Obsah > Nepilotované lety > Cassini/Huygens > Původní plán mise
Start M.označ. Hmotnost Popis
15.10.1997 1997-061A 5634 kg - sonda k Saturnu s přistávacím modulem na Titan

[ Podrobný popis mise | Základní popis sondy | Obrázky | Home Page sondy v JPL ]

Sonda Cassini – Huygens a průzkum Saturnovy soustavy

Jan Toman

Kresba sondy Cassini u SaturnuVe Spojených státech se rozvíjejí plány průzkumu velkých vnějších planet naší sluneční soustavy. S využitím nejnovějších technologií se projektuje sonda k Jupiteru, zvažuje se vypuštění automatu k nejvzdálenější planetě – Plutu, počítá se s odběrem vzorků z jádra komety v hlubinách kosmu, objevují se první zmínky o přistání na ledovém měsíci Jupitera Europě a rovněž obdobné misi v Saturnově soustavě – přistání na Titanu. Všechny tyto projekty tvoří vlastně již třetí generaci automatických sond vypouštěných k vnějším planetám. Tu první generaci zastupují Pioneer 10 a 11 z první poloviny 70. – tých let a dvojice sond Voyager vypuštěných v roce 1977. Díky těmto sondám jsme měli možnost podívat se poprvé zblízka na Jupiter, Saturn, Uran a Neptun. Po tomto prvním kroku následoval další, vedený snahou získat detailnější informace při dlouhodobém průzkumu cílové planety.

První sondou této druhé generace je Galileo, vypuštěný v říjnu 1989 k Jupiteru. Od prosince 1995, kdy přešel na oběžnou dráhu kolem obří planety získal detailní informace o vlastní planetě, velkých galileovských satelitech a to i přes vážný handicap v podobě nefungující hlavní antény. Logickým pokračováním výzkumu planet byl návrh a vypuštění obdobného automatu k další planetě – Saturnu.

Start sondy Cassini (15.10.1997 -  Titan 4B/Centaur)15.října 1997 vynesla raketa Titan 4B Centaur do vesmíru sondu Cassini. Její velká hmotnost – přes 5000 kg byla důvodem, že k navedení na dráhu ke vnějším planetám bylo třeba využít gravitačního pole planet Venuše a Země. Po bezproblémovém průletu okolo Venuše v dubnu 1998 a červnu 1999 minul Cassini Zemi v srpnu 1999 a zamířil k Jupiteru, svému poslednímu postupnému cíli. Průlet kolem obří planety poskytl unikátní příležitost pro souběžná měření se sondou Galileo a prověření všech systémů sondy. Půlroční období sledování Jupitera (říjen 2000 – březen 2001) bylo úspěšné. Jenom kamery pořídily více než 35 tisíc snímků planety, měsíců a prstence, 30. prosince 2000 proletěl Cassini 9,75 milionů kilometrů od Jupitera. Jediný problém, který se na sondě objevil, bylo nestandardní chování se jednoho ze setrvačníků orientačního zařízení sondy, problém se však podařilo úspěšně vyřešit. Hlubší vrásky na čele vyvolala zpráva vydaná evropskou kosmickou agenturou ESA na počátku října 2000, podle které je vážně ohrožen plánovaný výzkum největšího měsíce Saturna Titanu sondou Huygens. Důvod – přijímač na sondě Cassini nebyl vybavený zařízením automaticky vyrovnávajícím frekvenční posun (Dopplerův jev) při vzájemném vzdalování se obou těles. Tím by mohlo dojít k tomu, že sonda Cassini nebude schopna přijmout vysílání z pouzdra Huygens při sestupu atmosférou Titanu, ve které mohou být silné větry. Dle původních představ mělo dojít k průzkumu Titanu sondou Huygens při prvém obletu kolem Saturna v listopadu 2004, přičemž Cassini měl kolem Titanu proletět ve vzdálenosti 1200 km čtyři hodiny po vstupu sondy Huygens do atmosféry měsíce. Data naměřená při sestupu atmosférou měla být zaznamenávána na prolétající sondě Cassini a později odvysílána na Zemi.

Trajektorie letu sondy Cassini/Huygens

Po osmiměsíčním usilovném hledání východiska na obou stranách Atlantiku bylo koncem června 2001 oznámeno rozhodnutí o změně v letovém plánu sondy Cassini – Huygens. Změny mající zabezpečit úspěšné splnění této části letu byly navrženy tak, aby kromě odstranění problému v komunikaci obou sond zásadním způsobem nevedly ke změně letového plánu sondy Cassini při pozdějším výzkumu Saturnovy soustavy.

Jak tedy letový plán nyní vypadá?

Kresba přistání modulu Huygens na TitanuPřílet k Saturnu je i nadále plánován na 1. července 2004. Sonda proletí několik tisíc kilometrů od okraje prstenů před tím, než se přiblíží na vzdálenost přibližně 6000 kilometrů od horních vrstev atmosféry. Zapálení hlavních motorů poté zajistí snížení rychlosti a navedení na protáhlou eliptickou oběžnou dráhu. První změnou oproti původnímu plánu bude zkrácení délky obletu – místo 149 dní potrvá tento prvý oblet Saturna pouze 117 dní, proto se první přiblížení k Titanu uskuteční již 26. října 2004. Průlet ve vzdálenosti 1200 km absolvuje sonda vcelku, aniž by došlo k oddělení pouzdra Huygens. Po další 48 dnech – 13. prosince 2004 Cassini proletí kolem Titanu podruhé ve vzdálenosti 2400 kilometrů. Gravitační pole Titanu opět zkrátí dobu obletu kolem planety – tentokrát na 32 dní, ke třetímu průletu kolem Titanu tedy dojde 14. ledna 2005 ve vzdálenosti 65 000 km, která znemožňuje provedení gravitačního manévru. Půjde o jeden z  nejvzdálenějších průletů ve čtyřleté misi sondy Cassini u Saturna a bude ho využito k vysazení sondy Huygens. Ta se oddělí od mateřské sondy o necelé tři týdny dříve, 25. prosince 2004. Jenom pro zajímavost. V původním letovém plánu měl tento průlet označení Titan-2 a datum následujícího průletu se již naprosto shoduje s tímto původním plánem, tedy 15. únorem 2005. Počínaje tímto datem bude zahájený průzkum ostatních satelitů Saturnovy soustavy. Jako první přijde na řadu 9. března zajímavý Enceladus, kde se předpokládá tzv. kryovulkanismus.

Vrátíme – li se ještě k průzkumu Titanu, je zajímavé všimnout si jedné věci. Zpoždění přistání sondy Huygens o půl roku dává šanci provést průzkum povrchu pomoci radaru a ostatních přístrojů a vytipovat nejzajímavější lokality pro přistání, nemluvě o tom, že data o poměrech v atmosféře Titanu nejlépe připraví techniky na možné problémy při zajištění komunikace obou sond při sestupu atmosférou a přistání Huygense.

Plánovací tým využil sedmiletou cestu k Saturnu zejména k vypracování detailního letového plánu pro čtyřleté období výzkumu Saturnovy soustavy počínaje 1. červencem 2004. Nabízí se zde zajímavé srovnání s letem sondy Galileo k Jupiteru, která provedla obdobný průzkum Jupitera v období 1995 – 2003. Nutno podotknout, že jakkoliv je způsob průzkumu obou planet podobný, jsou zde i významné rozdíly. Především – Saturnova soustava zahrnuje mnohem více těles. Zatímco u Jupitera se pozornost soustředila především na čtyři velké galileovské měsíce (Io, Europa, Ganymedes a Callisto), u Saturnu máme měsíců osm – Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Titan, Hyperion a Japetus a hlavně – planetu s rozsáhlým systémem prstenů, jedinečných v celé sluneční soustavě. Druhý rozdíl zjistíme při srovnání velikostí měsíců Jupitera a Saturna. Kterýkoliv ze čtyř měsíců Jupitera byl díky své velikosti a hmotnosti schopný zajistit Galileu gravitačním manévr pro navedení na novou oběžnou dráhu. Těleso srovnatelné velikosti u Saturnu je pouze Titan. V pořadí druhá Rhea má hmotnost třicetkrát menší a pro korekci dráhy sondy je nepoužitelná. Takže Cassini téměř při každém průletu použije Titan pro navedení na novou dráhu, ze které prozkoumá i ostatní měsíce. Naopak, nevýhodu při výzkumu Jupitera představuje jeho rozsáhlá magnetosféra. Jupiter má rozsáhlé magnetické pole, daleko mocnější než Saturn, u kterého prsteny tvoří jakési odstínění (zároveň mohou být však nebezpečné – jsou tvořené prachem a částicemi různých rozměrů, není přesně známo, kam až sahají.

Cassini/Huygens před startemSrovnat můžeme rovněž vybavení obou automatických sond. Cassini nese mnohem více vědeckých přístrojů o celkové váze 362 kg – pomalu třikrát více než Galileo. Je to hlavně proto, že pro vypuštění Galilea byl použitý raketoplán Space Shuttle s přísně hlídanými limity užitečného zatížení, kdežto sondu Cassini vynesla do vesmíru raketa Titan 4B Centaur. Podstatnou část celkové hmotnosti obou sond zabírají pohonné hmoty - a to zejména u Galilea, který se u Jupitera nachází v mnohem silnějším gravitačním poli (díky tomuto rozdílu Galileo oblétl Jupiter pětatřicetkrát za osm roků, zatímco Cassini obletí Saturn čtyřiasedmdesátkrát za čtyři roky). Navíc nese Cassini vědecké přístroje, které Galileo nemá – například širokoúhlou TV kameru, infračervený spektrometr s širokým spektrálním rozsahem a zcela nové zařízení pro studium magnetických polí. Celkem je na palubě sondy Cassini 12 vědeckých přístrojů, včetně zařízení využívajícího rádiový vysílač. Všechny přístroje jsou technicky mnohem sofistikovanější. Mezi starty sond Galileo a Cassini uplynulo sice jenom osm roků, Galileo však byl navržen a postaven s využitím technologii konce sedmdesátých let a jenom problémy se startem na palubě raketoplánu způsobily neustálé odklady. Přestože mnoho přístrojů na obou sondách bylo navrženo za stejným účelem, díky technologickému rozvoji je sonda Cassini komplexněji vybavená (například kamery na sondách Voyager nebyly schopny zachytit světelné záření s vlnovou délkou kratší než 0.64 mikrometru, zatímco novější kamery sondy Cassini zachytí záření až do blízkočervené oblasti 1.1 mikrometru. Znamená to, že na fotografiích z konce osmdesátých let vidíme Titan jako oranžovou kouli s neproniknutelnou atmosférou. Kamery sondy Cassini díky širokému spektrálnímu rozsahu budou schopné tímto závojem proniknout. Navíc, oproti kamerám sond Voyager a Galileo s osmi výměnnými filtry mají novější kamery k dispozici osmnáct filtrů.

Schéma sondy Cassini/HuygensStejně ve prospěch sondy Cassini dopadá i srovnání infračervených a ultra -fialových spektrometrů. Přístroj VIMS (Visible and IR Mapping Spectrometer) je schopný zobrazit povrchy těles v infračerveném a viditelném spektru s mnohem větší ostrostí a rozlišením, takže je v podstatě třetí kamerou sondy Cassini. Prachový detektor sondy Cassini zase umí kromě určení počtu dopadených částic zjistit i jejich chemické složení.

K čemu vlastně sondě Cassini taková výbava bude?

Počátkem roku 1999 byla vybraná konečná verze letového programu, tzv. „Tour 18 – 5“, dále rozdělená do čtyř „Fází“ s definicí hlavních úkolů a charakteristikou oběžné dráhy kolem Saturna.

Předstartovní příprava sondy HuygensZahájení Fáze číslo 1 je časově shodné s příletem sondy k Saturnu 1. července 2004. Již při prvním průletu kolem Titanu 26. října použije sonda palubního radaru k mapování povrchu. Radar využívá hlavní antény o průměru čtyř metrů. Při přibližování se k Titanu na vzdálenost dvacet dva až devět tisíc kilometrů funguje radar nejprve jako tzv. rozptyloměr (backscatterometr) – při periodickém vychylování se směrem od a k Titanu měří strukturu a složení povrchu (vodní led se zobrazí mnohem světleji než tekuté hydrokarbony). Poté, co vzdálenost klesne pod devět tisíc kilometrů (ale bude větší než čtyři tisíce kilometrů) orientuje se sonda na bod ležící na povrchu nejblíže k ní a začne provádět vysoce přesné měření výškových variací povrchu, tzn., že v této fázi funguje radar jako altimetr s výškovým rozlišením 90 – 150 metrů. V těsné blízkosti Titanu, při vzdálenostech pod čtyři tisíce kilometrů se radar přepíná do módu SAR (Synthetic Aperture Radar), při kterém zobrazuje povrch měsíce pomocí dvou párů vyzařovaných paprsků vlevo a vpravo vzhledem k průletové trajektorii a velice přesně zaznamená odrazy včetně časového zpoždění a Dopplerova posuvu. Z takového záznamu je možno na Zemi rekonstruovat fotografickou podobu povrchu Titanu. Poprvé uvedenou metodu použila sonda Magellan při mapování Venuše na počátku 90 – tých let. Při každém obletu kolem Titanu může být touto technikou zmapováno přibližně jedno procento jeho povrchu s rozlišením nejmenších detailů okolo 500 metrů, většinou však 1 – 1,5 km. Je předpoklad, že na konci základní čtyřleté mise budeme znát podobu asi 35 procent Titanu. Druhou možností je potom použití TV kamer, které díky širokému spektrálnímu rozsahu „umí“ proniknout přes hustý atmosférický smog. Jejich rozlišovací schopnost ze vzdálenosti tisíc kilometrů je na úrovni šesti metrů, protože je dopadající světlo silně rozptylováno v husté a silné atmosféře, je nutno počítat reálně s rozlišením sto až dvě sta metrů. Třetím možným způsobem, jak se podívat na povrch Titanu je použít přístroj VIMS. Ten nám kromě vlastní podoby terénu prozradí i jeho chemické složení. Obdobný přístroj je navíc umístěný na sondě Huygens. Jejich schopnost proniknout dusíko – metanovou atmosférou v blízkočervené oblasti spektra nám ukáže Titan s rozlišením obdobným jako u TV kamer. Problém představuje umístění těchto přístrojů na boku sondy, takže není možné simultánní pozorování pomoci radaru, kamer a spektrometrů. Použití těchto přístrojů bude muset být proto předem naplánováno. Předběžně se počítá s radarovým mapováním při 44 obletech Titanu.

Schéma přistání sondy Huygens na TitanuCílem výzkumu u Saturna nebude jenom Titan, ale i ostatní satelity planety, přestože dosáhnout těsného průletu díky jejich velikosti je obtížnější než v případě Jupiterových měsíců. Během čtyřletého období je naplánováno sedm blízkých průletů, při nichž se sonda přiblíží na vzdálenost menší než sto tisíc kilometrů a dvacet sedm průletů ve větší vzdálenosti (sedm okolo měsíce Mimas, pět okolo Tethys, osm okolo Encelada, čtyři okolo Dione a tři okolo Rhei).

Enceladus je malá ledová koule s průměrem pouhých 500km, zároveň je však druhým nejdůležitějším cílem sondy Cassini mezi Saturnovy měsíci.. Přes jeho nepatrnou velikost existují náznaky geologické aktivity na povrchu Encelada, jeho povrch pokrývá menší množství kráterů než by se dalo čekat a navíc, v blízkosti jeho oběžné dráhy byl nalezen prstenec E, který je složený z jemných částic. Úkolem sondy Cassini je potvrdit nebo vyvrátit hypotézu, že tyto částice pocházejí z aktivních gejzírů na Enceladu. Sama existence činných gejzírů činí Enceladus stejně zajímavým jako Jupiterův měsíc Io (velikostí převyšující Encelada téměř sedmkrát). Vysvětlována je působením slapových sil, které ohřívají nitro měsíce. Kromě toho jistou roli může hrát rezonance oběžných drah Encelada a dalšího satelitu – Dione.

9. března 2005 při prvém přiblížení se na vzdálenost pouhých pět set kilometrů Cassini pořídí snímky s vysokým rozlišením, spektrometr CIRS bude pátrat bude po výronech plynů a oblastech se zvýšenou teplotou (takzvaných „horkých skvrnách“) a s pomocí spektrometru VIMS zmapuje složení povrchových vrstev.

Průzkum Saturnovy soustavy bude dále pokračovat do 22. srpna 2005 dalšími třemi průlety kolem Titanu a jedním průletem kolem Enceladu 14.7. 2005 ve vzdálenosti tisíc kilometrů. Při všech pěti přiblíženích se k Titanu vzdálenost sondy nebude nikdy menší než tisíc dvě sta kilometrů. Při svém šestém průletu v dubnu klesne vzdálenost mezi sondou a Titanem až na 950 kilometrů. Vědci by rádi prozkoumali měsíc ze vzdálenosti ještě menší, nejenom aby získali mapy povrchu s vyšším rozlišením, ale Cassini má na palubě iontový a neutrální hmotový spektrometr určený pro zjištění složení vrchních vrstev atmosféry Titanu. Přesně by mohlo být také zmapováno gravitační pole měsíce a prozkoumána interakce atmosféry s rozsáhlou magnetosférou Saturnu, uvnitř které se Titan pohybuje. Je však jisté, že na menší vzdálenost se sonda přiblíží později, až budou přesněji zmapovány a prozkoumány pochody v husté atmosféře, které by mohly být sondě Cassini nebezpečné. V případě, že se možné ohrožení nepotvrdí, bude se Cassini moci přiblížit na vzdálenost menší než je 850 kilometrů od povrchu Titanu, jinak by se nikdy nepřiblížil více než na 1050 kilometrů.

Počítačový model sondy Cassini/HuygensNejenom měsícům Saturna bude věnována pozornost v této první fázi. Předmětem studia se stane také rozsáhlý prstencový systém. První detailní informace nám počátkem osmdesátých let podaly sondy Voyager 1 a 2. Podařilo se tehdy pomoci prozařování rádiovými vlnami zjistit velikosti částic v jednotlivých prstenech, zůstává však tajemstvím, co vede k jejich diferenciaci . Tak například v prstenci C nepřesahuje průměrná velikost materiálu dva metry v průměru, zatímco ve vnějším prstenu A je mnoho balvanů větších než deset metrů. Nejsvětlejší prsten B obsahuje pro změnu mnoho částic z ledu, jejichž velikost nemohla být uvedeným způsobem zjištěna. Rotační osa planety je skloněna vůči ekliptice o dvacet sedm stupňů. Pod tímto úhlem jsou také vidět prsteny dvakrát za oběh planety kolem Slunce. Znamená to, že dvakrát za dvacet devět roků máme možnost vidět prsteny pod maximálním úhlem a při rádiovém zákrytu za prsteny můžeme přesně určit velikost a rozložení materiálu v jednotlivých částech Saturnova prstenu. Je proto dobře, že sonda přiletí v létě k planetě chvíli po kulminaci, kdy vzhledem k pozorovateli na Zemi budou prsteny zakrývat severní polokouli Saturnu. Během čtrnáct měsíců dlouhé „Fáze číslo 1“ nastane sedm rádiových zákrytů za prsteny. Po sedmém průletu kolem Titanu 22. srpna 2005 bude první etapa výzkumu zakončena.

Prvá etapa výzkumu byla charakteristická výstřednou oběžnou dráhou, kdy nejvzdálenější bod orbitu (apoapsis) byl nad osvětlenou stranou planety, směrem ke Slunci.V září 2005 zahájí Cassini druhou fázi výzkumu Saturna a jeho soustavy. Do popředí zájmu se dostane výzkum Saturnovy magnetosféry a s tím bude spojena změna oběžné dráhy. Apoapsis se přesune nad Saturnovu odvrácenou polokouli, do oblasti, kde se za planetou rozprostírá „závoj“ magnetického pole do veliké vzdálenosti. Aby bylo dosaženo této oběžné dráhy, vykoná Cassini mezi 7. zářím 2005 a 2. červencem 2006 dalších osm průletů okolo Titanu, při žádném se však měsíci nepřiblíží na menší vzdálenost než je 1470 km. Na řadu přijde rovněž průzkum dalších ledových měsíců. Jako první 26. září 2005 prozkoumá sonda zblízka Hyperion, těleso s nepravidelným tvarem a chaotickou rotací o průměru 290 kilometrů. Cassini se přiblíží k jeho povrchu až na tisíc kilometrů, provede detailní snímkování a spektroskopická měření. O pouhých patnáct dní později proletí sonda 500 kilometrů nad povrchem dalšího Saturnova satelitu – Dione. Tvar tohoto měsíce je narozdíl od Hyperiona zcela sférický, průměr 1120 kilometrů jej řadí mezi středně velká tělesa obíhající Saturn. Jeho zajímavostí jsou oblasti s vyhlazenými krátery a dlouhé světlé linie na povrchu. Tím se podobá dalšímu satelitu, ještě větší Rhei o průměru 1530 kilometrů. Také ona se dočká blízkého průletu sondy Cassini 26.října 2005.

Třetí fáze průzkumu přijde na řadu 22. července 2006. Hlavním úkolem této etapy bude změnit oběžnou dráhu tak, aby se apoapsis vrátilo zpět nad Sluncem osvětlenou stranu planety. Tím bude zahájeno dlouhodobé sledování atmosféry Saturna. Obdobný výzkum byl plánovaný pro Galilea u Jupiteru před závadou rozkládací hlavní antény, jeho rozsah byl však limitovaný využitím jediné teleskopické kamery. Ta druhá s širším úhlem záběru se na cestu k Jupiteru nevydala pro přísné limity hmotnosti užitečného zatížení. Omezené možnosti má také krátkovlnný spektrometr NIMS, jeho doménou je mapování pevných povrchů Jupiterových měsíců. U výzkumu planetárních atmosfér je jeho využití již poněkud limitováno spektrálním rozsahem. Starší sondy Voyager měly na palubě zase IR spektrometr citlivý v oblasti delších vlnových délek vhodný pro studia planetárních atmosfér. Přístroje sondy Cassini sdružují výhody obou a umožní komplexní průzkum jak planety, tak i obíhajících měsíců.

Omezená pozorování atmosféry Saturnu budou možná již po příletu v první etapě, ze sondy však bude viditelná jenom polovina osvětlené polokoule, takže sledování změn bude možné pouze po dobu jedné čtvrtiny Saturnova dne (přibližně dvě a třičtvrtě hodiny). Ve druhé etapě stráví Cassini nad osvětlenou částí pouze krátkou dobu při těsném průletu, jinak se bude pohybovat nad noční oblastí planety.

Jiný pohled na model sondy CassiniPro změnu oběžné dráhy bude opět využito gravitačního pole Titanu. Cassini opakovaně uskuteční průlet nad jeho severním pólem. Celkem devět průletů v  této etapě bude mít za následek , že apoapsis dráhy se bude neustále přibližovat k planetě, zatímco periapsis se bude od planety vzdalovat. Nakonec, po pětadvacátém průletu kolem Titanu bude sonda na kruhové dráze s dobou oběhu šestnáct dní a sklonem šedesáti stupňů. Z této dráhy bude mít sonda výborné pozorovací podmínky pro sledování dějů v oblasti pólů planety a pozorování prstenů. 29. ledna 2007 uskuteční sonda již zmíněný průlet kolem Titanu, poté vykoná jeden a půl obletu kolem planety a setká se s Titanem ve druhém uzlu. Následovat bude dalších osm průletů v šestnáctidenních intervalech, přičemž nastane opačný sled úprav dráhy sondy. Její apoapsis se bude postupně vzdalovat od planety a periapsis se bude přibližovat. Výsledná dráha bude opět výrazně protáhlá s nejvzdálenějším bodem na Saturnově denní straně. Konečně po dalších dvou průletech kolem Titanu bude sonda opět na orbitě, po které oběhne planetu jednou za čtyřicet dní. Ještě před tím, po třiatřicátém průletu kolem Titanu 13. června 2007 se Cassini přiblíží na nejmenší vzdálenost od Saturna během celého čtyřletého období. Od oblačné přikrývky planety ji bude dělit osmdesát sedm tisíc kilometrů. Přitom proletí pouhých sedmnáct tisíc kilometrů od úzkého prstenu F.

Závěrečná, čtvrtá fáze čtyřletého období bude zahájena 31. srpna 2007 a ukončena 28. května 2008. Mezi těmito dvěma daty Cassini uskuteční sérii deseti průletů v blízkosti jižního pólu Titanu. Tak jako každá z předchozích etap i tato bude charakteristická oběžnou dráhou kolem Saturna. Ta nynější bude mít sklon až sedmdesáti pět stupňů k rovníku. Cassini tak bude moci studovat obě polární oblasti planety, tak jako i prsteny. Studia atmosféry se zaměří zejména na výzkum proudění, polárních září a magnetosféry, zatímco prsteny budou snímkovány z různých úhlů, fotometrie umožní rozlišit nejjemnější dělení a studovány budou rovněž tzv. „paprsky“ nebo „loukotě“ – jevy v prstenech objevené sondami Voyager. Na řadu však přijdou také ostatní Saturnovy měsíce.

Japetus – třetí největší mezi Saturnovy měsíci, těleso o průměru 1 440 kilometrů a rozhodně také třetí nejdůležitější cíl výzkumu u Saturna. Měsíc, mající dva zcela rozdílné typy povrchu. Jeden světlý – jako u ostatních satelitů a jeden tmavý, černý jako spálené uhlí, odrážející pouze čtyři procenta dopadajícího světla. I ty nejkvalitnější snímky z Voyagerů byly pořízeny ze vzdálenosti okolo milionu kilometrů. Nedá se na nich proto spolehlivě určit, zda tmavý materiál pochází z nitra Japeta, nebo se sem dostal z jiného tělesa (je zde jistá podobnost s materiálem na nejvzdálenějším měsíci Phoebe). 10.září 2007 je den, kdy bude možná tato hádanka rozluštěna. Toho dne proletí Cassini tisíc kilometrů nad povrchem Japeta v oblasti, ve které se nacházejí oba typy terénu. Průletu bude využito k získání maximálního množství informací. Dosažitelnost tohoto měsíce je mnohem obtížnější než například Encelada. Je to pro větší vzdálenost od planety (3,6 milionů kilometrů) a sklon oběžné dráhy, který je patnáct stupňů. Další blízký průlet této etapy přijde na řadu o půl roku později. 12. března se stane jeho cílem potřetí Enceladus. Sonda ho mine ve vzdálenosti tisíce kilometrů.

Po závěrečném, pětačtyřicátém průletu kolem Titanu 28. května 2008 bude Cassini obíhat Saturn po dráze skloněné 75 stupňů k jeho rovníku. Apoapsis dráhy bude ležet kousek za orbitem Titanu a doba jednoho obletu planety potrvá sedm dní. O 34 dní později základní část čtyřletého studia Saturnu a jeho okolí skončí. Ve stejný den se Cassini přiblíží opět k Titanu. Možné prodloužení expedice bude záležet na celkovém stavu sondy, zásobách pohonných hmot a elektrické energie .

Sonda Cassini bude po ukončení své základní části mise na polární dráze kolem Saturnu. Je to dráha nabízející skvělou možnost pro studium prstenů, počasí na planetě a v neposlední řadě také prstenů. Není však moc dobrá pro další detailní výzkum měsíců Saturna. Během čtyřletého období zůstanou zblízka neprozkoumané měsíce Mimas, který je přibližně stejně velký jako Enceladus a rovněž Tethys, velikostí srovnatelný s Dione. Cassini uskuteční sice celkem sedm vzdálenějších průletů kolem Mimasu a pět kolem Tethys, vzdálenost sondy bude vždy v rozmezí několika tisíc až několika set tisíc kilometrů. Velkým přínosem by také byly další průlety kolem Japeta. A konečně – celkem pětačtyřicet blízkých průletů kolem Titanu nám odhalí podobu této vzdálené krajiny. Zmapováno bude snad až 35 procent jeho povrchu. Tak jako v případě sondy Galileo u Jupitera, kde kaskáda jeho objevů vyvolávala nové a nové otázky, bude se stejná situace jistě opakovat u Saturna. Bude – li sonda Cassini počátkem léta roku 2008 v pořádku, můžeme se těšit, že žeň jejich objevů bude pokračovat dále.

Jan Toman


Aktualizováno : 09.02.2002

[ Obsah | Nepilotované kosmické lety | Cassini ]

Pokud není uvedeno jinak, jsou použité fotografie z NASA (viz. Using NASA Imagery) a dalších volně přístupných zdrojů.