概要
計画と開発 カッシーニ 探査機とホイヘンス 探査機[ 16 ]
カッシーニ の カッシーニ春分ミッション と名付けられ、2010年9月までさらに2年間延長されました。このミッションは、カッシーニ夏至ミッション として2度目にして最後の延長が行われ、2017年9月15日までさらに7年間続き、その日にカッシーニは 土星の上層大気で燃え尽きるように軌道から外されました。[ 17 ] ホイヘンス モジュールは、2004年12月25日に探査機から分離されるまでカッシーニと共に移動し、2005年1月14日に パラシュート [ 18 ] 0.35メートル毎秒（1.1 フィート毎秒） の相対分離速度と7.5rpmの回転速度を提供するSED（スピン/排出装置）によって促進されました。[ 19 ] 着陸 であり、地球の月以外の衛星への初の着陸でもあった。
ミッションの終わりに、カッシーニ 探査機は「グランドフィナーレ」を実行しました。これは、土星とその内側の環の間の隙間を危険なパスで通過する一連の動作です。[ 5 ] [ 6 ] を 最大 化することを目的としていました [ 20 ]。 カッシーニが 意図せず土星の衛星に衝突した場合に、衛星が汚染されるのを防ぐためです。カッシーニの土星 大気圏突入 によりミッションは終了しましたが、返送されたデータの分析は今後何年も続きます。[ 16 ]
目的 カッシーニ にはいくつかの目的があった。[ 27 ]
土星の環 の三次元構造と動的挙動を解明する。衛星 表面の組成と各天体の地質学的履歴を特定する。イアペトゥス の前面半球に存在する暗い物質の性質と起源を解明する。磁気圏 の三次元構造と動的挙動を測定する。土星の大気の 雲層における動的な挙動を研究する。タイタンの雲と霞 の時間的変動性を研究する。タイタンの表面を地域規模で特徴づける。 カッシーニ・ホイヘンスは 、1997年10月15日にケープカナベラル空軍基地 の宇宙発射複合施設 40から、 アメリカ 空軍の タイタンIVB /セントール ロケットを使用して打ち上げられた。完全な打ち上げ機は、2段式のタイタンIV ブースターロケット 、2基のストラップオン固体ロケットエンジン 、セントール上段、およびペイロード格納庫（フェアリング）で構成されていた。[ 28 ]
この科学探査ミッションの総費用は約32億6000万 米ドルで、打ち上げ前の開発に14億ドル、ミッション運用に7億400万 ドル、追跡に5400万ドル、打ち上げロケット に4億2200万ドルが含まれていました。米国が26億ドル（80％）、ESAが5億ドル（15％）、ASIが1億6000万ドル（5％）を拠出しました。[ 29 ]
カッシーニ の主要ミッションは2008年7月30日に完了した。ミッションは2010年6月まで延長された（カッシーニ 春分ミッション）。[ 30 ] 春分点 の時期に土星系を詳細に調査した。[ 25 ]
2010年2月3日、NASAはカッシーニ探査機 の運用期間をさらに延長し、2017年まで6年半継続し、 土星 の 北半球の夏至の時期に終了すると発表した（カッシーニ 夏至ミッション）。この延長により、探査機は 土星の周りをさらに155周し、 タイタンを54回、エンケラドゥス を11回フライバイすることが可能になった。[ 31 ] 3,000 km（1,900 マイル）上空、 D環 の内縁より下まで接近した。この一連の「近接軌道」は、タイタンとの最後の遭遇により探査機が土星の大気圏に突入して破壊されたことで終了した。
目的地 選択された目的地（大きい順から小さい順に並べていますが、縮尺は正確ではありません）
歴史 ホイヘンスによる土星の諸相に関する説明、『土星体系』 （1659年） 1997年10月15日の打ち上げ3日前、LC-40 に駐機中のタイタンIV-B ロケットとセントールT 上段ロケット、そしてカッシーニ・ホイヘンス探査機。 カッシーニ・ホイヘンス計画 の 欧州科学財団 と米国科学アカデミー が将来の共同ミッションを調査するワーキンググループ を結成した。2人のヨーロッパの科学者が、土星周回探査機とタイタン探査機のペアを共同ミッションとして提案した。1983年、NASAの太陽系探査委員会は、 同じ周回探査機と探査機のペアをNASAの中核プロジェクトとして推奨した。NASAと欧州宇宙機関 （ESA）は、1984年から1985年にかけて、このミッションの可能性について共同研究を行った。ESAは1986年に独自の研究を続け、一方、アメリカの宇宙飛行士サリー・ライドは、影響力のある1987年の報告書 「NASAのリーダーシップとアメリカの宇宙における未来」 カッシーニ 計画を検討し、承認した。[ 32 ]
ライドの報告書では土星周回探査機とプローブはNASA単独のミッションとされていたが、1988年にNASAの宇宙科学・応用担当副長官レン・フィスクはNASAとESAの共同ミッションの構想を再び持ち出した。彼はESAのロジャー・ボネットに手紙を書き、ESAが候補3つの中からカッシーニ・ ミッションを選ぶよう強く提案し、ESAが決定次第NASAもミッションに取り組むと約束した。[ 33 ]
当時、NASAは、過去の協力関係においてNASAがヨーロッパを対等に扱ってこなかったというヨーロッパ側の認識から、アメリカとヨーロッパの宇宙計画の間に生じた緊張にますます敏感になっていた。カッシーニ・ホイヘンス 計画の推進と計画に関わったNASAの職員や顧問は、このミッションから得られる科学技術上の利益を平等に共有したいという願望を強調することで、この傾向を是正しようとした。ヨーロッパとの協力のこの新たな精神は、ESAがNASAからますます遠ざかるにつれてヨーロッパとの協力関係を深め始めたソ連 との競争意識によって部分的に推進された。1988年後半、ESAはカッシーニ・ホイヘンスを次の主要ミッションに選び、翌年にはこの計画は米国で多額の資金提供を受けた。[ 34 ] [ 35 ]
この協力は、2つの宇宙計画間の関係を改善しただけでなく、カッシーニ・ホイヘンス計画が 米国議会の予算削減を乗り越えるのにも役立った。カッシーニ・ホイヘンス計画 は1992年と1994年に政治的に批判されたが、NASAは、ESAが既に開発に資金を投入した後で計画を中止するのは賢明ではないと米国議会を説得することに成功した。 宇宙探査の 約束が破られたことへの不満が外交関係の他の分野に波及する可能性があるためである。1994年以降、計画は政治的に順調に進んだが、プルトニウムを動力源としているため、打ち上げ失敗が環境に及ぼす可能性のある影響を懸念する市民団体が、1997年の打ち上げまで、そして打ち上げ後も抗議や訴訟を通じて計画を頓挫させようと試みた。[ 36 ] [ 37 ] [ 38 ] [ 39 ] [ 40 ]
宇宙船設計 この宇宙船は、火星 軌道外のミッション向けに開発された宇宙船である、三軸安定化機構とRTG（ 放射性同位体熱電発電機）を搭載したマリナー・マークIIの2番目の機体として計画されていた。これは、CRAF（ 彗星ランデブー小惑星フライバイ）ミッションに続くものだった。しかし、予算削減とプロジェクト計画の見直しにより、NASAは カッシーニ計画 を存続させるためにCRAFの開発を中止せざるを得なくなった。その結果、カッシーニ計画 はより特化したものとなり、マリナー・マークIIシリーズは中止された。
オービターとプローブを組み合わせたこの機体は、当時、火星探査機フォボス1号 と2号 に次いで、打ち上げに成功した無人惑星間 宇宙船としては3番目に大きく、最も複雑な機体の一つでもありました。[ 41 ] [ 42 ] エウロパ・クリッパーは [ 43 ] 2,150 kg (4,740 lb) 、プローブは350 kg (770 lb) で、探査機サポート機器30 kg (66 lb) がオービターに残されていました。打ち上げ時のロケットアダプターと推進剤3,132 kg (6,905 lb) を含めると、宇宙船の質量は5,600 kg (12,300 lb) でした。
カッシーニ探査機は高さ6.8メートル（22フィート）、幅4メートル（13フィート）でした。 バスは 、 推進 剤 タンクを 収容する円筒に接続された円錐台の上に載った 十二角柱 で、RTGとホイヘンスが 取り付けられていました。[ 44 ] 探査機の複雑さは、土星への軌道 （飛行経路）と目的地での野心的な科学によって増大しました。カッシーニに は、相互接続された1,630個の電子部品 、22,000本の配線、14キロメートル（8.7 マイル） のケーブルがありました。[ 45 ] コア制御コンピュータのCPUは、MIL-STD-1750A 命令セットアーキテクチャ を使用した冗長システムでした。主推進システムは、1基の主エンジンと1基のバックアップエンジンのR-4D 二液式ロケットエンジンで構成されていました。各エンジンの推力は490N （110lbf ） で 、宇宙船の総デルタVは 2,352m /s（5,260mph ） でした。[ 46 ] より 小型の単推進剤ロケットが姿勢制御に使用されました。
カッシーニは、主に 二酸化 プルトニウム（ 純粋 なプルトニウム 28.3kg を含む）から なる 32.7kg の核燃料で動いていた。[ 47 ] この物質の放射性崩壊 による熱が電気に変換された。ホイヘンスは航行中は カッシーニ の支援を受けていたが、独立しているときは化学電池を使用していた。
調査対象には、81か国の市民から一般市民キャンペーンで集められた61万6400以上の署名が収録されたDVDが含まれていた。[ 48 ] [ 49 ]
2017年9月まで、カッシーニ探査機は地球から8.2～10.2天文単位（1.23×10⁹～1.53×10⁹ km 、7億6000万～9億5000万マイル）の距離で土星の周回軌道を回り続けた。地球から探査機へ、また探査機から地球へ無線信号が伝わるのに68～84分かかった。 その ため 、 地上 管制 官 は 日常 業務 や 予期 せ ぬ事態 に対して「リアルタイム」で指示を出すことができなかった。たとえ即座に対応できたとしても、問題が発生してから探査機が技術者の対応を受信するまでには2時間以上かかることになる。
楽器 VIMSによって明らかになったタイタン の表面立つレア 土星の北極六角形 [ 50 ] 土星 （自然色）（2010年1月）宇宙船のアニメーション3Dモデル
説明 カッシーニ探査機 の 合成開口レーダー マッピング装置、電荷結合素子（ CCD ）イメージングシステム、可視光・赤外線 マッピング分光計 、複合赤外線分光計、宇宙塵 分析装置、電波・プラズマ 波実験装置、プラズマ分光計、紫外線 イメージング分光器、磁気圏 イメージング装置、磁力計 、イオン ・中性粒子質量分析計 で構成されていた。通信アンテナ やその他の特殊送信機（Sバンド 送信機と二周波K a バンドシステム）からの テレメトリデータ も、タイタンと土星の大気の観測や、惑星とその衛星の重力 場の測定に使用された。
カッシーニ・プラズマ分光計（CAPS） CAPSは、宇宙船の位置における荷電粒子のフラックスを方向とエネルギーの関数として測定するその場観測装置でした。イオン組成も飛行時間型質量分析計 を使用して測定されました。CAPSは、土星とタイタンの電離層、およびエンケラドゥスの噴煙に由来する分子の電離によって生成された粒子を測定しました。CAPSはまた、これらの領域のプラズマ、 太陽風 、および太陽風と土星の磁気圏との相互作用を調査しました。 [ 51 ] [ 52 ] 装置内で発生した「ソフト」な電気的短絡 のため、予防措置として2011年6月にCAPSの電源が切られました。2012年3月に再び電源が入れられましたが、78日後に別の短絡が発生し、装置は永久に停止せざるを得なくなりました。[ 53 ] 宇宙塵分析装置 （CDA）CDAは、土星付近の微細な塵粒子の大きさ、速度、方向を測定する現場観測機器でした。また、塵粒子の化学元素も測定できました。[ 54 ] [ 51 ] 複合赤外分光計（CIRS） CIRSは、物体から発せられる赤外線放射 を測定して、その温度、熱特性、組成について調べるリモートセンシング機器でした。カッシーニ・ホイヘンスミッション全体を通して、CIRSは広大な土星系の大気、環、表面からの赤外線放射を測定しました。土星の大気を3次元でマッピングし、高度による温度と圧力のプロファイル、ガスの組成、 エアロゾル と雲の分布を決定しました。また、衛星の表面と環の熱特性と組成も測定しました。[ 51 ] イオン・中性質量分析計（INMS） INMSは、タイタンと土星の大気についてより詳しく知るために、タイタンと土星の近傍で荷電粒子（陽子とより重いイオン）と中性粒子（原子と分子）の組成を測定する現場観測装置でした。この装置は四重極質量分析計 を使用しました。INMSはまた、土星の氷衛星と環の正イオンと中性環境を測定することも目的としていました。[ 51 ] [ 55 ] [ 56 ] 画像科学サブシステム（ISS） ISSは、可視光 でほとんどの画像を撮影し、赤外線画像や紫外線 画像も撮影したリモートセンシング機器でした。ISSは、土星、その環、および衛星の画像を何十万枚も撮影しました。ISSには、広角カメラ（WAC）と狭角カメラ（NAC）の両方がありました。これらのカメラはそれぞれ、電磁波 検出器として高感度電荷結合素子 （CCD）を使用していました。各CCDは、1,024×1,024の正方形のピクセルアレイを持ち、各ピクセルは12μm四方 でした。両方のカメラは、オンチップデータ圧縮を含む多くのデータ収集モードを可能にし、0.2～1.1μmの電磁スペクトル内の異なるバンドを見るためにホイール上で回転するスペクトルフィルターが装備されていました。[ 51 ] [ 57 ] デュアルテクニック磁力計 （MAG）MAGは、土星周辺の磁場 の強さと方向を測定する現地観測装置でした。磁場は、土星の中心にある溶融した核によって部分的に生成されます。磁場を測定することは、核を調査する方法の1つです。MAGは、土星の磁気圏の3次元モデルを開発し、タイタンとその大気の磁気状態、氷の衛星、および土星の磁気圏におけるそれらの役割を決定することを目的としていました。[ 51 ] [ 58 ] 磁気圏イメージング装置（MIMI） MIMIは、土星の巨大な磁場、すなわち磁気圏に捕捉された粒子に関する画像やその他のデータを生成する、その場観測と遠隔探査の両方の機能を備えた装置でした。その場観測コンポーネントは高エネルギーイオンと電子を測定し、遠隔探査コンポーネント（イオン・中性原子カメラ、INCA）は高エネルギー中性原子イ メージャーでした。[ 59 ] [ 51 ] [ 60 ] レーダー 搭載レーダーは、タイタンの表面マップを作成するアクティブおよびパッシブセンシング機器でした。レーダー波は、タイタンを覆う厚いもやのベールを透過するのに十分な強さでした。信号の送信時間と戻り時間を測定することで、山や峡谷などの大きな表面地形の高さを決定することができます。パッシブレーダーは、土星またはその衛星が放出する可能性のある電波を受信しました。[ 51 ] 電波・プラズマ波科学観測装置（RPWS） RPWSは、土星から発せられる電波信号（太陽風と土星およびタイタンの相互作用によって放出される電波を含む）を受信して測定する、その場観測機器およびリモートセンシング機器でした。RPWSは、惑星間空間および惑星磁気圏の電場と磁場を測定しました。また、特性周波数（例えば、上部ハイブリッド 線）のプラズマ波またはラングミュアプローブ を使用して、タイタン付近および土星の磁気圏のいくつかの領域の電子密度と温度も測定しました。RPWSは、土星の磁場の構成と土星キロメートル放射（SKR）との関係を研究し、土星（およびおそらくタイタン）の大気から土星の電離層、プラズマ、雷を監視してマッピングしました。[ 51 ] RSSは、地球上の無線アンテナを使用して、宇宙船からの無線信号がタイタンの大気や土星の環、あるいは太陽の裏側などの物体を通過する際にどのように変化するかを観測するリモートセンシング機器でした。RSS はまた、大気と電離層の組成、圧力と温度、環内の放射状構造と粒子サイズ分布、天体とシステムの質量、重力場 も研究しました。この機器は、宇宙船のXバンド通信リンク、Sバンドダウンリンク、K a バンドアップリンクとダウンリンクを使用しました。[ 51 ] カッシーニ 探査機のUVIS機器は、コロラド大学の大気宇宙物理学研究所によって開発された。 紫外線イメージング分光器（UVIS） UVISは、土星の雲や環などの物体から反射される紫外線の画像を撮影し、それらの構造や組成についてより詳しく知るためのリモートセンシング機器でした。波長55.8～190 nmの紫外線を測定するように設計されたこの機器は、大気の組成、分布、エアロゾル粒子含有量、温度を決定するのに役立つツールでもありました。他のタイプの分光計とは異なり、この高感度機器はスペクトルと空間の両方の測定値を取得できました。特にガスの組成を決定するのに優れていました。空間観測は幅広×幅狭のビューで、高さは1ピクセル 、幅は64ピクセルでした。スペクトル次元は、空間ピクセルあたり1,024ピクセルでした。また、この物質が他の力によってどのように移動するかの動画を作成する多くの画像を撮影することもできました。[ 51 ]
UVISは、遠紫外線（FUV）、極端紫外線（EUV）、高速光度計（HSP）、水素・重水素吸収セル（HDAC）の4つの独立した検出器チャンネルで構成されていました。UVISは、土星、その衛星、環のハイパースペクトル画像と離散スペクトル、および恒星掩蔽データを収集しました。[ 61 ]
HSPチャンネルは、土星の環を通過する星の光（恒星掩蔽として知られる）を観測し、環の構造と光学的深さを理解するために設計されています。[ 62 ] [ 63 ]
タイタンの大気 を通して太陽 を観測しながら取得されたVIMSスペクトルは、系外惑星 の大気を理解するのに役立った（アーティストによる想像図、2014年5月27日）。 可視光・赤外線マッピング分光計（VIMS） VIMSは、可視光と赤外線を使用して画像を撮影し、土星とタイタンの月の表面、環、大気の組成についてより詳しく知るためのリモートセンシング機器でした。VIMSは2つのカメラで構成されており、1つは可視光を測定するために使用され、もう1つは赤外線を測定するために使用されました。VIMSは、350～5100 nmの波長で大気、環、表面からの反射および放射を測定し、それらの組成、温度、構造を決定するのに役立てました。また、環を通過する太陽光と星の光を観測して、環の構造についてより詳しく知ることもできました。科学者は、土星系の雲の動きと形態の長期研究にVIMSを使用し、土星の気象パターンを決定しました。[ 51 ]
プルトニウム動力源 設置前のカッシーニ GPHS -RTG 土星は太陽から遠いため、この宇宙探査機の電源として太陽電池アレイは 実現不可能でした。[ 64 ] [ 64 ] カッシーニ探査機は、約 33 kg (73 lb) のプルトニウム 238 ( 二酸化プルトニウム の形)の崩壊による熱を利用して熱電変換 により直流電力を生成する3 基のGPHS-RTG 放射性同位体熱電発電機 によって駆動されました。[ 64 ] カッシーニ ミッション の RTG は、ニュー ホライズンズ ガリレオ ユリシーズ [ 64 ] 名目上 11 年間のカッシーニ ミッション の終了時にも、600 ～ 700 ワットの電力を生成することができました。[ 64 ] （カッシーニ RTG計画の余剰ハードウェアが改造され、後に設計・打ち上げられた冥王星 とカイパーベルト 探査機ニューホライズンズの動力源として使用された。 [ 65 ]
電力分配は192個の ソリッドステート パワースイッチ によって行われ、過負荷状態時には回路遮断器 としても機能した。これらのスイッチは、従来のスイッチと比較して効率が高く寿命が長いMOSFETを 使用しており、同時に過渡現象 も排除していた。しかし、これらのソリッドステート回路遮断器は（おそらく宇宙線による）誤作動を起こしやすく、リセットが必要となり、実験データの損失につながった。
探査機の放射性同位体熱電発電機の動力源は、真っ赤に燃えるプルトニウムのペレットだった。 飛行中に勢い をつけるため、カッシーニ 探査機の軌道には、金星 を2回、地球を1回、そして木星を1回通過するという、 重力スイングバイを 利用したいくつかの操作が含まれていた。地球へのフライバイは、探査機が人類に何らかの危険をもたらす可能性があった最後の機会だった。この操作は成功し、カッシーニ は1999年8月18日に地球上空1,171 km (728 マイル) を通過した。 [ 1 ] 探査機が地球に衝突するような不具合があった場合、NASAの環境影響調査では、最悪の場合（カッシーニが 徐々に燃え尽きる 鋭角な突入角度の場合）、RTG内部の33 kg [ 47 ] [ 67 ] [ 68 ] [ 67 ]
NASAのプルトニウム使用に関するリスク分析は、事故の可能性による死傷者、物的損害、訴訟、および太陽電池や燃料電池などの他のエネルギー源の潜在的な使用が過小評価されている という理由で、ミチオ・カクによって公に批判された。[ 69 ]
テレメトリー カッシーニ探査機は、 複数の異なるテレメトリ形式でデータを送信する能力を備えていた。テレメトリサブシステムはおそらく最も重要なサブシステムであり、これがなければデータを受信することはできない。
テレメトリは、宇宙船が以前のミッションよりも最新のコンピュータを使用しているため、ゼロから開発されました。[ 70 ] カッシーニはテレメトリ辞書の複雑さを軽減するために ミニパケット を採用した最初の宇宙船であり、ソフトウェア開発プロセスにより、ミッション用のテレメトリマネージャが作成されました。
カッシーニ 探査機のテレメトリ辞書には、約1088チャンネル（67個のミニパケット）が収録されていました。これらの67個の低複雑度ミニパケットのうち、6個のミニパケットには、通常のミッション運用では使用されないサブシステム共分散とカルマンゲイン要素（161個の測定値）が含まれていました。これにより、残りの61個のミニパケットには947個の測定値が残りました。
7つのAACSテレメトリモードに対応する合計7つのテレメトリマップが作成されました。これらのモードは、(1)記録、(2)標準巡航、(3)中低速巡航、(4)低速巡航、(5)軌道運用、(6)平均速度、(7)ATE（姿勢推定器）校正です。これらの7つのマップは、すべての宇宙機テレメトリモードを網羅しています。
ホイヘンス 探査機欧州宇宙機関 （ESA）が提供し、土星の衛星タイタンを最初に発見した17世紀のオランダの天文学者クリスティアーン・ホイヘンスにちなんで名付けられた ホイヘンス 探査機は、 2005年1月15日の降下中に土星の衛星タイタンの雲、大気、表面を詳細に調査した。この探査機は、タイタンの大気圏に突入して減速し、完全に計測機器を備えたロボット実験室をパラシュートで表面に降下させるように設計されていた。[ 71 ]
探査機システムは、タイタンに降下する探査機本体と、周回宇宙船に取り付けられたままの探査機支援装置（PSE）から構成されていた。PSEには、探査機の追跡、降下中に収集されたデータの回収、データの処理と地球へ送信する周回機へのデータ送信を行う電子機器が搭載されていた。コア制御コンピュータのCPUは、冗長構成のMIL-STD-1750A 制御システムであった。
データは、探査機データ中継サブシステム（PDRS）によって提供されるホイヘンス探査機 とカッシーニ探査機 間の無線リンクを介して送信されました。探査機は地球から非常に遠いため、ミッションを遠隔操作することができず、コマンドデータ管理サブシステム（CDMS）によって自動的に管理されました。PDRSとCDMSは、イタリア宇宙機関 （ASI）によって提供されました。
カッシーニ の 打ち上げホイヘンス探査機から カッシーニ 周回機に送信されたデータ（そして地球に再送信されたデータ）がほとんど読み取れないことが判明した。原因は、信号処理電子機器の帯域 幅が狭すぎたことと、着陸機と母機間の予想されるドップラーシフトによって信号がシステムの範囲外になることだった。そのため、 カッシーニ の 受信機はタイタンへの降下中にホイヘンス からのデータを受信することができなかった。[ 20 ]
ミッションを回復するための回避策が見つかった。カッシーニ の軌道は視線速度を下げ、それによってドップラーシフトを減らすように変更された。[ 20 ] [ 72 ] カッシーニのその後の軌道は、以前に計画されていたものと同一であったが、この変更により、 ホイヘンス ミッション前の2つの軌道が3つのより短い軌道に置き換えられた。
厳選されたイベントと発見 1997年10月15日から2008年5月4日までのカッシーニ 探査機の 軌道 2004年5月1日から2017年9月15日までのカッシーニ 探査機の 土星
金星と地球のフライバイ、そして木星への航行 月 のフライバイ時の写真カッシーニ探査機は、1998年4月26日と1999年6月24日に、金星の重力アシストを利用したフライバイを2回実施した。 これら のフライバイ によって探査機は小惑星帯 まで到達するのに十分な運動量を得ることができ、同時に太陽の重力によって太陽系内側へと引き戻された。
1999年8月18日午前3時28分（協定世界 時）、探査機は地球の重力アシストを利用したフライバイを行った。 最接近の1時間20分前、カッシーニは 地球の月まで37万7000キロメートルまで接近し、一連の較正写真を撮影した。
2000年1月23日、カッシーニは 協定 小惑星 2685マスルスキー のフライバイを実施した。 フライバイの5～7時間前に、 1.6 × 10 ^ 6 km（0.99 × 10 ^ 6 mi） の距離で写真を撮影し、 15～20 km（9.3～12.4 mi） と推定された[73]。
木星フライバイ 木星フライバイの 写真 カッシーニは 2000年12月30日に木星に970万キロメートルまで最接近し、多くの科学的測定を行った。6ヶ月間のフライバイ中に、木星、そのかすかな環 、そして衛星 の約2万6000枚の画像が撮影された。これにより、これまでで最も詳細な惑星全体のカラー画像が作成された（右の画像を参照）。この画像では、最小の目に見える特徴は約60 キロメートル（37 マイル） の大きさである。[ 74 ]
カッシーニ探査機は 、2001年1月1日に木星面を通過する イオの姿を撮影した。2003年3月6日に発表されたフライバイの主要な発見の一つは、木星の大気循環に関するものだった。大気中には暗い「帯」と明るい「領域」が交互に現れており、科学者たちはこれまで、淡い雲が浮かぶこれらの領域は上昇気流の領域だと考えてきた。これは、地球上の多くの雲が上昇気流によって形成されることと似ているためである。しかし、カッシーニ 探査機の画像解析の結果、地球からは見えないほど小さな、上昇気流によってできた明るい白色の雲からなる個々の嵐のセルが、ほぼ例外なく暗い帯の中に現れていることが明らかになった。NASAゴダード宇宙研究所 のアンソニー・デル・ジェニオ氏 によれば、「これらの帯は木星の大気の上昇運動の領域であるに違いない。したがって、領域内の大気の正味の動きは下降運動であるに違いない」。
その他の大気観測では、木星の北極付近に、大赤斑 ほどの大きさの、渦巻く暗い楕円形の高濃度大気のもやが見られた。赤外線画像からは、極付近の循環の様子が明らかになり、地球を一周する風の帯が確認できた。隣接する風の帯は互いに逆方向に移動していた。
同じ発表では、木星の環 の性質についても言及された。環内の粒子による光の散乱から、粒子は（球形ではなく）不規則な形状をしており、おそらく木星の衛星、おそらくメティス とアドラスティアへの 微小隕石の 衝突による噴出物に由来すると考えられることが示された。
土星の新衛星 2013年4月15日、新月の形成の可能性が捉えられた 。 カッシーニ 探査機は合計で土星を周回する7つの新しい衛星を発見した。カッシーニ が撮影した画像を用いて、研究者たちは2004年にメトネ 、パレネ 、ポリデューケスを 発見したが、[ 78 ] 後の分析 で、ボイジャー2号 が1981年の環を持つ惑星へのフライバイでパレネを撮影していたことが明らかになった。 [ 79 ]
ダフニス の月の発見写真2005 年 5 月 1 日、カッシーニ探査機が キーラーギャップ で新しい衛星を発見しました。当初は S/2005 S 1 と命名されていましたが、後にダフニスと名付けられました。2007 年 5 月 30 日、 カッシーニ探査 機は 5 番目の新しい衛星を発見し、暫定的に S/2007 S 4 と命名しました。現在はアンテ として知られています。2009 年 2 月 3 日のプレスリリースでは、カッシーニ 探査機が 6 番目の新しい衛星を発見したことが発表されました。この衛星は土星の環系の G 環内にあり、直径は約500 m (0.3 マイル)で、現在は アイゲオン (以前は S/2008 S 1) と名付けられています。[ 80 ] カッシーニ探査機が2009年7月26日に発見した7番目の新衛星について言及している。現在、 S/2009 S 1と名付けられており、 B環系に位置し、直径は約300 メートル（980 フィート）である。 [ 81 ]
2014年4月14日、NASAの科学者たちは土星のA環 に新しい衛星が誕生し始めた可能性を報告した。[ 82 ]
フィービーのフライバイ カッシーニ探査機が フェーベ に到着した際（左）と出発した際のモザイク画像（2004年）2004年6月11日、カッシーニ探査機は 衛星フェーベ をフライバイした。これはこの衛星を間近で研究する初めての機会であった（ボイジャー2号は 1981年に遠距離フライバイを行ったが、詳細な画像は得られなかった）。また、土星の周回軌道の力学的条件から、カッシーニ探査機がフェーベをフライバイできる唯一の機会でもあった。 [ 83 ]
最初の近接画像は2004年6月12日に受信され、ミッション科学者たちはすぐに、フェーベの表面が宇宙探査機が訪れた他の小惑星とは異なっていることに気づいた。クレーターが多数存在する表面の一部はこれらの画像で非常に明るく写っており、現在ではその表面直下に大量の水氷が存在すると考えられている。
土星の自転 2004年6月28日の発表で、カッシーニ 計画の科学者たちは土星の自転周期の測定について説明した。[ 84 ] ボイジャー1号 [ 85 ]
2019年、NASAは土星の自転周期を10時間33分38秒と発表しました。これは土星の環の地震学を用いて計算されたものです。土星内部の振動は重力場の振動を引き起こします。このエネルギーは特定の場所にある環の粒子に吸収され、波として放出されるまで蓄積されます。[ 86 ] [ 87 ]
土星の周回軌道 土星は2008年に春分点に達したが、これは主要ミッション終了直後のことだった。 2004年7月1日、この宇宙船はF環とG環 の間の隙間を通過し、7年間の航海の末に土星の周回軌道に到達した。 [ 88 ]
カッシーニ が行った土星軌道投入（SOI）マヌーバは複雑で、探査機は高利得アンテナを地球から離し、飛行経路に沿って向け、土星の環の粒子から機器を保護する必要がありました。探査機が環面を横切ると、エンジンを飛行経路に向けるために再び回転し、その後エンジンを噴射して探査機を622 m/s減速し、土星に捕らえられるようにしました。[ 89 ] カッシーニは 2004年6月30日午後8時54分頃（太平洋夏時間） に土星の重力に捕らえられました。マヌーバ中、カッシーニ は土星の雲頂から20,000 km（12,000 マイル） 以内を通過しました。
タイタンのフライバイ タイタン – 赤外線画像（2004年～2017年）
カッシーニ探査 機は、軌道投入の翌日である2004年7月2日に、土星 最大の衛星タイタン への最初のフライバイを行い、タイタンから339,000 km (211,000 マイル) まで接近しました。衛星の全体的な霞を透過できる特殊なフィルターを通して撮影された画像には、メタン で構成されていると考えられる南極の雲と、明るさが大きく異なる表面の特徴が写っていました。2004年10月27日、探査機は計画されていた45回のタイタンへの接近フライバイのうち最初のフライバイを実行し、衛星からわずか1,200 km (750 マイル)上空を通過しました。約4 ギガビット のデータが収集され、地球に送信されました。これには、霞に覆われた衛星表面の最初のレーダー画像が含まれていました。タイタンの表面 (少なくともレーダーでカバーされた領域) は比較的平坦で、地形の高度は最大でも約50 m (160 フィート) 程度であることが明らかになりました。今回のフライバイにより、これまでの観測に比べて画像解像度が著しく向上した。最大で100倍も高解像度の画像が撮影され、これは今後のタイタンフライバイで計画されている解像度の典型例である。カッシーニ探査機はタイタンの画像を収集し、メタンの湖は地球上の水の湖とよく似ていることが分かった。
ホイヘンス探査機 がタイタンに着陸カッシーニは 2004年12月25日、探査機の安定性を高めるために回転させるバネと螺旋レールを用いてホイヘンス 探査機を放出した。ホイヘンスは2005年1月14日にタイタンの大気圏に突入し、2時間半の降下の後、固体の地面に着陸した。 [ 6 ] カッシーニは ホイヘンス から受信した降下と着陸地点の写真350枚を正常に中継したが、通信チャネルの1つに不具合が生じたため、さらに350枚の写真が失われた。[ 90 ]
エンケラドゥス上空通過 エンケラドゥスのエウロパに 似た表面の様子。中央にはラブタイト・スルキの 亀裂、左下にはエボニー（左）とクファ・ドルサが見られる。カッシーニ探査機 が2005年2月17日に撮影。2005年にエンケラドゥス に初めて接近した2回のフライバイで、カッシーニは 局所磁場の偏向を発見しました。これは薄いながらも重要な大気の存在を示す特徴です。その時に得られた他の測定結果は、その主な構成要素が電離した水蒸気であることを示唆しています。カッシーニは また、エンケラドゥスの南極から噴出する水氷の間欠泉を観測しました。これは、エンケラドゥスが土星のE環の粒子を供給しているという考えに信憑性を与えています。ミッション科学者たちは、噴火の燃料となる液体の水のポケットが月の表面近くに存在するのではないかと疑い始めました。[ 91 ]
2008年3月12日、カッシーニは エンケラドゥスに接近し、 月の表面から50km以内を通過した。[ 92 ] [ 93 ] カッシーニは 、原因不明のソフトウェアの不具合により、宇宙塵分析器でデータを収集できなかった。
2009年11月21日、カッシーニは エンケラドゥスへの8回目のフライバイを実施しました[ 94 ]。 1,600 km（990 マイル）まで接近しました。複合赤外線分光器（CIRS）は 、バグダッド溝の「虎縞」 からの熱放射のマップを作成しました。得られたデータは、衛星の土星に面した半球の南側の詳細な高解像度モザイク画像の作成に役立ちました。
2014年4月3日、カッシーニが 土星の軌道に入ってからほぼ10年後、NASAはエンケラドゥスに液体の水からなる大きな塩水の内部海が存在する証拠を報告した。衛星の岩石質の核と接する内部の塩水海の存在により、エンケラドゥスは「太陽系で地球外の微生物生命 が存在する可能性が最も高い場所の1つ」となっている。[ 95 ] [ 96 ] [ 97 ] 2014年6月30日、NASAはカッシーニ による土星とその衛星 の探査10周年を祝い、エンケラドゥスにおける水の活動の発見などを強調した。[ 98 ]
2015年9月、NASAはカッシーニ探査機 の重力および画像データを用いてエンケラドゥスの軌道の秤動 を分析し、衛星の表面が核にしっかりと結合していないことを突き止め、地下の海は地球規模で広がっているに違いないと結論付けたと発表した。[ 99 ]
2015年10月28日、カッシーニは エンケラドゥスに接近飛行し、 表面から49km （30 マイル）まで接近し、 南極上空の氷の噴煙 を通過した。[ 100 ]
2023年12月14日、天文学者たちは、エンケラドゥスの噴煙 から、私たちが知る生命 に不可欠な化学物質である可能性のあるシアン化水素と、まだ十分に特定され理解されていない他の 有機分子 が初めて発見されたと報告した。研究者によると、「これらの[新たに発見された]化合物は、現存する微生物群集を支えたり、 生命の起源 につながる複雑な有機合成 を促進したりする可能性がある」とのことである。[ 101 ] [ 102 ]
2005年5月、カッシーニ探査機は、 土星の環 における粒子のサイズ分布を測定し、土星の大気そのものを観測するため、一連の電波掩蔽 実験を開始しました。探査機は4か月以上にわたり、この目的のために設計された軌道を周回しました。これらの実験中、探査機は地球から見て土星の環面の後ろ側を飛行し、粒子を通して電波を送信しました。地球で受信された電波信号は、周波数、位相、および電力のシフトについて分析され、環の構造が解明されました。
上図：2004年12月12日に撮影された土星の環の可視カラーモザイク画像。下図： 2005年5月3日の
電波掩蔽 観測から作成されたシミュレーション画像。下図の色は環の粒子の大きさを表しています。
イアペタスのフライバイ 2007年9月10日に撮影されたこの画像では、イアペトゥスの赤道稜線と表面が写し出されている。撮影距離は62,331km （38,731 マイル） 。（CL1およびCL2フィルター使用） イアペトゥス海面のクローズアップ、2007年 2007年9月10日、 カッシーニは 奇妙な二色のクルミ型の衛星イアペトゥスへのフライバイを完了した。画像は表面から 1,600 km (1,000 マイル) 上空から撮影された。画像を地球に送信している最中に宇宙線に当たってしまい、一時的に セーフモード に移行せざるを得なくなった。フライバイで得られたデータはすべて回収された。[ 108 ]
任務延長 2008 年 4 月 15 日、カッシーニは 27 か月の延長ミッションの資金を獲得した。このミッションは、土星 の周回軌道をさらに 60 回、タイタンの接近フライバイをさらに 21 回、エンケラドゥスの接近フライバイを 7 回、ミマスの接近フライバイを 6 回、テティスの接近フライバイを 8 回、そしてディオネ 、レア 、ヘレン のそれぞれを目標としたフライバイを 1 回ずつ行うものであった。[ 109 ] 春分点と重なったため、 カッシーニ春分ミッション と改名された。[ 110 ]
2回目の任務延長 2回目のミッション延長（2010年9月～2017年5月）の提案がNASAに提出され、暫定的に延長延長ミッションまたはXXMと名付けられました。[ 111 ] カッシーニ夏至ミッション と改名されました。[ 112 ] これには、カッシーニが土星をさらに155回周回し、 タイタン をさらに54回、エンケラドゥスをさらに11回フライバイすることが含まれていました。
2010年の大嵐とその余波 2011年の北半球の嵐 2012年10月25日、カッシーニ探査機は 、土星で約30年ごとに発生する巨大なグレートホワイトスポット嵐の余波を観測した。 [ 113 ] 83 K（83 °C、149 °F）上昇した。同時に、NASAの研究者らがメリーランド州グリーンベルトのゴダード研究センターで エチレン ガスの大幅な増加を検出した。エチレンは無色のガスで、土星では非常にまれであり、地球上では自然発生源と人為的発生源の両方で生成される。この放電を引き起こした嵐は、2010年12月5日に探査機によって土星の北半球で初めて観測された。この嵐は、土星の周回軌道上の宇宙船によって観測された初の嵐であり、また熱赤外線波長で観測された初の嵐でもあるため、科学者たちは土星の大気の温度を観測し、肉眼では見えない現象を追跡することが可能になった。この嵐によって発生したエチレンガスの急増は、土星で起こりうると考えられていた量の100倍に達した。科学者たちはまた、観測された嵐が太陽系でこれまで検出された中で最大かつ最も高温の成層圏渦であり、当初は木星の大赤斑 よりも大きかったと判断した。
地球が微笑んだ日 地球が微笑んだ日 –カッシーニ 探査機が撮影したこの合成画像に写っている土星 とその衛星、地球 、金星 、火星 （2013年7月19日）[ 115 ] 2013年7月19日、探査機は地球に向けられ、土星系全体の自然光による複数画像ポートレートの一部として、地球と月 の画像を撮影した。このイベントは、NASAが遠距離写真の撮影を事前に一般に知らせた初めてのケースとしてユニークだった。[ 115 ] [ 116 ] カッシーニの 科学者キャロリン・ポルコはこの瞬間を「 青い点 の上での生命を祝う」機会だと表現した。[ 117 ]
レアのフライバイ 2015年2月10日、カッシーニ 探査機はレアにさらに接近し、 47,000 km (29,000 マイル) まで近づいた。[ 118 ] [ 119 ]
ハイペリオンのフライバイ カッシーニは2015年5月31日に土星の衛星 ハイペリオンを約 34,000 km (21,000 マイル) の距離でフライバイした。[ 120 ]
ハイペリオン – 37,000 km (23,000マイル)からの俯瞰図 (2015年5月31日)
ハイペリオン – 38,000 km (24,000 マイル)からのクローズアップ画像(2015年5月31日)
ディオーネのフライバイ カッシーニ探査機は2015年8月17日に土星の衛星 ディオネ への最後のフライバイを約475km （295 マイル） の距離で実施した。その前のフライバイは6月16日に行われた。[ 121 ]
六角形の色が変わる 2012年から2016年の間に、土星の北極に持続する六角形の雲のパターンは、ほとんど青色から金色に近い色に変化しました。[ 122 ] [ 122 ] [ 111 ]
2012年と2016年：六角形の色の変更
2013年と2017年：六角形の色の変更
グランドフィナーレと破壊 カッシーニ の カッシーニ の 最後環の 内側への接近、そして2017年9月15日の土星大気圏突入による探査機の破壊という手順で行われました。[ 6 ] [ 12 ] [ 123 ] 保護を確保し、 居住 可能性が期待される土星の衛星への生物学的汚染を防ぐために選択されました。[ 124 ]
2008年には、この目標を達成するためにいくつかの選択肢が評価され、それぞれに資金、科学、技術的な課題が異なっていた。ミッション終了時の短期間の土星衝突は「Dリングオプションは未達成のAO目標を満たし、[ 123 ]
2013年から2014年にかけて、NASAがグランドフィナーレ計画のために米国政府の資金提供を受ける際に問題が発生した。グランドフィナーレ計画の2つのフェーズは、グランドフィナーレ計画がカッシーニ探査機の通常のミッションとは全く異なるため、2つの独立した ディスカバリー 級ディスカバリー 級ミッションで建造するよりもはるかに安価であった。[ 125 ]
2016 年 11 月 29 日、探査機はタイタンをフライバイし、F 環軌道の入り口に到達しました。これが、惑星への衝突で最高潮に達するグランド フィナーレ フェーズの始まりでした。[ 126 ] [ 127 ] カッシーニは 土星の雲層の上空約3,100 km (1,900 マイル) 、内環の見える端から 320 km (200 マイル) を通過し、土星の大気の画像を撮影し、翌日からデータの送信を開始しました。[ 128 ]
2018年9月、NASAはカッシーニ 探査機の土星でのグランドフィナーレの プレゼンテーションで、優れたオリジナルインタラクティブ番組としてエミー賞を 受賞しました。[ 129 ]
2018年12月、Netflixはシリーズ「7 Days Out」の中で「NASAのカッシーニ・ミッション」を配信した。このドキュメンタリーは、探査機が土星に衝突して壮大なフィナーレを迎える前の、 カッシーニ・ ミッションの最終段階の作業を記録したものである。
2019年1月、カッシーニ探査機 の グランド
環と土星が最後に接近した際、科学者たちは土星の1日の長さを測定することができた。その長さは10時間33分38秒だった。 土星の環は比較的新しく、1000万年から1億年前のものである。[ 16 ] カッシーニ探査機（アーティストによるイメージ図）
カッシーニ探査機が 土星 に衝突した地点（
可視光 ／
赤外線 マッピング分光計による画像、2017年9月15日）
2017年4月26日、グランドフィナーレ開始時にカッシーニ探査機 が最初の潜水で撮影した、雲層から約3,100km （1,900マイル）上空からの土星大気のクローズアップ画像。
カッシーニ探査 機が土星に向かって降下する際に撮影した最後の画像（カラー） 。この画像は、2017年9月14日19時59分（協定世界時）に土星上空634,000
km（394,000マイル）で撮影された。
[ 130 ] カッシーニ 探査機に搭載された撮像カメラで撮影された最後の画像（白黒）（2017年9月14日19時59分（協定 世界時））
カッシーニ探査 機の グランド
ミッション 宇宙船の運用は一連のミッションを中心に組織された。[ 17 ] [ 17 ] カッシーニ・ホイヘンス ミッションには17か国から少なくとも260人の科学者が携わっており、さらに数千人がミッションの設計、製造、打ち上げに携わった。[ 131 ]
プライムミッション、2004年7月から2008年6月まで。[ 132 ] [ 133 ] カッシーニ・ エクイノックス・ミッションは、2008年7月から2010年9月までの2年間のミッション延長でした。[ 17 ] カッシーニ・ ソルスティス・ミッションは2010年10月から2017年4月まで実施されました。[ 17 ] [ 134 ] [ 111 ] グランドフィナーレ（宇宙船を土星に突入させる）、2017年4月から2017年9月15日。[ 134 ]
用語集 AACS：姿勢および関節制御サブシステム ACS：姿勢制御サブシステム AFC: AACSフライトコンピュータ ARWM：関節式リアクションホイール機構 ASI: Agenzia Spaziale Italiana、イタリアの宇宙機関 BIU：バスインターフェースユニット BOL：生命の始まり CAM：指揮官承認会議 CDS：コマンドおよびデータサブシステム—カッシーニ探査機のコンピュータで、観測機器へのコマンド送信とデータ収集を行う。 CICLOPS：カッシーニ探査機の画像処理中央研究所（運用部門） 2008年5月1日、Wayback Machineに アーカイブ済み CIMS：カッシーニ 情報管理システム CIRS：複合赤外分光計 DCSS：降下制御サブシステム DSCC：深宇宙通信センター DSN：深宇宙ネットワーク（地球周辺の大型アンテナ群） DTSTART: デッドタイムスタート ELS：電子分光計（CAPS装置の一部） EOM：任務終了 ERT：地球が受信したイベントの時刻（UTC） ESA：欧州宇宙機関 ESOC：欧州宇宙運用センター FSW: フライトソフトウェア HGA：高利得アンテナ HMCS：ホイヘンス 監視制御システム HPOC：ホイヘンス 探査機運用センター IBS：イオンビーム分光計（CAPS装置の一部） IEB：計器拡張ブロック（計器コマンドシーケンス） IMS：イオン質量分析計（CAPS装置の一部） ITL：統合試験研究所—宇宙船シミュレーター IVP: 慣性ベクトル伝播器 LGA：低利得アンテナ NAC：狭角カメラ NASA：アメリカ航空宇宙局、アメリカ合衆国の宇宙機関 OTM：軌道トリム操作 PDRS：プローブデータ中継サブシステム PHSS：プローブハーネスサブシステム POSW：プローブ搭載ソフトウェア PPS：電力および火工品サブシステム PRA：プローブリレーアンテナ PSA: プローブ支援アビオニクス PSIV：予備的な配列統合と検証 PSE：プローブ支持装置 RCS：リアクションコントロールシステム RFS: 無線周波数サブシステム RPX：環状平面交差 RWA：リアクションホイールアセンブリ SCET：宇宙船イベント時間 SCR: シーケンス変更要求 SKR：土星キロメートル波 SOI：土星軌道投入（2004年7月1日） SOP：科学運用計画 SSPS：ソリッドステートパワースイッチ SSR：ソリッドステートレコーダー SSUP：科学および配列更新プロセス TLA: サーマルルーバーアセンブリ USO：超安定発振器 VRHU：可変放射性同位元素加熱装置 WAC：広角カメラ XXM：延長延長ミッション
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外部リンク 公式サイト
メディアと電気通信
CICLOPS.org、カッシーニ 探査機の画像ホームページ カッシーニ・ ホール・オブ・フェーム、ジェット推進研究所による画像ギャラリージェット推進研究所によるYouTubeプレイリスト 「土星のカッシーニ」「巨人の着陸」：ホイヘンス探査機の 降下と着陸を描いた作品 デスカンソDSN通信情報 『土星の環』は 、何百万枚もの静止画からアニメーション化された映画土星周辺を描いた この映像作品は、カッシーニ探査機 が2004年から2012年にかけて撮影した20万枚以上の画像を基にアニメーション化したものである。WebGLベースのカッシーニ探査機の3Dレンダリング ケビン・M・ギルによるカッシーニ探査機の画像アルバム NASA – カッシーニ探査機の視点から
