Fascículo

23 RETO Un bloque de madera con dimensiones 5 x 10 x 30 cm flota en el agua. La distancia vertical de la superficie del agua al borde superior del bloque es 2,5 cm. Si queremos colocar encima otro bloque idéntico, cuál será ahora la distancia de la superficie del agua al borde superior del segundo bloque.

Bowling La venezolana Alicia Marcano ganó medalla de plata en los XV Juegos Panamericanos de Río de Janeiro 2007. Marcano subió al segundo lugar del podio al totalizar 631 puntos. Página 6.

El Big Bang

Imagen: Fluctuaciones de la radiación cósmica de fondo medida por la sonda espacial WMAP (2003)

Página 4. Es imposible que el Big Bang esté incorrecto. Joseph Silk (Reino Unido, 1943)

Agua hirviendo Una manifestación de la energía calórica de la Tierra son los géiseres, los cuales se forman cuando el agua subterránea se calienta por acción del magma y los gases asociados. Página 8.

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Fisicosas

Radiación cósmica de fondo on relación al origen de nuestro Universo, una de las evidencias físicas más sólidas que apoyan al modelo del Big Bang fue el descubrimiento de la radiación cósmica de fondo por Arno Penzias y Robert Wilson, en 1964. La teoría predice que, al comienzo de la explosión, materia y energía debieron tener una densidad extremadamente alta y por lo tanto estar muy calientes. Con la expansión, el Universo temprano progresivamente se enfrió hasta que a los 500.000 años aproximadamente su temperatura bajó a 3.000 K permitiendo la formación de átomos y la fuga de radiación (luz) en todas las direcciones. Más aún, la expansión produjo un corrimiento a temperaturas más bajas que hoy en día se traduce en una de alrededor de 3 K. Las primeras predicciones de la radiación de fondo cósmica fueron hechas en los años cuarenta por George Gamow quien estimó inicialmente una temperatura de 50 K para después revisarla a 5 K. Sin embargo, esta importante predicción fue olvidada durante veinte años hasta el descubrimiento de Penzias y Wilson en la década de 1960. El fenómeno de la radiación cósmica de fondo fue ampliamente confirmado en 1992 con la sonda espacial de la NASA Cosmic Background Explorer (COBE), la cual refinó la temperatura residual de la radiación a 2,725 K y comprobó su naturaleza altamente isótropa y, en 2003, por la Wilkinson Microwave Anistropy Probe (WMAP), la cual determinó la edad del Universo en 13,7 millardos de años.

Isbelia Martín (Universidad Simón Bolívar, Caracas) Claudio Mendoza (IVIC/CeCalCULA)

Espectro de la radiación cósmica de fondo que demuestra su naturaleza térmica con una temperatura de 2,725 K.

Comparación de la resolución de las fluctuaciones de la radiación cósmica de fondo medidas por las sondas espaciales COBE (1992) y WMAP (2003) que se han utilizado para determinar propiedades cosmológicas del Universo.

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Gerardo Lara, profesor de física en el Liceo Eduardo Egui Arocha ice que en todas partes está presente esta ciencia, tanto en el caminar de las personas, como en el vuelo de las aves. De esos ejemplos extrae metáforas que intentan enamorar a sus estudiantes del conocimiento. Ser profesor de física, una de las temidas “tres Marías” del bachillerato, no le produce ningún complejo a Gerardo Lara. Por el contrario, él tiene fe en sus estudiantes del Liceo Bolivariano Luis Eduardo Egui Arocha, ubicado en la Urbanización Los Castores en San Antonio de Los Altos, pues sabe que hoy en día los jóvenes son más curiosos que nunca y que buscan información por sus propios medios, mucho más que hace apenas unos años. “Nosotros, como docentes, debemos guiarlos para que su búsqueda sea cada vez más placentera”. Por eso, no representa para él un obstáculo la supuesta aversión que los liceístas tienen contra las disciplinas científicas. “La física es la herramienta que describe al mundo y en todo está presente: en el caminar de las personas, en la mirada de dos jóvenes, en el vuelo del ave. Sólo debemos extraer los ejemplos más enriquecedores para capturar la atención de los jóvenes y embriagarlos con esas cosas sencillas que envuelve la física”. ¿Los programas de física del bachillerato se ajustan a los desafíos que plantea esta área en la actualidad? Entramos en un campo difícil porque los programas en su momento estaban actualizados, pero ese currículo se evalúa muy poco, por cierto, un tema actual. En el quehacer diario debemos concentrar al joven para que no pierda la visión de lo que queremos presentar. ¿En el liceo en el que da clases se ensaya alguna metodología especial para impartir la materia? Sí. Existe un grupo de colegas dado por entero a buscar, actualizar, amoldar, reconciliar los saberes como un todo. En los Altos Mirandinos somos vistos como una institución fiable. En la tercera etapa integramos las áreas; así, matemática y física las dicta un docente en tercer año (noveno grado), y el área de sociales la dicta otro. Esto con el fin de reducir el número de profesores para el niño o niña de los diferentes grados. ¿Qué es lo que más le fascina, le interesa o le gusta a sus alumnos sobre la física? El año escolar pasado un grupo visitó el Parque Nacional El Ávila, con la finalidad de medir la aceleración de gravedad de la Tierra a ese nivel, y comparar los resultados con otro grupo que se desplazó para Chichiriviche en el estado Falcón. De esa manera ellos se divierten y aprenden. Y a usted, ¿qué le parece más atrayente de esta disciplina? En ella he descubierto una belleza increíble, describo lo que me rodea y eso me ha dado una y mil razones para seguir fascinado y cada día ver una nueva razón. ¿Qué importancia debería tener la física en los nuevos programas educativos? En el mundo que estamos trazando existe una visión holística de los saberes. Debemos conocer del todo y de cada una de sus partes para entender un evento aislado o algo que nos parece descabellado, y así encontrar una explicación científica y ajustada a un marco referencial.

La física es la herramienta que describe al mundo Gerardo Lara es un profesor a tiempo completo, aunque sus alumnos son heterogéneos. Da clases de física en el Liceo Bolivariano Luis Eduardo Egui Arocha; de álgebra lineal en la Universidad Nacional Experimental Politécnica de la Fuerza Armada y de estadística en la Universidad Pedagógica Experimental Libertador. Caraqueño, nacido hace 51 años, se graduó inicialmente de técnico químico. Se hizo profesor de matemática pero su esposa, Aura, hizo que se enamorara de la física. “Ella se retiraba todos los fines de semana a estudiar física teórica para su maestría y me nombraba a Yoichiro Nambu (un famoso físico japonés)”. Completó su formación de pregrado en el Instituto Pedagógico de Caracas, luego hizo un postgrado de ampliación en Métodos Estadísticos en la Universidad Central de Venezuela y una maestría en Educación, mención Enseñanza de la Física. Amante de la poesía y de la fotografía, su mayor orgullo son sus cuatro hijos que se han dedicado a profesiones tan diversas como la ingeniería, la citotecnología, las artes culinarias y la arquitectura. Para ser exitoso tiene una fórmula: “50% pasión, 50% interés, 100% organización y 250% gente que te comprenda”. Entre los científicos que admira está el físico y matemático estadounidense Brian Greene, de quien le maravillan sus aportes a la teoría de las supercuerdas la cual, quizás algún día, “permitirá entender el Universo desde el microcosmos”.

La física en la historia Andrés Bello y la cosmografía Yajaira Freites, Instituto Venezolano de Investigaciones Científicas, Caracas

ndrés Bello (1781-1865), a la par de sus intereses lingüísticos, literarios y jurídicos, también se ocupó de temas científicos desde su época juvenil en Caracas. Escribió el tratado Cosmografía o descripción del Universo conforme a los últimos descubrimientos, publicado en Santiago de Chile en 1848. En quince capítulos estudió la forma, dimensiones y movimientos de la Tierra, el Sol, la Luna, los planetas y las estrellas. Más aún, disertó sobre la gravitación universal, los cometas, los aerolitos y, finalmente, sobre el calendario, exponiendo los métodos para el cálculo de la fecha de Pascua. Utilizó la literatura científica más actualizada de la época, como por ejemplo las obras del inglés John Herschel, del francés François Arago y las revistas Foreign Quarterly Review y Nautical Almanac. Bello señaló que para saber la distancia entre la Tierra y las estrellas se procedía “computando el tiempo que la luz emplea en atravesar ese espacio”. En ese entonces, se calculaba que la luz viajaba a 70.000 leguas por segundo. Por esta razón, la luz de la estrella de la más pequeña magnitud se tardaría por lo menos mil años en ser percibida por el hombre, de modo que cuando éste la notara, se estaría “leyendo una historia de mil años de fecha”. Y en cuanto a los planetas, para la época de Bello se conocían a Mercurio, Venus, Marte, Júpiter, Saturno y Urano, llamados zodiacales por moverse dentro de la zona celeste denominada el “zodíaco”; y los ultrazodiacales, Vesta, Juno, Ceres y Palas, ubicados entre las órbitas de Marte y Júpiter que hoy se identifican como asteroides, habiéndose detectado unos 2.000 de ellos.

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El Big Bang, el Universo y la cosmo Héctor Rago, Universidad de Los Andes, Mérida

n el siglo XX, la humanidad se regaló a sí misma la más hermosa historia jamás contada: la historia del Universo. El descubrimiento de la expansión universal, realizado por Edwin Hubble en 1929, y el de la radiación cósmica de fondo hecho por Penzias y Wilson en 1964 nos hablaron de un universo en evolución y, por tanto, susceptible de ser estudiado con las leyes de la física. Milenios de prejuicios e interminables disputas filosóficas y teológicas cedieron así su lugar a la descripción científica del Universo. Como el jazz, la cosmología es hija del siglo XX. Hoy sabemos con razonable confianza que en el Universo que observamos hay centenares de millardos de galaxias distribuidas más o menos uniformemente, y que se alejan unas de otras en una gigantesca estampida cósmica cada vez más acelerada. Sabemos además que hubo una época en la que no había ni galaxias ni estrellas, ni siquiera átomos ni núcleos atómicos. El Universo era una sopa de partículas fundamentales en condiciones extremas que se expandía vertiginosamente tras el más violento parto del que se tenga noticia: el Big Bang. ¿Por qué nosotros? ¿Por qué es precisamente ahora cuando la ciencia nos ofrece una visión coherente y verificable de la evolución del Universo? ¿Podemos entonces prever su evolución desde fracciones de segundo después del Big Bang hasta ahora? Esencialmente, porque es ahora cuando disponemos de una tecnología suficientemente poderosa para “ver” al Universo en todas las regiones del espectro de luz; podemos colocar telescopios en el espacio para eludir las perturbaciones de la atmósfera; es posible mirar objetos situados a cientos de millones de años-luz y saber cómo eran cuando nos enviaron su luz; poseemos computadoras capaces de almacenar y manipular datos valiosos y, finalmente, disponemos de leyes y teorías de la física apropiadas: una excelente teoría de la gravedad (la relatividad general de Einstein) y una comprensión de las intimidades de la materia gracias a la teoría cuántica. Si en el siglo XVII la humanidad pudo descifrar el funcionamiento del Sistema Solar, en el siglo XX el Universo comenzó a revelarnos todos sus otros secretos.

La historia térmica del Universo La historia del Universo es la descripción de los distintos procesos físicos que ocurren en una sopa de partículas elementales que se enfría por la expansión. La cosmología nos brinda una descripción que se simplifica en esta gráfica.

Átomo de hidrógeno

Núcleo de hidrógeno

Núcleo de helio

Neutrón

Quark

Protón

Electrón

1 segundo

EL TIEMPO COMIENZA Tiempo 10-43 segundos Temperatura

10-32 segundos 1027 ºC

Cuando el Universo tenía una cienmilésima de segundo, su temperatura era de mil millardos de grados. En esa época se formó la materia como la conocemos hoy en día, partículas tales como los protones, neutrones y electrones. Además, había antimateria y luz (fotones), todos en estricto equilibrio térmico.

10-6 segundos 1013 ºC

Entre los 10 s y los primeros minutos, la temperatura era de unos mil millones de grados, similar a la de los centros de las estrellas. Las energías permitían reacciones nucleares que formaron los núcleos de los primeros elementos químicos: hidrógeno, deuterio, helio y litio. Inmediatamente la temperatura se hizo demasiado baja para seguir “cocinando” elementos más pesados.

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“En el comienzo hubo una explosión. Pero no como las que estamos acostumbrados en la Tierra, que comienzan en un centro definido y se expanden envolviendo más y más aire alrededor, sino una explosión que ocurrió simultáneamente en todas partes, llenando todo el espacio desde el comienzo, con cada partícula de materia alejándose una de las otras”. Steven Weinberg (EEUU, 1933)

logía Protogalaxia

Galaxia

La edad actual del Universo es de 13,7 millardos de años. Tiene una temperatura de 3 K que corresponde a un espectro luminoso en la región de las microondas. Es la radiación que descubrieron Penzias y Wilson, la cual nos brinda información valiosísima acerca del Universo a los 380 000 años de edad.

Átomo de helio

Hoy en día

3 minutos 108 ºC

300 000 años 104 ºC

1 millardo años -200 ºC

A los 380 000 años, la temperatura era de unos 3 000 K, y la energía de los fotones no impedía que los núcleos y los electrones formaran átomos. La materia en forma de átomos es transparente a la luz, de modo que ésta y la materia no volverían a interactuar. Los fotones viajarían entonces libremente, sólo sintiendo los efectos de la expansión.

14 millardos años -270 ºC

A los cien millones de años, la materia comenzó a colapsar bajo la fuerza de gravedad a partir de pequeñísimas perturbaciones en su densidad. Las partes más densas comenzaron a formar estrellas y galaxias. El Universo se había enfriado a unos 30 K. En los centros estelares se fraguaban lentamente los elementos químicos más pesados que quedarían dispersos en el espacio al explotar las estrellas por falta de combustible.

El lado oscuro del Universo Las observaciones indican que la materia que nos compone tanto a nosotros como a las estrellas es apenas el 5% de toda la materia existente en el Universo. Los efectos gravitacionales y otras evidencias nos hablan del 25% de una materia que no vemos, materia oscura, en donde están “empotradas” las galaxias. No sabemos qué tipo de materia es. Los físicos trabajan activamente por descubrirla en laboratorios llamados aceleradores. Más extraño aún es el 70% restante: llamada energía oscura, produce una repulsión gravitacional que es responsable de una expansión universal acelerada. En su versión más simple, se le asocia con la energía del espacio vacío pero todo intento de calcular su valor fracasa estrepitosamente. Con esa composición de la materia del Universo, la geometría del espacio es euclidiana, es decir, no tiene curvatura. El Big Bang A medida que consideramos instantes más cercanos al Big Bang, la física se hace más incierta. Es probable que en los primerísimos instantes haya ocurrido una fase de expansión acelerada exponencialmente llamada inflación. Los modelos inflacionarios logran explicar algunos aspectos de nuestro Universo. Si seguimos retrocediendo en el tiempo, llegamos a un punto donde la densidad, la temperatura y la tasa de expansión se vuelven infinitas. Cuando aparecen infinitos, los físicos suelen hablar de una singularidad. En el instante del Big Bang, las ecuaciones matemáticas colapsan y resultan inútiles para estimar resultados. Estos infinitos nos dicen que la teoría llegó a su límite de validez, perdió capacidad de predicción y debe ser reemplazada tal vez por la elusiva teoría de “gravedad cuántica”. Cualquier afirmación que se haga sobre el Big Bang en ese lapso es temeraria. Por ahora. Esta ignorancia, sin embargo, no le quita méritos a la descripción general que es extraordinariamente exitosa. Entender mejor la naturaleza del Big Bang es un reto para la física por venir, y clave para entender mejor el origen de nuestro Universo. SABÍAS QUE... La mayor parte de la masa que llena el Universo aún no se ha localizado. El límite de observación está entre 20 micras y 11 000 millones de años luz.

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Prueba y verás

La fuente burbujeante Parque Tecnológico de Mérida

on una hoja de papel haz un cilindro de diámetro un poco menor que la boca de una botella de refresco. Consigue unas gomitas azucaradas. Si son muy grandes, las cortas al tamaño adecuado para que quepan dentro del cilindro. Con un dedo tapa el extremo inferior del cilindro y llénalo con las gomitas. Pídele a un compañero que destape un refresco. Una vez destapado pon el cilindro sobre su boca y deja caer las gomitas dentro de él. Apártate y observa qué sucede. Verás aparecer grandes cantidades de burbujas dentro de la botella que de repente salen violentamente, semejando a una fuente. ¿Por qué? Todos los refrescos tienen disuelta en su interior una gran cantidad del gas dióxido de carbono (CO2) a presión. Cuando se destapa un refresco uno ve las burbujas que se forman y, además, uno escucha el gas saliendo. Pero da la casualidad de que las burbujas no se forman solas, siempre necesitan un lugar donde poder formarse: una mota de sucio, una superficie irregular, etc. Así que al introducir todas las gomitas azucaradas (con tantas irregularidades “azucaradas”), estamos multiplicando por cientos los centros de formación de las burbujas. De esta manera el CO2 presente se libera casi de inmediato y expulsa el líquido de la botella violentamente, pareciéndose a una fuente. ¡Esta experiencia se debe realizar al aire libre, para no ensuciar!

Deportes

Golpeando al pin

1

para tumbar 10

Rogelio F. Chovet

l bowling (bolos o boliche en español) es casi tan antiguo como la invención de la rueda: existía como pasatiempo en Egipto desde el año 5200 a.C. aproximadamente. Los griegos y los romanos tuvieron también alguna forma de este juego. Actualmente se practica sobre una superficie horizontal de madera pulida de un poco más de un metro de ancho y 18 m de longitud. Una partida consta de diez jugadas, y el objetivo es intentar derribar todos los pines (bolos) con sólo uno o dos lanzamientos por jugada. Cuando se derriban todos los pines con la primera bola se llama “strike”. Si no se consigue en la primera, pero se logran tumbar los que quedaron con una segunda bola, se anota un“spare”. Cuando se alcanza un strike el jugador obtiene 10 puntos y se le suman los resultados de los dos lanzamientos siguientes. En caso de spare, se obtienen los mismos 10 puntos pero sólo se adiciona lo que se logra en el siguiente tiro. Cada partida o juego consta de 10 oportunidades y el máximo puntaje que se puede obtener es de 300 puntos. La técnica de lanzamiento es muy importante ya que la forma en que la bola golpea al pin 1 determina que se consiga el strike. Si se le da completamente de frente a este pin, lo más seguro será que queden los pines 7 y 10, situación que se denomina “split”. Por ello es importante que el golpe sea descentrado con respecto al pin 1 y que a la bola se le dé un efecto de rotación (espín) para que ayude a que no quede ningún pin parado.

Área de lanzamiento 4,5 m

18 m

2

2

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La física en... el tractor gravitatorio Remolcador de asteroides Parque Tecnológico de Mérida

egún algunas teorías, hace millones de años cayó un asteroide cuyo impacto eliminó a los dinosaurios de la faz de la Tierra. Si actualmente se identificara un asteroide que amenazara colisionar con la Tierra produciendo una catástrofe, ¿qué podríamos hacer? Entre las varias alternativas propuestas, estaría el uso del llamado tractor gravitatorio (TG).

Se piensa que esta propuesta es más efectiva que hacer detonar, por ejemplo, una bomba atómica para dividir el asteroide en trozos menores tal como ocurre en la película Armageddon. La razón es que se conoce poco sobre la composición interna de los asteroides, su rotación y sobre el momento adecuado para impactarlos sin empeorar la situación.

El TG es una nave o remolcador espacial que usa la atracción gravitacional entre su masa y la del asteroide como cable de remolque. Es capaz de mantenerse separado del asteroide a una distancia fija (aproximadamente 1,5 el radio del asteroide), y tiene un sistema de propulsión que le permite moverse en la dirección necesaria para desviar la ruta del asteroide usando la atracción gravitacional, y así evitar que colisione con la Tierra.

El principio cosmológico Claudio Mendoza, IVIC/CeCalCULA

a aplicación de la teoría de la relatividad general de Einstein a las estructuras de gran escala del Universo conduce a una gama de soluciones dinámicas que fueron estudiadas por Alexander Friedmman y Georges Lemaître en los años veinte. De éstas, la que ha imperado en la actualidad ha sido la propuesta por Friedmann que se conoce como el Big Bang caliente y se basa en el Principio cosmológico: “el Universo es en promedio homogéneo e isótropo”. Si se toman en cuenta estas dos condiciones, la evolución del Universo sólo tiene dos posibilidades, una de contracción o una de expansión, y la velocidad relativa entre dos puntos en el espacio en cualquier momento es proporcional a su separación, o sea, la relación que Hubble encontró en sus observaciones sobre la recesión de las galaxias lejanas. El Principio cosmológico refrenda el postulado de Copérnico en el siglo XVI sobre la inexistencia de “observadores especiales” y el de Newton en el siglo XVII sobre la universalidad de las leyes físicas. Sin embargo, no tiene fundamentos en ninguna teoría física, es decir, no puede ser demostrado matemáticamente, pero su evidencia moderna más contundente es la isotropía de la radiación cósmica de fondo.

Edwin Hubble (EEUU, 1889-1953) observando en el telescopio Hooker de 100” del Observatorio del Monte Wilson, California. A fines de la década de 1920, Hubble hace un descubrimiento de trascendental importancia sobre el orden cosmológico de nuestro Universo: las galaxias distantes se alejan de nosotros a velocidades proporcionales a sus distancias, lo que implica que el Universo se expande.

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Planeta Tierra: ¿es caliente su interior? Inírida Rodríguez, Universidad Central de Venezuela, Caracas

no de los factores que podemos medir para responder esa interrogante es el flujo de calor, esto es, la cantidad de energía que fluye a través de una unidad de área en un tiempo unitario. La misma es proporcional al gradiente geotérmico o incremento de la temperatura con la profundidad, del orden de 20 ºC/km cerca de la superficie. La evidencia sismológica, obtenida a partir de la determinación de velocidades, sugiere que ese factor decrece notablemente cuando profundizamos en el interior de la Tierra, si no la temperatura alcanzaría valores propios de roca fundida a 100 km de profundidad y no transmitiría las ondas S, lo cual no es cierto. El valor promedio mundial es 1,5 unidades de flujo calórico (HFU) y este calor es radiado al espacio. Los valores máximos, en un rango de 2,0 a 2,5 HFU, han sido determinados en regiones donde existen manifestaciones de magma, gases o agua caliente en la superficie terrestre. En estas zonas se observan las muestras más espectaculares de actividad volcánica cuando, a través de conos o fisuras, el magma incandescente asciende y es expulsado al exterior, donde eventualmente se solidifica y forma lavas que quedan como vestigio de la erupción. El magma sometido a la presión confinante de la carga de rocas suprayacentes, contiene cantidades variables de gas (principalmente vapor de agua, H2, CO, CO2, sulfuros de H2). Si el magma es espeso y el ascenso rápido, la erupción es violenta; si es ligero, el gas escapa en forma gradual y la erupción es más suave, acompañada de coladas de lava. Otra manifestación de energía calórica en la Tierra se advierte en los géiseres, cuando el agua subterránea, calentada por acción del magma y gases asociados, o por rocas calientes que la rodean, es eyectada a la superficie en forma intermitente, como una fontana de agua caliente y vapor que puede alcanzar alturas considerables. En la Tierra existen unos 500 volcanes activos, pero sólo en unos 20 o 30 ocurren erupciones cada año. La mayoría se mantiene durmiente, en lapsos de relativa o total inactividad entre erupciones que pueden durar de decenas a miles de años. Y de pronto, con cierta, escasa o nula advertencia, despiertan... No es fácil detectar los síntomas, a veces se producen sismos de baja magnitud, cambios en el campo magnético y en la topografía alrededor del volcán… Si pudiéramos detectarlos, la predicción del momento cumbre de la erupción podría prevenir la pérdida de vidas, pero nuestra capacidad para impedir muertes, el daño a bienes y cultivos es ciertamente muy limitada.

Exploraciones planetarias

Misión Cassini-Huygens a Saturno Claudio Mendoza, IVIC/CeCalCULA

una distancia de 1,4 millardos de kilómetros del Sol, Saturno es el sexto planeta y el segundo en tamaño con un diámetro ecuatorial de 119 300 km. Es algo achatado en los polos debido a su rápida rotación, su día sólo dura 10h 39m, pero le toma 29,5 años darle la vuelta al Sol. Está compuesto en su mayor parte por hidrógeno gaseoso con trazas de helio y metano, y tiene unos vientos fortísimos con velocidades de 500 m/s en la región ecuatorial. El bello y complejo sistema de anillos, compuesto de piedritas y cubitos de hielo, lo distingue del resto de los planetas, y sus numerosas y misteriosas lunas lo hacen científicamente muy atractivo, en particular la más grande, Titán, que es una de las pocas del Sistema Solar con atmósfera. La misión espacial Cassini-Huygens despegó de la Tierra en octubre de 1997 y llegó a Saturno siete años después, en junio de 2004, con unas metas ambiciosas. Es la primera vez que se estudia a Saturno desde una sonda (Cassini) que va a estar en órbita alrededor del planeta por varios años, y la primera vez también que se hace aterrizar otra, Huygens, sobre la superficie de su luna Titán. Esta misión ha sido resultado de una colaboración internacional de tres agencias espaciales y 17 naciones. En sus primeros tres años, esta misión ha renovado el entendimiento del complicado sistema de Saturno: los anillos, la magnetosfera, las lunas y, sobre todo, la composición de la atmósfera, las nubes y la superficie de Titán, donde encontramos mucho parecido con los procesos climáticos terrestres.