Předběžné výsledky mise Huygens

2005-01-14 uskutečnila evropská sonda Huygens historicky první sestup na povrch Titanu, největšího měsíce Saturnu, který se v tomto okamžiku nacházel 1.2 miliardy km od Země. Huygens putoval k Titanu jako součást společného projektu Cassini-Huygens organizací ESA, NASA a ASI. Od výšky 150 km až po dosednutí zaznamenávalo šest multifunkčních přístrojů na palubě modulu data z cizího světa. První vědecké výsledky byly prezentovány na tiskové konferenci v Paříži dne 2005-01-21.
Huygens vstoupil do atmosféry dne 2005-01-14 v 10:13 UT a měkce přistál na povrchu v 12:45 UT. Cassini přijímala data z povrchu ještě dalších 1 h 12 min. Během 3 h 44 min odvysílal modul 474 Mb dat včetně 350 snímků pořízených během sestupu a na povrchu.

"Nyní máme v rukou klíč k poznání, co formuje krajinu na Titanu," řekl Dr. Martin Tomasko, vedoucí výzkumník, v jehož kompetenci je přístroj DISR [=Descent Imager/Spectral Radiometer], a dodal: "Srážky, eroze, mechanické abraze a ostatní projevy říční aktivity říkají, že fyzikální procesy utvářející Titan jsou takřka stejné jako na Zemi."
Senzační snímky DISR odhalují Titan jako těleso s podobnou meteorologií a geologií, jak ji známe z naší planety. Obrázky ukazují úzké drenážní kanály táhnoucí se ze světlých vysočin do nízkých, plochých a tmavých oblastí. Tyto kanály se spojují do říční sítě směřující do jezerních pánví s "pobřežím", "ostrovy" a "mělčinami" podobnými pozemským.

Data získaná z plynového chromatografu a hmotového spektrometru GCMS [=Gas Chromatograph and Mass Spectrometer] a souboru přístrojů pro povrchový průzkum SSP [=Surface Science Package] údaje z kamer DISR rovněž podporují. Byla zaznamenána přítomnost kapalin proudících na povrchu. Touto tekutinou však není voda, která ostatně při teplotě pod -170°C ani nemůže v kapalném stavu existovat, ale metan, nejjednodušší možná organická sloučenina. Řeky a jezera na Titanu se v současné době zdají být suché, ale nedávno zde pravděpodobně pršelo.

Zařízení pro výzkum atmosféry HASI [=Huygens Atmospheric Structure Instrument] sbíralo data od vstupu až do přistání. Zahrnují celý úsek brždění a představují úplnou analýzu struktury atmosféry. Mikrofon, který měl během klesání detekovat případné zvukové projevy bouřkové činnosti, zaznamenal šumy v atmosféře.

Přístroje SSP měřily 3 h 37 min, z toho 1 h 10 min na povrchu. Žádná data z celkem devíti senzorů nebyla ztracena. Záporné zrychlení dosáhlo během 40 ms po vstupu do atmosféry maximální hodnoty 15g. Klesání trvalo od prvního signálu 2 h 27 min 57 s. Sonar předával data až do výšky 12 m nad povrchem. Pouzdro dopadlo rychlostí 4.5 m/s. Vlastní dosednutí nebylo ani tupým nárazem na pevný povrch ani šplouchnutím do kapaliny. Spíš se podobalo dopadu do bláta. Data z akcelerometru a penetrometru indikují, že materiál pod tenkou povrchovou kůrou má konzistenci vlhkého písku. Penetrometr se zabořil do hloubky 15 cm. Složením se povrchová vrstva podobá směsi vodního ledu zašpiněného zmrzlými uhlovodíky. Tomu nasvědčuje i tmavší odstín povrchové vrstvy, než byl očekáván. Pravděpodobně je to důsledek po staletí se opakujících metanových dešťů nebo vzlínání kapalin z hloubi k povrchu. Teplota změřená na povrchu je -180°C (přesně 93.8 K). Kamera HRI [=High Resolution Imager] ze souboru DISR směřující dolů zůstala po dopadu slepá. Znamená to buď, že optika dosedla až na povrch, nebo se při přistání uvolnily páry uhlovodíků a ty se usadily na čočce. Padák, který měl po dopadu klesnout na východní straně, se nenacházel v zorném poli boční kamery, to znamená, že kamera mířila jiným směrem. Projekt předpokládal, že asi 700 m nad povrchem se rozsvítí přistávací reflektor o výkonu 20 W a bude osvětlovat místo přistání aspoň 15 min po dopadu. Nejenom, že se skutečně lampa rozsvítila přesně v předpokládané výšce, ale světlo vrhala na pustý povrch Titanu ještě další hodinu po dopadu. V té době už orbitální část Cassini zmizela definitivně za obzorem měsíce.

Teplo uvolňované z přistávacího modulu ohřálo půdu poblíž aparátu a přístroje GCMS a SSP následně zaznamenaly výron odpařeného metanu z půdy. To je důkazem, že metan hraje na Titanu, co se týká geologie a meteorologie, podobnou roli jako na Zemi voda. Z metanu se tvoří mraky, které přinášejí srážky, jenž erodují a tvarují krajinu.
DISR dále vyfotografoval malé oblázky ležící v suchém říčním korytu. Spektrální analýza ukazuje, že jsou s velkou pravděpodobností tvořeny špinavým vodním ledem.
Půda na Titanu je pokryta usazeninami z vysrážené organické mlhy. Tmavý materiál padá z atmosférické oblačnosti. Ve vyšších horských polohách je propírán metanovým deštěm a soustřeďuje se na dně kanálů, říčních koryt a jezer. V atmosféře byl nalezen i Argon 40, což naznačuje, že se na Titanu vyskytuje vulkanická aktivita, která neprodukuje jen lávu jako na Zemi ale i vodní led a čpavek.
Ačkoliv existuje spousta podobných geofyzikálních procesů na Zemi a na Titanu, chemismus se zdá být naprosto odlišný. Místo tekuté vody proudí na Titanu tekutý metan, místo skalisek na křemíkové bázi, vyskytují se na Titanu útesy z vodního ledu, místo prachu se z atmosféry na Titanu usazují částečky uhlovodíků a místo lávy vyvrhují vulkány na Titanu podchlazený led. Titan je výjimečný svět, na kterém se povědomé geofyzikální procesy odehrávají v exotických podmínkách s nezvyklými materiály.

Jedním z nejzajímavějších prvních výsledků je zmapování sestupu sondy. Na jeho rekonstrukci se podílelo 30 specialistů. Znalost profilu sestupu představuje jakousi srovnávací základnu pro data získaná z ostatních přístrojů na přistávacím modulu i na orbitální části Cassini. Je rovněž potřeba k přesnému stanovení místa dopadu. Studium průběhu přistání na cizím tělese lze využít pro plánování příštích kosmických misí.
Poté, co se v horních vrstvách atmosféry rozvinul hlavní padák, klesání se zpomalilo na něco málo přes 50 m/s (180 km/h). Ve spodní atmosféře se vertikální rychlost snížila až na 5.4 m/s a sonda byla větrem unášena stranou rychlostí 1.5 m/s. V horních vrstvách atmosféry se Huygens pohupoval více než se čekalo. Během klesání ve vysokých oblacích se nakláněl nejméně o 10 až 20°. Pod hranicí oblačnost byl sestup již klidnější, náklon nepřekročil 3°. Příčinou neklidného sestupu v první fázi klesání by mohla být změna v proudění atmosféry ve výšce kolem 25 km, toto je však ještě předmětem rozborů.
Vědci předpokládali, že sonda klesne pod úroveň mlh mezi 70 a 50 km výšky. Ve skutečnosti pronikla oblačností teprve 30 km nad povrchem.

18 pozemských observatoří dokázalo sledovat sondu pomocí techniky VLBI [=Very Large Base Interferpometry]. To umožnilo určit polohu Huygense s přesností několika kilometrů a rychlost větru s přesností několika m/s. K měření větru na Titanu byl původně určen experiment DWE [=Doppler Wind Experiment], při němž měl být sondou Cassini přijímán signál vysílače na modulu pracujícím s přesnou frekvencí a na základě Dopplerova posunu se měla určovat poloha přistávacího aparátu. Bohužel tento experiment selhal kvůli chybě v povelu, který měl provést vhodnou konfiguraci přijímače na Cassini. Náhrada speciálního přístroje pozemskými radioteleskopy zachycujícími nosnou vlnu vysílače Huygens umožnilo aspoň do jisté míry dosáhnout cílů původně určených pro DWE. Maximální rychlost větru dosáhla asi 120 m/s (430 km/h) deset minut po začátku měření, kdy se Huygens nacházel ve výšce 120 km.
Předběžně bylo potvrzeno, že sonda vysílala ještě tři hodiny po dosednutí, ačkoliv již nebyla šance, aby její signály byly zachyceny orbiterem Cassini.

Obrovský objem dat z Titanu, která jsou nyní k dispozici, budou předmětem vědeckého zkoumání ještě mnoho měsíců. Je nezbytné z nich vytěžit maximální množství seriózních poznatků, protože přistání na mlhou zahaleném povrchu Titanu se nebude hned tak brzy opakovat. Nová sonda do oblasti Saturnu není v současných plánech žádné kosmické velmoci.