Jan Toman

“Je překrásné být opět po dvaceti letech na cestě k Saturnu”. Slova Edwarda Stonea, vědeckého vedoucího programu Voyager a pozdějšího ředitele kalifornské JPL pronesená v den startu sondy Cassini asi nejlépe vystihla pocity mnohých pamětníků. V tento den se završila mnohaletá příprava bezesporu nejzajímavější expedice v historii průzkumu planet sluneční soustavy. Podívejme se však nejdříve, co tomuto dni předcházelo.

15. října 1997 tedy začala další “Velká cesta” do vnějších oblastí sluneční soustavy, do míst, která dosud prozkoumala trojice automatických sond. První průzkum Saturnu a jeho okolí provedl v září 1979 Pioneer 11, pro který to byla práce navíc. Své hlavní úkoly úspěšně splnil o pět roků dříve u Jupiteru. O rok později, v listopadu 1980 zkoumala Saturn sonda Voyager 1, vybavená mnohem dokonalejšími přístroji. Trajektorie jejího průletu byla zvolena s ohledem na požadavek těsného průletu kolem Titanu, největšího měsíce Saturnu a – jak se tehdy předpokládalo – i celé sluneční soustavy. Měření Voyageru 1 doplnila v srpnu 1981 sesterská sonda, prolétající již ve větší vzdálenosti a směřující dále k Uranu. Po jejich průletu se z Titanu stává exobiologicky velice zajímavé těleso. Zkoumají se návrhy na novou expedici, mimo jiné využití záložního exempláře sondy Galileo.

17. dubna 1983 vyhlašuje americký Solar System Exploration Comittee (SSEC) rámcový program průzkumu sluneční soustavy do konce století. Mezi čtyři definované projekty se řadí i vyslání sondy k Titanu nazvaný Titan Probe/Radar Mapper (TPRM). Již z názvu je jasné, že hlavním a jediným cílem mise je Titan. Realizace počítala s využitím nově koncipované modulární sondy Mariner Mk II, jejíž unifikované díly měly podstatně snížit náklady na stavbu kosmických sond. Na podzim 1984 se vedení NASA obrací na evropskou kosmickou agenturu ESA a nabízí ji spolupráci na novém letu k Saturnu. Z dalšího studia nakonec krystalizuje návrh označovaný zkratkou TPSO (Titan Probe/Saturn Orbiter), ve kterém se již mluví o sondě na orbitě kolem planety, která se kromě výzkumu Titanu zaměří i na ostatní tělesa Saturnovy soustavy. Na samém počátku devadesátých let je na obou stranách Atlantiku schválena stavba sondy Cassini, ještě o dva roky později její podoba však musí doznat změn v důsledku škrtu 250 milionů dolarů. K obětem patří kromě jiného i pointovaná plošina navádějící přístroje do potřebného směru. Přes všechna úskalí, technická i finanční se nakonec podařilo úspěšně přejít a tak se onoho 15.října 1997 mohli všichni s pocitem pýchy dívat, jak výsledek jejich snažení stoupá k ještě setmělé ranní obloze.

Projekt vesmírné sondy Cassini představuje další technický krok vpřed. Životnost vybavení musí splňovat nároky základních testů, zejména nároky letu po dobu 12 let. Musí být tedy zaručena i požadovaná tolerance a rezerva. Další požadavky diktuje samo prostředí meziplanetárního prostoru, a to vysokou radiaci, či náhodnými setkáními s kosmickým zářením i jinými energetickými částicemi. Všechny tyto nároky jsou zvlášť kritické pro počítač kontrolující primární systémy letící sondy. Během letu se sonda také přiblíží mezím své teplotní tolerance. Na své pouti sluneční soustavou bude vystavena jednak vysokým teplotám v blízkosti Venuše (0,7 AU od Slunce) a jednak, v konečné fázi svého letu i teplotám velmi nízkým, neboť vzdálenost Saturnu od Slunce je 10 AU. Rozdíl obou teplot je více než 200:1. Bez ohledu na extrémní teplotní výkyvy vnějšího prostředí musí být většina citlivých přístrojů i elektroniky umístěna po celou dobu letu v teplotě blížící se pokojovým podmínkám.

V důsledku těchto i stovky jiných požadavků je sonda stabilizovaná podle všech tří os. Na výšku měří 6,8 metru a její maximální průměr činí 4 metry, což je průměr antény s vysokým ziskem (HGA – High Gain Antenna). Pod anténou jsou navěšeny bloky s elektronikou radaru a palubních počítačů. Tělo sondy dále pokračuje masivním provozním modulem, tvořeným nádržemi na pohonné hmoty, na kterém jsou pevně uchyceny dvě plošiny s vědeckými přístroji a pouzdro Huygens. V jeho spodní části jsou připevněny tři termoelektrické články s plutoniem a dole je hlavní motor určený pro závěrečné brždění a přechod na orbitu kolem Saturnu. Do vzdálenosti 10,5 m od těla sondy vybíhá nosník s magnetometry a stejně dlouhé dvě prutové antény rádiového experimentu. Cassini je jednou z nejtěžších automatických sond pro výzkum planet, hmotnější byla jenom dvojice sovětských Fobosů z osmdesátých let. Čistá hmotnost včetně sondy Huygens je 2 502 kg, po doplnění paliva stoupne na 5 630 kg. Součástí sondy je několik technických, do značné míry samostatných systémů:

1 Strukturní systém vytváří oporu a zabezpečuje stabilní prostorové rozmístění veškerému dalšímu vybavení, včetně sondy Huygens. Zajišťuje i částečnou ochranu před radiací a mikrometeory.

2. Radiokomunikační systém slouží ke spojení se sondou a podílí se na rádiových měřeních. Vytváří signál ve vlnovém pásmu 8,4 GHz, moduluje získaná technická i vědecká data, zesiluje je na 19 W a předává anténě s vysokým ziskem.

3. Energetický a pyrotechnický systém reguluje napětí (30V) stejnosměrného proudu na radioisotopovém termoelektrickém generátoru sondy. Termoelektrický generátor složený ze tří článků dosáhne krátce po startu výkonu 885 W, který v průběhu dalšího letu klesá až na 640 W, což je stále ještě dostatečný výkon. Příčinou tohoto poklesu je krátký poločas rozpadu paliva. Nadbytek tepelné energie je vyzařován do okolního prostoru radiátorem elektrického bočníku.

4. Povelový a datový systém získává základní příkazy od systému radiokomunikačního. Ze Země jsou přenášeny na frekvenci 7,2 Ghz rychlostí do 1 kbit/sec. Zpracovává je a rozděluje dalším systémům prostřednictvím zálohové datové sběrnice MIL-STD-1553B. Vlastní povelový a datový systém užívá jedno ze dvou zastupitelných polovodičových záznamových zařízení a počítačů MIL-STD-1750A programovaných v ADA. Povelový a datový systém získává data od ostatních palubních systémů a od vědeckých přístrojů, zpracovává je, upravuje pro dálkový přenos a přes radiokomunikační modul je odesílá na Zemi. Vědecká data jsou vysílána volitelnou rychlostí v rozmezí 14,2 – 165,9 kbit/s. Software systému obsahuje algoritmy, které chrání sondu v případě závady. Zajišťuje stabilizaci a zakonzervování sondy po dobu dvou týdnů. Poskytne tak dostatečnou dobu k řešení problémů a k zaslání nových příkazů ze Země.

5. Orientační a polohovací systém zajišťuje kontrolu sondy při korekcích dráhy a při jejím natáčení v prostoru. Rotační pohyb je plně řízený systémem setrvačníků, pro rychlejší manévry se používá řídících trysek. Systém obsahuje soubor polohových senzorů: dvojici slunečních senzorů, dvojici hvězdných senzorů, akcelerometr, trojosý mechanický gyroskopický systém a ovladače výkyvného závěsu hlavního motoru. Výpočty obstarávají dva počítače identické s počítači povelového a datového systému.

6. Pohonný modul zajišťuje korekce dráhy a stabilizaci sondy. Na základě příkazů orientačního systému udržuje orientaci a zaměřování letící sondy i korekce její rychlosti. Pro řízení polohy a malých změn rychlosti je sonda vybavena třemi skupinami řídících trysek. Každou z nich tvoří tvoří čtyři trysky o tahu 0,67 N. Pro velké změny rychlosti je používán jeden ze dvou vzájemně zastupitelných hlavních motorů. Každý z nich je schopný vyvinout tah 445 až 490 N. Motory jsou výkyvně uloženy a během činnosti jsou orientovány tak, aby vektor tahu procházel těžištěm sondy. Jako pohonná látka řídících trysek slouží jednosložkový hydrazin (N2H4) se specifickým impulsem 215 s. Hlavní motory používají dvousložkové pohonné látky (oxid dusičitý a monometylhydrazin) se specifickým impulsem 308 s.

7. Klimatizační systém zajišťuje provozuschopnost sondy během celého letu, tedy v rozmezí vzdálenosti 0,61 – 10 AU od Slunce. Teplota různých částí sondy je udržovaná v přípustných mezích množstvím místních zařízení, jako jsou automatické bimetalové reflexní žaluzie, radioizotopové topné jednotky, mnohavrstevné izolační povlaky a elektrické topná tělesa. Na mnoha místech sondy jsou teplotní čidla a jejich měření se převádějí na příkazy elektrickému topnému tělesu. K zastínění celé sondy může být využita velká parabolická anténa namířená ke Slunci.

8. Anténní systém zahrnuje anténu s vysokým ziskem o průměru 4 metrů pro přenos v pásmech X, Ku, Ka, S a pro příjem v pásmech Ka a X. Pološířka paprsku 0,14 v pásmu X vyžaduje velmi přesné zaměření. Kromě antény s vysokým ziskem nese sonda i dvě antény s nízkým ziskem, které společně zajišťují prakticky všesměrové vysílání a příjem signálů v pásmu X.

Sonda Cassini nabídla technologický základ pro inovace v technických a informačních systémech. Zatímco předchozí sondy užívaly k záznamu dat palubní kazetový magnetofon, Cassini má zabudováno nové polovodičové zařízení, které umožňuje spolehlivější a účelnější záznam a přenos dat. Výrazným rysem je robustní architektura se zabezpečením proti chybám a s vestavěnými testovacími a záložními komponentami. Jestliže některý integrovaný obvod selže, systém je schopen změnit cestu kolem poškozeného zařízení. Cassini nese dva záznamníky, každý s kapacitou 1,8 Gbitů. Základní paměťové bloky jsou konstruované jako 4 Mbitové dynamické RAM (operační paměti).

Hlavní palubní počítač řídící operace družice využívá novou třídu elektronických čipů. Mezi nimi jsou integrované obvody s velmi vysokou rychlostí – VHSIC a nové výkonné specializované integrované obvody ASIC. Každá tato součástka nahrazuje stovky nebo i více konvenčních čipů. Počítače užívají 16bitový instrukční set MIL-STDA. Hmotnost počítače je 3 kg, jejich průměrný příkon je 5W při rychlosti 1,2 MIPS. Kapacita jejich paměti činí 512 000 slov. V porovnání se sondou Galileo je tedy čtyřikrát rychlejší, více než o polovinu menší, ale s desetinásobnou kapacitou paměti.

Energetický systém používá polovodičový elektronický jistič vyvinutý právě pro sondu Cassini, který připojuje všechny spotřebiče na sondě k rozvodné síti s vysokou spolehlivostí, mnohonásobně převyšující spolehlivost běžných pojistek a relé. Zahrnuje v sobě funkce běžné pojistky s přepínačem volby alternativních propojení. Jeho přídavné funkce zahrnují regulaci běžného přívodu proudu, přepínání mezi úrovněmi zajišťujícími ochranu zařízení před selháním, telemetrii a zabudované zdvojení. Je vestavěn v malé (51x51x8,3mm) skříňce vážící 37g. Nahrazuje klasické součástky, které zabíraly 15x více prostoru a jejichž hmotnost byla 11x vyšší. Cassini nese 192 těchto spínačů. Každý je schopen přenosu a spínání až do zatížení 90W.

Tím nejdůležitějším na palubě sondy Cassini je však dvanáct vědeckých přístrojů o celkové hmotnosti 360 kg. Mezi ně patří:

1. Cassini Plasma Spectrometer (CAPS) – plazmový spektrometr pro měření složení, hustoty, rychlosti toku a teploty iontů a elektronů v magnetosféře Saturnu. Skládá se z hmotového spektrometru iontů, určujícího poměr energie/náboj a hmotnost/náboj v rozsahu 1eV – 50 keV pro atomové hmotnosti 1-60, směrového detektoru iontů, určujícího poměr energie/náboj v rozsahu 1eV – 50 keV, elektronového spektrometru pracujícího v rozmezí 0,7 eV – 30 keV a skanovacího mechanismu.

Hmotnost přístroje CAPS je 12,50 kg, spotřeba 14,50 W. Zodpovědný vedoucí experimentu je Dr. David T. Young.

2. Cosmic Dust Analyzer (CDA) může provádět přímá měření malých prachových a ledových částic v okolí Saturnu s cílem zkoumat jejich fyzikální, chemické a dynamické vlastnosti a studovat jejich interakci s prstenci, magnetosférou a ledovými měsíci. Vědci tak poprvé prodlouží dosavadní výzkum meziplanetárního prachu až do vzdálenosti Saturnu, budou moci studovat prach a meteoroidy v oklí prstence a určit velikost, prostorové rozložení chemické složení částic, z nichž jsou prstence tvořeny. Zařízení může zkoumat částice v ohromném rozsahu 10^–6 až 10 ^–16 gramů. Skládá se ze dvou částí:

- vysokokapacitního detektoru High Rate Detector (HRD) pro měření zejména v prstencích – registruje toky až do 10 000 částic za sekundu ve dvou hmotnostních intervalech

- prachového analyzátoru Dust Analyzer (DA) pro detailní analýzu jednotlivých částic při frekvenci od 1 částice/měsíc do 1 částice/sec. CDA má vlastní mechanismus umožňující mu změnit polohu přístroje vzhledem k tělu sondy.

Na konstrukci přístroje CDA spolupracovali s Ústavem Maxe Plancka v Heidelbergu jako jeden ze subdodavatelů i pracovníci pražské hvězdárny a planetária.

Hmotnost přístroje je 16,4 kg, spotřeba 18,4 W. Vedoucím experimentu je Dr. Eberhard Grün.

3. Composite Infrared Spectrometer (CIRS) pro měření infračervené emise atmosfér. Prstenců a pevných povrchů, schopný zjistit vertikální profil teploty a změny chemického složení atmosfér Titanu a Saturnu od troposfér až po stratosféru, získat údaje o energetických procesech v atmosférách, mapovat teplotu povrchu Titanu a stanovit chemické složení teplotní charakteristiky prstenů i ledových měsíců. Zařízení se skládá z reflektoru o průměru 51 cm, napájecího přes dvojici zrcadel (pohyblivé a pevné) tři rozdílné interferometry – dva měří v rozsahu 7-1000 µm (Michelsonův), třetí je referenční.

Hmotnost přístroje je 39,24 kg, spotřeba 32,9 W. Vedoucím experimentu je Virgil G. Kunde.

4. Ion and Neutral Mass Spectrometer (INMS) – hmotový spektrometr, určený ke stanovení složení a struktury iontů a neutrálních plynů v horních vrstvách Titanovy atmosféry a v magnetosféře Saturnu a dále ke studiu iontů i neutrálního prostředí ledových měsíců a prstenců. Mj. to přispěje k vytvoření modelů okolí Titanu a k výzkumu interakce jeho vysoké atmosféry s magnetosférou a slunečním větrem. Přístroj měří chemické, prvkové a izotopové složení plynných a těkavých složek neutrálních částic a ionty o energiích pod 100 eV v rozsahu atomových hmotností 1-8 a 12-99.

Hmotnost přístroje je 9,25 kg, spotřeba 27,7 W. Vedoucím experimentu je dr. J. Hunter Waite.

5. Imaging Science Subsystem (ISS) – zobrazovací zařízení, složené ze dvou TV kamer. Je určeno pro pořízení fotografii různých objektů s cílem studovat atmosféru Saturnu a Titanu, prstence Saturnu a jejich interakce s měsíci, povrch Titanu a ledových měsíců. Dále je mezi úkoly mapování prostorové stavby a pohybů Saturnovy a Titanovy atmosféry, studium složení, struktury a fyzikálních vlastností oblaků a aerosolů, výzkum rozptylu, absorpce a slunečního ohřevu v atmosférách Saturnu a Titanu, pátrání po elektrických výbojích a polárních zářích, studium gravitační interakce mezi prstenci a měsíci, určení přesných rozměrů a fyzikálních vlastností částic v prstencích, mapování povrchu měsíců, zjištění složení a charakteru povrchového materiálu na ledových měsících, stanovení dynamických vlastností měsíců.

Sestává ze dvou kamer s čidly CCD (1024x1024 pixelů). Širokoúhlá má rozlišení 60 Trad/pixel a tvoří ji refraktor s ohniskovou vzdáleností 20 cm, f/3,5, vybavený 18 filtry pro obor 380 – 1100 nm. Zorné pole je 3,5 x 3,5 stupně. Úzkoúhlá kamera má rozlišení 6 Trad/pixel a tvoří ji reflektor s efekt. ohniskovou vzdáleností 200 cm, f/10,5, vybavený sadou 24 filtrů pro obor 200 – 1100 nm. Zorné pole kamery je 0,35 x 0,35 stupně.Závěrky exponují v rozmezí 5 ms až 20 minut.

Hmotnost přístroje je 57,8 kg, spotřeba 55,9 W. Vedoucím experimentu je Dr. Carolyn C. Porco.

6. Dual Technique Magnetometer (MAG)- dvojice magnetometrů slouží k určení planetárních magnetických polí a studiu dynamických interakcí v planetárním prostředí, což pomůže při vytváření prostorových modelů magnetosféry Saturnu, určení jeho magnetického pole, studiu prstenců, interakcii prachových částic s elektromagnetickým prostředím apod. Aparatura je umístěna na výklopném nosníku – sestává z průtokového magnetometru uprostřed (40-44 000 nT) a třísložkového heliového magnetometru na konci nosníku (32-256 nT vektorově, 256-16 000 nT skalárně).

Hmotnost přístroje je 3 kg, spotřeba 3,1 W. Vedoucím experimentu je Dr. David J. Southwood.

7. Magnetospheric Imaging Instrument (MIMI) je určeno pro měření složení, náboje a rozložení energii iontů a elektronů. Cílem je zjištění globální prostorové struktury magnetosféry Saturnu, jejich nehomogenit, korelací časových změn s kilometrovým rádiovým zářením Saturnu, analýza exosféry měsíce Titan a Dione, pochopení mechanismu vzniku oblaků neutrálního vodíku, dusíku a různých fází vody. Sestává ze tří senzorů – systému pro nízkoenergetická magnetosférická měření na skanovací plošině (elektrony 15 keV-10MeV, protony 15-130 MeV, ostatní ionty 20 keV-10,5 MeV), spektrometru pro určení velikosti náboje, energie a hmotnosti nabitých částic (10-265 keV/e, poměr hmotnost/náboj v rozsahu atom. hmotností 1-60 pro prvky od vodíku k železu, hmotnost iontů v rozsahu atom. hmotností 2-120) a kamery pro registraci toků v intervalu 10 keV až 8 MeV.

Hmotnost přístroje je 16 kg, spotřeba 14 W. Vedoucím experimentu je Dr. Stamatios M. Krimigs.

8. Cassini Radar (RADAR) - zařízení pro mikrovlnný dálkový průzkum. Je určeno pro výzkum povrchu Titanu, zakrytého oblačným atmosférickým smogem, včetně topografie pevnin a mapování moří či jezer. Využívá parabolické antény a pracuje s pěti směrovanými svazky v pásmu Ku (13,78 GHz). Funguje ve čtyřech režimech:

• zobrazovací systém se syntetickou aperturou (SAR – Synthetic Aperture Radar), rozlišující na povrchu detaily 0,35 – 1,7 km.
• Výškoměr, měřící klasickým způsobem radarové echo s horizontálním rozlišením 24 – 27 km a vertikálním 90 – 150m.
• Rozptyloměr, intenzitu odraženého záření, což umožňuje stanovit složení a drsnost povrchu.
• Skanující radiometr pro pasivní měření energetického toku, přicházejícího od povrchu Titanu, což umožňuje určit povrchové vlastnosti s rozlišením 7 – 310 km dle vzdálenosti.

Na vzdálenost 100 až 25 tisíc kilometrů od povrchu pracuje systém jako radiometr. Ve vzdálenosti 22 500 – 9 000 kilometrů se přepíná mezi radiometrem a rozptyloměrem, ve výškách 9 000 – 4 000 km získává informace jako radiometr kombinovaný s výškoměrem a pod 4 000 km pracuje buď jako radiometr s vysokým rozlišením, nebo pořizuje zobrazení. Z výšky 950 kilometrů je rozlišení 540 x 350 m.

9. Radio and Plasma Wave Science (RPWS) je přístroj určený k měření elektrických a magnetických polí v plasmě (v meziplanetárním prostředí i v Saturnově magnetosféře) i elektronové hustoty a teploty. Výsledky mají přispět k vytvoření modelů magnetického pole Saturnu a v souvislosti s kilometrovým zářením k mapování zdrojů tohoto záření, ke zjišťování denních variací ionosféry a radiových záblesků, dynamiky magnetosféry v závislosti na slunečním větru, prstencích a poloze měsíců, turbulencí a nehomogenit magnetosféry (mj. díky interakci s nabitými částicemi prachu) atd. Zařízení sestává ze tří senzorů elektrického pole o citlivosti 1 Hz – 16 MHz (prutové antény z berylia a mědi, dlouhé 10m), tří senzorů magnetického pole o citlivosti 1 Hz – 12,6 kHz (cívky o průměru 25 mm a délce 260 mm na malé plošince, připevněné k držáku parabolické antény), Langmuirovy sondy pro měření elektronové teploty (0,1 – 4 eV) a hustoty (5 – 1000 e/cm3).

10. Radio Science Subsystem (RSS) je určený zejména pro zjištění složení, tlaku a teploty profilů atmosfér a ionosfér Saturnu a Titanu, stanovení radiální struktury prstenců a velikosti pevných částic v nich, určení hmotností a dynamických vlastností soustavy Saturnových měsíců. V průběhu meziplanetárního letu bude rovněž využito pro tři pátrání po gravitačních vlnách. Využívá radiovou aparaturu sondy v kombinaci s pozemními anténami měřením Dopplerova jevu v pásmu Ka, X a S.

11. Utraviolet Imaging Spectrograph (UVIS) měří ultrafialové záření odražené nebo vysílané atmosférami, prstenci nebo pevnými povrchy tak, aby bylo možné určit jejich složení, strukturu, teplotu a obsah aerosolů (zjištění vertikálního a horizontálního profilu vysoké atmosféry Saturnu a Titanu, atmosférických cirkulací, prostorové rozložení neutrálních i nabitých částic v magnetosféře, studium povrchového ledu aj.). Základem jsou dva spektrografy s rozsahy 55,8-115 a 115-190 nm, spektrální rozlišení až 0,21 nm), každý s vlastním reflektorem, mřížkovým spektrometrem a zobrazovacími proporcionálními detektory. Součástí je rovněž fotometr pro měření koncentrace vodíku a deuteria, pracující v rozsahu 115-185 nm s časovým rozlišením 2ms.

12. Visible and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) je přístroj určený pro studium složení struktury, teploty a dalších vlastností povrchů i atmosfér vč. výbojů, projevů vulkanismu, proudění apod. Skládá se ze dvou zobrazovacích spektrometrů s difrakčními mřížkami, napájený reflektory (Ritchey-Chrétien, průměr 230 mm, f/3,5 a Shafer) a měřících v 352 pásmech v rozsahu 0,35-1,05 a 0,85-5,1 µm s rozlišením 0,073 respektive 0,166µm

Naprosto nezávislý celek, schopný samostatné funkce je pouzdro

vyrobené zeměmi sdruženými v Evropské kosmické agentuře ESA pod vedením firmy Aerospatiale. Po dobu přeletu meziplanetárním prostorem je pouzdro upevněno na boku orbitální části sondy Cassini. Přibližně jednou za šest měsíců je kontrolovaný stav přístrojů a systémů sondy, data jsou na Zemi předávána přes HGA sondy Cassini. Pouzdro má diskovitý tvar o průměru 275 cm a hmotnosti 318 kg, dalších 30 kg váží Probe Support Equipment (PSE), trvale spojený se sondou Cassini skládající se z:

• tyř boxů s elektronikou : dva obsahují zařízení Probe Support Avionics (PSA), další Receiver Front End (RFE) a v posledním Receiver Ultra Stable Oscillator (RUSO)
• Spin Eject Device (SED) zajišťující vlastní separaci a stabilizaci rotací pouzdra Huygens
• Propojovací kabeláž pro napájecí a datové systémy

Vlastní pouzdro Huygens sestává z těchto celků::

• Entry Assembly (ENA) – obal zajišťující ochranu Descent module během přeletu k Saturnu a vstupu do atmosféry. Povrch brzdícího aerodynamického štítu je chráněný obdobně jako u raketoplánu keramickými destičkami.
• Descent Module (DM) – zahrnuje hliníkovou kostru a plášť se dvěmi plošinami pro vědecké přístroje, provozní subsystémy a padáky.

Užitečné zatížení tvoří celkem šest přístrojů:

1. Aerosol Collector and Pyrolyser (ACP) je zařízení pro sběr aerosolu a pyrolýzu, jehož cílem je zachycení částic v atmosféře Titanu ve dvou výškových hladinách. Na úrovni 150-45 km se provede odběr samovolným nasáním, na úrovni 30-15 km malým čerpadlem. V obou případech se filtr přesune do malé pícky, v níž se vzorek ohřívá na teplotu 20, 250 a 650 °C tak, aby mohl být chemicky analyzován v následujícím zařízení.

Na experimentu se podílí:Francie, Rakousko, Belgie, USA.

2. Descent Imager/Spectral Radiometer (DISR) je soubor třinácti čidel pro měření teploty částic v atmosféře a na povrchu, osvětlení, spektrální výzkum a získání snímků poté, co pouzdro klesne pod oblačnou pokrývku, tedy v posledních třiceti kilometrech sestupu. Krátce před přistáním se rozsvítí reflektor, ozařující povrch tak, aby bylo možné pořídit záběry ve viditelné a blízko infračervené oblasti spektra. Zobrazování se provádí v rozsahu 660-1000 nm; spektrální analýza 480-960 nm a 870-1700 nm; fotometrie 350-470 nm; čtyři sluneční radiometry zase pracují v pásmu 475-525 nm a 910-960 nm se dvěma rozdílnými polarizačními filtry.

Na experimentu se podílí: USA, Německo, Francie.

3. Doppler Wind Experiment (DWE) je při sestupu zaměřený na zjištění místního proudění a turbulencí v atmosféře Titanu v rozmezí rychlostí 2-200 m/sec. Využívá dvou ultrastabilních rubidiových oscilátorů (jeden v pouzdru, druhý na sondě), zajišťujících přesnou nosnou frekvenci rádiových signálů a umožňujících měřit dopplerův posuv nosného signálu, způsobený atmosférickým driftem pouzdra.

Na experimentu se podílí: Francie, Německo, Itálie, USA.

4. Gas chromatograph and Mass Spectrometer (GCMS) je přístroj určený pro měření chemického složení plynů a aerosolových částic v atmosféře a případně i na povrchu. Tři chromatografové kolony postupně oddělují plyny a další složky v rozsahu atomových hmotností 2-146. Hmotový spektrometr slouží jako detektor pro chromatograf, neseparované vzorky atmosféry a vzorky z pyrolýzy.

Na experimentu se podílí: USA, Rakousko, Francie.

5. Huygens Atmospheric Structure Instrument (HASI) má za úkol zjistit fyzikální vlastnosti atmosféry Titanu, včetně výškových profilů teploty, tlaku a hustoty, větrného proudění (v případě přistání na hladině rovněž mohutnost vln) a elektrické vlastnosti atmosféry i povrchu, mj. vodivost a elektrické výboje. Za tímto účelem obsahuje membránové tlakoměry (0-2000 mbar), kontaktní teploměry (50-300 K) akcelerometr pro měření hustoty a tři akcelerometry pro stanovení změn zrychlení v rozsahu 20G, mikrofon pro zjištění akustických signálů (hromu) do 90 dB, šest elektrod na dvou výsuvných tyčích pro měření permitivity a elektrických vlastností atd.

Na experimentu se podílí: Itálie, Rakousko, Finsko, Německo, Francie, Nizozemí, Norsko, Španělsko, USA, V. Británie.

6. Surface Science Package (SSP) je komplex přístrojů pro povrchový průzkum, od kterého se očekává získání informací o fyzikálních vlastnostech a složení povrchu Titanu a některé údaje o atmosféře během sestupu. Z měření rychlosti zvuku akustickým detektorem bude možné odvodit složení a teplotu atmosféry, jiný akustický detektor (sonar) je určený pro zjištění hloubky případného kapalného povrchu. Akcelerometr umožní ze změny zrychlení stanovit přistávací rychlost, kapacitní snímač hustotu, dielektrickou konstantu a elektrický odpor kapaliny na povrchu, sklonoměr kývavé pohyby během sestupu i po přistání (vlny na hladině), optická čidla index lomu, kontaktní čidla tepelné vlastnosti.

Na experimentu se podílí: Británie, Itálie, Nizozemí, USA.

25.prosince 2004 se oddělí pouzdro Huygens od sondy Cassini. O tři týdny později, 14.ledna 2005 vnikne rychlostí 6km/sec do vrchních vrstev atmosféry Titanu. Aerodynamické brždění pomoci žáruvzdorného štítu proběhne ve výškách od 350 do 200 km, kde během dvou minut klesne rychlost na “pouhých” 400 m/sec. Při této rychlosti bude vystřelený stabilizační padák o průměru 2,5 metru ve výšce kolem 180 kilometrů nad povrchem. Při dalším poklesu výšky o 20 kilometrů dojde k vytažení hlavního padáku o průměru 8,3 metru, který sníží vertikální rychlost na 80 m/sec. Zároveň se  odstřelí ochranný štít a vysunou se měřící přístroje. Po čtvrt hodině bude hlavní brzdný padák odhozený a další sestup zajistí sestupový padák o průměru 3 metrů. Na něm se bude Huygens snášet atmosférou při teplotě kolem -130°C z výšky 120 kilometrů a přitom vysílat naměřená data rychlostí 8 kbitů/sec na přelétající sondu Cassini. Přenos by měl trvat nejméně po dobu tří hodin, přičemž nominální plán počítá se sestupem v délce trvání 137 minut, zbývajících cca 43 minut by připadlo na vysílání z povrchu Titanu. Skutečnost bude záviset na skutečné kapacitě – stupni nabití palubní baterie a atmosférickém proudění, které může podstatně ovlivnit dobu sestupu. Přistávací elipsa zahrnuje rozhraní světlé a tmavé oblasti povrchu, jak nám jej zobrazil Hubbleův teleskop.

Saturn je druhou největší planetou ve sluneční soustavě. Jeho rovníkový průměr 120 536 km je o 11 808 k větší než průměr mezi póly. Zároveň je tělesem s nejnižší hustotou 0,69 g/cm3, jeho hmotnost je 95x větší než hmotnost Země, ale třikrát menší oproti Jupiteru. Při pohledu na jeho atmosféru je dominantní její pásová struktura, skládá se převážně z vodíku a helia, obdobně jako ostatní obří planety. Větry zde vanoucí dosahují rychlostí až 1800 kilometrů v hodině. Příčinou mohutného proudění je vnitřní zdroj tepla. Saturn vyzařuje 1,8 více energie než přijímá od Slunce. Má vlastní magnetické pole s intenzitou srovnatelnou se zemským. Co z ní dělá nejkrásnější objekt sluneční soustavy jsou její prsteny. Popsané byly v roce 1666 Giovanni D. Cassinim. Při pohledu ze Země vidíme prsteny označené písmeny D,C,B a A (ve směru od planety), při pohledu zblízka se rozpadají na stovky a tisíce jemných prstýnků. Rozprostírají se do vzdálenosti až 300 000 km od středu planety, složeny jsou z prachu a ledových balvanů velikosti centimetrů až několika desítek metrů. Jejich celková hmotnost je asi 1/70 hmoty Měsíce.

Zlom v průzkumu této planety znamenal průlet sondy Voyager 1 dne 13.11. 1980 ve vzdálenosti 124 100 km, o rok později – 26.8. 1981informace doplnil Voyager 2, který planetu minul ve vzdálenosti 101 000 kilometrů.

Mimas – nejvnitřnější z měsíců, pojmenovaný před Voyagery. Saturn oběhne jednou za 22,6 hodiny ve vzdálenosti 185,6 tisíc kilometrů. Jeho průměr je 372 km, albedo 0,6. Povrch je hustě posetý krátery, z nichž největší – Herschel má průměr 130 kilometrů. Voyager 1 se k němu přiblížil na vzdálenost 108 tisíc km, Voyager 2 na 310 tisíc kilometrů.

Enceladus – má povrch s nejvyšší odrazivostí ze všech těles sluneční soustavy (albedo 0,9). Patří k nejzajímavějším tělesům Saturnovy soustavy. Jeho povrch s rozsáhlými planinami bez kráterů nese známky geologické aktivity. Vzdáleně připomíná Jupiterův satelit Europu, je však daleko menší, průměrem 512 km se řadí mezi menší měsíce. Voyager 1 jej míjel ve vzdálenosti 200 tisíc km, podrobnější snímky ze vzdálenosti 87 tisíc kilometrů pořídil Voyager 2. Saturn oběhne ve vzdálenosti 238 tisíc kilometrů jednou za 1,37 dne.

Tethys – ledová, krátery pokrytá koule o průměru 1 046 km, jeho dominantou je kráter o průměru 400km na jedné straně, zatímco protější “zdobí” trhlina Ithace Chasma. Povrch odráží 77 procent dopadajícího světla. Saturn oběhne jednou za 1,9 dne ve vzdálenosti 294 tisíc kilometrů. Podrobně byl snímkovaný sondou Voyager 2 ze vzdálenosti 93 tisíc kilometrů, Voyager 1 se k jeho povrchu přiblížil na 415 tisíc km.

Dione – jako Tethys patří ke středně velkým tělesům, průměrem 1 120 km je jeho dvojčetem, má však tmavší povrch s proměnlivým albedem 0,3 – 0,5 a daleko vyšší hustotu, obsahuje větší podíl silikátových hornin. Je rovněž posetý krátery a trhlinami, které nejsou tak hluboké jako na Tethys. Voyager 1 proletěl kolem Dione ve vzdálenosti 160 tisíc km, Voyager 2 se mu přiblížil na 502 tisíc km. Oběžná dráha Dione je ve vzdálenosti 377 tisíc km od Saturnu, který oběhne jednou za 2,7 dne.

Rhea – druhý největší měsíc Saturnu, objevený G. Cassinim v roce 1672. Skládá se převážně z ledu, má ale patrně kamenné jádro. Tak jako Tethys a Dione, je i většina povrchu Rhey pokryta krátery. Kolem Saturnu obíhá ve vzdálenosti 527 tisíc kilometrů jednou za 4,52 dne. Voyager 1 ji minul ve vzdálenosti 74 tisíc a Voyager 2 650 tisíc km.

Titan – největší satelit Saturnu, větší než planety Pluto a Merkur, dosahuje téměř 90-ti procent průměru Marsu.

Trajektorie průletu Voyageru 1 kolem Saturnu byla zvolena s ohledem na požadavek těsného průletu kolem Titanu. Ze vzdálenosti šesti tisíc kilometrů se očekávaly snímky s rozlišením řádově stovky metrů, zobrazující krátery pokrytý povrch, zahalený tenkou metanovou atmosférou.

Snímky odeslané na Zemi však Titan představily jako svět s hustou atmosférou, sahající do výšky až 600 kilometrů. Povrchový tlak o 60 procent převyšuje úroveň na Zemi při hladině moře, zatímco teplota se pohybuje někde kolem -180°C. Nejhojněji vyskytujícím se prvkem je dusík (85 procent, ze Země spektroskopicky neprokazatelný), dalšími 12-ti procenty jsou zastoupeny argon a metan, zbytek potom tvoří organické příměsi. Po tomto zjištění vcelku nikoho ani nemrzelo, že svým průměrem 5150 kilometrů musel Titan přenechat prvenství Ganymedu. Jak však vypadá jeho povrch, to jsme se nedozvěděli, je hustou atmosférou dokonale zakryt.

Titan obíhá kolem Saturnu ve vzdálenosti 1 221 600 kilometrů, oběh mu trvá 15,95 dne. Kromě toho, že je ze všech satelitů Saturnu nejhmotnější, má také nejvyšší hustotu. Nemá však vlastní magnetické pole.

Pro úplnost ještě dodejme, že Voyager 2 snímkoval Titan ze vzdálenosti 660 tisíc kilometrů.

Hyperion Mohl – li by Titan být planetou, potom při přemístění Hyperiona mezi orbitu Marsu a Jupiteru by se ztratil mezi ostatními asteroidy. Jde o nepravidelné těleso s rozměry 360x280x225 kilometrů, obíhající Saturn ve vzdálenosti 1 481 000 km jednou za 21,3 dne.

Japetus – třetí největší měsíc Saturnu, obíhající ve vzdálenosti 3 561 300 km jednou za 79,3 dne. Jeho průměr je 1 436 km. Charakteristickým jsou pro něho dva typy terénu. Zatímco jeden má padesátiprocentní odrazivost, potom druhý typ je doslova černý jako uhlí a jeho odrazivost je pouhých pět procent. Snímky Japeta z Voyageru 1 byly pořízeny při průletu ve vzdálenosti 2,5 milionu kilometrů, Voyager 2 jej snímkoval ze vzdálenosti 910 tisíc km. Bílá elipsa s černým monolitem dosud čeká na své objevení.....

Phoebe – nejvzdálenější pojmenovaný měsíc Saturnu. Retrográdně (opačným směrem) obíhá ve vzdálenosti 12 952 000 kilometrů. Má nepravidelný tvar o rozměrech 230x220x210 km. Jeho snímky pořídil Voyager 2 ze vzdálenosti 2 milionů km, Voyager 1 jej míjel ve vzdálenosti 6x větší.

Saturn obíhá na tři desítky dnes známých satelitů, mnoho nových bude jistě objeveno. Těžiště výzkumu sondy Cassini však bude bezesporu ležet na pozorování výše uvedených těles.

Sonda Cassini odstartovala do vesmíru osm roků po Galileu, který byl posledním automatem, směřujícím do vnějších oblastí sluneční soustavy. Obě sondy spojuje i obdobná trajektorie letu meziplanetárním prostorem, využívající k postupnému urychlení gravitačních polí planet Venuše a Země. Přípravu ke startu obou průzkumníků “zpestřili” odpůrci využívání jaderných termočlánků na meziplanetárních sondách, ani tentokrát se jim však startu nepodařilo zabránit. Přesto se nepodařilo dodržet dlouho plánované datum startu 6.října. Zásluhu na tom mělo klimatizační zařízení v komoře s pouzdrem Huygens, které vypovědělo poslušnost a místo mírného vánku zajistilo pravou vichřici. Následné poškození ochranné folie pouzdra zapříčinilo týdenní odklad. Ani 13. října se však start nekonal, tentokrát díky nevlídnému počasí nad Cape Canaveral. A tak se sonda Cassini/Huygens vydala na svoji dalekou cestu až 15. října 1997. Start na palubě nosné rakety Titan 4B/Centaur (jednalo se o druhý start rakety Titan 4B) se uskutečnil v 8.43 UT. Úspěšná činnost prvního a druhého stupně a následný zážeh motorů Pratt & Whitney RL10A stupně Centaur navedly sondu na výchozí dráhu s parametry 168x442 km a sklonem 28° nad severní Atlantik. Po dalších sedmnácti minutách letu byl opětovně aktivovaný stupeň Centaur, jehož hoření v délce 435 sekund navedlo sondu Cassini/Huygens na dráhu meziplanetární. Necelých 45 minut po startu se sonda oddělila od horního raketového stupně, následně proběhla stabilizace v prostoru tak, aby hlavní komunikační anténa směřovala ke Slunci a sloužila jako ochranný deštník. Data z kritických momentů oddělení a stabilizace měla být předávána přes retranslační družice TDRS, což se však nepodařilo zvládnout a tak v řídícím středisku vládlo napjaté očekávání, jak vše dopadne. Očekávané informace dorazily ze stanice DSN u Canberry v Austrálii 52 minut po startu a potvrdily, že sonda je v pořádku a na plánované dráze. Po úspěšném startu bylo prvním úkolem zjistit, v jakém stavu jsou jednotlivé systémy sondy, následovalo vyklopení vědeckých přístrojů do pracovní polohy a jejich testy.

První půlrok po startu se sonda Cassini pohybovala na úrovni oběžné dráhy Venuše poměrně vysokou rychlostí kolem 30 km za sekundu. 26. dubna 1998 ve 13.45 UT se přiblížila na vzdálenost 285 kilometrů od jejího povrchu, čehož sice nebylo využito k vědeckým měřením, zato sonda zvýšila svoji rychlost o dalších 7 km za sekundu. Stala se tak od dob slunečních sond Helios nejrychlejším objektem vyslaným člověkem do kosmu. Předem vypočítaná trajektorie nyní mířila pryč od Slunce, přes oběžné dráhy Země i Marsu; úměrně růstu vzdálenosti od centrální hvězdy, klesala rychlost letu. 3. prosince 1998, kdy měla sonda za sebou již více než miliardu kilometrů a pohybovala se rychlostí 18,5 km za sekundu, vykonala důležitý manévr DSM (Deep Space Maneuver) hořením hlavních motorů v délce 87 minut a 35 sekund. Tento manévr nasměroval její dráhu zpět ke Slunci. Od poloviny prosince 1998 do poloviny ledna 1999 bylo ke komunikaci využito antény s vysokým ziskem. Úspěšně – historie se tentokrát neopakovala. Zato se opakovala návštěva Zemi nejbližší planety, Cassini se k Venuši podruhé přiblížil 24.června 1999. Ve vzdálenosti 602 kilometrů ji minul rychlostí 13,6 kilometrů za sekundu. Na palubě sondy tentokrát pracovaly téměř všechny přístroje. Tento druhý průlet zvýšil rychlost o 3,1 km za sekundu a nasměroval sondu k Zemi. A tak jsme 18. srpna 1999 měli poslední příležitost vidět vesmírného poutníka na vlastní oči. Místem největšího přiblížení sondy k Zemi se stala jihovýchodní část Tichého oceánu. Cassini se kolem Země protáhl ve výšce 1 171 kilometrů rychlostí 19-ti kilometrů za sekundu. Gravitační prak zafungoval i tentokrát, průletem se zvýšila rychlost sondy o dalších 5,5 km za sekundu. Při letu v blízkosti Země byly zapojeny přístroje na sondě, získána byla data jak v oboru vlnovém, tak i částicovém.

Průletem kolem Země završila sonda Cassini první etapu letu, během níž byla vyzkoušena funkčnost zařízení při letu v blízkosti Slunce na straně jedné, ale i v mrazivých končinách za orbitou Marsu na straně druhé. Celková uražená dráha se blížila 1,7 Tm, sonda ji zvládla bez větších problémů. Nyní se před ní otevírala druhá fáze letu, během níž se bude Slunci a Zemi již jenom vzdalovat..

Čtyři měsíce po průletu kolem Země – 11. prosince 1999 sonda Cassini vstoupila do oblasti asteroidů aby se o další dva měsíce setkala s jedním z nich. Stal se jím asteroid (2685) Masursky, těleso o průměru několika málo kilometrů. Poměrně velká průletová vzdálenost – 1,5 milionů kilometrů znemožnila pořízení detailnějších snímků povrchu, pomohla jenom z jasnosti určit přibližné rozměry tělesa. Jenom o několik dní později – 1. února dosáhla sonda bezpečné vzdálenosti od Slunce, ve které již nebylo třeba stínit přístroje směrovou anténou a ta mohla být zamířena k Zemi. 12. dubna 2000 Cassini opustil pás a steroidů a před sebou měl největší planetu sluneční soustavy – Jupiter.

Mezi vědecké cíle výzkumu Jupiteru patřilo mapování oblačné vrstvy atmosféry, pořízení její třírozměrné mapy, globální meteorologie, mapování výskytu polárních září, snímkování známých satelitů, zejména při průchodu stínem planety s cílem najít stopy existující atmosféry na těchto tělesech rovněž jako hledání dalších, dosud neznámých oběžnic Jupiteru a mapování jeho rozsáhlé magnetosféry.

Cassini prolétal kolem Jupiteru v rovině jeho rovníku. Sběr dat byl zahájený 1. října 2000, kdy se sonda nacházela 3,8o nad rovníkem a přibližovala se k planetě pod vzájemným úhlem Slunce – Jupiter – sonda 20o a vzdálenosti 84,7 milionů kilometrů. Do poloviny prosince pomalu klesl fázový úhel na 0o, poté se vzájemné postavení sondy vůči Jupiteru rychle měnilo. V polovině ledna již sonda sledovala Jupiter pod úhlem 120o ze vzdálenosti 18- ti milionů kilometrů, přičemž se nacházela 3o pod rovinou rovníku. Poslední snímky Jupiteru byly pořízeny 22. března 2001.

Největší přiblížení k planetě nastalo 30.12.2000 v 10.50 UT, kdy sondu dělilo od horní hranice mraků 9,72 milionů kilometrů. Z této vzdálenosti pořizovala kamera s ohniskovou vzdáleností 2000mm snímky s rozlišením 58 kilometrů na pixel. Přestože se tyto záběry nemohly rovnat snímkům sond Voyager a Galileo, které snímkovaly planetu z podstatně menší vzdálenosti, celková délka pozorování spolu s velkou úložnou kapacitou pamětí, vysokou přenosovou rychlostí a širokopásmovou citlivostí přístrojů na palubě umožnila shromáždit daleko variabilnější soubor dat. Ojedinělé v historii kosmického výzkumu bylo rovněž sledování magnetického pole společně se sondou Galileo, pohybující se na oběžné dráze kolem Jupiteru již od prosince 1995.

Čtyřicet dva měsíce dlouhou cestu od Jupiteru k Saturnu nestrávila sonda Cassini nečinně.Vědci již před startem připravili výzkumný program, v rámci kterého se uskutečnilo trojí pátrání po gravitačních vlnách (26.11.2001 – 5.1. 2002, 7.12. 2002 – 16.1. 2003 a 15.12. 2003 – 4.1. 2004). Během tohoto experimentu sonda vysílala spojitý signál, který byl přijímán vysoce citlivými přijímači antén DSN. Při průchodu gravitační vlny by došlo ke “zhoupnutí” sondy, které by se projevilo frekvenčním posunem přijímaného signálu. Dalším experimentem byl Solar Conjunction Experiment (SCE), při kterém signál vysílaý sondou Cassini procházel přes sluneční koronu Zatímco tento experiment uskutečněný dvakrát (6.6. – 6.7. 2002 a 16.6. – 16.7. 2003) probíhal v období, kdy Slunce leželo mezi sondou a Zemí, výše zmíněný Gravitional Wave Experiment (=GWE) probíhal naopak vždy v období, kdy Země ležela na spojnici Slunce – sonda a byl minimalizovaný vliv jak slunečního větru, tak i gravitačního pole naší hvězdy na rádiové vysílání. Na cestě k Saturnu se rovněž vyskytlo několik technických problémů. Při průletu kolem Jupiteru v prosinci 2000 zvýšené tření v jednom ze setrvačníků orientačního systému znemožnilo po dobu dvou týdnů provádět vědecká pozorování. Závadu se nepodařilo nasimulovat a později se již neprojevila. Dalším problémem bylo zamlžení optiky kamery NAC, které se objevilo po ukončení výzkumu Jupitera. Roční úsilí technického týmu vedlo k úspěchu a po sérii ohřevů bylo nakonec v červenci 2002 konstatováno, že vše je opět v pořádku.

Po sedmdesáti pěti měsících letu meziplanetárním prostorem byla sonda Cassini ve velice slušné kondici. Saturn se ocitl v dosahu jejich přístrojů, první etapa jeho dálkového průzkumu byla zahájena.

Jan Toman

Průběh vědecké části mise

Sonda byla motoricky navedena na základní oběžnou dráhu kolem Saturnu dne 01.07.2004 (motor pracoval 96 minut, změnil rychlost sondy o 626 m/s a výsledná dráha měla výšku cca 20000 x 9000000 km a sklon 17°).

Po mnoho dalších let pak sonda prováděla sledování Saturnu, jeho prstenců a měsíců všemi svými přístroji. Dráha byla občas motoricky upravována tak, aby sonda proletěla v blízkosti některého z měsíců Saturnu.

Pouzdro Huyghens se od sondy oddělilo 25.12.2004 a 14.01.2005 pak úspěšně přistálo na měsíci Titan (mateřská sonda přitom prolétala kolem Titanu a přenášela snímky a telemetrická data z přistávacího pouzdra na Zemi).

Po téměř 20 letech úspěšné činnosti byla celá mise ukončena 15.09.2017 záměrným navedením sondy do atmosféry Saturnu, kde sonda Cassini zanikla.