DON DIX

O

N

NARESZCIE

SATURN

NARESZCIE

30

ÂWIAT NAUKI LIPIEC 2004

PRZELOT PRÓBNIKA HUYGENS przez g´stà atmosfer´ Tytana,
najwi´kszego ksi´˝yca Saturna, jest jednym z najwa˝niejszych
punktów programu misji Cassini-Huygens. Analiza organicznych
zwiàzków chemicznych znajdujàcych si´ w atmosferze
i na powierzchni Tytana pomo˝e nam zrozumieç, w jaki sposób
miliardy lat temu dosz∏o do powstania ˝ycia na Ziemi.

!

!

W

czesnym rankiem 15 paêdziernika 1997 ro-
ku sta∏em w ciemnoÊciach na brzegu pe∏nej
aligatorów zatoczki w pobli˝u przylàdka Ca-
naveral na Florydzie. Jak tysiàce innych ga-
piów patrzy∏em na oddalonà o kilka kilome-

trów, jasno oÊwietlonà rakiet´, pod którà pojawi∏ si´ s∏aby
p∏omieƒ. Gdy chwil´ póêniej przebija∏a si´ przez chmury, a po-
tem kierujàc si´ w kosmos, przemyka∏a nad oceanem, mo˝-
na by∏o dostrzec ju˝ tylko ognisty ogon jej silnika. Na szczy-
cie rakiety znajdowa∏ si´ najbardziej skomplikowany
bezza∏ogowy statek kosmiczny, jaki kiedykolwiek zbudowa-
no: orbiter Cassini i po∏àczony z nim próbnik Huygens. Cze-
ka∏a go siedmioletnia podró˝ mi´dzyplanetarna. Mój udzia∏ w
planowaniu tej misji rozpoczà∏ si´, gdy by∏em jeszcze dokto-
rantem, a do jej zrealizowania – pierwszych d∏ugotrwa∏ych

LIPIEC 2004 ÂWIAT NAUKI

31

Po siedmioletniej podró˝y
sonda Cassini-Huygens
rozpoczyna badania Saturna,
jego pierÊcieni i olbrzymiego
ksi´˝yca, Tytana

Jonathan I. Lunine

badaƒ uk∏adu Saturna – dochodzi dopiero teraz, gdy jestem
w po∏owie mojej kariery naukowej.

W lipcu br. sonda Cassini-Huygens powinna wejÊç na orbi-

t´ wokó∏ Saturna. Naukowcy czekajà niecierpliwie na ten
moment od chwili, gdy ponad 20 lat temu wyniki misji Pio-
neera 11 oraz Voyagerów 1 i 2 rozbudzi∏y zainteresowanie
tà drugà pod wzgl´dem wielkoÊci planetà Uk∏adu S∏onecz-
nego. Mimo ˝e Saturn jest mniejszy od Jowisza i wyglàda
znacznie mniej efektownie, mo˝e kryç w sobie kluczowe ele-
menty ∏amig∏ówki, których brakuje do odtworzenia historii
wszystkich gazowych planet-olbrzymów. Âwita Saturna sk∏a-
da si´ z 30 ma∏ych lodowych ksi´˝yców i jednego obiektu o
rozmiarach planetarnych – Tytana. W g´stej atmosferze Tyta-
na prawdopodobnie zachodzà procesy podobne do tych, któ-
re miliardy lat temu doprowadzi∏y do pojawienia si´ ˝ycia na
Ziemi. Naukowcy chcà je dok∏adnie zbadaç; chcà te˝ dowie-
dzieç si´, jak dosz∏o do powstania pierÊcieni Saturna i usta-

liç, w jaki sposób silne pole magnetyczne planety oddzia∏uje
z jej ksi´˝ycami lodowymi i z górnà atmosferà Tytana.

Planetolodzy majà nadziej´, ˝e Cassini-Huygens powtórzy

sukces sondy Galileo, której oÊmioletnia wyprawa zrewolu-
cjonizowa∏a naszà wiedz´ o Jowiszu i jego ksi´˝ycach. Mimo
wielu podobieƒstw obie te misje znacznie si´ ró˝nià. Galileo
mia∏ próbnik przeznaczony do badania atmosfery Jowisza,
podczas gdy próbnik Cassiniego poleci nie na Saturna, lecz
na Tytana. Ponadto, w przeciwieƒstwie do Galileo, Cassini-
-Huygens jest projektem mi´dzynarodowym. NASA zbudowa-
∏a orbiter Cassini i kieruje ca∏ym przedsi´wzi´ciem, natomiast
próbnik Huygens powsta∏ w laboratoriach Europejskiej Agen-
cji Kosmicznej (ESA). W sk∏ad zespo∏ów naukowych zawia-
dujàcych instrumentami badawczymi wchodzà zarówno Eu-
ropejczycy, jak Amerykanie.

Poczàtki misji

SATURN ZNAJDUJE SI

¢

prawie dwa razy dalej od S∏oƒca ni˝ Jo-

wisz (1.4 mld km w porównaniu z 780 mln km) i dlatego za-
wsze wydawa∏ si´ bardziej tajemniczy. Dla mi∏oÊników astro-
nomii zawsze by∏ przeciwieƒstwem burzliwego Jowisza:

spokojnym, pi´knym i tajemniczym globem, który statecznie
przemierza odleg∏e królestwo ch∏odu. W porównaniu z Jowi-
szem na Saturnie widaç mniej pasów i stref okreÊlajàcych
uk∏ad wiatrów w atmosferze. Magnetosfera Saturna – obszar
zdominowany przez pole magnetyczne planety – jest znacz-
nie spokojniejsza od jowiszowej, która generuje silne szumy
radiowe, bez trudu odbierane na Ziemi. Atmosfer´ Tytana od-
kryto ju˝ w 1943 roku, ale bli˝sze informacje o niej, podobnie
jak o innych ksi´˝ycach Saturna, uzyskano dopiero z nadej-
Êciem ery kosmicznej.

Pierwszym statkiem kosmicznym, który bada∏ uk∏ad Satur-

na, by∏ Pioneer 11. Ten niezbyt skomplikowany próbnik prze-
lecia∏ obok Jowisza w roku 1974, a Saturna minà∏ pi´ç lat
póêniej. Jego aparatura wykry∏a nieznany wczeÊniej pierÊcieƒ
F, przeprowadzi∏a zdalne badania atmosfery gazowego olbrzy-
ma, oszacowa∏a nat´˝enie jego pola magnetycznego oraz usta-
li∏a przybli˝one rozmiary i kszta∏t jego magnetosfery. Voyage-

ry 1 i 2, które przelecia∏y obok Saturna w 1980 i 1981 roku,
zosta∏y ju˝ wyposa˝one w znacznie lepsze kamery i spektrome-
try. W uk∏adzie pierÊcieni Saturna sondy te odkry∏y bardzo
dziwne struktury – ciemne radialne smugi, które na tle pier-
Êcieni wyglàdajà jak szprychy ko∏a. Przypuszcza si´, ˝e tworzà
je drobne ziarna py∏u, które lewitujà elektromagnetycznie po-
nad p∏aszczyznà pierÊcieni. Z tej i innych obserwacji wynika,
˝e w pierÊcieniach znajdujà si´ zarówno cia∏a o rozmiarach du-
˝ych g∏azów, jak i niewielkie ziarna py∏u.

Oprócz pierÊcieni Voyagery sfotografowa∏y fragmenty po-

wierzchni lodowych ksi´˝yców Saturna, na których wykry∏y
Êlady ró˝nych gwa∏townych procesów. Najciekawsze odkrycia
dotyczy∏y jednak Tytana. Voyager 1 zbli˝y∏ si´ do tego drugie-
go pod wzgl´dem wielkoÊci ksi´˝yca w Uk∏adzie S∏onecznym
(po jowiszowym Ganimedesie) na odleg∏oÊç zaledwie 4000 km.
Pomaraƒczowa mg∏a uniemo˝liwi∏a kamerom oglàd szczegó-
∏ów jego powierzchni, ale inne instrumenty zmierzy∏y tempe-
ratur´ i ciÊnienie atmosfery oraz stwierdzi∏y, ˝e jej g∏ównym
sk∏adnikiem jest azot, a drugim co do obfitoÊci – metan.

Voyager stwierdzi∏ te˝, ˝e dynamika atmosfery Tytana jest

zdumiewajàco podobna do dynamiki atmosfery ziemskiej.
Meteorologicznà rol´ ziemskiej wody odgrywa na Tytanie me-
tan: mogà tam padaç deszcze ciek∏ych w´glowodorów, które
nast´pnie zbierajà si´ w jeziorach lub oceanach na powierzch-
ni ksi´˝yca (jej temperatura wynosi oko∏o 94 K, czyli –179°C,
i wyklucza istnienie ciek∏ej wody, ale nie jest zbyt niska dla cie-
k∏ych w´glowodorów). Znane nam formy ˝ycia nie mog∏y za-
pewne powstaç na Tytanie; mo˝na jednak mieç nadziej´, ˝e
analiza reakcji chemicznych, jakie zachodzà na tym odleg∏ym
globie, pomo˝e nam zrozumieç wczesnà histori´ ˝ycia na Zie-
mi. Podstawowym sk∏adnikiem tych reakcji jest metan, które-
go czàsteczki sà rozbijane w górnej atmosferze Tytana przez
ultrafioletowe promieniowanie S∏oƒca.

Wyniki Voyagerów zach´ci∏y naukowców do zaplanowa-

nia misji, której celem by∏yby d∏ugotrwa∏e badania uk∏adu
Saturna. Na poczàtku lat osiemdziesiàtych fundusze prze-

32

ÂWIAT NAUKI LIPIEC 2004

ORBITER CASSINI Z PRÓBNIKIEM HUYGENS

jest jednym

z najwi´kszych i najci´˝szych mi´dzyplanetarnych
statków kosmicznych, jakie kiedykolwiek zbudowano.

n

Wystrzelona w 1997 roku sonda Cassini-Huygens w lipcu

wchodzi na orbit´ wokó∏ Saturna, rozpoczynajàc czteroletnie
badania atmosfery i magnetosfery planety oraz jej
ksi´˝yców i pierÊcieni.

n

W grudniu br. od Cassiniego oddzieli si´ próbnik Huygens,

przeznaczony do badaƒ najwi´kszego ksi´˝yca Saturna, Tytana.
Podczas trzygodzinnego opadania próbnik zbada atmosfer´
Tytana i jego powierzchni´, na której mogà znajdowaç si´
jeziora lub morza ciek∏ych w´glowodorów.

n

Zebrane w uk∏adzie Saturna dane o procesach kszta∏tujàcych

atmosfery, powierzchnie i pierÊcienie planet mogà
zrewolucjonizowaç naszà wiedz´ o ca∏ym Uk∏adzie S∏onecznym.

Przeglàd /

Misja do Saturna

znaczone na badania planetarne nie by∏y zbyt wielkie, dlate-
go NASA i ESA postanowi∏y po∏àczyç swe wysi∏ki. W latach
1982–1983 europejscy i amerykaƒscy naukowcy zacz´li opra-
cowywaç plany wspólnej eksploracji Uk∏adu S∏onecznego.
Na liÊcie potencjalnych wypraw poczesne miejsce zaj´∏a mi-
sja do Saturna.

Cudowna podró˝

NIE ULEGA

¸O WÑTPLIWOÂCI

, ˝e najwa˝niejszym elementem takiej

misji powinien byç orbiter przeznaczony do badaƒ atmosfery
Saturna, jego pierÊcieni, ksi´˝yców i magnetosfery. D∏ugo
jednak dyskutowano, czy próbnik atmosferyczny zrzuciç na
Saturna, Tytana czy te˝ na oba cia∏a. Gdy ostatni wariant
okaza∏ si´ zbyt kosztowny, wybrano Tytana. Przesàdzi∏y o tym
niezwykle interesujàce informacje o jego atmosferze, jakie
zdobyto podczas misji Voyagera 1. W 1985 roku ESA mia∏a ju˝
opracowany projekt próbnika przystosowanego do s∏abej
grawitacji i g´stej atmosfery Tytana. Kierownictwo agencji

nazwa∏o próbnik imieniem Christiaana Huygensa, XVII-wiecz-
nego holenderskiego astronoma, odkrywcy Tytana. Orbiter,
skonstruowany w Jet Propulsion Laboratory w Pasadenie
w Kalifornii, otrzyma∏ imi´ XVII-wiecznego francusko-w∏o-
skiego astronoma Jeana Dominique’a Cassiniego, który odkry∏
cztery ksi´˝yce Saturna i najwi´kszà przerw´ w jego pier-
Êcieniach. W porównaniu z wieloma innymi misjami plane-
tarnymi wyprawa Cassiniego jest przedsi´wzi´ciem stosunko-
wo drogim: na jej przygotowanie wydano oko∏o 3 mld dolarów,
z czego na Europ´ przypad∏o oko∏o 25% kosztów. Podobne
wydatki poniesiono podczas realizacji wielkich programów ba-
dawczych, takich jak Kosmiczny Teleskop Hubble’a.

Orbiter Cassini z próbnikiem Huygens jest jednym z naj-

wi´kszych i najci´˝szych mi´dzyplanetarnych statków kos-
micznych, jakie kiedykolwiek zbudowano: ma 6.8 m d∏ugoÊci
i wraz z paliwem wa˝y oko∏o 5500 kg. Na orbiterze umiesz-
czono 12 instrumentów badawczych, na próbniku zaÊ szeÊç
[wstawka na stronie 36]. Poniewa˝ Cassini mia∏ dotrzeç pra-

LIPIEC 2004 ÂWIAT NAUKI

33

DON DIX

O

N

D∏uga i kr´ta droga do Saturna

W SWEJ PODRÓ˚Y do uk∏adu Saturna sonda Cassini-Huygens przeby∏a ponad 3 mld km. Wystrzelona w 1997 roku, przelecia∏a dwukrotnie obok
Wenus, nast´pnie obok Ziemi oraz Jowisza i zosta∏a rozp´dzona przez grawitacj´ tych planet (górny rysunek z lewej). 1 lipca Cassini przemknie
przez przerw´ mi´dzy pierÊcieniami F i G. Przed momentem najwi´kszego zbli˝enia do planety uruchomi swój g∏ówny silnik i rozpocznie hamowa-
nie (czerwona linia na górnym rysunku z prawej). Po tym manewrze zacznie okrà˝aç Saturna po silnie sp∏aszczonej elipsie (na dole). Kolejne manew-
ry skorygujà t´ orbit´ w taki sposób, by umo˝liwiç próbnikowi Huygens dotarcie do Tytana.

TRAJEKTORIA MI¢DZYPLANETARNA

PIERWSZE OKRÑ˚ENIA SATURNA

Zbli˝enie do Tytana

Druga orbita

Trzecia orbita

Czwarta orbita

Orbita

Tytana

Orbita
Japetosa

Pierwsza orbita
sondy Cassini

WEJÂCIE NA ORBIT¢

Saturn

PierÊcieƒ F

PierÊcieƒ G

Hamowanie silnikiem

Przylot z Ziemi

Tor lotu Cassiniego

Dotarcie

do Saturna

Przeloty
obok Wenus

Start

Przelot obok

Jowisza

Przelot
obok Ziemi

wie dwa razy dalej ni˝ Galileo, zosta∏ wyposa˝ony w znacz-
nie doskonalszy system ∏àcznoÊci, wi´kszà anten´ (którà zbu-
dowa∏a W∏oska Agencja Kosmiczna), wi´kszà iloÊç paliwa do
manewrowania i bardziej wydajny generator energii. Podob-
nie jak w sondzie Galileo pierwotnym êród∏em tej energii jest
promieniotwórczy pluton; ciep∏o wydzielane w procesie je-
go rozpadu jest przekszta∏cane w pràd elektryczny.

Sond´ Cassini-Huygens wynios∏a w kosmos nale˝àca do

si∏ powietrznych USA rakieta Titan 4B-Centaur, najpot´˝niej-
sza aktualnie dost´pna rakieta bezza∏ogowa. Jednak nawet
ona nie mog∏a nadaç tak du˝emu obiektowi pr´dkoÊci umo˝-
liwiajàcej bezpoÊredni lot do Saturna. Podobnie jak poprzed-

nie sondy skierowane do planet zewn´trznych Cassini rozp´-
dza∏ si´ stopniowo dzi´ki precyzyjnemu wykorzystywaniu
grawitacji mijanych planet (w latach 1998–2000 przelecia∏
dwukrotnie obok Wenus oraz obok Ziemi i Jowisza). Podczas
przelotu obok Jowisza w grudniu 2000 roku zbada∏ zewn´trz-
ne obszary magnetosfery tej olbrzymiej planety. W tym sa-
mym czasie Galileo prowadzi∏ pomiary w mniejszej odleg∏o-
Êci od Jowisza. W historii astronautyki by∏ to pierwszy
przypadek, gdy jednoczeÊnie obserwowano dwa znacznie od
siebie oddalone obszary magnetosfery. Okaza∏o si´, ˝e ma-
gnetosfera Jowisza jest asymetryczna i ˝e z jednej strony wy-
p∏ywajà z niej wielkie iloÊci jonów i elektronów. Cassini wy-
kona∏ równie˝ seri´ zdj´ç Jowisza, na których bardzo wyraênie
widaç szczegó∏y burzliwej atmosfery planety.

Dzi´ki temu, ˝e podró˝ mi´dzyplanetarna trwa∏a tak d∏ugo,

NASA i ESA mia∏y wystarczajàco du˝o czasu, by rozwiàzaç
nieprzewidziany problem. W 2000 roku odkryto wad´ syste-
mu ∏àcznoÊci, który ma umo˝liwiç Cassiniemu odbieranie da-
nych z Huygensa w czasie, gdy próbnik b´dzie opada∏ na po-
wierzchni´ Tytana (dane te b´dà nast´pnie przekazywane na
Ziemi´). Podczas testu, w którym symulowano efekt Dopple-
ra, jaki wystàpi w czasie opadania, odbiornik Cassiniego nie

34

ÂWIAT NAUKI LIPIEC 2004

Uk∏ad pi´kny i tajemniczy

SONDA CASSINI-HUYGENS zdà˝a do jednego z najciekawszych miejsc w ca∏ym Uk∏adzie S∏onecznym: znajduje si´ tam olbrzymia
gazowa planeta otoczona przez wielkie pierÊcienie i silne pole magnetyczne, którà obiega jeden du˝y ksi´˝yc i kilkadziesiàt mniejszych. Na-
ukowcy oczekujà, ˝e Cassini odpowie na wiele pytaƒ zwiàzanych z naturà i pochodzeniem wszystkich tych obiektów.

Saturn

Ârednica: 120 536 km
Odleg∏oÊç od S∏oƒca: 1.4 mld km

Cassini wykona∏ to zdj´cie Saturna w marcu, gdy znajdowa∏ si´ w odle-
g∏oÊci 56 mln km od planety. Saturn, którego masa wynosi jednà trzecià
masy Jowisza, zbudowany jest g∏ównie z wodoru i helu z domieszkà me-
tanu i amoniaku. Emituje nadspodziewanie du˝e iloÊci ciep∏a. Z ekspe-
rymentów i teorii wynika, ˝e êród∏em tego ciep∏a mo˝e byç tarcie mi´dzy
kropelkami ciek∏ego helu, które opadajà ku centrum planety i l˝ejszym od
nich ciek∏ym wodorem. JeÊli ta hipoteza jest prawdziwa, to w atmosfe-
rze Saturna powinno byç stosunkowo ma∏o helu. Pomiar zawartoÊci te-
go gazu w atmosferze, przeprowadzony w sposób poÊredni za pomocà
spektrometru podczerwieni umieszczonego na pok∏adzie Voyagera 1, nie
da∏ jednoznacznych wyników. Spektrometr Cassiniego wyznaczy jà znacz-
nie dok∏adniej. Cassini zmierzy te˝ dok∏adnie tempo, w jakim Saturn emi-

tuje ciep∏o. Wszystkie te pomiary poka˝à, czy rzeczywiÊcie g∏´boko we
wn´trzu planety nast´puje rozwarstwienie helu i wodoru.

Magnetosfera

Rozciàga si´ na 1.5 mln km w stron´ S∏oƒca i od 10 do 100 razy
dalej w kierunku ods∏onecznym

Magnetosfera Saturna jest bardziej
symetryczna ni˝ Jowisza i emituje
znacznie mniej szumów radiowych.
Dlaczego? Byç mo˝e decyduje o tym
mniejsze przewodnictwo elektrycz-
ne materii we wn´trzu Saturna. Jony
schwytane przez pole magnetyczne
planety majà jednak wystarczajàco
du˝à energi´, by zostawiaç Êlady na
powierzchniach lodowych ksi´˝y-
ców, niszczyç atmosfer´ Tytana, wy-
rywaç drobne py∏ki z pierÊcieni i
tworzyç pi´kne zorze polarne w
okolicy biegunów Saturna, które widaç na zdj´ciu wykonanym przez Kos-
miczny Teleskop Hubble’a. Badania tych zjawisk, prowadzone przez son-
d´ Cassini, pog∏´bià naszà wiedz´ o innych magnetosferach Uk∏adu
S∏onecznego, tak˝e o ziemskiej.

PierÊcienie

Promienie orbit pierÊcieni: od 67 000 km (wewn´trzny
brzeg pierÊcienia D) do 483 000 km (zewn´trzny brzeg pierÊcienia E)

Dlaczego pierÊcienie Saturna (pokazane na zdj´ciu wykonanym w 1981
roku przez Voyagera 2) sà znacznie wi´ksze od pierÊcieni innych olbrzy-
mich planet Uk∏adu S∏onecznego? Odpowiedê poznamy, badajàc ich bu-
dow´ i ewolucj´. Czy sà równie stare jak Saturn, czy te˝ powsta∏y ca∏kiem

NASA/JPL/SP

ACE SCIENCE INSTITUTE (

Saturn

); J. T

. TRA

UGER

NA

S

A/JPL

(magnetosfera

)

JONATHAN I. LUNINE jest cz∏onkiem zespo∏u naukowego misji Cas-
sini-Huygens, a ponadto kieruje Programem Astrofizyki Teoretycznej
w University of Arizona, gdzie wyk∏ada planetologi´ i fizyk´. Intere-
suje si´ powstawaniem i ewolucjà planet i uk∏adów planetarnych,
zwiàzkami organicznymi wyst´pujàcymi w zewn´trznym Uk∏adzie S∏o-
necznym i procesami mogàcymi doprowadziç do powstania ˝ycia
na innych planetach. Doktorat z planetologii uzyska∏ w 1985 roku
w California Institute of Technology. Jest autorem ksià˝ki Earth:
Evolution of a Habitable World (Cambridge University Press, 1999).

O

AUTORZE

móg∏ dostroiç si´ do zmienionej cz´stotliwoÊci. Po wielomie-
si´cznych rozwa˝aniach postanowiono zmieniç trajektori´
Cassiniego w taki sposób, by zmala∏a wzgl´dna pr´dkoÊç or-
bitera i próbnika (dzi´ki czemu zmniejszy si´ dopplerowskie
przesuni´cie cz´stotliwoÊci).

Pierwsze bliskie spotkanie sondy Cassini z uk∏adem Satur-

na nastàpi∏o 11 czerwca, gdy sonda przelecia∏a w odleg∏oÊci
2000 km od Febusa – niewielkiego globu o Êrednicy 220 km,
który porusza si´ po nieregularnej orbicie eliptycznej w odle-
g∏oÊci oko∏o 13 mln km od planety. Mimo skromnych rozmia-
rów obiekt ten intryguje naukowców, gdy˝ mo˝e byç zbudo-
wany z pierwotnego materia∏u, z którego ponad 4.5 mld lat
temu powsta∏y skaliste jàdra planet zewn´trznych. 1 lipca
Cassini zbli˝y si´ do Saturna, lecàc poni˝ej p∏aszczyzny pier-
Êcieni, po czym przemknie przez szerokà szczelin´ pomi´dzy
pierÊcieniami F i G. Aby wejÊç na orbit´ wokó∏ Saturna, b´-
dzie musia∏ odpowiednio zmniejszyç swà pr´dkoÊç. W tym
celu w∏àczy g∏ówny silnik, który b´dzie pracowa∏ przez 97 min,
dzia∏ajàc z si∏à skierowanà przeciwnie do kierunku lotu. Pod-
czas pracy silnika Cassini zbli˝y si´ do Saturna na minimal-
nà odleg∏oÊç 18 000 km. JeÊli wszystko pójdzie zgodnie z pla-
nem, manewr hamowania skieruje sond´ na wyd∏u˝onà orbit´

eliptycznà, która nast´pnie b´dzie stopniowo korygowana za
pomocà w∏àczanego w odpowiednich momentach silnika [dol-
na ilustracja w ramce na stronie 33].

Làdowanie na Tytanie

W CIÑGU NAST

¢PNYCH

szeÊciu miesi´cy Cassini dwukrotnie zbli-

˝y si´ do Tytana, aby zbadaç jego atmosfer´ i powierzchni´,
przygotowujàc jednoczeÊnie misj´ próbnika Huygens. 25 grud-
nia zasilany przez baterie próbnik oddzieli si´ od orbitera i
przez trzy tygodnie b´dzie dryfowa∏ w kierunku Tytana, by
14 stycznia 2005 roku wejÊç w jego atmosfer´. Rozciàga si´
ona do wysokoÊci oko∏o 1000 km nad powierzchnià Tytana,
czyli ponad 10 razy dalej ni˝ atmosfera Ziemi [g∏ówny dia-
gram w ramce na nast´pnej stronie]. Podczas lotu w pomaraƒ-
czowej mgle próbnik b´dzie chroniony przed nadmiernym
rozgrzaniem przez os∏on´ cieplnà w kszta∏cie spodka. Na
wysokoÊci oko∏o 170 km nad powierzchnià Tytana rozwi-
nie spadochron, który spowolni i ustabilizuje jego opadanie.
Znajdujàcy si´ na pok∏adzie Huygensa chromatograf gazo-
wy i spektrometr mas (GCMS – Gas Chromatograph and Mass
Spectrometer) zbada sk∏ad chemiczny atmosfery. Inny instru-
ment pobierze próbki zawieszonego w atmosferze py∏u i od-

LIPIEC 2004 ÂWIAT NAUKI

35

niedawno? Kamery i spektrometry
umieszczone na pok∏adzie Cassinie-
go zbadajà struktur´ pierÊcieni
znacznie dok∏adniej, ni˝ by∏o to mo˝-
liwe podczas poprzednich misji.
Odbierajàc sygna∏y wys∏ane przez
sond´ zza pierÊcieni, poznamy w∏a-
snoÊci skalno-lodowych okruchów
tworzàcych t´ wspania∏à ozdob´ Sa-
turna. Naukowcy b´dà te˝ poszuki-
waç zjawisk zwiàzanych z elektro-
magnetycznà lewitacjà ziaren py∏u,
która zosta∏a zaobserwowana przez Voyagera (ciemne smugi przecinajà-
ce pierÊcienie). Badania te pomogà nam w zrozumieniu procesów plane-
totwórczych, których siedliskiem sà olbrzymie dyski otaczajàce nowo po-
wsta∏e gwiazdy.

Tytan

Ârednica: 5150 km
Odleg∏oÊç od Saturna: 1.2 mln km

Najwi´kszy ksi´˝yc Saturna jest nieco wi´kszy od Merkurego i ma
atmosfer´ g´stszà od ziemskiej. Tytan (pokazany na zdj´ciu wykonanym
przez teleskop Keck II) mo˝e konkurowaç z Ziemià pod wzgl´dem
z∏o˝onoÊci procesów chemicznych i klimatycznych – z jednym istotnym

wyjàtkiem. Jego powierzchnia ma
temperatur´ –179°C – zbyt niskà,
by mog∏o na nim istnieç ˝ycie.
Niemniej ciep∏o pochodzàce z wn´-
trza ksi´˝yca lub wyzwolone pod-
czas zderzeƒ z kometami mog∏o
co pewien czas inicjowaç organicz-
ne reakcje chemiczne. Jest bardzo
prawdopodobne, ˝e po uderzeniu
du˝ej komety na Tytanie powstaje
zbiornik ciek∏ej wody o Êrednicy
kilku kilometrów. Taki zbiornik
mo˝e przetrwaç pod cienkim lodem

przez setki lat, a nawet d∏u˝ej, jeÊli w wodzie rozpuszczony jest amo-
niak, który przeciwdzia∏a zamarzaniu. Znajdujàce si´ w nim zwiàzki
organiczne mogà w tym czasie przejÊç ewolucj´ od prostych w´glowo-
dorów i azotanów do aminokwasów, puryn, cukrów i innych podstawo-
wych sk∏adników organizmów ˝ywych. Takie procesy nie mogà byç ba-
dane na Ziemi, gdy˝ ich Êlady ju˝ dawno temu zniszczy∏o samo rozwijajàce
si´ ˝ycie. Jednak na Tytanie pozosta∏oÊci pierwotnych reakcji mog∏y prze-
trwaç w postaci zró˝nicowanych pok∏adów organicznych, które b´dzie-
my mogli wykryç za pomocà urzàdzeƒ obrazujàcych i spektrometrów
Cassiniego.

Ksi´˝yce lodowe

Ârednice: od 20 km (Pan – najmniejszy z ksi´˝yców, których rozmiary
uda∏o si´ oszacowaç) do 1528 km (Rea – najwi´kszy ksi´˝yc
po Tytanie)
Odleg∏oÊci od Saturna: od 133 600 km (Pan) do 23 mln km
(Ymir – najdalszy ze znanych ksi´˝yców).

Wszystkie ksi´˝yce Saturna (oprócz
Tytana) sà znacznie mniejsze od ga-
lileuszowych ksi´˝yców Jowisza. Ze-
wn´trzne ksi´˝yce galileuszowe ma-
jà g´stoÊç mniejszà ni˝ wewn´trzne,
co wskazuje na zwi´kszonà zawar-
toÊç lodu; takiej zale˝noÊci nie ob-
serwuje si´ jednak w uk∏adzie Satur-
na. Ksi´˝yce Saturna znacznie
ró˝nià si´ mi´dzy sobà wyglàdem i
rzeêbà powierzchni. Na stosunko-
wo g∏adkiej powierzchni Enceladu-
sa (pokazanego na zdj´ciu wykona-
nym przez Voyagera 2) widoczne sà Êlady niedawnych p´kni´ç i sfa∏dowaƒ,
które zwykle znajdujemy na obiektach znacznie od niego wi´kszych. In-
nego rodzaju problem zwiàzany jest z Japetosem: jedna z pó∏kul tego
ksi´˝yca (stale zwrócona w kierunku ruchu orbitalnego) ma barw´ znacz-
nie ciemniejszà od drugiej. Aby rozwiàzaç te i inne zagadki, Cassini zba-
da z bliska kilka ksi´˝yców Saturna za pomocà urzàdzeƒ obrazujàcych,
spektrometrów, detektorów czàstek i radaru.

NASA/JPL/SP

ACE SCIENCE INSTITUTE (

pierÊcienie

); M. BROWN, A. H

. BOUCHEZ i C.A. GRIFFITH

,

California Institute of T

echnology i W

.M. K

eck Obser

vator

y

(T

ytan

); NASA/JLP (

Enceladus

)

paruje je, po czym znajdujàce si´ w nich zwiàzki chemiczne
zostanà zidentyfikowane przez GCMS. W tym samym czasie
urzàdzenie obrazujàce o nazwie Descent Imager and Spectral
Radiometer (DISR) sfotografuje chmury metanu, umo˝liwia-
jàc naukowcom okreÊlenie ich rozmiarów i kszta∏tów.

Gdy próbnik opadnie na wysokoÊç oko∏o 50 km, DISR za-

cznie wykonywaç panoramiczne zdj´cia krajobrazu. Ponie-
wa˝ gruba atmosfera Tytana poch∏ania niebieskà sk∏adowà
Êwiat∏a s∏onecznego, w jej dolnych warstwach panuje brud-
noczerwony pó∏mrok. Aby go rozproszyç, na wysokoÊci kilku-
set metrów nad powierzchnià Tytana próbnik zapali lamp´
emitujàcà Êwiat∏o bia∏e. Dzi´ki temu DISR b´dzie móg∏ prze-
prowadziç analiz´ widmowà gruntu. Podczas opadania mo-
nitorowane b´dà zmiany cz´stotliwoÊci radiowych sygna∏ów
próbnika, co pozwoli oceniç si∏´ wiatrów na Tytanie. Instru-
ment do badania struktury atmosfery (HASI – Huygens At-
mospheric Structure Instrument) zmierzy temperatur´ i ciÊnie-
nie, wykryje te˝ ewentualne pola elektryczne Êwiadczàce o
wyst´powaniu wy∏adowaƒ atmosferycznych. Oczekuje si´, ˝e

lot Huygensa przez atmosfer´ Tytana potrwa od dwóch i pó∏
do trzech godzin.

Podstawowym celem próbnika Huygens jest zbadanie at-

mosfery Tytana, tote˝ – minimalizujàc koszty – nie przygoto-
wano go specjalnie do làdowania. Naukowców interesuje jed-
nak struktura powierzchni ksi´˝yca. Czy pokrywajà jà ciek∏e
w´glowodory? Czy wykazuje Êlady aktywnoÊci geologicznej
lub organicznej ewolucji chemicznej? A mo˝e Tytan jest zwy-
k∏ym lodowym ksi´˝ycem poc´tkowanym kraterami? Aby od-
powiedzieç na te pytania, w próbniku umieszczono zestaw do
badaƒ powierzchni (SSP – Surface Science Package), który w
koƒcowej fazie opadania wyemituje fale dêwi´kowe. Odbiera-
jàc odbite dêwi´ki, b´dzie mo˝na okreÊliç rodzaj pokrywajà-
cej powierzchni´ substancji. Analogiczne badania zostanà prze-
prowadzone przez HASI za pomocà sygna∏ów radarowych.

W chwili làdowania, które nastàpi przy wzgl´dnie niewiel-

kiej pr´dkoÊci kilku metrów na sekund´, umieszczone w prób-
niku przyÊpieszeniomierze szybko przeÊlà dane za pomocà
SSP. Dzi´ki temu b´dzie mo˝na okreÊliç, czy powierzchnia

36

ÂWIAT NAUKI LIPIEC 2004

DON DIX

O

N

Wys∏annik do Tytana

25 GRUDNIA od orbitera Cassini oddzieli si´ wa˝àcy 320 kg próbnik
Huygens, który 14 stycznia 2005 roku z pr´dkoÊcià oko∏o 20 000 km/h
wejdzie w atmosfer´ Tytana. Gdy znajdzie si´ na wysokoÊci 170 km nad
jego powierzchnià, rozwinie spadochrony, odrzuci os∏on´ cieplnà i roz-
pocznie badania naukowe. Ich wyniki b´dà przesy∏ane na Ziemi´ za po-
Êrednictwem orbitera.

Orbiter Cassini b´dzie bada∏ Tytana podczas wielokrotnych bliskich prze-

lotów. Na jego pok∏adzie znajdujà si´ dwie kamery, zestaw spektrometrów
oraz przyrzàdy, które s∏u˝à do wykrywania na∏adowanych czàstek porusza-
jàcych si´ w polu magnetycznym, mierzenia g´stoÊci py∏u i analizy czàstek
wyrywanych z lodowych ksi´˝yców wskutek zderzeƒ z rozp´dzonymi jona-
mi. Cassini przeprowadzi te˝ bezpoÊrednie badania górnych warstw atmo-
sfery Tytana, gdy podczas jednego z przelotów przemknie na wysokoÊci

1000 km nad jego powierzchnià. Zamontowany na 11-metrowym wysi´-
gniku magnetometr okreÊli nat´˝enie i kszta∏t pola magnetycznego Tytana.

Czterometrowa antena telekomunikacyjna b´dzie równie˝ wykorzysty-

wana jako radar. Mo˝e ona wysy∏aç wiàzki radiowe w kierunku ró˝nych
obiektów i odbieraç odbite sygna∏y, które umo˝liwiajà okreÊlenie kszta∏-
tu i stopnia twardoÊci powierzchni odbijajàcej. Radar Cassiniego prze-
niknie nawet przez g´stà atmosfer´ Tytana, dzi´ki czemu mo˝na b´dzie
sporzàdziç mapy powierzchni tego ksi´˝yca. Ponadto za pomocà systemu
radarowego zostanie zmierzona energia, jakà Tytan emituje w zakresie
mikrofal, co umo˝liwi okreÊlenie temperatury jego atmosfery i powierzch-
ni. Przy u˝yciu anteny telekomunikacyjnej mo˝na b´dzie równie˝ badaç
atmosfery Saturna i Tytana, przepuszczajàc przez nie wiàzki radiowe wy-
s∏ane w kierunku Ziemi.

LOT PRÓBNIKA HUYGENS

SONDA CASSINI

G∏ówna antena

G∏ówny silnik

Próbnik
Huygens

Detektor

y czàstek

na∏adowanych i pr

zyr

zàdy do analiz

fizyko

-chemicznych

Wysi´gnik

magnetometru

Kamery
i spektrometry

Uwolnienie

próbnika

WejÊcie w atmosfer´

Otwarcie

spadochronu

pilotujàcego

Otwarcie
g∏ównego
spadochronu

Odrzucenie
os∏ony
cieplnej

Odrzucenie
spadochronu
hamujàcego

Làdowanie

jest twarda, zaÊnie˝ona czy te˝ pokryta jakàÊ cieczà. JeÊli prób-
nik prze˝yje làdowanie, przez trzy do 30 min b´dzie jeszcze
przesy∏a∏ informacje orbiterowi. Kontakt z nim zostanie osta-
tecznie stracony w chwili, gdy orbiter zniknie za horyzontem
Tytana. Huygensa zaprojektowano w taki sposób, by utrzymy-
wa∏ si´ na powierzchni ciek∏ych w´glowodorów, mimo ˝e ich
g´stoÊç jest znacznie mniejsza od g´stoÊci wody. JeÊli próbnik
wylàduje w w´glowodorowym jeziorze lub oceanie, SSP zmie-
rzy temperatur´, g´stoÊç i inne parametry cieczy. Czujniki oce-
nià pr´dkoÊç dêwi´ku w cieczy i – byç mo˝e – jej g∏´bokoÊç. W
tym samym czasie DISR wykona zdj´cia otoczenia, a GCMS
przeprowadzi chemicznà analiz´ w´glowodorów.

Czteroletnie peregrynacje

PO ZRZUCENIU PRÓBNIKA

Cassini b´dzie jeszcze wielokrotnie ba-

da∏ Tytana podczas swej czteroletniej w´drówki po uk∏adzie Sa-
turna. Zaplanowano 76 okrà˝eƒ planety i liczne bliskie przelo-
ty obok Tytana. Ka˝dy taki przelot zmieni orbit´ sondy, dzi´ki

czemu Cassini obejrzy z bliska inne ksi´˝yce oraz pierÊcienie, a
tak˝e przebada ró˝ne obszary magnetosfery Saturna. W odró˝-
nieniu od sond Galileo i Voyager Cassini nie ma ruchomych
platform umo˝liwiajàcych kierowanie instrumentów w ró˝ne
strony (aby obni˝yç koszty, ca∏à aparatur´ przymocowano wprost
do cylindrycznego szkieletu statku). Nie wszystkie instrumenty
mogà wi´c jednoczeÊnie obserwowaç ten sam obiekt, a wszel-
kie badania muszà byç planowane niezwykle starannie.

Program naukowy misji Cassiniego jest tak bogaty, ˝e w

artykule popularnonaukowym zmieÊci si´ tylko jego krótkie
podsumowanie [ramka na stronie 34]. Moje osobiste zaintere-
sowania koncentrujà si´ na Tytanie. Oprócz zasadniczego
problemu, czy na jego powierzchni znajdujà si´ z∏o˝one zwiàz-
ki organiczne, naukowców nurtuje wiele innych pytaƒ. Czyn-
nikiem, który kszta∏tuje powierzchni´ planety oraz umo˝li-
wia wymian´ energii i masy mi´dzy powierzchnià i atmosferà,
jest na Ziemi woda; na Tytanie zast´puje jà metan. Reakcje
fotochemiczne wywo∏ane przez ultrafioletowe promienio-
wanie S∏oƒca usuwajà go jednak z atmosfery, dlatego musi
byç w jakiÊ sposób uzupe∏niany z powierzchni lub z wn´trza
Tytana; jego êród∏em mogà te˝ byç komety. Obecna obfitoÊç
metanu, którà znamy z pomiarów Voyagera 1, umo˝liwia
powstawanie chmur i deszczów. Jak si´ wydaje, jest jednak
zbyt niska, by metan móg∏ istnieç w czystej, ciek∏ej formie na
powierzchni ksi´˝yca (krople metanowego deszczu praw-
dopodobnie wyparowujà, zanim opadnà na grunt). JeÊli wi´c
na Tytanie znajdujà si´ morza, to prawie na pewno sk∏adajà
si´ z wytworzonego przez reakcje fotochemiczne etanu i z
rozpuszczonego w nim metanu.

Znalezienie odpowiedzi na pytanie, co jest êród∏em metanu

i co dzieje si´ z produktami niszczàcych metan reakcji foto-
chemicznych, jest jednym z najwa˝niejszych celów misji Cas-
sini-Huygens. Czy jeziora lub morza na Tytanie rzeczywiÊcie
zawierajà metan wymieszany z etanem? Taki wniosek mo˝na
wysnuç z obserwacji wykonanych radioteleskopem w Arecibo

(Portoryko), ale potwierdziç go mogà jedynie Cassini i Huy-
gens. JeÊli nie znajdà jezior ani mórz, b´dzie to oznaczaç, ˝e
przez wi´kszoÊç czasu na Tytanie by∏o zbyt ma∏o metanu i eta-
nu, by takie zbiorniki mog∏y powstaç. Oznacza∏oby to równie˝,
˝e obecny stan atmosfery jest krótkotrwa∏y i przejÊciowy. Taki
stan móg∏by zostaç osiàgni´ty wskutek dzia∏ania efektu cie-
plarnianego zwiàzanego z jednorazowym uwolnieniem du˝ej
iloÊci metanu (np. wskutek uderzenia komety lub wzmo˝onej
aktywnoÊci tektoniczno-wulkanicznej). Planetolodzy chcà tak-
˝e dowiedzieç si´, jakie jest pochodzenie wykrytego przez
Voyagery azotu i dlaczego Tytan jest jedynym ksi´˝ycem Uk∏a-
du S∏onecznego, który ma g´stà atmosfer´.

W poszukiwania odpowiedzi na te pytania b´dzie zaanga-

˝owana ca∏a aparatura umieszczona na pok∏adzie sondy. Urzà-
dzenia obrazujàce, spektrometry i radar potrafià przeniknàç
g´stà mg∏´ otaczajàcà Tytana. B´dà one poszukiwaç mórz
w´glowodorowych i opracowywaç map´ powierzchni. Inne
instrumenty zbadajà oddzia∏ywania mi´dzy atmosferà Tytana

i na∏adowanymi czàstkami pochodzàcymi z magnetosfery Sa-
turna. Wiàzki radiowe skierowane ku Ziemi poprzez atmos-
fer´ Tytana poka˝à, jak zmienia si´ jej temperatura zale˝nie
od d∏ugoÊci i szerokoÊci geograficznej oraz od wysokoÊci nad
powierzchnià gruntu. Huygens dokona lokalnych pomiarów
temperatury oraz ciÊnienia i sfotografuje ob∏oki metanowe. W
po∏àczeniu ze zdj´ciami wykonanymi przez orbiter i prób-
nik, dane te pozwolà oceniç intensywnoÊç metanowych opa-
dów. Zmierzywszy wartoÊci dwóch wa˝nych parametrów at-
mosferycznych – obfitoÊci metanu zawierajàcego deuter oraz
stosunku obfitoÊci argonu i kryptonu do obfitoÊci azotu – b´-
dziemy mogli ustaliç pochodzenie metanu i azotu.

Pierwszy przelot sondy ko∏o Tytana i misja Huygensa powin-

ny wywo∏aç prawdziwà erupcj´ odkryç naukowych. Kolejne
ciekawe informacje b´dà nap∏ywaç w trakcie dalszych badaƒ
tego olbrzymiego ksi´˝yca. Jednak ˝adna pojedyncza ekspe-
dycja wys∏ana do tajemniczego Êwiata (a do Tytana takie okre-
Êlenie pasuje szczególnie dobrze!) – nie zdo∏a rozwiàzaç
wszystkich jego zagadek. Tytan mo˝e si´ okazaç obiektem tak
interesujàcym, ˝e naukowcy rozpocznà planowanie nast´p-
nych misji, podczas których do badaƒ jego powierzchni i at-
mosfery zostanà u˝yte balony, sterowce i làdowniki. D∏uga
podró˝, rozpocz´ta przez sond´ Cassini-Huygens, niepr´dko
dobiegnie koƒca.

n

LIPIEC 2004 ÂWIAT NAUKI

37

OkreÊlenie

TAJEMNICZY ÂWIAT

pasuje do Tytana lepiej

ni˝ do jakiegokolwiek innego obiektu w Uk∏adzie S∏onecznym.

The Cassini-Huygens Mission: Overview, Objectives and Huygens In-

strumentarium. Red. Christopher T. Russell; Kluwer Academic Publi-
shers, 2003.

Lifting Titan’s Veil: Exploring the Giant Moon of Saturn. Ralph Lorenz i

Jacqueline Mitton; Cambridge University Press, 2002.

Mission to Saturn: Cassini and the Huygens Probe. David M. Harland;

Springer-Verlag and Praxis Publishing, 2002.

Titan: The Earth-like Moon. Athena Coustenis i Fred Taylor; World Scien-

tific Publishing, 1999.

Passage to a Ringed World: The Cassini-Huygens Mission to Saturn and

Titan. Red. Linda J. Spilker; NASA, 1997.

JEÂLI CHCESZ WIEDZIEå WI¢CEJ