Phoenix, un tributo

viernes, 3 de noviembre de 2017

Misión al planeta Tierra: JPSS-1

Los servicios meteorológicos se sirven actualmente de dos constelaciones de satélites. Los más famosos son los situados en órbita geoestacionaria, útiles porque están sobre el mismo lugar continuamente proporcionando datos en tiempo real de la evolución del tiempo y el clima. Pero hay otra, menos famosa, que también proporciona más información para poder ayudar a predecir el clima. Son los satélites en órbita polar, sincronizados con el Sol, cruzando siempre el ecuador en el mismo momento del día. Estos proporcionan otra vista, también necesaria, sobre lo que acontece en la atmósfera, obteniendo resultados de una indudable mejor resolución, con la pega de que pueden tardar hasta dos semanas en regresar a un mismo punto del planeta. Sea como fuere, la combinación de los satélites geoestacionarios y los polares proporcionan todo un surtido de datos que ayudan a una mejor toma de decisiones. Como anteriormente con GOES-R (ya GOES 16, y a punto de entrar en servicio como GOES East) hace falta modernizar la constelación de satélites meteorológicos polares.

Todo comenzó, sin embargo, con el lanzamiento del primer satélite cargado con una cámara: TIROS-1, elevado el 1 de abril de 1960. Aunque solo funcionó dos meses y medio, las imágenes transmitidas mostraron por primera vez detalles nunca vistos de las nubes. Esto motivó la preparación y lanzamiento de más satélites de este tipo que, a diferencia de los actuales, eran vehículos estabilizados por rotación a 136 rpm. Pocos años después, en agosto de 1964, la NASA empezó a lanzar la serie de satélites Nimbus, diseñados inicialmente como demostradores de tecnología para probar si una plataforma estabilizada en sus tres ejes también servía para observaciones precisas de la Tierra. Si bien Nimbus 1 no duró mucho, demostró que el concepto era valioso, y más tarde los satélites de esta serie pasaron a demostrar otros tipos de instrumentos, los herederos de ellos todavía andan volando hoy. Los satélites TIROS resultaron ser plataformas interesantes, de manera que la Administración de Servicios Científicos Medioambientales, la ESSA, decidió tener sus propios satélites. Mediante una serie de acuerdos, se tomó la decisión de adquirir los satélites siguiendo esta fórmula: La NASA los ordenaría y diseñaría, para luego lanzarlos y ponerlos a punto una vez en el espacio y en su órbita operacional. Una vez verificados, los satélites entonces pasaban a la ESSA para así proporcionar la información sobre el tiempo. Al tiempo, la NASA inició el desarrollo de una nueva serie de satélites TIROS, esta vez estabilizados inercialmente en vez de por rotación. El primero de ellos, TIROS-M, fue un éxito, no solo en la plataforma, sino en el añadido de más instrumentación. Los siguientes lanzamientos ya fueron bajo los auspicios de la NOAA, la Administración Nacional Oceánica y Atmosférica. Al tiempo, la NASA seguía investigando, para acabar en el diseño de los satélites meteorológicos polares que ha ido lanzando a lo largo de 31 años, comenzando con TIROS-N. Este satélite utilizaba una plataforma modular, 
ampliable para incluir más y mejores instrumentos, además de recibir mejoras tecnológicas en sus sistemas. De esta serie se lanzaron 16 satélites desde octubre de 1978 hasta febrero del 2009. Durante todo este tiempo, los satélites de esta serie (el último de ellos, NOAA-19) fueron organizados en dos órbitas: la de la mañana (cruce del ecuador, 9:30 horas de la mañana), a 833 km. de altitud, y la de la tarde (cruce del ecuador a las 2 de la tarde), a 870 km. En los últimos tiempos se empezó a notar la edad del diseño de los satélites, por lo que se decidió comenzar una nueva serie de satélites, y entre medias, se llegó a un acuerdo con EUMETSAT (la organización europea responsable de la gestión de los satélites meteorológicos y similares) y la ESA para compartir recursos. De esta manera, la ESA y EUMETSAT explotarían la órbita de la mañana y NASA y NOAA se quedarían la de la tarde. Este acuerdo es a largo plazo, extendiéndose hasta la actualidad. Con la NASA encargada de diseñar y lanzar la nueva serie de satélites, se formó el programa NPOESS, el Sistema de Satélites Medioambientales Operacionales Nacionales de Órbita Polar, en el que estaban también metidos la NOAA y el Departamento de Defensa estadounidense, ya que tienen su propia serie de satélites meteorológicos. El caso es que en mitad del proceso de diseño y desarrollo, pronto se vio que los costes se disparaban, al tiempo que el calendario de los satélites se retrasaba. Esto provocó una reestructuración del programa, estando en él solo la NASA y NOAA. Este programa reestructurado se llamó JPSS, Sistema de Satélites Polares Conjunto, y el satélite que se construyó como prueba de concepto de NPOESS fue finalmente lanzado en octubre del 2011, conocido hoy como Suomi-NPP. Así andan las cosas.

El nuevo satélite meteorológico polar de NASA/NOAA es conocido como JPSS-1, y básicamente es una repetición de Suomi-NPP, que se promocionó como un puente entre las misiones anteriores y la nueva generación de observadores. JPSS-1 ha sido construido partiendo de una plataforma común, la BCP-2000 de la firma Ball, y una vez en el espacio, sus medidas son de 4.03 x 2.61 x 2.21 metros. No ofrece nada nuevo en funcionalidad con respecto a misiones anteriores. Sus sistemas son redundantes para así reducir el riesgo de avería. Conecta con Tierra ya sea a través de un sistema de radio de banda-S y banda-Ka (ya sea a través de las estaciones de 
seguimiento o de los satélites TDRS) o  uno para transmitir todo lo almacenado en su grabador de más de 200 Gb de capacidad en banda-X. Estabilizado en sus tres ejes, recurre a lo de siempre (escáneres estelares, unidades de referencia inerciales, sensores solares, y ruedas de reacción) y maniobra mediante un juego de propulsores. Un panel solar de tres secciones proporciona la energía necesaria para funcionar, y va acompañado por una batería para funcionar en el lado nocturno. En cuanto a su protección termal, la habitual, estando recubierto con mantas multicapa con una capa exterior dorada. La carga útil es la misma que la de Suomi-NPP. El principal es VIIRS, el Juego de Radiometría de Imágenes 
Visible e Infrarrojo. Deriva de muchos instrumentos anteriores, principalmente del veterano sistema MODIS de los satélites Terra y Aqua. Su concepto es muy distinto de instrumentos como la cámara OLI de Landsat 8. VIIRS recurre a un telescopio móvil que se mueve lateralmente para barrer completamente el campo de visión, al tiempo que el satélite va avanzando. En otros instrumentos, como MODIS, el dispositivo móvil es un espejo. El telescopio completo de VIIRS está dentro de un ensamblaje llamado Ensamblaje de Telescopio Rotatorio, que conjuga un conjunto fuera de ejes con un espejo primario y otros tres que sacan la luz del ensamblaje, llevándola a un Espejo de Medio Ángulo (también móvil) que lleva la luz a otro espejo (este fijo) que a su vez transporta la luz a un ensamblaje de ópticas fijas, y de allí, a los tres planos focales: de Visible e infrarrojo cercano, de infrarrojo de onda corta e infrarrojo medio, y uno de infrarrojo de onda larga. En total son 22 bandas espectrales, pero especialmente es la banda Día-Noche, cubriendo una longitud de onda de 
entre 0.5 y 0.9 micrones usando cuatro detectores CCD con tres etapas de ganancia y recurriendo a un proceso informático llamado TDI, o Integración por Retraso de Tiempo, algo empleado en sistemas espaciales como la cámara HiRISE de MRO o el sistema Ralph de New Horizons. El instrumento barre 3000 km. de la superficie terrestre con una resolución vertical máxima de 375 metros (750 metros en la banda Día-Noche), cubriendo con ello toda la Tierra en un solo día. Sus imágenes serán usadas para vigilar el hielo marino, los nutrientes en los océanos, observar inundaciones (cuando se produzcan) o la de hacer un inventario de las distintas cosechas en grandes extensiones de terreno, entre otras cosas.  El 
segundo instrumento es CrIS, el Sondeador Infrarrojo Cross-Track. Se encarga de estudiar la atmósfera mediante secciones verticales. Un escáner barre un campo de visión de 2200 km. de anchura a partir de una apertura de 8 cm. de diámetro, de forma similar a como el telescopio de VIIRS barre su campo de visión. Dentro del instrumento hay un interferómetro en el corazón de un espectrómetro de transformación Fourier (similar al sistema TES a bordo del satélite Aura), registrando 2111 bandas espectrales infrarrojas entre 3.92 y 15.38 micrones. Su resolución es de 14 km. en horizontal y 1 km. en vertical. Sus datos se usarán para estudiar la química atmosférica, registrando los gases importantes para el efecto invernadero. Otros datos permitirán observar las nubes, el vapor de agua atmosférico, así como obtener mapas globales de 
temperatura y humedad atmosférica. ATMS, Sondeador de Microondas de Tecnología Avanzada, es un sistema que escaneará la atmósfera en 22 bandas de microondas entre 23.8 y 190 gigahercios, con un ciclo de escaneo sincronizado con el de CrIS. Se basa en radiómetros de microondas anteriores, y ayudará a mejorar los pronósticos meteorológicos a corto plazo sobre tormentas, además de proporcionar datos para la mejora de los pronósticos a largo plazo. Básicamente, un sistema como ATMS proporciona información sobre la cantidad de precipitación (tanto lluvia como nieve) que cae en los diversos lugares del mundo, junto con la cantidad de hielo que hay tanto en las nubes como en el suelo. OMPS, el Juego de Cartografía y Perfilado de Ozono, es un sistema que observa la atmósfera en luz ultravioleta usando un telescopio común, el cual sirve 
simultáneamente a ambos sistemas. El primero es el Cartógrafo Vertical, y emplea una rejilla de difracción que sirve a un CCD sensible al rango de 300 a 380 nanómetros, mientras que el segundo es el Perfilador Vertical, con una arquitectura similar, con el CCD registrando longitudes de onda de entre 250 y 310 nm. El primer sensor examinará columnas verticales de 50 x 50 km., mientras el segundo seccionará la atmósfera en segmentos de 250 x 250 km., barriendo el cartógrafo 2800 km. La misión principal es el estudio continuado del ozono atmosférico, especialmente el estratosférico, siguiendo la base de datos que lleva más de 30 años acumulándose, tomando el testigo del sensor OMI de Aura o el propio OMPS de Suomi-NPP. También será útil para la detección de otros gases atmosféricos como el dióxido de azufre, dióxido de nitrógeno, y otros, además de mejorar la predicción acerca de la radiación ultravioleta entrante, generando alertas sobre el exceso de esta radiación en la superficie. Y CERES, el Sistema de Energía Radiante de las Nubes y de la Tierra. Este aparato ya 
lleva volando al espacio bastante tiempo, con la primera unidad funcionando en el satélite TRMM, las cuatro siguientes en Terra y Aqua, y la penúltima en Suomi-NPP. La unidad de JPSS-1 es la séptima y última, ya que en los siguientes satélites de la serie será sustituido por una herramienta de nuevo diseño. Basado en el sistema ERBE que voló tres veces (el satélite ERBS entre 1984 y el 2005, y dos satélites NOAA) se trata de un sistema de escaneo infrarrojo con un sistema de detección detrás de un sistema de escaneo capaz de rotar 360º o de hacer mediciones de la misma forma que VIIRS y CrIS. Registra tres bandas espectrales: el canal de infrarrojo de onda corta (0.3-5 micrones), canal de onda larga (5-35 micrones) y canal total (0.3-200 micrones). La misión del aparato es estudiar la radiación solar que llega a la Tierra y la que sale (radiación absorbida y radiación reflejada) para cuantificar la cantidad de radiación terrestre, la energía que nuestro planeta almacena y expulsa, combinándola con los datos de instrumentos de monitorización de la irradiación solar, como los del veterano satélite SORCE. Como es sabido, una superficie brillante (hielo) refleja más radiación solar, mientras que una oscura (cemento) la absorbe durante el día, para reemitirla por la noche. Una vez completamente cargado, el peso en báscula de este satélite será de 2200 kg.

Será lanzado el próximo día 10 de noviembre en dirección a una órbita polar, sincrónica solar, a 824 km. de altitud. Estará situado  50 minutos por delante de Suomi-NPP (y una hora delante de Sentinel-5P) para desde ahí ser puesto a punto antes de entrar en servicio operacional. Para elevarlo desde Vandenberg, California, el encargado de hacerlo será el penúltimo de los Delta 2, un Delta 2-7920, con 9 aceleradores sólidos y sin tercera etapa.

La tarea es mitad operacional (meteorológico) y mitad científica, continuando allí donde lo dejen Terra, Aqua y Aura. En cuanto a pronósticos meteorológicos, supondrá toda una nueva era en este sentido, con más y mejor información. En el ámbito científico, continuará con los exámenes de la atmósfera, los océanos, la tierra y el ciclo del agua, en esencia, investigar el sistema terrestre en su conjunto. Una vez sea declarado operacional, será renombrado como NOAA-20.


El lanzamiento de este pequeño ya iba con retraso, y está bien verle ya en la plataforma de lanzamiento. Además, a este pronto le seguirán al menos otros dos a partir del año 2021, que en diseño no tendrán nada que ver con este, pero que llevará lo mismo, o mejor, en cuestión de instrumentación. 

martes, 31 de octubre de 2017

domingo, 15 de octubre de 2017

Gigantes de la Exploración Espacial: Cassini-Huygens

El programa Mariner Mark II fue la respuesta de la NASA a los recortes presupuestarios propiciados por el Congreso de EE.UU., que, aunque quería continuar la exploración del sistema solar, sus costes deberían ser radicalmente menores a los de proyectos como Viking, Voyager, o incluso Galileo. De esta manera, en 1983, el programa se abrió oficialmente, solicitando propuestas para misiones tanto al sistema solar exterior como a los objetos menores, tales como asteroides o cometas.

La esencia del Mariner Mark II era que, para conseguir proyectos más económicos, se utilizaría el mismo diseño de vehículo para los distintos perfiles de misión, con las correspondientes modificaciones para así poder responder a los requisitos del proyecto. El desarrollo del bus corrió a cargo del JPL, aplicando elementos basados en los proyectos Voyager y Galileo, y a la vez desarrollando nuevas tecnologías. Finalmente, después de descartar varios proyectos, el programa seleccionó dos, con destinos radicalmente distintos.

El primero de ellos era CRAF (Comet Rendezvous/Asteroid Flyby, Sobrevuelo Asteroidal y Encuentro Cometario), mediante el cual lo que se buscaba era entrar en órbita de un cometa, tras un viaje medianamente largo en el cual se acercaría a varios asteroides. El segundo era SOTP (Saturn Orbiter/Titan Probe, Orbitador de Saturno y Sonda a Titán), y no era más que una misión de características similares a JOP (Jupiter Orbiter and Probe), es decir, Galileo, sólo que en el planeta de los anillos, a la vez que promovía la elaboración de una sonda de descenso para poder estudiar Titán in situ.

En realidad, la idea de SOTP nació en 1982, y la gente que lo propuso, tras la apertura del Mariner Mark II, vieron que era esta la plataforma ideal para llevar a cabo la misión. Este proyecto no era más que una de las primeras cooperaciones entre la NASA y la Agencia Europea del Espacio (ESA), que por aquellos días estaban colaborando para desarrollar un programa de investigación conjunto, que incluía una misión doble al cometa Halley (que desembocó en la sonda Giotto) y otra para una exploración inédita a los polos solares (que cristalizó finalmente en Ulysses). Debido a la cooperación con la ESA, el Mariner Mark II reducía así un poco más el coste de cada proyecto. Posteriormente, la ESA hizo pública su intención de colaborar abiertamente con los proyectos CRAF y SOTP, desarrollando para la primera el CNSR (Comet Nucleus Sample Return, Retorno de Muestras del Núcleo Cometario), un acompañamiento mediante el cual recolectar material de la superficie del mismo cometa que investigaría CRAF, mientras que para SOTP se encargaría del desarrollo y construcción de la sonda de descenso para Titán. Después de muchos informes y estudios, en 1988 se decidió por la cooperación NASA/ESA, y en 1990 se aprobó la contribución final a los proyectos.

En 1992, un gran recorte presupuestario por parte del Congreso estadounidense obligó a la NASA a cerrar el Mariner Mark II, aunque las plegarias de la agencia permitieron salvar SOTP, propiciando un retraso en el lanzamiento de abril de 1996 a octubre de 1997. De esta manera, tanto CRAF como CNSR quedaron canceladas (el espíritu de estos dos proyectos se mantuvo, y CRAF fue adoptado por la ESA para desarrollar y construir la sonda Rosetta, mientras que gracias al programa Discovery se propuso una misión como CNSR, que acabó siendo Stardust). Había varias condiciones para el salvamento de SOTP: había que reducir en todo lo posible el presupuesto, por lo que de esta manera el orbitador para Saturno tendría que ser lo más sencillo posible de operar, y además, las nuevas tecnologías que se colocarían a la sonda serían el inicio de una suerte de producción en serie para las misiones del recientemente abierto programa Discovery de misiones baratas.

Llegó el año 1994, y Daniel Goldin, el Director General de la NASA en aquellos días, decidió cancelar definitivamente el proyecto, a causa de que el presupuesto se empezaba a disparar. Fue en este momento en el que apareció la figura de Jean-Marie Luton, el homólogo de Goldin en la ESA, que, después de enterarse de la noticia, agarró la maleta y se plantó en la puerta del despacho en los cuarteles generales de la NASA en Washington D.C. Después de varias horas de charla entre los dos, SOTP se salvó, ya que había sido demasiado el dinero y ya se había avanzado demasiado en el proyecto como para suspenderlo en ese momento. Posteriormente se hicieron públicos los nombres de ambos vehículos. El orbitador fue nombrado Cassini, en honor al gran astrónomo italiano que realizó importantes contribuciones en cuanto a Saturno, descubriendo cuatro nuevos satélites y la principal división de los anillos del planeta, conocida como División de Cassini. Antes, la sonda para Titán había sido bautizada por la ESA, y no pudo recibir otro nombre que no fuera Huygens, en homenaje al descubridor de Titán y también de los anillos del planeta.

De esta manera, el proyecto Cassini-Huygens ha pasado a la historia como el conjunto más complejo enviado al espacio. El orbitador Cassini era la sonda más grande fabricada por la NASA, y durante su elaboración se decidió cambiar todo lo que había causado problemas en su hermana joviana Galileo. Medía nada menos que 6.8 metros de altura, y 4 de diámetro, además de poseer más de 12 km. de cableado y 22.000 conectores. Estaba elaborado a partir de nuevos desarrollos tecnológicos, y también por partes que eran herencia de proyectos anteriores. La estructura de la sonda estaba dispuesta en varias secciones. En la parte superior se colocó la antena principal. Bajo ella, un montaje dodecagonal almacenaba buena parte de las electrónicas y soportaba  las secciones del instrumental, y se encontraba dividido en dos secciones. Dentro del cilindro que era la sonda se posicionó el enorme tanque de combustible, y en la parte inferior, los medios de propulsión y la generación de energía. Para la misión Cassini se adoptó una nueva solución en cuanto a materia informática se refiere. Abandonó la arquitectura de varios ordenadores unidos mediante una suerte de red de área local (usada en Galileo) para centralizar todas las funciones con un único ordenador de a bordo, y así reducir la masa total del proyecto. El ordenador así se centralizaba alrededor de un procesador central, del tipo GVSC 1950A, que proporcionaba 512 KB de memoria RAM, así como 8 KB de memoria ROM programable, y el sistema informático de control, para abaratar costes, fue construido usando lenguaje de programación Ada. Junto con este procesador, que era la primera vez que se usaba para un proyecto civil, se articularon una serie de elementos electrónicos novedosos para una misión de espacio profundo. De este modo, para reducir de manera significativa los componentes de a bordo, se aplicaron tecnologías de circuitos integrados de muy alta velocidad (VHSIC), a la vez que otro tipo,
denominado circuitos integrados de aplicación específica (ASIC). De esta manera, se redujeron los componentes electrónicos sueltos, centralizando muchas funciones en aparatos más simples. Así, Cassini podía disponer de un sistema de manejo de datos 10 veces más eficiente que en misiones anteriores con componentes que suponían un tercio menos de la masa y el volumen que antes ocupaban. La aplicación de estos elementos se pudo extender así a las sondas del programa Discovery, de manera que la sonda asteroidal NEAR-Shoemaker equipaba un ordenador de control de actitud idéntico al de Cassini, mientras que estos componentes ASIC permitieron construir una nueva generación de ordenadores, más compactos aunque con mayor rendimiento, centralizados en un nuevo procesador, el RAD6000, estrenados en la misión Mars Pathfinder, que posteriormente se extendieron al resto de sondas baratas de la NASA. Un nuevo elemento en Cassini sustituía los tradicionales grabadores de cinta digital: los almacenadores de estado sólido. Estos componentes sin partes móviles ciertamente fueron elaborados para evitar problemas (como el que sufrió Galileo), a la vez que incrementaban la capacidad de almacenamiento. En el gran orbitador saturniano la capacidad sería de 2 Gb., aunque eran fácilmente configurables para disponer mayor o menor espacio para almacenar los datos e imágenes de los instrumentos de a bordo. El desarrollo de estos elementos se extendió a vehículos tan dispares como la sonda NEAR-Shoemaker o el observatorio de rayos X Chandra-AXAF. Cassini estaba orientada en sus tres ejes, abandonando la arquitectura de doble estabilización empleada por Galileo, considerada demasiado compleja. Este modo se eligió por dos motivos: 1º, era más sencillo de manejar, redundando en 
una reducción de costes de desarrollo, y 2º, como los instrumentos estaban fijos alrededor de la estructura, mediante esta configuración se podía posicionar la sonda de manera que el instrumento seleccionado pudiera examinar el objetivo de manera más efectiva. Para conseguirlo, usaba elementos como sensores solares, unidades de referencia estelar (o escáneres estelares) y dos unidades de referencia inercial, estructurados alrededor de componentes electrónicos idénticos a los que usaba el ordenador central, y cuatro giróscopos de nuevo diseño llamados Giróscopo Resonador Hemisférico, un elemento sin partes móviles diseñado para funcionar durante mayor tiempo que los elementos tradicionales y usados posteriormente en los primeros proyectos del Discovery. Junto con esto, se articulaba el subsistema de control de reacción, que consistía en cuatro grupos de cuatro propulsores cada uno, separados del cuerpo central de la sonda y divididos cada 90 grados, para posicionar a la sonda correctamente respecto a su objetivo para dirigir a los instrumentos. Para las maniobras principales montó un par de motores, articulados 
para mantener el perfil de encendido a pesar de la posición de la sonda. En realidad, la sonda solo utilizaría uno de ellos, sobre todo para la entrada en órbita de Saturno, mientras que la segunda unidad era la de repuesto, en el caso de que algo ocurriera. El control termal de la sonda se conseguía mediante el uso de mantas térmicas (26 capas de material aislante de la temperatura e incluso contra los micrometeoritos) y calentadores eléctricos y de radioisótopos, mientras que en el bus de electrónica disponía de ventanillas de apertura controlada electrónicamente. Las comunicaciones las gestionaba un nuevo tipo de elemento: un transpondedor de espacio profundo en banda-X. Este dispositivo, de bajo peso y bajo consumo eléctrico, gestionaba todas las comunicaciones de la sonda, y estaba unido a la gran antena de alta ganancia de 4 metros de diámetro, construida por la agencia ASI italiana. El transpondedor de la sonda no era más que el primer ejemplar de la cadena de producción de este elemento que posteriormente usarían las sondas del programa Discovery y Mars Surveyor, como Stardust o Mars Climate Orbiter, mientras que la antena era un plato sólido, ya que como el sistema de Galileo había sufrido ese problema, se decidió volver a la arquitectura fija, a la vez que serviría durante las primeras etapas del viaje como protección térmica contra el calor del Sol en el sistema solar interior. Dos antenas de baja ganancia, una encima de la de alta ganancia, y otra en el cuerpo de la sonda, se encargaban de contactar con el centro de control en los primeros días del viaje y/o eventos de modo seguro. El sistema entero emitía en banda-X aunque podía recibir en banda-X, banda-S, banda-Ku y banda-Ka. Para hacer más sencilla a Cassini, se eliminaron al máximo las partes móviles, siendo la única la correspondiente al mecanismo de extensión del mástil del magnetómetro. Para la electricidad, se montaron en la sonda tres RTG’s (totalizando 27.2 kg. de dióxido de plutonio), colocadas en la sección más inferior de la estructura de la sonda, generando 885 W tras el lanzamiento, y 675 W en la época de la entrada en órbita de Saturno. A pesar de ser fuentes de energía fiables y con un rendimiento predecible, la cantidad de energía que suministraban no era suficiente como para que Cassini encendiera a la vez todo su instrumental, por lo que el funcionamiento de cada experimento se tendría que preprogramar desde Tierra para obtener una más eficiente recolección de datos. Para gestionar la generación eléctrica incorporó una fuente de tensión equilibrada, fabricada para evitar la aparición de cortocircuitos, y que además controlaba el flujo de calor para así eliminarlo usando los radiadores montados. El transportín en el cual fue colocado Huygens se llamó Equipamiento de Apoyo de la Sonda (PSE), situado en uno de los laterales, e incorporaba un cable de energía y datos, un sistema pirotécnico y una serie de resortes. Cassini poseía una redundancia casi total, a causa del largo viaje y a su extensa misión. En total, en Cassini se incorporaron 12 experimentos, muchos de ellos elementos mejorados de misiones anteriores. CAPS, Espectrómetro de Plasma de Cassini, era un instrumento formado por un espectrómetro de electrones, un espectrómetro de haz de iones y un espectrómetro de masa de iones montado en una misma carcasa, y situado en una plataforma rotatoria capaz de moverse 208º. CAPS sería utilizado para medir la composición, densidad, velocidad de flujo y temperatura de los iones y electrones en la atmósfera de Saturno y Titán, a la vez que durante el viaje de crucero estudiaría el viento solar. Este sistema suponía una mejora respecto al PLS montado en la Galileo. CDA, Analizador de Polvo Cósmico, estaba formado por 
dos tipos de sensores (detectores de alto ratio y un analizador de polvo) montados sobre un mecanismo articulado que permitía una completa rotación y ser reposicionado con respecto a la posición propia de la sonda, y se encargaba de realizar mediciones directas de las partículas de hielo y polvo para investigar las propiedades físicas, químicas y dinámicas de todas las partículas, ya provengan de las lunas o de los anillos. Para ello analizaba la cantidad, velocidad, carga eléctrica, masa y composición de esas partículas. Versiones menos avanzadas del CDA fueron montadas en la sonda Galileo (DDS) y en la solar Ulysses (DUST). CIRS, Espectrómetro de Infrarrojo Compuesto, era una evolución respecto al PPR de Galileo, e incorporaba tres tipos de interferómetros diseñados para detectar las diferentes longitudes de onda infrarroja, a modo de radiómetro. Era capaz de distinguir el infrarrojo medio y el infrarrojo lejano, y usándolos era capaz de detectar la radiación infrarroja emitida por la atmósfera de Saturno y Titán, las superficies de los satélites, así como del sistema de anillos. Gracias a los datos proporcionados podía realizar perfiles verticales de las atmósferas que estudiaba, pudiendo determinar los gases que las formaban,  además de determinar las propiedades termales de las superficies de los cuerpos que observaba. INMS, Espectrómetro de Iones y Masa Neutral, se encargaba de determinar la composición y estructura de las partículas neutrales y de los iones positivos en la alta atmósfera de Titán, en la magnetosfera saturniana, y en los entornos que rodean a los anillos y a las lunas del planeta, a base de estudiar la composición química, elemental e isotópica de los gases y de los elementos volátiles en estos ambientes. ISS, Subsistema de Imágenes Científicas, era el sistema de televisión principal de la sonda,
y disponía de una cámara de campo ancho y una de ángulo cercano. Cada cámara disponía de elementos similares, entre ellos el detector CCD que cada una poseía. La cámara de campo ancho se encargaba de adquirir imágenes de gran anchura para imágenes de contexto, con una resolución aproximada de 300 metros. Disponía de dos ruedas de filtros, una detrás de otra, totalizando 18 posiciones en luz visible e infrarrojo cercano. La cámara de ángulo cercano era el teleobjetivo de la sonda, proporcionando una resolución de menos de 30 metros, siendo capaz de distinguir una moneda a 4 km. de distancia. Dos ruedas de filtros consecutivas, con 24 posiciones proporcionaba una cobertura muy amplia en cuanto a longitudes de onda se refiere, desde el ultravioleta al infrarrojo cercano. Esta cámara sería utilizada para obtener imágenes de alta resolución de los cuerpos a fotografiar. El sistema entero podía observar en visible, infrarrojo y ultravioleta, y fue desarrollado a partir de la cámara WFPC2 que montó el telescopio espacial Hubble desde 1993 hasta el 2009. MAG, Magnetómetro de Técnica Dual, era un conjunto de sensores ubicados en el largo mástil de 11 metros. El instrumento estaba formado realmente por dos tipos distintos de magnetómetros. El magnetómetro de núcleo saturado triaxial se encontraba situado en la mitad del mástil, mientras que el escalar y vectorial de helio estaba en el final, entregando los datos a un conjunto electrónico colocado en el cuerpo de la sonda. Mediante este instrumento estudiaba el campo magnético de Saturno, su interacción con el viento solar, así como buscaba magnetosferas en los satélites, a base de detectar medir la potencia de los campos magnéticos que la rodeaban. MIMI, Instrumento de Imágenes Magnetosféricas, era un instrumento único en 
su tipo. Formado por tres elementos (instrumento de mediciones magnetosféricas de baja energía, espectrómetro de masa de partículas cargadas y una novedosa cámara de iones y partículas neutrales), fue diseñado para medir la composición, estado de carga y distribución energética de los iones energéticos y electrones, para detectar las partículas neutras rápidas, y lo inédito en la misión: imágenes remotas de la magnetosfera de Saturno. Gracias a todo esto se quería para estudiar la configuración general y dinámica de la magnetosfera del planeta, junto con las interacciones con el viento solar y el resto de componentes del séquito saturniano. Cassini-RADAR era el sistema de cartografía montado en el orbitador para atravesar la densa capa nubosa de Titán para realizar los primeros mapas detallados de la superficie del satélite gigante. Este era un sistema idéntico al que fue montado en la venusina Magallanes, y operaba idénticamente. 
Disponía de cuatro modos: SAR (radar de apertura sintética) se encargaba de realizar las imágenes de la superficie de Titán a base de emitir haces de microondas y recibir el haz rebotado, detectando la rugosidad del lugar en el que contactara. Dependiendo de la posición y la altitud (hasta 950 km. sobre el satélite), podría distinguir formaciones de hasta 300 metros de largo. El modo de altimetría implicaba el envío de pulsos de microondas para que rebotaran en la superficie, y tras ser recibidas, calculaban el tiempo desde la emisión hasta la recepción para configurar un mapa topográfico. Poseía una resolución vertical de entre 90 y 150 metros en vertical, y entre 24 y 27 km. en horizontal. El modo de radiometría usaba la antena principal para recibir la energía calorífica que emitía la atmósfera y la superficie, para determinar la cantidad de absorción de calor por parte de los gases y aerosoles en la superficie, que pudiera afectar a las mediciones que pudiera adquirir el radar. Y por último, el nuevo modo de reflexión. Para este modo usaba los pulsos que enviaba para determinar el ratio de dispersión de las microondas emitidas, para determinar la rugosidad y composición superficial. Cada modo tenía su altitud de operación. Los modos de SAR y radiometría trabajaban por debajo de los 4.000 km. de distancia, desde los 4.000 hasta los 9.000, los de altimetría y radiometría, y desde los 9.000 hasta los 22.500 usaba la radiometría y el modo de reflexión. Para ello, la antena principal resultaba indispensable, y unas electrónicas situadas en un lateral debajo del plato recogían y analizaban la señal para generar los datos solicitados. RPWS, Ciencia de Ondas de Radio y Plasma, eran los oídos de la sonda. Estaba formado por un sensor de campo eléctrico (compuesto por tres antenas desplegables de 10 metros de longitud en forma de Y, elaboradas mediante cobre y berilio), un ensamblaje de bobinas magnéticas de búsqueda y una sonda Langmuir. Estos tres elementos se encargaban conjuntamente de estudiar los campos magnéticos y eléctricos que rodeaban a Cassini, así como la densidad y temperatura de los electrones. Era capaz de recibir toda onda de radio que los cuerpos emitieran, para así determinar las interacciones del viento solar con Saturno, su atmósfera y su magnetosfera. RSS, Subsistema de Radio Ciencia, usaba la radio de Cassini y las antenas de la Red de Espacio Profundo en Tierra para estudiar todos los cuerpos en el sistema saturniano, determinando estructuras internas, composiciones, temperaturas y presiones atmosféricas, estructuras radiales y distribución de tamaños de las partículas de los anillos, a la vez que las masas de los objetos que rodean a Saturno, tanto los satélites como los propios anillos. Para ello se estudiaba la distorsión de la señal de comunicaciones en función de la velocidad de la sonda (efecto Doppler), para recoger datos científicos usando la esa distorsión en la emisión de radio de Cassini. UVIS, Espectrógrafo de Imágenes en Ultravioleta, era un sistema de adquisición de 
fotografías desarrollado a partir del UVS/EUV de Galileo, y tenía la función de estudiar la luz ultravioleta emitida o reflejada por los cuerpos a los que apuntaba, mediante las longitudes de onda de ultravioleta lejano y ultravioleta extremo. De esta manera, fue diseñado para determinar las composiciones, distribuciones, contenido de aerosoles y temperaturas de todo lo que emitiera o reflejara en ultravioleta, ya fueran las atmósferas de Saturno y Titán, el sistema de anillos y los propios satélites. Mediante un modo de ocultación estelar podía calcular la cantidad de hidrógeno y deuterio en Titán y Saturno, a la vez que en los anillos. Y VIMS, Espectrómetro de Cartografía en Visible e Infrarrojo, era un detector de infrarrojos dedicado a estudiar la composición química y mineralógica de las superficies de los satélites de Saturno, de 
los anillos, así como los componentes de las atmósferas de Saturno y Titán. Este aparato desarrollado en conjunto por científicos italianos y de la Universidad de Arizona, basado en el NIMS de Galileo, obtenía sus datos observando hasta 352 longitudes de onda distintas mediante un par de espectrómetros de imágenes en rejilla para obtener imágenes en alta resolución de la distribución mineralógica de los cuerpos que estudiara. El orbitador Cassini disponía de una masa seca de 2.125 kg, y una vez cargada de los 3.132 kg. de combustible, desplazaba una masa de 5.257 kg. Ya solo el combustible pesaba más que la conjunción de la sonda Galileo y una de las Voyager. Por otro lado, la sonda de 
descenso Huygens estaba conformada por tres elementos: la sonda en sí, el escudo de reentrada de 2.7 metros de diámetro, y la cubierta posterior. Todos estos elementos fueron construidos por la empresa francesa Aerospatiale en las instalaciones del Centro Espacial Cannes Mandelieu de Tolouse, hoy parte de Thales Alenia Space, bajo diseño del Centro Europeo de Investigación y Tecnología Espacial (ESTEC) de Noordwijk, Holanda. La sonda Huygens en sí estaba formada por dos plataformas de aluminio en forma de panal de abeja, unidas mediante una vaina de aluminio, fijadas por puntales de fibra de vidrio. En su interior se encontraban los componentes electrónicos y los dispositivos pirotécnicos a usar durante el descenso por la atmósfera de Titán. El ordenador se basaba en el de Cassini, portando el mismo procesador central, y administraba las operaciones de la sonda. Disponía de
un mecanismo triple de relojería desarrollado en Suiza para despertar a la sonda en el momento preciso. Para controlar la temperatura incorporó 25 unidades caloríficas de radioisótopos, a la vez que mantas térmicas cubriendo incluso el escudo de reentrada. La energía usada para su breve misión la extraía de dos baterías de dióxido de sulfuro de litio, cargadas mediante los RTG’s de Cassini a través del cable de datos y energía. Su única comunicación era con Cassini, usando para ello dos transmisores de banda-S (cada uno con su propia antena), para enlazar con receptores similares situados en el orbitador, además de electrónicas de radio frecuencia (junto con un oscilador ultraestable) y amplificadores de bajo ruido. Debido al desconocimiento de la geografía de Titán, Huygens fue diseñada para flotar si se daba el caso, aunque el frío extremo del líquido en el que pudiera caer acabaría con la sonda en pocos 
minutos. El escudo de reentrada estaba formado por una estructura principal de fibra de carbono al que se le colocaron las placas de material ablativo AQ-60 (un material de baja densidad a base de fibras de silicato), mientras que la cubierta trasera estaba elaborada a base de aluminio. Para el descenso se colocaron tres paracaídas, el primero un paracaídas piloto, el segundo era el principal, y el tercero de estabilización (de 3 metros de diámetro) para acelerar el último tramo del descenso. Un radar altimétrico proporcionaba la información necesaria durante el descenso para cronometrar la apertura de los paracaídas. Incorporó seis experimentos. DISR, Cámara de Descenso y Radiómetro Espectral, era un sistema que nos daría las primeras vistas de la 
superficie del satélite, a la vez que obtendría datos infrarrojos de la atmósfera para observar su composición, mientras que determinaba cómo era la superficie, si sólida (en este caso para determinar la topografía de la región) o líquida. Estaba compuesto por un juego de cámaras situadas horizontal y verticalmente (hacia abajo), mediante las cuales obtendría detalles de cómo la luz del Sol atraviesa las nubes de la atmósfera, mientras que la lenta rotación de la sonda durante el descenso nos daría una perspectiva de 360º del área de aterrizaje. Una vez contactaba con la superficie, y si seguía funcionando, una fuerte luz proveniente de una lámpara iluminaría la zona de aterrizaje definitiva. HASI, Instrumento de Estructura Atmosférica de Huygens, se encargaba de estudiar las propiedades físicas de la atmósfera, tales como temperatura, presión y densidad en función de la altitud, a la vez que detectaba la velocidad y dirección del viento, y en el caso de que aterrizara en algún líquido, el movimiento del oleaje. Entre los sensores cargados en la sonda, incorporaba detectores de iones y electrones atmosféricos para estudiar la conductividad mientras determinaba la existencia de ondas electromagnéticas, tanto en la atmósfera como en la superficie, determinando su índice de propagación. En conjunción con el radar de descenso determinaba la rugosidad, 
topografía, y medía las propiedades eléctricas superficiales. ACP, Recolector de Gases y Pirolizador, se dedicaba a aspirar partículas atmosféricas a medida que descendía mediante un mecanismo desplegable. Una vez adquiridas las muestras las dirigía a unos hornillos especiales, que las calentaba y descomponía, para así dirigirlas a otro de los instrumentos de a bordo. GCMS, Espectrómetro de Masa y Cromatógrafo de Gas, era el receptor del material recolectado por el ACP, y mediante sus cálculos proporcionaba un análisis cuantitativo de la atmósfera de Titán. El espectrómetro de masa construía un espectro de masas moleculares de los gases que recibía, y antes del aterrizaje, una pequeña abertura se calentaba para transformar en gas los elementos superficiales, para determinar su composición, sirviendo así como detector para el cromatógrafo de gas. DWE, Experimento Doppler del Viento, usaba dos osciladores ultraestables, uno en la propia Huygens, y otro en el orbitador Cassini, todo para determinar el ratio de oscilaciones de la sonda a medida que descendía provocada por los vientos atmosféricos. Con estos datos se podría determinar el perfil vertical de los flujos de aire dependiendo de la altitud, y detectar las turbulencias a las que se sometería Huygens. Y SSP, Paquete Científico de Superficie, encargado de determinar exactamente las propiedades físicas de la superficie en la que contacte. Si la superficie era sólida, un sondeador acústico mediría el ratio de descenso y la rugosidad de la atmósfera mientras que un acelerómetro determinaría la dureza mediante el perfil de deceleración de la sonda. Un pequeño penetrador de 10 centímetros determinaría qué tipo de superficie sólida tenía debajo. Si la superficie era líquida, estaba dotada de sensores que determinaban la densidad, temperatura, índice refractivo, conductividad termal, capacidad calorífica y sus propiedades eléctricas, a la vez que contaba con un transductor encargado de realizar un sondeo acústico para determinar el perfil de profundidad de la masa líquida, mientras que el mismo sondeador acústico determinaba el ratio de propagación del sonido. Unos sensores de inclinación determinaban la posición de la sonda tras el aterrizaje, además de proporcionar información sobre los movimientos del oleaje. Una vez los 320 kg. de Huygens se unieron a Cassini, la masa máxima en el momento del lanzamiento era de 5.577 kg., y de 5.712 con el adaptador de la etapa superior. Eso la convertía en el vehículo más pesado tras las sondas Phobos soviéticas.

A medida que Cassini iba cogiendo forma, comenzó a surgir el debate de cómo poder colocar semejante “monstruo” (cariñosamente hablando) lo más rápidamente posible en Saturno. Depositarlo en el espacio no era problema, ya que tenía asignado el lanzador más potente que en ese momento disponía la NASA en su inventario: el Titan IVB/Centaur. La solución corrió a cargo de los mejores expertos en navegación espacial del JPL: Chen-Wan Yen y Roger Diehl. Contando con la experiencia en el desarrollo del camino de Galileo hacia Júpiter, elaboraron una trayectoria diseñada para aprovechar una alineación planetaria entre Júpiter y Saturno, de manera que Cassini-Huygens aprovechara la gravedad joviana para poder llegar cuanto antes al señor de los anillos. Sin embargo, para poder realizar el viaje debería despegar en la fecha fijada.

La ventana de lanzamiento óptima se abría el 6 de octubre de 1997, aunque la fecha de lanzamiento ideal era el 13. Si ambas sondas eran elevadas esa fecha, recorrería una trayectoria VVEJGA (asistencias gravitatorias Venus-Venus-Tierra-Júpiter), alcanzando Saturno el 1 de julio del año 2004, por lo tanto, casi siete años de viaje y 3.500 millones de kilómetros de distancia. La ventana en sí tenía cierta trampa. Aunque se mantendría abierta hasta el 15 de noviembre, cualquier lanzamiento pasado el 5 de ese mes aumentaba el tiempo de viaje, retrasando el día de la entrada en órbita. Por ello, lanzando entre los días 5 y 9 de noviembre no podría llegar al planeta hasta diciembre del 2004, si transcurría entre el 10 y el 13, hasta julio del 2005, y los dos últimos días provocaría retrasar el comienzo de su misión hasta diciembre. Aunque también existían otras dos ventanas de lanzamiento, en el caso de que no pudiera aprovechar la primaria. La ventana secundaria transcurriría entre el 28 de noviembre y el 11 de enero de 1998, y dependiendo de la fecha de lanzamiento, el fin de trayecto podría retrasarse hasta octubre del 2006, y si también se perdía esta ventana, una terciaria, que se extendía entre el 19 de marzo y el 5 de abril de 1999, provocaría un desembarco saturniano tan pronto como diciembre del 2008 tras 9.8 años de travesía. Todo retraso obligaba a reducir el período de misión principal alrededor del planeta, y las condiciones de luminosidad para estudiar los anillos serían pésimas en comparación con la misión programada inicialmente. Queda claro que no se deseaba ningún retraso en su lanzamiento.

Ya en septiembre de 1997, tanto Cassini como Huygens se encontraban el Cabo Cañaveral, realizando las últimas pruebas previas al lanzamiento. A principios de octubre, el conjunto quedó encapsulado, para su posterior unión al cohete. A medida que la fecha de despegue de acercaba, grupos antinucleares se empezaron a concentrar alrededor de la base, como repetición de lo sucedido con Galileo en 1989. Ya en la plataforma, el 13 de octubre, el lanzamiento se tuvo que aplazar a causa de fuertes vientos en las capas altas de la atmósfera y problemas técnicos. Llevó un día resolver la contingencia, y con una mejor previsión 
del tiempo, al final el 15 se puso en marcha y el último Titan IVB/Centaur depositó a Cassini-Huygens fuera del sistema Tierra-Luna tras 43 minutos de proceso. La primera parada de la misión la realizaría en Venus, el 26 de abril de 1998. No se había previsto realizar ninguna experiencia científica durante todo el largo viaje de crucero.

Nada más recibir las primeras señales desde el gran orbitador, se envió el primer paquete de comandos. Esta era la primera de una serie de envío de órdenes para que Cassini las almacenase en su memoria, teniendo la capacidad de funcionar de manera autónoma siguiendo el programa enviado a lo largo de una semana. Así, se irían renovando las secuencias semana a semana, para tener las manos libres para ir preparando las siguientes tareas, y liberar tiempo en las antenas de Espacio Profundo.

El primer encuentro venusino se cumplimentó a la perfección, pasando a 284 km. de su superficie, situando al gran conjunto en una nueva órbita solar de regreso al nuboso planeta. Se aprovechó la oportunidad para probar algunos de los instrumentos, entre ellos el UVIS, tomando así las primeras lecturas de Venus desde el fin de la misión Magallanes. Tras cumplimentar una maniobra de espacio profundo, se situó en la trayectoria óptima para regresar, evento que sucedió el 24 de junio de 1999, a unos 600 km. Este encuentro proporcionó el impulso necesario para dirigirse hacia la Tierra.

Cassini-Huygens sobrevoló la Tierra a unos 1.171 km. de distancia, y a 355.000 de la Luna, que fue usada como fuente de referencia para poner a punto el ISS, proporcionándonos perspectivas muy sugerentes de nuestro satélite. El encuentro fue seguido desde Tierra, motivando a varios entusiastas de la exploración espacial a observar el rápido paso de la nave, aunque también hubieron algunas protestas de grupos antinucleares. Una pequeña inyección de energía más, la suficiente para enviar a la poderosa sonda hacia el exterior del sistema solar, previo paso por el cinturón de asteroides.

Una rara oportunidad de probar las capacidades de Cassini llegó el 23 de enero del año 2000. A lo largo de siete horas, la ISS de la sonda fue encendida para seguir el asteroide 2685 Masursky. Este período se realizó para establecer la capacidad de la sonda para detectar y seguir objetos pequeños y muy débiles, indispensable en el sistema saturniano. Gracias a las secuencias adquiridas se pudo establecer el tamaño estimado del objeto en 15 o 20 km. de diámetro, pero poco más. Pronto abandonaría esa rocosa zona del sistema solar, para prepararse a sobrevolar al hermano mayor del sistema, un período que, después de pensárselo mucho, estaría cargado de ciencia.

La estancia prolongada de la brillante sonda Galileo en Júpiter, a pesar de los problemas que la plagaron, permitió ampliar enormemente la perspectiva que teníamos del mayor planeta del sistema solar. Sin embargo, la presencia de Cassini en sus cercanías permitía, por primera vez en la historia, realizar observaciones coordinadas de un gigante gaseoso mediante dos sondas, que portaban instrumentos muy similares. Así, entre octubre del año 2000 y marzo del 2001, se desarrollaría la Jupiter Millenium Mission, es decir, el mano a mano entre las dos mayores sondas jamás construidas por la NASA. En septiembre, es 
decir, un mes antes de comenzar este proyecto, la sonda saturniana empezó a tomar secuencias de Júpiter, para guiar la sonda hacia el punto programado de máxima aproximación sobre las capas altas de la atmósfera.

Desde poco después del lanzamiento, parte del equipo en Tierra designado para la misión Huygens, situado en el centro de control que la ESA dispone en Darmstadt, Alemania, estudiando los diseños de ambas sondas, se empezaron a dar cuenta de que la misión de la sonda de descenso al satélite gigante saturniano podía estar en peligro. Uno de los miembros del grupo, el sueco Boris Smeds, insistió, hasta cansarse, en hacer un test para simular la transmisión de datos desde los emisores de Huygens hasta los receptores compatibles de Cassini. Este experimento probó lo que se sospechaba: existía un error de diseño en los receptores instalados en el orbitador, que eran incapaces de compensar el efecto Doppler que sucedería a causa de la atmósfera de Titán. Esto ponía el proyecto en grave riesgo. Se decidió que se pensaría algún método para compensar este fallo tras el sobrevuelo joviano.

Llegado el mes de diciembre, Cassini entró en la esfera de influencia gravitacional del planeta, comenzando el mes crucial de la Jupiter Millenium Mission y de la asistencia gravitatoria al planeta. Mediante el uso de Galileo y Cassini se preparó un extenso programa científico, que se centralizaba en varios objetivos, entre ellos la caracterización de la magnetosfera y sus reacciones al viento solar, estudiar la dinámica atmosférica joviana en todas las longitudes de onda posibles, realizar mapas mineralógicos de las mayores lunas jovianas, “escuchar” las ondas de radio provenientes del planeta, y determinar el tamaño de las partículas del anillo del planeta. El uso conjunto de los instrumentos de partículas y campos de Galileo (DDS, EPD, HIC, MAG, PLS y PWS) y Cassini (CAPS, CDA, INMS, MAG, MIMI, RPWS) permitió el estudio coordinado del entorno de la magnetosfera, y mientras, Galileo cumplimentó un sobrevuelo a Ganímedes, y Cassini usaba el ISS para estudiar la capa superior nubosa joviana en visible, infrarrojo y ultravioleta. Por casualidad, ambas sondas detectaron una potente erupción en Io. Otros hallazgos interesantes permitieron determinar la procedencia de las partículas del anillo joviano, y (tiempo después) descubrir moléculas de acetileno, y observar en movimiento una corriente de chorro. Sin duda, una época excepcional e irrepetible. Finalmente Cassini pasó a 9.723.890 km. de la capa superior nubosa de Júpiter el 30 de diciembre, tras superar una complicada

entrada en modo seguro diez días antes. En marzo del 2001, dio carpetazo al sobrevuelo, y centró sus miradas en la última etapa del largo viaje hacia el señor de los anillos.

Con la vista puesta en Saturno, un equipo de ingenieros se reunió para tratar de paliar el problema detectado en los receptores de Cassini. Tal y como estaba programada la misión al inicio del viaje, tenía previsto separar a Huygens el 6 de noviembre del 2004, para entrar en Titán el 27, a la vez que el orbitador pasaba por las cercanías para recibir los datos. Para conseguir que Cassini recibiera claramente las transmisiones de Huygens, alteraron por completo el esquema de los primeros seis meses posteriores a la entrada en órbita. Este nuevo perfil de misión provocaría dos sobrevuelos cercanos y uno lejano a Titán para aprovechar su gravedad y así modificar el rumbo para situar al gran orbitador en una posición perpendicular desde la que sería capaz de recibir sin problemas los dos canales de comunicación de la sonda de descenso. La reprogramación provocó un retraso en el despliegue de Huygens (25 de diciembre del 2004) y, por lo tanto, en el día de su misión (14 de enero del 2005). La misión se había salvado. Mientras, Cassini seguía su camino, y obtuvo su primera postal del planeta en noviembre del 2002.

A partir de otoño del 2003, las cámaras de Cassini fueron configuradas para adquirir imágenes continuas a medida que se acercaba, usando todos los filtros disponibles, para obtener los primeros detalles de la dinámica atmosférica saturniana, los movimientos de los satélites y la rotación de los anillos. Llegado el 2004, el ratio de adquisición de secuencias aumentó, captando detalles ciertamente interesantes. Ya se empezaba a preparar para su entrada orbital el 1 de julio.

Antes de realizar la maniobra, unas tres semanas antes se encontraría con su primer objetivo en el sistema saturniano. La lejana luna Febe, un pedazo irregular que las Voyager midieron en 220 km., pero que poco más nos pudieron enseñar debido a su órbita y su distancia con respecto al planeta. El rumbo de Cassini para introducirse en ese sistema solar en miniatura haría que pasara a unos 2.000 km. de Febe, por lo que nos daría perspectivas realmente interesantes. Eso sí, ya desde la distancia, la sonda empezó a desvelar cosas curiosas respecto a los anillos y a algunos de los satélites que lo “pastorean”.

El encuentro entre Cassini y Febe resultó espectacular. Las cámaras nos mostraron un objeto enormemente craterizado, con mucho material brillante rodeando los agujeros. Datos posteriores analizados en profundidad demostraron que Febe no era más que un cuerpo procedente del cinturón de Kuiper, por lo que es una mezcla de hielo y rocas, similar a la que se puede observar en Plutón o en Tritón, luna de Neptuno. Este astro congelado además posee parte de los ingredientes formadores de planetas, por lo que podría ser un lugar interesante que visitar. Un enorme anillo (detectado por el telescopio infrarrojo Spitzer años después) prácticamente rodea al satélite, por lo que se considera que podría ser el suministrador de materiales.

El momento crucial de la misión, la entrada orbital alrededor de Saturno, fue sin duda una de las maniobras más complejas jamás realizadas. Durante su trayectoria, debía atravesar el plano de los anillos entre los anillos F y G, el único espacio “vacío” en el sistema de los anillos, y luego pasar a apenas 19.000 km. de las capas altas de la atmósfera, y después volver a cruzar el plano de los anillos. Acompañando a esto, un larguísimo encendido de 96 minutos mediante el uso de uno de los dos motores reduciría la velocidad. Todo el proceso provocaría que Cassini transmitiera, mediante la antena de alta ganancia, datos sobre su velocidad, posición, estado, etc., para evitar otra catástrofe como la marciana en 1999. Después, la sonda se orientaba para ofrecer la antena principal en la dirección de llegada, para usarla como escudo contra las partículas. Tras cruzar el plano de los anillos, volvía a girar para posteriormente encender el motor. Como últimas acciones tras esto, orientar de nuevo la antena para hacerla servir de escudo, y luego, transmitir las primeras señales que indicaban que la maniobra se había realizado con éxito, después de pasar por la zona de sombra. Además, aprovechó la coyuntura para estudiar los anillos, la magnetosfera y la atmósfera saturniana. Todo el proceso, completado magníficamente, situó a Cassini en torno a Saturno en el lugar apropiado. Al día siguiente, pasó a 328.000 km. de altitud de Titán, enseñándonos los primeros detalles sobre el satélite gigante.

La segunda maniobra importante la realizó el 23 de agosto, un encendido que, durante 59 minutos, permitió a Cassini volver a pasar cerca de Saturno, para completar la primera de las 76 órbitas que tenía programadas durante su período de misión principal. Además de tomar medidas de Saturno, su magnetosfera y sus anillos, a lo largo de los 4 años alrededor del señor de los anillos visitaría 45 veces a Titán, 4 a Encélado, 2 a Japeto, Rea y Tetis, y una a Mimas, Dione e Hiperión. La misión, como la de Galileo en Júpiter, utilizaría la gravedad de Titán para ir modificando la órbita, tanto en distancia como en inclinación, para cubrir todos los ángulos. El primer sobrevuelo oficial de la misión lo completó el 26 de octubre, a Titán (codificado TA), pasando a unos 1.997 km. El objetivo del acercamiento era hacer una cobertura de la región designada para el aterrizaje de Huygens, un estudio completo de la superficie y su atmósfera, junto con el primer uso del radar para obtener los primeros detalles claros de la geografía de la luna.

Entre la entrada en órbita y el sobrevuelo TA a Titán, Cassini realizó todo un reportaje fotográfico al sistema saturniano, observando desde lejos los anillos, la atmósfera, y sobre todo los satélites. Tanto los interiores, como varios de los exteriores, fueron retratados desde la relativa cercanía, mostrándonos pocos detalles interesantes. Lo importante estaba por llegar.

A lo largo de varias horas ese 26 de octubre, Cassini completó todo un escaneo completo del hemisferio iluminado de Titán, con los instrumentos ISS, CIRS, VIMS y UVIS, para luego hacer el primer escaneo con el SAR, obteniendo la primera tira de radar de la superficie de Titán. De unos 1.000 km. de 
longitud y 100 de anchura, nos mostraba una zona escasamente escarpada, bastante llana (un desnivel de apenas 150 metros) y ni un cráter. Usando los otros instrumentos ópticos también se nos mostró buena parte de superficie, mediante una ventana de infrarrojos, aunque la calidad de esas observaciones era menor a la esperada a causa de la neblina atmosférica. En esta cobertura se mostraban terrenos claros y otras zonas muy oscuras. Se detectó abundante nitrógeno (además, lo perdía a chorros), junto con numerosos elementos orgánicos. Este acercamiento supuso el verdadero pistoletazo de salida de la investigación por Saturno.

Las primeras maniobras previas a la liberación de Huygens dieron comienzo tras el segundo sobrevuelo a Titán (T1) y su primer paso “cercano” a Dione. Debido a que la sonda de descenso carecía de cualquier tipo de sistema de propulsión, Cassini tenía que ser colocada en una posición determinada. Así, el 25 de diciembre, usando el dispositivo pirotécnico y los resortes montados en el transportín, separó a la sonda de descenso (previa carga completa de las baterías), provocando una rotación de 7 rpm para estabilizar a Huygens, principalmente durante las primeras fases del contacto con la atmósfera de Titán. Tenía camino por delante, y mientras esta pequeña nave viajaba hacia su encuentro, Cassini siguió con su órbita, sobrevolando por primera vez a Japeto el 1 de enero del 2005 a unos 65.000 km.

El Ying-Yang del sistema solar fue examinado con detalle por Cassini, en especial la desconocida Región de Cassini. Las Voyager nos mostraron la dualidad de la superficie de Japeto, pero debido a la larga distancia y a que el hemisferio oscuro estaba en sombra, apenas se pudieron reconocer algunos cráteres en el lado brillante. Cassini mejoró enormemente nuestros conocimientos, consiguiendo encontrar muchos más cráteres (algunos de proporciones muy importantes) y una extrañísima formación alrededor del ecuador de la Región de Cassini, una, digámoslo así, cordillera que recorre casi por completo el ecuador de Japeto. Extraordinario. Tras esto, se puso en camino de Titán para escuchar con atención y devoción a Huygens.

Huygens entró en la atmósfera de Titán a las primeras horas del 14 de enero, contactando con sus capas altas a una velocidad de 22.000 km/h. Una vez atravesada la atmósfera, a una altitud de 150 km., el primer paracaídas, el piloto, se desplegó, proporcionando estabilización a la sonda. Al poco, el separado del primer paracaídas provocó la apertura del principal, tras soltar la cubierta trasera. Una vez el principal quedó completamente abierto, el escudo de reentrada se separó, provocando que los instrumentos se activaran, los dos transmisores de banda-S empezaran a transmitir, y empezó su breve misión. Las baterías aseguraban un tiempo de funcionamiento de unas dos horas y media.

En Darmstadt, Alemania, hogar del centro de control de la misión Huygens, era la mañana de ese viernes histórico. El edificio bullía de actividad, no solo por los científicos, sino que también por el enorme despliegue de prensa que deseaba cubrir el acontecimiento. Usando a Cassini como intermediario, Huygens comenzó a transmitir, y los primeros datos fueron recibidos bajo gran expectación. El DISR comenzó a actuar a unos 55 km. de altitud, pero las primeras secuencias no nos mostraban más que la opaca niebla que cubre el satélite. Tuvo que bajar hasta los 20 km. para comenzar a observar las primeras formaciones de la superficie. Después de casi dos horas de descenso, el paracaídas principal se separó, provocando la apertura del paracaídas de estabilización, encargado de acelerar el descenso para que la sonda pudiera funcionar en la superficie. Así, tras dos horas y media, la sonda europea se convirtió en el vehículo de aterrizaje que más lejos de la Tierra había alcanzado la superficie de un cuerpo celeste.

No solo Cassini estuvo escuchando a Huygens. También numerosos radiotelescopios estuvieron siguiendo minuto a minuto el recorrido. El más notable de ellos fue el Telescopio de Green Bank, en Virginia Occidental, que pudo detectar durante más tiempo la señal de radio de la sonda que Cassini, que tras tres horas de paciente obtención y almacenamiento, alteró su posición para transmitir lo recogido al centro de control. Gracias a los radiotelescopios (y al igual que con los MER marcianos un año antes) se pudo fijar su posición exacta de aterrizaje sobre Titán, en las coordenadas 10.2º S, 192.4º W. Sin embargo, cuando Cassini terminó de transmitir los datos de Huygens, se dieron cuenta que había ocurrido un problema.

Para asegurar (se decía) el éxito de la misión, los datos de los experimentos científicos se dividieron entre los dos transmisores. De esta manera, el llamado canal A se encargó de enviar los datos del DWE y de la mitad de las 700 imágenes del DISR, junto con otras mediciones de otros experimentos, mientras que el canal B se encargaba del resto. Uno de los receptores de Cassini había quedado apagado, de manera que la sonda nunca pudo recibir los valiosos datos del canal A. Un análisis posterior determinó que el software enviado por la ESA al centro de control de la misión de Cassini poseía un error, que provocó que ese receptor no se encendiera. Por suerte, el resto de los datos si llegaron, y han resultado de una importancia capital.

Huygens aterrizó en una región conocida actualmente como Adiri. Para llegar allí, tuvo que recorrer la atmósfera, analizándola en detalle. Se detectaron enormes cantidades de metano, la densidad atmosférica era bastante grande, posee una presión atmosférica de alrededor de un 60% superior a la terrestre. Fuertes vientos azotaron a la sonda, y pasó por varias regiones en las que había fuertes turbulencias. La superficie mostró signos clarísimos de erosión, y se determinó que en Titán llovía metano, y que cumplía el mismo papel que el agua en la Tierra. Además, por toda la superficie existían grandes acumulaciones de rocas de hielo, de hasta unos 20 centímetros de diámetro, junto con una especie de arena de hielo. La temperatura era muy fría (-180º C), y se concluyó que Huygens había aterrizado en la desembocadura de un rio de metano. Sin duda nos proporcionó la base sobre la que interpretar el resto de la superficie. Aunque sin duda lo más llamativo fue la detección de ondas de radio de muy baja frecuencia, probable indicador de algún líquido subsuperficial. Posteriormente, el lugar de aterrizaje se bautizó como Estación Memorial Hubert Curien, en homenaje a uno de los presidentes de la ESA. Después de este momento importantísimo, y tras cumplimentar el sobrevuelo T2 a Titán, se pudo considerar que la misión principal de Cassini comenzó de verdad.

El año 2005 fue un año de gran variedad en cuanto a acercamientos a satélites se refiere: Hasta 15 sobrevuelos a distintas lunas (siete a Titán, tres a Encélado y uno a Mimas, Tetis, Hiperión, Dione y Rea). Un mes después de la misión de Huygens, Cassini regresó a Titán para el T3, durante el cual usó por 
segunda vez el radar para contemplar un nuevo pedazo de superficie. La nueva tira nos mostró un terreno más accidentado, y los dos primeros cráteres detectados en la superficie del satélite gigante. Uno era de 80 km. de diámetro, mientras que el segundo era un gigante de 440 km., bastante desgastado por la erosión atmosférica. En este también se empezaron a vislumbrar las dunas, llamadas en un primer momento arañazos de gato, debido a lo oscuras y lo lineales que eran. Dos días después, el E1, el primer acercamiento a Encélado, sobre una zona del norte del satélite con enormes corrimientos y fallas, aunque casi sin cráteres.

Tras 5 meses y 3 sobrevuelos (E2 a Encélado y los T4 y T5 a Titán), el 14 de julio Cassini regresó a la pequeña y helada luna saturniana. Esta vez pasaba a 175 km. del polo sur, y las imágenes nos proporcionaron una gran sorpresa. Voyager 2, cuando pasó sobre esa región, observó una región plana y libre de cráteres. Cassini, 24 años después, contempló que existían cuatro líneas de gran longitud (llamadas zarpazos del tigre provisionalmente), y alrededor de ellas lo que parecía hielo azul. Como parte del anillo E se surte de material proveniente de cerca de Encélado, se pensó que la zona era la originaria de esas partículas, y que allí podría existir una suerte de actividad geológica, principalmente porque el CIRS calculó en esa zona temperaturas muy calientes con respecto al resto del satélite. La aparición de estas cuatro líneas de fractura (conocidas desde entonces como Alexandria, Cairo, Baghdad y Damascus Sulci) provocó que la prioridad de estudio de Encélado se elevara, casi a la altura de la de Titán.

El resto del año continuó con los acercamientos: a Mimas el 2 de agosto, a Titán los días 22 de agosto (T6), 7 de septiembre (T7, radar por el polo sur), 28 de octubre (T8, radar por la zona de aterrizaje de Huygens) y 26 de diciembre (T9, de similar geometría a la del sobrevuelo de Voyager 1 en 1980), a Tetis el 24 de septiembre, a Hiperión dos días después, a Dione el 11 de octubre y a Rea el 26 de noviembre. Dignos de mención fueron los de Tetis, Hiperión y Dione. La prioridad del encuentro con Tetis era averiguar cómo y cuando se habían formado los largos cañones, y las imágenes entregadas nos enunciaron que era una formación muy antigua, debido a la gran saturación de cráteres, incluso en su interior. El de Hiperión supuso un salto adelante. Como lo poco que se sabía nos lo habían entregado las Voyager, corrió a cargo de Cassini el completo reconocimiento de este fragmento, y las vistas nos enseñaron el, posiblemente, objeto del sistema solar con más cráteres sobre su superficie. Su aspecto era parecido al de una esponja, y los datos de gravedad apoyaron esta apariencia, informándonos que podría estar hueco. Lo más curioso fue que también detectó hidratos de carbono en su superficie. Realmente curioso. Y en cuanto a Dione, las vistas 
fueron de infarto, y la mejor fue una del satélite al completo y con Saturno como fondo. El punto negro ocurrió durante el sobrevuelo T7, cuando una entrada en modo seguro a mitad del escaneo de radar provocó la pérdida de la mitad de la tira, sobre el polo sur de Titán. El resto si sobrevivió, y nos llegó para seguir aumentando la cartografía.

Entre otros detalles de este período, varios estudios sobre los anillos (a lo largo de su primer bucle de los tres destinado a su examen), las primeras vistas de la meteorología de Saturno por debajo de las capas altas 
atmosféricas, y los primeros detalles de los pequeños satélites, como Epimeteo o Telesto. Sin embargo, lo llamativo fue que, en un estudio lejano realizado a Titán, se observó una macha oscura en el polo sur, sobre la cual había una cantidad muy espesa de nubes. Los análisis realizados probaron que ese era el primer lago de metano del satélite, y estudios posteriores mediante radar tratarían de confirmar este hecho. Otras observaciones lejanas, en esta ocasión en Encélado, durante el mes
 de noviembre, nos permitieron conseguir el mayor descubrimiento de toda la misión: el satélite emitía
chorros de material, en esencia gas y partículas de hielo, a muy alta velocidad, por lo que quedaban fuera del campo gravitatorio de Encélado. Las imágenes, cuando la luna ocultaba al Sol, nos permitieron realizar este espectacular hallazgo.

El 2006 fue el año de la implacable persecución a Titán, ya que durante esos doce meses realizaría nada menos que 12 sobrevuelos (del T10 al T22). Tres de ellos se dedicaron a buscar algún océano subsuperficial, mientras que en 9 enchufó el radar para observar regiones del hemisferio y el polo norte. Gracias a todas las tiras de radar completadas a lo largo de ese año, se descubrió la llamada región de los grandes lagos, el mayor de los cuales recibió el nombre de 
Kraken Mare. Realmente esta región está salpicada de miles de lagos muchos muy pequeños, y otros de proporciones muy importantes, con casi la extensión del Lago Superior terrestre. Sin embargo, no solo se dedicó a Titán. Usando la gravedad del satélite gigante pudo colocarse en una órbita polar alrededor de Saturno, dedicada a estudiar los anillos del planeta, aunque también fue una oportunidad de observar uno de los acontecimientos más espectaculares de los observados allá: una ocultación del planeta al Sol. A lo largo de 12 horas pudo examinar todo el sistema saturniano como nunca. Otra oportunidad proporcionada por esa órbita fue la observación del mismo polo sur saturniano, en el que observó en el centro un enorme ojo de huracán, moviéndose en la misma dirección que el resto de las nubes del planeta pero a 550 km/h. más deprisa que el resto. Un detalle más que sumar a ese enorme muro de las rarezas que es el sistema saturniano.

El 2007 fue un año mixto, con sobrevuelos a Titán (un total de 17, del T23 al T39), junto con acercamientos a Tetis, Rea y Japeto. A lo largo del año, realizó al menos siete nuevas tiras de radar de Titán, adquirió nuevos y valiosos datos sobre la atmósfera del satélite gigante, mientras que completaba los estudios en los otros satélites con sobrevuelos programados. El de Japeto casi se pierde, debido a que el impacto de un rayo cósmico después del acercamiento provocó un modo seguro. Por suerte los datos recogidos quedaron bien almacenados, dándonos respuestas casi definitivas sobre el por qué del aspecto de este satélite. Este año también fue aprovechado para tener la primeras instantáneas
de los anillos “desde arriba”, el uso de nuevas técnicas de observación con el VIMS (técnica de linterna china, aplicada sobre el polonorte saturniano, mostrándonos las intrigantes nubes en hexágono de la zona), la constatación de que la expulsión de material por parte de Encélado provocaba alteraciones en el campo magnético del planeta (la única manera de calcular la rotación de un gigante gaseoso), y además, se autorizó una extensión de la misión, y empezó a sufrir los achaques propios de la edad.

El 2008 supuso el fin de su tarea primaria, y el inicio de la Saturn Equinox Mission, es decir, la Misión del Equinoccio de Saturno, de dos años de duración. En los seis meses que le quedaban hasta comenzar el encargo ampliado, todavía le quedaban por hacer 5 acercamientos a Titán (del T40 al T44) y el último a Encélado de este período (E4), para el cual se redujo la altitud de los 995 km. a 53. La aparición de las cuatro Sulci del polo sur y la potente emisión de material propiciaron esta alteración en su trayectoria, para que varios instrumentos (principalmente CAPS, CDA e INMS) pudieran “oler” y “saborear” las partículas que expulsaba. Antes, gracias a los sobrevuelos a Febe y Japeto, pudieron darse cuenta que el material oscuro en ambas lunas era el mismo.

El 12 de marzo del 2008, Cassini pasó a 124 km. de los chorros de materia de Encélado. Además de realizar imágenes en alta resolución (descubriendo nuevas fracturas naciendo de las ya existentes), estudió los elementos expulsados, detectando agua (mezclada con amoniaco), dióxido de carbono y cierta cantidad de hidrocarburos, que maquillaban la superficie del satélite. Los chorros eran 20 veces más densos de lo esperado, y la temperatura mucho más alta que en las veces anteriores. Muchas de las partículas caían a la superficie, pero otra gran cantidad de material acababa en el espacio, alimentando el anillo E con todo lo que echaba, a una velocidad de aproximadamente 500 m/s. Por desgracia, el CDA no pudo devolver datos esa vez a causa de un error de software.

Al final de la misión primaria, Cassini había cartografiado un 20% de la superficie de Titán usando el radar, incluyendo las tiras del T43 y T44. La nueva tarea, alargándose aproximadamente dos años, comprendía 60 nuevas órbitas, incluyendo 26 nuevos sobrevuelos a Titán, 7 a Encélado, y uno a Dione, Rea y Helena. A partir de julio, la poderosa sonda se preparó a realizar 5 acercamientos al satélite gigante (del T45 al T49, incluyendo dos nuevos usos de radar para cartografía) y tres consecutivos a Encélado (E5, E6 y E7).

Estos nuevos seis meses nos regalaron nuevos y curiosos detalles. Por ejemplo, en el polo norte de Saturno, en el centro de las nubes hexagonales, existe otro ojo de huracán similar al del polo sur. El lago del polo sur de Titán descubierto por casualidad se demostró rellenado de material, gracias a una secuencia de radar realizada a finales del 2007, y además, nuevas imágenes realizadas a una de las líneas de fractura de Encélado, concretamente a Baghdad Sulcus, nos permitió ver, gracias a la muy alta resolución de las secuencias, los lugares exactos por los que salían los chorros.

El año 2009 transcurrió de manera similar a los anteriores. Muchos acercamientos a Titán (del T50 al T64), durante los cuales se usó el radar con asiduidad, y un par de ellos a Encélado, pasando de nuevo por encima de los chorros de materia del polo sur, en su última observación
debido a que desde entonces se encontraría en la zona de sombra. Sin embargo, lo destacable de ese período fue que la sonda pudo estudiar los anillos cuando Saturno los ofrecía de perfil hacia el interior del sistema solar. El segundo fue que, gracias al VIMS, pudo ver cómo los lagos del polo norte de Titán reflejaban la luz solar, dejando ya claro que están rellenos de líquido. Y el tercero, la observación mediante luz natural del hexágono del polo norte. Impresionante. Eso sí, sufrió un nuevo problema, en esta ocasión en el propulsor principal, que a mitad de marzo fue cambiado por el de repuesto. A pesar de la edad, aún continuaba en buena forma.

Durante el año 2010, Cassini continuó con la rutina. A lo largo de estos doce meses pasó por Titán, como de costumbre (del T65 al T73), Mimas (por primera vez desde el 2005), Rea, Encélado (E9 a E13), Helena, etc. Este año fue conocido por ser el cambio entre la Saturn Equinox Mission y la Saturn Solstice Mission, la Misión del Solsticio de Saturno, y durante el cual dejó claro que el pequeño pero frecuentemente observado lago del polo sur (conocido como Ontario Lacus) variaba su profundidad, perdiendo y ganando parte de su líquido, a causa de la evaporación, las lluvias e incluso cierta marea. Continuando en el satélite gigante, se pudo asegurar que en varios sitios de la luna había criovulcanismo. Hotei Arcus y Sotra Facula parecían ser dos lugares por los cuales el material fluido del interior de Titán salía como si fuera lava, aunque fría, pero dejando rastros claros de su
extensión. Encélado siguió dándonos detalles importantes, ya que se pudo observar que a lo largo de Baghdad Sulcus se habían abierto nuevas fracturas, como en el caso del Cairo Sulcus. Y en cuanto a Saturno, comenzó a detectar rayos por las capas altas de la atmósfera, para después verlos en actividad, mientras se dedicaba a estudiar cómo una nube de plasma “estallaba” al llegar a la zona de sombra de Saturno y entraba en su cola magnética. El problema del año fue que un modo seguro bastante grave provocó que, por primera vez desde que estaba en Saturno, perdiera un sobrevuelo a Titán, este caso el último del año.

El primer año completo de la misión del solsticio, el 2011, supuso una nueva época de exámenes en torno al muro de las rarezas. Esta última extensión, que se alargaría hasta el 2017, año en el que terminaría su labor, se centraría en observar los cambios del planeta y sus satélites mientras orbita hasta posicionarse casi en el solsticio saturniano. Continuó con los sobrevuelos: Titán (T74 a T80), Rea, Encélado (E14, E15, E16), Dione, y a algún otro. Lo más importante de este época fue la gran
tormenta que, durante 200 días, estuvo modificando a lo bestia la meteorología del planeta. Medía 15.000 km. de larga, y empujaba material de las profundidades de la atmósfera. Surgió en una región que fue bautizada el rincón de las tormentas. Encélado siguió sorprendiendo, en esta ocasión a causa del descubrimiento de una especie de puente eléctrico mediante el cual parte de las partículas emitidas por la pequeña luna viajaban por este puente hacia el polo norte saturniano, generando una aurora, y también por la afirmación de que la cantidad de energía que emitía el polo sur del satélite superaba los 15.8 GigaVatios, lo mismo que 20 centrales eléctricas de carbón. El propio planeta también dio curiosas pinceladas. Por un lado, el planeta emitía diferentes señales de radio dependiendo de lo rápido que orbitara un hemisferio u otro, para luego mezclar esas señales fuera del planeta. Y por otro, cómo, usando la magnetosfera, expulsaba de su entorno toda partícula de polvo cósmico alrededor suyo. Sobre lo realizado sobre los satélites, más imágenes de radar sobre Titán (aplicando incluso una nueva técnica mediante la cual
se adquirían imágenes más amplias), y también sobre Encélado, y la conclusión de los mapas, o casi, de Tetis o Rea. Entre las lunas pequeñas, sorprendió Helena, mostrando formaciones inusuales para un satélite de apenas 32 km. de largo, tales como corrimientos o desprendimientos. Y por último, el CAPS dio el susto, debido que un cortocircuito provocó subidas de tensión desde el instrumento a la fuente de tensión y viceversa, causado probablemente por un cable pelado. Hay que recordar que llevaba en el espacio 14 años, y todavía tenía que resistir hasta el 2017.


El 2012 continuó trabajando, aunque los problemas aumentaron. A principios de año, el oscilador ultraestable primario del sistema de comunicaciones falló, provocando la activación del sistema de reserva. Este elemento no solo servía para estabilizar la señal enviada a Tierra, sino que también era parte fundamental del RSS, y con el elemento secundario las medidas serían de menor calidad. Posteriormente, el CAPS, reactivado en marzo, tuvo que ser desconectado de nuevo en junio, al repetirse los problemas del año anterior. Eso sí, continuó con los sobrevuelos: a Titán (T81 a T88), a Rea, a Encélado (E17, E18, E19), a Dione… En cuanto a resultados, está por el detalle de que, por ejemplo, Dione tiene una muy tenue atmósfera compuesta de oxígeno, tan densa como la terrestre a 480 km. de altitud. De Titán, un estudio
acerca del Ontario Lacus, el más prominente del polo sur, es como los lagos efímeros que existen en el sur de África, una depresión que se vacía y se rellena cada cierto tiempo. Más importante fue el detalle de que es más que probable que el satélite gigante posea un océano subsuperficial, muy posiblemente de agua líquida, mantenida en ese estado por las mareas provocadas por Saturno. También mantuvo vigilancia estrecha en su meteorología. A la aparición de un vórtice en su polo sur, le siguió la observación del cambio de estación, un cambio que se produce abruptamente. Mientras, Encélado mostró cómo influía en el entorno de plasma alrededor del planeta, provocado, por supuesto, por los chorros de materia expulsados desde el polo sur, viendo un comportamiento
 opuesto al detectado normalmente. De la tormenta del año anterior, un análisis de las imágenes reveló las huellas producidas por los flashes generados por los rayos en la cara diurna del planeta, muestra de la violencia de la misma. Otra nota rara llegó de las mediciones de temperatura tomadas por el CIRS a Mimas y Tetis, creando el aspecto de parecerse a las figuras del célebre juego del Comecodos. Acabando el año, empezó a ver el ojo de la tormenta en el polo norte saturniano con una resolución extrema, mostrando detalles realmente asombrosos, y finalmente, un segundo evento de ocultación de Saturno al Sol, solo que visto desde más cerca. Realmente brillante.

El 2013 estuvo dedicado casi por entero a Titán, (T89 a T96), aunque también hizo el último a Rea, despidiéndose de este satélite. Junto a esto, varias notas interesantes, como la posible existencia de icebergs a la deriva en los lagos y mares de Titán, cómo la interacción entre los aerosoles de su atmósfera con la radiación ultravioleta solar es la que provoca la neblina que cubre por completo el satélite, o la creación del primer mapa topográfico de Titán, pasando por la primera medición de la profundidad de uno de los lagos del polo norte mediante SAR (Ligeia Mare, 170 metros), y acabando con el hallazgo de un ingrediente plástico (propileno) que solo se ha visto en la Tierra. De los anillos nos llegó en esa época su edad, siendo idéntica a la de los satélites: unos 4000 millones de años, aunque también se vio cómo meteoritos impactan en ellos. Por esos días se comprobó que la magnetosfera de Saturno es como un enorme acelerador de partículas, cuando el viento solar chocó con el campo magnético del planeta, generando aceleración de partículas, un poco como lo que ocurre en las supernovas. La tormenta de Saturno todavía dio que hablar por esos días, ya que rodeó por completo la atmósfera, atrapando así su cola. Por su parte, Dione mostró que no es un mundo tan muerto
como se creía, ya que, de acuerdo con el magnetómetro de Cassini, debe, o debía, existir una acumulación de agua bajo la superficie en una zona del satélite en la que hay una suerte de cordillera. Por supuesto, Encélado siguió dando la nota. Esta vez pudimos ver que las fisuras del polo sur se abren y se cierran dependiendo de su posición orbital, estando abiertas en el apogeo (en su punto más lejano) y casi cerradas en el perigeo, como consecuencia de las fuerzas de marea que actúan sobre él. Y como broche para acabar ese año, la revelación de que lo que forma el hexágono del hemisferio norte es una corriente de chorro, aunque no se sabe por qué adquiere esa forma. Además, ese año fue en el que nos retrató, desde la distancia, demostrando lo inmensamente pequeños que somos.

El 2014 estuvo dedicado en exclusiva a Titán, con 11 sobrevuelos (T97 a T107), y mientras, en sus cosas. Entre lo notorio, la observación de las auroras norte y sur en movimiento, pero también como generadoras
de parte del calor que desprende el planeta. La noticia gorda, sin embargo, la trajo Encélado, cuando se confirmó la existencia de un un mar, u océano, a 10 km. por debajo del hielo del polo norte. También de este lugar no llegó una cifra: 101, que son los géiseres que expulsan material desde el polo sur, y generados por el calor interno del satélite. En cuanto a Titán, evidencias de que el nitrógeno atmosférico procede de la nube de Oort, es decir, de los rincones más lejanos del sistema solar, datos que sugieren que su océano subsuperficial es tan salado, o más, que el Mar Muerto terrestre, o el de la aparición y desaparición de un objeto brillante en Ligeia Mare. También desde allá se supo que la nube en plan vórtice del polo sur no solo es fría, sino que está compuesta de cianuro de hidrógeno. Por aquellos días llegó un resultado proveniente de Hiperión, en el que muestra que la superficie de esta curiosa luna posee electricidad estática, y todo porque, durante un breve periodo, Cassini estuvo conectada a la luna, formando un puente en el cual electrones procedentes de la superficie viajaron hasta la sonda. Poco movimiento, vaya.

El año 2015 fue otro año de despedidas, concretamente de los satélites Dione y Encélado, a los que nunca se volvería a acercar como en esas oportunidades. Por supuesto, también hizo acto de presencia sobre Titán (T108 a T114). En cuanto a resultados de esa época, uno muy curioso es que combinando a Cassini con el radiotelescopio VLBA se logró posicionar el sistema de Saturno en el sistema solar con una precisión inconcebible, de apenas 4 km. Nada en la escala cósmica. Una observación única la realizó durante uno de los sobrevuelos a Titán. Aprovechando que la presión del viento solar sobre la magnetosfera era superior a
la normal, se supo que el satélite gigante estaría expuesto a la influencia de Helios, y el resultado fue que su atmósfera se comportaba de manera similar a la venusina. Una sorpresa, pero esperable por otra parte. Añadiendo más ingredientes a la sopa, por aquellos días se supo que bajo la superficie helada de Encélado existe actividad hidrotermal, al registrar tanto partículas de silicio como emisiones de metano. Otro apunte desde este satélite es cómo altera y da forma al anillo E que, gracias a sus chorros de materia, alimenta continuamente, siendo éstos algo más parecido a telones que a otra cosa. Posteriormente, una investigación sobre las imágenes tomadas mostró un leve bamboleo (libración) en Encélado. Partiendo de esto, se extrajo la conclusión de que existe la posibilidad de que el océano bajo el satélite sea global  En cuanto a la tormenta del 2010-2011, parece que se supo por qué apareció. Allí existe un ciclo de 30 años en el que el aire de las capas altas se enfría, descendiendo a capas inferiores, apagando la convección en las nubes de manera temporal, lo que a su vez provoca un ascenso del vapor de agua, que acaba generando una enorme descarga de precipitaciones, provocando así la tormenta. De Titán nos llegó la nueva de por qué existen más lagos en el hemisferio norte que en el sur, y la razón es porque el terreno en el
que están es fácilmente erosionable, como las zonas del karst terrestres, con material orgánico soluble. También del satélite gigante nos llegó la noticia de la existencia, bajo la nube en forma de vórtice del polo sur, de otra más grande y masiva, casi monstruosa, situada a 200 km. de altitud, y formada por algún material helado, muestra de la severidad del invierno allí. En cuanto a Tetis, una imagen combinando filtros mostró diferencias de color, pero destacando varias líneas de color rojo, de origen desconocido. Por su parte, del CIRS nos llegó la novedad de que, en el equinoccio, todos los anillos, salvo el A, experimentaron drásticas bajadas de sus temperaturas. Que esto no ocurriera en él es debido a la existencia de partículas heladas más grandes, llegando al metro de diámetro. Y para cerrar el año, visita por varios satélites pequeños, como Epimeteo, Prometeo y Atlas, con vistas difícilmente mejorables.

El año 2016 fue el último completo de Cassini en Saturno, por lo que supuso el principio del fin, durante el cual practicó los penúltimos sobrevuelos a Titán (T115 a T125), que permitieron reformar su órbita en anticipación de las dos últimas fases de la misión. Por esos días se publicó un estudio acerca de la opacidad de los anillos, en concreto del anillo B. De todos, es el que más resalta en brillo, y el que menos permite traspasar la luz, pero resulta que no tiene más material que los otros, más bien es parecida. La causa de esto, al parecer, es porque es el más joven de todos, aunque la razón del por qué no la tenemos aún. Poco
después supimos que en Titán, aunque existen estaciones, las variaciones de temperatura son más bien escasas, con diferencias de cuatro grados entre ellas. Continuando en sus lagos, una mirada posterior a los datos de radar que penetraron hasta el fondo de Ligeia Mare mostraron dos cosas: la primera, que este mar está relleno de metano puro, y la segunda, que su fondo es fangoso, un fango de material orgánico. También sobre este lago se descubrió una red de cañones que parece que descargan hidrocarburos líquidos allí, destacando Vid Flumina, de menos de 1 km. de longitud, una profundidad de 570 metros y un desnivel de 40º. Por su atmósfera, el sistema CIRS fue testigo, desde el equinoccio del planeta y en los años posteriores, que la estratosfera de Titán sufrió una inversión térmica, con la temperatura cayendo más de 40 grados, además de permitir la formación de un punto caliente justo bajo el vórtice del polo sur. Esto provocó la formación de diversos hidrocarburos en forma de gases traza, no vistos desde los primeros tiempos en órbita saturniana. Más tarde, el CDA nos habló de que había detectado el mismo flujo de polvo interestelar encontrado por Ulysses y sentido por Galileo. Con un instrumento más capaz, no solo midió la velocidad (72.000 km/h) y dirección, sino que también hizo análisis de composición. Más allá del hielo abundante allí, las partículas interestelares estaban compuestas de hierro, magnesio, silicio y calcio, los ingredientes que formaron los planetas terrestres del sistemas solar. En general, fue un tiempo más bien calmado.

El principio del fin de Cassini arrancó tras el último sobrevuelo a Titán de ese año. Tras él, se inició una fase de órbitas proximales, 20 en total, que le hacían pasar justo por fuera del sistema de anillos, a más de 7000 km. del F. Seguía una trayectoria polar, permitiendo con ello observar con soberbia nitidez los anillos, pero también acercarse más que nunca a los satélites pequeños que pastorean los anillos. Entre los examinados estaban Pan, Daphnis, Methone y Pandora, llevándose el premio gordo este último, ya que la sonda pasó a unos escasos 14.000 km. del satélite. Esta fase era preparatoria de lo que tenía que llegar posteriormente. Por que sí, ya desde hacía años se hablaba de cómo finalizar este proyecto inolvidable. Una loca era usar la gravedad de Titán para sacar la sonda de la órbita de Saturno, para que pusiera rumbo a Urano, y así hacer un nuevo examen a este gigante de hielo. Otra idea
abogaba por dejarla en órbita permanente, pero esta idea tenía sus riesgos, ya que podría impactar de forma incontrolada con lugares tan prometedores como Encélado. Finalmente ganó la opción de la entrada en la atmósfera de Saturno para desintegrarse allí. Para ello, se diseñó una última etapa en la que Cassini se colaría por un lugar hasta el momento desconocido: el hueco entre los anillos y la atmósfera del planeta, una última fase que se llamó el Grand Finale, y que arrancaría tras el último sobrevuelo a Titán, el T126.

Y así llegamos al 2017, el canto de cisne de Cassini, que lo arrancó sumergido en sus órbitas proximales acercándose a más satélites pastores, como Epimeteo o Atlas, pero que siguió entregándonos ciencia. De esta manera, la única vez que se usó el Radar en Encélado (noviembre del 2011, E16), no solo se usó para la composición de imágenes, también empleó su modo de radiometría, detectando una enorme emisión calorífica, por lo que se extrajo la conclusión de que, allí en el polo sur, su océano está a menor profundidad, acercándose a los 3 km. de la superficie, mientras que en el resto del satélite está entre los 18 y 22 km. Además, la tira de radar pasó por varias de las fisuras, que en ese momento estaban apagadas. Otro trabajo nos informó que de los géiseres, de entre todo lo que suelta, finalmente encontró hidrógeno, el ingrediente que faltaba para dar forma a la pócima necesaria para la formación de vida. De Titán parece que se obtuvo respuesta sobre la aparición y desaparición de la "isla mágica", y parece ser un fenómeno de burbujeo, causado por el nitrógeno mezclado con las "aguas" de los lagos. Como el abrir una botella de gaseosa, vamos. Y en otra nota de la atmósfera, ese formidable laboratorio posee un ingrediente llamado cianuro de vinilo, que es importante ya que, mezclado con los otros componentes que allí existen, puede formar esferas similares a las membranas celulares de los seres vivos. Tenemos que volver.

Cumpliendo lo prometido, el último sobrevuelo a Titán metió a Cassini en el hueco proyectado, y situando la antena como escudo, evitó impactos a alta velocidad. El caso es que prácticamente no registró nada, lo que permitió continuar pon el plan previsto, y en los siguientes cruces, el CDA si registró partículas, pero pequeñas, en una cantidad mucho menor a la anticipada. Entre imágenes de la atmósfera, de los anillos (revelando que el C es mucho más complejo) y de los satélites, lo importante era medir la duración del día de Saturno. En los gigantes de gas se sigue el campo magnético para ello, pero allí es complicado. Entre señales mezcladas con Encélado, una inclinación del eje magnético prácticamente idéntica a la del eje de rotación, y la detección de dos señales distintas, han hecho casi imposible averiguar una cifra exacta, y hasta la fecha los datos del Grand Finale no dan respuesta al misterio.

El 11 de septiembre su destino quedó sellado: un acercamiento lejano a Titán cambó levemente la trayectoria de Cassini para que entrara en la atmósfera de Saturno. A pesar de la gran distancia (casi 120.000 km.) la gravedad del satélite gigante resultó ser lo suficientemente notoria para tener este efecto. En sus últimos días, las actividades continuaron sin interrupción, y algunos de los instrumentos tomaron sus últimas mediciones el día anterior a la entrada atmosférica, incluyendo las últimas imágenes tomadas por sus cámaras. Para la entrada atmosférica solo ocho de los instrumentos permanecieron activos, los CDA, CIRS, INMS. MAG, MIMI, RPWS, RSS y UVIS, con prioridad absoluta para el INMS entre ellos.

Su último día lo inició con los instrumentos fijados sobre Saturno, y la antena principal apuntando continuamente a la Tierra, transmitiendo telemetría e información en "tiempo real" (con un retardo de 83 minutos entre la emisión y la recepción en Tierra). Las primeras capas atmosféricas las sintió a algo más de 2000 km. del planeta, y la fuerza del aire, aunque pequeña, provocó que los propulsores empezaran a
corregir la posición para mantener la antena apuntada. Con la altitud cayendo, las fuerzas aerodinámicas se hicieron más fuertes, por lo que los propulsores actuaron con más frecuencia, hasta alcanzar un 100% de potencia, necesaria para sobrepasar esta resistencia, generada además por el mástil del magnetómetro. Y así siguió hasta que las fuerzas aerodinámicas fueron demasiado fuertes para que los propulsores las contrarrestaran, desestabilizándose para finalmente desintegrarse en la atmósfera de Saturno, acabando la misión. Lo cierto es que Cassini fue capaz de aguantar hasta el
mismísimo amargo fin, manteniendo la antena apuntada a la Tierra hasta el último segundo, según lo programado. Ese fue el fin de 13 años alrededor de Saturno, y de casi 20 desde su lanzamiento.

La exploración más larga de un gigante de gas nos ha proporcionado muchas respuestas a las preguntas que debía responder, pero también encontró nuevas preguntas, algunas de las cuales también han sido respondidas, y otras lo serán por otras misiones. Todavía queda mucha información por investigar, por lo que no perdáis la atención, ya que en los próximos años seguro que llegarán nuevas de esta formidable misión. Cassini también está influyendo en las futuras misiones, y el ejemplo es la próxima misión joviana Europa Clipper, cuyo perfil de misión para el estudio de ese interesante satélite se inspira en el realizado para el examen de Titán.

Un capítulo de la investigación del sistema solar se ha cerrado, y en cierta manera, la épica. Ha sido mucho lo revelado, y ha juntado todo un muro de postales gloriosas de ese muro de las rarezas que nunca nos quitaremos de la cabeza. Nuestra cronista desde allá ha sido todo una cuentacuentos, mostrándonos lugares de ensueño y fenómenos increíbles. Una misión redonda, no cabe duda.