Alpha Magnetic Spectrometer

3 de junio de 1998: el transbordador Discovery espacio de carga visto desde el MIR (STS-91 fue el último vuelo del programa de traslado / MIR). AMS-01 es la pequeña caja cuadrada en la parte trasera. [Imágenes de la NASA / Roscosmos]

El AMS-01 volaría finalmente en 1998 durante la STS-91 Discovery, la última misión de un transbordador a la estación espacial rusa Mir.

A detail view of the AMS-01 module (center) mounted in the shuttle payload bay for the STS-91 mission.

Un prototipo del AMS designado AMS-01, una versión simplificada del detector, fue construido por el consorcio internacional bajo dirección de Ting y volado al espacio a bordo the Space Shuttle Discovery on STS-91 en junio de 1998. Al no detectar ninguna antihelium el AMS-01 estableció un límite máximo de 1.1 × 10−6 para el antihelium relación de flujo de helio [15] y demostró que el concepto de detector trabajó en el espacio. Esta misión de la lanzadera fue el último vuelo de transbordador a la Mir Space Station.

Detalle del AMS-01 (NASA).

En 1999, luego del vuelo exitoso del prototipo AMS-01, el costo total del programa AMS fue estimado en 33 millones de dólares, con el AMS-02 siendo enviado hacia la ISS en 2003.¹¹ Sin embargo, debido al accidente del transbordador espacial Columbia en 2003, y luego de un cierto número de problemas técnicos con la construcción del AMS-02, la estimación del costo del programa escaló hasta los 1.500 millones de dólares.¹²

El elevado costo del proyecto fue duramente criticado durante el período en el cual el vuelo para llevarlo al espacio había sido cancelado.⁵

El experimento AMS-01 fue construido alrededor de un imán cilíndrico permanente construido con 6.000 pequeños bloques de NdFeB. Ha sido el primer espectrómetro magnético grande jamás operado en el espacio.

Los subdetectores instalados en AMS-01 fueron: silicio del detector, para medir el signo de la carga y el impulso de las partículas cargadas del Tiempo de Vuelo, para medir la velocidad de las partículas cargadas y para proporcionar el gatillo del experimento Un sistema Anticounter, a las partículas que atraviesan el veto espectrómetro pero que cruzan las paredes de imán Un detector Cherenkov umbral, para separar una baja velocidad de las partículas de alta velocidad

Durante la misión de 10 días, el AMS-01 recoge cerca de 80 M de disparadores, que fueron analizados fuera de línea después del retorno a tierra. Los resultados del análisis de estos datos, donde publicados en una serie de artículos más citados, incluyendo un informe de Física:

1. The Alpha Magnetic Spectrometer (AMS) on the International Space Station: Part I – results from the test flight on the space shuttle. By AMS Collaboration (J. Alcaraz et al.). Physics Reports 366: 331–405, 2002. 74pp.
2. Search for anti-helium in cosmic rays. By AMS Collaboration (J. Alcaraz et al.). Feb 2000. 18pp. Phys.Lett.B 461:387-396, 1999.
3. Helium in near Earth orbit. By AMS Collaboration (J. Alcaraz et al.). Nov 2000. 10pp. Phys.Lett.B 494:193-202, 2000. 9pp.
4. Cosmic protons. By AMS Collaboration (J. Alcaraz et al.). 2000. 8pp. Phys.Lett.B 490:27-35, 2000.
5. Leptons in near earth orbit. By AMS Collaboration (J. Alcaraz et al.). 2000. 13pp. Phys.Lett.B 484:10-22, 2000, Erratum-ibid.B495:440, 2000.
6. Protons in near earth orbit. By AMS Collaboration (J. Alcaraz et al.). Feb 2000. 19pp. Phys.Lett.B 472:215-226, 2000.
7. A Study of cosmic ray secondaries induced by the Mir space station using AMS-01. By AMS-01 Collaboration (M. Aguilar et al.). Jun 2004, 18pp. Nucl.Instrum.Meth.B234:321-332, 2005.
8. Cosmic-ray positron fraction measurement from 1 to 30-GeV with AMS-01. By AMS-01 Collaboration (M. Aguilar et al.). Jun 2004, 18pp. Phys.Lett.B646:145-154, 2007.

El AMS-01 en la bodega del Discovery en 1998 (en la parte inferior) (NASA).

El detector AMS-01 se basa en un imán Ne-Fe-B permanente con una fuente de análisis de 0,15 m2 T que contiene 4 de los 6 capas del seguidor de silicio y los contadores de centelleo del sistema anticoincidence. Cada plano de seguimiento da una medida de 2 coordenadas (x, y) con una resolución de 30 (x) y 10 micras (y) y de deposición de energía, dando así el movimiento de la partícula y la carga

El gatillo está dada por el tiempo de sistema de vuelo (TOF), que además mide la velocidad de las partículas de desplazamiento y su carga. En combinación con las mediciones de seguimiento, esto permite la determinación de la masa de la partícula.

El detector se completa con un contador Cherenkov umbral, por debajo del imán, para mejorar la separación entre los electrones y los protones hasta 3,5 GV.

Explorador Espectroscópico en el Ultravioleta Lejano

Representación artística de FUSE

Organización: NASA

Fecha de lanzamiento: 24 de junio de 1999

Aplicación: Observatorio espacial

Masa: 1400 Kg

Lanzamiento desde Cabo Cañaveral.

Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE, Explorador Espectroscópico en el Ultravioleta Lejano) fue un observatorio espacial de la NASA dedicado a la observación en la parte del espectro del ultravioleta lejano. Fue lanzado el 24 de junio de 1999 a bordo de un cohete Delta.

Con un peso total de 1400 kg, llevaba cuatro telescopios ultravioleta de 0,35 m de apertura, cada uno con un espectrógrafo ultravioleta de alta resolución. Los detectores cubrían la banda ultravioleta desde 912 angstroms (línea de ionización del hidrógeno) hasta 1187 angstroms. La banda fue elegida para medir la abundancia de deuterio en el Universo, para estudiar la absorción del helio en el medio interestelar, el gas caliente en el halo galáctico y el gas frío en las nubes moleculares.

El 12 de julio de 2007, el último volante de inercia de FUSE dejó de funcionar de manera irreversible, con lo que se perdió la capacidad de apuntado de la nave. El 6 de septiembre la NASA anunció el fin de la misión.

Satélite; País: EEUU; Nombre nativo: Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer

Además de los SMEX, los satélites científicos Explorer de la NASA de pequeño tamaño, la agencia puso en marcha un programa paralelo llamado MIDEX, representado por ingenios de mayor peso y coste, que necesitarían cohetes Delta-II para su lanzamiento.

El primer candidato elegido fue la misión Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE), que consistiría en un observatorio astrofísico dedicado a trabajos espectroscópicos en el rango del ultravioleta lejano (de 90,5 a 119,5 nm, una región inobservable desde la superficie terrestre). Propuesta y liderada por la Johns Hopkins University, participarían en la misión la University of Colorado en Boulder, y la University of California en Berkeley. Canadá y Francia cooperaron a través de sus respectivas agencias espaciales. El proyecto fue supervisado por el Goddard Space Flight Center.

Entre los objetivos estarían el estudio del origen de algunos elementos creados durante el Big Bang, como el hidrógeno y el deuterio, así como la evolución de los objetos astronómicos, incluyendo los planetas, estrellas y galaxias. Sólo el observatorio espacial Copernicus había efectuado una labor semejante, tiempo atrás. Comparado con él, el FUSE sería sin embargo mucho más avanzado, desplegando una sensibilidad diez mil veces superior a la de su antecesor.

(Foto: NASA)

El vehículo sería construido por la compañía Orbital Sciences Corporation, que proporcionó su plataforma MidStar. Sobre ella se montó el instrumento principal, construido por el laboratorio APL de la Johns Hopkins University, y consistente en un telescopio para el ultravioleta lejano.

El diseño original del telescopio debía ser de tipo Wolter, pero finalmente sería dotado de cuatro espejos individuales de 39 por 35 cm, con forma parabólica ligeramente descentrada. Además del sistema óptico, se incluiría el espectrógrafo y la cámara de guía FES.

El satélite tenía un par de paneles solares desplegables y pesaba 1.334 Kg. Su altura máxima alcanzaba los 7,6 metros. Fue diseñado para una vida útil de unos 3 años, pero con una capacidad de unos 10 años.

El FUSE fue lanzado al espacio el 24 de junio de 1999, a bordo de un cohete Delta-7320-10, desde Cabo Cañaveral, en Florida. El vehículo fue colocado en una órbita de 769 por 753 Km, inclinada 25 grados respecto al ecuador.

Su operación fue muy exitosa, de modo que la NASA prolongó sus operaciones en varias ocasiones, una vez superada su vida útil mínima. El 12 de julio de 2007, sin embargo, el observatorio se quedó sin capacidad de apuntamiento fino, debido al fallo de su último giroscopio. El 6 de septiembre se anunció que la misión finalizaría en breve, y así ocurrió el 18 de octubre.

Su producción fue muy fecunda, con unos 3.000 cuerpos astronómicos observados. Un total de más de 400 artículos científicos utilizaron los datos proporcionados por el FUSE.

El explorador espectroscópico en el ultravioleta lejano (FUSE) fue un satélite de la NASA Astrofísica/telescopio cuyo propósito era explorar el Universo mediante la técnica de la espectroscopia de alta resolución en la región espectral del ultravioleta lejano. La Universidad Johns Hopkins (JHU) tuvo el papel principal en el desarrollo de la misión, en colaboración con la Universidad de Colorado en Boulder, la Universidad de California en Berkeley, los socios internacionales de la Agencia Espacial Canadiense (CSA) y la Agencia Espacial Francesa (CNES) y numerosos socios corporativos.

Profesor Warren Moos del Henry A. Rowland Departamento de Física y Astronomía de la Universidad Johns Hopkins fue el investigador principal. El satélite FUSE se puso en marcha el 24 de junio de 1999 y funcionó hasta el 18 de octubre de 2007. La misión fue operada por un grupo de científicos e ingenieros de un centro de control en el Centro de Bloomberg para la física y la construcción de la astronomía en el campus de Homewood de la Universidad Johns Hopkins en Baltimore, Maryland. La estación de tierra fusible primario se encuentra en la Unversidad de Puerto Rico Mayagüez. NASA / Goddard Space Flight Center proporciona supervisión de la gestión del proyecto. A partir de 2014, FUSE seguía siendo el más grande y compleja misión de la astrofísica que había sido operado de un entorno universitario. Después de su misión primaria de tres años, la NASA extendió operaciones FUSE varias veces para permitir el acceso continuo a la región espectral del ultravioleta lejano por la comunidad astronómica. Con los años, cientos de astrónomos de todo el mundo utilizan FUSE observó cerca de 3000 diferentes objetos astronómicos, por un total de más de 64 millones de segundos de tiempo de observación con éxito.

Al término de la misión, la presencia FUSE web se trasladó a su casa a largo plazo en el Archivo Mikulski para los telescopios espaciales (MAST), en el que el archivo de datos se mantiene así. Por favor, visite este sitio para obtener más información acerca de la historia del proyecto FUSE, los datos de la misión, el archivo de fotos, y mucho más:

Ultravioleta lejano explorador espectroscópico

El explorador espectroscópico en el ultravioleta lejano (FUSE), se puso en marcha 24 de junio de 1999, y fue dado de baja el 18 de octubre de 2007, tras el fracaso del sistema de apuntamiento del satélite. Los canadienses y franceses agencias espaciales estaban asociados con la NASA en el diseño y el funcionamiento de la Misión de fusibles. FUSE fue operado para la NASA por el Henry A. Rowland Departamento de Física y Astronomía de la Universidad Johns Hopkins .

Más de ocho años de operaciones, FUSE adquirió más de 6.000 observaciones de cerca de 3.000 objetivos astronómicos separadas. Todos los datos archivados ahora es público y ya no requiere el registro del usuario. Los astrónomos usaron FUSE observó una enorme gama de tipos de objetos, de los planetas y cometas en nuestro sistema solar a las estrellas calientes y fríos en nuestra Vía Láctea y galaxias cercanas, e incluso a las galaxias activas distantes y quásares. Sin embargo, la afirmación de bienes FUSE a la fama fue su capacidad para detectar y diagnosticar las condiciones físicas en las regiones tenues del espacio interestelar e intergaláctico, las regiones que se consideran a menudo estar vacía!

Para obtener más información, lea la Descripción General Misión o utilice el menú de la izquierda para navegar por el sitio.

Un grupo de astrónomos liderados por Jim Scott y Jeffrey Linsky, de la Universidad de Colorado, en Estados Unidos, están reportando que gracias a estudios realizados con el Telescopio Espacial FUSE (Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer) de la NASA, ha dado luz para resolver el dilema de que por qué el gas deuterio parece estar distribuido irregularmente en la Vía Láctea. La causa a esto estaría originada en la unión del mismo elemento a granos de polvo interestelar, cambiando la forma visible que es gaseosa, a una invisible que es la sólida. Recordemos que el deuterio, un gas más pesado que el hidrógeno, creado momentos después de la Big Bang, se ha encontrado en diferentes cantidades en nuestra galaxia, lo que podría cambiar radicalmente las teorías de la formación de estrellas y galaxias.

El estudiado del deuterio por parte del FUSE, se realizó a lo largo de 6 años, resolviendo un misterio de 35 años atrás, concernientes a la distribución del deuterio en la Vía Láctea. El resultado será publicado en la revista The Astrophysical Journal del 20 de agosto de 2006.

Las teorías anteriores creían que el Deuterio, un isótopo del Hidrogeno que contiene un protón y un neutrón, era quemado y se perdía para siempre durante la formación de estrellas, por lo cual, los científicos creían que la cantidad de Deuterio presente en el Universo estaba “pura” y servía como marca para la creación de estrellas y galaxias .Las mediciones de Deuterio en el Universo temprano mostraron concentraciones de aproximadamente 27 partes por millón de átomos de Hidrógeno, pero las mediciones de FUSE y el satélite Copérnico, también de la NASA, mostraron una distribución en forma de “parches” de este elemento en la Vía Láctea, con niveles bajos en ellos.

En 2003 el científico Bruce Draine, de la Universidad de Princeton, en Estados Unidos desarrolló un modelo que mostraba que el Deuterio, cuando comparado con el Hidrogeno, tendía a unirse a los granos de polvo interestelar.

Las observaciones del FUSE que detecta la huella espectral del Deuterio en luz ultravioleta, demostraron que su teoría era cierta. El científico Linsky menciona que “donde encontramos altas concentraciones de polvo interestelar dentro de nuestra galaxia, nosotros observamos bajas concentraciones de Deuterio con el FUSE”. El estudio concluye que la cantidad presente de Deuterio, hoy en día, es menor en un 15% a los valores encontrados en el Universo temprano.

Fecha de lanzamiento: 28 de abril de 1999

Vehículo de lanzamiento: Kosmos 3

Sitio de lanzamiento: Kapustin Yar

Aplicación: Observatorio espacial

Configuración: Cilíndrica

Masa: 470 kg

NSSDC ID: 1999-022A

Inclinación: 48,4 grados

Período orbital: 94,7 minutos

Apoastro: 526,7 km

Periastro: 497,9 km

Equipamiento

Instrumentos principales: Siete telescopios Wolter de rayos X

ABRIXAS (acrónimo de A BRoad band Imaging X-ray All-sky Survey en inglés) fue un observatorio espacial alemán de rayos X lanzado el 28 de abril de 1999. Debido a un fallo en las baterías del satélite, el contacto se perdió a los tres días del lanzamiento.

ABRIXAS tenía la misión de realizar un estudio de todo el cielo en la banda energética entre 1 y 10 keV con una resolución de 30 segundos de arco. La carga científica fue desarrollada por MPE/Garching y el Instituto de Astrofísica de Potsdam, y consistía en un conjunto de siete telescopios Wolter de rayos X duros que compartían un detector CCD de 36 cm² (idéntico al CCD de la cámara EPIC del XMM-Newton). La misión habría complementado el estudio en rayos X de entre 0,1 y 2 keV hecho por el observatorio espacial ROSAT, y habría durado 3 años como mínimo.

Fue lanzado desde el cosmódromo de Kapustin Yar por un cohete Kosmos 3.

Referencias

• Wade, Mark (2008). «ABRIXAS» (en inglés). Consultado el 20 de agosto de 2008.

Enlaces externos

• ABRIXAS en Real Time Satellite Tracking

 

Wide Field Infrared Explorer

WIRE

Organización: NASA

Estado: Activo/fallido

Fecha de lanzamiento: 5 de marzo de 1999

Aplicación: Observatorio espacial

Configuración: Cilíndrica

Inclinación: 97,5 grados

Periastro: 537 km

Wide Field Infrared Explorer ó WIRE es un observatorio espacial de la NASA dedicado a observar en el espectro infrarrojo. Fue lanzado el 5 de marzo de 1999 y forma parte del programa SMEX (Small Explorer Program).

Los objetivos de WIRE eran:

1. determinar qué fracción de la luminosidad del Universo a un desplazamiento al rojo de 0,5 y mayor era debido a galaxias con una gran tasa de nacimientos estelares
2. determinar si las protogalaxias luminosas son comunes a desplazamientos al rojo menores que 3
3. crear un catálogo mayor que el del observatorio IRAS
4. realizar un reconocimiento celeste con una sensibilidad 500 veces mayor que la del IRAS a 12 y 25 μm

La nave está estabilizada en los tres ejes, con una precisión de 2 minutos de arco en el apuntado. Los paneles solares generan una potencia de 170 vatios usando células solares de arseniuro de galio, que alimentan una batería de níquel–cadmio con una capacidad de 9 amperios-hora. El sistema de control utiliza un procesador 80386 con 99 MB de memoria. La transmisión de datos se realiza con un transpondedor de 5 vatios en banda S.

El instrumento principal es un telescopio Cassegrain de 30 cm de apertura con un límite de difracción de 25 μm, sin partes móviles. La óptica debería haber sido enfriada a 19 Kelvin y los detectores a 7,5 Kelvin mediante el uso de 3 kg de hidrógeno sólido.

El lanzamiento tuvo lugar sin problemas, pero después de la inserción en órbita la cobertura que protegía el hidrógeno sólido fue eyectada prematuramente, provocando la eyección de hidrógeno gaseoso, impartiendo impulso a la nave y haciendo que girase descontroladamente a una velocidad de hasta 60 rpm. El control de tierra consiguió controlar el giro de la nave una vez que el hidrógeno se hubo agotado, pero la misión científica ya no podía tener lugar al no quedar hidrógeno sólido con el que enfriar los instrumentos. Las operaciones se redirigieron al uso del seguidor de estrellas de la nave para realizar observaciones a largo plazo del brillo de algunas estrellas brillantes y hacer estudios de astrosismología.

• Wade, Mark (2008). «Wire» (en inglés). Consultado el 19 de enero de 2009.

• Página de WIRE

Este es el sitio web para el campo infrarrojo Explorador de la NASA ancha (WIRE) en el Centro de Análisis y Procesamiento Infrarrojo. El propósito principal de WIRE fue un estudio infrarrojo de cuatro meses del universo, centrándose específicamente en las galaxias de estallido estelar y protogalaxias luminosos. WIRE fue lanzado en marzo de 1999, pero fue incapaz de llevar a cabo su misión científica principal. Las operaciones del satélite fueron redirigidos a utilizar el rastreador de estrellas a bordo para la supervisión a largo plazo de las estrellas brillantes en apoyo de dos programas de ciencias separadas: astrosismología y de búsqueda de planetas. El programa astrosismología se pretende medir las oscilaciones de las estrellas cercanas para sondear su estructura. El programa de búsqueda de planetas buscado ocultaciones estelares de grandes cuerpos planetarios a medida que pasan a través de la línea de visión de alambre a su estrella objetivo. Con el tiempo, las operaciones WIRE fueron trasladados desde el Centro de Vuelo Espacial Goddard de Centro de Operaciones y control de satélites de Bowie State University.

Los primeros resultados astrosismología en la estrella gigante roja Alfa UMa están disponibles y se han publicado en la revista Astrophysical Journal Letters (2000 Abril 1, en vol 532, L133). Un compañero de papel teoría ha sido publicado en las Cartas Astrophysical Journal (2000 el 10 febrero vol 530, L45). Una lista completa de los objetivos observados hasta septiembre de 2000 y una bibliografía de artículos basados en los datos están disponibles en esta página .

Un análisis del desempeño WIRE ACS se presentó en la AAS/AIAA reunión de 2000 Mecánica de Vuelo. Un pre-impresión está disponible. El análisis en este documento demuestra el excelente comportamiento que apunta (1,6 segundos de arco apuntando estabilidad) de la nave espacial de WIRE.

A pesar de que el criógeno-hidrógeno sólido en el instrumento se agota rápidamente, las primeras horas de la misión demostraron que conjuntos de plano focal de WIRE alcanzan la temperatura de diseño en órbita de 6,5 K.

WIRE volvió a entrar en la atmósfera el 10 de mayo de 2011 a aproximadamente 07:00 GMT.

Esta foto, tomada 12 de febrero de 1997, muestra una vista lateral del criostato WIRE actualmente en el montaje en Lockheed Martin en Palo Alto, CA. La abertura se enfrenta hacia adelante a la derecha en la foto; la cúpula de popa de la segunda vapor enfrió escudo es a la izquierda. La dimensión larga del hardware de la foto es de aproximadamente 30 pulgadas. La línea de ventilación primaria sobresale a través de la parte superior izquierda de la cúpula de popa. El anillo visible en la parte derecha “hombro” del criostato es el anillo de aluminio que conecta el sistema.

Submillimeter Wave Astronomy Satellite (SWAS)

Organización: NASA

Satélite de: Tierra

Fecha de lanzamiento: 5 de diciembre de 1998

Vehículo de lanzamiento: Pegasus XL

Aplicación: Observatorio espacial

Masa: 288 kg

NSSDC ID: 1998-071A

Inclinación: 69,9 grados

Período orbital: 96,8 minutos

Apoastro: 622,6 km

Periastro: 607,1 km

Submillimeter Wave Astronomy Satellite (Satélite Astronómico de Ondas Submilimétricas) o SWAS, también denominado Explorer 74, es un observatorio espacial para realizar observaciones en el rango de las microondas. Fue lanzado el 6 de diciembre de 1998 desde Point Arguello mediante un cohete Pegasus.

Objetivos

El objetivo principal de SWAS era realizar observaciones en el rango de 490 a 550 GHz para estudiar el enfriamento de los núcleos de nubes moleculares y estudiar los lugares de formación estelar de la Vía Láctea mediante la observación de las líneas características del oxígeno molecular y del agua.

Características

SWAS portaba un telescopio de 0,6 m de diámetro y un espectrómetro acusto-óptico.

El observatorio realizó observaciones hasta el 21 de julio de 2004, en que fue apagado. Fue reactivado en junio de 2005 durante tres meses para observar los efectos del impacto de la sonda Deep Impact con el cometa 9P/Tempel 1.

Referencias

Wade, Mark (2008). «SWAS» (en inglés). Consultado el 27 de junio de 2009.

• Esta obra proviene de la traducción de Submillimeter Wave Astronomy Satellite de Wikipedia en inglés, concretamente de esta versión, publicada por sus editores bajo la Licencia de documentación libre de GNU y la Licencia Creative Commons Atribución-CompartirIgual 3.0 Unported.

Enlaces externos

• SWAS en Real Time Satellite Tracking
• Página de SWAS

La onda submilimétrica satélite astronómico (SWAS) fue lanzado desde un vehículo Pegasus-XL en órbita terrestre baja. A (PYMEX) misión pequeño programa Explorador previsto inicialmente para dos años, SWAS hizo observaciones hasta el 21 de julio de 2004. El objetivo de la misión era obtener una mayor comprensión de la formación de estrellas mediante la determinación de la composición de las nubes interestelares y establecer los medios a través lo que estas nubes se enfrían a medida que colapsan para formar estrellas y planetas.

SWAS era un radiotelescopio completo en el espacio. Tenía un 55 x 71 cm, la elíptica telescopio fuera del eje Cassegrain con un ancho de haz de 4 minutos de arco en sus frecuencias de funcionamiento. Los radiómetros submilimétricas eran un par de refrigeración pasiva receptores de diodos Schottky subarmónicos, con figuras de ruido del receptor de 2500-3000 K. Las salidas de los dos receptores SWAS se combinaron para formar una frecuencia intermedia final, que se extiende desde 1.4 a 2.8 gigahertz.

Aspectos destacados de la ciencia

Después de más de seis años de observaciones científicas, SWAS alcanzó y superó sus objetivos científicos originales. Se hizo mapas detallados 1 grado x 1 grados de muchos núcleos de nubes moleculares gigantes y oscuras. Se observó la atmósfera de Marte, Júpiter, Saturno y varios cometas. Otros descubrimientos SWAS incluyen:

• El agua, un componente clave para la vida, es prevalente en todo el espacio. Se ha detectado agua en casi todos nube de polvo en el espacio observado. Altas cantidades de agua se encuentran en el gas caliente, mientras que cantidades muy bajas de agua se observaron en gas denso frío.
• Siempre que las mediciones más precisas de vapor de agua en las nubes interestelares y estableció los límites más estrictos sobre la cantidad máxima de oxígeno molecular que podría estar en estas nubes.
• Un enjambre de cometas fueron descubiertos evaporando alrededor de una estrella gigante roja de envejecimiento.
• En junio de 2005, la nave espacial fue reactivado por un período de 3 meses después de un año de funcionamiento stand-by. SWAS observó los efectos de la colisión de la sonda Deep Impact con el cometa P / Tempel 1. Las mediciones indicaron que el cometa estaba expulsando alrededor de 730 libras de agua por segundo.

Última actualización: June 3, el año 2015

Historia

La misión de onda submilimétrica satélite astronómico fue aprobada el 1 de abril de 1989. El proyecto se inició con la fase de definición de la misión, comenzando oficialmente el 29 de septiembre de 1989, y hasta el 31 de enero de 1992. Durante este tiempo, la misión se sometió a un diseño conceptual opinión el 8 de junio de 1990, y una demostración de los receptores de Schottky y concepto espectrómetro acústico-óptico se realizó el 8 de noviembre de 1991. ^[10]

Fase de desarrollo de la misión se desarrolló entre febrero de 1992 hasta mayo de 1996. El telescopio de onda submilimétrica se sometió a una revisión del diseño preliminar el 13 de mayo de 1992, y una revisión crítica del diseño el 23 de febrero de 1993. Ball Aerospace fue responsable de la construcción de la integración y de la componentes en el telescopio. La Universidad de Colonia entregado el espectrómetro óptico-acústico de la bola para la integración en el telescopio el 2 de diciembre de 1993, mientras que Millitech Corporación entregó los receptores de Schottky de la bola, el 20 de junio de 1994. Bola entregó el telescopio acabado a Goddard Space Flight Center de diciembre 20, 1994. Goddard, que fue responsable de la construcción de la nave espacial de autobuses, llevaron a cabo la integración de la nave espacial y el instrumento de enero a marzo de 1995. las naves espaciales cualificación y las pruebas se llevaron a cabo entre el 1 de abril de 1995 y el 15 de diciembre de 1995. Después de esto, SWAS se colocó en el almacenamiento hasta el 1 de septiembre de 1998, cuando se inició la preparación del lanzamiento. ^[10]

La nave espacial fue entregado a Orbital Sciences Corporation en Vandenberg Air Force Base el 2 de noviembre de 1998, para la integración en su Pegasus XL cohete. ^[10] lanzamiento se produjo el 6 de diciembre de 1998, a las 00:57 UTC, desde Orbital Sciences ‘ Stargazer L -1011 TriStar nodriza. ^{[4] [11]} Su órbita inicial era casi circular 638 × 651 kilometros (396 × 405 millas) con una inclinación de 69,9 grados. ^[4]

SWAS fue originalmente programado para ser lanzado en junio de 1995, pero se retrasó debido a back-to-back fallos de lanzamiento del cohete Pegasus XL en junio de 1994 y junio de 1995. Una oportunidad de lanzamiento en enero de 1997 fue cancelada de nuevo debido a un fallo en el lanzamiento Pegasus XL en noviembre de 1996. ^[12]

La fase de puesta en marcha de la misión duró hasta el 19 de diciembre de 1998, cuando el telescopio comenzó a producir datos de las ciencias útiles. ^[13] La misión SWAS tenido una duración prevista de dos años y un presupuesto de US $ 60 millones, ^{[12] [14]} pero las extensiones de misión permitió durante cinco años y medio de operaciones científicas continuas. Durante este tiempo, se tomaron datos sobre más de 200 objetos astronómicos. ^[10] Se tomó la decisión de poner fin a las operaciones de la ciencia y la nave espacial el 21 de julio de 2004, momento en el cual se colocó la nave espacial en hibernación. ^[3]

Para apoyar la Deep Impact misión en el cometa 9P / Tempel , SWAS fue sacado de la hibernación, el 1 de junio de 2005. Vehículo de salida se completó el 5 de junio, sin degradación perceptible de equipos que se encuentran. SWAS observaciones del cometa se centró en la producción de agua isotópica tanto antes como después del impactador Deep Impact golpeó el núcleo del cometa el 4 de julio Mientras que se encontró la salida del agua a variar de forma natural por más de un factor de tres durante la campaña de observación, los datos SWAS mostraron que no había ninguna liberación excesiva de agua debido a la evento de impacto. Después de tres meses de observación, SWAS se colocó de nuevo en hibernación, el 1 de septiembre de 2005. ^[1]

A partir de 2015 , SWAS permanece en órbita terrestre en stand-by.

Cassini-Huygens es un proyecto conjunto de la NASA, la ESA y la ASI. Se trata de una misión espacial no tripulada cuyo objetivo es estudiar el planeta Saturno y sus satélites naturales, comúnmente llamados lunas. La nave espacial consta de dos elementos principales: la nave Cassini y la sonda Huygens. El lanzamiento tuvo lugar el 15 de octubre de 1997 con un cohete Titan IV Centaur y entró en órbita alrededor de Saturno el 1 de julio de 2004. El 25 de diciembre de 2004 la sonda se separó de la nave aproximadamente a las 02:00 UTC. La sonda alcanzó la mayor luna de Saturno, Titán, el 14 de enero de 2005, momento en el que descendió a su superficie para recoger información científica. Se trata de la primera nave que orbita Saturno y el cuarto artefacto espacial humano que lo visita.

Concepción artística de la sonda Cassini en su maniobra de inserción en órbita alrededor de Saturno.

Los principales objetivos de la nave Cassini son:

1. Determinar la estructura tridimensional y el comportamiento dinámico de los anillos de Saturno
2. Determinar la composición de la superficie de los satélites y la historia geológica de cada objeto
3. Determinar la naturaleza y el origen del material oscuro de la superficie de Jápeto
4. Medir la estructura tridimensional y el comportamiento dinámico de la magnetosfera
5. Estudiar el comportamiento dinámico de la atmósfera de Saturno
6. Estudiar la variabilidad atmosférica de Titán
7. Realizar la cartografía detallada de la superficie de Titán

La nave Cassini-Huygens despegó el 15 de octubre de 1997 de la estación de Cabo Cañaveral por medio de un cohete Titan IV/B de dos etapas.

La misión se compone de la nave Cassini y de la sonda Huygens. Está previsto que el orbitador Cassini sobrevuele Saturno y sus lunas durante 4 años, y que la sonda Huygens penetre en la atmósfera de Titán y aterrice en su superficie. La misión Cassini-Huygens es fruto de la colaboración entre tres agencias espaciales. Diecisiete países han contribuido a su desarrollo. El orbitador Cassini fue construido por la NASA/JPL. La sonda Huygens la realizó la ESA, mientras que la Agencia Espacial Italiana se encargó de proporcionar la antena de comunicación de alta ganancia de la Cassini.

Lanzamiento de la misión Cassini-Huygens.

El coste total de la misión es de 3260 millones de dólares, de los cuales EEUU aportó 2.600 millones, la Agencia Espacial Europea 500 millones y la Agencia Espacial Italiana 160 millones.

Descubrimientos

Júpiter

El 30 de diciembre de 2000 Cassini llegó al punto en que estaría más próxima a Júpiter. La nave obtuvo 26 000 imágenes y aportó información de ondas, movimientos de nubes y anillos del gigantesco planeta. Los resultados de la investigación se dieron en marzo de 2003.

Teoría de la Relatividad

La Teoría de la Relatividad de Albert Einstein fue ratificada en 2003 por los científicos que estudiaron fotografías y otra información de la sonda Cassini.

Lunas

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

Ensamblaje de la nave Cassini

Imágenes de los anillos y Titán

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

Órbita a Saturno

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

Vuelos sobre Titán y fotografías de Mimas

El 2 de julio de 2004 Cassini se encontró con Titán y obtuvo más imágenes que servirían para demostrar la existencia de metano en el satélite. En agosto obtuvo fotografías de otro satélite, Mimas. En octubre de ese año comenzarían las 45 pasadas sobre Titán que aportarían imágenes sobre la superficie del satélite.

Desprendimiento de Huygens

Cassini se separó el 25 de diciembre de 2004 de la sonda Huygens y ésta entró en la atmósfera de Titán el 14 de enero de 2005.

Encélado

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

Los anillos

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

Superficie de Encélado

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

Diseño de la nave

La nave Cassini es la nave más sencilla pero más grande jamás construida. Únicamente las dos naves del proyecto Phobos enviadas a Marte por la Unión Soviética eran más pesadas. Contiene 1630 circuitos interconectados, 22 000 conexiones por cable, y más de 14 kilómetros de cableado. Su cuerpo principal consistía en un cilindro y un decágono como estructura principal. La nave mide más de 6,8 metros de longitud y más de 4 metros de diámetro. En la parte superior se montó una gran antena parabólica de 4 metros de diámetro. La nave tiene 3 módulos: Un módulo de equipamiento menor, que contiene los equipos electrónicos, un módulo de propulsión que contiene los sistemas de propulsión y un módulo de equipamiento inferior que contiene los RTG, las ruedas de reacción, motores, etc. En un lado del cilindro lleva los instrumentos ópticos, el magnetómetro montado en un brazo de 11 m, y otros instrumentos científicos. La masa de la nave es de 3867 kg, de los cuales 2125 kg es de propelente y de los instrumentos 687 kg. La electricidad es obtenida por 3 generadores termoeléctricos de radioisótopos (RTG), cada uno usa 10,9 kg de plutonio 238, que convierte el calor en electricidad. Cada uno generaba 300 vatios de electricidad a una tensión de 30 Voltios. Los RTG alimentan todos los equipamientos de la nave de manera continua. Tras 11 años la electricidad se reducirá a 210 vatios. El cableado en la nave es para interconexiones de uno a otros equipos y transferencias, y sólo transfieren señales eléctricas.

Los mecanismos dan apoyo mecánico, y alinean los equipamientos. Se usan dispositivos para la separación de la nave en el vehículo de lanzamiento, el despliegue del brazo del magnetómetro, los motores para hacer girar las ruedas de reacción, la regulación de las persianas, y las unidades de calentadores de radioisótopos. El control de temperatura es necesario para mantener caliente la nave. Se usa: La antena de alta ganancia como sombra durante el vuelo en las cercanías al Sol. Las mantas térmicas aislantes absorben calor a la nave para mantenerla caliente y esta envuelto en toda la nave. Las persianas, montadas en el decágono son para regular la temperatura interna de la electrónica. Cada instrumento tiene un calentador. También se usan los calentadores eléctricos, y calentadores de radioisótopos (RHU) y el calor de los RTG para irradiar más calor. La actitud es determinada por un sistema AACS. La nave está estabilizada en los 3 ejes. Se usa una unidad de referencia inercial (IRU), integrado de giroscopios de estado sólido. La unidad de referencia estelar usa cámaras de navegación con un mapa de 5000 estrellas. Las ruedas de reacción son para mantener la postura de la nave.

La propulsión se usa para mantener la posición de la nave, la inserción orbital, correcciones, y la postura de la nave. Para ello se usan 2 motores principales, uno primario y el otro como repuesto si el primero falla, los dos dan un empuje de 445 N. También se usan 16 motores de 0,5 N, montados en 4 grupos de 4, para la postura y correcciones. En el cilindro se montaron 2 tanques, uno con tetróxido de nitrógeno y otro de monometil-hidracina. Además de varios componentes de propulsión como válvulas, filtros, etc., este sistema incluye también un único tanque de helio gaseoso para presionar los motores y el combustible, además de un tanque de hidracina para los pequeños motores. Las telecomunicaciones se hacían en banda X con una frecuencia de 8,4 GHz. Los componentes de este sistema son un tubo amplificador de onda de 20 W para amplificar la señal, dos transpondedores de espacio profundo que reciben y transmiten, y el oscilador ultraestable. Las telecomunicaciones usaban una antena parabólica de alta ganancia con 4 metros de diámetro y dos antenas de baja ganancia para comunicaciones auxiliares. La velocidad de envío de datos varía de 5 b/S ó 249 kb/s. La señal de la nave tardaría de 68 a 84 minutos a la Tierra o a la nave en la órbita de Saturno.

La nave procesa comandos usando un subsistema de comandos y gestión de datos para las actividades de la nave y sus instrumentos; este sistema es el cerebro de la nave porque es controlada. Los datos son almacenados en dos grabadoras de estado sólido, en él se almacenan los datos de la nave y de ciencia para su posterior transmisión a la Tierra periódicamente, y además almacenan programas. Una vez enviados son borrados para almacenar nuevos datos. Las 2 grabadoras tienen capacidad de 2 Gb, y son protegidos por la radiación a través de una cubierta de aluminio. La electrónica lleva todos los equipos electrónicos, montados en doce compartimientos controlados y protegidos de la radiación.

Cuando la nave Cassini llegue a Saturno, estará a una distancia de entre 8,2 y 10,2 unidades astronómicas de la Tierra. Por esta razón, las señales que nos envíe o que se le manden desde la Tierra tardarán entre 68 y 84 minutos en alcanzar su destino. En la práctica, esto significa que los controladores en tierra no podrán operar en tiempo real con la nave, ya sea para operaciones cotidianas o en caso de una avería inesperada.

Instrumentación

La instrumentación de la Cassini consiste en: un RADAR, una cámara CCD, un espectrómetro de luz visible e infrarroja, un espectrómetro compuesto infrarrojo, un analizador de polvo cósmico, un experimento de ondas de radio y plasma, un espectrómetro de plasma, un espectrógrafo ultravioleta, un analizador de imágenes magnetosféricas, un magnetómetro, un espectrómetro de masa. A esto hay que añadir una serie de antenas, unas para comunicaciones con la Tierra y otras para realizar mediciones científicas.

Cassini Plasma Spectrometer (CAPS)

Este instrumento mide la energía y carga eléctrica de partículas como electrones y protones que pueda encontrar. El espectrómetro medirá las moléculas que se originan en la ionosfera de Saturno y determinará la configuración de su campo magnético. También analizará el plasma de estas áreas así como el viento solar en la magnetosfera de Saturno.¹

Cosmic Dust Analyzer (CDA)

El analizador de polvo cósmico determina el tamaño, velocidad y dirección de partículas de polvo cerca de Saturno. Algunas de ellas orbitan Saturno, mientras que otras podrían proceder de otros sistemas solares.²

Descenso de Huygens sobre Titán. Cortesía ESA.

Composite Infrared Spectrometer (CIRS)

Este espectrómetro mide la luz infrarroja procedente de un objeto (como la atmósfera o la superficie de un planeta) para conocer mejor su temperatura y composición. Este instrumento creará un mapa tridimensional de Saturno para determinar las diferencias de temperatura y presión en diferentes altitudes, entre otras cosas.³

Ion and Neutral Mass Spectrometer (INMS)

Es el encargado de medir las partículas con carga ( protones e iones pesados) y partículas neutras (como los átomos) cercanas a Saturno y Titán para conocer mejor sus atmósferas.⁴

Imaging Science Subsystem (ISS)

El llamado Subsistema de Imágenes es el que se encarga de capturar imágenes en el espectro de luz visible, y mediante el uso de filtros también en el ultravioleta y en el infrarrojo. Incorpora dos cámaras: una de gran campo y otra de campo estrecho, ambas de tipo CCD y con una matriz cuadrada de 1.024*1.024 píxeles.⁵

Dual Technique Magnetometer (MAG)

Este magnetómetro mide la intensidad y la dirección del campo magnético de Saturno. Este campo magnético está generado en parte por el núcleo extremadamente caliente de Saturno, y medirlo nos permitirá saber más sobre sus características.⁶

Magnetospheric Imaging Instrument (MIMI)

Este instrumento proporcionará imágenes y otros datos sobre las partículas atrapadas en el gigantesco campo magnético de Saturno.⁷

El polo norte de Saturno visto por la Cassini en 2013 (NASA/JPL).

Radio Detection and Ranging Instrument (RADAR)

Este radar nos permitirá crear mapas de la superficie de Titán y de sus elevaciones y depresiones (montañas, cañones) mediante el uso de ondas de radio, que pueden atravesar la densa atmósfera de Titán. Además, captará las señales de radio que procedan de Saturno o sus lunas.⁸

Radio and Plasma Wave Science instrument (RPWS)

Además de las ondas de radio, este instrumento medirá los campos magnético y eléctrico del medio interplanetario y en las magnetosferas de los planetas. También determinarán la densidad de electrones y la temperatura en Titán y en algunas regiones de Saturno.⁹

Radio Science Subsystem (RSS)

Básicamente utiliza los radiotelescopios situados en la Tierra para observar cómo cambian las señales emitidas por la nave al atravesar objetos como la atmósfera de Titán, los anillos de Saturno, o incluso desde detrás del Sol.¹⁰

Ultraviolet Imaging Spectrograph (UVIS)

El espectrógrafo ultravioleta es un instrumento que captura imágenes de la luz ultravioleta que refleja un objeto, como las nubes de Saturno o sus anillos, y servirá para aprender más sobre su estructura y composición.¹¹

Visible and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS)

Compuesto por dos cámaras, este instrumento capta con una de ellas la luz visible, y con la otra la luz infrarroja. De este modo se pueden recoger detalles nuevos sobre la superficie de Saturno y sus satélites: su composición, la de sus atmósferas y anillos.¹²

La polémica sobre el uso de energía nuclear

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

La sonda Huygens

Artículo principal: Sonda Huygens

La sonda Huygens, fabricada por la Agencia Espacial Europea y llamada así por el astrónomo holandés del siglo XVII Christiaan Huygens, estaba preparada para analizar la atmósfera y superficie de Titán, la mayor de las lunas de Saturno, atravesando la atmósfera de Titán y descendiendo en paracaídas sobre su superficie, donde depositó un laboratorio científico que se encargará de realizar diversos análisis y de mandar dicha información a la nave Cassini, que a su vez la reenviará a la Tierra. La sonda se separó de la Cassini el día 25 de diciembre de 2004 y llegó a Titán el día 14 de enero de 2005, cumpliendo prácticamente con éxito su misión y convirtiéndose no sólo en la primera sonda que aterriza en un satélite que no sea la luna terrestre sino también en la primera en hacerlo en un mundo del Sistema Solar exterior [20].

Sonda de descenso de Huygens (ESA).

Instrumentación

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

Huygens Atmospheric Structure Instrument (HASI)

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

Doppler Wind Experiment (DWE)

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

Descent Imager/Spectral Radiometer (DISR)

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

Gas Chromatograph Mass Spectrometer (GCMS)

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

Aerosol Collector and Pyrolyser (ACP)

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

Surface-Science Package (SSP)

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

Subfases de la misión primaria

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

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

Prórrogas de la misión y posibles finales de ésta

Finalmente, en abril de 2008 la NASA ha decidido prorrogar la misión Cassini al menos un par de años más, ¹³ habiéndose conocido esta prórroga cómo Misión del Equinoccio, ya que durante ella tendrá lugar el equinoccio en Saturno. ¹⁴ Durante esos dos años, Cassini va a realizar sesenta nuevas órbitas alrededor del planeta anillado, veintiséis sobrevuelos de Titán, siete de Encélado, uno de Dione, uno de Rhea, y otro de Helena. Esta misión extendida se divide en cinco fases: alta inclinación, transferencia de 180 grados, observación del equinoccio, lunas heladas y ocultaciones de asa a asa, y observaciones del polo Norte de Titán.¹⁵

Se propuso también prorrogar la misión hasta el año 2017, fecha del próximo solsticio en Saturno,¹⁶ lo cual ha sido finalmente aprobado por NASA.¹⁷ Dicha nueva prórroga de la misión ha sido bautizada cómo Misión del Solsticio.

Se han barajado diversas opciones para el destino final de la sonda Cassini que incluyen hacerla impactar contra Saturno como ocurrió con la sonda Galileo una vez acabada su misión en Júpiter, no en principio factible, ya que, si se hace en una trayectoria a través del plano ecuatorial del planeta, la presencia de los anillos hace probable la colisión con las partículas que los componen, perdiéndose así el control de la nave-, estrellarla contra cualquiera de las lunas de Saturno (descartado, debido al calor generado en la colisión y por sus reactores nucleares, el cual podría perturbar posibles formas de vida -particularmente en los casos de Titán y Encélado-), situarla en una “órbita de aparcamiento” en la que no exista riesgo de colisión con ninguna otra luna, sacarla del sistema de Saturno mediante sobrevuelos de Titán para acabar estrellándola en Júpiter o en Mercurio, e incluso expulsarla del Sistema Solar.¹⁸ Sin embargo la opción que se ha tomado, y que ha recibido el apoyo de una buena cantidad de científicos de la misión, es enviar a Cassini en una órbita de muy alta excentricidad que la llevará entre la atmósfera del planeta y el anillo D, a través de un hueco de 3800 kilómetros que hay entre ambos y en la que tras realizar 20 de esas órbitas será precipitada contra Saturno, ardiendo en su atmósfera el día 15 de septiembre de 2017, evitando así los riesgos de contaminación biológica mencionados, siendo éste el destino final de Cassini y el fin último de la misión.^{19 20 21}

^{http://danielmarin.naukas.com/2014/07/01/cronicas-desde-el-gigante-anillado-diez-anos-de-la-cassini-en-saturno/}