Huygens

Atmosférické sestupové pouzdro Huygens je příspěvkem organizace ESA k misi Cassini. Jeho úkolem bylo provést bezprostřední výzkum Saturnova největšího měsíce Titanu. Po odpoutání od orbitální části o Vánocích 2004 a krátkém samostatném letu vstoupil 2005-01-14 do atmosféry a úspěšně přistál na povrchu.

Spolupráce ESA [=European Space Agency] s americkou organizací NASA v případě modulu Huygens navazuje na podobnou misi Galileo k Jupiteru, pro níž ESA dodala úspěšné atmosférické pouzdro JEP [=Jupiter Entry Probe]. V případě modulu Huygens byly hlavní úkoly definovány takto:

• stanovit fyzikální charakteristiky (hustota, tlak, teplota atp.) atmosféry Titanu v závislosti na výšce;
• měřit zastoupení složek atmosféry;
• zkoumat chemické a fotochemické pochody v atmosféře, obzvláště se zaměřením na organické molekuly a složení aerosolů;
• charakterizovat meteorologické jevy na Titanu, především fyziku oblačnosti, bouřkové výboje a cirkulaci;
• zkoumat fyzikální stav, topografii a složení povrchu.

Sonda byla od startu koncem roku 1997 připojena k boku stanice Cassini, která ji zásobovala elektrickým proudem a starala se o rádiové spojení se Zemí. Aktivita sestupového pouzdra se omezovala na periodickou diagnostiku stavu systémů a přístrojů, ve zbytku doby byla v klidovém stavu. Z něho má být probuzena na Štědrý den 2004, kdy se modul oddělí a nastoupí samostatnou cestu, která má skončit 2005-01-15 měkkým přistáním na měsíci Titanu.

Konstrukce

Sondu postavila firma Aerospatiale v Toulouse (Francie) pod řízením European Space Technology and Research Center. Některá zařízení a přístroje pocházejí z dalších evropských států a z USA.

Atmosférická sonda o hmotnosti 319 kg určená k přistání na měsíci Titanu sestává ze dvou základních částí - vlastní sondy a podpůrného zařízení PSE [=Probe Support Equipment] instalovaného na mateřské sondě Cassini. Samotná sonda je složena z dalších dvou konstrukčních prvků - aerodynamického pláště, který chrání zařízení během vstupu do atmosféry Titanu a sestupového modulu, který obsahuje vědecké vybavení. Sestupový modul je uzavřen uvnitř aerodynamického pláště a je s ním propojen na třech místech.

Aerodynamický plášť je složen ze dvou částí - předního štítu a zadního víka. Přední tepelný štít o hmotnosti 79 kg a průměru 2.75 m má tvar zaobleného kužele o vrcholovém úhlu 120°. Je z vnější strany pokryt dlaždicemi z ablativního materiálu AQ60, což je plsť z fenolové pryskyřice vyztužená křemíkovými vlákny. Dlaždice jsou přilepeny na podpůrné plastové voštině zpevněné uhlíkovými vlákny. Úkolem štítu je ochránit zbytek aparátu před vysokými teplotami, vznikajícími při první fázi brždění v atmosféře. Zadní víko je vyrobeno z hliníku, na kterém je nanesena izolační suspenze z dutých křemíkových kuliček v křemíkovém elastomeru (Prosial). Zadní víko, jenž je během intenzivního brždění v atmosféře vystaveno menšímu tepelnému namáhání než přední štít, nese dále vícevrstvou izolační hmotu, která chrání zařízení sestupového modulu proti kosmickému chladu během letu k Saturnu (v době, kdy je připojen k orbitální části Cassini) a pak v období samostatného letu k Titanu. Ve víku je umístěn otvor, kterým se odvádějí uzavřené zbytky plynů po startu a později se naopak vyrovnává vnitřní tlak během klesání v atmosféře. Zadní víko má hmotnost 11.4 kg a dalších 5 kg připadá na pokrytí Prosialem. K zadnímu víku je připojen výtažný padák, který po první etapě hypersonického zpomalení v atmosféře, způsobí další snížení rychlosti, stabilizuje sondu a umožní spolehlivé oddělení předního štítu a vlastního přistávacího modulu.

Sestupový modul je konstrukčně řešen jako dvě voštinové instalační desky uzavřené v přední kopuli a zadním komolém kuželu. Přední kopule a horní deska obsahují celou řadu portů, přes něž se uskutečňuje styk vědeckých přístrojů s vnějším prostředím, a čidla, která vydávají pokyn k rozevření padáků. Hlavní padák má průměr 8.3 m, stabilizační, který se otvírá po dostatečném snížení rychlosti a odhození hlavního padáku, má průměr 3 m. Kryt sondy a přístrojové desky jsou vyrobeny z hliníku. S předním tepelným štítem a zadním víkem jsou propojeny sklolaminátovými rozpěrkami a oddělení jednotlivých částí se děje pyrotechnicky. Na spodní instalační desce jsou umístěny bloky elektrického subsystému a vědecké přístroje. Horní instalační deska nese složený padák a rádiový vysílač pracující v pásmu S.

Podpůrné zařízení PSE zůstává spojeno s orbitální částí Cassini a má za úkol vytvořit mechanické propojení mezi oběma sondami během letu k Saturnu, zásobovat pouzdro Huygens elektrickou energií do okamžiku oddělení, zabezpečovat komunikaci s pouzdrem ve všech fázích letu a konečně provést spolehlivé odpojení. Těsně před separací relativní rychlostí 0.3 až 0.4 m/s provádí roztočení pouzdra na 7 ot/min.

Tepelná regulace je především pasivní pomocí výše zmíněných tepelných izolací. Během vstupu do atmosféry Titanu může teplota na povrchu tepelného štítu dosáhnout až 1500°C, zatímco teplota uvnitř nesmí přesáhnout 50°C. Po otevření padáků se těleso sondy dostává do styku s atmosférou o teplotě -200°C. V tomto případě a ve vzdálených oblastech od Slunce se musí jisté části modulu vytápět. To se děje jednak uvolněným teplem při činnosti různých elektricky napájených systémů za pomoci jednotky PCDU [=Power Conditioning Distribution Unit], jednak je na palubě umístěno 35 topných článků vyrábějících teplo radioaktivním rozpadem PuO₂. Výkon každého z těchto topných tělísek je 1 W.

Elektrickou energii po převážnou dobu letu získává sestupový modul z orbitální části Cassini, se kterou je spojen kabelem. Po oddělení je odkázán na pět baterií LiSO₂, z nichž každá je tvořena 23 články. Baterie mají kapacitu 1600 Wh a jsou schopny dodávat až 250 W po dobu tří hodin, na něž je naplánována činnost na Titanu. Malá část akumulované energie bude spotřebována během 22 dnů samostatného letu po oddělení.

Povelový systém slouží k uvolňování jednotlivých částí sondy při přistávání a je založen především na pevně zabudovaných (tvrdě propojených) sekvencích. Hlavními komponentami jsou trojnásobně zajištěný časovač a snímač přetížení, který detekuje vstup do atmosféry. Redundatní radarový výškoměr je schopen určovat výšku nad terénem od 20 km níže. Radary pracují s výkonem 60 mW na frekvencích 15.4 a 45.8 GHz a používají plochou anténu o rozměru 125x162 mm.

Systém zpracování dat je určen k organizaci práce jednotlivých přístrojů, sběru naměřených výsledků a předávání získaných dat na orbitální část Cassini. Tato činnost je prováděna jak v době, kdy je Huygens připojen, tak ve fázi samostatného letu a přistávání.

Spojový systém tvoří jednosměrná komunikační linie mezi pouzdrem a Cassini a obsahuje části instalované na obou částech. Na podpůrné konstrukci PSE je umístěna rádiová elektronika (včetně ultrastabilního oscilátoru) a nízkošumový zesilovač. Modul Huygens nese zdvojené vysílače v pásmu S, každý se svou vlastní anténou. Telemetrie vysílaná z jednoho přístroje je zpožděna asi o 6 s, aby se snížilo nebezpečí ztráty dat při krátkodobém přerušení signálu.

Vědecké vybavení

Přístrojové vybavení pouzdra o hmotnosti 48 kg obsahuje 39 senzorů celkem šesti experimentů:

• Sestupová kamera a spektrální radiometr DISR [=Descent Imager and Spectral Radiometer] jsou určeny k pořizování snímků a spektrálních měření v pásmu od ultrafialové po infračervenou oblast;
• Plynový chromatograf a hmotový spektrometr GCMS [=Gas Chromatograph and Mass Spectrometer] pro zjišťování chemického složení plynů atmosféry a zjišťování podílu jednotlivých složek;
• Lapač aerosolu a pyrolytické zařízení ACP [=Aerosol Collector and Pyrolyzer] na zachycení částic v oblacích a následnou chemickou analýzu;
• Zařízení pro výzkum atmosféry HASI [=Huygens Atmospheric Structure Instrument] obsahující čidla pro měření fyzikálních a elektrických vlastností atmosféry, hustoty atmosféry, větrného proudění a mohutnosti vln;
• Měření větru DWE [=Doppler Wind Experiment] má za úkol zjištění atmosférického driftu v rozmezí 2-200 m/s.
• Soubor pro povrchový výzkum SSP [=Surface-Science Package] pro určení fyzikálních vlastností a složení povrchu v místě dopadu obsahuje:
• akcelerometr;
• senzor náklonu;
• čidlo tepelných vlastností;
• senzor akustických vlastností;
• čidlo permitivity tekutin;
• čidlo hustoty tekutin;
• měřidlo indexu odrazivosti.

Kromě těchto specializovaných přístrojů se provádějí tzv. interdisciplinární výzkumy IDS [=Interdisciplinary Science], které využívají kombinace měření předchozích přístrojů k získávání nových vědeckých poznatků. IDS jsou zaměřeny na:

• aeronomii Titanu;
• vztahy mezi atmosférou a povrchem;
• chemismus a exobiologii Titanu.

Průběh letu

Start modulu Huygens se uskutečnil 1997-10-15 v 08:43 UT z kosmodromu na Cape Canaveral pomocí nosné rakety Titan 4B Centaur. Sonda byla upoutána k boku orbitální části sondy Cassini. Až do příletu k Saturnu v polovině roku 2004 byla neaktivní, každého půl roku se pouze uskutečňovaly periodické kontroly stavu pomocí diagnostické aparatury mateřské sondy. Další podrobnosti viz článek Cassini.

Dne 2004-09-14 absolvovalo pouzdro patnáctou letovou prověrku stavu systémů (In-Flight Checkout). Jednalo se o předposlední test před oddělením od mateřské části Cassini. V jistém smyslu nešlo o standardní proceduru, zvláštní důraz byl kladen na specifické činnosti související s oddělením a zkoušku časovacího zařízení MTU [=Master Timer Unit]. Zkouška potvrdila, že se zařízení nachází v dobrém stavu.

2004-09-19 byla provedena depasivace baterií, jejímž cílem bylo odstranění tenké vrstvičky, která se časem tvoří na elektrodách článků LiSO₂. Zatímco pouzdro odebíralo elektrickou energii jako obvykle z orbitální části Cassini, všech pět baterií přistávacího pouzdra bylo postupně na pět minut zapojeno. K oživení baterií došlo poprvé od startu a operace proběhla podle očekávání, což znamená, že baterie jsou v pořádku a připraveny na samostatný let k Titanu.

2004-11-19 se uskutečnila úspěšná kontrola připravenosti k uvolnění pouzdra Huygens a rádiového spojení prostřednictvím systému DSMS [=Deep Space Mission System].

2004-11-23 proběhla závěrečná kontrola PCO [Probe Check-out]. Jednalo se o poslední prověrku před oddělením pouzdra, ke kterému mělo dojít za tři týdny. První rozbor dat ukazoval, že vše probíhalo podle očekávání.

Dne 2004-12-02 byl konečný termín pro rozhodnutí, zda uskutečnit odpojení modulu Huygens v předpokládaném termínu. Závěrečné vyjádření všech odpovědných pracovníků znělo GO! Následně byly 2004-12-05 na výsadkovém modulu podruhé depasivovány baterie.

Dne 2004-12-25 ve 03:08 UT (ERT) došlo po sedmi letech společného putování k oddělení sondy Cassini a sestupového pouzdra Huygens. Přetnutím spojovacího kabelu a přídržných šroubů byla sestava uvolněna a mechanismus na podpůrné části PSE udělil pouzdru rotaci 7 ot/min. Pružiny odstrčily modul od Cassini relativní rychlostí 0.3 až 0.4 m/s. V tomto okamžiku se pouzdro Huygens a orbiter Cassini pohybovaly po trajektorii vedoucí bez jakýchkoliv motorických manévrů ke střetu s Titanem. Modul zahájil třítýdenní samostatnou cestu. Zprávu o úspěšném oddělení zaznamenala sledovací stanice NASA Deep Space Network poblíž Madridu (Španělsko) v 15:24 UT. Všechny systémy fungovaly podle očekávání a neobjevily se náznaky jakýchkoliv problémů. Vzdalující se pouzdro zachytily po 12 hodinách kamery ISS.

Dne 2004-12-28 ve 04:07 UT provedla Cassini úhybný manévr, který zajistil stanici průlet kolem Titanu v bezpečné vzdálenosti přibližně 60000 km.

Kontrola po oddělení od orbitální části prokázala, že se pouzdro nachází na perfektní dráze. Ta směřovala ke vstupu do atmosféry Titanu, s jejímiž nejvrchnějšími stopami se měl Huygens setkat 2005-01-14 v 09:06 UT. Pouzdro mělo proniknout do atmosféry pod úhlem asi 65° rychlostí kolem 6 km/s. Dovolená odchylka vstupního koridoru činila maximálně 3°, skutečná nepřesnost po oddělení nebyla větší než 0.8°.

Vstup do atmosféry a přistávací sekvence postupovala níže uvedenými kroky:

2005-01-14 ve 04:44 UT probudilo časovací zařízení systémy sondy a v 08:44 UT zapnulo vysílač. Mezitím se v 07:02 UT orientovala Cassini do polohy umožňující příjem signálu z přistávacího pouzdra. V 09:06 UT dorazil Huygens na pomyslnou hranici Titanovy atmosféry ve výšce 1270 km. Začalo intenzívní brždění třením o atmosféru, při kterém se původní kosmická rychlost kolem Mach 20 rychle snižovala. Krátce nato dosáhlo přetížení maximální hodnoty. Jediným přístrojem, který v tuto dobu mohl fungovat byl akcelerometr, který byl součástí souboru přístrojů na výzkum atmosféry. Pomocí údajů z akcelerometru by se již dalo usuzovat na tlak, teplotu a hustotu vysoké atmosféry. Spojení s prolétající sondou Cassini v tuto dobu nicméně nebylo možné.
V 09:10 UT, v okamžiku kdy palubní přístroje zaregistrovaly, že se rychlost klesání snížila na hodnotu kolem 400 m/s (ve výšce 180 km nad povrchem), byl uvolněn výtažný padák o průměru 2.6 m. Jeho jediným úkolem bylo odtrhnout zadní ochranný kryt sondy. V této chvíli měl být nažhaven přístroj pro měření rychlosti větru DWE [=Doppler Wind Experiment] a byl připraven vysílat signál směrem ke Cassini. Bezprostředně po vytažení prvního padáku, došlo k oddělení zadního víka a 2.5 s poté se rozvinul hlavní padák o průměru 8.3 m. K tomu došlo ve výšce asi 170 km nad povrchem.
V 09:11 UT začal Huygens vysílat směrem ke Cassini rádiové signály. Přední tepelný štít se odpoutal a rozklopily se tyče s vědeckými přístroji. Byl otevřen vstup do plynového hmotového chromatografu a pyrolytického analyzátoru aerosolů. Kamera DISR [=Dsecent Imager and Spectral Radiometer] pořídila první panorama a spektra. Měření zahájily rovněž přístroje v souboru SSP [=Surface Science Package].
O tom, že přistání probíhá úspěšně, přišlo potvrzení v 10:25 UT, kdy velice slabý signál (nosnou vlnu) zachytil radioteleskop v Green Bank v Západní Virgínii (USA). Jiná možnost spojení zatím neexistovala, protože Cassini byla orientována anténou na poslech přistávajícího pouzdra a získaná data si zaznamenávala do palubní paměti. Jak se Země otáčela, předávaly si štafetu "hlídačů signálů" z Huygense observatoře od východu na západ.
Sestup na velkém padáku trval do 09:25 UT. Tehdy byl odhozen a na řadu přišel poslední padák o průměru 3 m. Pouzdro se totiž dostalo do vrstev atmosféry s takovou hustotou, že klesání na velkém padáku by trvalo nepřijatelně dlouho. Čas byl přitom omezen jednak životností baterií a jednak dobou, kdy bude Cassini nad obzorem měsíce a tudíž bude mít možnost přijímat signál. V této chvíli se Huygens nacházel asi 125 km vysoko a za pomalého otáčení klesal k zemi.
Od začátku vstupu do atmosféry se všechny operace děly na základě pokynů časovacího zařízení. Jakmile se povrch přiblížil na zhruba 60 km, nastala možnost měřit výšku pomocí přístroje pracujícího na principu sonaru. Sonar tedy vzápětí převzal aktivaci úkonů podle skutečné vzdálenosti od povrchu.
Pouzdro sestupovalo v nepředstavitelně studené atmosféře a ve výšce kolem 50 km nastalo nebezpečí, že se na něm bude tvořit námraza. S tím se ale při konstrukci počítalo a jak se ukázalo, problémy s námrazou nenastaly. Výšky 50 km bylo dosaženo v 09:49 UT.
Cassini pokračovala v letu kosmickým prostorem a v 11:12 UT se přiblížila na minimální vzdálenost k Titanu. Měsíc míjela ve výšce přibližně 60000 km.
Kolem 10:57 UT (plán) byl aktivován poslední vědecký přístroj, což byl plynový chromatograf. Sestup pokračoval, kamera snímkovala povrch a přístroje měřily vlastnosti atmosféry. Sestup byl rozvržen na 137 min s možnou odchylkou 15 min. Sestupující stanice rotovala rychlostí 1 až 20 obr/min, což sloužilo k pořizování snímků a k měření v různých směrech.
Přibližně ve 11:23 UT se povrch přiblížil natolik, že přišla chvíle zapnout reflektor, který měl osvítit cizí terén. Asi o 1 minuty později ve 11:24 UT přistál Huygens jako první lidský výtvor na povrchu měsíce Titanu rychlostí 5 až 6 m/s. Přistání se událo na pevné zemi, scénář, že by zapadl do oceánu kapalných uhlovodíků se nenaplnil. Modul pokračoval ve vysílání i po přistání a vyslal mj. fotografie terénu pokrytého kameny nebo balvany zmrzlé hmoty.
Sonda Cassini pokračovala v příjmu signálů po celou dobu, kdy se nacházela nad obzorem. Za ním zmizela ve 13:44 UT. Další rádiový kontakt byl nemožný. Mise Huygens tímto okamžikem skončila. Signály z modulu přesto i po tomto okamžiku zachycovaly rádiové observatoře na Zemi. Dlouhá doba životnosti byla patrně způsobena kvalitním návrhem tepelné izolace, která zajistila, že baterie dlouho pracovaly v relativně příznivých podmínkách a nebyly vystaveny nízkým teplotám na Titanu.
Ve 13:47 UT provedla Cassini obrat trvající tři minuty, zamířila parabolickou anténou k Zemi a začala vysílat data přijatá od Huygense do střediska DSN Canberra. Vysílání se opakovalo, aby byla jistota, že nedojde ke ztrátě drahocenných dat. Data ze sledovací sítě NASA putovala okamžitě do středisek ESA.
Signály z pouzdra byly zachyceny na Zemi ještě kolem 15:00 UT, což znamená, že plánovaná životnost byla podstatně překročena.
Kolem 17:00 UT se konala tisková konference v řídícím středisku ESA v Darmstadtu (Německo), na které bylo novinářům oznámeno, že projekt Huygens skončil technickým i vědeckým úspěchem. První snímek, zachycující krajinu z výšky asi 16 km, na níž vyniká soustava tmavých klikatých kaňonů připomínajících říční meandry, byl představen před 20:00 UT.

Experimenty a výsledky

Sestupová kamera a spektrální radiometr DISR
[=Descent Imager and Spectral Radiometer]

Zařízení o hmotnosti 8.5 kg a průměrném elektrickém příkonu 31 W je určeno ke snímkování a spektrálnímu měření. Používá 13 senzorů pokrývajících široký spektrální rozsah od ultrafialové po infračervenou oblast (350 až 1700 nm).
Nejzajímavější mají být snímky povrchu Titanu v infračervené a viditelné oblasti, které mohou být ovšem pořízeny až v posledních okamžicích sestupu. Snímky mají zodpovědět na otázku, zda povrch v místě přistání je pevný nebo je tvořen kapalinou. V případě pevného povrchu bude zpracována topografie okolí přistání. DISR má dále měřit vertikální tepelné toky v atmosféře Titanu proudící oběma směry. Čidlo sluneční aureoly je určeno k měření intenzity hala kolem Slunce, čímž se má stanovit množství slunečního světla rozptýleného aerosoly a tím se dají následně odvodit fyzikální vlastnosti částeček aerosolů jako např. velikost, počet a hustota.
DISR je dále vybaven kamerou směřující do strany, která má pořizovat snímky oblačnosti v okruhu 360°. K tomu pomáhá pomalé otáčení padáku sondy kolem vertikální osy. Spektrální radiometr slouží k měření koncentrace argonu a metanu v atmosféře.
Vědeckým vedoucím experimentu je Dr. Martin G. Tomasko z University of Arizona, Tucson, Ariz. (USA).

Plynový chromatograf a hmotový spektrometr GCMS
[=Gas Chromatograph and Mass Spectrometer]

Přístroj o hmotnosti 19.5 kg a průměrné spotřebě elektrické energie 44.5 W je určen k chemické analýze atmosféry Titanu. Zaměřit se má na zjišťování argonu a dalších vzácných plynů a izotopická měření. Vzorky atmosféry jsou dopravovány dovnitř přístroje dynamickým tlakem vznikajícím při klesání modulu. Odběrové zařízení je proto umístěno na náběžné straně spodní kopule sondy.
Přístroj může pracovat buď jako okamžitě vyhodnocující hmotový spektrometr nebo přesnějším způsobem, kdy vzorky plynů nejprve postupují přes kolonu plynového chromatografu. Druhý způsob umožňuje oddělení různých součástí podobné hmotnosti ještě před analýzou. Zařízení je vybaveno také zásobníky vzorků, které se naplní ve vysokých výškách a analyzovány budou až v pozdějších fázích sestupu, kdy na ně bude více času.
Hmotový spektrometr je současně využit i pro další přístroj ACP (viz dále).
Těsně před přistáním se vstupní otvor nahřeje a to způsobí, že se část povrchového materiálu po přistání odpaří a bude moci být následně zjištěno chemické složení povrchového materiálu.
Některé součásti přístroje jsou shodné se zařízením hmotového spektrometru iontů a neutrálních částic INMS na mateřské sondě Cassini.
Vědeckým vedoucím experimentu je Dr. Hasso B. Niemann z NASA Goddard Space Flight Center, Greenbelt, Md. (USA).

Lapač aerosolu a pyrolytické zařízení ACP
[=Aerosol Collector and Pyrolyzer]

Přístroj o hmotnosti 6.7 kg a průměrném elektrickém příkonu 13.3 W je určen ke sběru aerosolů a následné chemické analýze. Zařízení je vybaveno vyklápěcím lapačem, který provede odběr vzorků ve dvou výškových úrovních. První vzorek má být sbírán od horního okraje atmosféry až do výšky asi 30 km, druhý vzorek se odebere ve výšce kolem 20 km.
Po rozložení odběrového zařízení jsou vzorky atmosféry nasávány pumpou přes filtry, které oddělí aerosoly od zbytku plynů atmosféry. Každý vzorkovač může shromáždit asi 30 µg materiálu. Po skončeném odběru je filtr přemístěn do pícky, kde se aerosoly zahřejí na třech teplotních stupních. Nejprve dojde k odpaření těkavých materiálů, pak dojde na plynné organické látky a nakonec se přemění na plyn centrální částečky. Produkty pyrolýzy se zavedou do výše popsaného přístroje GCMS, který vyhodnotí chemické složení aerosolů.
Vědeckým vedoucím experimentu je Dr. Guy M. Israel z Service d'Aeronomie du Centre National de la Recherche Scientifique, Verrieres-le-Buisson (Francie).

Zařízení pro výzkum atmosféry HASI
[=Huygens Atmospheric Structure Instrument]

Přístroj o hmotnosti 6.7 kg má průměrný elektrický příkon 20 W. Je určen ke studiu fyzikálních vlastností atmosféry Titanu. Zjišťuje teplotu, tlak a hustotu v závislosti na výšce, rychlost větru a v případě přistání do tekutého prostředí rovněž pohyb vln. Umí dále měřit vodivost iontů a elektronů nacházejících se v atmosféře a pátrat po elektromagnetické aktivitě. Po dosednutí je schopen měřit vodivost povrchového materiálu. Je složen z celé řady senzorů, mezi nimiž se nacházejí akcelerometry, teplotní a tlaková čidla a senzory elektrického pole. Přístroj dále zpracovává údaje z radarového výškoměru a získává informace o topografii terénu, členitosti a elektrických vlastnostech povrchového materiálu.
Vědeckým vedoucím experimentu je Dr. Marcello Fulchignoni z Paris Observatory, Meudon (Francie).

Měření větru DWE
[=Doppler Wind Experiment]

Přístroj o hmotnosti 2.1 kg potřebuje ke své činnosti průměrně 15 W elektrické energie. Využívá dvojice ultrastabilních oscilátorů - jeden je umístěn na sestupovém pouzdru a druhý na orbitální části Cassini. Podle toho, jak je sonda unášena větrem na Titanu, mění se podle Dopplerova principu frekvence přijímaného rádiového signálu. Na palubě Cassini je rozdíl frekvencí vyhodnocen a na základě toho je možno usuzovat na rychlosti větru a turbulence v atmosféře Titanu v různých výškách. Přesnost měření má být taková, že dokáže rozlišit dokonce otáčení padáku a tím i kruhový pohyb vysílací antény kolem osy zavěšení sondy.
Vědeckým vedoucím experimentu je Dr. Michael K. Bird z Universität Bonn, Bonn (Německo).

Soubor pro povrchový výzkum SSP
[=Surface-Science Package]

Soubor je tvořen několika přístroji o hmotnosti 4.2 kg a elektrickém příkonu 15 W. Je určen ke zjišťování složení a fyzikálních vlastností povrchu Titanu v místě dopadu. Ačkoliv je primárně určen k výzkumu povrchu, lze některých měření použít i během sestupu. Soubor přístrojů tvoří:

• Akcelerometr sestává ze dvou piezoelektrických senzorů. Jeden (ACC-I) je namontován na spodní instalační desce uvnitř sondy, druhý (ACC-E) se nachází na tyči vybíhající pod spodní kopuli aparátu. ACC-E poskytuje informace pouze v okamžiku dopadu a z jeho údajů se dá usuzovat na tvrdost povrchu, ACC-I měří zrychlení během celé fáze sestupu i na povrchu.
• Čidlo náklonu pracuje na elektrolytickém principu. Tvoří je utěsněné skleněné trubice naplněné tekutinou na bázi metanolu a platinové elektrody. Každý senzor je velmi malý a měří náklon od vertikály v jedné ose. Jsou namontovány na skříni elektroniky SSP, která je umístěna na spodní instalační desce sondy. Čidla měří kývavý pohyb sondy během sestupu na padáku, náklon tělesa po dosednutí na pevný povrch, případně houpání vln tekutého prostředí na místě dopadu.
• Čidlo tepelných vlastností je sestaveno z platinových drátků o průměru 10 a 25 µm a délce 50 mm. Proud procházející drátky zahřívá platinový materiál a následně okolní médium. Je měřena velikost elektrického odporu, který je závislý na ohřátí drátků a zprostředkovaně na intenzitě přestupu tepla do okolí. Z toho se dá usuzovat na teplotu, teplotní vodivost a tepelnou kapacitu povrchu a spodní vrstvy atmosféry.
• Čidlo akustických vlastností (sonar) sestává z piezoelektrického keramického zařízení podobného přístrojům používaným u námořnictva. Dva vysílače (API-V) jsou namontovány po stranách schránky SSP proti sobě a mohou buď vysílat nebo přijímat akustický signál 1.0 MHz. Třetí vysílač (API-S) je umístěn proti povrchu Titanu a vysílá signál 15 kHz, který je používán ke stanovení výšky nad povrchem, případně hloubky hypotetického oceánu.
• Senzor permitivity tekutin je umístěn ve schránce SSP a měří kapacitu mezi dvěma elektrodami, která se liší podle permitivity média nacházejícího se mezi elektrodami.
• Čidlo hustoty tekutin používá Archimédova zákona. Tekutina (kapalina nebo plyn) vstupující do senzoru zvedá plováček do výšky závislé na hustotě tekutiny. Poloha plováčku je měřena.
• Čidlo indexu odrazivosti je tvořeno hranolem se zakřiveným povrchem, dvěma LED zdroji světla a lineární měřící fotodiodou. LED osvětlují povrch hranolu a fotodioda měří polohu rozhraní mezi světlou a tmavou částí světelné stopy.

Vědeckým vedoucím experimentu je Prof. John C. Zarnecki z University of Kent (Velká Británie).

Interdisciplinární výzkumy IDS
[=Interdisciplinary Science]

Jako interdisciplinární výzkum je označováno vyhodnocení kombinace měření z výše uvedených speciálních přístrojů, které na základě porovnání různých údajů umožňuje činit jisté nové komplexní závěry.

• Aeronomie Titanu zkoumá aerosoly, fotochemické procesy a všeobecné proudění atmosféry Titanu. Hlavními úkoly je zjišťování teplotní struktury atmosféry, prostorového rozložení minoritních atmosférických komponent se zaměřením na organické molekuly, prostorového rozložení aerosolů a oblačnosti, zjišťování přítomnosti vzácných plynů a izotopického zastoupení různých prvků atmosféry, především poměr deuteria a molekulárního vodíku a konečně sestavení trojrozměrného modelu atmosférické cirkulace.
• Vztahy mezi atmosférou a povrchem Titanu se týkají fyzikálních a chemických vlastností povrchu, stanovení vertikální struktury atmosféry (tzn. složení plynné fáze, složení a struktura oblačnosti, rychlost větru - vše v závislosti na výšce), kvantifikace okamžitého vzájemného ovlivňování atmosféry a povrchu a konečně porozumění dlouhodobého vývoje Titanu.
• Chemismus a exobiologie Titanu se zabývá zkoumáním organických sloučenin v prostředí Titanu a jejich vliv na případný vznik života. Hlavními úkoly jsou zjišťování původu, rozložení a případného vývoje organických sloučenin v atmosféře, na povrchu či v oceánu a stanovení původu a role chemických vazeb mezi těmito třemi prostředími.

Literatura

1. Cassini-Huygens Homepage (JPL) -
   http://saturn.jpl.nasa.gov
2. Cassini-Huygens Saturn Arrival, Press Kit, June 2004