherte sich nur auf 93000 km an den recht kleinen Mond. Es gibt daher nur wenige monochromatische Aufnahmen die später eingefärbt wurden.

Enceladus Voyager 2

Enceladus aufgenommen von Voyager 2 aus 119000 km Entfernung

Enceladus Cassini

Enceladus aufgenommen von Cassini

Iapetus

Der Tatsache, dass Voyager 2 Iapetus nur auf 909000 km nahe kam verdanken wir den Umstand das es zwar keine hochauflösenden Aufnahmen von Iapetus gibt, jedoch farblich korrekte, da man genügend Zeit hatte alle Filter durchzurotieren, zumal der Mond sehr weit von Saturn entfernt ist und es somit wieder mehr Zeit für die Aufnahmen gab.

Iapetus Voyager 2

Iapetus aufgenommen von Voyager 2 aus 909000 km Entfernung

Iapetus Cassini

Iapetus aufgenommen von Cassini aus 123400 km Entfernung

Rhea

Von Rhea gibt es die besten Nahaufnahmen aller Saturnmonde von Voyager. Allerdings nur wenige Farbaufnahmen. Oben sieht man eine eingefärbte Aufnahme von Voyager und unten eine echte Farbaufnahme (aber mit stark angehobenen Farben). Vergleicht man diese mit der von Cassini so fällt die starke Anhebung der Farben auf.

Rhea Voyager 1

Rhea , Voyager 1

Rhea eingefärbte und echte Farbaufnahme von Voyager 1

Rhea Cassini

Rhea aufgenommen von Cassini aus 496500 km Entfernung

Tethys

Von Tethys gibt es keine Nahaufnahmen, weil ein Defekt die Kamera von Voyager 2 kurz vor dem Vorbeiflug lahm legte. Die Aufnahmen aus größerer Entfernung erscheinen farbrichtig, jedoch wie alle Voyager Aufnahmen viel zu kräftig zu sein.

Tethys von Voyager aufgenommen

Tethys aufgenommen von Voyager 2 aus 909000 km Entfernung

Tethys

Tethys aufgenommen von Cassini aus 123400 km Entfernung

Von den anderen Monden gibt es entweder von Voyager oder Cassini keine Farbaufnahmen oder sie sind identisch (Titan).


Orbit 18

Orbit 18 dauert vom 29.10.2005 bis zum 27.11.2005. Die Dauer des Orbits ist durch den Vorbeiflug an Titan wieder angestiegen und Cassini entfernt sich nun weiter von Saturn. während der saturnnächste Punkt weiterhin bei 278000 km Entfernung vom Zentrum liegt. Während Orbit 18 findet der letzte nahe Mondvorbeiflug dieses Jahres statt. Es ist ein naher Vorbeiflug an Rhea, dem einzigen der größeren Eismonde, der bislang noch keinen nahen Vorbeiflug bekommen hat. Grund dafür nun das letzte Dossier für einen Saturnmond nachzureichen.


Dossier Rhea

Rhea - Krater mit hellem AuswurfRhea ist der zweitgrößte Saturnmond nach Titan. Rhea wurde schon 1672 als dritter Saturnmond nach Titan und Iapetus von Cassini entdeckt. Rhea zieht in 527.285 km Entfernung von Saturns Mittelpunkt ihre Bahnen. Ein Umlauf dauert 4 Tage und 12.5 Stunden. Rhea ist der äußerste der inneren Eismonde. Cassini wird daher Rhea nicht so oft nahe kommen wie Mimas, Enceladus, Tethys, Dione.

Alle Erkenntnisse die man vor Cassini von Rhea hatte stammen von dem Vorbeiflug von Voyager 1 am 12.11.1980. Die Passagedistanz von 73980 km war die nächste an einem Eismond. Voyager 1 überflog den Nordpol von Rhea. Voyager 2 passierte Rhea nur in 645480 km Entfernung.

Leider passierte Voyager 1 ein Gebiet zwischen 300 und 120 Grad Breite das sehr stark zerkratert ist. Rhea weist wie Iapetus, wenn auch nicht so stark ausgeprägt starke Helligkeitsnterschiede auf. Die mittlerer Albedo beträgt 30 %. Dabei ist die vordere Hemisphäre erheblich heller als die hintere. Die Grenze liegt etwa bei 315 Längengrad und ist sehr gut definiert, das heißt es gibt keinen langsamen Übergang zwischen den beiden Gebieten. Der Albedounterschied beträgt etwa 20 Prozent.

Der Vorbeiflug von Voyager 1 fand über der Bordhemisphäre statt und zeigte ein sehr verkatertes Gebiet. die Nahaufnahmen von Voyager zeigten sehr viele, kaum erodierte Krater auf. Erstmalig fand man dort die inzwischen auf anderen Satelliten von Saturn gefundenen unregelmäßigen Kraterformen. Die Nordhemisphäre von Rhea erschien nach Voyagers Beobachtungen sehr alt und wurde von einigen Wissenschaftler als "Schuttschicht" durch die starke Zertrümmerung durch Meteoriten bezeichnet. Anders als bei Tethys, Dione und Mimas gibt es sehr wenige richtig große Krater. Der größte Krater Izagani hat einen Durchmesser von 300 km.

RheaAuffällig ist, dass die Äquatorregion weitaus weniger stark verkratert ist und ein Gebiet zwischen 290 und 330 Grad West und 30-40 Grad Süd. Mitten im dunklen Gebiet finden sich hier eine Reihe von hellen Furchen. Man vermutet dass Rhea zwei Phasen eines Bombardements durchgemacht. In der ersten Phase floss das dunkle Material aus dem noch flüssigen Inneren heraus und ebnete die Krater ein. Dies bildete die dunkle Seite. Später erzeugte das zweite Bombardement mit kleineren Körpern die stark verkraterten Gebiete. Inzwischen müsste Rhea im inneren differenziert sein und neue Einschläge legen frisches helles Eis frei. Das zeigen helle Kraterwände und Böden. Aus frischem Eis soll auch das System der hellen Streifen bestehen. Die Cassini Aufnahmen der Südpolregion bestätigen dies. Dort ist ein frischer Krater zu sehen, der die Umgebung mit frischem weißem Eis bedeckt hat.

Rhea hat nach den Voyager 1 Messungen einen Durchmesser von 1528 km und eine Dichte von 1.33 g/cm³. Das liegt in der Mitte der Saturnsatelliten. wie die anderen Eismonde besteht Rhea aus sehr viel Eis mit kleineren Mengen von Silikaten und organischen Verbindungen. Cassini konnte die Daten präzisieren und feststellen, dass Rhea elliptischer geformt ist und 1525 x 1533 km groß ist.

Cassini konnte seit dem Eintritt in den Orbit Rhea schon fotografieren, doch wegen der größeren Entfernung von Saturn nur wenige Male aus kürzerer Distanz.

Während Orbit 18 findet der erste von zwei geplanten nahen Vorbeiflügen am 26.11.2005 in nur 500 km Entfernung statt. Ein zweiter sehr naher Vorbeiflug findet am 30.8.2007 in 5107 km Entfernung statt. Bislang gab es Fotos am 15.1.2005 aus 153300 km Entfernung. Sie zeigten ein Gebiet der dunklen Seite und viel besser als Voyager die hellen Bänder. Eine weitere Erkundung aus größerer Entfernung gab es am 29.3.2005 wobei Aufnahmen aus bis zu 137489 km Entfernung entstanden. Weitere Aufnahmen gab es am 15.4.2005 aus 242000 km Entfernung und am 14.7.2005 aus 179000 km Entfernung und am 2.8.2005 aus 211000 km Entfernung. Rhea wird zwar seltener nahe passiert, doch wegen der größeren Saturnentfernung ist die Chance größer dass eine Beobachtungsgelegenheit genutzt wird. (Man muss bedenken dass sich Cassini dazu immer drehen muss und dies dauert wenn sich Cassini um 180 Grad drehen muss etwa eine halbe Stunde. Ein kurzes Schwenken nur wegen einiger Aufnahmen würde also im Extremfall über eine Stunde dauern und in dieser Zeit legt Cassini je Saturnentfernung bis zu 50000 km zurück. Da Rhea sich weit vom Saturn entfernt findet man eher Zeit für diese Manöver als bei Dione und Tethys.


Iapetus aus 480000 km EntfernungDer Vorbeiflug an Rhea findet am 26.11.2005 in 500 km Entfernung bei einer Passagegeschwindigkeit von 7.3 km/s statt. Diese ist etwas geringer als bei den vorgehenden Passagen (9-10 km/s) an den Eismonden. Dies liegt an der größeren Entfernung von Rhea von Saturn. Es ist der achte von zehn geplanten nahen Vorbeiflügen und der siebte in diesem Jahr. Zwei Bahnveränderungen am 13 und 23.sten November bereiteten den Vorbeiflug vor indem die Bahn der Sonde bis auf 500 km an Rhea herangeführt wurde. Der Vorbeiflug selbst findet etwa 12 Stunden nach der Periapsis statt. Dadurch gibt es genügend Zeit Beobachtungen der Ringe und anderer Monde vorher zu beenden und sich ganz auf Rhea zu konzentrieren. Dieser Vorbeiflug ist wiederum einer dessen Planung in der Hand der FU Berlin liegt (nach den Vorbeiflügen an Phoebe, Dione und Iapetus). Danach hat auch die FU Berlin wieder viel Zeit zum Auswerten der Daten, denn der nächste Vorbeiflug steht erst im Sommer 2007 an.

Für den Vorbeiflug am 26.11.2005 sind drei wichtige Beobachtungen geplant. Das primäre Ziel des nahen Vorbeifluges ist die innere Struktur des Mondes durch Beobachtungen des Dopplereffektes zu untersuchen. Je näher man sich einem Mond nähert, desto besser geht dies. Für die Aufnahmen nimmt dagegen das beobachtete Gebiet immer mehr ab, wodurch sehr nahe Vorbeiflüge zwar hochauflösende Aufnahmen ergeben, diese aber nur einen winzigen Teil des Mondes abbilden.

Cassini wird ein globales 4x4 Mosaik der saturnabgewandten Seite mit einer Auflösung von 480 bis 330 m/Pixel anfertigen. Dies geschieht etwa 2 Stunden vor der nächsten Annäherung. (178000 bis 54000 km Entfernung). Danach dreht sich Cassini und über 3.5 Stunden wird die Veränderung des reinen Trägersignals gemessen. Dabei hat man jedoch die Sonde so ausgerichtet das Rhea mehrfach durch das Kameragesichtsfeld zieht und man dabei Detailaufnahmen von bis zu 100 m Auflösung gewinnen kann. Eine ähnliche Strategie wandte man auch schon mit erfolg bei Tethys und Dione an. Der einzige Nachteil ist, dass man nicht aktiv ein ganzes Gebiet abtasten kann sondern immer bessere Aufnahmen entlang des Bewegungspfades erhält. Die Mosaike werden ein Drittel der Oberfläche abdecken, darunter auch die zwei größten Einschlagkrater auf der saturnabgewandten Seite. Nach dem Vorbeiflug erscheint Rhea als Sichel und dann sind RADAR Beobachtungen (Radiometrie und Rückstreuungsmessungen) geplant.

Rhea bei der AnnäherungAnders die beiden letzten Beobachtungen an Tethys und Dione ist das von Cassini abgebildete Gebiet zwischen 90 und 240 Grad Länge und +40 bis -60 Grad Breite bislang von Cassini und auch Voyager nur aus größerer Entfernung abgebildet worden. Ein echter Erkenntnisgewinn steht also ins Haus. Anders als bei Dione und Tethys hat man sich daher für ein globales Mosaik mit einer Durchschnittsauflösung von 400 m entschieden, auch wegen des RSS Experiments welches eine Drehung der Sonde nötig macht. In dem aufgenommenen Gebiet ist ein Krater der helles Material ausgeworfen hat. Nach seiner Struktur wurde es wegen der Streifen "wispy Terrain" getauft. Das von einem hellen Auswurf gekennzeichnete Terrain und ein sehr großer Krater, denn man bislang nur aus der Entfernung kannte liegt im Zentrum der Aufnahmen.

Andere Beobachtungen gleichen den bei anderen Eismonden : CAPS untersucht die Wechselwirkung des Plasmas von Saturn mit Rhea, CIRS fertigt vertikale Scans über Rhea an um die Temperaturen zu messen, die bolometrische Albedo festzustellen und nach heißen Stellen auf der Oberfläche zu suchen. RWPS soll untersuchen ob Rhea ein Plasma freisetzt. UVIS soll nach einer Atmosphäre suchen und die Helligkeit im UV bestimmen. VIMS wird eine mineralogische Karte der Oberfläche erstellen. Vor allem die Umgebung um den Einschlagskrater der helles Material ausgeschleudert hat ist Gegenstand näherer Betrachtungen, denn dadurch kann man etwas tiefer unter die Oberfläche sehen, während diese schon durch staub und chemische Prozesse dunkel geworden ist und sich in der Zusammensetzung geändert hat.

Mit dem Rhea Vorbeiflug endet ein Jahr mit nahen Vorbeiflügen an den Eismonden. Der nächste gezielte Vorbeiflug wird erst wieder im September 2007 an Iapetus sein. Iapetus war auch das Ziel bei einem Vorbeiflug am 11.11.2005. Da dieser Vorbeiflug mit 415000 km der drittnächste während der ganzen Mission ist und sich Cassini recht weit von Saturn entfernt befindet gab es in den 4 Tagen vom 8 bis 12. November jeweils eine Bilderserie von Iapetus aus zuerst 1.2 Millionen km Entfernung dann 1.0, 0.9, 0.68, 0.56,0.48 und 0.42 Millionen km Entfernung. Nach dem Vorbeiflug wurden die Beobachtungen bis zum 18.11.2005 fortgesetzt. Im Vergleich zu den Aufnahmen von Januar ist nun eine etwa 40 Grad weiter östlich liegende Region ins Gesichtsfeld gerückt. Der große Krater, der im Januar am Rande zu sehen war ist nun ins Zentrum gerückt. Auch gibt es erstmals einen besseren Blick auf einen tiefen Krater mit einem ausgeprägten Zentralberg oben im Bild. Noch besser am im Januar ist der enorme Helligkeitskontrast der Cassini Regio und dem Rest des Mondes zu sehen. Da Iapetus in 79 Tagen um Saturn rotiert und es nur einen langsamen Vorbeiflug gibt ist es sehr schwer den gesamten Mond in hoher Auflösung zu erfassen. Jeder halbwegs nahe Vorbeiflug wird daher für Beobachtungsgelegenheiten genutzt.

Enceladus WolkeKurz vor dem Enceladus Vorbeiflug nutzt man noch einen Enceladusvorbeiflug aus um aus 170.000 km Entfernung einige Bilder im Gegenlicht zu schießen. Diese hingen mit einer Beobachtung im Januar zusammen. Bei den damals im Gegenlicht gemachten Aufnahmen sah man eine Erhellung über der Oberfläche. Doch waren die Aufnahmen sehr stark überbelichtet worden um die von der Sonne nicht beleuchtete Seite von Enceladus im Saturnlicht aufnehmen zu können und man musste erst verifizieren ob dies nicht ein Kameraartefakt ist, entstanden durch Sättigung in den von der Sonne beleuchteten Teilen. So machte das Team bei den letzten Vorbeiflügen in den vergangenen 10 Monaten weitere Aufnahme der Saturnmonde um festzustellen ob dies auch bei diesen auftritt. Dies war nicht der Fall, so dass man sicher ist das die auf den Enceladusaufnahmen im Januar und November beobachtete helle Wolke wirklich existiert. Nach der derzeitigen Deutung handelt es sich um feines Eis, welches von den Geysiren freigesetzt wird. Dass diese wärmer als ihre Umgebung sind um man im UV schon eine Eisatmosphäre nachweisen konnte wurde ja schon in den vergangenen Monaten bekannt. Es scheint als wäre Enceladus der nach Io aktivste Satellit im Sonnensystem.

Eine Untersuchung von VIMS am gleichen Tag bestätigte die visuellen Ergebnisse. Die Sudpolregion ist im infraroten bei 2.9 Mikormetern Wellenlänge recht hell und ein Ausstoß dort gut zu beobachten. Ein Spektrum des E-Ringes zeigt dasselbe Verhalten. Erste Untersuchungen ergaben, dass die ausgestoßenen Eispartikel etwa 10 Mikrometer groß sind. Die Partikel des E-Ringes sind dreimal kleiner.

Orbit 19

12 Stunden nach dem Rhea Vorbeiflug passiert Cassini der Periapsis. Der nahe Vorbeiflug an Rhea veränderte den Orbit nur leicht. Die Apoapsis sank von 3.26 auf 3.17 Millionen km und die Umlaufszeit von 28 Tagen auf 25 Tagen und 10 Stunden. Orbit 19 dauert also vom 27.11. bis zum 25.12.2005.

Während dieses Orbits gibt es zwei Gelegenheiten 2 kleine Satelliten zu beobachten. Beide am 25.12.2005 und zwar Telesto aus 19300 km Entfernung und Helene aus 74700 km Entfernung. Für Helene gibt es noch einen näheren Vorbeiflug, daher konzentriert man sich auf Telesto, von dem Aufnahmen mit einer Auflösung von 120 m/Pixel entstehen sollen.

Einen Tag vor Telesto am 24.12.2005 kann man Enceladus aus 93984 km Entfernung beobachten.

Kanäle auf TitanAm 29.11.2005 gab es die Präsentation der letzten Auswertungen der Radar Aufnahmen. Wobei die Auswertung der Aufnahmen von T7 und T8 noch im Gang ist. Auf den beiden Aufnahmen von Ta und T3 waren 8 verschiedene Geländeformen zu finden obwohl diese nur 3 % der Oberfläche abdecken:

Weitere Gebiete entziehen sich derzeit noch der Deutung und erinnern zum einen an tektonische Verwerfungen, aber auch an das chaotische Terrain auf dem Mars und den "pancake plumes" den flachen Vulkankegeln die Magellan auf der Venus fand. Andere Strukturen sehen wie kryovulkanische Flüsse aus. Wobei die Flächen die betroffen sind sehr groß sind : Über 24000 km², also so groß wie Mecklenburg-Vorpommern. Man fand einen Ursprung wie einen Krater´, eine Caldera oder einen Vulkan und Flüsse. Modellrechnungen zeigen, dass sich Ammoniak - Wassereis Gemische unter den Bedingen des Titan ähnlich wie irdische Lava verhält. Allerdings basiert diese Vermutung bislang nur auf wenigen Daten und es gab nur bei Ta Gebiet das so aussieht.

Inzwischen gab es auch Aufnahmen von Rhea zu sehen. Es waren Weitwinkelaufnahmen noch aus 500 km Entfernung möglich, die allerdings nur ein sehr kleines Gebiet abdecken. Erscheint Rhea auf den globalen Aufnahmen noch etwas anders als Tethys und Dione so kann man auf den Nahaufnahmen keinen Unterschied mehr erkennen - Krater soweit das Auge reicht. Die aus größerer Entfernung aufgenommen erscheinen sehr flach (man schaue sich einmal den 400 km Krater oben an), die Nahaufnahmen die kleinere Krater zeigen dagegen sehr tiefe Krater. Dies deutet auf eine langsame Einebnung ein, denn natürlich gab es in der Frühzeit des Sonnensystems erheblich mehr große Brocken. Dazu passen auch die schon bei anderen Saturnmonden beobachteten hellen Wände der Krater an denen wahrscheinlich Material abgerutscht ist-

Orbit 20 und das nächste Jahr

Orbit 20 wird in dem nächsten Teil, der Cassini Mission im ersten Halbjahr 2006 besprochen, da er schon im Januar endet. Damit endet das Jahr 2005. Es war zumindest für den Autor, dessen Hauptinteresse den Monden gilt das ereignisreichste Jahr von Cassini. Der erste Halbjahr 2006 wird Cassini im Magnetschweif befinden und es gibt keine nahen Begegnungen an die Eismonde. Am 22.6.2006 gibt es dann den 180 Grad Transfer und Cassini wird sich über 1 Jahr in einer hoch geneigten Bahn befinden. Nahe Vorbeiflüge an Monden gibt es erst wieder in den Orbits 47-49 zwischen dem 30.6.2007 und 14.9.2007 wo ein Vorbeiflug an Helene, Rhea und Iapetus geplant ist. Danach wird Cassini eine noch stärker geneigte Bahn mit zunehmend kürzeren Orbits einzuschlagen um am Ende der Mission in einer um 70 Grad geneigten Bahn mit einer Apoapsis von 1.25 Millionen km und einer Umlaufsdauer von 7 Tagen anzukommen.

Am Ende schon fast vergessen ist natürlich auch die Huygens Landung zu erwähnen mit ihren faszinierenden Bildern von einer völlig anderen Welt.



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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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