Timeline geologica di Marte.

 So lavorando ad un nuovo articolo sulla dinamo marziana. Questo è un grafico provvisorio che sto aggiornando con le diverse scale dei tempi  geologici da diversi autori e secondo diversi criteri. In questo grafico ho scelto i valori in modo che le varie epoche si sovrapponessero in accordo coi valori minimi e massimi trovati in letteratura.

Scala dei tempi geologici di Marte. Sull’asse verticale il tempo in miliardi di anni col lo 0 ad indicare il presente. Nella legenda in alto sono indicate le ere geologiche e i nomi delle principali strutture geologiche marziane. Nella legenda inferiore sono indicate le epoche geologiche e le principali strutture geologiche. Sono inoltre indicate le date della presenza di acqua liquida sulla superficie del pianeta e quelle della presenza di un campo magnetico planetario.

Il tema principale dell'articolo riguarderà quei processi che hanno portato a fermare la dinamo marziana facendo così perdere al pianeta il suo campo magnetico profondo. Spoiler: Marte ha un parziale campo magnetico crostale residuo ma è un'inezia.

JUICE, da zero a Giove.

 La scienza di JUICE, da zero a Giove.

Figura 1 - In questa illustrazione la navicella spaziale Jupiter Icy Moons Explorer (JUICE) dell'Agenzia spaziale europea (ESA) esplora il sistema gioviano.

 Credit: ESA/NASA/ATG MEDIALAB/UNIVERSITÀ DI LEICESTER/DLR/JPL-CALTECH/UNIVERSITÀ DI ARIZONA^(VII).

In questo articolo viene analizzata, storicamente e tecnicamente, la missione Jupiter Icy Moons Explorer (JUICE), dell'ESA, Agenzia Spaziale Europea (con contributi di NASA e JAXA), che ha come obiettivo l'osservazione di Giove e delle sue lune ghiacciate. Il suo lungo viaggio spaziale, cominciato dallo spazioporto europeo in Kourou, French Guiana, su un lanciatore Ariane 5 il 14 April 2023, arriverà nel sistema gioviano il 14 luglio del 2031 grazie a una complessa traiettoria interplanetaria che include sorvoli multipli e inediti di Venere, Terra e Luna. Ma in realtà la missione ha radici profonde che affondano nella politica/pianificazione di lungo termine sia di ESA che di NASA.

Impareremo a conoscere i 10 strumenti scientifici di cui è dotata e il suo sistema di comunicazione autonomo per la gestione delle lunghe distanze e dei tempi di latenza. Vedremo inoltre quali sono le sfide ingegneristiche legate all'ambiente ostile di Giove, come le radiazioni elevate e le temperature estreme, e le strategie di autonomia e robustezza implementate per garantire il successo della missione, compreso un innovativo sistema di gestione dei dati.

Ma prima di tutto vorrei spendere poche parole per ricordare che una missione come questa che viaggerà nello spazio per otto anni fra fionde gravitazionali e forti radiazioni è possibile solo ed esclusivamente grazie al lavoro  durato anni di migliaia fra ricercatori, ingegneri e organizzatori, Un lavoro che è frutto della passione e che non può che essere svolto con passione. Il gruppo in testa conta 11 principal investigaros più 4 ricercatori che sono specializzati in connessioni interdisciplinari e che agevolano il lavoro di squadra fra i gruppi dei favi strumenti e fra questi ultimi e la comunità scientifica. Se si contano tutti i membri dei gruppi di ricerca si arriva ad un totale di circa 400 persone ma se a queste si aggiungono gli studenti e i Phd che sono in un qualche modo coinvolti nel progetto si raggiunge il migliaio di persone coinvolte. Questo è quanto vale, non costa, esplorare il sistema gioviano la dove nessuno era mai stato prima. A riprova di ciò si vedano i loro volti felici e traboccanti di emozioni ogni volta che durante una missione viene raggiunto un traguardo o viene superata una fase critica.

Questo appeal lo subisce anche il grande pubblico che spesso personifica questi capolavori dell’ingegno umano e ne segue le storie con trepidazione. Lanci una pietra chi non ha versato una lacrima per il tuffo della Cassini nell’atmosfera di Saturno o chi non ha scritto, detto o pensato che “Percy ha scoperto” questo o quello su Marte. Non il team di ricercatori che lo guida ma proprio il rover.

JUICE prima di essere JUICE.

Dal 1973 solo 9 navicelle hanno sorvolato il sistema gioviano e dal 1995 solo 2 erano dedicate ad esso. JUICE è la prima missione europea dedicata al pianeta gigante e le sue lune.

Nota storica. Diverse missioni spaziali hanno sorvolato Giove nel corso degli anni, sia per studiare il pianeta e il suo sistema, sia come parte di missioni dirette verso altri obiettivi del Sistema Solare. Ecco una elenco cronologico delle missioni che hanno effettuato dei flyby di Giove: Pioneer 10 (1972 - 2003): La prima sonda a sorvolare Giove, inviando immagini ravvicinate e dati del pianeta e dei suoi satelliti. (Ha raggiunto Giove il 4 dicembre 1973)  Pioneer 11 (1973 - 1995): Simile a Pioneer 10, ha fornito ulteriori immagini e dati, avvicinandosi anche ai poli di Giove. (Ha raggiunto Giove il 3 dicembre del 1974) Voyager 1 (1979 - presente): Ha condotto un sorvolo ravvicinato di Giove, fornendo immagini dettagliate delle sue lune, della sua atmosfera e del suo sistema di anelli. (Ha raggiunto Giove il 5 marzo 1979) Voyager 2 (1979 - presente): Ha seguito da vicino Voyager 1, fornendo ulteriori dati su Giove e scoprendo nuovi satelliti. (Ha raggiunto Giove il 9 luglio 1979) Ulysses (1992 e 2004): Una sonda dedicata allo studio del Sole, che ha utilizzato l'assistenza gravitazionale di Giove per raggiungere la sua orbita polare solare. Non ha effettuato osservazioni approfondite del pianeta. (Ha raggiunto Giove il 8 febbraio 1992) Galileo (1995 - 2003): La prima missione dedicata all'esplorazione di Giove. Dopo essere entrata in orbita attorno al pianeta, Galileo ha studiato a lungo Giove e le sue lune, rilasciando anche una sonda nell'atmosfera gioviana. (Ha raggiunto Giove il 7 dicembre 1995) Cassini-Huygens (2000 - 2017): Durante il suo viaggio verso Saturno, la sonda Cassini ha effettuato un sorvolo di Giove, inviando immagini dettagliate e dati sulla sua atmosfera. (Ha raggiunto Giove il 30 dicembre 2000) New Horizons (2007 - presente): In rotta verso Plutone, New Horizons ha utilizzato l'assistenza gravitazionale di Giove, effettuando osservazioni scientifiche del pianeta e delle sue lune. (H a raggiunto Giove il 28 febbraio 2007) Juno (2016 - presente): Attualmente in orbita attorno a Giove, Juno sta studiando il campo magnetico, la composizione atmosferica e la struttura interna del pianeta. (H ha raggiunto Giove il 4 luglio 2016)

Michele Karen Dougherty (Principal Investigator per il magnetometro J-MAG, co-chair del JSDT) ci racconta^(IV-V) di essere coinvolta nel proto progetto di una missione verso Giove dal 2008, periodo in cui la Cassini-Huygens stava esplorando Saturno e Titano. Per questo inizialmente NASA ed ESA volevano programmare delle missioni congiunte verso Giove e il suo sistema di lune entro le quali la NASA avrebbe esplorato Europa e l’ESA si sarebbe invece concentrata su Ganimede. Questa era la fase 0 del progetto che al tempo ricevette il nome di EJSM-Laplace (Europa Jupiter System Mission)^(I). Ma la complessità implicita e il budget non permisero un’ulteriore sviluppo del progetto che per fortuna fu però portato avanti dalla sola ESA. A riguardo di questo fatto vale la pena ricordare che la proposta di Laplace è stata il frutto dello sforzo di oltre 350 scienziati provenienti da 15 paesi guidati da Michel Blanc (Space Plasma Physicist). Questo per dare un’idea della magnitudo dello sforzo che una semplice “definizione di missione” comporta. In particolare la chiamata per JUICE copre due temi chiave del programma scientifico di lunga durata Cosmic Vision 2015-2025 dell’ESA che sono: lo studio delle condizioni di formazione planetaria per l’emersione della vita e il funzionamento del sistema solare.

Ancora la Dougherty ci racconta che l’Agenzia Spaziale Europea concesse al team tre soli p mesi per organizzare una nuova architettura di missione e scegliere un nome.

Trivia. Gli acronimi in astronomia sono una faccenda tremendamente seria per cui non sottovalutate mai lo sforzo e l’ingegno e la creatività che stanno a monte dei nomi delle missioni spaziali.

Prosegue raccontando che l’idea arrivò in un pub durante una serata fra colleghi. Lei esordì con un: “Oh, we’ve got to come up with a new name!” (dobbiamo uscirne con un nuovo nome!) e dopo un brainstorming accompagnato da 2 o 3 gin & tonic idearono una lista di nomi in cima alla quale (per importanza) c’era il nostro JUICE.

Figura 2 - Diagramma di una timeline nozionale per EJSM-Laplace, supponendo che JEO e JGO venissero lanciati a un mese di distanza nel 2020. La barra e i triangoli blu rappresentano la timeline e gli eventi della missione JEO (incontri con la luna ghiacciata e perigiovio). Le barre e i triangoli rossi rappresentano la timeline della missione JGO.

Credi: ESA/NASA^(XI)

Trivia. Il nome Laplace, scelto per il progetto di missione poi abortito, è legato ad una peculiarità delle orbite delle 3 lune medicee più interne: Io, Europa e Ganimede. Queste infatti hanno dei periodi orbitali (medi) in un rapporto vicinissimo a 1:2:4, il che significa che per ogni orbita di Ganimede, Europa ne compie 2 e Io 4. Il nome è preso dall’astronomo e matematico Pierre-Simon Laplace che ne studiò le proprietà alla fine del XVIII secolo.

 

Nota tecnica. Ci sono diversi tipi di risonanza orbitale nel nostro sistema solare. Si verificano quando i periodi di alcuni moti orbitali di due corpi celesti sono sincronizzati tra loro, il che significa che il rapporto tra questi periodi può essere espresso come una frazione di due numeri interi (preferibilmente piccoli). Questo fenomeno è causato dall'influenza gravitazionale reciproca tra i corpi celesti. I i tre tipi principali di risonanza orbitale sono: Risonanze orbitali di Laplace: Queste si verificano tra due satelliti che ruotano attorno allo stesso pianeta o tra due corpi che ruotano attorno al Sole. Un esempio è la risonanza 4:1 tra le lune di Marte, Phobos e Deimos, il che significa che per ogni orbita di Deimos attorno a Marte, Phobos ne completa quattro. Risonanze secolari: Queste risonanze si verificano quando i rapporti tra i periodi di precessione dei loro apsidi o nodi sono esprimibili anche come numeri interi. Le risonanze secolari tendono ad avere periodi molto più lunghi delle risonanze di moto medio. Un esempio è l'influenza del moto di precessione del perielio di Giove sulla fascia degli asteroidi. Risonanze spin-orbitali: Queste risonanze coinvolgono più movimenti celesti relativi allo stesso oggetto. Si verificano quando il periodo orbitale e il periodo di rotazione di un corpo celeste sono esprimibili come una frazione di due numeri interi. Un esempio è la Luna, che mostra sempre la stessa faccia alla Terra perché il suo periodo di rotazione e il periodo orbitale sono in sincronia, risultando in una risonanza 1:1. Un altro esempio è Mercurio, che ha una risonanza spin-orbitale 3:2, il che significa che ruota tre volte per ogni due orbite attorno al Sole. Le risonanze orbitali possono avere un impatto significativo sull'evoluzione e sulla stabilità dei sistemi celesti. Possono agire come una forma di protezione, impedendo ai corpi celesti di entrare in configurazioni pericolose. Possono anche portare all'espulsione di oggetti dal sistema solare. Ad esempio, la risonanza spin-orbitale della Luna si ritiene abbia contribuito alla stabilità dell'asse terrestre, che ha avuto un ruolo cruciale nello sviluppo della vita sulla Terra. Le principali caratteristiche e gli effetti della risonanza di Laplace, in particolare nel caso dei satelliti galileiani Io, Europa e Ganimede sono: Rapporti interi tra i periodi orbitali: I periodi orbitali di Io, Europa e Ganimede sono in rapporto di circa 1:2:4, il che significa che per ogni orbita completata da Ganimede, Europa ne completa due e Io quattro. Questa precisa relazione matematica è la definizione stessa di risonanza di Laplace. Librazione degli angoli di risonanza: A causa delle interazioni gravitazionali, gli angoli che descrivono le posizioni relative dei satelliti nella loro orbita (angoli di risonanza) non ruotano liberamente ma oscillano attorno a valori di equilibrio. Questo fenomeno, chiamato librazione, è una caratteristica distintiva delle risonanze orbitali. Precessione sincrona dei pericentri: La risonanza di Laplace forza anche i pericentri (punti di massimo avvicinamento a Giove) delle orbite dei satelliti a muoversi in modo sincrono. Questo significa che i pericentri dei tre satelliti si allineano periodicamente, amplificando gli effetti gravitazionali reciproci. Effetti mareali amplificati: Le forze mareali generate da Giove su Io sono amplificate dalla risonanza di Laplace, provocando un riscaldamento interno del satellite e un'intensa attività vulcanica. L'eccentricità orbitale di Io, sebbene piccola, è sufficiente a generare forze mareali significative a causa della risonanza. Evoluzione a lungo termine del sistema: La risonanza di Laplace influenza l'evoluzione a lungo termine del sistema gioviano. Sebbene la risonanza sia stabile nel breve periodo, le forze mareali e le interazioni gravitazionali possono causare una lenta deriva dei parametri orbitali dei satelliti. Attualmente si discute se la risonanza stia diventando più "profonda" (rapporti tra i periodi sempre più prossimi a numeri interi) o se si stia "allontanando" da questa condizione. Le future osservazioni della missione JUICE (esperimento PRIDE), saranno cruciali per meglio comprendere l'evoluzione della risonanza di Laplace e per vincolare i parametri chiave del sistema gioviano, come i coefficienti di dissipazione mareale. In particolare, la missione potrebbe fornire informazioni importanti per discriminare tra i diversi modelli che descrivono l'evoluzione del sistema.

 

Nota storica. Il concetto della missione Europa Jupiter System Mission (EJSM-Laplace)(I) deriva dalla fusione della proposta di missione Large Class Laplace sviluppata in risposta alla chiamata del programma Cosmic Vision 2015-2025(II;III) dell'ESA nel 2007 e di due studi di missione NASA Outer Planets Flagship, Europa Orbiter  e Jupiter System Observer. La “responsabilità condivisa” proposta per EJSM-Laplace è stata raggiunta all'inizio dello studio congiunto ESA-NASA cominciato nei primi del 2008, quando è stato istituito il Joint Science Definition Team (JSDT) che, al fine di comprendere i satelliti galileiani “come sistema”, individuò Ganimede ed Europa per un'indagine dettagliata da parte di EJSM-Laplace. Questa sarebbe dovuta essere una missione internazionale sviluppata in collaborazione tra le due agenzie spaziali soddisfacendo così anche alcuni punti in agenda del NASA’s 2003-2013 Decadal Survey. L'architettura di riferimento della missione comprendeva due elementi di volo:         i.                        lo Jupiter Ganymede Orbiter (JGO)(IX), che si supponeva sarebbe stato sviluppato, lanciato e gestito dall'ESA e        ii.                        ii) lo Jupiter Europa Orbiter (JEO)(VII), che si supponeva sarebbe stato sviluppato, lanciato e gestito dalla NASA. Per ragioni di budget (legati all’estrema complessità della missione), ancora una volta, la missione si fermò alla fase 0 dello sviluppo.

Figura 3 – Artist’s impressione di Jupiter Ganymede Orbiter (JGO). Credit: ESA.

Figura 4 - Progettazione concettuale del Jupiter Europa Orbiter (JEO). Credit:  NASA.

Leigh Fletcher (uno dei quattro JUICE Interdisciplinary Scientist) ci spiega^(IV) che per una maggiore comprensione del sistema delle lune galileiane non solo sono necessari strumenti in situ ma è fondamentale un lavoro sinergico sia fra ricercatori in diversi ambiti che fra gli strumenti integrati nella navicella spaziale (spacecraft). Nei prossimi capitoli verranno esposti “il perché” della scelta delle lune medicee e “il come” attraverso un’analisi della navicella in generale e degli strumenti di bordo in particolare.

ESA’s Cosmic Vision 2015-2025.

“Nulla avviene mai nel vuoto”, nel senso che tutto avviene in un contesto che in questo caso è un ciclo di pianificazione scientifica di lunga durata, decennale, chiamato Cosmic Vision 2015-2025 che è stato ideato nel 2005. I piani precedenti sono stati Horizon 2000, preparato nel 1984 e Horizon 200 Plus disegnato nel 1994-1995. L’ESA pianifica le sue missioni spaziali con decenni di anticipo per cui ognuno di questi guiderà le missioni dei decenni successivi ma basandosi sui successi e gli insegnamenti tratti dai piani precedenti, Horizon 2000 e Horizon 2000 Plus). Ad esempio, missioni come Rosetta, Planck e Herschel, lanciate nell'ambito di Horizon 2000, hanno gettato le basi per le attuali missioni come Gaia, Lisa Pathfinder e BepiColombo. Al fine di poter redare una pianificazione per i prossimi 20 o 50 anni, l'ESA considera le nuove scoperte e le tecnologie emergenti; ad esempio, l'esplorazione dei giganti di ghiaccio come Nettuno e Urano sarà fondamentale per comprendere gli esopianeti, dato che molti di quelli scoperti hanno dimensioni simili.

Le quattro domande principali a cui il programma Cosmic Vision cercherà di rispondere sono:

1. Quali sono le condizioni per la formazione dei pianeti e la nascita della vita?
2. Come funziona il Sistema Solare?
3. Quali sono le leggi fisiche fondamentali dell'Universo?
4. Come ha avuto origine l'Universo e di cosa è fatto?

Per rispondere a queste domande è stata concepita una nuova flotta di veicoli spaziali tra cui:

·         Missioni sugli esopianeti: Cheops (lancio nel 2019), Plato (2026) e Ariel (2029) si concentreranno sulla ricerca di pianeti simili alla Terra e sulla comprensione della loro formazione.

·         Solar Orbiter (lancio nel 2020): studierà i poli del Sole e i processi legati al meteo spaziale.

·         Jupiter Icy Moons Explorer (lancio nel 2023): valuterà l'abitabilità delle lune ghiacciate di Giove.

·         Euclid: (lancio nel 2023) studierà l'energia oscura e la materia oscura, cercando di comprendere la struttura e l'evoluzione dell'Universo.

·         Athena: (2037) osserverà le sorgenti di raggi X più potenti dell'Universo.

·         Lisa: (2035) rivelerà le onde gravitazionali provenienti da eventi cosmici estremi.

Ancora una volta questa esposizione delle missioni vuole dare un’idea dei complessi processi scientifici, politici e decisionali che soggiacciono l’esplorazione spaziale la quale è un enorme intricato organico in cui tutto influenza tutto e in cui nulla, come nell’evoluzione darwiniana, va sprecato. Ogni tecnologia, ogni conoscenza acquisita va ad arricchire il substrato su cui crescono le missioni del futuro.

Perché le lune ghiacciate di Giove?

Figura 5 - I quattro saltelli ti maggiori di Giove, anche detti galileiani o medicei. L'immagine (PIA01299) è un fotomontaggio delle quattro lune riprese in luce naturale dalla sonda Galileo e scalate per rispettarne le proporzioni reciproche. Sono mostrate in ordine di distanza dal loro primario ma le distanze relative non sono in scala. Da sinistra verso destra vediamo Io, Europa, Ganimede e Callisto. La loro distanza da Giove ne spiega alcune caratteristiche geomorfologiche.

Credit: NASA/JPL/DLR^(VI)

LA storia delle 4 maggiori lune gioviane comincia il 7 gennaio  del 1610 quando Galileo Galilei osservò per la prima volta Giove col suo telescopio. Uno strumento dalle prestazioni inferiori a quelle del più modesto degli strumenti amatoriali oggi disponibili ma che nonostante questo, e grazie all’ingegno di chi lo utilizzava, gli permise di notare alcuni piccoli puntini luminosi vicinissimi al re dei pianeti. Il genio di Galileo non si manifestò tanto nell’osservazione, un fatto di perse magari banale e dettato dalla mera e bella curiosità, ma piuttosto nell’aver ripetuto l’osservazione nei giorni successivi. Questo gesto sta alla base di quel metodo che noi oggi chiamiamo scientifico e che gli viene, con un po’ di occidentalcentrismo, ma meritatamente attribuito. Furono quelle osservazioni che gi permisero di collezionare i dati dai quali avrebbe poi capito che quei puntini erano lune che orbitavano attorno al gigante gassoso. Chiamò quelle lune medicee, in onore del suo protettore Cosimo II de’ Medici.

Nota storica. Ho trovato un unico articolo accademico(XVI), a firma unica di Xi Ze-zong, in cui si esplora l’ipotesi che l’astronomo cinese Gān Dé possa aver effettuato un osservazione di almeno una delle lune gioviane nel 364 a.E.V. Le prove e le argomentazioni a sostegno dell'affermazione che l’astronomo cinese abbia visto una luna di Giove si basano su un passaggio del libro Kaiyuan Zhan Jing (Il trattato di Kaiyuan sull'astrologia), compilato tra il 718 e il 726 E.V. da Qutan Xida. Questo libro contiene parti del libro di Gān Dé, Sui Xing Jing (Trattato su Giove) in cui Gān Dé descrive l'osservazione di Giove con accanto una “piccola stella rossastra” (chi). Gan De ha definito questa osservazione “un'alleanza” (tong meng), che era un termine usato per descrivere due stati che si univano per uno scopo comune. Il fatto che Gān Dé abbia usato il termine tong meng per descrivere la stella e Giove, e che la stella fosse “appesa” a Giove implica che la stella fosse un accessorio di Giove piuttosto che una stella indipendente. L'autore dell'articolo ritiene che questa sia una chiara indicazione che Gān Dé stesse vedendo una luna di Giove. Curiosamente questo passaggio è stato apparentemente trascurato fino ad ora. Inoltre, il planetario di Pechino ha condotto simulazioni e test su richiesta dell'autore scoprendo che un satellite di magnitudine 5,5 può essere visto ad occhio nudo se si trova ad almeno 5' di distanza da un pianeta di magnitudine -2,0 e, siccome luminosità di Giove varia tra -2,5 e -1,4 di magnitudine, questo supporta l'affermazione secondo cui Gān Dé vide una delle lune interne di Giove, poiché queste hanno una magnitudine compresa tra 4,9 e 5,6 e si trovano a una distanza compresa tra 2'18" e 10'8" da Giove. Sulla base di questi numeri, l'autore ritiene che Gān Dé abbia visto molto probabilmente Ganimede poiché essa è la più luminosa delle lune di Gioviane. Gān Dé fece questa osservazione nell'estate del 364 a.E.V., mentre Giove si muoveva nella casa lunare Wei, il nostro Acquario.

4 secoli più tardi quei corpi, fanno parte di una famiglia molto più grande che ne comprendente 95 confermati come lune^(XII) pur continuando a rivestire un ruolo importante e di primario interesse scientifico. Sono tutte lune con un nucleo roccioso che però presentano caratteristiche geomorfologiche molto diverse dovute soprattutto alla loto distanza orbitale da Sol V; fra di esse quelle di maggio interesse sono Europa e Callisto. Ciò che le differenzia dalle sorelle è il fatto che posseggono un’ambiente favorevole alla vita e nello specifico una vasta idrosfera in parte liquida.

Io.

È la più interna delle lune Medicee, è rocciosa e presenta una briosa attività tettonica di tipo heat pipe. Questo tipo di tettonica, che è stato attivo anche sulla Terra primordiale, è dominata dal vulcanismo come mezzo di trasporto del calore attraverso la crosta solida. Io è, nel sistema solare, il corpo con la maggiore attività vulcanica attiva; su di esso si contano infatti approssimativamente 400 vulcani. Il calore che alimenta questo impressionante vulcanismo, si ricordi che Io ha un diametro di 3643 km (0,286  diametri terrestri)^(XIII), deriva dalle tremende forze di marea che Giove vi esercita. La marea crostale di Io infatti tocca i 100 m^(XIV); per confronto di pensi che la marea liquida sulla Terra tocca al massimo i 18 metri mentre quella solida si attesta attorno ai 20 cm.

Europa.

Europa, la seconda luna per distanza da Giove, è un po’ come Io ma con una vasta idrosfera. Con un diametro di 3122 km (0,245 diametri terrestri)^(XIII) è un po’ più piccola della precedente ma la sua superficie è totalmente diversa. Infatti sotto una crosta ghiacciata spessa fra i 15 e i 25 km si trova un oceano liquido probabilmente globale profondo dai 60 ai 150 km^(XV).

Una delle prove più forti a suggerimento della presenza di un oceano sotto la superficie di Europa è l’interferenza che il campo magnetico gioviano subisce in prossimità di questa luna. Questa misurazione implica fortemente che un campo magnetico creato (indotto) all'interno di Europa da uno strato profondo di un fluido elettricamente conduttivo. Considerando la composizione ghiacciata di Europa, gli scienziati ritengono che il materiale più probabile per creare questa firma magnetica sia un oceano globale di acqua salata.

Anche in questo caso sono le forze di marea a generare il calore che viene poi trasmesso al manto acquoso permettendogli di mantenersi liquido. Questo probabilmente avviene anche attraverso bocche idrotermali che si pensa non dovrebbero essere dissimili da quelle presenti sui fondali oceanici della  biglia blu. La presenza di queste strutture è di enorme interesse per gli astrobiologi in quanto essi ritengono che alcuni degli ingredienti preferenziali per la vita siano l’acqua liquida, un certa presenza di minerali e una fonte di energia. Sulla Terra questi elementi lavorano in sinergia in prossimità delle fumarole sottomarine, in inglese black smokers, permettendo la sopravvivenza di colonie vitali indipendenti dalla luce del Sole. La base trofica di queste colonie è infatti chemiosintetica e non fotosintetica; trae cioè energia dai minerali disciolti presenti in abbondanza in prossimità di questi caratteristici camini idrotermali. Se si considera che si ritiene che Europa possegga il suo oceano praticamente dalla sua origine e cioè da oltre 4 miliardi di anni, ed essendo questo lasso di tempo ritenuto sufficiente per la formazione abiotica della vita, non è inverosimile la fiducia che la comunità scientifica ripone in questo corpo come possibile dimora di vita aliena.

Un’altra caratteristica peculiare di Europa è l’età della sua crosta ghiacciata che è misurabile in decine di milioni di anni: fra i 40 ei 90^(XV). Essa è quindi, in termini geologici, giovanissima ad indizio di una fervida attività di riciclo crostale, anche questo ritenuto un buon indicatore di abitabilità.

Ganimede.

Ganimede e la maggiore delle lune gioviane, ha un diametro di 5262 km (0,413diametri terrestri)^(XII) e da sola consta quasi del 38 % di tutta la massa delle 95 lune gioviane. Per confronto Mercurio ha un diametro di 400 km più piccolo. I dati raccolti dalla NASA, in particolare dal telescopio spaziale Hubble e dalla sonda Juno, indicano la presenza di un oceano di acqua salata sotterraneo su Ganimede, che si stima arrivi a 100 km di spessore sotto una crosta ghiacciata spessa 150 km la quale ha un età stimata in centinaia di milioni di anni. Al suo interno si ritiene vi siano un nucleo metallico circondato da un mantello roccioso di silicati. Ganimede è anche l'unica luna conosciuta con un proprio campo magnetico che causa aurore visibili come nastri di gas caldo ed elettrificato. La superficie di Ganimede è una miscela di regioni scure fortemente craterizzate e terreni chiari scanalati, suggerendo processi tettonici globali. Ulteriori analisi hanno rivelato la presenza di sali minerali, composti organici e una sottile atmosfera di ossigeno.

Le recenti osservazioni sulla composizione della superficie di Ganimede, effettuate dalla missione Juno della NASA, hanno rivelato la presenza di sali minerali e composti organici. Questi risultati^(XVIII) derivano dai dati raccolti dallo spettrometro Jovian Infra Red Auroral Mapper (JIRAM) a bordo della sonda spaziale durante un sorvolo ravvicinato della luna ghiacciata il 7 giugno 2021.12 Questa scoperta potrebbe aiutare gli scienziati a comprendere meglio l'origine di Ganimede e la composizione del suo profondo oceano. La presenza di sali, in particolare sali ammoniacali e carbonati, suggerisce che Ganimede potrebbe aver accumulato materiali abbastanza freddi da condensare l'ammoniaca durante la sua formazione. I sali di carbonato potrebbero essere resti di ghiacci ricchi di anidride carbonica. La principale prova a sostegno dell'esistenza di un oceano su Ganimede ci viene fornita da una modellazione del suo campo magnetico. Questa modellazione ha stabilito che la regione equatoriale della luna, fino a una latitudine di circa 40 gradi, è protetta dal bombardamento di elettroni energetici e ioni pesanti creato dal campo magnetico di Giove. Questo bombardamento avrebbe un impatto negativo su sali e sostanze organiche la cui presenza suggerisce che siano i resti di una salamoia oceanica profonda che ha raggiunto la superficie.

Sebbene non sia una prova diretta della vita, come per Europa,  la presenza di composti organici su Ganimede è significativa. I composti organici sono i mattoni della vita e la loro presenza aumenta la possibilità che la vita possa essersi evoluta su Ganimede, in particolare nel suo vasto oceano interno.

Nota tecnica. Al riscaldamento materiale delle prime 3 lune (Io, Europa e Ganimede), soprattutto per quanto riguarda Io contribuisce anche la risonanza di Laplace.

Callisto.

Callisto è la quarta ed ultima delle une medicee, ha un diametro di 4821 km (0,378 diametri terrestri)^(XII), è la seconda luna più grande di Giove e la terza del nostro sistema solare, è un corpo celeste inaspettatamente intrigante che “potrebbe” nascondere un oceano salato sotto la sua superficie ghiacciata e ricca di crateri. La sua superficie è infatti vecchia di miliardi di anni ed è la più craterizzata nel sistema solare. Sebbene inizialmente considerata inattiva geologicamente, la scoperta di un possibile oceano ha portato Callisto ad essere classificata tra i mondi che potrebbero ospitare la vita. I dati raccolti dalla sonda Galileo della NASA suggeriscono che questo oceano potrebbe interagire con le rocce sottostanti, creando condizioni potenzialmente favorevoli alla vita. Oltre alla presenza di acqua, un'altra indicazione promettente è la rilevazione di ossigeno nella sua estremamente sottile esosfera.

È opinione condivisa che tutte e 4 queste lune abbiano avuto origine dal materiale di scarto rimasto dopo la formazione del loro primario.

JUICE, una volta che è JUICE.

La nascita di uan missione spaziale è un processo lungo e complesso che deve attraversare tutta una serie di fasi ognuna delle quali ha un preciso scopo. Parliamo Mission Lifetime Cycle per indicare la totalità di questi processi che vanno dalla definizione di cosa si vuole fare alla operatività nello spazio.

Vediamo ora come avviene questo processo.

ü  Phase 0: Mission analysis and identification. Questa fase comincia dopo una “chiamata” dell’ESA per una proposta di missione che include i traguardi da raggiungere, i costi, la taglia (small S-class, medium M-class and large L-class) e alcuni dettagli programmatici. Ogni chiamata genera mediamente circa un 100 risposte che provengono da diversi gruppi accademici e che possono riguardare diversi rami delle scienze astronomiche.

A questo punto la palla passa ai comitati scientifici consultivi che riducono le opzioni a 3 o 4 missioni. I comitati includono l'Astronomy Working Group, il Solar System Working Group, il Fundamental Physics Working Group, lo Space Science Advisory Committee e lo Science Programme Committee. Ora è il turno di ingegneri e di ricercatori iniziano una fase di valutazione che dura un anno e che ha lo scopro di identificare le tecnologie da sviluppare affinché la missione risulti fattibile. Questo avviene maggiormente presso l’ESA’s Concurrent Design Facility (CDF). Presso l’annuale incontro che si tiene presso il quartier generale dell’ESA a Parigi si decide quale progetto far procedere fino alla fase A.

ü  Phase A: Feasibility. Presso l’ESA’s Space Research and Technology Centre (ESTEC) nei Paesi Bassi una squadra dedicata si occupa quindi del concetto e del primo design della missione mentre in parallelo, presso l’European Space Operations Centre (ESOC), si comincia a lavorare alla strumentazione di terra, hardware e software necessaria al controllo e alle comunicazioni col segmento spaziale. Presso l'ESOC si adotta il concetto di famiglia di missioni, in base al quale gli stessi metodi operativi, strutture, software, strumenti e procedure vengono applicati a un raggruppamento di missioni correlate. Ciò al fine di aumentare significativamente l'efficienza, ridurre i costi e garantire che le migliori tecnologie e tecniche siano adottate rapidamente. L'analisi di missione è una valutazione matematica dettagliata delle potenziali orbite di un satellite che ha lo scopo di determinare il modo migliore per soddisfare gli obiettivi scientifici della missione in termini di budget, di carburante, di  orbite raggiungibili, capacità del veicolo di lancio, stazioni di terra disponibili, complessità operativa e durata prevista. L'analisi di missione viene eseguita utilizzando metodi avanzati di meccanica celeste, matematica applicata e teoria del controllo e della stima. Potenti workstation e una suite di sofisticati strumenti software consentono un'analisi approfondita di tutti gli aspetti delle orbite e delle traiettorie. Per supportare questo lavoro, vengono utilizzate visualizzazioni grafiche animate di particolari regioni dello spazio, tra cui la magnetosfera e le fasce di radiazione terrestri e non che il veicolo dovrà attraversare. È anche importante visualizzare le relazioni dinamiche 3D tra il veicolo spaziale, la Terra, la Luna, il Sole, i pianeti e gli asteroidi. I risultati dell'analisi di missione e della progettazione del segmento di terra vengono valutati in stretta collaborazione con il team di progetto della missione presso l'ESTEC e i risultati vengono consegnati al produttore per essere integrati nella progettazione e costruzione finale del satellite. Alla successiva riunione annuale si decide quale progetto per ogni missione potrà passare alla fase successiva.

ü  Phase B: Preliminary Definition. Nella fase B1 i risultati di cui sopra vengono consegnati a due appaltatori (contractors) selezionati per una competizione che porta ad una migliore definizione della missione tramite un design preliminare. Uno solo di questi verrà poi selezionato per far procedere il progetto alla fase B2 e le seguenti fasi di implementazione.

ü  Phase C: Detailed Definition. A questo punto la missione è formalmente “adottata” e l’appaltatore può meglio definire alcuni dettagli quali il lanciatore, il carico utile e dettagli più fini della navicella stessa. Durante questa fase si stabiliscono anche le varie turnazioni del gruppo di controllo che deve operare 24/7/365 con gruppi più corposi durante le prime fasi di vita della missione (e.g. lancio e calibrazione). Durante questa fase vengono costruite due versioni del veicolo spaziale:

·         lo Structural and Thermal Model (STM) e

·         l'Engineering Model (EM). Queste unità sono sottoposte a dure condizioni di test per replicare le condizioni previste durante il lancio, per verificare che tutti i sottosistemi del satellite funzionino correttamente insieme e per garantire la loro compatibilità con il lanciatore e i suoi sistemi di terra.

·         Può anche essere costruito un Qualification Model (QM) da sottoporre ai test ambientali nella camera a termovuoto in cui verrà esposto alle stesse condizioni di pressione e temperatura che incontrerà durante le fase operativa. Altri test sono quelli delle vibrazione del suono durante i quali si sottopone il velivolo a condizioni fino al 25% superiori rispetto a quelle che esperirà durante il lancio.

ü  Phase D: Qualification and Production. A questo punto, una volta che il progetto è stato testato e dimostrato valido oltre ogni “ragionevole” dubbio e ha superato la Critical Design Review, viene avviata la costruzione del Flight Model (FM) della navicella che è quello che andrà effettivamente nello spazio. Qui entrano in gioco industrie da tutto il mondo che forniscono componentistica di ogni genere all’appaltatore principale. Si ritesta tutto l’impianto elettrico, le comunicazioni (questo avviene in un’apposita camera speciale dedicata) e il software che comprende le varie operazioni scientifiche e la navigazione. Col consenso del Flight Acceptance Review la navicella può ora essere spedita al sito di lancio.

ü  Phase E: Utilisation. Questa fase copre tutto il periodo cha va dal lancio alla fine della missione. Durante questa fase si svolgono tutte le fasi propedeutiche e scientifiche, e si affrontano gli eventuali piccoli e grandi imprevisti che un progetto così complesso comporta. Inoltre si assistono e correggono le manovre orbitali ed eventualmente si prolunga la missione o quando è possibile gli si assegna un nuovo scopo una volta che quello nominale è stato espletato.

ü  Phase F: Disposal. In questa fase si guida la varicella verso la sua fine. La si può semplicemente spegnere per eliminare qualunque rischio di interferenza con altre missioni o la si può guidare in un orbita distruttiva sulla Terra o un altro corpo.

L’orbita.

Figura 6 – Sequenza delle fionde gravitazionali della missione JUICE dal lancio fino all’arrivo al sistema giovino.

Credit: ESA (acknowledgement: work performed by ATG under contract to ESA)

Anche se raggiungere i pianeti esterni è, controintuitivamente, più “facile” che raggiungere quelli interni rimane un’impresa non da poco che richiede un notevole dispendio di energia e grandi capacità di orientarsi e manovrare con precisione. Al momento in cui scrivo (agosto 2024) JUICE ha già percorso 1000 milioni di km a fronde di una distanza orbitale fra Terra e Giove che varia fra 588 milioni di km e 968 milioni di km; allora perché non è già arrivata a destinazione?

Non essendo in grado effettuare né l’uno né l’altro tipo di viaggio, in modo diretto, e con la sola propulsione del lanciatore si è dovuta trovare una soluzione alternativa. Gli ingegneri nel passato sono venuti a capo di questo problema ideando un nuovo tipo di manovra orbitale nota come fionda gravitazionale o in inglese gravity assist o flyby. La ragione della necessità di questo tipo di manovra va trovata nella meccanica delle orbite. Nello spazio una traiettoria diretta, che potremmo definire dritta è possibile ma è esorbitatamene dispendiosa dal punto di vista energetico. Il contesto in questo caso è importantissimo: nel sistema solare tutto è in moto relativo e i pianeti, tutti, orbitano attorno al Sole nello stesso verso ma più le loro orbite sono ristrette, quindi più sono vicini alla loro stella, più si muovono velocemente. La Terra si muove a circa . Questo comporta che possiamo, si, lanciare una sonda verso Giove con una traiettoria più o meno diretta ma questa arriverà li con una tale velocità da non poter essere catturata dl pianeta. Questo tipo di orbita è utile se si vuole sfruttare Giove come tappa intermedia verso lo spazio più esterno effettuando una fionda gravitazionale. Di fatto il primato di percorrenza verso Giove spetta alla New Horizon che ha raggiunto il punto di massimo approccio con Giove in poco più di 1 anno dal 19 gennaio 2006 al 28 febbraio 2007. E qui entrano in gioco i flyby.

La velocità di un veicolo spaziale durante una fionda gravitazionale viene modificata dall'interazione tra la gravità del pianeta e il movimento del veicolo spaziale rispetto al Sole. Anche se la velocità del veicolo spaziale rispetto al pianeta potrebbe rimanere la stessa prima e dopo l'incontro, è il movimento del pianeta attorno al Sole che fornisce la spinta.

Ecco una spiegazione di come funziona:

• Approccio iniziale: Quando un veicolo spaziale si avvicina a un pianeta, viene attratto dalla sua gravità e inizia ad accelerare verso di esso.
• Velocità massima: La velocità del veicolo spaziale raggiunge il suo picco quando si trova nel punto più vicino al pianeta.
• Allontanamento e rallentamento: Mentre il veicolo spaziale si allontana dal pianeta, la gravità del pianeta lo rallenta, ma non nella stessa misura in cui lo ha accelerato durante l'avvicinamento (se il sistema di riferimento è il Sole).
• Il ruolo del movimento del pianeta: La chiave per comprendere la fionda gravitazionale è che il pianeta stesso è in movimento attorno al Sole. Durante il sorvolo, il veicolo spaziale non interagisce con un pianeta stazionario, ma con un pianeta che ha un'enorme quantità di moto a causa della sua orbita attorno al Sole.
• Trasferimento di quantità di moto: La quantità di moto del pianeta viene trasferita al veicolo spaziale, dando al veicolo spaziale una spinta significativa nella direzione del movimento del pianeta. La quantità di spinta dipende dalla direzione del veicolo spaziale rispetto al movimento del pianeta.

In sostanza, il veicolo spaziale scambia una piccola quantità di energia cinetica col pianeta per modificare la propria velocità, in accelerazione o decelerazione, e direzione. Un analogia potrebbe essere quella del trampolino elastico. Un trampolino elastico “ideale” restituisce a chi ci salta tutta l’energia cinetica che questi gli ha trasferito riportandolo alla stessa altezza da cui vi è caduto. Ma se il trampolino si stesse muovendo verso l’alto potrebbe far rimbalzare il saltatore più in alto del punto da cui ha iniziato a cadere. L’energia extra gli viene trasferita dall’energia cinetica del trampolino stesso. Analogamente una sonda può cadere verso un pianeta e “rimbalzare” con più energia sottraendo quella extra al pianeta stesso.

Figura 7 – Illustrazione della struttura base della sequenza temporale (timeline) della missione JUICE. I marcatori indicano i momenti di maggior avvicinamento, i perigiovi e l’inserzione nell’orbita di Giove (Jupiter Orbital Insertion – JOI)^(XX).

Credit: Grasset, O. & Dougherty, M.K. & Coustenis, Athena & Bunce, Emma & Erd, C. & Titov, D.V. & Blanc, Michel & Coates, Andrew & Drossart, Pierre & Fletcher, Leigh & Hussmann, H. & Jaumann, Ralf & Krupp, N. & Lebreton, Jean-Pierre & Prieto-Ballesteros, Olga & Tortora, Paolo & Tosi, Federico & Van Hoolst, Tim. (2013). JUpiter ICy moons Explorer (JUICE): An ESA mission to orbit Ganymede and to characterise the Jupiter system. Planetary and Space Science. 78. 1-21. 10.1016/j.pss.2012.12.002.

La missione JUICE farà ampio uso di questa manovra sia per arrivare al sistema gioviano che durante la sua esplorazione. Di seguito una panoramica delle principali manovre orbitali e orbite suddivise nelle varie macrofasi della missione^(XXXV):

Tabella 1 – Principali fasi e manovre orbitali della missione JUICE.

Fase della missione	Date	Descrizione
Lancio e viaggio verso Giove	Aprile 2023 - luglio 2031
	Aprile 2023 – agosto 2024	1a orbita attorno al Sole
	Novembre 2023	Manovra di uscita dall’orbita solare in direzione del LEGA
	Agosto 2024	Flyby luniterrestre, il primo mai effettuato. (LEGA - Lunar-Earth Gravity Assist)
	Agosto 2024 – agosto 2025	2a orbita attorno al Sole
	Agosto 2025	Flyby di Venere.
	Agosto 2025 – settembre 2026	3a orbita attorno al Sole
	Settembre 2026	1o flyby della Terra
	Settembre  2026 – gennaio 2029	4a orbita attorno al Sole
	Gennaio  2029	2o flyby della Terra
	Gennaio 2029 – luglio 2031	Trasferimento verso Giove.
Esplorazione del sistema gioviano. Fase complanare	Luglio 2031 - dicembre 2034
	Luglio 2031	Arrivo su Giove
	Luglio 2031	Flyby di Ganimede (1o di 12)
	2a metà del 2031	Inserzione nell’orbita di Giove e 1a orbita gioviana
	2031 – 2032	Fase di riduzione dell’energia orbitale
	Luglio 2032	flyby di Europa (1o di 2)
	Luglio 2032	flyby di Callisto (2o di 21)
Fase ad Esplorazione del sistema gioviano. Fase ad alta inclinazione	Luglio 2032 – dicembre 2034	l’inclinazione aumenterà progressivamente  fino a quasi 30°
	Luglio 2032 – dicembre 2034	Fase a bassa energia orbitale
Orbita e impatto su Ganimede	Dicembre 2034 - fine 2035
	Dicembre 2034	inserzione nell’orbita attorno a Ganimede
	2035	Circolarizzazione dell’orbita attorno a Ganimede, quota 5000 km
	2035	Orbita circolare attorno a Ganimede, quota da 500 a 200 km
	Fine 2035	Impatto su Ganimede

Figura 8 – Illustrazione della fionda gravitazionale luniterrestre.

Credit; ESA (Work performed by ATG under contract to ESA)

La traiettoria orbitale è il risultato di un processo decisionale che ha come radici gli obbiettivi scientifici della missione. Si parte da questi per costruire una traiettoria che li soddisfi al meglio stando entro i paramenti di missione; tempo di volo totale, tempo di permanenza in zone fortemente irraggiate, temperature minane e massime a cui è esposto il velivolo, carburante disponibile et cetera.

Il piano di volo originale prevedeva il lancio nel 2022 ma la pandemia di CoViD-19 ha costretto ad un posticipo che fino all’ultimo si credeva di poter evitare. Ovviamente esistevano piani di volo nelle varie finestre di lancio tutti gli anni fino al 2025  e nello specifico il 2023 ne aveva 3: i1 n aprile e 2 in agosto che presentavano però un allungamento del tempo di trasferimento fino a Giove rispettivamente di 3y+3m,  2y+10m e 1y+9m. Queste ultime due prevedevano un flyby luniterrestre. Per questo si preferiva la prima delle 2 opzioni. Ma queste analisi erano di 10 anni prima. Una successiva analisi rilevò una finestra di lancio in aprile che garantiva un viaggi più corto del preventivato. Ma con un lancio equatoriale anziché inclinato.

Il 17 novembre 2023 JUICE ha operato la più dispendiosa manovra orbitale di tutta la sua missione bruciando nel motore principale, in 43” il 10% di tutto il suo carburante. Per quanto possa sembrare folle pensare di bruciare così tanto carburante in così poco tempo questa manovra è stata essenziale perché ha tolto la sonda dalla sua orbita eliocentrica per indirizzarla verso il primo di una serie di assist gravitazionali che le permetteranno di raggiungere il sistema gioviano.

“This manoeuvre used up roughly 363 kg of fuel – or almost exactly 10% of the 3650 kg of fuel that Juice launched with”

“Questa manovra ha consumato circa 363 kg di carburante, ovvero quasi esattamente il 10% dei 3650 kg di carburante con cui Juice è stato lanciato"

Figura 9 - Ha affermato Julia Schwartz, ingegnere di dinamica di volo presso il centro di controllo missione ESOC dell'ESA in Germania^(XXI).

La manovra più particolare di tutta la missione è senza dubbio il sorvolo luniterrestre (Lunar-Earth Gravity Assist – LEGA). Lo scopo di questa manovra è di fornire alla sonda abbastanza energia da permetterle di sfuggire al pozzo gravitazionale del Sole abbastanza da raggiungere Giove. Si tratta di una manovra mai compiuta prima che presenta notevoli difficoltà ma che permette anche un importante risparmio di carburante, il tutto accompagnato da un pizzico di fortuna. Il profilo di volo pristino, prima del ritardo causato dalla pandemia di CoViD-19, prevedeva al suo posto un “semplice” flyby terrestre ma il caso ha voluto che il ritardo abbia spostato la finestra di lancio (5 -25 aprile 2023) in un omento in cui una particolare configurazione delle orbite ha reso possibile e vantaggiosa questa manovra. E questa è la parte in cui una sventura (pandemia) si è tramutata in una fortuna (opportunità per il flyby). In pratica JUICE effettuerà due fionde gravitazionali in ordine sulla Luna e sulla Terra in sole 24 ore. Le difficoltà non mancano e sono legate a 3 fattori:

·         L’estrema precisione necessaria.

·         L’estrema complessità della manovra.

·         La ridotta finestra temporale.

Si deve essere in grado di calcolare e adeguare i parametri dei sorvoli in tempi strettissimi e con estrema precisione perché anche una minima devianza dalla nominalità potrebbe portare ad un consumo eccessivo di carburante che potrebbe risultare in una compromissione parziale della missione, o ad un fallimento completo. Ogni sorvolo comporta un certo grado di incertezza che viene poi chiarita una volta analizzata la telemetria trasmessa alla sede di Terra. Qui, per operare in tempi così ridotti, (si badi che gli altri flyby sono separati da mesi o anni) si necessita di un apparato ricetrasmittente di prim’ordine e di una capacità qualitativa e quantitativa di calcolo non comuni, il tutto deve poi essere perfettamente gestito dal personale di Terra che, seppur addestratissimo, implica un ulteriore fattore di rischio. In patica una volta recepiti i parametri di volo in entrata e in uscita dalla prima fionda si deve in pochissimo tempo calcolare i parametri della seconda, quindi tutta una serie di orbite e di manovre associate, al fine di indirizzare correttamente la sonda verso la prossima tappa.

Non tutto il male vien per nuocere. C’è infatti uno strumento che ha beneficiato maggiormente del sorvolo lunare: questo è il Radar for Icy Moon Exploration (RIME). Il sorvolo del 19 agosto ha offerto al team RIME una delle poche opportunità prima dell'arrivo su Giove per verificare in che modo il rumore elettronico all'interno della navicella spaziale sta influenzando le prestazioni dello strumento. Durante l'avvicinamento più ravvicinato alla Luna, RIME ha avuto otto minuti per effettuare osservazioni in solitaria, mentre gli altri strumenti erano spenti o posti in modalità silenziosa. Sulla base di queste osservazioni, il team RIME lavorerà a un algoritmo per correggere il problema del rumore.

La navicella.

Figura 10 - Illustrazione di alcuni precedenti modelli di JUICE.

Credit: ESA.

Costruire un veicolo spaziale, che esso sia un lander, un rover o un orbiter non fa differenza, non è un compito banale. Il complesso processo di selezione del progetto, di selezione del costruttore e di test multipli serve proprio a garantire che il prodotto finale possa superare le durissime condizioni che dovrà affrontare durante il lancio, la permanenza nello spazio e l’eventuale discesa su un corpo celeste. Questi stress comportano forti vibrazioni, rumori assordanti, radiazioni e sbalzi fra temperature estreme agli antipodi a cui va aggiunta la necessità vitale di approvvigionamento di energia.

Tabella 2 -  Specifiche di JUICE^(XL).

stowed for launch:	4.09 x 2.86 x 4.35 m
deployed in orbit:	16.8 x 27.1 x 13.7 m
Mass (with propellant):	6070 kg
Dry mass:	2420 kg
Dry mass:	2420 kg
Propellant mass:	3650 kg
Instrument payload mass:	280 kg（10 instruments
Power Source:	850 W solar panels
Payload power consumption:	180 W
High-gain Antenna:	2.5 m, X & Ka-band
High ΔV required:	2700 m/s
Radiation Level:	240 krad /10 mm Al solid sphere
Downlink Transfer Rate:	2 Gbit/day or higher
Solar Array area:
Memory:	1 Tb

Il carico scientifico.

Figura 11 – Illustrazione del carico scientifico di JUICE.

Credit: ESA/ATG medialab.

Juice è stata assegnata alla classe L (large, grande) al fine di potervici montare numerosi strumenti; ne trasporterà ben 10, raggruppati in 3 categorie e tutti allo stato dell’arte, più un esperimento. Questi sono:

·         Un pacchetto di telerilevamento remoto (JANUS, MAJIS, UVS, SWI) include funzionalità di imaging e imaging spettrale dalle lunghezze d'onda ultraviolette a quelle submillimetriche.

·         Un pacchetto geofisico comprende un altimetro laser (GALA) e un radar (RIME) per esplorare la superficie e il sottosuolo delle lune, e un esperimento scientifico radio (3GM) per sondare le atmosfere di Giove e dei suoi satelliti e per misurare i loro campi gravitazionali.

·         Un pacchetto in situ contiene una potente suite di strumenti per studiare l'ambiente delle particelle (PEP), un magnetometro (J-MAG) e uno strumento per onde radio e plasma (RPWI), inclusi sensori di campi elettrici e magnetici e quattro sonde Langmuir.

·         Un esperimento (PRIDE) che utilizza il sistema di telecomunicazione del veicolo spaziale con strumenti a terra.

Vediamo ora gli strumenti un po’ più nel dettaglio^(XXII):

JANUS, An optical camera system

Figura 12 - JANUS è una fotocamera ottica progettata per studiare la morfologia e i processi globali, regionali e locali sulle lune e per eseguire la mappatura delle nubi su Giove. Ha 13 filtri, un campo visivo di 1,3° e una risoluzione spaziale fino a 2,4 m su Ganimede e circa 10 km su Giove^(XXIII).

Credit: LDO.

 ·         Principal Investigator: P. Palumbo, Università degli Studi di Napoli "Parthenope", Italia.

·         Lead Funding Agency: ASI, Italia.

Gli obiettivi scientifici^{(XXIV-Errore. L'origine riferimento non è stata trovata.-XXVI)} primari della telecamera di JANUS sono di registrare le lune di Giove in media e alta risoluzione, e nel caso di Ganimede, anche in altissima risoluzione di pochi metri per pixel. I dati delle immagini multispettrali saranno usati per decifrare i processi geologici che hanno portato alle strutture superficiali visibili oggi sulle croste ghiacciate, per studiarne la mineralogia e la tettonica, il criovulcanismo, per registrare e interpretare gli effetti visibili degli effetti mareali responsabili degli oceani sotto la crosta e per indagarne l’eventuale abitabilità. Inoltre, la fotocamera esplorerà gli strati superiori delle nubi di Giove, i suoi anelli e alcune delle sue piccole lune di forma irregolare. I dati delle immagini potrebbero anche aiutare a interpretare le proprietà fisiche del campo magnetico di Giove e le tenui atmosfere di alcune delle sue lune maggiori. L'attenzione principale è la mappatura delle tre grandi lune ghiacciate Europa, Ganimede e Callisto. Il sistema JANUS è di fondamentale importanza perché le sue immagini mostreranno le lune ghiacciate in modo molto più dettagliato di quanto si sia mai potuto fare e, non da meno, i set di dati di immagini di JUICE ed Europa Clipper saranno complementari nell’aiutare a rispondere a domande fondamentali.

Ecco alcune delle capacità e delle caratteristiche tecniche chiave di JANUS:

• Può raggiungere una risoluzione spaziale di  (fino a  nell'orbita più vicina attorno a Ganimede e circa  per Giove) con pixel da 7 x 7 µm su un sensore Teledyne-e2v CMOS con 1504 x 2000 pixels.
• Ha una lunghezza focale effettiva di 467 mm, un campo visivo di 1,72° x 1,29°, e un’apertura di 116 mm.
• È progettato per acquisire immagini nelle lunghezze d'onda della luce visibile (a partire da 340 micrometri) ed estendersi al vicino infrarosso (1080 micrometri).
• Un elemento distintivo è la sua ruota con 13 filtri in diversi colori che possono essere ruotati davanti all'FPM. Ogni filtro consente a JANUS di rilevare diverse concentrazioni di elementi chimici. Ad esempio, il rosso indica metano e il giallo sodio. Nel vicino infrarosso, JANUS può rilevare minerali che formano rocce e sali sulle lune.
• È estremamente dimensionalmente stabile allo scopo di mantenere le ottiche rigide e assolutamente precise nel loro allineamento geometrico per garantire immagini di alta qualità nonostante le vibrazioni durante il lancio e gli improvvisi cambiamenti di temperatura. Le deformazioni sono limitate a uno spessore inferiore a un decimo di capello umano.
• È costituito da tre unità separate spazialmente: la testa ottica compreso il telescopio, la ruota portafiltri e il modulo del piano focale (Focal Plane Module – FPM).
• Include anche l'elettronica di prossimità e principale (PEU e MEU), incluso il controllo della telecamera, la gestione e compressione dei dati delle immagini e un'unità di alimentazione.
• Il telescopio catadiottrico, un sistema ottico che ha sia lenti rifrattive che specchi riflettenti, ha eccellenti qualità ottiche ed è accoppiato a un rivelatore di inquadratura (framing detector) che si trova nell'FPM.

JANUS è stato sviluppato in Italia, Germania, Spagna e Regno Unito. Il team JANUS è guidato dal Principal Investigator (PI) Pasquale Palumbo dell'Università Parthenope di Napoli e dell'Istituto nazionale di astrofisica di Roma. Il co-PI è Thomas Roatsch dell'Istituto di ricerca planetaria del DLR. L'appaltatore industriale principale per JANUS era il gruppo italiano Leonardo. Il telescopio è stato costruito e assemblato con componenti sviluppati dal DLR presso lo stabilimento Leonardo di Campi Bisenzio vicino a Firenze. L'Istituto di ricerca planetaria del DLR ha costruito il modulo piano focale (FPM), che trasporta il rivelatore sensibile alla luce per JANUS, nonché l'unità elettronica di prossimità (Proximity Electronics Unit - PEU) e l'unità elettronica principale (Main Electronics Unit - MEU), incluso il software di bordo, presso il loro sito di Berlino-Adlershof. Il DLR è anche responsabile della pianificazione scientifica delle osservazioni della luna ghiacciata e dell'implementazione del segmento di terra per lo strumento.

Tabella 3 - Lunghezze d'onda centrali e larghezze di banda del 13 filtri di JANUS.

Credit: Jaumann, Ralf & Palumbo, P. & Hoffmann, H. & Cremonese, Gabriele & Lara, L. & Corte, A. & Schmitz, Nicole & Debei, Stefano & Michaelis, Harald & Lichopoj, A. & Magrin, S. & Epifani, E.M. & Mottola, S. & Ragazzoni, Roberto & Zusi, Michele & Holland, A.. (2013). JANUS on the JUICE Mission: the Camera to Investigate Ganymede, Europa, Callisto and the Jovian System.

Filter id.	λ / width [nm] (tbc)	Note
FPAN	650/500	Panchromatic – monochromatic imaging
FBLUE	450/60	Blue – satellite colours
FGREEN	530/60	Green, background for Na – satellite colours
FRED	656/60	Red, background for Ha– satellite colours
CMT medium	750/20	Continuum for strong Methane band on Jupiter, geology
Na	590/10	Sodium D-lines in exospheres
MT strong	889/20	Strong Methane band on Jupiter
CMT strong	940/20	Continuum for medium Methane band on Jupiter, Fe2+ on satellites
MT medium	727/10	Medium Methane band on Jupiter
Violet	410/80	UV slope of satellites surfaces
NIR 1	910/80	Fe2+, Io lava spots
NIR 2	1000/150	Fe2+, Io lava spots
Ha	656/10	Hα-line for aurorae and lightnings

MAJIS, Moons and Jupiter Imaging Spectrometer

Figura 13 - MAJIS è uno spettrometro di imaging iperspettrale progettato per osservare le caratteristiche delle nubi troposferiche e le specie minori su Giove e per la caratterizzazione di ghiacci e minerali sulle superfici delle lune ghiacciate. Coprirà le lunghezze d'onda visibili e infrarosse da 0,4 a 5,7 micron, con risoluzione spettrale di 3-7 nm (nanometro, miliardesimo di metro). La risoluzione spaziale sarà fino a 25 m su Ganimede e circa 100 km su Giove. Dimensioni: 912 x 765 x 356 millimetri, peso: 41 chilogrammi. L'apertura dell'ottica è protetta da una copertura rossa. Le strutture bianche sono radiatori esterni^(XXIII).

Credit: IAS, LDO, IAPS, CNES und ASI

·         Principal Investigator: F. Poulet, Institut d'Astrophysique Spatiale, Francia.

·         Lead Funding Agency: CNES, Francia.

MAJIS è uno spettrometro di imaging iperspettrale che misura in molte bande ristrette nello spettro elettromagnetico ed è costituito da tre unità hardware principali: la testa ottica, l'unità elettronica principale e un cablaggio che collega i componenti controllati elettronicamente. La testa ottica e i rivelatori dei due canali spettrali sono raffreddati a temperature criogeniche. Ha come obiettivo principale l'esplorazione delle proprietà dell'atmosfera di Giove e della composizione mineralogica delle superfici dei suoi satelliti naturali, in particolare le lune ghiacciate Ganimede e Callisto. Questo strumento osserverà l'atmosfera di Giove, le proprietà delle nuvole nello strato atmosferico inferiore e studierà il ghiaccio, la materia organica e i minerali sulle superfici delle lune di Giove e nel loro strato atmosferico esterno. La gamma di lunghezze d'onda in cui MAJIS rileverà le superfici planetarie è particolarmente adatta per studiare la firma spettrale del ghiaccio d'acqua, consentendo agli scienziati di identificarne la presenza, determinarne la proporzione nel materiale superficiale e dedurne le proprietà fisiche come la dimensione delle particelle di ghiaccio e la temperatura superficiale. Lo strumento caratterizzerà anche il materiale roccioso scuro su Ganimede e Callisto identificandone le specie e la distribuzione al fine di dedurne l’origine e di studiare la tettonica di questi mondi.

Tabella 4 - Dati tecnici di MAJIS^(XXVII).

Channels	Wavelength ranges (micrometres)	Spectral resolution (nanometres)	Research objective
Visible and Near-Infrared (VIS-NIR)	0.5–2.35	3.66 to 6.51	·         Water ice and its properties ·         Non-ice components such as salts ·         Indirect evidence for interaction with ocean or magnetosphere
Infrared (IR)	0,5–2,35	3,66-6,51	Organic compounds: ·         brought in by meteorites or ·         formed by interaction with the Jupiter magnetosphere

MAJIS è il frutto di una estesa collaborazione internazionale che ha lavorato come consorzio guidato dall'Institut d'Astrophysique Spatiale (IAS) a Orsay, Francia che ha ricevuto supporto dall'agenzia spaziale francese CNES, dall'Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali (IAPS) e dall'azienda italiana Leonardo (LDO). Il DLR, l'agenzia spaziale tedesca, è direttamente coinvolta nell'esperimento MAJIS attraverso Katrin Stephan dell'Institute of Planetary Research di Berlino e supporta il team MAJIS nella pianificazione delle osservazioni e nello studio scientifico delle lune nel sistema gioviano.

UVS, UV imaging Spectrograph

Figura 14 - UVS è uno spettrometro UV progettato per caratterizzare la composizione e la dinamica delle esosfere delle lune ghiacciate, per studiare le aurore di Giove e per investigarne la composizione e la struttura dell'atmosfera superiore. Lo strumento eseguirà sia osservazioni nadirali che scandagli di occultazione solare e stellare. Gli UV copriranno l'intervallo di lunghezza d'onda 55-210 nm con risoluzione spettrale <0,6 nm. La risoluzione spaziale raggiungerà 0,5 km a Ganimede e fino a 250 km a Giove^(XXIII).

Credit: SwRI.

·         Principal Investigator: R. Gladstone, Southwest Research Institute, USA.

·         Lead Funding Agency: NASA, USA.

Trivia. UVS è stato il primo strumento ad essere stato consegnato per l’integrazione in JUICE.

Il progetto dell'UVS^{(XXVIII-XXIX-XXX-XXXI)} si basa sull'eredità di precedenti spettrografi UV costruiti da SwRI (Southwest Research Institute), tra cui Rosetta-Alice, New Horizons-Alice, LRO-LAMP e Juno-UVS. Rappresenta quini l’apice di una lunga catena di sviluppo e costruzione di strumenti simili a cui farà seguito Europa-UVS che verrà integrato nella missione Europa Clipper.

JUICE-UVS rappresenta un progresso rispetto agli spettrografi UV precedenti 4 costruiti dal Southwest Research Institute (SwRI), in particolare il Juno-UVS, in diversi modi chiave. Queste modifiche sono progettate per ottimizzare le prestazioni dello strumento nell'ambiente unico del sistema gioviano e per permettergli di raggiungere gli obiettivi scientifici specifici della missione JUICE:

• Schermatura anti-radiazioni: JUICE-UVS incorpora una schermatura in tantalio simile a quella utilizzata su Juno-UVS per proteggersi dall'intenso ambiente di radiazioni attorno a Giove e ridurre al minimo il rumore di fondo del rivelatore.
• Osservazioni di occultazione solare: a differenza dei suoi predecessori, JUICE-UVS include una modifica del canale di occultazione solare derivato da New Horizons-Alice, che consente osservazioni di occultazione solare dall’ambiente gioviano, dove la luminosità solare è significativamente, circa 30 volte, maggiore rispetto al vicinato di Plutone.
• Risoluzione spaziale migliorata: per migliorare la risoluzione spaziale, JUICE-UVS introduce una seconda porta, che funge da "stop di apertura" ad alta risoluzione, consentendo osservazioni con una risoluzione spaziale superiore rispetto agli strumenti UVS precedenti.
• Prestazioni del rivelatore migliorate: il rivelatore JUICE-UVS è stato aggiornato con un rivestimento a deposizione di strati atomici (ALD), che riduce al minimo la perdita di sensibilità nel tempo dovuta all'accumulo di fluenza. Inoltre, l'elettronica del rivelatore è stata migliorata con una maggiore velocità di elaborazione, riducendo la perdita di tempo morto e consentendo di registrare più eventi di dati nell'ambiente ad alta radiazione vicino a Giove. Infine, l'inclusione di un convertitore analogico-digitale (ADC) dedicato nell'elettronica dell'altezza dell'impulso migliora l'accuratezza e l'affidabilità delle misurazioni dell'altezza dell'impulso, consentendo una migliore discriminazione tra fotoni (segnale scientifico) ed eventi di radiazione (rumore).

Ogni iterazione degli spettrografi UV costruiti da SwRI si basa sulle esperienze e sugli insegnamenti tratti dalle missioni precedenti, con conseguente aumento delle capacità e miglioramento delle prestazioni. JUICE-UVS incarna questi progressi, incorporando caratteristiche innovative e miglioramenti incrementali per affrontare le sfide specifiche dell'esplorazione del sistema gioviano e spingere i confini della ricerca scientifica planetaria. Come per gli altri casi già esposti i dati di tutte queste missioni vanno intesi come complementari al fine della comprensione del sistema solare.

Lo spettrografo ultravioletto (UVS) analizzerà la luce ultravioletta emessa, trasmessa e riflessa da Giove e dalle sue lune, tra cui Europa, Ganimede e Callisto, ne studierà la composizione delle superfici e delle tenui atmosfere nonché il modo in cui interagiscono con Giove e la sua gigantesca magnetosfera anche grazia all’osservazione delle aurore. L'UVS osserverà anche lo stesso Giove e i gas della sua luna vulcanica Io. Il suo principale obbiettivo scientifico è studiare sia i mondi potenzialmente abitabili attorno al gigante gassoso che il sistema gioviano stesso come un archetipo per i giganti gassosi nel nostro sistema solare e oltre.

Questo spettrografo è stato progettato e costruito dal Southwest Research Institute (SwRI). Il team UVS di SwRI includeva scienziati dell'Università del Colorado a Boulder, del SETI Institute, dell'Università di Leicester (Regno Unito), dell'Imperial College di Londra (Regno Unito), dell'Università di Liegi (Belgio), del Royal Institute of Technology (Svezia) e del Laboratoire Atmosphères, Milieux, Observations Spatiales (Francia). Il Planetary Missions Program Office del Marshall Space Flight Center della NASA ha supervisionato il contributo dell'UVS all'ESA attraverso il programma di esplorazione del sistema solare dell'agenzia.

Tabella 5 – Caratteristiche di JUICE-UVS. Credit: OPAG Meeting Tucson 13-14 January 2014^(XXVIII).

Mass:	5.2 kg (plus 9.7 kg TaW shielding)
Power:	8.5 W
Dimensions:	34.6 cm x 29.4 cm x 14.5 cm
Spectral Range:	55-210 nm
Spectral Resolution:	<0.6 nm (point source); <1.2 nm (extended source
Spatial Resolution:	0.16° (AP); 0.041° (HP), Nyquist sampled
Field of View:	0.1° x 7.3° + 0.2° x 0.2°
Effective Area:	0.6 cm2 @ 125 nm
Telescope / Spectrograph:	Off-axis Primary / Rowland circle mount
Detector Type:	2D MCP (solar blind), Csl photocathode, cross-delay-line (XDL) readout, 2048 spectral x 512 spatial x 256 PHD
Radiation Mitigation:	Contiguous Tantalum / Tungsten shielding (4π sr @ detector and electronics)

SWI, Sub-millimeter Wave Instrument

Figura 15 – Nella foto lo strumento SWI comprensivo di telescopio e di unità ricevente. SWI è uno strumento a onde sub-millimetriche per studiare la struttura della temperatura, la composizione e la dinamica della stratosfera e della troposfera di Giove, e le esosfere e le superfici delle lune ghiacciate. È uno spettrometro eterodina che utilizza un'antenna da 30 cm e funziona in due intervalli spettrali 1080-1275 GHz e 530-601 GHz con potere di risoluzione spettrale di ~ ^(XXIII).

Credit: (MPS : Max Plank Institute for Solar System Research).

·         Principal Investigator: P. Hartogh, Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung, Germania.

·         Lead Funding Agency: DLR, Germania.

Trivia. SWI  sarà il primo spettrometro in tempo reale che volerà nello spazio profondo.

 Lo strumento SWI (Submillimetre Wave Instrument)^{(XXXII-XXXIII-XXXIV)} è unico per la sua capacità di studiare la chimica, la meteorologia e la struttura dell'atmosfera media di Giove, così come i processi di accoppiamento atmosferico e magnetosferico. SWI è uno spettrometro eterodina a onde submillimetriche, composto da due canali che misurano gli spettri nelle gamme di lunghezze d'onda intorno a 520 µm (530 GHz - 625 GHz) e 250 µm (1080 - 1275 GHz) con una risoluzione spettrale di . Questa capacità consentirà a SWI di caratterizzare in dettaglio la dinamica e la composizione della stratosfera di Giove, nonché il suo accoppiamento con l'atmosfera sottostante e sovrastante. Inoltre, SWI sarà in grado di caratterizzare le atmosfere e le esosfere sottili delle lune galileiane, determinarne le sorgenti e i pozzi e studiarne l'interazione con la magnetosfera di Giove.

Lo strumento SWI è significativo per l'esplorazione del sistema gioviano perché fornirà dati per ulteriori indagini sull'abitabilità delle lune galileiane Ganimede, Europa e Callisto. Studiando i rapporti isotopici dominanti nelle atmosfere di Giove e delle lune galileiane, aiuterà a determinare l'origine e l'evoluzione dell'intero sistema gioviano. Inoltre, SWI misurerà le caratteristiche delle superfici e del sottosuolo delle lune ghiacciate e la loro composizione, il che include la determinazione della composizione molecolare dei pennacchi causati dall'attività criovulcanica, come osservato di recente su Europa, per vincolare l'evoluzione chimica dell'interno del satellite. SWI indagherà anche il sistema di Giove come archetipo di un pianeta gigante gassoso e ne caratterizzerà l'atmosfera e i suoi anelli.

Lo sviluppo e la costruzione di questo strumento hanno presentato tutta una serie di difficoltà specifiche che toccano tutte le fasi di produzione.. Quelle che seguono sono alcune delle principali sfide tecniche relative alla progettazione e alla realizzazione di SWI:

• Tolleranza di montaggio: Le prestazioni ottiche di SWI sono sensibili alle tolleranze di montaggio dei componenti ottici. Ad esempio, un disallineamento angolare dello specchio M1 di soli pochi milligradi può causare un significativo scostamento di puntamento del fascio dello strumento.
• Deformazione termoelastica: Il raffreddamento di SWI dalla temperatura ambiente a temperature operative di circa -160 °C può causare la deformazione e il disallineamento dei componenti ottici. Questo può portare a una diminuzione del guadagno dell'antenna, a un aumento della larghezza a metà altezza del fascio e a uno scostamento di puntamento del fascio.
• Precisione della forma della superficie: La precisione della forma degli specchi, in particolare dello specchio primario M1, è fondamentale per le prestazioni ottiche di SWI. Anche piccole deviazioni dalla forma ideale possono causare un significativo scostamento di puntamento del fascio.

Per affrontare queste sfide, i progettisti di SWI hanno impiegato una serie di tecniche, tra cui:

• Analisi di tolleranza Monte Carlo: Per valutare l'effetto delle tolleranze di montaggio sulle prestazioni ottiche di SWI.
• Simulazioni agli elementi finiti: Per simulare la deformazione dei componenti ottici dovuta al raffreddamento.
• Misurazione delle coordinate tramite CMM (Coordinate Measurement Machine): Per caratterizzare la precisione della forma degli specchi.

Inoltre, i progettisti di SWI hanno incorporato una serie di caratteristiche di progettazione per mitigare l'impatto di questi problemi tecnici, tra cui:

• Specchi regolabili: Lo specchio M2 e i cornetti di alimentazione possono essere regolati per compensare gli errori di puntamento del fascio.
• Misurazioni di calibrazione: Durante la fase di crociera e operativa della missione sono previste misurazioni di calibrazione del puntamento per determinare l'errore di puntamento del fascio dello strumento con sufficiente precisione.

GALA, GAnymede Laser Altimeter

Figura 16 - GALA è un altimetro laser progettato per studiare la deformazione mareale di Ganimede e la morfologia e topografia delle superfici delle lune ghiacciate. Avrà una dimensione del fascio a terra di 20 m e una risoluzione verticale di 0,1 m a 200 km^(XXIII).

Credit: HENSOLDT Electronics

·         Principal Investigator: H. Hussmann, DLR, Institut für Planetenforschung, Germania.

·         Lead Funding Agency: DLR, Germania.

GALA è un altimetro laser a raggio singolo che opera con una frequenza di scatto fino a 50 Hz (nominale 30 Hz) a una lunghezza d'onda di 1064 nm e una durata degli impulsi di 5,5 ± 2,5 ns utilizzando un laser Nd:YAG.

Il suo scopo principale è di ottenere dati topografici dei satelliti ghiacciati di Giove: Europa, Ganimede e Callisto dai quali si potranno ottenere mappe topografiche e una misura della deformazione mareale diurna. Da quest’ultima misura sarà possibile capire se Ganimede possiede o meno un oceano: marre misurate di circa un metro saranno considerate prove a sfavore mentre maree di alcuni metri, o decine di metri, saranno un indizio di una massa liquida sottostante. Da queste misure si cercherà anche di capire quale sia eventualmente lo spessore della crosta ghiacciata.

Per il suo funzionamento utilizza un impulso laser Nd:YAG (neodymium-doped yttrium aluminum garnet; Nd:Y₃Al₅O₁₂), a una lunghezza d'onda di 1064 nm, a commutazione Q che in condizioni operative nominali spara a 30 Hz. Una piccola parte dell'impulso viene guidata tramite fibra ottica al rivelatore, caratterizzando l'impulso in uscita e il tempo di emissione. La riflessione lambertiana dell'impulso dalla superficie del satellite viene ricevuta da un telescopio con apertura di 25 cm e trasferita al rivelatore, un fotodiodo a valanga (Avalanche Photo Diode – APD). Il segnale viene digitalizzato a una frequenza di campionamento di 200 MHz e trasferito al modulo di misurazione della distanza, che determina il tempo di volo tra l’impulso emesso e quello ricevuto, la forma dell’impulso e l’energia dell’impulso ricevuto.

Gala consiste delle seguenti 3 componenti che incorporano diversi subassemblati:

·         Unità ricetrasmittente (Transceiver Unit, TRU): contiene l'ottica laser (Laser Head Module, LHM) e l'elettronica della testa laser appropriata. Il laser emette l'impulso laser attraverso il telescopio trasmettitore collimante. L'impulso laser di ritorno viene ricevuto dal telescopio ricevitore (TEL) e focalizzato sul rivelatore (Si-APD) dall'ottica di back-end (BEO).

·         Unità elettronica (Electronic Unit, ELU): contiene il modulo di ricerca della portata digitale (RFM), che analizza il segnale del rivelatore e calcola la portata e la forma dell'impulso. Il modulo di elaborazione digitale (DPM) è il computer principale dello strumento e controlla tutte le funzioni dello strumento e l'interfaccia con il veicolo spaziale. Il modulo convertitore di potenza (Power Converter Module, PCM) fornisce alimentazione a diverse tensioni per tutti gli assemblaggi dello strumento.

·         Unità elettronica laser (Laser Electronic Unit, LEU): è costituita dal modulo di controllo laser, dal driver del diodo laser e dal modulo di distribuzione dell'alimentazione. Questi includono condensatori, alimentazione ad alta tensione e driver di potenza per i diodi di pompaggio laser.

GALA potrà fornire altissime prestazioni qualitative e quantitative fra le quali vale la pena citare:

• Risoluzione e precisione: le misurazioni del tempo di volo saranno accurate a circa 0,67 ns, corrispondenti a una risoluzione della portata di 0,1 m. Lo strumento è progettato per ottenere misurazioni della distanza con una precisione <1 m a un'altitudine di 500 km con un'albedo di 0,2 e una pendenza della superficie di 20° su Ganimede.
• Frequenza degli impulsi: per evitare lacune nella direzione lungo la traccia durante l'acquisizione di profili di altezza ad alta risoluzione, GALA utilizzerà un'elevata frequenza di scatto fino a 50 Hz. La frequenza di scatto nominale per la quale è ottimizzata l'energia del laser è di 30 Hz.
• Misurazione della rugosità superficiale: GALA misurerà la rugosità superficiale di Ganimede analizzando l'ampiezza e la forma degli impulsi laser riflessi. Questo metodo consente di studiare la rugosità della superficie su una scala pari al diametro dell'impulso laser, che è di circa 50 metri al suolo.

GALA è stato sviluppato attraverso una collaborazione tra istituti e industrie di Germania, Giappone, Svizzera e Spagna. Il team giapponese è stato responsabile dello sviluppo dell'ottica di back-end (BEO), del gruppo piano focale (FPA) che ospita il rilevatore APD e del modulo elettronico analogico (AEM). Il BEO è un sistema ottico che migliora significativamente il rapporto segnale-rumore della luce laser ricevuta estremamente debole e lo riproduce sul rivelatore nel FPA. Il FPA converte la luce ricevuta in un segnale elettrico analogico dal rilevatore APD interno e genera questo segnale. L'AEM converte il segnale elettrico analogico dal FPA in un'uscita digitale in modo che i sistemi successivi possano gestire i dati. L'Istituto di ricerca planetaria del DLR ha sviluppato e costruito due unità elettroniche centrali per l'altimetro laser GALA sulla navicella spaziale JUICE: l'unità elettronica GALA (ELU) e l'unità elettronica laser GALA (LEU). L'ELU controlla l'intero strumento, elabora i dati scientifici grezzi e fornisce varie tensioni di alimentazione. L'Università di Berna e l'Instituto de Astrofísica de Andalucía (Spagna) hanno contribuito ai componenti. Il LEU controlla il sistema laser e fornisce le correnti della pompa laser richieste di 200 ampere. Questa unità è stata sviluppata e costruita da Hensoldt Optronics GmbH in base a un contratto con l'Istituto di ricerca planetaria del DLR, finanziato dall'agenzia spaziale tedesca presso il DLR. Hensoldt Optronics GmbH ha anche contribuito alla costruzione dello strumento.

Tabella 6 – Specifiche tecniche di GALA^(XXXIX).

Wavelength	1064.5 nm
Laser energy	17 mJ
Start pulse width	2.9 ns (1σ)
Shot frequency	30 Hz/50 Hz (nominal/maximum)
Beam divergence	100 μrad (1/e2, full cone)
Spot size	50 m (1/e2, diameter, at an altitude of 500 km)
Spot interval	50 m (30 Hz, at an altitude of 500 km)
Telescope aperture	25 cm (diameter)
Field of view	580 μrad (full cone)
Detector	Avalanche Photodiode (APD)
Digital filter	Matched filter
Total mass	24 kg(XXXIX) 25 kg(XXXVI)
Size	39 cm × 35 cm × 42 cm
Power consumption	51 W (at 30 Hz)
Altimetry accuracy	1 m (at points with good conditions)

RIME, Radar for Icy Moon Exploration

Figura 17 - RIME è un radar progettato per penetrare nel ghiaccio e studiare la struttura del sottosuolo delle lune ghiacciate fino a 9 km di profondità con una risoluzione verticale nel ghiaccio fino a 30 m. Funzionerà ad una frequenza centrale di 9 MHz (larghezza di banda 1 e 3 MHz) e utilizzerà un'antenna di 16 m^(XXIII).

·         Principal Investigator: L. Bruzzone, Università degli Studi di Trento, Italia.

·         Lead Funding Agency: ASI, Italia.

Uno degli obiettivi scientifici più importanti di JUICE è lo studio della geologia e della geofisica del sottosuolo delle lune ghiacciate e l'individuazione di possibili acque sotterranee. RIME è un radar sounder ottimizzato per la penetrazione della crosta ghiacciata delle lune Ganimede, Europa e Callisto fino a una profondità di 9 km.

Un radar sounder è uno strumento che può essere utilizzato per studiare la struttura del sottosuolo. Lo fa trasmettendo onde radio nel terreno e misurando le riflessioni che ritornano. Le capacità di osservazione di un radar sounder si basano sull'interazione delle onde radio con materiali con differenti proprietà dielettriche. Quando le onde radio incontrano un'interfaccia tra due materiali con diverse proprietà dielettriche, parte dell'energia delle onde viene riflessa. La quantità di energia riflessa dipende dalla differenza delle proprietà dielettriche tra i due materiali e dall'angolo di incidenza delle onde radio. Quelle che seguono sono alcune capacità di osservazione specifiche di questo tipo di radar:

• Rilevamento dell'interfaccia (acqua): Un radar sounder può essere utilizzato per rilevare l'interfaccia tra ghiaccio e acqua. Ciò è dovuto al fatto che l'acqua ha una costante dielettrica molto più elevata rispetto al ghiaccio, il che si traduce in un forte ritorno del radar dall'interfaccia.
• Rilevamento dell'interfaccia (composizione): Un radar sounder può rilevare variazioni nelle proprietà dielettriche in una regione termicamente omogenea. Queste variazioni possono manifestarsi come una riflessione parziale o un cambiamento nella forza del segnale, risultando in ritorni singoli o multipli. Ciò consente il rilevamento di strati di impurità solubili o strati di polvere, ad esempio da un evento di impatto.
• Rilevamento dell'interfaccia (struttura): Un radar sounder può rilevare variazioni nelle proprietà dielettriche dovute alle proprietà del cristallo. Ciò consente il rilevamento del contrasto di dimensioni o tessuto del cristallo in una transizione duttile-fragile su uno strato convettivo. Simile al rilevamento dell'interfaccia di composizione, ciò può manifestarsi come una riflessione parziale o un cambiamento nella forza del segnale.
• Offset: Un radar sounder può rilevare l'offset verticale di due orizzonti altrimenti identici. Questo offset può essere causato da una faglia che taglia uno strato geologicamente distinto.
• Scatterers distribuiti nel sottosuolo: Un radar sounder può rilevare scatterers isolati o diffusi nel sottosuolo. Questi scatterers possono essere causati dalla diffusione fisica delle onde radar da parte di strutture o interfacce su scale delle lunghezze d'onda RIME. Esempi di ciò includono campi di sacche d'acqua non collegate della scala della lunghezza d'onda.

• Assorbimento: Un radar sounder può essere utilizzato per studiare l'assorbimento delle onde radio nel ghiaccio. Ciò può essere utilizzato per rilevare la presenza di materiali ad alta conducibilità, come acqua liquida o ghiaccio marino accresciuto (caldo, salato).

Gli obiettivi scientifici primari e specifici di RIME includono:

• Caratterizzare l'ampia gamma di variazioni compositive, termiche e strutturali presenti nel sottosuolo di Ganimede, Europa e Callisto.
• Fornire informazioni sulla storia dinamica dei satelliti.
• Testare i modelli di formazione delle loro caratteristiche superficiali.
• Vincolare la distribuzione della deformazione nei loro gusci di ghiaccio e le età superficiali globali e regionali.
• Vincolare gli spessori del guscio di ghiaccio e il ruolo dei processi convettivi rilevando l'interfaccia ghiaccio-oceano se il ghiaccio è sottile o la transizione fragile-duttile se il ghiaccio è spesso.
• Mappare l'esistenza di strutture termiche in gusci di ghiaccio spessi.
• Cercare riserve di acqua liquida presenti e passate.
• Mettere in relazione la distribuzione del materiale non ghiacciato con le caratteristiche e i processi geologici.
• Determinare lo scambio di materiale passato o presente con il sottosuolo.
• Estendere le identificazioni e le inferenze derivate per le superfici ottiche dei satelliti in profondità nel loro sottosuolo.

RIME raggiungerà questi obiettivi scientifici effettuando osservazioni in due modalità operative: osservazioni di sorvolo e operazioni orbitali circolari. Le osservazioni di sorvolo di Europa, Ganimede e Callisto saranno condotte da una distanza compresa fra i 1000 km e i circa 300-400 km dei periluni. Le operazioni orbitali circolari avverranno invece solo intorno a Ganimede e saranno condotte alla fine della missione da 500 km e 200 km di altitudine.

Come gli altri strumenti, anche questo rappresenta lo stato dell’arte e, dovendo operare in un ambiente difficile, il suo sviluppo ha richiesto di affrontare diverse sfide tecniche che saranno ripagate dal ritorno scientifico. Tra queste vale la pena citare:

• Progettazione e realizzazione di un'antenna sufficientemente grande e robusta da poter essere utilizzata nello spazio profondo. L'antenna deve essere in grado di trasmettere e ricevere segnali a una frequenza di 9 MHz. La lunghezza d'onda del segnale di 9 MHz, 33 m nello spazio libero, può essere trasmessa in modo efficiente utilizzando l'antenna a dipolo proposta, che ha una lunghezza di 16 m.
• Sviluppo di un sistema radar in grado di penetrare nel ghiaccio profondo fino a 9 km e di fornire una risoluzione verticale (nel ghiaccio) di 30 m. Lo strumento deve essere anche in grado di funzionare in un ambiente con scarse risorse energetiche.
• Gestione del rumore radio proveniente da Giove. Il rumore radio di Giove può interferire con i segnali radar di RIME. Per mitigare questo problema, la frequenza di RIME è stata selezionata a 9 MHz. Questa frequenza offre capacità di penetrazione e mitigazione dello scattering superficiale.
• Sviluppo di algoritmi di elaborazione dati in grado di gestire i grandi volumi di dati che saranno prodotti da RIME. Gli algoritmi devono essere anche in grado di correggere gli effetti del rumore e del disordine nei dati. RIME ha una grande flessibilità nei parametri di modalità che consente di ottimizzare la profondità del bersaglio, la risoluzione verticale desiderata, la spaziatura lungo la traccia, la pendenza delle caratteristiche e la velocità dei dati disponibile.

Anche questo strumento è frutto delle conoscenze e delle competenze acquisite durante lo sviluppo e l’operatività di altri simili. RIME, MARSIS e SHARAD sono tutti radar sounder utilizzati per studiare la struttura del sottosuolo dei corpi planetari. Sia MARSIS che SHARAD sono attualmente operativi su Marte e RIME si basa sulla loro eredità. Diversamente da RIME, che è ottimizzato per la penetrazione profonda fino a 9 km, SHARAD è ottimizzato per un'alta risoluzione verticale con penetrazione superficiale di Marte. Lo strumento RIME è progettato per funzionare in una singola banda di frequenza centrata a 9 MHz, a differenza di SHARAD, che opera a 20 MHz.

Tabella 7 - Scheda tecnica dello strumento RIME (proposto)^(XLI).

Main Instrument parameters	Parameter values
Transmitted central frequency (MHz)	9
Antenna type	Dipole
Optimal antenna length (m)	16
Peak radiated power (W)	10
Stand-by power with cont. (W)	13,3
Avg. power during sounding with cont. (W)	25,1
Penetration depth (km)	As deep as 9
Chirp length (IlS)	50 - 100
Vertical resolution in ice (m)	30 - 90
Cross-track resolution (km)	2 - 10
Along-track resolution (km)	0,3 – 1,0
Circular Orbital Phase
Orbit height (km)	200 - 500
Pulse repetition frequency (Hz)	200 - 400
Chirp bandwidth (MHz)	3,1
Chirp length (IlS)	50 - 100
Receiver window length (IlS)	117 - 226
Data rate (kbps)	216 - 250
Flyby Phase
Flyby distance (km)	< 1000
Pulse repetition frequency (Hz)	500
Chirp bandwidth (MHz)	3
Chirp length (IlS)	100
Receiver window length (IlS)	226
Data rate (kbps)	2400

3GM, Gravity & Geophysics of Jupiter and Galilean Moons

Figura 18 - 3GM è un pacchetto scientifico radio comprendente un transponder Ka (banda operativa nella fascia superiore delle microonde fra i 27 e i 40 GHz) e un oscillatore ultrastabile. Sarà utilizzato per studiare il campo gravitazionale - fino al grado 10 - su Ganimede e l'estensione degli oceani interni sulle lune ghiacciate, nonché per investigare la struttura delle atmosfere neutre e delle ionosfere di Giove (0,1 - 800 mbar) e delle sue lune^(XXIII). Nell’immagine il transponder in banda Ka che è il cuore di 3GM^(LII).

·         Principal Investigator: L. Iess, Università di Roma "La Sapienza", Italia.

·         Lead Funding Agency: ASI, Italia

L’obiettivo scientifico principale  di 3GM è di studiare il campo gravitazionale di Ganimede, Europa e Callisto, e di determinarne la struttura interna. Per realizzare questo obiettivo 3GM realizzerà misurazioni accurate di doppler e di distanza^(L-LI-LII).

Le componenti di 3GM includono:

• Il traspositore KaT (Ka-band Transponder): Questo dispositivo è il cuore dell'esperimento di gravità, e permette di ottenere misurazioni di doppler e di distanza precise.
• Il DST (Deep Space Transponder): Questo dispositivo, in combinazione con il KaT, fornisce ulteriori collegamenti per una calibrazione quasi completa del rumore del plasma dispersivo.
• L'HAA (High Accuracy Accelerometer): Questo dispositivo è utilizzato per calibrare i disturbi non gravitazionali, principalmente dovuti al “propellant sloshing”, movimento del propellente che accade all’interno dei serbatoi.
• L'USO (Ultra Stable Oscillator): Questo dispositivo è utilizzato per condurre un esperimento di occultazione.

Gli obiettivi scientifici di 3GM includono:

• Mappare il campo gravitazionale delle lune Galileiane: Questo permetterà di inferire la struttura interna di queste lune.
• Determinare il numero di Love  per Ganimede e Callisto: Questo numero fornisce informazioni sulla risposta mareale delle lune e può aiutare a determinare la presenza o l'assenza di un oceano liquido sotto la superficie ghiacciata.
• Fornire un riferimento preciso all'altimetro laser a bordo: Questo permetterà di ottenere misurazioni accurate della topografia delle lune.

Le peculiarità e le difficoltà tecniche relative allo sviluppo e al funzionamento di 3GM includono:

• Misurazioni di Doppler e distanza estremamente precise: Il KaT consente misurazioni di Doppler precise fino a 0,003 mm/s con un tempo di integrazione di 1000 secondi e misurazioni di distanza precise fino a 20 cm dopo pochi secondi di integrazione. Queste misurazioni di alta precisione sono essenziali per determinare con precisione il campo gravitazionale delle lune Galileiane e ricostruire l'orbita del veicolo spaziale.
• Calibrazione del rumore: La combinazione del KaT con il DST (Deep Space Transponder) fornisce due collegamenti aggiuntivi, consentendo una calibrazione quasi completa del rumore del plasma dispersivo, un fattore chiave per ottenere misurazioni precise.
• L'influenza del "propellant sloshing": Il movimento del propellente può creare disturbi non gravitazionali che devono essere calibrati utilizzando l'HAA.
• Il tracking multi-stazione: Le stazioni di tracking Estrack dovranno essere in grado di tracciare il segnale in banda Ka per ottenere risultati completi.

Il traspositore KaT (Ka-band Transponder) è uno strumento cruciale per la missione JUICE perché fornisce misurazioni di Doppler e di distanza precise che sono essenziali per raggiungere gli obiettivi scientifici della missione. Il KaT, sviluppato da Thales Alenia Space in Italia, è progettato per funzionare in banda Ka (32–34 GHz), il che offre un'eccellente stabilità di frequenza.

La rete di stazioni di tracciamento dell'ESA, (ESA's tracking station network, Estrack), è un sistema globale di stazioni di terra che forniscono collegamenti tra satelliti in orbita e l'ESOC, l'European Space Operations Centre in Darmstadt, Germania. La rete principale Estrack comprende sette stazioni in sette Paesi.

La determinazione del numero di Love  e della libration per Ganimede e Callisto ha importanti implicazioni scientifiche per la comprensione della struttura interna di queste lune.

• Numero di Love : Il numero di Love  è un parametro che descrive la risposta gravitazionale di un corpo celeste alle forze di marea esercitate da un altro corpo celeste, come Giove. Il numero di Love  può essere utilizzato per determinare la presenza o meno di un oceano di acqua liquida sotto la superficie ghiacciata di una luna.
• Librazione: La librazione è una leggera oscillazione di un corpo celeste che si verifica a causa dell'interazione gravitazionale con un altro corpo celeste e può essere misurata e utilizzata per studiare la struttura interna di una luna, in particolare per determinare la presenza di un nucleo solido o liquido e lo spessore dello strato di ghiaccio superficiale.

Le simulazioni per la missione JUICE suggeriscono che sarà possibile ottenere un'accuratezza di  per il numero complesso di Love  di Ganimede e un'accuratezza di 0.06 per il numero di Love  di Callisto.

Nota tecnica. I numeri di Love (h, k e l) sono parametri adimensionali che misurano la rigidità di un corpo planetario o di un altro oggetto gravitante e la suscettibilità della sua forma a cambiare in risposta a un potenziale di marea esterno. Sono utilizzati, ad esempio,  per descrivere come una luna si deforma a causa delle forze gravitazionali del suo primario e del Sole. Il numero di Love h rappresenta lo spostamento verticale (radiale) della superficie terrestre, mentre il numero di Love k rappresenta la dilatazione cubica, ovvero l'aumento del volume del corpo. Infine, il numero di Love l descrive lo spostamento orizzontale (trasversale) della crosta terrestre. ·         Il numero di Love h è definito come il rapporto tra la marea del corpo e l'altezza della marea di equilibrio statico. È anche definito come lo spostamento verticale (radiale) o la variazione delle proprietà elastiche del pianeta. Per una Terra solida ipotetica, h = 0. Per una Terra liquida, ci si aspetterebbe h = 1. Tuttavia, la deformazione della sfera fa sì che il campo potenziale cambi, e quindi deformi la sfera ancora di più. Il massimo teorico è h = 2.5. Per la Terra reale, h si trova tra 0 e 1. ·         Il numero di Love k è definito come la dilatazione cubica o il rapporto tra il potenziale aggiuntivo (self-reactive force) prodotto dalla deformazione del potenziale di deformazione. k = 0 per un corpo rigido. ·         Il numero di Love l rappresenta il rapporto tra lo spostamento orizzontale (trasversale) di un elemento di massa della crosta del pianeta e quello della marea oceanica statica corrispondente. Come per h e k, l = 0 per un corpo rigido.

PEP, Particle Environment Package

Figura 19 - PEP è un pacchetto di sensori per caratterizzare l'ambiente del plasma nel sistema di Gioviano. Misurerà la densità e i flussi di ioni positivi e negativi, elettroni, gas neutro esosferico, plasma termico e atomi neutri energetici nell'intervallo di energia da <0,001 eV a >1 MeV con copertura angolare completa. La composizione delle esosfere delle lune sarà misurata con un potere di risoluzione superiore a 1000^(XXIII).

Nell’immagine James Hutcheson lavora su JENI, uno strumento che fa parte della suite PEP-Hi. JENI catturerà immagini del plasma attorno a Giove e alle sue lune.

Credit: Johns Hopkins APL/Ed Whitman.

 ·         Principal Investigator: S. Barabash, Swedish Institute of Space Physics (Institutet för rymdfysik, IRF), Kiruna, Svezia.

·         Lead Funding Agency: SNSB, Svezia.

PEP (Particle Environment Package) è pacchetto di strumenti per la spettrometria delle particelle progettato per misurare le particelle neutre e cariche nel sistema di Giove.

È progettato per affrontare i seguenti argomenti di ricerca:

• Ganimede: quali processi di interazione esistono tra la magnetosfera rotante di Giove e il complesso sistema di Ganimede?
• Callisto: caratterizzazione della luna Callisto come relitto della storia evolutiva del sistema di Giove.
• Europa e Io: studio delle regioni attive su Europa e Io; telerilevamento dei tori di gas neutro;
• Telerilevamento dei satelliti irregolari e dell'anello.
• Magnetosfera di Giove: studio e influenza delle sorgenti di plasma interne ed esterne nel sistema di Giove; studio dei meccanismi di accelerazione; caratterizzazione del "magnetodisco".

Lo strumento PEP a bordo del JUICE è composto da 2 unità con un totale di 6 diversi sensori^{(LIII-LIV-LV-LVI)}.

Figura 20 – Organigramma delle unità, sottounità e strumenti di PEP.

·         PEP-Hi contiene 2 sensori JENI e JOEE, rispettivamente sui lati nadir e zenith della sonda.

·         PEP-Lo consiste di due unità:

o   l’unità Nadir con i sensori NIM, JNA e JEI; e

o   l’unità Zenith con lo strumento JCD

I sei sensori che compongono il Particle Environment Package (PEP) sono:

• JDC (Jovian Dynamics and Composition): Questo sensore, progettato utilizzando un “reflectron” e una superficie riflettente, misura istantaneamente le distribuzioni 3D di ioni positivi e negativi, consentendo di determinare lo stato di carica degli ioni e misurando anche gli elettroni. Il suo campo di vista è emisferico, con una risoluzione angolare di 5.5° x 19.5°.
• JEI (Jovian Electrons and Ions): Questo sensore misura istantaneamente le distribuzioni 3D degli elettroni del plasma e ha anche la capacità di misurare gli ioni. L'intervallo di energia coperto da JEI è da circa 1 eV a 50 keV. Il suo campo di vista è emisferico, con una risoluzione angolare di 20° x 10°.
• JoEE (Jovian Energetic Electrons): Questo sensore è un detector di elettroni energetici ultraleggero, basato sulla tecnologia utilizzata per il detector di particelle energetiche del Galileo. Fornisce misurazioni istantanee delle distribuzioni angolari di pitch e degli spettri degli elettroni energetici. JoEE misura elettroni energetici nell'intervallo da 25 keV a 1 MeV. Il suo campo di vista è 12° x 180° con una risoluzione angolare di 12° x 22°.
• NIM (Neutral gas and Ion Mass spectrometer): Questo sensore è un mass spectrometer compatto che utilizza un tempo di volo (TOF) e un "reflectron". È il primo sensore progettato per misurare il gas neutro esosferico e la spettroscopia di massa del plasma termico alle lune di Giove. L'intervallo di massa di NIM è da 1 a 1000 amu, con una risoluzione di massa di M/ΔM = 1100. La sua sensibilità è di 2 cm-3 (circa 10-16 mbar).
• JNA (Jovian Neutrals Analyzer): Questo sensore è una camera ENA basata su un sensore di successo utilizzato nella missione lunare Chandrayaan-1. JNA è progettato per l'imaging del toro di plasma di Io, dei prodotti superficiali retrodiffusi e sputtering. JNA misura gli ENA a bassa energia nell'intervallo da 10 eV a 3 keV (H), con una risoluzione angolare di 7° x 10°.
• JENI (Jovian Energetic Neutrals and Ions): Questo sensore è una camera combinata per ioni energetici ed ENA, basata su sensori utilizzati sulle missioni Cassini, IMAGE e Juno. JENI è progettato per l'imaging globale della magnetosfera e dei tori di gas neutro. Misura gli ENA e gli ioni nell'intervallo da 0.5 a 300 keV (ENA) e 5 MeV (ioni). Il suo campo di vista è 90° x 120°, con una risoluzione angolare di 2° (> 10 keV H).

PEP misura ioni positivi e negativi, elettroni, gas neutro esosferico, plasma termico e atomi neutri energetici in tutti i domini del sistema di Giove su nove ordini di grandezza di energia da < 0,001 eV a > 1 MeV con copertura angolare completa; fornisce inoltre misurazioni istantanee del flusso 3D del plasma ionico e della sua composizione per comprendere la magnetosfera e le interazioni magnetosfera-luna e per indagare i processi aurorali sulle lune e su  Giove. Le misurazioni delle distribuzioni angolari degli elettroni energetici con una risoluzione inferiore al secondo sondano i meccanismi di accelerazione, la topologia e i confini del campo magnetico. PEP sarà il primo strumento a campionare direttamente le esosfere di Europa, Ganimede e Callisto con una risoluzione di massa estremamente elevata.

J-MAG, A magnetometer instrument for Juice

Figura 21 - J-MAG è un magnetometro progettato per caratterizzare il campo magnetico di Giove, la sua interazione con il campo magnetico interno di Ganimede e per studiare gli oceani sotterranei delle lune ghiacciate. Lo strumento utilizzerà sensori fluxgate (inbound e outbound) montati su un braccio^(XXIII).

Credit: Imperial College London.

·         Principal Investigator: M. Dougherty, Imperial College London, Regno Unito.

·         Lead Funding Agency: UKSA, Regno Unito.

L'obiettivo scientifico principale di J-MAG è studiare l'interazione tra il campo magnetico intrinseco di Ganimede e la magnetosfera di Giove^{(XLII-XLIII-XLIV-XLV)}. Questa analisi contribuirà a determinare la profondità e l'estensione dell'oceano che si ritiene esista sotto la superficie di Ganimede e a comprendere l'origine del campo magnetico intrinseco di questa luna. Fornirà inoltre informazioni cruciali per la comprensione dei processi plasmatici complessivi all'interno della magnetosfera di Giove e sugli altri satelliti gioviani, Europa e Callisto. Inoltre, J-MAG aiuterà a:

• Caraterizzare l'ambiente magnetico del sistema gioviano.
• Esplorare il magnetismo di Ganimede. Ganimede è l'unica luna del sistema solare con un campo magnetico “intrinseco”.
• Sondare gli oceani sotto la superficie delle lune ghiacciate di Giove.
• Studiare come il campo magnetico di Giove interagisce con le tre grandi lune ghiacciate del pianeta (Europa, Callisto e Ganimede).
• Rivelare l'ambiente di plasma del sistema planetario.

J-MAG è montato su un braccio estendibile di 10,6 m e incorpora più componenti:

• JMAGELB: la scatola elettronica principale, che contiene tutte le schede elettroniche dello strumento, inclusi l'elettronica di front-end del sensore, l'unità di conversione di potenza e il computer di bordo (la principale unità di elaborazione dei dati). JMAGELB è sotto la responsabilità dell'Imperial College di Londra.
• JMAGSCA: un magnetometro scalare di un nuovo tipo chiamato magnetometro a stato oscuro accoppiato (coupled dark state magnetometer, CDSM) sviluppato dallo Space Research Institute di Graz e dall'Università Tecnica di Graz.
• JMAGOB: sensore esterno e elettronica del sensore, un magnetometro a fluxgate sviluppato dall'Imperial College di Londra.
• JMAGIB: sensore interno e elettronica del sensore, un magnetometro a fluxgate sviluppato dall'Istituto di Geofisica ed Efisica Extraterrestre (IGeP) della Technische Universität Braunschweig (TUBS).

Le principali sfide tecniche nella costruzione e nel collaudo di J-MAG sono:

• Sviluppo di un magnetometro scalare a stato oscuro accoppiato (CDSM) affidabile e preciso: JMAGSCA è un nuovo tipo di magnetometro che si basa sul principio di intrappolamento coerente della popolazione (Coherent Population Trapping, CPT). Il CDSM è stato sviluppato in collaborazione tra l'Istituto di Fisica Sperimentale dell'Università Tecnica di Graz e l'Istituto di Ricerca Spaziale dell'Accademia Austriaca delle Scienze. Il principio di misurazione del CDSM si basa solo su costanti naturali quindi, in linea di principio, è privo di deriva e non è necessaria la calibrazione. Tuttavia, la realizzazione tecnica può influenzare la precisione della misurazione. Gli effetti più dominanti sono le caratteristiche di direzione/puntamento, che sono deviazioni delle misure della forza del campo magnetico rispetto alla forza del campo magnetico ambiente. Queste deviazioni sono una funzione dell'angolo tra l'asse del sensore e il vettore del campo magnetico e sono una proprietà fisica intrinseca del principio di misurazione del magnetometro.
• Verifica della precisione dello strumento in condizioni di campo magnetico variabile: La verifica dell'accuratezza dello strumento è necessaria per garantire la conformità con il requisito di prestazioni di 0.2 nT (1 σ) con una velocità di dati di 1 Hz. La verifica è stata eseguita con quattro orientamenti del sensore dedicati in un sistema di bobine Merritt, che si trova nell'Osservatorio Geomagnetico Conrad (COBS). Il sistema di bobine viene utilizzato per compensare il campo magnetico terrestre e per applicare campi di prova appropriati al sensore. Si è anche cercato un nuovo metodo per separare le caratteristiche di direzione dello strumento dai campi residui (offset) all'interno del sistema di bobine adattando un modello matematico ai dati misurati e con la verifica riuscita del requisito di prestazioni di MAGSCA.
• Compensazione degli effetti della radiazione sulla fibra ottica: Durante il lungo periodo nello spazio, i componenti ottici dello strumento (specialmente le fibre ottiche) saranno soggetti ad attenuazione indotta dalla radiazione che, in base all'analisi e ai test di radiazione, nel peggiore dei casi, potrà ridurre la potenza ottica trasmessa alla fine della durata della missione a circa un quarto della potenza ottica inizialmente trasmessa. Per contrastare questo fenomeno lo strumento dovrà essere azionato a correnti di polarizzazione laser più elevate e a temperature del vapore più elevate.
• Gestione delle caratteristiche di direzione: Le caratteristiche di direzione sono errori assoluti dipendenti dall'angolo del sensore e definiscono la precisione dello strumento. Queste sono state caratterizzate a terra e al fine di quantificare e confrontarne diverse (misurate con diversi parametri operativi), sono state introdotte la “precisione media angolare” e l'”accuratezza media angolare”. Possono essere interpretate come una media lungo una sequenza di calibrazione in volo che include misurazioni a tutti gli angoli del sensore.
• Gestione del campo magnetico residuo: Il sistema di bobine Merritt non è in grado di compensare esattamente il campo magnetico terrestre a zero per cui rimane un piccolo campo magnetico residuo con una leggera disomogeneità che è causata da una piccola e praticamente inevitabile deformazione delle bobine Merritt. Le disomogeneità, nell'ordine di , hanno una notevole influenza sulle misure della forza del campo magnetico.

RPWI, Radio & Plasma Wave Investigation

Figura 22 - RPWI è uno strumento per onde radio e plasmatiche progettato per caratterizzare l'emissione radio e l'ambiente al plasma di Giove e delle sue lune ghiacciate. Si basa su quattro esperimenti, GANDALF, MIME, FRODO e JENRAGE. Utilizzerà un set di sensori tra cui due sonde Langmuir, per misurare i vettori del campo elettrico DC fino a una frequenza di 1,6 MHz e per caratterizzare il plasma termico, ricevitori a media e alta frequenza, e antenne per misurare i campi elettrici e magnetici nell'emissione radio nell'intervallo di frequenza 80 kHz - 45 MHz^(XXIII).

Dall’alto verso il basso: la sonda Langmuir ripiegata, un dettaglio della testa della sonda Langmuir, il Search Coil Magnetometer (SCM) e la sctola dell’elettronica di RPWI che risiede all’interno della navicella.

Credit: IRF^(XLVI).

·         Principal Investigator: J.-E. Wahlund, Swedish Institute of Space Physics (Institutet för rymdfysik, IRF), Uppsala, Svezia.

·         Lead Funding Agency: SNSB, Svezia.

RPWI è progettato per misurare le proprietà fisiche del gas ionizzato che circonda Giove e le sue lune ghiacciate galileiane, le variazioni del campo elettrico e magnetico, e le onde radio^{(XLVI-XLVII-XLVIII-XLIX)}. È stato sviluppato da un team congiunto wuronipponico. Il team europeo ha fornito competenze sviluppate per gli strumenti a bordo della navicella spaziale Cassini che ha visitato Saturno. L'esperienza dei membri giapponesi proviene dagli strumenti a bordo di Kaguya (orbiter lunare), Arase (osservazioni della cintura di radiazioni) e BepiColombo (missione congiunta euronipponica su Mercurio). Il team giapponese di RPWI (guidato dalla Tohoku University) ha progettato i sensori che forniscono il sistema ad alta frequenza per le capacità di osservazione radio in collaborazione con Svezia, Francia, Polonia e Austria

Lo strumento ha tre set di sensori distinti per queste misurazioni:

• Sonde di Langmuir (LP-PWI) (Langmuir Probes-Plasma Wave Investigation): Sono quattro sonde sferiche da 10 cm montate su quattro bracci estensibili di 3 metri. Misurano il plasma freddo e l'intensità del campo elettrico in tutte e tre le direzioni (vettore del campo elettrico a 3 assi) fino a frequenze di 1,6 MHz. Le misurazioni del campo elettrico vettoriale in corrente continua (DC) da LP-PWI saranno le prime mai realizzate a Giove.
• Strumento per le onde radio (RWI): È composto da un sistema di antenne tri-dipolo di 2,5 metri di lunghezza punta-punta. Misura l'intensità delle onde radio provenienti da tre direzioni (vettore delle onde radio a 3 assi) tra le frequenze di 0,08 e 45 MHz. RWI è montato sul braccio (lungo 10,6 metri) con SCM e J-MAG (magnetometro). Le osservazioni radio ad alta frequenza con RWI eseguiranno osservazioni remote uniche utilizzando i segnali radio e le loro occultazioni e riflessioni.
• Magnetometro a bobina di ricerca (SCM): Misura l'intensità del campo magnetico in tre direzioni (vettore del campo magnetico a 3 assi) fino a frequenze di 20 kHz. È montato a 8,2 metri di distanza dal veicolo spaziale sul braccio del magnetometro JUICE.

RPWI è in grado di effettuare misurazioni tridimensionali (3D) dei campi elettromagnetici. Questa capacità consente di determinare grandezze fisiche reali, come energia e quantità di moto, senza dover ricorrere a teorie o simulazioni per interpretare i dati.

Gli obiettivi scientifici di RPWI includono:

• Determinare le proprietà, la dinamica e lo stato elettricamente conduttore del plasma freddo che origina dalla ionizzazione delle dense esosfere delle lune galileiane ghiacciate e il suo effetto sulle superfici ghiacciate di queste lune.
• Determinare l'accoppiamento elettrodinamico tramite correnti elettriche, onde di Alfvén, strutture di accelerazione elettrica e onde del plasma che trasferiscono energia e quantità di moto tra diverse popolazioni di particelle nella magnetosfera di Ganimede e nelle magnetosfere indotte di Europa e Callisto, e il campo indotto che si accoppia ai loro oceani subsuperficiali elettricamente conduttori.
• Determinare lo stato e la dinamica della magnetosfera gioviana e come questa magnetosfera variabile e rotante trasferisce energia e quantità di moto agli ambienti spaziali intorno alle lune galileiane ghiacciate, con particolare attenzione ai meccanismi dell'accoppiamento elettrodinamico in questa interazione.
• Determinare la posizione delle regioni di origine delle emissioni radio all'interno del dominio gioviano e determinare le proprietà di tali emissioni, come la polarizzazione, per caratterizzare le regioni di origine.
• Utilizzare un supporto teorico strettamente integrato e sostanziale adattato per migliorare la comprensione delle osservazioni RPWI in contesti specifici e generici.

Inoltre, RPWI cercherà di:

• Monitorare le sorgenti di emissioni radio dalle regioni aurorali di Ganimede e Giove, e possibilmente anche dall'attività di fulmini nelle nubi di Giove.
• Cercare pennacchi di scarico dalle crepe sulle lune ghiacciate, nonché polvere di dimensioni micrometriche (µm, milionesimo di metro) e processi correlati di interazione polvere-plasma-superficie che si verificano vicino alle lune ghiacciate di Giove.

PRIDE, Planetary Radio Interferometer & Doppler Experiment.

Figura 23 - PRIDE utilizzerà il sistema di telecomunicazione standard della sonda JUICE e la tecnologia VLBI (Very Long Baseline Interferometry) per effettuare misurazioni precise della posizione e della velocità della sonda, al fine di studiare i campi gravitazionali di Giove e delle sue lune ghiacciate^(XXIII).

La sonda spaziale JUICE è stata disimballata immediatamente dopo l’arrivo allo spazioporto europeo nella Guyana francese per essere sottoposta ai controlli finali e al rifornimento

Credit: ESA-CNES-Arianespace/Optique video du CSG/S. Martin.

·         Principal Investigator: L. Gurvits, Joint Institute for VLBI in Europe, Paesi Bassi.

·         Lead Funding Agency: NWO and NSO, Paesi Bassi.

PRIDE (Planetary Radio Interferometry and Doppler Experiment) è un esperimento che sfrutta la tecnica VLBI (Very Long Baseline Interferometry) o interferometria a lunghissima base e il Doppler tracking per migliorare la precisione della determinazione del vettore di stato del veicolo spaziale JUICE.

PRIDE contribuisce al raggiungimento degli obiettivi scientifici di JUICE in diversi modi:

• Migliorando la conoscenza delle effemeridi delle lune galileiane: questo permetterà di studiare con maggiore precisione la dinamica del sistema di Giove e le interazioni gravitazionali tra le lune.
• Determinando la posizione del veicolo spaziale in modo molto preciso rispetto al sistema di riferimento celeste: questo è importante per la navigazione e per le osservazioni scientifiche, e permette di ottenere dati di alta qualità per lo studio della superficie, dell'atmosfera e della magnetosfera delle lune.
• Fornendo dati di convalida per altri esperimenti: i dati di PRIDE possono essere utilizzati per verificare l'accuratezza delle misure ottenute da altri strumenti a bordo di JUICE, e per migliorare la modellizazione dei dati e della dinamica del sistema di Giove.
• Condurre esperimenti di occultazione radio: questo permetterà di studiare l'atmosfera, la ionosfera e gli anelli di Giove e delle sue lune.
• Diagnosticare il mezzo interplanetario: questo permetterà di studiare la turbolenza del plasma solare e il suo impatto sulla propagazione del segnale radio tra la Terra e il veicolo spaziale.

PRIDE utilizzerà una serie di software e hardware per condurre le sue osservazioni e analizzare i dati.

Software:

• SDtracker (Spacecraft Doppler tracking software): Questo software è stato sviluppato dal gruppo PRIDE per l'elaborazione del segnale radio a banda stretta del veicolo spaziale. SDtracker è composto da tre pacchetti open source: SWspec, SCtracker e dPLL.
• SWspec (Software Spectrometer): SWspec calcola una serie temporale degli spettri di potenza del segnale nell'intera banda disponibile, con una risoluzione spettrale selezionabile da diversi kHz a sub-Hz. SWspec fornisce la rilevazione iniziale e la stima dello spostamento Doppler e della sua variazione nel tempo.
• SCtracker (Multi-tone Spacecraft Tracker): SCtracker utilizza i coefficienti polinomiali di fase stimati in precedenza per compensare efficacemente lo spostamento Doppler al primo grado di accuratezza. SCtracker esegue l'arresto di fase iniziale eseguendo una rotazione di fase dell'intera larghezza di banda registrata. La frequenza portante desiderata viene selezionata per eseguire il filtraggio del segnale, per estrarre una banda stretta attorno al portante, o multipli toni, con la larghezza di banda selezionata e per rilevare la fase relativa del tono. SCtracker è in grado di tracciare contemporaneamente il segnale portante del veicolo spaziale, le sue sottoportanti e tutti i toni di telemetria.
• dPLL (Digital Phase Locked Loop): dPLL fornisce una rilevazione più precisa del segnale portante in una banda ultrastretta e calcola le misure di frequenza topocentrica e la fase residua rispetto all'orologio della stazione. Ripete i passaggi di SWspec e SCtracker sulla banda stretta filtrata del segnale del veicolo spaziale a una risoluzione spettrale molto più elevata.
• SFXC (Software FX-kind Correlator): SFXC è il principale correlatori di elaborazione dati dell'EVN (European VLBI Network) e sarà utilizzato per elaborare le osservazioni PRIDE-JUICE. Questo processo consiste nel confrontare i tempi di arrivo del segnale e gli spostamenti Doppler in diversi telescopi per allinearli correttamente nello spazio di ritardo e di tasso di ritardo.
• AIPS (Astronomical Image Processing System) e CASA (Common Astronomy Software Applications): Questi pacchetti software standard VLBI saranno utilizzati per la riduzione dei dati post-correlazione.
• MakeKey: Questo script è utilizzato per calcolare le coordinate del veicolo spaziale in base agli ultimi kernel SPICE JUICE, forniti dal SOC (Science Operations Centre).
• pySched: Questo programma produce i file standard che devono essere distribuiti ai diversi telescopi e correlatori per le osservazioni e le operazioni VLBI.

Hardware:

• Rete globale di radiotelescopi VLBI: La rete globale di radiotelescopi VLBI è la base per le osservazioni PRIDE, compresi i telescopi che formano le reti EVN, VLBA, JVN, CVN, KVN, EAVN, LBA e l'array dell'Università della Tasmania. Questi telescopi sono sparsi in tutto il mondo e sono collegati tramite infrastrutture di trasferimento dati e centri di elaborazione dati.
• Correlatori: I dati raccolti dai radiotelescopi vengono elaborati in un cluster di elaborazione di correlazione chiamato correlatori.
• Standard di frequenza stabili: Tutti i telescopi VLBI sono equipaggiati con standard di frequenza altamente stabili, tipicamente oscillatori a maser di idrogeno.
• Ricevitori: La maggior parte dei telescopi VLBI sono dotati di ricevitori in grado di osservare alla frequenza nominale PRIDE di 8,4 GHz (banda X di comunicazione in downlink). Alcuni telescopi sono anche in grado di osservare nella banda Ka (32 GHz).
• Hardware di elaborazione dati: L'elaborazione dei dati VLBI, inclusa la fase post-correlazione, richiede hardware simile ad altre applicazioni VLBI. Le nuove tecnologie, come le GPU (Graphic Processing Units), stanno spingendo l'industria verso cluster GPU dedicati che sono più efficienti nella correlazione.

Trivia. PRIDE integrerà due missioni: JUICE (Jupiter Icy Moons Explorer) e Europa Clipper,

PRIDE offre opportunità uniche per la determinazione delle efemeridi dei satelliti galileiani, ma presenta anche delle sfide.

• Opportunità:
• Precisione migliorata: PRIDE può fornire misurazioni della posizione laterale del veicolo spaziale con una precisione di 100-10 μas (RMS 1σ) su tempi di integrazione da 60 a 1000 s. Questa precisione può migliorare la determinazione delle efemeridi dei satelliti galileiani, specialmente per Callisto, per il quale sono previsti molti flyby.
• Misurazioni multi-veicolo spaziale: La presenza simultanea di JUICE ed Europa Clipper nel sistema gioviano offre la possibilità di effettuare misurazioni VLBI in-beam multi-veicolo. Questo può migliorare la precisione delle misurazioni e fornire vincoli critici sulla posizione relativa dei satelliti galileiani.
• Complementarità con altri metodi: Le misurazioni PRIDE possono essere integrate con i dati di altri strumenti, come i dati di radio scienza a due vie (circolo chiuso) da 3GM, per migliorare la determinazione del vettore dello stato del veicolo spaziale e delle efemeridi dei satelliti.
• Validazione dei risultati: I dati PRIDE possono essere utilizzati per validare le soluzioni di efemeridi ottenute da altri metodi di osservazione. Questo è importante per identificare potenziali errori nei modelli dinamici e migliorare la qualità complessiva delle efemeridi.
• Sfide:
• Coppia dinamica: Il forte accoppiamento dinamico tra Io, Europa e Ganimede, indotto dalle risonanze di Laplace tra queste lune, rappresenta una sfida per la stima delle efemeridi. I dati di PRIDE dovranno essere combinati con altri tipi di dati, come i dati di radio scienza, per ottenere una soluzione bilanciata e sfruttare appieno la precisione dei dati di tracciamento di JUICE.
• Densificazione del catalogo: La densità dei calibratori nella rete ICRF3 (International Celestial Reference Frame) è insufficiente per fornire calibratori sufficientemente vicini lungo la traiettoria del veicolo spaziale. Sono necessari esperimenti VLBI astrometrici dedicati per identificare nuovi calibratori più vicini.
• Integrazione degli strumenti: È necessario integrare gli strumenti esistenti per l'analisi dei dati PRIDE con altri strumenti utilizzati per l'analisi delle efemeridi dei satelliti galileiani. Questo può richiedere la creazione di interfacce tra software diversi, come NOE e Tudat.

Confronto con altri metodi di osservazione:

• Radio scienza: PRIDE è complementare alla radio scienza, che fornisce misurazioni di distanza e velocità radiale. Le misurazioni PRIDE possono migliorare la precisione della determinazione delle efemeridi dei satelliti fornendo informazioni sulla posizione laterale del veicolo spaziale.
• Astrometria ottica: Le misurazioni PRIDE possono essere combinate con dati di astrometria ottica, come quelli ottenuti dalla telecamera JANUS su JUICE, per migliorare la qualità delle efemeridi dei satelliti.
• Satellite laser ranging: I dati PRIDE possono essere utilizzati per validare le soluzioni di efemeridi ottenute da altri metodi, come il satellite laser ranging. Questo è simile al ruolo che il satellite laser ranging svolge nella determinazione dell'orbita dei veicoli spaziali GRACE.

In definitiva, PRIDE offre opportunità uniche per migliorare la determinazione delle efemeridi dei satelliti galileiani, ma affronta anche diverse sfide. Il successo dell'esperimento PRIDE dipenderà dalla capacità di integrare i dati PRIDE con altri metodi di osservazione e di affrontare le sfide poste dall'accoppiamento dinamico delle lune.

Le sfide ingegneristiche.

Figura 24 – Carico scientifico di JUICE.

Credit: ESA (acknowledgement: work performed by ATG under contract to ESA)

La missione JUICE dovrà affrontare diverse sfide ingegneristiche per raggiungere Giove e i suoi satelliti.

• Radiazione: L'ambiente di radiazione intorno a Giove è molto intenso. JUICE deve essere progettato per resistere a questa radiazione, che potrebbe danneggiare i sistemi elettronici. Per mitigare questo problema, la navicella spaziale sarà dotata di uno scudo di piombo, che proteggerà i sistemi elettronici. Inoltre, JUICE ha subito test con il fascio di elettroni ad alta energia della struttura VESPER del CERN, che simula le condizioni nel campo magnetico di Giove.
• Energia: Giove si trova a grande distanza dal Sole, quindi la navicella spaziale avrà difficoltà a raccogliere abbastanza energia solare. JUICE è dotata di pannelli solari di grandi dimensioni, i più grandi mai utilizzati per una missione interplanetaria, per generare abbastanza potenza per alimentare i suoi sistemi. Questi pannelli solari devono essere resistenti alle temperature estreme a cui saranno esposti durante il viaggio.
• Temperatura: JUICE dovrà operare in un ambiente estremamente freddo, con temperature sotto -200 °C. La navicella spaziale è stata progettata per resistere a queste temperature e per mantenere una temperatura interna adeguata per il corretto funzionamento dei sistemi. Per questo, la navicella spaziale è dotata di un sistema di controllo termico, che comprende un sistema di isolamento multistrato (MLI) per limitare la perdita di calore. JUICE ha anche subito test in un ambiente spaziale simulato in cio è stata esposta a temperature estreme.
• Propulsione: JUICE dovrà eseguire molte manovre, tra cui inserzioni orbitali e flyby di gravità. Questo richiederà una grande quantità di propellente, il che significa che la navicella spaziale dovrà essere dotata di serbatoi di grandi dimensioni; inoltre, dovrà essere in grado di eseguire manovre precise per raggiungere i satelliti di Giove. Per questo è stata dotata di un sistema di propulsione ad alta precisione.
• Comunicazione: Giove si trova a grande distanza dalla Terra, quindi la comunicazione tra la navicella spaziale e la Terra sarà una sfida. Per ovviare a questo problema è stata dotata di un'antenna ad alto guadagno per la ricetrasmissione dei dati da e verso la Terra. Inoltre JUICE dovrà essere in grado di operare in modo autonomo per periodi prolungati infatti il ritardo delle comunicazioni dovuto alla distanza luce dalla Terra non permetterà agli operatori di eseguire manovre in tempo reale.
• Sicurezza planetaria: JUICE è stata progettata e costruita in modo da non contaminare i satelliti di Giove i quali sono ritenuti potenzialmente abitabili, quindi è fondamentale evitare di introdurvi microrganismi terrestri che potrebbero compromettere eventuali forme di vita extraterrestri indigene. La missione JUICE avrà bisogno di mantenere un carico biologico sufficientemente basso per soddisfare i requisiti di protezione planetaria e questo costringe alla scelta di una soglia di compromesso perché una procedura di sterilizzazione totale distruggerebbe anche l’elettronica di bordo.

Le fonti forniscono informazioni dettagliate sul sistema di propulsione del veicolo spaziale JUICE.

• JUICE avrà un motore principale bipropellente e un set di 10 propulsori.
• I 2 serbatoi principali sono stati sviluppati per EuroStar Neo, una nuova generazione di piattaforme dell’ESA per satelliti geostazionari. JUICE sarà la prima missione spaziale a utilizzarli.
• Oltre ai due grandi serbatoi per ossidante e carburante, saranno installati tre serbatoi più piccoli, ciascuno riempito di elio pressurizzato, insieme a tutta la necessaria tubazione.
• JUICE avrà un motore principale da 400 Newton che sarà utilizzato per le grandi manovre orbitali e otto propulsori da 22 Newton per manovre più piccole, oltre a un sistema di backup, e 12 propulsori da 10 Newton per il controllo dell'assetto.

Energia (PVA).

Ogni missione spaziale necessita di essere alimentata, che sia un satellite per le telecomunicazioni o un rover che deve perlustrare un altro pianeta non vi è differenza alcune. Ciò che cambia è il modo in cui questa energia viene raccolta, generata, immagazzinata e distribuita. La tecnologia utilizzata per la generazione in questa missione son i pannelli fotovoltaici (PVA, photovoltaic Array). Juice monta 85  di pannelli a forma di croce con una struttura a nido d’ape rinforzata da fibre di carbonio per un totale di 2536 celle solari. Quelli pannelli hanno rappresentato una sfida, soprattutto, per via l'ambiente estremo di Giove, caratterizzato da alti livelli di radiazione, temperature criogeniche e bassa intensità solare. Vediamo quali son state le maggiori sfide e come sono state affrontate^(LVIII-LIX):

• Radiazione: Le orbite di Europa e Ganimede si trovano all'interno delle intense fasce di radiazione di Giove. I pannelli solari sono stati progettati per resistere a dosi di radiazione molto elevate. I test di radiazione sono stati condotti su tutti i materiali non metallici, inclusi gli adesivi per i pannelli a nido d'ape. Gli array solari di JUICE e Europa Clipper utilizzano celle solari Azur 3G28, che sono state ampiamente caratterizzate per la loro resistenza alle radiazioni. Le celle solari 3G28 sono state sottoposte a test di radiazione elettronica e protonica a basse temperature (-150°C). I risultati dei test hanno dimostrato che le celle solari 3G28 mantengono una buona efficienza anche dopo l'esposizione a dosi di radiazione elevate.
• Cicli termici criogenici: Le missione JUICE, come anche Europa Clippe,r sperimenterà cicli termici estremi, con temperature che variano da -237°C durante le eclissi di Giove a temperature più elevate durante i passaggi in prossimità del sole. I pannelli solari sono stati progettati per resistere a questi cicli termici estremi. Per fare questo sono stati condotti test di cicli termici criogenici che hanno dimostrato che i pannelli solari possono resistere a un numero elevato di cicli termici senza subire danni strutturali.
• Bassa intensità solare: La distanza dal sole (5.46-5.03 AU) comporta una bassa intensità solare (3,3-3,7% AM0). Le celle solari sono state progettate per funzionare in modo efficiente in queste condizioni. Sono state adottate soluzioni tecnologiche specifiche per ottimizzare le prestazioni delle celle solari a bassa intensità, come un design grid-finger ottimizzato e uno spessore della cella di 100 µm per ridurre l'impatto sulla massa.
• Carico strutturale: Nel caso di JUICE il carico strutturale è dovuto (anche) all'impulso dei motori e sarà maggiore durante i gravity assist. I pannelli solari di JUICE sono stati progettati per resistere a un momento di flessione di 400 Nm alla base.
• Firma magnetica: Le missioni JUICE ed Europa Clipper richiedono una firma magnetica estremamente bassa. L'array solare è una delle principali fonti di emissione magnetica per cui solari sono stati progettati per ridurla al minimo. Sono stati adottati una serie di accorgimenti come il cablaggio posteriore delle stringhe per ridurre il momento magnetico, la configurazione delle stringhe antiparallele per compensare il momento reciproco, l'utilizzo di cablaggi di circuito intrecciati e l'utilizzo di interconnessioni e barre collettrici non magnetiche.
• Sicurezza elettrica: Per garantire la sicurezza elettrica, i pannelli solari sono dotati di un sistema di messa a terra che è stato progettato per proteggere i pannelli stessi dai danni causati dalle scariche elettrostatiche. I pannelli solari utilizzano una rete di messa a terra del vetro di copertura e un Kapton nero sul lato posteriore del pannello per scaricare le cariche elettrostatiche.

o    Rete di messa a terra del vetro di copertura: La rete di messa a terra del vetro di copertura è progettata per scaricare le cariche elettrostatiche accumulate sul vetro di copertura. Questa rete è realizzata con un rivestimento di ossido di indio stagno (ITO) sul vetro di copertura.

o    Scudo di terra altamente conduttivo: Il bordo del pannello è rivestito con uno scudo di terra altamente conduttivo per ridurre le interferenze elettromagnetiche (EMI).

o    Conduttore di terra di rame: Il conduttore di terra di rame è usato come rete di messa a terra per i pannelli solari. È disponibile come soluzione di base e come soluzione di backup, insieme a piastre d'argento e CV15003.

Comunicazioni, MGANA & HDA

Figura 25 – L’antenna ad alto guadagno (HGA) di JUICE

Credit: Thales Alenia Space

Un o degli apparati delle sonde spaziali di cui di parla di meno è quello dedicato alle comunicazioni. Probabilmente questo è dovuto al fatto che produce e sfrutta scienza meno appariscente e quindi con un minore appeal sul pubblico generalista ma nonostante questo le comunicazioni sono basilari perché è tramite esse, banalmente, che riceviamo dati scientifici e inviamo i comandi. Di seguito alcune dele caratteristiche più interessanti delle due antenne montate su JUICE^(LX-LXI):

MGAMA (Medium Gain Antenna Major Assembly): L'antenna a medio guadagno (MGAMA) è stata progettata da Sener Aerospace and Defence come sottosistema per la missione JUICE. Questa antenna è una struttura orientabile su due assi con un guadagno medio, che fornisce le comunicazioni principali di uplink e downlink tra la navicella JUICE e la Terra, inviando informazioni e ricevendo comandi dal centro di controllo. L'antenna MGAMA è composta da un riflettore principale, un riflettore secondario, un'alimentazione, un albero o braccio, giunti rotanti, un meccanismo di puntamento, elettronica di controllo e tutti i cavi di interconnessione, tra gli altri componenti.

HGA (High Gain Antenna): L'antenna ad alta guadagno (HGA) è stata progettata e realizzata da Thales Alenia Space. Questa antenna ha un diametro di 2,54 metri ed è progettata per operare nelle bande X e Ka. L'HGA sarà utilizzata per trasmettere i dati sulla Terra e per l'esperimento di radio-scienza. È stata progettata per resistere alle sollecitazioni del lancio, alle significative variazioni di temperatura, alle radiazioni ionizzanti, ai raggi ultravioletti e ai forti campi magnetici attorno a Giove e alle sue lune. Sebbene sia MGAMA che HGA siano fondamentali per la missione JUICE, svolgono ruoli distinti. MGAMA è l'antenna principale per le comunicazioni tra la navicella spaziale e la Terra, mentre HGA fornisce un guadagno più elevato e viene utilizzata per la radio-scienza.

• Componenti principali dell'MGAMA: L'antenna a medio guadagno è composta dai seguenti componenti principali:
• ARA (Antenna Reflector Assembly): L'ARA include il riflettore principale (MREF), il sotto-riflettore (SREF) montato su un assemblaggio di travi a treppiede termicamente stabile e il telaio strutturale (telaio ARA) che supporta tutti questi elementi. Il telaio ARA supporta inoltre l'assemblaggio dell'alimentazione.
• Braccio e guide d'onda RF (radiofrequenza): L'assemblaggio unisce l'ARA con l'APM, composto dalle sezioni della guida d'onda che collegano l'alimentazione con il giunto rotante di elevazione APM. Supporta anche la protezione termica. Un MLI (Multilayer Insulation Blankets) protegge il braccio dalle radiazioni solari.
• Meccanismi di bloccaggio e rilascio (HDRM): Forniscono punti di attacco per l'MGA in configurazione stivata/lancio alla struttura della navicella spaziale. Il sistema di rilascio è un NEA e un bullone precaricato tra due fermi. Entrambi i fermi di ciascun HDRM sono precaricati contro gli accessori del braccio e contemporaneamente, gli accessori di ciascun braccio sono anche precaricati tra loro a causa del precarico del fermo HDRM. Ci sono due superfici sferiche in ogni contatto tra i fermi e gli accessori e tra gli accessori adiacenti.
• Meccanismo di puntamento dell'antenna (APM): È collegato alla struttura della navicella spaziale e consiste in un elettromeccanismo a due assi che fornisce i necessari 2 gradi di libertà (azimut ed elevazione) e la capacità orientabile dell'elemento radiante MGA, al fine di mantenere l'MGA puntato verso la Terra sotto gli atteggiamenti operativi della navicella spaziale richiesti per il download dei dati scientifici. L'APM fornisce anche la capacità di misurazione della posizione angolare in entrambi gli assi di rotazione di azimut ed elevazione. L'asse di azimut è azionato dal motore GearHead (GHM) ingranato con una staffa L rotante che supporta l'attuatore di elevazione. L'uscita della staffa di uscita di elevazione è collegata al braccio MGAMA. Sia l'azimut che l'elevazione GHM sono basati su motori passo-passo (stepper motors) con riduttori planetari ingranati alle corrispondenti staffe di uscita. Un giunto rotante a doppio asse X-band integrato (MGA-RJA) instrada l'energia RF attraverso l'APM in entrambe le direzioni TX e RX.
• Elettronica del meccanismo di puntamento dell'antenna (APME): Fornisce la funzionalità di controllo dell'APM, ricevendo i comandi di movimento ordinati dal computer di bordo della navicella spaziale. Include gli algoritmi di controllo per seguire i profili di movimento richiesti e restituisce la telemetria necessaria contenente le informazioni sullo stato e sulla salute di MGA.
• Cablaggio che collega l'APM all'APME.
• Caratteristiche principali dell'MGAMA:
• Progettato per funzionare in condizioni termo-meccaniche estreme: L'antenna a medio guadagno trasmetterà durante la fase della missione verso le lune ghiacciate di Giove, operando sia in un ambiente mercuriano (temperature superiori a 250 °C) che in Gioviano, a 5 unità astronomiche e temperature di -210 °C.
• Doppia antenna: opera in banda X e Ka: L'antenna opererà nella banda X per la trasmissione di dati telemetrici con un guadagno di 39,80 dBi in uplink e 39,25 dBi in downlink. Nella banda X avrà un guadagno di 30,68 dBi in uplink e 28,68 dBi in downlink.
• Riflettore principale di 0,5 m di diametro e 0,7 mm di spessore.
• L'unità a guadagno medio eseguirà l'esperimento di radio-scienza (RSE) con una stabilità di fase di  (deviazione di Allan) in 1000 secondi.
• L'errore di puntamento massimo in 1000 secondi è di 95 secondi d'arco con una precisione uguale o superiore a 0,02°.

Tributo a Galileo Galilei.

Figura 26 - Tre pagine del “Sidereus Nuncius” di Galileo sono incise su uno strato di isolante di Juice. Questo è un tributo allo scopritore delle lune Gioviane.

Credit: Maarten Roos-Serote (Lightcurve Films, Portugal).

Figura 27 – Dettaglio della dedica a Galileo incisa nella coperta termica di JUICE.

Credit: ESA/M.Pedoussaut.

Dulcis in fundo.

"I wanted to portray and give a human image of the Earth, Jupiter and each satellite. Each of the satellites of Jupiter has its own character. Europa peeks out from behind Jupiter, Ganymede looks surprised and Callisto sleep. My picture show that Earth and Jupiter are friends and want to play together. Earth gives Jupiter a toy of satellite, and he become friends and play. My planets have human faces, because space has a soul and a character."

"Volevo ritrarre e dare un'immagine umana della Terra, di Giove e di ogni satellite. Ognuno dei satelliti di Giove ha il suo carattere. Europa sbircia da dietro Giove, Ganimede sembra sorpreso e Callisto dorme. La mia immagine mostra che la Terra e Giove sono amici e vogliono giocare insieme. La Terra dà a Giove un giocattolo di satellite, e lui diventa amico e gioca. I miei pianeti hanno volti umani, perché lo spazio ha un'anima e un carattere."

Figure 28 - Queste sono le parole di Yaryna, una bambina ucraina di 10 anni che ha realizzato questo disegna quando ne aveva 8. il suo disegno è stato rappresentato sul lanciatore Arianne 5 che ha lanciato JUICE^(LXII).

Credit: Yaryna.

L'occasione era quella del concorso "JUICE up your rocket!", un'iniziativa lanciata dall'ESA per coinvolgere i bambini di tutto il mondo nella missione JUICE (JUpiter ICy moons Explorer). I partecipanti hanno inviato opere d'arte che rappresentassero la missione JUICE, Giove, le sue lune ghiacciate e il veicolo spaziale.

L'obiettivo del concorso era quello di catturare lo spirito di esplorazione spaziale e di coinvolgere i bambini in un viaggio scientifico verso Giove.

Sono stati ricevuti oltre 2.600 disegni da bambini di 63 paesi. Una giuria ha selezionato 12 finalisti le cui opere d'arte sono state presentate nel calendario "JUICE & children of the world". **Il vincitore del concorso è stato Yaryna, un'ucraina di 8 anni, la cui opera d'arte è stata scelta per apparire sul razzo Ariane 5 che lancerà il veicolo spaziale e sulla copertina del calendario.**

Tra i finalisti c'erano bambini provenienti da diversi paesi, tra cui Italia, Sri Lanka, Spagna, Germania, Slovacchia, Svizzera, Estonia, Ungheria, Israele, El Salvador, Francia e Regno Unito. L'opera d'arte di Zsombor (11 anni), proveniente dalla Slovacchia, ha ricevuto una menzione d'onore e sarà presentata sul retro del calendario.

Fonti:

        I.            https://sci.esa.int/s/AlLxLXA (EJSM-Laplace assessment study report (Yellow Book)

      II.            https://sci.esa.int/web/cosmic-vision/display-page-display-page-default/-/asset_publisher/34381/content/41395-cosmic-vision-2015-2025 (Cosmic Vision 2015-2025)

    III.            https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/ESA_s_Cosmic_Vision (ESA's Cosmic Vision)

    IV.            https://www.esa.int/ESA_Multimedia/Sets/The_making_of_JUICE/(result_type)/videos (The making of Juice: the film)

      V.            https://www.esa.int/ESA_Multimedia/Sets/The_making_of_JUICE/(result_type)/videos

    VI.            https://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA01299

  VII.            https://astrobiology.nasa.gov/missions/juice/

VIII.            https://sci.esa.int/s/WmQVRlW (Jupiter Europa Orbiter concept)

    IX.            https://sci.esa.int/web/ejsm-laplace/-/42292-science-with-ejsm-laplace (sience with EJSM-Laplace)

      X.            https://sci.esa.int/s/WLGQgxw (ESA's Jupiter Ganymede Orbiter)

    XI.            https://sci.esa.int/web/ejsm-laplace/-/48353-timeline-for-ejsm-laplace-mission (Timeline for EJSM-Laplace mission)

  XII.            https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/joviansatfact.html (Jovian Satellite Fact Sheet)

XIII.            https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/galileanfact_table.html (Solar System Small Worlds Fact Sheet)

XIV.            https://science.nasa.gov/jupiter/moons/io/facts/ (Io: Facts)

  XV.            https://science.nasa.gov/jupiter/moons/europa/europa-facts/ (Europa: Facts)

XVI.            Xi Ze-zong, The sighting of Jupiter's satellite by Gan De 2000 years before Galileo, Chinese Astronomy and Astrophysics, Volume 5, Issue 2, 1981, Pages 242-243, ISSN 0275-1062, https://doi.org/10.1016/0275-1062(81)90039-4. (https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/0275106281900394)

XVII.            https://science.nasa.gov/jupiter/moons/ganymede/facts/ (Ganymede: Facts)

XVIII.            Tosi, F., Mura, A., Cofano, A. et al. Salts and organics on Ganymede’s surface observed by the JIRAM spectrometer onboard Juno. Nat Astron 8, 82–93 (2024). https://doi.org/10.1038/s41550-023-02107-5

XIX.            https://science.nasa.gov/jupiter/moons/callisto/facts/ (Callisto: Facts)

  XX.            Grasset, O. & Dougherty, M.K. & Coustenis, Athena & Bunce, Emma & Erd, C. & Titov, D.V. & Blanc, Michel & Coates, Andrew & Drossart, Pierre & Fletcher, Leigh & Hussmann, H. & Jaumann, Ralf & Krupp, N. & Lebreton, Jean-Pierre & Prieto-Ballesteros, Olga & Tortora, Paolo & Tosi, Federico & Van Hoolst, Tim. (2013). JUpiter ICy moons Explorer (JUICE): An ESA mission to orbit Ganymede and to characterise the Jupiter system. Planetary and Space Science. 78. 1-21. 10.1016/j.pss.2012.12.002.

XXI.            https://www.esa.int/Enabling_Support/Operations/Juice_burns_hard_towards_first-ever_lunar-Earth_flyby

XXII.            https://sci.esa.int/web/juice/-/61110-juice-instruments (JUICE's instruments)

XXIII.            https://www.cosmos.esa.int/web/juice/payload (JUICE Payload)

XXIV.            https://www.dlr.de/en/research-and-transfer/projects-and-missions/juice/janus (JANUS)

XXV.            Jaumann, Ralf & Palumbo, P. & Hoffmann, H. & Cremonese, Gabriele & Lara, L. & Corte, A. & Schmitz, Nicole & Debei, Stefano & Michaelis, Harald & Lichopoj, A. & Magrin, S. & Epifani, E.M. & Mottola, S. & Ragazzoni, Roberto & Zusi, Michele & Holland, A.. (2013). JANUS on the JUICE Mission: the Camera to Investigate Ganymede, Europa, Callisto and the Jovian System. https://ssed.gsfc.nasa.gov/IPM/2014/PDF/1054.pdf (JANUS)

XXVI.            https://cosmos.isas.jaxa.jp/onboard-juice-janus/ (JANUS)

XXVII.            https://www.dlr.de/en/research-and-transfer/projects-and-missions/juice/the-majis-imaging-spectrometer (MAJIS)

XXVIII.            https://www.lpi.usra.edu/opag/meetings/jan2014/presentations/19_gladstone.pdf (UVS)

XXIX.            https://www.swri.org/sites/default/files/styles/large/public/media-resources/uvs-ultraviolet-spectrograph-d024148-0203.jpg?itok=G-8_a1GP (UVS)

XXX.            https://www.swri.org/press-release/first-ultraviolet-data-collected-esas-juice-mission (UVS)

XXXI.            https://www.swri.org/press-release/uvs-ultraviolet-spectrograph-atmosphere-jupiter-moons (UVS)

XXXII.            https://www.mps.mpg.de/planetary-science/juice-swi (SWI)

XXXIII.            M. Kotiranta, K. Jacob, H. Kim, P. Hartogh and A. Murk, "Optical Design and Analysis of the Submillimeter-Wave Instrument on JUICE," in IEEE Transactions on Terahertz Science and Technology, vol. 8, no. 6, pp. 588-595, Nov. 2018, doi: 10.1109/TTHZ.2018.2866116. (SWI)

XXXIV.            https://cosmos.isas.jaxa.jp/onboard-juice-swi/ (SWI)

XXXV.            https://www.esa.int/ESA_Multimedia/Videos/2022/03/Juice_s_journey_and_Jupiter_system_tour (Timeline)

XXXVI.            https://www.dlr.de/en/research-and-transfer/projects-and-missions/juice/the-gala-altimeter (GALA)

XXXVII.            https://cosmos.isas.jaxa.jp/onboard-juice-gala/ (GALA)

XXXVIII.            Hussmann, H., Lingenauber, K., Kallenbach, R. et al. The Ganymede laser altimeter (GALA): key objectives, instrument design, and performance. CEAS Space J 11, 381–390 (2019). https://doi.org/10.1007/s12567-019-00282-8 (GALA)

XXXIX.            Keigo Enya, Masanori Kobayashi, Jun Kimura, Hiroshi Araki, Noriyuki Namiki, Hirotomo Noda, Shingo Kashima, Shoko Oshigami, Ko Ishibashi, T. Yamawaki, Kazuyuki Tohara, Yoshifumi Saito, Masanobu Ozaki, Takahide Mizuno, Shunichi Kamata, Koji Matsumoto, Sho Sasaki, Kiyoshi Kuramoto, Yuki Sato, Takeshi Yokozawa, Tsutomu Numata, Satoko Mizumoto, Hiroyuki Mizuno, Kenta Nagamine, Akihiko Sawamura, Kazuo Tanimoto, Hisato Imai, Hiroyuki Nakagawa, Okiharu Kirino, David Green, Masayuki Fujii, Satoru Iwamura, Naofumi Fujishiro, Yoshiaki Matsumoto, Kay Lingenauber, Reinald Kallenbach, Christian Althaus, Thomas Behnke, Jan Binger, Anna Daurskikh, Henri Eisenmenger, Ulrich Heer, Christian Hüttig, Luisa M. Lara, Alexander Lichopoj, Horst-Georg Lötzke, Fabian Lüdicke, Harald Michaelis, Juan Pablo Rodriguez Garcia, Kerstin Rösner, Alexander Stark, Gregor Steinbrügge, Pascal Thabaut, Nicolas Thomas, Simone del Togno, Daniel Wahl, Belinda Wendler, Kai Wickhusen, Konrad Willner, Hauke Hussmann, The Ganymede Laser Altimeter (GALA) for the Jupiter Icy Moons Explorer (JUICE): Mission, science, and instrumentation of its receiver modules, Advances in Space Research, Volume 69, Issue 5, 2022, Pages 2283-2304, ISSN 0273-1177, https://doi.org/10.1016/j.asr.2021.11.036. (https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0273117721008851) (GALA)

  XL.            https://juice.stp.isas.jaxa.jp/spacecraft_en/

 XLI.            L. Bruzzone et al., "RIME: Radar for Icy Moon Exploration," 2013 IEEE International Geoscience and Remote Sensing Symposium - IGARSS, Melbourne, VIC, Australia, 2013, pp. 3907-3910, doi: 10.1109/IGARSS.2013.6723686. (RIME)

XLII.            https://www.imperial.ac.uk/news/244894/juice-magnetometer-passes-fitness-tests-ready/ (J-MAG)

XLIII.            Amtmann, Christoph, et al. "Accuracy of the Scalar Magnetometer aboard ESA's JUICE Mission." Geoscientific Instrumentation, Methods and Data Systems 13.1 (2024): 177-191. (J-MAG)

XLIV.            https://sci.esa.int/web/juice/-/-8-successful-integration-of-juice-s-10.6-metre-long-arm (J-MAG)

XLV.            https://www.tu-braunschweig.de/en/igep/research/juice (J-MAG)

XLVI.            https://www.irf.se/en/irf-in-space/juice/ (PRWI)

XLVII.            https://www.irf.se/en/news/2023/05/26/the-radio-plasma-wave-investigation-rpwi-instrument-on-the-esa-juice-spacecraft-has-successfully-deployed-all-its-sensors/ (PRWI)

XLVIII.            https://meetingorganizer.copernicus.org/EPSC2013/EPSC2013-637.pdf (PRWI)

XLIX.            https://cosmos.isas.jaxa.jp/onboard-juice-rpwi/ (PRWI)

      L.            P. Cappuccio, A. Hickey, D. Durante, M. Di Benedetto, L. Iess, F. De Marchi, C. Plainaki, A. Milillo, A. Mura, Ganymede's gravity, tides and rotational state from JUICE's 3GM experiment simulation, Planetary and Space Science, Volume 187, 2020, 104902, ISSN 0032-0633, https://doi.org/10.1016/j.pss.2020.104902. (https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S003206331930385X) (3GM)

     LI.            Cappuccio, Paolo, et al. "Report on JUICE 3GM gravity experiment performance." European Planetary Science Congress. 2018. (3GM)

   LII.            https://www.thalesgroup.com/en/worldwide/space/news/investigating-jupiter-kat-state-art-transponder (3GM)

 LIII.            https://www.mps.mpg.de/planetary-science/juice-pep (PEP)

LIV.            https://www.juice.space.unibe.ch/instrument/nim (PEP)

  LV.            https://www.juice.space.unibe.ch/instrument/pep/ (PEP)

LVI.            https://ssed.gsfc.nasa.gov/IPM/2016/abstracts/4079.pdf (PEP)

LVII.            Gurvits, Leonid I., et al. "Planetary radio interferometry and Doppler experiment (PRIDE) of the JUICE mission." Space Science Reviews 219.8 (2023): 79. (PRIDE)

LVIII.            S. Riva et al., "The JUICE Photovoltaic Assembly - from prequalification coupons to full-scale qualification model," 2019 European Space Power Conference (ESPC), Juan-les-Pins, France, 2019, pp. 1-6, doi: 10.1109/ESPC.2019.8931979. (PVA)

 LIX.            https://spw.aerospace.org/files/2021/07/2019_04_02_II-b_Kroon.pdf (PVA)

  LX.            https://www.group.sener/en/project/juices-medium-gain-antenna-subsystem-mgama/?doing_wp_cron=1724179690.4222109317779541015625 (MGANA & HDA)

 LXI.            https://www.thalesgroup.com/en/worldwide/space/news/thales-alenia-space-delivers-antenna-jupiter-exploration-mission (MGANA & HDA)

LXII.            https://www.esa.int/kids/en/news/Children_of_the_world_join_Europe_s_mission_to_Jupiter?fbclid=IwY2xjawEzLaBleHRuA2FlbQIxMAABHZNUkReh3Y0hroEYGpnHEMuGDl1ilu4qzEVB3-HqCkwBVOZfiHLVPEYE6Q_aem_oRWFyql39KcSM49b9Q00Bg (JUICE up your rocket!)

LXIII.            https://sci.esa.int/documents/33960/35865/1567260128466-JUICE_Red_Book_i1.0.pdf (Red Book)