Huygens (kosmická loď) - Huygens (spacecraft)

Vesmírná sonda *Huygens*
	Replika sondy v plné velikosti, 1,3 metru (4,3 stopy) napříč
Typ mise	Lander
Operátor	ESA / ASI / NASA
ID COSPARU	1997-061C
webová stránka	Domovská stránka Huygens
Vlastnosti kosmických lodí
Výrobce	Aérospatiale
Hmotnost BOL	320 kg (710 liber)
Napájení	Celkem 1800 Wh
Začátek mise
Datum spuštění	08:42, 15. října 1997 (UTC)
Raketa	Titan IV (401) B piggybacking s Cassini orbiter
Datum nasazení	25. prosince 2004
Konec mise
Poslední kontakt	13:37, 14. ledna 2005 (UTC)
Datum přistání	12:43, 14. ledna 2005 (UTC)
Přistávač Titanů
Datum přistání	12:43, 14. ledna 2005 ( SCET UTC)
Přistávací místo	10 ° 34'23 "S 192 ° 20'06" W / 10,573 ° S 192,335 ° W
	; Insignie čtyřúhelníkových misí ESA pro Huygens Horizon 2000 ← Klastr XMM- Newton →

Huygens ( / h ɔɪ ɡ ən z / HOY -gənz ) byl atmosférický vstup robotická sonda , která úspěšně přistála na Saturn je měsíc Titan v roce 2005 postavený a provozovaný Evropskou kosmickou agenturou (ESA), to bylo součástíMise Cassini – Huygens a stala se první kosmickou lodí, která přistála na Titanu, a nejvzdálenějším přistáním od Země, jaké kdy kosmická loď udělala. Sonda byla pojmenována podle holandského astronoma ze 17. století Christiaana Huygense , který v roce 1655 objevil Titan.

Kombinovaná kosmická loď Cassini – Huygens byla vypuštěna ze Země 15. října 1997. Huygens se od orbiteru Cassini oddělil 25. prosince 2004 a přistál na Titanu 14. ledna 2005 poblíž oblasti Adiri . Huygensovo přistání je zatím jediným provedeným ve vnější sluneční soustavě a bylo také první na jiném měsíci než na Zemi.

Huygens přistál na souši, i když při jeho návrhu byla zohledněna i možnost, že se dotkne oceánu . Sonda byla navržena tak, aby sbírala data několik hodin v atmosféře a možná i krátkou dobu na povrchu. To pokračovalo v odesílání dat asi 90 minut po přistání.

Přehled

Huygens byl navržen tak, aby vstoupil a zabrzdil v atmosféře Titanu a seslal na povrch plně instrumentovanou robotickou laboratoř. Když byla mise naplánována, ještě nebylo jisté, zda místem přistání bude pohoří , rovina , oceán nebo něco jiného, a mělo se za to, že na tyto otázky pomůže odpovědět analýza dat z Cassini .

Na základě snímků pořízených Cassini 1 200 km (750 mi) nad Titanem se místo přistání zdálo být pobřežím. Za předpokladu, že místo přistání by mohlo být nepevné, byl Huygens navržen tak, aby přežil náraz, vystříkl na kapalný povrch na Titanu a za těchto podmínek odesílal data několik minut zpět. Pokud k tomu dojde, očekávalo se, že to bude poprvé, kdy sonda vyrobená člověkem přistane v mimozemském oceánu. Kosmická loď neměla více než tři hodiny výdrže baterie, z nichž většina byla plánována na použití během sestupu. Inženýři očekávali, že získají maximálně 30 minut dat z povrchu.

Žaket Huygens

Systém sond Huygens se skládá ze samotné sondy 318 kg (701 lb), která sestoupila k Titanu, a podpůrného zařízení sondy (PSE), které zůstalo připevněno k obíhající kosmické lodi. Huygensův tepelný štít měl průměr 2,7 m (8,9 ft). Po vysunutí štítu měla sonda průměr 1,3 m (4,3 stopy). PSE zahrnovala elektroniku nezbytnou ke sledování sondy, k obnově dat shromážděných během jejího sestupu a ke zpracování a doručení dat na orbiter, odkud byla přenesena nebo „downlinkována“ na Zemi.

Sonda zůstala spící po celou 6,7letou meziplanetární plavbu, s výjimkou pololetních zdravotních kontrol. Tyto pokladny co nejtěsněji sledovaly předem naprogramované sekvence scénářů sestupu a výsledky byly zaslány na Zemi k přezkoumání odborníky na systém a užitečné zatížení.

Před oddělením sondy od orbiteru 25. prosince 2004 byla provedena závěrečná kontrola stavu. Časovač „pobřeží“ byl nabitý přesným časem nezbytným k zapnutí systémů sond (15 minut před jeho setkáním s atmosférou Titanu), poté se sonda odpojila od orbiteru a za 22 dní doběhla ve volném prostoru k Titanu bez aktivních systémů kromě časovače probuzení.

Hlavní fází mise byl seskok padákem atmosférou Titanu. Baterie a všechny ostatní zdroje byly dimenzovány na dobu mise Huygens 153 minut, což odpovídá maximální době sestupu 2,5 hodiny plus nejméně 3 další minuty (a možná půl hodiny nebo více) na povrchu Titanu. Rádiové spojení sondy bylo aktivováno na začátku sestupové fáze a orbiter sondu „poslouchal“ další tři hodiny včetně sestupové fáze a prvních třicet minut po přistání. Nedlouho po skončení tohoto tříhodinového komunikačního okna byla Cassiniho anténa s vysokým ziskem (HGA) odvrácena od Titanu směrem k Zemi.

Velmi velké radioteleskopy na Zemi také poslouchaly Huygensův 10w přenos pomocí techniky velmi dlouhé základní interferometrie a režimu syntézy clony. V 11:25 SELČ 14. ledna Robert Green Byrd Green Bank Telescope (GBT) v Západní Virginii detekoval nosný signál z Huygens . GBT pokračovalo v dobré detekci nosného signálu poté, co Cassini přestala poslouchat příchozí datový proud. Kromě GBT osm z deseti teleskopů kontinentální VLBA v Severní Americe, umístěných v Pie Town a Los Alamos v Novém Mexiku ; Fort Davis, Texas ; North Liberty, Iowa ; Kitt Peak, Arizona ; Brewster, Washington ; Owens Valley, Kalifornie ; a Mauna Kea, Havaj , také poslouchaly signál Huygens .

Síla signálu přijímaná na Zemi od Huygens byla srovnatelná se sondou Galileo (sonda atmosférického sestupu Jupiter), jak byla přijímána VLA , a byla proto příliš slabá na to, aby byla detekována v reálném čase, protože modulace signálu (tehdy) neznámým telemetrie . Místo toho byly během tříhodinového sestupu prováděny širokopásmové záznamy signálu sondy. Poté, co byla telemetrie sondy dokončena předáváním z Cassini na Zemi, byla nyní známá datová modulace odstraněna ze zaznamenaného signálu a zanechal čistý nosič, který mohl být integrován během několika sekund k určení frekvence sondy. Očekávalo se, že pomocí analýzy Dopplerova posunu Huygensova signálu při jeho sestupu atmosférou Titanu lze určit rychlost a směr větru s určitým stupněm přesnosti. Poloha přistávacího místa Huygens na Titanu byla nalezena s přesností (do jednoho km - jeden kilometr na Titanu měří 1,3 úhlových minut zeměpisné šířky a délky na rovníku) pomocí Dopplerových dat ve vzdálenosti od Země asi 1,2 miliardy kilometrů. Sonda dopadl na povrchu měsíce při 10.573 ° S 192,335 ° W . Podobná technika byla použita k určení místa přistání roverů na průzkum Marsu poslechem pouze jejich telemetrie. 10 ° 34'23 "S 192 ° 20'06" W / / -10,573; -192,335 ( Huygensova sonda )

Zjištění

Huygens přistál kolem 12:43 UTC 14. ledna 2005 s rychlostí dopadu podobnou shození míče na Zemi z výšky asi 1 m (3 ft). Udělal promáčklý 12 cm (4,7 palce) hluboký, než se odrazil na rovný povrch a sklouzl 30 až 40 cm (12 až 16 palců) po povrchu. Kvůli tření o povrch zpomalilo a po příchodu na místo posledního odpočinku se pětkrát kývalo sem a tam. Huygensova ' senzory zjišťovalo malé vibrace po dobu dalších dvou sekund, dokud pohyb ustoupila o deset sekund po přistání. Sonda vystřelila oblak prachu (nejspíš organické aerosoly, které mrholí z atmosféry), který zůstal nárazem v atmosféře asi čtyři sekundy.

První zveřejněný snímek, pořízený z nadmořské výšky 16 km, ukazuje, o čem se spekulovalo, že jde o drenážní kanály proudící k možnému pobřeží. Tmavší oblasti jsou roviny, zatímco světlejší oblasti představují vyvýšené místo.

Na místě přistání byly náznaky oblázků vodního ledu roztroušených po oranžovém povrchu, z nichž většina je pokryta řídkým zákalem metanu . Počáteční letecké snímkování Titanu z Huygens bylo v souladu s přítomností velkých tělních tekutin na povrchu. Počáteční fotografie Titanu před přistáním ukazovaly něco, co vypadalo jako velké odvodňovací kanály překračující světlejší pevninu do temného moře. Některé z fotografií navrhovaly ostrovy a mlhu zahalené pobřeží. Následná analýza trajektorie sondy ukázala, že ve skutečnosti Huygens na fotografiích přistál v temné „mořské“ oblasti. Fotografie z povrchu suchého jezera podobného krajině naznačují, že i když v poslední době existují důkazy o působení kapaliny na povrch, uhlovodíková jezera a/nebo moře v současné době v místě přistání Huygens nemusí existovat . Další údaje z mise Cassini však definitivně potvrdily existenci trvalých kapalných uhlovodíkových jezer v polárních oblastech Titanu (viz Jezera z Titanu ). V roce 2012 byla objevena i dlouhotrvající tropická uhlovodíková jezera (včetně jednoho nedaleko od místa přistání Huygens v oblasti Shangri-La, což je zhruba polovina velikosti Velkého solného jezera v Utahu , s hloubkou nejméně 1 m (3 stopy). )). Pravděpodobným dodavatelem v suchých pouštních oblastech jsou pravděpodobně podzemní zvodnělé vrstvy ; jinými slovy, suché rovníkové oblasti Titanu obsahují „ oázy “.

In situ snímek povrchu Titanu z Huygens- první snímky z planetárního povrchu mimo Zemi mimo Mars a Venuši (levé a pravé obrázky mají různé zpracování obrazu). Globulky (pravděpodobně z vodního ledu) o velikosti 10–15 cm leží nad tmavším, jemně zrnitým substrátem s proměnlivým prostorovým rozložením. Zesvětlení horní levé strany několika hornin naznačuje sluneční osvětlení z tohoto směru, což znamená jižní pohled, který souhlasí s předběžnými důkazy z jiných datových souborů. Oblast s relativně nízkým počtem hornin leží mezi shluky hornin v popředí a na pozadí a odpovídá obecné orientaci rysů podobných kanálům na obrázcích z nízké výšky pořízených z výšky pod 7 km (4,3 mil).

Původně byl povrch označen jako jílovitý „materiál, který by mohl mít tenkou kůru následovanou oblastí relativně jednotné konzistence“. Jeden vědec ESA porovnal texturu a barvu povrchu Titanu s crème brûlée (tj. Tvrdým povrchem pokrývajícím lepkavé bahno jako podpovrchový). Následná analýza dat naznačuje, že hodnoty konzistence povrchu byly pravděpodobně způsobeny tím, že Huygens tlačil velký oblázek do země, když dopadl, a že povrch je lépe popsán jako „písek“ vyrobený z ledových zrn nebo sněhu, který byl zmrzlý nahoře . Obrázky pořízené po přistání sondy ukazují plochou pláň pokrytou oblázky. Oblázky, které mohou být vyrobeny z vodního ledu potaženého uhlovodíky, jsou poněkud zaoblené, což může ukazovat na působení tekutin na ně. Skály se zdají být zaoblené, velikostně vybrané a vrstvené, jako by se nacházely v korytě potoka v tmavém jezerním dně, které se skládá z jemnějšího materiálu. Žádné oblázky větší než 15 cm (5,9 palce) napříč nebyly pozorovány, zatímco kameny menší než 5 cm (2,0 palce) jsou na místě přistání Huygens vzácné . To znamená, že velké oblázky nelze přepravovat na dno jezera, zatímco malé kameny jsou rychle odstraňovány z povrchu.

Teplota v místě přistání byla 93,8 K (-179,3 ° C; -290,8 ° F) a tlak 1467,6 mbar (1,4484 atm), což znamenalo množství metanu 5 ± 1% a relativní vlhkost metanu 50% v blízkosti povrchu. Pozemní mlhy způsobené metanem v sousedství místa přistání jsou proto nepravděpodobné. Teploměry ukázaly, že teplo opustilo Huygens tak rychle, že země musela být vlhká, a jeden obrázek ukazuje světlo odražené kapkou rosy, jak dopadá přes zorné pole kamery. Slabé sluneční světlo na Titanu umožňuje odpařování jen asi jeden centimetr za rok (oproti jednomu metru vody na Zemi), ale atmosféra pojme ekvivalent asi 10 m (30 stop) kapaliny, než se vytvoří déšť vs. centimetrů na Zemi. Očekává se tedy, že na počasí Titanu budou přívalové lijáky způsobující přívalové povodně, proložené desítkami či staletími sucha.

Huygens zjistil, že jas povrchu Titanu (v době přistání) byl asi tisíckrát slabší než plné sluneční světlo na Zemi (nebo 500krát jasnější než osvětlení plným měsíčním světlem) - to znamená, že úroveň osvětlení byla asi deset minut po západu slunce na Zemi, přibližně pozdní civilní soumrak . Barva oblohy a scéna na Titanu je hlavně oranžová kvůli mnohem většímu útlumu modrého světla Titanovým oparem vzhledem k červenému světlu. Slunce (které bylo na obloze poměrně vysoko, když Huygens přistál) by bylo viditelné jako malé, světlé místo, o velikosti jedné desetiny velikosti slunečního disku pozorovaného ze Země a velikostí a jasem srovnatelné se světlometem automobilu viděným přibližně ze 150 m (500 stop). Vrhá ostré stíny, ale s nízkým kontrastem, protože 90% osvětlení pochází z oblohy.

Podrobná časová osa aktivity Huygens

Animace Huygens ‚s dráha od 25. prosince 2004 do 14. ledna 2005
Huygens · Titan · Saturn

Huygens se oddělil od orbiteru Cassini v 02:00 UTC 25. prosince 2004 v čase události kosmické lodi .
Huygens vstoupil do atmosféry Titanu v 10:13 UTC 14. ledna 2005 v SCET, podle ESA.
Sonda přistála na povrchu Titanu asi 10,6 ° S, 192,3 ° W kolem 12:43 UTC v SCET (2 hodiny 30 minut po vstupu do atmosféry). (1.)

Jen několik hodin před přistáním došlo k tranzitu Země a Měsíce přes Slunce, jak je vidět ze Saturnu/Titanu. Huygens vstoupil do horní vrstvy atmosféry Titanu 2,7 hodiny po skončení tranzitu Země, nebo jen jednu nebo dvě minuty po konci tranzitu Měsíce. Tranzit však nezasahoval do sondy Cassini orbiter nebo Huygens , a to ze dvou důvodů. Za prvé, přestože nemohli přijímat žádný signál ze Země, protože byl před Sluncem, Země je stále mohla poslouchat. Za druhé, Huygens neposlal přímo na Zemi žádná čitelná data. Spíše přenášela data na orbiter Cassini , který později přenášel na Zemi přijatá data.

Instrumentace

Když sonda sestoupila atmosférou Titanu, měl Huygens na palubě šest nástrojů, které přijímaly širokou škálu vědeckých dat. Šest nástrojů je:

Nástroj pro atmosférickou strukturu Huygens (HASI)

Tento přístroj obsahuje sadu senzorů, které měřily fyzikální a elektrické vlastnosti atmosféry Titanu. Když sonda sestupovala atmosférou, měřily akcelerometry síly ve všech třech osách. S již známými aerodynamickými vlastnostmi sondy bylo možné určit hustotu atmosféry Titanu a detekovat poryvy větru. Sonda byla navržena tak, aby v případě přistání na kapalný povrch byl měřitelný i její pohyb v důsledku vln. Snímače teploty a tlaku měřily tepelné vlastnosti atmosféry. Složka analyzátoru permitivity a elektromagnetických vln měřila vodivost elektronů a iontů (tj. Kladně nabitých částic) v atmosféře a hledala aktivitu elektromagnetických vln. Na povrchu Titanu byla měřena elektrická vodivost a permitivita (tj. Poměr pole elektrického posunu k jeho elektrickému poli ) povrchového materiálu. Subsystém HASI také obsahuje mikrofon, který byl použit k záznamu jakýchkoli akustických událostí během sestupu a přistání sondy; toto bylo poprvé v historii, kdy byly zaznamenány slyšitelné zvuky z jiného planetárního těla.

Dopplerovský větrný experiment (DWE)

Tento experiment použil ultra stabilní oscilátor, který poskytoval přesnou nosnou frekvenci v pásmu S, která umožnila orbiteru Cassini přesně určit radiální rychlost Huygensa vůči Cassini pomocí Dopplerova jevu . Vítrem vyvolaný horizontální pohyb z Huygens by byl odvozen z naměřených měření Dopplerova posunu, korigovaných o všechny známé efekty oběžné dráhy a šíření. Mohl být také detekován výkyvný pohyb sondy pod jejím padákem v důsledku atmosférických vlastností. Selhání pozemních ovladačů zapnout přijímač na orbiteru Cassini způsobilo ztrátu těchto dat. Země-založené radioteleskopů byli schopni rekonstruovat některé z nich. Měření začalo 150 km (93 mil) nad povrchem Titanu, kde byl Huygens vháněn na východ rychlostí více než 400 km/h (250 mph), což souhlasí s dřívějšími měřeními větrů ve výšce 200 km (120 mi), provedenými během několika posledních let pomocí dalekohledů . Mezi 60 a 80 km (37 a 50 mil), Huygens byl zmítán rychle kolísavými větry, které jsou považovány za vertikální střih větru. Na úrovni země ukazují posun doppleru na Zemi a měření VLBI mírný vítr o délce několika metrů za sekundu, zhruba v souladu s očekáváním.

Descent Imager/Spectral Radiometer (DISR)

Přehrávejte média

DISR vizualizace dat v Huygens ' sestupu

Protože Huygens byl primárně atmosférickou misí, byl nástroj DISR optimalizován pro studium radiační rovnováhy uvnitř atmosféry Titanu. Jeho viditelné a infračervené spektrometry a fialové fotometry měřily zářivý tok nahoru a dolů z výšky 145 km (90 mi) dolů na povrch. Kamery solární aureoly měřily, jak rozptyl aerosolů mění intenzitu přímo kolem Slunce. Tři zobrazovače, sdílející stejný CCD , periodicky zobrazovaly řádek široký přibližně 30 stupňů, od téměř nejnižšího bodu po těsně nad horizontem. S pomocí pomalu se točící sondy by vytvořili plnou mozaiku místa přistání, které se překvapivě stalo jasně viditelným až pod 25 km nadmořské výšky. Všechna měření byla načasována pomocí stínové lišty, která by DISR řekla, když Slunce prošlo zorným polem. Toto schéma bylo bohužel rozrušeno skutečností, že se Huygens otáčel opačným směrem, než se očekávalo. Těsně před přistáním byla zapnuta lampa, která osvětlovala povrch, což umožňovalo měření povrchové odrazivosti na vlnových délkách, které jsou zcela blokovány atmosférickou absorpcí metanu .

DISR byl vyvinut v Lunární a planetární laboratoři na univerzitě v Arizoně pod vedením Martina Tomaska, přičemž na hardware přispělo několik evropských institutů. „Vědecké cíle experimentu spadají do čtyř oblastí, mezi něž patří (1) měření profilu slunečního ohřevu pro studie tepelné rovnováhy Titanu; (2) zobrazování a měření spektrálního odrazu povrchu pro studium složení, topografie a fyzikální procesy, které tvoří povrch, a také pro přímé měření profilu větru během sestupu; (3) měření jasu a stupně lineární polarizace rozptýleného slunečního světla včetně sluneční aureoly společně s měřením optické hloubky zániku aerosolů jako funkce vlnové délky a nadmořské výšky ke studiu velikosti, tvaru, vertikálního rozložení, optických vlastností, zdrojů a propadů aerosolů v atmosféře Titanu; a (4) měření spektra sestupného slunečního toku ke studiu složení atmosféry, zejména profil směšovacího poměru metanu během sestupu. “

Hmotnostní spektrometr s plynovým chromatografem (GC/MS)

Pracovník zařízení Payload Hazardous Servicing Facility (PHSF) stojí za spodní stranou experimentální platformy pro společnost Huygens .

Tento přístroj je analyzátor plynných chemikálií, který byl navržen k identifikaci a měření chemikálií v atmosféře Titanu. Byl vybaven vzorkovači, které byly naplněny ve vysoké nadmořské výšce pro analýzu. Hmotnostní spektrometr , vysokonapěťový kvadrupól, sběr dat k vytvoření modelu molekulových hmotností jednotlivých plynů, a silnější oddělení molekulárních a izotopových druhů byla provedena pomocí plynového chromatografu . Během sestupu analyzovala GC/MS také produkty pyrolýzy (tj. Vzorky změněné zahříváním), které k ní procházely z pyrolyzéru sběrače aerosolu. Nakonec GC/MS změřila složení povrchu Titanu. Toto vyšetřování bylo možné zahřátím přístroje GC/MS těsně před nárazem, aby se povrchový materiál při kontaktu odpařil. GC/MS bylo vyvinuto Goddardovým vesmírným letovým střediskem a laboratoří vesmírné fyziky Michiganské univerzity .

Sběrač aerosolu a pyrolyzér (ACP)

Experiment ACP nasával částice aerosolu z atmosféry přes filtry, poté zahřáté vzorky zahřál v pecích (pomocí procesu pyrolýzy ), aby se odpařily těkavé látky a rozložily složité organické materiály. Produkty byly pro analýzu propláchnuty potrubím do přístroje GC/MS . Byly poskytnuty dva filtry pro sběr vzorků v různých nadmořských výškách. ACP byl vyvinut (francouzským) týmem ESA na Laboratoire Inter-Universitaire des Systèmes Atmosphériques (LISA).

Surface Science Package (SSP)

SSP obsahoval řadu senzorů určených ke stanovení fyzikálních vlastností povrchu Titanu v místě nárazu, ať už byl povrch pevný nebo kapalný. Akustický bzučák , aktivovaný během posledních 100 m (300 stop) klesání, nepřetržitě určoval vzdálenost k povrchu měřením rychlosti klesání a drsnosti povrchu (např. Kvůli vlnám). Nástroj byl zkonstruován tak, že pokud by byl povrch tekutý, měřila by siréna rychlost zvuku v „oceánu“ a případně i podpovrchovou strukturu (hloubku). Během sestupu měření rychlosti zvuku poskytlo informace o atmosférickém složení a teplotě a akcelerometr zaznamenal profil zpomalení při nárazu, což ukazuje na tvrdost a strukturu povrchu. Snímač náklonu měřil pohyb kyvadla během sestupu a byl také navržen tak, aby indikoval postoj sondy po přistání a ukázal jakýkoli pohyb způsobený vlnami. Pokud by byl povrch kapalný, změřily by jeho hustotu , teplotu, tepelnou vodivost , tepelnou kapacitu, elektrické vlastnosti ( permitivitu a vodivost) a index lomu (pomocí kritického úhlového refraktometru) také jiné senzory . Přístroj penetrometru , který vyčníval 55 mm (2,2 palce) za dno sestupného modulu Huygens , byl použit k vytvoření stopy penetrometru, když Huygens přistál na povrchu. To bylo provedeno měřením síly, kterou na přístroj působí povrch těla, když prorazil a byl přistán dolů do těla. Trasování ukazuje tuto sílu jako funkci času po dobu asi 400 ms. Stopa má počáteční bod, který naznačuje, že nástroj zasáhl jeden z ledových oblázků na povrchu, který fotografovala kamera DISR.

Huygens SSP byl vyvinut oddělení vesmírných věd na University of Kent a Rutherford Appleton Laboratory Space Science odboru pod vedením profesora Johna Zarnecki . Výzkum a odpovědnost SSP se přenesly na Open University, když John Zarnecki v roce 2000 přestoupil.

Design kosmické lodi

Použití vícevrstvých izolačních třpytí pod jasným světlem při konečné montáži. Zlatá barva MLI je dána světlem odrážejícím se od hliníkového povlaku na zadní straně listů jantarově zbarveného Kaptonu .

Společnost Huygens byla postavena pod hlavním kontraktorem společnosti Aérospatiale v jejím vesmírném středisku v Cannes Mandelieu ve Francii, nyní součásti Thales Alenia Space . Za systém tepelného štítu byla zodpovědná společnost Aérospatiale poblíž Bordeaux, nyní součást Airbus Defence and Space .

Padák

Martin-Baker Space Systems byl zodpovědný za Huygensovy padákové systémy a strukturální součásti, mechanismy a pyrotechniku, které řídí sestup sondy na Titan. IRVIN-GQ byl zodpovědný za definici struktury každého z Huygensových padáků. Irvin pracoval na subsystému řízení sestupu sondy na základě smlouvy se společností Martin-Baker Space Systems .

Vada kritického návrhu byla částečně vyřešena

Dlouho po spuštění několik vytrvalých techniků zjistilo, že komunikační zařízení na Cassini má potenciálně fatální konstrukční chybu, což by způsobilo ztrátu všech dat přenášených společností Huygens .

Vzhledem k tomu, Huygens byl příliš malý na to přenášet přímo k Zemi, byl navržen tak, aby předat na telemetrické údaje získané při sestupu do atmosféry Titanu se Cassini pomocí rádia , což by následně ho přenést na Zemi pomocí jeho velký 4 m (13 ft) průměr hlavní anténu . Někteří inženýři, zejména zaměstnanci ESA ESOC Claudio Sollazzo a Boris Smeds , se cítili znepokojeni skutečností, že podle jejich názoru tato funkce nebyla testována před spuštěním za dostatečně realistických podmínek. Smedsovi se s určitými obtížemi podařilo přesvědčit nadřízené, aby provedli další testy, když Cassini letěla. Počátkem roku 2000 poslal ze Země na Cassini simulovaná telemetrická data s různým výkonem a úrovněmi Dopplerova posunu . Ukázalo se, že Cassini nebyla schopna data předat správně.

Důvodem bylo, že podle původního letového plánu, kdy měl Huygens sestoupit na Titan, by se vzhledem ke Cassini zrychlil , což způsobilo, že se Dopplerův posun jeho signálu bude měnit. V důsledku toho byl hardware přijímače Cassini navržen tak, aby byl schopen přijímat přes rozsah posunutých frekvencí. Nicméně, firmware nedokázala vzít v úvahu, že Dopplerův posun by se změnily nejen nosnou frekvenci, ale také časování užitečných bitů , kódovaných klíčování fázovým posuvem při 8192 bitů za sekundu .

Přeprogramování firmwaru nebylo možné a v důsledku toho bylo nutné změnit trajektorii. Huygens se odlepil o měsíc později, než bylo původně plánováno (prosinec 2004 místo listopadu), a přiblížil se k Titanu tak, že jeho přenosy cestovaly kolmo na jeho směr pohybu vzhledem k Cassini , čímž se výrazně omezil dopplerovský posun.

Změna trajektorie z větší části překonala konstrukční vadu a přenos dat byl úspěšný, přestože informace z jednoho ze dvou rádiových kanálů byly ztraceny kvůli nesouvisející chybě.

Ztráta dat kanálu A.

Společnost Huygens byla naprogramována tak, aby přenášela telemetrii a vědecká data na sondu Cassini pro přenos na Zemi pomocí dvou nadbytečných rádiových systémů v pásmu S , označovaných jako kanál A a B nebo řetězec A a B. Kanál A byl jedinou cestou pro experiment měří rychlost větru studiem drobných frekvenčních změn způsobených Huygensovým pohybem. V jednom dalším záměrném odklonu od plné redundance byly obrazy ze sestupného zobrazovače rozděleny, přičemž každý kanál nesl 350 obrázků.

Cassini nikdy neposlouchala kanál A kvůli chybě v pořadí příkazů odeslaných do kosmické lodi. Podle úředníků Evropské vesmírné agentury nebylo přijímači na orbiteru nikdy přikázáno, aby se zapnul. ESA oznámila, že chyba byla chybou z jejich strany, chybějící příkaz byl součástí příkazové sekvence vyvinuté ESA pro misi Huygens a že byla provedena Cassini, jak byla doručena.

Protože kanál A nebyl použit, bylo přijato místo plánovaných 700 pouze 350 obrázků. Rovněž byla ztracena všechna Dopplerova rádiová měření mezi Cassini a Huygens . Byla provedena Dopplerova rádiová měření Huygensů ze Země, i když nebyla tak přesná jako ztracená měření, která provedla Cassini . Použití senzorů akcelerometru na Huygens a VLBI sledování polohy sondy Huygens ze Země umožnilo provést poměrně přesné výpočty rychlosti a směru větru.

Přistávací místo

Sonda dosedl na povrchu Titanu při 10.573 ° S 192,335 ° W . 10 ° 34'23 "S 192 ° 20'06" W / / -10,573; -192,335

Červený kříž označuje místo přistání Huygens . Světlá oblast vpravo je oblast Xanadu .

Viz také

Reference

Citace

Bibliografie

Nature 438 , prosinec 2005 - Výsledky analyzované v devíti článcích, dopisech redaktorovi a příbuzným médiím jsou k dispozici s bezplatným přístupem online.

Další čtení

Ralph Lorenz (2018). NASA/ESA/ASI Cassini-Huygens: od roku 1997 (orbiter Cassini, sonda Huygens a koncepce budoucího průzkumu) (Workshop Manual of Owners 'Workshop) . Haynes manuály, Velká Británie. ISBN 978-1785211119.

Languages

In other projects