Grazer Meßgerät zur Untersuchung von Blitzen auf dem Saturnmond Titan
(Teil des HUYGENS Experiments HASI)

Das Grazer Institut für Weltraumforschung der Österreichischen Akademie der Wissenschaften hat ein Instrument entwickelt und gebaut, welches im Jahr 2004 Blitze in der Atmosphäre des Saturnmondes Titan untersuchen soll. Das Gerät befindet sich an Bord der NASA/ESA-Sonde CASSINI/HUYGENS, die im Oktober 1997 zum Saturnsystem starten wird.

Während des zweieinhalbstündigen Abstieges der HUYGENS Sonde in die Atmosphäre des Saturnmondes Titan soll das Grazer Instrument elektrische und akustische Phänomene untersuchen, die von Blitzen erzeugt werden. Nach wissenschaftlichen Arbeiten von Carl Sagan können Blitze zur Entstehung organischer Moleküle auf dem Titan führen.

Das Gerät ist Teil des Experiments HASI (HUYGENS Atmospheric Structure Instrument, Gesamtleitung in Italien), welches die Abbremsung der Sonde, sowie Druck, Temperatur und elektrische Parameter der Titanatmosphäre messen soll. Das Kernstück des Grazer Instrumentes ist ein kleiner Computer, der die Signale der Sensoren zur Messung elektrischer und akustischer Felder verarbeitet und an den Rechner der Sonde schickt, wo sie in regelmäßigen Abständen zum CASSINI-Orbiter übertragen werden.

Eine weitere Aufgabe des Gerätes ist die Verarbeitung der Daten des HUYGENS-Bordradars, um die Struktur der Titanoberfläche feststellen zu können. Eine besondere Herausforderung für das Grazer Team war die Entwicklung eines akustischen Sensors, welcher außen an der HUYGENS-Sonde befestigt ist und bis zu Temperaturen von -190°C voll funktionsfähig sein muß. Das Gerät wurde in Zusammenarbeit mit dem Institut für Nachrichtentechnik der TU-Graz sowie mit Instituten und Firmen in Italien, Spanien, Frankreich und Holland entwickelt.

Das Instrument ACP, eine französisch-österreichische Kooperation, untersucht die chemische Zusammensetzung der Aerosole in der Atmosphäre des Titan. Dazu wird die Atmosphäre durch einen Filter gepumpt, in welchem die Staubteilchen und Tröpfchen gesammelt werden. Anschließend wird der Filter in einen Ofen transferiert und, hermetisch von der Umwelt abgeschlossen, stufenweise erhitzt. In den unteren Temperaturbereichen findet eine Verdampfung der leicht flüchtigen Stoffe, vorwiegend flüssiger Komponenten, statt. In der höchsten Temperaturstufe werden die komplexeren Molekülstrukturen der nicht zu verdampfenden Stoffe durch Pyrolyse gespalten. Die dabei entstehenden Gasprodukte werden an das Massenspektrometer GCMS zur chemischen Analyse weitergeleitet. Der zeitliche Ablauf ist so geplant, daß je eine Messung ober- und innerhalb der Methanwolken stattfindet, die durch VOYAGER-Resultate vorhergesagt werden. Aufgrund von Modellrechnungen erwartet man komplexe Kohlenwasserstoff- und Zyanidverbindungen sowie Tholins und Staub, der von vulkanischen Aktivitäten herrühren könnte.

Der österreichische Anteil, die gesamte Elektronik der Flugeinheit des Instruments sowie die zugehörige Testausrüstung, wurde unter der Leitung des Instituts für Weltraumforschung der Österreichischen Akademie der Wissenschaften entwickelt und gebaut. Austrian Aerospace entwarf die Treiberelektronik zum Betrieb der mechanischen Elemente und übernahm die Fertigung der Flugeinheiten. Das Institut für Angewandte Systemtechnik der Joanneum Research zeichnet für das Hardware- und Software-Design der Prozessoreinheit zur Steuerung des Meßablaufes und die Fertigung der Testausrüstung verantwortlich.

Die Anforderungen an die Software des Instruments sind sehr hoch, da einerseits die Aktivierung der Mechanik nach einem präzisen Zeitplan erfolgen muß, andererseits eventuell auftretende Probleme in der Mechanik mit spezifischen Fehlerkorrekturroutinen kompensiert werden sollen. Die sehr tiefen Temperaturen in der Atmosphäre des Titan, etwa -150 °C, stellen große Belastungen für die Mechanik und Elektronik dar. Da die Atmosphäre durch das Instrument gepumpt wird und dabei erheblicher Wärmeaustausch stattfindet, muß auch die Elektronik bei tiefen Temperaturen noch einwandfrei funktionieren. Nicht zuletzt mußte auch die lange Flugzeit von etwa sieben Jahren bis zum eigentlichen Einsatz im Jahr 2004 berücksichtigt werden.

Die Masse des gesamten Instruments beträgt etwa 6 kg und hat eine Leistungsaufnahme von 55 W.

An der Entwicklung des Instruments waren folgende Organisationen in Österreich beteiligt:

• Institut für Weltraumforschung, Österreichische Akademie der Wissenschaften, Graz
• Institut für Angewandte Systemtechnik, JOANNEUM RESEARCH Forschungsgesellschaft mbH, Graz
• Austrian Aerospace, Wien

Internationale Projektpartner:

• Service d'Aéronomie, Centre National de la Recherche Scientifique, Paris
• Laboratoire Interuniversitaire des Systèmes Atmosphériques, Paris
• Centre National d'Études Spatiales, Toulouse
• Goddard Space Flight Center, NASA, Greenbelt
• Universität Leiden

Die Landesonde HUYGENS taucht mit einem Fallschirm von 8,5 Meter Durchmesser in die bräunlich-orangen Dunstschleier der Titanatmosphäre ein und bringt während dieses Manövers auch das Experiment Gas Chromatograph and Mass Spectrometer (GCMS) zum Einsatz. Bei diesem Experiment, welches eine chemische Analyse der Titanatmosphäre durchführt, ist das Institut für Weltraumforschung im Rahmen internationaler Kooperationen beteiligt.

Die Einlaßöffnung für das Instrument GCMS ist nahe am Zentrum der Vorderseite der Sonde angeordnet, wodurch infolge des Überdrucks die Atmosphäre in das Instrument strömt. Die festen Teilchen und feinsten Tropfen der Titanatmosphäre werden durch das Instrument Aerosol Collector and Pyrolyser (ACP) gepumpt und in einem Filter sammelt. Die Aerosole werden verdampft bzw. pyrolysiert und die dabei entstandenen Gasprodukte zur chemischen Analyse an das Instrument GCMS weitergeleitet.

Das Instrument GCMS ist so konstruiert, daß es Atmosphärenbestandteile in der Titanatmosphäre bis zu einem Molekulargewicht von 146 identifizieren kann. Außer den Hauptbestandteilen der Titanatmosphäre, Stickstoff und Methan, wird es erstmals möglich sein, die Anteile von Spurenbestandteilen wie Argon und komplexe organische Moleküle zu detektieren. Mit Hilfe dieses Experimentes wird man die Entstehungsgeschichte des Saturnmondes nachvollziehen können, Aufschlüsse über die Temperaturverteilung der Titanatmosphäre unter Berücksichtigung der Aerosolkonzentration erhalten und Kenntnisse über die Formation von komplexen organischen Molekülen gewinnen, die für die Exobiologie und für die Chemie der frühen Erdatmosphäre sehr wichtig sind.

Ein hoher Atmosphärenanteil von Argon mit der Masse 36 und 38 würde Hinweise liefern, daß Titan aus kometenähnlicher Materie entstanden ist. Eine solche Entdeckung würde dafür sprechen, daß auch die Erde ihren Stickstoffanteil und das Wasser zum Großteil von einfallenden Kometen erhalten hat. Wenig Argonbestandteile würden hingegen Hinweise liefern, daß sich Titan aus Stickstoff/Methan-Eismaterie aus dem Saturnsystem gebildet hat. Diese noch ungeklärten Fragen werden durch die von GCMS gewonnenen Erkenntnisse gelöst, wobei sich vergleichende Studien über andere Körper unseres Sonnensystems sogar auf die Erde anwenden lassen.

Im Rahmen internationaler Kooperationen im Bereich der Planetenforschung ist das Institut für Weltraumforschung auch an der Erforschung der Radioemission des Planeten Saturn beteiligt, welche im Zuge der ESA/NASA Raummission CASSINI/HUYGENS gemessen werden wird. Die Messungen erfolgen mit Hilfe des sog. ''Radio and Plasma Wave Science'' (RPWS) Experiments, welches aus einem System linearer Antennen sowie einem entsprechenden Empfänger besteht. Die Zielsetzung des österreichischen Forschungsbeitrags besteht einerseits in der Kalibrierung und Eichung der Empfangsantennen und andererseits aus der Schaffung geeigneter Datenanalyseprogramme, anhand welcher man Richtung und Polarisation der einfallenden elektromagnetischen Wellen im Frequenzbereich zwischen etwa 10 und 16000 kHz bestimmen kann.

Für die erfolgreiche Durchführung der Meßphase ist die genaue Kenntnis der Empfangseigenschaften des RPWS Antennensystems vonnöten. Die Durchführung dieser sog. Antennenkalibrierung erfolgt unter anderem mittels rheometrischer Verfahren, wobei ein verkleinertes Raumsondenmodell in einem Wassertank einem elektrischen (quasistatischen) Wechselfeld ausgesetzt wird. Die Bestimmung der Empfangseigenschaften des Antennensystems erfolgt unmittelbar aus der Analyse der elektrischen Spannungsmodulationen, welche aufgrund von experimentell durchgeführten Rotationen des Modells im Tank entstehen.

Die Meßdaten (elektromagnetische Emissionen im Frequenzbereich 10 - 16000 kHz) lassen umfangreiche Rückschlüsse auf physikalische Vorgänge im Saturn-System zu; dies betrifft insbesondere die hohe Atmosphäre des Saturn (z. B. Blitzentladungen) als auch die Magnetosphäre, wo Aufschlüsse über die Dichte- und Geschwindigkeitsverteilung hochenergetischer Elektronen sowie über Stärke und Richtung des Magnetfeldes an den Strahlungsquellen gewonnen werden können. Insofern stellt das Cassini RPWS Experiment im Rahmen der Gesamtmission ein Schlüsselexperiment dar, da mehr als die Hälfte der formulierten Missionsziele direkt oder indirekt (in Zusammenarbeit mit anderen Cassini-Experimenten) durch Analyse der RPWS-Daten beantwortet werden können.

Durch das RPWS-Experiment auf Cassini wird eine lange Tradition der Erforschung des Sonnensystems mittels Empfängern elektromagnetischer Strahlung auf Raumsonden fortgesetzt. Ähnliche, wenn auch noch nicht so leistungsfähige Instrumente fanden auch bei früheren Missionen zu den Riesenplaneten unseres Sonnensystems Anwendung, wie VOYAGER (Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun), ULYSSES (Jupiter) oder aktuell bei GALILEO (Jupiter-Orbiter). Die dabei gewonnenen Erfahrungswerte stellten die Grundlage für die Konzeption des Cassini RPWS Experiments dar, welches im Zuge der mehrjährigen Orbitphase um den Planeten Saturn viele noch ungeklärte Fragen bezüglich des Ringplaneten durch systematische Datenerfassung und anschließende Interpretation lösen wird.