Mars Express

 

GLI STRUMENTI DI EXPRESS

Degli strumenti installati si può affermare che MARSIS è il più innovativo e importante, (anche se un suo predecessore, seppur meno sensibile, ha orbitato intorno alla luna nel 1972 con la missione Apollo 17).

Gli altri apparecchi invece (seppur aggiornati), sono strumenti “rimasti” della missione russa Mars 96 (caduta a terra subito dopo il lancio per problemi al missile impulsore). L’intera missione è focalizzata a determinare con estrema precisione la composizione e le quantità d’elementi presenti nell’atmosfera, sulla superficie e nel sottosuolo. Una analisi che permetterà di misurare con esattezza quanta acqua (sottoforma di ghiaccio) sia presente sul pianeta. Gli strumenti infatti, escluse poche eccezioni, sono complementari gli uni agli altri in questa ricerca indispensabile alle future esplorazioni con equipaggi umani.

 

MARSIS (Sub-Surface Sounding Radar/Altimeter)

Il MARSIS è uno strumento in grado di cartografare da un punto di vista geologico l’intera struttura sub-superficiale di Marte, fino ad una profondità di alcuni chilometri. Una antenna lineare lunga 40 metri trasmetterà verso il pianeta una serie di onde radio a bassa frequenza. Una parte di queste sarà riflessa dal suolo, mentre un’altra oltrepasserà la crosta (si spera) per diversi chilometri. Sulla base del diverso modo in cui saranno riflesse sarà possibile distinguere gli strati incontrati determinando anche il tipo di terreno/rocce incontrate, permettendo in questo modo agli scienziati d’identificare la composizione del suolo, e lo spessore del ghiaccio e/o del permafrost presente. Come effetto secondario MARSIS sarà inoltre in grado di studiare la ionosfera del pianeta, una regione nella quale le onde elettromagnetiche vengono riflesse. Principale responsabile dell’esperimento, interamente ideato in Italia, è il prof.  Giovanni Picardi, dell’Università 'La Sapienza' di Roma

 La telecamera HRSC (High Resolution Stereo Camera)

è l’occhio dell’Orbiter. Telecamera stereo ad alta risoluzione HRSC sarà in grado di riprendere a colori ed in 3D l’intero pianeta con una risoluzione di 10m. Lo strumento inoltre ha la possibilità di essere direzionato (sui tre assi del satellite) per riprendere zone selezionate ad una risoluzione inferiore ai 2 mt, questo le consentirà, fra l’altro, di poter individuare Beagle 2 sulla superficie. Responsabile della telecamera Gerhard Neukum, del DLR’s Institut für Weltraumsensorik und Planetenerkundung, di Berlino.

 OMEGA (Visible and Infrared Mineralogical Mapping Spectrometer)

OMEGA esaminerà il pianeta dal punto di vista della sua ricchezza mineraria. Utilizzando una lunghezza d’onda che va dal visibile all’infrarosso - 0.5- 5.2 µm lo strumento sfrutterà il potere riflettente degli oggetti, che è diverso da minerale a minerale. In questo modo potrà individuare l’ubicazione dei giacimenti, misurando la quantità di minerali ferrosi, di carbonati e nitrati, ma anche la presenza di acqua/ghiaccio. Indicazioni secondarie sulla composizione atmosferica ci verranno fornite al ritorno delle radiazioni quando attraverseranno l’atmosfera del pianeta prima di essere ricevuta dallo strumento. Responsabile di OMEGA è il prof. Jean-Pierre Bibring, dell’Istituto francese D’Astrofisica Spaziale di Orsay.

 SPICAM (Ultraviolet and Infrared Atmospheric Spectrometer)

Utilizzando radiazioni nell’Infrarosso e nell’Ultravioletto, SPICAM sarà in grado di analizzare tutti i gas sono presenti nell’atmosfera di Marte e in che quantità. Le analisi terranno conto dei cambiamenti stagionali determinando  le variazioni nei volumi d’ozono e di vapore d’acqua presenti in atmosfera. Un sensore UV misurerà (l’eventuale) l’ozono presente (gas che assorbe luce a 250 nm), mentre un’altro agli infrarossi misurerà la quantità globale di vapore d’acqua (che assorbe la luce ad una lunghezza d’onda di 1.38 µm). Responsabile dell’esperimento è Jean-Loup Bertaux, del Service d’Aeronomie del CNRS di Verrières-le-Buisson in Francia.

PFS (Planetary Fourier Spectrometer)

Il PFS, di cui trattiamo ampiamente nell’intervista rilasciataci dal responsabile dell’esperimento, il prof. Vittorio Formisano, dell’ Istituto di Fisica dello Spazio Interplanetario del CNR’s di ROMA, misurerà per la prima volta la quantità d’assorbimento della luce solare (in una fascia che va dai 1.2 - 45 µm) da parte delle molecole di gas presenti nell’atmosfera, in particolar modo gli effetti termici (emissione nell’infrarosso) legati a questi assorbimenti. Oltre a determinare con precisione il profilo verticale di temperatura e pressione del biossido di carbonio (che costituisce il 95% dell’atmosfera marziana), PFS potrà indicarci la presenza di vapore d’acqua, monossido di carbonio, metano, formaldeide ed altri componenti minori.

ASPERA (Energetic Neutral Atoms Analyser)

ASPERA misurerà ioni, elettroni ed ogni altro tipo di atomi rilevabili presenti nell’atmosfera esterna di Marte. Questo strumento quindi permetterà agli scienziati di misurare l’interazione degli stessi con il vento solare ed i raggi cosmici, alla ricerca di indizi che indichino le causa del dissolvimento dell’atmosfera di Marte nello spazio nel corso dei milioni di anni. Infatti si pensa che la mancanza di un forte campo magnetico permetta al vento solare di disperdere nel cosmo l’atmosfera del pianeta e che sia quindi responsabile del continuo stillicidio di vapore d’acqua dal pianeta. Rickard Lundin, è il responsabile di ASPERA presso l’Istituito Svedese di Fisica Spaziale di Kiruna.

 MaRS (Mars Radio Science Experiment)

MaRS  utilizzerà I segnali radio che Mars Express riceverà ed invierà a terra per sondare la ionosfera e atmosfera (quando la navicella si troverà nell’opportuna posizione) e forse anche superficie ed il suo interno. Le informazioni dell’interno di Marte si otterranno grazie ai cambiamenti di velocità nell’orbita che il campo gravitazionale eserciterà sulla navicella, asperità superficiali potranno essere misurate analizzando i segnali di radiotrasmissione. Martin Pätzold, dell’Università di Köln, in Germania è responsabile dell’esperimento.