| Start |
M.označ. |
Hmotnost |
Popis |
| 15.10.1997 |
1997-061A
|
5634 kg |
- sonda k Saturnu s přistávacím modulem na Titan |
[ Základní popis sondy | Původní
plán mise | Průběh vědecké části mise | Obrázky
| Home Page sondy v JPL ]
Sonda Cassini – Huygens
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.
Historie vzniku projektu Cassini - Huygens
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.
Technický popis sondy Cassini
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
Huygens
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.
Planeta Saturn a její měsíce před sondou Cassini
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.
Na cestě k Saturnu – start a let meziplanetárním prostorem
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.
Průlet kolem Jupiteru
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.
Aktualizováno : 15.09.2017
[ Obsah | Nepilotované
kosmické lety | Základní popis sondy Cassini |
Původní plán mise ]
Pokud není uvedeno jinak, jsou použité fotografie z NASA (viz. Using NASA Imagery) a dalších volně přístupných zdrojů.
(originál je na https://mek.kosmo.cz/sondy/usa/cassini/index.htm)
