Mathematics – Logic
Scientific paper
Oct 2006
adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-data_query?bibcode=2006phdt........15f&link_type=abstract
Ph.D thesis, Università di Napoli Federico II, 316 pages
Mathematics
Logic
8
Imaging Spectroscopy, Instrument Calibration, Visible, Infrared, Cassini, Rosetta
Scientific paper
Nel corso dell’ultimo decennio l’esplorazione planetaria ha potuto beneficiare dei dati prodotti dagli spettrometri ad immagine: grazie a questa nuova classe di strumenti, realizzati per l’osservazione in remoto di superfici ed atmosfere planetarie, è possibile acquisire dati iperspettrali con elevati poteri risolutivi spaziali e spettrali. Il principale vantaggio offerto dagli spettrometri ad immagine, rispetto alle camere ed agli spettrometri puntuali, è rappresentato dalla capacità di misurare, identificare e mappare le unità composizionali delle superfici planetarie; queste informazioni permettono di investigare sia l’evoluzione geochimica delle superfici sia la dinamica e la composizione delle atmosfere. Sebbene i primi spettrometri ad immagine siano stati francesi (Phobos/ISM, Imaging Spectrometer for Mars) e statunitensi (Galileo/NIMS, Near Infrared Mapping Spectrometer), il nostro paese nel corso degli ultimi anni è stato in grado di proporre alla com unità spaziale internazionale degli strumenti dalle elevate prestazioni che sono stati infatti accettati come payload scientifici su diverse missioni interplanetarie: dai canali visibili di VIMS (Visual and Infrared Mapping Spectrometer) su Cassini (Nasa, JPL, ESA, ASI) e di OMEGA (Observatoire pour la Minéralogie, l’Eau, les Glacies et l’Activitè de Mars) su MarsExpress (ESA) ai due VIRTIS (Visible and Infrared Thermal Imaging Spectrometer) su Rosetta (ESA) e VenusExpress (ESA) fino a VIR-MS (Visible and Infrared Mapping Spectrometer) su Dawn (Nasa). In questo momento inoltre altri due spettrometri sono in avanzata fase di studio: JIRAM (Jovian InfraRed Auroral Mapper) su Juno (missione New Discovery Nasa) e VIHI (Visible and Infrared Hyperspectral Imager) integrato nel payload italiano di remote sensing SIMBIO-SYS di BepiColombo (missione cornerstone ESA). La realizzazione di uno spettrometro ad immagini da utilizzare su una missione interplanetaria richiede un’accurata analisi in fase progettuale e realizzativa dei parametri e de lle prestazioni strumentali; in generale infatti non solo sarà necessario mantenere le dimensioni, il peso, i consumi elettrici ed il data-volume entro i requisiti disponibili del satellite ma anche ottimizzare i disegni ottici, meccanici ed elettronici al fine di ottenere le massime prestazioni possibili in funzione della natura del target osservato e dei parametri orbitali della missione. Questa tesi descrive i metodi utilizzati per caratterizzare il funzionamento di spettrometri ad immagine per l’esplorazione planetaria. L’attività svolta ha riguardato sia la misura in laboratorio dei parametri strumentali fondamentali sia l’analisi dei dati in volo su cui verificarne ed eventualmente correggerne la risposta. Il funzionamento degli strumenti e la metodologia di calibrazione vengono descritti nelle due parti principali e nelle appendici di questa tesi per gli esperimenti Cassini-VIMS-V e Rosetta-VIRTIS-M. La prima parte è dedicata all’esperimento VIMS-V sul satellite Cassini, il cui disegno ottico, originariamente proposto da Francis Reininger, verrà successivamente riutilizzato e perfezionato su VIRTIS-M (Reininger et al., 1994; Miller et al., 1996). Il capitolo 1 contiene una descrizione dei parametri ottici, strutturali, termici ed elettronici di VIMS-V mettendone in risalto gli aspetti più innovativi del progetto. Vengono inoltre descritti la collocazione dell’esperimento sul satellite Cassini, il coallineamento con gli altri strumenti di remote sensing, i possibili modi operativi ed il formato dei dati scientifici. Il capitolo 2 riguarda il processo di calibrazione ed analisi dei dati in volo di VIMS-V. La procedura eseguita per calibrare radiometricamente lo strumento utilizzando i dati della superficie della Luna e per stimare il flat-field mediante i dati dell’atmosfera di Venere viene dettagliatamente descritta assieme agli algoritmi utilizzati per la rimozione di diversi effetti strumentali (read-out noise e tilt spettrale); alcuni di questi effetti sono stati caratterizzati e dettagliamente misurati in laboratorio utilizzando il modello spare (flight) di VIMS-V. Parte del capitolo è dedicata alla verifica della procedura di calibrazione su diversi target aventi caratteristiche spettroradiometriche note. Questi algoritmi di processamento sono correntemente utilizzati dal team scientifico di VIMS per calibrare i dati del canale -VIS rilasciati ufficialmente alla comunità scientifica internazionale attraverso il Planetary Data System (PDS) della Nasa. La seconda parte riguarda l’esperimento VIRTIS-M sul satellite Rosetta. Il capitolo 3 contiene la descrizione dello strumento mettendo in risalto l’evoluzione dal precedente progetto VIMS-V ed i problemi tecnologici e costruttivi da questo derivanti. I diversi modi operativi, la sequenza di acquisizione e di processamento dei dati nell’elettronica principale sono ampiament e discussi. Viene inoltre evidenziata la collocazione dello spettrometro sul satellite Rosetta. Nel capitolo 4 viene descritta l’attività di calibrazione effettuata in Galileo Avionica (Campi Bisenzio, FI, Italia) ed allo IAS (Orsay, Francia) subito dopo l’integrazione di VIRTIS ed il conseguente processamento dei dati necessario per ricavare i principali parametri di funzionamento (calibrazioni spettrali e geometriche, flat-field, funzioni di trasferimento, lampade di calibrazione interne). Nel capitolo 5 l’accuratezza di queste grandezze è stata verificata su i primi dati in volo ottenuti da VIRTIS-M durante la fase di commissioning e di cruise del satellite (Terra, Luna e Saturno); queste osservazioni sono inoltre state utilizzate per migliorare e verificare alcuni aspetti della procedura di calibrazione che non erano stati sufficientemente definiti durante i test a terra. L’appendice A riguarda il formato PDS (Planetary Data System) utilizzato per l’archiviazione dei dati e degli housekeepings ingegnerisitici e scientifici delle osservazioni; nell’appendice B è contenuta la descrizione del modello radiometrico teorico di VIRTIS-M utilizzato per stimare il rapporto segnale/rumore; nelle appendici C e D sono infine contenute diverse Tabelle non incluse nel testo delle parti principali a causa della loro lunghezza.
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