ࡱ > 2 h j n p r t } O c Y Ҵ bjbjWW e = = PU y ] X - *# # # # + r ; O@ h ' ' ' ' ' ' ' $ b/ V1 h ' B ;* + B B ' չ # # O չ չ չ B NR # : # ' B ' չ չ k r @ {' # N Pډ $ u& UNIVERSIT DEGLI STUDI DI PADOVA FACOLT DI SCIENZE MM.FF.NN. DIPARTIMENTO DI ASTRONOMIA TESI DI LAUREA STUDI DI ASTEROIDI CON LA WIDE ANGLE CAMERA DI ROSETTA RELATORE: CH.MO PROF. CESARE BARBIERI LAUREANDO: FABRIZIO BERNARDI ANNO ACCADEMICO 1998 1999 A Renato e Mirella INDICE TOC \o "1-3" Introduzione PAGEREF _Toc460660319 \h 1 1Capitolo - Esplorazione del Sistema Solare PAGEREF _Toc460660321 \h 4 1.1.Fini dellosservazione dei corpi minori del Sistema Solare PAGEREF _Toc460660322 \h 4 1.2.Le comete PAGEREF _Toc460660323 \h 5 1.3.Gli asteroidi PAGEREF _Toc460660324 \h 7 1.3.1.Classificazione degli asteroidi PAGEREF _Toc460660325 \h 10 1.3.2.Origine ed evoluzione degli asteroidi PAGEREF _Toc460660326 \h 11 1.4.Le principali missioni spaziali PAGEREF _Toc460660327 \h 13 1.5.Le missioni spaziali per lo studio di comete PAGEREF _Toc460660328 \h 17 1.5.1.La missione ICE PAGEREF _Toc460660329 \h 17 1.5.2.Le missioni su Halley PAGEREF _Toc460660330 \h 18 1.5.3.La missione Giotto PAGEREF _Toc460660331 \h 18 1.5.4.Losservazione di NEAR della cometa Hyakutake PAGEREF _Toc460660332 \h 22 1.5.5.La missione Stardust PAGEREF _Toc460660333 \h 22 1.5.6.La missione CONTOUR PAGEREF _Toc460660334 \h 23 1.5.7.La missione Deep Impact PAGEREF _Toc460660335 \h 24 1.6.Le missioni spaziali per lo studio di asteroidi PAGEREF _Toc460660336 \h 24 1.6.1.La missione Galileo PAGEREF _Toc460660337 \h 24 1.6.2.La missione NEAR PAGEREF _Toc460660338 \h 26 1.6.3.La missione DS-1 PAGEREF _Toc460660339 \h 28 1.6.4.Le missioni su (4660) Nereus PAGEREF _Toc460660340 \h 29 2Capitolo - La missione Rosetta PAGEREF _Toc460660342 \h 31 2.1.Introduzione PAGEREF _Toc460660343 \h 31 2.2.Fasi della missione PAGEREF _Toc460660344 \h 33 2.3.Operazioni di controllo della missione PAGEREF _Toc460660345 \h 38 2.4.Obiettivi della sonda Rosetta PAGEREF _Toc460660346 \h 41 2.4.1.Requisiti della missione PAGEREF _Toc460660347 \h 41 2.4.2.Vincoli della missione PAGEREF _Toc460660348 \h 42 2.4.3.Panoramica sulla meccanica della sonda PAGEREF _Toc460660349 \h 43 2.5.Obiettivi scientifici della missione Rosetta PAGEREF _Toc460660350 \h 44 2.6.La cometa 46 P/Wirtanen PAGEREF _Toc460660351 \h 45 2.7.Gli asteroidi Siwa e Otawara PAGEREF _Toc460660352 \h 47 2.8.Il Lander di Rosetta PAGEREF _Toc460660353 \h 51 2.9.Gli strumenti scientifici di Rosetta PAGEREF _Toc460660354 \h 55 2.9.1.Remote sensing PAGEREF _Toc460660355 \h 55 2.9.2.Analisi composizionale PAGEREF _Toc460660356 \h 61 2.9.3. Studio dellambiente del plasma cometario e dellinterazione del vento solare con la cometa PAGEREF _Toc460660357 \h 65 2.9.4. Flusso e distribuzione di massa delle polveri e struttura su larga scala del nucleo PAGEREF _Toc460660358 \h 68 3Capitolo - OSIRIS PAGEREF _Toc460660360 \h 70 3.1.Introduzione PAGEREF _Toc460660361 \h 70 3.2.Obiettivi scientifici di OSIRIS PAGEREF _Toc460660362 \h 72 3.2.1.Misure dirette del nucleo PAGEREF _Toc460660363 \h 72 3.2.2.Polvere vicina al nucleo PAGEREF _Toc460660364 \h 75 3.2.3.Emissioni di gas e ioni PAGEREF _Toc460660365 \h 76 3.2.4.I flyby sugli asteroidi PAGEREF _Toc460660366 \h 77 3.3.La Narrow Angle Camera (NAC) PAGEREF _Toc460660367 \h 79 3.4.La Wide Angle Camera (WAC) PAGEREF _Toc460660368 \h 81 3.4.1.Introduzione PAGEREF _Toc460660369 \h 81 3.4.2.Le ottiche PAGEREF _Toc460660370 \h 83 3.4.3.Obiettivi scientifici di WAC PAGEREF _Toc460660371 \h 86 4Capitolo - Osservazioni di asteroidi PAGEREF _Toc460660373 \h 91 4.1.Background di asteroidi sulle immagini WAC PAGEREF _Toc460660374 \h 91 4.1.1.I volumi visibili ed esplorati PAGEREF _Toc460660375 \h 97 4.1.2.Risultati per Otawara PAGEREF _Toc460660376 \h 102 4.1.3.Risultati per Siwa PAGEREF _Toc460660377 \h 104 4.1.4.Discussione dei risultati PAGEREF _Toc460660378 \h 107 4.2.Ricerca di satelliti di asteroidi PAGEREF _Toc460660379 \h 108 4.3.Determinazione delle dimensioni di asteroidi 113 4.3.1.Dati di HST PAGEREF _Toc460660381 \h 113 4.3.2.Riduzione dei dati e modellizzazione PAGEREF _Toc460660382 \h 115 4.3.3.Confronto dei dati PAGEREF _Toc460660383 \h 121 5Capitolo - Conclusioni e prospettive future PAGEREF _Toc460660385 \h 125 Ringraziamenti PAGEREF _Toc460660386 \h 130 BIBLIOGRAFIA PAGEREF _Toc460660387 \h 131 SITI INTERNET PAGEREF _Toc460660388 \h 134 Introduzione In questo lavoro di tesi ho approfondito e sviluppato la conoscenza della missione internazionale Rosetta. In particolare mi sono soffermato sullo studio degli asteroidi con la Wide Angle Camera (WAC), uno dei suoi strumenti a bordo, che tale missione permetter di compiere durante la sua crociera nel Sistema Solare. Nel primo capitolo mi soffermo sullimportanza dellattivit spaziale nellampliamento delle nostre conoscenze sul Sistema Solare. Dagli anni Cinquanta in poi, infatti, sono stati compiuti degli sforzi notevoli dalla comunit al fine di conoscere la fisica, la chimica e la mineralogia dei corpi appartenenti al nostro Sistema Solare, partendo dal corpo principale, il Sole, passando per i nove pianeti e le loro lune, fino ai corpi detti minori, come le comete e gli asteroidi, e la polvere interplanetaria. Lo scopo principale quello di conoscere come nato il nostro sistema planetario e, quindi, la Terra, al fine di conoscere, in ultima analisi, le condizioni che hanno permesso la nascita e lo sviluppo della vita sul nostro pianeta. In questo campo di ricerca, un ruolo importante lo giocano i corpi minori, poich essi sembrano essere i meno evoluti dalla formazione del Sistema Solare. Studiando la dinamica del loro moto attorno al Sole, la fisica e la mineralogia dei loro costituenti, si possono ottenere delle informazioni essenziali sulle origini del nostro sistema planetario. La missione Rosetta ha il compito di studiare alcuni di questi oggetti. Si occuper principalmente dello studio di una cometa, la 46P/Wirtanen, e di due asteroidi, (4979) Otawara e (140) Siwa. La sonda partir nel gennaio del 2003, il 10 luglio del 2006 vi sar il primo flyby con Otawara, mentre per il 23 luglio del 2008 previsto il passaggio vicino a Siwa. Il 27 novembre 2011 Rosetta giunger sulla cometa Wirtanen, si metter in orbita attorno ad essa ed inizieranno studi approfonditi della cometa e dellambiente circostante. Verr rilasciato, inoltre, un Lander che si poser sulla superficie del nucleo ed effettuer esperimenti in situ. La conclusione nominale della missione sar nel 2013 quando la cometa raggiunger il perielio. Rosetta studier quindi la cometa durante le fasi principali del suo moto di rivoluzione, partendo quando il corpo ancora in stato di ibernazione, fino a giungere nella fase di maggiore attivit. Nel secondo capitolo sono descritte le caratteristiche principali della missione e, in particolare, sono descritte le caratteristiche delle strumentazioni a bordo e degli esperimenti che verranno svolti. Nel terzo capitolo mi occupo dellesperimento OSIRIS. Tale esperimento si occuper di remote imaging durante la missione Rosetta. costituito da due strumenti, la Wide Angle Camera (WAC) e la Narrow Angle Camera (NAC), e da una scatola elettronica per la compressione e trasmissione dei dati a Terra. Mentre la NAC si occuper dellimaging ad alta risoluzione degli asteroidi e della cometa, la WAC si occuper dellosservazione a grande campo (12x12). Particolare interesse stato rivolto alla WAC dal momento che questa camera stata costruita con il contributo fondamentale del CISAS (Centro Interdipartimentale Studi e Attivit Spaziali) G. Colombo dellUniversit di Padova. Nel quarto capitolo presento alcuni lavori personali sullo studio degli asteroidi. In particolare la prima sezione dedicata ad alcune considerazioni teoriche sulla possibilit che altri oggetti noti possano cadere nel grande campo di vista della WAC durante i flyby di Otawara e Siwa. Le conclusioni di questo lavoro prevedono una non trascurabile possibilit di osservare asteroidi numerati, che aumenta, ovviamente, con laumentare della magnitudine limite permessa dalle osservazioni della WAC. Lavori successivi a quello di tesi permetteranno di calcolare esattamente quali asteroidi, eventualmente, saranno osservabili. A tale scopo sar utilizzato un data base di oltre 50.000 asteroidi che comprende, oltre agli asteroidi numerati, anche oggetti di cui si conoscono i parametri orbitali, ma che non sono stati ancora sufficientemente osservati per potere essere numerati. Nella sezione successiva ragiono sulla possibilit della Wide Angle Camera di osservare eventuali satelliti degli asteroidi Otawara e Siwa. Si tiene conto delle caratteristiche tecniche della WAC e dei limiti di osservazione imposti dagli oggetti principali Otawara e Siwa, allo scopo di determinare dei limiti inferiori alle dimensioni dei satelliti che eventualmente saranno rilevati. Nella terza sezione mi occupo, invece, dello sviluppo di tecniche di riduzione di immagini allo scopo di determinare le dimensioni di asteroidi da immagini risolte. A tal fine sono utilizzati dei frames ottenuti con il Telescopio Spaziale Hubble (HST) di due asteroidi: (8) Flora e (9) Metis. Infatti, HST ha le qualit ottiche per poter risolvere i due oggetti presi in considerazione. Una volta determinati i diametri (o gli assi principali) di Flora e Metis, confronto i dati risultanti con quelli ottenuti con tecnica speckle dal Telescopio Nazionale Galileo (TNG) e con quelli presenti in letteratura. Si riscontra laccordo dei miei risultati con quelli presenti in letteratura ottenuti con tecniche fotometriche, radar o di occultazione, mentre non si riscontra tale accordo con i risultati del TNG per quanto riguarda Metis. Tale discrepanza pu essere dipesa dalla diversa configurazione geometrica dellasteroide durante le due osservazioni, oppure da problemi di riduzione dei dati speckle. Sebbene la qualit delle immagini ottenute da Rosetta, in particolare dalla WAC e dalla NAC, saranno decisamente migliori, tale lavoro permette di acquisire le conoscenze necessarie per il trattamento di tali immagini attraverso luso del software IDL per lanalisi dei dati. Sono previsti ulteriori sviluppi e approfondimenti dellesperienza acquisita durante il lavoro di tesi. Capitolo Esplorazione del Sistema Solare Fini dellosservazione dei corpi minori del Sistema Solare Perch necessario osservare ed esplorare comete ed asteroidi del Sistema Solare? Questi oggetti sono di notevole interesse, poich potrebbero fornirci informazioni importanti sulla formazione e quindi sullevoluzione del Sistema Solare. Infatti, i corpi maggiori, pianeti e loro satelliti, si sono evoluti nel tempo a causa soprattutto della loro autogravit, in altre parole della loro massa, pertanto difficile, se non impossibile, risalire alla costituzione fisica e allo stato termico della loro formazione. Alcuni degli oggetti pi piccoli, invece, sono rimasti pressoch inalterati dalla loro origine e mantengono quindi quasi immutate le loro caratteristiche fisiche e mineralogiche. Si pu constatare che i piccoli corpi rappresentano una serie continua di oggetti evoluti, che riflette il gradiente termico radiale dello sciame dei planetesimi durante la formazione del Sistema Solare. Le comete sono interessanti, inoltre, per la presenza in esse di molecole organiche complesse. Sarebbe utile, quindi, sapere se hanno avuto un ruolo importante nella nascita della vita sulla Terra. Un altro motivo di interesse il comportamento e levoluzione dinamica di questi corpi. Infatti, mentre gli asteroidi sono distribuiti principalmente nella cosiddetta Fascia Principale tra circa 2,2 e 3,3 U.A. dal Sole, le comete hanno distribuzione diversa, vale a dire rivolvono attorno al Sole in orbite notevolmente pi ellittiche, mentre quelle a lungo periodo hanno anche orbite mediamente pi inclinate di quelle degli asteroidi. Capire il meccanismo che ha portato a questa distribuzione dei corpi minori, utile nella conoscenza del Sistema Solare primordiale e di quello attuale. Le comete Le comete sono dei piccoli corpi di piccole dimensioni (diametro da 0,1 a 50 km), con massa che va dai 1013 ai 1019 g (Donn e Rahe 1982), costituiti principalmente da ghiaccio dacqua (almeno l80%) pi una mistura di altri ghiacci e polveri; esse ruotano attorno ad un asse, non necessariamente perpendicolare al piano orbitale, con periodi attorno alla decina di ore. Per polveri si intendono degli aggregati di materiali non volatili, soprattutto silicati cristallini, di dimensioni variabili dal submicrometrico (polveri tipiche) al metro (detriti). Questi corpi, poich sono ricchi di materiale volatile, probabilmente provengono da regioni molto lontane dal Sole ove la bassa temperatura ha permesso di preservare le caratteristiche iniziali fin dalla loro formazione. Sembra, infatti, che essi si siano formati nella regione tra Urano e Nettuno e che, in seguito alla fase T-Tauri del Sole e alle interazioni gravitazionali con i pianeti, le stelle vicine e la materia galattica, si siano in parte disperse nello spazio, in parte siano migrate verso la regione chiamata Nube di Oort a oltre 40.000 U.A. dal Sole e in parte siano rimaste in prossimit di Nettuno a formare la Fascia di Kuiper (Cameron, 1975). Lunico processo di alterazione che essi hanno subto stato indotto dalla radiazione sulla superficie e, in seguito, dallescursione termica subita provenendo dalla Nube di Oort o dalla Fascia di Kuiper verso orbite pi interne. Le comete, quando sono scoperte, assumono, secondo il Catalogo delle Orbite Cometarie (Marsden e Williams), una designazione provvisoria in base al giorno e allanno in cui avviene la scoperta. Infatti, vengono indicate dallanno e da una lettera maiuscola ad indicare la quindicina di giorni dellanno durante la quale stata scoperta (p.e.: A=1-15 gennaio, B=16-31 gennaio, C=1-15 febbraio, ecc.). In seguito, secondo il nuovo sistema di designazione, sono classificate definitivamente e assumono un numero progressivo, secondo la progressione storica delle scoperte o del tempo del primo passaggio al perielio, e il nome del o dei loro scopritori. Le comete vengono suddivise, principalmente, in due categorie: quella delle comete a corto periodo P (P<200 anni) caratterizzata da orbite ellittiche, le quali a loro volta si suddividono in Gioviane (P<20 anni), poich lafelio dellorbita si trova vicino allorbita del pianeta maggiore, e di tipo Halley (20
200 anni, caratterizzata da orbite quasi paraboliche e con inclinazioni del piano orbitale rispetto alleclittica distribuite in modo omogeneo. Mentre le prime sembrerebbero originarsi nella regione appiattita detta Fascia di Kuiper (KB) a oltre 30 U.A., queste ultime sembrano provenire da un alone pressoch sferico distante da almeno 40.000 fino a 150.000 U.A. dal Sole: la Nube di Oort. Altre classi di comete sono designate con le lettere D, comete considerate estinte (D=defunct), A, che presentano dubbi su una loro possibile origine asteroidale (A=asteroid), X, comete per cui non stato possibile calcolare lorbita o, in alcuni casi, che non sono mai realmente esistite. Facendo un esempio pratico, la cometa 1P/Halley la famosa cometa di Halley, la prima ad essere riconosciuta come periodica, 46 P/Wirtanen la quarantaseiesima cometa classificata, periodica ed stata scoperta da Carl Wirtanen nel 1948.
Le comete passano gran parte del loro tempo di rivoluzione attorno al Sole in uno stato di ibernazione, poich la radiazione solare non riesce a riscaldare a sufficienza la superficie del nucleo. Appena esse giungono a circa 2,5-3 U.A. dal Sole, lenergia proveniente dalla nostra stella sufficiente a far sublimare il ghiaccio dacqua, mentre gli altri ghiacci, che cominciano a sublimare a temperature minori, hanno gi iniziato tale processo gi a partire da 6 o 7 U.A. dal Sole, come per il CO. Si formano cos dei getti di gas che trascinano con se le polveri presenti. La pressione di radiazione fa s che le particelle di polvere sfuggano alla debole attrazione del piccolo corpo, si forma, quindi, prima la chioma e in seguito, ma non sempre, la coda detta di polvere o di tipo II che si dispone sul piano orbitale. Il vento solare, invece, interagisce con il plasma e forma una lunghissima coda detta appunto di plasma o di tipo I, estesa fino ad alcuni milioni di chilometri, in direzione antisolare di colore bluastro per la presenza soprattutto degli ioni molecolari H2O+ e CO+. Poich la cometa assorbe anche la radiazione ultravioletta, intervengono delle reazioni chimiche che liberano idrogeno che va a formare pure esso una terza coda. Da Terra, per, si osservano solo le prime due code, poich la luce di quella di idrogeno viene assorbita dallatmosfera terrestre. La coda di polveri pi rossa si dispone a ventaglio, poich risente non solo della gravitazione solare, ma anche della pressione di radiazione solare e continua per diverso tempo a seguire lorbita della cometa, mentre quella di plasma azzurra molto stretta e allungata si dispone in direzione antisolare, poich, essendo le particelle che la compongono molto pi leggere della polvere e ionizzate, sono accelerate efficacemente dal vento solare con associato campo magnetico.
Gli asteroidi
Gli asteroidi sono dei corpi celesti di piccole dimensioni rispetto ai pianeti del Sistema Solare e ai satelliti di questi, e vanno da un diametro di oltre 900 chilometri per Cerere, lasteroide pi grande della specie, fino a dimensioni di qualche metro.
Gli asteroidi fino ad ora osservati sono pi di 50.000 e di questi sono stati numerati poco pi di 11.000 dal Minor Planet Center, ma il loro numero destinato a crescere drasticamente nei prossimi anni, vista la possibilit di utilizzare strumenti di ricerca sempre pi potenti.
Come si accennava in precedenza, la gran parte degli asteroidi assume una distribuzione toroidale tra 2,2 e 3,3 U.A. dal Sole, detta Fascia Principale. Essi, tuttavia, non sono distribuiti in maniera uniforme, bens sono intervallati da dei gap, o spazi vuoti, detti Lacune di Kirkwood,poste in corrispondenza alle risonanze orbitali e secolari di Giove. Lassenza di oggetti in tali regioni associata alle perturbazioni indotte appunto da Giove, il pianeta pi massiccio del Sistema Solare. Infatti, un oggetto che si trovasse in tale configurazione orbitale cadrebbe in risonanza con il pianeta maggiore, vale a dire che il rapporto tra il suo moto medio e quello di Giove sarebbe uguale al rapporto di piccoli numeri interi, pertanto si troverebbe in una situazione altamente perturbativa e di conseguenza loggetto cambierebbe orbita in tempi brevi (Binzel 1989). Alcune risonanze, tuttavia, sono stabili dinamicamente: il caso della risonanza 7:2, della risonanza 3:2 del gruppo di asteroidi denominato Hilda, della risonanza 4:3 dei Thule, e della risonanza 1:1 dei Troiani. Il gruppo degli asteroidi detti Troiani (in realt sono due gruppi distinti: Greci e Troiani, ma vengono spesso denominati unicamente Troiani) si trovano nei punti lagrangiani L4 e L5 del sistema Sole-Giove, quindi distano 5,2 U.A. tanto dal Sole quanto da Giove. In questi particolari luoghi i corpi di massa trascurabile rispetto a quella dei corpi maggiori rimangono, per cos dire, intrappolati dallequilibrio delle forze gravitazionali dei due corpi in questione.
Gli asteroidi vengono suddivisi in famiglie o in gruppi tramite unanalisi statistica dei tre parametri orbitali: a semiasse maggiore dellorbita, e eccentricit dellorbita, i inclinazione del piano orbitale rispetto alleclittica.
Le famiglie possiedono anche alcune caratteristiche fisiche e mineralogiche che le distinguono luna dallaltra, pertanto si crede che i membri che le costituiscono siano stati originati da un corpo pi grande che ad un certo punto della sua storia evolutiva si disgregato in una miriade di oggetti, ma questa teoria ancora abbastanza controversa. Tre di queste famiglie sono: Themis, Eos e Koronis.
I gruppi, invece, si distinguono solo per le loro caratteristiche dinamiche e si chiamano: Hungaria, Phocaea, Cybeles, Thule, Hilda e Troiani. La regione di Flora costituita da diverse sottofamiglie dinamiche.
Gli asteroidi della zona interna del Sistema Solare si suddividono in tre gruppi: gli Aten, che possiedono semiassi maggiori interni allorbita terrestre, gli Apollo, che incrociano lorbita terrestre, e gli Amor, che possiedono perieli tra lorbita terrestre e 1,3 U.A. Questi asteroidi vengono anche chiamati Near Earth Asteroid (NEA), per la loro vicinanza alla Terra.
I NEA sembrerebbero provenire dalle sopracitate lacune di risonanza con Giove. Linterazione con il campo gravitazionale di Giove fa aumentare leccentricit delle loro orbite, fintanto che essi giungono in prossimit di Marte che li rimuove completamente dallorbita originaria e li inserisce in orbite pi interne. Recenti simulazioni numeriche (Morbidelli et al., 1999 Congresso IMPACT), sembrerebbero dimostrare una maggiore influenza dei pianeti interni, in particolare Marte, sullazione di rimozione degli asteroidi dalla Fascia Principale.
La conoscenza dei NEA importante per la possibilit di un loro impatto con la Terra. Essi sembrerebbero, infatti, i maggiori responsabili dei fenomeni meteoritici sulla Terra. Attualmente si conoscono solo qualche centinaio di NEA. Dal Congresso IMPACT di Torino, svoltosi tra l1 e il 4 giugno 1999, emerso che attualmente sia stato scoperto solo il 20 % dellintera popolazione di NEA, il che significa che ce ne potrebbero essere alcuni non ancora scoperti e realmente pericolosi per la Terra. Si ricordi, per esempio, che sono presenti sulla superficie terrestre diversi crateri originati da impatti di meteoriti avvenuti in passato, e che uno sembrerebbe responsabile della scomparsa dei dinosauri avvenuta 65 milioni di anni fa. In questo secolo, e pi precisamente nel 1908 a Tunguska in Siberia, caduto un corpo celeste, probabilmente un frammento di cometa, che esploso in cielo sopra la foresta siberiana. La devastazione stata notevole e solo la fortuna ha voluto che colpisse una zona, estesa per pi di 2000 kmq, per nulla popolosa e che limitasse quindi i danni.
In questi anni si sviluppata una forte attivit di ricerca di NEA, e solo ora si tenta di coordinare i vari progetti nazionali e internazionali, al fine di ottenere una conoscenza e un monitoraggio ottimale di questi oggetti, in modo da prevenire eventi catastrofici per la Terra.
Un altro gruppo di asteroidi che sta destando molto interesse nella comunit scientifica, quello dei Kuiper Belt Objects (KBO), ovvero gli oggetti della Fascia di Kuiper che si trova oltre Nettuno, cio dalle 30 U.A. alle 100 U.A., e disposti in un disco giacente sulleclittica. Si ritiene che questi oggetti siano tra i meno evoluti, sia fisicamente sia dinamicamente, del Sistema Solare. Sembra addirittura che siano meno evoluti dei ben pi lontani oggetti della Nube di Oort, poich questi ultimi dovrebbero essere stati originati nelle regioni pi interne del Sistema Solare da cui furono fiondati verso regioni pi esterne.
Al momento si conoscono circa 180 KBO, e la loro scoperta assai difficoltosa, poich, per la loro distanza dalla Terra, sono oggetti deboli da osservare, al limite delle prestazioni dei pi potenti telescopi al mondo.
Classificazione degli asteroidi
Sebbene il quadro dinamico del sistema di asteroidi sia ben noto gi dallinizio del nostro secolo, solo dagli anni 70 si tentato di definire anche la struttura composizionale di questi oggetti attraverso diagnosi spettrofotometriche.
Il primo tentativo di suddividere gli asteroidi, in base alla loro albedo, ovvero alle propriet riflettenti, e allo spettro, port allindividuazione di due classi: la C, caratterizzata da colore neutro e bassa albedo, e la S, pi arrossata e albedo moderato. Le lettere usate C ed S si riferiscono alla similariet spettrale con le meteoriti carbonacee ( C ), e le meteoriti silicatiche (in inglese stony (S)).
A met degli anni ottanta sono state sviluppate diverse tecniche statistiche di clustering per individuare classi spettrofotometriche. I cinque sistemi tassonomici che sono derivati da questi studi vengono chiamati: CMZ, Bowel, Tholen, Barucci e Tedesco. Le ultime tre tassonomie hanno usato tecniche pi evolute, infatti, si sono basate sulla fotometria ECAS a otto filtri e sulle misure di albedo. Queste tre tassonomie sono, almeno per le classi principali, sovrapponibili. Le classi vengono distinte da lettere maiuscole seguendo la prima rozza classificazione in C ed S. La classificazione di Tholen usa anche le lettere A, D, T. Inoltre, sono state introdotte delle classi ad un solo membro: 4 Vesta (V), 349 Dembrowska ( R ), e 1862 Apollo (Q). La classe C comprende le sottoclassi B, F e G. In seguito Tholen distinse anche gli asteroidi in base allalbedo, quindi individu le classi E ed M ad alta e media albedo rispettivamente, e la classe P a bassa albedo che rappresenta una classe intermedia tra i Ce i D, ma generalmente pi arrossata. Il metodo Barucci ha distinto gli asteroidi in nove classi diverse: B, E, G, C, M, D, S, V, A. Le classi B, G, C hanno caratteristiche spettrali che indicano la presenza di silicati idrati, carbonio, o sostanze organiche, mentre la E presenta lenstatite, lM metalli e/o enstatite, la D carbonio e/o silicati ricchi di sostanze organiche, la S metalli e/o olivine e/o pirosseni, la V solo pirosseni e infine la A con le sole olivine. La tassonomia di Tedesco identifica 11 classi differenti, ma sono in linea con le precedenti. Queste classi sembrano distribuite diversamente nel Sistema Solare. Partendo dal Sole si trovano i picchi di frequenza rispettivamente delle classi E, R, S, M e C per avere oltre la Fascia Principale una predominanza di oggetti P e D. Questo sembra riflettere il vario grado di processamento termico tra oggetti vicini e lontani dal Sole, da cui si pu evincere, che gli oggetti pi esterni del Sistema Solare hanno mantenuto quasi intatte le caratteristiche del materiale di formazione (Tholen e Barucci, 1989, e comunicazioni personali da Lazzarin).
Origine ed evoluzione degli asteroidi
Scoperto il primo asteroide, Cerere, nel 1801 da padre Piazzi, sembrava che si fosse risolto un enigma secolare. La legge di Titius-Bode,
EMBED Equation.3 ,
dove EMBED Equation.3 la distanza del pianeta n-esimo dal Sole in U.A., e EMBED Equation.3 per Mercurio, EMBED Equation.3 per Venere, EMBED Equation.3 per la Terra, ecc. per gli altri pianeti, prevedeva, infatti, una certa regolarit nel Sistema Solare e la presenza di un pianeta per EMBED Equation.3 a 2,8 U.A. dal Sole, non identificato sino alla scoperta di Cerere.
Le successive scoperte di Pallade, Giunone e Vesta, fecero supporre che questi asteroidi fossero i frammenti di un pianeta pi grande che per qualche motivo si era distrutto. Quando poi il numero di asteroidi presenti in quella zona del Sistema Solare, che si chiamer Fascia Principale, crebbe enormemente, divenne sempre pi difficile credere allipotesi di un pianeta distrutto. Si cercarono quindi altre spiegazioni (Lazzarin, 1994).
Le teorie pi accreditate oggigiorno affermano che, dopo la contrazione della nube primordiale e la formazione di un disco di polveri ruotante attorno al protosole, avvenuta oltre 4,5 miliardi di anni fa, cominciarono a formarsi dei corpi detti planetesimi, che andarono in seguito a formare i pianeti che oggi conosciamo. Il primo pianeta a formarsi fu Giove, poich si presume che nella regione attorno alle 5,2 U.A. ci fosse abbondanza di materia, soprattutto ghiacci, che permise un rapido accrescimento del pianeta in formazione. Aumentando sempre di pi la massa, aumentava di conseguenza la sua gravit, quindi anche leffetto perturbativo sugli altri corpi del protosistema. Tal effetto ha depauperato la zona dellattuale fascia degli asteroidi di materiale utile per la formazione di pianeti pi massicci, ed stato responsabile della formazione dei Gap di Kirkwood, e ha aumentato la velocit media relativa dei piccoli corpi della Fascia Principale, causando cos, dopo urti tra planetesimi, la dispersione dei frammenti degli impatti e impedendo la formazione di corpi pi grandi (Wetherill, 1989).
Gli asteroidi attuali sarebbero, quindi, dei fossili dei planetesimi primordiali.
Le principali missioni spaziali
Negli ultimi decenni lesplorazione del Sistema Solare ha fatto passi da giganti. A partire dagli anni cinquanta i programmi spaziali americani e russi ebbero un forte impulso, grazie soprattutto alle motivazioni politiche del tempo. Infatti, si era in piena guerra fredda e la corsa allo spazio era paragonabile, per impegno di risorse umane ed economiche, alla pi pericolosa corsa agli armamenti. Dopo il primo satellite artificiale lanciato in orbita attorno alla Terra dai russi nel 1957, lo Sputnik 1, e il primo uomo nello spazio, Yuri Gagarin nellaprile del 1961 con il Vostok 1, il 20 luglio 1969 due uomini, Neil Armstrong e Buzz Aldrin, misero piede sulla Luna per la prima volta nella storia dellumanit. Queste furono le prime pietre miliari della storia dellesplorazione spaziale, ma molti furono gli obiettivi raggiunti da allora e ancora molti ce ne sono da perseguire nel nostro prossimo e lontano futuro. Sebbene le motivazioni politiche avessero avuto un ruolo importante per lo sviluppo dellattivit spaziale, forti erano pure le motivazioni scientifiche. Il nostro Sistema Solare era totalmente o quasi sconosciuto e la sua conoscenza ci perveniva solo dallattivit osservativa o dallanalisi degli oggetti, meteoriti, che da esso provenivano. La corsa alla conquista della Luna ha permesso lo sviluppo delle tecnologie adatte allesplorazione spaziale, e ha creato nellopinione pubblica linteresse per lo spazio. Conoscere come si formato il Sistema Solare e come nata la vita sulla Terra, sapere se la vita stata possibile in altri pianeti o se la Terra ha un ruolo privilegiato, sapere quali possibilit esistono di colonizzazione umana dei pianeti o dei corpi minori del Sistema Solare, sono state e sono motivazioni importanti per lo sviluppo delle attivit spaziali. Non sembra strano, quindi, se gi dallinizio degli anni sessanta si intrapresero le prime missioni di esplorazione del Sistema Solare.
I programmi americani Mariner e Viking, e quelli russo Mars e Venera, indirizzati allesplorazione di Marte, di Mercurio e di Venere, il programma Pioneer per lo studio del Sole e lesplorazione del gigante Giove e Saturno, il programma Voyager che ha permesso di conoscere in maniera pi approfondita oltre a Giove e Saturno, anche Urano e Nettuno, furono le missioni pi importanti fino alla fine degli anni settanta. Dalla fine degli anni settanta si cominciato ad esplorare anche i corpi minori del Sistema Solare. Nel 1978, infatti, lInternational Cometary Explorer (ICE) fu lanciata e oltrepass per la prima volta la coda di plasma della cometa Giacobini-Zinner. Larrivo della famosa cometa Halley nel 1986 fu loccasione per il compimento di diverse missioni: dalle russe Vega 1 e Vega 2, alle giapponesi Sakigake e Suisei, ma la pi importante fu sicuramente la europea Giotto, che per la prima volta nella storia permise di osservare il nucleo di una cometa da una distanza di circa 1100 chilometri. In seguito, nel 1992 , sempre la Giotto pass vicino ad unaltra cometa: la Grigg-Skjellerup. Nell89 fu lanciata la sonda americana Galileo. Questa sonda permise di acquisire immagini prima dellasteroide (951) Gaspra, e successivamente di (243) Ida e del suo probabile satellite Dactyl. Queste furono in assoluto le prime immagini spazialmente risolte di asteroidi. La sonda, infine, giunse su Giove ove studi e studia tuttora in dettaglio il pianeta primario e le sue lune. Nel 1990 fu messo in orbita geocentrica lHubble Space Telescope (HST), telescopio spaziale con specchio 2,4m e rapporto focale f/13. Questo uno strumento importantissimo per lastronomia del nostro tempo. Infatti la sua posizione privilegiata fuori atmosfera permette di acquisire immagini astronomiche difficili da ottenere con strumenti simili sulla Terra a causa della presenza dellaria , che impedisce di osservare nellUltravioletto e anche nel visibile peggiora la qualit delle immagini (effetto seeing).
Allinizio del 1994 fu lanciata dagli americani la sonda Clementine. stato un progetto innovativo per le tecnologie usate, ma soprattutto permise unulteriore conoscenza del suolo lunare. In particolare si sono scoperte alcune regioni nei pressi dei poli lunari ove presente in quantit considerevole del ghiaccio. Il 1998 fu la volta di Lunar Prospector, che fu posta in unorbita polare bassa e il suo compito quello di comprendere linterno della Luna e quindi la sua origine. Essa ha consentito, inoltre, di rilevare atomi di idrogeno provenienti dalle regioni in ombra dei poli dovuti alla dissociazione dellacqua. Queste evidenze della presenza dellacqua sulla Luna potrebbero essere utili per un eventuale futuro utilizzo, sia come fonte di acqua semplice, che come fonte di ossigeno.
La sonda SOHO (SOlar and Heliospheric Observatory), lanciata alla fine del 1995, ha approfondito lo studio della struttura interna del Sole, della corona e del vento solare. La particolarit di SOHO di essere stata sistemata nel punto lagrangiano L1 del sistema Terra-Sole a 1,5 milioni di chilometri dalla Terra. In questo modo SOHO si trova in una situazione di stabilit gravitazionale rispetto al Sole e alla Terra. La SOHO ha permesso di osservare oltre 50 comete che hanno sfiorato il Sole, quando non vi sono cadute dentro. La maggioranza di queste comete non ha mostrato alcuna attivit, nei limiti della scala degli strumenti utilizzati, e le loro dimensioni sono compatibili con quelle di corpi di diametri di alcune centinaia di metri. Alcune di loro, invece, presentavano delle code estese di polvere (Lamy e al. 1999).
Allinizio del 1996 stata lanciata dalla NASA la sonda NEAR (Near Earth Asteroid Rendezvous), rivolta allo studio degli asteroidi classificati Near Earth (NEA).
Sempre nel 96 iniziata una serie di missioni verso Marte, il pianeta considerato cugino della Terra per le sue caratteristiche fisiche: le americane Mars Global Surveyor e Mars Pathfinder, e la russa Mars 96, che tuttavia fall in fase di lancio. Particolare impatto nellopinione pubblica ebbe Mars Pathfinder che con il Soujorney, il robottino a sei ruote che permise di esplorare la zona attorno al luogo di atterraggio della sonda, invi pi di 16000 immagini, 15 analisi chimiche delle rocce e molti dati sulla meteorologia marziana. A queste missioni seguirono la Mars Climate Orbiter e la Mars Polar Lander. Il prossimo ventennio preveder un grande impegno dellattivit spaziale, nella quale la partecipazione europea sar importante, verso il pianeta rosso. La prima missione sar Mars Surveyor 2001, a cui seguir Mars Surveyor 2003 e Mars Surveyor 2005, che prelever del materiale dalla superficie del pianeta e lo riporter sulla Terra tramite una capsula.
Nellottobre del 1997 iniziata la missione americano-europea Cassini- Huygens. Essa arriver fino a Saturno, ed e costituita da due parti: la sonda Cassini e il probe Huygens. Cassini si occuper principalmente di studiare Saturno e lambiente fisico del sistema di Saturno, ovvero la magnetosfera, la costituzione tridimensionale e la dinamica del sistema di anelli, latmosfera di Saturno, e infine la topografia e latmosfera delle lune del pianeta gigante, in particolare di Titano e di Iapeto. Huygens, invece, verr lasciata atterrare su Titano, il satellite maggiore di Saturno, e studier la fisica e la chimica dellatmosfera
La sonda Deep Space 1, lanciata alla fine del 1998, servita come test per nuove tecnologie aerospaziali, soprattutto servita a testare il nuovo e innovativo propulsore a ioni. Durante la sua traiettoria ha effettuato, inoltre, un flyby dellasteroide (9969) Braille. Nel 2001 prevista la partenza delleuropea SMART-1 che, come DS-1, sperimenter nuove tecnologie per future missioni spaziali.
Le ultime sonde che sono state lanciate nel 1999 sono state la giapponese Lunar-A e lamericana Stardust. Questultima compier un rendezvous con la cometa P/Wild 2 nel gennaio del 2004, raccoglier del materiale della chioma cometaria e nel 2006 riporter la capsula da analizzare sulla Terra.
Nel gennaio del 2002 partir la Missione MUSES-C che avr come obiettivo latterraggio su un asteroide e il prelievo di materiale che verr riportato sulla Terra. Sempre nello stesso anno partir la Lunar Exploration Orbiter dellagenzia giapponese. A luglio dovrebbe partire la missione della NASA CONTOUR, che avr come obiettivo lo studio di tre e forse quattro nuclei cometari.
Allinizio del 2003 si assister ad uno degli appuntamenti pi attesi dallAgenzia Spaziale Europea (ESA): la partenza della missione Rosetta. Si occuper principalmente dello studio della cometa P/Wirtanen che incontrer nel 2011, dopo esser passata vicino a due asteroidi: Otawara e Siwa. Seguir, sempre questanno, la missione europea per lesplorazione di Marte: la Mars Express. Sempre nel novembre 2003 partir, invece, la missione Europa Orbiter che avr come obiettivo lo studio della luna di Giove Europa, che, dopo la missione Galileo, ha destato linteresse della comunit scientifica per la possibile presenza di un oceano dacqua sotto la sua superficie.
Oltre alle precedenti missioni, ne sono state proposte delle altre tra cui la Pluto-Kuiper Express, che avrebbe lambizione di raggiungere Plutone, il pianeta pi lontano, e quindi pi sconosciuto, del Sistema Solare, e di poter eventualmente osservare qualche oggetto della fascia di Kuiper, la Solar Probe, che si occuper dello studio ravvicinato del Sole e la Deep Impact che, come la missione Rosetta, si occuper dello studio di una cometa, la Tempel 1.
Le missioni spaziali per lo studio di comete
La missione ICE
La missione ICE, International Cometary Explorer, faceva parte originariamente del progetto ISEE, International Sun-Earth Explorer, che aveva lo scopo di studiare il vento solare e la sua interazione con il campo magnetico terrestre. Lanciata nellagosto del 1978 e posta in unorbita di librazione nei pressi del punto lagrangiano tra Terra e Sole, cambi orbita una prima volta nel 1982 con lo scopo di studiare la coda geomagnetica, e una seconda nel 1983 ove fu posta in unorbita eliocentrica e diretta verso la cometa Giacobini-Zinner. Studi, quindi, linterazione tra il vento solare e latmosfera cometaria, forn informazioni sulla fisica dellarco di shock della cometa, sullinterazione tra i campi magnetici interplanetari e sulla fisica della coda. Nel 1986 ICE pass tra il Sole e la cometa Halley, e misur le condizioni del flusso di vento solare che sarebbe giunto sulla cometa.
Le missioni su Halley
Il 1985 e il 1986 furono gli anni in cui la celeberrima cometa Halley passava, dopo circa 76 anni, vicino alla Terra e al suo perielio. Numerose missioni furono progettate con lo scopo di studiare da vicino questa cometa.
Due sonde sovietiche, Vega 1 e Vega 2, passarono vicino alla cometa il 6 marzo e il 9 marzo 1986 rispettivamente e furono utili soprattutto per migliorare le traiettorie delle altre sonde.
La sonda giapponese Suisei, che nella lingua orientale significa cometa, studi il vento solare e fece osservazioni nel campo UV, e incontr la cometa l8 marzo del 1986 passando a 151.000 chilometri dalla parte del Sole subendo solo due impatti con detriti cometari. La gemella della Suisei fu la Sakigake, pioniere, che l11 marzo 86 pass a 7 milioni di chilometri dal nucleo della Halley, misurando lo spettro del plasma cometario, il vento solare e i campi magnetici interplanetari. Entrambe le sonde nipponiche furono perse prima di effettuare flyby con altre comete.
La missione Giotto
La missione Giotto fu progettata dallESA (European Space Agency) per lo studio della cometa P/Halley, ma in seguito la missione fu prolungata al fine di studiare anche la cometa P/Grigg-Skjellerup. Gli obiettivi di Giotto furono:
Ottenere immagini del nucleo;
Determinare la composizione elementale e isotopica dei componenti volatili nella chioma cometaria;
Caratterizzare i processi fisici e chimici che intervengono nellatmosfera e ionosfera cometaria;
Determinare la composizione elementale e isotopica delle particelle di polvere;
Misurare il tasso totale di produzione di gas, il flusso di polveri, e la distribuzione massa-dimensione, e derivare il rapporto polvere/gas;
Investigare il sistema macroscopico dei flussi di plasma risultante dallinterazione del vento solare con la cometa.
Il carico scientifico di Giotto era costituito di dieci esperimenti divisi in quattro categorie: imaging, spettroscopia di massa, esperimenti sulle polveri, e esperimenti sul plasma. La camera (HMC) stata progettata per inseguire e fotografare il nucleo con lo scopo di determinarne la forma e la dimensione. La composizione ionica e neutra del gas fu misurata dallIon Mass Spectrometer (IMS) e dal Neutral Mass Spectrometer (NMS). Il Dust Instrument Detector (DID) e il Dust Mass Spectrometer (PIA) si occuparono dello studio della massa, del flusso e della composizione del pulviscolo cometario. LOptical Probe Experiment (OPE) fu usato per monitorare la luminosit del gas e della polvere nella chioma e derivare la densit di polveri lungo la traiettoria. Il Radio Science Experiment (GRE) misur il rallentamento della Giotto causato dal trasferimento di momento da parte delle particelle di polvere che impattavano sullo scudo protettivo della sonda. Quattro esperimenti si occuparono di studiare lambiente del plasma. Il magnetometro (MAG) misur il campo magnetico locale per determinare linfluenza della cometa sul vento solare magnetizzato. JPA e EPA si occuparono rispettivamente degli ioni a bassa e ad alta energia. Infine RPA studi la distribuzione delle velocit degli elettroni e la composizione degli ioni massicci (fino a 200 amu).
Giotto incontr Halley il 13 marzo del 1986 a 0,89 U.A. dal Sole e 0,98 U.A. dalla Terra, e con un angolo di 107 dalla direzione cometa-Sole. Lobiettivo era di arrivare fino a 500 chilometri dal nucleo. Giotto riusc ad arrivare perfettamente funzionate fino a 1100 chilometri, poi impatt con una particella abbastanza grande da modificarne lassetto. Ci nonostante gli strumenti funzionarono bene e ci furono notevoli risultati scientifici, il maggiore dei quali la chiara identificazione del nucleo cometario.
Il nucleo apparve subito pi grande di quanto ci si aspettava (16x7,5x8 km), e ci implicava una pi bassa albedo. Esso sembrava una palla di neve sporca e soffice. La densit di massa risult essere di 0,3 g/cm3. Losservazione di getti di gas e polveri emessi dal nucleo sugger che solo il 10% della superficie era attiva. Furono rilevati, in particolare, sette getti che emettevano 3 tonnellate di materiale al secondo e che causavano una strana rotazione traballante delloggetto, stabile nei secoli e forse per millenni.
La composizione chimica del gas cambia con la distanza dal nucleo in una complessa catena di reazioni chimiche. Le molecole genitrici allinizio della catena riflettono la composizione chimica del nucleo. Lacqua dominante (80%), come ci si aspettava, ma sono presenti anche monossido di carbonio (CO) al 6 %, anidride carbonica (CO2) al 2,5%, CH4 (7%), NH3, HCN, vari idrocarburi, ferro e sodio. Il gas cometario ionizzato dalla radiazione ultravioletta solare, dagli elettroni e dagli scambi di carica con il plasma del vento solare, pertanto molte specie ioniche furono rilevate: H3O+, H2O+, OH+, C+, CH+, O+, Na+, C2+, S+ e Fe+.
Il rallentamento del vento solare, causato dallinterazione con gli ioni cometari, e il passaggio quindi da un regime supersonico ad uno subsonico, forma un arco di shock che Giotto oltrepass quando si trovava a 1,15 milioni di chilometri dal nucleo. Pi vicino al nucleo si trova la ionopausa che separa la regione di lento flusso verso lesterno degli ioni dal nucleo, dalla regione fortemente attiva in cui sono presenti ioni del vento solare e cometari. La Giotto oltrepass la ionopausa prima, entrando verso il nucleo, a 4650 chilometri, poi, uscendo, a 3940 chilometri dal corpo cometario. Allinterno della ionopausa Giotto ha rilevato un campo magnetico maggiore (60nT) rispetto a quello pi esterno della chioma (10nT).
A diversi milioni di chilometri dal nucleo sono stati rilevati ioni altamente energetici, ma lo scambio di energia con il vento solare non sembra del tutto giustificare cos tanta energia.
Le abbondanze elementali misurate per Halley hanno dimostrato che, fatta eccezione per lazoto, gli elementi leggeri mostrano la stessa relativa abbondanza solare. Questo consistente con lipotesi che il materiale costituente Halley il pi primitivo a noi conosciuto nel Sistema Solare.
Lanalisi della composizione chimica delle particelle rilevate da Giotto identifica due classi maggiori, quella dominata dagli elementi leggeri H, C, N, O (grani organici) e laltra che ricca di elementi formanti i minerali: Na, Mg, Si, Ca, Fe (grani minerali). In particolare la superficie della cometa sembra essere ricoperta da uno strato di materiale organico ricco di carbonio. Il fatto che elementi leggeri fossero presenti anche a distanze notevoli dal nucleo, lascia presupporre che essi appartenessero a particelle ghiacciate.
Il 10 luglio 1992 la sonda Giotto intraprese un secondo flyby con la cometa P/Grigg-Skjellerup. Pass a circa 200 chilometri dal nucleo. Tre strumenti della sonda funzionavano ancora bene, mentre altri quattro funzionavano parzialmente. Ci nonostante, dai dati raccolti si riscontrato un arco di shock ben pi distinto di quanto si prevedeva. Giotto incontr la chioma di polveri a circa 20.000 chilometri dal nucleo e pass attraverso la regione di formazione della coda dalla parte oscura del nucleo. Lesperimento sullenergia delle particelle rivel delle sorprendenti differenze con la Halley nelle regioni di accelerazione delle particelle. Furono riscontrate anche delle onde magnetiche inusuali dai rivelatori, probabilmente causate da ioni creati dalla rottura di molecole dacqua attorno alla cometa.
Il 21 luglio Giotto fu posta in unorbita che lha condotta in prossimit della Terra l1 luglio del 1999.
Quella di Giotto da considerarsi una missione che ha ottenuto risultati oltre le pi rosee aspettative, visto che il programma iniziale stato prolungato in modo da poter osservare una seconda cometa oltre la Halley.
Losservazione di NEAR della cometa Hyakutake
La missione NEAR (Near Earth Asteroid Rendezvous) della NASA, di cui parler oltre pi in dettaglio, si occupata anche di osservare la cometa Hyakutake durante il passaggio del 1996. Lutilit di queste osservazioni dovuta alla posizione privilegiata della sonda in quel periodo. Dalla NEAR, infatti, la Hyakutake si osservava con un angolo di fase di circa 85, mentre da Terra i telescopi si osservava con un angolo di fase di circa 50. Si sono potute, quindi, ottenere immagini da diversi punti di vista, fornendo informazioni pi dettagliate sulle propriet fisiche e composizionali dei materiali cometari.
La missione Stardust
Il principale obiettivo del programma Stardust (NASA) di effettuare un flyby della cometa P/Wild 2 e acquisire campioni delle polveri della chioma della cometa e dello spazio interstellare. Questi campioni saranno poi riportati a Terra per un pi dettagliato studio. Il metodo di acquisizione del materiale pulviscolare alquanto innovativo. Una sorta di racchetta, su cui depositata una particolare sostanza aerogel, spazzer lo spazio attraversato dalla sonda e catturer le particelle presenti. In seguito laerogel sar immagazzinato nella capsula che riporter i campioni a Terra.
Partita il 7 febbraio 1999, la Stardust effettuer due raccolte del materiale interstellare dallottobre del 1999 al marzo del 2000 e dal maggio del 2002 allottobre sempre del 2002 durante due rivoluzioni attorno al Sole. La sonda incontrer la cometa P/Wild 2 il 2 gennaio del 2004, quando si trover a 150 chilometri dal nucleo e a 1,85 U.A. dal Sole, mentre viagger ad una velocit relativa di 6,1 km/s. In questa fase il collettore di polveri sar dispiegato, quindi ritratto e immagazzinato per essere rispedito a Terra il 15 gennaio del 2006. Stardust fornir anche delle immagini del nucleo cometario con la copertura dellintera parte illuminata dal Sole ed una risoluzione di almeno 30 m.
La cometa p/Wild 2 un oggetto abbastanza giovane, poich entrata allinterno del Sistema Solare in tempi molto recenti ed quindi stata riscaldata perdendo in questo modo molti volatili. Essa, infatti, originariamente orbitava tra Urano e Giove, ma un passaggio ravvicinato con il pianeta maggiore il 10 settembre 1974 caus la variazione della sua orbita portandola verso linterno. La cometa ha dimensioni vicine ai 4 km.
La missione CONTOUR
La missione della NASA detta CONTOUR (COmet Nucleus TOUR), che partir tra il 4 e il 28 luglio 2002, effettuer almeno tre flyby su altrettanti nuclei cometari. In particolare otterr immagini con una risoluzione fino a 4 m delle comete a corto periodo Encke, Schwassmann-Wachmann-3 e DArrest. Studier, quindi, lo spettro dei nuclei con una risoluzione di 100-200 m, e i gas e le polveri presenti nellambiente vicino al nucleo. Lo scopo quello di studiare comete evolute come la Encke, fino ad arrivare, se possibile, ad osservare comete appena entrate nel Sistema Solare.
Il 12 novembre 2003, a una velocit relativa di 28,2 km/s, e a una distanza dal Sole di 1,07 U.A. e 0,27 U.A dalla Terra, previsto il flyby con Encke, mentre il 18 giugno 2006 la volta di Schwassmann-Wachmann-3, che sar osservata viaggiando a 14 km/s e trovandosi a 0,95 U.A. dal Sole e 0,33 U.A. dalla Terra. Il 16 agosto 2008 CONTOUR incontrer la DArrest ad una velocit relativa di 11,8 km/s, quando la cometa si trover a 1,35 U.A. dal Sole e 0,36 dalla Terra. Tutti i flyby avverranno ad una distanza dal nucleo di circa 100 km. nel periodo di massima attivit della cometa. Dopo lultimo flyby, la CONTOUR potrebbe essere indirizzata verso un ulteriore obiettivo, possibilmente una cometa nuova pi brillante della decima magnitudine e con un perielio entro l1,5 U.A.
La missione Deep Impact
La missione Deep Impact, appena approvata dalla NASA, ha lo scopo di esplorare la cometa P/Tempel 1 in modo nuovo, di tipo quasi militare: essa introdurr un proiettile allinterno della cometa capace di penetrare fino a circa 20 metri sotto la superficie e causare un cratere di oltre 200 m.
Le missioni spaziali per lo studio di asteroidi
La missione Galileo
Galileo una sonda progettata dallagenzia spaziale americana in collaborazione con paesi europei, che si posta come obiettivo principale lo studio di Giove e delle sue lune. Partita il 18 ottobre 1989, ha effettuato molte osservazioni ed esperimenti, e ci ha fornito considerevole materiale di studio, bench i problemi con lantenna ad alto guadagno hanno costretto i tecnici delle telecomunicazioni con la sonda ad utilizzare lantenna a basso guadagno, aumentando cos notevolmente i tempi di trasmissione dati.
Prima di arrivare in prossimit di Giove, la Galileo ha effettuato una manovra VEEGA (Venus-Earth-Earth-Gravity-Assist) che ha dato la possibilit di osservare Venere e di compiere degli studi sul sistema Terra-Luna.
Dopo il primo flyby della Terra, Galileo si diretta verso un asteroide della parte pi interna della Fascia Principale, Gaspra, che sembra essere un asteroide ben rappresentativo degli oggetti ivi presenti. Appartiene alla famiglia di Flora ed classificato come un tipo S. Sono quindi presenti silicati metallici e probabilmente dei blocchi di puro metallo.
Il 29 ottobre del 1991 la sonda passata a 1600 chilometri da Gaspra ad una velocit relativa di circa 8 km/s, e ha riscontrato un periodo di rotazione di 7,04 ore. Le ultime immagini di Gaspra trasmesse dalla Galileo hanno rilevato una superficie molto irregolare e craterizzata, sebbene i crateri fossero di piccole dimensioni, e un corpo avente dimensioni di 19x12x11 km, questo lascia supporre che sia un oggetto relativamente giovane, originatosi forse 500 milioni di anni fa in seguito alla distruzione di un corpo pi grande.
Effettuato anche il secondo gravity assist con la Terra, la navicella spaziale si diretta verso un altro asteroide.
Il 28 agosto del 1993 la Galileo pass a 2400 chilometri da Ida e possedeva una velocit relativa di quasi 12,6 km/s. Questoggetto ha dimensioni doppie rispetto a quelle di Gaspra, misura, infatti, 56x24x21 chilometri. Ha un periodo di 4 ore e 38 minuti e una densit tra i 2,2 e i 2,9 g/cm3. Ida appartiene alla famiglia Koronis e rappresenta un oggetto probabilmente formatosi in seguito alla distruzione collisionale di un corpo di almeno 200 chilometri di diametro, classificato come un oggetto di tipo S e si presume composto di silicati e di silicati ricchi di metalli. La sua forte craterizzazione fa supporre che sia abbastanza antico, almeno un miliardo di anni e questo un po discorde con le teorie che vogliono la famiglia di Koronis sorta da un evento catastrofico relativamente recente.
La scoperta pi importante durante questa fase stata losservazione di un piccolo satellite di Ida, che stato chiamato Dactyl. Esso ha una forma pressoch ovale di 1,2x1,4x1,6 chilometri. Prima di questa scoperta sembrava molto improbabile che un piccolo corpo come Ida potesse legare a se un satellite. Pi di una dozzina di crateri, aventi un diametro di almeno 80 metri, sono stati riscontrati sulla superficie della luna di Ida, indicando che questoggetto ha subto numerosi impatti di pi piccoli detriti del Sistema Solare durante la sua storia. Dato che estremamente improbabile una cattura gravitazionale di Dactyl da parte di Ida si pu concludere che i due corpi hanno avuto la stessa origine per esempio per frammentazione di un corpo maggiore a seguito di collisione con un terzo asteroide.
Galileo poi ha proseguito alla volta di Giove, avendo la ventura di osservare la caduta di vari frammenti della cometa Schoemaker Levi sul pianeta. Le osservazioni della Galileo, avvenute da un punto prospettico molto diverso da quello possibile a Terra, hanno dato varie informazioni sulla tempistica e sulla energetica degli impatti (che ricordiamo avvenivano sulla faccia inosservabile da Terra o da HST). Nei primi giorni del dicembre del 1995 Galileo giunse nei pressi del sistema gioviano e l rilasci un probe che ha attraversato latmosfera del pianeta primario, studiandone le propriet fisiche chimiche e meteorologiche.
Da allora la Galileo compie varie evoluzioni orbitali che lhanno portata e la porteranno ad effettuare dei flyby con le lune gioviane. Sebbene la missione nominale sia gi terminata, essa stata estesa con lo scopo di approfondire la conoscenza della luna Europa (Galileo Extended Mission).
Oltre ad aver osservato Io e aver rilevato una forte attivit vulcanica, la sonda ha fatto delle interessanti scoperte sulla luna Europa. La conformazione della superficie, infatti, lascia intendere la presenza di un oceano dacqua sotto la crosta. Questa una scoperta eccezionale, poich la presenza abbondante di acqua pu indicare che Europa , o stato, un ambiente adatto alla nascita e allo sviluppo della vita. Proprio per questo motivo tale missione ha suscitato un grande interesse per questa luna di Giove, al pari di Titano, uno dei satelliti di Saturno.
La missione NEAR
NEAR lacronimo dei termini inglesi Near Earth Asteroid Rendezvous, che significa letteralmente incontro con un asteroide vicino alla Terra. Lanciata il 17 febbraio 1996, NEAR fu la prima missione del programma Discovery della Nasa, caratterizzato da missioni interplanetarie a basso costo e di breve durata. Il compito principale della sonda di orbitare attorno ad un asteroide, (433) Eros, per rispondere a questioni fondamentali sulla natura e origine degli oggetti Near Earth (NEA), e ai loro legami con comete e meteoriti. Gli obiettivi principali sono infatti:
Misurare dimensioni, forma, volume, massa, campo di gravita e stato rotazionale;
Determinare la composizione elementale e minerale, geologia, morfologia;
Stabilire le proprieta interne, la distribuzione di massa e il campo magnetico.
Il programma iniziale della missione prevedeva, oltre le consuete manovre orbitali di tipo VEGA, un flyby con lasteroide (253) Mathilde ad una velocit relativa di 9,93 km/s, avvenuto senza inconvenienti il 27 giugno 1997, e quindi una serie di operazioni che avrebbero portato NEAR in unorbita dinserzione verso (433) Eros, ma dei problemi tecnici hanno costretto a cambiare il piano orbitale originario. Ora lincontro con lasteroide previsto per il 14 febbraio del 2000. NEAR si avviciner lentamente a (433) Eros ad una velocit relativa di 5 km/s, osserver loggetto e cercher possibili satelliti per limitare la possibilit di impatti, quindi si porr in unorbita di 14285x400 km attorno al corpo celeste. Infine, ulteriori manovre nelle settimane successive la porranno in unorbita di 205x195 km. Per il resto dellanno cambier spesso orbita al fine di acquisire dati il pi completi possibile.
(253) Mathilde il primo asteroide di tipo C osservato direttamente da una sonda da 1212 km dalla superficie, appartiene alla Fascia Principale degli asteroidi, e il perielio e lafelio sono rispettivamente a 2,00 e 3,20 U.A. Lorbita inclinata di 6,9, possiede uneccentricit e=0,23, e il periodo di rivoluzione di 4,31 anni. Misura 44x48x66 chilometri e possiede una massa di 1,033x1020 g, mentre la densit media di 1,3 g/cm3 consistente con una struttura interna di tipo rubble pile. (253) Mathilde un oggetto molto scuro, infatti, possiede unalbedo geometrica di 0,047. La sua lenta rotazione di 418 ore non ha permesso a NEAR di osservarlo interamente (solo 60% della superficie totale), poich un emisfero era sempre allombra. Sono state raccolte 330 immagini dellasteroide con una risoluzione massima di 160 metri/pixel (Veverka e al., 1999).
Gi le primissime immagini di (253) Mathilde mostravano un oggetto ricco di crateri, soprattutto molto estesi, tanto che delle enormi faglie e spigolature erano evidenti. Il numero di crateri in funzione della dimensione sembra essere confrontabile con quello riscontrato per lasteroide (243) Ida, osservato dalla sonda Galileo, eccetto per crateri di grande dimensione. Mathilde presenta, infatti, cinque enormi crateri di almeno 20 chilometri di diametro. La conformazione dei crateri delloggetto osservato lascia presupporre che il materiale, espulso durante le collisioni, si sia depositato a breve distanza dallimpatto. Dallo studio della densit e distribuzione dei crateri si stima che Mathilde abbia unet di circa 4 miliardi di anni.
La missione DS-1
Deep Space One (DS-1) appartiene al New Millennium Program, il programma della NASA, che ha come obiettivo principale il test di nuove tecnologie a basso costo e di breve durata. DS-1 utilizza il nuovo propulsore a ioni e trasporta due strumenti: il MICAS e il PEPE.
MICAS, Miniature Integrated Camera-Spectrometer, uno strumento che ha la caratteristica di combinare assieme due spettrometri nellUV e nellIR. Sar usato per studiare la composizione chimica, la geomorfologia, la dimensione, lo stato rotazionale, e latmosfera delloggetto considerato.
Il Plasma Experiment for Planetary Exploration (PEPE) uno spettrometro ad elettroni, che misurer il vento solare durante il tragitto, linterazione di questo con i corpi celesti che incontra, e la composizione della chioma cometaria.
DS-1 ha incontrato durante la sua crociera lasteroide (9969) Braille, il 28 luglio 1999, ad una distanza che varia dai 5 ai 10 chilometri. Purtroppo alcuni problemi tecnici hanno impedito unosservazione completa delloggetto. Il diametro di (9969) Braille stimato di circa 3 chilometri e la sua orbita attraversa quella di Marte. DS-1 si proponeva di ottenere le propriet fisiche principali delloggetto: dimensione, forma, morfologia superficiale, albedo, eterogeneit, stima della massa, del volume, della densit e dello stato di rotazione. Si sono acquisiti anche dati sulla composizione elementale e mineralogica e sulla possibile interazione del vento solare con il corpo.
Se sar possibile, la missione sar estesa e saranno osservate due comete: la Wilson-Harrington nel gennaio del 2001 e la Borrelly nel settembre dello stesso anno.
Le missioni su (4660) Nereus
La missione NEAP (Near Earth Asteroid Prospector) potrebbe essere la prima missione nella storia aerospaziale interamente finanziata da una societ privata la SpaceDev. Potrebbe partire nellaprile del 2001 e giungere in prossimit dellasteroide (4660) Nereus nel maggio del 2002, dopo una fase di studio della Luna. In trenta o forse novanta giorni studier lasteroide depositando su di esso vari strumenti e atterrando essa stessa nel luglio seguente. Gli esperimenti che saranno effettuati sono ancora in via di definizione.
Un anno pi tardi, il 9 settembre 2003, arriver la Muses-C dellISAS, listituto spaziale giapponese, in collaborazione con la NASA. La sonda sar equipaggiata di una camera per limaging, per studi di polarimetria nel visibile, e per la navigazione nei pressi dellasteroide, di un laser per misurazioni altimetriche (LIDAR), e di uno spettrometro nel vicino infrarosso. Una volta giunta in prossimit di Nereus, Muses-C raccoglier del materiale in tre punti diversi della superficie tramite un dispositivo a forma di imbuto. Un piccolo proiettile colpir la superficie e il materiale nebulizzato dallimpatto sar aspirato dalla sonda. Le polveri raccolte saranno poi stivate in una capsula di 40 cm di diametro, che ritorner in seguito sulla Terra per uno studio pi approfondito.
Un piccolo rover, lSSV (Small Science Vehicle), di un chilogrammo di peso, sar lasciato libero di muoversi su Nereus, ed effettuer delle misurazioni della struttura, composizione e morfologia degli strati superficiali ad una scala minore del centimetro. Il rover sar sospinto dallenergia solare e trasporter una camera multibanda, uno spettrometro per il vicino infrarosso e uno per i raggi alfa e X.
(4660) Nereus un NEA di uno o due chilometri di diametro. La sua composizione e le propriet superficiali sono poco conosciute. Non appare essere, comunque, un tipico oggetto di tipo S. Per le sue dimensioni e per la sua piccola massa, si presume che Nereus abbia una gravit superficiale di non pi di 0,0001 m/s2 e una velocit di fuga superficiale di circa 30 cm/s. Quindi latterraggio su questo piccolo oggetto assai difficoltoso, perch basta una piccola spinta per far rimbalzare e allontanare la sonda, pertanto sono stati studiati dei sistemi di ancoraggio.
Capitolo
La missione Rosetta
Introduzione
La missione Rosetta il terzo cornerstone del programma Horizons 2000+, il piano a lungo termine dellAgenzia Spaziale Europea (ESA). Il primo cornerstone comprende missioni per lo studio del sole, del vento solare e dellinterazione Sole-Terra: Soho e Cluster II; il secondo, XMM, e il quarto, First e Plank, si occupano di sorgenti X e di radiazioni di fondo cosmologico. Rosetta ha come obiettivo principale lo studio di una cometa a corto periodo: la 46 P/Wirtanen.
Il nome Rosetta deriva dalla famosa stele di basalto nero, scoperta dai soldati francesi di Napoleone nel 1799 nei pressi della citt egiziana di Rashid sul delta del Nilo. Consegnata, in seguito, agli inglesi e da allora conservata nel British Museum a Londra, la stele di Rosetta stato un documento importantissimo per la decifrazione dei geroglifici egiziani. Infatti, essa rappresenta un decreto in onore del primo anniversario dellincoronazione di Tolomeo V Epifaneo del 196 a.C., trascritto in Greco, in Egiziano Demotico e quindi nei geroglifici egiziani. Grazie a questa importante scoperta, Thomas Young e Jean Francois Champollion riuscirono a decifrare e a comprendere le antiche scritture egizie.
Figura 2-1 Stele di Rosetta
Come la stele, la sonda, che porta il suo nome, vuole decifrare e conoscere le comete e i piccoli oggetti, ancora in gran parte sconosciuti, del nostro Sistema Solare.
La sonda partir allinizio di gennaio del 2003 e continuer a navigare per almeno dieci anni. Dopo aver effettuato un Gravity Assist con Marte e due con la Terra, passer vicino a due asteroidi: Otawara e Siwa. Nel 2011 comincer le manovre di rendezvous con il nucleo della cometa e quando si trover a circa 4 U.A. dal Sole si porr in orbita attorno al corpo per un periodo di osservazioni e di studio delloggetto cometario e dellambiente circostante, e far atterrare sulla superficie di Wirtanen un Lander. La fine nominale della missione prevista il 9 luglio del 2013, quando la cometa passer per il perielio.
Le dimensioni di Rosetta sono di circa 3x2x2 metri per il corpo della sonda, mentre i pannelli solari si estendono per 32 metri. La massa di 1,3 ton. pi 1,6 ton. di propellente. Il carico scientifico dellorbiter pesa circa 150 kg, mentre il Lander pesa 90 kg. La durata delle osservazioni attive prevista in 18 mesi.
Figura 2-2 Foto artistica della sonda Rosetta
La sonda comunicher con la Terra nella banda X in ricezione e nella banda S sia in ricezione sia in trasmissione. La velocit di trasmissione dei dati sar da un minimo di 8 ad un massimo di 32768 bps. Le operazioni di Rosetta e le determinazioni dellorbita nelle varie fasi sono a cura del Centro Operazioni dellESA ESOC a Darmstadt.
Rosetta porter con se i seguenti strumenti:
Remote sensing: OSIRIS, ALICE, VIRTIS, MIRO;
Analisi della composizione: ROSINA, MODULUS (Berenice), COSIMA, MIDAS;
Struttura del n u c l e o s u l a r g a s c a l a : C O N S E R T ;
F l u s s o e d i s t r i b u z i o n e d i m a s s a d e l l a p o l v e r e : G I A D A ;
A m b i e n t e d e l p l a s m a d e l l a c o m e t a e i n t e r a z i o n i c o n i l v e n t o s o l a r e : R P C ;
E s p e r i m e n t i r a d i o : R S I
I l L a n d e r , i n v e c e , s u p p o r t e r : aP X S , C O S A C , M O D U L U S ( P t o l e m y ) , u n s i s t e m a di acquisizione di campioni, IVA/ROLIS, MUPUS, SESAME, ROMAP, CONSERT.
Fasi della missione
Di seguito sono elencate dettagliatamente le fasi della missione:
Lancio Rosetta sar lanciata il 20 gennaio del 2003 dalla base di Kourou in Guiana Francese, tramite un vettore Ariane-5. Dopo le manovre orbitali preliminari, sar introdotta in unorbita iperbolica di fuga e sar indirizzata verso Marte. Le operazioni di controllo della missione saranno condotte dallOCC (Operations Control Centre) allESOC a Darmstadt.
Fase di messa a punto Dopo la fase di lancio, Rosetta dispiegher i pannelli solari e si porr autonomamente in una configurazione di navigazione ottimale. Le operazioni da Terra saranno rivolte al raffinamento della configurazione di volo usando la telemetria nella banda X (HGA), alla verifica e correzione dellorbita, e alla configurazione e controllo del carico scientifico prima dellibernazione.
Crociera tra la Terra e Marte In questa fase Rosetta si trova in uno stato di letargo per un periodo di circa 950 giorni. Inoltre una congiunzione con il Sole impedir per circa 250 giorni di seguirla da Terra.
Gravity Assist con Marte Le operazioni giornaliere iniziano tre mesi prima dello swing-by. Saranno permesse anche alcune operazioni scientifiche come losservazione di Marte e della luna Phobos.
Crociera tra Marte e Terra In questa breve fase la sonda rimane attiva.
Primo Gravity Assist con la Terra Le principali operazioni della sonda in questa fase sono solo manovre di correzione dellorbita.
Crociera tra la Terra e Otawara Per circa 250 giorni la sonda rimane in ibernazione.
Otawara flyby Le operazioni di flyby dureranno da tre mesi prima ad un mese dopo lincontro. Lobiettivo principale quello di avvicinarsi allasteroide fino ad una distanza dellordine dei 1000 km dalla parte rivolta al sole. Le camere e le strumentazioni scientifiche punteranno verso lasteroide fin dopo il flyby. I dati scientifici verranno memorizzati nella memoria di massa e trasmessi in seguito quando il collegamento a Terra via HGA sar recuperato. Dopo il flyby ulteriori manovre orbitali porteranno la sonda verso il secondo Gravity Assist con la Terra.
Crociera da Otawara alla Terra Questa fase di letargo durer circa 450 giorni.
Secondo Gravity Assist con la Terra Le operazioni sono simili alle precedenti, ma prima sar necessario stabilire la manovra appropriata in previsione del flyby con Siwa e tenendo in considerazione dello stato della sonda, in altre parole della carica delle batterie, del degrado dei pannelli solari e del propellente rimasto.
Crociera tra la Terra e Siwa La sonda rimane ibernata per circa 250 giorni.
Siwa flyby Le operazioni sono simili a quelle per Otawara tranne che avvengono probabilmente ad una distanza maggiore.
Crociera tra Siwa e la cometa In questi 1200 giorni, la sonda rimane ibernata, ad eccezione per uneventuale manovra orbitale di correzione. Rosetta raggiunger la massima distanza dal Sole e dalla Terra, rispettivamente 5.2 U.A. e 6.2 U.A.
Manovra di rendezvous La sonda viene posta in condizioni di rendezvous con la cometa. La velocit relativa decresce fino a 25 m/s. Tutto ci avviene prima della rilevazione delle camere di bordo e vengono utilizzate per tale manovra le determinazioni da Terra.
Raggiungimento del CAP (Comet Acquisition Point) Questa fase si pone lobiettivo di raggiungere un punto, al di sotto delle 4.2 U.A., detto CAP da cui le vere manovre di approccio alla cometa possono avere inizio. Questo punto viene determinato dalla prima osservazione della cometa tramite le camere di bordo della sonda, da quella di navigazione o da OSIRIS, e dipende da due fattori: la presenza di una debole attivit e una buona illuminazione del corpo celeste.
Fase lontana della traiettoria di avvicinamento Dopo la prima rilevazione della cometa, si comincia a migliorare drasticamente la conoscenza delle effemeridi tramite le osservazioni svolte a bordo. Limage processing svolto a Terra permette una prima grezza stima della forma e della cinematica di Wirtanen. La velocit relativa ridotta fino a 2 m/s dopo 90 giorni. La manovra seguir la seguente strategia:
Mantenere un moto apparente della cometa rispetto al fondo cielo;
Mantenere langolo di illuminazione (sole cometa sonda) al di sotto dei 70 gradi;
Evitare il pericolo di impatto con il nucleo cometario in caso di fallimento della manovra.
Questa fase termina allATP (Approach Transition Point) dove una prima stima della forma della cometa, della velocit angolare e dei punti di riferimento ottenuta dallanalisi delle immagini della camera di navigazione o di OSIRIS. LATP si trova in direzione solare ad una distanza dalla cometa equivalente a 300 raggi del nucleo cometario (RNC).
Fase vicina della traiettoria di avvicinamento In questa fase vengono perfezionate le misure della posizione e velocit relativa, della posizione assoluta della cometa, della sua forma, della velocit angolare, delle costanti gravitazionali, e della posizione dei punti di riferimento. Una volta raggiunta una distanza dal nucleo di 60 RNC la sonda oltrepassa quello che chiamato OIP (Orbit Insertion Point) da cui inserita in unorbita iperbolica con una velocit relativa di alcuni cm/s dipendente dalle caratteristiche gravitazionali del corpo.
Transizione verso la fase di mappatura globale - DallOIP la sonda si avvicina fino a 25 RNC. Il piano orbitale definito dallasse di spin della cometa e dalla direzione del sole. Una lieve rotazione di tale piano orbitale eviter problemi di occultazioni terrestri ed eclissi solari.
Fase di mappatura globale - Questa la survey preliminare della superficie in cui si richiede di mappare almeno l80% della superficie illuminata. Lorbita di tipo polare a una distanza tra 5 e 25 RNC. Il periodo orbitale dovrebbe essere generalmente maggiore del periodo di rotazione della cometa. Il semiasse maggiore dellorbita di mappatura sar in funzione della gravit e della rotazione della cometa, e dovr anche tener conto dei seguenti vincoli:
Copertura senza intervalli
Considerazioni di sicurezza per evitare impatti con il nucleo
Dimensione dei dati per la trasmissione in tempo reale
Tempo massimo per il completamento della mappatura della superficie
Risoluzione minima e angolo di vista
Comunicazioni continue con la Terra.
Nel caso di una cometa con una rotazione lenta, saranno probabilmente necessarie pi di una rivoluzione nella medesima orbita oppure una manovra per spostare la sonda in una seconda orbita.
In questa fase la forma del nucleo, le propriet della superficie, i modelli cinematici e gravitazionali saranno ricavati da ripetute osservazioni di punti di riferimento sulla cometa. Alla fine di questa fase, basata su dati di mappatura e di osservazione remota, saranno selezionate cinque aree di 500 X 500 m2 per unosservazione ravvicinata.
Durante tutta questa fase, gli strumenti del payload saranno tutti operativi.
Fase di osservazione ravvicinata - Verranno predisposte delle strategie di manovre orbitali volte a ottenere osservazioni ravvicinate da unaltitudine fino ad un raggio nucleare dei punti superficiali selezionati, tenendo conto di:
Comunicazioni ininterrotte;
Illuminazione continua dei pannelli solari;
Limiti di sicurezza per evitare impatti sul nucleo in caso di fallimento della manovra;
Necessit di evitare polveri e getti di gas;
Illuminazione dellarea osservata e angolo tra la direzione di vista e la normale alla superficie osservata minore di 30 gradi.
La durata dellosservazione ravvicinata sar di circa 30 giorni. Alla fine di questa fase, basata sui dati raccolti, verr selezionato il luogo ove verr rilasciato il Surface Science Package (SSP).
Fase di rilascio del Surface Science Package - Il rilascio del SSP avverr da unorbita eccentrica (altitudine del pericentro pi bassa possibile, fino ad 1 Km) da un passaggio al pericentro vicino al luogo prescelto. Il tempo e la direzione del rilascio saranno scelti affinch il package arrivi con la minor velocit verticale e orizzontale relativa alla superficie rotante. Un meccanismo di espulsione separer il SSP dalla sonda con una velocit relativa massima fino a 1.5 m/s.
Fase orbitale di trasmissione - La sonda viene immessa in unorbita adatta al ricevimento dei dati dal SSP e quindi alla ritrasmissione verso la Terra.
Fase estesa di monitoraggio - Dopo la fine delle attivit legate al SSP, la sonda trascorrer almeno 200 giorni in orbita attorno alla cometa fino al passaggio al perielio. Gli obiettivi di questa fase sono il monitoraggio del nucleo (regioni attive), dei getti di polvere e gas, e lanalisi del gas, della polvere e del plasma allinterno della chioma dallinizio al picco di attivit.
Fine della missione - La missione Rosetta prevista terminare al passaggio della cometa al perielio dopo 3800 giorni dal lancio, salvo ulteriori estensioni della missione tenuto conto delle condizioni di salute della sonda.
Figura 2-3 Rappresentazione dellorbita di Rosetta
Operazioni di controllo della missione
A Darmstadt, presso lEuropean Space Operations Centre (ESOC), sar attivo lOperations Control Centre (OCC) per il controllo di Rosetta. Esso sar supportato dalla stazione a Terra di 34 metri dellESA situata a Perth, in Australia, e, nelle fasi di attivazione e messa a punto della sonda e nei passaggi vicino alla Terra, dalla stazione, sempre dellESA, di 15 metri situata a Kourou nella Guiana Francese.
Il segmento a Terra di Rosetta si occuper, in particolare, del monitoraggio e controllo della sonda e il suo carico, della ricezione, dellarchiviazione e della distribuzione dei dati provenienti dagli strumenti. Esso composto di (vedi fig.2-4):
Una stazione terrestre e di una rete di comunicazione che eseguir la telemetria, il controllo remoto e le operazioni di inseguimento nelle frequenze della banda S/X. Rosetta sar controllata in caso di emergenza, oltre che dalle stazioni di Perth e Kourou, anche dal NASA Deep Space Network (DSN) di 34/70 metri di Goldstone e Madrid.
Il Rosetta Mission Operations Centre (RMOC) situato allESOC di Darmstadt (Germania) che include:
Il Rosetta Mission Control System, per il controllo dellhardware, del software e dei compiti di processamento dei dati essenziali per il controllo della missione, e per la valutazione della buona attivit della sonda e del software;
Il Rosetta Data Disposition System, che si occuper dellacquisizione, conservazione e distribuzione dei dati scientifici grezzi, consultabili via rete da tutti i Principal Investigators (PIs) ;
Il Rosetta Mission Planing System che si occuper della pianificazione delle operazioni della sonda e del suo carico;
Il Flight Dynamics System che supporter tutte le attivit legate allo stato dinamico della sonda, cio la determinazione dellorbita e la preparazione delle varie manovre orbitali;
Lo Spacecraft Simulator, che si occuper della preparazione e simulazione delle maggiori fasi della missione.
Il Rosetta Science Operations Centre (RSOC), che si occuper della pianificazione della missione scientifica. Unisce le varie richieste di comandi per gli strumenti per giungere ad un programma consolidato da inviare allRMOC. RSOC si occuper anche del preprocessamento dei dati scientifici e della creazione di un archivio dati scientifici disponibile per la comunit scientifica.
Il General Purpose Communication Network, che procurer i servizi di supporto per poter verificare i dati ottenuti durante il programma di test e integrazione della sonda, e si occuper dellinvio delle richieste di comando per lRMOC.
Figura 2-4 Schema delle operazioni di controllo
Tutte le operazioni di Rosetta saranno condotte off-line. Ci saranno dei periodi, fino ad otto mesi, in cui la sonda interromper le comunicazioni a Terra e in questo tempo, che in totale durer due anni e mezzo, sar posta in una configurazione di protezione del sistema. Poich le comunicazioni tra la Terra e la sonda subiranno un intervallo fino a cento minuti tra il comando inviato e la risposta ricevuta, Rosetta avr a bordo dei dispositivi automatici che salvaguarderanno la navicella da anomalie imprevedibili che non si potranno controllare da Terra. I contatti tra lRMOC e la sonda non saranno continui, ma saranno usati primariamente per preprogrammare le attivit autonome della navicella e per acquisire i dati per una successiva valutazione dello stato in modalit off-line.
Le operazioni degli strumenti scientifici a bordo di Rosetta saranno definite dagli istituti dei PI che hanno sviluppato tali strumentazioni. La responsabilit principale per lo sviluppo della strategia delle operazioni del carico scientifico sar a carico del Rosetta Science Working Team. LRSOC collaborer con lo scienziato del progetto scientifico nella pianificazione del programma delle operazioni scientifiche e nella successiva trasmissione allRMOC. Nelle fasi di flyby con gli asteroidi e di acquisizione e rendezvous con la cometa, lRMOC e lRSOC saranno necessariamente unificati, come pure saranno unificati i team scientifici dellOrbiter e dellSSP durante le fasi critiche di mappatura del nucleo e di dispiego dellSSP.
Obiettivi della sonda Rosetta
Requisiti della missione
Gli ambiziosi obiettivi scientifici della missione Rosetta hanno richiesto i seguenti requisiti:
Un gran numero di complesse strumentazioni scientifiche dovr essere collocato sul lato della sonda che sar rivolto verso il nucleo cometario durante la fase operativa della missione, che giunger fino ad un chilometro di distanza dal nucleo. Durante la lunga crociera verso gli obiettivi di Rosetta, gli strumenti resteranno inattivi, ma saranno riscaldati per assicurare il funzionamento futuro.
Una complessa navigazione della navicella a bassa quota in unorbita attorno ad un corpo di forma irregolare con un debole, asimmetrico e rotante campo gravitazionale, e circondato da getti di polvere e gas.
Il Lander di Rosetta dovr essere alloggiato in modo da sopravvivere per tutto il viaggio, ed eventualmente dovr essere predisposto allauto espulsione dalla navicella. LOrbiter dovr navigare con estrema precisione, fino ad 1 mm/s, per lespulsione del Lander e quindi ritrasmettere i dati provenienti dallSSP sul nucleo alla Terra.
Vincoli della missione
I requisiti principali della missione sono le linee guida della maggior parte delle caratteristiche delle prestazioni e dei risultati ottenibili dalla sonda, come:
La velocit di trasmissione dei dati deve essere abbastanza alta e, date le enormi distanze dalla Terra raggiunte dal mezzo, i dati devono essere molto compressi.
Alta precisione di puntamento, fino a pochi arcosecondi, soprattutto per gli strumenti del remote-sensing.
Resistenza termica. La navicella deve sopportare temperature estreme, dello spazio profondo e dellambiente cometario fino ad un chilometro dal nucleo attivo.
La sonda deve seguire autonomamente lasteroide durante i flyby con Otawara e Siwa, poich avverranno troppo velocemente e troppo lontano dalla Terra per essere seguiti direttamente.
Precisione fino al mm/s nella determinazione della velocit relativa nelle fasi di manovra in prossimit della cometa.
La massa bagnata (sonda e combustibile) sar costituita per pi del 50% da propellente e avr un limite superiore di 2900 kg, a causa delle capacit di carico di Ariane-5.
Il tempo di vita nominale di Rosetta in traiettoria eliocentrica di undici anni.
Il raggiungimento di tale tempo di vita aiutato da lunghi periodi di ibernazione nel perdurare della crociera, durante i quali la maggior parte dei sistemi elettrici non sar operativa. Questa ibernazione cresce il loro tempo di vita di un fattore 10, ma richiede unautonomia a bordo per garantire la continuit delle operazioni in ogni circostanza.
Affidabilit dei sottosistemi massimizzata da una ridondanza largamente diffusa, che include una ridondanza calda (unit di backup sempre in standby) per funzioni che sono essenziali per unoperativit continuativa e ininterrotta durante le fasi critiche della missione.
Panoramica sulla meccanica della sonda
Il design di Rosetta basato su una struttura centrale a forma di parallelepipedo di 2,8x2,1x2,0 m3 su cui sono montati i sottosistemi e il carico degli strumenti. Due pannelli solari, ciascuno di 32m2, sono dispiegati da parte a parte raggiungendo una dimensione di 32m da punta a punta. La parte superiore della sonda alloggia il carico scientifico, mentre la parte inferiore alloggia i sottosistemi. La struttura della sonda pu essere divisa in due moduli:
Il Payload Support Module (PSM);
Il Bus Support Module (BSM).
Il Lander montato sul lato opposto allantenna manovrabile a due assi ad alto guadagno. Le due ali dei pannelli solari si estendono dalle facciate laterali. Il pannello degli strumenti punta quasi sempre verso la cometa, mentre lantenna e i pannelli solari puntano verso il Sole e la Terra, che a cos grandi distanze sono pressoch nella stessa direzione.
La configurazione della sonda tale che i pannelli laterali e posteriori sono in ombra durante tutte le fasi nominali della missione, offrendo, cos, una buona posizione per i radiatori e le aperture, mentre minimizzer gli effetti della polvere della cometa.
Rosetta costruita attorno ad un tubo verticale di spinta, il diametro del quale corrisponde ai 1194 mm dellinterfaccia dellAriane-5. Questo tubo contiene due identici serbatoi di propellente, il superiore contenente il combustibile, mentre quello inferiore contiene il pi pesante ossidante. In tali serbatoi saranno stivati almeno 1578 kg di propellente.
Obiettivi scientifici della missione Rosetta
Lobiettivo scientifico principale della missione Rosetta di studiare lorigine delle comete, la relazione tra il materiale interstellare e cometario e le implicazioni sullorigine del Sistema Solare che questo comporta. Per raggiungere tale obiettivo, Rosetta dovr analizzare con sofisticati strumenti il materiale cometario, i grani di polvere e il gas proveniente dal nucleo, e i processi fisico-chimici che collegano il materiale presente nella chioma con gli elementi volatili e refrattari del nucleo. Il Surface Science Package fornir informazioni sulle propriet fisiche e chimiche dellarea selezionata. Rosetta dovr, quindi, rimanere per la maggior parte della missione a poche decine di chilometri dal nucleo. Studier, inoltre, la fisica della chioma esterna e le interazioni con il vento solare. Oltre ai risultati scientifici utili per la conoscenza dellevoluzione del Sistema Solare, Rosetta fornir anche informazioni sulla relazione che intercorre tra il Sistema Solare e i processi di nucleosintesi, sulla formazione delle nubi molecolari e la loro evoluzione in protostelle e pianeti. I punti chiave della missione Rosetta si possono cos riassumere:
Caratterizzazione globale del nucleo, determinazione delle propriet dinamiche, morfologia superficiale e composizione;
Determinazione delle composizioni chimiche, mineralogiche e isotopiche dei materiali volatili e refrattari nel nucleo cometario;
Determinazione delle propriet fisiche e la relazione tra volatili e refrattari nel nucleo della cometa;
Studio dello sviluppo dellattivit cometaria e dei processi negli strati superficiali del nucleo e nella chioma interna, ovvero dellinterazione tra polvere e gas;
Caratterizzazione globale degli asteroidi, che include la determinazione delle propriet dinamiche, della morfologia superficiale e della composizione.
La cometa 46 P/Wirtanen
Carl A. Wirtanen del Lick Observatory in California scopr questa cometa osservando le lastre fotografiche ottenute con il telescopio Carnegie di 20 pollici e f/7,4, il 17 gennaio del 1948. La cometa fu descritta di aspetto diffuso, con una condensazione centrale, e di magnitudine 16.
Dalla data della scoperta la cometa ha subto due cambiamenti di orbita passando vicino a Giove. Il primo avvenuto durante il passaggio dellaprile 1972 a 0,28 U.A. dal pianeta maggiore, che devi lorbita da un perielio iniziale di 1,63 U.A. ad uno di 1,256, e da un periodo di rivoluzione di 6,71 anni ad uno di 5,87. Il secondo avvenne nellavvicinamento a Giove del 1984 che ridusse ulteriormente il perielio a 1,052 U.A. e il periodo a 5,42 anni.
La Wirtanen appartiene, quindi, alla famiglia di comete a corto periodo dette Gioviane. La sua orbita possiede, oltre al perielio e la periodo menzionati, un semiasse maggiore di 3 U.A., uneccentricit di 0,66, uninclinazione di 11,7 gradi e una magnitudine assoluta di 9,0. Lultimo passaggio al perielio avvenuto il 14 marzo 1997.
Di seguito sono riportati i parametri orbitali della cometa (tabella 2-1), ottenuti dal servizio Web del Jet Propulsion Laboratory Ephemeris Generator.
Tabella 2- SEQ Tabella \* ARABIC 1 Parametri orbitali di 46P/Wirtanen
Parametri orbitali46/P WirtanenEpoca del calcolo2456480,5 JDa3 , 0 8 7 9 2 6 U . A . e 0 , 6 5 9 2 9 7 4 6 8 i 1 1 , 7 5 6 9 4 1 2 W 8 2 , 1 6 5 0 1 8 7 w 3 5 6 , 3 4 0 3 2 6 4 P 5 , 4 2 6 3 6 a n n i P a s s a g g i o a l p e r i e l i o 9 , 0 9 3 / 7 / 2 0 1 3
D a l 4 8 a d o g g i W i r t a n e n s e m p r e s t a t a o s s e r v a t a t r a n n e i l 1 9 8 0 q u a n d o s i t r o v a v a i n u n a p o s i z i o n e s f a v o r e v o l e p e r l e o s s e r v a zioni da Terra.
Da recenti osservazioni del VLT dellESO (informazioni dal sito web di Rosetta, luglio 1999), assumendo unalbedo di 0,03, Wirtanen sembra avere un raggio di 55050 metri, mentre osservazioni dallHubble Space Telescope (HST), che hanno assunto unalbedo di 0,04, si ottenuto un raggio di 60020 metri (Lamy e al. 1998). Il limite superiore sembra, comunque, essere di 725 metri (Stern, Parker e al. 1998). Nonostante la piccola dimensione, la cometa abbastanza attiva, produce infatti al perielio 1028 molecole al secondo, e ci implica una superficie minima attiva di 1,8 km2 (Farnham & Schleicher 1998). Mentre le osservazioni di HST del 1996 hanno rivelato un periodo di rotazione propria di 6,00,3 ore e un rapporto dei semiassi dellellissoide preso a modello a/b 1 , 2 . I l c o r r e n t e m o d e l l o t e o r i c o p e r i l n u c l e o d i W i r t a n e n a s s u m e u n a f o r m a e l i s s o i d i c a t r i a s s i a l e d i d i m e n s i o n i 9 3 0 x 4 1 0 x 3 7 0 m e t r i e d u n p e r i o d o d i c i r c a 7 o r e ( B a r b i e r i , 1 9 9 9 ) .
L e c a r a t t e r i s t i c h e c h i m i c h e d i W i r t a n e n s e m b r a n o a b b a s t a n z a p a r t i c o l a r i . I n f a tti, mentre a distanze dal Sole inferiori di 1,6 U.A. sembra avere caratteristiche simili alle comete definite tipiche dalla tassonomia di AHearn, per distanze superiori sembra una cometa povera di elementi della catena del carbonio (CHON) (Schulz e al. 1998).
Gli asteroidi Siwa e Otawara
(140) Siwa e (4979) Otawara sono i due obiettivi asteroidali della missione Rosetta. Allinizio della progettazione della missione erano stati scelti altri asteroidi, (3840) Mimistrobell e (2530) Shipka prima e (2703) Rodari poi; in seguito si sono preferiti questi due asteroidi, poich erano pi pertinenti allo scopo della missione di indagare sulle origini ed evoluzione del Sistema Solare. I primi oggetti scelti, sebbene interessanti, sono degli oggetti di tipo S, quindi abbastanza evoluti. Si pertanto preferito introdurre nel progetto della missione un flyby di un asteroide pi antico. Dopo aver eseguito un programma osservativo sui possibili candidati (Barucci e al. 1998), si scelto (140) Siwa, poich presenta u n m i n i m o c o s t o i n Dv , q u i n d i i n p r o p e l l e n t e , e d e l l e c a r a t t e r i s t i c h e f i s i c h e e s p e t t r o s c o p i c h e i n t e r e s s a n t i . ( 1 4 0 ) S i w a u n a s t e r o i d e d i t i p o C / P , q u i n d i p o c o e v o l u t o , n o n p r e s e n t a e v i d e n z a d i a l t e r a z i o n e a c q u o s a , h a u n a m a g n i t u d i n e a s s o l u t a H s t i m a t a d i 8,3 e un diametro tra i 115 e i 150 km. Alcuni autori (Schober e Stanzel 1979, Harris e Young 1980) hanno stimato il periodo di rotazione essere maggiore di 22 ore, mentre il pi recente lavoro di Lagerkvist e al. (1992) ritiene che il periodo sia di 18,5 ore.
Rosetta incontrer Siwa il 23 luglio 2008, quando si trover a circa 2,75 U.A. dal Sole, ad una velocit di flyby di 17,0 km/s e ad un angolo Sole-asteroide-sonda di 12, e giunger probabilmente fino ad una distanza minima dal corpo di 1000 km.
In seguito ad un recente programma di osservazioni di Otawara (Doressoundiram e al. 1999), sembra che esso appartenga alla classe spettrale S o forse V, secondo la tassonomia di Barucci. Il periodo di rotazione stato determinato in sole 2,7070,005 ore. Se assumiamo una configurazione elissoidica triassiale della forma dellasteroide, ove a>b>c sono i tre semiassi maggiori, si pu trovare a/b 1 , 3 1 . L a m a g n i t u d i n e a s s o l u t a H n e l v i s i b i l e d i 1 4 , 3 , m e n t r e l a m a g n i t u d i n e a s s o l u t a n e l f i l t r o R , H R , d i 1 4 , 1 7 0 , 0 4 . S e s i a s s u m e u n a l b e d o d i 0 , 3 8 n e l c a s o s i a d i t i p o s p e t t r a l e V , o p p u r e d i 0 , 1 9 n e l c a s o d i t i p o s p e t t r a l e S , s i o t t i e n e u n r a g g i o e f fettivo circolare rispettivamente di 1,4 e 1,9 km. Se infine si tiene conto della forma elongata di Otawara e se si assume b=c, si ottengono dei semiassi a=1,6 e b=1,3 per il primo caso, e a=2,3 e b=1,8 per il secondo caso. Da questo lavoro risulta che Otawara appartiene a quella classe di oggetti definita Fast Rotating Asteroids (FRA), ovvero asteroidi ruotanti velocemente. Il fatto di avere un periodo di rotazione cos piccolo fornisce un limite inferiore per la densit media delloggetto: rm i n 1 , 9 5 . Q u e s t e c o n s i d e r a z i o n i r e n d o n o q u i n d i O t a w a r a m o l t o p i i n t e r e s s a n t e d i q u a n t o g i n o n f o s s e , d i q u i l i m p o r t a n z a d e l f l y b y s u e s s o d i R o s e t t a .
I l p a s s a g g i o d e l l a s o n d a v i c i n o a O t a w a r a a v v e r r i l 1 0 l u g l i o 2 0 0 6 , q u a n d o l a s t e r o i d e s i t r o v e r a 1,88 U.A. dal Sole, a una velocit al flyby di 10,6 km/s e un angolo Sole-asteroide-sonda 31. Rosetta dovrebbe raggiungere una distanza minima dallasteroide di circa 1000 km.
Di seguito sono riportati i dati pi importanti relativi ai due asteroidi, ottenuti dal servizio Web del Jet Propulsion Laboratory Ephemeris Generator (tabella 2-2) e gli spettri tratti dai lavori di Barucci e al. (1998) e Doressoundiram e al. (1999) (figure 2-6 e 2-7).
Tabella 2- SEQ Tabella \* ARABIC 2 Parametri orbitali di Siw a e O t a w a r a
P a r a m e t r i o r b i t a l i ( 1 4 0 ) S i w a ( 4 9 7 9 ) O t a w a r a E p o c a d e l c a l c o l o 2 4 5 1 2 0 0 , 5 J D 2 4 5 1 4 0 0 , 5 J D a 2 , 7 3 2 5 2 2 U . A . 2 , 1 6 7 8 0 1 U . A . e 0 , 2 1 6 2 8 7 0 3 6 0 , 1 4 4 8 3 9 5 I 3 , 1 8 9 1 8 6 6 0 , 9 1 2 7 6 W 1 0 7 , 3 7 9 1 1 7 7 6 9 , 7 4 9 9 4 w 1 9 5 , 6 9 2 4 0 0 9 2 0 6 , 4 7 8 6 4 P 4 , 5 1 7 0 4 a n n i 3 , 1 9 1 81 anniPassaggio al perielio29,693/6/20005,531/5/2000Parametri fisiciH8,3414,3albedo 0,068n.d.B-V 0,720n.d.raggio57-75 km1,4-1,9 km
Figura 2-6 Spettri di Siwa (Barucci e al. 1998)
Figura 2-7 Spettri di Otawara (Doressoundiram e al. 1999)
Il Lander di Rosetta
Quando la sonda Rosetta giunger nei pressi del nucleo della cometa, la velocit relativa verr abbassata dai 100 m/s a 500.000 km di distanza fino ad un valore tale da permettere di entrare in unorbita polare ellittica attorno al nucleo. Questo avverr 3150 giorni dopo il lancio, nellagosto del 2011. Dopo un anno di mappatura del nucleo che permetter la scelta della zona datterraggio pi opportuna, il RoLand (Rosetta Lander) verr rilasciato per poi atterrare sulla superficie della cometa e condurre delle misurazioni in situ. RoLand atterer con una velocit relativa minore di 1 m/s e trasmetter i dati che otterr allOrbiter che star orbitando attorno al nucleo, il quale a sua volta ritrasmetter i dati a Terra.
RoLand operer per il tempo sufficiente ad analizzare la dipendenza temporale delle caratteristiche fisiche e chimiche della superficie del nucleo durante il tragitto verso il perielio, come la temperatura, la conduttivit termica ed elettrica, ecc. RoLand prelever a differenti profondit, fino a 200 mm, alcuni campioni di cui sar effettuata unanalisi chimica. Il Lander eseguir degli esperimenti di acustica e sismologia, per poter risalire alla struttura interna del nucleo, che dureranno per diverse orbite di Rosetta attorno alla cometa.
La struttura del Lander consiste essenzialmente di un piano base formato da strati di fibra di carbonio, una piattaforma per gli strumenti e una costruzione poligonale, tutte costruite in materiale ad alta durezza di fibra di carbonio. Parte della strumentazione e dei sottosistemi si trova sotto una sorta di cappa protettiva ricoperta di celle solari. La piattaforma degli strumenti termicamente isolata dalla base che sar esposta allambiente circostante. Una parte della base forma una sorta di balconata che fornisce lo spazio necessario agli strumenti esterni. RoLand sar sostenuto da un dispositivo di atterraggio, consistente di un tripode pieghevole e di un meccanismo centrale, che dissipa la maggior parte dellenergia di impatto durante latterraggio e che permette la rotazione, il sollevamento e linclinazione della struttura principale rispetto al dispositivo di atterraggio.
Le tre gambe del tripode saranno dispiegate appena dopo la separazione dallOrbiter. Esse sono collegate alla struttura principale tramite un tubo estensibile centrale. Immediatamente dopo limpatto sar sparato un arpione di ancoraggio per garantire un sicuro fissaggio al suolo del Lander.
La possibilit di ruotare la struttura permetter di studiare diversi luoghi in prossimit del Lander, aggiunger flessibilit ai sistemi di perforazione, permetter di osservare in maniera stereoscopica a 360 con una singola camera stereo, faciliter luscita del controllo termico e della potenza e far parte della strategia di riassetto in caso di atterraggio su terreno irregolare.
Figura 2-8 Il Lander RoLand di Rosetta
Gli otto strumenti collocati sul Lander per studiare la composizione elementale, isotopica, molecolare e mineralogica, e la morfologia del materiale, sono:
aP X S - L aP X S f o r n i r i n f o r m a z i o n i s u l l a c o m p o s i z i o n e e l e m e n t a l e d e l m a t e r i a l e s o t t o s t a n t e i l L a n d e r ; m o l t i e l e m e n t i n o n s o n o r a p p r e s e n t a t i n e l l a f r a z i o n e v o l a t i l e n e l l a l o r o g i u s t a a b b o n d a n z a e n o n p o s s o n o c o s e s s e r e a n a l i z z a t i d a l l O r b i t e r .
C O S A C - C O S A C stato progettato per lidentificazione dei composti volatili, generati naturalmente o per pirolisi (dissociazione tramite calore), e delle loro molecole madri, in particolar modo per la rilevazione del materiale organico potenzialmente pre-biotico.
PTOLEMY - Gli obiettivi scientifici di PTOLEMY sono simili a quelli di COSAC, ma particolare risalto ha la determinazione ad alta precisione dei rapporti isotopici, in particolare degli elementi leggeri come il carbonio.
IVA/ROLIS - IVA/ROLIS un set integrato di strumenti progettati per caratterizzare il luogo di atterraggio e di raccolta dei campioni, il panorama a 360 visto dal RoLand, i campioni raccolti e forniti dalle trapanazioni del Drill Sample and Distribution System, e la stratigrafia entro le perforazioni.
MUPUS - Questo strumento misurer le propriet fisiche della superficie cometaria come la temperatura, la densit, la conduttivit termica, la durezza, ecc..
SESAME - Lo strumento SESAME il risultato dellunificazione di tre esperimenti diversi: CASSE che indagher sulle propriet acustiche del materiale superficiale, PP che misurer le propriet dielettriche dellambiente, e DIM (Dust Impact Monitor) che controller gli impatti della polvere.
ROMAP - Il ROsetta Magnetic field and Plasma Experiment composto dal ROMA (Rosetta Magnetometer) e lSPM (Simple Plasma Monitor). Il magnetometro si occuper della ricerca di un campo magnetico intrinseco al nucleo, mentre lSPM misurer linterazione del vento solare con lambiente della cometa.
CONSERT - Questo un esperimento per la determinazione delle caratteristiche elettriche del materiale del nucleo e della struttura interna. Un trasmettitore sullOrbiter mander un pacchetto donda attraverso il nucleo al Lander, che le ritrasmetter alla sonda orbitante.
Descrizione dei sottosistemi a bordo del Lander:
Active Descent System (ADS) - Questo dispositivo consentir le accelerazioni al Lander dopo la separazione dallOrbiter. Consiste di tutte le valvole, propulsori, serbatoi, tubature, sensori di rifinitura e le unit di controllo elettronico.
Dispositivo per la perforazione e la campionatura - Questo dispositivo (SD2) supporter quegli esperimenti del Lander che richiederanno campioni della superficie cometaria e materiali prelevati sotto la superficie. I campioni dovranno essere prelevati almeno fino ad una profondit di 20 cm. I campioni derivanti la perforazione saranno rilasciati in dei contenitori che saranno poi utilizzati dagli strumenti opportuni. La temperatura dei campioni non deve crescere o decrescere per pi di 5C durante il processo di perforazione, acquisizione e rilascio.
Electrical Support System (ESS) e Orbiter Telecommunication System - LESS collocato a bordo dellOrbiter e serve come interfaccia per i dati, le telecomunicazioni e lenergia tra lOrbiter e il Lander, come il Mechanical Support System (MSS) del Lander, anchesso montato sullOrbiter. Quando il Lander montato sullOrbiter, le comunicazioni saranno svolte per mezzo di un cordone ombelicale, ma dopo la separazione sar necessario un collegamento radio. Il sistema di telecomunicazioni (TX/RX) garantir la comunicazione tra il Lander e lOrbiter tramite ESS.
Command and Data Management Subsystem (CDMS) - Il CDMS interfaccia lESS posto sulla sonda e i sottosistemi e strumenti sul Lander.
Sistema dancoraggio ad arpione - Questo dispositivo assicurer lancoraggio del Lander sulla superficie della cometa. Sar sparato direttamente dal CDMS non appena sar avvenuto limpatto. Per prevenire qualsiasi rimbalzo del Lander, il legame allancora dovr essere messo in tensione entro 2 secondi. La forza di tensione sar telecomandata e andr da un minimo di 1N ad un massimo di 30N in base ai dati sul luogo di atterraggio. Lancora sar alloggiata tra la strumentazione del MUPUS. Per questioni di sicurezza e ridondanza, il lander sar provvisto di due arpioni identici. Dei sistemi tagliacavi daranno la possibilit di staccare il Lander dalle ancore. Per evitare contaminazioni del materiale cometario, il generatore di gas non deve assolutamente rilasciare del materiale (sistema ermetico).
Landing Gear - Il dispositivo di atterraggio sosterr il Lander durante latterraggio e nelle fasi successive. stato progettato in maniera da dissipare almeno il 90% dellenergia dimpatto allinterno del proprio sistema. Durante latterraggio il Landing Gear dovr tollerare un angolo massimo fino a 35 e un angolo di incidenza del vettore velocit fino a 30, senza capovolgere il RoLand.
Mechanical Support System (MSS) - LMSS consiste in una struttura di supporto per il Lander sul pannello dellOrbiter e sul meccanismo di espulsione. Dovr assicurare un forte fissaggio e collegamento del Lander allOrbiter durante la fase di lancio e crociera.
Gli strumenti scientifici di Rosetta
Remote sensing
ALICE (S.A. Stern)
ALICE uno spettrometro con capacit di imaging progettato dal Southwest Research Institute per ricerche spettroscopiche nelle atmosfere e superfici planetarie nella banda da 700 a 2050 . Durante la missione, ALICE caratterizzer il nucleo, la chioma e laccoppiamento nucleo/chioma. Gli obiettivi di ALICE sono:
La determinazione del contenuto di gas rari sviluppati del nucleo, per fornire informazioni sulla temperatura della formazione e sulla successiva storia termica della cometa. I gas nobili (He, Ne, Ar, Kr, ) sono chimicamente inerti ed estremamente volatili. Questo comporta che lintrappolamento dei gas nei ghiacci dipendente dalla temperatura, quindi lo studio delle loro abbondanze nellambiente cometario dar utili indicazioni sulla storia termica. ALICE determiner le abbondanze dei gas nobili dalle osservazioni delle righe relative alle transizioni di risonanza dallo stato fondamentale, a 584 per HeI, a 736/744 per il NeI, a 1048/1067 per lArI e 1236 per il KrI. In aggiunta osserver le abbondanze di un altro importante termometro cometario, lN2 a 850/950 e 1000/1100 .
La determinazione diretta delle velocit di produzione delle specie molecolari genitrici, H2O, CO e CO2, e la loro distribuzione vicino al nucleo, permettendo con ci losservazione e la misurazione diretta su diverse scale di tempo del legame tra nucleo e chioma. Le molecole dacqua sono rilevate da un assorbimento continuo sotto i 1700 , mentre alcuni picchi di assorbimento pi deboli tra i 1500 e i 1600 rileveranno il CO2. Il CO sar invece osservato nella ben conosciuta quarta banda positiva dovuta a fluorescenza da 1400 a 1700 . Le bande di Cameron del CO tra 1900 e 2000 forniranno dati sulla produzione per dissociazione del CO dal CO2, potendo cos risalire al contenuto totale di CO2. Queste informazioni, associate a quelle derivate dalla misurazione delle polveri, daranno utili ragguagli sulle variazioni temporali e spaziali del rapporto polvere/gas, mentre, associate alle osservazioni IR di VIRTIS, forniranno dati sulle profondit delle varie riserve di ghiaccio da cui H2O, CO e CO2 derivano.
Ottenere misure precise sulle quantit atomiche di C, H, O, N e S nella chioma. Losservazione della pi forte riga di risonanza dellO+ a 834 , lo ione pi abbondante nella chioma, permetter di conoscere pi dettagliatamente i meccanismi di ionizzazione nella chioma e linterazione della ionosfera cometaria con il vento solare. Dati su un altro ione, il C+ a 1335 , permetteranno di acquisire informazioni sui vari processi di ionizzazione (fotoionizzazione oppure impatti con elettroni). La debole riga di emissione a 1356 dellOI sar un eccellente tracciante dei processi di impatto degli elettroni nella chioma.
Studio dellinizio dellattivit cometaria. ALICE sar in grado di osservare i primi, importanti e ancora sconosciuti momenti di inizio dellattivit cometaria. Monitorer, anche, linizio dellemissione dei volatili pesanti come lN2, il CO2, lH2O, i gas nobili, CO, e lo zolfo atomico come tracciante di H2S e CS2.
ALICE si occuper anche della mappatura completa del nucleo nel lontano UV per caratterizzare gli elementi assorbenti in UV sulla superficie, dello studio delle propriet fotometriche e spettrofotometriche dei piccoli grani di polvere nella chioma per comprendere la loro distribuzione e variazione nel tempo, e della mappatura della variabilit spaziale e temporale delle emissioni di O+, N+, S+ e C+ nella chioma e nella coda di ioni allo scopo di collegare lattivit nucleare ai cambiamenti nella morfologia e struttura della coda vicino al perielio.
ALICE costituito da un telescopio che raccoglie la luce in uno specchio primario fuori-asse paraboloide di f/3. Dopo aver passato una fenditura di 0,1x6, la luce viene dispersa da un reticolo olografico ellissoidale sul rivelatore MCP (microchannel plate). LMCP, di 512x32 pixel, usa fotocatodi doppi affiancati solar blind di bromuro di potassio KBr e ioduro di cesio CsI. LMPC misura 35 mm nella direzione di dispersione e 20 in quella spaziale. Il potere risolutivo l/Dl d i A L I C E t r a 5 5 e 2 0 0 p e r u n a s o r g e n t e e s t e s a c h e c o p r e i l c a m p o d i v i s t a . A L I C E h a u n p e s o t o t a l e d i 2 , 2 k g e r i c h i e d e u n a p o t e n z a d i 2 , 9 W .
V I R T I S ( A . C o r a d i n i )
Q u e s t o s o f i s t i c a t o s p e t t r o m e t r o p e r i m a g i n g u n i s c e t r e c a n a l i d a t i i n u n s o l o s t r u m e n to. Due dei canali dati si occuperanno della mappatura spettrale e sono collocati nel sottosistema ottico di mappatura (Mapper -M). Il terzo, che ha il solo compito di spettroscopia, un sottosistema del canale H (High resolution).
I principali obiettivi di VIRTIS durante la missione Rosetta sono:
Lo studio nel nucleo della cometa e del suo ambiente.
Determinare la natura degli elementi solidi della superficie del nucleo.
Identificare le specie gassose.
Caratterizzare le condizioni fisiche della chioma.
Misurare le temperature del nucleo.
Gli obiettivi secondari comprendono laiuto nella determinazione del luogo pi opportuno per latterraggio del Lander, e il supporto agli altri strumenti a bordo.
Infine, VIRTIS si occuper della caratterizzazione durante i flyby degli asteroidi Otawara e Siwa.
VIRTIS-M Scienza del nucleo: esso si occuper dellidentificazione dei differenti ghiacci e misture di ghiacci, e determiner la loro distribuzione spaziale per unalbedo < 0,1. Identificher i materiali carbonacei e determiner le pendenze dello spettro continuo nel suo insieme e per questo richieder rapporti segnale/rumore S/N > 100. Determiner la microstruttura fisica e la natura dei grani superficiali misurando la curva di fase spettrofotometrica con una precisione radiometrica relativa dell1%. Identificher i silicati, gli idrati e gli altri minerali con una risoluzione spettrale > 100. Mapper integralmente il nucleo con una risoluzione spaziale di poche decine di metri, e determiner la distribuzione spaziale dei vari tipi mineralogici e la loro mescolanza usando sia caratteristiche spettrali sia la luminosit nel complesso. Ricercher e monitorer le regioni attive sulla cometa, per comprendere i processi fisici che intervengono e per identificare i tipi di materiale associati a questo genere di attivit. Nellosservare gli asteroidi, si occuper di determinare la distribuzione spaziale dei minerali e dei loro composti e misture, comporr mappe di albedo e accerter la presenza di possibili asteroidi satelliti rilevabili nella banda del vicino infrarosso.
VIRTIS-M Scienza della chioma: con un potere risolutivo di 100, determiner la distribuzione complessiva di gas e polvere nella chioma interna con unaccuratezza assoluta radiometrica minore del 20% e relativa dell1%. Determiner le propriet termiche della polvere. Identificher e mapper lemissione molecolare forte nel vicino UV e nel visibile includendo il principale prodotto della dissociazione dellacqua OH a 0,28 mm e 0 , 3 1 mm , g l i i o n i C N , C 3 , N H , C H e C O + , e i r a d i c a l i n e u t r i C N e C 2 . C o n u n a r i s o l u z i o n e s p a z i a l e d i 2 5 0 m r a d / p x e u n a m o d e r a t a r i s o l u z i o n e s p e t t r a l e d i 5 0 0 , l e g h e r l e v o l u z i o n e d e i r a d i c a l i c o n l e l o r o m o l e c o l e g e n i t r i c i . S i a s s o c e r a n n o i r i s u l t a t i di queste misurazioni con le osservazioni telescopiche a Terra. Mapper la composizione dei jet di polvere e gas nella chioma, e li correler con la composizione mineralogica e la morfologia spaziale delle regioni attive della superficie del nucleo.
VIRTIS-H Scienza del nucleo e della chioma: con un rapporto segnale/rumore S/N >100 e un potere risolutivo maggiore di 1000, determiner la composizione dei ghiacci sulla superficie del nucleo, risolvendo le bande di assorbimento delle molecole condensate tra 2 e 3 micron. Nella banda tra 2 e 5 micron, identificher le molecole nel gas e misurer la temperatura rotazionale. Con un potere risolutivo di 1500 a 3,5 micron, rilever lemissione di idrocarburi nella banda dei 3 e 4 micron. Determiner la composizione dei grani di polvere nella chioma osservando le caratteristiche di emissione nelle bande fondamentali tra 2,5 e 5 micron a meno di 2 U.A.
VIRTIS Scienza degli asteroidi: VIRTIS determiner le propriet globali e locali degli asteroidi. Gli obiettivi perseguibili durante gli incontri con gli asteroidi Otawara e Siwa saranno:
La caratterizzazione della forma dellasteroide e la conoscenza delle sue propriet fisiche: dimensione, forma, polo e periodo rotazionale, e densit.
Lo studio delle caratteristiche morfologiche (propriet locali, distribuzione dei crateri, evidenza di possibile regolite) e della composizione mineralogica (eterogeneit della superficie e struttura dei primi strati).
Lanalisi dellambiente dellasteroide per rilevare la presenza di gas o polveri.
Tabella 2- SEQ Tabella \* ARABIC 3 Requisiti scientifici primari di VIRTIS per la missione Rosetta.
RequisitiVIRTIS-M VISVIRTIS-M IRVIRTIS-HRisoluzione radiometrica S/N>>100>>100>100Accuratezza radiometrica<20 %<20 %<20 %Risoluzione spettrale50-17030-1701000-2000Intervallo spettrale0,25-1,0 mm 1 , 0 - 5 , 0 mm 0 , 2 - 0 , 5 mm M a s s i m a r i s . s p a z i a l e 2 5 0 m r a d / p x 2 5 0 m r a d / p x 1 m r a d / p x R i s o l u z i o n e s p e t t r a l e 0 , 6 mm 3 mm 0 , 6 mm
M I R O ( S . G u l k i s )
I l M i c r o w a v e I n s t r u m e n t f o r t h e R o s e t t a O r b i t e r ( M I R O ) m i s u r e r l a t e m p e r a t u r a n e l n u c l e o e r i l e v e r a l c u n i g a s importanti nella chioma. MIRO osserver nelle bande del millimetrico e submillimetrico da 0,5 a 1,3 mm (236-562 GHz), e sar capace di osservare aree sul nucleo della cometa larghe circa 5 metri ad una distanza dal nucleo di due chilometri. Da questi dati si potr risalire immediatamente alla temperatura degli strati sotto la superficie a profondit fino a 2 cm e oltre. Misurer anche la presenza del vapore acqueo, del CO e altri gas in prossimit della cometa. Queste misurazioni permetteranno di stimare lo spessore del ghiaccio e del mantello di polveri che ricoprono il nucleo, di studiare come il materiale sublima, e di studiare la formazione del gas e della chioma di polveri. MIRO mostrer anche lo stato cinetico del gas, indicando come esso interagisce con lambiente circostante.
MIRO costituito da telescopio per microonde, da un ricevitore a doppia frequenza eterodina, e da un mappatore nellinfrarosso termico.
Analisi composizionale
ROSINA (H. Balsiger)
ROSINA lacronimo di Rosetta Orbiter Spectrometer for Ion and Neutral Analysis, quindi si tratta di uno spettrometro di massa per la rilevazione di ioni e atomi neutri. Per raggiungere gli obiettivi che la missione Rosetta si prefissa, stato costruito questo strumento con capacit molto elevate e innovative: un intervallo di massa molto largo da 1 amu a pi di 300 amu, una elevata risoluzione di massa capace di distinguere il CO dallN2 e 13C da 12CH, un intervallo dinamico largo e unalta sensibilit, e la capacit di determinare le temperature e le velocit del gas cometario e del flusso di ioni. I principali obiettivi scientifici di ROSINA sono:
Determinare la composizione complessiva molecolare, elementale e isotopica, e il carattere fisico, chimico e morfologico del nucleo cometario.
Determinare i processi che generano latmosfera di polveri e la ionosfera, e determinare la loro dinamica in funzione del tempo e della posizione eliocentrica e cometocentrica.
Ricercare le possibili emissioni di gas sugli asteroidi e stabilire se e quale relazione esiste tra gli asteroidi e le comete.
ROSINA composta da tre diversi sensori, ognuno ottimizzato per il proprio compito, ma allo stesso tempo complementari tra di loro: DFMS, RTOF e COPS.
DFMS - Double Focusing Magnetic mass Spectrometer: si tratta di uno spettrometro ad alta risoluzione di massa (m/ Dm > 3 0 0 0 a d u n a l t e z z a d e l p i c c o d e l l 1 % ) , c o n u n v a s t o i n t e r v a l l o d i n a m i c o e u n a b u o n a s e n s i b i l i t . P o s s i e d e d u e m o d i o p e r a t i v i : i l m o d o g a s p e r l a n a l i s i d e l g a s c o m e t a r i o e i l m o d o i o n e p e r l a m i s u r a d e g l i i o n i .
R T O F - R e f l e c t r o n T i m e o f F l i g h t : u n o s t rumento progettato a complemento del DFMS, estendendo lintervallo di massa e aumentando la sensibilit dellintero insieme di strumenti. Gli strumenti Time of Flight (TOF) hanno il grande vantaggio di registrare lintero spettro di massa in una volta sola, senza il bisogno di utilizzare una fenditura per selezionare. possibile, cos, rilevare una gran quantit di ioni prodotti, fin oltre il 60%. Un altro vantaggio nellutilizzo dei TOF sta nel semplice progetto meccanico e nella semplice operativit. Uno strumento di tipo RTOF gi stato utilizzato con successo durante la missione GIOTTO. LRTOF di ROSINA include due sistemi di rivelatori-sorgente, uno per gli ioni cometari, laltro per gli atomi neutri della cometa in una singola struttura.
COPS - COmet Pressure Sensor: Questo strumento consiste di due sensori dedicati alla misurazione dei parametri del gas neutro attorno alla cometa, soprattutto della densit totale e del flusso radiale. Il primo indicatore un tipico indicatore di pressione, che fornisce la misura diretta della densit totale ntot (o la pressione) attorno alla cometa. Questo parametro estremamente importante per la salvaguardia degli strumenti di Rosetta, infatti in certe fasi dellavvicinamento alla cometa i sensori di tali strumenti potrebbero risentire di pressioni maggiori di 10-5mbar. Inoltre, la conoscenza della densit totale nei vari punti della chioma interna sar utile per la modellizzazione dellatmosfera.
Il secondo sensore una camera di equilibrio di forma sferica, contenente un indicatore di pressione rivolto verso la cometa, che misurer, cos, la pressione ram, cio il flusso molecolare proveniente dalla cometa.
COSIMA (J. Kissel)
Il COmetary Secondary Ion Mass Analyzer (COSIMA) si occuper dello studio della composizione chimica della cometa, in particolare:
La composizione elementale ed isotopica degli elementi chiave nelle particelle solide cometarie;
Gli stati chimici delle particelle;
La variazione della composizione chimica e isotopica tra le singole particelle;
La variabilit di composizione tra differenti comete confrontando i risultati ottenuti dalla cometa Halley;
La presenza di componenti organici che non sono associati ad una fase rocciosa;
La composizione molecolare delle particelle solide nelle varie fasi.
I dati raccolti da COSIMA aiuteranno a confrontare la composizione delle particelle solide con la composizione elementale e isotopica dellatmosfera neutra e ionizzata della cometa.
Il sensore di COSIMA consiste di uno spettrometro ionico di massa secon d a r i o d i t i p o T i m e o f F l i g h t ( T O F - S I M S ) , e d u n c a n n o n e a i o n i . L a r i s o l u z i o n e m / Dm d i T O F - S I M S a r r i v a f i n o a 2 0 0 0 .
M I D A S ( W . R i e d l e r )
L e s p e r i m e n t o d i M I D A S ( M i c r o - I m a g i n g D u s t A n a l y s i s S y s t e m ) r i v o l t o a l l a n a l i s i m i c r o s t r u t t u r a l e e s t a t i s t i c a d e l l e p a rticelle di polvere della cometa. Questo strumento basato su una tecnica di microscopia a livello di forze atomiche, ed il primo, con tale tecnica, usato per le attivit spaziali. Progettato per studiare le microparticelle di polvere acquisite nellambiente cometario, senza tener conto di forma e conduttivit elettrica, MIDAS rilascer immagini del materiale raccolto per ottenere i parametri statistici del flusso di polvere e immagini delle singole particelle di polvere.
Sebbene linterno del nucleo della cometa sia rimasto inalterato fin dalla formazione, lo stesso non si pu dire per gli strati superficiali. Infatti, questi strati, che saranno anche quelli su cui indagher Rosetta, sono stati modificati nel tempo dalla radiazione, dal riscaldamento e dalle collisioni nella nube di Oort, dalla perdita iniziale degli elementi estremamente volatili durante il primo passaggio allinterno del Sistema Solare, dal cambiamento della porosit e delle propriet termiche del nucleo, dai processi che rimuovono il materiale dal nucleo come i getti nella fase attiva, e, infine, dalle interazioni della chioma con le attivit solari. Simulazioni di comportamento del materiale cometario hanno dimostrato che lirradiazione di un miscuglio di ghiaccio e grani minerali produce un mantello di polvere sulla superficie, che consiste di materiale a bassa densit composto da particelle di polvere di varia porosit. Le informazioni, derivanti dalle stratificazioni, sono indispensabili per chiarire le relazioni tra i costituenti la p o l v e r e . I p r i n c i p a l i r i s u l t a t i s a r a n n o l a d e t e r m i n a z i o n e d e l l e d i m e n s i o n i e d e l l e s t r a t i f i c a z i o n i d e l l e p a r t i c e l l e c o m e t a r i e e d e i l o r o a g g r e g a t i n e l l i n t e r v a l l o t r a 4 n m e 5 mm . L e i n f o r m a z i o n i c h e s i o t t e r r a n n o s e r v i r a n n o a d e t e r m i n a r e d a l l a f o r m a , s e la particella stata fusa o se un frammento di un precursore policristallino, quindi, se stata fusa, a determinare la velocit del raffreddamento della struttura cristallina. Si potr stabilire la porosit della particella e quindi la presenza in essa di elementi volatili e se la particella ha subito un metamorfismo termico nello stato solido. Si determiner la dimensione e la coesione degli aggregati di polvere. Si riuscir a stabilire se la distribuzione interstellare si mantenuta anche nelle particelle cometarie, il tipo di processi che hanno modificato la polvere interstellare e se siano presenti dei grandi cristalli.
Il meccanismo che alla base di MIDAS e di tutti gli strumenti similari, una opportuna punta che analizza la superficie del campione e che per ci risente dellinterazione con la materia che incontra. Il genere di interazione dipende dalla natura della punta ed basata principalmente sulleffetto tunnel dellelettrone, e sulle forze elettromagnetostatiche o meccaniche, compresa lattrito. Allo scopo di rilevare le diverse topologie e le propriet del materiale delle particelle di polvere cometaria con una risoluzione nanometrica, stato scelto per MIDAS uno strumento di tipo AFM (Atomic Force Microscope) capace di osservare la superficie di materiali conduttivi e non con altissima risoluzione. Tale strumento misura la deflessione di unasta a cui attaccata la punta rivelatrice. MIDAS impiegher delle innovative travi piezo-resistenti che potranno rilevare la loro deflessione elettricamente, senza il bisogno di ulteriori sensori.
MODULUS/Berenice (C. Pillinger)
Questo un esperimento rivolto a misurare ad alta precisione i rapporti isotopici degli elementi leggeri del materiale della cometa. I principali rapporti isotopici di interesse per MODULUS sono 18O/16O, 17O/16O, 13C/12C, 15N/14N, e D/H.
Ci sono due particolari aspetti che distinguono MODULUS dagli altri esperimenti similari. Il primo dovuto al fatto che gli elementi di interesse sono convertiti in gas specifici per lanalisi, cio O2 per lossigeno, CO2 per il carbonio e per lossigeno, N2 per lazoto, e CH4 o HF per lidrogeno.
Il secondo aspetto riguarda la calibrazione che viene svolta in situ usando gas di riferimento di nota composizione isotopica. Il vantaggio di tale tipo di calibrazione risulta nellalto livello di precisione.
Lintero strumento peser meno di 3 kg e richieder una potenza totale minore di 5 W.
MODULUS si divide in due varianti, una situata sul Lander (Ptolemy), laltra sullOrbiter (Berenice).
Studio dellambiente del plasma cometario e dellinterazione del vento solare con la cometa
RPC (R. Bostrm, J. Burch, K-H Glassmeier, R. Lundin, J. G. Trotignon)
Il Rosetta Plasma Consortium ha il compito di progettare e costruire gli strumenti per lo studio dei plasma e dei campi attorno alla cometa. Si occuper in particolare dello studio delle propriet fisiche del nucleo, della struttura, dinamica e aeronomia della chioma interna, dello sviluppo dellattivit cometaria, dellinterazione con il vento solare, della formazione ed evoluzione della coda di plasma, e dellinterazione del vento solare con gli asteroidi. LRPC costituito principalmente da cinque strumenti:
Il LAP (LAngmuir Probe) si occuper della misurazione della densit del plasma, della temperatura e del potenziale della sonda. LAP costituito da due sonde di Langmuir di forma sferica separate da alcuni metri, che consentiranno di misurare il flusso del plasma e i campi elettrici sotto i 10 kHz;
LIES (Ion and Electron Sensor) misurer ioni ed elettroni da 1 eV a 30 keV con una risoluzione angolare di 5x22,5 gradi. IES fornir dati sul vento solare e sul plasma della cometa;
ICA (Ion Composition Analyzer) determiner lenergia e la direzione del vento solare e degli ioni cometari, e separer le specie ioniche misurando il rapporto carica/massa;
MAG un magnetometro che misurer il campo magnetico in 3D attorno alla cometa con una precisione di 30 pT fino a 50 volte al secondo.
Il MIP (Mutual Impedance Probe), come il LAP, ma in un modo indipendente, misurer la densit, la temperatura e la direzione della velocit del plasma, e inoltre si comporter come ricevitore per le onde ad alta frequenza (oltre i 10 kHz).
RSI (M. Ptzold)
Il Radio Science Investigation (RSI) un esperimento che si prefigge di utilizzare le tecniche di trasmissione e ricezione radio per ottenere informazioni sulla fisica della cometa. La scienza radio si occupa in primo luogo di trasmettere i comandi dalle radioantenne a Terra alla sonda, la quale ritrasmette dati scientifici e di controllo della missione. Inoltre, si ottengono importanti informazioni sulla distanza e sulla velocit della sonda rispetto alla Terra.
In genere le comunicazioni con le sonde spaziali avvengono in tal modo: i comandi vengono inviati tramite una modulante ad alta frequenza, originata da un maser ad idrogeno o cesio da una stazione terrestre. La sonda riceve il segnale che viene demodulato ed usa la frequenza ricevuta come riferimento per quella di invio. La frequenza della trasmissione a Terra deve essere differente da quella di ricezione, precisamente deve essere spostata leggermente (p.e. da 2,3 GHz a 2,1 GHz) oppure spostata ad unaltra banda (p.e. da 2,3 GHz a 8,9 GHz). Per misurazioni ad alta precisione sono richieste due bande in trasmissione simultanea: la S e la X. Il segnale ricevuto a Terra soggetto a due effetti:
Spostamento Doppler - Il moto relativo della sonda rispetto alla Terra genera il classico spostamento delle frequenze per effetto Doppler. Bench la sonda viaggi a velo c i t t i p i c h e d e l l o r d i n e d i a l c u n e d e c i n e d i k m / s , l a t e c n i c a d i m i s u r a z i o n e d e l l a v e l o c i t t r a m i t e e f f e t t o D o p p l e r r a g g i u n g e u n a p r e c i s i o n e d i q u a s i 5 0 mm / s .
S p o s t a m e n t o d i f r e q u e n z a d a l p l a s m a - L a f r e q u e n z a d i u n o n d a r a d i o c h e s i e s p a n d e a t t r a v e r s o u n gas ionizzato (plasma) ridotta di una quantit proporzionale alla derivata della densit della colonna di spazio tra la sonda e la Terra.
Utilizzando due bande di ricezione, la S e la X, si riescono a discriminare i due effetti. Si possono, inoltre, ottenere informazioni sullaccelerazione subita dalla sonda e quindi determinare le forze in gioco come la gravit del Sole, dei pianeti e della cometa, la pressione di radiazione, la decelerazione dovuta a collisioni con i getti di gas e con la polvere, e, al limite, le onde gravitazionali. Ulteriori informazioni sulla struttura interna della cometa si possono ottenere dai segnali radio durante le occultazioni della sonda da parte del nucleo cometario. Esperimenti radar bistatici, ottenuti in pratica puntando lantenna ad alto guadagno verso la cometa, potrebbero dare informazioni sulla superficie del nucleo, ma la pericolosit della manovra rende improbabile la sua attuazione. Gli obiettivi scientifici primari di RSI, ottenibili anche confrontando i dati di altri esperimenti, in particolare OSIRIS sono:
Massa e densit della cometa;
Coefficienti del campo gravitazionale cometario;
Momenti dinerzia e stato rotazionale;
Orbita e propriet termiche del nucleo;
Massa e densit degli asteroidi;
Forma, dimensione e struttura interna del nucleo;
Costante dielettrica e rugosit della superficie;
Distribuzione delle particelle nella chioma di dimensioni dal millimetro al decimetro;
Contenuto di plasma nella chioma interna;
Flusso del gas e della polvere.
Sebbene si discostino dagli scopi prioritari di Rosetta, sono state proposte delle osservazioni della corona solare e una ricerca di radiazione gravitazionale, che sono in ogni caso degli obiettivi di notevole importanza scientifica.
Flusso e distribuzione di massa delle polveri e struttura su larga scala del nucleo
GIADA (E. Bussoletti)
GIADA (Grain Impact Analyser and Dust Accumulator) un esperimento dedicato allo studio dellevoluzione del flusso di polvere cometaria e delle propriet dinamiche dei grani. Esso uno strumento multisensore. capace di rilevare il passaggio di grani dalle misurazioni dello scattering di una luce laser (GDS), di determinare il momento della particella attraverso un trasformatore piezoelettrico (IS) ed il flusso di massa per mezzo di cinque micro-bilance al quarzo ad altissima sensibilit.
Sar capace di determinare la distribuzione delle velocit e la distribuzione in massa dei grani di polvere a varie distanze dal nucleo. Sar in grado di discriminare i grani realmente refrattari da quelli misti (refrattari-ghiaccio), e sar in grado per la prima volta di distinguere i grani diretti, cio quelli provenienti direttamente dal nucleo, da quelli riflessi, cio quelli che hanno interagito con la radiazione solare e che provengono dalla direzione del Sole. Combinando i dati ottenuti dagli spettrometri di massa presenti su Rosetta, Giada determiner il rapporto polvere/gas. Giada potr determinare levoluzione temporale a breve termine (meno di un giorno) della produzione e distribuzione delle polveri.
I dati ottenuti da Giada saranno complementari a quelli ottenuti dalle immagini ottiche (OSIRIS) e infrarosse (VIRTIS) per comprendere la struttura della chioma di polveri della cometa. Infine, Giada sar importante per la salvaguardia degli strumenti della missione monitorando il deposito di polveri su di essi.
CONSERT (W. Kofman)
CONSERT lacronimo di Comet Nucleus Sounding Experiment by Radiowave Transmission e perseguir i seguenti obiettivi:
Esplorare linterno del nucleo;
Determinare la permittivit media per identificare le propriet elettriche;
Classificare il materiale del nucleo dallassorbimento medio;
Cercare irregolarit o piccole strutture;
Identificare le interfacce interne;
Determinare la dimensione di possibili cometesimi.Capitolo
OSIRIS
Introduzione
OSIRIS fa parte di quel gruppo di esperimenti di Rosetta denominato Remote Sensing. Infatti, OSIRIS lacronimo di Optical, Spectroscopic, and Infrared Remote Imaging System, legato alla mitologia e religione egizia. Se, infatti, il nome della missione Rosetta si rif alla famosa stele egiziana, OSIRIS legato al nome della divinit egizia il cui simbolo geroglifico locchio onniveggente (Keller e al.,1995, Thomas e al, 1998).
OSIRIS un sistema di acquisizione di immagini altamente versatile e si occuper di studiare in dettaglio i processi fisici e chimici che intervengono nel nucleo e nelle sue vicinanze, al fine di ottenere utili informazioni sulla formazione ed evoluzione delle comete e del Sistema Solare. Per fare ci OSIRIS dovr effettuare una topografia dettagliata del nucleo, caratterizzare leterogeneit dei costituenti, analizzare la morfologia, la variet dei ghiacci e dei materiali refrattari, e quantificare la sublimazione e lerosione. Queste propriet forniranno la prova sulla natura dei processi di accrezione nel disco protoplanetario, sulle condizioni fisiche e chimiche in cui avvennero tali processi, e sulla relazione tra il materiale interstellare e la composizione del disco.
Si richiedono da OSIRIS notevoli capacit di acquisizione di immagini combinate con un largo campo di vista e con una alta risoluzione, affinch si possano scoprire e osservare i processi altamente dinamici della superficie del nucleo.
Figura 3- SEQ Figura \* ARABIC 2 Posizione di OSIRIS su Rosetta
Figura 3- SEQ Figura \* ARABIC 3 Posizione di WAC, NAC e della scatola elettronica su Rosetta
OSIRIS costituita da due telescopi: la Narrow Angle Camera (NAC) e la Wide Angle Camera (WAC), ed ununica scatola elettronica per la lettura dei due CCD, lanalisi, la compressione e la trasmissione dei dati.
La Narrow Angle Camera (NAC) si occuper della fisica e della chimica dei processi di sublimazione attraverso i filtri nellUV, nel visibile e nel vicino IR, e osserver direttamente lerosione ad una scala di 5 cm per pixel entro un campo di vista (FoV) di pi di 100x100 m2 alla distanza di 2,5 km dalla superficie. Si pensi che la sonda Giotto, durante il flyby con P/Halley, aveva una risoluzione spaziale maggiore di 50 m per pixel.
La Wide Angle Camera (WAC), la camera a grande campo, permetter di studiare la dinamica del gas e della polvere nel suo insieme in prossimit del nucleo. Alla stessa distanza dal nucleo di 2,5 km, la WAC possiede una risoluzione spaziale di 25 cm per pixel e un campo di vista di 500x500 m2. Per studiare le polveri e il gas vicino al brillante nucleo cometario, la WAC ha unottica capace di alto contrasto, e un efficiente dispositivo di schermo (baffle) contro la luce diffusa da sorgenti fuori campo (Sole, strutture del satellite) e in campo (nucleo cometa).
Obiettivi scientifici di OSIRIS
Misure dirette del nucleo
Posizione e dimensione del nucleo. Il primo obiettivo di OSIRIS la identificazione e determinazione della posizione della cometa tramite triangolazione. Alla distanza di 106 km il nucleo dovrebbe avere una magnitudine visuale mv=10. Ci sono circa una decina di stelle per grado quadrato di decima magnitudine (Allen, 1976), pertanto una serie di immagini permetter facilmente la determinaz i o n e d e l l a p o s i z i o n e . L a d e t e r m i n a z i o n e d e l l a f o r m a e d e l l a d i m e n s i o n e i n i z i e r p r i m a d e l l a f a s e d i m a p p a t u r a , q u a n d o R o s e t t a s i t r o v e r a c i r c a 1 0 3 - 1 0 4 k m d a l n u c l e o . A q u e s t a d i s t a n z a , c o n l a s c a l a N A C d i 20 mr a d p x - 1 , s i r i u s c i r a d e t e r m i n a r e i l r a ggio meglio del 10 % e una stima della massa con la precisione di un fattore 2.
Stato rotazionale. Un altro obiettivo primario di OSIRIS sar la determinazione delle propriet rotazionali basilari, quindi i periodi di rotazione lungo i tre assi principali, il vettore momento angolare totale (L), il cambiamento del vettore di rotazione totale e le caratteristiche di eventuali comportamenti precessionali. Questi dati permetteranno di conoscere il grado di disomogeneit nel nucleo. Il monitoraggio delle propriet rotazionali durante tutta la missione permetter di conoscere gli effetti sullevoluzione secolare delle coppie causate dallattivit dei getti, e queste a loro volta forniranno ancora informazioni sulla struttura interna del nucleo. Conoscendo quindi la struttura della cometa, si potranno fare delle congetture sulle dimensioni dei planetesimi primordiali. Per ottenere informazioni sufficienti per determinare la forma e lo stato rotazionale del nucleo, bisogner che OSIRIS sia attivo a partire da 5x103 km dal nucleo, quando avr una risoluzione di almeno 100 m px-1.
Forma, volume e densit. Come risultato dallanalisi dei dati pervenuti dalla missione Giotto sulla P/Halley, il nucleo di una cometa si presenta molto irregolare su tutte le scale in conseguenza della craterizzazione, della fuoriuscita del gas e della sublimazione non uniforme. Capire se questa irregolarit era presente fin dalla formazione o se essa il risultato di una evoluzione, uno degli obiettivi di OSIRIS. Per creare un modello il pi attendibile possibile sono state sviluppate delle tecniche alla Cornell University (Simonelli e al. 1993), utilizzate anche per lo studio delle lune di Marte e per le osservazioni degli asteroidi Ida e Gaspra della sonda Galileo, che permetteranno una visione stereoscopica del nucleo, sebbene le ottiche di OSIRIS non siano di per s stereografiche. Sar possibile, per, almeno in alcune fasi, ottenere immagini simultanee con la WAC e la NAC, i cui centri di vista distano tra loro circa 60 cm. Una volta conosciuta la forma del nucleo, si potranno formulare delle ipotesi sui campi gravitazionali superficiali e sui momenti dinerzia.
Formazione del nucleo e topografia superficiale. La teoria della formazione delle comete attualmente in auge afferma che questi corpi sono costituiti da dei "building blocks" di varie. Questi "building blocks" sono oggetti eterogenei formati da polveri interstellari e interplanetarie e da ghiacci, che rappresentano il materiale che costituiva il disco protoplanetario primordiale. Unanalisi della struttura del nucleo cometario e dei suoi costituenti potr fornire informazioni sui processi di accrescimento nelle fasi primordiali del nostro Sistema Solare, poich si presume che il materiale cometario sia rimasto pressoch inalterato.
Mineralogia, ghiacci superficiali ed elementi organici. Lanalisi fotometrica a varie bande del nucleo permetter una maggiore conoscenza della costituzione mineralogica e delle sostanze organiche. Si potr anche conoscere meglio il meccanismo di forma z i o n e d e g l i e l e m e n t i v o l a t i l i d a l l e m o l e c o l e g e n i t r i c i .
F o t o m e t r i a s u p e r f i c i a l e . U t i l i z z a n d o l a l e g g e f o t o m e t r i c a d i s c a t t e r i n g d i H a p k e :
E M B E D E q u a t i o n . 3
d o v e a l a n g o l o d i f a s e , S ( a, h ) l a f u n z i o n e d i s h a d o w i n g , P ( a, g ) l a f u n z i o n e d i s c a t t e r i n g d e l l a s i n g o l a p a r t i c e l l a , m= c o s ( e), m0= c o s ( i ) , w l a l b e d o d e l l a s i n g o l a p a r t i c e l l a e h u n p a r a m e t r o d i c o m p a t t a z i o n e c o r r e l a t o a l l a p o r o s i t d e l l a s u p e r f i c i e , s i p o t r a n n o a v e r e i n f o r m a z i o n i s u l l a r u g o s i t d e l l a s u p e r f i c i e c o m e t a r i a . L e i m m a g i n i a i u t e ranno anche a scegliere il sito opportuno per fare atterrare il Lander di Rosetta.
Regioni attive e inattive. OSIRIS permetter di studiare levoluzione delle regioni attive e il loro legame con quelle inattive, di comprendere il meccanismo di attenuazione e sviluppo dellattivit di emissione. Si potr conoscere il legame tra il materiale refrattario e volatile nellattivit di emissione, e a che livello interviene la sublimazione delle particelle. Si studier il cambiamento dellattivit durante il ciclo diurno e si cercher di comprendere il fenomeno di improvvisi outburst ovvero di cambiamenti rapidi di luminosit della cometa. Si determiner la velocit della perdita di massa.
Forze non gravitazionali. Le forze causate dalla fuoriuscita di gas e di materia sono capaci di spostare la posizione del nucleo dallorbita kepleriana di circa 4x105 km tra lafelio e il perielio. Le misure della posizione di Rosetta, unite alle immagini fornite da OSIRIS, saranno in grado di determinare tali forze.
Craterizzazione della superficie. Lo studio della distribuzione dei crateri sulla superficie del nucleo fornir informazioni sulla storia della superficie e sulle sue caratteristiche fisiche.
Osservazione dellimpatto del Lander. OSIRIS sar forse in grado di osservare limpatto del Lander sulla superficie cometaria e il possibile innalzamento di polvere.
Polvere vicina al nucleo
Velocit di produzione di polvere e distribuzione spaziale. Lutilizzo di tecniche tomografiche permetter la ricostruzione della distribuzione spaziale dei flussi di polveri. OSIRIS permetter di determinare le propriet ottiche delle polveri di diversa natura e dimensione e di individuare le regioni ove avviene laccelerazione e la frammentazione delle polveri emesse.
Individuazione dellemissione al rendezvous. OSIRIS cercher di rilevare le prime emissioni di polvere durante le prime fasi del rendezvous. La difficolt maggiore sar la rapida crescita del rilascio di polveri al diminuire della distanza dal Sole, che va come Rh-4,9 (Rh la distanza eliocentrica). A 3,25 U.A. dal Sole si stima che il rapporto tra lintensit della polvere e lintensit della superficie del nucleo (Id/Is) dellordine di 4x10-4, e questo implica la necessit di un intervallo dinamico per le camere di almeno 2000. Di qui, inoltre, la necessit di proteggere le camere dai riflessi spuri e dalla luce diffusa.
Evoluzione temporale. OSIRIS monitorer levoluzione della produzione di polveri sia su larga scala, cio al variare della distanza eliocentrica, sia su corta scala, cio per variazioni diurne oppure a cortissimo termine dellordine dei minuti.
Particelle in orbite gravitazionalmente legate. Particelle espulse dalla cometa a bassa velocit possono rimanere gravitazionalmente legate ad essa. Il compito di OSIRIS sar di verificare le caratteristiche di tali particelle e delle loro orbite.
Eclissi. Esperimenti durante le fasi di eclissi permetteranno ad OSIRIS di ottenere informazioni sulla distribuzione e sulla dimensione delle particelle nella parte pi interna della chioma.
Emissioni di gas e ioni
Osservazione delle molecole genitrici. Mentre gli spettrometri di massa a bordo di Rosetta saranno in grado di determinare con precisione le abbondanze delle specie in un particolare punto della chioma, OSIRIS fornir una visione globale delle abbondanze del materiale rilasciato dal nucleo. Si indagher sui processi di eccitazione del gas, come la fluorescenza dalla luce solare o leccitazione collisionale o la fluorescenza dallemissione termica del nucleo e della polvere, responsabili dellemissione di fotoni, da cui si potr risalire allo stato termodinamico della chioma.
Distribuzione delle sorgenti dei volatili. Oltre al rilascio diretto del gas dalla superficie del nucleo, anche i grani presenti nella chioma cometaria intervengono nella produzione dei volatili tramite sublimazione. I profili radiali delle varie molecole genitrici e le immagini del continuo dei grani presenti nella chioma, ottenuti da OSIRIS, permetteranno di ottenere una visione globale dei fenomeni di sublimazione dei ghiacci che intervengono nella cometa.
Emissione a grande distanza eliocentrica. Quando la cometa si trova a grandi distanze dal Sole, dove il flusso energetico solare necessario per la fluorescenza minimo, si potranno fare delle misurazioni di assorbimento, utilizzando una stella molto luminosa del background o la luce del Sole riflessa dalla polvere o dal nucleo.
I flyby sugli asteroidi
Durante la crociera della sonda Rosetta per raggiungere la cometa P/Wirtanen, saranno effettuati due flyby di altrettanti asteroidi: Otawara e Siwa. Il criterio di scelta di questi due asteroidi stato determinato dallobiettivo primario della missione: indagare sullorigine del Sistema Solare. Quindi in seguito a considerazioni dinamiche e di costi energetici di missione, si sono scelti questi due asteroidi: Siwa che sembra appartenere alla classe C, costituita da oggetti abbastanza primitivi composti da materiale organico, silicati idrati e silicati opachi (ferro, magnetite...), e Otawara appartenente alla classe S (o forse V) costituita da oggetti pi evoluti dei C e ricchi di pirosseni e forse olivine.
Gli obiettivi scientifici principali di OSIRIS durante losservazione dei due asteroidi Otawara e Siwa sono:
Propriet di volume. OSIRIS si occuper della determinazione delle dimensioni, della forma e della densit dei due asteroidi. Alla distanza minima prevista dellordine dei 1000 km dalla superficie la NAC potr raggiungere una risoluzione di decine di m px-1, mentre la WAC arriver fino ad oltre 100 m px-1. I migliori risultati in queste misurazioni si otterranno se le due camere di OSIRIS potranno osservare gli oggetti per una frazione considerevole del loro periodo di rotazione. Questo ha suggerito di programmare le osservazioni degli oggetti a partire da almeno 105 km.
Stato rotazionale. Generalmente lo stato rotazionale degli asteroidi (periodo di rotazione e orientazione del polo) pu essere determinato da osservazioni fotometriche da Terra. Tuttavia, le osservazioni in situ possono confermare senza ambiguit i valori che gi si conoscono o dare informazioni nuove. Le osservazioni a Terra sono utili soprattutto per ottimizzare la traiettoria di avvicinamento alloggetto in modo da poter osservare la maggior frazione possibile della superficie. Nel caso specifico, di Siwa si presume un periodo di rotazione di circa 18,5 ore (Lagerkvist e al. 1992), mentre di Otawara allo stato attuale non stato ancora determinato il periodo di rotazione.
Colore, mineralogia e omogeneit. Filtri differenti potranno essere utilizzati per studiare i processi endogeni sulla superficie dellasteroide: riscaldamento, metamorfismo, differenziazione magmatica, fusione ed alterazione acquosa.
Struttura superficiale. Lanalisi statistica dei crateri dimpatto sulla superficie degli asteroidi sar importante per la determinazione dellet degli oggetti in questione, e per la teoria dellevoluzione del Sistema Solare. Sar possibile distinguere con osservazioni nellIR la composizione del corpo originario dalla composizione del corpo dimpatto.
Satelliti di Asteroidi. Si conosce sinora un piccolo numero di asteroidi doppi ((3671) Dionysus, (4179) Toutatis, (4769) Castalia, 1994 AW1, 1991 VH, 1996 FG3,). Largomento ha avuto un nuovo sviluppo dopo la scoperta di Dactyl, probabile satellite dellasteroide Ida, effettuata dalla sonda Galileo. Ci si rivolti allo studio della possibilit che possano esserci dei corpi gravitazionalmente legati ad un asteroide. Studi teorici e simulazioni numeriche avevano gi previsto da diverso tempo la possibilit dellesistenza di molti sistemi binari. Tale scoperta ha suscitato linteresse per ulteriori conferme di queste teorie. Per il caso di Otawara e Siwa si pu affermare che corpi che distano alcune centinaia di raggi asteroidali possiedono orbite stabili (comunicazioni personali da Marzari F.).A tal proposito sono stati compiuti dei calcoli pi precisi in seguito. Linteresse di OSIRIS sar quindi rivolto anche alla ricerca di possibili satelliti di Otawara e Siwa.
Tabella 3 SEQ T a b e l l a \ * A R A B I C \ s 1 1 - C a r a t t e r i s t i c h e g e n e r a l i d e l l a N A C e d e l l a W A C
N A C W A C U n i t d i m i s u r a D i s e g n o o t t i c o 3 s p e c c h i f u o r i a s s e 2 s p e c c h i f u o r i a s s e D i m e n . P i x e l 1 3 , 5 1 3 , 5 mm M a t r i c e C C D 2 0 4 8 x 2 0 4 8 2 0 4 8 x 2 0 4 8 p x x p x L u n g h e z z a f o c a l e 7 0 0 1 4 0 m m R a p p o r t o f o c a l e f / 8 f / 5 , 6 R i s o l u z i o n e 2 0 1 0 0 mr a d p x - 1 C a m p o d i v i s t a 2 , 3 5 x 2 , 3 5 1 2 , 0 0 x 1 2 , 0 5 g r a d i x g r a d i F u o c o 1 - i n f . 1 - i n f . k m I n t e r v a l l o d i n a m i c o 1 4 1 4 b i t F i l t r i 1 4 1 4 I n t e r v a l l o s p e t t r a l e 2 5 0 - 1 0 0 0 2 3 0 - 8 0 0 n m F r a m i n g r a t e 3 , 5 3 , 5 s x i m m a g i n e
L a N a r r o w A n g l e C a m e r a ( N A C )
L a N A C l a c a m e r a d i O S I R I S a d a l t a r i s o l u z i o n e s p a z i a l e ( 2 0 mr a d p x - 1 ) e d c o s t r u i t a i n F r a n c i a d a l L a b o r a t o i r e d A s t r o n o m i e S p a t i a l e ( L A S e M A T R A ) .
Q u e s t a c a m e r a a p p a r t i e n e a l l a f a m i g l i a d e i t e l e s c o p i a t r e s p e cchi anastigmatici (TMA). Infatti, la NAC costituita da uno specchio primario concavo iperbolico, da un secondario convesso parabolico e da un terziario concavo sferico. Il sistema ottico possiede due ruote portafiltri ognuna delle quali possiede 8 posizioni diverse. Per ogni ruota portafiltri sono a disposizione 7 filtri diversi, mentre una posizione resta vuota per permettere lutilizzo dei filtri dellaltra ruota. Quindi in totale la NAC pu utilizzare 14 filtri diversi, di cui di seguito (Tab.3-2) veng o n o e l e n c a t e l e s p e c i f i c h e ( B a r b i e r i , 1 9 9 9 ) .
T a b e l l a 3 2 - F i l t r i d e l l a N A C
N o m e l
(n m ) Dl
( n m ) T r a s m i s s i o n e
% O b i e t t i v o O p e n 1 0 0 P a s s a g g i o d e l l a l u c e a t t r a v e r s o l a r u o t a 1 O p e n 1 0 0 P a s s a g g i o d e l l a l u c e a t t r a v e r s o l a r u o t a 2 N e u t r a l 2 F i l t r o d i densit neutro al 2%Re-focus60025>600>90Lente di re-focus per i passaggi vicino al nucleoFar-UV2705505>50Riflettanza spettrale superficialeNear-UV3595605>50Riflettanza spettrale superficialeBlue4805805>70Riflettanza spettrale superficialeGreen5355605>70Riflettanza spettrale superficialeClear6005060050>90Individuazione del nucleo su banda largaOrange6455945>80Riflettanza spettrale superficiale*Hydra7002203>50Banda di idratazioneRed7405605>70Riflettanza spettrale superficialeOrtho8002405>50OrtopirosseneNear-IR8805605>70Riflettanza spettrale superficialeFe2039302405>50Assorbimento dellolivinaIR9905405>50Riflettanza spettrale nellIR*presente anche nella Halley Multi Camera (HMC) della missione Giotto
Il tempo minimo di apertura dellotturatore della NAC e della WAC di 10 ms, mentre il tempo di lettura tra unesposizione e laltra di 3,5 s e la velocit di lettura di 1,2 Mpx/s.
Il rivelatore della NAC, c o m e q u e l l o d e l l a W A C , c o s t i t u i t o d a u n C h a r g e C o u p l e d D e v i c e ( C C D ) d i 2 0 4 8 x 2 0 4 8 p x 2 , a v e n t e p i x e l q u a d r a t i d i d i m e n s i o n e d i 1 3 , 5 x 1 3 , 5 mm , i n c u i g i u n g e l 8 0 % d e l l e n e r g i a ( E n c i r c l e d E n e r g y E E ) , e u n r u m o r e d i l e t t u r a i n f e r i o r e a i 6 e - . L a t e m p e r a t u r a o p erativa del CCD tra i 160K e i 180K, range di temperatura entro cui si pu pi considerare trascurabile la corrente di dark.
Figura 3- SEQ Figura \* ARABIC 4 Narrow Angle Camera (NAC)
La Wide Angle Camera (WAC)
Introduzione
Le ottiche e la struttura della WAC saranno fornite dal Centro Interdipartimentale Studi e Attivit Spaziali (CISAS) dellUniversit di Padova. Poich si richiedeva alla WAC una forte capacit di contrasto dellimmagine dellordine di 10-4, al fine di rilevare le deboli emissioni della polvere e del gas vicino al terminatore del nucleo della cometa, si dovette abbandonare lidea di utilizzare una camera convenzionale di classe Schwarzchild a due specchi. Si scelta, quindi, una camera con un disegno ottico innovativo, usando specchi concentrici fuoriasse. La versione iniziale di questa configurazione prevedeva una camera a tre specchi (come per la NAC) con un FoV di 18x18 gradi, un rapporto focale di f/3,2, una singola ruota portafiltri con 16 filtri e uno spettroscopio in UV. In seguito, poich era venuta meno la necessit di usare la WAC come camera di navigazione, si decise di restringere il FoV, mentre stato eliminato dal progetto lo spettroscopio UV. La versione definitiva della configurazione della WAC ha, quindi, un FoV di 12x12 e un rapporto focale f/5,6. Dato che il CCD identico a quello NAC, la risoluzione spaziale di 100 mr a d p e r p i x e l . S i s c e l t o l u t i l i z z o d i d u e s p e c c h i f u o r i a s s e : M 1 c o n v e s s o e f o r t e m e n t e a s f e r i c o e M 2 c o n c a v o e s f e r i c o . L a r u o t a p o r t a f i l t r i o r i g i n a r i a s t a t a s o s t i t u i t a d a d u e r u o t e a v e n t i 7 f i l t r i q u a d r a t i p i u n b u c o c i a s c u n a , p e r u n t o t a l e d i 1 4 f i ltri.
Figura 3- SEQ Figura \* ARABIC 5 Wide Angle Camera (WAC)
Le ottiche
Lo specchio primario M1 costituito da una sezione fuoriasse di un ellissoide oblato decentrato rispetto allasse ottico di 43 mm e di forma quadrata di 53x53 mm2. Lo specchio secondario M2 concavo e sferico e di forma circolare (=63 mm) ed decentrato di 5 mm rispetto allasse ottico. Le equazioni dei due specchi sono quelle di sezioni coniche:
EMBED Equation.3
dove abbiamo per M1: 18