Cassini-Huygens

Cassini-Huygens
Umělecký dojem z Cassini (velká sonda) a Huygens (vlevo) před Titanem (v popředí) a Saturn (pozadí)
ID NSSDC	1997-061A
Cíl mise	Saturn a jeho měsíceŠablona: Infobox sonda / údržba / cíl
operátor	Národní úřad pro letectví a vesmír NASAŠablona: Infobox sonda / údržba / operátor
Spouštěč	Titan IVB (401)Šablona: Infobox sonda / údržba / nosná raketa
konstrukce
Vzletová hmotnost	2523 kgŠablona: Sonda s informačním boxem / údržba / vzletová hmotnost
Průběh mise
Počáteční datum	15. října 1997, 8:43:00 UTCŠablona: Sonda informačního boxu / údržba / datum zahájení
panel	Cape Canaveral , LC-40Šablona: Infobox sonda / údržba / odpalovací rampa
Datum ukončení	15. září 2017, 10:32 UTCŠablona: Infobox sonda / údržba / datum ukončení
Šablona: Infobox sonda / údržba / historie 15. 10. 1997 začít 26.04.1998 Průlet Venuše 24.06.1999 Průlet Venuše 18. 8. 1999 Průlet Země-měsíc 23. 1. 2000 Blíží se (2685) Masursky 30.12.2000 Průlet Jupitera 06/12/2004 Průlet Phoebe 07/01/2004 Otočí se na oběžnou dráhu Saturnu 26.10.2004 První průlet Titanu 25. prosince 2004 Oddělení Huygens od Cassini 01/14/2005 Huygens přistává na Titanu 17. 2. 2005 První průlet Enceladem 16. 3. 2005 Druhý průlet Encelada 5. 10. 2005 Objev Daphnisa 07/11/2005 První průlet Hyperionu 24. 9. 2005 Fly by Tethys 26. 9. 2005 Druhý průlet Hyperionu 19. 9. 2006 Objev dalšího prstence Saturnu 30.06.2008 Konec primární mise 07/01/2008 Začátek mise Equinox Objev skutečné tloušťky Saturnových prstenů Záznamy blesků na Saturnu 10/10/2010 Konec mise Equinox, začátek mise slunovratu 06/22/2011 Důkazy o slaném jezeře na Enceladu 29/11/2016 Začátek „Velkého finále“ 15. 9. 2017 Vstup do atmosféry Saturnu, konec mise slunovratu

Cassini-Huygens byla mise dvou vesmírných sond prozkoumat planetu Saturn a její měsíce . Cassini byl orbiter , který byl postaven jménem NASA podle Jet Propulsion Laboratory zkoumat objekty na oběžné dráze kolem Saturnu. Společnost Huygens byla koncipována jako přistávací jednotka a byla postavena společností Aérospatiale jménem ESA za účasti italské vesmírné agentury ASI .

Tyto spojené sondy byla zahájena dne 15. října 1997 od Launch komplexu 40 na Cape Canaveral s Titan IVB rakety. 1. července 2004 se Cassini dostala na oběžnou dráhu kolem Saturnu a 14. ledna 2005 přistál Huygens na Titanu pro měření v atmosféře a na povrchu, tři týdny po Cassiniho oddělení . Orbitry mohou proniknout do atmosféry Titanu pomocí svých nástrojů dálkového průzkumu Země jen v omezené míře. Huygens odesílal data po dobu 72 minut, což výrazně zlepšilo naše chápání měsíce.

Díky své rozsáhlé řadě vědeckých přístrojů poskytl orbiter Cassini mnoho nových, někdy revolučních nálezů týkajících se Saturnu a jeho měsíců. Mise byla několikrát prodloužena a skončila 15. září 2017 plánovaným vstupem sondy do atmosféry Saturnu, kde shořela.

pravěk

rozvoj

Dvě sondy Voyager 1 a Voyager 2 byly zahájeny v roce 1977 a dosáhly Saturnu v roce 1980. Krátce po tomto úspěchu byla zvažována mise na Saturn a Titan. V roce 1983 představil Výbor pro průzkum sluneční soustavy studii. To předpokládalo čtyři planetární mise do roku 2000. Výbor byl sloučením mezi výbory pro vesmírný výzkum Evropské vědecké nadace a Národní akademie věd , které zahájily svoji činnost v roce 1982. Kromě mise Cassini (v té době známé jako program „Saturn Orbiter / Titan Probe“ nebo SOTP) byly také vytvořeny nápady pro vesmírnou sondu Magellan a pozorovatel Marsu . Zpočátku byla mise Saturn / Titan součástí projektu „ Mariner Mark II“, jehož součástí je podobně postavená sonda pro průlet asteroidu nebo komety s názvem „Comet Rendezvous / Asteroid Flyby“ (CRAF). by měl být vyvíjen. Aby se ušetřily náklady, plánovalo se zkonstruovat obě sondy z co největšího počtu podobných přístrojů a systémů. Po kladném stanovisku, které společně provedly ESA a NASA, schválila ESA první studie sondy v roce 1986. Sonda byla pojmenována „Cassini“ podle Giovanniho Domenica Cassiniho , který objevil ve druhé polovině 17. století saturnské měsíce Iapetus , Rhea , Dione a Tethys .

V období 1987–1988 pokračoval vývoj sondy Mariner Mark II, zatímco Evropané provedli počáteční studie přistání na titanu v rámci programu „Horizon 2000“. Ty byly pojmenovány po Christiaanovi Huygensovi , který objevil měsíc a poprvé správně pochopil prstence Saturnu . Financování vývoje Mariner Mark II bylo schváleno v roce 1989, ale o tři roky později Kongres omezil výdaje na sondu. Mise CRAF musela být ukončena. Jedním z důsledků byla restrukturalizace projektu Cassini. Jako nástroje byly plánovány pouze ISS , VIMS a RSS . Úpravou OS ČR promítat nákladové výhody, které by mělo být dosaženo stejných komponent účtují za to, co na konci roku 1993, v kombinaci s novým NASA ředitel Daniel Goldin „rychlejší, lepší, levnější“ a jeho motto (dt. Pro rychlejší, lepší, levnější ), také ohrozilo celý projekt Cassini. Poté tehdejší ředitel ESA, Jean-Marie Luton , napsal dopis viceprezidentovi Spojených států Al Goreovi , ministru zahraničí Warrenovi Christopherovi a samotnému Goldinovi. Kritizoval zejména Spojené státy ' sólové úsilí v této věci:

O něco později Goldin schválil pokračování projektu. Mise se nicméně znovu objevila v roce 1995 v zorném poli Výboru pro rozpočet Senátu USA , který chtěl projekt ukončit. Toto rozhodnutí bylo obráceno. Součásti sond byly sestaveny v roce 1996 a podrobeny počátečním testům. Cassini byl transportován na mys Canaveral 21. dubna 1997 , kde byly následující léto provedeny závěrečné testy.

Souběžně s programem Cassini v USA vyvinuli Evropané přistávací modul Huygens. NASA měla slovo v důležitých rozhodnutích. Během vývoje společnosti Huygens byly vyrobeny celkem tři prototypy, které testovaly jednotlivé aspekty, jako jsou elektrické systémy nebo nosnost konstrukce. Projekt dosáhl svého prvního milníku v dubnu 1991:

Byly přijaty definice požadavků a první návrh projektu.

Na jaře roku 1994 byly ověřeny koncepty pro mechanické a elektrické systémy. Poslední a nejdůležitější překážka, kritická zkouška celkového designu, byla úspěšně odstraněna v září 1995. V následujících dvou letech externí komise z NASA prozkoumala koncept pro jeho vhodnost pro použití. V roce 1997, v roce uvedení na trh, technici úspěšně dokončili závěrečné testy vhodnosti společnosti Huygens pro start a misi.

Krátce před zahájením 15. října 1997 se mise zúčastnilo celkem téměř 5 000 lidí z 18 zemí světa.

náklady

Náklady na projekt byly dány NASA v roce 2009 následovně:

Pošta	náklady
Vývoj před začátkem	1422 milionů $
Podpora mise	0710 milionů USD
Pronásledování mise	0054 milionů USD
začít	0442 milionů $
Výdaje ESA	0500 milionů USD
... z toho z Německa: přibližně 115 milionů eur
ASI výdaje	0160 milionů USD
Celkové náklady	3 288 milionů USD

Na začátku roku 2010 NASA plánovala prodloužení mise do roku 2017 a odhadovala další náklady na 60 milionů amerických dolarů ročně.

Hnutí „Stop Cassini“

Kvůli radionuklidovým bateriím , které obsahují plutonium-238 (podrobnosti viz dodávka energie ), se pod heslem „Stop Cassini“ vytvořila protestní skupina, která měla zabránit startu. Příznivci skupiny považovali nebezpečí následků falešného startu nebo neplánovaného opětovného vstupu do zemské atmosféry za nezodpovědné. V případě nesprávného začátku bylo předpovězeno předčasné úmrtí desítek tisíc až milionů lidí, protože Cassini obsahoval dostatek plutonia 238, aby při rovnoměrném rozložení zabil 1,2 miliardy lidí. Jako alternativa bylo navrženo použití solárních článků a palivových článků s dlouhou životností .

Skupina JPL dospěla ve studii o dopadu Cassini-Huygens na životní prostředí k závěru, že použití solárních článků není praktické. To bylo způsobeno hlavně skutečností, že neexistovala kapotáž užitečného zatížení, která by mohla pojmout potřebné solární panely o celkové ploše 598 m². Výsledné zvýšení hmotnosti o 1337 kg (+ 63%) by také znamenalo masivní snížení vědeckého užitečného zatížení. Bez tohoto opatření by sonda na solární energii překročila přípustnou celkovou hmotnost Titanu IVB (6234 kg) téměř o tunu. Solární panely by navíc kvůli vysokému elektrostatickému potenciálu generovaly podstatně větší rušení než napájení z radionuklidových baterií, což by mohlo narušit některé přístroje. Solární panely by také musely být rozloženy a vyrovnány se sluncem, což by znamenalo další riziko pro úspěch mise.

Vzhledem k tomu, že NASA nevyloučila nesprávný start nebo opětovný vstup do zemské atmosféry, byla pro radionuklidové baterie (viz dodávka energie ) implementována vícevrstvá bezpečnostní koncepce, aby bylo zcela zabráněno nebo alespoň omezeno uvolňování radioaktivního materiálu v pohotovost. Bylo identifikováno šest možných scénářů nehod v období od zapálení posilovačů do doby, než opustily oběžnou dráhu Země:

Pravděpodobnosti a radioaktivita zveřejněny podle NASA

Fáze mise	Minuty po startu	popis	Uvolněná radioaktivita v M Bq	Pravděpodobnost uvolnění
1	00:00 - 00:11	(Vlastní) destrukce s dopadem baterií na beton	2,97	1,7 0· 10 −6
		Žádné vznícení posilovače a částí kapotáže, které by zasáhly baterie	1,38	9,1 0· 10 −6
		Silné poškození horního stupně kentaura a náraz baterií na beton	2,98	0,42 · 10 −6
2 - 4	00:11 - 04:06	Neočekává se žádný kritický scénář s uvolněním radioaktivity (srážka do Atlantského oceánu )	-	-
5	04:06 - 11:28	(Vlastní) zničení a dopad modulů GPHS na skálu v Africe	0,54	4,6 0· 10 −6
		Chyba v horní úrovni kentaura a dopad modulů GPHS na skálu v Africe	0,54	0,37 · 10 −6
6.	11:28 - 92:56	Neplánovaný opětovný vstup do zemské atmosféry a dopad modulů GPHS na skálu	0,56	4,4 0· 10 −6

Pokud by Cassini-Huygens nekontrolovatelně vstoupil do zemské atmosféry během manévru výkyvem 18. srpna 1999, což by se podle NASA mohlo stát s šancí jednoho z milionu, bylo by zasaženo celkem pět miliard lidí. V této populaci by se míra rakoviny zvýšila o 0,0005%, což by statisticky znamenalo dalších 5 000 úmrtí na rakovinu.

Hnutí „Stop Cassini“ nakonec nedosáhlo žádných změn ani ukončení mise, bylo provedeno podle plánu. Bill Clinton misi schválil - americký prezident musí schválit jakékoli uvolnění radioaktivního materiálu do vesmíru. Oponenti mise vyzvali Clintonovou, aby odmítla podepsat. Jejich protest se také obrátil na evropskou vesmírnou agenturu ESA, která byla zapojena do Cassini. V Německu kritici shromáždili více než 10 000 podpisů.

Cíle mise

Mise Cassini-Huygens byla navržena tak, aby komplexně zlepšila naše chápání velkého počtu objektů a procesů v systému Saturn. Před začátkem byly NASA a ESA definovány následující oblasti výzkumu:

titan

• Stanovení atmosférického složení a izotopových poměrů , včetně obsažených vzácných plynů ; historický vývoj
• Pozorování distribuce plynů v atmosféře, hledání dalších organických sloučenin a zdroje energie pro chemické procesy v atmosféře, studium distribuce aerosolů
• Měření větru a teploty, výzkum tvorby mraků a sezónních změn v atmosféře, hledání elektrických výbojů
• Výzkum horních vrstev atmosféry, zejména s ohledem na ionizační účinky a jejich roli jako zdroje elektricky nabitých a nenabitých částic pro magnetosféru
• Zaznamenávání povrchové struktury a složení, jakož i vyšetřování vnitřku měsíce

Magnetosféra

• Stanovení přesné konfigurace axiálně symetrického magnetického pole a jeho vztahu k rádiovému záření v rozsahu kilometrů
• Stanovení složení, zdrojů a propadů nabitých částic v magnetosféře
• Výzkum interakcí vln-částic, dynamiky magnetosféry na denní straně, magnetotailu Saturnu a jejich interakcí se slunečním větrem , měsíci a prstenci
• Studie interakce atmosféry a exosféry Titanu s okolní plazmou

Ledové měsíce

• Stanovení obecných vlastností a geologické historie měsíců
• Výzkum mechanismů deformace povrchové a vnitřní kůry
• Výzkum složení a distribuce povrchového materiálu, zejména tmavé, organické hmoty a látek s nízkou teplotou tání
• Výzkum interakcí s magnetosférou a prstencovým systémem, jakož i možného úniku plynu do atmosféry

Saturn a jeho prstencový systém

• Studie konfigurace prstenců a dynamických procesů, které prsteny vytvořily
• Mapování složení a distribuce materiálu prstence v závislosti na velikosti
• Vyšetřování interakcí prstenců se Saturnovou magnetosférou, atmosférou a ionosférou i s měsíci
• Stanovení rozložení prachu a meteoritů v blízkosti prstenců Saturnu
• Stanovení teploty, vlastností mraků a složení atmosféry
• Měření globálních větrů, včetně vlnových a vírových struktur
• Pozorování základních cloudových struktur a procesů
• Výzkum vnitřní struktury a rotačních vlastností hluboké atmosféry
• Studium denních změn a vlivu magnetosféry na ionosféru
• Stanovení omezení pro modely pro zkoumání historie Saturnu
• Výzkum zdrojů a struktury blesků a statických výbojů v atmosféře

Technologie orbiteru Cassini

S hmotností startu 5364 kg (včetně 3132 kg paliva) byla Cassini nejtěžší americkou kosmickou lodí, která byla kdy vyrobena. Jeho válcová buňka, vysoká 6,7 m a široká 4 m, sestávala převážně z hliníku a byla rozdělena do různých úrovní (zdola nahoru: pohon, spodní úroveň zařízení plus dodávka energie, horní úroveň zařízení, komunikace). Vzhledem k trajektorii sondy byl integrován komplexní klimatický systém, který zajišťoval provozní schopnost Venuše i Saturnu. Během manévru otočení na Venuši bylo nutné Cassini ochladit kvůli krátké vzdálenosti ke slunci, čehož bylo dosaženo pomocí pozlacené fólie Mylar na straně obrácené ke slunci a radiátorů na straně obrácené ke slunci sonda. Na Saturnu je sluneční záření tak nízké, že bylo nutné zahřát elektroniku a vědecké přístroje. To bylo provedeno primárně pomocí využití odpadního tepla ze tří radionuklidových baterií, jinak prostřednictvím malých topných odporů .

zdroj napájení

Kvůli velké vzdálenosti od Slunce na Saturnu byly pro zásobování energií u Cassini použity tři radionuklidové baterie (označení: „GPHS RTG“), protože solární články nemohly být použity kvůli jejich velikosti a hmotnosti. Baterie o hmotnosti 56 kg byly naplněny 12,2 kg oxidu plutoničitého (z toho 9,71 kg ²³⁸ Pu , celkem 29,1 kg), což bylo díky radioaktivnímu rozkladu α ( poločas rozpadu : 87 let) 4,4 kW na baterii uvolněno tepelný výkon. Tyto tepelně konvertované křemíkové - germaniové - termočlánky s účinností od 6,5 do 7 procent elektrické energie do.

Elektrický výkon na radioizotopovou baterii byl na začátku 285 W (celkem 855 W) a poté se snižoval, protože aktivita plutonia neustále klesá a termočlánky se staly stále neúčinnějšími kvůli opotřebení. V roce 2010 dodaly všechny baterie dohromady přibližně 670 W elektrické energie; na konci mise v roce 2017 bylo stále k dispozici přibližně 605 W.

Vzhledem k tomu, že plutonium 238 je vysoce toxické a má silný a-emitor (podrobnosti v části „Stop Cassini“ ), byl při stavbě RTG vyvinut vícevrstvý bezpečnostní systém: Plutonium bylo ve formě slinutého oxidu plutonného , který tvoří keramickou matrici, která je uzavřena mechanickým namáháním, se rozpadá na větší fragmenty, ale nezmění se na jemný prach, který by mohl být vdechován. Kromě toho sloučenina plutonium-dioxid odolává možnému opětovnému vstupu do atmosféry bez odpařování a chemicky nereaguje ani se vzdušnými složkami, kyslíkem a dusíkem, ani s vodou a téměř ani s jinými látkami. Uvnitř baterie byla tato plutoniová keramika uložena v 18 jednotlivých kapslích, z nichž každá měla vlastní tepelný štít a nárazuvzdorné pouzdro. Uvnitř těchto tobolek byla keramika obklopena několika vrstvami různých materiálů (včetně iridia a grafitu ), které měly díky vysoké teplotě tání a velké odolnosti proti korozi zabránit úniku radioaktivních látek po nárazu. Nejvzdálenější ochrannou bariéru tvořil plášť z uhlíkových vláken a hliníkové pouzdro.

Za distribuci energie byl odpovědný energetický a pyrotechnický subsystém (PPS). Generovalo palubní napětí 30 voltů DC (na dvou linkách s +15 V a −15 V) a zahájilo pyrotechnické procesy, například oddělení od horního stupně Kentaura. Elektřina byla distribuována prostřednictvím kabelového subsystému ( CABL), který sestával z více než 20 000 kabelových připojení s přibližně 1630 uzly připojení. Celkem bylo na orbiteru Cassini použito více než 12 km kabelových řetězců. Kabeláž byla elektricky zcela pasivní a neobsahovala výkonovou elektroniku ani komponenty pro zpracování dat. Používal se výhradně pro správu napájení a přenos dat.

elektronika

Dva nejdůležitější prvky elektroniky byly dvě polovodičová velkokapacitní paměťová zařízení a Engineering Flight Computer (EFC) od IBM , který byl zodpovědný za všechny kontrolní úkoly uvnitř sondy. Měl celkem 58 mikroprocesorů , včetně jednoho typu MIL-STD-1750A .

Tento procesor již byl použit v několika vojenských systémech (včetně Northrop B-2 , General Dynamics F-16 a Hughes AH-64 ) a byl poprvé použit pro vesmírnou misi. Je založen na 16bitové architektuře , má výpočetní výkon 1,7  MIPS a má interní paměť 8 kbit. Hlavní paměť EFC byl 32 Mbit ve velikosti a sestával z SRAM paměťových buněk , které, v porovnání s konvenčními SDRAM buněk, mají podstatně menší kapacitu, ale jsou více odolná proti radiaci.

Poprvé v historii vesmíru nebyla tato dvě velkokapacitní paměťová zařízení ( Solid State Recorder, SSR ) založena na magnetických páskách , ale na technologii DRAM . Použitá architektura SSD má oproti magnetickým páskám následující výhody:

• vyšší spolehlivost (žádné pohyblivé části),
• současné čtení a psaní,
• nižší přístupové časy ,
• vyšší přenosové rychlosti,
• nižší spotřeba energie a
• žádné generování točivých momentů a tedy žádné otáčení sondy související s pamětí.

Každý záznamník měl úložnou kapacitu 2,56 Gbit, z čehož 560 Mbit bylo použito pro dopřednou opravu chyb . Rekordéry byly rozděleny do 640 buněk DRAM, každá s úložným prostorem 4 Mbit, které bylo možné číst a zapisovat současně rychlostí 2 Mbit za sekundu. Kvůli intenzivnímu záření v otevřeném prostoru a v Jupiterově radiačním pásu jsou nevyhnutelné jak dočasné chyby dat, tak poškození paměťových buněk. Z tohoto důvodu byl na straně hardwaru integrován systém detekce a opravy chyb, který detekuje vadné oblasti paměti, obnovuje data co nejvíce a označuje umístění paměti jako vadné. Použitá hradlová pole měla logiku pro test hraničního skenování , aby detekovala chyby přenosu a formátování s pravděpodobností přes 99 procent. Při navrhování systému se plánovalo, že do konce mise dojde ke ztrátě přibližně 200 Mbit úložného prostoru zářením a opotřebením. Každé SSR vážilo 13,6 kg, bylo 0,014 m ³ a vyžadovalo 9 W elektrické energie.

Součásti SSR a EFC jsou umístěny společně s dalšími elektronickými součástmi ve válcovém subsystému elektronického balení (EPS) , který je umístěn na horní úrovni zařízení přímo pod částí antény. EPS je rozdělen do 12 standardizovaných modulů; chrání elektrické systémy, které obsahuje, před zářením a interferenčními signály ze sousední elektroniky. Rovněž využívá systém regulace teploty k zajištění toho, aby komponenty fungovaly v rámci jejich teplotních specifikací a nebyly poškozeny přehřátím nebo přehřátím.

sdělení

Rádiové signály pro komunikaci s Cassini byly generovány vysokofrekvenčním subsystémem (RFS). Jádrem systému byly dvě elektronky s pohyblivými vlnami - zesilovače s výkonem 20 W. Mohly být také použity současně ke zvýšení vysílacího a přijímacího výkonu, ale mohly fungovat i samostatně, pokud byl vadný zesilovač (princip z nadbytečnosti ). Zdvojeno bylo také telemetrické řízení , zpracování signálu a sestavy transpondérů . Dalšími součástmi byly vysoce stabilní oscilátor , diplexer a obvod pro ovládání antén.

Generované signály byly poté přeneseny přes anténní subsystém (ANT). Nejdůležitější součástí byla anténa s vysokým ziskem (HGA) na špičce sondy, která byla navržena jako parabolická anténa Cassegrain . Měřil průměr 4 m, a byl proto větší než antény sond Voyager, které měly průměr 3,66 m. Poskytla to italská vesmírná agentura Agenzia Spaziale Italiana . HGA mělo vysoký směrový účinek , což na jedné straně umožnilo výrazně zvýšit datovou rychlost se stejným vysílacím výkonem, ale na druhé straně musela být anténa vyrovnána velmi přesně k zemi.

Byly zde také dvě antény s nízkým ziskem (LGA) připojené ke špičce HGA subreflektoru a na druhý konec sondy, aby bylo možné přenášet data v jakékoli letové situaci. Vzhledem k tomu, že rychlost přenosu dat byla kvůli konstrukci kompaktní antény velmi nízká, byly určeny hlavně jako nouzové řešení, pokud nebylo možné HGA srovnat se zemí. Během fáze výletního letu byly tyto antény používány také pro plánovanou komunikaci, protože krátké rutinní kontroly systému nevyžadovaly vysokou rychlost přenosu dat. Tím se ušetřilo palivo, které by bylo nutné k vyrovnání hlavní antény se zemí.

Vzhledem k tomu, že HGA musela kromě komunikace nabídnout kapacitu i pro některé vědecké rádiové experimenty, byla její struktura mnohem složitější než u jiných vesmírných sond. Následuje přehled použitých frekvencí a systémů:

Ve středu HGA parabolické antény je konstrukce, že vysílače pro pásmu X a K byl chráněná skupina, protože nejvyšší v této poloze zisk antény bylo dosaženo. Radarový systém v pásmu K _u měl úplně jiný úkol než ostatní rádiové přístroje, a proto byla nutná složitá struktura: Kromě vysílače uprostřed bylo celkem 100 vlnovodů , které byly uspořádány do čtyř skupiny modulů kolem této oblasti. Vysílač pásma S byl umístěn v subreflektoru za speciálním povrchem, který byl nepropustný pro ostatní frekvenční pásma, a tak působil jako reflektor a osvětloval parabolickou anténu přímo. Anténa s vysokým ziskem byla také používána jako tepelný štít proti slunečnímu záření během plavby, pokud byla vzdálena méně než 2,7  AU .

Spolu s pozemními anténami Deep Space Network bylo dosaženo následujících přenosových rychlostí:

• s Jupiterem 249 kbit / ss 70m anténou, přibližně 62 kbit / s s 34m anténou;
• na Saturn 166 kbit / ss 70m anténou, přibližně 42 kbit / s s 34m anténou.
• V závislosti na vzdálenosti k zemi lze pomocí antény s nízkým ziskem dosáhnout rychlosti přenosu dat až 948 bit / s.
• Nejnižší možná rychlost přenosu dat byla 5 bitů / s.

Pro komunikaci se sondou Huygens byla použita anténa s vysokým ziskem v kombinaci s vysílačem v pásmu S. Přijato bylo na dvou kanálech po 8 kbit / s, přičemž jeden kanál selhal kvůli konstrukční chybě (podrobnosti viz historie mise).

anténa	Frekvenční pásmo	Střední frekvence	Šířka pásma / zisk antény	Směr přenosu	Přidružený systém	úkoly
HGA
	S-pásmo
		02 040 MHz	010 MHz / 35 dBi	recepce	RFS	Komunikace s Huygens
		02 098 MHz
		02298 MHz		Poslat	RSS	radiotechnický atmosférický výzkum
	Pásmo X.
		07,175 MHz	050 MHz / 47 dBi	recepce	RFS	Komunikace se zemí
		08 425 MHz		Poslat
		k. A.		Poslat	RSS	radiotechnický atmosférický výzkum
	K u pásmo	13 776 MHz	200 MHz / 51 dBi	Odesílat, přijímat	RADAR	Radarové snímky SAR
	K“ £ < band
		32,028 MHz	200 MHz / 57 dBi	Poslat	RSS	radiotechnický atmosférický výzkum
		34 316 MHz		recepce
LGA
	Pásmo X.
		07,175 MHz	050 MHz / k. A.	recepce	RFS	Komunikace se Zemí (pouze technická telemetrie)
		08 425 MHz		Poslat

Řízení letu

Cassini měl pohonný systém ( Propulsion Module Subsystem, PMS) a systém řízení polohy ( Attitude and Articulation Control Subsystem, AACS), který reguloval jeho letovou dráhu a orientaci v prostoru. Obě sekce byly ve spodní části sondy. AACS měl svůj vlastní počítač, který byl také založen na procesoru MIL-STD-1750A a měl 8 Mbit RAM. Jeho hlavním úkolem bylo vypočítat korekční manévry na základě údajů ze dvou hvězdných senzorů , které jako vodicí hvězdy vybraly čtyři až pět zvláště jasných hvězd v jejich 15 ° zorném poli . Kromě těchto senzorů byly ke stanovení polohy použity tři inerciální navigační systémy .

Cassini měl dva hlavní motory s tahem 440  N , které byly odpovědné za všechny hlavní korekce dráhy letu. Jako palivo byl použit monomethylhydrazin (1870 kg) a jako oxidační činidlo byl použit oxid dusný (1130 kg). Tyto komponenty byly analyzovány heliem - stlačený plyn do spalovacích komor podporoval dva hlavní motory a okamžitě se zapálil při kontaktu ( Hypergol ). Obě složky byly ve velké nádrži oddělené vnitřní přepážkou. Tank zabíral většinu prostoru uvnitř kosmické lodi, kolem kterého byly v kruhu uspořádány elektrické a vědecké moduly. Válcová nádrž na hélium držela 9 kg a byla připevněna ke straně sondy.

Pro manévry ke změně polohy bylo použito 16 menších motorů, z nichž každý poskytoval tah 0,5 N a byl připevněn ke čtyřem ramenům ve skupinách po čtyřech. Jako palivo se zde používal hydrazin , jehož sférická nádrž o hmotnosti 132 kg byla umístěna na opačné straně. Všechny nádrže byly zahřívány, aby se zabránilo zamrznutí jejich obsahu.

Vyrovnání sondy v prostoru bylo provedeno pomocí čtyř reakčních kol , která byla umístěna v blízkosti hlavních motorů a motorů pro řízení polohy.

Vědecké přístroje od Cassini

přehled

Následující obrázek ukazuje umístění většiny vědeckých přístrojů Cassini. Science Subsystem Radio a Cosmic Dust Analyzer nelze vidět, protože jsou umístěny na zadní části raketoplánu.

Následující obrázek poskytuje přehled elektromagnetických spekter pokrytých optickými přístroji Cassini:

Následující obrázek ukazuje zorná pole optických přístrojů Cassini:

Ultrafialový zobrazovací spektrograf (UVIS)

UVIS byl primárním nástrojem pro výzkum v ultrafialovém spektru. Mezi hlavní oblasti výzkumu patřilo zkoumání složení atmosfér a povrchů Saturnu i jeho měsíců a prstenců. Důraz byl kladen na prvky vodík , dusík a uhlík . Přístroj byl také použit ke studiu světelných jevů a polárních záře způsobených magnetickými poli. Aby byly splněny všechny vědecké požadavky, byly v UVIS umístěny čtyři různé konstrukce dalekohledu s odpovídajícími detektory: EUV pro extrémní UV rozsah, FUV pro vzdálený UV rozsah, HSP pro měření intenzity širokopásmového připojení a HDAC pro stanovení koncentrace vodíku a určit helium . Celý přístroj vážil 14,46 kg, vyžadoval maximálně 11,83 W elektrický výkon a dosahoval datové rychlosti až 32 kilobitů za sekundu.

Prvním kanálem byl přístroj Far Ultraviolet Spectrograph (FUV); měřila záření v dalekém UV rozsahu při vlnové délce 110 až 190 nm. Použila dalekohled s ohniskovou vzdáleností 100 mm a průměrem 20 mm. Následující horizontální zorné pole lze vybrat pomocí tří štěrbin před zrcadlem potažených fluoridem hořečnatým / hliníkem (svisle fixováno na 3,6 °): 0,043 °, 0,086 ° a 0,34 °. Dopadající UV světlo bylo poté rozděleno mřížkovou strukturou v celkem 1024 spektrech, která byla poté měřena od 64 lineárně uspořádaného jodidu cesného - fotokatody , kvantového výtěžku bylo dosaženo o 8 procent. Celý detektor měří 25,6 mm x 6,4 mm, přičemž jediný pixel měří 25 µm x 100 µm.

Přístroj Extreme Ultraviolet Spectrograph (EUV) vytvořil druhý měřicí kanál a zaznamenal záření v extrémním UV rozsahu při 56 až 118 nm. Používal stejnou konstrukci dalekohledu jako FUV, ale měl jiné zrcadlo (zde potažené karbidem boru ) a detektor, který byl citlivý v extrémním UV spektrálním rozsahu. Jeho rozměry byly podobné rozměrům FUV, ale fotokatody byly založeny na bromidu draselném a měly mnohem vyšší kvantový výtěžek 25 procent.

• 

  Průřez přístrojem FUV: EUV se liší pouze nedostatkem čerpadla ve spodní části

• 

  Struktura HSP

• 

  Průřez nástrojem HDAC

• 

  Přístroj UVIS

Jinak strukturovaným nástrojem je vysokorychlostní fotometr (HSP). Mělo by to prozkoumat prstence Saturnu analýzou ultrafialového světla při zákrytu kroužky hvězdy, které jimi procházejí. K tomuto účelu byl použit dalekohled s ohniskovou vzdáleností 200 mm, průměrem 135 mm a zorným polem 0,35 °. Zrcadlo soustředilo UV záření na čočku s fluoridem hořečnatým , která byla umístěna těsně před detektorem. Toto bylo založeno na CsI a bylo citlivé v rozsahu 115 a 190 nm. Zvláštností senzoru byla jeho extrémně krátká doba expozice pouze 2 ms. To bylo nutné, aby bylo možné během relativně krátké okultní fáze provést co nejvíce jemně rozlišených měření.

Čtvrtým a posledním kanálem byl přístroj s kanálem pro absorpci vodíku a deuteria (HDAC). Vzhledem k tomu, že se mělo měřit pouze spektrum vodíku a hélia (převládajících složek Saturnovy atmosféry), bylo nutné použít několik absorpčních vrstev. Skládaly se ze tří komor naplněných vodíkem, kyslíkem a deuteriem a oddělených okny z fluoridu hořečnatého. Kyslíkový článek musel být před vzletem odvětrán, protože se tam srážela voda, čímž byla tato absorpční vrstva neúčinná. V vodíku a deuteria buněk wolfram - vlákno, které by mohly změnit v důsledku vysokých teplot, absorpční vlastnosti těchto látek a tím diferenciální měření UV spektra zapnutý použitého detektoru byl elektronový násobič , vodík a deuterium spektra Lyman série měří při 121,53 a 121,57 nm.

Subsystém Imaging Science (ISS)

Tento optický přístrojový systém byl použit k výrobě obrazů ve viditelném spektru i v blízké infračervené a ultrafialové oblasti. Byla rozdělena na širokoúhlý a teleobjektiv, které byly pevně spojeny se strukturou sondy. Aby bylo možné vyfotografovat objekt, musela být odpovídajícím způsobem zarovnána celá sonda. Systém prováděl širokou škálu vědeckých misí, zejména v oblasti výzkumu atmosféry, povrchové analýzy a studia Saturnových prstenů. Za druhé, systém byl také použit pro optickou navigaci . ISS vážil 57,83 kg a vyžadoval maximální elektrický výkon 56 W.

Oba kamerové systémy používaly převážně stejnou elektroniku, jejíž jádrem byl procesor MIL-STD-1750A a generoval až 366 kBit dat za sekundu. Radiačně chráněný obrazový snímač CCD měl rozlišení 1024 × 1024 pixelů a byl citlivý ve spektru od 200 do 1050 nm. UV citlivost byla umožněna tenkým fosforovým povlakem na senzoru. Informace o jasu se zaznamenávaly s dvanácti bity na pixel, čímž se také dalo snížit na osm bitů, aby se snížila rychlost dat. Expoziční čas lze zvolit v 64 krocích od 0,005 do 1200 sekund. Poté, co elektronika načetla obrazová data z příslušného senzoru, byla komprimována, aby se ušetřil úložný prostor a objem přenosu. Pro tento účel existovaly jak ztrátové, tak bezztrátové metody. Ten druhý ve většině případů zmenšil velikost obrazu na polovinu, aniž by to ovlivnilo kvalitu. V případě velmi podrobných záznamů je však účinnost algoritmu výrazně snížena. Ztrátová metoda DCT (založená na kompresi JPEG ) dosáhla vyšších rychlostí komprese, ale vedla k významným artefaktům, a proto se používala jen zřídka. Další metodou komprese je sčítání pixelů. Zde je možné spojit 2 × 2 nebo 4 × 4 pixely na jeden pixel, což sníží rozlišení na polovinu a zmenší velikost souboru na čtvrtinu / šestnáctinu.

Širokoúhlá kamera ( WAC - Wide Angle Camera) byla používána k pozorování velkých ploch vesmíru, a proto měla relativně velké zorné pole 3,5 °. Optika byla založena na konstrukci sond Voyager, měřila průměr 57,15 mm a měla ohniskovou vzdálenost 200 mm. K dispozici bylo celkem 18 filtrů, které bylo možné přepínat před obrazovým snímačem pomocí mechanismu dvou kol. Pohyblivé prvky tohoto systému byly na základě zkušeností s Hubbleův teleskop je WFPC kamerou . V důsledku speciálních přenosových vlastností optiky byla širokoúhlá kamera vysoce citlivá pouze v rozsahu od 400 do 700 nm, s nízkou citlivostí až kolem 1000 nm.

Telecamera ( NAC - Narrow Angle Camera) měla zorné pole, které bylo 10krát užší, což vede k desetkrát vyššímu rozlišení. Proto byl NAC primárně používán pro podrobné zkoumání jednotlivých prostorových oblastí. Ohnisková vzdálenost byla 2002 mm s průměrem dalekohledu 190,5 mm. Tato kamera také měla dvoukolový filtrační systém s celkem 24 filtry. Pro snížení obrazového šumu byl snímač CCD vybaven kombinovaným systémem vytápění a chlazení, který byl izolován od zbytku fotoaparátu. Díky lepším přenosovým vlastnostem dokázala telekamera pracovat s vysokou citlivostí v celém spektrálním rozsahu snímače.

Viditelný a infračervený mapovací spektrometr (VIMS)

Podobně jako ISS byl VIMS primárně určen pro výzkum atmosféry a prstenců, přičemž byl také schopen mapovat povrch titanu. Fungovalo to v rozsahu blízkého UV spektra přes viditelné světlo až po střední infračervené spektrum. Mnoho organických molekul zde má své absorpční spektrum , což znamená, že je lze obzvláště dobře zaznamenávat pomocí přístroje VIMS. Tato lepší schopnost kontrastu ve srovnání s ISS však vede k relativně nízkému rozlišení, takže se oba nástroje místo toho navzájem doplňovaly. VIMS je rozdělen do dvou samostatných dalekohledů, které byly vzájemně propojeny pouze společnou odečítací elektronikou: VIMS-V pro viditelný spektrální rozsah a VIMS-IR pro infračervený rozsah. Celý přístroj VIMS vážil 37,14 kg, vyžadoval až 27,2 W elektrického výkonu (nominální: 21,83 W) a produkoval až 183 kBit dat za sekundu.

Přístroj VIMS-V pracující ve viditelném rozsahu měl dalekohled s ohniskovou vzdáleností 143 mm, průměrem 45 mm a zorným polem 1,83 °. CCD snímač sestával z 256 × 512 pixelů a byl citlivý v 96 spektrech v rozsahu od 300 do 1050 nm (od ultrafialového po téměř infračervený). Pixelové prvky na bázi křemíku měly velikost 24 µm², dosahovaly kvantového výtěžku 13 až 41 procent a každý poskytoval 12 bitů informací o jasu. Ke kalibraci byly použity dvě speciální světelné diody a referenční hvězdy.

VIMS-IR měl dalekohled s ohniskovou vzdáleností 426 mm a zorným polem 1,83 °. Senzor CCD na bázi india a antimonu sestával z 256 lineárně uspořádaných pixelů a dosáhl kvantového výtěžku přes 70 procent. Byl citlivý na 256 spektrech v rozsahu 850 až 5100 nm a pixelový prvek měřil 103 µm × 200 µm. Kalibrace byla provedena pomocí laserové diody , informace o jasu byla zaznamenána na pixel 12 bitů. Na rozdíl od VIMS-V byl přístroj chlazen komplexním způsobem, protože vnitřní teplo elektroniky by vedlo k významným poruchám. Samotný snímač byl zapojen přímo do radiátoru, aby odváděl teplo, a byl vysoce izolovaný od zbytku přístroje, zejména od elektroniky. V oblasti dalekohledu byly použity speciální materiály, které při zahřátí emitují pouze minimum infračerveného záření ve spektrálním rozsahu VIMS-IR. Celý přístroj byl dodatečně izolován od prostoru a samotné sondy, přičemž byly použity speciální kabely, které vedou méně tepla než běžné měděné kabely. Tato opatření umožnila ochlazení senzoru na 60  K (-213 ° C), zatímco elektronika byla udržována na optimální teplotě 288 K (+15 ° C).

Sdílená elektronika používala ke zpracování dat procesor 80C86 , který měl přístup k 64 kB RAM a 96 kB PROM . Vyrovnávací paměť 4 Mbyte dočasně uložila data před přenosem do systému sběrnice Cassini. Obrazová data přístrojů VIMS lze také komprimovat bez ztráty, aby se ušetřil potřebný úložný prostor a objem přenosu. K tomu byl přidán samostatný RISC - používá se koprocesor typu ADSP 2100 , který byl taktován na 9 MHz a na Harvardské architektuře . Pro kompresi bylo k dispozici 8 kByte RAM; časový signál byl generován komponentou oscilátoru 24 MHz . Procesor potřeboval ke kompresi spektrálního kanálu 1,76 ms, přičemž komprese obvykle dosáhla bezeztrátového zmenšení velikosti souboru na 33 až 40 procent. Stejně jako u ISS je také možné přidávat pixely dohromady (konkrétně v režimech 3: 1 a 5: 1).

Kompozitní infračervený spektrometr (CIRS)

S CIRS, který pracuje v infračerveném rozsahu, by měly být zkoumány především povrchové a atmosférické teploty a jejich složení. Skládal se z dalekohledu, jehož shromážděné světlo bylo namířeno na jeden ze tří různých detektorů. Všechny byly čteny sdíleným elektronickým systémem. To produkovalo až šest kBit dat za sekundu. Dalekohled měl ohniskovou vzdálenost 304,8 mm a průměr 50,8 mm. Ochrana před sluncem snižovala rušení a sloužila také jako chladicí prvek. CIRS vážil 39,24 kg a vyžadoval maximálně 32,9 W elektrického výkonu, s požadavkem kolem 26 W v normálním provozu.

První spektrometr pracoval v rozsahu od 7,16 do 9,09 µm a měl rozlišení 0,237 mrad. Detektor byl založen na teluridu kademnatém (CdTe) a sestával z deseti lineárně uspořádaných pixelů. Druhý spektrometr byl v podstatě stejný jako první, ale pracoval v rozsahu od 9,09 do 16,7 um. Pro umožnění správné kalibrace byl k dispozici další spektrometr, který vyhodnocuje referenční záření z infračerveného zdroje LED. Třetí spektrometr měl zorné pole 0,25 ° a byl citlivý ve spektrálním rozmezí od 16,67 do 1 000 um. Tato oblast byla přizpůsobena tepelnému záření Saturnových měsíců a prstenů, a proto byl tento spektrometr primárně používán pro měření teploty .

radar

Vzhledem k tomu, že titan má velmi hustou atmosféru , lze jeho povrch zkoumat pouze ve velmi omezené míře pomocí pasivních optických přístrojů. Jako řešení byl v Cassini nainstalován zobrazovací radar , který může proniknout do atmosféry bez výraznější ztráty kvality a může vytvářet trojrozměrné terénní profily povrchu. Aby se snížilo konstrukční úsilí, systém používal také komunikační anténu, což však znamenalo, že přenos dat a radarové záznamy nebyly možné současně. Přístroj měl tři subsystémy: radarový výškoměr , radar se syntetickou aperturou pro vytváření 3D profilů terénu a pasivní radiometr . Celý přístroj vážil 41,43 kg, vyžadoval maximální elektrický výkon 108,4 W a generoval datovou rychlost až 365 kbit za sekundu.

Radar syntetické apertury (SAR) byl nejdůležitějším subsystémem, protože dokázal generovat 3D profily terénu s relativně vysokou přesností. Vysílač dosáhl radiačního výkonu kolem 46 W, přičemž pro zesílení byla použita trubice s cestující vlnou s provozním napětím 4000 voltů. V závislosti na provozním režimu pracoval systém s frekvencí opakování pulzů (PRF) 1,8 až 6,0 kHz a časem přenosu (také šířka pulzu ) 200 až 400 milisekund se šířkou pásma 0,43 nebo 0,85 MHz. Pro obrázek můžete zvolit vysoké a nízké rozlišení. V režimu s vysokým rozlišením bylo rozlišení vzdálenosti, v závislosti na orbitální poloze a vzdálenosti, 0,48 až 0,64 km a horizontální rozlišení bylo v rozmezí 0,35 až 0,41 km. Režim s nízkým rozlišením nabídl rozlišení rozsahu 0,48 až 2,70 km a horizontální rozlišení 0,41 až 0,72 km. Oba režimy mapovaly méně než 1,1 procenta povrchu titanu na jedno měření.

S problémy s dodávkou energie během vývoje došlo, protože radar vyžadoval podstatně více energie pro požadované rozlišení než poskytnuté radionuklidové baterie. V prvních konceptech byly proto baterie poskytovány jako vyrovnávací paměti, které se nabíjí během neaktivní fáze a poté poskytují další energii pro radarové operace. Inženýři se však obávali problému opotřebení, který se zhoršil zářením v otevřeném prostoru, a velikosti baterií, a proto bylo implementováno řešení založené na kondenzátorech jako energetickém pufru. Vzhledem k tomu, že pracovní cyklus radaru byl maximálně 10 procent, byly kondenzátory schopny nabít 34 W během zbývajících 90 procent a úplně uvolnit uloženou energii v 0,09 až 3 s dlouhém vysílacím impulsu s výkonem až 200 W. Tento komplex je znám jako subsystém skladování energie (ESS) a byl schopen výrazně snížit požadavek na špičkovou energii při zachování průměrného výkonu.

K určení přesné vzdálenosti sondy od povrchu titanu byl použit radarový výškoměr. Nebylo to zobrazování a měřila vzdálenost s rozlišením 60 m. Opakovací frekvence pulzu byla 4,7 až 5,6 kHz a doba přenosu byla 150 ms se šířkou pásma 4,25 MHz. Když výškoměr pracoval se sníženým rozlišením, bylo možné měřit zpětný rozptyl z povrchu. Získaná data byla kombinována se snímky SAR na Zemi, protože by jinak ztratily kvalitu kvůli různým radarovým průřezům povrchu. Frekvence opakování pulzů byla 1 až 3 kHz a doba přenosu byla 500 ms se šířkou pásma 0,11 MHz. V jednom měření bylo možné zaznamenat 20 procent titanového povrchu, horizontální rozlišení bylo 55 až 140 km.

Radarový systém mohl také pracovat v pasivním režimu, ve kterém měřil rádiové emise na 13,78 GHz vyzařované titanem nebo jinými objekty. V jednom běhu měření bylo možné zaznamenat 40 procent titanového povrchu s horizontálním rozlišením 6 až 600 km a šířkou pásma 135 MHz. Získaná data umožnila během hodnocení vyvodit závěry o teplotě (s přesností na 5 K) a fotochemii titanu a dalších měsíců.

Radio Science Subsystem (RSS)

Cílem RSS bylo studovat atmosféru a přesnou hmotnost Saturnu a jeho měsíců. Součástí řady aplikací bylo také zkoumání prstenového systému a zlepšení dat efemeridy . Za tímto účelem byly použity tři transceiverové systémy, které měřily změnu rádiových vln při průchodu atmosférou nebo prstencovými systémy za účelem stanovení jejich teploty, hustoty a složení. V závislosti na frekvenčním pásmu byly signály vyhodnocovány samotným Cassini nebo systémy Deep Space Network (DSN).

V rozsahu pásma S vyslal Cassini vysoce stabilní nosnou vlnu ve směru k DSN, aniž by přijímal jakékoli signály. Byl použit vysílač komunikačního systému, který vysílal nosnou vlnu o výkonu 10 W. Stejným způsobem bylo vysíláno i pásmo X, přičemž vyzařované signály mohly být také přijímány a vyhodnocovány DSN.

Pro měření v K _a RSS používal vlastní vysílač, který byl speciálně navržen pro požadavky na pásmo přístrojů (na 32,028 GHz a 34,316 GHz). Mohlo by to jak odesílat, tak přijímat signály do DSN. Pro zesílení byla použita trubice s putující vlnou, přičemž nosná vlna byla vyzařována s výkonem 7 W. Vysílač vážil 14,38 kg a celý přístroj vyžadoval až 80,7 W elektrické energie.

Vědecký přístroj pro rádiové a plazmové vlny (RPWS)

RPWS byl primárně určen ke zkoumání interakce meziplanetárního plazmatu s magnetickými poli a horními vrstvami atmosféry Saturnu a jeho měsíců. Za tímto účelem vyhodnotila nízkofrekvenční rádiové vlny s dlouhými vlnovými délkami, protože ty vznikají hlavně z výše uvedených interakcí.

Byly použity tři různé detektory: sonda Langmuir , přijímač magnetických a jeden pro elektrické vlny. Ten pro příjem používal tři 10 m tyčové antény ve tvaru Y , které byly vyrobeny ze slitiny berylium - měď a vzhledem ke své velikosti se rozložily až po startu. Tři antény s magnetickými vlnami byly dlouhé 25 cm a průměr 2,5 cm. Měli předzesilovač a byly na sebe kolmé, takže bylo možné trojrozměrné měření. Sonda Langmuir měla konzolové rameno o délce 1 m, na jehož konci byla připevněna koule o průměru 5 cm. Mohla hustoty elektronů 5-10 000 elektronů / cm3 a energetická spektra zachycení 0,1 až 4 elektronvolty .

Všechny vlny zachycené anténními systémy lze pomocí spínací logiky směrovat do jednoho z pěti přijímacích systémů:

• Vysokofrekvenční přijímač: 440 kanálů v rozsahu od 3,5 do 16 MHz, pouze elektrické antény
• Středofrekvenční přijímač: 80 kanálů v rozsahu od 0,024 do 16 kHz, magnetická nebo elektrická anténa
• Nízkofrekvenční přijímač: 28 kanálů v rozsahu od 1 do 26 Hz, libovolné dvě antény
• 5kanálový přijímač vln: citlivý v rozsahu 1 až 26 Hz a 3 až 2,5 kHz. Pět antén všeho druhu paralelně
• Širokopásmový přijímač: citlivý v rozsahu 60 až 10,5 kHz a 0,8 až 75 kHz, jakýkoli typ antény

Elektronika RPWS se v zásadě skládala ze tří procesorových jednotek: nízkorýchlostního procesoru (LRP), vysokorychlostního procesoru (HRP) a kompresního procesoru (DCP). Jádrem všech tří komponent byl 16bitový mikroprocesor 80C85, který byl taktován na 3 megahertzy a mohl přistupovat k 64 až 96 kByte RAM. Celý přístroj vážil 37,68 kg, vyžadoval elektrickou energii až 16,4 W a generoval až 366 kBit dat za sekundu.

Dual Technique Magnetometer (MAG)

Tento přístroj měl zkoumat strukturu magnetických polí v systému Saturn a sledovat jejich změnu sluneční aktivitou. Za tímto účelem byly použity dva subsystémy, které byly připojeny k nemagnetickému výložníku o délce 11 m: vektorový / skalární heliový magnetometr (V / SHM) pro měření směru nebo síly pole a magnetometr Fluxgate, který současně měří směr a sílu plechovky magnetického pole. Oba systémy byly ovládány centrální elektronikou. Jeho jádrem byl dvojnásobně redundantní procesor typu 80C86 , který byl taktován na 4 MHz a měl přístup k 128 kByte RAM pro programový kód. Kromě toho bylo pro vědecká data připojeno 32 kByte PROM a 16 MB RAM. Centrální elektronika mohla číst 16 až 250 měření za sekundu ( vzorkování ), přičemž každý datový paket měl velikost 16 až 19 bitů. Data byla ukládána do vyrovnávací paměti v paměťovém modulu odolném vůči záření 64 kByte a ve standardním režimu přenášela 136 měření do palubního počítače Cassini každé čtyři sekundy. Celý přístroj vážil 3 kg, vyžadoval 3,1 W elektrické energie a produkoval až 3,60 kBit dat za sekundu.

Vektor / Skalární Helium Magnetometr pracoval buď magnetické síly pole nebo režimu směru. V druhém případě by přístroj mohl pracovat v rozsahu síly ± 32 nanotesla s rozlišením 3,9 picotesly nebo provádět měření v rozsahu ± 256 nT s přesností 31,2 pT. V režimu síly bylo možné detekovat magnetická pole o síle 256 až 16 384 nT.

Paralelní měření směru a síly bylo možné provádět pomocí magnetometru fluxgate . K dispozici byly čtyři měřicí rozsahy s různými vlastnostmi:

• Rozsah: ± 40 nT Rozlišení: 4,9 pT
• Rozsah: ± 400 nT Rozlišení: 48,8 pT
• Rozsah: ± 10 000 nT Rozlišení: 1,2 nT
• Rozsah: ± 44 000 nT Rozlišení: 5,4 nT

Plazmový spektrometr Cassini (CAPS)

CAPS měřil tok iontů a elektronů pomocí funkcí hmotnosti na náboj (pouze pro ionty) a energie na náboj, jakož i úhlu dopadu těchto částic. Primárně bylo určeno ke stanovení složení nabitých částic, které unikají z atmosféry Titanu a Saturnu, a také k jejich interakcím s magnetickými poli v systému Saturn. K tomu byly použity tři přístroje: iontový hmotnostní spektrometr (IMS), elektronový hmotnostní spektrometr (ELS) a iontový paprskový spektrometr (IBS), které poskytovaly trojrozměrná vektorová data. Všechny přístroje byly ovládány sdíleným elektronickým systémem, jehož jádrem byly dvě téměř identické desky s plošnými spoji . Ty byly vybaveny vlastní RAM, ROM a 16bitovým procesorem PACE 1750A založeným na MIL-STD-1750A . Všechny měřicí přístroje CPAS byly nepřetržitě pohybovány motorem při různých rychlostech v rozsahu 216 °, což také umožňovalo určit místo původu dopadajících částic. Celý systém vážil 12,5 kg, měl spotřebu elektrické energie 14,5 W a generoval 8 kBit dat za sekundu.

Iontový hmotnostní spektrometr (IMS) sestával z toroidního elektrostatického filtru, který umožňoval průchod kladně nabitých částic s určitým energetickým spektrem do hmotnostního spektrometru doby letu . Filtr také měřil energii na částici a snižoval úhel otevření, což vedlo k lepšímu prostorovému rozlišení. Spektrometr poté měřil hmotnost na náboj. Aby bylo možné detekovat také částice s nízkými náboji do 1 eV, byly před vstupem do přístroje urychleny uspořádáním osmi tenkých uhlíkových fólií, které vytvořilo lineární elektrické pole s potenciálem 15 kV. Při průchodu fóliemi se také velké molekuly rozložily na atomové složky. Po zrychlení částice narazily na dvě mikrokanálové desky , které byly vyrobeny z olovnatého skla a generovaly kolem 300 elektronů na náraz částice, které byly poté změřeny k určení spektra.

Elektronový spektrometr (EMS) měřil pouze tok a úhel dopadu záporně nabitých elektronů. Jinak fungoval se stejnými principy jako iontový spektrometr, kromě toho, že neměl uhlíkové fólie k urychlení elektronů.

Iontový paprskový spektrometr (IBS) měl podobnou strukturu jako iontový hmotnostní spektrometr (IMS), ale také mu chyběly uhlíkové fólie, což znamenalo, že lze měřit také velké ionizované molekuly. Dále zpracoval stokrát více elektronů za jednotku času, ačkoli nebyla provedena žádná měření hmotnosti na náboj.

Magnetosférický zobrazovací přístroj (MIMI)

Podobně jako u CAPS měl tento přístroj zkoumat plazmu v systému Saturn, ale ve vyšším energetickém rozsahu. Skládalo se ze tří detektorů s různými úkoly: „Nízkoenergetické magnetosférické měřicí systémy“ (LEMMS) pro měření iontů, protonů a elektronů, „Charge Energy Mass Spectrometer“ (CHEMS) pro měření nábojů a „Ionová a neutrální kamera“ “ (INCA), který může mapovat trojrozměrné rozložení a složení iontů. Celý přístroj vážil 28,1 kg, vyžadoval průměrný elektrický výkon 20,3 W a generoval přibližně 1 až 4 kBit dat za sekundu.

LEMMS byl schopen měřit následující energetická spektra: elektrony s 0,015 až 10 MeV, protony s 0,015 až 130 keV a ionty s 0,02 až 130 MeV. Pro měření částice zasáhly různé fólie a jejich energie byla vypočítána z výsledných proudových impulsů. Přístroj měl dva otvory, jeden se zorným polem 15 ° pro částice s nízkou energií a jeden pro částice s vysokou energií se zorným polem 30 °. Aby bylo možné také měřit úhly, otočil se LEMMS o 360 °. Přístroj vážil 6,27 kg a vyžadoval jmenovitý elektrický výkon 5,2 W.

CHEMS analyzoval plazmu poblíž Saturnu. Energetické spektrum je mezi 10 a 220 keV. Zorné pole bylo 160 °. Pro měření byl použit hmotnostní spektrometr doby letu a další detektor. CHEMS vážil 6,66 kg a vyžadoval průměrný elektrický výkon 3,5 W.

Přístroj INCA se vyznačoval schopností vytvářet trojrozměrné mapy distribuce iontové a horké neutronové plazmy. Ten byl zaznamenán na základě jeho tepelného záření, spektrum se pohybovalo od 7 keV do 8 MeV na nukleon. Zorné pole měří 120 ° × 90 °. INCA vážil 6,92 kg a vyžadoval 3 W elektrického výkonu za normálního provozu.

Iontový a neutrální hmotnostní spektrometr (INMS)

INMS byl dalším spektrometrem pro zkoumání titanové horní atmosféry a jeho chemického složení. Za tímto účelem byly zachyceny a zkoumány ionty a neutrony. Celý přístroj vážil 9 kg, vyžadoval průměrný elektrický výkon 27,7 W a generoval nominální 1,5 kBit / s.

INMS měl uzavřený a otevřený zdroj iontů . Výsledkem byly tři možné provozní režimy přístroje:

• uzavřený zdroj iontů: detekce neutrálních molekul
• otevřený zdroj: detekce volných radikálů
• otevřený zdroj plus ionizace: detekce kladně nabitých iontů s energií menší než 100 eV

Zachycené částice byly nejprve odděleny podle jejich hmotnosti pomocí kvadrupólového hmotnostního spektrometru a poté směrovány na iontové detektory dvou zdrojů. Ty byly navrženy jako multiplikátory sekundárních elektronů a měly dva měřící rozsahy pro atomové hmotnosti od 1 do 12  u a 12 až 199 u. Dolní detekční limit v uzavřeném režimu byl 70 000 částic / cm ³ , v otevřeném režimu byl limit 700 000 částic / cm ³ . Kromě toho existovaly dva další detektory pro detekci stopových plynů, které jsou až dva miliony impulzů / s, byly vyhodnoceny a bylo možné určit spojení s množstvím až 100  piko molů .

Analyzátor kosmického prachu (CDA)

CDA měla studovat vlastnosti meziplanetárního prachu v systému Saturn. Dále by měly být prozkoumány částice z mezihvězdného prostoru a meteority v blízkosti prstenců. Nástroj, který bylo možné volně otočit až o 270 °, měl otvor o průměru 41 cm, pomocí kterého se zachytával prach a poté procházel čtyřmi mřížkami. První a poslední mřížka byla uzemněna tak, aby další dvě elektricky nabité mřížky byly ve Faradayově kleci. Pokud elektricky nabité prachové částice, které se v systému Saturn vyskytují velmi často, zasáhly mřížky, jejich náboj mohl být určen na miliardu coulombů. Tyto dvě mřížky byly také nakloněny o 9 ° k ose, takže úhly dopadu bylo možné měřit také s přesností 10 °.

Po průchodu mřížkami částice narazily na dvě stejné 16 mm rhodiové desky. V důsledku nárazu byly atomy na desce ionizovány a rozptýleny do vesmíru. Tyto ionty byly poté zrychleny napětím 1 kV, aby byly odděleny na základě jejich rychlosti na vzdálenost 230 mm v hmotnostním spektrometru za letu. Konečně ionty zasáhly elektronové multiplikátory a iontové kolimátory, které měřily jejich hmotnost a energii. Za sekundu bylo možné analyzovat maximálně jednu částici.

Přestože bylo možné popsaným způsobem určit všechny důležité parametry prachových částic, systém již nemohl spolehlivě pracovat s velkým počtem nárazových částic, například v bezprostřední blízkosti prstenců. Proto CDA stále měla „vysokorychlostní detektor“ (HRD), který dokázal pracovat efektivně i při vysoké míře dopadu. Byl založen na dvou 50 cm2 polyvinylidenfluoridových filmech o tloušťce 6 a 28 um. Dopad částic způsobil elektrický šok, ze kterého bylo možné vypočítat kinetickou energii. Toto měření je pouze základní, ale mohlo zpracovat až 10 000 nárazů za sekundu. Celý přístroj vážil 16,36 kg, vyžadoval průměrný elektrický výkon 11,4 W (maximum 18,4 W) a produkoval až 524 bitů dat za sekundu.

Technika sondy Huygens

Přistávací modul Huygens byl použit k prozkoumání Saturnova měsíce Titan a poskytl jej Evropská kosmická agentura (ESA). Byl připojen k orbiteru Cassini pomocí adaptéru, vážil 318 kg a měřil průměr 1,6 m. Jejich cela se skládala převážně z hliníku, který se používal ve sendvičových voštinových panelech různých tloušťek (25 až 72 mm). Ve většině případů byly povrchy spojeny a vyztuženy uvnitř několika titanovými vzpěrami.

Během plavby byl Huygens pevně připoután ke Cassini. Kromě komunikace byl přistávací modul Huygens dodáván také s napájením (až 210 W) prostřednictvím zástrčky, aby nemusel kvůli funkčním testům namáhat baterie. K oddělení došlo 22 dní před přistávací fází pomocí tří malých výbušnin. Huygens dostal potřebný impuls ze tří ocelových pružin, které dokázaly vyvinout sílu 500 N. Vodicí válečky současně zajišťovaly, že se sonda otáčela kolem své vlastní osy rychlostí sedmi otáček za minutu. Po oddělení se vzdálil od Cassini rychlostí asi 0,3 m / s.

Pět baterií bylo zodpovědných za zásobování Huygens energií. Každá baterie sestávala ze dvou modulů, z nichž každý měl třináct článků LiSO ₂ zapojených do série s kapacitou 15,2  Ah . To dalo sondě celkem 76 Ah při napětí 28 V. Během plavby byly z důvodu úspory energie deaktivovány téměř všechny elektrické systémy; pravidelně bylo prováděno pouze několik základních funkčních testů. Energetický požadavek poté vzrostl až na 351 W, přičemž energetický systém byl schopen dodat maximálně 400 W. Spotřeba během jednotlivých fází mise byla plánována následovně:

Fáze mise	záznam výkonu	doba trvání	spotřeba
Výletní plavba po oddělení	000,3 W	22 d	0158 Wh
Fáze před vstupem	125 W.	18 min	0037 Wh
První fáze sestupu	339 W.	80 min	0452 Wh
Druhá fáze sestupu	351 W.	73 min	0427 Wh
Povrchová mise	351 W.	45 min	0263 Wh
celkový		22,15 d	1338 Wh
Rezerva (= 37%)			0790 Wh

Za řízení sondy byl zodpovědný subsystém Command & Data Management Subsystem (CDMS). Vzhledem k tomu, že po odpojení Cassini již nebylo možné poslat na sondu další příkazy, elektronika byla navržena tak, aby byla velmi bezpečná proti selhání. Proto byl hlavní počítač CDMS navržen s dvojitou redundancí. Každý počítač používal procesor MIL-STD1750A s 1 Mbit EPROM k ukládání softwaru, který mohl být přeprogramován, pokud byla sonda připojena k orbiteru Cassini. Následující systémy byly také nadbytečné:

• Jednotka časovače mise (trojitá, časovač)
• Centrální jednotka snímače zrychlení (trojitá, snímač zrychlení )
• Radarový výškoměr (dvojitý)
• Solid State Recorder (dvojitý, úložiště dat)
• Subsystém přenosu dat sondy (duální, komunikační)

Redundantní komunikační systém sestával z 10-wattového vysílače v pásmu S a všesměrové antény. Datová rychlost antény s vysokým ziskem od Cassini byla 1 až 8 kbit / s. Pro jistotu fungovaly oba vysílače současně; posílaly stejná data (s výjimkou obrázků) s časovým zpožděním šesti sekund. Data byla zaznamenána pomocí velkokapacitních paměťových zařízení Cassini SSR a po skončení mise odeslána na Zemi. Během plavby mohla být data přenášena přímo na Zemi, pokud byly k dispozici antény sítě Deep Space Network .

Protože Huygens musel vstoupit do husté atmosféry měsíce, byl před vysokými teplotami (až 1 500 ° C) chráněn 79,3 kg tepelným štítem . Přední hlavní štít byl kuželovitý, měl průměr 2,75 m a sestával převážně z keramicko - tepelně ochranných obkladů o tloušťce 17 až 18 cm. Nosná konstrukce byla vyrobena z plastu vyztuženého uhlíkovými vlákny (CFRP) ve sendvičové voštinové konstrukci . Horní část sondy byla také chráněna štítem. S průměrem 1,6 m to vážilo pouze 11,4 kg, protože na zadní straně dochází k podstatně menšímu teplu, a proto byla vyžadována menší tepelná ochrana. Použitým materiálem byla konstrukce vyrobená z vyztuženého hliníkového plechu a tenké vrstvy nastříkaných silikonových kuliček.

Poté, co sonda přežila nejnáročnější část vstupu, musela být prudce zabrzděna, aby se při přistání na povrchu nezrazila. Za tímto účelem byly použity tři padáky jeden po druhém. První byl nasazen ve výšce asi 160 km krátce po odfouknutí malého krytu v horním tepelném štítu. Měla průměr 2,59 m a byla zavěšena na laně dlouhém 27 m a byla použita k vytažení hlavní obrazovky 8,3 m. Vzhledem k tomu, že takový velký padák by příliš snížil rychlost klesání (baterie pro napájení mají pouze velmi omezenou životnost), byl tento padák odříznut krátce poté, co byl přední tepelný štít odhoden na 0,6  Machu . Poslední padák měřil v průměru 3,03 m a převzal řízení rychlosti po zbytek letu. Všechna síta byla vyrobena z materiálu kevlar - nylon a byla připevněna ke dvěma ložiskům s nízkým třením , aby je bylo možné oddělit od rotačního pohybu sondy.

Vědecké přístroje od Huygens

přehled

Následující obrázek poskytuje přehled nástrojů a systémů Huygens:

Zobrazovač sestupu / spektrální radiometr (DISR)

DISR byl nejsložitějším nástrojem na palubě Huygens. To bylo používáno ke studiu atmosféry pomocí obrazů a měření spektra během sestupu a pobytu na povrchu. DISR byl rozdělen na dvě části: jedna směřovala své nástroje hlavně nahoru k obloze a druhá dolů k zemi. Byly tam celkem tři kamery směřující dolů nebo do strany, šest spektrometrů a několik fotodiod . Ačkoli všechny tyto přístroje měly svou vlastní optiku, zachycené světlo bylo směrováno do centrálního obrazového snímače CCD pomocí pramenů ze skleněných vláken , které byly zase rozděleny do různých oblastí. Před odesláním obrazových dat byla komprimována ve dvou fázích. Nejprve byla barevná hloubka snížena na 8 bitů, což odpovídá 256 odstínům šedé. Poté byly 16 × 16bitové bloky komprimovány pomocí diskrétní kosinové transformace , která by měla snížit množství dat na třetinu až osminu. Přesto to bylo stále tak velké, že k odesílání obrazů musely být použity oba dostupné vysílače, takže došlo ke ztrátě dvojí redundance přenosu. Celý komplex zařízení vážil 8,1 kg, vyžadoval 13 až 70 W elektrického výkonu (celkem 48 Wh během sestupu) a produkoval 4,8 kBit dat za sekundu, čímž spotřeboval přibližně polovinu šířky přenosového pásma.

Kamera s vysokým rozlišením (HRI) se dívala dolů pod úhlem 25,6 °, přiřazená část CCD čipu měla rozlišení 160 × 256 pixelů a byla citlivá v rozsahu od 660 do 1000 nm (od červené po blízkou infračervenou oblast) . Vzhledem k tomu, že se sonda během klesání otáčela na vlastní ose, bylo možné zaznamenávat snímky o šířce až 21,5 °. Vertikální zorné pole bylo 9,6 °, horizontální 15 °. Kamera se středním rozlišením (MRI) měla větší zorné pole (21,1 ° a 30,5 °) svisle i vodorovně než HRI, vyrobené kvůli nepatrně většímu čipu (179 × 256 pixelů), jen s polovičním rozlišením. Kamera směřující do strany (SRI) poskytovala snímky s nižším rozlišením asi o třetinu ve srovnání s MRI. To bylo způsobeno ještě větším zorným polem (svisle 25,6 ° a vodorovně 50,8 °) s ještě menší velikostí čipu 128 × 256 pixelů. Otáčením sondy dokázala kamera SRI vytvořit panorama skládající se z 30 jednotlivých snímků v oblasti obzoru.

Kromě kamer byly namířeny nahoru a dolů tři spektrometry pro viditelné, ultrafialové a infračervené spektrum. Všechny spektrometry směřující nahoru měly zorné pole 170 ° horizontálně a 3 ° vertikálně, ale jinak se nelišily od senzorů směřujících dolů. Společné vlastnosti jsou následující:

• UV spektrometr: měřicí rozsah 350–480 nm, detektor jednoho pixelu
• Světelný spektrometr: měřící rozsah 480–960 nm, detektor 8 × 200 pixelů, rozlišení 2,4 nm
• IR spektrometr: měřící rozsah 870–1700 nm, detektor 132 pixelů (uspořádaný lineárně), rozlišení 6,3 nm.

Pro zlepšení měření blízko země byla instalována dolů směřující lampa, která se aktivovala, když výška klesla pod 100 m. Vyžaduje 20 W elektrický výkon, měl vlákno vyrobené z wolframu , jehož emise pomocí 5 cm měřeného reflektoru směřujícího k zemi byly.

Třetí měřicí komplex se nazývá „Solar Aureolen Experiment“ a byl použit ke stanovení refrakčního a absorpčního chování titanové atmosféry při 500 nm a 939 nm. Detektory každý měřily 6 × 50 pixelů a měly šířku pásma 50 nm. K dispozici byl také sluneční senzor pro určování navigačních dat .

Sběrač a pyrolýza aerosolu (ACP)

Tento přístroj neprováděl žádná vědecká měření, protože byl navržen pouze pro sběr a čištění aerosolu . Shromáždil několik vzorků aerosolů v přesných časových intervalech ve dvou výškových oblastech 140 až 32 km a 22 až 17 km. Atmosféra byla čerpána pomocí čerpadla přes filtr vyčnívající z přední části sondy. Filtr byl poté přenesen do malé pece a postupně zahříván. Jednotlivé stupně byly různé síly (20 ° C, 250 ° C a 650 ° C), aby se mohly oddělit různé molekuly a sloučeniny odpařováním nebo pyrolýzou . Byly vyhledány zejména následující prvky a připojení:

• vodík
• dusík
• uhlík
• oxid uhličitý
• metan
• Etan
• Kyanovodík
• Kyanoacetylen

Po zpracování byl plyn zaveden do GCMS pro analýzu. ACP vážil 6,3 kg, vyžadoval mezi 3 a 85 W elektrické energie (během sestupu bylo spotřebováno celkem 78 Wh) a pracoval s datovým tokem 128 bitů / s.

Plynový chromatograf a hmotnostní spektrometr (GCMS)

GCMS studoval složení atmosféry pod 170 km a určoval poměr izotopů nejběžnějších typů plynu na titanu. Přístroj vážil 17,3 kg (nejtěžší z celé sondy), vyžadoval 28 až 79 W elektrického výkonu a generoval data v průměru 960 bitů za sekundu. Systém byl rozdělen na kvadrupólový hmotnostní spektrometr a předřazený plynový chromatograf .

Ten byl používán hlavně k oddělení a předběžné analýze přítoku plynu, aby bylo možné lépe klasifikovat data, která byla poté generována hmotnostním spektrometrem. Za tímto účelem byly použity tři kapilární kolony s vodíkem jako nosným plynem. Oddělené plyny byly poté zavedeny do hmotnostního spektrometru, kde byly atomy ionizovány a poté analyzovány. Spektrometr byl schopen provádět měření ve spektru od 2 do 146  u s rozlišením přibližně jednoho Mµ , přičemž bylo možné detekovat vzácné plyny až do 10 až 100 dílů na miliardu. Spektrometr měl několik přívodů plynu, které bylo možné v závislosti na situaci otevírat a zavírat: kanál pro přímé, nezpracované měření, tři konektory pro kapilární kolony plynového chromatografu a kanál pro přístroj ACP , takže se aerosoly shromažďovaly a zpracovávaly lze analyzovat.

Dopplerův experiment s větrem (DWE)

DWE byl použit k vyšetřování Titanových větrů a turbulencí. To bylo provedeno pomocí malého radaru, který měl velmi stabilní oscilátor, který generoval rádiové signály s frekvencí 10 MHz. Odchylka byla během celé tříhodinové mise pouze 14 mHz, což umožnilo vysoce přesné měření navijáku pomocí Dopplerova jevu . Dosažené rozlišení rychlosti bylo 1 mm / s. Systém byl aktivován, když nadmořská výška klesla pod 160 km a fungoval, dokud nenarazil na povrch. Vážil 1,9 kg, spotřeboval až 18 W elektrické energie (celkem 28 Wh během sestupu) a generoval 10 bitů dat za sekundu.

Huygens Atmosphere Structure Instrument (HASI)

Tento přístroj byl navržen ke studiu fyzikálních vlastností a složení atmosféry Titanu. Za tímto účelem měla čtyři nezávislé sady senzorů: senzor zrychlení (ACC), systém měření tlaku (PPI), dva měřiče teploty (TEM) a komplex pro stanovení vodivosti, formování vln a výšky nad zemí (PWA). HASI byl první systém, který byl aktivován; to už fungovalo z nadmořské výšky 1300 km - 10 minut před otevřením padáků. Kompletní přístroj vážil 6,3 kg, spotřeboval 15 až 85 W elektrické energie (celkem 38 Wh během sestupu) a dodával 896 bitů dat za sekundu.

Akcelerometr měřící zrychlení sondy ve všech třech osách s přesností na jedno procento a rozlišením méně než jedna mikro g . Systém měření tlaku sestával z kýlové sondy a tří tlakoměrů s rozsahy měření 0–400  hPa , 400–1200 hPa a 1200–1600 hPa. Dva platinové teplotní senzory fungovaly s přesností 0,5 K s rozlišením 0,02 K . Die vodivost atmosféry byla měřena dvěma snímači, které zkoumané vzájemné impedance a slabé elektrické střídavé napětí s přesností na 10 procent. To také umožnilo detekovat a měřit údery blesku v atmosféře. Další senzor měřil stejnosměrné elektrické napětí a vodivost přítomných iontů. K měření hluku byl použit mikrofon , který měl přesnost pět procent a byl schopen detekovat zvuky s tlakem vyšším než 10 mPa. Nakonec tu byl radarový výškoměr, který začal pracovat z výšky 60 km a měl rozlišení 40 m ve výšce 24 km. Přesnost je zde 1,5 dB.

Balíček povrchových věd (SSP)

SSP měl zkoumat povahu půdy Titanu přímo v místě přistání, přičemž byla rovněž učiněna opatření pro případné přistání v metanovém jezeře . Systém měl devět senzorových balíčků, aby bylo možné zkoumat širokou škálu povrchových vlastností. Všechny přístroje pro přímé měření byly namontovány na spodní straně sondy a měly buď přímý kontakt se zemí, nebo byly umístěny přímo nad ní. SSP vážil 3,9 kg, vyžadoval 11 W elektrické energie (celkem 30 Wh během sestupu) a produkoval v průměru 704 bitů dat za sekundu.

Ačkoli systém v podstatě pracoval přímo na povrchu, některé senzory byly aktivovány mnohem dříve během sestupu. To zahrnuje senzor zrychlení, který pracoval se dvěma piezo prvky k měření zrychlení během klesání a nárazu. Ta umožňuje vyvodit závěry o tvrdosti a hustotě povrchu v místě přistání. Senzor byl aktivován společně s inklinometrem ve výšce 153 km. Sklon byl stanoven pomocí trubice naplněné metanolem s platinovým víčkem. V závislosti na úhlu sklonu se mění kontaktní plocha s platinou a s ní i vodivost systému. To znamená, že lze určit úhly sklonu až 47 °. Z nadmořské výšky 120 km byla aktivována skupina několika keramických piezoelektrických prvků, které jsou podobné těm ze sonarových zařízení . Dva prvky fungovaly v režimu vysílání nebo příjmu k měření rychlosti zvuku , další byl navržen jako vysílač a zkoumal povrch pomocí ultrazvuku . Pokud by sonda přistála v metanovém jezeře nebo řece, mohl vysílač fungovat jako sonar a měřit rychlost proudění . Od výšky 18 km byly aktivovány teplotní senzory a refraktometr . Ten určuje optický index lomu povrchů a kapalin. Za tímto účelem dvě světelné diody vysílají světlo přes speciálně konstruovaný hranol směrem k zemi. Odražené světlo je poté směrováno na pole fotodiod za účelem stanovení indexu lomu.

Krátce před nárazem na povrch byly aktivovány zbývající senzory. To zahrnuje mimo jiné komplex pro stanovení tepelné vodivosti , teploty a tepelné kapacity půdy. K měření byly použity dva 5 cm dlouhé platinové dráty o průměru 10 a 25 um. Ty byly v přímém kontaktu s povrchem a byly napájeny. Z elektrického odporu lze potom vyvodit závěry o tepelných parametrech okolního materiálu. Dalším nástrojem je elektroda pro měření na elektrickou kapacitu půdy. Kdyby sonda přistála v jezeře, byla by schopna detekovat přítomnost polárních molekul. Posledními senzory byly dva spojené denzitometry, které dokázaly měřit hustotu materiálu pod Huygensem pomocí Archimédova principu .

Postup mise na Saturn

Vzlet a let ve vnitřní sluneční soustavě

Cassini-Huygens vzlétl 15. října 1997 v 8:43 UTC ze startovacího komplexu 40 na mysu Canaveral . Jako nosná raketa byl použit Titan IVB s kentaurským horním stupněm, který nejprve přenesl sondu na trajektorii ve směru Venuše rychlostí 8 km / s . To bylo nutné, protože raketa nedokázala generovat 15,1 km / s požadovanou pro přímý let (Titan IVB byl již v té době nejvýkonnějším nosným raketou). Sonda shromažďují další energii prostřednictvím dvou otočným by manévrů v dubnu 1998 a června 1999 , což vedlo ke zvýšení rychlosti až 13,6 km / s. Před vydáním na vnější planety provedla sonda 18. srpna 1999 další otočný manévr na Zemi, aby zvýšila rychlost na 19,1 km / s a ​​vydala směr k Jupiteru . Během celé minulé fáze mise byla anténa s vysokým ziskem namířena na slunce, aby fungovala jako tepelná ochrana citlivé elektroniky. Až 1. prosince 1999 byla intenzita slunečního záření dostatečně nízká na to, aby se anténa mohla znovu odvrátit od slunce. 23. ledna 2000 byl přiblížen asteroid (2685) Masursky , ale vzhledem k jeho malé velikosti a vzdálenosti přibližně 1,5 milionu km jej bylo možné vidět pouze jako malý bod na telecamerových obrázcích .

Porucha komunikačního systému

Během pátého rutinního testu sondových systémů v únoru 2000 se projevila masivní porucha v komunikačním systému Cassini. Test byl proveden pomocí systému hlubokého vesmíru na Zemi, který odeslal simulovaná data ze sondy Huygens do Cassini, z nichž 90 procent bylo poté ztraceno. Po několika měsících byla příčina konečně nalezena v přijímacím systému „detektoru bitové smyčky“, který nebyl schopen zpracovat Dopplerův jev . Ačkoli na první pohled měl přijímač dostatečnou šířku pásma, aby dokázal kompenzovat frekvenční posuny, toto se vztahovalo pouze na čistou nosnou vlnu, a nikoli na postranní pásma, která obsahovala modulovaný datový proud. Signál s daty byl proto z velké části mimo šířku pásma přijímače a byl ztracen. Tuto skutečnost nezaznamenala žádná z agentur zapojených během celé fáze vývoje a výstavby. Kvůli vysoké míře úsilí nebyl také proveden úplný test, který mohl chybu zjistit. Chyba nebyla zaznamenána ani v jiných funkčních testech, protože neexistovala žádná specifikace modulovaného datového proudu, který by bylo možné použít. Nakonec již nebylo možné přeprogramovat software tak, aby kompenzoval konstrukční chybu, protože k tomu mohlo dojít pouze před spuštěním sondy.

V prosinci 2000 bylo vyvinuto několik plánů na záchranu Huygensova podání, z nichž většina byla zaměřena na co největší snížení Dopplerova jevu, a tedy na přenesení větších částí postranních pásem do frekvenčního rozsahu přijímače. To by pak nakonec zvýšilo množství vyhodnotitelných dat. V červenci 2001 bylo rozhodnuto zvýšit průletovou výšku Cassini na Titanu, což by sondu zrychlilo méně silně. Ve srovnání s původním letovým plánem se tím snížila relativní rychlost vůči Huygensovi, čímž se snížil frekvenční posun v důsledku Dopplerova jevu, a tedy podstatně větší část postranního pásma s daty byla v šířce pásma přijímače. Nový plán vyžadoval nepřetržité úpravy trajektorie v příštích dvou letech.

Leťte Jupiterem

Po průchodu Zemí ( Gravity Assist v srpnu 1999) a oběžnou dráhou Marsu (koncem roku 1999) Cassini pokračovala v kurzu k Jupiteru . Z původně nákladních důvodů nebyla původně plánována žádná pozorování obří planety, což však vedlo k protestům zúčastněných vědců . Tvrdili, že fly-by k Jupiteru by bylo ideální pro kalibraci nástrojů a provádění měření s dosud nevídanou přesností. Návrhy byly nakonec přijaty a 1. října 2000 byly ze vzdálenosti 84,3 milionů km pořízeny první snímky telekamery .

Během příštích pěti měsíců dokázala Cassini doplnit vesmírnou sondu Galileo , která je také aktivní v systému Jupiter . Na rozdíl od původního plánu zkoumal hlavně měsíce . Kvůli vážnému defektu použitelné antény Galileo musely být všechna vědecká data přenášena daleko méně výkonnými anténami s nízkým ziskem, a proto Galileo zastavil většinu fotografických aktivit, protože vyžadovaly vysokou rychlost přenosu dat .

Během pobytu v systému Jupiter pořídila Cassini mnoho snímků Jupitera ve vysokém rozlišení a na nějakou dobu tak převzala část původních úkolů Galileo. V průběhu této části mise, což je nejvyšší rozlišení fotografie mozaika planety byla vyrobena z několika jednotlivých snímků (viz obrázek vpravo). Celkem bylo ze systému ISS pořízeno 26 287 snímků, přičemž k vyšetřování distribuce plynu v atmosféře Jupiteru bylo použito velké množství dostupných filtrů.

V polovině prosince měla Cassini příležitost vyfotografovat několik měsíců. 17. prosince však došlo k zásadnímu incidentu v oblasti reakčních kol , která řídila orientaci sondy v prostoru (viz Meziplanetární navigace ). Když bylo kolo číslo tři zrychleno z 50 na 208 otáček za minutu, aby se změnila jeho poloha, došlo u jeho ložisek k výraznému zvýšení teploty . Palubní počítač to interpretoval jako zvýšení tření a vypnul reakční kola, načež byla poloha regulována pomocí trysek . Jelikož to však spotřebovalo hodně paliva, byla přístrojová plošina deaktivována ze země od 19. do 27. prosince a pouze běh přístrojů nezávislých na poloze ( např.RPWS nebo MAG ) byl povolen. Když se kolo znovu rozběhlo, bylo zjištěno nerovnoměrné rozložení maziva . Tento problém však nakonec s prodloužením doby provozu zcela zmizel a vědecká pozorování mohla pokračovat podle plánu.

Během osmidenního odpočinkového období však byla promarněna příležitost pořídit snímky některých Jupiterových měsíců, takže byly možné pouze některé snímky Himálie . Mohli vyřešit malý měsíc na několik pixelů jen díky velké vzdálenosti 4,4 milionu km. Přesto to bylo mnohem lepší než předchozí nahrávky, které ukázaly Himalii pouze jako jednoduchý bod. Poprvé tak bylo možné určit prodloužený tvar a velikost (přibližně 120 km × 150 km). Přístroj MIMI také poprvé umožnil pořídit trojrozměrné záznamy magnetického pole Jupitera. 22. března pozorování Jupiteru skončilo a Cassini byla na cestě k Saturnu, kde měla začít primární mise.

Potvrzení teorie relativity

V létě roku 2002 bylo slunce přesně mezi Cassini-Huygensem a Zemí, což umožnilo testovat a měřit obecnou teorii relativity . To předpovídalo, že rádiový signál vyslaný na Zemi Cassini by měl mít delší tranzitní čas, než by člověk očekával v odpovídající vzdálenosti. Tento efekt, nazývaný Shapirovo zpoždění , se říká, že je způsoben silnou gravitací a souvisejícím zakřivením vesmíru . Vzhledem k tomu, že signál musí projít tímto „důlkem“ v časoprostoru , prodlouží se doba přechodu o několik zlomků sekundy ve srovnání s jinak téměř přímou přímou cestou. Toto zpoždění pak mohli určit také antény sítě Deep Space Network, které ještě jednou experimentálně potvrdily obecnou teorii relativity.

Primární mise na Saturn

Phoebe letěla kolem

S konečným korekčním manévrem kurzu se Cassini-Huygens otočil 1. července 2004 na oběžnou dráhu kolem Saturnu, čímž začala primární mise sond. Mnoho nástrojů byly aktivovány před tímto datem (první už v březnu) a 12. června byla Phoebe zkoumána na průletu . Sonda se přiblížila na Měsíc do 2 000 km a vytvářela v té době snímky nepřekonatelné kvality. Bylo nalezeno velmi staré nebeské těleso, které v zásadě sestává z ledu a je pokryto vrstvou tmavšího materiálu tlustého několik set metrů. Na povrchu Phoebe je velké množství impaktních kráterů , což někteří badatelé považují za známku toho, že Měsíc je pozdržením formování sluneční soustavy před asi 4,5 miliardami let. Některé krátery mají průměr až 50 km a masivně přetvořily povrch. Otočením Phoebe bylo možné zachytit celý povrch s velmi vysokým rozlišením až 12 m na pixel.

Let skrz prsteny

Na cestě k prvnímu průletu na Saturnu musel Cassini-Huygens preletět Saturnovými prstenci, což umožnilo pořizovat snímky jejich struktury ve velmi vysokém rozlišení zblízka. Tento manévr byl však kvůli nesčetným balvanům nebezpečný, takže byla namířena mezera mezi prstenci E a F , což bylo na obrázcích sond Voyager vidět jako prostor bez hmoty. Pokud by na obrázcích ISS byly viditelné překážky , dalo by se zvednout oběžnou dráhu, aby se tomu zabránilo. To by však mělo za následek další spotřebu paliva a nakonec by se ukázalo jako zbytečné. Během letu sondou se však otáčelo tak, že anténa s vysokým ziskem sloužila jako improvizovaný ochranný štít proti menším částicím. Prsteny byly primárně zkoumány pomocí přístrojů ISS a UVIS , které poskytly mnoho nových poznatků o struktuře a složení prstenů. Ty tedy nespočívaly primárně z ledu, jak se dříve předpokládalo, ale převážně z prachu, který je velmi podobný tomu na povrchu Phoebe. Kromě toho byla na okraji prstenců objevena neobvykle vysoká koncentrace atomového kyslíku . Vzhledem k tomu, že komponenty zevnitř narůstají a jsou mladší (podobně jako letokruhy na stromech), předpokládá se, že kyslík mohl pocházet ze srážky v lednu téhož roku.

Průlet kolem Saturnu a nové měsíce

Během prvního a nejbližšího průletu mise Cassini-Huygens proletěl kolem Saturnovy oblačné čáry ve vzdálenosti pouhých 18 000 km a poté znovu prošel kolem svých prstenců. Při hodnocení všech snímků bylo konečně možné identifikovat dva velmi malé a dosud neznámé měsíce Saturn , které byly prozatímně označeny jako „S / 2004 S1“ a „S / 2004 S2“. První měří v průměru 3 km, druhé 4 km. Oba měsíce jsou asi 200 000 km od Saturnu a jejich oběžná dráha je mezi mimy a Enceladem . Měsíce byly objeveny na snímcích s dlouhou expozicí, přičemž S / 2004 S1 byl pravděpodobně již nalezen během mise Voyager; podobný objekt byl pojmenován "S / 1981 S14" již v roce 1981. Měsíce byly později přejmenovány na Methone (S1) a Pallene (S2).

První průlet Titanu

26. října 2004 se uskutečnil první průlet kolem Titanu ve vzdálenosti 1174 km. Povrch byl zachycen s úrovní přesnosti, která byla dříve nedosažitelná. K pozorování bylo použito 11 z 12 přístrojů, přičemž softwarová chyba v CIRS zabránila podrobnějšímu zkoumání v infračerveném spektru. Záznamy radarového systému byly obzvláště zajímavé, protože povrch je obtížné zkoumat pomocí optických přístrojů kvůli husté atmosféře titanu. Během průletu bylo možné zachytit přibližně jedno procento povrchu s rozlišením až 300 m na pixel. V kombinaci s dalšími nástroji lze povrch titanu charakterizovat jako relativně mladý a lze pozorovat také dynamické procesy. To bylo považováno za známku tekoucích, možná organických materiálů. Existovaly také důkazy, které naznačovaly přítomnost ledovců a jezer. Během průletu byla pravděpodobně objevena ledová sopka (viz obrázek vpravo).

Huygensova mise

Oddělení a výletní let

Mise Huygens začala oddělením od Cassini 25. prosince 2004 ve 3:00 středoevropského času . Tři malé výbušné nálože úspěšně oddělily Huygens a zrychlily sondu na 0,35 m / s (vzhledem k Cassini) při otáčení 7,5 otáčky za minutu. Měření rotace umožňovalo pouze slabé směrované magnetické pole sondy. To bylo možné zaznamenat vysoce citlivým magnetometrem od Cassini, ačkoli Huygens by neměl být magnetický, aby nerušil tento nástroj. Magnetické pole si všimli až po jeho dokončení a bylo tak slabé, že nebylo klasifikováno jako kritický problém mise. Dvanáct hodin po oddělení Cassini vyfotografovala Huygensa s telekamerou ISS, která po podrobném průzkumu potvrdila, že sonda je ve správném směru. Podle letového plánu by měl Huygens dosáhnout Titanu do 20 dnů po oddělení.

Přistání na Titanu

Dvacet dní po oddělení, 14. ledna 2005, začala Huygensova vědecká mise. V následujícím jsou události uvedeny v chronologickém pořadí ( SEČ ) (všechny časy se týkají času příjmu na Zemi; vzhledem k času přenosu signálu 67 minut po příslušné události). Huygens poslal všechna data získaná bez prodlení rychlostí 1 až 8 kbit / s do Cassini, kde jsou dočasně uložena, aby je bylo možné přenášet na Zemi ve dnech po skončení mise Huygens.

06:51

Interní hodiny aktivovaly elektroniku sondy a uvedly vysílače do režimu nízké spotřeby, aby počkaly na zahájení přenosu dat.

11:13

Huygens vstoupil do atmosféry Titanu ve výšce 1270 km.

11:17

Sonda klesla pod rychlost 400 m / s, což vyvolalo otevření prvního padáku ve výšce kolem 180 km. To odřízlo horní tepelný štít kvůli jeho odporu a hlavní padák se rozložil o 2,5 s později.

11:18

Ve výšce asi 160 km byl odříznut velký spodní tepelný štít. To umožnilo aktivovat DISR , který nyní měl jasný pohled dolů a vytvořil první obrázky a spektra.

11:32

Hlavní padák se oddělil ve výšce asi 125 km, poté se rozvinul třetí a poslední padák.

11:49

Ve výšce 60 km byl aktivován radarový výškoměr HASI , což umožnilo palubnímu počítači společnosti Huygens přijímat další rozhodnutí na základě nadmořské výšky, místo aby byly ovládány vnitřními hodinami.

12:57

GCMS byl poslední přístroj aktivován.

13:30

Lampa DISR byla aktivována, aby po bezprostředním přistání získala z povrchu dobrá spektra.

13:34 (± 15 min)

Huygens úspěšně přistál na povrchu Titanu rychlostí 17 km / h. Teplota byla -180 ° C, tlak 146,7 kPa.

15:44

Huygens ztratil kontakt s Cassini, protože došlo ke ztrátě zorného pole. V tom okamžiku Huygensova mise skončila.

16:14

Cassini nasměroval svou anténu zpět na Zemi a vyslal první data.

Výsledek

Během kontroly přijatých dat od společnosti Huygens byla odhalena další technická chyba: přijímací systém Cassini zaznamenal pouze data z kanálu B. Huygens měl dva redundantní vysílače (kanály A a B), z nichž každý přenášel všechna shromážděná naměřená data s časovým zpožděním. Z této nadbytečnosti však byly vyloučeny dva experimenty: Dopplerův experiment s větrem (DWE) pro měření rychlosti větru a obrazová data z DISR . Měření přístrojem DWE by mělo být prováděno na palubě Cassini a prostřednictvím sítě VLBI na Zemi. Za tímto účelem použil přístroj vysoce stabilní oscilátor vysílače kanálu A. Vzhledem k tomu, že na tomto kanálu nebyla přijata žádná data, nebyla Cassiniho měření možné. Ačkoli bylo možné rekonstruovat rychlosti větru z dat ze sítě VLBI, byly mnohokrát nepřesnější než plánovaná měření Cassini. Přístroj DISR na druhé straně střídavě přenášel obrazy získané na kanálech A a B, protože množství dat by bylo příliš velké na to, aby bylo možné je odesílat redundantně. Po přijetí proto byla polovina z 1215 snímků ztracena. Selhání aktivace přijímače kanálu A bylo způsobeno programovací chybou, za kterou byla odpovědná ESA. Další problém se týkal slunečního senzoru, který nebyl schopen detekovat slunce kvůli neočekávané rotaci dozadu. Zpočátku tedy nebylo možné určit, kterým směrem se kamery dívají a kde přesně se nachází Huygens. Pomocí rozsáhlých rekonstrukcí však bylo možné stanovit potřebné parametry dva měsíce po přistání s přesností asi 5 °.

Během mise bylo shromážděno a přeneseno 474 Mbit dat za 3:44 hodiny, z toho 606 obrázků. Bylo zjištěno, že měsíční atmosféra se skládá hlavně z dusíku a metanu , přičemž koncentrace metanu stoupá s klesající nadmořskou výškou. Ve výšce 20 km byly objeveny mraky metanu, které se poté dostaly na zem v podobě mlhy. Izotop argon-40 byl také detekován v atmosféře , což naznačuje vulkanickou aktivitu. To však nevede k vyhození lávy jako na Zemi, ale spíše k erupci vodního ledu a amoniaku . Překvapivě nebyly nalezeny žádné izotopy typu Argon-36 a Argon-38, které pocházejí z počátků sluneční soustavy. Z toho vyplývá, že Titan musel ve své historii alespoň jednou ztratit celou atmosféru. Jak se dalo očekávat, vzácné plyny krypton a xenon byly vzácné , protože jsou vázány v aerosolech a transportovány na zem. Vyhodnocení molekul dusíku ukázalo, že atmosféra Titanu musela být v minulosti pětkrát hustší. Za ztrátu jsou mimo jiné odpovědné tři odplyňovací vlny : první se odehrála při formování měsíce, druhá zhruba před dvěma miliardami let (zhutňující silikátové jádro generovalo velké množství tepla) a poslední asi 500 milionů před lety, kdy v plášti titanu byly proudy proudění . Měření větru ukazovala rychlost asi 35 m / s ve výšce asi 60 km, přičemž větry se s klesající výškou staly pomalejšími, až se nakonec zastavily pod výškou 10 km. Směr větru byla konstantní „východní“ až do tohoto 10 kilometrů, ale ukázalo se velmi rychle na „západ“, když to spadlo pod touto hranicí. Proudy v atmosféře nejsou způsobeny změnou slunečního záření, jako je tomu na Zemi, protože jejich intenzita je kvůli mnohem větší vzdálenosti asi stokrát nižší než na Zemi. Na oplátku, Saturnův gravitační vliv na Titanu je 400 krát silnější než u Měsíce na Zemi, vytváří odliv a proudění mechanismus v atmosféře .

Díky velkému počtu obrazů v kombinaci se zobrazovacími spektry a radarovými měřeními se Huygens mohl hodně naučit o povrchu titanu, což bylo do té doby díky husté atmosféře stěží možné. Povrch byl tmavší, než se očekávalo, kvůli usazeninám organické hmoty a půda, na které sonda přistála, připomínala mokrý písek nebo jíl na zemi. Látka se skládá hlavně ze znečištěné vody a uhlovodíkových ledů. Teplo sondy způsobilo krátce po přistání malá ohniska metanu vázaného v zemi pod sondou. Snímky z bočně vypadající kamery (SRI) ukazovaly ploché letadlo se štěrkovitými tělesy o průměru 5 až 15 cm. Během sestupu DISR pořídil velkolepé snímky povrchu Titanu, zejména krátce před přistáním, kdy byla překročena velká část oparové a oblačné vrstvy. Reliéf ukázal různé útvary, včetně hor, údolí a také dun, které jsou až na 1500 km dlouhé. Bylo také nalezeno mnoho kanálů, které spolu se zaoblenými tvary kamenů na povrchu a konzistencí půdy naznačují erozi tekutinami. Methanu byla na počátku přidělena primární role, což se nakonec potvrdilo. Na Titanu je neustálý metanový cyklus s deštěm, řekami a jezery, který je zodpovědný za erozi reliéfu.

Video sestupu

Následující video ukazuje Huygensův sestup z pohledu nástroje DISR , přičemž některá data pocházejí také z jiných nástrojů. Čas se zrychlil 40krát před nárazem a 100krát po nárazu.

Dráha sondy a její fotografické obrazy jsou zobrazeny v centrálním zorném poli. Barevné překryvy ukazují, že záznam byl proveden barevně označeným nástrojem (vpravo) v odpovídající oblasti obrazu. Na začátku videa jsou pro orientaci krátce zobrazeny hlavní body a přistávací zóna.

V levém horním rohu je zobrazen stav Huygensa ohledně padáků a tepelného štítu a stupnice pro srovnání s člověkem. Trajektorie sondy je zobrazena vlevo dole (pohled z jihu), stejně jako směry ke Cassini (modrá) a slunci (červená). Je také zobrazena stupnice Mount Everestu . V pravém dolním rohu je zobrazen směr pohledu na Cassini (modrá), na slunce (červená) a boční kameru (SRI, zelená). Vpravo nahoře jsou hodiny UTC a časovač mise.

Vpravo jsou zobrazena různá data a aktivity. Blikání příslušného barevného bodu znamená záznam příslušně přiřazeného nástroje. Zaznamenaná oblast je také označena stejnou barvou v centrálním zorném poli. Barevné body označené malým doplňkovým růžovým čtvercem vpravo dole označují, že přiřazený nástroj se dívá nahoru místo dolů.

Další informace jsou akusticky integrovány do stereofonního zvukového výstupu. Levý zvukový kanál zobrazuje rychlost Huygensovy rotace s její frekvencí, kliknutí znamená dokončení rotace. Pravý kanál zobrazuje události ve sběru dat. Frekvence šumu pozadí je spojena se silou signálu Cassini, jednotlivé vyzváněcí tóny označují aktivitu nástroje. Každému nástroji je přiřazena určitá tónová frekvence, čímž se analogicky k seznamu nástrojů vpravo dále snižuje.

Historie mise 2005

Po skončení mise Huygens sonda Cassini prošla kolem měsíce Enceladus 17. února 2005 v nadmořské výšce 1577 km . Rozlišení obrazů desetkrát překročilo rozlišení sond Voyager. Ve své době už byli schopni určit, že Měsíc odráží hodně světla a téměř nemá tmavé oblasti. Důvodem byly spektrální analýzy provedené Cassini: Měsíc je zcela pokryt ultračistým vodním ledem, který není vůbec kontaminovaný. Na tomto ledovém příkrovu se vytvořily kanály a vyvýšeniny, jejichž vzor se podobá těm na Evropě a Ganymedu ; malý počet a velikost impaktních kráterů však naznačuje poměrně mladý měsíc. Při druhém průletu 9. března bylo také možné detekovat magnetické pole a atmosféru. Protože Enceladus nevyvíjí dostatečnou gravitaci, aby trvale udržel atmosféru, musí existovat zdroj, který nepřetržitě dodává plyn. Proto se předpokládalo, že na Měsíci musí existovat nějaká forma vulkanické činnosti.

10. května JPL oznámila, že by mohl být objeven nový měsíc, který dočasně dostal označení „S / 2005 S1“ a později byl přejmenován na Daphnis . Pomocí kamery NAC byl měsíc nalezen v mezeře v A-prstenci, kde bylo takové tělo po nějakou dobu podezřelé. Daphnis má průměr asi 7 km a hmotnost asi 80 miliard tun a obíhá kolem Saturnu ve vzdálenosti až 136 500 km. Gravitace měsíce způsobila vznik vln na okraji prstenců, které jej obklopují. Vlny rychlejších částic ve vnitřním prstenci běží před Měsícem, pomalejší vlny ve vnějším prstenci běží za ním.

11. července Cassini prošel kolem měsíce Hyperion ve vzdálenosti asi 10 000 km a nahrával s kamerou NAC s rozlišením až 1 km. Měření hustoty ve srovnání s povrchem naznačují, že asi 40 procent vnitřku měsíce je dutých.

29. července bylo oznámeno, že průlet Enceladus 14. července našel jasné známky aktivního vulkanismu. To je založeno hlavně na objevu lokalizovaných mraků vodní páry a hotspotů , zejména na jižním pólu měsíce. Plyny generované sopečnými procesy kompenzují pomalé odpařování atmosféry do vesmíru. Atmosféra se skládá hlavně ze 65 procent vodní páry a 20 procent molekulárního vodíku, zbytek tvoří v podstatě oxid uhličitý . Kosmický prachový analyzátor navíc měřil velmi vysokou koncentraci částic v atmosféře. Ukázalo se, že to byl primární zdroj pro Saturnův E-kroužek.

Poté, co Cassini 24. září minula Tethys a vyfotografovala dříve neznámý jižní pól, o dva dny později letěla velmi blízko (asi 500 km) kolem Hyperionu. Podrobné snímky ukázaly jedinečnou povrchovou strukturu podobnou houbě, jejíž vývoj zatím není vysvětlen. Zvláště zajímavý je černý materiál nacházející se v mnoha měsíčních kráterech, jako je například velký impaktní kráter o průměru 120 km. Pozoruhodná je také zcela nepředvídatelná chaotická rotace, která je pro Měsíc ve sluneční soustavě jedinečná.

Průběh mise 2006

1. března bylo oznámeno, že po důkladné analýze dat Cassini a Huygens byl v atmosféře Titanu nalezen zdroj metanu. Spočívá ve vodním ledu bohatém na metan, který vytváří kůru nad oceánem kapalné vody a amoniaku . Tento led byl částečně roztaven ve třech fázích odplyňování, aby mohl metan uniknout do atmosféry. Teplo potřebné k tomu pochází z jádra měsíce, kde některé radioaktivní prvky svým rozpadem poskytovaly dostatek tepla pro generování konvekčních proudů uvnitř čas od času, které nakonec transportují toto teplo na povrch, kde roztaví led.

V březnu a dubnu vyšetřování prstenů vedlo k výsledku, že A-prsten obsahoval o 35 procent více částic a fragmentů, než se původně předpokládalo. To je způsobeno skutečností, že průhlednost prstence do značné míry závisí na pozorovacím úhlu. V tomto prstenci byly také indikace až 10 milionů velmi malých měsíců, takzvaných „měsíčků“, které jsou velké přibližně 100 m. Mohli osvětlit, jak vznikly prstence Saturnu.

4. května bylo oznámeno, že tmavé oblasti dříve interpretované jako oceány v rovníkových oblastech Titanu jsou ve skutečnosti písečné duny. To byl výsledek studií s radarovým systémem Cassini. Struktura těchto dun je velmi podobná struktuře na Zemi (viz obrázek vpravo). Byly vytvořeny kombinací silných slapových účinků Saturnu a pomalého větru poblíž země.

Během průletu 22. července bylo pomocí radarového systému objeveno několik metanových jezer kolem severního pólu Titanu. S vysokou mírou pravděpodobnosti je lze identifikovat jako zdroj uhlovodíků v atmosféře, čímž se dosáhne důležitého cíle mise. Jezera mají průměr od 1 do 100 km.

19. září JPL oznámila, že během pozorování o dva dny dříve byl objeven nový prsten Saturn . To bylo provedeno, když Saturn dosud nejdelší dobu (12 hodin) zakrýval slunce, přičemž prstence byly extrémně jasně osvětleny bez přímého slunečního záření, které přetížovalo nástroje Cassini. Nový prsten se nachází v oblasti prstenců E a G a shoduje se s oběžnými drahami Janus a Epimetheus . Astronomové proto předpokládají, že dopady meteoritů na tyto měsíce jsou zdrojem částic prstence. Vzhledem k dlouhé době pozorování bylo také možné nepochybně prokázat, že ledové částice unikající z Enceladu migrují do E-prstence Saturnu a významně se tak podílejí na jeho tvorbě.

11. října JPL oznámila, že objevila významné změny ve struktuře nejvnitřnějšího kruhu, D-kruhu. Měl několik světlých míst, kde došlo k vertikálnímu zkreslení. Rovněž jsou patrné pravidelné intervaly mezi poruchami, ke kterým dochází přibližně každých 30 km. Pravděpodobně byla tato zkreslení struktury prstence způsobena srážkou s meteoritem nebo malým měsícem. Hubbleův vesmírný dalekohled byl schopen vnímat změny ve struktuře D-prstence již v roce 1995 a v kombinaci s daty Cassiniho datoval čas kolize do roku 1984.

9. listopadu bylo oznámeno, že Cassini objevila mimořádnou bouři při letu kolem jižního pólu Saturnu. Má jasně definované oko, kolem kterého krouží vysoké hory mraků. Jeho struktura tedy připomíná hurikán na Zemi. Bouře dosahuje rychlosti 550 km / h, v průměru měří přibližně 8000 km a mraky věže dosahují výšky až 75 km. Na rozdíl od hurikánů na Zemi se bouřkový systém nepohybuje, ale zůstává na jižním pólu nehybný.

12. prosince JPL oznámila, že na Titanu byla nalezena horská formace s dosud nejvyšší horou měsíce. Formace byla objevena pomocí radarového a infračerveného systému a je téměř 150 km dlouhá a 30 km široká. Díky vysokému rozlišení až 400 m na pixel bylo možné rozpoznat také struktury, které se podobají lávovým proudům. Vrcholy masivu stoupají až k 1,5 km na oblohu a na jejich vrcholcích jsou pokryty několika vrstvami organického, bílého materiálu, kterým by mohl být metanový sníh.

Historie mise 2007

Možné vysvětlení gejzírů na Enceladu bylo vydáno 12. března. Teplo potřebné pro jejich vznik prý pochází z relativně krátkých radioaktivních izotopů hliníku a železa , o nichž se říká, že krátce po svém vzniku před několika miliardami let podstatně zahřály jádro Měsíce. Později se říká, že více radioaktivní prvky s dlouhou životností a obrovské slapové síly Saturnu udržovaly jádro teplé a tekuté. To podporuje objev molekul z fontán, které mohou vznikat pouze při vysokých teplotách (až 577 ° C). Tento model (běžně označovaný jako „horký start“) a měření provedená Cassini také naznačují, že pod povrchem Měsíce je kapalná voda a široká škála organických sloučenin, které by mohly také vést k životu.

8. května bylo oznámeno, že tryskové proudy na Saturnu budou poháněny velkými bouřkami v atmosféře. Zpočátku se předpokládalo, že jde o pravý opak, a to, že tryskové proudy vytvoří bouře. Dlouhodobá pozorování trvající několik hodin však ukázala, že bouře vydávají impulsní energii větrům na jejich vnější hranici. To také vysvětluje, proč střídavý vzorec západních a východních proudících proudů může zůstat stabilní po dlouhou dobu.

14. června bylo oznámeno, že měsíce Tethys a Dione jsou s největší pravděpodobností geologicky aktivní, na rozdíl od předchozích znalostí. Toto zjištění bylo provedeno sledováním ionizovaných plynů ze Saturnových prstenů. Výpočty ukázaly, že velká množství této plazmy pocházejí ze dvou měsíců, takže musí mít určitou formu geologické aktivity, možná dokonce vulkanismu, která způsobuje uvolňování plynů.

Během těsného průletu (nadmořská výška 1640 km) Iapetem poskytla Cassini stovky obrazů jeho povrchu ve vysokém rozlišení. Zvláště zajímavý byl 20 km vysoký horský kruh, který zahrnuje velkou část měsíčního rovníku. Tento prsten existuje od vzniku měsíce, kdy se Iapetus stále velmi rychle otáčel, a tak se hromadí kameny kvůli vysokým odstředivým silám na rovníku. Avšak vzhledem k rychlému rozpadu radioaktivních izotopů hliník-26 a železo-60 se teplota jádra a kůry rychle snížila, což způsobilo ztuhnutí horského prstence, ještě předtím, než slapové síly Saturnu snížily rychlost otáčení, takže což by se při vyšších teplotách vyrovnalo. Díky absenci geologických procesů a erozi se prsten do značné míry zachoval dodnes, několik miliard let po svém vzniku.

10. října bylo oznámeno, že ledové částice vymrštěné Enceladem, jak se dříve předpokládalo, pocházejí z gejzírů v teplých štěrbinách na jeho povrchu. Říká se jim tygří pruhy, protože na obrázcích připomínají vzor tygří kůže . Tyto pásy jsou nejteplejšími místy na Enceladu s teplotou až 90 K (povrchová teplota kolem 75–80 K), takže led a plyny jsou dostatečně zahřáté, aby unikly do atmosféry a později do vesmíru.

Předpoklad, že v blízkosti Saturnových prstenců existuje velké množství malých měsíců (tzv. „Měsíčků“), byla potvrzena zprávou z 24. října. První byly nalezeny v A-kroužku kvůli jejich vrtulovité struktuře. Jedná se o prstencový materiál, který byl koncentrován před a za nimi gravitací malých měsíců. Tyto „vrtulové listy“ jsou dlouhé přibližně 15 km. Jak měsíce samotné vznikly, dosud nebylo s jistotou objasněno; člověk má podezření na kolize s jinými nebeskými tělesy a rozbití kvůli silné gravitaci Saturnu .

12. prosince bylo oznámeno, že Saturnovy prsteny budou pravděpodobně mnohem starší, než se dříve myslelo. Předchozí pozorování Hubbleovým kosmickým dalekohledem a sondami Voyager naznačovaly, že byly vytvořeny asi před 100 miliony let, zatímco měření pomocí přístrojů Cassini ukazují, že prstence jsou staré asi 4,5 miliardy let. Dalo by se také pozorovat formu recyklace v prstencích: existující malé měsíce se rozpadají stále více a dále, a tak poskytují materiál pro prstence, kde se pak znovu shlukují a tvoří se nové měsíce.

Historie mise 2008

6. března bylo oznámeno, že měsíc Rhea bude první svého druhu, který bude mít alespoň jeden svůj vlastní prsten. Nalezený prsten se skládá z mnoha fragmentů a má průměr několik tisíc mil. Další prstenec prachu může být až 5900 km od středu Měsíce. Nález potvrzuje matematické modely, podle nichž by bylo možné prsten. Magnetosférický zobrazovací nástroj poskytl nejpřímější vodítko při blízkém průletu v roce 2005. Při průletu nadmořskou výškou množství dopadajících elektronů rychle a výrazně pokleslo , takže musela být přítomna hmota, která chránila přístroj. Když se stejný účinek znovu objevil na druhé straně Rhea ve stejné vzdálenosti, rychle padlo podezření na existenci prstenu kolem Měsíce, protože Uranovy prsteny již byly nalezeny podobným způsobem. Za zdroj úlomků a prachu se považuje kolize s velkou kometou nebo asteroidem, jak se to stalo mnoha měsícům v systému Saturn. Teorie prstenů byla vyvrácena od srpna 2010, protože na fotografiích nelze najít žádnou.

20. března bylo oznámeno, že pod kůrou Titanu může být oceán voda / amoniak . To je považováno za příčinu mírné změny v rotaci měsíce. Tato změna byla detekována radarovým změřením přibližně 50 jedinečných orientačních bodů, které se ve srovnání s předchozími měřeními posunuly o 30 km od jejich očekávané polohy. Podle odpovědných vědců může dojít k tak silnému pohybu, když je Titanova kůra oddělena od jádra. Oceán v hloubce asi 100 km pod kůrou způsobuje toto oddělení. Kromě toho by měl být bohatý na organické sloučeniny, což ho činí zvláště zajímavým pro astrobiology.

6. června bylo oznámeno, že dochází ke srážkám malých měsíců (tzv. „Měsíčků“) s toroidem v Saturnově F-prstenci, což může vysvětlit jeho časté změny během krátké doby. Podle současného stavu vědy je to jediné místo ve sluneční soustavě, kde ke kolizím dochází každý den. Záznamy, na nichž jsou tyto znalosti založeny, byly pořízeny v letech 2006 a 2007.

30. července NASA potvrdila, že alespoň jedno z jezer objevených na Titanu je naplněno kapalnými uhlovodíky. Díky tomu je Měsíc na prvním místě ve sluneční soustavě po Zemi, kde byly detekovány kapaliny. V průběhu více než 40 průletů bylo také zjištěno, že zde není žádný globální oceán, jak se často předpokládalo před misí, ale spousta jezer rozložených po celém povrchu. Objev také ověřuje předpoklad uzavřeného metanového cyklu na Titanu, který je velmi podobný vodnímu cyklu na Zemi.

13. října bylo oznámeno, že na severním pólu Saturnu byla nalezena další velká bouře. Mrakové formace lze vidět pouze na pozadí vnitřního tepla Saturnu, a proto lze pro pozorování použít pouze přístroje s infračervenými detektory. Bouře se otáčí rychlostí 530 km / h a je obklopena strukturou ve tvaru šestiúhelníku, která se navzdory této vysoké rychlosti nezdá, že by se hýbala. Další snímky z jižního pólu však naznačují, že místní bouře táhnou prudké bouřky ve spodních vrstvách atmosféry.

Podle publikace ze dne 12. listopadu byla na severním pólu Saturnu objevena forma polární záře, jedinečná ve sluneční soustavě. Vyzařuje v infračerveném spektru a pokrývá velmi velkou oblast, aniž by vykazoval strukturu složenou z několika jednotlivých prstenů polární záře (koróna). Navíc podle předchozích modelů by tato Aurora neměla existovat. Nachází se v oblasti od 82 ° severně k pólu a je ve slepé oblasti Hubblova dalekohledu pro infračervená pozorování. Na rozdíl od hlavní polární záře Saturnu, která vyzařuje v ultrafialovém spektru, není její velikost konstantní. Mění se vysokou rychlostí a na krátkou dobu může dokonce úplně zmizet. Tato překvapivá pozorování ukazují, že Saturnovo magnetické pole ještě není plně pochopeno a má některé speciální neobjevené vlastnosti.

Další informace o geologické aktivitě Enceladus byly zveřejněny 15. prosince. Nejnovější snímky s vysokým rozlišením ukazují, že ledový povrch se mění, zejména na jižním pólu, kde se nacházejí ledové gejzíry, které zásobují a udržují nový prsten E-prstence Saturnu . Ledové masy se chovají poněkud jako tektonické desky na Zemi a jsou tlačeny všemi směry od jižního pólu. Tento fenomén, který také vytváří tzv. Tygří pruhy, je srovnatelný se středoatlantickým hřebenem . Zdroj energie pro tyto pohyby nebyl dosud s jistotou stanoven, ale generované vzorce naznačují podobný mechanismus tepla a konvekce jako na Zemi. Tým pro vyhodnocení obrazu byl také schopen určit, že ledové gejzíry nejsou časem stabilní. Předpokládá se, že jsou ucpané kondenzovanou vodou a poté pokryty padajícím ledem. V důsledku uzavření se pak vytvoří tlak, který se vypouští při tvorbě nových gejzírů.

Historie mise 2009

29. ledna NASA potvrdila, že alespoň některé z tmavých oblastí na jižním pólu Titanu jsou ve skutečnosti jezera naplněná uhlovodíky. To bylo odvozeno od změn za posledních několik let. Pozorované oblasti několikrát změnily svoji hodnotu albeda, což se připisuje skutečnosti, že se jedná o jezera, která jsou naplněna deštěm a poté se znovu vypařují. Bylo také zjištěno, že tento odpařovací účinek nemůže dostatečně zásobovat atmosféru metanem, proto musí existovat i jiné zdroje. S přihlédnutím k předchozím pozorováním se nyní předpokládá, že existují podzemní zásobníky metanu. Mezitím byl celý povrch Měsíce zaznamenán také pomocí nástroje ISS, díky čemuž je mnohem snazší najít další jezera porovnáním snímků.

24. června bylo oznámeno, že prvek sodík byl nalezen v E-prstenci Saturnu pomocí analyzátoru kosmického prachu vyvinutého v Německu . Vzhledem k tomu, že materiál prstence (primárně vodní led) pochází z gejzírů na Enceladu, bylo možné vyvodit určité závěry o jeho vnitřním fungování. V dnešní době (od roku 2010) se předpokládá, že pod jejím povrchem musí existovat alespoň jeskyně s kapalnou vodou. To je jediný způsob, jak vysvětlit relativně velké množství detekovaného sodíku, protože by to nebylo možné pomocí přímé sublimace. Musela být uvolněna z měsíční skály pomalým vymýváním tekutou vodou. Kromě toho byly v materiálu prstence detekovány také uhličitany (včetně sody ), což podporuje hypotézu globálního oceánu pod povrchem Enceladus, jak to předpovídaly odpovídající modely. Vzhledem k mírně zásaditému pH roztoku existují také příznivé podmínky pro tvorbu prekurzorů v kapalné vodě. Další výzkumný tým na misi však zdůrazňuje, že přímá měření emitovaného materiálu Enceladem dosud nenalezla žádné soli. To naznačuje, že sodík neuniká periodicky propukajícími gejzíry, ale pomalejšími, menšími a stabilními vývody.

Výzkum byl zahájen 22. července a podporoval teorii kapalné vody pod povrchem Enceladus. Konkrétně během průletu 8. října 2008 byl pomocí přístroje INMS v proudech ledu a vody jasně detekován amonium. Amoniak mimo jiné působí jako silné nemrznoucí činidlo , takže voda s ním smíchaná zůstává kapalná při teplotách až 176 K. Vzhledem k tomu, že na „tygřích pruzích“ byly měřeny teploty 180 K a více, je tekutá voda pod povrchem opět pravděpodobnější.

Kvůli postupné degradaci osmi primárních motorů řízení polohy byly vypnuty a aktivovány sekundární motory. Proces trval celý týden v polovině března, což znamenalo, že vědecká pozorování byla možná jen v omezené míře.

21. září bylo oznámeno, že na rozdíl od dřívějších předpokladů nejsou prstence Saturnu ploché, ale spíše mají jasně trojrozměrný profil. Tyto znalosti byly získány během rozsáhlého pozorovacího programu kolem 11. srpna, kdy byly prsteny během rovnodennosti osvětlovány sluncem v úhlu 0 ° (tj. Přesně ze strany). Tímto způsobem by bylo možné měřit dříve zjištěné nesrovnalosti také s ohledem na jejich výšku. V hlavních prstencích, jejichž výška byla dříve odhadována na přibližně 10 m, byly objeveny horské útvary vysoké až 4 km. Byly objeveny ještě rovnoměrnější a delší útvary, které se zvedají jako stěny až 3 km nad rovinou prstence. Kvůli prakticky neexistujícímu slunečnímu záření klesla teplota A-prstence na 43 K, což je nové rekordní minimum, takže jsou možné další závěry o materiálech a termodynamice.

Podle JPL bylo nejzajímavějším objevem roku 2009 speciální modulace rádiových signálů emitovaných Saturnem v rozsahu kilometrů (až 300 kHz). Když byla doba rotace planety extrapolována z rádiového záření magnetosféry za posledních několik let, bylo zjištěno, že výsledky byly daleko od výsledků z jiných pozorování: každých deset minut by došlo k odchylce 30 sekund. Kromě toho se tato odchylka neustále měnila a byla také závislá na zeměpisné šířce. Z toho lze vyvodit závěr, že magnetické pole Saturnu, které generuje kilometrové záření, není „spojeno“ s vnitřkem planety, a je proto odděleno od rotace. Pozorovatelná modulační období na severu jsou navíc kratší než na jižní polokouli. Jednou z příčin je podezření na vodivost jižní polokoule, která je ovlivněna slunečním zářením.

V průběhu roku bylo možné identifikovat také dva různé typy mraků, které jsou spojeny s bouřkami na Saturnu. Na jedné straně jsou relativně jasné mraky amoniaku a na druhé neobvykle tmavé mraky, které silně absorbují světlo ve viditelném a infračerveném spektru. Přítomnost ledu s amoniakem již byla podezřelá, ale jen jasné mraky bouřek to mohly potvrdit. Podle analýz temné mraky obsahují velké množství uhlíku, který je tvořen z methanu teplem blesků pomocí pyrolýzy .

Historie mise 2010

Mapa teplotního rozložení Mimas vytvořená přístrojem CIRS v březnu vedla k překvapivému objevu. Schéma rozložení teploty na Měsíci je velmi podobné Pac-Manovi , postavě ze stejnojmenné videohry z roku 1980. Ve skutečnosti se očekávalo, že se teplota bude měnit v plynulých přechodech a dosáhne maxima brzy odpoledne. Místo toho oblast podobná Pac-Manovi vyvrcholila brzy ráno (92 K, oproti 77 K na většině zbytku povrchu). Herschel kráter je také podstatně teplejší při 81 K a může být viděn jako bod v Pac-Man úst. Tento teplotní rozdíl lze vysvětlit okraji kráteru, které jsou vysoké až 5 km. Stěny udržují teplo v kráteru déle. Příčina „distribuce teploty Pac-Mana“ však zůstává zcela nevysvětlitelná. Někteří planetologové mají podezření, že za to mohou hmotné rozdíly na povrchu. V chladných oblastech by starý hustý led rychle odváděl teplo do nitra měsíce, zatímco mladá práškovitá vrstva v některých oblastech by mohla snížit tepelnou vodivost izolací. Důvody tohoto nerovnoměrného rozdělení zahrnují zbytky meteoritů a gravitační vliv Saturnu.

Podrobnější výsledky o vnitřním fungování Titanu byly zveřejněny 11. března. Velké množství gravitačních měření vedlo k závěru, že v hloubkách větších než 500 km existuje směs horniny a ledu. To znamená, že vnitřek měsíce se nikdy nijak zvlášť nehřeje, protože by to v průběhu času vedlo ke vzniku jasně definovaných oblastí podobných zemské kůře . Povrch Titanu je tedy homogenní pouze do hloubky přibližně 500 km, protože tuto oblast tvoří téměř výhradně čistý led. Ačkoli tyto objevy nepotvrzují předpoklad oceánu pod měsíčním povrchem, zůstávají věrohodné.

14. dubna NASA zveřejnila první video bleskových útoků na jinou planetu (Saturn). Tyto záznamy nebyly možné až do tohoto bodu, protože planeta byla příliš jasná i na noční straně, protože prstence odrážely velké množství světla. Avšak vzhledem k aktuální poloze planety ve vztahu ke slunci je tento odraz výrazně snížen, takže blesk lze nyní detekovat také opticky. Měření odhalila, že blesky jsou přinejmenším stejně silné jako největší svého druhu na Zemi. Bouře, ve kterých se vyskytují, jsou relativně vzácné (obvykle jen jedna po druhé na celém povrchu), ale mohou trvat několik měsíců.

2. listopadu se Cassini z původně nevysvětlených důvodů automaticky přepnula do takzvaného „bezpečného režimu“ (již pošesté od začátku, podruhé v systému Saturn), kdy byly vypnuty všechny vědecké přístroje a aktivní bylo pouze ovládání oběžné dráhy a komunikační systém. To znamenalo, že došlo k vážné poruše hardwaru nebo softwaru sondy. Po několika týdnech byla chyba objevena v „subsystému příkazů a dat“. Jeden bit změnil svou hodnotu ( rozrušená jedna událost ), takže nebylo možné zapsat důležitý příkaz do registru přidruženého procesoru. Bezpečnostní systém Cassini to správně rozpoznal jako kritickou chybu a okamžitě se přepnul do „bezpečného režimu“. Po restartu systémů byly vědecké systémy znovu plně funkční 24. listopadu. 30. listopadu provedla sonda podle plánu průlet Enceladem.

Během expanzní mise „slunovrat“ od 10. října 2010 bude Saturn obíhat celkem 155krát a obejít Titan a Enceladus 54krát, respektive 11krát.

14. prosince NASA oznámila, že na Titanu bylo nalezeno několik potenciálních kryovulkánů . Na nově vytvořené 3D mapě hory „Sotra Facula“ bylo možné rozpoznat jasné paralely k sopkám na Zemi, jako je hora Etna v Itálii. Dosud bylo možné mnoho útvarů interpretovat jako důsledky eroze nebo tektoniky, ale dva vrcholy Sotra Facula vysoké přes 1 km lze nejlépe vysvětlit kryovulkanismem. To dosud nebylo potvrzeno přímými pozorováními, takže hora bude v budoucnu pozorována pozorněji.

Podle zprávy ze 14. prosince lze nyní vysvětlit proměnlivé rádiové vlny emitované Saturnem v rozsahu kilometrů, což v předchozím roce způsobilo zmatek . Byly nalezeny obrovské mraky horké plazmy, které se periodicky formovaly a pohybovaly kolem planety. Tento pohyb má významný dopad na magnetické pole planety, což zase mění rádiové emise. Podle odpovědných vědců lze vypuknutí plazmy vysledovat až ke zhroucení takzvaného „magneto-tailu“. Toto je část Saturnovy magnetosféry odvrácená od Slunce , kde ji protahuje sluneční vítr . Existují přesvědčivé důkazy o tom, že obsahuje studenou plazmu z měsíce Enceladus, která je ovlivněna odstředivými silami. Výsledkem je, že se pole stále více protahuje, až se nakonec zhroutí a ve vnitřním magnetickém poli se uvolní horká plazma.

Průběh mise 2011

Po celý rok Cassini pravidelně pozorovala bouři na severní polokouli, jejíž první známky byly zaznamenány koncem roku 2010. Bouře nyní jasně překlenula celou planetu. Má severojižní prodloužení 15 000 km a rozlohu přibližně 5 miliard km ² . Pozorování bouří je nyní běžnou součástí harmonogramu a pro vyšetřování se používají pozemské dalekohledy, jako je VLT Paranal Observatory .

V březnu byly metanové deště v nížinách poprvé zjištěny na měsíci Titanu. To bylo možné pozorováním velkého mraku, protože po jeho průchodu zem výrazně ztmavla. Tuto změnu, která se rozkládá na více než 500 000 km ² , lze nejlépe vysvětlit srážkami metanu v těchto oblastech. Obecně je klima srovnatelné s tropickými oblastmi světa, kde existují značné rozdíly v množství srážek v závislosti na ročním období.

22. června JPL oznámila, že našla jasné důkazy o hlubokém slaném jezeře nebo oceánu na Enceladu. Během nízkého letu gejzírovými fontánami měsíce měřil přístroj CDA překvapivě vysoké koncentrace sodíku a draslíku . Protože tyto prvky by byly odstraněny z vody procesem tvorby ledu a následným odpařováním, muselo dojít ke kontaktu s horninou v kapalné formě. To znamená větší vodní nádrž pod povrchem měsíce, odhady hovoří o hloubkách až 80 km. Dlouhodobá pozorování přístroje UVIS tento předpoklad podporují. Podle projektového manažera ESA zvyšuje možnost slaného oceánu také šance na život na ledových světech.

Na konci března byly v časopise Science publikovány dva příspěvky o anomáliích v C a D prstencích Saturnu. Tito připisují vlnkovité boule v prstencích ke srážce s kometou zůstává ve druhé polovině roku 1983. Toto je mimo jiné založeno na podobnostech s prstencovými poruchami Jupiteru v důsledku srážky s Shoemaker-Levy 9 v létě 1994.

V dubnu zveřejnila JPL první materiál o nedávno objeveném elektromagnetickém spojení mezi Saturnem a jeho měsícem Enceladus. To bylo zjištěno po rozsáhlém zkoumání údajů Cassini z roku 2008 a vysvětluje to prstencovou ultrafialovou polární záři na severním pólu Saturnu. Je vytvořen nárazem elektronů, které pocházejí z vodní plazmy nad Enceladem a jsou odtud vedeny na severní pól přidruženým magnetickým polem.

Historie mise 2012

2. března JPL oznámila, že Cassini poprvé detekoval ionizovaný molekulární kyslík v blízkosti Dione pomocí INMS . Měsíc má tedy extrémně tenkou atmosféru s pouze jednou molekulou kyslíku na 11 cm³ objemu, což odpovídá atmosférickému tlaku Země v nadmořské výšce asi 480 km. Za zdroj se považuje vodní led, ze kterého jsou molekuly uvolňovány buď kosmickými paprsky, nebo slunečními fotony.

31. března byly poblíž Enceladu zveřejněny dva příspěvky o novém druhu plazmy . Vyhodnocením dat z blízkého průletu v roce 2008 bylo možné detekovat tzv. „Prachovou plazmu“, která byla dříve předpovězena pouze teoreticky. Vzniká interakcí mezi vyvrženými materiály z „tygřích pruhů“ na jižním pólu měsíce s ionty zachycenými v magnetickém poli Saturnu. Částice Enceladus mají správnou velikost pro výměnu elektronů se stávající plazmou, což významně mění a ovlivňuje vlastnosti směsi. To je v rozporu s typickou kombinací „prach v plazmě“, ve které jsou obě látky prostorově blízké, ale vzájemně těžko interagují, protože velikost nebo chemická struktura se neshodují. Prachová plazma v Enceladu je kromě horních vrstev atmosféry jedinou příležitostí studovat to v přirozeném prostředí, a proto je pro výzkum plazmy obzvláště zajímavá.

27. července zveřejnila JPL vyšetřování vnitřní struktury měsíce Titan. Vysoce přesné měření deformace jeho povrchu naznačuje, že pod povrchem je globální oceán vody. Pokud by byl Měsíc zcela vyroben ze skály, povrch by se během 16denní oběžné dráhy kolem Saturnu vzrostl a poklesl asi o 1 m kvůli jeho obrovským gravitačním silám. Vyhodnocením údajů o zrychlení a poloze z Cassini během krátkých průletů však bylo možné určit výtahy až 10 m. Podle zúčastněných vědců to lze vysvětlit pouze podzemním oceánem, který se s největší pravděpodobností skládá z vody. To by dalo horní kůře měsíce potřebnou volnost pohybu, aby se deformovala, jak je pozorováno.

V červnu dokázala Cassini objevit na Titanu první známky změny ročních období. To je patrné z jasně viditelných vírů na jižním pólu. Na rozdíl od Země se však nevyskytují pouze blízko povrchu, ale zasahují také do stratosféry měsíce. Tímto způsobem se také velké množství aerosolů transportuje do horní atmosféry, v důsledku čehož se nad ní vytvořila nezávislá vrstva páry.

28. října JPL zveřejnila údaje o následcích velké bouře z předchozího roku, která nyní do značné míry ustoupila. Lze měřit enormní zvýšení teploty o 83 K ve stratosféře Saturnu, což odpovídá rozdílu mezi zimní Aljaškou a mojavskou pouští v létě. Kromě toho bylo objeveno velké množství etenu , jehož zdroj je stále neznámý. Tyto výsledky jsou pro planetology překvapivé, protože stratosféra planety je ve skutečnosti považována za velmi stabilní a klidnou. Měření byla primárně prováděna pomocí nástroje CIRS , který pokrývá také rozsahy vlnových délek, které pozemské dalekohledy nemohou vyhodnotit kvůli absorpci zemskou atmosférou ( atmosférické okno ).

26. listopadu JPL oznámila, že byl pomocí přístroje CIRS nalezen další tepelný podpis „ Pac-Man “. Takový vzor, ​​který byl poprvé detekován na Mimasu , lze také najít na měsíci Tethys . Toto zjištění potvrzuje předpoklad, že vysokoenergetické elektrony podstatně mění vlastnosti povrchu. Ovlivňují hlavně rovníkové oblasti obrácené ke směru letu, kde transformují obecně volnou plochu na pevný led. Výsledkem je, že se tyto oblasti během slunečního svitu zahřívají méně silně a v noci se ochlazují pomaleji než méně zasažená část povrchu. To zajišťuje teplotní rozdíly až 15 K mezi jednotlivými oblastmi na Tethys.

Historie mise 2013

19. července Cassini pořídila snímek Země se Saturnem a jeho prsteny v popředí. Díky velké vzdálenosti (1,5 miliardy km) může být Země vnímána pouze jako malá namodralá tečka a připomíná snímek bledě modré tečky pořízený Voyagerem 1 . Obrázek byl možný pouze z důvodu polohy Saturnu ke slunci, protože jeho extrémní jas byl chráněn planetou.

Na konci měsíce byly zveřejněny další informace o fontánách na Enceladu. Ty jsou řízeny gravitačními účinky Saturnu. Pokud je měsíc v jeho blízkosti, fontány nejsou příliš aktivní, zatímco jsou mnohem aktivnější na větší vzdálenosti. Předpokládá se, že k tomu dochází zavřením nebo otevřením „tygřích pruhů“ v důsledku gravitačních sil Saturnu. Chování Měsíce navíc poskytuje další důkazy o oceánu kapalné vody pod měsíčním povrchem.

Výsledky byly zveřejněny 30. září a ukazovaly existenci propylenu v atmosféře Titanu. Jedná se o organickou sloučeninu, která se také používá při výrobě komerčního plastu . Je to první důkaz o látce mimo Zemi a vyplňuje mezeru v předpokládaném uhlíkovém řetězci měsíce. Objev se táhl dlouho kvůli slabému a nenápadnému podpisu propylenu. Nakonec však podrobná analýza údajů CRIS poskytla potřebné důkazy.

Na konci roku 2013 bylo možné pomocí radaru podrobněji prozkoumat a zmapovat pevniny a zejména uhlovodíková jezera. Bylo také možné využít novou analytickou technologii, která umožňuje přijímat radarové signály ze dna jezera. Zde byly měřeny hloubky více než 85 m alespoň v jednom bodě. Obecně bylo také zjištěno, že prakticky všechna jezera jsou soustředěna na ploše 900 x 1800 km, kde jsou geologické podmínky pro jejich vznik zvlášť příznivé. Přibližně 97 procent z celkového počtu srážek spadá do této oblasti.

Průběh mise 2014

Analýzou údajů o Enceladu, které Cassini za ta léta shromáždila, bylo 3. dubna oznámeno, že lze potvrdit existenci podzemního oceánu, který již byl mnohokrát předpovězen. Během celkem 19 průletů bylo gravitační pole měsíce přesně změřeno pomocí Dopplerova jevu pozorovaného v rádiovém signálu sondy. V kombinaci s pozorovanými odchylkami v trajektoriích po třech obzvláště blízkých průjezdech bylo možné určit, že oblast jižního pólu je hustší, než se předpokládalo ze snímků povrchu. Oceán kapalné vody je považován za nejpravděpodobnější příčinu. Zda to také napájí intenzivně zkoumané gejzíry, bylo v té době stále nejasné, ale je to považováno za pravděpodobné.

23. června byly zveřejněny výsledky studie spolufinancované ESA, které ukazují, že základní stavební kameny titanu pocházejí z doby před sluneční soustavou, tedy ještě předtím, než se zrodilo slunce. To vyvrací rozšířený názor, že prvky byly formovány během formování Saturnu. Ta byla stanovena měřením poměru izotopů z dusíku -14 a -15, ze kterých může být odvozen stáří atomových jader.

Další studie údajů o oceánu na Enceladu byly zveřejněny 2. července. Jeho obsah soli je pravděpodobně na úrovni Mrtvého moře . Toto se uzavírá na základě předpokládané hustoty oceánu. To je tak vysoké, že se předpokládá vysoká koncentrace solí ze síry , draslíku a sodíku . Navíc velmi tuhý ledový příkrov Enceladu naznačuje pomalé zmrazení oceánu. Ve výsledku lze také předpokládat, že všechny emise metanu při několika průlomech probíhají lokálně omezeným způsobem. To však lze s pomocí Cassiniho nástrojů stěží přesně určit, k tomu by byla nutná další mise se specializovanými nástroji.

1. října bylo oznámeno objevení velkého mraku na jižním pólu Titanu. Skládá se z vysoce toxického kyanovodíku a měří v průměru několik set kilometrů. Podle dosud používaných modelů by to však nemělo být možné, protože pro postiženou oblast byla předpovězena teplota kolem -50 ° C, která by byla na vytvoření tohoto spojení výrazně příliš teplá. Měření přístrojem CIRS však potvrdila významně nižší teploty pod -150 ° C. Výsledkem je, že jižní polokoule Titanu se během nadcházejícího podzimu výrazně ochlazuje, než se dříve předpokládalo.

Studie na oběžné dráze měsíce Mimas naznačují, že Mimas by také mohl skrývat oceán pod jeho povrchem, podle publikace ze dne 16. října. V tuto chvíli však nebylo možné říci, zda je to stále tekuté nebo již zmrazené. Anomálie hustoty byla objevena, když byla její přesná oběžná dráha vypočítána z fotografií měsíce se Saturnem. Objevené orbitální poruchy byly dvakrát větší, než se předpovídalo pro „suchý“ měsíc, a umožňovaly tak uzavření výrazně odlišné vnitřní struktury. Pokud by to byl oceán kapalné vody, byl by v hloubce asi 30 km.

V publikaci ze dne 18. prosince byla znovu analyzována data z průletu Jupiterova měsíce Europa z roku 2000. Přitom byla data z přístroje UVIS použita zejména k bližšímu prozkoumání měsíční atmosféry. Ukázalo se, že je to mnohem tenčí, než se dříve předpokládalo. Vzhledem k gejzírům v Evropě se předpokládalo, že uvolní velké množství vody, kyslíku a plazmy do blízkosti systému Jupiter. Měření však ukázala, že evropská atmosféra byla již 100krát tenčí, než se očekávalo, a uvolňovala do vesmíru 60krát méně kyslíku, než se očekávalo. Plyny a plazma nalezené v blízkosti evropské oběžné dráhy během předchozích výzkumů pravděpodobně pocházejí hlavně z mnohem aktivnějšího měsíce Io .

Historie misí 2015

11. března bylo oznámeno, že na Enceladu jsou nyní k dispozici počáteční důkazy o hydrotermální aktivitě . S pomocí analyzátoru kosmického prachu byly od příchodu Cassini v celém systému Saturn nalezeny mikroskopické částice horniny. Po čtyřech letech intenzivního výzkumu a experimentů se dospělo k závěru, že částice, které mají velikost jen několik nanometrů, pocházejí z měsíčního oceánu. Předpokládá se, že vznikají, když horká voda z hydrotermálních pramenů stoupá ze dna a minerály v ní rozpuštěné přicházejí do styku s chladnější vodou blízko povrchu. Tento proces je známý ze Země a vyžaduje výstupní teploty vyšší než 90 ° C. Povaha měsíčních emisí metanu také naznačuje hydrotermální zdroje. Tvorba klatrátů je možná díky vysokému tlaku na dně oceánu . Tyto krystalové struktury vyrobené z vodního ledu mohly zachytit metan unikající z pramenů a bezpečně jej transportovat do gejzírů, což by vysvětlovalo alespoň část metanu, který obsahují.

13. dubna byl publikován článek, který poskytuje možný důvod velké bouře na Saturnu v roce 2011. Je součástí třicetiletého cyklu způsobeného chováním oblaků bohatých na vodu. Když tyto deště spadnou dovnitř planety a horní atmosféra ochladí prostřednictvím tepelného záření do vesmíru, mohou vystoupit na povrch mraků. Přitom narušují obvyklou konvekci a vytvářejí pozorované bouře. Nyní se také předpokládá, že Saturn má podstatně více vody než Jupiter, protože u druhého nebylo možné takový cyklus pozorovat.

Červnová kolaborativní studie NASA a ESA vedla k novým poznatkům o mnoha malých jezerech na Titanu. Je známo, že jsou naplněny uhlovodíky , ale jak docházelo k depresím, bylo do té doby nejasné. Nyní se předpokládá, že je to způsobeno procesem, který již vede ke vzniku jeskyní a závrtů na Zemi v krasových oblastech . Na Titanu však eroze není způsobena deštěm z vody, ale srážením z kapalných uhlovodíků. Vzhledem k chemickému složení a nízkým teplotám (kolem -180 ° C) však proces trvá asi 50krát déle než na Zemi. Z tohoto důvodu lze většinu depresí a jezer najít také v polárních oblastech, protože zde je více srážek než v suché rovníkové oblasti.

Během průletu sondy New Horizons k Plutu podpořila Cassini misi paralelním pozorováním planety ze systému Saturn. Vzhledem k velké vzdálenosti se to jeví jen jako malý bod, ale pomocí Cassini a dalších sond (např. Hubble nebo Spitzer ) lze provádět měření z jiných úhlů a po delší dobu, takže data z New Horizonty lze lépe integrovat Lze začlenit kontext.

V září byla zveřejněna studie, která naznačuje, že jeden ze Saturnových prstenů je tvořen vodním ledem. Během rovnodennosti v srpnu 2009 byly osvětleny přesně z boku, proto se dočasně ochladily, dokud na prsteny znovu nespadlo sluneční světlo. Měření teploty Cassini naznačila, že nejvzdálenější oblast A-kroužku byla podstatně teplejší, než předpovídaly modely. Po několika nových modelových výpočtech byl učiněn závěr, že tuto oblast prstence tvoří ledové hrudky o průměru přibližně 1 m. Jeho původ zatím není znám, ale jsou podezřelé zbytky dřívějšího měsíce, který byl nedávno zničen masivní srážkou.

Další studie měsíce Enceladus ten samý měsíc potvrdily existenci globálního podzemního oceánu. Zde byly obrazy s vysokým rozlišením shromážděné v průběhu let znovu analyzovány, aby bylo možné přesně měřit posunutí povrchu. Zde byl nalezen slabý omílací pohyb, známý také jako librace . Modelové výpočty ukázaly, že pozorovaný rozsah by byl příliš velký, kdyby byl povrch pevně spojen s vnitřkem planety. Za předpokladu globálního a tekutého oceánu však lze hodnoty vysvětlit.

Historie mise 2016

V květnu bylo oznámeno, že nejnovější vyšetřování fontán na Enceladu vyvrátilo předchozí předpoklady o jejich chování. Původně se předpokládalo, že Měsíc díky slapovým silám vypustí do vesmíru ve větší vzdálenosti od Saturnu podstatně více vody. Místo toho se částka zvýšila pouze o 20%. To je v současné době přičítáno složité vnitřní struktuře měsíce, která pod vlivem gravitace může nejen otevírat, ale také uzavírat kanály.

Podrobnější zkoumání jezer Titánů vedlo v dubnu ke zjištění, že velká jezera na Titanu jsou naplněna čistým metanem. Před misí Cassini se předpokládalo, že kvůli velkému množství etanu v atmosféře byla jím také naplněna jezera. Roky pozorování pomocí radaru a infračervených přístrojů umožnily poprvé prozkoumat mořské dno na mimozemském objektu. Je hluboká až 160 metrů a je pokryta silnou vrstvou organických sloučenin. Pobřeží jsou navíc velmi porézní a nasycená uhlovodíky.

24. března 2016 sonda identifikovala nejvyšší bod měsíce Titan v nadmořské výšce 3337 metrů. 30. března 2016 Cassini-Huygens snížil sklon oběžné dráhy, aby mohl častěji létat kolem měsíců. Z polární oblasti Saturnu bylo 30. listopadu pořízeno 22 snímků prstenů s vysokým rozlišením.

9. srpna bylo oznámeno, že radarové průzkumy z roku 2013 potvrzují přítomnost velmi strmých kaňonů na povrchu Titanu. Ty mají sklon až 40 ° a jsou hluboké až půl kilometru. S největší pravděpodobností byly kaňony vytvořeny v důsledku intenzivní eroze tekutinami. To zase naznačuje velký atmosférický obrat metanu, který se také shromažďuje na dně.

9. prosince byly zveřejněny první nahrávky předchozího přeletu severního pólu Saturnu, což bylo možné pouze úpravami oběžné dráhy pro úplně poslední část mise Cassini. Můžete vidět výrazný a ostře ohraničený šestihranný vír, který se otáčí kolem severního pólu.

Průběh mise 2017

Dne 13. dubna 2017 vědci oznámili objev vodíku na měsíci Enceladus . Předpokládá se, že hydrotermální prameny jsou umístěny na nebeském tělese. 26. dubna 2017 začala poslední část mise Cassini-Huygens. Během plánovaných 22 oběžných drah Saturnu by měly být neustále prozkoumávány nové oblasti na planetě, než sonda v atmosféře řízeným způsobem shořela. 26. dubna 2017 vesmírná sonda Cassini-Huygens poprvé překročila mezeru mezi planetou Saturn a jejími nejvnitřnějšími prstenci. Bylo vytvořeno několik snímků nejvnitřnějšího prstencového systému Saturnu. 24. května 2017 sonda pozorovala změnu ročních období na severní a jižní polokouli Saturnu.

Velké finále 2017

Mise Cassini-Huygens skončila 15. září 2017. Další prodloužení již nebylo možné z důvodu nedostatku paliva. Na konci mise Cassini kontrolovaně shořela uvnitř Saturnu. To mělo zabránit mikroorganismům ulpívajícím na sondě kontaminovat měsíce Titan nebo Enceladus . Poslední fáze byla připravena řadou změn kurzu ke konci roku 2016, které přivedly sondu na kurz přes polární oblasti, který byl jak těsně, tak prudce kolem F-prstence. Z této perspektivy lze pozorovat hexagonální tok polární oblasti a prstenců. Velké finále začalo těsným průletem Titanu 21. dubna. K 26. dubnu bylo mezerou mezi prstenci a povrchem Saturnu 22 oběžných drah. Poslední průchody vedly horními vrstvami plynové planety, kde byla provedena měření prstencových částic a poprvé byla provedena přímá měření plynných vrstev. Cassini by měla shromažďovat co nejvíce údajů o prstencích a plynných vrstvách. Poslední kola byla riskantní, protože sonda mohla být poškozena materiálem prstence nebo třením s plyny nebo mohla jít do vývrtky, takže byly umístěny na konec mise. Kurz sledoval volný pád, vyžadoval pouze minimální stabilizaci a byl zvolen tak, aby porucha systémů nebo nedostatek paliva nemohly v žádném případě vést ke kontaktu s jedním z měsíců. Cassini také použila oběžné dráhy pro vyšetřování pomocí RSS, aby se dozvěděla více o gravitačním poli, vnějších plynech a prstencích Saturnu. Hmotnost prstenců lze vypočítat z dráhy letu a měření sítě hlubokého vesmíru. Během poslední oběžné dráhy zažila Cassini jednu závěrečnou minimální změnu kurzu od Titanu, takže následně vstoupila na Saturn. Během poslední fáze, 15. září 2017, sonda neukládala žádná další data a nefotila žádné další snímky, ale namířila anténu k Zemi a poslala data získaná přímo na Zemi až do konce mise, před ní shořel na Saturnu. Rádiové signály z Cassini byly přijímány společně pomocí antén evropské sítě ESTRACK a vlastního DSN NASA, aby bylo dosaženo nejlepšího vědeckého přínosu.

Reference

literatura

• CT Russell: Mise Cassini-Huygens: Přehled, cíle a Huygens Instrumentarium . Springer-Verlag GmbH, 2003, ISBN 1-4020-1098-2 . 
• David M. Harland: Mission to Saturn: Cassini and the Huygens Probe . Springer, Berlin 2003, ISBN 1-85233-656-0 . 
• Michele Dougherty, Larry Esposito, Tom Krimigis: Saturn z Cassini-Huygens . Springer Nizozemsko, 2009, ISBN 1-4020-9216-4 . 
• Robert Brown, Jean Pierre Lebreton, Hunter Waite: Titan z Cassini-Huygens . Springer Nizozemsko, 2009, ISBN 1-4020-9214-8 . 
• Jean-Pierre Lebreton, Olivier Witasse, Claudio Sollazzo, Thierry Blancquaert, Patrice Couzin, Anne-Marie Schipper, Jeremy B. Jones, Dennis L. Matson, Leonid I. Gurvits, David H. Atkinson, Bobby Kazeminejad a Miguel Perez-Ayucar: Přehled sestupu a přistání Huygensovy sondy na Titanu. nature, Vol 438 | 8. prosince 2005, doi: 10,1038 / nature04347 PDF

Vysílané zprávy

• Karl Urban : Rings, Moons, Adventure - Cassini dies on Saturn , Deutschlandfunk - „ Science in focus “ od 10. září 2017

webové odkazy

• Informace o vzdálenosti Cassini-Huygens od slunce a směru. Tabulka uvádí jako datum rok a den roku. Web NASA pro získávání dat .
• Web NASA na Cassini
• Web ESA o misi, zejména Huygens
• Několik článků o misi Bernda Leitenbergera
• Domovská stránka NASA na Cassini-Huygens
• Více než 100 speciálních stránek v německém jazyce na Cassini-Huygens na Raumfahrer.net
• Časoprostorový podcast na Cassini-Huygens
• Spektrum .de: Deset nejdůležitějších objevů Cassini 12. září 2017

Individuální důkazy