Od prawie czterech stuleci planeta Saturn, jako wyjątkowo urodziwe i frapujące ciało niebieskie, jest przedmiotem szczególnie intensywnych obserwacji i badań. Obecnie jest celem jednego z największych przedsięwzięć w dziejach penetracji przez człowieka Układu Słonecznego. W 1997 r. rozpoczął się bowiem prawie 7-letni lot do Saturna sondy kosmicznej Cassini, która w połowie 2004 r. stała się sztucznym satelitą tej planety i przez co najmniej 4 lata będzie poznawać jej osobliwości oraz tajniki pierścienia, licznych księżyców i najbliższego otoczenia. Jednym z najciekawszych punktów programu misji Cassini ma być lądowanie w styczniu 2005 r. próbnika Huygens na Tytanie dla poznania jego intrygującej atmosfery i tajemniczej powierzchni.
Projekt utworzenia sztucznego satelity Saturna dla bardziej szczegółowego zbadania jego osobliwości zaczął się krystalizować wkrótce po obfitującym w spektakularne odkrycia przelocie ćwierć wieku temu dwóch sond Voyager koło tej planety. Prawie 15-letni okres tworzenia koncepcji naukowych, opracowywania planów i konstrukcji aparatury zaowocował niezwykle ambitnym projektem kompleksowych badań układu Saturna, nazwanym misją Cassini dla upamiętnienia astronoma, który położył podwaliny pod gmach wiedzy o Saturnie zbudowany przez nowożytną naukę. Jest to wspólne dzieło amerykańskiej agencji NASA, Europejskiej Agencji Kosmicznej i Włoskiej Agencji Kosmicznej. W jego realizacji uczestniczy wiele instytucji naukowych i firm przemysłowych z kilkunastu krajów, w tym także z Polski.
Cele naukowe misji Cassini zostały sprecyzowane w pięciu grupach tematycznych uznanych za najważniejsze dla jak najlepszego poznania Saturna. Obejmują one wszechstronne badania: globu planety i jej atmosfery (uwzględniające skład pierwiastkowy, fotochemię, meteorologię, problemy cyrkulacji materii, budowę wewnętrzną itd.), struktury i dynamiki pierścieni (w szczególności ich związków z satelitami), magnetosfery (m.in. pola magnetycznego oraz jego relacji z wiatrem słonecznym, a także pierścieniami i księżycami), największego satelity Saturna — Tytana (przede wszystkim jego atmosfery i powierzchni) oraz księżyców skalnolodowych (topografii ich powierzchni, rozkładu kraterów uderzeniowych, ich oddziaływań z magnetosferą i pierścieniami itp.).
Widok ciemnej strony Saturna i jego pierścieni uzyskany 27 października 2004 r. w podczerwieni. Widoczny jest fragment „nocnej” strony planety i cień jego atmosfery na płaszczyźnie pierścieni. Stacja kosmiczna była wtedy w odległości 618 tys. km od planety
Sonda kosmiczna Cassini jest jednym z największych i najbardziej złożonych obiektów międzyplanetarnych wystrzelonych dotychczas z Ziemi. Jej masa w momencie startu wynosiła 5548 kg, przy czym aż 3132 kg stanowiło paliwo niezbędne do pracy silników (głównego i zapasowego oraz 16 małych silniczków pomocniczych) dla wprowadzenia sondy na orbitę wokół Saturna i manewrów podczas czteroletnich badań planety i jej otoczenia. Sonda ma kształt walca o wysokości 6,8 m i maksymalnej średnicy około 4 m. Jest wyposażona w trzy anteny: główną o średnicy 4 m i dwie mniejsze. Maksymalne tempo transmisji danych sięga prawie 250 kilobitów na sekundę. Łączność z sondą zapewniają trzy 34 m radioteleskopy w Australii, Hiszpanii i Kalifornii (przypomnijmy, że sygnał radiowy na przebycie odległości z Ziemi do sondy krążącej wokół Saturna i odwrotnie potrzebuje od 68 do 84 min w zależności od aktualnej odległości między obu planetami).
Źródłem energii elektrycznej dla zasilania aparatury naukowej i wszystkich urządzeń sondy są 3 izotopowe ogniwa termolektryczne, których paliwem jest promieniotwórczy pluton, dostarczające mocy około 675 W. Obecność substancji radioaktywnej na pokładzie sondy wywołała liczne protesty osób i organizacji zaniepokojonych możliwością skażenia atmosfery w przypadku nieudanego startu; NASA odpowiedziała na nie upowszechnieniem dowodów bardzo małego prawdopodobieństwa takiej katastrofy i szeroką prezentacją znaczenia i korzyści, jakie przyniesie misja. Warto jeszcze wspomnieć o ciekawostce, że w komputerze Cassiniego został umieszczony dysk z cyfrowym zapisem ponad 616 tys. podpisów mieszkańców Ziemi pochodzących z 81 krajów, w tym także z Polski (akcję zbierania takich podpisów w naszym kraju zorganizowała „Gazeta Wyborcza”).
Na pokładzie sondy Cassini znajduje się 12 kompleksowych zestawów aparatury naukowej (o łącznej masie 366 kg) oraz zbudowany przez Europejską Agencję Kosmiczną próbnik Tytana o nazwie Huygens (upamiętniającej odkrywcę Tytana). Przewiduje się, że zespół kamer do wykonywania zdjęć w promieniowaniu widzialnym, bliskim nadfiolecie i bliskiej podczerwieni dostarczy około 300 tys. kolorowych fotografii Saturna, jego pierścieni i satelitów, w tym 1100 zdjęć wykonanych z próbnika Huygens. Urządzenia radarowe sondy pozwolą na poznanie ukształtowania powierzchni Tytana i innych satelitów. Do badania własności fizycznych i składu chemicznego atmosfer Saturna i Tytana, pierścieni Saturna oraz najbliższego otoczenia jego satelitów lodowych będą służyć spektrometry masowe cząstek neutralnych i jonów oraz skanerowe spektrometry promieniowania widzialnego, nadfioletu i podczerwieni. Pomiary własności środowiska plazmowego układu Saturna i jego magnetosfery oraz ich wpływu na wiatr słoneczny będą prowadzone za pomocą magnetometru, detektorów fal plazmowych i radiowych, detektorów magnetosferycznych cząstek neutralnych oraz analizatora pyłu.
Próbnik Huygens ma masę 373 kg, z czego na aparaturę naukową przypada 43 kg i około 100 kg na mającą kształt dysku o średnicy 2,7 m osłonę termiczną, która będzie chronić próbnik podczas przelotu przez atmosferę Tytana (rozgrzeje się ona wtedy do temperatury około 1700°C). Ponieważ o powierzchni Tytana prawie nic nie wiadomo, więc próbnik został tak skonstruowany, aby mógł osiąść zarówno na twardej powierzchni, jak i w ewentualnym oceanie ciekłego metanu, którego istnienia nie można wykluczyć. Na pokładzie próbnika znajduje się 6 zestawów przyrządów: kamera i radiometr spektralny, urządzenie radarowe do dopplerowskich pomiarów prędkości wiatru, przyrząd do analizy aerozoli, chromatograf gazowy oraz dwa komplety czujników do badań atmosfery i pomiarów fizykochemicznych na powierzchni. Elementem jednego z nich jest czujnik do pomiaru temperatury i przewodnictwa cieplnego zaprojektowany i zbudowany w Centrum Badań Kosmicznych Polskiej Akademii Nauk w Warszawie.
Zaproszenie Polski do udziału w tak wielkim i prestiżowym przedsięwzięciu międzynarodowym, jakim jest misja Cassini, wydaje się świadczyć o uznaniu, z jakim spotykają się na świecie dotychczasowe osiągnięcia naszego kraju w badaniach kosmicznych. Skonstruowane przez polskich naukowców i techników urządzenie zostało oparte na prostej zasadzie działania termometru oporowego, ale warunki, w których taki termometr musi funkcjonować, wymagały zastosowania skomplikowanych rozwiązań technicznych. Warto więc poświęcić im tutaj kilka słów omówienia.
Zestaw czujników do badań własności termicznych Tytana składa się z czterech cylindrycznych kapsułek wykonanych z metalu zwanego tytanem. Wzdłuż osi każdej z nich rozpięty jest bardzo cienki drucik platynowy (o grubości rzędu kilku mikronów), przez który przepuszczany jest prąd elektryczny o stałym natężeniu. Pomiar oporu elektrycznego drutu dostarcza informacji o jego temperaturze, a tym samym o temperaturze otoczenia. Ale przepływ prądu rozgrzewa drucik, a to z kolei powoduje ogrzewanie zawartości kapsułki. Szybkość, z jaką rośnie temperatura drutu, pozwala określić przewodnictwo cieplne materii znajdującej się w kapsułce, a więc zarówno atmosfery Tytana, jak i ewentualnej cieczy znajdującej się na jego powierzchni. Jednym z najtrudniejszych do pokonania problemów konstrukcyjnych była konieczność zagwarantowania kapsułkom takiego systemu wlotu i wylotu analizowanej substancji, który eliminowałby konwekcję w ich wnętrzu wymuszoną ruchem próbnika, np. podczas jego opadania w atmosferze Tytana. Inną poważną trudnością było umocowanie kapsuł w całym urządzeniu, zapewniające wytrzymanie przez cieniutkie druciki przeciążeń i wstrząsów podczas startu sondy.
Drugim wkładem polskiej myśli technicznej do misji Cassini było zaprojektowanie układów elektroniki analogowej obsługujących pięć czujników do badań własności fizycznych powierzchni Tytana. Szczególnie wysokie wymagania stwarzał akcelerometr, który będzie generował bardzo duży strumień danych pomiarowych w bardzo krótkim czasie, a także czujnik termiczny, od którego oczekuje się dokładności absolutnej pomiaru temperatury rzędu 0,01 stopnia, a względnej nawet na poziomie 0,0001 stopnia. Układy elektroniczne zbudowane w Anglii według polskiego projektu przeszły pomyślnie wszystkie skomplikowane testy przedstartowe i weszły w skład aparatury próbnika Huygens.
Wyniki pomiarów wykonanych przez przyrządy Huygensa — zarówno podczas przelotu przez atmosferę, jak i po osiągnięciu powierzchni — będą w czasie rzeczywistym przekazywane drogą radiową do sondy Cassini znajdującej się w tym czasie w pobliżu Tytana, a następnie zostaną wysłane na Ziemię. Kontakt próbnika z sondą będzie mógł być utrzymany jednak tylko przez zaledwie kilka godzin po wylądowaniu próbnika, podczas których antena nadawcza próbnika będzie „widziała” antenę odbiorczą sondy. To, jak również czas życia baterii dostarczających energii wszystkim urządzeniom, ogranicza okres funkcjonowania próbnika na powierzchni Tytana.
Sonda Cassini została wystrzelona z przylądka Canaveral na Florydzie za pomocą rakiety Titan4B/Centaur w dniu 15 października 1997 r. Rozpoczęła się w ten sposób jej prawie 7-letnia podróż do Saturna. Optymalna pod względem energetycznym trasa przelotu prowadziła najpierw w kierunku Wenus. Aby osiągnąć zaplanowany efekt przyspieszenia sondy w wyniku oddziaływania grawitacyjnego tej planety, przeprowadzono w dniu 9 listopada 1997 r. pierwszą niewielką korektę trajektorii. Polegała ona na powiększeniu prędkości sondy o 2,7 m/s, co osiągnięto w wyniku pracy jej głównego silnika przez 35 s. Zbliżenie do Wenus nastąpiło 26 kwietnia 1998 r.: Cassini przeleciał w odległości zaledwie 284 km od powierzchni planety, czyli niemal dokładnie tak, jak planowano; jego prędkość względem Słońca zwiększyła się dzięki temu o 6 km/s. Aby zapewnić odpowiednie przyspieszenie sondy i zmianę jej trajektorii podczas drugiego przelotu koło Wenus, który był planowany po pełnym okrążeniu Słońca, ponownie uruchomiono główny silnik w dniu 3 grudnia 1998 r. Jego praca przez 90 min doprowadziła tym razem do zmniejszenia prędkości sondy o 450 m/s, w wyniku czego 24 czerwca 1999 r. Cassini zbliżył się do Wenus na odległość 603 km od jej powierzchni, a to spowodowało powiększenie heliocentrycznej prędkości sondy o 7 km/s i skierowanie jej ku Ziemi.
Obraz pierścieni Saturna uzyskany przez sondę Cassini, gdy przechodziła nad ciemną stroną Saturna w dniu 27 października 2004 r. w odległości 757 tys. km od planety. Widoczne są 3 księżyce Saturna: Mimas, tu najjaśniejszy (ma „średnicę” 398 km), słabszy Janus (181 km) i najbliżej pierścieni — Prometeusz (102 km)
Podczas obu przelotów koło Wenus nie prowadzono — głównie ze względów oszczędnościowych — żadnych obserwacji ani pomiarów naukowych dotyczących tej planety, z jednym wyjątkiem. Włączony na kilka godzin detektor fal radiowych i plazmowych wysokich częstotliwości (od 0,125 do 16 MHz) próbował wyśledzić wyładowania elektryczne w atmosferze Wenus. Wiadomo, że efektem tego rodzaju aktywności elektrycznej jest generacja fal, które przyrząd Cassiniego musiałby zarejestrować. Sądzono, że w gęstej atmosferze Wenus do takich wyładowań dochodzi stosunkowo często; wydawały się to potwierdzać wcześniejsze obserwacje wykonane za pomocą sond kosmicznych Venera i Pioneer-Venus. Oceniano, że gdyby były one tak intensywne, jak w atmosferze Ziemi, to sonda Cassini bez trudu by je zarejestrowała. Wynik pomiarów okazał się jednak negatywny: podczas obu zbliżeń do Wenus nie zaobserwowano żadnych przejawów wyładowań, co wskazuje, że środowisko elektryczne Wenus jest odmienne od ziemskiego.
Niespełna 2 miesiące po drugim przelocie sondy koło Wenus Cassini powrócił w pobliże Ziemi. Drobna korekta trajektorii, którą wykonano 11 sierpnia 1999 r., włączając na 130 s główny silnik, pozwoliła na precyzyjne wykorzystanie wspomagania grawitacyjnego Ziemi dla zmiany toru i przyspieszenia ruchu sondy. W dniu 18 sierpnia 1999 r. Cassini przeleciał nad wschodnim Pacyfikiem w minimalnej odległości od powierzchni 1171 km; prędkość sondy została dzięki temu powiększona o 5,5 km/s. Zbliżenie to wykorzystano ponadto do kontroli i kalibracji niektórych urządzeń sondy, m.in. po raz pierwszy uruchomiono kamerę fotograficzną, którą skierowano na satelitę Ziemi, uzyskując znakomite zdjęcia Księżyca, świadczące o prawidłowym funkcjonowaniu przyrządu.
Po minięciu Ziemi Cassini poleciał w kierunku Jowisza, którego wspomaganie grawitacyjne miało już naprowadzić sondę na tor ku ostatecznemu celowi podróży. Osiągnięcie największej planety wymagało jednak przelotu przez pas główny planetoid. Mniej więcej od końca 1999 do połowy 2000 r. sonda znajdowała się w obszarze ruchu małych planet. Również i teraz względy oszczędnościowe spowodowały, że nie planowano żadnego jej zbliżenia do planetoidy. Okazało się jednak (na co zwrócił uwagę angielski student Tolis Christon), że 23 stycznia 2000 r. Cassini przeleci w odległości około 1,5 mln km od planetoidy (2685) Masursky. Zdecydowano się więc na włączenie niektórych przyrządów sondy, w szczególności kamery, dla ewentualnego zaobserwowania obiektu, o którym dotychczas wiedziano niewiele więcej ponad to, jak się porusza wokół Słońca i do jakiego typu widmowego się zalicza. Planetoida Masursky została odkryta 3 maja 1981 r. przez Edwarda Bowella we Flagstaff i nazwana na cześć amerykańskiego geologa planetarnego Harolda Masursky'ego (1923–1990), który opracowywał dane m.in. z misji kosmicznych Apollo, Viking i Voyager. Z obserwacji, które Cassini zdołał wykonać, oszacowano jej rozmiary na 15–20 km i stwierdzono, że widmo promieniowania odbitego od jej powierzchni nie w pełni uzasadnia dotychczasową klasyfikację tej planetoidy jako obiektu typu S, czyli obfitującego w minerały (głównie oliwin i piroksen) z domieszkami metali; być może jest to więc obiekt o jakimś innym, nie znanym jeszcze materiale powierzchniowym.
Ciekawy, o zmiennej grubości, cienki pierścień znajdujący się w Przerwie Enckego. Zagęszczenia są najprawdopodobniej spowodowane oddziaływaniem małego satelity imieniem Pan (20 km średnicy), który też jest odpowiedzialny za utrzymywanie się tej Przerwy. Zdjęcie wykonane w świetle widzialnym w dniu 29 października 2004 r., gdy sonda Cassini była w odległości 807 tys. km od planety
Rok 2000 w życiu sondy Cassini zapisał się jeszcze jednym nieoczekiwanym wydarzeniem. Przeprowadzone w lutym tego roku testy aparatury ujawniły poważny problem dotyczący łączności radiowej pomiędzy sondą a próbnikiem Huygens podczas jego lądowania i pracy na powierzchni Tytana. Okazało się, że prędkość Cassiniego względem Tytana będzie tak duża, iż wynikające stąd przesunięcie dopplerowskie częstotliwości sygnałów wysyłanych z próbnika uniemożliwi ich odbiór przez sondę, co spowoduje utratę niemal wszystkich danych pomiarowych zebranych przez przyrządy Huygensa. Groźba niepowodzenia jednego z najważniejszych i najciekawszych eksperymentów całej misji stała się realna. Kilkumiesięczne intensywne poszukiwania sposobu zaradzenia temu wcześniejszemu niedopatrzeniu, którego można było przecież uniknąć, przyniosły zadziwiająco proste rozwiązanie. Wystarczyło nieco zmienić planowaną geometrię przelotu Cassiniego koło Saturna i moment lądowania Huygensa na Tytanie, aby zapewnić urządzeniu odbiorczemu sondy możliwość pełnej rejestracji danych wyemitowanych z próbnika. Według zmodyfikowanego programu, lądownie nastąpi 14 stycznia 2005 r. (zamiast planowanego pierwotnie 27 listopada 2004 r.), a Cassini minie w tym czasie Tytana w odległości około 65 tys. km, czyli ponad 50 razy większej niż początkowo zakładana. Ceną za naprawienie tego błędu będzie jednak trochę większe zużycie paliwa potrzebnego do odpowiednich manewrów sondą.
Na przełomie lat 2000 i 2001 Cassini znalazł się w pobliżu Jowisza. W dniu 30 grudnia 2000 r. sonda minęła największą planetę Układu Słonecznego w odległości 9,7 mln km, co spowodowało powiększenie jej prędkości względem Słońca o 2,2 km/s i taką zmianę kierunku ruchu, żeby 1 lipca 2004 r. mogła osiągnąć Saturna. Ale wykorzystanie wspomagania grawitacyjnego masywnej planety nie było jedynym celem zbliżenia do niej sondy. Od października 2000 do marca 2001 r. przeprowadzono ponadto program zakrojonych na szeroką skalę pomiarów oraz obserwacji Jowisza i jego otoczenia zwany Przelotem Tysiąclecia (ang. Jupiter Millennium Flyby). Jego niezwykłość wynikała nie tylko z wyjątkowości okresu historycznego, w którym był realizowany (co znalazło odzwierciedlenie w nazwie), ale przede wszystkim z faktu, że po raz pierwszy ten olbrzym planetarny mógł być jednocześnie badany przez dwie sondy kosmiczne. Przypomnijmy bowiem, że od końca 1995 r. aż do września 2003 r. wokół Jowisza krążyła sonda Galileo. Wprawdzie podczas największego zbliżenia do planety Cassiniego dzielił od Galileo dystans aż 7 mln km, to jednak śledzenie w tym samym czasie tych samych zjawisk czy obiektów z dwóch zupełnie różnych perspektyw dawało szansę znaczącego wzbogacenia zasobu uzyskiwanych danych, poszerzając tym samym możliwości ich interpretacji.
Podczas zbliżania się Cassiniego do Jowisza niespodziewanie pojawiły się — w dniu 17 grudnia 2000 r. — jakieś nieprawidłowości w funkcjonowaniu jednego z czterech jego żyroskopów, których zadaniem jest zapewnienie sondzie odpowiedniej orientacji w przestrzeni. Spowodowało to automatyczną zmianę sposobu ukierunkowywania obiektu z zasilanej energią elektryczną rotacji kół żyroskopowych na zużywającą paliwo pracę silniczków korekcyjnych. Aby nie uszczuplać zapasu paliwa wyłączono — rozkazem z Ziemi — przyrządy wymagające właściwej orientacji (w szczególności kamerę fotograficzną) do czasu wyjaśnienia przyczyny i usunięcia awarii. Szczęśliwie nie trwało to długo. Po kilku dniach intensywnych badań prowadzonych na ziemskim symulatorze stwierdzono, że powodem wadliwego działania żyroskopu mogło być nieodpowiednie smarowanie jego urządzeń trących. Pozwoliło to szybko usprawnić podstawowy system orientacji sondy i już 21 grudnia przywrócić normalne funkcjonowanie wszystkich jej przyrządów.
Sześciomiesięczne obserwacje Jowisza zaowocowały przede wszystkim zebraniem około 26 tys. doskonałej jakości zdjęć planety, jej pierścienia i niektórych księżyców. Umożliwiły one prześledzenie różnych szybkozmiennych procesów zachodzących w tym czasie w atmosferze i warstwach powierzchniowych Jowisza. Jednym z najbardziej okazałych zjawisk zarejestrowanych przez Cassiniego w promieniowaniu nadfioletowym był tzw. wielki ciemny owal, który pojawił się w pobliżu północnego bieguna planety na początku października, osiągnął rozmiary niemal takie jak słynnej jowiszowej wielkiej czerwonej plamy i zakończył swą ewolucję w połowie listopada. Mechanizm tworzenia się tej struktury nie został jeszcze wyjaśniony, ale podejrzewa się, że może mieć ona związek z rejestrowaną w tym czasie — m.in. za pomocą teleskopu kosmicznego Hubble'a — aktywnością zorzową obszarów okołobiegunowych atmosfery planety. Bogaty materiał zdjęciowy pozwolił ponadto na szczegółową analizę ruchów konwektywnych materii w strefach i pasach warstw powierzchniowych Jowisza.
Obraz górnych warstw turbulentnej atmosfery Saturna na południowej półkuli planety. Obraz uzyskanu przez sondę Cassiniego w świetle pasm metanu (bliska podczerwień) w dniu 6 grudnia 2004 r. z odległości 3,3 mln km
Na zdjęciach satelity Io wykonanych z pokładu Cassiniego odkryto nowe, silne źródło erupcji wulkanicznych w pobliżu bieguna północnego księżyca. Wyrzucana z niego materia jest unoszona do wysokości około 400 km ponad powierzchnię, co budzi zdziwienie, dlatego że dotychczas tak wielkie pióropusze obserwowano jedynie w przypadku wulkanów znajdujących się w strefie równikowej Io. Wykonane z odległości 4,4 mln km zdjęcia księżyca Himalia pozwoliły dostrzec jego nieregularne kształty i wobec tego dokładniej oszacować wielkość. Okazało się, że jest on trochę mniejszy, niż dotychczas sądzono i ma rozmiary około 150×120 km. Obrazy małych wewnętrznych satelitów Adrastea i Metis, widoczne na zdjęciach wykonanych od początku grudnia do połowy stycznia, umożliwiły precyzyjniejsze obliczenie parametrów orbit, po których te obiekty poruszają się wokół Jowisza, co z kolei wpłynie zapewne na lepsze zrozumienie związku tych księżyców z pierścieniem Jowisza.
Wśród najciekawszych wyników przelotu Cassiniego koło Jowisza trudno nie wspomnieć o zobrazowaniu magnetosfery największej planety, co umożliwiło po raz pierwszy zobaczenie niewidzialnej dla oka ludzkiego, chociaż największej struktury w Układzie Słonecznym. Dzięki nowemu urządzeniu MIMI (ang. Magnetospheric IMaging Instrument), które składa się z detektorów cząstek neutralnych i zjonizowanych, poznano globalny rozkład materii w otoczeniu Jowisza w zależności od energii i masy cząstek. W szczególności uzyskano dynamiczny obraz magnetosfery odtwarzający nie tylko jej kształt i rozmiary oraz zmiany tych parametrów w czasie, ale także skład chemiczny uwięzionych w jej wnętrzu cząstek. Głównymi jej składnikami, oprócz oczywiście wodoru, są tlen, siarka i dwutlenek siarki, których zasadniczym źródłem jest aktywność wulkaniczna księżyca Io. W tym ogólnym obrazie magnetosfery został wyraźnie wyodrębniony, rozciągający się wzdłuż orbity Io (czyli w odległości od planety ok. 420 tys. km), tzw. torus plazmowy, w którym poruszają się z ogromnymi prędkościami jony m.in. tlenu i siarki. Te z jonów magnetosfery, które po kolizji z elektronami uległy neutralizacji i miały dostateczną prędkość, aby opuścić magnetosferę, rozprzestrzeniły się w — także odkrytą przez Cassiniego — ogromną mgławicę otaczającą planetę do odległości około 22 mln km, złożoną z cząstek neutralnych przede wszystkim tlenu, sodu, potasu, siarki.
W czasie zbliżenia do Jowisza Cassini znajdował się na zewnątrz magnetosfery, podczas gdy Galileo w jej wnętrzu, ale przez 18 godz. w dniu 10 stycznia 2001 r. obie sondy penetrowały wnętrze tej struktury. Taka konfiguracja obu obiektów stworzyła wyjątkową okazję do prześledzenia współzależności i wzajemnego na siebie oddziaływania wiatru słonecznego i magnetosfery, a w szczególności wykonania pomiarów wpływu na magnetosferę fluktuacji wiatru słonecznego. Szybkie zmiany rozmiarów magnetosfery są jednym z najbardziej dramatycznych przejawów tego wpływu. Przejście Cassiniego przez falę uderzeniową o dzień wcześniej niż się spodziewano, pokazało, że magnetosfera Jowisza wydaje się być niemal dwukrotnie większa niż wynikało to z dawniejszych pomiarów. Dzięki Cassiniemu okazało się również, że zanurzone w magnetosferze pasy radiacyjne Jowisza też są znacznie większe niż dotychczas sądzono. Wykorzystując główną antenę sondy jako radioteleskop odbierający różne naturalne emisje radiowe generowane w otoczeniu planety, odkryto promieniowanie synchrotronowe emitowane przez wysokoenergetyczne elektrony rozpędzone w polu magnetycznym Jowisza do prędkości bliskich prędkości światła. Tego promieniowania nie da się zaobserwować z powierzchni Ziemi, gdyż jest jakby zagłuszone przez znacznie silniejsze niesynchrotronowe emisje radiowe Jowisza. Ocenia się, że ten obszar szczególnie zwiększonej radiacji sięga odległości około 300 tys. km od planety.
Przelot Cassiniego koło Jowisza był czwartym i już ostatnim przed osiągnięciem Saturna zbliżeniem sondy do wielkiej planety, mającym na celu naturalne zwiększenie jej prędkości i zmianę kierunku jej ruchu. Dzięki wspomaganiu grawitacyjnemu masywnych planet można było uzyskać efekt, którego osiągnięcie za pomocą silników wymagałoby aż 75 t paliwa. Obecne możliwości techniczne wykluczają wystrzelenie z Ziemi obiektu o tak dużej masie.
Ponad 3-letni okres, który po minięciu Jowisza pozostał jeszcze sondzie Cassini do osiągnięcia celu, też został wykorzystany do przeprowadzenia ciekawych eksperymentów naukowych. Warto w szczególności wspomnieć o testach niektórych efektów ogólnej teorii względności. Wiadomo, że, zgodnie z tą teorią, materia jako źródło grawitacji zakrzywia czasoprzestrzeń. Ujawnia się to np. ugięciem promienia świetlnego w obecności wielkiej masy, co po raz pierwszy uzyskało obserwacyjne potwierdzenie podczas całkowitego zaćmienia Słońca w 1919 r. W połowie 2002 r., gdy Cassini i Ziemia znajdowały się po przeciwnych stronach Słońca i dzieliła je odległość ponad miliarda km, wykonano serię pomiarów subtelnych zmian częstotliwości fal radiowych, za pomocą których jest utrzymywana łączność sondy z Ziemią. Pozwoliło to stwierdzić, że przebiegający w pobliżu Słońca sygnał radiowy ulega przewidywanemu teoretycznie zakrzywieniu. Osiągnięcie tym razem aż pięćdziesięciokrotnie większej dokładności niż w dotychczasowych eksperymentach tego typu (ostatnio w 1979 r. za pomocą dwóch sond marsjańskich Viking) jest zasługą ogromnego dziś postępu w technologii transmisji i odbioru sygnałów radiowych, który nie tylko zapewnił wielką czułość używanych do tego przyrządów, ale także umożliwił eliminację zakłóceń wywoływanych przez plazmę słoneczną i międzyplanetarną.
Prometeusz i pierścienie SaturnaŁączność radiowa Cassiniego z Ziemią dostarczyła ponadto możliwości wykonania prób wykrycia fal grawitacyjnych, czyli zaburzeń czasoprzestrzeni, których źródłem, według ogólnej teorii względności, są różne procesy kataklizmiczne (np. wybuchy supernowych, zapadanie się czarnych dziur) oraz zmiany położenia mas we Wszechświecie. Przechodzące przez Układ Słoneczny fale grawitacyjne o dużej długości jakby na przemian rozciągają i ściskają przestrzeń, rytmicznie zmieniając odległość między Ziemią i sondą. Subtelna analiza zmian częstotliwości sygnału radiowego wywołanych pochodzącymi stąd fluktuacjami prędkości sondy względem Ziemi stwarza szansę bezpośredniej detekcji jednego z fundamentalnych zjawisk fizycznych, ciągle bardzo trudnego do zaobserwowania. Eksperyment został przeprowadzony trzykrotnie podczas kilkutygodniowych okresów (26 XI 2001 – 5 I 2002, 6 XII 2002 – 14 I 2003, 9 – 30 XI 2003), gdy Ziemia znajdowała się pomiędzy Słońcem i sondą, co minimalizowało szumy pochodzące od Słońca. Uzyskane dane są opracowywane, ale wyniki eksperymentu nie zostały jeszcze ogłoszone.
Jesienią 2002 r. Cassini został wykorzystany do nieprzewidzianych wcześniej zadań poszukiwania zaginionej sondy kosmicznej CONTOUR. Przypomnijmy, że 3 lipca 2002 r. wystrzelono z Ziemi amerykański obiekt CONTOUR (ang. COmet Nucleus TOUR) przeznaczony do badań komet, który miał przelecieć w pobliżu co najmniej dwóch przedstawicielek tych intrygujących i ciągle słabo znanych małych ciał Układu Słonecznego (komety Enckego w listopadzie 2003 r. i komety Schwassmanna-Wachmanna w czerwcu 2006 r.). Początkowo sonda krążyła wokół Ziemi, a gdy 15 sierpnia 2002 r. włączono silnik dla przeniesienia jej z orbity okołoziemskiej na trajektorię wiodącą do pierwszego celu misji, sonda zamilkła i utracono z nią wszelki kontakt. Bezskuteczne próby nawiązania z nią łączności, w których uczestniczyła sonda Cassini, nasłuchując ewentualnych sygnałów emitowanych być może przez zagubioną sondę, prowadzono do 20 grudnia 2002 r. Nie udało się niestety ustalić przyczyn niepowodzenia tego obiecującego i bardzo ciekawego z naukowego punktu widzenia projektu.
Jednym z pierwszych odkryć dotyczących Saturna, które zawdzięczamy sondzie Cassini, jest dostrzeżenie zupełnie niezrozumiałego faktu wydłużenia się okresu obrotu planety w czasie niewiele dłuższym niż 20 lat. Do tego niezwykłego wniosku doprowadziły pomiary modulacji naturalnych emisji radiowych Saturna spowodowanych rotacją planety. Promieniowanie to o częstotliwości 50–100 kHz jest generowane przez naładowane cząstki poruszające się w planetarnym polu magnetycznym. Z pomiarów wykonanych w okresie od 29 IV 2003 do 10 VI 2004 obliczono, że średni okres obrotu planety wynosi 10h45m45s±36s, podczas gdy analogiczne pomiary wykonane przez sondy kosmiczne Voyager w latach 1980–1981 dały wartość 10h39m24s±7s. Nie znaleziono dotychczas wytłumaczenia tej kilkuminutowej różnicy.
Dolatując do celu swej podróży, 11 czerwca 2004 r., Cassini przeleciał w odległości zaledwie 2068 km od satelity Saturna Phoebe (dotychczas w pobliżu tego księżyca znalazła się jedynie sonda Voyager 2 w 1981 r., ale wtedy minimalna odległość między nimi wyniosła 2,2 mln km). Nie planowane wcześniej tak duże zbliżenie do niego sondy stało się możliwe dzięki korekcie trajektorii, którą zdecydowano się wykonać 27 maja 2004 r., uruchamiając na prawie 6 min główny silnik. Ponieważ było to jedyne zbliżenie do Phoebe podczas całej misji, więc nic dziwnego, że szczególnie wnikliwie starano się go w tym czasie zbadać, tym bardziej że wydaje się on być wyjątkowo intrygującym księżycem. Przypomnijmy, że obiega on Saturna ruchem wstecznym w okresie 1,5 roku po wyraźnie eliptycznej orbicie w średniej odległości około 13 mln km. Nietypowość ruchu sugeruje, że może to być obiekt pochodzący z Pasa Kuipera, który po np. zderzeniowym wytrąceniu z tego obszaru ruchu wokół Słońca został schwytany przez Saturna. Tę hipotezę ugruntowują dane zebrane przez Cassiniego, a przede wszystkim doskonałej jakości fotografie. Na ich podstawie oszacowano średnią wartość średnicy Phoebe na 214 km. Widoczna na zdjęciach powierzchnia obficie pokryta kraterami uderzeniowymi wskazuje, że jest to prawdopodobnie pozostałość ciał uformowanych ponad 4 mld lat temu na skraju dysku protoplanetarnego. Spod stosunkowo cienkiej (300–500 m) i ciemnej, skalistej skorupy powierzchniowej w wielu miejscach, głównie na wewnętrznych stokach młodych kraterów, prześwituje jasna, lodowa materia wnętrza. Stosunkowo niewielka średnia gęstość globu Phoebe, którą oszacowano na 1,6 g/cm3, a także podobieństwo składu chemicznego jego powierzchni do powierzchni jąder kometarnych pozwala przypuszczać, że jest to skalnolodowy obiekt podobny do ciał krążących wokół Słońca w Pasie Kuipera.
Zbliżając się do Saturna, Cassini przekazał na Ziemię bardzo dużo zdjęć planety będącej celem misji, jej pierścieni i satelitów; zebrany materiał stanowi jakby zapowiedź tego, co w najbliższych latach będzie przedmiotem szczegółowych badań i analiz. Prawie 7-letni lot sondy do Saturna zakończył się manewrem wprowadzenia jej na orbitę okołoplanetarną. Aby nastąpiło przechwycenie sondy przez planetę, trzeba było zmniejszyć jej prędkość o 626 m/s, co osiągnięto przez włączenie jej głównego silnika w dniu 1 lipca 2004 r. na okres 96 min (jego praca pochłonęła 830 kg paliwa). Cassini minął Saturna w minimalnej odległości 19980 km od warstw powierzchniowych i rozpoczął krążenie wokół planety po silnie wydłużonej orbicie eliptycznej, której perycentrum wyniosło 1,33 promienia planety, a apocentrum aż 178 jej promieni. Okres obiegu Saturna przez sondę po takiej orbicie jest równy 148 dni. W kilkanaście godzin po pierwszym zbliżeniu do Saturna Cassini przeleciał w odległości 339 tys. km od Tytana; pierwsze duże zbliżenie do niego nastąpiło 26 października 2004 r., kiedy sonda znalazła się w odległości zaledwie 1176 km od jego powierzchni.
Zrzucenie na powierzchnię Tytana próbnika Huygens, który nie ma własnych silników, będzie wymagało specjalnych manewrów. Rozpoczną się one w końcu grudnia 2004 r., na około 3 tygodnie przed zbliżeniem Cassiniego do największego księżyca Saturna. Najpierw za pomocą silników zmieni się kierunek ruchu sondy tak, aby leciała wprost na Tytana. Wkrótce potem zorientuje się ją w ten sposób, aby umocowany z boku korpusu sondy próbnik znalazł się na wprost swego celu i wtedy Huygens zostanie odłączony od Cassiniego; nastąpi to najprawdopodobniej 25 grudnia 2004 r. Przewiduje się, że prędkość próbnika względem sondy w momencie rozłączania wyniesie około 0,3 m/s. Kilka dni później znowu nastąpi kolejna niewielka zmiana kierunku ruchu sondy, aby nie doszło do jej zderzenia z Tytanem, lecz żeby przeleciała w zaplanowanej odległości około 65 tys. km od jego powierzchni. Próbnik natomiast osiągnie Tytana 14 stycznia 2005 r., wdzierając się w jego atmosferę na wysokości około 1300 km z prędkością około 6200 m/s. Opór górnych warstw atmosfery wyhamuje go w ciągu 3 min do prędkości około 400 m/s. Na wysokości około 160 km, gdzie temperatura atmosfery wynosi prawdopodobnie około –120° C, rozwinie się spadochron (o średnicy 9 m), zostanie odrzucona osłona termiczna próbnika, a odsłonięte przyrządy pomiarowe rozpoczną pracę. Kilkanaście minut później, na wysokości około 120 km, gdy prędkość próbnika zmaleje do około 80 m/s, nastąpi zamiana spadochronu na mniejszy, tzw. spadochron stabilizacyjny, który doprowadzi do zmniejszenia prędkości opadania do około 5 m/s. Wysokościomierz radarowy rozpocznie pomiary odległości próbnika od powierzchni na wysokości 10–20 km. Szacuje się, że przelot Huygensa przez atmosferę Tytana będzie trwał około 2,5 godz. Oczekuje się, że przyrządy próbnika wytrzymają spadek na powierzchnię z końcową prędkością 5 m/s, a baterie dostarczające im energii będą działały przez co najmniej kilka godzin.
W ciągu planowanych czterech lat pracy sondy jako sztucznego satelity Saturna Cassini 75 razy okrąży planetę po różnych orbitach. Okresy obiegu zmieniać się będą w granicach od 7 do 155 dni, a odległości perycentrum od 2,6 do 15,8 promienia planety. Nachylenie płaszczyzny orbity do płaszczyzny równika planety będzie zmieniane od 0° do 75°. Sonda wielokrotnie będzie się zbliżać do satelitów Saturna, w tym 45 razy do Tytana na odległość mniejszą niż 2500 km od jego powierzchni. Właśnie te zbliżenia, ze względu na stosunkowo dużą masę największego księżyca, będą głównym mechanizmem zmian orbity sondy. Ponadto nastąpi 7 zbliżeń do lodowych satelitów Saturna na odległość mniejszą niż 1000 km i 27 przelotów koło tych satelitów w odległościach poniżej 100 tys. km. Ta różnorodność toru sondy i liczne jej zbliżenia umożliwią dogłębną i wszechstronną penetrację całego układu Saturna.
|
 |
Copyright © „Urania — Postępy Astronomii” webmaster: Marek Gołębiewski |
|