Die Fernerkundungsinstrumente

Der UV-Spektrograph UVIS

Die Fernerkundungssensoren bestehen aus zwei Untergruppen:

  • optische Fernerkundung
  • Fernerkundung mit Funkwellen

1. Optische Fernerkundung

Imaging Science Subsystem (ISS)

Das Kamerasystem von Cassini

Das Kamerasystem des JPL ist aus einer Weitwinkelkamera (ISS-WAC) und einer Kamera mit Teleobjektiv (ISS-NAC) zusammengesetzt. Neben dem Saturn sollen die Kameras seine Ringe, den Mond Titan, weitere Monde sowie die Atmosphären von Saturn und Titan erkunden. Ein wesentliches Ziel ist die Erforschung der Oberflächenstruktur, der Morphologie und der geologischen Entwicklung der Saturnmonde. Bei den Saturnringen interessiert die Wissenschaftler besonders die Dicke der Ringe sowie die Größe, Zusammensetzung und physikalische Natur der Ringpartikel.

Die ISS-WAC hat eine Brennweite von 200 mm und einen Öffnungswinkel von 3,5 Grad. Eine gleichartige Optik wurde bereits bei den amerikanischen Voyager-Sonden eingesetzt. Die ISS-NAC besitzt eine Brennweite von 2000 mm und einen Öffnungswinkel von 0,35 Grad. Beide Kameras sind mit einer großen Anzahl verschiedener Spektralfilter ausgestattet, die in zwei Filterrädern angeordnet sind, welche von der Wide Field Camera des Hubble Teleskops abgeleitet wurden. Insgesamt deckt das System bei den Aufnahmen das elektromagnetische Spektrum von 2000 Angström bis 1,1 Mikrometer Wellenlänge ab.

Die von den beiden Optiken eingefangene Strahlung wird auf je einen CCD-Detektor geleitet, der das Licht in elektrische Signale umwandelt. Die Detektoren sind Arrays aus 1024x1024 CCD-Elementen und werden durch Radiatoren passiv gekühlt, um ihre nominale Arbeitstemperatur von 180 Kelvin nicht zu überschreiten.

Visual And Infrared Mapping Spectrometer (VIMS)

Zwei abbildende Gitter-Spektrometer für sichtbares und infrarotes Licht sollen die räumliche Verteilung von Mineralien und chemischen Verbindungen in den Saturnringen, der Saturn-Atmosphäre und den Monden erkunden. Eine weitere Aufgabe ist die Suche nach vulkanischen Aktivitäten auf Titan.

Das Instrument enthält zwei optomechanische Einheiten für unterschiedliche Spektren, den infraroten Kanal VIMS-IR und den Kanal für sichtbares Licht (VIMS-V).
Das IR-System besteht aus einem Cassegrain-Teleskop, einem Gitter-Spektrometer und einer CCD-Zeile mit 256 Elementen, die passiv gekühlt wird.
VIMS-V ist eine Kombination aus Shafer-Teleskop, holographischem Spektrometer-Gitter und einem CCD-Feld.

Ultraviolet Imaging Spectrograph (UVIS)

Deutsche Co-Investigatoren: H.U. Keller, A. Korth, H. Lauche (alle MPI für Aeronomie)

UVIS nimmt über einen Satz verschiedener Detektoren das ultraviolette Licht auf, das von den Atmosphären, Oberflächen und Ringen reflektiert oder emittiert wird. Die Auswertung der gewonnenen Daten dient der Bestimmung der Zusammensetzung und Chemie von Titan und Saturn sowie der Zusammensetzung und den energetischen Verhältnissen der Saturn-Atmosphäre.

Das Instrument besteht aus einem UV-Spektrographen, einem Photometer und einer Wasserstoff-Deuterium-Absorptions-Zelle (HDAC) des Max-Planck-Instituts für Aeronomie.
Der Spektrograph ist in zwei Kanäle, den Kanal für extremes UV-Licht (EUV) und den Kanal für das ferne UV-Licht (FUV) unterteilt, die sich in der Instrumentierung nur in Details unterscheiden. Über ein Teleskop mit 100 mm Brennweite wird das Licht auf die beiden Spektrographen gelenkt, in denen die gewonnenen Spektren wiederum über einen Mikrokanal-Detektor in elektrische Signale umgesetzt werden.

Ein Hochgeschwindigkeits-Photometer (HSP) nutzt die Okkultationsmessung, um so Daten über die Dichte und Zusammensetzung der Saturnringe zu gewinnen. Bei der Okkultationsmessung wird die spektrale Veränderung des Lichts von Sternen und der Sonne erfasst, wenn diese sich hinter die Ringe, Monde oder den Saturn bewegen. Damit erhalten die Wissenschaftler typische Absorbtionslinien der in den Ringen und Atmosphären enthaltenen Elemente.

Die HDAC ist aus drei Zellen für Wasserstoff, Deuterium, einem Isotop des Wasserstoffs, und Sauerstoff zusammengesetzt. Sie sind mit molekular reinen Gasen des jeweiligen Stoffs gefüllt. In den Wasserstoff- und Deuterium-Zellen erhitzt eine Wolframwendel die Moleküle und führt sie so in den atomaren Zustand über. Diese Atome treten in Wechselwirkung mit einfallenden Photonen und absorbieren dann die Lyman-Alpha-Spektren von Wasserstoff und Deuterium. Die nicht absorbierten Photonen werden durch einen speziellen Detektor elektronisch erfasst. Dieser Detektor, ein Ceramic-Channel Elektron Multiplier (CEM), wurde ebenfalls am MPI für Aeronomie entwickelt. Er ist in der Lage, einzelne Elektronen, geladene Teilchen oder Photonen in Millionen von Elektronen umzusetzen und wirkt so wie ein Verstärker. Die emittierten Elektronenschauer können dann von der nachfolgenden Auswerteelektronik gemessen werden.

Composite Infrared Spectrometer (CIRS)

Deutscher Co-Investigator: K. U. Großmann, Bergische Universität Gesamthochschule Wuppertal

Das Instrument misst die Gaszusammensetzung und -variation sowie die Temperaturprofile von den Atmosphären des Saturn und des Titan zur Überprüfung von Theorien über die Atmosphärendynamik und Zirkulation. Außerdem sammelt es Informationen zu Wolken, Dunst sowie organischen Komponenten und analysiert atmosphärische Prozesse.

CIRS hat als Basis ein Spiegelteleskop mit 50,8 cm Durchmesser sowie drei Interferometer, welche das elektromagnetische Spektrum im Infrarotbereich präzise erfassen. Zwei Interferometer im fernen und im mittleren Infrarotbereich nehmen die Messungen vor, während das dritte Gerät für Referenzmessungen vorgesehen ist, welche die zeitliche Korrelation der gewonnenen Spektren von den anderen Interferometern sicherstellen.

2. Fernerkundung mit Funkwellen

RADAR

Das Radar der Cassini-Sonde erfüllt vier Funktionen. Es kann Radaraufnahmen durch die Wolkenschichten von Titan liefern, als Altimeter, Radiometer oder Instrument für Rückstreuungsmessungen arbeiten.

Im „Bildmodus“ schickt das Radar Impulse aus verschiedenen Winkeln zur Titanoberfläche und misst die Zeit bis zur Rückkehr des Pulses. Daraus werden dann Radaraufnahmen der Oberfläche des Mondes berechnet.

Im Altimetermodus wird dagegen die genaue Höhe des Orbiters über der Oberfläche ermittelt. Daraus lassen sich später Höhenprofile erstellen.
Bei der Rückstreungsmessung wird die Energie des rückgestreuten Pulses gemessen. Sie liefert Rückschlüsse über die chemische und mineralogische Zusammensetzung der Mondoberfläche.
Im Radiometermodus arbeitet RADAR als passives Instrument. Es nimmt die durch eine warme Atmosphäre bzw. Oberfläche erzeugte Strahlung auf. Die Daten haben Bedeutung für die Auswertung der von anderen Instrumenten gelieferten Informationen.

Als Radarantenne dient dem Gerät die HGA, die auch für die Datenübertragung zur Erde zuständig ist.

Radio Science Subsystem (RSS)

Das Experiment nutzt für seine Arbeit die vorhandenen Sender an Bord zusammen mit den Bodenempfangsstationen auf der Erde. Aus Dopplerverschiebungen und Änderungen der Signale wird auf die Zusammensetzung, Drücke und Temperaturen von Atmosphären und Ionosphären des Saturns, seiner Ringe und dessen Monden geschlossen.

Dabei wird das Prinzip der Okkultationsmessung wie bei UVIS genutzt, nur dass hier die Beeinflussung der Funksignale zwischen den Bodenstationen auf der Erde und der Raumsonde registriert wird. Dabei werden Brechungswinkel, Dopplerfrequenzen, die Veränderung der Signalleistung und andere Parameter ermittelt.

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