Descripción General del ISS:

El subsistema de imagen científica (Imaging Science Subsystem, ISS) consiste en una cámara gran angular con una resolución angular de 60 microradianes por pixel, y una cámara teleobjetivo con una resolución angular de 6.0 microradianes por pixel. Los sensores son de la serie CCD 1024x1024.

Objetivos científicos del ISS

• Elaborar mapas de la estructura tridimensional y movimientos en las atmósferas de Saturno y Titán.
• Estudiar la composición, distribución y propiedades físicas de las nubes y aerosoles.
• Investigar la dispersión, absorción y el calentamiento solar en las atmósferas de Saturno y Titán.
• Buscar evidencia de relámpagos, auroras, luz celeste y oscilaciones planetarias.
• Estudiar las interacciones gravitacionales entre los anillos y los satélites de Saturno.
• Determinar la cantidad y naturaleza de la energía y momento transferidos en los anillos.
• Determinar el espesor de los anillos y tamaños, composición y naturaleza física de las partículas de los anillos.
• Elaborar mapas de las superficies de los satélites (incluyendo Titán) para estudiar sus historias geológicas.
• Determinar la naturaleza y composición de los materiales de la superficie congelada de los satélites.
• Determinar los estados de rotación de los satélites helados.

Instrumentos sensores del ISS:

• Cámara gran angular [Wide Angle Camera - WAC] (20 cm f/3.5 refractor; 380-1100nm; 18 filtros; 3.5ºx3.5º)
• Cámara de ángulo estrecho [Narrow Angle Camera - NAC] (2 m f/10.5 reflector; 200-1100 nm, 24 filtros; 0.35ºx0.35º)

Características de los instrumentos del ISS

• Masa (mejor estimación actual) = 57.83 Kg
• Pico de potencia de operación (mejor estimación actual) = 55.90 W
• Tasa de datos máxima (mejor estimación actual) = 365,568 Kilobits/seg
• Dimensiones (aproximadas) = 95x40x33 cm (NAC); 55x35x33 cm (WAC)

Los experimentos de imágenes de la nave Cassini abarcarán una amplia variedad de objetivos (Saturno, los anillos, Titán, los satélites congelados y los campos de estrellas) y una amplia gama de distancias de observación para varios propósitos científicos. Los objetivos de ciencia incluyen estudiar las atmósferas de Saturno y Titán, los anillos de Saturno y sus interacciones con los satélites del planeta y las características de los satélites, incluyendo a Titán. Debido a estos múltiples objetivos, el Subsistema de Imagen Científica (ISS) tiene dos diseños diferentes de cámaras. La primera es un diseño de cámara teleobjetivo (NAC) que obtendrá imágenes de alta resolución del objetivo de interés. El segundo diseño es el de una cámara gran angular (WAC) que provee una escala diferente de resolución de imagen y una cobertura espacial más completa. La nave espacial llevará una NAC y una WAC. La NAC es también usada para obtener imágenes ópticas de navegación para la misión con la WAC actuando como un respaldo funcionalmente redundante para este propósito.

Las cámaras son dispositivos captadores de imágenes con carga acoplada (Charge Coupled Device, CCD). Un CCD es básicamente un circuito integrado de gran escala que tiene una matriz bidimensional de cientos de miles de agujeros cargados y aislados, cada uno representando un cuadro o “pixel”. La luz que cae en un agujero es absorbida por un substrato fotoconductor, tal como el silicio, que libera una cantidad de electrones proporcional a la intensidad de la luz. El CCD detecta y guarda una carga eléctrica acumulada que representa el nivel de luz en cada agujero. Estas cargas son posteriormente leídas para convertirlas a datos digitales. Los CCDs son mucho más sensibles a la luz de un espectro más amplio que los captadores de imágenes vidicon del tipo de tubos y son de menor tamaño, requieren menos energía y la interfaz con el circuito digital es más sencilla.

Los captadores de imágenes de la Cassini se diferencian primeramente en el diseño de la óptica. La NAC tiene una longitud focal de 2000 mm y la WAC, que usa una óptica heredada de la misión Voyager, tiene una longitud focal de 200 mm. Cada una de las cámaras tienen un disparador focal plano del mismo tipo que el usado en ambos Voyager y Galileo y tienen un mecanismo cambiador de filtros de dos ruedas derivado del diseño de la cámara planetaria y de gran campo (Wide Field/Planetary Camera – WFPC) del telescopio espacial Hubble. El detector del CCD es enfriado para suprimir corrientes obscuras (corriente residual en el CCD más allá de la que es liberada por la luz incidente), que es dependiente de la temperatura. La cámara está también protegida contra radiaciones ionizantes.

El diseño del detector CCD es una matriz cuadrada de 1024 pixeles, cada pixel tiene 12 micrómetros de lado. El chip IC usará una arquitectura de tres fases con iluminación frental, con una cobertura de fósforo lumogen que provee repuesta al ultravioleta. El detector es enfriado pasivamente por un radiador a aproximadamente 10 grados C bajo su temperatura nominal de operación (aproximadamente menos 90 grados C) y luego es llevado y controlado en su temperatura de operación por un calentador de control proporcional. Para minimizar el tamaño del radiador y la potencia del calentador, la combinación detector/radiador está térmicamente aislada del resto del conjunto de la cabeza de la cámara (camera head assembly – CHA).

La NAC completa está térmicamente aislada de la plataforma sensora remota (remote sensing pallet – RSP) en la cual está montada para minimizar los efectos de las variaciones térmicas del RSP en la calidad de las imágenes de la NAC. La WAC, siendo un diseño heredado con menos requerimientos rigurosos para tomar imágenes, no está térmicamente aislada.

La electrónica para cada cámara es idéntica. Todos los comandos y las funciones de telemetría del ISS serán manejados electrónicamente, incluyendo la recepción de comandos desde el Subsistema de Comando y Datos (Command and Data Subsystem CDS), expansión de comandos y recolección y transmisión de datos de las imágenes y telemetría al CDS.

El ISS controla la cantidad de energía que usa de la nave espacial durante las operaciones. Para lograr esto, el perfil del comando de tiempo del ISS está estructurado para reducir la energía que el ISS requiere para ciertas funciones internas (por ejemplo, disparador y movimiento de la rueda del filtro). Cuando el filtro se está moviendo, la energía del calentador óptico (si está en funcionamiento) en la cámara activa es apagada. Cuando el movimiento está completo, el calentador óptico es prendido (si es necesario). Además, el posicionado simultáneo del filtro dentro de una misma cámara, sea la WAC o NAC, no está permitido.

Durante la fase de viaje de la misión, las cámaras se encenderán periódicamente para mantenimiento, calibración y monitoreo del buen estado y rendimiento de los instrumentos. En otros momentos que no sean estos, el ISS será apagado y otros calentadores se prenderán. Además, el calentador 1 para descontaminación/radiación estará prendido a lo largo de gran parte del viaje.

A la llegada al sistema de Saturno, las cámaras estarán encendidas la mayoría del tiempo. Las limitaciones de energía de la nave espacial serán el parámetro de control para determinar si el ISS estará apagado o puesto en estado de consumo de baja energía. Durante el viaje alrededor de Saturno, los periodos de gran actividad para Saturno y sus anillos estarán agrupados alrededor del periapsis (el punto de la órbita más próxima al planeta); para los satélites, los periodos de gran actividad serán cuando la nave espacial esté más próxima a ellos. En esos momentos, serán tomadas imágenes de alta resolución de todos los objetivos a través de varios filtros de las cámaras, y la información será guardada en el grabador de estado sólido (spacecraft solid-state recorder - SSR) de la nave. Durante los periodos de menor actividad (ej., cuando la nave esté orbitando más lejos de los objetivos), tendrá lugar un monitoreo atmosférico y de los anillos a largo plazo, y serán realizadas calibraciones del ISS.

Para información adicional ver:
http://ciclops.org