Casssini (śnieg przestrzenny) – Wikipedia

Cassini to przestrzenna sonda NASA dla potrzeb misji Cassini-Huygens który ma na celu zbadanie planety Saturna, jego satelitów i pierścieni. Wystrzelone w kosmosie 15 października 1997 Od Cap Canaveral przez rakietę Titan IV-Centaur, rozpoczęła swoją misję w systemie Saturnian Pierwszy ^Jest Lipiec 2004 I skończyłem 15 września 2017 Zanurzając się w atmosferę Saturna. Sonda została zbudowana przez Jet Propulsion Laboratory Dzięki wkładowi Europejskiej Agencji Kosmicznej, włoskiej Agencji Kosmicznej (dla anteny komunikacji parabolicznej), a także wielu amerykańskich i międzynarodowych laboratoriów badawczych i uniwersytetów na instrumenty naukowe. Przenosi małe lądujące huygens, które wylądowały na powierzchni Tytana w 2004 roku.

Cassini W 2017 roku jest największą sondą kosmiczną, jaką kiedykolwiek wystartowano, dzięki masie w starcie 5 853 kilogramów, w tym 3627 kg D’ergols (hydrazyna), 362 kg instrumenty i 350 kg Do lądowania Huygens . Sonda kosmiczna jest stabilizowana zgodnie z trzema osiami, a energia jest dostarczana przez generator termoelektryczny w radiomotopie produkującym 885 watów na początku misji. Sonda kosmiczna nosi nazwę astronomu Jean-Dominique Cassini (1625-1712), który szczegółowo badał pierścienie Saturna i odkrył niektóre z głównych księżyców gigantycznej planety (Japet, Rhéa, Tethys i Dioné).

Cassini miał być drugą maszyną serii Mariner Mark Mark II. Został zaprojektowany wspólnie z pierwszym, Comet Rendezvous asteroid Flyby (CRAF). Jednak cięcia budżetowe doprowadziły do ​​uproszczenia jego projektu, co doprowadziło do bardziej wyspecjalizowanego urządzenia poza serią Mariner Mark II i mniej bogato obdarzony instrumentami niż ten program.

Cassini-Huygens jest jednym z najcięższych, największych i najbardziej złożonych sond międzyplanetarnych. Tylko dwa sondy programowe Fobos Wysłane do Phobos przez Związek Radziecki utworzył cięższy system. Cassini Tylko 2150 kilogramów w pustych, do których dodaje się 350 kilogramów Huygens i 3132 kilogramy paliwa do napędu (hydrazyna). Cassini Mierzy 6,8 metra wysokości i 4 metry szerokości (średnica anteny HGA). Biegun magnetometru jest nawet 11 metrów dalej. Złożoność ta jest niezbędna zarówno przez jego trajektorię w kierunku Saturna, jak i przez liczne zaplanowane obserwacje. Sonda ma 1630 połączonych obwodów, 22 000 połączeń i 14 kilometrów kabli.

W szczególności, podobnie jak odległość między Ziemią a sondy, kiedyś dotarła do miejsca docelowego, wynosiła od 8,2 do 10,2 Jednostki astronomiczne , sygnały między sondy a jej podstawą stawiają 68 do 84 minut, aby dotrzeć do miejsca docelowego, co uniemożliwia kontrolowanie w czasie rzeczywistym, czy to w przypadku normalnych operacji, czy w przypadku nieprzewidzianych zdarzeń. Nawet poprzez natychmiastowe reagowanie, zajęło to około trzech godzin między czasem wydarzenia a momentem, w którym baza otrzymała odpowiedź na sondę na swoje zamówienia ^{[[[ Pierwszy ]} .

Próba Cassini jest złożony z 12 podsystemów :

• Zarządzanie poleceniem i danymi ( Podsystem poleceń i danych – CDS): Jest to system komputerowy sondy. Rejestruje i przetwarza dane z innych podsystemów i instrumentów. Oprócz zamówień z bazy lądowej jest w stanie uruchomić oprogramowanie ochronne w celu utrzymania sondy w stanie operacyjnym. Sercem systemu jest Komputer lotniczy inżynierii , zaprojektowany przez IBM, który łączy się z resztą sondy przez unikalny autobus.
• Rejestrator półprzewodnikowy ( Rejestrator stanu solidnego ): Ten system rejestruje dane naukowe, a także dane dotyczące sytuacji i stanu sondy. Ten rejestrator nie ma części mobilnych, co jest pierwszym. Zawiera również niezbędne dane lotu dla reszty misji. Dane naukowe są okresowo wysyłane do bazy ziemi, a następnie usuwane.

• Moduł napędu : Ten system zapewnia nacisk niezbędny do zmian w trajektorii i orientacji. Główny silnik służy do poprawek prędkości i trajektorii, podczas gdy 16 wtórnych silników hydrazyny, ułożonych w czterech grupach czteroosobowych, stosuje się do korekt orientacyjnych.
• Orientacja i kontrole stawów ( Podsystem kontroli postawy i artykulacji – AACS): Rola tego systemu jest potrójna. Pierwszym jest zdefiniowanie orientacji sondy zgodnie z trzema osiami. Drugim jest zdefiniowanie artykulacji sondy i trzeciego, aby zdefiniować kierunek, na który musi skierować główny silnik. W tym celu system ten jest wyposażony w trzy jednostki żyroskopowe, wyprodukowane przez Hughes Aircraft Company, gwiezdną jednostkę referencyjną, zdolną do wykrywania i pozycjonowania w porównaniu do 5000 gwiazdek, a urządzeniem wyników zamontowanym na trzech ośmiokątnych kołach, umożliwiające kierowanie kierowaniem główny silnik na trzech osiach.

• Zasilacz i system pirotechniczny ( Podsystem mocy i pirotechnique – PPS): Ten system zapewnia energię elektryczną i zarządza zdarzeniami pirotechnicznymi, szczególnie tych niezbędnych podczas uruchamiania sondy przez pojazd startowy Centaur . Energia elektryczna jest wytwarzana przez trzy generatory termoelektryczne w radiomotopie (RTG, którego użycie nie było pozbawione kontrowersji), a następnie jest transportowane do innych systemów.
• Radiofczelnie ( Podsystem częstotliwości radiowej – RFS): Ten system, wspólnie z podsystemem gałęzi, zarządza telekomunikacją z bazą Ziemi. Niektóre elementy są również wykorzystywane przez radia naukowe. Sonda komunikuje się z Ziemią na zespole X, przy 8.4 GHZ . System moduluje dane z CDS, wzmacnia je na 20 Watts i przenosi je na anteny.

• Anteny ( Podsystem anteny – ATM): Ten system składa się z anteny kierunkowej (zwanej przy wysokim wzmocnieniu lub HGA) i dwóch antenach dookresowych (tak zwanych przy niskim wzmocnieniu lub LGA). Podstawową funkcją anteny kierunkowej jest zapewnienie komunikacji z lądem, ale także komunikacja z modułem Huygens Na pasmach podczas lądowania i funkcjonowania radaru na pasku KU i instrumentach radiowych na Ki pas. Antena kierunkowa składa się z parabolicznego odbłyśnika o średnicy 4 metrów, pod-refraktora zamontowanego w punkcie centralnym i 6 gałęzi łączących te dwa. Aby chronić instrumenty naukowe przed sondą promieni słonecznych, przypowieść została skierowana na początku misji do Słońca, aby zachowywać się jak cień.

• Podsystem strukturalny ( Podsystem struktury ): Oprócz funkcji szkieletu sondy, system ten jest używany do przewodzenia termicznego w sondzie, aby rozpowszechniać energię i działać jako masa elektryczna. Chroni także inne elementy sondy przed promieniowaniem i mikrométeorytami. Ponadto jest wyposażony w punkty kotwiczące używane do obsługi na ziemi.
• Urządzenia mechaniczne ( Podsystem urządzenia mechanicznego – dev): Ten system zawiera szereg urządzeń mechanicznych, które nie są zniewolone, takie jak urządzenie separacji z pojazdem Centaur , rozmieszczenie ramienia wyzwalającego lub wyzwalaczy urządzeń pirotechnicznych.

• Zestaw elektroniczny ( Podsystem pakietu elektronicznego ): Ten system, który obejmuje różne elementy elektroniczne sondy, składa się z okrągłej magistrali złożonej z 12 zatok zawierających moduły elektroniczne. Zatoki te są zaprojektowane w celu ochrony modułów przed promieniowaniem, pola magnetycznym oraz w celu poszanowania potrzeb grawitacyjnych i centrów wiązania.

• Okablowanie ( Podsystem kablowy ): Ten system jest używany do połączenia elektrycznego wszystkich innych podsystemów, czy to dla zasilania, czy transmisji danych. Ten system jest pasywny i nie zawiera urządzenia elektronicznego. Jego funkcją jest przeniesienie sygnału elektrycznego bez jego zmiany.
• Kontrola temperatury ( Podsystem kontroli temperatury – Temp): Ten system ma na celu utrzymanie temperatury sondy w dopuszczalnych granicach. Kiedy sonda przeleciała nad Wenus, temperatura była do trzech razy więcej niż podczas jej obecności na orbicie lądowej, podczas gdy na orbicie Saturna jest nawet 100 razy niższa. Temperatura jest utrzymywana przy użyciu specjalistycznych urządzeń, ale także dzięki prostym końcówkom, takim jak efekt cienia uzyskany przez orientację parabolicznej anteny skierowanej na słońce.

Cassini Transport do dwunastu instrumentów naukowych reprezentujących całkowitą masę 362 kilogramów ^{[[[ 2 ]} .

Spektromert do Plassma de Cassini ( Spektrometr plazmowy Cassini – CZAPKI) [[[ modyfikator |. Modyfikator i kod ]

Spektrometr plazmowy Cassiniego, utworzony przez Southwest Research Institute (SRI), ma na celu określenie energii i obciążenia elektrycznego cząstek, takich jak elektrony i protony napotkane przez sondę. Detektor ten analizuje cząstki z rozległej jonosfery Saturna, ale także bada konfigurację pola magnetycznego planety. Analizuje również osocze w tym regionie, a także wiatr słoneczny w magnetosferze Saturna. Przyrząd składa się z trzech czujników: spektrometru elektronowego, spektrometru wiązki jonowej i spektrometru jonowego. Cała waży 12,5 kilograma i zużywa 14,5 watów. Dane są przesyłane do systemu komputerowego do przepływu 8 kbit/s ^{[[[ 3 ]} .

Kosmiczna analiza pyłu ( Kosmiczny analizator pyłu – CDA) [[[ modyfikator |. Modyfikator i kod ]

Kosmiczny analizator pyłu, stworzony przez Max-Planck Institute in Nuclear Physics w Heidelberg w Niemczech, jest urządzeniem określającym rozmiar, prędkość i kierunek pyłu znajdującego się w pobliżu Saturna. Niektóre z tych pyłu znajdują się na orbicie wokół planety, podczas gdy możliwe jest, że inne pochodzą z różnych systemów planet. Analizator osadzony na Cassini ma zatem pomóc w rozwiązywaniu tajemnicy tych cząstek poprzez przeprowadzenie ich analizy chemicznej. Pozwala ci dowiedzieć się więcej o naturze tego, co czyni te ciała niebieskie, a jednocześnie po pochodzeniu wszechświata. Instrument jest w stanie wykryć kurz z mikrometru, a nawet nanometru w pewnych okolicznościach. Instrument ten został umieszczony na stanowisku w 1999 r., Na długo przed tym, jak sonda nie dotrze do Saturna i zaczęła dostarczać informacje. W środowisku jowowskim CDA wykryła kurz poruszając się 400 km/s przez układ słoneczny. Cząstki te, pochodzące z Jowisza, są stale emitowane i zostały wykryte ponad 100 milionów kilometrów od Jowisza. CDA waży 16,36 kilogramów i zużywa 18,38 watów. Przesyła swoje dane do systemu komputerowego z prędkością 0,524 Kbit/s ^{[[[ 4 ] W [[[ 5 ]} .

Złożony spektrometr podczerwieni ( Złożony spektrometr podczerwieni – Cirs) [[[ modyfikator |. Modyfikator i kod ]

Złożony spektrometr podczerwieni, stworzony we współpracy przez CEA, University of Oxford, NASA, Paris Observatory i Queen Mary’s College, analizuje światło podczerwieni emitowane przez Saturna i jego atmosferę, ale także przez pierścienie oraz satelitę oraz studiów ich skład i temperatura. Instrument ten umożliwia również reprezentowanie atmosfery planety w trzech wymiarach oraz rysowanie profili temperatury i ciśnienia w funkcji wysokości, składu gazu i rozkładu chmur. To narzędzie mierzy również charakterystykę termiczną i skład powierzchni satelitów, a także pierścieni. Ułatwia także wizualizację części wewnętrznej struktury tych różnych ciał niebieskich. CIR, jak każdy spektrometr, rozkładają promieniowanie (w tym przypadku podczerwień) i mierzy moc różnych składników (kolorów), które tworzą to promieniowanie. Waży 39,24 kilogramów i zużywa 32,89 watów. Przenosi swoje dane do systemu komputerowego z przepływem 6 Kbit/s ^{[[[ 6 ] W [[[ 7 ]} .

Załadowany i neutralny spektrometr cząstek ( Jon i neutralny spektrometr masowy – INMS) [[[ modyfikator |. Modyfikator i kod ]

Spektrometr obciążonych i neutralnych cząstek jest instrumentem, który analizuje obciążone cząstki, takie jak protony, jony ciężkie lub cząsteczki neutralne, takie jak atomy wokół Saturna i Tytana, aby dowiedzieć się więcej o ich atmosferze. Wykrywa także pozytywne i neutralne jony pierścieni Saturna i jego satelitów. Instrument jest w stanie określić skład chemiczny wykrytych w ten sposób cząstek. Waży 9,25 kilogramów i zużywa 27,7 watów. Jego przepływ wynosi 1,5 Kbit/s ^{[[[ 8 ] W [[[ 9 ]} .

System kamer ( Podsystem nauk o obrazowaniu – ISS) [[[ modyfikator |. Modyfikator i kod ]

System kamer składa się z dwóch kamer. Pierwszy to aparat o wysokim kącie ( Kamera szerokiego kąta – WAC), mający ogniskową 200 milimetrów i otwór 3,5, przeznaczony do widoków ogólnych, a drugi, długi aparat ogniskowy ( Kamera wąskiego kąta – NAC), mający ogniskową 2000 milimetrów i otwarcie 10,5, pozwala na bliskie plany. Każdy aparat jest wyposażony w czujnik CCD megapiksela. Są w stanie nagrywać sekwencje wideo i konfigurować filtry dzięki mechanizmowi zawierającemu dwa koła dla każdego aparatu, używane do wymiany serii filtrów. Kamera szerokiego kąta jest zatem wyposażona w dwa koła, z których każde obsługuje 9 filtrów (w sumie 18), podczas gdy długa kamera ogniskowa ma dwa koła, każde z 12 filtrami (łącznie 24). Instrument waży w sumie 57,83 kilogramy i zużywa 59,9 watów. Ma prędkość 365.568 Kbit/s ^{[[[ dziesięć ] W [[[ 11 ] W [[[ dwunasty ]} .

Podwójny magnetometr techniczny ( Magnetometr podwójnej techniki – Mag) [[[ modyfikator |. Modyfikator i kod ]

MAG jest bezpośrednim instrumentem pomiarowym dla intensywności i kierunku pola magnetycznego wokół Saturna. Pole magnetyczne Kronian jest tworzone w sercu Saturna. Pomiar tego pola magnetycznego jest sposobem na zbadanie tego bardzo gorącego i bardzo gęstego serca, pomimo niemożności wysyłania instrumentów pomiarowych. Celem MAG jest stworzenie trójwymiarowego modelu magnetosfery Saturn, w celu ustalenia właściwości magnetycznych tytanów i innych zamrożonych satelitów, a także badanie ich interakcji z polem magnetycznym Saturna. Instrument waży 3 kilogramy, zużywa około 3,10 watów i przesyła swoje dane ze średnim przepływem 3,60 Kbit/s ^{[[[ 13 ]} .

Instrument obrazowania magnetosfery ( Instrument obrazowania magnetosferycznego – I) [[[ modyfikator |. Modyfikator i kod ]

Instrument ten jest zaprojektowany do pomiaru składu, obciążenia elektrycznego i energii jonów i elektronów, a także szybkich neutronów magnetosfery Saturn. Ten instrument zapewnia obrazy jonizowanych gazów (plazmy) otaczających Saturna i określa obciążenie i skład jonów. Podobnie jak RPW, ten instrument ma trzy czujniki: system pomiaru o niskiej energii magnetosfery ( Niskoenergetyczne pomiary magnetosferyczne system -LEMMS), który kwantyfikuje rozkład kątowy cząstek (jonów, elektronów, protonów), to znaczy liczba cząstek pochodzących z każdego kierunku, spektrometr-energia obciążenia (spektrometr-energia-energia ( Spektrometr masy eenergii ładunku – chems), umożliwiając analizę składu i obciążenia jonów oraz jonów aparatu i cząstek neutralnych ( jon i neutralna kamera – inca), używane do uzyskania trójwymiarowej wizualizacji jonizowanych i neutralnych cząstek (neutronów) i ich prędkości. Ten instrument waży 16 kilogramów i ma zużycie energii elektrycznej 14 watów. Przenosi dane do przepływu 7 Kbit/s ^{[[[ 14 ] W [[[ 15 ] W [[[ 16 ] W [[[ 17 ] W [[[ 18 ]} .

Radar ( Wykrywanie radia i instrument rozmiar ) [[[ modyfikator |. Modyfikator i kod ]

Radar Cassini , jak każdy radar, wykorzystuje odbicie wiązki mikrofalowej do określenia pomocy i przewodności elektrycznej obserwowanego terenu, poprzez pomiar czasu powrotu indukowanej wiązki (ulgi), a także jej osłabienia (przewodności). Radar Cassini jest przewidziany głównie do obserwacji Tytana (w celu ustalenia istnienia oceanów na jego powierzchni i, w tym przypadku, ich pozycji), ale jest również przydatny do obserwacji Saturna, jego pierścieni i innych księżyców. Zastosowanie radaru jest potrójne: czujnik o syntetycznej percepcji, używany do postrzegania profilu badanego terenu, o rozdzielczości od 0,35 do 1,7 kilometra, wysokościomierzem, z dokładnością od 90 do 150 metrów i radiometru z radiometrem, z radiometr Dokładność od 7 do 310 kilometrów, umożliwiając stosowanie czujnika radaru jako pasywnego czujnika mikrofalowego. Wskazane szczegóły dotyczą pomiarów wykonanych na powierzchni Tytana. Radar działa na pasku KU, o częstotliwości 13,78 GHZ . Ten instrument waży 41,43 kilogramy i zużywa 108,4 watów. Przenosi dane do prędkości 364.8 Kbit/s ^{[[[ 19 ] W [[[ 20 ]} .

Fale plazmowe i radiowe ( Nauka o fali radiowej i plazmowej – RPWS) [[[ modyfikator |. Modyfikator i kod ]

Doświadczenie RPWS jest elektrycznym i magnetycznym przyrządem pomiarowym. Składa się z trzech grup czujników (anten elektrycznych, anten magnetycznych i sondy Langmuir), do których cztery odbiorniki mogą się połączyć: odbiornik wysokiej częstotliwości (odbiornik o wysokiej częstotliwości ( Odbiornik o wysokiej częstotliwości – HFR), odbiornik szerokopasmowy ( Odbiornik szerokopasmowy – WBR), średni odbiornik częstotliwości ( Odbiornik średniej częstotliwości -MFR) i odbiornik w kształcie fali o niskiej częstotliwości ( Odbiornik przebiegu o niskiej częstotliwości – LFWR). Instrument zawiera również cyfrową jednostkę przetwarzania danych ( Cyfrowa jednostka przetwarzania – DPU) i konwerter mocy ( Konwerter napięcia ). Doświadczenie obejmuje zakres od 1 do 16 MHZ częstotliwość. Niskie instrumenty częstotliwości (MFR, WBR i LFWR) są zasadniczo poświęcone badaniu lokalnych oscylacji w osoczu w środowisku międzyplanetarnym i magnetosfères planetarnych Cassini Trawers. Odbiornik wysokiej częstotliwości (HFR, wyprodukowany w obserwatorium Meudon) bada fale radiowe swobodnie propagujące się w przestrzeni (na przykład promieniowanie radiowe zorzy auroralnego). Sonda Langmuira mierzy również gęstość i temperaturę środowiska otoczenia. Głównymi celami doświadczenia RPWS są badanie magnetycznego i zjonizowanego środowiska Saturna: badanie pola magnetycznego planety, pomiar warunków lokalnych na miejscu , zdalny pomiar tych emisji radiowych, wykrywanie burz burz w atmosferze Saturna (i być może Tytana). Instrument waży 6,8 kilogramów, zużywa średnio 7 watów i wytwarza średni przepływ danych 0,90 Kbit/s ^{[[[ 21 ]} .

[[[ modyfikator |. Modyfikator i kod ]

Ten instrument to nadajnik radiowy, którego częstotliwość i moc są bardzo stabilne. Zawsze wysyła swój sygnał do Ziemi, gdzie osłabienie sygnału i wszelkie zmiany częstotliwości są mierzone z precyzją. Informacje na temat materiałów, które fale radiowe zostały uzyskane przez materiały, takie jak cząstki pierścieni Saturn lub atmosfera planety. Instrument ten składa się zatem z części, która jest częścią sondy i części zlokalizowanej na Ziemi. Instrument waży 14,38 kilogramów i ma zużycie energii elektrycznej 80,7 watów ^{[[[ 22 ]} .

Spektrometr obrazowania ultrafioletowego ( Spektrograf obrazowania ultrafioletowego – na górę) [[[ modyfikator |. Modyfikator i kod ]

Ten instrument składa się z zestawu czterech teleskopów zdolnych do postrzegania promieniowania ultrafioletowego. Został wykonany przez Laboratorium fizyki atmosferycznej i kosmicznej (LASP), z University of Colorado, wspólnie z Max-Planck Institute for Research of the Solar System w Lindau w Niemczech. Ultrafiolety pozwalają zobaczyć gazy, które nie można postrzegać przy użyciu widzialnej spektrometrii światła, a ten instrument już dał powstanie odkrycia w systemie Saturn ciał, takich jak wodór, tlen, woda, acetylen i etan. Szczególnie owocne może być patrzenie na gwiazdę (zwłaszcza słońce) przez obiekt nieopłkowy, taki jak atmosfera księżyca, która już na przykład umożliwiła określenie kompozycji i struktury atmosfery atmosfery Tytan. Ponadto ten instrument wykrywa w pierścieniach Saturna obiektów dziesięć razy mniejszy niż system kamery może zaobserwować. Ten instrument waży 14,46 kilograma i ma zużycie energii elektrycznej 11,83 watów. Przesyła swoje dane do komputera z prędkością 32.096 Kbit/s ^{[[[ 23 ] W [[[ 24 ] W [[[ 25 ]} .

Widoczny spektrometr obrazowania światła w podczerwieni ( Widoczny i mapowanie w podczerwieni – vims) [[[ modyfikator |. Modyfikator i kod ]

Ten instrument składa się z dwóch spektrometrycznych kamer. Pierwszy rozkłada światło widzialne i drugie promieniowanie podczerwieni. Ten instrument umożliwia wykrycie promieniowania na trzech oktawach i uchwycenie 99% widma odbitego promieniowania słonecznego. On oddaje wpływ 352 długości Różna fala, między 0,35 a 5,1 mikrometrów. Został zaprojektowany, aby pomóc w określeniu składu, struktury i temperatury badanych obiektów. Umożliwiło to już określenie obecności wulkanu lodu na tytanie i świeżego lodu na Encelade. Ponadto jest stosowany jako część długoterminowego projektu badania ewolucji meteorologicznej Saturna. Ten instrument waży 37,14 kilogramy i zużywa 27,20 watów. Przesyła dane zebrane z przepływem 182,784 Kbit/s ^{[[[ 26 ] W [[[ 27 ] W [[[ 28 ]} .

Bibliografia [[[ modyfikator |. Modyfikator i kod ]

• (W) Paolo Ulaivi i David M Harland, Robotyczna eksploracja Układu Słonecznego Część 3 WOUS i nieszczęścia 1997-2003 , Działa praktyka, 2012 , 529 P. (ISBN 978-0-387-09627-8 W Czytaj online )

  Szczegółowy opis misji (kontekst, cele, opis techniczny, postęp, wyniki) sond przestrzennych uruchomionych w latach 1997–2003.

  . Tłumaczenie francuskie: Saturn & Its Moons, NASA, MN Editions, 2017 (ISBN 9780244033422 ) .

Instrumenty

• (W) Carolyn Wieprzowina i in. W ‘ Cassini Imaging Science: Charakterystyka instrumentów i przewidywane badania naukowe w Saturn » W Recenzje nauk kosmicznych W Kluwer Publishers W tom. 115, 2004 W P. 363-497
• (W) Larry Esposito i in. W ‘ Badanie spektrografii obrazowania ultrafioletowego Cassini » W Recenzje nauk kosmicznych W Kluwer Publishers W tom. 115, 2004 W P. 299-361
• (W) R.H. brązowy i in. W ‘ Dochodzenie Cassini Visual and Infrared Mapping Spectreter (VIMS) » W Recenzje nauk kosmicznych W Kluwer Publishers W tom. 115, 2004 W P. 111-168
• (W) F.M. Flasar i in. W ‘ Badanie systemu Saturna w podczerwieni termicznej: kompozytowy spektrometr w podczerwieni » W Recenzje nauk kosmicznych W Kluwer Publishers W tom. 115, 2004 W P. 169-297
• (W) D.T. Młody i in. W ‘ Badanie spektrometru plazmowego Cassini » W Recenzje nauk kosmicznych W Kluwer Publishers W tom. 114, 2004 W P. 1-112
• (W) R. Wstyd i in. W ‘ Cassini Cosmic Dust Analyzer » W Recenzje nauk kosmicznych W Kluwer Publishers W tom. 114, 2004 W P. 465–518
• (W) J.H. Waite i in. W ‘ Badanie jonów Cassini i neutralnego spektrometru masowego (INMS) » W Recenzje nauk kosmicznych W Kluwer Publishers W tom. 114, 2004 W P. 113-231
• (W) M.K. Dougherty i in. W ‘ Badanie pola magnetycznego Cassini » W Recenzje nauk kosmicznych W Kluwer Publishers W tom. 114, 2004 W P. 331-383
• (W) D.A. Na zwymiotowane i in. W ‘ Badanie Cassini Radio i Plasmawave » W Recenzje nauk kosmicznych W Kluwer Publishers W tom. 114, 2004 W P. 395-463
• (W) S.M. krymski i in. W ‘ Instrument obrazowania magnetosfery (Mimi) w misji Cassini do Saturn/Titan » W Recenzje nauk kosmicznych W Kluwer Publishers W tom. 114, 2004 W P. 233-329
• (W) C. Elachi i in. W ‘ Radar: maper radaru Cassini » W Recenzje nauk kosmicznych W Kluwer Publishers W tom. 115, 2004 W P. 71-110
• (W) A.J. Kliore i in. W ‘ Cassini Radio Science » W Recenzje nauk kosmicznych W Kluwer Publishers W tom. 115, 2004 W P. 1-70

Powiązane artykuły [[[ modyfikator |. Modyfikator i kod ]

Linki zewnętrzne [[[ modyfikator |. Modyfikator i kod ]