SONDA ESPACIAL CASSINI HUYGENS (MISION A SATURNO)

Cassini-Huygens

La misión principal de la sonda Cassini es el estudio del planeta Saturno, su sistema de anillos y sus satélites. En el lanzamiento iba acompañada de la sonda de descenso europea Huygens que aterrizó posteriormente en Titán, el mayor satélite del planeta y el más interesante desde el punto de vista científico y biológico de todo el Sistema Solar.

Este proyecto es fruto de la cooperación entre la agencia espacial norteamericana NASA y la agencia espacial europea ESA y es el mayor proyecto jamás emprendido por ambas agencias. Las naves fueron las mejor equipadas y preparadas de todas las lanzadas hasta la fecha de lanzamiento y se diseñaron y construyeron para disminuir al mínimo las posibilidades de fallos de componentes. El número de piezas mecánicas es ínfimo y la mayoría han sido sustituidas por elementos fijos y que no requieran mecanismos, dado que son los que mayores fallos presentan.

El lanzamiento

La sonda Cassini/Huygens fue lanzada desde Cabo Cañaveral el 15 de octubre de 1.997 a las 08:43 GMT. usando para ello un cohete Titan IV/B de dos etapas, con una 3ª etapa superior Centaur.

Para llegar a su destino, la nave ha usado la técnica de sobrevuelo de planetas para aumentar su velocidad y tomar la dirección final hacia Saturno. En total se realizaron cuatro sobrevuelos, dos a Venus, uno a la Tierra y otro a Júpiter. En todo este tiempo, desde el lanzamiento hasta varios meses después de sobrevolar nuestro planeta, la nave se ha mantenido orientada con su antena principal hacia el Sol para proteger a los instrumentos del calor, ya que la nave se acercará hasta los 90 millones de kilómetros de nuestra estrella. Los sobrevuelos de Venus tuvieron lugar en abril de 1.998 y en junio de 1.999 a una velocidad de 13,6 km/s y en ambos se 'despertaron' algunos de los instrumentos para tomar datos científicos que serían posteriormente enviados a la Tierra.

Cincuenta y cinco días después del segundo sobrevuelo de Venus, el 18 de agosto, la nave llegó a la Tierra sobrevolándola a unos 1.000 kilómetros de distancia con una velocidad de 19 km/s (68.000 km/h !!!) y en esta ocasión nueve de los instrumentos fueron activados y realizaron observaciones del sistema Tierra-Luna. Fotografías del sobrevuelo tomadas desde la Tierra.

Por último tuvo lugar el esperado encuentro con Júpiter a más de 9,7 millones de kilómetros de distancia del planeta. A pesar de tan lejana distancia, la nave obtuvo datos muy valiosos sobre la atmósfera de Júpiter y otros datos de la magnetosfera que serán contrastados con los obtenidos por la Galileo y que realizó observaciones simultáneamente.

Después del encuentro algunos de los instrumentos de la nave Cassini permanecerán encendidos durante algunos meses para intentar detectar las ondas de los campos gravitatorios y realizar otros experimentos de campos magnéticos.

Diseño de la nave Cassini

La nave Cassini es la nave más sencilla pero más grande jamás construida. Únicamente las dos naves del proyecto Phobos enviadas a Marte por la Unión Soviética eran más pesadas. Contiene 1.630 circuitos interconectados, 22.000 conexiones por cable, y más de 14 kilómetros de cableado. Su cuerpo principal consistía en un cilindro y un decágono como estructura principal. La nave mide más de 6.8 metros de longitud y más de 4 metros de diámetro. En la parte superior se montó una gran antena parabólica de 4 metros de diámetro. La nave tiene 3 módulos: Un módulo de equipamiento menor, que contiene los equipos electrónicos, un módulo de propulsión que contiene los sistemas de propulsión y un modulo de equipamiento inferior que contiene los RTG, las ruedas de reacción, motores, etc. En un lado del cilindro lleva los instrumentos ópticos, el magnetómetro montado en un brazo de 11 m, y otros instrumentos científicos. La masa de la nave es de 2.125 kg, de los cuales 3.867 kg es de propelente y de los instrumentos 687 kg. La electricidad es obtenida por 3 generadores termoeléctricos radioisótopos(RTG), cada uno usa 10,9 kg de Plutonio 238,que convierte el calor en electricidad. Cada uno generaba 300 Watts de electricidad a una tensión de 30 Voltios. Los RTG's alimenta todos los equipamientos de la nave de manera continua. Al final de 11 años la electricidad se reducirá a 210 Watts. El cableado en la nave son para interconexiones de uno a otros equipos y transferencias, y sólo transfieren señales eléctricas.

Los mecanismos dan apoyo mecánico, y alinean los equipamientos. Se usan dispositivos para la separación de la nave en el vehículo de lanzamiento, el despliegue del brazo del magnetómetro, los motores para hacer girar las ruedas de reacción, la regulación de las persianas, y las unidades de calentadores de radioisótopos. El control de temperatura es necesario para mantener caliente la nave. Se usa: La antena de alta ganancia como sombra durante el vuelo en las cercanías al Sol. Las mantas térmicas aislantes absorben calor a la nave para mantenerla caliente y esta envuelto en toda la nave. Las persianas, montadas en el decágono son para regular la temperatura interna de la electrónica. Cada instrumento tiene un calentador. También se usan los calentadores eléctricos, y calentadores de radioisótopos(RHU) y el calor de los RTG para irradiar más calor. La actitud es determinada por un sistema AACS. La nave está estabilizada en los 3 ejes. Se usa una unidad de referencia inercial(IRU), integrado de giroscopios de estado sólido. La unidad de referencia estelar usa cámaras de navegación con un mapa de 5.000 estrellas. Las ruedas de reacción son para mantener la postura de la nave.
La propulsión se usa para mantener la posición de la nave, la inserción orbital, correcciones, y la postura de la nave. Para ello se usan 2 motores principales, uno primario y el otro como repuesto si el primero falla, los dos dan un empuje de 445 N. También se usan 16 motores de 0.5 N, montados en 4 grupos de 4, para la postura y correcciones. En el cilindro se montaron 2 tanques, uno con tetróxido de nitrógeno y otro de monometil- hidracina. Además de varios componentes de propulsión como válvulas, filtros, etc., este sistema incluye también un único tanque de helio gaseoso para presionar los motores y el combustible, además de un tanque de hidracina para los pequeños motores. Las telecomunicaciones se hacían en banda X con una frecuencia de 8.4 GHz. Los componentes de este sistema son un tubo amplificador de onda de 20 W para amplificar la señal, dos transpondedores de espacio profundo que reciben y transmiten, y el oscilador ultraestable. Las telecomunicaciones usaban una antena parabólica de alta ganancia con 4 metros de diámetro y dos antenas de baja ganancia para comunicaciones auxiliares. La velocidad de envío de datos varía de 5b/S ó 249 kb/s. La señal de la nave tardaría de 68 a 84 minutos a la Tierra o a la nave en la órbita de Saturno.
La nave procesa comandos usando un subsistema de comandos y gestión de datos para las actividades de la nave y sus instrumentos; este sistema es el cerebro de la nave porque es controlada. Los datos son almacenados en dos grabadoras de estado sólido, en él se almacenan los datos de la nave y de ciencia para su posterior transmisión a la Tierra periódicamente, y además almacenan programas. Una vez enviados son borrados para almacenar nuevos datos. Las 2 grabadoras tienen capacidad de 2 Gb, y son protegidos por la radiación a través de una cubierta de aluminio. La electrónica lleva todos los equipos electrónicos, montados en doce compartimientos controlados y protegidos de la radiación.
Cuando la nave Cassini llegue a Saturno, estará a una distancia de entre 8,2 y 10,2 unidades astronómicas de la Tierra. Por esta razón, las señales que nos envíe o que se le manden desde la Tierra tardarán entre 68 y 84 minutos en alcanzar su destino. En la práctica, esto significa que los controladores en tierra no podrán operar en tiempo real con la nave, ya sea para operaciones cotidianas o en caso de una avería inesperada.

Instrumentos Cassini

Sus múltiples instrumentos se clasifican en dos grandes grupos: ópticos de sensores remotos, formados por las cámaras y espectrómetros y el grupo de instrumentos de campos y partículas que medirán la magnetosfera, las radiaciones y las partículas del entorno.

Sensores de óptica remotos

Composite Infrared Spectrometer (CIRS)

Es un espectrómetro doble evolucionado del instrumento IRIS de la nave Voyager pero con una resolución 10 veces mayor. Su objetivo es medir la radiación infrarroja de las atmósferas, los anillos y las superficies de los satélites en el rango de longitudes de onda del milímetro a los 7 micrones, es decir, el infrarrojo lejano y medio. Con ello se obtendrán mapas de temperaturas de Titán y Saturno, las composiciones de sus atmósferas, nubes, procesos energéticos, composición de los anillos de Saturno y temperaturas de la superficie de Titán.

Imaging Science Subsystems (ISS)

Es un conjunto de dos cámaras en luz visible, una de campo ancho para tomas amplias y otra de campo estrecho con mayor resolución, ambas con sensores CCD de 1.024x1.024. Su objetivos son fotografiar el movimiento de las atmósferas de Titán y Saturno, estudiar la composición y características de las nubes y aerosoles, hacer mapas de las superficies de los satélites, estudiar los anillos de Saturno y determinar la composición y rotación de los satélites menores del planeta. Más información e imágenes en CICLOPS - Universidad de Arizona

Ultraviolet Imaging Spectrograph (UVIS)

Es un espectrómetro ultravioleta encargado de medir la luz en esa longitud de onda de las atmósferas, los anillos y las lunas de Saturno. De esta forma se puede determinar la composición de las atmósferas, la distribución de elementos, la circulación atmosférica, la estructura de los anillos y las lunas heladas. Más información Universidad de Colorado

Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS)

Espectrómetro en infrarrojo cercano y luz visible. Sirve para medir la composición, estructuras y temperaturas de las atmósferas de Saturno y sus lunas, permitiendo observar la superficie de Titán, la estructura de los anillos, las tormentas en Saturno y volcanes en Titán.

Sensores de microondas remotos

Cassini Radar (RADAR)

Este experimento se basa en el uso de la antena de alta ganancia de la nave ( la antena principal ), para realizar las transmisiones de radar contra la superficie de Titán y averiguar si está se encuentra en estado sólido o líquido y su distribución, además de trazar un mapa topográfico y geológico del satélite. Más información en la página
Cassini-Radar.

Radio Science Subsystem (RSS)

Usa los sistemas de comunicación por radio para medir la composición, presiones y temperaturas de las atmósferas y estructuras de los anillos.

Campos, partículas y ondas

Cassini Plasma Spectrometer (CAPS)

Mide el flujo de iones y electrones en función de su masa y su carga. Es uno de los instrumentos más completos y sirve para medir la composición de las moléculas ionizadas, la magnetosfera, las auroras y el plasma del medio interestelar, de Saturno y de Titán.

Cosmic Dust Analyzer (CDA)

Analizador de Polvo Cósmico. Ofrece datos directos de las partículas que se encuentran en el entorno del planeta, para investigar la física, la química y las propiedades dinámicas de estas partículas y su interacción con los satélites, la magnetosfera y los anillos. Más información: Max Planck Institute.

Ion and Neutral Mass Spectrometer (INMS)

Mide los iones positivos y las moléculas neutras de las capas altas de la atmósfera de Titán y la magnetosfera de Saturno.

Dual Technique Magnetometer (MAG)

Su principal objetivo es determinar los campos magnéticos planetarios para hacer modelos en tres dimensiones y su interacción con el polvo y los anillos de Saturno.

Magnetospheric Imaging Instrument (MIMI)

Está diseñado para medir la composición, cargas eléctricas y energías de los iones y electrones de la magnetosfera y el plasma. Más información.

Radio & Plasma Wave Science (RPWS)

Mide los campos eléctricos y magnéticos, la densidad de electrones y la temperatura en el medio interplanetario y la magnetosfera. Más información.
Además existen una serie de grupos llamados de 'ciencia interdisciplinaria' cuya misión es sacar conclusiones sobre los anillos, satélites, atmósferas y magnetosferas usando los datos de varios de los instrumentos simultáneamente.

Encuentro con el asteroide 2685 MASURSKY - 23.01.00

Asteroide Masursky. Imagen: JPLLa sonda Cassini pasó el día 23 de enero de 2.000 a una distancia de 1,6 millones de km. del asteroide Masursky lo que aprovechó para tomar dos imágenes, una de ellas con alta resolución. Dada la lejanía de la sonda, las imágenes no revelan ningún detalle pero permiten a los científicos calcular su diámetro y algunas propiedades de los materiales que componen su superficie. Además ha permitido probar el sistema de guiado automático de la cámara y comprobar que funciona tal y como estaba previsto. Las 2 imágenes fueron tomadas 7 y 5 horas antes del máximo acercamiento y nos darán algunas pistas sobre que tipo de asteroide es y su periodo de rotación. Las estimaciones indican que su tamaño oscila entre los 15 y 20 km.

Sobrevuelo de Jupiter: 30-dic-2.000 (03:00 GMT a 9.7 mill. km)

En su camino hacia Saturno, la sonda Cassini/Huygens pasó por las cercanías de Júpiter a finales del año 2.000. Además de la importancia del acercamiento al planeta, este encuentro tuvo especial significado no sólo por el hecho de servir como tests a los instrumentos de la Cassini, sino que permitió comparar los datos obtenidos con los de la sonda Galileo que se encontraba en órbita de Júpiter en aquel momento. Era la primera vez que dos sondas obtenían datos simultáneamente de un planeta que no fuese la Tierra. El equipo científico de Cassini programó toda una serie de experimentos y puso a funcionar los equipos de la nave desde octubre de 2.000 hasta marzo de 2.001 para tomar los máximos datos posibles. En total 12 instrumentos tomaron datos durante estos días, entre los cuales destacan las cámaras de la Cassini que tomaron miles de fotografías, componiendo mosaicos y animaciones de la atmósfera y los satélites del planeta. Además se estudió el comportamiento dinámico de la atmósfera, su composición, los campos magnéticos y su interacción con los satélites y los volcanes de Io.

La sombra de Io.


Las bandas de Júpiter.

Júpiter en color verdadero y falso color.

Volcanes en Io.

La nave Cassini

Su peso en el lanzamiento era de 5.600 kg. de los cuales 2.500 kg. corresponden a la nave en sí y el resto es combustible. Sus dimensiones son 6,8 metros de altura y 4 metros de ancho. Para la propulsión posee dos motores de 450 Newtons de empuje cada uno. La energía es proporcionada por tres generadores termoeléctricos de radioisótopos.

Sobrevuelo de Venus 1: 26-abril-1.998

Sobrevuelo de Venus 2: 24-junio-1.999 (20:30 GMT a 598 km)

Sin embargo, el segundo pasaje por Venus estaba calculado para lanzar a la nave de vuelta, para un último sobrevuelo por la Tierra antes de lanzarse hacia el espacio profundo provisto del momento provocado por nuestro planeta. Los enemigos de la energía nuclear volvieron a la carga, preguntando qué pasaría si el vehículo se estrellaba. Se les respondió que eso no podía ocurrir, pero ellos siguieron preocupando al público hasta que se produjo el encuentro con toda normalidad el 18 de agosto del 99 a las 3:28 de la madrugada. Impulsado por la gravedad terrestre, Cassini pasó junto a la Luna 20 minutos después (por comparación, la Apolo 11 necesitó 4 días para cubrir el mismo trayecto).

Órbita a Saturno

El 28 de junio de 2004 la sonda comenzó a investigar la rotación del planeta y el 1 de julio de ese mismo año se convirtió en el primer vehículo en orbitar el lejano mundo y acercarse a sus anillos (más adelante se descubriría un nuevo anillo).

superficie del satélite. podria haber vida en titan

Los anillos

El 1 de mayo de 2005 Cassini detectó una nueva luna entre los anillos que por ese periodo comenzó a investigar exhaustivamente, volando tras ellos y detectando en éstos iones de oxígeno (una sorpresa). La luna genera ondas como efecto gravitacional en los anillos.

Imágenes de los anillos y Titán

Tras penetrar en la influencia de Saturno, la sonda obtuvo las primeras imágenes de los anillos del planeta y de su luna más grande, Titán.

Encélado

Durante estas primeras pasadas de 2005 se detectó al encontrarse Cassini con la luna Encélado que esta tenía un débil campo electromagnético y una significativa atmósfera.

Superficie de Encélado

Tras descubrir en el último periodo de 2005 actividad volcánica (que sólo tiene Ío, la Tierra y quizá Tritón) Cassini hizo un nuevo descubrimiento en marzo de 2006. En Encélado hay grandes cantidades de agua (posiblemente helada) que es expulsada a la atmósfera
de forma parecida a un géiser.

Lunas

Tras descubrir los primeros días de junio de 2004 dos nuevos satélites de Saturno: Metone y Palene, Cassini sobrevoló la luna Febe (Phoebe) el día 11 del mismo mes. Febe orbita Saturno en dirección contraria al resto de satélites. Parece ser que la luna podría tener agua bajo su superficie.

La sonda Huygens

La sonda Huygens, fabricada por la Agencia Espacial Europea y llamada así por el astrónomo holandés del siglo XVII Christiaan Huygens, estaba preparada para analizar la atmósfera y superficie de Titán, la mayor de las lunas de Saturno, atravesando la atmósfera de Titán y descendiendo en paracaídas sobre su superficie, donde depositó un laboratorio científico que se encargará de realizar diversos análisis y de mandar dicha información a la nave Cassini, que a su vez la reenviará a la Tierra. La sonda se separó de la Cassini el día 25 de diciembre de 2004 y llegó a Titán el día 14 de enero de 2005, cumpliendo prácticamente con éxito su misión y convirtiéndose no sólo en la primera sonda que aterriza en un satélite que no sea la luna terrestre sino también en la primera en hacerlo en un mundo del Sistema Solar exterior

Instrumentación

La sonda Huygens contiene seis complejos instrumentos a bordo que proporcionarán una amplia variedad de datos a los científicos tras su descenso en la atmósfera de Titán. Estos instrumentos son:

Huygens Atmospheric Structure Instrument (HASI)

Este instrumento contiene una serie de sensores que medirán las propiedades físicas y eléctricas de la atmósfera de Titán. El acelerómetro permitirá medir la densidad de la atmósfera de Titán y las corrientes de aire. Los sensores de temperatura y presión determinarán las propiedades térmicas de la atmósfera. El HASI también contiene un micrófono, que grabará sonidos durante el descenso y el aterrizaje de la sonda.

Doppler Wind Experiment (DWE)

Este experimento usa un oscilador ultrasensible para mejorar la comunicación con la sonda, dotándola de una señal muy estable. Los vaivenes producidos por los vientos de la atmósfera se podrán entonces medir para sacar conclusiones acerca de sus características.

Descent Imager/Spectral Radiometer (DISR)

Los detectores de imágenes y de espectros de este instrumento realizarán diversas mediciones sobre la radiación y el tamaño y densidad de las partículas en suspensión. Las imágenes, en el espectro de la luz visible e infrarroja, crearán un mosaico que permitirá reconstruir la zona de aterrizaje y sus alrededores.

Gas Chromatograph Mass Spectrometer (GCMS)

Este instrumento es un versátil analizador químico de gas, diseñado para identificar y medir sustancias químicas en la atmósfera de Titán. Está equipado con dos módulos para toma de muestras que se llenarán a gran altitud para un posterior análisis. El espectrómetro de masas construirá un modelo de la masa molecular de cada gas, mientras que el cromatógrafo de gases llevará a cabo un estudio más detallado de las muestras de isótopos y moléculas. Poco antes del aterrizaje se calentará el instrumento, a fin de que en contacto con la superficie se evaporen los materiales que la componen y se puedan analizar mejor.

Aerosol Collector and Pyrolyser (ACP)

Este experimento captará partículas de la atmósfera en el interior de un horno, que calentará las muestras atrapadas y, mediante un proceso de pirólisis, descompondrá los materiales orgánicos volatilizados para estudiarlos.

Surface-Science Package (SSP)

El SSP contiene varios sensores diseñados para determinar las propiedades físicas de la superficie de Titán en el punto de impacto. Un sónar vigilará durante los últimos 100 metros la distancia a la superficie, midiendo la velocidad de descenso y la rugosidad del suelo.

Subfases de la misión primaria

Además de ser uno de los principales objetivos de su misión, Titán, mediante su gravedad, se encarga de ayudar a cambiar la órbita de la sonda permitiéndole así realizar los distintos estudios para los que fue preparada. Esta es la razón de que las subfases que se detallan a continuación empiecen y acaben con un sobrevuelo de Titán, salvo dónde se especifique lo contrario.

1 - Entrada en órbita alrededor de Saturno y lanzamiento de la sonda Huygens. Esta secuencia abarcó desde el día 1 de julio de 2004 -día en el que la sonda se situó en órbita alrededor de Saturno- hasta el día 15 de febrero de 2005. Durante ella, la sonda realizó tres órbitas alrededor de Saturno y cuatro sobrevuelos a Titán -incluyendo el correspondiente para recoger los datos enviados desde Titán por la sonda Huygens- además de uno de Jápeto. Además de la entrada en órbita alrededor de Saturno de la sonda Cassini, el principal hecho de esta parte de la misión fue el descenso de la sonda Huygens a Titán.
2 - Secuencia de ocultación. Duró desde el día 15 de febrero de 2005 hasta el día 7 de septiembre de 2005. En ella la sonda realizó 11 órbitas alrededor de Saturno, llegando a tener éstas cierta inclinación respecto al ecuador del planeta. En esta parte de la misión, se aprovechó el hecho de que Cassini podía ver cómo el Sol y la Tierra eran ocultados por los anillos del planeta para estudiar la estructura y evolución de estos últimos. También se realizaron cuatro nuevos sobrevuelos de Titán, y tres de Encélado.
3 - Secuencia de estudio de la magnetocola. Esta parte de la misión duró desde el día 7 de septiembre de 2005 hasta el día 22 de julio de 2006. Cassini realizó durante esos 10 meses y medio 12 órbitas alrededor de Saturno. En su transcurso, la órbita de la nave fue cambiando hasta situarse primero en el plano ecuatorial de Saturno y luego en el lado nocturno del planeta, para estudiar su magnetocola y durante ella Cassini, además de realizar un sobrevuelo de cada una de casi todas las principales lunas de Saturno -excepto Japeto y Febe-, realizó nueve sobrevuelos de Titán.
4 - Transferencia de 180º. Empezó el día 22 de julio de 2006 y acabó el 30 de junio de 2007. Durante ella, la sonda ha utilizado la gravedad de Titán para primero cambiar su órbita hasta situarse prácticamente perpendicular al ecuador de Saturno, pudiendo así estudiar sus anillos y sus regiones polares desde "arriba" y luego devolverla al plano ecuatorial de éste, y también para progresivamente situarse de nuevo en el lado diurno del planeta. Se realizaron en total diecisiete sobrevuelos de Titán, siendo la parte de la misión en la que la mayor luna de Saturno fue más veces estudiada de cerca. Asimismo a mediados de septiembre de 2006, la órbita de Cassini la llevó a un punto en el que el Sol sería ocultado durante varias horas por Saturno, algo que probablemente no se repetirá en el resto de la misión. Durante esas horas se realizaron estudios intensivos de los anillos y se tomaron numerosas imágenes del planeta y de éstos, pudiéndose ver en una de ellas la Tierra próxima a los anillos.
5 - Subfase de estudio de lunas heladas. Duró desde el día 30 de junio de 2007 hasta el 31 de agosto del mismo año y la sonda orbitó Saturno apenas un par de veces. Esta parte de la misión se caracteriza por estar la nave en el plano del ecuador de Saturno, habiendo varios encuentros relativamente cercanos con las lunas heladas de Saturno, además de dos sobrevuelos de Titán.
6 - Secuencia de alta inclinación. Abarcó desde el día 31 de agosto de 2007 hasta el día 30 de junio de 2008, final de la misión primaria. Cassini realizó veinticinco órbitas alrededor del planeta anillado en las cuales de nuevo su órbita estuvo fuertemente inclinada respecto a su ecuador, pudiendo estudiarse así de nuevo sus anillos y sus regiones polares. También se realizaron un sobrevuelo de Encélado, uno de Japeto, y nueve sobrevuelos de Titán.

Diseño de la nave

Huygens fue construida bajo el contratista principal de Aérospatiale en su Centro Espacial de Cannes Mandelieu, Francia, ahora parte de Thales Alenia Space. El sistema de escudo de calor se construyó bajo la responsabilidad de Aérospatiale, cerca de Burdeos, ahora parte de EADS SPACE Transportation.

Paracaídas

Martin-Baker Space Systems es el responsable del paracaídas de la Huygens y los componentes estructurales, mecanismos y pirotécnicos que controlan el descenso de la sonda en Titán. IRVIN-GQ es el responsable de la definición de la estructura de los paracaídas de la Huygens.

Diseño del aterrizador

Huygens se compone de dos partes: la sonda y el equipo de apoyo de la sonda (PSE). La sonda se compone de dos elementos, así: la aerocubierta, que protege a los instrumentos durante la entrada de alta velocidad en la atmósfera de Titan, y el módulo de descenso, que contiene la instrumentación científica. El módulo de descenso está encerrado en la aerocubierta. Estos elementos están unidos entre sí en tres puntos.

La aerocubierta se compone de dos partes: un escudo frontal y una cubierta trasera. El escudo frontal es de 79 kg, 2,75 m de diámetro, 60 grado medio-coni ángulo superficie esférica. Azulejos de "AQ60" material ablativo (un fieltro de resina fenólica reforzado por fibras de sílice) proporciona protección contra el calor de la entrada en la atmósfera de Titan. La estructura de apoyo es una fibra de carbono reforzada en forma de panal de abeja, también diseñada para proteger el módulo de descenso del calor generado durante la entrada. Los azulejos fueron unidos a la estructura de soporte mediante un adhesivo. Una suspensión de las esferas de sílice en el hueco de un elastómero de silicona (Prosial) fue rociado directamente sobre la estructura de aluminio de la superficie posterior del escudo para aislar aún más la superficie. La cubierta trasera, que experimenta calentamiento por lo menos durante la re entrada en la atmósfera, lleva varias capas de aislante para proteger la sonda durante la fase de crucero a Saturno y durante la fase de la costa. Un agujero en la cubierta para permitir la despresurización durante el lanzamiento y permite represurización durante la entrada. Se trata de un 11,4 kg con carcasa de aluminio endurecido protegido por una capa de 5 kg de Prosial.
El módulo de descenso se compone de una cúpula hacia adelante y un después de cono que rodean a la plataforma de experimentación. Una completa plataforma superior del recinto. La cúpula hacia adelante y la plataforma superior contienen una variedad de puertos para permitir el acceso a los sensores de experimentar la atmósfera y para proporcionar un medio para el despliegue de los paracaídas.
El PSE, aunque es una parte del sistema de la Huygens, permanece unida a la nave Cassini. Su propósito es apoyar la investigación y proveer de energía a la sonda antes de la separación y para proporcionar comunicaciones entre la sonda y el orbitador, tanto antes como después de la separación. Asimismo, establece el giro dado a la sonda durante el proceso de separación.
Potencia de la sonda Huygens después de la separación cuenta con cinco baterías LiSO2 capaz de almacenar 1600 Wh de energía y puede proveer cerca de 250 W de potencia de la prevista de tres horas de operación de la sonda. Para el control térmico, la sonda de usos múltiples capas de aislamiento y de alrededor de 35 W de calentadores de radioisótopos. Una unidad de acondicionamiento de potencia de distribución (PCDU) se encarga de la distribución y conversión de energía orbital y la energía de la batería sonda para todos los experimentos y los subsistemas de la sonda. También proporciona armamento y funciones de disparo de las líneas de Pyro. Antes de la separación, toda la energía de la sonda es proporcionada por el orbitador Cassini.
Sonda de eventos son controlados a través de software y hard-wired secuencias, incluyendo un triple-vigilia hasta redundante temporizador y un G-switch para detectar la desaceleración de la sonda por la atmósfera de Titán. Redundantes altímetros radar de medida de altitud de 20 km hacia abajo, cada transmisión de 60 mW de potencia a 15,4 o 15,8 GHz a través de una antena de 125 x 162 mm ranura plana. 

Un fallo crítico en el diseño 

Largo tiempo después del lanzamiento, unos tenaces ingenieros descubrieron que el equipo de comunicación de la Cassini tenía un fallo crítico de diseño, que hubiese causado la pérdida de todos los datos transmitidos por la sonda Huygens.
Dado que Huygens es demasiado pequeña para transmitir directamente a la tierra, esta diseñada para transmitir por radio a la Cassini la telemetría obtenida durante el descenso, que a su vez la retransmite a la Tierra usando su antena principal de 4 metros de diámetro. Algunos ingenieros, entre los que se puede mencionar a los empleados de la ESA en Darmstadt Claudio Sollazzo y Boris Smeds se sentían intranquilos sobre el hecho de que, en su opinión, esta característica no había sido probada antes del lanzamiento en condiciones realistas. Smeds logró, con ciertas dificultades, convencer a sus superiores para ejecutar tests adicionales mientras la Cassini estaba en vuelo. A principios del 2000, envió datos simulados de telemetría a varios grados de potencia y desplazamiento Doppler desde la Tierra a la Cassini. Sucedió que la Cassini fue incapaz de retransmitir los datos correctamente.
La razón: cuando Huygens desciende a Titán, acelera relativamente a la Cassini, causando que su señal se desplace debido al efecto Doppler. De esta manera, el hardware de Cassini' fue diseñado para recibir en un rango de frecuencias desplazado. Sin embargo, el firmware no fue diseñado teniendo en cuenta que el efecto Doppler no sólo cambia la frecuencia portadora, sino también el tiempo de los bits, codificados a 8192 bits por segundo, y esto no era tenido en cuenta por la programación del módulo.
Reprogramar el firmware era imposible y como solución la trayectoria tuvo que ser cambiada. Huygens se separó un mes después (diciembre de 2004 en vez de noviembre) y se aproximó a Titán en un rumbo tal que sus transmisiones viajan perpendicularmente a su dirección de movimiento respecto a la Cassini', reduciendo ampliamente el desplazamiento Doppler. (Ver IEEE Spectrum artículo [2] para la historia completa.)
El cambio de trayectoria anuló el fallo de diseño y la transmisión se realizó con éxito.

Descripción

La sonda Huygens fue concebida para explorar las nubes, la atmósfera y la superficie de Titán, la mayor luna de Saturno penetrando en la atmósfera de Titán y llevando un laboratorio robotizado a la superficie. Cuando se planeó la misión, se desconocía el tipo de superficie que Titán podía tener. En los meses previos al aterrizaje de la sonda se confiaba en que el análisis de los datos de Cassini ayudaría a responder esta cuestión. La mayor de las incertidumbres iniciales era saber si la sonda se posaría sobre terreno sólido o sobre la superficie de un lago o mar de hidrocarburos.

Basándose en las imágenes tomadas por Cassini, a unos 1200 km de distancia de Titán, el sitio de aterrizaje aparentaba ser una costa. Asumiendo que el sitio de aterrizaje no sería sólido, la sonda Huygens fue diseñada para sobrevivir varios minutos al impacto con la superficie líquida y enviar información acerca de las condiciones encontradas. Se esperaba que fuese la primera vez que una sonda humana amerizase en un océano no terrestre. La sonda disponía tan sólo de unas tres horas de energía en sus baterías de las cuales una mayoría se gastaría durante el descenso. Los ingenieros esperaban obtener como máximo 30 minutos de datos desde la superficie.
La sonda Huygens consiste en la sonda en sí misma, que descendió sobre Titán, y el 'Equipo de Soporte de la Sonda' (PSE), que permanece anclado a la sonda orbital (Cassini). El PSE incluye la electrónica necesaria para seguir a la sonda, recuperar los datos adquiridos durante el descenso, y procesar y enviar los datos al orbitador, desde donde fueron transmitidos a tierra.
La sonda permaneció dormida durante el viaje interplanetario de 6,7 años, excepto por chequeos bianuales cuyos resultados se transmitían hasta la Tierra para su análisis por los expertos de sistemas y carga útil de la ESA.
Antes de la separación de la sonda del orbitador, el 25 de diciembre de 2004 se ejecutó un chequeo final de 'salud'. Un temporizador fue cargado con el período necesario para encender los sistemas de la sonda (15 minutos antes de su encuentro con la atmósfera de Titán) y entonces la sonda se desacopló del orbitador y navegó por el espacio hasta Titán durante 22 días, con los sistemas apagados excepto el temporizador para 'despertar'.

La fase principal de la misión consistió en descenso en paracaídas a través de la atmósfera de Titán. Las baterías y todos los recursos fueron dimensionados para una duración estimada de 153 minutos, correspondientes a un tiempo de descenso máximo de 2,5 horas más 3 minutos adicionales (posiblemente media hora o más) en la superficie de Titán. En enlace radio con la sonda fue activado al principio de la fase de descenso, y el orbitador escuchó a la sonda durante las siguientes 3 horas. Poco después del fin de esta ventana de comunicación de 3 horas, la Antena de Alta Ganancia (HGA) de Cassini fue reorientada de Titán hacia la Tierra.
Grandes telescopios de la Tierra estaban también escuchando la transmisión de 10 vatios de Huygens usando una técnica de 'interferometría de muy amplia base' y modo de apertura sintético. A las 11:25 CET del 14 de enero, el telescopio Robert C. Byrd Green Bank (GBT) en Virginia detectaba la señal portadora de la sonda. El GBT continuó detectando la señal incluso después de que Cassini dejase de escuchar. Además del GBT, otros ocho de los diez telescopios VLBA también estaban escuchando la señal de la Huygens.
La fuerza de la señal de Huygens recibida en la Tierra fue comparable a aquella de la sonda Galileo tal como fue recibida por la red Very Large Array.
Se espera que el análisis de desplazamiento Doppler de la señal según descendía en la atmósfera de Titán permitirá calcular la intensidad del viento y su dirección con cierta precisión. A través de la interferometría, se espera también que se pueda determinar la posición del punto de aterrizaje con un error de 1 km a una distancia de la Tierra de 1200 millones de kilómetros. Esto es una resolución angular de aproximadamente 170 segundos de arco. Una técnica similar fue usada para determinar el lugar de aterrizaje de los Mars Exploration Rovers.

Investigación

Resultados preliminares en un principio apuntaban a que el lugar de aterrizaje de la sonda Huygens, situado en una región conocida como Adiri -visible desde la sonda Cassini como una zona oscura- y que se ha decido bautizar como Hubert Curien Memorial Station en memoria de un presidente de la Agencia Espacial Europea [1], era un océano líquido. Sin embargo, hoy se sabe que la sondaaterrizó en esa zona oscura y que en realidad es sólida, no existiendo tal océano.

Los instrumentos revelaron "una nube densa o una niebla gruesa aproximadamente a 18-20 kilómetros de la superficie", que es probablemente el fondo del metano que está sobre la superficie. Las fotografías han revelado un terreno esponjoso.
Huygens también ha captado sonidos durante más de dos horas y media en el satélite.
Conclusiones de los descubrimientos de Huygens tras alunizar en la luna Titán:
Titán contiene océanos, lagos y ríos de metano líquido y éstos son alimentados por lluvias, también de metano líquido y fragmentos orgánicos.
Estas lluvias y evaporaciones de metano cubren el cuerpo celeste de una tenue niebla. Estas superficies de metano incluyen entre ellas islas y zonas de profundidad. El metano erosiona en paisaje como en la Tierra y luego se filtra. Estas lluvias sólo se producen desde hace unos pocos millones de años (una incógnita). También es muy raro que en algún planeta "llueva" metano, dado que es altamente volátil (hay que recordar que el metano es el principal componente del gas natural, y que es más liviano aún que el propano y el butano). Eso prueba que en Titán no debe haber oxígeno, porque es necesario para que un combustible, como el metano, pueda arder.
La superficie sólida de Titán es naranja, esponjosa, muy fría y con algunas rocas dispersas sobre ella. Se ha dicho que debe imaginarse como un desierto parecido al de Arizona.
La superficie misma parece consistir en un material arcilloso; los científicos la compararon con yogur.
Pudo haber algo parecido a actividad volcánica en el pasado, sólo que en lugar de lava las erupciones habrían sido de hielo y amoníaco.
En el cuerpo celeste se pueden detectar vientos que van en la dirección en la que el satélite rota, siendo en la superficie entre los 60 y 100 km/h de velocidad.
El satélite se encuentra a una temperatura de -180 Cº.
En Titán hay actividad geológica interna.
En el satélite se pueden encontrar pedruscos de hielo.

Prórrogas de la misión y posibles finales de ésta

Finalmente, en abril de 2008 la NASA ha decidido prorrogar la misión Cassini al menos un par de años más , habiéndose conocido esta prórroga cómo Misión del Equinoccio, ya que durante ella tendrá lugar el equinoccio en Saturno ([2]). Durante esos dos años, Cassini va a realizar sesenta nuevas órbitas alrededor del planeta anillado, veintiséis sobrevuelos de Titán, siete de Encélado, uno de Dione, uno de Rhea, y otro de Helena. Esta misión extendida se divide en cinco fases: alta inclinación, transferencia de 180 grados, observación del equinoccio, lunas heladas y ocultaciones de asa a asa, y observaciones del polo Norte de Titán.

Se propuso también prorrogar la misión hasta el año 2017, fecha del próximo solsticio en Saturno, lo cual ha sido finalmente aprobado por NASA.1 Dicha nueva prórroga de la misión ha sido bautizada cómo Misión del Solsticio.
Se han barajado diversas opciones para el destino final de la sonda Cassini que incluyen hacerla impactar contra Saturno como ocurrió con la sonda Galileo una vez acabada su misión en Júpiter -no en principio factible, ya que, si se hace en una trayectoria a través del plano ecuatorial del planeta, la presencia de los anillos hace probable la colisión con las partículas que los componen, perdiéndose así el control de la nave-, estrellarla contra cualquiera de las lunas de Saturno (descartado, debido al calor generado en la colisión y por sus reactores nucleares, el cual podría perturbar posibles formas de vida -particularmente en los casos de Titán y Encélado-), situarla en una "órbita de aparcamiento" en la que no exista riesgo de colisión con ninguna otra luna, sacarla del sistema de Saturno mediante sobrevuelos de Titán para acabar estrellándola en Júpiter o en Mercurio, e incluso expulsarla del Sistema Solar. Sin embargo la opción que se ha tomado, y que ha recibido el apoyo de una buena cantidad de científicos de la misión, es enviar a Cassini en una órbita de muy alta excentricidad que la llevará entre la atmósfera del planeta y el anillo D, a través de un hueco de 3800 kilómetros que hay entre ambos y en la que tras realizar 20 de esas órbitas será precipitada contra Saturno, ardiendo en su atmósfera el día 15 de septiembre de 2017, evitando así los riesgos de contaminación biológica mencionados, siendo éste el destino final de Cassini y el fin último de la misión ([3])

La polémica sobre el uso de energía nuclear

Debido a la gran distancia entre Saturno y el Sol, los paneles solares se mostraron insuficientes para proveer de electricidad a la nave al llegar a su destino. Para conseguirlo deberían haber sido demasiado grandes y pesados. Así, Cassini se alimenta de tres RTG (generadores termoeléctricos de radioisótopos), que generan electricidad a partir de la descomposición natural del plutonio. Al final de su periodo de servicio (once años) aún serán capaces de generar 628 vatios de energía. Esto ha generado las protestas de grupos de defensa del medio ambiente, algunos físicos (el más notable Michio Kaku) e incluso antiguos miembros de la NASA, a pesar de las afirmaciones por parte de la Agencia Espacial Norteamericana de que el riesgo de accidente nuclear era muy bajo.

Eventos de la misión

Trayectoria Cassini- Fecha de Lanzamiento: 15-octubre-1.997 (08:43 GMT)

Sobrevuelo de Venus 1: 26-abril-1.998
Sobrevuelo de Venus 2: 24-junio-1.999 (20:30 GMT a 598 km)
Sobrevuelo de La Tierra: 18-agosto-99 (03:28 GMT a 1.166 km)
Sobrevuelo Masursky: 23-enero-00 (09:35 GMT a 1.6 mill.km)
Sobrevuelo de Jupiter: 30-dic-2.000 (03:00 GMT a 9.7 mill. km)
Llegada a Saturno: 01-julio-2.004
Sobrevuelo de Titán 1: 26-octubre-2.004
Sobrevuelo de Titán 2: 13-diciembre-2004
Suelta de la sonda Huygens: 25-diciembre-2.004
Descenso de Huygens en Titán: 14-enero-2.005