Cassini-Huygens

Cassini
Ilustracja
Inne nazwy

Cassini Orbiter, Saturn Orbiter

Zaangażowani

NASA Jet Propulsion Laboratory, ESA, ASI

Indeks COSPAR

1997-061A

Indeks NORAD

25008

Rakieta nośna

Titan 401B/Centaur

Miejsce startu

Cape Canaveral Air Force Station, USA

Cel misji

Saturn

Orbita (docelowa, początkowa)
Czas trwania
Początek misji

15 października 1997 (08:43:01 UTC)

Koniec misji

15 września 2017 (11:57 UTC)

Wymiary
Wymiary

6,87 m wys., 4,0 m śred.

Masa całkowita

(bez próbnika Huygens i łącznika z rakietą nośną) 5254 kg

Masa aparatury naukowej

268,39 kg

Huygens
Ilustracja
Inne nazwy

Cassini Probe Titan Probe

Zaangażowani

ESA, NASA

Indeks COSPAR

1997-061C

Rakieta nośna

Titan 401B/Centaur

Miejsce startu

Cape Canaveral Air Force Station, USA

Cel misji

Tytan (księżyc)

Orbita (docelowa, początkowa)
Czas trwania
Początek misji

15 października 1997 (08:43:01 UTC)

Data lądowania

14 stycznia 2005 (11:38:11 UTC)

Koniec misji

14 stycznia 2005

Wymiary
Wymiary

2,75 m śred.

Masa całkowita

318,32 kg

Masa aparatury naukowej

48,57 kg

Cassini-Huygens – misja bezzałogowej sondy kosmicznej przeznaczonej do wykonania badań Saturna, jego pierścieni, księżyców i magnetosfery. Jest ona wspólnym przedsięwzięciem trzech agencji kosmicznych: amerykańskiej NASA, europejskiej ESA i włoskiej ASI. Sonda została wystrzelona w październiku 1997 roku. W lipcu 2004 roku Cassini stał się pierwszym sztucznym satelitą Saturna, a odłączony od sondy próbnik Huygens w styczniu 2005 roku wylądował na powierzchni Tytana.

W drodze do Saturna sonda dwukrotnie przeleciała obok Wenus, minęła Ziemię oraz Jowisza. Po zakończeniu w połowie 2008 roku głównej misji w układzie Saturna, została ona kolejno dwukrotnie przedłużona. Sonda Cassini uległa zniszczeniu 15 września 2017 roku w atmosferze Saturna.

Dzięki misji Cassini-Huygens poznano wygląd powierzchni Tytana i bezpośrednio zbadano jego atmosferę. Odkryto istnienie czynnych gejzerów na powierzchni Enceladusa oraz wcześniej nieznane księżyce. Bliżej poznano strukturę pierścieni Saturna i ich związki z księżycami planety.

Nazwa misji została nadana na cześć dwóch siedemnastowiecznych astronomów. Giovanni Domenico Cassini odkrył cztery księżyce Saturna (Japeta, Reę, Tetydę i Dione) oraz przerwę w pierścieniach tej planety. Christiaan Huygens odkrył Tytana oraz jako pierwszy prawidłowo opisał naturę pierścieni Saturna[1].

Cele naukowe misji

Głównym zadaniem misji Cassini-Huygens było przeprowadzenie dogłębnej eksploracji systemu Saturna. Dla każdego rodzaju ciał w tym systemie (planeta, pierścienie, Tytan, księżyce lodowe i magnetosfera) została ustalona lista celów naukowych, które obejmują określenie obecnego stanu tych ciał, procesów w nich zachodzących i interakcji zachodzących pomiędzy poszczególnymi ciałami[2][3][1].

Saturn

  • Określenie rozkładu temperatury, własności obłoków i składu atmosfery Saturna.
  • Pomiar globalnego rozkładu wiatrów, włączając ich składniki falowe i wirowe; obserwacja cech obłoków i procesów synoptycznych.
  • Wyciągnięcie wniosków na temat struktury wewnętrznej i rotacji głębokich warstw atmosfery.
  • Obserwacja zmienności dobowej w jonosferze Saturna i wpływu pola magnetycznego na jonosferę.
  • Dostarczenie ograniczeń obserwacyjnych (skład gazów, stosunek izotopów, strumień ciepła itp.) na scenariusze powstania i ewolucji Saturna.
  • Zbadanie źródeł i morfologii wyładowań atmosferycznych na Saturnie (gwizdy piorunowe (lightning whistlers), wyładowania elektrostatyczne).

Pierścienie Saturna

  • Zbadanie ukształtowania pierścieni i procesów dynamicznych (grawitacyjnych, lepkich, erozyjnych i elektromagnetycznych) odpowiedzialnych za ich strukturę.
  • Sporządzenie map rozkładu wielkości i składu materiału pierścieni.
  • Określenie związków pomiędzy pierścieniami a księżycami, włączając w to księżyce wbudowane w pierścienie.
  • Ustalenie rozkładu pyłu i meteoroidów w sąsiedztwie pierścieni.
  • Zbadanie interakcji pomiędzy pierścieniami a magnetosferą, jonosferą i atmosferą Saturna.

Tytan

  • Określenie obfitości składników atmosfery (w tym gazów szlachetnych); ustalenie stosunków izotopowych dla obficie występujących pierwiastków; wprowadzenie ograniczeń na scenariusze powstania i ewolucji Tytana i jego atmosfery.
  • Obserwacja pionowego i poziomego rozkładu gazów śladowych; poszukiwanie złożonych związków organicznych; zbadanie źródeł energii dla chemii atmosferycznej; modelowanie fotochemii stratosfery; zbadanie powstawania i składu aerozoli.
  • Pomiar prędkości wiatrów i globalnych temperatur; zbadanie fizyki chmur, ogólnej cyrkulacji i efektów sezonowych w atmosferze Tytana; poszukiwanie wyładowań piorunowych.
  • Ustalenie stanu fizycznego, topografii i składu powierzchni; wyciągnięcie wniosków na temat budowy wewnętrznej księżyca.
  • Zbadanie górnej części atmosfery, jej jonizacji i jej roli jako źródła neutralnej i zjonizowanej materii w magnetosferze Saturna.

Księżyce lodowe

  • Określenie ogólnej charakterystyki i historii geologicznej księżyców.
  • Określenie mechanizmów, zarówno zewnętrznych, jak i wewnętrznych, odpowiedzialnych za modyfikacje skorupy i powierzchni.
  • Zbadanie składu i rozmieszczenia materii na powierzchni księżyców, w szczególności ciemnych materiałów bogatych w związki organiczne i skondensowanych substancji lotnych o niskim punkcie topnienia.
  • Wprowadzenie ograniczeń na modele opisujące ogólny skład i budowę wewnętrzną księżyców.
  • Zbadanie interakcji księżyców z magnetosferą i systemem pierścieni oraz możliwego wprowadzania przez nie gazu do magnetosfery.

Magnetosfera

  • Określenie konfiguracji prawie osiowo symetrycznego pola magnetycznego i jego związku z modulacją promieniowania kilometrowego Saturna (Saturn Kilometric Radiation).
  • Określenie systemów prądów, składu, źródeł i odpływów cząstek naładowanych magnetosfery.
  • Zbadanie interakcji falowo-cząsteczkowych i dynamiki po stronie dziennej magnetosfery i w ogonie magnetycznym Saturna oraz ich wzajemnego oddziaływania z wiatrem słonecznym, księżycami i pierścieniami.
  • Zbadanie efektów interakcji Tytana z wiatrem słonecznym i plazmą magnetosferyczną.
  • Zbadanie interakcji atmosfery i egzosfery Tytana z otaczającą plazmą.

Konstrukcja sondy

Schemat konstrukcji sondy Cassini (bez zewnętrznej izolacji termicznej)

Sonda składa się z orbitera Cassini i lądownika Huygens, które w początkowych etapach misji pozostawały ze sobą połączone. Ich całkowita masa startowa wynosiła 5574 kg, z czego na paliwo przypadało 3132 kg. Doliczając masę łącznika z rakietą nośną łączna masa przy starcie wynosiła 5712 kg. Ze wszystkich uprzednio wysłanych sond kosmicznych jedynie sondy Fobos i Mars 96 miały większą masę startową[4][5].

Konstrukcja orbitera Cassini

Kadłub orbitera ma wysokość całkowitą 6,87 m i składa się z pięciu połączonych z sobą głównych modułów konstrukcyjnych. Patrząc od góry są to kolejno:

  • antena główna o średnicy 4 m;
  • przedział elektroniki w kształcie dwunastobocznego pierścienia;
  • górny moduł wyposażenia;
  • moduł napędowy z silnikami;
  • dolny moduł wyposażenia.

Do kadłuba przymocowany jest wysięgnik o długości 11 m dla magnetometru oraz trzy ustawione ortogonalnie anteny o długości 10 m służące do odbioru fal plazmowych. Większa część konstrukcji kadłuba wykonana jest z aluminium, z niektórymi elementami z tytanu i berylu. Antena główna i wysięgniki dolnego modułu wyposażenia wykonane zostały z epoksydów grafitowych. Wszystkie główne podsystemy inżynieryjne sondy zostały zdublowane na wypadek awarii układu podstawowego. Sonda jest stabilizowana trójosiowo.

Na pokładzie orbitera znajduje się 12 instrumentów naukowych. Większość instrumentów została przymocowana do dwóch stałych platform na powierzchni kadłuba. Są to paleta dla instrumentów teledetekcyjnych (remote-sensing pallet) i paleta dla instrumentów badających cząstki i pola (particles-and-fields pallet). Ponieważ brak jest ruchomej platformy skanującej, cała sonda musi być obracana podczas wykonywania obserwacji teledetekcyjnych.

Większa część kadłuba sondy przykryta jest przez wielowarstwową izolację termiczną w kolorze złotym oraz czarnym wykonaną z użyciem Kaptonu, która chroni także przed uderzeniami mikrometeoroidów. W skład systemu kontroli temperatury wchodzą też grzejniki elektryczne i radioizotopowe oraz kontrolowane przez termostat żaluzje[4][2][6].

Zasilanie w energię

Schemat konstrukcji generatora GPHS-RTG
Jeden z generatorów GPHS-RTG sondy Cassini
Silniki główne sondy Cassini
Antena HGA podczas testów naziemnych
Komputery pokładowe EFC

Energia elektryczna dostarczana jest sondzie przez trzy, przymocowane do dolnego modułu wyposażenia, radioizotopowe generatory termoelektryczne GPHS-RTG (ang. General-Purpose Heat Source Radioisotope Thermoelectric Generator). Każdy z generatorów ma 114 cm długości, 42,2 cm średnicy, masę 56,4 kg i zawiera pluton 238 w postaci dwutlenku. Masa dwutlenku plutonu w każdym generatorze wynosi około 10,9 kg, w tym masa plutonu 238 wynosi około 7,7 kg (co stanowi 82,2% całkowitej masy wszystkich izotopów plutonu w paliwie). Na początku misji generatory wytwarzały prąd stały (o napięciu 30 V) o łącznej mocy około 887 W. Dostarczana energia stopniowo zmniejsza się z czasem z powodu rozpadu radioaktywnego plutonu i degradacji elementów ogniw termoelektrycznych. Przewidywano, że pod koniec głównej fazy misji, w lipcu 2008 roku, generatory będą wytwarzać około 692 W energii elektrycznej[7][8].

Generatory GPHS-RTG zostały wyprodukowane w zakładach koncernu Lockheed Martin.

Na pokładzie sondy umieszczono także 117 grzejników radioizotopowych (82 na pokładzie orbitera Cassini i 35 na pokładzie próbnika Huygens), zawierających łącznie 0,3 kg dwutlenku plutonu, każdy o masie 40 g i mocy ok. 1 W[9].

Moduł napędowy

Moduł napędowy orbitera złożony jest z dwóch oddzielnych i niezależnych systemów na dwuskładnikowy i jednoskładnikowy materiał pędny. System na dwuskładnikowy materiał pędny wykorzystuje, znajdujące się w osobnych zbiornikach, monometylohydrazynę jako paliwo i tetratlenek diazotu jako utleniacz. Zbiornik z helem pod wysokim ciśnieniem dostarcza gazu utrzymującego ciśnienie w zbiornikach z materiałami pędnymi. Dwa, podstawowy i zapasowy, umieszczone obok siebie centralnie u podstawy sondy, silniki główne Kaiser Marquardt R-4D o ciągu 445 N i impulsie właściwym 304 s służą do wykonywania wszystkich dużych manewrów o Δv powyżej 0,4 m s−1. Dysze silników są ruchome, dla utrzymania kierunku ciągu zgodnego ze środkiem masy sondy. Ruchoma osłona chroni dysze silników głównych przed uderzeniami cząstek pyłu.

System na jednoskładnikowy materiał pędny wykorzystuje hydrazynę służącą do zasilania 8 podstawowych i 8 zapasowych silników korekcyjnych o ciągu (na początku misji) 0,97 N i impulsie właściwym 195 s. Rozmieszczone są one na czterech zestawach silnikowych przymocowanych do boków kadłuba na wysokości dolnego modułu wyposażenia orbitera. W skład każdego zestawu silnikowego wchodzą cztery silniki: po dwa ustawione w dwóch różnych osiach (Y i Z). Tylko jeden silnik w każdej osi jest używany, drugi stanowi układ rezerwowy. Zbiornik z helem służy do utrzymywania ciśnienia w zbiorniku z hydrazyną. Silniki tego systemu służą do kontroli położenia sondy, wykonywania mniejszych manewrów korekcyjnych i desaturacji kół reakcyjnych (wnoszenie poprawek do momentu pędu kół reakcyjnych).

Początkowa masa materiałów pędnych w systemie dwuskładnikowym wynosiła 3000 kg (1869 kg utleniacza i 1131 kg paliwa). Masa hydrazyny w systemie na jednoskładnikowy materiał pędny wynosiła na początku misji 132 kg. Masa helu w obu systemach wynosiła odpowiednio 8,6 kg i 0,4 kg[10][4][11].

W marcu 2009 roku z powodu pogorszenia osiągów dwóch z ośmiu silników korekcyjnych zestawu podstawowego (branch A) dokonano przełączenia na zestaw silników rezerwowych (branch B)[12][13].

Moduł napędowy został wykonany w zakładach Lockheed Martin Astronautics.

Łączność

Do łączności z Ziemią wykorzystywana jest głównie antena o wysokim zysku (High-Gain Antenna, HGA) o średnicy 4 m z nadajnikiem o mocy 20 W pracującym w paśmie X na częstotliwości 8,43 GHz (o zysku 47 dBi) i odbiornikiem w paśmie X na częstotliwości 7,2 GHz. Szybkość transmisji danych z orbity wokół Saturna wynosi od 22,12 do 165,9 kilobitów na sekundę. Odbiór rozkazów z Ziemi odbywa się z szybkością do 500 bitów na sekundę. Poza łącznością z Ziemią antena główna wykorzystywana jest przez radar w paśmie Ku i do naukowych eksperymentów radiowych w pasmie Ka i paśmie S. Podczas lądowania próbnika Huygens na Tytanie posłużyła do odbioru z niego danych (w paśmie S). W początkowej fazie misji, gdy Cassini znajdował się w wewnętrznych obszarach Układu Słonecznego, antena ta pełniła funkcję osłony przeciwsłonecznej dla sondy. Antena HGA została dostarczona przez Włoską Agencję Kosmiczną (ASI).

Orbiter wyposażony jest też w dwie anteny o niskim zysku (Low-Gain Antennas, LGAs). Antena LGA 1 (o zysku 8,9 dBi) jest przymocowana do reflektora wtórnego anteny HGA. Antena LGA 2 znajduje się na dolnym module wyposażenia orbitera. Anteny o niskim zysku były intensywnie wykorzystywane do łączności z Ziemią przez pierwsze 2,5 roku od momentu startu. Antena HGA była wtedy skierowana w kierunku Słońca, służąc za osłonę dla sondy i nie mogła być używana do łączności. Obecnie anteny o niskim zysku wykorzystywane są tylko w razie wystąpienia sytuacji awaryjnych.

Na Ziemi łączność z sondą utrzymywana jest przy użyciu sieci Deep Space Network z antenami o średnicy 34 m i 70 m rozmieszczonymi w trzech kompleksach (Communications Complex) – w okolicy Madrytu w Hiszpanii, Canberry w Australii i Goldstone (w pobliżu Barstow) w Kalifornii. Podczas typowego dnia misji, od czasu wejścia na orbitę wokół Saturna, sonda spędza 15 h na wykonywaniu obserwacji i następnie 9 h na transmisję na Ziemię danych w ilości od około 1 Gbit do 4 Gbit[4][14][15].

Systemy sterowania

Command and Data Subsystem (CDS) jest głównym systemem sterującym sondy. CDS odpowiedzialny jest za odbiór i przetwarzanie instrukcji przesyłanych z Ziemi, zbieranie i formatowanie danych ze wszystkich instrumentów naukowych i systemów inżynieryjnych sondy oraz zarządza procedurami rozpoznającymi nieprawidłowości w funkcjonowaniu sondy i zapewniającymi ochronę przed ich skutkami.

W skład CDS wchodzą dwa 16-bitowe komputery (Engineering Flight Computers, EFCs) IBM 1750A. Każdy komputer posiada 8,2 Mbit pamięci RAM, 131 kbit pamięci PROM i wydajność 1,28 MIPS[6]. Połączenie EFC ze wszystkimi instrumentami i systemami sondy zapewniają dwie (główna i rezerwowa) szyny danych MIL-STD-1553B. Każdy instrument i system inżynieryjny posiada własny interfejs (Bus Interface Unit – BIU) służący do odbioru instrukcji z komputera EFC i wysyłania pakietów danych. CDS jest w stanie zbierać dane z szybkością 430 000 bitów na sekundę[4][14][15].

Do magazynowania danych na pokładzie sondy służą dwa półprzewodnikowe rejestratory danych (Solid State Recorders, SSRs) wykorzystujące moduły DRAM. Całkowita pojemność każdego rejestratora wynosi 2,56 Gbit. Po odjęciu części pamięci przeznaczonej na dane korekcyjne, każdy z rejestratorów mógł magazynować na początku misji 2 Gbit danych. Pojemność ta w trakcie misji stopniowo spada ze względu na uszkodzenia przez promieniowanie i po 15 latach od startu ma wynosić przynajmniej 1,8 Gbit. Poza magazynowaniem danych naukowych i telemetrycznych rejestratory służą też do przechowywania kopii oprogramowania sterującego dla systemów CDS, AACS i instrumentów sondy. Rejestratory zostały skonstruowane w zakładach koncernu TRW Inc.[16]

Attitude and Articulation Control Subsystem (AACS) jest systemem odpowiedzialnym za kontrolę położenia sondy w przestrzeni. Do jego zadań należą w szczególności orientacja anten w kierunku Ziemi podczas sesji łączności, ustawienie instrumentów naukowych podczas prowadzonych obserwacji, kontrola położenia ruchomej dyszy silnika głównego podczas manewrów. AACS odpowiadał też za stabilizację sondy podczas manewru odłączenia próbnika Huygens i orientację anteny głównej podczas lądowania próbnika na Tytanie.

W skład AACS wchodzą zdwojone komputery (AACS Flight Computers, AFCs) i szyny danych o tej samej konstrukcji jak w systemie CDS. Do określenia położenia sondy w przestrzeni wykorzystywany jest zestaw czujników. W ich skład wchodzą podwójne szukacze gwiazd (Stellar Reference Units), szukacze Słońca, żyroskopowe systemy bezwładnościowe (Inertial Reference Units) i pojedynczy przyspieszeniomierz. Główną rolę w tym systemie pełnią Stellar Reference Units, które porównują pozycje czterech bądź pięciu najjaśniejszych gwiazd w polu widzenia z pokładowym katalogiem ok. 3700 gwiazd.

Zmiany położenia sondy w przestrzeni dokonuje się za pośrednictwem zespołu kół reakcyjnych (Reaction Wheel Assemblies, RWAs), każde o momencie pędu większym od 36 N·m·s, oraz systemu sterowania reakcyjnego (Reaction Control System, RCS) składającego się z silników korekcyjnych modułu napędowego. Trzy główne koła reakcyjne (RWA-1, 2 i 3) znajdują się na dolnym module wyposażenia. Zapasowe koło reakcyjne (RWA-4) umieszczone jest na ruchomej platformie na górnym module wyposażenia i może być przestawiane na pozycje równoległe do kół głównych. Koła reakcyjne są w stanie utrzymywać orientację sondy w przestrzeni z dokładnością do 40 mikroradianów[4][14][6].

W lipcu 2003 roku z powodu postępującej degradacji funkcjonowania koła RWA-3 zostało ono zastąpione przez RWA-4[4][17].

Instrumenty naukowe

Instrumenty naukowe sondy Cassini[18][19][20][14]
EksperymentIlustracjaKonstrukcja instrumentu

Wykonawca i kierownik instrumentu[a][b]

Zadania
Imaging Science Subsystem (ISS) – zestaw kamer[21][22]
Cassini iss-wac2.jpg

Cassini iss-nac2.jpg
  • Wide Angle Camera (WAC) – kamera szerokokątna; refraktor o ogniskowej 200,77 mm, f/3.5, polu widzenia 61,18 mrad i zdolności rozdzielczej 59,749 μrad/piksel. Detektor z matrycy CCD o rozdzielczości 1024 × 1024 pikseli. 18 filtrów barwnych w zakresie długości fal 380–1050 nm.
  • Narrow Angle Camera (NAC) – kamera wąskokątna; reflektor w układzie Ritcheya-Chrétiena o ogniskowej 2002,7 mm, f/10.5, polu widzenia 6,134 mrad i zdolności rozdzielczej 5,9907 μrad/piksel. Detektor z matrycy CCD o rozdzielczości 1024 × 1024 pikseli. 24 filtry barwne w zakresie długości fal 200–1050 nm.

Masa: 57,83 kg
Wykonawca: NASA Jet Propulsion Laboratory w Pasadenie, Kalifornia
Kierownik: Carolyn C. Porco ze Space Science Institute w Boulder, Kolorado

Obserwacja trójwymiarowej struktury i ruchów w atmosferach Saturna i Tytana. Zbadanie składu, rozmieszczenia i własności fizycznych obłoków i aerozoli. Zbadanie rozpraszania, absorpcji i ogrzewania słonecznego w atmosferach. Poszukiwanie wyładowań atmosferycznych, zjawisk zorzowych i oscylacji planetarnych. Zbadanie interakcji grawitacyjnych między pierścieniami i księżycami. Określenie tempa i natury transferu energii i pędu wewnątrz pierścieni. Określenie grubości pierścieni, rozmiarów, składu i natury fizycznej cząstek pierścieni. Wykonanie map powierzchni księżyców, określenie natury i składu ich materiałów powierzchniowych. Pomiar rotacji księżyców.
Visible and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) – spektrometr mapujący w świetle widzialnym i podczerwieni[23][24]
Cassin VIMS.jpg
Dwa dyfrakcyjne spektrometry obrazujące:
  • Visible Channel (VIMS-V) – teleskop Shafera o ogniskowej 143 mm, f/3.2 i polu widzenia 32 mrad. Holograficzny spektrometr dyfrakcyjny. Detektor z matrycy CCD o rozdzielczości 256 × 512 pikseli. Obserwacje w 96 kanałach w zakresie długości fal 0,35–1,07 µm.
  • Infrared Channel (VIMS-IR) – teleskop Ritcheya-Chrétiena o ogniskowej 426 mm, f/1.86 i polu widzenia 32 mrad. Spektrometr dyfrakcyjny. 256-elementowy detektor z antymonku indu. Obserwacje w 256 kanałach w zakresie długości fal 0,85–5,1 µm.

Masa: 37,14 kg
Wykonawcy: NASA Jet Propulsion Laboratory i Officine Galileo, Włochy
Kierownik: Robert H. Brown z University of Arizona Lunar and Planetary Laboratory

Obserwacja zachowania wiatrów, wirów i innych cech charakterystycznych na Saturnie i Tytanie. Zbadanie składu atmosfer i obłoków oraz dystrybucji tych składników. Określenie składu i dystrybucji materiałów powierzchniowych na księżycach lodowych. Określenie temperatury, struktury wewnętrznej i rotacji głębokich warstw atmosfery Saturna. Zbadanie struktury i składu pierścieni Saturna. Poszukiwanie wyładowań atmosferycznych na Saturnie i Tytanie oraz aktywnego wulkanizmu na Tytanie. Obserwacja powierzchni Tytana.
Composite Infrared Spectrometer (CIRS) – spektrometr podczerwieni[25]
Cassini cirs2.jpg
Teleskop Cassegraina o aperturze 50,8 cm, f/6. Obserwacje w zakresie długości fal 7–1000 µm (1400 – 10 cm−1) z rozdzielczością widmową od 0,5 do 15,5 cm−1. Trzy interferometry:
  • Far-Infrared Spectrometer – interferometr polaryzacyjny obserwujący w zakresie 16,67–1000 µm, detektory termoelementowe, pole widzenia 4,3 mrad.
  • Mid-Infrared Spectrometerinterferometr Michelsona obserwujący w dwóch zakresach (9,09–16,67 µm i 7,16–9,09 µm), dwa 10-elementowe detektory półprzewodnikowe (HgCdTe), pole widzenia 0,273 mrad na piksel.
  • Interferometr referencyjny typu Michelsona.

Masa: 39,24 kg
Wykonawca: NASA Goddard Space Flight Center w Greenbelt, Maryland
Kierownik: Virgil G. Kunde z NASA Goddard Space Flight Center

Wykonanie map globalnej struktury temperatury wewnątrz atmosfery Tytana i Saturna. Wykonanie map globalnego składu atmosfer. Zebranie danych o mgłach i obłokach atmosferycznych. Zebranie danych na temat procesów energetycznych w atmosferach. Poszukiwanie nowych cząstek chemicznych w atmosferach. Wykonanie map temperatury powierzchni Tytana. Wykonanie map składu i charakterystyki termicznej pierścieni i księżyców lodowych.
Ultraviolet Imaging Spectrograph (UVIS) – spektrograf obrazujący w ultrafiolecie[26]
Cassini uvis2.jpg
  • Far Ultraviolet Spectrograph (FUV) – spektrograf dalekiego ultrafioletu; ogniskowa 100 mm, apertura 20 mm; pole widzenia 3,67° x 0,34°. Spektrometr dyfrakcyjny. Obserwacje w zakresie 110–190 nm.
  • Extreme Ultraviolet Spectrograph (EUV) – spektrograf ekstremalnego ultrafioletu; teleskop o optyce identycznej z FUV. Obserwacje w zakresie 55,8–118 nm.
  • High Speed Photometer (HSP) – fotometr; ogniskowa 200 mm, apertura 135 × 30 mm, pole widzenia 6 mrad (0,34°). Fotopowielacz. Obserwacje w zakresie 115–190 nm. Czas pomiaru 2,0 ms.
  • Hydrogen-Deuterium Absorption Cell Channel (HDAC) – detektor absorpcyjny wodoru i deuteru.

Masa: 14,46 kg
Wykonawca: Laboratory for Atmospheric and Space Physics w University of Colorado at Boulder, Kolorado
Kierownik: Larry W. Esposito z University of Colorado

Wykonanie map wertykalnego i horyzontalnego składu górnej atmosfery Tytana i Saturna. Określenie chemizmu atmosferycznego, rozkładu i własności aerozoli oraz stwierdzenie natury i charakterystyki cyrkulacji w atmosferach Tytana i Saturna. Obserwacja rozkładu cząstek neutralnych i jonów w magnetosferze Saturna. Zbadanie struktury radialnej pierścieni Saturna z wykorzystaniem okultacji gwiazd. Zbadanie lodów na powierzchni i śladowych atmosfer księżyców lodowych.
Cassini Plasma Spectrometer (CAPS) – spektrometr plazmy[27]
Cassini-caps2.jpg
  • Ion Mass Spectrometer (IMS) – analizator elektrostatyczny i spektrometr mas typu time-of-flight. Pomiary jonów o masie 1–60 u w zakresie energii 1 eV – 50 keV.
  • Ion Beam Spectrometer (IBS) – analizator elektrostatyczny. Pomiary w zakresie energii 1 eV – 50 keV.
  • Electron Spectrometer (ELS) – analizator elektrostatyczny. Pomiary elektronów w zakresie energii 0,7 eV – 30 keV.

Masa: 12,50 kg
Wykonawca: międzynarodowe konsorcjum kierowane przez Southwest Research Institute w San Antonio, Teksas
Kierownik: David T. Young z Southwest Research Institute

Pomiar składu cząstek zjonizowanych pochodzących z jonosfery Saturna i z Tytana. Zbadanie źródeł i odpływów plazmy jonosferycznej. Obserwacja efektów interakcji magnetosfery z jonosferą. Zbadanie zjawisk zorzowych i generacji promieniowania kilometrowego Saturna. Określenie konfiguracji pola magnetycznego Saturna. Zbadanie interakcji magnetosfery z wiatrem słonecznym, pierścieniami, pyłem, górną atmosferą i jonosferą Tytana. Zbadanie fizyki łukowej fali uderzeniowej, płaszcza i ogona magnetosfery oraz magnetopauzy.
Cosmic Dust Analyzer (CDA) – analizator pyłu kosmicznego[28]
Cassini-cda2b.jpg
  • Dust Analyzer (DA) – detektor o średnicy 41 cm. Pomiar cząstek pyłu o masie 10−16–10−6 g, ładunku 10−15–10−13 C oraz szybkości 1–100 km·s−1. Spektrometr mas typu time-of-flight o rozdzielczości Δm/m = 20–50 daltonów. Szybkość zliczeń do 1 uderzenia/s.
  • High-Rate Detectors (HRDs) – dwa detektory o powierzchni 50 cm² i 10 cm². Szybkość zliczeń do 104 uderzeń/s.

Masa: 16,36 kg
Wykonawca: Max-Planck-Institut für Kernphysik w Heidelbergu
Kierownik: Eberhard Grün z Max-Planck-Institut für Kernphysik

Pomiar rozmiarów, orbit i składu pyłu międzyplanetarnego oraz pyłu w otoczeniu pierścieni. Analiza składu chemicznego cząsteczek pierścieni. Zbadanie procesów odpowiedzialnych za strukturę pierścienia E. Zbadanie wpływu Tytana na kompleks pyłów. Zbadanie składu chemicznego księżyców lodowych na podstawie analizy wybitych cząsteczek. Określenie roli księżyców lodowych jako źródeł cząstek pierścieni. Określenie roli pyłu jako źródła i odpływu dla cząstek naładowanych magnetosfery.
Ion and Neutral Mass Spectrometer (INMS) – spektrometr mas jonów i cząstek neutralnych
Cassini-inms2.jpg
Kwadrupolowy spektrometr mas. Pomiar cząstek neutralnych o gęstości ≥ 104 cm−3 i jonów o gęstości > 10−2 cm−3 i o masie 1–99 u.

Masa: 9,25 kg
Wykonawca: NASA Goddard Space Flight Center i University of Michigan
Kierownik: J. Hunter Waite z Southwest Research Institute w San Antonio, Teksas

Pomiar składu jonów i cząstek neutralnych oraz struktury w górnej warstwie atmosfery Tytana. Zbadanie chemizmu atmosferycznego Tytana i interakcji górnej atmosfery Tytana z magnetosferą i wiatrem słonecznym. Pomiar składu jonów i cząstek neutralnych podczas przelotów przez płaszczyznę pierścieni i zbliżeń do księżyców lodowych.
Dual Technique Magnetometer (MAG) – magnetometr[29]
Cassini magnetometer.jpg
  • Vector/Scalar Helium Magnetometer (V/SHM) – magnetometr helowy wektorowo-skalarny na wysięgniku w odległości 11,015 m od centrum sondy. Pomiary pól magnetycznych w zakresie ± 32 – ± 256 nT w modzie wektorowym i 256–16 000 nT w modzie skalarnym.
  • Fluxgate Magnetometer (FGM) – magnetometr transduktorowy w odległości 5,814 m od centrum sondy. Pomiary w zakresie ± 40 – ± 44 000 nT.

Masa: 3,00 kg
Wykonawcy: NASA Jet Propulsion Laboratory i Imperial College London
Kierownik: Michèle Dougherty z Imperial College London.

Określenie wartości pola magnetycznego Saturna. Stworzenie trójwymiarowego modelu magnetosfery Saturna. Określenie stanu magnetycznego Tytana i jego atmosfery oraz zbadanie jego interakcji z magnetosferą i wiatrem słonecznym. Zbadanie interakcji pierścieni, pyłu i księżyców lodowych z magnetosferą. Zbadanie struktury i procesów zachodzących w ogonie magnetosfery.
Magnetospheric Imaging Instrument (MIMI) – instrument obrazujący magnetosferę[30]
Cassini-mimi-lemm2.jpg

Cassini-mimi-inca2.jpg
  • Low-Energy Magnetospheric Measurements System (LEMMS) – 11 detektorów półprzewodnikowych. Pomiary w zakresie energii 15 keV – 10 MeV dla elektronów, 15 keV – 130 MeV dla protonów i 20 keV – 10,5 MeV/nukleon dla jonów.
  • Charge-Energy-Mass Spectrometer (CHEMS) – analizator elektrostatyczny i spektrometr mas typu time-of-flight. Pomiary jonów o masie 1–60 u i molekuł 2–120 u w zakresie energii 10–265 keV/elektron.
  • Ion and Neutral Camera (INCA) – detektor time-of-flight. Pomiary jonów i energetycznych atomów neutralnych w zakresie energii 10 keV – 8 MeV/nukleon.

Masa: 16 kg
Wykonawcy: Max-Planck-Institut für Aeronomie, University of Maryland i Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory w Laurel, Maryland
Kierownik: Stamatios M. Krimigis z Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory

Określenie globalnej konfiguracji i dynamiki gorącej plazmy w magnetosferze Saturna. Monitorowanie i modelowanie magnetosferycznej aktywności burzowej i jej korelacji z promieniowaniem kilometrowym Saturna. Zbadanie procesów sprzęgania magnetosfery z jonosferą. Określenie interakcji magnetosfery z księżycami. Zbadanie globalnej struktury i zmienności czasowej atmosfery Tytana, monitorowanie tempa jej utraty. Określenie roli egzosfery Tytana jako źródła torusa wodoru atomowego w zewnętrznej magnetosferze. Zbadanie absorpcji jonów i elektronów przez pierścienie i księżyce.
Radio and Plasma Wave Science (RPWS) – odbiornik fal radiowych i plazmowych[31]
Cassini-rpws2.jpg

Cassini rpws3.jpg

Pomiary pól elektrycznych w zakresie częstotliwości fal 1 Hz – 16 MHz, pól magnetycznych w zakresie 1 Hz – 12,6 kHz, gęstości elektronowej w zakresie 5–10 000 elektronów × cm−3 i temperatury elektronów w zakresie 0,1–4 eV.
Masa: 6,80 kg
Wykonawca: międzynarodowe konsorcjum kierowane przez University of Iowa w Iowa City
Kierownik: Donald A. Gurnett z University of Iowa

Zbadanie konfiguracji pola magnetycznego Saturna i jego związku z promieniowaniem kilometrowym Saturna, monitorowanie źródeł tego promieniowania. Obserwacja dobowej zmienności w jonosferze planety. Obserwacja sygnałów radiowych z wyładowań atmosferycznych w atmosferze. Określenie przepływu prądów w magnetosferze oraz zbadanie składu, źródeł i odpływów plazmy magnetosferycznej. Zbadanie oddziaływania magnetosfery z wiatrem słonecznym, księżycami i pierścieniami. Obserwacja jonizacji górnej atmosfery i jonosfery Tytana, jego interakcji z wiatrem słonecznym i magnetosferą. Zbadanie torusa wodorowego Tytana jako źródła plazmy magnetosferycznej.
RADARradar
Cassini-subsys-antenna.jpg
5-wiązkowy zasilacz antenowy w paśmie Ku o częstotliwości 13,78 GHz na antenie o wysokim zysku (HGA) pracujący w 4 trybach:
  • Synthetic Aperture Radar Imager (SAR) – radar z syntetyczną aperturą o rozdzielczości 0,35–1,7 km.
  • Altimeterwysokościomierz o rozdzielczości poziomej 24–27 km i pionowej 90–150 m.
  • Scatterometerskaterometr.
  • Radiometerradiometr – tryb pasywny o rozdzielczości 7–310 km.

Masa: 41,43 kg
Wykonawcy: NASA Jet Propulsion Laboratory i Agenzia Spaziale Italiana
Kierownik: Charles Elachi z NASA Jet Propulsion Laboratory

Ustalenie czy na powierzchni Tytana znajdują się duże zbiorniki płynów i określenie ich rozmieszczenia. Ustalenie cech geologicznych i topografii powierzchni Tytana. Zebranie danych o innych obiektach, jak księżyce lodowe i pierścienie, gdy będą istniały możliwości obserwacji.
Radio Science (RSS) – instrument radiowy
Rss operation.gif
System telekomunikacyjny sondy w pasmach X, S i Ka. Systemy odbiorcze sieci Deep Space Network na Ziemi.

Masa: 14,38 kg
Wykonawcy: NASA Jet Propulsion Laboratory i Alenia Spazio, Włochy
Kierownik: Arvydas J. Kliore z NASA Jet Propulsion Laboratory

Poszukiwanie fal grawitacyjnych. Obserwacje korony słonecznej i testowanie ogólnej teorii względności podczas koniunkcji ze Słońcem. Poprawa oszacowań masy i efemeryd Saturna i jego księżyców. Badanie struktury radialnej i wielkości cząstek w pierścieniach. Określenie profili temperatury i składu atmosfer Saturna i Tytana. Określenie temperatury i gęstości elektronów w jonosferach Saturna i Tytana.

Instrumenty ISS, VIMS, CIRC i UVIS oraz dwa szukacze gwiazd (Stellar Reference Units) zostały umieszczone na palecie dla instrumentów teledetekcyjnych (remote-sensing pallet). Instrumenty INMS, CAPS oraz MIMI CHEMS i MIMI LEMMS znajdują się na palecie dla instrumentów badających cząstki i pola (particles-and-fields pallet). Pozostałe instrumenty są przymocowane w różnych miejscach do górnego moduł wyposażenia sondy[6][14].

Awarie instrumentów podczas misji

Zasilanie spektrometru plazmy CAPS zostało wyłączone 14 czerwca 2011 roku, po analizie danych telemetrycznych, które wykazały, że instrument ten był odpowiedzialny za serię skoków napięcia w układach elektrycznych sondy[32]. 16 marca 2012 roku instrument CAPS został ponownie uruchomiony, jednak z 1 na 2 czerwca 2012 roku bezpiecznik na pokładzie sondy automatycznie odciął zasilanie tego instrumentu i pozostał on wyłączony do końca misji[33][34][35].

23 grudnia 2011 roku doszło do awarii ultrastabilnego oscylatora (USO) w systemie telekomunikacyjnym sondy. Jego funkcję przejął oscylator zapasowy o mniejszej stabilności. Brak USO wpłynął negatywnie na rezultaty eksperymentów okultacji radiowej[36].

Wszystkie pozostałe instrumenty sondy, poza CAPS i USO, funkcjonowały normalnie do końca misji we wrześniu 2017 roku[37][38].

Konstrukcja próbnika Huygens

Makieta modułu opadania próbnika Huygens
Schemat konstrukcji próbnika Huygens
Schemat konstrukcji górnej i dolnej powierzchni platformy eksperymentalnej próbnika Huygens

Huygens był próbnikiem przeznaczonym do wykonania pomiarów in situ podczas przelotu pod spadochronem przez atmosferę Tytana, aż do jego powierzchni. Do momentu odłączenia od sondy Cassini pozostawał przymocowany do jej boku za pośrednictwem pierścienia łączącego. Próbnik został dostarczony przez Europejską Agencję Kosmiczną, a jego głównym wykonawcą było Aérospatiale[39].

Dostarczony przez ESA system składał się z dwóch głównych elementów – właściwego próbnika Huygens o masie 318 kg oraz wyposażenia pomocniczego próbnika (Probe Support Equipment, PSE) o masie 30 kg, które pozostawało połączone z orbiterem Cassini po odłączeniu próbnika. W skład wyposażenia PSE wchodziły systemy awioniki, odbiornik radiowy z ultrastabilnym oscylatorem, elementy łączące z orbiterem, połączenia elektryczne i łącza danych oraz system służący do odłączenia próbnika.

Próbnik właściwy składał się z zespołu osłon (Entry Assembly) i modułu opadania (Descent Module) znajdującego się wewnątrz osłon. Zespół osłon był odpowiedzialny za połączenie próbnika z orbiterem i jego odłączenie, zapewnienie osłony termicznej podczas lotu i wejścia w atmosferę Tytana oraz kontrolę przebiegu hamowania w atmosferze. Po wykonaniu manewru wejścia w atmosferę osłony były odrzucane uwalniając moduł opadania.

Przednia osłona aerodynamiczna o średnicy 2,75 m miała kształt stożkowo-sferyczny i masę 79 kg. Pokryta była płytkami z materiału ablacyjnego wykonanego z włókien krzemowych wzmocnionych przez żywice fenolowe, które chroniły przed strumieniem ciepła o gęstości 1 MW m−2. Osłona tylna miała masę ok. 16,4 kg. Opadanie próbnika w atmosferze spowalniał zespół trzech kolejno rozkładanych spadochronów. Spadochron pilotujący o średnicy 2,59 m odrzucał tylną osłonę, która odpadając wyciągała z kolei spadochron główny o średnicy 8,30 m. Spadochron główny był zbyt duży, by umożliwić przelot przez atmosferę w czasie krótszym niż planowane 2,5 h, był więc następnie zastępowany przez spadochron stabilizujący o średnicy 3,03 m. Czasze wszystkich spadochronów były wykonane z nylonu, a ich linki z Kevlaru[39][40].

Kadłub modułu opadania wykonany był z aluminium. Większość systemów i instrumentów naukowych była przymocowana do znajdującej się wewnątrz kadłuba platformy eksperymentalnej. Na górnej pokrywie kadłuba znajdowały się: pojemnik na moździerz wyrzucający spadochron pilotujący, pojemnik z dwoma pozostałymi spadochronami i dwie anteny do łączności z sondą Cassini. Na obrzeżu przedniej części kadłuba przymocowanych było 36 łopatek zapewniających kontrolowany ruch wirowy próbnika podczas opadania w atmosferze. Wszystkie systemy awioniki i nadajniki próbnika były zdublowane. Krytyczne dla przebiegu misji elementy – zegary pokładowe (Mission Timer Units) aktywujące zasilanie próbnika i akcelerometry (Central Acceleration Sensor Units) inicjujące sekwencję rozwinięcia spadochronów, były potrójnie redundantne[41]. Dwa wysokościomierze radarowe (Radar Altimeter Units) pracujące w paśmie Ku na częstotliwościach 15,4 – 15,43 i 15,8 – 15,83 GHz, zaopatrzone w anteny o wymiarach 125 × 162 mm, dostarczały danych o rzeczywistej odległości od powierzchni księżyca, począwszy od wysokości ok. 42 km[42][43]. Na wypadek lądowania w węglowodorowym jeziorze lub oceanie, próbnik został zaprojektowany w taki sposób, żeby utrzymywał się na powierzchni ciekłych węglowodorów.

Po odłączeniu od sondy Cassini energię dla próbnika dostarczało 5 baterii litowo-siarkowych (LiSO2), o całkowitej pojemności ok. 1600 Wh energii. Układ dystrybuujący energię (Power Conditioning & Distribution Unit) dostarczał prąd o napięciu 28 V. W skład systemu kontroli temperatury wchodziła wielowarstwowa izolacja oraz 35 grzejników radioizotopowych, każdy o mocy ok. 1 W[44][6].

Kontrolę nad sekwencją misji i nadzór nad przekazem danych z systemów pokładowych i instrumentów do nadajników sprawował zdwojony Command and Data Management Unit o łącznej pamięci wynoszącej ok. 20 kbit[6]. Dane z próbnika przesyłane były na pokład sondy Cassini przez dwa niezależne (kanał A i kanał B) nadajniki w paśmie S o mocy 12 W, pracujące na częstotliwościach, odpowiednio, 2040 i 2098 MHz, z oddzielnymi antenami o niskim zysku. Szybkość transmisji danych w każdym kanale wynosiła 8192 bitów na sekundę. Identyczne dane były przesyłane z opóźnieniem 6 s między kanałami, dla zmniejszenia ryzyka ich utraty. Częstotliwość sygnału w kanale A była kontrolowana przez ultrastabilny oscylator na pokładzie próbnika i odpowiadający mu ultrastabilny oscylator odbiornika na pokładzie orbitera, które były wykorzystywane przez eksperyment pomiarów dopplerowskich prędkości wiatru (Doppler Wind Experiment). Dane z próbnika były odbierane przez antenę główną sondy Cassini i magazynowane na jej pokładzie do późniejszej transmisji na Ziemię[45][41].

Misją próbnika Huygens kierowało Huygens Probe Operations Center (HPOC), znajdujące się w Europejskim Centrum Operacji Kosmicznych (ESOC) w Darmstadt[46].

Instrumenty naukowe

Instrumenty naukowe próbnika Huygens[47][48][14]
EksperymentIlustracjaKonstrukcja instrumentu

Wykonawca i kierownik instrumentu[c]

Zadania
Descent Imager and Spectral Radiometer (DISR) – kamera i radiometr spektralny[49]
Probe-disr-sensor-front.jpg
  • 3 kamery (zakres 660–1000 nm; rozdzielczości 0,06°, 0,12° i 0,20°/piksel).
  • 2 spektrometry podczerwieni (870–1700 nm; rozdzielczość 6,3 nm).
  • 2 spektrometry światła widzialnego (480–960 nm; rozdzielczość 2,4 nm).
  • 2 fotometry światła fioletowego (350–480 nm).
  • 4-kanałowa kamera aureoli słonecznej (zakresy 500 ± 25 nm i 935 ± 25 nm w polaryzacjach pionowej i poziomej).
  • Czujnik Słońca.
  • Lampa oświetlająca powierzchnię gruntu.

Masa: 8,07 kg
Wykonawcy: Lunar and Planetary Laboratory w University of Arizona w Tucson, Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung i Departement de Recherche Spatiale w Observatoire de Paris
Kierownik: Martin G. Tomasko z University of Arizona

Pomiar wertykalnego profilu strumienia energii słonecznej i równowagi termicznej atmosfery Tytana. Uzyskanie obrazów i wykonanie pomiarów widma refleksyjnego powierzchni dla badań składu, topografii, procesów fizycznych kształtujących powierzchnię oraz pomiaru profilu wiatru podczas opadania. Pomiary jasności i stopnia polaryzacji liniowej rozproszonego światła słonecznego oraz głębokości optycznej aerozoli atmosferycznych. Pomiary widma strumienia słonecznego dla określenia składu atmosfery, w tym głównie profilu współczynnika mieszania metanu.
Aerosol Collector and Pyrolyser (ACP) – analizator aerozoli i pirolizer[50]
Probe-acp.jpg
Pobranie 2 próbek na wysokościach 130–35 km i 25–20 km. Trzystopniowa piroliza w temperaturze otoczenia, 250 °C i 600 °C. Przekazanie produktów pirolizy do instrumentu GCMS w celu analizy.

Masa: 6,18 kg
Wykonawcy: Service d’Aéronomie du Centre national de la recherche scientifique w Verrières-le-Buisson i Institut für Weltraumforschung w Grazu
Kierownik: Guy M. Israel z Service d’Aéronomie, Centre National de la Recherche Scientifique (CNRS)

Określenie składu chemicznego aerozoli fotochemicznych. Określenie względnej obfitości skondensowanych związków organicznych w dolnej stratosferze i górnej troposferze. Określenie bezwzględnej obfitości związków skondensowanych. Określenie przeciętnych rozmiarów obszarów zarodkowania aerozoli. Detekcja związków niekondensujących uwięzionych w aerozolach.
Gas Chromatograph and Mass Spectrometer (GCMS) – chromatograf gazowy i spektrometr mas
Probe-gcms.jpg
Kwadrupolowy spektrometr mas. 3 kolumny chromatograficzne. 5 elektronowych źródeł jonowych. Rare Gases and Enrichment Cell (detektor gazów szlachetnych i związków organicznych).

Pomiar cząstek o masie 2–146 u. Zakres dynamiczny > 108. Czułość: współczynnik mieszania 10−12. Rozdzielczość mas 10−6 przy 60 u.

Masa: 17,20 kg
Wykonawca: NASA Goddard Space Flight Center w Greenbelt, Maryland
Kierownik: Hasso B. Niemann z NASA Goddard Space Flight Center

Pomiar profilu składu atmosfery Tytana od wysokości 170 km do powierzchni. Określenie stosunków izotopowych głównych składników gazowych. Analiza produktów pirolizy aerozoli z instrumentu ACP. Określenie składu powierzchni.
Huygens Atmospheric Structure Instrument (HASI) – instrument do badania struktury atmosfery[51]
Probe-hasi-image.jpg

Masa: 5,77 kg
Wykonawca: międzynarodowe konsorcjum kierowane przez CISAS „G. Colombo” w Università degli Studi di Padova
Kierownik: Marcello Fulchignoni z Université Paris VII / Observatoire de Paris-Meudon

Określenie profili ciśnienia atmosferycznego i temperatury. Oszacowanie profili gęstości i masy cząsteczkowej. Określenie profili konduktywności i nośników ładunku w atmosferze. Zbadanie procesów jonizacji. Zbadanie pól elektrycznych i wyładowań atmosferycznych; analiza kwazistatycznych pól elektrycznych prowadzących do powstawania burz. Detekcja szumów akustycznych wywołanych przez turbulencje lub burze. Określenie chropowatości oraz własności mechanicznych i elektrycznych powierzchni Tytana.
Surface Science Package (SSP) – zestaw do badań powierzchni
Probe-ssp-image.jpg

Masa: 4,87 kg
Wykonawca: międzynarodowe konsorcjum kierowane przez The Open University w Milton Keynes
Kierownik: John C. Zarnecki z The Open University

Określenie natury fizycznej i warunków na powierzchni Tytana w miejscu lądowania. Określenie obfitości głównych składników, nakładających ograniczenia na ewolucję atmosfery i oceanu. Pomiar właściwości termicznych, optycznych, akustycznych i elektrycznych oraz gęstości ewentualnego oceanu. Określenie własności fal i interakcji oceanu z atmosferą. Dostarczenie danych terenowych dla interpretacji wielkoskalowych obserwacji przez radar i inne eksperymenty.
Doppler Wind Experiment (DWE) – eksperyment pomiarów dopplerowskich prędkości wiatru[52]Ultrastabilny oscylator nadajnika na pokładzie próbnika. Ultrastabilny oscylator odbiornika na pokładzie orbitera. Sieć radioteleskopów na powierzchni Ziemi.

Masa: 1,90 kg
Wykonawca: Radioastronomisches Institut w Universität Bonn
Kierownik: Michael K. Bird z Universität Bonn

Określenie profilu prędkości wiatru strefowego na Tytanie w zakresie wysokości 0–160 km z dokładnością ok. 1 m s−1. Pomiar fluktuacji dopplerowskich określających poziom i indeks spektralny turbulencji i aktywności falowej w atmosferze. Pomiar modulacji sygnału dla monitorowania dynamiki opadania próbnika w atmosferze.

Wkład Polski do misji Huygens

W konstrukcji instrumentów dla próbnika Huygens wzięli udział polscy specjaliści z Centrum Badań Kosmicznych PAN w Warszawie. Ich dziełem jest zaprojektowanie i wykonanie czujnika do pomiaru temperatury i przewodnictwa cieplnego (Thermal Properties, THP), wchodzącego w skład eksperymentu Surface Science Package. Drugim polskim wkładem było zaprojektowanie układów elektroniki analogowej obsługujących pięć czujników do badań własności fizycznych powierzchni Tytana. Układy te zostały zbudowane w Anglii według polskiego projektu, przeszły pomyślnie testy przedstartowe i weszły w skład aparatury próbnika Huygens[53].

Przebieg misji

Przygotowania do misji

Projekt sondy Cassini-Huygens z 1988 roku w oparciu o konstrukcję sondy typu Mariner Mark II
Wygląd sondy Cassini i próbnika Huygens według ostatecznie wybranego projektu

W połowie lat siedemdziesiątych XX wieku NASA przygotowywała się do wstępnego rekonesansu układu Saturna przez sondę Pioneer 11 i sondy programu Voyager. W swoim raporcie z 1975 roku Space Science Board amerykańskiej National Research Council i jego Committee on Planetary and Lunar Exploration zarekomendowały przeprowadzenie w następnym etapie dogłębnej eksploracji tej planety i jej księżyców, ze szczególnym uwzględnieniem Tytana[54]. W 1977 roku NASA zainicjowała prace koncepcyjne nad misją do Saturna, nazwaną Saturn Orbiter Dual Probe, składającą się z trzech elementów: orbitera Saturna, próbnika atmosferycznego planety oraz próbnika atmosferycznego lub lądownika na Tytanie[55].

W latach 1979–1981 sondy Pioneer 11, Voyager 1 i Voyager 2 dokonały pierwszych przelotów obok Saturna, ukazując niespodziewanie duże zróżnicowanie jego układu. W czerwcu 1982 roku Space Science Committee należący do European Science Foundation i amerykański Space Science Board utworzyły wspólną grupę roboczą, której zadaniem było zbadanie możliwości współpracy pomiędzy Stanami Zjednoczonymi i Europą w dziedzinie badań planetarnych. W lipcu 1982 roku ESA ogłosiła wezwanie do europejskich naukowców do przedłożenia propozycji przyszłych misji kosmicznych. W rezultacie, w listopadzie 1982 roku, Daniel Gautier i Wing Ip przedłożyli ESA propozycję, podpisaną także przez 27 innych naukowców, misji nazwanej Cassini, złożonej z orbitera Saturna i próbnika Tytana, jednocześnie sugerując przeprowadzenie jej we współpracy z NASA[56][57]. W styczniu 1983 roku amerykański Solar System Exploration Committee zarekomendował NASA przeprowadzenie misji na Tytana (Titan Probe-Radar Mapper) z możliwością dołączenia do niej orbitera Saturna.

Pomiędzy kwietniem 1984 roku a czerwcem 1985 roku NASA i ESA przeprowadziły wspólne studium oceniające misję do Saturna i Tytana. W jego trakcie zdecydowano, że próbnik Tytana zostanie dostarczony przez ESA, a za budowę orbitera będzie odpowiadać NASA. W lutym 1986 roku ESA przyjęła projekt próbnika do wstępnego studium (Phase A study). Zostało ono przeprowadzone od listopada 1987 do września 1988 roku, przez europejskie konsorcjum przemysłowe, pod kierunkiem Marconi Space Systems. Po jego zakończeniu, 25 listopada 1988 roku, misja próbnika Tytana została zatwierdzona do realizacji jako pierwsza misja klasy średniej w ramach długofalowego programu europejskich badań kosmicznych Horizon 2000. Misja próbnika otrzymała wówczas nazwę Huygens[57][58].

Po stronie amerykańskiej, w latach 1987–1988, w NASA kontynuowano prace projektowe nad konstrukcją nowego typu sondy kosmicznej Mariner Mark II, przeznaczonej do misji w zewnętrznych obszarach Układu Słonecznego. Pierwszymi sondami, które miały wykorzystywać tę nową konstrukcję były sonda kometarna CRAF i Cassini. Ich misje zostały połączone we wspólnym programie, który został zaaprobowany przez amerykański Kongres w listopadzie 1989 roku.

W październiku 1989 roku ESA i NASA ogłosiły oddzielnie konkursy (Announcements of Opportunity) na instrumenty naukowe przeznaczone dla próbnika i orbitera. Konkurs został rozstrzygnięty przez ESA we wrześniu 1990 roku, a przez NASA w listopadzie 1990 roku. Oprócz instrumentów do realizacji wybrano także badania interdyscyplinarne. Dodatkowy konkurs na konstrukcję instrumentu INMS na pokładzie orbitera został rozstrzygnięty w lutym 1992 roku. Włoska Agencja Kosmiczna (ASI), w ramach umowy o dwustronnej współpracy z NASA z 1993 roku, dostarczyła antenę główną i niektóre z instrumentów dla orbitera[58]. Głównym wykonawcą próbnika Huygens zostało Aérospatiale[39].

Wprowadzone przez Kongres ograniczenia budżetowe wymusiły w styczniu 1992 roku rezygnację z misji sondy CRAF i zmiany konstrukcyjne zmniejszające koszt konstrukcji orbitera Cassini. Zrezygnowano z dwóch ruchomych platform dla instrumentów naukowych i oddzielnej ruchomej anteny do łączności z próbnikiem Huygens. Zaniechano też planów dokonania bliskiego przelotu obok planetoidy i większości obserwacji naukowych w trakcie lotu w kierunku Saturna. Data startu została przełożona z kwietnia 1996 na październik 1997 roku. W 1995 roku komisja budżetowa Kongresu (U.S. House Appropriations Subcommittee) zdecydowała o całkowitej rezygnacji z misji Cassini. Decyzja ta została cofnięta po interwencji dyrektora generalnego ESA[56].

Od listopada 1995 roku w Jet Propulsion Laboratory prowadzono montaż i testy orbitera, podczas gdy integrację i testy próbnika Huygens wykonano w zakładach Daimler-Benz Aerospace Dornier Satellitensysteme w Ottobrunn w pobliżu Monachium. Na początku kwietnia 1997 roku Huygens został przetransportowany samolotem na kosmodrom Cape Canaveral. 21 kwietnia 1997 trafił tam także orbiter Cassini. Na kosmodromie przeprowadzone zostały finalne etapy montażu i testów przedstartowych sondy oraz jej integracja z rakietą nośną[2][59].

29 sierpnia 1997, już po zamontowaniu sondy na szczycie rakiety Titan IV, wykryto uszkodzenie fragmentu osłony termicznej wewnątrz próbnika Huygens, spowodowane przez nieprawidłowo ustawiony przepływ powietrza w systemie chłodzenia. W celu naprawy osłony konieczne było zdemontowanie sondy i jej przewiezienie do hali montażowej, co zmusiło do przesunięcia, zaplanowanego pierwotnie na 6 października, terminu startu[60][61].

W drodze do Saturna

Start rakiety Titan IVB/Centaur z sondą Cassini
Trajektoria lotu sondy Cassini-Huygens do Saturna

Wenus i Ziemia

Start sondy Cassini-Huygens nastąpił 15 października 1997 roku o 08:43:01 UTC, ze stanowiska startowego LC40 na Cape Canaveral Air Force Station. O 08:54 UTC rakieta nośna Titan 401B/Centaur (numer seryjny 4B-33/TC-21) wprowadziła sondę na wstępną orbitę parkingową. Powtórny zapłon członu Centaur o 09:13 UTC umożliwił wejście na orbitę heliocentryczną[62]. Uzyskana przez sondę przy starcie energia charakterystyczna (C3) wyniosła 16,640 km²s−2[11]. Ponieważ sonda miała zbyt dużą masę na to, żeby rakieta nośna mogła dostarczyć energii wystarczającej na bezpośredni lot do Saturna, dla potrzeb misji zaprojektowano trajektorię lotu nazwaną VVEJGA (Venus-Venus-Earth-Jupiter Gravity Assist). Umożliwiła ona czterokrotne wykorzystanie manewrów asysty grawitacyjnej mijanych planet (podczas dwukrotnych przelotów obok Wenus, przelotu obok Ziemi oraz przelotu obok Jowisza) dla dotarcia do Saturna[14].

27 marca 1998 roku Cassini przeszedł przez pierwsze peryhelium swej orbity, w odległości 0,67 AU od Słońca. Największe zbliżenie podczas pierwszego przelotu obok Wenus, na odległość 283,7 km od powierzchni planety, miało miejsce 26 kwietnia 1998 roku o 13:44:41 UTC[63][11]. Wykonany w efekcie przelotu manewr asysty grawitacyjnej zwiększył prędkość sondy względem Słońca o 3,7 km s−1[64].

3 grudnia 1998 roku przy użyciu silnika głównego został wykonany manewr DSM (Deep Space Maneuver; Δv = 450,2 m s−1), który został zaplanowany w celu zmniejszenia prędkości sondy w pobliżu apoapsis, obniżając następujące peryapsis i umożliwiając przeprowadzenie ponownego manewru asysty grawitacyjnej ze strony Wenus. 7 grudnia 1998 roku sonda przeszła przez aphelium, w odległości 1,58 AU od Słońca[65].

Drugi przelot obok Wenus nastąpił 24 czerwca 1999 roku o 20:29:55 UTC, w odległości 602,6 km od jej powierzchni[66]. W wyniku przelotu prędkość sondy względem Słońca zwiększyła się o 3,1 km s−1[64]. 29 czerwca 1999 roku sonda przeszła przez drugie peryhelium, w odległości 0,72 AU od Słońca[65].

18 sierpnia 1999 roku, Cassini zbliżył się do Ziemi, przelatując o godz. 03:28:26 UTC w odległości 1171 km nad południowym Pacyfikiem. Prędkość sondy zwiększyła się przy tym o 4,1 km s−1[65][64]. Krótko przed tym przelotem, 15 sierpnia, została odrzucona osłona instrumentu VIMS IR, a 16 sierpnia rozłożony został wysięgnik magnetometru[65].

Podczas przelotów obok Wenus i Ziemi zaplanowano przeprowadzenie stosunkowo niewielkiej ilości obserwacji naukowych. W trakcie pierwszego zbliżenia do Wenus poszukiwano oznak wyładowań atmosferycznych w jej atmosferze. Podczas kolejnego przelotu badano interakcje zachodzące pomiędzy wiatrem słonecznym a planetą oraz jej jonosferę. Również instrumenty optyczne wykonały wtedy swoje pierwsze testowe obserwacje. Przelot obok Ziemi wykorzystano do przeprowadzenia kalibracji instrumentów sondy. W tym celu wykonano obserwacje ziemskiej magnetosfery, powierzchni Księżyca oraz test radaru polegający na wysłaniu i odbiorze odbitych od powierzchni Ziemi sygnałów[2].

W drodze do Jowisza sonda Cassini minęła w znacznej odległości, około 1,5 mln km, planetoidę (2685) Masursky. Największe zbliżenie miało miejsce 23 stycznia 2000 roku o 09:58 UTC. Podczas spotkania sonda wykonała obserwacje oceniające kształt, rozmiary i albedo planetoidy oraz pomiary spektralne[67].

1 lutego 2000 roku antena główna (HGA) przestała pełnić rolę osłony przeciwsłonecznej i przejęła funkcję utrzymywania łączności z Ziemią[68].

Jowisz

1 października 2000 roku sonda Cassini rozpoczęła trwającą przez 6 miesięcy kampanię obserwacyjną Jowisza. Badania wykonywane przez sondę Cassini były przy tym skoordynowane z obserwacjami prowadzonymi przez sondę Galileo, która od grudnia 1995 roku znajdowała się na orbicie wokół tej planety. Podczas fazy zbliżania się do Jowisza, Cassini znajdował się poza granicami jego magnetosfery i prowadził pomiary wiatru słonecznego, podczas gdy Galileo przebywał głęboko we wnętrzu magnetosfery. Po minięciu planety, sonda Cassini leciała wzdłuż brzegu granicy magnetosfery, wielokrotnie ją przekraczając, natomiast Galileo opuścił magnetosferę i prowadził pomiary wiatru słonecznego.

Obserwacje wykonane podczas przelotu przez instrumenty naukowe obejmowały[69]:

  • Badanie składu i dynamiki atmosfery Jowisza, w tym zorzy polarnej i przepływów ciepła.
  • Obserwacje pierścieni Jowisza.
  • Obserwacje Europy i Kallisto podczas ich opozycji.
  • Obserwacje księżyca Himalia i określenie jego okresu rotacji.
  • Obserwacje Io podczas jego zaćmienia.
  • Badania magnetosfery Jowisza i jego interakcji z wiatrem słonecznym.
  • Pomiary strumienia pyłowego pochodzącego z Io.
  • Obserwacje promieniowania synchrotronowego Jowisza.

W skoordynowanych obserwacjach Jowisza wykorzystano też Kosmiczny Teleskop Hubble’a, Obserwatorium Rentgenowskie Chandra i szereg radioteleskopów na powierzchni Ziemi[2]. Kamery sondy Cassini wykonały łącznie około 26 000 fotografii planety i jej księżyców[70][71].

16 grudnia 2000 roku, podczas zbliżania do Jowisza, z powodu zakłóceń w funkcjonowaniu koła reakcyjnego RWA-2, nastąpiło przełączenie sterowania położeniem sondy na system sterowania reakcyjnego (RCS). Z tego powodu, w celu ochrony przed nadmiernym zużyciem hydrazyny, od 19 grudnia do 28 grudnia wstrzymano prowadzenie kampanii obserwacyjnej[72][73].

Największe zbliżenie do Jowisza nastąpiło 30 grudnia 2000 roku o 10:04:21 UTC. Odległość od planety w periapsis wyniosła 9 722 965 km. W wyniku przelotu prędkość sondy zmieniła się o 2,2 km s−1, a jej trajektoria została odchylona 12,2° kierując się ku Saturnowi[74]. Ostatnie obserwacje Jowisza zostały wykonane 22 marca 2001 roku[70].

Przybycie do układu Saturna

Artystyczna wizja manewru wejścia na orbitę wokół Saturna
Trajektoria sondy Cassini-Huygens podczas manewru wejścia na orbitę Saturna

Pierwsze zdjęcia Saturna sonda wykonała 21 października 2002 roku z odległości 285 mln km. Podczas zbliżania się do planety wykonywano testy obserwacyjne instrumentów i wykorzystywano je do uściślania elementów orbitalnych księżyców[75].

W drodze do Saturna, 11 czerwca 2004 roku, Cassini-Huygens przeleciał w odległości 2068 km od Febe, najdalszego z dużych księżyców planety[76]. Po tym przelocie, w dniu 16 czerwca 2004 roku, wykonano ostatni manewr korekcyjny trajektorii przed dotarciem w pobliże planety.

1 lipca 2004 roku, nadlatując spod płaszczyzny pierścieni planety, sonda zbliżyła się do Saturna. O godz. 00:47 UTC Cassini-Huygens przeciął płaszczyznę pierścieni w kierunku wstępującym (Ascending ring-plane crossing), przelatując przez przerwę pomiędzy pierścieniami F i G, w odległości 158 529 km od centrum planety. O 01:12 UTC sonda uruchomiła na 96 minut silnik główny, wykonując manewr wejścia na orbitę wokół planety (Saturn Orbit Insertion; Δv = 636,8 m s−1). W trakcie tego manewru, o 02:39 UTC, Cassini znalazł się w najmniejszej odległości od planety, 19 980 km nad powierzchnią chmur. O 04:34 UTC sonda ponownie przecięła płaszczyznę pierścieni, tym razem w kierunku zstępującym (Descending ring-plane crossing), w odległości 158 776 km od centrum planety. Podczas obydwu przelotów przez płaszczyznę pierścieni sonda ustawiała się anteną główną (HGA) w kierunku lotu, tak by służyła ona jak osłona przed uderzeniami cząsteczek pyłu[77][78].

23 sierpnia 2004 roku został wykonany kolejny duży manewr (Periapsis Raise Maneuver, oznaczany też jako OTM-002; Δv = 393 m s−1), który podniósł punkt następnego wstępującego przecięcia płaszczyzny pierścieni aż w pobliże orbity Tytana[79]. Pierwszy bliski przelot obok Tytana odbył się 26 października 2004 roku.

Misja próbnika Huygens

Schemat trajektorii próbnika Huygens podczas 4 tygodni poprzedzających lądowanie na Tytanie
Sekwencja przelotu przez atmosferę i lądowania próbnika Huygens
Zdjęcie wykonane w czasie opadania z wysokości pięciu kilometrów, z użyciem obiektywu szerokokątnego.
Zdjęcie powierzchni Tytana w miejscu lądowania

W trakcie lotu do Saturna przymocowany do boku sondy Cassini próbnik Huygens przez większość czasu pozostawał nieaktywny. W tej fazie misji łącznie 16 razy przeprowadzono testy sprawdzające stan systemów pokładowych i instrumentów naukowych próbnika[42].

W lutym 2000 roku wykonany został test sprawdzający łączność radiową pomiędzy próbnikiem i orbiterem podczas lądowania na Tytanie. W tym celu antenę Deep Space Network w Goldstone wykorzystano do przesłania sygnałów w pasmie S do odbiornika na pokładzie orbitera. Częstotliwość, amplituda i format sygnałów zostały zaprogramowane w taki sposób żeby symulować sygnały pochodzące z pokładu Huygensa podczas rzeczywistej misji. Rezultat testu był niepomyślny i wskazywał na utratę prawie wszystkich przesłanych danych. Przeprowadzone dochodzenie wykazało obecność błędu konstrukcyjnego w odbiorniku telemetrii próbnika Huygens na pokładzie orbitera. Nie był on w stanie prawidłowo dekodować odbieranych danych przy spodziewanej dopplerowskiej zmianie częstotliwości sygnału podczas przelotu próbnika przez atmosferę Tytana[80][81].

Pierwotny projekt misji przewidywał lądowanie próbnika Huygens pod koniec pierwszej orbity wokół Saturna, z przelotem orbitera na wysokości 1200 km. Rozwiązanie problemu łączności wymagało dokonania takiej zmiany geometrii przelotu sondy Cassini obok Tytana, żeby zminimalizować prędkość orbitera względem lądującego próbnika. Planowane pierwsze dwie orbity wokół Saturna zostały zastąpione przez trzy orbity o krótszym okresie, z lądowaniem podczas trzeciej orbity i zbliżeniem orbitera Cassini do Tytana na odległość 60 000 km. Zmniejszyło to przesunięcie dopplerowskie odbieranych sygnałów do wartości, które nie zakłócały transmisji. Dodatkowo zdecydowano o wcześniejszym o 4 godziny włączeniu ogrzewania próbnika Huygens przed wejściem w atmosferę, co zwiększyło temperaturę oscylatora nadajnika pokładowego i stabilność jego pracy[42].

Po drugim bliskim przelocie obok Tytana, w dniu 13 grudnia 2004 roku, sonda Cassini znalazła się na orbicie, która bez dalszej korekty doprowadziłaby do następnego przelotu w odległości około 4600 km od tego księżyca. 17 grudnia Cassini wykonał, przy użyciu silnika głównego, manewr, który wprowadził go na trajektorię prowadzącą do zderzenia z Tytanem (Probe Targeting Maneuver; Δv = 11,94 m s−1). Dodatkowy niewielki manewr korekcyjny (Δv = 0,02 m s−1) został wykonany 23 grudnia[82][83][79].

25 grudnia o 02:00 UTC próbnik Huygens został odłączony poprzez zdetonowanie sworzni pirotechnicznych i odepchnięty przez sprężyny od orbitera Cassini z prędkością około 0,33 m s−1. Jednocześnie próbnikowi zostało nadane wirowanie z prędkością 7,5 obrotów na minutę, dla stabilizowania jego ustawienia w przestrzeni. 28 grudnia Cassini wykonał manewr zejścia z kursu kolizyjnego z Tytanem (Orbiter Deflection Maneuver; Δv = 23,7 m s−1), który wraz z kolejnym manewrem w dniu 3 stycznia 2005 (Δv = 0,14 m s−1) zapewnił właściwą trajektorię dla odbioru danych z próbnika podczas jego misji na Tytanie[84][79].

Podczas trwającego dwadzieścia dni lotu w kierunku Tytana jedynymi czynnymi elementami na pokładzie próbnika Huygens były trzy zegary pokładowe. Aktywowały one funkcjonowanie próbnika na 4 h 23 min przed przewidzianym momentem wejścia w atmosferę. 14 stycznia 2005 o 09:05:52,523 UTC próbnik osiągnął wysokość 1270 km nad powierzchnią księżyca, która została zdefiniowana przez zespół nawigacyjny misji jako granica atmosfery. Wtargnięcie w atmosferę nastąpiło z prędkością 6 km s−1, pod kątem – 65,6° ± 0,3° w stosunku do lokalnego horyzontu. Osłony próbnika zapewniły wyhamowanie do prędkości około 400 m s−1 na wysokości 155 km. W tym momencie komputery pokładowe przetwarzające dane z akcelerometrów zainicjowały sekwencję rozwinięcia spadochronów. Ładunek pirotechniczny wyrzucił spadochron pilotujący odrzucający tylną osłonę, która odpadając wyciągnęła z kolei spadochron główny. 30 sekund później odrzucona została osłona przednia. Następnie odrzucone zostały osłony i rozłożone wysięgniki instrumentów naukowych. 15 minut po rozłożeniu spadochronu głównego, na wysokości 111 km, został on odrzucony i zastąpiony przez mniejszy spadochron stabilizujący. Na wysokości 62 km włączone zostały wysokościomierze radarowe. Umożliwiły one optymalizację pomiarów wykonywanych przez instrumenty podczas ostatniej fazy opadania. Na wysokości 700 m nad powierzchnią włączona została lampa instrumentu DISR umożliwiająca wykonanie pomiarów widma refleksyjnego.

O 11:38:10,77 UTC Huygens wylądował bezpiecznie z prędkością pionową 4,54 m s−1 w miejscu o współrzędnych 10,25° ± 0,17° S, 192,32° ± 0,24° W. Sonda Cassini kontynuowała odbiór danych z próbnika aż do momentu jej zniknięcia pod lokalnym horyzontem w miejscu lądowania. Huygens kontynuował pracę przez przynajmniej 3 h 14 min od momentu lądowania, co potwierdzał odbiór sygnału nośnego jego nadajnika przez radioteleskopy na Ziemi. Łącznie próbnik przekazał około 130 Mbit danych naukowych i inżynieryjnych[42][85].

Podczas misji próbnika wystąpiła anomalia w systemie łączności, która spowodowała całkowitą utratę danych przesyłanych przez nadajnik kanału A. Przyczyną był błąd w oprogramowaniu sterującym przesłanym na pokład sondy Cassini. Pominięto w nim komendę włączenia zasilania ultrastabilnego oscylatora odbiornika kanału A. W rezultacie odbiornik ten nie był w stanie odebrać sygnałów z pokładu próbnika. W wyniku anomalii utracono wszystkie dane z eksperymentu pomiarów dopplerowskich prędkości wiatru (DWE) oraz połowę z wykonanych zdjęć powierzchni Tytana. Dane z pozostałych eksperymentów były przesyłane niezależnie przez obydwa kanały łączności i zostały odebrane w całości przez odbiornik kanału B. Rezultaty eksperymentu DWE zostały w dużej mierze odzyskane dzięki analizie sygnału nośnego kanału A odbieranego przez sieć radioteleskopów na powierzchni Ziemi. Dodatkowo sygnały te posłużyły do przeprowadzenia eksperymentu interferometrii wielkobazowej (VLBI) w celu rekonstrukcji trajektorii przelotu próbnika przez atmosferę[42].

Inną anomalią podczas misji było niespodziewane zachowanie wirowania próbnika wokół swej osi. Początkowy kierunek wirowania przeciwny do ruchu wskazówek zegara zmniejszył się bardziej gwałtownie niż przewidziano po rozwinięciu spadochronu głównego i po około 10 minutach zmienił kierunek na przeciwny. Późniejsze dochodzenie wykazało, że przyczyną tego zachowania były anteny systemu oddzielania i wysokościomierza radarowego, które wprowadziły nieoczekiwany moment obrotowy, oddziałujący z 36 ukośnymi łopatkami umieszczonymi na powierzchni próbnika[86][42].

Poniższa tabela przedstawia sekwencję przebiegu misji próbnika.

Przebieg misji próbnika Huygens w dniu 14 stycznia 2005[42]
ZdarzenieCzas

(h:min:s UTC, SCET)[d]

Czas misji

t – t0 (h:min:s)[e]

Aktywacja zasilania próbnika.04:41:18– 4:29:03
Aktywacja zasilania awioniki pomocniczej próbnika na pokładzie orbitera.06:50:45– 2:19:56
Osiągnięcie wysokości 1270 km nad powierzchnią Tytana – początek wejścia w atmosferę.09:05:53– 0:04:28
Początek sekwencji opadania (t0) – otwarcie spadochronu pilotującego.09:10:210:00:00
Otwarcie spadochronu głównego.09:10:230:00:02
Oddzielenie przedniej osłony termicznej.09:10:530:00:32
Początek transmisji z nadajnika.09:11:060:00:45
Odrzucenie osłony wlotowej instrumentu GCMS.09:11:110:00:50
Odrzucenie osłony wylotowej instrumentu GCMS.09:11:190:00:58
Rozłożenie wysięgników instrumentu HASI.09:11:230:01:02
Odrzucenie osłony instrumentu DISR.09:11:270:01:06
Odrzucenie osłony wlotowej instrumentu ACP.09:12:510:01:30
Otwarcie spadochronu stabilizującego.09:25:210:15:00
Aktywacja zasilania wysokościomierzy radarowych.09:42:170:31:56
Włączenie lampy instrumentu DISR oświetlającej powierzchnię.11:36:062:25:45
Upadek na powierzchnię.11:38:112:27:50
Koniec łączności próbnika z sondą Cassini.12:50:243:40:03
Wyłączenie zasilania awioniki pomocniczej próbnika na pokładzie orbitera.13:37:324:27:11
Odebranie ostatniego sygnału nośnego kanału A przez radioteleskopy na powierzchni Ziemi.∼ 14:53 (16:00 ERT)[f]5:42:39

Misja orbitalna

Saturn obserwowany z orbity przez sondę Cassini
Schemat przebiegu orbit sondy Cassini wokół Saturna podczas poszczególnych etapów misji
Podsumowanie bliskich zbliżeń do księżyców Saturna w poszczególnych latach misji

Po wykonaniu manewru wejścia na orbitę wokół Saturna, sonda Cassini rozpoczęła realizację zaplanowanej na cztery lata głównej misji badawczej. Ze względu na doskonały stan orbitera, po jej zakończeniu, misja sondy została przedłużona pod nazwą Misja Równonocy. W październiku 2010 roku rozpoczęła się druga z kolei misja przedłużona – Misja Przesilenia. Zakończyła się ona 15 września 2017 roku, zniszczeniem sondy w atmosferze Saturna. Łącznie, w trakcie całej misji, Cassini wykonał 294 orbity w układzie Saturna[75].

Do zmieniania parametrów orbity sondy wykorzystywano asysty grawitacyjne ze strony Tytana. Podczas typowego przelotu na wysokości 950 km nad powierzchnią tego księżyca, uzyskiwana dzięki asyście Δv wynosiła około 800 m s−1. Manewry z użyciem silników sondy służyły do przeprowadzania niewielkich korekt trajektorii oraz do dokonania jej zmiany w sytuacjach, gdy manewr asysty grawitacyjnej nie był wystarczający[79].

Misja główna

Podczas trwającej cztery lata, do 1 lipca 2008 roku, głównej misji orbitalnej, Cassini wykonał 75 orbit wokół Saturna (oznaczonych kolejno literami A, B, C oraz liczbami 3–74). W tym czasie orbiter dokonał 45 bliskich przelotów obok Tytana oraz wykonał celowane przeloty obok sześciu innych księżyców: Enceladusa (4x), Febe, Hyperiona, Dione, Rei i Japeta. Zrealizowano też wiele odleglejszych przelotów obok innych księżyców. Zmieniający się kąt nachylenia orbity sondy pozwolił na przeprowadzenie obserwacji zarówno strefy równikowej, jak i rejonów biegunowych planety[87].

Misja główna została podzielona na sześć kolejnych faz[75]:

  • Wejście na orbitę i misja Huygensa (czerwiec 2004 – 15 lutego 2005); orbity A–3.

Przelot sondy obok Febe w drodze do Saturna. Manewr wejścia na orbitę. Pierwsze trzy bliskie przeloty obok Tytana. Lądowanie próbnika Huygens na powierzchni Tytana.

  • Sekwencje okultacji pierścienia (15 lutego 2005 – 7 września 2005); orbity 3–14.

Orbity sondy początkowo leżały w płaszczyźnie równikowej, a następnie zostały do niej nachylone. Obserwacje pierścieni planety (fotografie o wysokiej rozdzielczości, filmy, okultacje radiowe i gwiazdowe) ukazały ich złożoną strukturę. 4 przeloty obok Tytana. 3 bliskie zbliżenia sondy do Enceladusa, które doprowadziły do odkrycia na jego powierzchni aktywnego kriowulkanizmu.

  • Księżyce lodowe i ogon magnetosfery (7 września 2005 – 22 lipca 2006); orbity 14–26.

Orbity sondy pozostawały w płaszczyźnie pierścieni i księżyców, ale stopniowo ulegały rotacji, aż do sięgnięcia poza planetę, do ogona magnetosfery. Cassini miał najlepsze podczas misji głównej warunki do obserwacji wielu księżyców lodowych, w tym Kalipso, Tetydy, Telesto, Dione, Rei i Hyperiona oraz bardzo dobry wgląd w dynamikę atmosfery planety. 10 przelotów obok Tytana.

  • Transfer o 180 stopni; pierścienie i MAPS[g] (22 lipca 2006 – 30 czerwca 2007); orbity 26–47.

Orbity sondy leżące poprzednio w płaszczyźnie pierścieni stawały się coraz mniejsze i bardziej nachylone, aż do momentu, gdy Cassini napotkał Tytana po przeciwnej stronie planety (tzw. transfer o 180 stopni), a orbita powróciła do płaszczyzny równikowej. Umożliwiło to wykonanie szczegółowych badań magnetosfery i atmosfery Saturna oraz, po raz pierwszy, obserwacje planety i jej pierścieni widzianych znad biegunów. 17 przelotów obok Tytana.

  • Przelot obok Japeta i księżyce lodowe (30 czerwca 2007 – 14 września 2007); orbity 47–49.

Jedyny podczas całej misji bliski przelot obok Japeta (10 września 2007). 2 przeloty obok Tytana, przelot obok Rei i najlepsze podczas misji głównej obserwacje Heleny.

  • Pierścienie i MAPS (14 września 2007 – 1 lipca 2008); orbity 49–74.

Nachylenie orbit sondy w tej fazie misji stawało się coraz większe, a ich okres coraz mniejszy. Umożliwiło to wykonanie szczegółowych obserwacji systemu pierścieni. 9 przelotów obok Tytana. Bliski przelot (w odległości 48 km od powierzchni) nad Enceladusem. Najlepsze podczas misji głównej obserwacje Epimeteusza.

Misja przedłużona (Misja Równonocy)

Pionowe struktury na brzegu pierścienia B uwidocznione dwa tygodnie przed równonocą

Misja przedłużona znana jest także pod nazwą Misja Równonocy (Cassini Equinox Mission), ponieważ w jej trakcie Saturn przeszedł 11 sierpnia 2009 roku w swoim ruchu orbitalnym przez moment równonocy. Plan rozpoczętej 1 lipca 2008 roku misji przewidywał początkowo dwuletni jej okres (do 1 lipca 2010), ale późniejsze dokumenty określały datę jej zakończenia jako 27 września albo 11 października 2010[75][88].

Do głównych celów naukowych misji przedłużonej należały[89]:

  • Przeprowadzenie bardziej szczegółowych obserwacji księżyców Saturna, w szczególności Tytana i Enceladusa.
  • Monitorowanie zmian sezonowych na Tytanie i Saturnie.
  • Zbadanie nowych regionów magnetosfery Saturna.
  • Obserwacje unikalnej geometrii pierścieni Saturna podczas równonocy, kiedy światło słoneczne padało prosto przez płaszczyznę pierścieni.

Podczas Misji Równonocy odbyło się 27 bliskich przelotów obok Tytana i 7 zbliżeń do Enceladusa (w tym dwa na odległość jedynie 25 km od powierzchni). Cassini wykonał również stosunkowo bliskie przeloty obok Mimasa (6x), Tetydy (8x), Dione (3x, w tym jeden w odległości 500 km), Rei (5x, w tym jeden w odległości 100 km) oraz wiele zbliżeń do małych księżyców, w tym przelot w odległości 1800 km od Heleny. Głównym wydarzeniem misji był okres równonocy. Gdy Słońce przechodziło przez płaszczyznę pierścieni Saturna, księżyce rzucały cień na planetę i pierścienie. Także pionowe struktury wewnątrz pierścieni rzucały własne cienie, co uwidaczniało drobne szczegóły ich budowy. Przedłużona misja pozwoliła też na zwiększenie pokrycia obrazami radarowymi powierzchni Tytana z 22% (podczas misji głównej) do 30%.

Orbity sondy podczas misji przedłużonej charakteryzowało początkowo wysokie nachylenie, by w drugiej jej połowie wrócić do płaszczyzny równikowej. Cassini wykonał też ponowny transfer orbity o 180 stopni[75].

Misja przedłużona-przedłużona (Misja Przesilenia)

Schemat przebiegu orbit sondy Cassini podczas Misji Przesilenia
Orbity pierścienia F i orbity proksymalne
Artystyczna wizja przelotu sondy Cassini pomiędzy wewnętrznym brzegiem pierscienia D i szczytami chmur Saturna.
Moment wtargnięcia sondy w atmosferę Saturna (wizja artystyczna).

Kolejna misja przedłużona (Extended-extended Mission) znana jest pod nazwą Misja Przesilenia (Cassini Solstice Mission), ponieważ w jej trakcie, 24 maja 2017 roku, na Saturnie miało miejsce przesilenie letnie. Cassini przybył do Saturna krótko po momencie przesilenia zimowego, dlatego umożliwiło to przeprowadzenie obserwacji zmian sezonowych przez prawie połowę roku saturnowego.

Do najważniejszych celów naukowych drugiej misji przedłużonej należały[90]:

  • Tytan – Obserwacja zmian sezonowych i krótkoterminowych; szczególna uwaga na: jeziora węglowodorowe i inne materiały na powierzchni księżyca; budowa wewnętrzna; aerozole i cząsteczki o dużej masie; gęstość górnych warstw atmosfery; topografia powierzchni; temperatura na powierzchni i obłoki; wiatry.
  • Księżyce lodowe – Obserwacje potencjalnej zmienności czasowej aktywności Enceladusa; szczególna uwaga na: podpowierzchniowy ocean i budowa wewnętrzna Enceladusa; poszukiwanie wewnętrznej aktywności na Dione, poszukiwanie hipotetycznego pierścienia wokół Rei; interakcje Tetydy z magnetosferą; wewnętrzne zróżnicowanie Rei.
  • Pierścienie – Obserwacje zmiennego kąta otwarcia i zmienności czasowej; szczególna uwaga na: określenie wieku i masy pierścieni; mechanizm oczyszczania przerw w pierścieniach; zróżnicowanie składu; mikrostruktura; struktura „śmigieł” (propellers); badania in situ pierścienia D.
  • Saturn – Obserwacja zmian sezonowych; szczególna uwaga na: określenie okresu rotacji; burze polarne; gazy śladowe; wyładowania atmosferyczne; jonosfera; struktura wewnętrzna.
  • Magnetosfera – Obserwacja efektów sezonowych i związanych z cyklem aktywności słonecznej; szczególna uwaga na: dynamika ogona magnetycznego; wewnętrzne pasy radiacyjne; okresowości w magnetosferze; sprzężenie z jonosferą Saturna i pierścieniami.

Podczas Misji Przesilenia odbyło się 56 bliskich przelotów obok Tytana i 12 zbliżeń do Enceladusa. Dodatkowo Cassini wykonał 3 bardzo bliskie przeloty obok Dione, 2 obok Tetydy, oraz po jednym obok Methone, Telesto, Rei, Epimeteusza i Aegaeona. Orbity sondy naprzemiennie przebiegały w płaszczyźnie równikowej planety (październik 2010 – maj 2012 oraz marzec 2015 – styczeń 2016) bądź miały wysokie do niej nachylenie (maj 2012 – marzec 2015 oraz styczeń 2016 – listopad 2016).

  • Orbity muskające pierścień (30 listopada 2016 – 22 kwietnia 2017); orbity 251–270

Przedostatni bliski przelot obok Tytana, w dniu 29 listopada 2016 roku, obniżył peryapsis orbity ze 158 000 km do 90 000 km nad powierzchnią chmur planety i jednocześnie zwiększył jej nachylenie do 63,8°. Sonda w peryapsis znalazła się w okolicy orbit Janusa i Epimeteusza, w odległości jedynie 10 000 km poza pierścieniem F. Cassini wykonał następnie kolejno 20 tzw. orbit muskających pierścień (Ring-Grazing Orbits), nazywanych także orbitami pierścienia F (F-ring Orbits). Umożliwiły one wykonanie obserwacji pierścieni F i A o wysokiej rozdzielczości, okultacje pierścieni i przecinanie przez sondę linii pola zorzowego. Cassini wykonał zdjęcia o najwyższej rozdzielczości podczas całej misji księżyców Epimeteusz, Pandora, Atlas, Pan i Daphnis[91][92].

  • Film (03:40) przedstawiający misję Grand Finale Cassini i pogląd na osiągnięcia misji

Grand Finale (23 kwietnia 2017 – 15 września 2017); orbity 271–293

Ostatnia faza misji otrzymała oficjalną nazwę Grand Finale[93]. Manewr asysty grawitacyjnej podczas ostatniego bliskiego przelotu obok Tytana, 22 kwietnia 2017 roku, spowodował przeskok orbity sondy przez główny układ pierścieni. Peryapsis znalazło się w wąskiej strefie pomiędzy wewnętrznym brzegiem pierścienia D i planetą. Cassini wykonał kolejno 22 tzw. orbit proksymalnych. W ich trakcie sonda oddalała się w apoapsis na odległość około 1 272 000 km od Saturna, a w peryapsis zbliżała na zaledwie 1700–2500 km ponad szczytami jej chmur. Okres obiegu wokół planety wynosił od 6,4 do 6,5 dnia a nachylenie orbity względem równika 62,4°–61,7°. Pierwszy w historii przelot między Saturnem a jego pierścieniami sonda wykonała 26 kwietnia[94].

Orbity proksymalne pod wieloma względami przypominały misję sondy Juno do Jowisza. W ich trakcie Cassini przeprowadził bardzo precyzyjne pomiary pola magnetycznego i grawitacyjnego Saturna, co pozwoliło lepiej określić strukturę wnętrza planety i być może umożliwi ustalenie okresu jego rotacji. Możliwe stanie się wyznaczenie masy pierścieni, co pomoże zrozumieć ich pochodzenie. Zrealizowane zostały badania in situ wewnętrznych pasów radiacyjnych, składu jonosfery planety oraz pierścienia D. Wykonane zostały obserwacje pierścieni głównych i atmosfery Saturna o najwyższej rozdzielczości[90].

Trajektoria poszczególnych przelotów przez płaszczyznę pierścieni podczas peryapsis różniła się od siebie, co umożliwiło wykonanie różnego typu badań. Podczas przelotów w dniach 28 maja, 4 czerwca, 29 czerwca i 6 lipca Cassini, chroniony przez swoją antenę główną, przelatywał przez wewnętrzne obszary pierścienia D, badając skład materii pierścienia. Podczas pięciu przelotów w dniach 14, 20 i 27 sierpnia oraz 2 i 9 września, sonda zanurzała się w zewnętrzne warstwy atmosfery Saturna, bezpośrednio pobierając jej próbki do analizy. Podczas ostatniego z tych przelotów, w dniu 9 września, Cassini zbliżył się do planety na odległość zaledwie 1680 km ponad szczytami chmur[95].

Ostatnie grawitacyjne pchnięcie wywołane odległym na 119 tysięcy km przelotem obok Tytana, w dniu 11 września 2017 roku, spowodowało dalsze obniżenie peryapsis, poniżej pokrywy chmur planety. W wyniku tego, 15 września 2017 roku o 10:32 UTC, sonda uległa zniszczeniu podczas wtargnięcia w atmosferę Saturna. Nastąpiło to na wysokości około 1500 km ponad szczytami chmur w okolicy równoleżnika 10°N. Aż do momentu utraty łączności, Cassini przekazywał w czasie rzeczywistym dane z instrumentów naukowych, w tym z magnetometru oraz spektrometru mas INMS, określającego skład atmosfery. Ostatni sygnał radiowy z sondy został odebrany na Ziemi o godzinie 11:55:46 UTC. Sygnał na Ziemię docierał z 86 minutowym opóźnieniem[94][96][97].

Decyzja o zakończeniu misji wynika z wyczerpywania się zapasów paliwa dla silników korekcyjnych, co doprowadziłoby do utraty kontroli nad sondą. Wprowadzenie w atmosferę planety zapobiegło przypadkowemu zderzeniu sondy w przyszłości z Tytanem lub Enceladusem, co mogłoby doprowadzić do skażenia środowisk potencjalnie sprzyjających istnieniu życia[94].

Lista przelotów obok księżyców Saturna

Przeloty sondy Cassini obok księżyców Saturna, w trakcie misji orbitalnej, dzielą się na dwa rodzaje. W przypadku przelotów celowanych sonda wykonuje manewr korekty orbity, w celu osiągnięcia planowanych parametrów przelotu. Przeloty niecelowane nie są poprzedzane manewrem korekty orbity. W tabeli podano wszystkie przeloty celowane oraz przeloty niecelowane na odległość poniżej około 10 tysięcy km (data i nazwa księżyca przy przelocie niecelowanym pisane są kursywą). Dane do dnia 17 czerwca 2009 podają odtworzoną rzeczywistą trajektorię orbitalną sondy Cassini. Po tej dacie podana jest trajektoria planowana[75].

Rezultaty naukowe misji

Obraz radarowy powierzchni Tytana z widocznymi zbiornikami ciekłych węglowodorów

Wybrane rezultaty naukowe misji Cassini-Huygens:

  • Obecność zbiorników ciekłych węglowodorów na powierzchni Tytana[98].
  • Ligeia Mare, drugie co do wielkości morze na Tytanie, ma głębokość około 170 m i składa się głównie z metanu[99].
  • Pierwsze obserwacyjne dowody na opady deszczu metanowego na obszarach równikowych Tytana[100].
  • Na obszarach równikowych Tytana rozpościerają się rozległe pasy piaszczystych wydm o długości dziesiątek i setek kilometrów[101].
  • Temperatura i ciśnienie na powierzchni Tytana w miejscu lądowania próbnika Huygens wynosiły 93,65 ± 0,25 K i 1467 ± 1 hPa[102].
  • Na Enceladusie, Tytanie i Dione mogą istnieć podpowierzchniowe oceany płynnej wody[103][104][105].
  • Czynny kriowulkanizm na Enceladusie. W okolicach południowego bieguna księżyca istnieją anomalnie ciepłe rozpadliny (tzw. „tygrysie pasy”) i gejzery, z których biją strugi materii. Na Enceladusie prawdopodobnie obecne są podpowierzchniowe zbiorniki ciekłej wody[106].
  • W rejonie południowego bieguna Enceladusa na głębokości od 30 do 40 km istnieje prawdopodobnie podpowierzchniowy ocean płynnej wody sięgający do rejonu równoleżnika 50°S[107].
  • Obecność pochodzących z Enceladusa cząsteczek pyłu krzemionkowego wskazuje na czynną aktywność hydrotermalną we wnętrzu tego księżyca[108]. W strugach materii wyrzucanej z Enceladusa obecny jest wodór cząsteczkowy powstający prawdopodobnie w wyniku procesów hydrotermalnych. Ponieważ może on stanowić źródło energii chemicznej dla organizmów żywych, jego obecność świadczy, że w podpowierzchniowym oceanie księżyca mogą istnieć warunki sprzyjające dla obecności życia[109][110].
  • Strugi materii wyrzucane przez gejzery na Enceladusie zasilają pierścień E Saturna[106].
  • Pomiędzy Enceladusem i Saturnem istnieje sprzężenie elektrodynamiczne. Strumienie jonów i elektronów pochodzące z Enceladusa tworzą obserwowalną zorzę w atmosferze Saturna[111]
  • Księżyc Aegaeon jest prawdopodobnie źródłem materii pierścienia G[112].
  • Odkrycie pierścienia związanego z księżycami Janus i Epimeteusz, pierścienia księżyca Pallene oraz częściowych pierścieni (łuków) związanych z księżycami Methone i Anthe[113].
  • Wewnątrz pierścienia A istnieje populacja obiektów o średnicy 40–500 m (moonlets), które wytwarzają w pierścieniu struktury o kształcie „śmigieł” (propellers)[114][115]. W zewnętrznej części pierścienia A, poza przerwą Enckego, istnieje osobna populacja większych obiektów o średnicy 1–2 km[116].
  • Obecność obiektu S/2009 S 1 o średnicy ok. 400 m wewnątrz pierścienia B[117].
  • Na równiku Japeta rozpościera się grzbiet górski o długości około 1300 km i wysokości szczytów do 20 km[118].
  • Rea posiada śladową atmosferę złożoną z tlenu cząsteczkowego i dwutlenku węgla[119].
  • Okresy modulacji promieniowania kilometrowego Saturna (Saturn Kilometric Radiation) są odmienne dla północnej i południowej półkuli planety i zmienne w czasie. Okresy modulacji dla obydwu półkul odwróciły się w pobliżu momentu równonocy na planecie[121].
  • Wewnętrzny pas radiacyjny rozpościera się pomiędzy szczytami atmosfery Saturna a brzegiem pierścienia D[122].
  • Stacjonarne cyklony zajmują obszary obydwu biegunów Saturna[123][124].
  • Ciemniejsze pasy w atmosferze Jowisza są obszarami w których zachodzą wznoszące ruchy konwekcyjne, natomiast w jaśniejszych strefach przeważają ruchy opadające. Jest to wynik odwrotny od powszechnie uznawanego przez kilkadziesiąt lat modelu[125].
  • Obrazy uzyskane z pomiarów energetycznych atomów neutralnych przez instrument MIMI / INCA sugerują, że heliosfera ma kształt przypominający sferyczną bańkę, a nie, jak poprzednio uważano, kształt kometopodobny[126].

Dodatkowe informacje

Na pokładzie sondy Cassini umieszczono dysk DVD zawierający zeskanowane ręczne podpisy 616 420 osób z 81 krajów. Wśród nich znajdują się także zeskanowane z historycznych listów podpisy Giovanniego Cassiniego i Christiaana Huygensa. Do górnej pokrywy kadłuba próbnika Huygens przymocowano CD-ROM, na którym umieszczono 100 tysięcy podpisów i wiadomości oddzielnie zebranych przez ESA[127][128][129].

Kierownictwo i koszty misji

Misja Cassini jest prowadzona dla NASA przez Jet Propulsion Laboratory w Pasadenie. Kierownikiem programu jest Robert T. Mitchell. Głównym naukowcem projektu (Project Scientist) jest dr Linda J. Spilker, a jej zastępczynią (Deputy Project Scientist) dr Amanda R. Hendrix. W ESA kierownikiem misji i naukowcem projektu jest dr Nicolas Altobelli. Kierownikiem projektu w ASI jest dr Enrico Flamini. Kierownikiem misji i naukowcem projektu Huygens był dr Jean-Pierre Lebreton z ESA[130][131].

Całkowity koszt misji Cassini, od etapu planowania do zakończenia misji głównej 1 lipca 2008 roku, wyniósł (według danych z 2004) około 3,27 mld USD, z tego koszty amerykańskie wynosiły 2,6 mld USD (koszty przedstartowe 1,422 mld, koszty operacyjne misji 710 mln, śledzenie (tracking) 54 mln i rakieta nośna 422 mln) (razem ok. 80% kosztów), koszty ESA 500 mln USD (ok. 15%), a włoskiej agencji ASI 160 mln USD (ok. 5%)[132].

Koszty misji przedłużonej (od 1 lipca 2008 do 30 września 2010 roku) wyniosły 180 mln USD[133].

Koszt misji przedłużonej-przedłużonej (od października 2010 do września 2017 roku) wynosi po około 60 mln USD rocznie[134].

Galeria

Zobacz też

Uwagi

  1. Masa instrumentów podana za Jet Propulsion Laboratory: Cassini Orbiter Instruments. Niektóre źródła podają inne wartości mas poszczególnych instrumentów.
  2. Kierownik eksperymentu określany nazwą team leader (kierownik zespołu) lub principal invetigator (główny badacz).
  3. Masa instrumentów podana za H. Hassan, J. C. Jones: The Huygens Probe. W: ESA Bulletin Nr. 92, listopad 1997 [on-line]. Niektóre źródła podają inne wartości mas poszczególnych instrumentów.
  4. SCET (Spacecraft Event Time) – czas zdarzenia na statku kosmicznym.
  5. T0 – moment otwarcia spadochronu pilotującego, przyjęty za oficjalny moment początku fazy opadania próbnika.
  6. ERT (Earth Received Time) – czas odbioru sygnału na Ziemi. Dla momentu lądowania próbnika Huygens ERT = SCET + 1 h 7 min 6,35 s (za M. K. Bird i in: Winds on Titan: First results from the Huygens Doppler Wind Experiment. Supplementary Discussion.. Nature, tom 438, s. 800–802, 2005-12-08.).
  7. MAPS – skrót od Magnetosphere and Plasma Science.

Przypisy

  1. a b NASA, Cassini Mission. A journey to the Saturn System [dostęp 2011-05-31] [zarchiwizowane z adresu 2011-06-10] (ang.).
  2. a b c d e Dennis L. Matson, Linda J. Spilker, Jean-Pierre Lebreton, The Cassini/Huygens Mission to the Saturnian System, Space Science Reviews, tom 104, s. 1–58, 2002, 2002 [dostęp 2010-02-12] (ang.).
  3. Ellis D. Miner, Mission to Saturn and Titan: Cassini science objectives, 11 sierpnia 2000 [dostęp 2010-02-12] (ang.).
  4. a b c d e f g Julie L. Webster, The Cassini spacecraft design and operations [dostęp 2010-02-12] (ang.).
  5. JPL NASA, NASA Facts. Cassini Mission to Saturn [dostęp 2011-05-31] [zarchiwizowane z adresu 2011-06-10] (ang.).
  6. a b c d e f Curt A. Henry, An Introduction to the Design of the Cassini Spacecraft, 1998 [dostęp 2010-04-05] (ang.).
  7. G.L. Bennett, Space Nuclear Power, 2006 [dostęp 2010-02-12] (ang.).
  8. Lockheed Martin Astronautics, GPHS RTGs in Support of the Cassini RTG Program. Final Technical Report, January 11, 1991 – April 30, 1998 [dostęp 2010-03-21] (ang.).
  9. United States General Accounting Office: Space Exploration: Power Sources for Deep Space Probes (GAO/NSIAD-98-102) (ang.). 1998-05-29. [dostęp 2011-04-23]. [zarchiwizowane z tego adresu (2011-03-24)].
  10. T.J. Barber, R.T. Cowley, Initial Cassini propulsion system in-flight characterization [dostęp 2010-02-12] (ang.).
  11. a b c T.D. Goodson i inni, Cassini Maneuver Experience: Launch and Early Cruise [dostęp 2010-03-27] (ang.).
  12. JPL: Cassini-Huygens Mission Status Report – Feb. 2, 2009: Cassini Thruster Swap Planned (ang.). [dostęp 2010-03-25]. [zarchiwizowane z tego adresu (2010-06-13)].
  13. JPL: Cassini-Huygens Mission Status Report – March 12, 2009: Cassini Swaps Thrusters (ang.). [dostęp 2010-03-25]. [zarchiwizowane z tego adresu (2010-07-29)].
  14. a b c d e f g Linda J. Spilker, Passage to a Ringed World. The Cassini-Huygens Mission to Saturn and Titan, 1997 [dostęp 2011-05-31] (ang.).
  15. a b NASA: Cassini Orbiter Engineering Subsystems (ang.). [dostęp 2010-03-12]. [zarchiwizowane z tego adresu (2010-07-23)].
  16. Strauss, K. F., Stockton, G. J: Cassini Solid State Recorder: A High Capacity, Radiation Tolerant High-Performance Unit (ang.). 1996-08-04. [dostęp 2010-03-12].
  17. JPL: Cassini Significant Event Report For Week Ending 07/18/03 (ang.). [dostęp 2010-04-06]. [zarchiwizowane z tego adresu (2011-06-10)].
  18. Jet Propulsion Laboratory: Cassini Orbiter Instruments (ang.). [dostęp 2010-04-12].
  19. European Space Agency: Cassini instruments (ang.). [dostęp 2010-04-12].
  20. National Space Science Data Center: Experiments on Cassini (ang.). [dostęp 2010-04-12].
  21. CICLOPS Home Page (ang.).
  22. Carolyn C. Porco i in: Cassini Imaging Science: Instrument Characteristics and Anticipated Scientific Investigations at Saturn (ang.). Space Science Reviews, tom 115, s. 363–497, 2004. [dostęp 2010-04-19].
  23. VIMS Home Page (ang.). [dostęp 2011-06-02]. [zarchiwizowane z tego adresu (2008-09-21)].
  24. Edward Miller i in: The Visual and Infrared Mapping Spectrometer for Cassini (ang.). [dostęp 2010-04-24]. [zarchiwizowane z tego adresu (2011-07-22)].
  25. CIRC Home Page (ang.). [dostęp 2011-06-02]. [zarchiwizowane z tego adresu (2011-05-11)].
  26. Larry W. Esposito i in: The Cassini Ultraviolet Imaging Spectrograph Investigation (ang.). [dostęp 2010-04-24]. [zarchiwizowane z tego adresu (2012-04-12)].
  27. CAPS Home Page (ang.). [dostęp 2011-06-02]. [zarchiwizowane z tego adresu (2018-10-08)].
  28. Cassini Dust Home Page (ang.). [dostęp 2011-06-02]. [zarchiwizowane z tego adresu (2011-05-15)].
  29. MAG Instrument Home Page (ang.).
  30. MIMI Home Page (ang.).
  31. Cassini RPWS Home Page (ang.).
  32. JPL: Plasma Spectrometer Operations on Hold – Cassini Mission Status Report (ang.). 2011-06-15. [dostęp 2012-03-04].
  33. JPL: Status Report: Cassini Plasma Spectrometer Resumes Operations (ang.). 2012-03-19. [dostęp 2016-12-29].
  34. JPL: Status Report: Cassini Plasma Spectrometer Turns Off (ang.). 2012-06-06. [dostęp 2016-12-29].
  35. JPL: Cassini Plasma Spectrometer (CAPS) (ang.). [dostęp 2017-09-16].
  36. JPL: Status Report: Cassini Testing Part of Its Radio System (ang.). 2012-01-12. [dostęp 2016-12-29].
  37. JPL: Cassini Significant Events 9/06/17 – 9/12/17 (ang.). 2017-09-15. [dostęp 2017-09-16].
  38. JPL: Cassini Science Instrument Anomalies (ang.). 2013-01-09. [dostęp 2016-12-29].
  39. a b c H. Hassan, J. C. Jones: The Huygens Probe (ang.). ESA Bulletin Nr. 92, 1997-11. [dostęp 2010-06-04].
  40. ESA: Engineering – Mechanical & Thermal Subsystems (ang.). [dostęp 2010-06-20].
  41. a b Jean-Pierre Lebreton i in: An overview of the descent and landing of the Huygens probe on Titan – Supplementary Notes (ang.). Nature, tom 438, 2005-12-08. [dostęp 2010-06-26].
  42. a b c d e f g Jean-Pierre Lebreton i in: An overview of the descent and landing of the Huygens probe on Titan (ang.). Nature, tom 438, s. 758–764, 2005-12-08. [dostęp 2010-06-26].
  43. National Space Science Data Center: Huygens (ang.). [dostęp 2010-06-26].
  44. ESA: Engineering – Electrical Power Subsystem (ang.). [dostęp 2010-07-02].
  45. ESA: Engineering – Probe Data Relay Subsystem (ang.). [dostęp 2010-07-02].
  46. ESA: Cassini-Huygens Fact Sheet (ang.). [dostęp 2010-07-03].
  47. ESA: Cassini-Huygens – Instruments (ang.). [dostęp 2010-07-03].
  48. National Space Science Data Center: Experiments on Huygens (ang.). [dostęp 2010-07-03].
  49. DISR Home Page (ang.).
  50. ACP Home Page (ang.). [dostęp 2011-06-02]. [zarchiwizowane z tego adresu (2011-07-21)].
  51. HASI Home Page (ang.). [dostęp 2011-06-02]. [zarchiwizowane z tego adresu (2011-07-22)].
  52. DWE Home Page (ang.). [dostęp 2011-06-02]. [zarchiwizowane z tego adresu (2009-12-25)].
  53. Ministerstwo Nauki i Szkolnictwa Wyższego: Polski czujnik będzie badał powierzchnię Tytana (pol.). [dostęp 2017-01-14].
  54. Space Science Board, National Research Council, Report on Space Science 1975, National Academy of Sciences, Washington, D. C., 1976 [dostęp 2016-12-23] (ang.).
  55. Richard P. Rudd: Saturn Orbiter Dual Probe Mission (ang.). 1978. [dostęp 2016-12-17].
  56. a b Wing Ip, Daniel Gautier, Toby Owen: The Genesis of Cassini-Huygens (ang.). 2004. [dostęp 2016-12-17].
  57. a b J.-P. Lebreton, D. L. Matson: The Huygens Probe: Science, Payload and Mission Overview (ang.). ESA Bulletin Nr. 92, 1997-11. [dostęp 2010-12-18].
  58. a b Cassini Mission with the Huygens Probe. W: Committee on International Space Programs, National Research Council, and European Space Science Committee, European Science Foundation: U. S.-European Collaboration in Space Science. Washington, D. C.: National Academy Press, 1998, s. 60–64. ISBN 978-0-309-05984-8. [dostęp 2010-12-26]. (ang.)
  59. ESA: Huygens space probe ready to leave Europe (ang.). 1997-03-03. [dostęp 2011-03-23].
  60. ESA: Cassini/Huygens anomoly detected (ang.). 1997. [dostęp 2016-12-23].
  61. ESA: New Cassini-Huygens launch date (ang.). 1997. [dostęp 2016-12-23].
  62. Jonathan McDowell: Jonathan’s Space Report: Launch Log (ang.). [dostęp 2011-01-06].
  63. JPL: Venus Flyby Update (ang.). 1998-04-29. [dostęp 2010-12-18]. [zarchiwizowane z tego adresu (2010-07-29)].
  64. a b c NASA: Cassini Mission Overview (ang.). [dostęp 2011-01-09]. [zarchiwizowane z tego adresu (2011-06-10)].
  65. a b c d M. D. Guman i in: Cassini Orbit Determination From First Venus Flyby to Earth Flyby (ang.). [dostęp 2010-12-18].
  66. JPL: Significant Event Report for Week Ending 06/30/99 (ang.). [dostęp 2011-01-25]. [zarchiwizowane z tego adresu (2011-06-10)].
  67. JPL: Significant Event Report for Week Ending 1/28/2000 (ang.). [dostęp 2011-01-25]. [zarchiwizowane z tego adresu (2011-06-10)].
  68. JPL: Significant Event Report for Week Ending 2/4/2000 (ang.). [dostęp 2011-01-25]. [zarchiwizowane z tego adresu (2011-06-10)].
  69. NASA: Millennium Flyby Travel Guide (ang.). [dostęp 2010-12-18].
  70. a b Carolyn C. Porco i in: Cassini Imaging of Jupiter’s Atmosphere, Satellites, and Rings (ang.). Science, tom 299, s. 1541–1547, 2003-03-07. [dostęp 2011-03-01].
  71. NASA: Cassini Celebrates 10 Years Since Jupiter Encounter (ang.). 2010-12-29. [dostęp 2011-03-01].
  72. JPL: Significant Event Report for Week Ending 12/20/2000 (ang.). [dostęp 2011-01-25]. [zarchiwizowane z tego adresu (2011-06-10)].
  73. JPL: Significant Event Report for Week Ending 1/5/2001 (ang.). [dostęp 2011-01-25]. [zarchiwizowane z tego adresu (2011-06-10)].
  74. D. C. Roth i in: Cassini orbit reconstruction from Earth to Jupiter (ang.). [dostęp 2010-12-18].
  75. a b c d e f Cassini’s Tour of the Saturn System (ang.). The Planetary Society, 2010-10-25. [dostęp 2011-03-17].
  76. Jet Propulsion Laboratory / Space Science Institute: Cassini Makes Close Observations of Phoebe (ang.). 2004-06-12. [dostęp 2011-03-17]. [zarchiwizowane z tego adresu (2011-06-10)].
  77. Troy Goodson i in: Cassini-Huygens maneuver experience: cruise and arrival at Saturn (ang.). 2005-08-07. [dostęp 2011-03-13].
  78. NASA: Cassini Saturn Orbit Insertion Timeline – 2004 (ang.). [dostęp 2011-03-13].
  79. a b c d Sean V. Wagner i in: Cassini-Huygens maneuver experience: first year of Saturn tour (ang.). W: Astrodynamics Specialist Conference, Lake Tahoe, CA, August 7-11, 2005 [on-line]. 2005-08-07. [dostęp 2011-02-13].
  80. Leslie J. Deutsch: Resolving the Cassini/Huygens Relay Radio Anomaly (ang.). 2002-03-09. [dostęp 2017-01-14].
  81. James Oberg: Titan Calling. How a Swedish engineer saved a once-in-a-lifetime mission to Saturn’s mysterious moon (ang.). 2004-10-01. [dostęp 2017-01-14].
  82. JPL: Significant Event Report for Week Ending 12/20/2004 (ang.). [dostęp 2010-08-03]. [zarchiwizowane z tego adresu (2011-06-10)].
  83. JPL: Cassini Significant Events 12/21/04 – 12/27/04 (ang.). [dostęp 2010-08-03]. [zarchiwizowane z tego adresu (2011-06-10)].
  84. ESA: Huygens Probe Separation and Coast Phase (ang.). [dostęp 2010-08-03].
  85. Bobby Kazeminejad i in: Huygens’ entry and descent through Titan’s atmosphere – Methodology and results of the trajectory reconstruction (ang.). Planetary and Space Science, tom 55 (2007), s. 1845–1876. [dostęp 2010-08-06]. [zarchiwizowane z tego adresu (2010-06-24)].
  86. ESA: Huygens landing spin mystery solved (ang.). 2020-01-14. [dostęp 2022-01-07].
  87. ESA: Cassini Tour of Saturn and its Moons (ang.). [dostęp 2011-04-23].
  88. JPL: Hello, Saturn Summer Solstice: Cassini’s New Chapter (ang.). 2010-09-27. [dostęp 2011-04-23]. [zarchiwizowane z tego adresu (2011-06-10)].
  89. ESA: Start of the Cassini Equinox Mission (ang.). 2008-06-30. [dostęp 2011-04-23].
  90. a b Linda Spilker: Cassini-Huygens Solstice Mission (ang.). [dostęp 2011-03-23].
  91. Cassini Imaging Central Laboratory for Operations (CICLOPS): Rev250: Nov 23 – Nov 30 '16 (ang.). 2016. [dostęp 2016-12-23].
  92. Jet Propulsion Laboratory: Ring-Grazing Orbits (ang.). 2016-12-18. [dostęp 2016-12-23].
  93. Jet Propulsion Laboratory: Cassini Names Final Mission Phase Its ‘Grand Finale’ (ang.). 2014-06-30. [dostęp 2016-12-23].
  94. a b c Jet Propulsion Laboratory: The Grand Finale Toolkit (ang.). [dostęp 2017-04-18].
  95. Jet Propulsion Laboratory: Grand Finale Orbit Guide (ang.). [dostęp 2017-04-23].
  96. Emily Lakdawalla: What to expect during Cassini’s final hours (ang.). [dostęp 2017-09-11].
  97. Jet Propulsion Laboratory: Cassini Spacecraft Makes Its Final Approach to Saturn (ang.). 2017-09-13. [dostęp 2017-09-14].
  98. E. R. Stofan i in: The lakes of Titan (ang.). Nature, tom 445, s. 61–64, 2007-01-04. [dostęp 2011-05-21].
  99. JPL: NASA’s Cassini Spacecraft Reveals Clues About Saturn Moon (ang.). 2013-12-12. [dostęp 2014-02-02].
  100. E. P. Turtle i in: Rapid and Extensive Surface Changes Near Titan’s Equator: Evidence of April Showers (ang.). Science, tom 331, s. 1414–1417, 2011-03-18. [dostęp 2011-05-21].
  101. R. D. Lorenz i in: The Sand Seas of Titan: Cassini RADAR Observations of Longitudinal Dunes (ang.). Science, tom 312, s. 724–727, 2006-05-05. [dostęp 2011-05-21].
  102. M. Fulchignoni i in: In situ measurements of the physical characteristics of Titan’s environment (ang.). Nature, tom 438, s. 785–791, 2005-12-08. [dostęp 2011-05-21].
  103. Ondřej Čadek, Gabriel Tobie, Tim Van Hoolst i wsp. Enceladus’s internal ocean and ice shell constrained from Cassini gravity, shape, and libration data. „Geophysical Research Letters”. 43, s. 5653–5660, 2016-06-11. DOI: 10.1002/2016GL068634 (ang.). [dostęp 2017-05-10]. 
  104. Luciano Iess; Robert A. Jacobson; Marco Ducci i wsp. The Tides of Titan. „Science”. 337, s. 457–459, 2012-07-27. DOI: 10.1126/science.1219631 (ang.). [dostęp 2017-05-10]. 
  105. Mikael Beuthe; Attilio Rivoldini; Antony Trinh. Enceladus’s and Dione’s floating ice shells supported by minimum stress isostasy. „Geophysical Research Letters”. 43, s. 10088–10096, 2016-10-09. DOI: 10.1002/2016GL070650 (ang.). [dostęp 2017-05-10]. 
  106. a b C. C. Porco i in: Cassini Observes the Active South Pole of Enceladus (ang.). Science, tom 311, s. 1393–1401, 2006-03-10. [dostęp 2011-05-21].
  107. L. Iess i in: The Gravity Field and Interior Structure of Enceladus (ang.). Science, tom 344, nr 6179, s. 78–80, 2014-04-04. [dostęp 2014-04-03].
  108. Hsiang-Wen Hsu i in. Ongoing hydrothermal activities within Enceladus. „Nature”. 519, s. 207–210, 2015-03-12. DOI: 10.1038/nature14262 (ang.). [dostęp 2015-03-15]. 
  109. J. Hunter Waite i in. Cassini finds molecular hydrogen in the Enceladus plume: Evidence for hydrothermal processes. „Science”. 356, s. 155–159, 2017-04-14. DOI: 10.1126/science.aai8703 (ang.). [dostęp 2017-04-17]. 
  110. Paul Voosen. Food for microbes abundant on Enceladus. „Science”, 2017-04-13. DOI: 10.1126/science.aal1047 (ang.). [dostęp 2017-04-17]. 
  111. Wayne R. Pryor i in: The auroral footprint of Enceladus on Saturn (ang.). Nature, tom 472, s. 331–333, 2011-04-21. [dostęp 2011-05-21].
  112. NASA/JPL/Space Science Institute: Petite Moon (ang.). 2009-05-29. [dostęp 2011-05-21]. [zarchiwizowane z tego adresu (2011-07-25)].
  113. Space Science Institute: Cassini Images Ring Arcs Among Saturn’s Moons (ang.). 2008-09-05. [dostęp 2011-05-21].
  114. Miodrag Sremčević i in: A belt of moonlets in Saturn’s A ring (ang.). Nature, tom 449, s. 1019–1021, 2007-10-25. [dostęp 2011-05-21].
  115. Matthew S. Tiscareno i in: The Population of Propellers in Saturn’s A Ring (ang.). The Astronomical Journal, tom 135, nr 3, 2008-02-14. [dostęp 2011-05-21].
  116. Matthew S. Tiscareno i in: Physical Characteristics and Non-Keplerian Orbital Motion of „Propeller” Moons Embedded in Saturn’s Rings (ang.). The Astrophysical Journal Letters, tom 718, nr 2, 2010-07-08. [dostęp 2011-05-21].
  117. NASA/JPL/Space Science Institute: A Small Find Near Equinox (ang.). 2009-08-07. [dostęp 2011-05-21]. [zarchiwizowane z tego adresu (2009-10-10)].
  118. C. C. Porco i in: Cassini Imaging Science: Initial Results on Phoebe and Iapetus (ang.). Science, tom 307, s. 1226–1236, 2005-02-25. [dostęp 2011-05-15].
  119. B. D. Teolis i in: Cassini Finds an Oxygen – Carbon Dioxide Atmosphere at Saturn’s Icy Moon Rhea (ang.). Science, tom 330, s. 1813–1815, 2010-12-24. [dostęp 2011-05-21].
  120. R. L. Tokar i in: Detection of exospheric O2+ at Saturn’s moon Dione (ang.). Geophysical Research Letters, tom 39, 2012-02-09. [dostęp 2012-03-04].
  121. D. A. Gurnett i in: The reversal of the rotational modulation rates of the north and south components of Saturn kilometric radiation near equinox (ang.). Geophysical Research Letters, tom 37, 2010-12-17. [dostęp 2011-05-21].
  122. NASA/JPL/APL: New Radiation Belt (ang.). 2004-08-05. [dostęp 2011-05-21]. [zarchiwizowane z tego adresu (2011-06-10)].
  123. Ulyana A. Dyudina i in: Saturn’s south polar vortex compared to other large vortices in the Solar System (ang.). Icarus t. 202 (2009) s. 240–248, 2009. [dostęp 2014-02-02]. [zarchiwizowane z tego adresu (2014-02-19)].
  124. Kevin H. Baines i in: Saturn’s north polar cyclone and hexagon at depth revealed by Cassini/VIMS (ang.). Planetary and Space Science t. 57 (2009) s. 1671–1681, 2009. [dostęp 2014-02-02].
  125. Jet Propulsion Laboratory: Rising Storms Revise Story Of Jupiter’s Stripes (ang.). 2003-03-06. [dostęp 2011-03-17]. [zarchiwizowane z tego adresu (2011-06-10)].
  126. S. M. Krimigis i in: Imaging the Interaction of the Heliosphere with the Interstellar Medium from Saturn with Cassini (ang.). Science, tom 326, s. 971–973, 2009-10-15. [dostęp 2011-05-21].
  127. JPL: Amazing Stories – DVD with signatures on way to Saturn (ang.). [dostęp 2011-02-17].
  128. The Cassini Signature Disk (ang.). The Planetary Society. [dostęp 2011-02-17]. [zarchiwizowane z tego adresu (2012-01-25)].
  129. C. Kohlhase, C. E. Peterson: The Cassini Mission to Saturn and Titan (ang.). ESA Bulletin Nr. 92, 1997-11. [dostęp 2011-02-17].
  130. JPL: Cassini Team Members (ang.). [dostęp 2012-06-09].
  131. ESA: Huygens Mission Team (ang.). [dostęp 2012-06-09].
  132. NASA: Cassini-Huygens. Saturn Arrival. Press Kit (ang.). 2004. [dostęp 2011-03-23].
  133. Michael Meltzer: The Cassini-Huygens Visit to Saturn. An Historic Mission to the Ringed Planet. Springer Praxis Books, 2015, s. 395–396. DOI: 10.1007/978-3-319-07608-9. ISBN 978-3-319-07608-9.
  134. NASA: NASA Extends Cassini’s Tour of Saturn, Continuing International Cooperation for World Class Science (ang.). NASA Press Release, 2010-02-03. [dostęp 2011-05-04].

Linki zewnętrzne

Media użyte na tej stronie

Saturn (planet) large.jpg
This true color picture was assembled from Voyager 2 Saturn images obtained Aug. 4 [1981] from a distance of 21 million kilometers (13 million miles) on the spacecraft's approach trajectory. Three of Saturn's icy moons are evident at left. They are, in order of distance from the planet: Tethys, 1,050 km. (652 mi.) in diameter; Dione, 1,120 km. (696 mi.); and Rhea, 1,530 km. (951 mi.). The shadow of Tethys appears on Saturn's southern hemisphere. A fourth satellite, Mimas, is less evident, appearing as a bright spot a quarter-inch in in from the planet's limb about half an inch above Tethys; the shadow of Mimas appears on the planet about three-quarters of an inch directly above that of Tethys. The pastel and yellow hues on the planet reveal many contrasting bright and darker bands in both hemispheres of Saturn's weather system. The Voyager project is managed for NASA by the Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, California, United States.
Probe-ssp-image.jpg
Surface-Science Package from Huygens
Huygens surface color enhanced.jpg
Image of Titan's surface taken by the Huygens probe on 14 January 2005.
Cassini-mimi-inca2.jpg
Cassini probe : MIMI instrument, INCA sensor
Huygens-mission.jpg
Plot showing the probe activities during the last four weeks prior to the descent of the Huygens Probe in Titan's atmosphere on 14 January 2005.
Cassini-inms2.jpg
Cassini probe : INMS instrument
Cassini-caps2.jpg
Cassini probe : CAPS instrument
Probe-hasi-image.jpg
Huygens Atmospheric Structure Instrument from Huygens
Cassini-subsys-antenna.jpg
Cassini probe : Antenna Subsystem (ATM)
Moon seen by Cassini - PIA02321.tif
This narrow angle image taken by Cassini's camera system of the Moon is one of the best of a sequence of narrow angle frames taken as the spacecraft passed by the Moon on the way to its closest approach with Earth on August 17, 1999. The 80 millisecond exposure was taken through a spectral filter centered at 0.33 microns; the filter bandpass was 85 Angstroms wide. The spatial scale of the image is about 1.4 miles per pixel (about 2.3 kilometers). The imaging data were processed and released by the Cassini Imaging Central Laboratory for Operations (CICLOPS) at the University of Arizona's Lunar and Planetary Laboratory, Tucson, AZ.
Both Cassini main engines.jpg
The main R-4D engine nozzles of the Cassini spacecraft have their covers removed prior to the securing of the craft to its launch vehicle adapter in KSC’s Payload Hazardous Servicing Facility. The main engines of Cassini will be used for Deep Space Maneuver burns, which will be performed periodically throughout its cruise to Saturn to keep the spacecraft on the correct trajectory. Large maneuvers (such as a change in spacecraft speed of about one meter per second or higher) will be done with the main engine, whereas smaller maneuvers will be performed by the thrusters and/or reaction wheels. Scheduled for launch in October, the Cassini mission seeks insight into the origins and evolution of the early solar system. It will take seven years for the spacecraft to reach Saturn.
Rss operation.gif
Concept of operations for Cassinis RSS-Instrument
Cassini uvis2.jpg
UVIS instrument of Cassini
Huygens probe model.jpg
Autor: David Monniaux, Licencja: CC-BY-SA-3.0
The Huygens probe; scale 1 facsimile
Probe-acp.jpg
Aerosol Collector and Pyrolyser-Instrument from Huygens
Saturn Storm.jpg
The huge storm (great white spot) churning through the atmosphere in Saturn's northern hemisphere overtakes itself as it encircles the planet in this true-color view from NASA’s Cassini spacecraft. Image credit: NASA/JPL-Caltech/SSI
Cassini's Grand Finale.ogv
The final chapter in a remarkable mission of exploration and discovery, Cassini's Grand Finale is in many ways like a brand new mission. Twenty-two times, NASA's Cassini spacecraft will dive through the unexplored space between Saturn and its rings. What we learn from these ultra-close passes over the planet could be some of the most exciting revelations ever returned by the long-lived spacecraft. This animated video tells the story of Cassini's final, daring assignment and looks back at what the mission has accomplished. The Cassini mission is a cooperative project of NASA, ESA (the European Space Agency) and the Italian Space Agency. The Jet Propulsion Laboratory, a division of the California Institute of Technology in Pasadena, manages the mission for NASA's Science Mission Directorate, Washington. For more information about Cassini's Grand Finale, please visit https://saturn.jpl.nasa.gov/grandfinale.
Enceladus Geysers organic.jpg
Heat radiating from the entire length of 150 kilometer (95 mile)-long fractures is seen in this best-yet heat map of the active south polar region of Saturn's ice moon Enceladus. The warmest parts of the fractures tend to lie on locations of the plume jets identified in earlier images, shown in the annotated version with yellow stars. The measurements were obtained by the Cassini spacecraft's Composite Infrared Spectrometer from the spacecraft's close flyby of the moon on March 12, 2008.
Cutdrawing of an GPHS-RTG.png
A cutdrawing of an GPHS-RTG that are used for Galileo, Ulysses, Cassini-Huygens and New Horizons space probes
PIA14945 Spring at the North Pole.jpg
The north pole of Saturn, in the fresh light of spring, is revealed in this color image from NASA's Cassini spacecraft. The north pole was previously hidden from the gaze of Cassini's imaging cameras because it was winter in the northern hemisphere when the spacecraft arrived at the Saturn system in 2004.

A hurricane-like storm circling Saturn's north pole at about 89 degrees north latitude is inside the famous "hexagon" feature, which scientists think is a wandering jet stream that whips around the north pole at about 220 miles per hour (98 meters per second). It folds into a six-sided shape because the hexagon is a stationary wave that guides the path of the gas in the jet. The hexagon borders occur at about 77 degrees north latitude and the feature is wider than two Earths. Saturn's rings can be seen at the upper right of the image.

Images with red, green and blue spectral filters were combined to create this natural-color view, which is what the human eye would see if we were there at Saturn. The image here was acquired with the Cassini spacecraft wide-angle camera on Nov. 27, 2012 at a distance of approximately 260,000 miles (418,000 kilometers) from Saturn and at a sun-Saturn-spacecraft, or phase, angle of 96 degrees. Image scale is 18 miles (28.6 kilometers) per pixel.

A false-color version of this image can be seen at PIA14946.

The Cassini-Huygens mission is a cooperative project of NASA, the European Space Agency and the Italian Space Agency. NASA's Jet Propulsion Laboratory, a division of the California Institute of Technology in Pasadena, manages the mission for NASA's Science Mission Directorate, Washington, D.C. The Cassini orbiter and its two onboard cameras were designed, developed and assembled at JPL. The imaging operations center is based at the Space Science Institute in Boulder, Colo.

For more information about the Cassini-Huygens mission, visit: http://www.nasa.gov/cassini and http://saturn.jpl.nasa.gov.. The Cassini imaging team homepage is at http://ciclops.org.
Cassini iss-nac2.jpg
NAC camera of Cassini
Cassin VIMS.jpg
VIMS instrument of Cassini
Saturn's moon Daphnis with wave in ring seen in 2017 by Cassini probe (raw, cropped).jpg
N00274737.jpg was taken on 2017-01-16 13:06 (UTC) and received on Earth 2017-01-18 00:41 (UTC). The camera was pointing toward Daphnis, and the image was taken using the CL1 and GRN filters. This image has not been validated or calibrated. A validated/calibrated image will be archived with the NASA Planetary Data System. (Wikimedia version cropped from original raw image.)

Source URLs: https://saturn.jpl.nasa.gov/raw_images/403840/

http://saturnraw.jpl.nasa.gov/multimedia/images/raw/casJPGFullS97/N00274737.jpg
Cassini.jpg

Cassini ruimtevaartuig - foto: NASA-JPL/Caltech. Vrij bruikbaar met bronvermelding.
Cassini spacecraft.jpg
Diagram of the Cassini Spacecraft
Jupiter Great Red Spot Animation.gif
Jupiter's Great Red Spot, in black & white.
Cassini orbits.jpg
Cassini's past and future orbits
Cassini solstice mission big.jpg
Overview over the "Solstice Mission"
Probe-gcms.jpg
Gas Chromatograph Mass Spectrometer-instrument from Huygens
Cassini cirs2.jpg
CIRS camera of Cassini
PIA21440 - Cassini versus Saturn (Illustration).jpg
As depicted in this illustration, Cassini will plunge into Saturn's atmosphere on Sept. 15, 2017. Using its attitude control thrusters, the spacecraft will work to keep its antenna pointed at Earth while it sends its final data, including the composition of Saturn's upper atmosphere. The atmospheric torque will quickly become stronger than what the thrusters can compensate for, and after that point, Cassini will begin to tumble. When this happens, its radio connection to Earth will be severed, ending the mission. Following loss of signal, the spacecraft will burn up like a meteor in Saturn's upper atmosphere.

The Cassini mission is a cooperative project of NASA, ESA (the European Space Agency) and the Italian Space Agency. The Jet Propulsion Laboratory, a division of the California Institute of Technology in Pasadena, manages the mission for NASA's Science Mission Directorate, Washington.

For more information about the Cassini-Huygens mission visit http://www.nasa.gov/cassini and http://saturn.jpl.nasa.gov.
Cassini rpws3.jpg
Part of the RPWS instrument of Cassini
Cassini Huygens Titan.jpg
This artist's conception of the Cassini orbiter shows the Huygens probe separating to enter Titan's atmosphere. After separation, the probe drifts for about three weeks until reaching its destination, Titan. Equipped with a variety of scientific sensors, the Huygens probe will spend 2-2.5 hours descending through Titan's dense, murky atmosphere of nitrogen and carbon-based molecules, beaming its findings to the distant Cassini orbiter overhead. The probe could continue to relay information for up to 30 minutes after it lands on Titan's frigid surface, after which the orbiter passes beneath the horizon as seen from the probe.
Flight over Iapetus.gif
Cassini sails low over the surface of Iapetus on approach to its close encounter with the enigmatic moon on Sept. 10, 2007. Its flight takes it over the rugged, mountainous ridge along the moon's equator, where ancient, impact battered peaks -- some topping 10 kilometers (6 miles) in height -- are seen rising over the horizon and slipping beneath the spacecraft as it flies. Frames used in this movie were acquired with the Cassini wide-angle camera on Sept. 10, 2007, as the intrepid robot soared past Iapetus (1,468 kilometers, or 912 miles across), within a few thousand kilometers of the surface. Additional simulated images were inserted between the Cassini images in this movie in order to smooth the appearance of the movement, a scheme called interpolation.
Cassini-mimi-lemm2.jpg
Cassini probe : MIMI instrument, LEMM sensor
Cassini-Huygens launch.jpg
A seven-year journey to the ringed planet Saturn begins with the liftoff of a Titan IVB/Centaur carrying the Cassini orbiter and its attached Huygens probe. Launch occurred at 4:43 a.m. EDT, October 15, 1997 from Launch Complex 40 on Cape Canaveral Air Station.

After a 2.2-billion mile journey that will include two swing-bys of Venus and one of Earth to gain additional velocity, the two-storey tall spacecraft will arrive at Saturn in July 2004. The orbiter will circle the planet for four years, its complement of 12 scientific instruments gathering data about Saturn's atmosphere, rings and magnetosphere and conducting closeup observations of the Saturnian moons.

Huygens, with a separate suite of six science instruments, will separate from Cassini to fly on a ballistic trajectory toward Titan, the only celestial body besides Earth to have an atmosphere rich in nitrogen. Scientists are eager to study further this chemical similarity in hopes of learning more about the origins of our own planet Earth.

Huygens will provide the first direct sampling of Titan's atmospheric chemistry and the first detailed photographs of its surface. The Cassini mission is an international effort involving NASA, the European Space Agency (ESA) and the Italian Space Agency, Agenzia Spaziale Italiana (ASI).

The Jet Propulsion Laboratory manages the U.S. contribution to the mission for NASA's Office of Space Science, Washington, DC. The major U.S. contractor is Lockheed Martin, which provided the launch vehicle and upper stage, spacecraft propulsion module and radioisotope thermoelectric generators that will provide power for the spacecraft. The Titan IV/Centaur is a U.S. Air Force launch vehicle, and launch operations were managed by the 45th Space Wing.
Enceladus geysers June 2009.jpg
Dramatic plumes, both large and small, spray water ice out from many locations along the famed "tiger stripes" near the south pole of Saturn's moon Enceladus. The tiger stripes are fissures that spray icy particles, water vapor and organic compounds.

More than 30 individual jets of different sizes can be seen in this image and more than 20 of them had not been identified before. At least one jet spouting prominently in previous images now appears less powerful.

This mosaic was created from two high-resolution images that were captured by the narrow-angle camera when NASA's Cassini spacecraft flew past Enceladus and through the jets on Nov. 21, 2009. (For other images captured during the same flyby, see PIA11686 and PIA11687). Imaging the jets over time will allow Cassini scientists to study the consistency of their activity.
PIA11668 The Tallest Peaks.jpg
Vertical structures, among the tallest seen in Saturn's main rings, rise abruptly from the edge of Saturn's B ring to cast long shadows on the ring in this image taken by NASA's Cassini spacecraft two weeks before the planet's August 2009 equinox.

Part of the Cassini Division, between the B and the A rings, appears at the top of the image, showing ringlets in the inner division.

In this image, Cassini's narrow angle camera captured a 1,200-kilometer-long (750-mile-long) section arcing along the outer edge of the B ring. Here, vertical structures tower as high as 2.5 kilometers (1.6 miles) above the plane of the rings -- a significant deviation from the vertical thickness of the main A, B and C rings, which is generally only about 10 meters (about 30 feet).

Cassini scientists believe that this is one prominent region at the outer edge of the B ring where large bodies, or moonlets, up to a kilometer or more in size, are found. It is possible that these bodies significantly affect the ring material streaming past them and force the particles upward, in a "splashing" manner.

This image and others like it (see PIA11669) are only possible around the time of Saturn's equinox, which occurs every half-Saturn-year, or about every 15 Earth years. The illumination geometry that accompanies equinox lowers the sun's angle to the ring plane and causes structures jutting out of the plane to cast long shadows across the rings. The "season" of equinox allows shadows to appear on the rings in the months before and after equinox, but the actual equinox occurred August 11, 2009, as the sun shone directly edge-on to the ring plane.

This view looks toward the southern, sunlit side of the rings from about 32 degrees below the ring plane.

The image was taken in visible light with the Cassini spacecraft narrow-angle camera on July 26, 2009. The view was acquired at a distance of approximately 336,000 kilometers (209,000 miles) from Saturn and at a sun-Saturn-spacecraft, or phase, angle of 132 degrees. Image scale is 2 kilometers (1 mile) per pixel.
Spokes-half size.gif

Dark spokes dance around Saturn's B ring in this series of movies comprised of images taken with Cassini's wide-angle camera.

This animation is a concatenation of spoke movies acquired by NASA's Cassini spacecraft in the second half of 2008 on Aug. 21, Sept. 19, Sept. 26, Oct. 11, and Nov. 25.

As Saturn nears equinox in August 2009 and the sun angle on the ring plane decreases, spokes become common sights in Cassini images, just as they were in Voyager images (See PIA02275). The planet's orbital period is 29.5 years, so Saturn has nearly made one complete trip around the sun since the flybys of the two Voyager spacecraft in 1980 and 1981, allowing Cassini to closely match Voyager's viewing geometry.

Each of these five movies shows the sunlit side of the rings at low solar phase, or spacecraft-rings-sun, angles. The spokes appear dark against Saturn's B ring at low phase angles because the particles within them scatter light more efficiently in the forward direction (away from Cassini) than the surrounding larger ring particles. In the opposite viewing geometry, at high phase angles, spokes appear bright relative to surrounding ring particles (See PIA07807).

The Cassini-Huygens mission is a cooperative project of NASA, the European Space Agency and the Italian Space Agency. The Jet Propulsion Laboratory, a division of the California Institute of Technology in Pasadena, manages the mission for NASA's Science Mission Directorate, Washington, D.C. The Cassini orbiter and its two onboard cameras were designed, developed and assembled at JPL. The imaging operations center is based at the Space Science Institute in Boulder, Colo.

The original NASA QuickTime movie was manipulated by exporting frames to TIFF images. Selected frames were then reduced in size and converted into a GIF animation.
Huygens fish-eye view of Titan.jpg
This poster is a stereographic (fish-eye) projection taken with the descent imager/spectral radiometer onboard the European Space Agency's Huygens probe, when the probe was about 5 kilometers (3 miles) above Titan's surface. The images were taken on Jan. 14, 2005. The Huygens probe was delivered to Saturn's moon Titan by the Cassini spacecraft, which is managed by NASA's Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, Calif. NASA supplied two instruments on the probe, the descent imager/spectral radiometer and the gas chromatograph mass spectrometer.
Huygens probe schematic diagram.png
Schemat konstrukcji próbnika Huygens
A Ring propeller "Santos-Dumont" (PIA 21433).jpg

Uploader's notes: the original NASA image has been modified by cropping, removal of artifacts and converting from TIFF to JPG format.

Original caption released with image:

NASA's Cassini spacecraft captured these remarkable views of a propeller feature in Saturn's A ring on Feb. 21, 2017. These are the sharpest images taken of a propeller so far, and show an unprecedented level of detail. The propeller is nicknamed "Santos-Dumont," after the pioneering Brazilian-French aviator.

This observation was Cassini's first targeted flyby of a propeller. The views show the object from vantage points on opposite sides of the rings. The top image looks toward the rings' sunlit side, while the bottom image shows the unilluminated side, where sunlight filters through the backlit ring.

The two images presented as figure A are reprojected at the same scale (0.13 mile or 207 meters per pixel) in order to facilitate comparison. The original images, which have slightly different scales, are also provided here, without reprojection, as figure B; the sunlit-side image is at left, while the unlit-side image is at right.

Cassini scientists have been tracking the orbit of this object for the past decade, tracing the effect that the ring has upon it. Now, as Cassini has moved in close to the ring as part of its ring-grazing orbits, it was able to obtain this extreme close-up view of the propeller, enabling researchers to examine its effects on the ring. These views, and others like them, will inform models and studies in new ways going forward.

Like a frosted window, Saturn's rings look different depending on whether they are seen fully sunlit or backlit. On the lit side, the rings look darker where there is less material to reflect sunlight. On the unlit side, some regions look darker because there is less material, but other regions look dark because there is so much material that the ring becomes opaque.

Observing the same propeller on both the lit and unlit sides allows scientists to gather richer information about how the moonlet affects the ring. For example, in the unlit-side view, the broad, dark band through the middle of the propeller seems to be a combination of both empty and opaque regions.

The propeller's central moonlet would only be a couple of pixels across in these images, and may not actually be resolved here. The lit-side image shows that a bright, narrow band of material connects the moonlet directly to the larger ring, in agreement with dynamical models. That same thin band of material may also be obscuring the moonlet from view.

Lengthwise along the propeller is a gap in the ring that the moonlet has pried open. The gap appears dark on both the lit and unlit sides. Flanking the gap near the moonlet are regions of enhanced density, which appear bright on the lit side and more mottled on the unlit side.

One benefit of the high resolution of these images is that, for the first time, wavy edges are clearly visible in the gap. These waves are also expected from dynamical models, and they emphasize that the gap must be sharp-edged. Furthermore, the distance between the wave crests tells scientists the width of the gap (1.2 miles or 2 kilometers), which in turn reveals the mass of the central moonlet. From these measurements, Cassini imaging scientists deduce that the moonlet's mass is comparable to that of a snowball about 0.6 mile (1 kilometer) wide.

For the original images (figure B), the lit-side image has a scale of 0.33 mile (530 meters) per pixel in the radial (or outward from Saturn) direction and 0.44 mile (710 meters) per pixel in the azimuthal (or around Saturn) direction. The different scales are the result of Cassini's vantage point being off to the side of the propeller, rather than directly above it. The unlit-side image has a scale of 0.25 (410 meters) per pixel in both directions.

In order to preserve its original level of detail, the image has not been cleaned of bright blemishes due to cosmic rays and to charged particle radiation from Saturn.

The Cassini Solstice Mission is a joint United States and European endeavor. The Jet Propulsion Laboratory, a division of the California Institute of Technology in Pasadena, manages the mission for NASA's Science Mission Directorate, Washington, D.C. The Cassini orbiter was designed, developed and assembled at JPL. The imaging team consists of scientists from the US, England, France, and Germany. The imaging operations center and team lead (Dr. C. Porco) are based at the Space Science Institute in Boulder, Colo.

For more information about the Cassini Solstice Mission visit http://ciclops.org, http://www.nasa.gov/cassini and http://saturn.jpl.nasa.gov.
Huygens cutaway.jpg
Cutaway of Huygens probe
Cassini RTG.jpg
This radioisotope thermoelectric generator (RTG), at center, is ready for electrical verification testing now that it has been installed on the Cassini spacecraft in the Payload Hazardous Servicing Facility. A handling fixture, at far left, remains attached. This is the third and final RTG to be installed on Cassini for the prelaunch tests. The RTGs will provide electrical power to Cassini on its 6.7-year trip to the Saturnian system and during its four-year mission at Saturn. RTGs use heat from the natural decay of plutonium to generate electric power. The generators enable spacecraft to operate at great distances from the Sun where solar power systems are not feasible. The Cassini mission is targeted for an Oct. 6 launch aboard a Titan IVB/Centaur expendable launch vehicle.
Cassini magnetometer.jpg
The dual mode Vector/Scalar Helium Magnetometer (V/SHM) instrument, flown on the Cassini mission.
Ganymede and Jupiter seen by Cassini - PIA02862.tif
The solar system's largest moon, Ganymede, is captured here alongside the planet Jupiter in a color picture taken by NASA's Cassini spacecraft on Dec. 3, 2000.

Ganymede is larger than the planets Mercury and Pluto and Saturn's largest moon, Titan. Both Ganymede and Titan have greater surface area than the entire Eurasian continent on our planet. Cassini was 26.5 million kilometers (16.5 million miles) from Ganymede when this image was taken. The smallest visible features are about 160 kilometers (about 100 miles) across.

The bright area near the south (bottom) of Ganymede is Osiris, a large, relatively new crater surrounded by bright icy material ejected by the impact, which created it. Elsewhere, Ganymede displays dark terrains that NASA's Voyager and Galileo spacecraft have shown to be old and heavily cratered. The brighter terrains are younger and laced by grooves. Various kinds of grooved terrains have been seen on many icy moons in the solar system. These are believed to be the surface expressions of warm, pristine, water-rich materials that moved to the surface and froze.

Ganymede has proven to be a fascinating world, the only moon known to have a magnetosphere, or magnetic environment, produced by a convecting metal core. The interaction of Ganymede's and Jupiter's magnetospheres may produce dazzling variations in the auroral glows in Ganymede's tenuous atmosphere of oxygen.

Cassini is a cooperative project of NASA, the European Space Agency and the Italian Space Agency. The Jet Propulsion Laboratory, a division of the California Institute of Technology in Pasadena, manages the Cassini mission for NASA's Office of Space Science, Washington, D.C.
Cassini-Huygens planning status in 1988.jpg
Cassini-Huygens planning status in 1988. Called at that time “Saturn Orbiter /Titan Probe (SOTP)”.
Orginal caption released with the picture: Photograph Art by JPL Cassini Mission Artwork: Saturn Orbitor and Titan Probe Spacecraft (ref: P-33300)
Hyperion true.jpg
Approximately true-color mosaic of Saturn's moon Hyperion. Composed of several narrow-angle frames and processed to match Hyperion's natural color. Taken during Cassini's flyby of this lumpy moon on 26th September 2005.
Cassini iss-wac2.jpg
NAC camera of Cassini
Saturn Glowing Southern Lights.jpg
This false-colour composite image, constructed from data obtained by NASA's Cassini spacecraft, shows the glow of auroras streaking out about 1,000 kilometres from the cloud tops of Saturn's south polar region. It is among the first images released from a study that identifies images showing auroral emissions out of the entire catalogue of images taken by Cassini's visual and infrared mapping spectrometer. In this image constructed from data collected in the near-infrared wavelengths of light, the auroral emission is shown in green. The data represents emissions from hydrogen ions in of light between 3 and 4 microns in wavelength. In general, scientists designated blue to indicate sunlight reflected at a wavelength of 2 microns, green to indicate sunlight reflected at 3 microns and red to indicate thermal emission at 5 microns. Saturn's rings reflect sunlight at 2 microns, but not at 3 and 5 microns, so they appear deep blue. Saturn's high altitude haze reflects sunlight at both 2 and 3 microns, but not at 5 microns, and so it appears green to blue-green. The heat emission from the interior of Saturn is only seen at 5 microns wavelength in the spectrometer data, and thus appears red. The dark spots and banded features in the image are clouds and small storms that outline the deeper weather systems and circulation patterns of the planet. They are illuminated from underneath by Saturn's thermal emission, and thus appear in silhouette.
Galileo's Arrival at Jupiter (SPD-SLRSY-2064).jpg
This artist's rendering shows the Galileo orbiter arriving at Jupiter on Dec. 7, 1995. A few hours before arrival, the orbiter will have flown within about 1,000 kilometers (600 miles) of Jupiter's moon lo, shown as the crescent to the left of the spacecraft. The sun is visible between Io and the spacecraft, near the spacecraft's long magnetometer. Jupiter is to the right. A faint white streak above the planet's clouds shows the atmospheric probe beginning to decelerate before it deploys a parachute for its scientific mission to collect data. About an hour after the probe mission, Galileo fired its rockets and entered orbit around Jupiter. The mission ended on Sept. 21, 2003, when the orbiter was deliberately destroyed in Jupiter's crushing atmosphere.
PIA12481 Titan specular reflection.jpg
This image shows the first flash of sunlight reflected off a hydrocarbon lake on Saturn's moon Titan. The glint off a mirror-like surface is known as a specular reflection. This kind of glint was detected by the visual and infrared mapping spectrometer (VIMS) on NASA's Cassini spacecraft on July 8, 2009. It confirmed the presence of liquid in the moon's northern hemisphere, where lakes are more numerous and larger than those in the southern hemisphere. Scientists using VIMS had confirmed the presence of liquid in Ontario Lacus, the largest lake in the southern hemisphere, in 2008.

The northern hemisphere was shrouded in darkness for nearly 15 years, but the sun began to illuminate the area again as it approached its spring equinox in August 2009. VIMS was able to detect the glint as the viewing geometry changed. Titan's hazy atmosphere also scatters and absorbs many wavelengths of light, including most of the visible light spectrum. But the VIMS instrument enabled scientists to look for the glint in infrared wavelengths that were able to penetrate through the moon's atmosphere. This image was created using wavelengths of light in the 5 micron range.

By comparing the new image to radar and near-infrared light images acquired from 2006 to 2008, Cassini scientists were able to correlate the reflection to a lake, later named Jingpo Lacus, near the western shores of the sea known as Kraken Mare. Jingpo Lacus covers an area of 20,800 square kilometers (8,000 square miles). The reflection appeared to come from a part of the lake near 71 degrees north latitude and 337 degrees west longitude.

It was taken on Cassini's 59th flyby of Titan on July 8, 2009, at a distance of about 200,000 kilometers (120,000 miles). The image resolution was about 100 kilometers (60 miles) per pixel. Image processing was done at the German Aerospace Center in Berlin and the University of Arizona in Tucson.

The Cassini-Huygens mission is a cooperative project of NASA, the European Space Agency and the Italian Space Agency. The Jet Propulsion Laboratory, a division of the California Institute of Technology in Pasadena, manages the mission for NASA's Science Mission Directorate, Washington, D.C. The Cassini orbiter was designed, developed and assembled at JPL. The visual and infrared mapping spectrometer team is based at the University of Arizona, Tucson.

For more information about the Cassini-Huygens mission visit http://saturn.jpl.nasa.gov/home/index.cfm. The visual and infrared mapping spectrometer team homepage is at http://wwwvims.lpl.arizona.edu.
Probe-disr-sensor-front.jpg
Descent Imager/Spectral Radiometer-instrument from Huygens
Solstice Mission Orbits (2010-2017).gif
W kolorze niebieskim przedstawiony jest schemat przebiegu orbit sondy Cassini podczas Misji Przesilenia, od 2010 roku. W kolorze żółtym pokazano 20 orbit muskających pierścień (orbity pierścienia F). Kolor pomarańczowy obrazuje 22 orbity Grand Finale.
Cassini-cda2b.jpg
Cassini probe : CDA instrument
Liquid lakes on titan.jpg
Radar image of the Titan surface taken on 22. July 2006 from Cassini probe. We can see liquid lakes of methane in this picture. The image is centered near 80 degrees north, 35 degrees west and is about 140 kilometers (84 miles) across. Smallest details in this image are about 500 meters (1,640 feet) across. The colours are not true.

The view is from Bolsena Lacus in the lower right to Mackay Lacus in the upper left. The names of some of the other laci in the image are given in this map.

Some of the features in this image have been annotated in Wikimedia Commons.
Cassini proximals overhead.jpg
Artystyczna wizja przelotu sondy Cassini pomiędzy wewnętrznym brzegiem pierscienia D i szczytami chmur Saturna.
Cassini Grand Finale.png
Picture of orbits of Cassini at the end of its mission
PIA11102.jpg
Anthée (lune)
Huygens Probe Descent Profile.jpg
This picture illustrates the Huygens probe descent profile, beginning with the initial encounter with the Titan atmosphere and subsequent deceleration. As the probe slows, a small parachute is released which deploys the main probe parachute. Once the parachute is fully open the decelerator shield is jettisoned and the probe drifts toward Titan's surface. About 40 km above the surface the main parachute is jettisoned and a smaller drogue chute carries the probe the remaining distance. Science data are continuously being transmitted by the probe to the orbiter during the probe's 2.5-hour descent to the surface, for later relay to Earth. If the probe survives its impact of about 15 mph, a small science package may transmit up to 30 minutes of post-impact science data to the orbiter.
Io Color Eclipse Movie - PIA03450.gif
During an eclipse of Jupiter's moon Io on January 1, 2001, NASA's Cassini spacecraft recorded glows from auroras and volcanoes on Io.

The camera on Cassini captured images of eclipsed Io in several colors ranging from the near-ultraviolet to the near-infrared. A black-and-white movie clip of 48 clear-filter frames spanning two hours during the eclipse was released on February 5 (PIA02882). Here, two colors have been added to show the type of evidence used by imaging scientists in determining the source of Io's auroral glows. The color pictures were taken at lower resolution -- 120 kilometers (75 miles) per pixel rather than 60 kilometers(37 miles) per pixel -- and less frequently than the clear-filter images. White dots near the equator are volcanoes, some of which are much brighter than the faint atmospheric glows. The brightest of them is the volcano Pele.

Emissions of light (at wavelengths of 595 to 645 nanometers) likely arise from a tenuous atmosphere of oxygen. These glows would appear red to the eye and are consequently colored red in the movie. Emissions in near-ultraviolet wavelengths (between 300 and 380 nanometers), corresponding wavelength to the bright blue visible glows one would expect from sulfur dioxide. They have been colored blue in the movie. The blue glows are restricted to areas deep down in the atmosphere near the surface of Io, while the red glows are much more extensive, reaching heights of up to 900 kilometers (560 miles). This would be expected if the blue glows are indeed produced by sulfur dioxide, since sulfur dioxide molecules are heavier than oxygen atoms, so are more closely bound to the surface by gravity. The prominent blue and red regions near the equator of Io dance across the moon with the changing orientation of Jupiter's magnetic field, illustrating the relationship between Io's auroras and the electric currents that excite them.

A faint blue emission is visible near the north pole of Io, possibly due to a volcanic plume erupting from the volcano Tvashtar at high northern latitude on the side of Io opposite Cassini. This eruption, observed by both Galileo and Cassini, left an enormous red ring around Tvashtar, visible in image PIA02588, released on March 29, 2001.

Cassini is a cooperative project of NASA, the European Space Agency and the Italian Space Agency. The Jet Propulsion Laboratory, a division of the California Institute of Technology in Pasadena, Calif., manages Cassini for NASA's Office of Space Science, Washington, D.C.
Cassini-rpws2.jpg
Cassini probe : RPWS instrument
Cassini Saturn Arrival Geometry.png
Trajektoria sondy Cassini-Huygens podczas manewru wejścia na orbitę Saturna.
Huygens backside.jpg
Jet Propulsion Laboratory (JPL) workers remove the Huygens probe from the Cassini spacecraft in the Payload Hazardous Servicing Facility (PHSF) at KSC. The spacecraft was returned to the PHSF after damage to thermal insulation was discovered inside Huygens from an abnormally high flow of conditioned air. Further internal inspection, insulation repair and a cleaning of the probe are now required. Mission managers are targeting a mid-October launch date after Cassini returns to the pad and is once again placed atop its Titan IVB expendable launch vehicle at Launch Pad 40 at Cape Canaveral Air Station.
Cassini-subsys-command.jpg
Cassini probe : Command and Data Subsystem (CDS)
Cassini interplanet trajectory.svg
Cassini's Interplanetary trajectectory, converted to SVG by timecop from NASA.gov
Cassini Saturn Orbit Insertion.jpg
Original Caption Released with Image: This is an artists concept of Cassini during the Saturn Orbit Insertion (SOI) maneuver, just after the main engine has begun firing. The spacecraft is moving out of the plane of the page and to the right (firing to reduce its spacecraft velocity with respect to Saturn) and has just crossed the ring plane. The SOI maneuver, which is approximately 90 minutes long, will allow Cassini to be captured by Saturn's gravity into a five-month orbit. Cassini's close proximity to the planet after the maneuver offers a unique opportunity to observe Saturn and its rings at extremely high resolution.