Huygens (Raumschiff) - Huygens (spacecraft)

Huygens- Raumsonde
Huygens-Sonde model.jpg
Eine Nachbildung der Sonde in Originalgröße, 1,3 Meter (4,3 Fuß) im Durchmesser
Missionstyp Lander
Operator ESA  / ASI  / NASA
COSPAR-ID 1997-061C
Webseite Huygens -Homepage
Eigenschaften von Raumfahrzeugen
Hersteller Flugplatz
BOL-Masse 320 kg (710 lb)
Leistung 1800 Wh gesamt
Missionsbeginn
Erscheinungsdatum 08:42, 15. Oktober 1997 (UTC) ( 08:42, 15. Oktober 1997 (UTC) )
Rakete Titan IV(401)B huckepack mit Cassini-Orbiter
Bereitstellungsdatum 25. Dezember 2004
Ende der Mission
Letzter Kontakt 13:37, 14. Januar 2005 (UTC) ( 2005-01-14T13:37Z )
Landedatum 12:43, 14. Januar 2005 (UTC)
Titan Landers
Landedatum 12:43, 14. Januar 2005 ( SCET UTC)
Landeplatz 10°34′23″S 192°20′06″W / 10.573°S 192.335°W / -10.573; -192.335 ( Huygens-Sonde )
Huygens Missionsabzeichen
Vierseitige Missionsabzeichen der ESA für Huygens
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Huygens ( / h ɔɪ ɡ ən z / HOY -gənz ) einer war atmosphärischer Eintrag Roboter - Raumsonde , die erfolgreich landete auf Saturn ‚s Mond Titan im Jahr 2005 gebaut und betrieben von der Europäischen Weltraumorganisation (ESA), es war Teil der Cassini-Huygens- Mission und war die erste Raumsonde, die auf Titan landete, und die am weitesten von der Erde entfernte Landung, die je eine Raumsonde gemacht hat. Die Sonde wurde nach dem niederländischen Astronomen Christiaan Huygens aus dem 17. Jahrhundert benannt, der 1655 Titan entdeckte.

Die kombinierte Raumsonde Cassini-Huygens wurde am 15. Oktober 1997 von der Erde gestartet . Huygens trennte sich am 25. Dezember 2004 vom Cassini- Orbiter und landete am 14. Januar 2005 auf Titan in der Nähe der Adiri-Region . Die Landung von Huygens ist bisher die einzige, die im äußeren Sonnensystem durchgeführt wurde , und war auch die erste auf einem anderen Mond als dem der Erde.

Huygens landete an Land, obwohl bei seinem Design auch die Möglichkeit einer Landung in einem Ozean berücksichtigt wurde. Die Sonde wurde entwickelt, um Daten für einige Stunden in der Atmosphäre und möglicherweise für kurze Zeit an der Oberfläche zu sammeln . Nach der Landung wurden noch etwa 90 Minuten lang Daten gesendet.

Überblick

Huygens wurde entwickelt, um in Titans Atmosphäre einzudringen und zu bremsen und ein vollständig instrumentiertes Roboterlabor mit dem Fallschirm an die Oberfläche zu katapultieren. Als die Mission geplant war, war noch nicht sicher, ob der Landeplatz ein Gebirge , eine flache Ebene , ein Ozean oder etwas anderes sein würde, und man dachte, dass die Analyse von Daten von Cassini helfen würde, diese Fragen zu beantworten.

Basierend auf Bildern, die Cassini 1.200 km (750 Meilen) über Titan aufgenommen hatte, schien der Landeplatz eine Küstenlinie zu sein. Angenommen, der Landeplatz könnte nicht fest sein, war Huygens so konzipiert, dass er den Aufprall überlebt, auf eine Flüssigkeitsoberfläche auf Titan spritzt und unter diesen Bedingungen mehrere Minuten lang Daten zurücksendet. In diesem Fall sollte eine von Menschenhand geschaffene Sonde zum ersten Mal in einem außerirdischen Ozean landen. Das Raumfahrzeug hatte nicht mehr als drei Stunden Batterielebensdauer, von denen die meisten während des Abstiegs verwendet werden sollten. Die Ingenieure erwarteten, höchstens 30 Minuten Daten von der Oberfläche zu bekommen.

Schnittbild von Huygens

Das Huygens- Sondensystem besteht aus der 318 kg schweren Sonde selbst, die auf Titan abstieg, und der Sondenunterstützungsausrüstung (PSE), die mit dem umlaufenden Raumfahrzeug verbunden blieb. Der Hitzeschild von Huygens hatte einen Durchmesser von 2,7 m. Nach dem Auswerfen des Schildes hatte die Sonde einen Durchmesser von 1,3 m (4,3 ft). Die PSE umfasste die Elektronik, die erforderlich war, um die Sonde zu verfolgen, die während ihres Abstiegs gesammelten Daten wiederzugewinnen und die Daten zu verarbeiten und an den Orbiter zu übermitteln, von wo sie zur Erde übertragen oder "downlinked" wurden.

Die Sonde blieb während der 6,7-jährigen interplanetaren Kreuzfahrt außer halbjährlichen Gesundheitschecks inaktiv. Diese Überprüfungen folgten so genau wie möglich vorprogrammierten Abstiegsszenariosequenzen, und die Ergebnisse wurden zur Untersuchung durch System- und Nutzlastexperten an die Erde übermittelt.

Vor der Trennung der Sonde vom Orbiter am 25. Dezember 2004 wurde ein letzter Gesundheitscheck durchgeführt. Der "Küsten"-Timer wurde mit der genauen Zeit geladen, die zum Einschalten der Sondensysteme erforderlich war (15 Minuten vor ihrer Begegnung mit der Titan-Atmosphäre), dann löste sich die Sonde vom Orbiter und segelte in 22 Tagen im freien Raum zum Titan, ohne dass Systeme aktiv waren bis auf den Weck-Timer.

Die Hauptmissionsphase war ein Fallschirmabstieg durch die Atmosphäre von Titan. Die Batterien und alle anderen Ressourcen wurden für eine Huygens- Missionsdauer von 153 Minuten ausgelegt, was einer maximalen Sinkzeit von 2,5 Stunden plus mindestens 3 zusätzlichen Minuten (und möglicherweise einer halben Stunde oder mehr) auf der Oberfläche der Titan entspricht. Die Funkverbindung der Sonde wurde früh in der Sinkphase aktiviert, und der Orbiter "hörte" die Sonde für die nächsten drei Stunden, einschließlich der Sinkphase, und die ersten dreißig Minuten nach dem Aufsetzen. Nicht lange nach dem Ende dieses dreistündigen Kommunikationsfensters wurde Cassinis High-Gain-Antenne (HGA) von Titan weg und zur Erde gedreht.

Sehr große Radioteleskope auf der Erde hörten auch die 10-Watt-Übertragung von Huygens unter Verwendung der Technik der sehr langen Basislinien-Interferometrie und des Apertur-Synthese-Modus. Am 14. Januar um 11:25 Uhr MEZ entdeckte das Robert C. Byrd Green Bank Telescope (GBT) in West Virginia das Trägersignal von Huygens . Das GBT erkannte das Trägersignal noch lange, nachdem Cassini aufgehört hatte, den eingehenden Datenstrom abzuhören. Neben dem GBT befinden sich acht der zehn Teleskope der kontinentweiten VLBA in Nordamerika in Pie Town und Los Alamos, New Mexico ; Fort Davis, Texas ; Nordfreiheit, Iowa ; Kitt-Gipfel, Arizona ; Brewster, Washington ; Owens Valley, Kalifornien ; und Mauna Kea, Hawaii , lauschten ebenfalls auf das Signal von Huygens .

Die von Huygens auf der Erde empfangene Signalstärke war vergleichbar mit der von der VLA empfangenen Galileo- Sonde (der Jupiter-Atmosphärenabstiegssonde) und war daher aufgrund der Signalmodulation durch das (damals) Unbekannte zu schwach, um sie in Echtzeit zu erfassen Telemetrie . Stattdessen wurden während des dreistündigen Abstiegs breitbandige Aufzeichnungen des Sondensignals gemacht. Nachdem die Sondentelemetrie von Cassini zur Erde übertragen worden war, wurde die jetzt bekannte Datenmodulation aus dem aufgezeichneten Signal entfernt, so dass ein reiner Träger übrig blieb, der über mehrere Sekunden integriert werden konnte, um die Sondenfrequenz zu bestimmen. Es wurde erwartet, dass durch die Analyse der Doppler-Verschiebung des Huygens -Signals beim Abstieg durch die Atmosphäre von Titan Windgeschwindigkeit und -richtung mit einer gewissen Genauigkeit bestimmt werden könnten. Eine Position von Huygens' Landeplatz auf Titan wurde mit Hilfe der Doppler-Daten in einer Entfernung von etwa 1,2 Milliarden Kilometern von der Erde mit Präzision gefunden (innerhalb eines Kilometers – ein Kilometer auf Titan misst 1,3 Bogenminuten Breite und Länge am Äquator). Die Sonde landete auf der Mondoberfläche bei 10,573°S 192,335°W . Eine ähnliche Technik wurde verwendet, um den Landeplatz der Mars-Erkundungsrover allein durch Abhören ihrer Telemetrie zu bestimmen. 10°34′23″S 192°20′06″W /  / -10.573; -192.335 ( Huygens-Sonde )

Ergebnisse

Huygens landete am 14. Januar 2005 gegen 12:43 UTC mit einer Aufprallgeschwindigkeit, die dem Abwurf eines Balls aus einer Höhe von etwa 1 m auf die Erde ähnelte. Es machte eine 12 cm (4,7 Zoll) tiefe Delle, bevor es auf eine ebene Oberfläche prallte und 30 bis 40 cm (12 bis 16 Zoll) über die Oberfläche glitt. Durch Reibung mit der Oberfläche verlangsamte es seine Geschwindigkeit und wackelte, als es seinen endgültigen Ruheplatz erreichte, fünfmal hin und her. Huygens ' Sensoren registrierten weitere zwei Sekunden lang kleine Vibrationen, bis die Bewegung etwa zehn Sekunden nach dem Aufsetzen nachließ. Die Sonde schleuderte eine Staubwolke (höchstwahrscheinlich organische Aerosole , die aus der Atmosphäre rieseln) auf, die durch den Aufprall etwa vier Sekunden lang in der Atmosphäre schweben blieb.

Das erste veröffentlichte Bild, aufgenommen aus einer Höhe von 16 km (9,9 Meilen), zeigt mutmaßliche Entwässerungskanäle, die zu einer möglichen Küstenlinie fließen. Die dunkleren Bereiche sind flache Ebenen, während die helleren Bereiche Hochebenen darstellen.

An der Landestelle gab es Hinweise auf Wassereiskiesel, die über eine orangefarbene Oberfläche verstreut waren, von denen die meisten von einem dünnen Methanschleier bedeckt sind . Frühe Luftaufnahmen von Titan von Huygens stimmten mit dem Vorhandensein großer Flüssigkeitskörper auf der Oberfläche überein. Die ersten Fotos von Titan vor der Landung zeigten scheinbar große Entwässerungskanäle, die das hellere Festland in ein dunkles Meer überquerten. Einige der Fotos deuteten auf Inseln und eine nebelverhangene Küste hin. Eine anschließende Analyse der Flugbahn der Sonde zeigte, dass Huygens auf den Fotos tatsächlich in der dunklen „Meeresregion“ gelandet war. Die Fotos von der Oberfläche einer trockenen, seebettähnlichen Landschaft deuten darauf hin, dass es am Landeplatz Huygens derzeit möglicherweise keine Kohlenwasserstoffseen und / oder Meere gibt, obwohl es in letzter Zeit Hinweise darauf gibt, dass Flüssigkeit auf die Oberfläche einwirkt . Weitere Daten der Cassini- Mission bestätigten jedoch definitiv die Existenz permanenter flüssiger Kohlenwasserstoffseen in den Polarregionen von Titan (siehe Seen von Titan ). Im Jahr 2012 wurden auch langjährige tropische Kohlenwasserstoffseen entdeckt (darunter einer nicht weit vom Landeplatz Huygens in der Shangri-La-Region, der etwa halb so groß ist wie der Great Salt Lake in Utah , mit einer Tiefe von mindestens 1 m (3 ft .). )). Der wahrscheinliche Lieferant in trockenen Wüstengebieten sind wahrscheinlich unterirdische Grundwasserleiter ; mit anderen Worten, die ariden äquatorialen Regionen von Titan enthalten „ Oasen “.

In-situ- Bild der Titanoberfläche von Huygens – die ersten Bilder von einer nicht erdähnlichen Planetenoberfläche jenseits von Mars und Venus (linke und rechte Bilder haben unterschiedliche Bildverarbeitung). 10–15 cm große Kügelchen (wahrscheinlich aus Wassereis) liegen in variabler räumlicher Verteilung über dunkleren, feinkörnigeren Substraten. Die Aufhellung der oberen linken Seite mehrerer Felsen deutet auf eine Sonneneinstrahlung aus dieser Richtung hin, was eine Südansicht impliziert, die mit vorläufigen Beweisen aus anderen Datensätzen übereinstimmt. Eine Region mit einer relativ geringen Anzahl von Gesteinen liegt zwischen Gesteinshaufen im Vorder- und Hintergrund und entspricht der allgemeinen Ausrichtung der kanalartigen Merkmale in den Bildern aus niedriger Höhe, die aus einer Höhe von weniger als 7 km (4,3 Meilen) aufgenommen wurden.

Die Oberfläche wurde zunächst einen sein berichtet Ton -ähnlichen „Material , das eine dünne Kruste durch einen Bereich mit relativ gleichmäßiger Konsistenz gefolgt haben könnte.“ Ein ESA-Wissenschaftler verglich die Textur und Farbe der Titanoberfläche mit einer Crème Brûlée (d. h. einer harten Oberfläche, die einen klebrigen, schlammartigen Untergrund bedeckt). Eine spätere Analyse der Daten deutet darauf hin, dass die Messwerte der Oberflächenkonsistenz wahrscheinlich dadurch verursacht wurden, dass Huygens bei der Landung einen großen Kieselstein in den Boden drückte, und dass die Oberfläche besser als "Sand" aus Eiskörnern oder Schnee beschrieben wird, der oben gefroren wurde . Die nach der Landung der Sonde aufgenommenen Bilder zeigen eine flache Ebene, die mit Kieselsteinen bedeckt ist. Die Kieselsteine, die aus kohlenwasserstoffbeschichtetem Wassereis bestehen können, sind etwas abgerundet, was auf die Einwirkung von Flüssigkeiten auf sie hindeuten kann. Die Gesteine ​​erscheinen gerundet, größenselektiert und größenschichtig, als ob sie sich im Bett eines Baches in einem dunklen Seegrund befinden, der aus feinkörnigerem Material besteht. Es wurden keine Kieselsteine ​​​​mit einem Durchmesser von mehr als 15 cm (5,9 Zoll) gesichtet, während Felsen, die kleiner als 5 cm (2,0 Zoll) sind, am Landeplatz von Huygens selten sind . Dies bedeutet, dass große Kieselsteine ​​nicht zum Seegrund transportiert werden können, während kleine Steine ​​​​schnell von der Oberfläche entfernt werden.

Die Temperatur an der Landestelle betrug 93,8  K (−179,3 °C; −290,8 °F) und ein Druck von 1.467,6 mbar (1.4484 atm), was eine Methanhäufigkeit von 5 ± 1 % und eine relative Methanfeuchtigkeit von 50 % nahe der Oberfläche impliziert . Daher sind durch Methan verursachte Bodennebel in der Nähe des Landeplatzes unwahrscheinlich. Thermometer zeigten, dass die Hitze Huygens so schnell verließ, dass der Boden feucht gewesen sein muss, und ein Bild zeigt Licht, das von einem Tautropfen reflektiert wird, wenn er über das Sichtfeld der Kamera fällt. Auf Titan lässt das schwache Sonnenlicht nur etwa einen Zentimeter Verdunstung pro Jahr zu (gegenüber einem Meter Wasser auf der Erde), aber die Atmosphäre kann etwa 10 m (30 ft) Flüssigkeit aufnehmen, bevor sich Regen bildet, im Gegensatz zu nur wenigen Zentimeter auf der Erde. Es wird also erwartet, dass das Wetter auf Titan sintflutartige Regenfälle aufweist, die Sturzfluten verursachen, die von Jahrzehnten oder Jahrhunderten der Dürre unterbrochen werden.

Huygens fand heraus, dass die Helligkeit der Oberfläche von Titan (zum Zeitpunkt der Landung) etwa tausendmal schwächer ist als die volle Sonnenbeleuchtung auf der Erde (oder 500-mal heller als die Beleuchtung bei Vollmondlicht) – das heißt, die Beleuchtungsstärke beträgt etwa zehn Minuten nach Sonnenuntergang auf der Erde, ungefähr späte bürgerliche Dämmerung . Die Farbe des Himmels und der Szene auf Titan ist hauptsächlich orange, da blaues Licht durch Titans Dunst im Vergleich zu rotem Licht viel stärker abgeschwächt wird. Die Sonne (die bei der Landung von Huygens vergleichsweise hoch am Himmel stand ) wäre als kleiner, heller Fleck sichtbar, ein Zehntel der Größe der Sonnenscheibe von der Erde aus gesehen und in Größe und Helligkeit vergleichbar mit einem Autoscheinwerfer aus einer Entfernung von etwa 150 m (500 Fuß). Es wirft scharfe Schatten, ist aber kontrastarm, da 90% der Beleuchtung vom Himmel kommt.

Detaillierte Zeitleiste der Huygens- Aktivitäten

Animation von Huygens ‚s Bahn ab 25, Dezember 2004 14. Januar 2005
   Huygens  ·   Titan  ·   Saturn
  • Huygens trennte sich am 25. Dezember 2004 um 02:00 UTC in der Raumfahrzeug-Ereigniszeit vom Cassini- Orbiter .
  • Laut ESA trat Huygens am 14. Januar 2005 in SCET um 10:13 UTC in die Atmosphäre von Titan ein.
  • Die Sonde landete auf der Oberfläche von Titan bei etwa 10,6°S, 192,3°W um 12:43 UTC in SCET (2 Stunden 30 Minuten nach Eintritt in die Atmosphäre). (1.)

Nur wenige Stunden vor der Landung gab es einen Transit der Erde und des Mondes über die Sonne, wie von Saturn/Titan aus gesehen. Huygens trat 2,7 Stunden nach dem Ende des Erdtransits oder nur ein oder zwei Minuten nach dem Ende des Monddurchgangs in die obere Schicht der Titanatmosphäre ein. Der Transit störte den Cassini- Orbiter oder die Huygens- Sonde jedoch aus zwei Gründen nicht. Erstens, obwohl sie kein Signal von der Erde empfangen konnten, weil sie sich vor der Sonne befand, konnte die Erde sie dennoch hören. Zweitens schickte Huygens keine lesbaren Daten direkt zur Erde. Stattdessen übermittelte es Daten an den Cassini- Orbiter, der die empfangenen Daten später an die Erde weiterleitete.

Instrumentierung

Huygens hatte sechs Instrumente an Bord, die ein breites Spektrum wissenschaftlicher Daten aufnahm, während die Sonde durch die Atmosphäre von Titan abstieg. Die sechs Instrumente sind:

Huygens Atmospheric Structure Instrument (HASI)

Dieses Instrument enthält eine Reihe von Sensoren, die die physikalischen und elektrischen Eigenschaften der Titanatmosphäre gemessen haben. Beschleunigungsmesser maßen Kräfte in allen drei Achsen, während die Sonde durch die Atmosphäre abstieg. Mit den bereits bekannten aerodynamischen Eigenschaften der Sonde war es möglich, die Dichte der Titanatmosphäre zu bestimmen und Windböen zu detektieren. Die Sonde wurde so konstruiert, dass bei einer Landung auf einer Flüssigkeitsoberfläche auch ihre Bewegung durch Wellen messbar gewesen wäre. Temperatur- und Drucksensoren haben die thermischen Eigenschaften der Atmosphäre gemessen. Die Komponente Permittivity and Electromagnetic Wave Analyzer maß die Elektronen- und Ionenleitfähigkeit (dh positiv geladene Teilchen) der Atmosphäre und suchte nach elektromagnetischer Wellenaktivität. Auf der Oberfläche von Titan wurden die elektrische Leitfähigkeit und Dielektrizitätskonstante (dh das Verhältnis des elektrischen Verschiebungsfeldes zu seinem elektrischen Feld ) des Oberflächenmaterials gemessen. Das HASI-Subsystem enthält auch ein Mikrofon, das verwendet wurde, um alle akustischen Ereignisse während des Abstiegs und der Landung der Sonde aufzuzeichnen; Dies war das erste Mal in der Geschichte, dass hörbare Geräusche von einem anderen Planetenkörper aufgezeichnet wurden.

Doppler-Wind-Experiment (DWE)

Dieses Experiment verwendete einen ultrastabilen Oszillator, der eine präzise S-Band- Trägerfrequenz lieferte , die es dem Cassini-Orbiter ermöglichte, die Radialgeschwindigkeit von Huygens in Bezug auf Cassini über den Doppler-Effekt genau zu bestimmen . Die windinduzierte horizontale Bewegung von Huygens wäre aus den gemessenen Doppler-Shift-Messungen abgeleitet worden, korrigiert um alle bekannten Bahn- und Ausbreitungseffekte. Möglicherweise wurde auch die Schwingbewegung der Sonde unter ihrem Fallschirm aufgrund atmosphärischer Eigenschaften festgestellt. Das Versäumnis der Bodenkontrolleure, den Empfänger im Cassini- Orbiter einzuschalten, führte zum Verlust dieser Daten. Erdgebundene Radioteleskope konnten einen Teil davon rekonstruieren. Die Messungen begannen 150 km (93 Meilen) über der Oberfläche von Titan, wo Huygens mit mehr als 400 km/h (250 mph) nach Osten geblasen wurde, was mit früheren Messungen der Winde in 200 km (120 Meilen) Höhe übereinstimmte, die in den letzten paar Jahren durchgeführt wurden Jahre mit Teleskopen . Zwischen 60 und 80 km (37 und 50 Meilen) wurde Huygens von schnell schwankenden Winden geschlagen, die als vertikale Windscherung gelten. Am Boden zeigen die erdbasierten Dopplerverschiebungs- und VLBI- Messungen leichte Winde von wenigen Metern pro Sekunde, die in etwa den Erwartungen entsprechen.

Descent Imager/Spektralradiometer (DISR)

DISR-Datenvisualisierung während des Abstiegs von Huygens

Da Huygens in erster Linie eine atmosphärische Mission war, wurde das DISR-Instrument optimiert, um die Strahlungsbilanz in der Atmosphäre von Titan zu untersuchen. Seine sichtbaren und infraroten Spektrometer und violetten Photometer maßen den Strahlungsfluss nach oben und unten aus einer Höhe von 145 km (90 mi) bis zur Oberfläche. Solar-Aureolen-Kameras haben gemessen, wie die Streuung durch Aerosole die Intensität direkt um die Sonne herum variiert. Drei Imager, die sich denselben CCD teilen , bildeten in regelmäßigen Abständen einen Streifen von etwa 30 Grad ab, der von fast dem Tiefpunkt bis knapp über dem Horizont reichte . Mit Hilfe der sich langsam drehenden Sonde würden sie ein vollständiges Mosaik des Landeplatzes aufbauen, das überraschenderweise erst unterhalb von 25 km (16 Meilen) Höhe deutlich sichtbar wurde. Alle Messungen wurden mit Hilfe eines Schattenbalkens zeitlich festgelegt, der DISR mitteilen würde, wann die Sonne durch das Sichtfeld gegangen war. Leider wurde dieses Schema durch die Tatsache gestört , dass Huygens in eine entgegengesetzte Richtung drehte als erwartet. Kurz vor der Landung wurde eine Lampe zur Beleuchtung der Oberfläche eingeschaltet, die Messungen der Oberflächenreflexion bei Wellenlängen ermöglichte, die durch atmosphärische Methanabsorption vollständig ausgeblendet werden .

DISR wurde am Lunar and Planetary Laboratory der University of Arizona unter der Leitung von Martin Tomasko entwickelt, wobei mehrere europäische Institute an der Hardware beteiligt waren. "Die wissenschaftlichen Ziele des Experiments lassen sich in vier Bereiche unterteilen, darunter (1) Messung des solaren Erwärmungsprofils für Studien des thermischen Gleichgewichts von Titan; (2) bildgebende und spektrale Reflexionsmessungen der Oberfläche für Studien der Zusammensetzung, Topographie und physikalische Prozesse, die die Oberfläche bilden, sowie für direkte Messungen des Windprofils während des Abstiegs; (3) Messungen der Helligkeit und des Grades der linearen Polarisation des gestreuten Sonnenlichts einschließlich der Sonnenaureole zusammen mit Messungen der optischen Extinktionstiefe der Aerosole als Funktion von Wellenlänge und Höhe, um die Größe, Form, vertikale Verteilung, optische Eigenschaften, Quellen und Senken von Aerosolen in der Titanatmosphäre zu untersuchen und (4) Messungen des Spektrums des nach unten gerichteten Sonnenflusses, um die Zusammensetzung der Atmosphäre zu untersuchen, insbesondere das Mischungsverhältnisprofil von Methan während des Abstiegs."

Gaschromatograph-Massenspektrometer (GC/MS)

Ein Arbeiter in der Payload Hazardous Servicing Facility (PHSF) steht hinter der Unterseite der Experimentierplattform für Huygens .

Dieses Instrument ist ein gaschemischer Analysator, der entwickelt wurde, um Chemikalien in der Titanatmosphäre zu identifizieren und zu messen. Es war mit Probenehmern ausgestattet, die zur Analyse in großer Höhe befüllt wurden. Das Massenspektrometer , ein Hochspannungs-Quadrupol, sammelte Daten, um ein Modell der molekularen Massen jedes Gases zu erstellen, und eine stärkere Trennung von molekularen und isotopischen Spezies wurde durch den Gaschromatographen erreicht . Während des Abstiegs analysierte das GC/MS auch Pyrolyseprodukte (dh durch Erhitzen veränderte Proben), die ihm vom Aerosol Collector Pyrolyser zugeführt wurden. Schließlich maß das GC/MS die Zusammensetzung der Titanoberfläche. Diese Untersuchung wurde ermöglicht, indem das GC/MS-Instrument kurz vor dem Aufprall erhitzt wurde, um das Oberflächenmaterial bei Kontakt zu verdampfen. Das GC/MS wurde vom Goddard Space Flight Center und dem Space Physics Research Lab der University of Michigan entwickelt .

Aerosolkollektor und Pyrolyseur (ACP)

Das ACP-Experiment saugte Aerosolpartikel aus der Atmosphäre durch Filter an und erhitzte dann die eingeschlossenen Proben in Öfen (unter Verwendung des Pyrolyseverfahrens ), um flüchtige Stoffe zu verdampfen und die komplexen organischen Materialien zu zersetzen. Die Produkte wurden zur Analyse entlang einer Leitung zum GC/MS- Instrument gespült . Zwei Filter wurden bereitgestellt, um Proben in verschiedenen Höhen zu sammeln. Das ACP wurde von einem (französischen) ESA- Team am Laboratoire Inter-Universitaire des Systèmes Atmosphériques (LISA) entwickelt.

Surface Science Package (SSP)

Das SSP enthielt eine Reihe von Sensoren, die die physikalischen Eigenschaften der Titanoberfläche am Aufprallpunkt bestimmen sollten, unabhängig davon, ob die Oberfläche fest oder flüssig war. Ein akustisches Signalgeber , das während der letzten 100 m (300 ft) des Abstiegs aktiviert wurde, ermittelte kontinuierlich den Abstand zur Oberfläche, indem er die Sinkgeschwindigkeit und die Oberflächenrauhigkeit (z. B. durch Wellen) misst. Das Instrument wurde so konzipiert, dass bei einer flüssigen Oberfläche der Echolot die Schallgeschwindigkeit im „Ozean“ und ggf. auch die Untergrundstruktur (Tiefe) misst. Während des Abstiegs lieferten Messungen der Schallgeschwindigkeit Informationen über die Zusammensetzung und Temperatur der Atmosphäre, und ein Beschleunigungsmesser zeichnete das Verzögerungsprofil beim Aufprall auf, das die Härte und Struktur der Oberfläche anzeigte. Ein Neigungssensor maß die Pendelbewegung während des Sinkflugs und wurde auch entwickelt, um die Position der Sonde nach der Landung anzuzeigen und jede Bewegung aufgrund von Wellen anzuzeigen. Wäre die Oberfläche flüssig gewesen, hätten andere Sensoren auch ihre Dichte , Temperatur, Wärmeleitfähigkeit , Wärmekapazität, elektrische Eigenschaften ( Permittivität und Leitfähigkeit) und Brechungsindex (unter Verwendung eines kritischen Winkelrefraktometers) gemessen . Ein Penetrometer- Instrument, das 55 mm (2,2 Zoll) über den Boden des Huygens- Abstiegsmoduls hinausragte , wurde verwendet, um eine Penetrometer-Spur zu erstellen, als Huygens auf der Oberfläche landete. Dies geschah, indem die Kraft gemessen wurde, die die Körperoberfläche beim Durchbrechen auf das Instrument ausübte und bei der Landung in den Körper gedrückt wurde. Die Kurve zeigt diese Kraft als Funktion der Zeit über einen Zeitraum von etwa 400 ms. Die Spur weist eine anfängliche Spitze auf, die darauf hindeutet, dass das Instrument einen der eisigen Kieselsteine ​​auf der von der DISR-Kamera fotografierten Oberfläche getroffen hat.

Das Huygens SSP wurde vom Space Sciences Department der University of Kent und dem Rutherford Appleton Laboratory Space Science Department unter der Leitung von Professor John Zarnecki entwickelt . Die SSP-Forschung und -Verantwortung ging mit dem Wechsel von John Zarnecki im Jahr 2000 auf die Open University über .

Raumfahrzeugdesign

Bei der Endmontage schimmert das Aufbringen der mehrlagigen Isolierung unter hellem Licht. Die goldene Farbe des MLI ist auf die Lichtreflexion der Aluminiumbeschichtung auf der Rückseite der bernsteinfarbenen Kaptonplatten zurückzuführen .

Huygens wurde unter der Hauptauftragnehmerschaft von Aérospatiale in seinem Cannes Mandelieu Space Center in Frankreich gebaut, das heute Teil von Thales Alenia Space ist . Das Hitzeschildsystem wurde unter der Verantwortung von Aérospatiale in der Nähe von Bordeaux gebaut, das heute zu Airbus Defence and Space gehört .

Fallschirm

Martin-Baker Space Systems war verantwortlich für Huygens' Fallschirmsysteme und die strukturellen Komponenten, Mechanismen und Pyrotechnik, die den Abstieg der Sonde auf Titan steuern. IRVIN-GQ war für die Definition der Struktur jedes der Huygens -Fallschirme verantwortlich. Irvin arbeitete im Auftrag von Martin-Baker Space Systems am Sinkkontroll-Subsystem der Sonde .

Kritischer Konstruktionsfehler teilweise behoben

Lange nach dem Start entdeckten einige hartnäckige Ingenieure, dass die Kommunikationsausrüstung von Cassini einen potenziell fatalen Konstruktionsfehler aufwies, der zum Verlust aller von Huygens übertragenen Daten geführt hätte .

Da Huygens zu klein war , direkt auf die Erde zu übertragen, wurde es entwickelt , um zu übertragen , die Telemetriedaten während absteigend bis zur Atmosphäre Titan erhalten Cassini durch Funk , was wiederum zur Erde weiterleiten würde seine große 4 m (13 ft) Durchmesser Hauptantenne . Einige Ingenieure, allen voran die ESA ESOC- Mitarbeiter Claudio Sollazzo und Boris Smeds , hatten ein Unbehagen darüber, dass diese Funktion ihrer Meinung nach vor dem Start nicht unter ausreichend realistischen Bedingungen getestet worden war. Smeds gelang es mit einiger Mühe, die Vorgesetzten zu überreden, zusätzliche Tests durchzuführen, während Cassini im Flug war. Anfang 2000 schickte er simulierte Telemetriedaten mit unterschiedlichen Leistungs- und Doppler-Verschiebungsniveaus von der Erde nach Cassini . Es stellte sich heraus, dass Cassini die Daten nicht korrekt weitergeben konnte.

Dies lag daran, dass Huygens nach dem ursprünglichen Flugplan, als er zum Titan absteigen sollte, relativ zu Cassini beschleunigt hätte , was dazu führte, dass die Dopplerverschiebung seines Signals variierte. Folglich wurde die Hardware von Cassinis Empfänger so konzipiert, dass sie über einen Bereich verschobener Frequenzen empfangen kann. Jedoch kann die Firmware fehlgeschlagen zu berücksichtigen , daß die Doppler - Verschiebung verändert haben würde nicht nur die Trägerfrequenz, sondern auch die Zeitsteuerung der Nutzlast - Bits , codiert durch Phasenumtastung bei 8192 Bits pro Sekunde .

Eine Neuprogrammierung der Firmware war nicht möglich und als Lösung musste die Flugbahn geändert werden. Huygens löste sich einen Monat später als ursprünglich geplant (Dezember 2004 statt November) und näherte sich Titan so, dass seine Übertragungen senkrecht zu seiner Bewegungsrichtung relativ zu Cassini wanderten , wodurch die Dopplerverschiebung stark reduziert wurde.

Die Änderung der Flugbahn überwand den Konstruktionsfehler größtenteils und die Datenübertragung gelang, obwohl die Informationen von einem der beiden Funkkanäle aufgrund eines nicht zusammenhängenden Fehlers verloren gingen.

Kanal A Daten verloren

Huygens war so programmiert, dass er Telemetrie und wissenschaftliche Daten an den Cassini- Orbiter zur Weiterleitung an die Erde über zwei redundante S-Band -Funksysteme, die als Kanal A und B oder Kette A und B bezeichnet werden , überträgt . Kanal A war der einzige Weg für ein Experiment, um Windgeschwindigkeiten messen, indem man winzige Frequenzänderungen untersucht, die durch die Bewegung von Huygens verursacht werden . In einer anderen bewussten Abkehr von der vollständigen Redundanz wurden die Bilder des Abstiegs-Imagers aufgeteilt, wobei jeder Kanal 350 Bilder trug.

Cassini hat Kanal A wegen eines Fehlers in der Befehlsfolge, die an das Raumfahrzeug gesendet wurde, nie abgehört. Laut Vertretern der Europäischen Weltraumorganisation wurde dem Empfänger des Orbiters nie befohlen, sich einzuschalten. Die ESA gab bekannt, dass der Fehler ein Fehler ihrerseits war, der fehlende Befehl Teil einer von der ESA für die Huygens- Mission entwickelten Befehlssequenz war und von Cassini wie geliefert ausgeführt wurde.

Da Kanal A nicht genutzt wurde, wurden statt der geplanten 700 nur 350 Bilder empfangen. Alle Doppler -Funkmessungen zwischen Cassini und Huygens gingen ebenfalls verloren. Es wurden Doppler-Radiomessungen von Huygens von der Erde aus durchgeführt, obwohl sie nicht so genau waren wie die verlorenen Messungen, die Cassini machte. Die Verwendung von Beschleunigungssensoren auf Huygens und die VLBI- Verfolgung der Position der Huygens- Sonde von der Erde aus ermöglichten einigermaßen genaue Berechnungen der Windgeschwindigkeit und -richtung.

Landeplatz

Die Sonde landete auf der Oberfläche von Titan bei 10,573°S 192,335°W . 10°34′23″S 192°20′06″W /  / -10.573; -192.335

Das rote Kreuz markiert den Landeplatz von Huygens . Die helle Region rechts ist die Xanadu-Region .

Siehe auch

Verweise

Zitate

Literaturverzeichnis

  • Nature 438 , Dez. 2005 - Die in neun Artikeln, Leserbriefen und verwandten Medien analysierten Ergebnisse sind online frei zugänglich.

Weiterlesen

  • Ralph Lorenz (2018). NASA/ESA/ASI Cassini-Huygens: ab 1997 (Cassini-Orbiter, Huygens-Sonde und zukünftige Explorationskonzepte) (Owners' Workshop Manual) . Haynes-Handbücher, Großbritannien. ISBN 978-1785211119.

Externe Links