Calibrazione a terra dello strumento VIMS-V

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riserva permette, invece, di valutare, in condizioni controllate, quale sia il 
contributo della stray light.  
  Il risultato di questa serie di considerazioni è stata la decisione di utilizzare la 
replica dello strumento in volo per eseguire una serie di prove di laboratorio. Tale 
decisione ha comportato la creazione di un EGSE, per il controllo di VIMS-V, 
utilizzando il software Labview e la realizzazione di un programma, per l’analisi dei 
dati raccolti,  nel linguaggio IDL.  
  Nella Parte I, “La missione Cassini-Huygens e VIMS-V”,  saranno descritti gli 
obiettivi scientifici della missione Cassini-Huygens nelle varie fasi della stessa: gli 
incontri con i pianeti interni, l’incontro con Giove e l’obiettivo finale, Saturno con i 
suoi satelliti. Verrà, inoltre, illustrato il sistema ottico di VIMS-V nonché la 
configurazione meccanica, termica ed elettronica dello strumento.  Infine saranno 
esposte le ragioni che hanno portato alla decisione di eseguire i test di laboratorio 
descritti nel seguito. 
  La Parte II, “L’EGSE e il programma SimVIMS”, è dedicata alla descrizione 
dell’EGSE per il controllo di VIMS-V spare e delle procedure inserite nel 
programma “SimVIMS” per l’analisi dei dati raccolti in laboratorio. 
  La Parte III, “La calibrazione a Terra di VIMS-V”, infine, contiene la descrizione 
dei test svolti in laboratorio ed i risultati scaturiti dall’analisi dei dati relativi a tali 
misurazioni.  
 3
Capitolo 1 
 
 
LA MISSIONE CASSINI - HUYGENS 
 
 
 
 
 
  La navicella NASA denominata Cassini è in viaggio verso il sistema di Saturno, 
che è costituito da un corpo centrale gassoso, Saturno stesso, un complesso sistema 
di satelliti ghiacciati, un grande satellite dotato di atmosfera e forse di un oceano, 
Titano, e dal più grande sistema di anelli presente nel Sistema Solare. 
  Lo scopo della missione è di studiare questo insieme di corpi, caratterizzati da di-
versa composizione e, probabilmente, origine. 
  La Cassini è la prima missione che si metterà in orbita attorno a Saturno e ciò con-
sentirà una osservazione dettagliata di tutto il sistema. 
 
1.1) LA MISSIONE 
 
1.1.1) NASCITA DELLA MISSIONE 
 
  La missione Cassini – Huygens è stata così chiamata in onore di due illustri astro-
nomi che, nel XVII secolo, furono pionieri nell’osservazione del pianeta Saturno. 
L’Orbiter deve il proprio nome a Jean-Dominique Cassini che, nel periodo compre-
so tra il 1671 e il 1684, scoprì i satelliti Iapetus, Rhea, Dione e Thetys e alcune ca-
ratteristiche degli anelli di Saturno, come la “divisione di Cassini”. 
  La sonda che scenderà su Titano porta il nome di Christiaan Huygens, scopritore, 
nel 1655, proprio di Titano, il più grande tra i satelliti di Saturno. 
 4
  Questa missione nasce dalla collaborazione tra la National Aeronautics and Space 
Administration (NASA) e la European Space Agency (ESA), in particolare 
quest’ultima si è occupata di fornire il Probe mentre l’Orbiter è stato realizzato dalla 
NASA. L’Agenzia Spaziale Italiana (ASI) si è occupata di costruire alcuni sottosi-
stemi dell’orbiter e strumenti sia per l’orbiter che per la sonda. 
  L’inizio formale della missione risale al 1982, quando un gruppo di lavoro fu crea-
to dallo Space Science Comittee della European Science Foundation e dalla Space 
Science Board della statunitense National Academy of Science. Lo scopo di tale 
gruppo era quello di studiare le possibili modalità per una collaborazione tra Europa 
e USA nel campo della ricerca planetaria. Solo nel 1990 si arrivò alla selezione de-
gli strumenti che sarebbero stati montati a bordo dell’Orbiter e del Probe. 
    
1.1.2) LE FASI DELLA MISSIONE 
 
  Il 15 ottobre 1997, alle 4:43 (ora della costa est degli Stati Uniti), da Cape Cana-
veral, è avvenuto il decollo del razzo vettore destinato a portare nello spazio la son-
da. Inizialmente la sonda è stata posta in orbita attorno alla Terra; successivamente, 
quando Cassini si trovava nella giusta posizione e nella giusta direzione, è stato ac-
ceso nuovamente il motore per separare la navicella spaziale dalla gravità terrestre. 
La traiettoria di Cassini è stata costruita in modo da orbitare per ben due volte attor-
no al Sole prima di dirigersi verso Saturno, passando due volte in prossimità di Ve-
nere e una volta nei pressi della Terra. Il motivo di questa scelta risiede nella volon-
tà di sfruttare quello che viene chiamato “effetto fionda”, che permette di far variare 
direzione e velocità alle sonde stesse senza usare i motori. 
 5
    La tecnica si basa sul principio di conservazione del momento: la sonda, inizial-
mente, si pone su un’orbita parabolica attorno ad un pianeta. Successivamente una 
leggera spinta laterale dei motori fa si che la sonda esca da tale orbita acquisendo 
una piccola frazione del momento angolare del pianeta.  
 
 
 
La variazione così avvenuta della quantità di moto della sonda è sufficiente ad in-
crementare sensibilmente la velocità della sonda stessa. Grazie all’utilizzo di questo 
metodo, si può ottenere una notevole riduzione del propellente a bordo della nave e, 
quindi, anche di quello utilizzato per portarla in orbita.  
  Va ricordato, infatti, che per un qualsiasi lancio spaziale la massa del propellente 
utilizzato dal razzo vettore è circa venti volte la massa dell’oggetto da lanciare. Poi-
ché è già tanto problematico e dispendioso raggiungere un’orbita appena al di fuori 
degli strati più densi dell’atmosfera, è logico che si cerchi con ogni cura di rispar-
miare propellente nelle fasi successive della missione.  
 
Fig.1.1 Schema del percorso seguito dalla sonda Cassini-Huygens nel suo viaggio dalla
Terra verso Saturno.
Lancio, 15 ott 1997 
Incontro ravvicinato con 
la Terra, 18 ago 1999 
Incontro ravvicinato con 
Venere, apr 1998 
Incontro ravvicinato con 
Venere, 27 giu 1999 
Arrivo nei pressi di Saturno, 
1 lug 2004 
Incontro ravvicinato con 
Giove, 30 dic 2000 
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  L’esigenza è molto più stringente per le sonde interplanetarie, per le quali 
l’immissione nell’orbita circumterrestre è solo l’inizio del viaggio; esse, infatti, de-
vono poi liberarsi definitivamente dall’attrazione gravitazionale terrestre ed imboc-
care la traiettoria che le porterà in prossimità dei loro obiettivi. Come affermato in 
precedenza, la sonda Cassini si è diretta inizialmente verso Venere, effettuando due 
passaggi ravvicinati.  
  Il primo è avvenuto il 26 aprile 1998, il secondo il 24 giugno 1999. Entrambe le 
occasioni sono state sfruttate sia per effettuare prove di calibrazione degli strumenti 
sia per acquisire nuovi dati sul pianeta. In particolare sono stati messi in funzione 
gli strumenti destinati a studiare il campo magnetico, quello per la ricerca di baglio-
ri dovuti ad eventuali fenomeni atmosferici, l’analizzatore di particelle per lo studio 
della composizione e dell’abbondanza della polvere nello spazio attorno a Venere e 
lo spettrometro per lo studio dell’interazione tra Venere ed il vento solare. 
  Anche gli strumenti ottici sono stati testati durante i due passaggi: il sistema di ac-
quisizione di immagini ha effettuato una calibrazione delle due camere, 
l’Ultraviolet Imaging Spectrograph ha compiuto diverse misure nella regione ultra-
violetta dello spettro e VIMS ha osservato l’atmosfera venusiana nella regione non 
illuminata dal Sole. 
  Passati 55 giorni dal secondo incontro con Venere, la sonda Cassini ha operato un 
passaggio ravvicinato alla Terra, fornendo così la possibilità di “puntare” alcuni 
strumenti in direzione della Terra stessa e della Luna. 
  Le attività legate all’avvicinamento alla Terra hanno avuto una durata di circa sette 
settimane, dalla metà di luglio ai primi giorni di settembre del 1999; queste attività 
consistevano in correzioni di traiettoria, manutenzione degli strumenti e misurazioni 
di vario tipo. La manutenzione è un’attività di routine che viene svolta ogni tre mesi 
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circa: gli strumenti vengono accesi ed ognuno invia una piccola quantità di dati dai 
quali si ricava lo stato di “salute” del sistema. 
  Sia nella fase antecedente sia in quella successiva all’incontro con la Terra, la son-
da ha analizzato la polvere interplanetaria, fornendo dati sulla massa, sulla direzione 
del moto e, alcune volte, anche sulla composizione chimica delle particelle. 
L’acquisizione di questi dati si può rivelare utile per incrementare la conoscenza ri-
guardo alla parte più interna del Sistema Solare. 
  Durante l’incontro con la Terra, Cassini ha ottenuto una quantità di dati superiore 
a quella ottenuta nei precedenti passaggi in prossimità di Venere. Parte delle infor-
mazioni raccolte, come accennato in precedenza, riguardavano la Luna.  
  La sonda è riuscita, infatti, a compiere un’osservazione dell’intero disco lunare uti-
lizzando gli strumenti ottici, evitando di essere disturbata dalla luce proveniente 
dalla Terra. Ciò è accaduto circa un’ora e mezza dopo il massimo avvicinamento al 
nostro pianeta, avvenuto alle 3:28 GMT del 18 agosto 1999, ed ha permesso a di-
versi sottosistemi, tra i quali il VIMS, di ottenere dati per la calibrazione. Osserva-
zioni effettuate nel periodo successivo al passaggio hanno riguardato anche la “co-
da” del campo magnetico terrestre.      
  Manovre di correzione della traiettoria sono state effettuate dopo tale fase della 
missione; l’aver scelto questo momento per l’esecuzione di tali aggiustamenti è do-
vuto alla minor quantità di carburante necessaria in questa fase piuttosto che in un 
istante successivo, con la sonda più distante dalla rotta corretta. 
  Una particolare accortezza è stata usata per evitare di perdere il contatto con Cas-
sini: si è stabilito che periodicamente la sonda, anche se non dovesse ricevere co-
municazioni dalla Terra, desse automaticamente inizio ad una verifica 
dell’efficienza delle comunicazioni: il tempo limite dopo il quale far scattare la pro-
cedura di verifica, durante il viaggio da un obiettivo all’altro, è di 264 ore. Per i pe-
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riodi di più intensa attività, quali i già citati passaggi ravvicinati, però, questo valore 
viene ridotto. 
  La fase più critica della missione sarà l’immissione nell’orbita di Saturno, prevista 
per il 1 luglio del 2004. Oltre ad essere cruciale, sarà anche una fase molto intensa 
dal punto di vista dell’attività scientifica poiché la navicella, in quel momento, sarà 
anche alla minima distanza dal pianeta. Questo momento della missione costituirà 
anche la migliore occasione per l’osservazione degli anelli.  
  Nel settembre dello stesso anno verrà compiuta una manovra tesa a stabilire le 
condizioni per il primo passaggio ravvicinato di Titano, previsto per novembre. Cir-
ca 21 giorni dopo il suddetto incontro verrà rilasciato la sonda Huygens; due giorni 
dopo l’Orbiter effettuerà una nuova correzione di orbita per evitare di seguire la 
sonda all’interno dell’atmosfera di Titano. L’Orbiter avrà anche il compito di man-
tenere le comunicazioni radio con il Probe. 
 
 
Fig.1.2 Schema delle traiettorie seguite dalla sonda e dal probe al momento del distac-
co di quest’ultimo. 
Distacco del Probe
dall’Orbiter, 6 nov
2004 
Ingresso del Probe nell’orbita
di Titano e passaggio ravvici-
nato dell’Orbiter, 27 nov 2004
Ingresso nell’orbita
di Saturno, 1 lug
2004 
 9
  Il compito principale della sonda Huygens sarà quello di penetrare l’atmosfera di 
Titano, effettuando misure “in situ” delle sue proprietà durante la discesa.  La sonda 
è un modulo di discesa racchiuso all’interno di una protezione termica la quale ha lo 
scopo di evitare che, durante la fase di decelerazione, la scia di calore danneggi la 
strumentazione a bordo. Un ulteriore parametro critico è l’angolo di ingresso 
nell’atmosfera: un ingresso lungo una traiettoria prossima alla verticale avrebbe 
come conseguenza un inizio delle misurazioni ad altitudini inferiori a quelle previ-
ste.   Viceversa, un angolo di ingresso troppo piccolo potrebbe provocare un rim-
balzo della sonda stessa, la quale potrebbe sfuggire all’atmosfera e andare perduta. 
  Successivamente all’ingresso nell’atmosfera, una volta decelerata la sonda, avver-
rà l’espulsione della parte posteriore dello scudo termico e il dispiegamento di una 
paracadute atto a continuare il rallentamento della sonda stessa. I successivi 153 
minuti, limite imposto dalla durata delle batterie, verranno utilizzati per la raccolta 
dei dati e l’invio degli stessi all’orbiter, il quale provvederà al loro invio sulla Terra.  
Durante la discesa le operazioni degli strumenti sono comandate, nella parte supe-
riore dell’atmosfera, da un timer e, nella parte inferiore, da un altimetro.  Gli stru-
menti che opereranno in questa fase hanno il compito di fornire informazioni su 
molte proprietà fisiche dell’atmosfera di Titano.  
  Terminata la missione della sonda, avrà inizio quella dell’Orbiter. Una missione 
che durerà circa 4 anni e che consisterà in più di 70 orbite attorno a Saturno, con 
l’aiuto, in diverse occasioni, di manovre compiute utilizzando i propulsori o pas-
saggi ravvicinati a Titano, l’unico dei satelliti di Saturno abbastanza grande da pos-
sedere una gravità sufficientemente forte da essere utilizzata per cambiamenti di or-
bita.  
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  Le dimensioni delle orbite, la loro inclinazione rispetto alla congiungente Sole-
Saturno e rispetto all’equatore di Saturno sono state decise in base alle esigenze 
scientifiche, che includono la mappatura di Titano, passaggi ravvicinati ai satelliti 
ghiacciati, e, ovviamente, lo studio di Saturno e dei suoi anelli. Titano è l’unico sa-
tellite abbastanza grande da fornire una valida assistenza per un cambio di orbita ef-
fettuato utilizzando il già citato l’effetto fionda. Gli altri piccolo satelliti ghiacciati 
possono solamente essere utili per aggiustamenti di traiettoria, grazie alle perturba-
zioni che possono apportare alla traiettoria stessa dell’Orbiter. 
  L’insieme delle orbite che verranno effettuate dall’Orbiter durante la sua missione 
è stato chiamato “Tour T18-3”. Esso consiste in una serie di 70 orbite attorno a Sa-
turno, 43 passaggi ravvicinati a Titano e 7 ai satelliti ghiacciati. Il T18-3 è il risulta-
to di un lungo lavoro di simulazione al computer teso non solo a massimizzare il 
numero delle orbite svolte attorno a Saturno ed ai suoi satelliti, ma anche ad ottene-
re distanze le più piccole possibili durante i suddetti passaggi ravvicinati.  
 
 11
1.2) OBIETTIVI SCIENTIFICI 
 
1.2.1) ATMOSFERA DI SATURNO 
 
  Lo studio dell’atmosfera di Saturno è uno degli obiettivi primari della missione 
Cassini in generale e di VIMS in particolare.  
  Precedenti passaggi ravvicinati di Saturno, durante le missioni Voyager, hanno 
permesso di rilevare solamente piccoli cambiamenti atmosferici, ciò a causa dei 
lunghi tempi che caratterizzano i fenomeni meteorologici di questo pianeta. Infatti 
le missioni Voyager hanno compiuto solamente dei passaggi a distanza ravvicinata 
da Saturno ma senza mettersi in orbita. Il tempo di osservazione è stato, quindi, li-
mitato (Conrath e Pirraglia, 1983). Con la missione Cassini, invece, ci sono buone 
possibilità di ottenere dati più completi grazie ad una osservazione che si prolun-
gherà nel tempo ed alla capacità di raccogliere dati sia da orbite polari che equato-
riali. Ciò permetterà di studiare variazioni latitudinali, longitudinali e temporali di 
molte strutture atmosferiche.  
Tra le principali finalità di queste osservazioni troviamo: 
- determinazione della distribuzione verticale, al variare di latitudine e longitu-
dine, di differenti specie gassose quali ammoniaca e acqua o di specie chimi-
che non in equilibrio, quali orto e para idrogeno. Variazione temporale delle 
suddette specie (Drossart, 1998; Gierasch, 1983). 
- Determinazione dei vincoli sui processi dinamici e chimici derivanti dalla va-
riabilità spaziale e temporale dei fenomeni atmosferici. Studio delle relazioni 
tra le variazioni dei gas e le variazioni di opacità delle nubi (Taylor et al., 
1998). Determinazione delle variazioni temporali dei  venti (Beebe,  Ingersoll,  
Garneau, 1982). 
- Determinazione dei profili di temperatura nella stratosfera. 
 12
- Studio dell’illuminazione e determinazione dei flussi; determinazione delle 
caratteristiche spettrali e della distribuzione 3-D nell’atmosfera. 
  Nella parte visibile dello spettro di Saturno sono state osservate tre specie gassose, 
in particolare: H
2
, NH
3
 e CH
4 
(Danehy, 1982; West et al., 1982). Tra queste, H
2
 è il 
più abbondante ma, sfortunatamente, la risoluzione spettrale di VIMS-V non per-
mette di osservarlo. Le molecole di NH
3
 risultano difficili da osservare a causa della 
bassa intensità delle bande di assorbimento dovuta alla ridotta concentrazione del 
gas. Tuttavia VIMS-V è stato in grado di rilevare la presenza di NH
3
 nell’atmosfera 
di Giove (Coradini et al, 2002; Brown et al, 2002 .  
  Il metano mostra forti bande di assorbimento nell’intervallo di lunghezze d’onda 
comprese tra 0.4  Πm e 0.6  Πm. Queste bande possono essere studiate utilizzando 
VIMS-V e, dai dati raccolti, risulta possibile derivare il contenuto di metano negli 
stati superiori dell’atmosfera (Karkoschka e Tomasko, 1989).  
  La capacità di VIMS-V di produrre immagini porterà alla creazione di mappe del-
le abbondanze delle specie volatili e, presumibilmente, darà un importante contribu-
to allo studio delle strutture nuvolose presenti nell’atmosfera di Saturno.  
  In particolare sarà importante ricavare una dettagliata descrizione delle variazioni, 
in funzione dello spazio e del tempo, e le variazioni nella composizione delle nuvo-
le stesse. Tutto ciò al fine di comprendere meglio la dinamica dei processi che ca-
ratterizzano l’atmosfera e di poter quindi creare un valido modello. 
  Utilizzando la massima risoluzione spaziale (25 km in alta risoluzione, 74 km in 
modo nominale alla minima distanza dal pianeta) sarà possibile studiare la stratifi-
cazione dei livelli più alti dell’atmosfera, profondità ottiche a differenti altezze e ve-
locità dei venti. 
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1.2.2) ANELLI DI SATURNO 
 
   L’analisi spettroscopica degli anelli di Saturno nel  visibile possono offrire la pos-
sibilità di studiare forme, dimensioni, composizioni e proprietà di diffusione delle 
particelle. Precedenti osservazioni hanno, infatti, messo in luce notevoli differenze 
tra i vari anelli (Porco et al, 1999; Porco, 1988).   L’anello C, per esempio, si è rive-
lato molto più scuro degli anelli A e B (Estrada, 1996; Cooke, Nicholson, Showal-
ter, 1991). VIMS-V darà un contributo alla comprensione dei motivi di queste diffe-
renze, chiarendo in che misura tali diversità dipendano dalla composizione e alle 
proprietà di diffusione delle particelle che formano gli anelli. 
 
1.2.3) TITANO 
 
  La missione Cassini – Huygens rappresenta una grande opportunità per lo studio 
dell’atmosfera di Titano.  
  L’uso combinato del canale visibile e di quello infrarosso, permetterà di determi-
nare la composizione e la distribuzione delle strutture atmosferiche. L’esistenza di 
alcune “finestre” spettrali nell’intervallo di lunghezze d’onda tra i 0.5 Πm e i 2 Πm 
darà la possibilità di ottenere una mappa, nel vicino infrarosso, della superficie di 
Titano. La risoluzione spaziale di 0.17 mrad nel visibile e di 0.50 mrad 
nell’infrarosso consentirà una risoluzione “al suolo” inferiore ad 1 km (Capaccioni 
et al., 1998). 
  Anche nel caso dell’osservazione di Titano la lunga durata delle osservazioni per-
metterà di determinare l’evoluzione temporale delle strutture atmosferiche e la loro 
dipendenza longitudine, latitudine ed altitudine.  Le attività principali di VIMS-V 
saranno: 
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a) misurare la distribuzione alle varie altitudini delle specie attive di gas quali 
metano, etano, acetilene. Verrà condotto, inoltre, uno studio della loro distri-
buzione spaziale e delle variazioni nel tempo (Lebonnois, 2001; Gautier e 
Raulin, 1997). 
b) Studiare la composizione e della formazione di aerosol e loro proprietà ottiche 
(Raulin et al., 2000). 
c) Osservare e studiare la composizione della superficie (Gibbard et al., 1987)  
d) Determinare le presenza di tramite lo spostamento di formazioni nuvolose.  
Dall’analisi della struttura delle bande di assorbimento atmosferico sarà pos-
sibile ricostruire il profilo di temperatura della stratosfera. (Griffith, 2000). 
e) Studiare l’abbondanza del CH
4
. Nell’intervallo di lunghezze d’onda tra 0.6 
 Πm e 0.9 Πm il metano produce una serie di bande di assorbimento la cui pro-
fondità dipende dell’abbondanza del metano stesso negli strati più alti 
dell’atmosfera (Karkoschka e Tomasko, 1989). Assumendo un appropriato 
modello dell’atmosfera, della densità del metano in funzione dell’altezza, è 
possibile eseguire una inversione e determinare il profilo di concentrazione 
atmosferica. 
f) Studiare le proprietà ottiche degli aerosol. Diverse osservazioni hanno messo 
in evidenza che gli effetti degli aerosol sono significativi particolarmente nel 
range tra 0.3 Πm e 0.6 Πm (Rages e Pollack, 1980). Questa osservazione evi-
denzia l’esistenza di precisi limiti alla loro dimensione ed anche alla distribu-
zione. Inoltre lo studio dello spettro nel visibile, a diversi angoli di fase, per-
metterà la determinazione delle proprietà di diffusione degli aerosol stessi.