Lezione 3 : l'osservazione moderna del cosmo - Docente: Luigi Borghi 10/04/2018 - Il COSMo.
←
→
Trascrizione del contenuto della pagina
Se il tuo browser non visualizza correttamente la pagina, ti preghiamo di leggere il contenuto della pagina quaggiù
Lezione 3°: l’osservazione moderna del cosmo.
.
Docente: Luigi Borghi
10/04/2018 1
Intanto nel continente americano, precisamente nel centro America, fiorivano le culture dei Maya che si distinsero anch'essi nello studio dell'astronomia, prova ne sono gli enormi monumenti ed edifici adibiti all'osservazione, che gli studiosi hanno scoperto avere allineamenti astronomici. Elaborarono inoltre un calendario basato sul Sole e sul pianeta Venere, ed eccelsero nelle predizioni dei fenomeni celesti.
Ciò che vediamo noi ora, guardando in cielo in una
notte serena, è del tutto simile (ma non uguale) a
ciò che vedeva Platone, Aristotele, Aristarco,
Eratostene, Tolomeo, fino a Copernico, Keplero e
Galileo.
Un cielo pieno di stelle che rappresentavano una
volta semisferica fatta apposta per noi umani.
C’erano però dei grattacapi che hanno richiesto
delle menti eccelse per essere risolti: quelli che oggi
noi chiamiamo pianeti.
Vedi retrogradazione animazione.
Per orientarsi ci si avvale
innanzitutto dei 4 punti
cardinali (Nord, Sud, Est ed
Ovest) che è possibile
individuare partendo dalla
stella polare per poi tracciare
la verticale sull'orizzonte sino
ad intersecarlo in un punto
che indicherà il polo Nord,
alla cui destra a 90° troveremo
l'Est ed alla sinistra, sempre a
90°, l'Ovest. Dalla parte
opposta invece a 180° il Sud.
In alternativa è possibile osservare anche il tragitto apparente
del Sole che passando al meridiano, approssimativamente a
mezzogiorno del tempo civile, raggiunge la sua massima
altezza sull'orizzonte proiettando quindi le ombre in direzione
del Nord. Esso inoltre sorge e tramonta in due punti opposti i
quali coincideranno rispettivamente con l'Est e l'Ovest
all'epoca degli equinozi, all'incirca il 21 Marzo ed il 23
Settembre.
La sfera celeste è però osservabile da un qualsiasi punto della superficie terrestre
solo per metà essendo l'altra occultatata dal piano tangente al luogo d'osservazione
l'orizzonte. Le traiettorie stellari appaiono infatti come due semicerchi situati uno
sopra e l'altro sotto l'orizzonte per cui i punti di massima e minima altezza del
percorso giornaliero di ogni stella vengono rispettivamente chiamati culminazione
superiore e culminazione inferiore.
Fanno eccezione le cosiddette stelle circumpolari che descrivendo dei cerchi
completi attorno ai poli celesti non sorgono e non tramontano mai rimanendo
sempre al di sopra dell'orizzonte fra il polo celeste visibile ed il cerchio di perpetua
apparizione il quale dista dallo stesso polo di un angolo pari alla latitudine
geografica del posto d'osservazione. Viceversa, le stelle distanti di un angolo di pari
entità dall'altro polo celeste, quello invisibile, perchè sotto l'orizzonte, saranno
occultate da quest'ultimo e delimitate quindi dal cerchio di perpetua occultazione.
Vedi filmato: volta celeste
Filmato: precessione Lo zodiaco rappresentato in un mosaico del VI secolo nella sinagoga di Beit Alfa, oggi in Israele
Cambiamento del polo nord celeste che si
verifica nel corso di un anno platonico (25.800
anni) in seguito a un ciclo completo della
precessione degli equinozi. i momenti degli
Equinozi si
spostano ogni anno di 50 secondi
d'arco verso Ovest, ossia verso la
costellazione precedente dello
Zodiaco. Lo spostamento delle costellazioni fu
documentato per la prima volta da Ipparco nel
120 a.C. circa e solo nel 1687 si trovò la
Vega spiegazione grazie a Isaac Newton.Il Sole
I pianeti
I nani
Il nostro sistema è
singolare o è
comune nella
nostra galassia?
10/04/2018 13 Con i primi anni del Novecento arrivarono altre grandi
scoperte. La prima di esse fu la teoria della relatività
speciale di A. Einstein del 1905, seguita poi da quella
generale del 1916, che ribaltava, dopo appena tre secoli,
tutte le teorie galileiane e newtoniane sullo spazio ed il
tempo assoluto.
Nel 1908 Mis Henrietta Leavitt scopriva le Cefeidi,
mentre nel 1910 due astronomi elaborarono
indipendentemente il diagramma sull'evoluzione stellare
che porta il loro nome: Hertzsprung-Russel. (HR)
Il terzo decennio del XX° secolo è segnato invece dalla
nascita della cosmologia alla quale contribuì E. Hubble
che dimostrò l'esistenza delle galassie (1923) elaborando
la legge sul loro allontanamento e quindi sull'espansione
dell'universo (1929). Le stelle sono talmente lontane che, a
differenza dei pianeti, sembrano non
muoversi. Tuttavia, facendo misure
molto precise nel corso degli anni, si è
trovato che tutte si muovono lentamente
attraverso il cielo. Questo movimento è
chiamato "moto proprio" e si misura in
secondi d'arco all'anno.
Il moto proprio delle stelleIl moto proprio delle stelle
Barnard's Star, showing
position every 5 years
1985–2005.
Proper motion of 61
Cygni in one year
intervals.
17 10/04/2018 Nel sistema equatoriale una stella è caratterizzata da ascensione retta e declinazione.
L’ascensione retta è la distanza angolare della stella da un punto particolare della sfera
celeste, chiamato “punto gamma” (equinozio di primavera).
Il punto gamma è l’intersezione dell’equatore celeste con l’eclittica (il percorso del
Sole e dei pianeti in cielo, ovvero la proiezione del piano del Sistema Solare).
La declinazione è misurata dall’equatore celeste.19 10/04/2018
Hipparcos, acronimo di High Precision
Parallax Collecting Satellite.
la prima missione spaziale dedicata
all'astrometria, accettata nel programma
scientifico dell'Agenzia Spaziale Europea
ESA nel 1980.
Il satellite è stato utilizzato per misurare la
distanza ed il moto proprio di 2 milioni e
mezzo di stelle, situate fino a 150 parsec
(circa 400 anni luce) di distanza, raccolte
nel Catalogo Tycho.
Il programma di lavoro di Hipparcos, era
di misurare i parametri astrometrici con
una precisione da 2 a 4 milli-
arcosecondi-
I dati rilevati sono nel Millennium Star
Atlas.
20 GAIA è stata lanciata lo scorso 19 dicembre 2013 e sta
orbitando attorno al punto lagrangiano L2, a 1,5 milioni di
chilometri dalla Terra.
Ha il compito di misurare distanza, moto proprio, posizione e
composizione di un miliardo di stelle della via Lattea (poco
meno del 1% del totale). Ha diversi strumenti per consentirgli di raggiungere l’obiettivo,
tra cui due telescopi a 90° i cui risultati verranno comparati ed
un CCD da 1 gigapixel per la memorizzazione dell’immagine. I
dati andrannoad arriccire ed aggiornare i mappali già iniziati da
Hipparcos e cosituiranno la base per una mappa 3D della
nostra galassia.Velocità della luce nel vuoto 299.792 km/sec
Pari a: 1.079.252.849 Km/h
ANNO/LUCE (L/Y) 9.454 MLD di km
Unità di misura usata dagli Anni/luce
astronomi: Parsec (pc) 3,26 (L/Y)
Parsec (Arco di cerchio di 1 sec per 1 AU) 30.820 MLD di km
Distanza Terra - Sole 8 Minuti/luce
Distanza Terra – Sole; detta Astro Unit (AU) 149 MIL di km
Distanza Terra - Luna 380.000 km
Diametro Via Lattea 25 Kpc
Diametro del BULGE della Via Lattea 1 Kpc
23 10/04/2018
Distanza di - M31 (Andromeda) 2,11 MIL L/YNell.agosto del 1595 un pastore luterano di nome D. Fabricius osservava
la stella Ceti. Notò che questa stella nel corso dei mesi perdeva sempre
più luminosità, fintanto che non la vide più risplendere in cielo.
Passarono diversi mesi e piano piano la stella tornò a brillare nel cielo.
Questo evento allora reputato miracoloso valse alla stella l’appellativo
di ”Meravigliosa”, o Mira, in latino. Mira Ceti continuava nel suo
ritmico affievolirsi e ri-illuminarsi, e nel 1660 si fu in grado di stabilire
che questo ciclo poteva essere stimato di 11 mesi.
Ai giorni nostri conosciamo circa 20.000 stelle pulsanti, con periodi
che vanno da 1 a 50 giorni, e di queste più del 10% furono scoperte
nella grande nube di Magellano da una donna, H. Leavitt, che lavorava
per C. Pickering.
dimostrò che le Cefeidi classiche hanno una
La Leavitt
correlazione tra la magnitudine assoluta e il periodo
di pulsazione.
Poiché tutte le stelle della Grande Nube di Magellano si trovano
approssimativamente alla stessa distanza da noi (circa 60 kpc ), le
differenze nelle loro magnitudini apparenti devono essere uguali alle
differenze delle loro magnitudini assolute. 2425
Harvard College Observatory, guidato da Edward Charles Pickering.
I due grafici che esprimono la legge empirica scoperta da Henrietta Swan
Leavitt, tratti dalla circolare dell'Osservatorio di Harvard del 1912.
Il grafico a sinistra mette in relazione la magnitudine delle variabili osservate
nella Piccola Nube di Magellano con il periodo in giorni del loro ciclo di
variazione.
Il grafico a destra mostra la medesima relazione tra luminosità e periodo, ma
rapporta le magnitudini ai logaritmi dei periodi.
Cortesia: Harvard College Observatory Circular, vol. 173, pp.1-3, 1912.L'esplosione è stata scoperta il 21 gennaio 2014, designata SN2014J, è avvenuta nella galassia M82 che si trova a circa 12 milioni di anni luce lontano.
Lo spettro visibile dall’occhio:
Da 400 e 700 nanometri (nm).
Da 790 e i 400 terahertz (THz).
29Stella con temperatura superficiale pari a 6000 K: il grafico a destra rappresenta lo spettro dello stella, cioè la distribuzione di energia alle varie lunghezze d’onda. La linea continua rossa è la funziona di Planck per un corpo nero di temperatura analoga. Il massimo di emissione di energia si ha a 4800 Å. La stella in questo esempio è molto simile al Sole.
Nel metodo spettroscopico (introdotto da G. R. Kirchhoff) la luce
dell'oggetto celeste viene analizzata con uno spettroscopio.
Si ottengono così informazioni circa la presenza di determinati
elementi atomici o molecolari, le abbondanze e lo stato degli stessi
elementi, lo stato di moto (in senso radiale rispetto alla Terra)
dell'oggetto celeste, il suo stato fisico, nonché, con semplice
derivazione, la massa, la luminosità e le dimensioni, quindi la
magnitudine assoluta.
Confrontandola con quella apparente si ottiene la distanza.
Da uno studio comparato di più oggetti (stelle in particolare) si può
dedurre infine una legge evolutiva. 31Azoto (Nitrogen)
Ferro
32 Il fisico e matematico austriaco C. J. Doppler (1842), mentre si stava
interessando ai movimenti delle stelle e di altri corpi celesti analizzando
i colori a la luce da loro emessa, fece un'osservazione a dir poco
sconcertante: scoprì che quando una stella si allontana dalla Terra, la
lunghezza d'onda della sua luce aumenta, mentre la frequenza
diminuisce e la luce sui sposta verso il rosso(“redshift”), mentre
l'inverso si verifica quando la stella si avvicina alla Terra e il colore si
sposta verso il blu (“blueshift”).
Questo effetto ha molta importanza in astronomia perchè permette di
misurare la velocità con cui una stella o una galassia avvicinano o si
allontanano da noi 33 Una candela standard è un oggetto astronomico che ha una
luminosità conosciuta.
Conoscere la luminosità di un oggetto è fondamentale per poter
trovare le distanze degli oggetti nell'astronomia extragalattica.
Confrontando questa luminosità conosciuta con la luminosità
osservata, la distanza dell'oggetto può essere facilmente calcolata.
Al momento, gli oggetti migliori per le distanze più grandi sono le
supernovae di tipo Ia, che hanno una luminosità massima ben
determinata, e sono visibili a miliardi di anni luce di distanza, ma
sono purtroppo relativamente rare.
Sono anche usate come candele standard i Gamma Ray Burst
(esplosioni termonucleari sulla superficie di una stella di neutroni)
La luminosità di picco in raggi X dovrebbe corrispondere al limite di
Eddington, che può essere calcolato se la massa della stella di
neutroni è conosciuta (si usa in genere un valore di 1,5 masse solari).
Questo metodo permette di misurare (con qualche incertezza) le
distanze di alcune binarie a raggi X di piccola massa, che sono
estremamente deboli in ottico e di difficile misurazione.Sintesi dei metodi di misura della distanza delle stelle e delle galassie-
La radioastronomia è lo studio dei fenomeni
celesti attraverso la misura delle caratteristiche
onde radio emesse da processi fisici che
avvengono nello spazio.
Le onde radio sono molto più lunghe della luce
e, data la debolezza dei segnali astronomici,
occorrono grosse antenne, dette radiotelescopi.
La radioastronomia è un campo relativamente
nuovo della ricerca astronomica
36Fig. 1: La radiazione elettromagnetica
proveniente da un oggetto celeste viene riflessa nel fuoco primario (a
sinistra); se in questo fuoco viene posto un secondo "specchio" la radiazione
giunge nel fuoco secondario (a destra), dove è più semplice collocare gli
strumenti per rivelarla.
Mappa dell'idrogeno neutro
presente della nostra galassia, la Via
Lattea, ricostruita con osservazioni
radio sintonizzate sulla frequenza di
1.4 GHz 37L’interferometria
38L'Interferome
tro USA è
formato da
27 antenne
poste su 3
bracci a
forma di Y, la
cui massima
estensione è
35 km.
La
Risoluzione
Angolare è 1“
(Credits:
NRAO)
3940
http://video.repubblica.it/tecno-e-scienze/cina--si-accende--il-
radiotelescopio-piu-grande-del-mondo/252786/252981 l'antenna orbitante del diametro di 10m denominata Spektr-R che fa parte del progetto russo
RadioAstron. (Baykonur, 18 July 2011)
Perigeo 10.000 km
Apogeo 330.000 km
Inizio osservazione: metà 2013 42Intervallo
Monte Palomar.
https://youtu.be/ Località:
9PS4BQdvY6I Cerro Armazones,
una montagna del
Cile
Questo schema mostra il nuovo sistema ottico da cinque specchi dell’ELT . La luce viene riflessa
innanzitutto dal gigantesco specchio primario, concavo e segmentato, da 39 metri di diametro
(M1), poi rimbalza su due altri specchi di 4 metri, uno convesso (M2) e uno concavo (M3). I due
specchi finali (M4 e M5) formano un sistema adattivo autonomo che permette di produrre
immagini sorprendentemente nitide sul piano focale. Crediti: ESO.Filmato Hubble Ente NASA ed ESA
Lancio 24 aprile 1990
Durata~24 anni
Orbita circolare
Periodo orbitale 96 m
Altezza orbita 560 km
Massa 11 t
Riflettore ⌀ 2,4 m Il telescopio spaziale Hubble fu progettato per liberare gli astronomi da
quel limite che li ha afflitti fin dai tempi di Galileo: l'atmosfera terrestre.
Sacche d'aria instabili nell'atmosfera bloccano e distorcono la luce,
limitando anche il campo visivo dello strumento di osservazione più
potente sul suolo terrestre.
I telescopi orbitanti sono come degli occhi nel cielo che permettono agli
astronomi di sbirciare più lontano nell'universo e vedere il cosmo con più
nitidezza. Gli scienziati cominciarono a sognare un telescopio del genere
già negli anni '40, ma ci vollero più di quattro decenni per realizzare quel
sogno grazie al telescopio spaziale Hubble.
Quando il telescopio divenne finalmente operativo nel 1990, cominciò a
trasmettere immagini senza precedenti anche se difettose.
Nel dicembre del 1993, gli astronauti dello Space Shuttle Endeavour
eseguirono ben 5 passeggiate nello spazio per riparare il telescopio in
orbita a circa 569 chilometri dalla Terra. Le riparazioni andarono a buon
fine e Hubble cominciò a trasmetterci immagini cristalline.49
50
51
10/04/2018 52
Solar Probe Plus Avvicinarsi al Sole fin quasi a
(Parker Solar Probe) sfiorarlo: ecco la nuova sfida
della NASA, che con la sua
missione Solar Probe Plus
tenterà un’impresa immaginata
circa tre millenni fa già dalla
mitologia greca.
La NASA ha iniziato una serie di
test del Solar Probe Plus in
parallelo alla costruzione della
sonda, il cui lancio è previsto per
l’estate del 2018.
La sua resistenza è garantita da
uno scudo in carbonio spesso
114 centimetri che la proteggerà
dai quasi 1.400 gradi centigradi
emanati dalla superficie del Sole.
10/04/2018 53Ben 24 orbite sono previste
dal lancio della navicella
fino al raggiungimento della
sua posizione finale.
Utilizzerà 7 flyby su
Venere, fino a raggiungere
le ultime tre orbite che
porteranno la sonda a circa
6 milioni di chilometri
dalla superficie del Sole. 7
volte più vicino qualunque
navicella prima d’ora
Il calore verrà percepito oltre 500 volte in più rispetto alla Terra. La
missione contribuirà alla nostra capacità di prevedere grandi eventi
atmosferici sulla Terra. Traccerà il flusso di energia prodotto dalla
corona. Questa missione è un traguardo a cui gli astronomi puntano da
circa 60 anni, e che presto aprirà una nuova finestra sulla comprensione
dei bollenti flussi solari. Onde radio: RadioAstron 2010
Microonde: WMAP 2001
Infrarossi: Herschel Space Observatory 2009
Visibile: Hubble: Kepler, Ipparcos, ecc.
Ultravioletto: Cosmic Hot Interstellar Spectrometer
(CHIPS) 2003
Raggi X: Chandra Xray Observatory 1999; Astrosat 2009;
Nuclear Spectroscopic Telescope Array (NuSTAR) 2011
Raggi Gamma: Swift Gamma Ray Burst Explorer 2004
Rivelatori di particelle: Pamela 2006
Onde gravitazionali : Laser Interferometer Space Antenna
(2018) Adalberto Giazotto, detto “Otto” della università di Pisa,
negli anni 80, inventò il sensore che lo scorso anno per la
prima volta catturò le onde gravitazionali.
Passo anni a studiare i pendoli multipli. L’obiettivo era
quello di realizzare un sensore di spazio che avesso una
buona sensibilità almeno fino a pochi Herz.
La sua idena inizialmente ritenuta “fuori di testa” venne
poi applicata sial al Virgo di Cascina di pisa che ai due
negli USA di Linvingston e Hanford, gestiti da Rainer
Weiss e Kip Thorne, che poi ebbero la fortuna di essere
accesi, dopo il potenziamento, giusto un giorno prima
della GW150914.
In realtà l’impulso decisivo alla sensibilità dello
strumento fu dato da Ron Drever che si inventò il
riciclaggio (100 volte) del laser per aumentare il cammino
ottico della luce. (da 8 a 800 km).(in inglese): https://youtu.be/n5Ycv2yYN G8 commento di un ricercatore italiano. https://youtu.be/_UAL5bTq7f 0 Le onde gravitazionali sono state captate dai sensori di entrambe le antenne LIGO, localizzate a Livingston, in Louisiana, e Hanford, Washington. LIGO è finanziato dalla National Science Foundation (NSF) e sono stati concepiti, dal California Institute of Technology (Caltech) e dal Massachusetts Institute of Technology (MIT).
Nella foto a fianco (Credit: LIGO), le due ronde rilevate a Livingtston ed a Hanford, poi sovrapposte senza il ritardo di 7 ms. tra la prima e la seconda. https://youtu.be/9IdVyA rDlZ4 Mentre LIGO ha “ascoltato” la collisione, Fermi – sempre che i suoi dati non mentano – ne ha osservato il bagliore a raggi gamma e raggi X.
10/04/2018 61
Il 16 Febbraio 2016 la missione americana LISA Pathfinder ha
rilasciato i suoi due cubetti di oro e platino nel vuoto.
L'accuratezza richiesta e' dell'ordine del millionesimo di
micron (10-12m).
http://www.esa.int/spaceinvideos/Videos/2015/07/Inside_LISA_Pathfinder 62LISA (acronimo per Laser Interferometer Space Antenna) è una missione spaziale attualmente in fase di progetto presso l'Agenzia Spaziale Europea (ESA), come parte del suo progetto ESA Horizon 2000. La data di lancio è prevista per il 2034[1] con una vita operativa di cinque anni. ESA progetterà le sonde mentre NASA fornirà il lanciatore per metterle in orbita. Il 3 dicembre 2015 è stato lanciato (grazie anche al contributo dell'Agenzia Spaziale Italiana ASI) il satellite dell'ESA LISA Pathfinder che contribuirà a testare le tecnologie che verranno poi utilizzate nei 3 satelliti LISA. Video: https://youtu.be/gxkBICoc5dc
La New Horizons è
una sonda spaziale
sviluppata dalla
NASA per
l'esplorazione del
pianeta nano
Plutone e del suo
satellite Caronte.
Successivamente la
missione prevede che
la sonda continui
lungo la fascia di
Kuiper per inviare
dati alla Terra sulla
fascia.
La sonda è stata
lanciata il 19
10/04/2018 65
gennaio 2006 Voyager 1 della NASA, ha incontrato una regione di spazio dove
l'intensità delle particelle cariche provenienti dall'esterno del Sistema
Solare stanno aumentando in modo marcato.
I dati, che impiegano ora 16 ore e 38 minuti per percorrere i 17,8
miliardi di km che separano il Voygaer dalle antenne del Deep Space
Network della NASA sulla Terra, segnalano il numero di particelle
cariche misurate dai due telescopi per le alte energie che si trovano a
bordo della sonda lanciata 34 anni fa.
Queste particelle energetiche sono generate quando le stelle nelle
nostre vicinanze diventano supernove. "Da gennaio 2009 a gennaio 2012,
abbiamo riscontrato un graduale aumento di circa il 25% nel numero dei raggi
cosmici galattici che il Voyager sta incontrando," dice Stone. "Più recentemente
abbiamo visto una rapida escalation in quella parte dello spettro energetico. Ad
iniziare dal 7 maggio il raggi cosmici che colpiscono la sonda sono aumentati
del 5% in una settimana e del 9% in un mese." Deep Impact è una sonda spaziale della NASA progettata per
studiare la composizione dell'interno di una cometa, lanciata il 12
gennaio 2005.
Il 4 luglio 2005 una parte della sonda ha impattato con successo il
nucleo della cometa Tempel 1, con una velocità relativa di 37.000
km/h. Il proiettile aveva una massa di 370 chilogrammi. Portò alla
luce i detriti provenienti dall'interno del nucleo.
Qualche minuto dopo l'impatto, la sonda flyby ha oltrepassato il
nucleo a una distanza di 500 km, scattando immagini del cratere,
della materia fuoriuscita e dell'intero nucleo della cometa.
L'intero evento è stato anche fotografato dai telescopi a terra e dagli
osservatori spaziali, come il telescopio spaziale Hubble, il Chandra,
lo Spitzer e l'XMM-Newton. Inoltre, l'impatto è stato osservato dalle
fotocamere e dagli spettroscopi della sonda europea Rosetta, che si
trovava a circa 80 milioni di km dalla cometa al momento
dell'impatto.
Filmato deep impact lanciata dalla NASA il 7 febbraio 1999; durante la missione la sonda
ha raccolto dallo spazio alcune molecole e frammenti provenienti
dalla cometa Wild 2, grazie ad uno speciale materiale a bassissima
densità chiamato aerogel, e ha anche incontrato la Cometa Tempel 1
il 14 febbraio 2011. La missione è terminata il 24 marzo 2011, quando
la sonda ha esaurito tutto il combustibile.
Questi campioni sono stati quindi inviati a terra per mezzo di una
speciale capsula, atterrata il 15 gennaio 2006 e portata nel Johnson
Space Center. Primo sorvolo della Terra (marzo 2005)
Sorvolo di Marte (febbraio 2007)
Secondo sorvolo della Terra (novembre 2007)
Sorvolo dell'asteroide 2867 Šteins (5 settembre 2008)
Terzo sorvolo della Terra (novembre 2009)
Sorvolo dell'asteroide 21 Lutetia (10 luglio 2010)
Ibernazione nello spazio profondo (luglio 2011 - gennaio
2014)
Avvicinamento alla cometa 67P/Churyumov-
Gerasimenko (gennaio-maggio 2014)
Mappatura della cometa / caratterizzazione (agosto 2014)
Atterraggio sulla cometa (novembre 2014)
Inseguimento della cometa intorno al Sole (novembre
2014 - dicembre 2015).Filmato Rosetta
Rosetta è una missione
sviluppata dall'Agenzia
Spaziale Europea e lanciata nel
2004. L'obiettivo della
missione è lo studio della
cometa 67P/Churyumov-
Gerasimenko. La missione è
formata di due elementi: la
sonda vera e propria e il lander
Philae.
10/04/2018 73la roccia sotto la quale si è fermato Philae – Photo: ESA/Rosetta/CIVA
15 gennaio 2015: Si sta avvicinando sempre più al Sole.
La Missione Dawn è una sonda senza equipaggio sviluppata dalla NASA per raggiungere ed esaminare il pianeta nano Cerere e l'asteroideVesta. Dawn è stata lanciata il 27 settembre 2007. Dawn è la prima sonda che ha orbitato intorno a due diversi corpi celesti. Molte altre sonde hanno effettuato flyby di più di un pianeta, come ad esempio la sonda Galileo, (Venere/Luna/Giove) e la missione spaziale Cassini-Huygens (Saturno e Titano). Dawn, invece, per la prima volta nella storia dell'astronautica, è entrata in orbita intorno ad entrambi gli asteroidi che ha come target, prima Vesta e poi Cerere.
Vesta è un grande asteroide della Fascia
principale, il secondo pianetino più massivo
della fascia di asteroidi, con un diametro
medio pari a circa 530 Km e una massa
stimata pari al 12% di quella dell'intera
fascia. Le sue dimensioni e la sua superficie
insolitamente brillante fanno di Vesta
l'asteroide in assoluto più luminoso e talvolta
l'unico visibile a occhio nudo dalla Terra
(oltre a Ceres, in circostanze visive
eccezionali).
la NASA ha lanciato la missione Dawn il 27
settembre 2007, che ha raggiunto Vesta nel
luglio del 2011 e vi è rimasta attorno in
orbita fino a luglio 2012.
Dall'agosto 2012 si è posizionata in un'orbita
eliocentrica per raggiungere Cerere dove è
arrivata nell'agosto 2015, facendo uso della
propulsione elettrica.
Immagine di 4 Vesta ripresa nel
luglio 2011Dall'agosto 2015 Dawn è posizionata in un'orbita su Cerere.
Fimato: Over Cerere
Presto la sonda Down abbasserà drasticamente la sua orbita,
Una porzione del cratere Juling fotografato dall'orbita LAMO nel 2016 - Image credit: NASA/JPL-
giungendo a sfiorare la superficie di Cerere come mai aveva
fatto prima; questo permetterà di studiarne in dettaglio la
composizione con lo strumento GRaND
Arriverà ad
una decina di
km dalla
superficieI contenuti del messaggio sono passati dal bip di Marconi ai filmati a colori ad alta definizione. Il volume di informazioni è passato dai due o tre caratteri al secondo dell’alfabeto morse alle oltre 500.000 pagine al secondo (100 Gb/s). La potenza richiesta per la comunicazione si è ridotta di almeno 1.000.000 volte a parità di distanza coperta. Ma alcuni determinanti limiti fisici restano, e sono: Velocità massima della portante del messaggio inferiore o uguale a quella della luce (300.000 km/s). Impossibilità di superare schermi massicci quali pianeti o satelliti, senza l’ausilio di ponti radio o relays. 10/04/2018 83
10/04/2018 84
Il Deep Space Network, o Rete dello spazio profondo, è una
rete internazionale di radiotelescopi, che svolge attività di
supporto alle missioni interplanetarie e di esplorazione del
sistema solare e dell'universo nei campi dell'astronomia radio e
radar.
I DSN risolve i problemi dei segnali da e per lo spazio
che si trovano eventualmente solo la Terra o la
rotazione della Terra come ostacolo, ma non risolve il
problema di un eventuale altro pianeta o satellite che si
interponga tra la sorgente del segnale e la Terra stessa.
Infatti anche nelle missioni Apollo, quando la navicella
orbitante si trovava nella parte nascosta della Luna non
c’era nessun modo per poter comunicare.
Per risolvere questo problema occorre utilizzare satelliti
opportunamente piazzati attorno al pianeta o satellite
ospite che faccia da ponte radio (Relay) tra il partner
nascosto e la Terra.
10/04/2018 85Il DSN è costituito da tre complessi per le comunicazioni da e verso lo spazio profondo, distanziati approssimativamente
120° l'uno dagli altri:
•il Goldstone Deep Space Communications Complex, nel deserto del Mojave, in California;
•il Madrid Deep Space Communication Complex, 60 km ad ovest di Madrid, Spagna; e
•il Canberra Deep Space Communications Complex, 40 km a sud-ovest di Canberra, Australia.
10/04/2018 86L'antenna di 70 m di diametro a Madrid, Spagna 10/04/2018 87
La ISS ha ora un nuovo servizio
Internet, chiamato
Delay/Disruption Tolerant
Networking (DTN). Servirà per
automatizzare e migliorare lo
scambio dati tra le stazioni a
Terra e gli esperimenti svolti sulla
ISS.
Il DTN permetterà di avere una
maggiore efficienza dell’utilizzo
di banda e un maggiore ritorno
di dati.
In questo modo la ISS è
diventato un nodo
dell’infrastruttura internet che la
NASA vuole estendere a tutto il
Sistema Solare.
10/04/2018 88 Se la sonda spaziale non è in grado di trasmettere e si trova a distanze
di parecchi minuti luce, non c’è nessun modo di capire dove si trova,
a meno che non sia sufficientemente grande da essere avvistabile con
sistemi ottici.
Le sonde “vive” cioè funzionanti effettuano in continuazione
comunicazioni con la Terra in modo bidirezionale, quindi sapendo la
posizione di quando trasmette si è di conseguenza in grado di dirigere
le antenne per trasmettergli da Terra un segnale.
La parabola che riceve il segnale ha un orientamento ottimale, dove il
segnale è massimo. La posizione angolare dell’antenna in termini di
declinazione ed ascensione retta, identificano la direzione di arrivo
dallo spazio (ma non la distanza).
Nelle moderne sonde, il messaggio inviato a Terra include anche
l’istante esatto di inizio trasmissione. Questo istante, definito da un
orologio atomico molto preciso è comparato con l’istante di arrivo del
segnale, determinando così il ritardo di comunicazione.
Il ritardo rilevato in secondi moltiplicato per 300.000 km identifica
esattamente quanto distante si trovava la sonda nella direzione
stabilita dall’orientamento dell’antenna.
89 Stando ai calcoli, potenzialmente il sistema di navigazione a pulsar
permette di determinare la posizione di una sonda a 30 unità
astronomiche dalla Terra (cioè ai confini del Sistema planetario,
dove orbita Nettuno) con l’incertezza di 2-5 chilometri a seconda
che si punti la pulsar per 10 ore o per un’ora sola. C’è un problema:
il telescopio deve essere per raggi X per poter captare l’emissione
delle pulsar, e lo specchio deve avere una superficie minima di 50
centimetri quadrati: uno strumento piuttosto ingombrante. In
compenso ci sarebbero grandi economie perché la navigazione delle
sonde potrebbe diventare per lunghi periodi indipendente da
collegamenti radio con le parabole del Deep Space Network
americano e dell’European Space Tracking, servizi che sono
costosissimi. Anche le correzioni di rotta automatizzate dal “GPS a
pulsar” diventerebbero immediate, mentre dalla Terra ai confini del
sistema planetario i tempi-luce superano le sei ore.
http://link.springer.com/article/10.1007/s10686-016-9496-zPuoi anche leggere
