speciale sonda cassini-huygens

In copertina:In copertina: Il fotomontaggio ritrae i pianeti che la sonda Cassini ha avvicinato nel corso del suo viaggio (Venere, due volte, Terra e Giove) verso Saturno e Titano (l'immagine in basso a sinistra). Le immagini della copertina e del fascicolo sono tratte, ove non altrove specificato, dai siti ufficiali della missione Cassini (www.jpl.nasa.gov/cassini) e dell'ESA. Autore:Autore: Piter Cardone Progetto grafico: Progetto grafico: Piter Cardone e Salvatore Pluchino Direttore tecnico e WebMaster:Direttore tecnico e WebMaster: Trisciani Damiano

Coordinatore Editoriale:Coordinatore Editoriale: Piter Cardone

Editor PDF e Webmaster:Editor PDF e Webmaster: Salvatore Pluchino

Consulente linguistico:Consulente linguistico: Simonetta De Rosa Su Internet:Su Internet: http://astroemagazine.astrofili.org E-Mail: [email protected] Tutto il materiale pubblicato su questo numero può essere riprodotto solo dietro autorizzazione formale rilasciata dall’autore dell’articolo, e con citazione obbligatoria della fonte.

AAssttrrooeemmaaggaazziinnee tthhee ffiirrsstt iittaalliiaann aassttrroonnoommiiccaall ee--zziinnee

Allegato al numero 14 Allegato al numero 14 -- Marzo 2001 Marzo 2001

PPrreesseennttaazziioonnee Con questo articolo riprendo il discorso aperto con il precedente numero di AstroEmagazine, nel quale si è discusso di Titano e della sua atmosfera. A completamento del summenzionato articolo mi è sembrato doveroso dare spazio al mezzo attraverso il quale la nostra conoscenza del sistema di Saturno e di Titano farà 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 delle più affascinanti missioni spaziali degli ultimi anni. Lontani ormai quasi un ventennio dai fasti delle sonde Voyager, solo da pochi anni la sonda Galileo, pur con tutti i suoi problemi, ha fatto venire l’acquolina in bocca a professionisti ed appassionati dell’astronomia, ma quello che è in programma con la missione Cassini è, permettetemi di dirlo, veramente lo “stato dell’arte” delle missioni interplanetarie. Oggetto della 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 verifica sperimentale della teoria della gravitazione einsteniana o la ricerca di onde gravitazionali 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

SSoommmmaarriioo

Prima della Cassini-Huygens Il lancio Il viaggio La sonda Cassini Gli obiettivi della Cassini La sonda Huygens e i suoi obiettivi DNS Curiosità Links e fonti del materiale

Astroemagazine 14Astroemagazine 14 Marzo 2001

SPECIALE CASSINI 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 l'esatta 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 all'articolo "Titano: una primitiva Terra?", pubblicato sul numero 13 (Gen-Feb 2001) di AstroEmagazine.



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 un'altezza 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 l'accelerazione di 1m/s^2. Dopo il lancio e la separazione del primo stadio, il secondo stadio ha provveduto a depositare lo stadio superiore in un'orbita ellittica con perigeo di 170 km ed apogeo di 445, prima dell'ultima accensione dei motori, che ha spinto la sonda Cassini al primo flyby con Venere.



DDDDaaaatttteeee iiiimmmmppppoooorrrrttttaaaannnntttt iiii nnnneeeellll llllaaaa mmmmiiiissssssssiiiioooonnnneeee CCCCaaaassssssssiiiinnnniiii----HHHHuuuuyyyyggggeeeennnnssss 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 l'uso dell'Antenna ad alto guadagno 28/12/98 436 Fine finestra per l'uso dell'Antenna 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 l'uso dell'Antenna 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

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 quest'ultima 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


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 all'uscita 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 all'arrivo 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°.



La sonda Cassini, dal nome dell’astronomo franco-italiano Jean-Dominique Cassini, noto, tra l'altro, per la scoperta della divisione degli anelli di Saturno che porta il suo nome, è un colosso di circa 7 metri che, a vuoto, cioè senza carico di combustibile (oltre 3100 kg), pesa più di 2 tonnellate e mezzo (di cui oltre mezza tonnellata di strumenti scientifici) e con un costo che è arrivato a sfiorare i 3.3 miliardi di dollari. E' mossa da due motori che utilizzano una miscela di tetrossido di azoto e monometilidrazina e da controllori di assetto brucianti idrazina, oltre che da generatori a radioisotopi contenenti circa 30 kg di plutonio. Questi funzionano, in parole semplici, convertendo il calore del decadimento del plutonio in energia elettrica mediante termocoppie (Radioisotope Thermoelectric Generators, RTG). Importantissimi, come vedremo, saranno l’assetto della sonda, garantito da un complesso chiamato IRU (intertial Reference Unit), costituito da giroscopi di nuova concezione, senza parti in movimento (basati sulla precisa misura del cambimento dell'asse di vibrazione di cristalli di quarzo al variare anche minimo dell'assetto della sonda!), quattro volani e diversi sensori stellari, e la comunicazione con la Terra, compito di un’antenna parabolica di 4 metri (contemporaneamente ad alto e basso guadagno, HGA e LGA) di diametro collegata costantemente con le antenne del Deep Space Network (DNS, a Goldstone, USA, ed a Camberra, Australia). Ovviamente, la sonda è equipaggiata con un computer di bordo capace di far fronte ad episodi di emergenza immediata (accendere o spegnere strumenti, posizionarsi in modo da puntare verso la Terra per ripristinare le trasmissioni o mettersi in "safe mode" per permettere al Centro di Controllo di diagnosticare eventuali problemi) e di immagazzinare comandi in memoria per eseguirli anche a diversi giorni di distanza. Questo perché la sonda si troverà, in zona operazioni, ad una distanza minima dalla Terra di circa 1.2 miliardi di km e ad una massima di oltre 1.5 miliardi di km, distanze, cioè, che le onde radio coprono in circa 68-84 minuti, un tempo troppo alto per impartire da Terra comandi di urgente esecuzione.

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 nell'infrarosso (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 d'eco, 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 verranno captate dalle antenne del DNS e

analizzate per inferire ulteriori dettagli sulla superficie di Titano.


SPECIALE CASSINI SPECIALE CASSINI CAPSCAPS

Il CAPS (Cassini Plasma Spectrometer) ha il compito di misurare il flusso di ioni sia come funzione della massa per la carica, sia come funzione dell'energia per la carica e per l'angolo di arrivo rispetto allo strumento. OBIETTIVI SCIENTIFICI: Misurare la composizione delle molecole ionizzate che originano da Saturno e Titano Investigare le sorgenti e le caratteristiche del plasma ionosferico Studiare gli effetti sui flussi ionosferici delle interazioni tra magnetosfera e ionosfera Studiare le aurore di Saturno Determinare la configurazione del campo magnetico del pianeta Investigare le interazioni tra magnetosfera di Saturno e vento solare Caratterizzare il ruolo delle interazioni anelli/magnetosfera sulla dinamica e l'erosione degli particelle costituenti gli anelli Indagare le interazioni della magnetosfera di Saturno con l'alta atmosfera e la ionosfera di Titano Studiare il ruolo della precipitazione delle particelle nell'atmosfera di Titano come sorgente della sua ionosfera Caratterizzare le interazioni tra la magnetosfera di Saturno ed i satelliti ghiacciati Studiare gli effetti delle interazioni tra i satelliti e la dinamica delle particelle costituenti gli anelli

CDA CDA IL CDA (Cosmic Dust Analyzer) è stato progettato per fornire osservazioni di materia particolata nel sistema di Saturno, investigare le sue proprietà fisiche, chimiche e dinamiche e studiarne l'interazione con i satelliti, gli anelli e la magnetosfera di Saturno. OBIETTIVI SCIENTIFICI: Studiare la polvere interplanetaria nel sistema di Saturno Definire la distribuzione (dimensioni, orbite, composizione) della polvere e dei meteoroidi nelle vicinanze degli anelli

Analizzare la composizione chimica e la distribuzione dimensionale del materiale costituente gli anelli Studiare i processi erosivi ed elettromagnetici responsabili della struttura dell'anello E Studiare l'effetto di Titano sulla distribuzione della polvere attorno Saturno Inferire la composizione chimica dei satelliti ghiacciati dallo stusio degli ejecta Stabilire il ruolo dei satelliti come fonte delle particelle costituenti gli anelli

CIRSCIRS

IL CIRS (Composite Infrared Spectrometer) è costituito da due interferometri che misurano l'emissione infrarossa dall'atmosfera, dagli anelli e dalle varie superfici alle lunghezze d'onda da 7 a 1000 micrometri per determinarne composizione e temperatura. OBIETTIVI SCIENTIFICI: Costruire una mappa termica e analizzare la composizione gassosa dell'atmosfera di Titano e Saturno


Ricavare informazioni sui processi energetici nelle atmosfere di Titano e Saturno e cercare in esse nuove molecole Costruire una mappa termica della superficie di Titano Studiare la composizione e le caratteristiche termiche degli anelli di Saturno e dei satelliti

ISSISS

L'ISS (Imaging Science Subsystem) è costituito da una camera con obiettivo grandangolare (rifrattore da 20 cm f/3.5 - risoluzione: 60 microradianti per pixel) e da una con obiettivo a campo più ristretto (riflettore da 2 m f/10.5 - risoluzione: 6 microradianti per pixel), entrabe dotate di sensore CCD 1024x1024. OBIETTVI SCIENTIFICI: Catturare immagini della struttura tridimensionale e dei moti delle atmosfere di Saturno e Titano Studiare la composizione, la distribuzione e le proprietà fisiche delle nubi e degli aerosol Studiare riflessione e assorbimento delle atmosfere di Titano e Saturno Studiare le interazioni gravitazionali tra gli anelli ed i satelliti di Saturno e cercare evidenze di aurore e lampi Determinare dimensioni, composizione e caratteristiche fisiche delle particelle formanti gli anelli Costruire mappe della superficie dei satelliti (ncluso Titano) per studiarne le storie geologiche, la natura e la composizione dei materiali costituenti le superfici e determinarne la rotazione

MAGMAG L'obiettivo principale del MAG (Dual Technique Magnetometer) è determinare i campi magnetici e le interazioni dinamiche nell'ambiente planetario. OBIETTIVI SCIENTIFICI: Investigare il campo magnetico di Saturno Sviluppare un modello tridimensionale della magnetosfera di Saturno Determinare lo stato magnetico di titano e della sua atmosfera Investigare le interazioni di Titano con la magnetosfera di Saturno ed il vento solare Studiare le interazioni dei satelliti ghiacciati con la magnetosfera di Saturno

MIMIMIMI 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" della magnetosfera di Saturno, alloscopo di studiare l'interazione di quest'ultima con il vento solare, l'atmosfera di Saturno, Titano, gli anelli e i satelliti ghiacciati. OBIETTIVI SCIENTIFICI: Determinare configurazione e dinamiche del plasma nella magnetosfera di Saturno Studiare le aurore di Saturno Determinare le interazioni magnetosfera/satelliti Studiare la struttura globale e le variazioni temporali nell'atmosfera di Titano Studiare l'interazione di titano con la magnetosfera di Saturno ed il vento solare Analizzare l'esosfera di Titano e di Dione

RADARRADAR Il RADAR della Cassini sarà usato per raccogliere dati sulla sperficie di Titano mediante quattro tipi di osservazioni: visuali, altimetriche, radiometriche e di "backscatter". Visuale: il RADAR invierà impulsi di microonde sulla superficie di Titano con differenti angoli e ne registrerà tempo di ritorno; dividendo per la velocità della luce, questo tempo (trasformato in distanza dalla divisione) fornirà immagini della superficie. Altimetrica: come per l'indagine precedente, l'eco dell'impulso di microonde verrà utilizzato per ottenere precisi dati altimetrici (e non immagini) della superficie colpita. Radiometrica: in questo caso, il RADAR opererà passivamente, registrando semplicemente l'emissione proveniente dalla superficie; questo dato può essere influenzato da fattori esterni, come, ad esempio, la quantità di calore latente nell'atmosfera del satellite, dando in questo modo ulteriori dati agli scienziati. "Backscatter": questa indagine serve a stabilire, mediante l'invio di impulsi di microonde, la composizione della


superficie di Titano studiando l'energia dell'eco riflesso dalla superficie stessa. L'utilità di questa indagine deriva dal fatto che l'impulso sarà deflesso in diverse direzioni, e da ciò dipende l'energia dell'eco (e quindi la possibilità di determinare le caratteristiche della superficie che ha riflesso il segnale). Durante l'indagine visuale, altimetrica e di "backscatter", l'antenna ad alto guadagno (HGA) userà la banda-Ku e le riflesioni saranno catturate dalla stessa antenna ed elaborate dall'RRFES (RADAR Radio Frequency Electronics Subsystem). OBIETTIVI SCIENTIFICI: Determinare l'esistenza di un oceano su Titano e, eventuamente, determinarne la distribuzione Studiare le caratteristiche geologiche e topografiche della superficie solida di titano Acquisire dati sugli anelli e sugli altri satelliti del sistema

RPWSRPWS

L'RPWS (Radio and Plasma Wave Science) ha il compito di misurare i campi magnetici ed elettrici, la densità elettronica e la temperatura sia nelle magnetosfere planetarie che nel mezzo interplanetario. OBIETTIVI SCIENTIFICI: Studiare la configurazione del campo magnetico di Saturno Studiare le sorgenti e monitorare la SKR (Saturn Kilometric Radiation) Determinare la distribuzione delle polveri e dei meteoroidi nel sistema di Saturno e nello spazio interplanetario Determinare le correnti nella magnetosfera e determinare composizione e origine del plasma magnetosferico

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 dall'alta atmosfera e dalla ionosfera di Titano Studiare le interazioni tra Titano ed il vento solare Studiare la magnetosfera indotta di Titano

RSSRSS L'RSS (Radio Science Subsystem) utilizza la banda-X, la banda-S e la banda-Ka dell'antenna della sonda per studiare composizione, pressione e temperatura delle atmosfere e delle ionosfere, la struttura radiale, diametro e distribuzione delle particelle all'interno degli anelli e le onde gravitazionali. In sostanza, questo tipo di sistema misura ogni possibile modificazione nei segnali radio (ad esempio, negli esperimenti di occultazione) per derivare informazioni sulla struttura e composizione dei corpi occultati, delle atmosfere e degli anelli. OBIETTIVI SCIENTIFICI: Cercare e caratterizzare le onde gravitazionali provenienti dall'esterno del Sistema Solare Studiare la corona solare e mettere alla prova la relatività generale nel passaggio al perielio Studiare la struttura radiale e la distribuzione dimensionale delle particelle degli anelli Determinare il profilo di temperatura, pressione, composizione e densità elettronica delle atmosfere di Saturno e Titano

RTGsRTGs

Gli RTG (Radioisotope Thermoelectric Generators) sono convertitori termoelettrici a stato solido che convertono il calore generato dal decadimento radioattivo del plutonio-238 in elettricità. Il design di questi generatori è stato studiato in modo tale da ridurre al minimo la possibilità della sua vaporizzazione in caso di rientri accidentali in atmosfera, ad esempio dividendo il combustibile nucleare in 18 celle separate e avvolte da diversi strati di materiali diversi (iridio, grafite,...) allo scopo di minimizzarne le possibilità di rilascio. L'utilizzo di tale combustibile per produrre energia elettrica si è reso necessario per il fatto che Saturno riceve una quantità di radiazione solare 100 volte inferiore a quella ricevuta alla distanza della Terra, una quantità troppo esigua per far funzionare una sonda, a meno di non dotarla di enormi e pesantissimi pannelli solari. Inoltre, l'efficienza di questo


combustibile è tale che, dopo gli 11 anni di operatività previsti per la Cassini, gli RTG saranno ancora in grado di produrre circa 630 W di potenza!

UVISUVIS L'UVIS (Ultraviolet Imaging Spectrograph) è costituito da un insieme di sensori che hanno lo scopo di misurare la quantità di raggi ultravioletti assorbiti e/o emessi dalle atmosfere, dagli anelli e dalle superfici dei satelliti alle lunghezze d'onda da 55.8 a 190 nanometri per determinarne composizione, distribuzione, temperatura e contenuto di aerosol.

OBIETTIVI SCIENTIFICI: Determinare la camposizione verticale e orizzontale delle atmosfere superiori di Saturno e Titano

Determinare la chimica delle atmosfere di Saturno e Titano, la distribuzione e la composizione degli aerosol in esse contenuti e stabilire natura e caratteristiche della circolazione atmosferica di Saturno e Titano Studiare, mediante il sistema delle occultazioni stellari, la struttura radiale degli anelli di Saturno Studiare le duperfici ghiacciate e le tenui atmosfere ad esse correlate nei satelliti ghiacciati

VIMSVIMS 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 d'onda 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 dell'atmosfera profonda di Saturno Studiare la composizione e la struttura degli anelli di Saturno Ricercare lampi su Saturno e Titano e tracce di attività vulcanica su quest'ultimo Osservare la superficie di Titano



a sonda Huygens, realizzata dall'ESA, 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 l'apertura dei paracadute e diversi sensori, l'utilizzo dei quali è spiegato in seguito. Per tutta la durata del viaggio verso Titano il probe resterà quiescente, eccezion fatta per check-up biannuali sui sistemi. Poco prima di abbandonare la sonda Cassini per entrare nell'atmosfera del satellite di Saturno, poi (6 Novembre 2004), sarà effettuato l'ultimo check-up e sarà avviato un timer che resterà l'unico strumento attivo nei 22 giorni che separeranno il distacco dalla sonda madre dall'ingresso in atmosfera (27 Novembre 2004). Il PSE (Probe Equipment Support), cioè l'elettronica di supporto al Probe, resterà sulla sonda madre e si occuperà di seguire le operazioni della Huygens, trasmettendo, tramite l'antenna della Cassini, i risultati a Terra. Il distacco dalla sonda avverrà tramite un sistema a scoppio e dopo che la sonda avrà effe ttuato una manovra in grado di far ruotare la Huygens di circa 7 giri al minuto, necessari per stabilizzarne la discesa. Ovviamente, vista l'elevata velocità di ingresso nell'atmosfera di Titano (6.1 km/s, cioè circa 22.000 km/h), almeno inizialmente la sonda dovrà essere protetta da uno scudo termico (si prevede che la temperatura che lo scudo dovrà sopportare arrivi a sfiorare i 12.000°C). Tale scudo, del

L

IIll ccaarriiccoo ddii ssttrruummeennttii sscciieennttiiffiiccii ddeellllaa ssoonnddaa HHuuyyggeennss Huygens AtmosHuygens Atmospheric Structure pheric Structure Instrument (HASI)Instrument (HASI) Questo complesso di strumenti ha il compito di misurare le proprietà fisiche ed elettriche dell'atmosfera di Titano. Gli accelerometri misureranno la velocità di discesa, rendendo possibile misurare, note le proprietà aerodinamiche del probe, la densità dell'atmosfera e la forza dei venti. In caso di "ammaraggio", grazie a questi strumenti si potrà misurare il moto prodotto dalle onde. Verranno registrate temperatura e pressione dell'atmosfera, come pure la conduttività elettrica di quest'ultima e del suolo. Il responsabile di questo esperimento è Marcello Fulchignoni, dell'Università di Roma.

Doppler Wind Experiment (DWE)Doppler Wind Experiment (DWE) Questo esperimento rileva, mediante l'ausilio di un oscillatore ultrastabile, gli sbandamenti causati alla sonda dai venti atmosferici e da diversità di proprietà atmosferiche, che inducono un effetto Doppler misurabile sul segnale emesso dall'oscillatore.

Descent Imager/SpectralDescent Imager/Spectral Radiometer (DISR)Radiometer (DISR) Questo strumento fornisce osservazioni spettrali e immagini usando diversi

sensori. I sensori solari misurano l'intensità della luce attorno al Sole, dovuta alla riflessione della luce da parte dell'aerosol atmosferico, permettendo il calcolo del numero e delle dimensioni delle particelle sospese. due camere (visibile e infrarosso) prenderanno immagini della superficie nelle ultime fasi della discesa, anche alla ricerca di corpi nuvolosi.

Gas Chromatograph & Mass Gas Chromatograph & Mass Spectrometer (GCMS)Spectrometer (GCMS) Questo strumento d'analisi è deputato alla caratterizzazione quantitativa e qualitativa dei costituenti atmosferici, costruendo spettri delle masse molecolari dei gas ed analizzando anche prodotti di pirolisi (alterati dal calore) raccolti dall'ACP (Aerosol Collector Pyrolyser). Analizzerà anche il materiale superficiale.

Aerosol ColAerosol Collector and Pyrolyser lector and Pyrolyser (ACP) (ACP) Questo esperimento consiste nella cattura di particelle d'aerosol a diverse altezze grazie due filtri; queste, poi, vengono scaldate (pirolisi) per vaporizzare i composti volatili e decomporre le eventuali molecole organiche complesse. I prodotti di

questo "barbecue" vengono inviati al GCMS per l'analisi.

SurfaceSurface--Science Package (SSP)Science Package (SSP) Questo strumento contiene diversi sensori capaci di determinare le proprietà fisiche della superficie di Titano nel punto dell'impatto. Un sonar emetterà, durante gli ultimi 100 metri di discesa, impulsi coninui che daranno indicazioni sia sul "rate" di discesa, sia sulle caratteristiche dell'atmosfera (la velocità del suono cambia a seconda della densità del mezzo) e superficiali del suolo o del liquido (in questo caso proverà a stabilirne la profondità). Un accelerometro registrerà poi la decelerazione al momento dell'impatto, che darà informazioni sulla consistenza della superficie. Nel caso di un ammaraggio, altri sensori misureranno densità, temperatura, indice di rifrazione, conduttività termica ed elettrica e la capacità di calore del liquido.


peso di circa 100 kg, è stato realizzato dall'Aerospatiale ed è costituito dallo stesso materiale (AQ60) che protegge lo Shuttle nei rientri in atmosfera. In circa 3 minuti, poi, la sonda subirà una decelerazione tale (circa 16 g) da far scendere la velocità a "soli" 0.4 km/h (1440 km/h). Il resto della discesa sarà controllato da tre paracadute, che si apriranno quando l'accelerometro che controlla la discesa misurerà tre valori prefissati. Appena quest'ultimo misurerà una velocità di Mach 1.5 si aprirà il paracadute -pilota (2 m di diametro), seguito immediatamente dal paracadute principale di 8.3 metri didiametro. Nei trenta secondi successivi all'apertura del paracadute principale la velocità della sonda passerà da Mach 1.5 a Mach 0.6; dopo 15 minuti di discesa, il paracadute principale si staccherà e si aprirà il più piccolo (3 m di diametro), che porterà in 2.5 ore il probe in superficie, alla velocità di 7 m/s (circa 25 km/h). In sintesi, quindi, gli obiettivi della Huygens sono: Determinare l’abbondanza dei gas nell’atmosfera, stabilire i rapporti isotopici per gli elementi più abbondanti, fornire informazioni sul come titano e la sua atmosfera si siano formati. Osservare la distribuzione dei gas, ricercare molecole organiche complesse, identificare la fonte di energia per i processi atmosferici, studiare la formazione e la composizione degli aerosol, aiutare a formulare un modello della fotochimica nella stratosfera del satellite. Misurare i venti, la temperatura globale, le proprietà delle nuvole, la circolazione atmosferica ed eventuali andamenti stagionali.

Determinare se la superficie è liquida e/o solida, la forma e la composizione della superficie e fornire dati per la comprensione della struttura dell’interno del satellite. Studiare l’alta atmosfera e la ionosfera di Titano e chiarirne il ruolo come fonte di particelle neutre e ionizzate nella magnetosfera di Saturno.



l fine di concludere degnamente questa breve rassegna sulla sonda Cassini-Huygens, non posso esimermi

dall'accennare, almeno a grandi linee, come i dati inviati dalla sonda vengono raccolti a Terra. Il compito fare ciò è del DNS. Il DNS (NASA Deep Space Network) è una rete internazionale che supporta le missioni di sonde interplanetarie, astronomia radio e radar e le sonde che orbitano attorno alla Terra. Si tratta del più sensibile network di sistemi di telecomunicazione scientifica al mondo, costituito da tre complessi sistemati approssimativamente a 120° l'uno dall'altro sulla faccia della Terra (per permettere a due antenne, grazie alla rotazione terrestre, di seguire sempre una sonda nelle misisoni interplanetarie): Goldstone (deserto del Mojave, California), Robledo (Madrid, Spagna) e Tidbinbilla (Canberra, Australia).

Il Network Operations Control Center (NOCC) si trova invece nell'edificio 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 a tutti i sistemi del DNS. Questo risultato è raggiunto mediante l'utilizzo di tre maser a idrogeno (due ridondanti). Tracking System, TRK Questo sistema, che si basa su misure dell'effetto Doppler sui segnali trasmessi dalle sonde, è indispensabile per conoscere, in ogni momento, la posizione delle sonde rispetto alla Terra e per adeguare il puntamento e le frequenze di ricezione delle antenne allo shift causato da tale effetto. Telemetry System, TLM Mediante questo sistema, il DNS riceve e decodifica le sequenze di 0 e 1 dei segnali telemetrici della sonda, allo scopo di mostrare tali dati agli ingegneri ed agli analisti di missione. Command System, CMD Rappresenta una sorta di telemetria al contrario: da Terra vengono inviate alla sonda sequenze di istruzioni, che vengono

A


trasferite al computer centrale della sonda per essere eseguite. Monitor System, MON Questo sistema si occupa di monitorare le operazioni e le performances del DNS stesso. Radio Science System, RS Questo sistema utilizza il DNS e l'apparato radio della sonda come uno strumento scientifico, misurando tutte le modificazioni (attenuazioni, effetto Doppler, rifrazioni, rotazioni, ecc.) che i segnali radio subiscono in caso di frapposizione di pianeti, atmosfere, anelli o quant'altro tra la sonda ed il DNS (come nel caso di esperimenti di occultazione). Very Long Baseline Interferometry System, VLBI Il VLBI è un sistema che sfrutta la distanza tra due stazioni riceventi a Terra (ad es., Goldstone e Canberra) per calcolare,

previa analisi dei dati registrati singolarmente dalle due antenne da parte di un computer "correlatore", l'esatta posizione di una sonda mediante una semplice triangolazione.

speciale sonda cassini-huygens

Technology