2. In copertina:
Astroemagazine
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 the first italian astronomical e-zine
basso a sinistra).
Le immagini della copertina e del Allegato al numero 14 - Marzo 2001
fascicolo sono tratte, ove non
altrove specificato, dai siti ufficiali
della missione Cassini
(www.jpl.nasa.gov/cassini) e
dell'ESA.
Presentazione
Con questo articolo riprendo il discorso aperto con il precedente numero di
Autore: 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 al
Progetto grafico: mezzo attraverso il quale la nostra conoscenza del sistema di Saturno e di Titano farà
Piter 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 delle
Direttore tecnico e WebMaster: più affascinanti missioni spaziali degli ultimi anni. Lontani ormai quasi un ventennio dai
Trisciani Damiano fasti delle sonde Voyager, solo da pochi anni la sonda Galileo, pur con tutti i suoi
Coordinatore Editoriale: problemi, ha fatto venire l’acquolina in bocca a professionisti ed appassionati
Piter Cardone dell’astronomia, ma quello che è in programma con la missione Cassini è, permettetemi
Editor PDF e Webmaster: di dirlo, veramente lo “stato dell’arte” delle missioni interplanetarie. Oggetto della
Salvatore 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 verifica
Consulente linguistico:
sperimentale della teoria della gravitazione einsteniana o la ricerca di onde gravitazionali
Simonetta 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 obiettivi
Su Internet:
http://astroemagazine.astrofili.org DNS
E-Mail: astroemagazine@astrofili.org Curiosità
Tutto il materiale pubblicato su questo numero può Links e fonti del materiale
essere riprodotto solo dietro autorizzazione
formale rilasciata dall’autore dell’articolo, e con
citazione obbligatoria della fonte.

3. 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.
Astroemagazine 14 Marzo 2001

4. 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 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.
Astroemagazine 14 Marzo 2001

5. 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 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
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 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
Astroemagazine 14 Marzo 2001

6. 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°.
Astroemagazine 14 Marzo 2001

7. 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
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
La sonda Cassini, dal nome dell’astronomo franco-italiano captate dalle antenne del DNS e
Jean-Dominique Cassini, noto, tra l'altro, per la scoperta della analizzate per inferire ulteriori dettagli sulla superficie di
divisione degli anelli di Saturno che porta il suo nome, è un Titano.
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.
Astroemagazine 14 Marzo 2001

8. SPECIALE CASSINI
CAPS
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
Il CAPS (Cassini Plasma Spectrometer) ha il compito di Studiare l'effetto di Titano sulla distribuzione della polvere
misurare il flusso di ioni sia come funzione della massa per la attorno Saturno
carica, sia come funzione dell'energia per la carica e per Inferire la composizione chimica dei satelliti ghiacciati dallo
l'angolo di arrivo rispetto allo strumento. stusio degli ejecta
Stabilire il ruolo dei satelliti come fonte delle particelle
OBIETTIVI SCIENTIFICI: costituenti gli anelli
Misurare la composizione delle molecole ionizzate che
originano da Saturno e Titano CIRS
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
IL CDA (Cosmic Dust Analyzer) è stato progettato per fornire
osservazioni di materia particolata nel sistema di Saturno, IL CIRS (Composite Infrared Spectrometer) è costituito da due
investigare le sue proprietà fisiche, chimiche e dinamiche e interferometri che misurano l'emissione infrarossa
studiarne l'interazione con i satelliti, gli anelli e la dall'atmosfera, dagli anelli e dalle varie superfici alle
magnetosfera di Saturno. lunghezze d'onda 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 composizione
della polvere e dei meteoroidi nelle vicinanze degli anelli gassosa dell'atmosfera di Titano e Saturno
Astroemagazine 14 Marzo 2001

9. 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
ISS
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" della
L'ISS (Imaging Science Subsystem) è costituito da una camera magnetosfera di Saturno, alloscopo di studiare l'interazione di
con obiettivo grandangolare (rifrattore da 20 cm f/3.5 - quest'ultima con il vento solare, l'atmosfera 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: 6
microradianti per pixel), entrabe dotate di sensore CCD
1024x1024. OBIETTIVI SCIENTIFICI:
Determinare configurazione e dinamiche del plasma nella
OBIETTVI SCIENTIFICI: magnetosfera di Saturno
Catturare immagini della struttura tridimensionale e dei moti Studiare le aurore di Saturno
delle atmosfere di Saturno e Titano Determinare le interazioni magnetosfera/satelliti
Studiare la composizione, la distribuzione e le proprietà fisiche Studiare la struttura globale e le variazioni temporali
delle nubi e degli aerosol nell'atmosfera di Titano
Studiare riflessione e assorbimento delle atmosfere di Titano e Studiare l'interazione di titano con la magnetosfera di Saturno
Saturno ed il vento solare
Studiare le interazioni gravitazionali tra gli anelli ed i satelliti Analizzare l'esosfera di Titano e di Dione
di Saturno e cercare evidenze di aurore e lampi
Determinare dimensioni, composizione e caratteristiche fisiche
delle particelle formanti gli anelli RADAR
Costruire mappe della superficie dei satelliti (ncluso Titano) Il RADAR della Cassini sarà usato per raccogliere dati sulla
per 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 tempo
MAG di ritorno; dividendo per la velocità della luce, questo tempo
L'obiettivo principale del MAG (Dual Technique (trasformato in distanza dalla divisione) fornirà immagini della
Magnetometer) è determinare i campi magnetici e le superficie.
interazioni dinamiche nell'ambiente planetario. Altimetrica: come per l'indagine precedente, l'eco dell'impulso
di microonde verrà utilizzato per ottenere precisi dati
OBIETTIVI SCIENTIFICI: altimetrici (e non immagini) della superficie colpita.
Investigare il campo magnetico di Saturno Radiometrica: in questo caso, il RADAR opererà
Sviluppare un modello tridimensionale della magnetosfera di passivamente, registrando semplicemente l'emissione
Saturno proveniente dalla superficie; questo dato può essere
Determinare lo stato magnetico di titano e della sua atmosfera influenzato da fattori esterni, come, ad esempio, la quantità di
Investigare le interazioni di Titano con la magnetosfera di calore latente nell'atmosfera del satellite, dando in questo
Saturno ed il vento solare modo ulteriori dati agli scienziati.
Studiare le interazioni dei satelliti ghiacciati con la "Backscatter": questa indagine serve a stabilire, mediante
magnetosfera di Saturno l'invio di impulsi di microonde, la composizione della
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10. 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
RSS
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
superficie di Titano studiando l'energia dell'eco riflesso dalla particelle all'interno degli anelli e le onde gravitazionali. In
superficie stessa. L'utilità di questa indagine deriva dal fatto sostanza, questo tipo di sistema misura ogni possibile
che l'impulso sarà deflesso in diverse direzioni, e da ciò modificazione nei segnali radio (ad esempio, negli esperimenti
dipende l'energia dell'eco (e quindi la possibilità di determinare di occultazione) per derivare informazioni sulla struttura e
le caratteristiche della superficie che ha riflesso il segnale). composizione dei corpi occultati, delle atmosfere e degli anelli.
Durante l'indagine visuale, altimetrica e di "backscatter",
l'antenna 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 provenienti
dall'RRFES (RADAR Radio Frequency Electronics dall'esterno del Sistema Solare
Subsystem). Studiare la corona solare e mettere alla prova la relatività
generale nel passaggio al perielio
OBIETTIVI SCIENTIFICI: Studiare la struttura radiale e la distribuzione dimensionale
Determinare l'esistenza di un oceano su Titano e, delle particelle degli anelli
eventuamente, determinarne la distribuzione Determinare il profilo di temperatura, pressione, composizione
Studiare le caratteristiche geologiche e topografiche della e densità elettronica delle atmosfere di Saturno e Titano
superficie solida di titano
Acquisire dati sugli anelli e sugli altri satelliti del sistema RTGs
RPWS
Gli RTG (Radioisotope Thermoelectric Generators) sono
convertitori termoelettrici a stato solido che convertono il
L'RPWS (Radio and Plasma Wave Science) ha il compito di calore generato dal decadimento radioattivo del plutonio-238
misurare i campi magnetici ed elettrici, la densità elettronica e in elettricità. Il design di questi generatori è stato studiato in
la temperatura sia nelle magnetosfere planetarie che nel mezzo modo tale da ridurre al minimo la possibilità della sua
interplanetario. vaporizzazione in caso di rientri accidentali in atmosfera, ad
esempio dividendo il combustibile nucleare in 18 celle separate
OBIETTIVI 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. L'utilizzo
Studiare le sorgenti e monitorare la SKR (Saturn Kilometric di tale combustibile per produrre energia elettrica si è reso
Radiation) necessario per il fatto che Saturno riceve una quantità di
Determinare la distribuzione delle polveri e dei meteoroidi nel radiazione solare 100 volte inferiore a quella ricevuta alla
sistema di Saturno e nello spazio interplanetario distanza della Terra, una quantità troppo esigua per far
Determinare le correnti nella magnetosfera e determinare funzionare una sonda, a meno di non dotarla di enormi e
composizione e origine del plasma magnetosferico pesantissimi pannelli solari. Inoltre, l'efficienza di questo
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11. combustibile è tale che, dopo gli 11 anni di operatività previsti Determinare la chimica delle atmosfere di Saturno e Titano, la
per la Cassini, gli RTG saranno ancora in grado di produrre distribuzione e la composizione degli aerosol in esse contenuti
circa 630 W di potenza! e stabilire natura e caratteristiche della circolazione
atmosferica di Saturno e Titano
UVIS Studiare, mediante il sistema delle occultazioni stellari, la
L'UVIS (Ultraviolet Imaging Spectrograph) è costituito da un struttura radiale degli anelli di Saturno
insieme di sensori che hanno lo scopo di misurare la quantità Studiare le duperfici ghiacciate e le tenui atmosfere ad esse
di raggi ultravioletti assorbiti e/o emessi dalle atmosfere, dagli correlate nei satelliti ghiacciati
anelli e dalle superfici dei satelliti alle lunghezze d'onda da
55.8 a 190 nanometri per determinarne composizione, VIMS
distribuzione, 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 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
OBIETTIVI SCIENTIFICI: Ricercare lampi su Saturno e Titano e tracce di attività
Determinare la camposizione verticale e orizzontale delle vulcanica su quest'ultimo
atmosfere superiori di Saturno e Titano Osservare la superficie di Titano
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12. SPECIALE CASSINI
Astroemagazine 14 Marzo 2001

13. SPECIALE CASSINI
L
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
Il carico di strumenti scientifici della sonda Huygens
Huygens Atmospheric Structure sensori. I sensori solari misurano questo "barbecue" vengono inviati al
Atmospheric
l'intensità della luce attorno al Sole, GCMS per l'analisi.
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
dell'aerosol Surface-
permettendo il calcolo del numero e Questo strumento contiene diversi
ed elettriche dell'atmosfera 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 dell'impatto. 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.
dell'atmosfera 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 dell'atmosfera (la
prodotto dalle onde. Verranno registrate Spectrometer (GCMS) velocità del suono cambia a seconda
temperatura e pressione dell'atmosfera, Questo strumento d'analisi 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
quest'ultima 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, dell'Università di Roma. molecolari dei gas ed analizzando anche decelerazione al momento dell'impatto,
prodotti di pirolisi (alterati dal calore) che darà informazioni sulla consistenza
della superficie. Nel caso di un
Doppler Wind Experiment (DWE) raccolti dall'ACP (Aerosol Collector ammaraggio, altri sensori misureranno
Questo esperimento rileva, mediante Pyrolyser). Analizzerà anche il
densità, te mperatura, indice di
l'ausilio 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
dall'oscillatore. cattura di particelle d'aerosol 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

14. peso di circa 100 kg, è stato realizzato dall'Aerospatiale ed è Determinare se la superficie è liquida e/o solida, la forma e la
costituito dallo stesso materiale (AQ60) che protegge lo Shuttle composizione della superficie e fornire dati per la
nei 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 nella
km/h). Il resto della discesa sarà controllato da tre paracadute, magnetosfera di Saturno.
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.
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15. SPECIALE CASSINI
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
A 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
tutti i sistemi del DNS. Questo risultato è raggiunto mediante
l'utilizzo di tre maser a idrogeno (due ridondanti).
Tracking System, TRK
sonda vengono raccolti a Terra. Il compito fare ciò è del DNS. Questo sistema, che si basa su misure dell'effetto Doppler sui
segnali trasmessi dalle sonde, è indispensabile per conoscere, in
Il DNS (NASA Deep Space Network) è una rete internazionale ogni momento, la posizione delle sonde rispetto alla Terra e per
che supporta le missioni di sonde interplanetarie, astronomia adeguare il puntamento e le frequenze di ricezione delle
radio 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, TLM
scientifica al mondo, costituito da tre complessi sistemati Mediante questo sistema, il DNS riceve e decodifica le
approssimativamente a 120° l'uno dall'altro sulla faccia della sequenze di 0 e 1 dei segnali telemetrici della sonda, allo scopo
Terra (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, CMD
interplanetarie): Goldstone (deserto del Mojave, California), Rappresenta una sorta di telemetria al contrario: da Terra
Robledo (Madrid, Spagna) e Tidbinbilla (Canberra, Australia). vengono inviate alla sonda sequenze di istruzioni, che vengono
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16. trasferite al computer centrale della sonda per essere eseguite. previa analisi dei dati registrati singolarmente dalle due antenne
Monitor System, MON da parte di un computer "correlatore", l'esatta posizione di una
Questo sistema si occupa di monitorare le operazioni e le sonda mediante una semplice triangolazione.
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,
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