Speciale Sonda Cassini-Huygens

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Speciale Sonda Cassini-Huygens

  1. 1. In copertina: AstroemagazineIl fotomontaggio ritrae i pianetiche la sonda Cassini ha avvicinatonel corso del suo viaggio (Venere,due volte, Terra e Giove) versoSaturno e Titano (limmagine in the first italian astronomical e-zinebasso a sinistra).Le immagini della copertina e del Allegato al numero 14 - Marzo 2001fascicolo sono tratte, ove nonaltrove specificato, dai siti ufficialidella missione Cassini(www.jpl.nasa.gov/cassini) edellESA. Presentazione Con questo articolo riprendo il discorso aperto con il precedente numero diAutore: Piter Cardone AstroEmagazine, nel quale si è discusso di Titano e della sua atmosfera. A completamento del summenzionato articolo mi è sembrato doveroso dare spazio alProgetto grafico: mezzo attraverso il quale la nostra conoscenza del sistema di Saturno e di Titano faràPiter Cardone e Salvatore Pluchino passi da gigante: la sonda Cassini-Huygens. Alla metà di ottobre di ormai quasi tre anni e mezzo fa, con un Titan IV, partiva una delleDirettore tecnico e WebMaster: più affascinanti missioni spaziali degli ultimi anni. Lontani ormai quasi un ventennio daiTrisciani Damiano fasti delle sonde Voyager, solo da pochi anni la sonda Galileo, pur con tutti i suoiCoordinatore Editoriale: problemi, ha fatto venire l’acquolina in bocca a professionisti ed appassionatiPiter Cardone dell’astronomia, ma quello che è in programma con la missione Cassini è, permettetemiEditor PDF e Webmaster: di dirlo, veramente lo “stato dell’arte” delle missioni interplanetarie. Oggetto dellaSalvatore Pluchino missione non sarà infatti solo la mera esplorazione del sistema del gigante dagli anelli, ma anche la conferma o la confutazione di leggi fisiche (ad esempio la verificaConsulente linguistico: sperimentale della teoria della gravitazione einsteniana o la ricerca di onde gravitazionaliSimonetta De Rosa a bassa frequenza) e l’analisi di possibili ambienti prebiotici su Titano. E poi, si tratta di una collaborazione tra NASA, ESA (Agenzia Spaziale Europea) ed ASI (Agenzia Spaziale Italiana): un po’ di sano campanilismo, ogni tanto, non può fare che bene, soprattutto considerando il fatto che il merito di questo straordinario prodotto della tecnologia spaziale è in gran parte italiano! Piter Cardone Sommario Prima della Cassini-Huygens Il lancio Il viaggio La sonda Cassini Gli obiettivi della Cassini La sonda Huygens e i suoi obiettiviSu Internet:http://astroemagazine.astrofili.org DNSE-Mail: astroemagazine@astrofili.org CuriositàTutto il materiale pubblicato su questo numero può Links e fonti del materialeessere riprodotto solo dietro autorizzazioneformale rilasciata dall’autore dell’articolo, e concitazione obbligatoria della fonte.
  2. 2. SPECIALE CASSINI La missione sul sistema di Saturno, compito della Cassini-Huygens, è stata preceduta da altre tre sonde interplanetarie: la Pioneer 11 (1979), la Voyager 1 (1980) e la Voyager 2 (1981). Queste sonde ci hanno dato notevoli informazioni su Saturno. Ad esempio, hanno chiarito lesatta conformazione degli anelli, la loro densità e la loro struttura, hanno mostra to che Saturno emette da 2 a 3 volte più energia di quanta ne assorba dal Sole, hanno fornito dati che ci hanno chiarito in parte la complessa dinamica, struttura e chimica della sua atmosfera, scoprendo venti con velocità di circa 1800 km/h. Inoltre, ci hanno dato notevoli informazioni sul sistema di satelliti che orbita intorno a Saturno: la Voyager 1 passò vicinissima a Titano (7000 km), e visitò, anche se da più lontano, Dione, Rhea e Mimas, mentre la Voyager 2 si occupò di Iapetus, Hyperion e Phoebe (non dimentichiamo, poi, le visite a Tehtys ed Enceladus). Entrambe le sonde (ma anche la Pioneer 11) hanno scoperto nuovi satelliti, più piccoli, molti dei quali chiamati "satelliti guardiani" per la loro caratteristica interessante di contribuire alla forma del sistema di anelli di Saturno modellandola con il loro campo gravitazionale. Per quanto concerne i dati e le scoperte delle Voyager inerenti Titano, si rimanda allarticolo "Titano: una primitiva Terra?", pubblicato sul numero 13 (Gen-Feb 2001) di AstroEmagazine. Astroemagazine 14 Marzo 2001
  3. 3. SPECIALE CASSINI Il lancio della sonda Cassini-Huygens da Cape Canaveral è avvenuto il 15 ottobre 1997 e ha visto come protagonista il vettore Titan IV/B. Questo veicolo di lancio consiste di due stadi a propellente solido (i boosters laterali) e due stadi interni a propellente liquido. A questi si aggiunge lo stadio superiore (8.8 metri di altezza per 4.3 m di diametro). Al lancio, la massa totale del Centaur era di oltre 1030 tonnellate (per unaltezza di circa 56 metri) e, per sollevarle, il primo stadio ha fornito una spinta (standard) di oltre 15 milioni di Newton (N), mentre il secondo ha contribuito con una spinta di oltre 450.000 N. Il terzo stadio ha una potenza di spinta di "soli" 150.000 N! Ricordo che 1 N è la forza che imprime ad 1 kg massa laccelerazione di 1m/s^2. Dopo il lancio e la separazione del primo stadio, il secondo stadio ha provveduto a depositare lo stadio superiore in unorbita ellittica con perigeo di 170 km ed apogeo di 445, prima dellultima accensione dei motori, che ha spinto la sonda Cassini al primo flyby con Venere. Astroemagazine 14 Marzo 2001
  4. 4. SPECIALE CASSINI La sonda Cassini percorrerà, in sette anni, 3.2 miliardi di km prima di raggiungere Saturno, ed altri 1.7 miliardi in orbite nel sistema (ne sono previste almeno 63). In tutto questo tempo, la sonda avrà sempre puntata la grande antenna verso il Sole, sia per facilitare le comunicazioni con la Terra, sia per "fare da scudo" alla sonda, proteggendola dalle radiazioni. Come si può evincere dalla tabella, poi, in particolari periodi del viaggio la sonda non potrà comunicare con la Terra per via della vicinanza prospettica di questultima al Sole. La sonda è stata lanciata verso Venere per sfuttare due gravity- asist con il pianeta, il 26 Aprile 1998 ed il 24 Giugno 1999 (questo passando a soli 598 km dalla superficie); dopo circa due mesi (55 giorni), il 18 Agosto 1999, la sonda ha invece avuto una "spintarella" dalla Terra (è passata a 1166 km dalle nostre teste), ed ha superato da poco più di due mesi (30 Dicembre 2000) la spinta di Giove (la sonda è passata alla distanza di circa 10 milioni di km dal Da t e im p o r t a n t i n e lla m is s io n e C a s s in i- H u yg e n s Data Giorni dal lancio Lancio mediante Titan IV/B Centaur 15/10/97 0 1° flyby con Venere 26/04/98 198 Inizio finestra per luso dellAntenna ad alto guadagno 28/12/98 436 Fine finestra per luso dellAntenna ad alto guadagno 21/01/99 461 2° flyby con Venere 24/06/99 622 Flyby con la Terra 18/08/99 680 Riapertura finestra per luso dellAntenna ad alto guadagno 29/01/00 696 Flyby con Giove 30/12/00 1181 INIZIO DELLE OSSERVAZIONI SCIENTIFICHE 01/01/04 2277 Manovre di inserimento in orbita saturniana 01/07/04 2460 Manovre per il lancio su Titano del probe 12/09/04 2533 Separazione del probe Huygens 06/11/04 2588 Manovre per il flyby con titano 08/11/04 2590 Inizio della missione del probe su Titano (~ 4 ore) 27/11/04 2609 1° flyby con Titano 27/11/04 2609 Fine della missione nominale (circa 4 anni) 01/07/08 3921 Astroemagazine 14 Marzo 2001
  5. 5. pianeta gigante, aumentando la sua velocità di circa 2 km/sec, cioè circa 7200 km/h). Questo meccanismo, ormai perfettamente rodato, sfrutta, come mostrato in figura, la velocità relativa del pianeta "assistente" rispetto al Sole per aumentare la velocità della sonda alluscita dal flyby. Un esempio di quanto appena esposto sta nel fatto che i due gravity-assist con Venere hanno fruttato alla sonda una spinta equivalente a quella fornita da oltre 68.000 kg di carburante! Mancano ora circa 3 anni allarrivo a Saturno, ed in questi tre anni verranno svolti alcuni esperimenti, prima della configurazione degli strumenti che precede la fase operativa vera e propria. Una mano notevole al compimento delle 63 orbite previste tra il 2004 ed il 2008 la darà proprio Titano, con il quale la sonda avrà diversi incontri ravvicinati (oltre 30) che forniranno sia lo spunto per analisi dettagliate del satellite che la spinta, il motore gravitazionale, per il proseguimento della missione: ciò perché Titano, con la sua massa pari al 2% di quella terrestre, è idoneo a supportare agevolmente i gravity-assist previsti. Tale sistema “risonante” è stato progettato da A. Wolf al JPL (Jet Propulsion Laboratory) della NASA e prevede persino di spingere la Cassini al di sopra del piano dei pianeti del Sistema Solare, operazione effettuata prima solo dalla sonda Ulysses. In particolare, le orbite attorno Saturno avranno periodi variabili da una a 21 settimane e saranno inclinate da 0° a oltre 70°.Astroemagazine 14 Marzo 2001
  6. 6. SPECIALE CASSINI Gli "occhi" della sonda sono costituiti dal cosiddetto Imaging Science Subsystem (ISS), che può riprendere immagini nel visibile, nel vicino infrarosso e nel vicino ultravioletto. Vi è poi uno spettrometro capcace di scindere i fasci luminosi nel visibile e nellinfrarosso (VIMS, Visible and Infrader Mapping Spectrometer) alla ricerca di elementi costitutivi di superfici e atmosfere planetarie. Importantissimo sarà anche il Radar della sonda, impiegato soprattutto su Titano, sul quale invierà fasci di microonde misurandone precisamente i tempi deco, convertendo tali dati in immagini e dati altimetrici, e, passivamente, "ascoltando" la radiazione emessa dal satellite. Infine, tale strumento invierà impulsi di microonde in modo tale che queste siano riflesse verso la Terra, dove verrannoLa sonda Cassini, dal nome dell’astronomo franco-italiano captate dalle antenne del DNS eJean-Dominique Cassini, noto, tra laltro, per la scoperta della analizzate per inferire ulteriori dettagli sulla superficie didivisione degli anelli di Saturno che porta il suo nome, è un Titano.colosso di circa 7 metri che, a vuoto, cioè senza carico dicombustibile (oltre 3100 kg), pesa più di 2 tonnellate e mezzo(di cui oltre mezza tonnellata di strumenti scientifici) e con uncosto che è arrivato a sfiorare i 3.3 miliardi di dollari. E mossada due motori che utilizzano una miscela di tetrossido di azotoe monometilidrazina e da controllori di assetto bruciantiidrazina, oltre che da generatori a radioisotopi contenenti circa30 kg di plutonio. Questi funzionano, in parole semplici,convertendo il calore del decadimento del plutonio in energiaelettrica mediante termocoppie (Radioisotope ThermoelectricGenerators, RTG).Importantissimi, come vedremo, saranno l’assetto della sonda,garantito da un complesso chiamato IRU (intertial ReferenceUnit), costituito da giroscopi di nuova concezione, senza partiin movimento (basati sulla precisa misura del cambimentodellasse di vibrazione di cristalli di quarzo al variare ancheminimo dellassetto della sonda!), quattro volani e diversisensori stellari, e la comunicazione con la Terra, compito diun’antenna parabolica di 4 metri (contemporaneamente ad altoe basso guadagno, HGA e LGA) di diametro collegatacostantemente con le antenne del Deep Space Network (DNS,a Goldstone, USA, ed a Camberra, Australia).Ovviamente, la sonda è equipaggiata con un computer di bordocapace di far fronte ad episodi di emergenza immediata(accendere o spegnere strumenti, posizionarsi in modo dapuntare verso la Terra per ripristinare le trasmissioni o mettersiin "safe mode" per permettere al Centro di Controllo didiagnosticare eventuali problemi) e di immagazzinare comandiin memoria per eseguirli anche a diversi giorni di distanza.Questo perché la sonda si troverà, in zona operazioni, ad unadistanza minima dalla Terra di circa 1.2 miliardi di km e aduna massima di oltre 1.5 miliardi di km, distanze, cioè, che leonde radio coprono in circa 68-84 minuti, un tempo troppo altoper impartire da Terra comandi di urgente esecuzione. Astroemagazine 14 Marzo 2001
  7. 7. SPECIALE CASSINICAPS Analizzare la composizione chimica e la distribuzione dimensionale del materiale costituente gli anelli Studiare i processi erosivi ed elettromagnetici responsabili della struttura dellanello EIl CAPS (Cassini Plasma Spectrometer) ha il compito di Studiare leffetto di Titano sulla distribuzione della polveremisurare il flusso di ioni sia come funzione della massa per la attorno Saturnocarica, sia come funzione dellenergia per la carica e per Inferire la composizione chimica dei satelliti ghiacciati dallolangolo di arrivo rispetto allo strumento. stusio degli ejecta Stabilire il ruolo dei satelliti come fonte delle particelleOBIETTIVI SCIENTIFICI: costituenti gli anelliMisurare la composizione delle molecole ionizzate cheoriginano da Saturno e Titano CIRSInvestigare le sorgenti e le caratteristiche del plasmaionosfericoStudiare gli effetti sui flussi ionosferici delle interazioni tramagnetosfera e ionosferaStudiare le aurore di SaturnoDeterminare la configurazione del campo magnetico delpianetaInvestigare le interazioni tra magnetosfera di Saturno e ventosolareCaratterizzare il ruolo delle interazioni anelli/magnetosferasulla dinamica e lerosione degli particelle costituenti gli anelliIndagare le interazioni della magnetosfera di Saturno con laltaatmosfera e la ionosfera di TitanoStudiare il ruolo della precipitazione delle particellenellatmosfera di Titano come sorgente della sua ionosferaCaratterizzare le interazioni tra la magnetosfera di Saturno ed isatelliti ghiacciatiStudiare gli effetti delle interazioni tra i satelliti e la dinamicadelle particelle costituenti gli anelliCDAIL CDA (Cosmic Dust Analyzer) è stato progettato per fornireosservazioni di materia particolata nel sistema di Saturno, IL CIRS (Composite Infrared Spectrometer) è costituito da dueinvestigare le sue proprietà fisiche, chimiche e dinamiche e interferometri che misurano lemissione infrarossastudiarne linterazione con i satelliti, gli anelli e la dallatmosfera, dagli anelli e dalle varie superfici allemagnetosfera di Saturno. lunghezze donda da 7 a 1000 micrometri per determinarne composizione e temperatura.OBIETTIVI SCIENTIFICI:Studiare la polvere interplanetaria nel sistema di Saturno OBIETTIVI SCIENTIFICI:Definire la distribuzione (dimensioni, orbite, composizione) Costruire una mappa termica e analizzare la composizionedella polvere e dei meteoroidi nelle vicinanze degli anelli gassosa dellatmosfera di Titano e Saturno Astroemagazine 14 Marzo 2001
  8. 8. Ricavare informazioni sui processi energetici nelle atmosferedi Titano e Saturno e cercare in esse nuove molecoleCostruire una mappa termica della superficie di TitanoStudiare la composizione e le caratteristiche termiche deglianelli di Saturno e dei satellitiISS MIMI Il MIMI (Magnetospheric Imaging Instrument) ha lo scopo di misurare la composizione, la carica e la distribuzione degli ioni energetici e degli elettroni e fornire "immagini" dellaLISS (Imaging Science Subsystem) è costituito da una camera magnetosfera di Saturno, alloscopo di studiare linterazione dicon obiettivo grandangolare (rifrattore da 20 cm f/3.5 - questultima con il vento solare, latmosfera di Saturno, Titano,risoluzione: 60 microradianti per pixel) e da una con obiettivo gli anelli e i satelliti ghiacciati.a campo più ristretto (riflettore da 2 m f/10.5 - risoluzione: 6microradianti per pixel), entrabe dotate di sensore CCD1024x1024. OBIETTIVI SCIENTIFICI: Determinare configurazione e dinamiche del plasma nellaOBIETTVI SCIENTIFICI: magnetosfera di SaturnoCatturare immagini della struttura tridimensionale e dei moti Studiare le aurore di Saturnodelle atmosfere di Saturno e Titano Determinare le interazioni magnetosfera/satellitiStudiare la composizione, la distribuzione e le proprietà fisiche Studiare la struttura globale e le variazioni temporalidelle nubi e degli aerosol nellatmosfera di TitanoStudiare riflessione e assorbimento delle atmosfere di Titano e Studiare linterazione di titano con la magnetosfera di SaturnoSaturno ed il vento solareStudiare le interazioni gravitazionali tra gli anelli ed i satelliti Analizzare lesosfera di Titano e di Dionedi Saturno e cercare evidenze di aurore e lampiDeterminare dimensioni, composizione e caratteristiche fisichedelle particelle formanti gli anelli RADARCostruire mappe della superficie dei satelliti (ncluso Titano) Il RADAR della Cassini sarà usato per raccogliere dati sullaper studiarne le storie geologiche, la natura e la composizione sperficie di Titano mediante quattro tipi di osservazioni:dei materiali costituenti le superfici e determinarne la rotazione visuali, altimetriche, radiometriche e di "backscatter". Visuale: il RADAR invierà impulsi di microonde sulla superficie di Titano con differenti angoli e ne registrerà tempoMAG di ritorno; dividendo per la velocità della luce, questo tempoLobiettivo principale del MAG (Dual Technique (trasformato in distanza dalla divisione) fornirà immagini dellaMagnetometer) è determinare i campi magnetici e le superficie.interazioni dinamiche nellambiente planetario. Altimetrica: come per lindagine precedente, leco dellimpulso di microonde verrà utilizzato per ottenere precisi datiOBIETTIVI SCIENTIFICI: altimetrici (e non immagini) della superficie colpita.Investigare il campo magnetico di Saturno Radiometrica: in questo caso, il RADAR opereràSviluppare un modello tridimensionale della magnetosfera di passivamente, registrando semplicemente lemissioneSaturno proveniente dalla superficie; questo dato può essereDeterminare lo stato magnetico di titano e della sua atmosfera influenzato da fattori esterni, come, ad esempio, la quantità diInvestigare le interazioni di Titano con la magnetosfera di calore latente nellatmosfera del satellite, dando in questoSaturno ed il vento solare modo ulteriori dati agli scienziati.Studiare le interazioni dei satelliti ghiacciati con la "Backscatter": questa indagine serve a stabilire, mediantemagnetosfera di Saturno linvio di impulsi di microonde, la composizione dellaAstroemagazine 14 Marzo 2001
  9. 9. Investigare le relazioni intercorrenti tra i satelliti ghiacciati ed il sistema degli anelli Misurare la densità elettronica nelle vicinanze di Titano Investigare la produzione, il trasporto e la perdita di plasma dallalta atmosfera e dalla ionosfera di Titano Studiare le interazioni tra Titano ed il vento solare Studiare la magnetosfera indotta di Titano RSS LRSS (Radio Science Subsystem) utilizza la banda-X, la banda-S e la banda-Ka dellantenna della sonda per studiare composizione, pressione e temperatura delle atmosfere e delle ionosfere, la struttura radiale, diametro e distribuzione dellesuperficie di Titano studiando lenergia delleco riflesso dalla particelle allinterno degli anelli e le onde gravitazionali. Insuperficie stessa. Lutilità di questa indagine deriva dal fatto sostanza, questo tipo di sistema misura ogni possibileche limpulso sarà deflesso in diverse direzioni, e da ciò modificazione nei segnali radio (ad esempio, negli esperimentidipende lenergia delleco (e quindi la possibilità di determinare di occultazione) per derivare informazioni sulla struttura ele caratteristiche della superficie che ha riflesso il segnale). composizione dei corpi occultati, delle atmosfere e degli anelli.Durante lindagine visuale, altimetrica e di "backscatter",lantenna ad alto guadagno (HGA) userà la banda -Ku e le OBIETTIVI SCIENTIFICI:riflesioni saranno catturate dalla stessa antenna ed elaborate Cercare e caratterizzare le onde gravitazionali provenientidallRRFES (RADAR Radio Frequency Electronics dallesterno del Sistema SolareSubsystem). Studiare la corona solare e mettere alla prova la relatività generale nel passaggio al perielioOBIETTIVI SCIENTIFICI: Studiare la struttura radiale e la distribuzione dimensionaleDeterminare lesistenza di un oceano su Titano e, delle particelle degli anellieventuamente, determinarne la distribuzione Determinare il profilo di temperatura, pressione, composizioneStudiare le caratteristiche geologiche e topografiche della e densità elettronica delle atmosfere di Saturno e Titanosuperficie solida di titanoAcquisire dati sugli anelli e sugli altri satelliti del sistema RTGsRPWS Gli RTG (Radioisotope Thermoelectric Generators) sono convertitori termoelettrici a stato solido che convertono ilLRPWS (Radio and Plasma Wave Science) ha il compito di calore generato dal decadimento radioattivo del plutonio-238misurare i campi magnetici ed elettrici, la densità elettronica e in elettricità. Il design di questi generatori è stato studiato inla temperatura sia nelle magnetosfere planetarie che nel mezzo modo tale da ridurre al minimo la possibilità della suainterplanetario. vaporizzazione in caso di rientri accidentali in atmosfera, ad esempio dividendo il combustibile nucleare in 18 celle separateOBIETTIVI SCIENTIFICI: e avvolte da diversi strati di materiali diversi (iridio, grafite,...)Studiare la configurazione del campo magnetico di Saturno allo scopo di minimizzarne le possibilità di rilascio. LutilizzoStudiare le sorgenti e monitorare la SKR (Saturn Kilometric di tale combustibile per produrre energia elettrica si è resoRadiation) necessario per il fatto che Saturno riceve una quantità diDeterminare la distribuzione delle polveri e dei meteoroidi nel radiazione solare 100 volte inferiore a quella ricevuta allasistema di Saturno e nello spazio interplanetario distanza della Terra, una quantità troppo esigua per farDeterminare le correnti nella magnetosfera e determinare funzionare una sonda, a meno di non dotarla di enormi ecomposizione e origine del plasma magnetosferico pesantissimi pannelli solari. Inoltre, lefficienza di questo Astroemagazine 14 Marzo 2001
  10. 10. combustibile è tale che, dopo gli 11 anni di operatività previsti Determinare la chimica delle atmosfere di Saturno e Titano, laper la Cassini, gli RTG saranno ancora in grado di produrre distribuzione e la composizione degli aerosol in esse contenuticirca 630 W di potenza! e stabilire natura e caratteristiche della circolazione atmosferica di Saturno e TitanoUVIS Studiare, mediante il sistema delle occultazioni stellari, laLUVIS (Ultraviolet Imaging Spectrograph) è costituito da un struttura radiale degli anelli di Saturnoinsieme di sensori che hanno lo scopo di misurare la quantità Studiare le duperfici ghiacciate e le tenui atmosfere ad essedi raggi ultravioletti assorbiti e/o emessi dalle atmosfere, dagli correlate nei satelliti ghiacciatianelli e dalle superfici dei satelliti alle lunghezze donda da55.8 a 190 nanometri per determinarne composizione, VIMSdistribuzione, temperatura e contenuto di aerosol. Il VIMS (Visible and Infrared Mapping Spectrometer) è costituito da due spettrometri in grado di studiare la radiazione riflessa ed emessa dalle atmosfere, dagli anelli e dalle superfici alle lunghezze donda comprese tra 0.35 e 5.1 micrometri allo scopo di determinarne composizioni, temperature e strutture. OBIETTIVI SCIENTIFICI: Determinare il comportamento nel tempo dei venti e di altre caratteristiche atmosferiche su Saturno e Titano Studiare la composizione e la distribuzione delle nubi su Saturno e Titano Determinare temperatura, struttura interna e rotazione dellatmosfera profonda di Saturno Studiare la composizione e la struttura degli anelli di SaturnoOBIETTIVI SCIENTIFICI: Ricercare lampi su Saturno e Titano e tracce di attivitàDeterminare la camposizione verticale e orizzontale delle vulcanica su questultimoatmosfere superiori di Saturno e Titano Osservare la superficie di TitanoAstroemagazine 14 Marzo 2001
  11. 11. SPECIALE CASSINI Astroemagazine 14 Marzo 2001
  12. 12. SPECIALE CASSINIL a sonda Huygens, realizzata dallESA, ha un diametro di 2.7 metri e pesa circa 350 kg. Il suo contenuto in strumenti comprende batterie (5 a base di LiSO2),sistemi per lapertura dei paracadute e diversi sensori, lutilizzodei quali è spiegato in seguito. Per tutta la durata del viaggioverso Titano il probe resterà quiescente, eccezion fatta percheck-up biannuali sui sistemi. Poco prima di abbandonare lasonda Cassini per entrare nellatmosfera del satellite di Saturno,poi (6 Novembre 2004), sarà effettuato lultimo check-up e saràavviato un timer che resterà lunico strumento attivo nei 22giorni che separeranno il distacco dalla sonda madredallingresso in atmosfera (27 Novembre 2004). Il PSE (ProbeEquipment Support), cioè lelettronica di supporto al Probe,resterà sulla sonda madre e si occuperà di seguire le operazionidella Huygens, trasmettendo, tramite lantenna della Cassini, irisultati a Terra.Il distacco dalla sonda avverrà tramite un sistema a scoppio edopo che la sonda avrà effe ttuato una manovra in grado di farruotare la Huygens di circa 7 giri al minuto, necessari perstabilizzarne la discesa. Ovviamente, vista lelevata velocità diingresso nellatmosfera di Titano (6.1 km/s, cioè circa 22.000km/h), almeno inizialmente la sonda dovrà essere protetta dauno scudo termico (si prevede che la temperatura che lo scudodovrà sopportare arrivi a sfiorare i 12.000°C). Tale scudo, del Il carico di strumenti scientifici della sonda Huygens Huygens Atmospheric Structure sensori. I sensori solari misurano questo "barbecue" vengono inviati al Atmospheric lintensità della luce attorno al Sole, GCMS per lanalisi. Instrument (HASI) dovuta alla riflessione della luce da Questo complesso di strumenti ha il parte atmosferico, Surface-Science Package (SSP) compito di misurare le proprietà fisiche dellaerosol Surface- permettendo il calcolo del numero e Questo strumento contiene diversi ed elettriche dellatmosfera di Titano. delle dimensioni delle particelle Gli accelerometri misureranno la sensori capaci di determinare le sospese. due camere (visibile e proprietà fisiche della superficie di velocità di discesa, rendendo possibile infrarosso) prenderanno immagini della misurare, note le proprietà Titano nel punto dellimpatto. Un sonar superficie nelle ultime fasi della discesa, emetterà, durante gli ultimi 100 metri di aerodinamiche del probe, la densità anche alla ricerca di corpi nuvolosi. dellatmosfera e la forza dei venti. In discesa, impulsi coninui che daranno caso di "ammaraggio", grazie a questi indicazioni sia sul "rate" di discesa, sia strumenti si potrà misurare il moto Gas Chromatograph & Mass sulle caratteristiche dellatmosfera (la prodotto dalle onde. Verranno registrate Spectrometer (GCMS) velocità del suono cambia a seconda temperatura e pressione dellatmosfera, Questo strumento danalisi è deputato della densità del mezzo) e superficiali come pure la conduttività el ettrica di alla caratterizzazione quantitativa e del suolo o del liquido (in questo caso questultima e del suolo. Il responsabile qualitativa dei costituenti atmosferici, proverà a stabilirne la profondità). Un di questo esperimento è Marcello costruendo spettri delle masse accelerometro registrerà poi la Fulchignoni, dellUniversità di Roma. molecolari dei gas ed analizzando anche decelerazione al momento dellimpatto, prodotti di pirolisi (alterati dal calore) che darà informazioni sulla consistenza della superficie. Nel caso di un Doppler Wind Experiment (DWE) raccolti dallACP (Aerosol Collector ammaraggio, altri sensori misureranno Questo esperimento rileva, mediante Pyrolyser). Analizzerà anche il densità, te mperatura, indice di lausilio di un oscillatore ultrastabile, gli materiale superficiale. rifrazione, conduttività termica ed sbandamenti causati alla sonda dai venti elettrica e la capacità di calore del atmosferici e da diversità di proprietà Aerosol Collector and Pyrolyser Collector liquido. atmosferiche, che inducono un effetto (ACP) Doppler misurabile sul segnale emesso Questo esperimento consiste nella dalloscillatore. cattura di particelle daerosol a diverse altezze grazie due filtri; queste, poi, Descent Imager/Spectral vengono scaldate (pirolisi) per Radiometer (DISR) vaporizzare i composti volatili e Questo strumento fornisce osservazioni decomporre le eventuali molecole spettrali e immagini usando diversi organiche complesse. I prodotti di Astroemagazine 14 Marzo 2001
  13. 13. peso di circa 100 kg, è stato realizzato dallAerospatiale ed è Determinare se la superficie è liquida e/o solida, la forma e lacostituito dallo stesso materiale (AQ60) che protegge lo Shuttle composizione della superficie e fornire dati per lanei rientri in atmosfera. comprensione della struttura dell’interno del satellite.In circa 3 minuti, poi, la sonda subirà una decelerazione tale Studiare l’alta atmosfera e la ionosfera di Titano e chiarirne il(circa 16 g) da far scendere la velocità a "soli" 0.4 km/h (1440 ruolo come fonte di particelle neutre e ionizzate nellakm/h). Il resto della discesa sarà controllato da tre paracadute, magnetosfera di Saturno.che si apriranno quando laccelerometro che controlla la discesamisurerà tre valori prefissati. Appena questultimo misurerà unavelocità di Mach 1.5 si aprirà il paracadute -pilota (2 m didiametro), seguito immediatamente dal paracadute principale di8.3 metri didiametro. Nei trenta secondi successivi allaperturadel paracadute principale la velocità della sonda passerà daMach 1.5 a Mach 0.6; dopo 15 minuti di discesa, il paracaduteprincipale si staccherà e si aprirà il più piccolo (3 m didiametro), che porterà in 2.5 ore il probe in superficie, allavelocità di 7 m/s (circa 25 km/h).In sintesi, quindi, gli obiettivi della Huygens sono:Determinare l’abbondanza dei gas nell’atmosfera, stabilire irapporti isotopici per gli elementi più abbondanti, fornireinformazioni sul come titano e la sua atmosfera si sianoformati.Osservare la distribuzione dei gas, ricercare molecole organichecomplesse, identificare la fonte di energia per i processiatmosferici, studiare la formazione e la composizione degliaerosol, aiutare a formulare un modello della fotochimica nellastratosfera del satellite.Misurare i venti, la temperatura globale, le proprietà dellenuvole, la circolazione atmosferica ed eventuali andamentistagionali.Astroemagazine 14 Marzo 2001
  14. 14. SPECIALE CASSINI Il Network Operations Control Center (NOCC) si trova invece nelledificio 230 al JPL. Il DNS comprende sette sistemi, la descrizione dei quali è qui di seguito riportata. Frequency & Timing System, FTS Questo sottosistema si ocupa di fornire un tempo standard aA l fine di concludere degnamente questa breve rassegna sulla sonda Cassini-Huygens, non posso esimermidallaccennare, almeno a grandi linee, come i dati inviati dalla tutti i sistemi del DNS. Questo risultato è raggiunto mediante lutilizzo di tre maser a idrogeno (due ridondanti). Tracking System, TRKsonda vengono raccolti a Terra. Il compito fare ciò è del DNS. Questo sistema, che si basa su misure delleffetto Doppler sui segnali trasmessi dalle sonde, è indispensabile per conoscere, inIl DNS (NASA Deep Space Network) è una rete internazionale ogni momento, la posizione delle sonde rispetto alla Terra e perche supporta le missioni di sonde interplanetarie, astronomia adeguare il puntamento e le frequenze di ricezione delleradio e radar e le sonde che orbitano attorno alla Terra. Si tratta antenne allo shift causato da tale effetto.del più sensibile network di sistemi di telecomunicazione Telemetry System, TLMscientifica al mondo, costituito da tre complessi sistemati Mediante questo sistema, il DNS riceve e decodifica leapprossimativamente a 120° luno dallaltro sulla faccia della sequenze di 0 e 1 dei segnali telemetrici della sonda, allo scopoTerra (per permettere a due antenne, grazie alla rotazione di mostrare tali dati agli ingegneri ed agli analisti di missione.terrestre, di seguire sempre una sonda nelle misisoni Command System, CMDinterplanetarie): Goldstone (deserto del Mojave, California), Rappresenta una sorta di telemetria al contrario: da TerraRobledo (Madrid, Spagna) e Tidbinbilla (Canberra, Australia). vengono inviate alla sonda sequenze di istruzioni, che vengono Astroemagazine 14 Marzo 2001
  15. 15. trasferite al computer centrale della sonda per essere eseguite. previa analisi dei dati registrati singolarmente dalle due antenneMonitor System, MON da parte di un computer "correlatore", lesatta posizione di unaQuesto sistema si occupa di monitorare le operazioni e le sonda mediante una semplice triangolazione.performances del DNS stesso.Radio Science System, RSQuesto sistema utilizza il DNS e lapparato radio della sondacome uno strumento scientifico, misurando tutte lemodificazioni (attenuazioni, effetto Doppler, rifrazioni,rotazioni, ecc.) che i segnali radio subiscono in caso difrapposizione di pianeti, atmosfere, anelli o quantaltro tra lasonda ed il DNS (come nel caso di esperimenti dioccultazione).Very Long Baseline Interferometry System, VLBIIl VLBI è un sistema che sfrutta la distanza tra due stazioniriceventi a Terra (ad es., Goldstone e Canberra) per calcolare,Astroemagazine 14 Marzo 2001

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