カッシーニ・ホイヘンス

カッシーニ-ホイヘンス

カッシーニが 土星を周回する様子を描いた想像図
名前	土星探査機とタイタン探査機 (SOTP)
ミッションタイプ	カッシーニ：土星探査機 ホイヘンス：タイタン着陸機
オペレーター	カッシーニ: NASA  / JPL ホイヘンス: ESA  / ASI
コスパーID	1997-061A
SATCAT番号	25008
Webサイト	米航空宇宙局（NASA） 欧州宇宙機関 オーストラリア
ミッション期間	全体：  19年335日  土星での13年76日 途中：  6年261日 主なミッション：  3年 拡張ミッション:  春分：2年62日  至点：6年205日  最終回: 4ヶ月24日
移動距離	79 億 km (49 億マイル) [1]
宇宙船の特性
メーカー	カッシーニ：JPL ホイヘンス：タレス・アレニア・スペース（当時はアエロスパシアル）[2]
打ち上げ質量	5,712 kg (12,593 ポンド) [1] [3]
乾燥質量	2,523 kg (5,562 ポンド) [1]
力	約885ワット（BOL）[1] 約670ワット（2010年）[4] 約663ワット（EOM/2017年）[1]
ミッション開始
発売日	1997 年 10 月 15 日、08:43:00  UTC ( 1997-10-15UTC08:43 )
ロケット	タイタンIV(401)B /ケンタウロスT B-33
発射場	ケープカナベラル SLC-40
請負業者	ロッキード・マーティン
ミッション終了
廃棄	土星への制御された突入[5] [6]
最後の連絡	2017年9月15日 11:55:39 UTC Xバンドテレメトリ 11:55:46 UTC Sバンド電波科学[7]
軌道パラメータ
参照システム	クロノセントリック
金星 のフライバイ（重力アシスト）
最接近	1998年4月26日
距離	283 km (176 マイル)
金星 のフライバイ（重力アシスト）
最接近	1999年6月24日
距離	623 km (387 マイル)
地球-月系フライバイ（重力アシスト）
最接近	1999年8月18日 03:28 UTC
距離	1,171 km (728 マイル)
2685 マズルスキー の飛行(付記)
最接近	2000年1月23日
距離	1,600,000 km (990,000 マイル)
木星 のフライバイ（重力アシスト）
最接近	2000年12月30日
距離	9,852,924 km (6,122,323 マイル)
土星探査機
宇宙船のコンポーネント	カッシーニ
軌道投入	2004年7月1日 02:48 UTC
軌道	294 [1]
タイタン着陸船
宇宙船のコンポーネント	ホイヘンス
着陸日	2005年1月14日
着陸地点	南緯10°34′23″ 西経192°20′06″ / 南緯10.573° 西経192.335° / -10.573; -192.335 (ホイヘンス) [8]
大型戦略科学ミッション 惑星科学部門 マリナー マーク II

カッシーニ・ホイヘンス計画（ / k ə ˈ s iː n i ˈ h ɔɪ ɡ ən z / kə- SEE -nee HOY -gənz）は、一般的にカッシーニと呼ばれ、 NASA、欧州宇宙機関（ESA）、イタリア宇宙機関（ASI）による宇宙研究ミッションであり、土星とその環や衛星を含む土星系を調査するための宇宙探査機を送り込むことを目的としていた。フラッグシップクラスのロボット宇宙船は、 NASAのカッシーニ宇宙探査機とESAのホイヘンス着陸機の両方で構成されており、ホイヘンスは土星の最大の衛星タイタンに着陸した。 ^[9]カッシーニは土星を訪れた4番目の宇宙探査機であり、2004年から2017年まで土星の周回軌道に入った最初の探査機であった。2機の探査機は、天文学者のジョヴァンニ・カッシーニとクリスティアーン・ホイヘンスにちなんで名付けられた。

カッシーニは1997年10月15日にタイタンIVB/ケンタウルス号で打ち上げられ、2004年7月1日に軌道に入ってから13年間土星を周回し、土星とその系の研究を行うなど、ほぼ20年間宇宙で活動しました。^[10]

土星への旅には、金星（1998年4月と1999年7月）、地球（1999年8月）、小惑星2685マシュールスキー、木星（2000年12月）へのフライバイが含まれていました。ミッションは2017年9月15日に終了し、カッシーニは軌道に乗って土星の上層大気圏に入り、宇宙船に密航した地球の微生物にとって居住可能な環境となる可能性のある土星の衛星を汚染するリスクを防ぐために燃え尽きました^{[11] [12] 。 [13] [14]}このミッションは予想以上の成功を収めた。NASAの惑星科学部門のディレクターであるジム・グリーンは、カッシーニ・ホイヘンス計画を「初めてのミッション」^[15]と評し、土星の衛星や環を含む土星系に関する人類の理解と、太陽系のどこに生命が存在する可能性があるかという理解に革命をもたらした。^[16]

カッシーニの計画者は当初、2004年6月から2008年5月までの4年間のミッションを予定していた。ミッションは2010年9月までさらに2年間延長され、カッシーニ・イクイノックス・ミッションと名付けられた。ミッションはカッシーニ・ソルスティス・ミッションで2度目で最後の延長となり、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軌道から外れ、土星の上層大気で燃え尽きた。^[17]

ホイヘンスモジュールはカッシーニとともに移動し、2004年12月25日に探査機から分離されました。ホイヘンスは2005年1月14日にパラシュートでタイタンに着陸しました。分離はSED（スピン/イジェクト装置）によって容易に行われ、0.35メートル/秒（1.1フィート/秒）の相対分離速度と7.5rpmのスピン速度を提供しました。^[18]オービターをリレーとして使用して、約90分間地球にデータを送信しました。これは太陽系外で達成された最初の着陸であり、地球の月以外の衛星への最初の着陸でした。

ミッションの最後に、カッシーニ宇宙船は「グランドフィナーレ」を実行した。これは、土星とその内輪の間の隙間を何度も危険を冒して通過するというものである。^{[5] [6]} この段階は、カッシーニが意図的に破壊される前に科学的成果を最大化することを目的としていた。[19] これは、カッシーニが運用^寿命の終わりに電力損失やその他の通信の問題により探査機の操縦が不可能になったときに、意図せずに土星の衛星に衝突した場合に、衛星が汚染される可能性を防ぐためである。カッシーニの大気圏突入によりミッションは終了したが、返されたデータの分析は今後何年も続けられる。^[16]

27カ国の科学者や個人が、カッシーニ探査機とホイヘンス探査機の設計、構築、飛行、データ収集を担当する合同チームを構成しました。^[16]

探査機の組み立てが行われた米国のNASAジェット推進研究所がミッションを管理した。ホイヘンスを開発した欧州宇宙研究技術センターは、同センターの主契約者であるフランスのAérospatiale社（ 2005年からタレス・アレニア・スペースの一部）が、多くの欧州諸国から提供された機器や装置（ホイヘンスのバッテリーと米国の科学機器2つを含む）を使用して探査機を組み立てた。イタリア宇宙機関（ASI）は、カッシーニ探査機の高利得無線アンテナ（ミッションの全期間にわたって地球との通信を確保するため、低利得アンテナを組み込んだもの）、小型軽量のレーダー（高利得アンテナも使用し、合成開口レーダー、レーダー高度計、放射計、無線科学サブシステム（RSS）、およびVIMS分光計の可視チャンネル部分VIMS-Vとして機能）を提供した。^[20]

NASAはVIMSの赤外線対応部品と、フランスのCNESが提供した電子サブアセンブリを含むメイン電子アセンブリを提供した。^{[21] [22]}

2008年4月16日、NASAはこのミッションの地上活動に対する資金援助を2年間延長すると発表し、その時点でこのミッションはカッシーニ・エクイノックス・ミッションと改名された。^[23] 資金援助は2010年2月にカッシーニ・ソルスティス・ミッションで再度延長された^{[誰が？ ]}。

このミッションは2つの主な要素から構成されていた。1つは、土星の環の分割と4つの衛星を発見したイタリアの天文学者ジョバンニ・ドメニコ・カッシーニにちなんで名付けられたASI /NASAのカッシーニ探査機、もう1つは、タイタンを発見したオランダの天文学者、数学者、物理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ESA開発のホイヘンス探査機である。

このミッションは、計画段階ではマリナー・マークIIミッションとしても一般名でも、サターン・オービター・タイタン・プローブ（SOTP）と呼ばれていた。^[24]

カッシーニ・ホイヘンスは外惑星へのフラッグシップ級ミッションでした。 ^[9]他の惑星探査フラッグシップにはガリレオ、ボイジャー、バイキングがあります。^[9]

カッシーニにはいくつかの目的があった。^[25]

• 土星の環の3次元構造と動的挙動を解明する。
• 衛星表面の組成と各物体の地質学的履歴を決定します。
• イアペトゥスの先端半球にある暗黒物質の性質と起源を判定する。
• 磁気圏の3次元構造と動的挙動を測定します。
• 土星の大気の雲レベルでの動的挙動を研究します。
• タイタンの雲と霞の時間変動を研究する。
• 地域規模でのタイタンの表面の特徴。

カッシーニ・ホイヘンスは1997年10月15日、ケープカナベラル空軍基地のスペース・ローンチ・コンプレックス40から、アメリカ空軍の タイタンIV B/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基の固体ロケットエンジン、セントール上段、ペイロードエンクロージャまたはフェアリングで構成されていた。 ^[26]

この科学探査ミッションの総費用は約32億 6,000万ドルで、打ち上げ前開発費14億ドル、ミッション運用費7億400万ドル、追跡費5,400万ドル、打ち上げロケット費4億2,200万ドルを含む。米国が26億ドル（80%）、ESAが5億ドル（15%）、ASIが1億6,000万ドル（5%）を拠出した。^[27]ただし、これらの数字は2000年10月に作成されたプレスキットからのものであり、非常に長いミッション期間中のインフレやミッション延長の費用は含まれていない。

カッシーニの主なミッションは2008年7月30日に完了しました。ミッションは2010年6月まで延長されました（カッシーニ春分点ミッション）。^[28]このミッションでは、2009年8月に起こった土星の春分点の間に土星系を詳細に調査しました。 ^[23]

2010年2月3日、NASAはカッシーニのさらなる延長を発表した。延長は2017年まで6年半続き 、土星の北半球の夏至の時に終了する（カッシーニ夏至ミッション）。延長により、土星をさらに155回公転し、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。^{[29] 2017年、タイタンとの遭遇により軌道が変わり、土星に最も近づいたとき、探査機は土星の雲頂からわずか3,000 km（1,900マイル）上、} Dリング の内縁の下にあった。この一連の「近位軌道」は、タイタンとの最後の遭遇で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。

カッシーニ・ホイヘンス計画の起源は、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ためのワーキンググループを結成した1982年に遡る。2人の欧州科学者が、土星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、同じ探査機と探査機のペアをNASAの主要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、潜在的なミッションの共同研究を行った。ESAは1986年も独自の研究を続け、一方、アメリカの宇宙飛行士サリー・ライドは、1987年に発表された影響力のある報告書「NASA​​のリーダーシップとアメリカの宇宙における将来」の中で、カッシーニ計画を検討し、承認した。^[30]

ライドの報告書では土星探査機と探査機はNASA単独のミッションであると説明されていたが、1988年にNASAの宇宙科学応用担当次官レン・フィスクはNASAとESAの共同ミッションの考えに戻った。彼はESAのカウンターパートであるロジャー・ボネットに手紙を書き、ESAが3つの候補からカッシーニミッションを選ぶことを強く提案し、ESAがミッションに着手したらNASAもすぐにミッションに着手することを約束した。^[31]

当時、NASAは、以前の協力関係においてNASAが自分たちを対等に扱ってくれないというヨーロッパの認識の結果として、アメリカとヨーロッパの宇宙計画の間に生じた緊張に敏感になりつつあった。カッシーニ・ホイヘンス計画の推進と計画に携わったNASAの職員と顧問は、この傾向を正そうと、このミッションから生じる科学技術上の利益を平等に分配したいという希望を強調した。ヨーロッパとのこの新たな協力精神は、ESAがNASAから遠ざかるにつれてヨーロッパとより緊密に協力し始めたソ連に対する競争意識に駆り立てられた部分もあった。1988年後半、ESAはカッシーニ・ホイヘンス計画を次の主要ミッションとして選び、翌年、この計画は米国から多額の資金提供を受けた。^{[32] [33]}

この協力は、2つの宇宙計画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切るのにも役立った。カッシーニ・ホイヘンス計画は1992年と1994年の両方で政治的な非難を浴びたが、NASAは、 ESAがすで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。なぜなら、宇宙探査の約束が破られたことに対する不満が外交関係の他の分野に波及する恐れがあるからだ。計画は1994年以降、政治的には順調に進んだが、プルトニウム電源の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、そしてその後も抗議や訴訟を通じて計画を阻止しようとした。^{[34] [35] [36] [37] [38]}

この宇宙船は、彗星ランデブー小惑星フライバイ（CRAF）ミッションに続いて、火星の軌道を越えたミッションのために開発されたクラスの宇宙船である、2番目の3軸安定化、 RTG駆動のマリナーマークIIとなる予定でしたが、予算削減とプロジェクトの再スコープ設定により、NASAはカッシーニを救うためにCRAFの開発を中止せざるを得ませんでした。その結果、カッシーニはより特殊化されました。マリナーマークIIシリーズはキャンセルされました。

探査機と探査機を組み合わせたこの宇宙船は、火星探査機フォボス1号と2号に次いで、これまでに打ち上げに成功した無人惑星間宇宙船の中で3番目に大きく、最も複雑な宇宙船の一つでもある。 ^{[39] [40]}探査機の質量は2,150 kg (4,740 lb)、探査機は探査機支持装置30 kg (66 lb)を含めて350 kg (770 lb)であった。打ち上げ時には、打ち上げ機のアダプタと推進剤3,132 kg (6,905 lb)を加えると、宇宙船の質量は5,600 kg (12,300 lb)となった。

カッシーニ宇宙船は高さ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。土星までの軌道（飛行経路）と目的地での野心的な科学研究により、宇宙船の複雑さは増しました。カッシーニには1,630個の相互接続された電子部品、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。^{[41]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。主な推進システムは、1つの主力と1つのバックアップのR-4D二液推進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490  N（110  lbf）で、宇宙船の合計デルタvは2,352 m/s（5,260 mph）でした。^[42]より小型の一液推進ロケットが姿勢制御を行いました。

カッシーニは32.7kg（72ポンド）の核燃料、主に二酸化プルトニウム（純粋なプルトニウム28.3kg（62ポンド）を含む）で動いていた。^[43]物質の放射性崩壊による熱が電気に変換された。ホイヘンスは巡航中は カッシーニによってサポートされていたが、独立して航行するときは化学電池を使用していた。

調査には、国民運動で集められた81か国の国民616,400人以上の署名を収録したDVDが含まれていた。^{[44] [45]}

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 × 10 ⁹～ 1.53 × 10 ⁹  km、760,000,000 ～ 950,000,000 マイル)の距離で土星を周回し続けていました。地球から探査機に無線信号が伝わるまで、またその逆の場合でも 68 ～ 84 分かかりました。そのため、地上の管制官は日常業務や予期せぬ出来事について「リアルタイム」の指示を出すことができませんでした。たとえ対応が即時であったとしても、問題が発生してから衛星が技術者の対応を受信するまでに 2 時間以上かかっていたでしょう。

楽器: ^[47]

• 光学リモートセンシング（「リモートセンシングパレット上に設置」）^[47]
  • 複合赤外線分光計（CIRS）
  • イメージングサイエンスサブシステム (ISS)
  • 紫外線イメージング分光器 (UVIS)
  • 可視赤外線マッピング分光計 (VIMS)
• 場、粒子、波（主に現場）
  • カッシーニプラズマ分光計（CAPS）
  • 宇宙塵分析装置 (CDA)
  • イオンおよび中性質量分析計 (INMS)
  • 磁力計（MAG）
  • 磁気圏画像装置（MIMI）
  • 電波・プラズマ波科学 (RPWS)
• マイクロ波リモートセンシング
  • レーダー
  • ラジオサイエンス (RSS)

カッシーニの機器は、合成開口レーダーマッパー、電荷結合素子画像システム、可視/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、電波およびプラズマ波実験、プラズマ分光計、紫外線画像分光器、磁気圏画像装置、磁力計、イオン/中性質量分析計で構成されていました。通信アンテナやその他の特別な送信機（Sバンド送信機とデュアル周波数K _aバンドシステム）からのテレメトリも、タイタンと土星の大気の観測と、惑星とその衛星の 重力場の測定に使用されました。

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現場計測器でした。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煙から発生する分子のイオン化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、および土星の磁気圏との相互作用を調査しました。^{[47] [48] CAPSは、機器内で発生した「ソフト」な電気的}短絡のため、予防措置として2011年6月に電源がオフになりました。2012年3月に再び電源がオンになりましたが、78日後に別の短絡が発生し、機器は永久にシャットダウンされました。^[49]

宇宙塵分析装置(CDA)

CDAは土星付近の微小な塵粒子の大きさ、速度、方向を測定する現地計測器で、粒子の化学元素も測定可能でした。^[50]これらの粒子の一部は土星を周回していましたが、他の粒子は他の恒星系から来ました。探査機に搭載されたCDAは、これらの粒子や他の天体の物質、そして宇宙の起源についてさらに詳しく知るために設計されました。^[47]

複合赤外線分光計（CIRS）

CIRSは物体から放射される赤外線を測定し、その温度、熱特性、組成を知るリモートセンシング機器でした。カッシーニ・ホイヘンス計画の期間中、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、ガス組成、エアロゾルと雲の分布による温度と圧力のプロファイルを決定しました。また、衛星の表面と環の熱特性と組成も測定しました。^[47]

イオンおよび中性質量分析計 (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、その付近の荷電粒子（陽子と重いイオン）と中性粒子（原子と分子）の組成を測定する現場測定器であった。この測定器は四重極質量分析計を使用した。INMSは、土星の氷の衛星と環の陽イオンと中性環境を測定することも目的としていた。^{[47] [51] [52]}

イメージングサイエンスサブシステム (ISS)

ISSは、ほとんどの画像を可視光で撮影し、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、その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には、1,024x1,024の正方形のピクセルアレイがあり、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、ホイール上で回転するスペクトルフィルターが取り付けられており、0.2〜1.1μmの電磁スペクトル内のさまざまなバンドを表示しました。^{[47] [53]}

デュアルテクニック磁力計(MAG)

MAGは土星の周囲の磁場の強さと方向を測定する現場観測装置である。磁場は土星中心部の溶融核によって部分的に生成される。磁場を測定することは核を調査する方法の1つである。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、および氷の衛星とそれらの土星磁気圏での役割を決定することを目的としていた。^{[47] [54]}

磁気圏画像装置（MIMI）

MIMIは、土星の巨大な磁場、つまり磁気圏内に閉じ込められた粒子に関する画像やその他のデータを生成する、現場および遠隔探査の両方の機能を備えた機器である。現場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（イオンおよび中性原子カメラ、INCA）は高エネルギー中性原子を撮影する。^[55]この情報は、磁気圏の全体的な構成とダイナミクス、および太陽風、土星の大気、タイタン、環、氷衛星との相互作用を研究するために使用された。^{[47] [56]}

レーダー

搭載されたレーダーは、タイタンの表面の地図を作成する能動および受動の感知装置でした。レーダー波は、タイタンを取り囲む厚い霧のベールを貫通するほど強力でした。信号の送信と返信時間を測定することで、山や峡谷などの大きな表面の特徴の高さを判定できます。受動レーダーは、土星やその衛星が発する電波を聞き取りました。^[47]

電波・プラズマ波科学機器 (RPWS)

RPWSは、土星からの電波信号を受信して​​測定する現場観測機器およびリモートセンシング機器であり、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も含んでいる。RPWSは、惑星間媒体および惑星磁気圏内の電磁波場を測定した。また、特徴的な周波数のプラズマ波（例えば、上部混成線）またはラングミュアプローブのいずれかを使用して、タイタン付近および土星磁気圏のいくつかの領域の電子密度と温度を測定した。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）の大気からの土星の電離層、プラズマ、および雷を監視およびマッピングした。^[47]

無線科学サブシステム(RSS)

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、さらには太陽の背後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、温度、環内の放射状構造と粒子サイズ分布、物体とシステムの質量、重力場を調査しました。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。^[47]

紫外線イメージング分光器 (UVIS)

UVIS は、土星の雲やその環などの物体から反射された紫外線の画像を撮影し、その構造や組成についてさらに詳しく調べるリモートセンシング機器でした。55.8 ～ 190 nm の波長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、温度の測定にも役立ちます。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が可能です。特にガスの組成の測定に優れています。空間観測は、幅 1ピクセル、幅 64 ピクセルの広狭視野で行われます。スペクトル次元は、空間ピクセルあたり 1,024 ピクセルです。また、この物質が他の力によってどのように移動するかを示す動画を作成する多数の画像を撮影することもできます。^[47]

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、その環のハイパースペクトル画像と離散スペクトル、および恒星の掩蔽データを収集しました。^[57]

HSPチャンネルは、土星の環を通過する恒星の光（恒星掩蔽と呼ばれる）を観測し、環の構造と光学的厚さを理解するために設計されている。^[58] HSPチャンネルとFUVチャンネルの両方からの恒星掩蔽データにより、エンケラドゥスの南極に水蒸気の噴煙が存在することが確認され、噴煙の組成が特徴付けられた。^[59]

可視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、月の表面、リング、土星とタイタンの大気の構成についてさらに詳しく知るリモート センシング機器でした。2 台のカメラで構成されており、1 台は可視光、もう 1 台は赤外線を測定するために使用されます。VIMS は、大気、リング、表面からの反射および放射を 350 ～ 5100 nm の波長で測定し、それらの構成、温度、構造の特定に役立てました。また、リングを通過する太陽光と星の光も観測し、リングの構造についてさらに詳しく調べました。科学者は、土星の気象パターンを特定するために、土星系の雲の動きと形態の長期研究に VIMS を使用しました。^[47]

土星は太陽から遠いため、太陽電池アレイはこの宇宙探査機の電源としては現実的ではなかった。^[60]十分な電力を生成するには、そのようなアレイは大きすぎて重すぎただろう。^[60]その代わりに、カッシーニ探査機は3台のGPHS-RTG 放射性同位体熱電発電機によって電力を供給された。これは約33kg (73ポンド)のプルトニウム238 (二酸化プルトニウムの形) の崩壊で生じる熱を利用して、熱電素子によって直流電力を生成する。^[60]カッシーニ計画 のRTGは、ニューホライズンズ、ガリレオ、ユリシーズの各宇宙探査機で使用されているものと同じ設計であり、非常に長い動作寿命を持つように設計された。^{[60]名目上11年間の}カッシーニ計画 の終了時でも、RTGは600～700ワットの電力を生成することができた。^[60]（カッシーニRTGプログラムから残ったハードウェアは改造され、後に設計・打ち上げられた冥王星とカイパーベルトへのニューホライズンズミッションの動力源として使われた。 ^[61]）

電力分配は192個のソリッドステート 電源スイッチによって行われ、過負荷状態になると回路ブレーカーとしても機能した。スイッチには、従来のスイッチに比べて効率が良く寿命が長いMOSFETが使用され、同時に過渡現象も排除された。しかし、これらのソリッドステート回路ブレーカーは誤ってトリップする傾向があり（おそらく宇宙線による）、リセットが必要となり、実験データが失われる原因となった。^[62]

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回という、数回の重力スリングショット操作が含まれていた。地球へのフライバイは、探査機が人類に考えられる危険を及ぼした最後の例であった。この操作は成功し、カッシーニは1999年8月18日に地球の1,171km上空を通過した。^[1] NASAの完全な環境影響調査では、探査機が地球に衝突する原因となる故障があった場合、最悪の場合（カッシーニが徐々に燃え尽きる急角度の突入）には、RTG内の33kg ^[43]の核燃料のかなりの割合が地球の大気圏に拡散し、最大50億人（つまり地球上のほぼ全人口）が被曝し、その後数十年間で推定最大5,000人の追加の癌による死亡を引き起こしただろうと推定されている^{[63] （他の原因による癌による死亡者数10億人の0.0005%、つまり0.000005の割合。他の場所では[64]}この積が誤って50万人の死亡者と計算されている）しかし、このような事態が起こる可能性は100万分の1以下と推定されており、つまり1人が死亡する確率（死亡者5,000人と仮定）は200分の1以下となる。^[63]

NASAのプルトニウム使用のリスク分析は、事故による死傷者、物的損害、訴訟、さらには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。^[65]

カッシーニ宇宙船は、いくつかの異なるテレメトリ形式で送信することができました。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す。テレメトリ サブシステムがなければ、データを返送することはできないからです 。

探査機は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たため、テレメトリはゼロから開発されました。^[66]そのため、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探査機となり、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。

カッシーニテレメトリ ディクショナリには、約 1088 チャネル (67 個のミニ パケット) が組み込まれていました。これらの 67 個の低複雑性ミニ パケットのうち、6 個のミニ パケットには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) が含まれており、通常のミッション操作では使用されません。これにより、61 個のミニ パケットに 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構築されました。これらのモードは、(1)記録、(2)公称巡航、(3)中低速巡航、(4)低速巡航、(5)軌道操作、(6)Av、(7)ATE（姿勢推定装置）較正です。これら7つのマップは、すべての宇宙船テレメトリモードをカバーしています。

欧州宇宙機関（ESA）が提供し、タイタンを初めて発見した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、表面を精査した。この探査機はタイタンの大気圏に突入して減速し、完全装備のロボット実験室をパラシュートで地表に降下させるように設計された。^[67]

探査機システムは、タイタンに降下した探査機本体と、周回中の宇宙船に取り付けられたままの探査機支援装置 (PSE) で構成されていました。PSE には、探査機を追跡し、降下中に収集されたデータを回復し、データを処理して地球に送信する探査機に渡す電子機器が含まれています。コア制御コンピュータ CPU は、冗長化されたMIL-STD-1750A制御システムでした。

データは、探査機データ中継サブシステム (PDRS) によって提供されたホイヘンスとカッシーニ間の無線リンクによって送信されました。探査機のミッションは遠距離のため地球から遠隔制御することができなかったため、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後、ホイヘンス探査機からカッシーニ軌道船に送られた（そして地球に再送信された）データは、ほとんど判読でき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、着陸機と母機の間で予想されるドップラー効果により、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。^[19]

ミッションを回復するための回避策が見つかりました。カッシーニの軌道は視線速度とドップラーシフトを減らすように変更されました。^{[19] [68]} カッシーニのその後の軌道は以前に計画されたものと同一でしたが、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ました。

カッシーニ宇宙探査機は、1998 年 4 月 26 日と 1999 年 6 月 24 日の 2 回、重力の助けを借りて金星をフライバイしました。これらのフライバイにより、探査機は小惑星帯まで移動するのに十分な運動量を得ることができましたが、太陽の重力によって探査機は太陽系内部に引き戻されました。

1999 年 8 月 18 日 03:28 UTC、探査機は重力を利用して地球をフライバイしました。最接近の 1 時間 20 分前に、カッシーニは377,000 キロメートルの高さにある地球の月に最も接近し、一連の較正写真を撮影しました。

2000年1月23日、カッシーニはUTC10:00頃に小惑星 2685マシュルスキーをフライバイしました。フライバイの5～7時間前に1.6 × 106km  （0.99 × 106^{マイル）の距離から写真を撮影しました[69]}  。小惑星の直径は15～20km（9.3～12.4マイル）と推定されました ^。^^

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接近し、多くの科学的測定を行った。6か月間のフライバイ中に木星、そのかすかな環、その衛星の約26,000枚の画像が撮影された。これまでで最も詳細な木星の全球カラーポートレート（右の画像を参照）が撮影され、その中で目に見える最小の特徴は約60キロメートル（37マイル）である。^[70]

2003 年 3 月 6 日に発表されたフライバイの主要な発見は、木星の大気循環に関するものでした。大気中では暗い「ベルト」と明るい「ゾーン」が交互に現れ、科学者たちは長い間、淡い雲のあるこれらのゾーンは空気の上昇領域であると考えていました。これは、地球上の多くの雲が空気が上昇する場所で形成されるためでもあります。しかし、カッシーニの画像の分析により、地球からは見えないほど小さい、明るい白色の上昇雲の個々の嵐の細胞が、暗いベルトにほぼ例外なく現れていることが示されました。NASAゴダード宇宙研究所のアンソニー・デル・ジェニオ氏によると、「ベルトは木星の大気の純上昇運動領域であるはずであり、したがって、ゾーンの純運動は下降運動であるに違いありません」。

その他の大気観測には、木星の北極付近にある大赤斑とほぼ同じ大きさの、渦巻く暗い楕円形の高層大気のもやが含まれていた。赤外線画像では、地球を囲む風の帯があり、隣接する帯は反対方向に動いているなど、極付近の循環の様子が明らかになった。

同じ発表では、木星の環の性質についても議論された。環内の粒子による光の散乱から、粒子は不規則な形（球形ではなく）をしており、おそらく木星の衛星、メティスとアドラステアへの微小隕石の衝突による噴出物として発生したものであることがわかった。

2003年10月10日、ミッションの科学チームは、カッシーニ宇宙探査機から送信された電波を使用して実行されたアルバート・アインシュタインの一般相対性理論のテストの結果を発表しました。^[71]電波科学者は、宇宙船が太陽の近くを通過したときに、宇宙船との間の電波の周波数シフトを測定しました。一般相対性理論によると、太陽のような巨大な物体は時空を曲げ、その重力の井戸から出る電波のビームの周波数が低下し、重力の井戸に入る電波の周波数が上昇します。これを重力赤方偏移/青方偏移 と呼びます。

一般相対性理論を用いて計算された値からの測定可能な偏差が、いくつかの異常な宇宙論モデルによって予測されているが、この実験ではそのような偏差は発見されなかった。バイキングとボイジャー宇宙探査機によって送信された電波を使用した以前のテストは、一般相対性理論から計算された値と1000分の1の精度で一致していた。カッシーニ宇宙探査機実験によるより精密な測定により、この精度は約51,000分の1に改善された。^[a]このデータは、アインシュタインの一般相対性理論をしっかりと裏付けている。^[72]

カッシーニ計画は、土星を周回する合計7つの新しい衛星を発見した。^[73]カッシーニが撮影した画像を使用して、研究者らは2004年にメトネ、パレネ、ポリデウケスを発見したが、^[74]その後の分析により、ボイジャー2号が1981年に環を持つ惑星をフライバイした際にパレネを撮影していたことが明らかになった。 ^[75]

2005年5月1日、カッシーニはキーラーギャップで新しい衛星を発見した。この衛星はS/2005 S 1と命名された後、ダフニスと名付けられた。5番目の新しい衛星は2007年5月30日にカッシーニによって発見され、暫定的にS/2007 S 4と名付けられた。現在、この衛星はアンセと呼ばれている。2009年2月3日のプレスリリースでは、カッシーニが発見した6番目の新しい衛星が発表された。この衛星は土星の環系のGリング内にあり、直径約500メートル（0.3マイル）で、現在はアイガイオン（旧称S/2008 S 1）と名付けられている。^[76] 2009年11月2日のプレスリリースでは、 2009年7月26日にカッシーニが発見した7番目の新衛星について言及されている。この衛星は現在S/2009 S 1と名付けられており、Bリングシステム内の直径約300メートル（980フィート）である。^[77]

2014年4月14日、NASAの科学者たちは土星のAリングに新しい衛星が形成され始めた可能性があると報告した。^[78]

2004年6月11日、カッシーニは衛星フェーベを通過した。これはこの衛星を間近に観察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、詳細な画像は返ってこなかった）。また、土星の周回軌道の仕組み上、カッシーニがフェーベをフライバイできたのはこれが唯一であった。 ^[79]

最初のクローズアップ画像は 2004 年 6 月 12 日に受信され、ミッションの科学者はすぐに、フェーベの表面が宇宙船が訪れた小惑星とは異なっていることに気づきました。これらの画像では、多数のクレーターがある表面の一部が非常に明るく見え、現在、フェーベの直下には大量の水氷が存在すると考えられています。

2004 年 6 月 28 日の発表で、カッシーニ計画の科学者は土星の自転周期の測定について説明しました。^[80]この周期を得るために使用できる表面上の固定された特徴がないため、電波放射の繰り返しが使用されました。この新しいデータは地球から測定された最新の値と一致し、科学者を困惑させました。電波自転周期は 1980 年にボイジャー 1 号によって最初に測定されてから変化しており、6 分長くなっていることが判明しました。ただし、これは惑星全体の自転の変化を示すものではありません。これは、電波源領域と磁気的に接続されている緯度の上層大気と電離層の変動によるものと考えられています。^[81]

2019年にNASAは土星のリング地震学を用いて計算した土星の自転周期を10時間33分38秒と発表しました。土星内部からの振動は土星の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のリング粒子に吸収され、そこに蓄積されて波となって放出されます。^[82]科学者たちは20以上の波のデータを用いて土星内部のモデル群を構築し、自転周期を計算するための基礎を提供しました。^[83]

2004年7月1日、宇宙船はFリングとGリングの間の隙間を通過し、7年間の航海を経て土星を周回する軌道に到達した。 ^[84]これは土星を周回した最初の宇宙船であった。

カッシーニが実行した土星軌道投入（SOI）操作は複雑で、土星の環の粒子から機器を保護するために、高利得アンテナを地球から遠ざけて飛行経路に沿わせる必要があった。機体が環面を横切ると、エンジンを飛行経路に沿わせるために再び回転する必要があり、その後エンジンを点火して機体を622m/s減速させ、土星に捕獲された。^[85] カッシーニは2004年6月30日太平洋夏時間午後8時54分頃に土星の重力に捕獲された。操作中、カッシーニは土星の雲頂から20,000km（12,000マイル）以内を通過した。

カッシーニが土星の軌道上にいたとき、土星系からの離脱は2008年のミッション終了計画中に評価されました。^{[86] [説明が必要]}

カッシーニは、軌道投入の翌日の2004年7月2日に、土星最大の衛星タイタンに初めて接近し、タイタンから339,000 km (211,000マイル) 以内に接近した。特別なフィルター (月の全体的なもやを透過できる) を通して撮影された画像には、メタンでできていると思われる南極の雲と、明るさが大きく異なる表面の特徴が示された。2004年10月27日、宇宙船は、計画されていたタイタンへの45回の接近接近のうち最初の接近飛行を実行し、月の上空わずか1,200 km (750マイル) を通過した。もやに覆われた月の表面の最初のレーダー画像を含む、ほぼ4ギガビットのデータが収集され、地球に送信された。画像により、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、地形は高度約50 m (160フィート) を超えないことが明らかになった。このフライバイにより、以前の撮影に比べて画像解像度が著しく向上しました。最大 100 倍の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です。カッシーニはタイタンの写真を収集しましたが、メタンの湖は地球の水の湖に似ていました。

外観イメージ
2005 年 1 月 14 日のホイヘンス探査機降下時の生画像 (37 ページ) ESA/NASA/JPL/アリゾナ大学(ESA がホスト)

カッシーニは2004年12月25日に、安定性を高めるために探査機を回転させるためのバネと螺旋状のレールを使ってホイヘンス探査機を放出した。2005年1月14日にタイタンの大気圏に突入し、2時間半の降下後、固い地面に着陸した。 ^[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枚を無事に中継したが、通信チャンネルの1つに不具合があり、さらに350枚の写真が失われた。^[87]

2005年にエンケラドゥスに接近した最初の2回のフライバイで、カッシーニは、薄いが相当な大気の存在を示す特徴的な局所磁場の偏向を発見した。その時に得られた他の測定結果では、その主成分はイオン化した水蒸気であることが示唆されている。カッシーニはまた、エンケラドゥスの南極から水氷の間欠泉が噴出するのを観測しており、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さらなる信憑性を与えている。ミッションの科学者たちは、月の表面近くに噴出の燃料となる液体の水の塊があるのではないかと疑い始めた。^[88]

2008年3月12日、カッシーニはエンケラドゥスに接近し、表面から50km以内を通過した。^[89]探査機は南の間欠泉から伸びる噴煙を通過し、質量分析計で水、二酸化炭素、さまざまな炭化水素を検出し、赤外線分光計で周囲よりもはるかに高い温度にある表面の特徴をマッピングした。^[90] カッシーニは原因不明のソフトウェアの不具合により、宇宙塵分析装置でデータを収集することができなかった。

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行った^[91]。今回は異なる形状で、表面から1,600 km (990 mi)以内に接近した。複合赤外線分光器 (CIRS) は、バグダッド溝の「虎の縞」からの熱放射の地図を作成した。返されたデータは、土星に面した衛星の半球の南部の詳細で高解像度のモザイク画像を作成するのに役立った。

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大規模な塩分を含んだ液体の水の海が存在する証拠を報告した。衛星の岩石核と接触する塩分を含んだ海の存在により、エンケラドゥスは「太陽系内で地球外微生物が存在する可能性が最も高い場所の一つ」となっている。^{[92] [93] [94]} 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、エンケラドゥスでの水活動の発見などを強調した。^[95]

2015年9月、NASAはカッシーニの重力データと画像データを使用してエンケラドゥスの軌道の秤動を分析し、衛星の表面が核としっかりと結合していないことが判明し、地下の海は地球全体に広がっているに違いないと結論付けたと発表した。^[96]

2015年10月28日、カッシーニはエンケラドゥスに接近し、表面から49km（30マイル）以内に接近し、南極上空の氷の噴煙を通過した。^[97]

2023年12月14日、天文学者はエンケラドゥスの噴煙の中で、私たちが知ってい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を初めて発見したと報告した。研究者によると、「これらの[新しく発見された]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」とのことだ。^{[98] [99]}

2005 年 5 月、カッシーニは一連の電波掩蔽実験を開始し、土星の環の粒子のサイズ分布を測定し、土星自体の大気を測定しました。4 か月以上かけて、探査機はこの目的のために設計された軌道を完了しました。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。地球で受信された無線信号は、信号の周波数、位相、および電力シフトについて分析され、環の構造が特定されました。

2005年9月5日に撮影された画像では、カッシーニは土星の環にスポークを検出しました。^[100]これは、1977年に視覚観測者のスティーブン・ジェームズ・オメーラによってのみ確認され、その後1980年代初頭にボイジャー宇宙探査機によって確認されました。 ^{[101] [102]}

2006年7月21日に撮影されたレーダー画像には、タイタンの北緯に液体炭化水素（メタンやエタンなど）の湖が写っている。これは地球以外で現在存在する湖の初めての発見である。湖の大きさは直径1キロメートルから100キロメートルに及ぶ。^[88]

2007年3月13日、ジェット推進研究所は、タイタンの北半球にメタンとエタンの海が存在するという強力な証拠を発見したと発表した。少なくともそのうちの1つは、北米の五大湖のどれよりも大きい。 ^[103]

2006年11月、科学者たちは土星の南極で明確な眼壁を持つ嵐を発見した。これは地球上のハリケーンの特徴であり、他の惑星ではこれまで見られなかった。地上のハリケーンと異なり、嵐は極で静止しているように見える。嵐は幅8,000 km（5,000マイル）、高さ70 km（43マイル）、風速560 km/h（350 mph）である。^[104]

2007年9月10日、 カッシーニは奇妙な2色のクルミ形の衛星イアペトゥスのフライバイを完了した。画像は表面から1,600 km (1,000 mi) 上空から撮影された。画像を地球に送信しているときに宇宙線に見舞われ、一時的にセーフモードに入った。フライバイからのすべてのデータは回復された。^[105]

2008年4月15日、カッシーニは27か月間の延長ミッションの資金を獲得した。このミッションは、土星をさらに60周回し、タイタンをさらに21回接近フライバイし、エンケラドゥスを7回、ミマスを6回、テティスを8回、ディオネ、レア、ヘレネをそれぞれ1回ずつフライバイする予定だった。^[106]延長ミッションは2008年7月1日に開始され、土星の春分と重なったため、カッシーニ春分点ミッションと改名された。^[107]

NASAに2回目のミッション延長（2010年9月～2017年5月）の提案が提出され、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。^[108]これは（年間6000万ドル）2010年2月に承認され、カッシーニ・ソルスティス・ミッションと改名されました。^{[109]このミッションには、}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。

2012年10月25日、カッシーニは土星でおよそ30年ごとに繰り返される大規模な大白斑嵐の余波を目撃した。 ^[110]複合赤外分光計（CIRS）機器のデータは、嵐からの強力な放電を示しており、土星の成層圏の温度が通常より83 K（83 °C、149 °F）上昇した。同時に、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のNASA研究者はエチレンガスの大幅な増加を検出した。エチレンは土星では非常に珍しい無色のガスであり、地球上では自然と人工の両方の発生源によって生成される。この放電を引き起こした嵐は、2010年12月5日に土星の北半球で探査機によって初めて観測された。この嵐は、土星の周りを周回する宇宙船によって観測された初めての嵐であり、熱赤外線波長で観測された初めての嵐でもあり、科学者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できる。嵐によって発生したエチレンガスの急増は、土星で起こり得ると考えられていたレベルの100倍に達した。科学者たちはまた、目撃された嵐は太陽系でこれまでに検出された成層圏の渦の中で最大かつ最も高温であり、当初は木星の大赤斑よりも大きかったと判定した。

2012年12月21日、カッシーニは金星が太陽を横切るのを観測した。VIMS装置は金星の大気を通過する太陽光を分析した。VIMSは以前に太陽系外惑星HD 189733 bの太陽面通過を観測した。^[111]

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マルチ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が遠距離写真を事前に撮影していることを一般に知らせた初めての機会であったため、ユニークなものであった。^{[112] [113]}画像チームは、人々が笑顔で空に向かって手を振ってくれることを望んでいると述べ、カッシーニの科学者キャロリン・ポーコはこの瞬間を「ペイル・ブルー・ドットの生命を祝う」チャンスと表現した。^[114]

2015年2月10日、カッシーニ宇宙船はレアにさらに接近し、47,000 km（29,000マイル）以内に接近した。^[115]宇宙船はカメラでレアを観測し、これまでで最も高解像度のカラー画像をいくつか撮影した。^[116]

カッシーニは2015年5月31日に土星の衛星ハイペリオンに最新のフライバイを行い、距離は約34,000km（21,000マイル）であった。^[117]

カッシーニは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）の距離で行いました。前回のフライバイは6月16日に行われました。^[118]

2012年から2016年にかけて、土星の北極に見られる六角形の雲のパターンは、主に青色から金色に変化しました。^[119]この原因の1つは季節的な変化です。北極が太陽に向かって回転するにつれて、太陽​​光への長時間の露出がもやを生み出している可能性があります。^[119] 2004年から2008年にかけて、土星全体の青色が減ったことは以前にも指摘されていました。^[120]

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  2012年と2016年: 六角形の色の変更
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  2013年と2017年: 六角形の色の変更

カッシーニの終焉は、土星への一連の接近、リング内部への接近、そして2017年9月15日の土星の大気圏への突入で宇宙船を破壊したことから始まった。^{[6] [12] [86]}この方法は、土星の衛星のうち居住可能性が考えられる衛星の保護と生物学的汚染を防ぐために選択された。^[121]

2008年には、この目標を達成するためのいくつかの選択肢が評価されたが、それぞれ資金、科学的、技術的な課題が異なっていた。ミッション終了時の土星への短期間の衝突は、「Dリングオプションは未達成のAO目標を満たす。^{[定義が必要]}安価で簡単に達成可能」という理由で「優秀」と評価され、一方、氷の衛星への衝突は「安価でいつでもどこでも達成可能」という理由で「良好」と評価された。^[86]

2013年から2014年にかけて、NASAがグランドフィナーレのために米国政府から資金を受け取ることについて問題があった。グランドフィナーレの2つのフェーズは、グランドフィナーレがメインのカッシーニの通常ミッションとはまったく異なるという点で、2つの別々のディスカバリークラスのミッションを持つことと同等になった。米国政府は2014年後半に2億ドルの費用でグランドフィナーレを承認した。これは、別々のディスカバリークラスのミッションで2つの新しい探査機を建造するよりもはるかに安価だった。^[122]

2016年11月29日、探査機はタイタンへのフライバイを実施し、Fリング軌道の入り口に到達した。これが、土星への衝突で最高潮に達するグランドフィナーレ段階の始まりであった。^{[123] [124]} 2017年4月22日のタイタンへの最後のフライバイでは、数日後の4月26日に再び軌道が変更され、土星と内輪の間の隙間を通過した。カッシーニは土星の雲層から約3,100 km (1,900 mi)上空、内輪の目に見える端から320 km (200 mi)の地点を通過し、土星の大気の画像の撮影に成功し、翌日からデータを送信し始めた。^[125]隙間をさらに22周した後、9月15日に土星の大気圏に突入してミッションは終了した。信号は2017年9月15日11時55分46秒（UTC）に途絶え、予測よりわずか30秒遅れた。宇宙船は最後の送信から約45秒後に燃え尽きたと推定される。

2018年9月、NASAは土星でのカッシーニミッションのグランドフィナーレのプレゼンテーションで、優秀オリジナルインタラクティブプログラム部門のエミー賞を受賞した。^[126]

2018年12月、Netflixは、宇宙船が土星に衝突してグランドフィナーレを完了する前のカッシーニミッションの最終作業日を記録したシリーズ「7 Days Out」で「NASA​​のカッシーニミッション」を放映しました。

2019年1月、カッシーニのグランドフィナーレフェーズ中に収集されたデータを使用した新しい研究が発表されました。

• 土星の環と惑星に最後に接近したことにより、科学者たちは土星の1日の長さを10時間33分38秒と測定することができた。
• 土星の環は比較的新しいもので、1000万年から1億年前のものである。^[16]

宇宙船の運用は一連のミッションを中心に構成されていました。^[17]それぞれのミッションは、一定の資金額、目標などに応じて構成されています。^[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人の科学者が参加しました。さらに、全体で数千人がミッションの設計、製造、打ち上げに携わりました。^[128]

• プライムミッション、2004年7月から2008年6月まで。^{[129] [130]}
• 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月まで行われた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月まで実施された。^{[17] [131]}（XXMミッションとしても知られる。）^[120]
• グランドフィナーレ（宇宙船は土星に向けられた）、2017年4月から2017年9月15日まで。^[131]

• 
  カッシーニによる土星、2016年
• 
  数字で見るカッシーニ-ホイヘンス探査機
  (2017 年 9 月)
• 
  土星と衛星（エンケラドゥス、エピメテウス、ヤヌス、ミマス、パンドラ、プロメテウス）に別れを告げる
  （2017年9月13日）

• ラルフ・ローレンツ (2017)。NASA /ESA/ASI カッシーニ・ホイヘンス: 1997 年以降 (カッシーニ探査機、ホイヘンス探査機、および将来の探査コンセプト) (オーナーズ ワークショップ マニュアル)。ヘインズ マニュアル、英国。ISBN 978-1785211119。
• カール・グロスマン（1997年）。『間違ったもの：宇宙計画による地球への核の脅威』コモン・カレッジ・プレス。ISBN 978-1-56751-125-3。
• デビッド・M・ハーランド（2002年）。土星へのミッション：カッシーニとホイヘンス探査機。シュプリンガー・フェアラーク。ISBN 978-1-85233-656-1。
• ラルフ・ローレンツ、ジャクリーン・ミットン（2002年）。 『タイタンのベールを解く：土星の巨大衛星の探査』ケンブリッジ大学出版局。ISBN 978-0-521-79348-3。
• メルツァー、マイケル (2015)。『カッシーニ-ホイヘンスによる土星訪問：環を持つ惑星への歴史的ミッション』。Cham : Springer International Publishing Switzerland。ISBN 978-3-319-07608-9。
• アイリーン・クロッツ (2017 年 8 月 31 日)。「カッシーニの土星リングサイド席は終わりに近づいています」。Aviation Week & Space Technology。土星の壮大な発見の旅は終わり、将来の探検家に謎を残しました。

公式サイト

• カッシーニ・ホイヘンスのウェブサイト 2018年1月26日、ジェット推進研究所のウェイバックマシンにアーカイブされました
• NASAのカッシーニ-ホイヘンス ウェブサイト
• 欧州宇宙機関によるカッシーニ・ホイヘンスのウェブサイト
• カッシーニ・ホイヘンス ウェブサイト 2017 年 5 月 13 日にNASA の太陽系探査部門によってWayback Machineにアーカイブされました
• NASA 惑星データシステムのカッシーニ ミッション アーカイブ 科学データ リポジトリ

メディアと通信

• CICLOPS.org、カッシーニ画像ホームページ
• カッシーニの殿堂、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」
  • 「タイタン着陸」、ホイヘンスの降下と着陸の描写
• DESCANSO DSN 通信情報
• 土星の環では、何百万枚もの静止写真からアニメーション化された映画が作られている
• 土星周辺では、 2004年から2012年にかけてカッシーニが撮影した20万枚以上の画像からアニメーション化された映画が制作された。
• WebGL ベースのカッシーニの 3D レンダリング
• ケビン・M・ギルによるカッシーニ画像アルバム
• NASA – カッシーニの目を通して