È stato il primo veicolo spaziale (di una serie di cinque) a
studiare: il Sole, i suoi fenomeni e le sue iterazioni con il nostro pianeta da
una distanza di 0,7-1,2
UA. Inoltre
è la sonda spaziale, potenzialmente ancora attiva, più
longeva nella storia dell'astronautica.
Il 1965 fu denominato “Anno
Internazionale del Sole Quieto” (International Quiet Sun Year, IQSY).
Allora la nostra stella si trovava quasi al
minimo del suo
ciclo undecennale. L'Ames Center della Nasa
assegnò alla TRW la realizzazione di cinque piccoli satelliti da porre
in un'orbita solare speciale (afelio non superiore a 1,2 UA; perielio non
inferiore a 0,8 UA). La prima navicella — denominata Pioneer A — sarebbe
decollata entro il 1965, poi ne sarebbe seguita una l'anno fino al 1969 con
l'ultima (Pioneer-E). Già nel 1963 la Nasa aveva definito gli obiettivi
scientifici di queste navicelle:
a. capacità di scansioni omnidirezionali, specialmente sul piano dell'eclittica.
b. campionamento scientifico
continuo.
c. "ambiente" (environment)
scientifico — stabile e prevedibile — con temperature a lenta variazione,
basse interferenze elettromagnetiche e deboli residui di campi magnetici.
Gli obiettivi programmatici
principali erano:
a. utilizzo di vettori di
lancio a basso costo;
b. un'alta probabilità di
una lunga vita operativa;
c. tutte le navicelle
dovevano essere capaci di operare a distanze variabili dal Sole senza ulteriori
modifiche;
d. massimizzare la resa
scientifica per missione, in termini di qualità e quantità d'informazione.
SPACE FLIGHT OPERATIONS
FACILITY
Nell'Ottobre
1963 presso l'edificio [facility] 230 del JPL di Pasadena fu terminata la costruzione
dell'SFOF
[Space Flight Operations Facility, ‘‘Costruzione per le Operazioni di Volo
Spaziale’’]. La sua inaugurazione avvenne il 14 Maggio 1964. Anche per questa
missione, il centro di controllo era l'SFOF. Lì sono elaborate la telemetria e
l'informazioni ricevute dalle stazioni terrestri d'ascolto. Poi l'informazioni
elaborate sono ritrasmessa alle "rete" delle stazioni DSN. I tecnici,
gli ingegneri, i controllori dell'SFOF analizzando i dati ricevuti decidono il da farsi per le varie
missioni spaziali.
DEEP SPACE NETWORK
Nel Dicembre 1965 il DSN [Deep
Space Network, ‘‘Rete per lo spazio profondo’’] era composta da varie DSS (Deep Space Station,
‘‘Stazione per lo spazio profondo’’). Le più importanti erano dislocate a: Woomera
- Adelaide (DSS-41); Tidbinbilla - Canberra (DSS-44); Hartebeesthoek -
Johannesburg (DSS-51); Robledo de Chavela -
Madrid (DSS-61); Pioneer Station - Goldstone (DSS-11).
A causa della rotazione
terrestre, una navicella spaziale sembra muoversi attraverso il cielo. Per
mantenere i contatti per tutte le 24 ore è necessario che almeno tre "complessi
d'inseguimento"
siano localizzati ad
un'uguale distanza
longitudinale. Il complesso di Goldstone verrà
poi denominato GDSCC (Goldstone
Deep Space Communication Complex), quello di Canberra sarà il CDSCC (Canberra
Deep Space Communication Complex) ed infine Madrid verrà chiamato MDSCC (Madrid
Deep Space Communication Complex).
(1)
1. antenna
con un basso fattore di amplificazione
2. antenna ad alto
guadagno
22. copertura
dell'alloggiamento interno e d'isolamento termico
3. magnetometro
4. strutture di rinforzo
dell'antenne 1 e 2
5. sensore solare
6. fissaggi dei sensori
solari
7. sensore solare
8. antenna “Stanford"
15. pannelli solari
16. sensore solare
17. sensore solare
18. scudo termico
19. dispositivo per
smorzare l'ondeggiamento (contrappeso)
20. alloggiamento per
l'attrezzatura scientifica
21. sensore solare
9). ripiano del complesso
degli strumenti scientifici
10. ugello a getto per
il controllo dell'assetto
11. feritoia per il
controllo termico
12. serbatoio di azoto
compresso
13. fissaggi
dell'interstadio
14. strutture di
rinforzo
DESCRIZIONE DELLA SONDA
La struttura principale era
costituita da un cilindro chiuso (altezza:
88,9;
diametro: 93,98 [cm]). Sul
quasi tutto il perimetro laterale erano posizionati 10.368
pannelli solari.
Questi potevano fornire: 100 W di
potenza elettrica ad 0,8 UA, 83 a 1 UA e 60 W a 1,2 UA.
Eventualmente, ma solo per l'emergenze, c'era una batteria allo zinco-argento da 2
Ah a lenta ricarica. Il sistema di distribuzione energetica usava un
convertitore di tensione ridondante, cioè il dispositivo aveva un "copia" tenuta
come riserva). Nel caso in cui la tensione principale scendesse sotto i 23 V, il
sistema staccava i carichi di potenza non essenziali. Dopo che l'anomalia
sarebbe
stata corretta, l'unità potevano essere riaccese una per una dietro comando da Terra.
Dentro la struttura
cilindrica c'erano gli strumenti scientifici ed i dispositivi elettronici, nella
parte più bassa era situato il serbatoio di azoto compresso. Sul corpo centrale erano fissate tre
aste: una di 180,34 e le altre due di 165,1 [cm]. All'estremità dell'asta più lunga
c'era il magnetometro. Mentre sull'altre due aste erano
posizionati rispettivamente: un ugello per le manovre di orientamento; un
contrappeso per eliminare la
nutazione conseguente a tali manovre. Dalla
copertura superiore spuntava una
struttura tubolare
alta 152 cm. A partire dal basso, i primi 132 cm costituivano l'antenna ad alto
guadagno. Mentre alla cima dell'asta, appena sopra la "vela solare", si trovava l'antenna
disco-conica a basso guadagno. La sonda veniva stabilizzata in rotazione a 60 giri/minuto. L'asse di rotazione era perpendicolare al
piano
dell'eclittica e puntava verso il suo
polo Sud. Con questo orientamento, si
ottenevano svariati
vantaggi: massima illuminazione dei pannelli solari e direzionalità delle antenne,
decremento del peso e nello stesso tempo aumento della "vita operativa".
(2)
(3)
Il corretto
orientamento
nello spazio poteva essere raggiunto grazie a cinque
sensori solari, circuiti
elettronici di controllo ed un ugello
che spruzzava azoto compresso. La sua precisione arrivava a 0,5° per una
rotazione massima di 240°. La quantità di propellente a disposizione era circa 0,9 kg.
I sensori A e C controllavano il ‘‘passo automatico 1’’ (automatic step I)
che inclinava l'asse di rotazione rispetto alla linea sonda-Sole. Quando uno dei
due sensori A e C "vedeva" il Sole, l'ugello a gas veniva acceso per imprimere
una rotazione parziale finché entrambi i sensori vedevano la nostra stella.
Dietro comando da Terra, veniva selezionato il sensore B o D per controllare il
‘‘passo automatico 2’’ (automatic step II). Questi sensori erano posti a
90° di distanza rispetto ai sensori A e C; quindi una loro rotazione non variava
l'angolo di incidenza della luce solare. La “manovra passo 2” terminava quando
l'antenna della navicella risultava
correttamente orientata verso la Terra. Il quinto sensore E dava un impulso ad
ogni rotazione; questi era utilizzato dalla strumentazione scientifica per
determinare la direzione dell'osservazione in ogni momento.
(4)
Posizione dei sensori solari
e loro campo visivo
Il mantenimento dell'assetto nel proseguo della missione era delegato passivamente ed unicamente alla "vela
solare". Due due piccole banderuole, poste nella zona di "confine" fra
l'HGA e l'LGA, avrebbero sfruttato la pressione della radiazione solare che fluisce nello spazio interplanetario.
In particolare avrebbero indirizzato tale pressione verso il centro di gravità
della navicella. Questo eliminava qualsiasi momento torcente provocato dal vento
solare; così si evitavano anche spostamenti dell'asse di rotazione. Il
sistema di controllo
termico usava delle feritoie di ventilazione, che si aprivano e chiudevano
automaticamente grazie ad un meccanismo che reagiva al cambiamento della
temperatura. Le
telecomunicazioni avvenivano sull'S-band
grazie: alle antenne ad alto e basso guadagno, al doppio trasmettitore e ricevitore
(uplink: 423,3 MHz). Il tubo amplificatore di potenza primario (TWT) trasmetteva
sui 2292,037 MHz con una potenza di 8 W. Un TWT secondario veniva tenuto come riserva
sui 2292,407 MHz. Ognuno di questi poteva essere commutato sia sull'antenna ad
alto e basso guadagno.
Il
peso complessivo
del satellite (composto da 56.000 pezzi separati) si attestava sui 63,05 kg. La
missione nominale aveva una
durata prevista di sei mesi. Ogni navicella
di questa classe aveva un costo minimo di
11,03 milioni di dollari del 1970. Il costo totale della missione di
Pioneer-6
fu stimato in 120 milioni di $ del 2000.
(5)
(6)
Gli strumenti scientifici
erano disposti in un compartimento alto 14 cm lungo la banda che
divideva i pannelli solari. Grazie alla stabilizzazione in rotazione, non era necessaria una
piattaforma mobile. Così gli strumenti scientifici avevano una ben precisa risoluzione spaziale.
I comandi inviati dalla Terra sulla frequenza di 423,3 MHz avrebbero indicato:
1. La quantità di
informazione trasmessa in forma digitale, il
bitrate;
2. Il formato dei dati, il data format.
3. La modalità operativa,
l'operating
mode.
Le velocità
permesse erano cinque: 8, 16, 64, 256, 512 bps. I data
format a disposizione erano quattro: tre di questi erano riservati ai dati
scientifici raccolti e uno per i dati telemetrici/diagnostici della navicella.
Il primo formato dati "scientifico" veniva usato ai bitrate più elevati
(256 e 512); invece il secondo con le velocità di trasmissione più basse (8, 16 e 64). Infine il terzo formato
era riservato esclusivamente per i dati provenienti dall'esperimento di radio propagazione
(vedi esperimento scientifico 5). Questi
tre data format erano costituiti da 32
word composte ognuna da 7
bit. Le modalità operative erano quattro:
real time, telemetry
store, duty cycle store e memory readout. Il supporto di
memoria interno aveva una capacità di 15.232 bit (1904
Byte).
Era possibile selezionare un bitrate,
un data format, una operating mode alla volta. Nella prima
modalità, i dati venivano campionati e trasmessi direttamente alla velocità e nel formato selezionati dietro comando. Nella
seconda modalità, i dati erano simultaneamente memorizzati e trasmessi alla
velocità e nel formato selezionati. Nella terza modalità, una singolo
"ritaglio" (frame in gergo) di dati
scientifici veniva raccolto e memorizzato alla velocità di 512 bps. L'intervallo
di tempo fra la "raccolta" (collection) e la "memorizzazione" (storage) di successivi
frame variava a seconda del comando impartito. Si poteva andare da 2 a 17 minuti per ottenere una "copertura" (coverage)
parziale. Infine nell'ultima modalità, i dati venivano trasmessi
ad una velocità ritenuta appropriata alla distanza con la Terra.
A bordo non
c'era un vero e proprio calcolatore centrale, tutto veniva regolato da 57
comandi specifici interpretati da due decodificatori (uno principale ed uno di
riserva). La strumentazione scientifica necessitava di: 15 W a 1,2
UA, 28 W a 1 UA, 55 W a 0,8 UA. Fra le 1,2 e 0,8
UA
dal Sole la temperatura nella piattaforma strumentale doveva rimanere compresa
fra 4,4 e 26,6 °C.
Gli strumenti scientifici a
bordo (15,87 kg di peso) erano:
1. sensore di plasma solare
a "gabbia di Faraday";
si
componeva di una
gabbia di Faraday multigriglia
e due raccoglitori semicircolari. Lo scopo era quello di misurare il
flusso dei protoni ed elettroni. Lo strumento aveva quattordici canali
adiacenti (energia/carica, E/Q) per i protoni nell'intervallo energetico
40-10.000 Ev. Invece per gli elettroni venivano utilizzati quattro
canali E/Q per l'intervallo 500-2500 eV. I "punti di vista" dello
strumento erano rispettivamente: perpendicolare all'asse di rotazione
della navicella e parallelo al piano eclittico. Per gestire il
funzionamento dello strumento veniva usati un orologio digitale
(frequenza: 5,461 kHz) e due contatori a cascata. Tutto era implementato
con sessanta circuiti integrati TI Series-51, pesavano in totale 40
grammi e consumavano 150 mW. Durante una rotazione,
ad ogni livello di tensione, veniva raccolta la somma delle correnti
provenienti dai collettori in ventotto settori angolari continui (11,25°
ciascuno, dai -45° ai +270°; dove 0° era la linea sonda/Sole). Sempre in
ogni rotazione, venivano misurate anche le correnti per i tutti i settori
angolari. Della corrente più elevata, erano teletrasmesse la sua
magnitudine ed il settore angolare. Un completo insieme di misurazioni
sui protoni ed elettroni veniva ottenuto
ogni 32’’.
analizzatore di plasma solare
era un dispositivo
elettrostatico quadrisferico con otto collettori (collectors)
di corrente posti uno accanto all'altro. L'obiettivo era studiare
l'intensità direzionale degli elettroni e ioni positivi del vento solare.
Nella electron mode gli elettroni erano misurati in otto passi E/Q
(energia/carica) logaritmicamente equidistanti da 1 a 500 V. Invece gli
ioni positivi venivano rilevati in sedici passi E/Q
equidistanti in maniera logaritmica da 200 ai 10.000 V. Gli otto
collettori misuravano le particelle incidenti per mezzo di otto differenti
ed adiacenti intervalli angolari. Tutto era riferito al piano equatoriale
della navicella (che era praticamente il piano ellittico). Nello specifico
c'erano: quattro intervalli da 15°, due da 20° e due da 30°. Così quando la sonda ruotava, i flussi venivano misurati in
quindici
settori angolari. Otto di questi settori erano: ampi 5,625° e raggruppati in direzione del Sole. Gli altri sette settori erano larghi
45°. Per raccogliere i dati venivano usate tre diverse modalità (mode).
Al più alto bitrate (512 bps), l'intera modalità di
scansione (full scan mode) era alternata con la modalità di flusso
massimo (maximum flux mode) per ogni passo E/Q. Nella full scan mode,
il massimo flusso "osservato" (in ciascuno dei quindici settori angolari in una rotazione) veniva poi registrato per un dato collettore ed un dato passo E/Q.
Durante le ventiquattro operazioni
successive alla full scan mode (48 rotazioni della navicella), i
sedici passi E/Q per gli ioni e gli otto passi E/Q per gli elettroni
venivano eseguiti per un dato collettore. Nei successivi otto "periodi"
erano
utilizzati tutti gli otto collettori. Il ciclo completo della intera
modalità di scansione richiedeva 400 rotazioni. Nella modalità di flusso massimo,
per il passo E/Q usato nel precedente ciclo di full
scan mode, venivano esaminati tutti i collettori per un secondo (cioè
una rotazione della navicella).
Così venivano raccolti: il massimo flusso, il numero del collettore
che l'aveva osservato e la direzione angolare dell'"osservazione". Al bitrate successivo (256 bps),
una modalità di scansione ridotta (short scan mode) era alternata ad ogni
rotazione con la maximum flux mode. Praticamente la short scan
mode era una full scan mode,eccetto per il fatto che
veniva registrato soltanto il "picco" (peak) di flusso negli otto settori angolari.
Anche questa seconda modalità di raccolta dati richiedeva 400 rotazioni. Ai più
bassi bitrate (64, 16, 8 bps), veniva usata solo la maximum
flux mode. Un completo insieme di misurazioni necessitava di: 32’’
per gli ioni e 16’’ per elettroni. A 64 bps, tali misurazioni venivano trasmesse
ogni 84’’ [1’ e 24’’]. Invece a 16 bps, le misurazioni erano prese e
teletrasmesse ogni 336’’ [5’ e 36’’]. Infine a 8 bps, questo
periodo saliva a 672’’ [11’ e 12’’].
magnetometro
monoassiale
era di tipo fluxgate
("ad ingresso di flusso") e misurava il campo magnetico su un solo asse con un intervallo dinamico di ±
64 nT.
Per ridurre il peso il dispositivo era posto a 2,03 metri dal centro della
navicella. L'asse del magnetometro era inclinato di 54° e 45’ rispetto
all'asse di rotazione. Lo strumento poteva ricavare il
vettore del campo magnetico "campionando" digitalmente ogni 120°
di rotazione. Quindi bastavano tre "campioni" (samples) per
avere i tre componenti del campo magnetico interplanetario. Dietro comando
inviato da Terra, il sensore poteva essere ruotato di 180° per un reset.
La modalità di calibratura corrispondeva ad una misurazione standard di 10
nT. Naturalmente un minimo campo magnetico di "sfondo" (background) era generato dalla navicella avendo questa dispositivi elettronici,
pannelli solari, circuiti elettrici. Così vennero utilizzati materiali
alternativi anche nelle saldature e strutture di supporto. Tale
inevitabile valore di "disturbo magnetico", cioè la tolleranza
nelle misurazioni, era minore di 0,25 nT.
era
composto da quattro rilevatori di silicio a stato solido (cioè senza
parti mobili). Il suo obiettivo era lo studio delle variazioni
temporali, della natura dello spettro e del grado di anisotropia delle
radiazioni cosmiche (protoni solari e particelle alfa). Per definizione,
una radiazione che proviene da tutte le direzioni con la stessa
intensità è detta isotropa. Una di queste è la radiazione di fondo
conseguente al ‘Big Bang’.
All'opposto, il
grado di anisotropia (proprietà di dipendere dalla direzione) è la componente non isotropa della
radiazione
cosmica di fondo. Gli intervalli energetici in cui venivano "campionati" i
protoni solari erano [MeV]: 0,6-13,9; 13,9-73,2; 73,2-175; >
175. Invece gli intervalli energetici per le
particelle alfa erano [MeV]: 2,4-55,6; 55,6-293; > 294. La risoluzione temporale variava a seconda del bitrate
utilizzato. Una misurazione poteva essere eseguita da un minimo di 0,4’’ (a 512 bps)
ad un massimo di 28’’ (a 8 bps). Il telescopio era montato in maniera da eseguire una
scansione di 360° sul piano eclittico al ritmo di una volta al
secondo.
sensore di
raggi cosmici
era progettato
per misurare le caratteristiche direzionali dei flussi di
raggi cosmici dal Sole e dalla
Via Lattea. Il rilevatore di particelle era
un cristallo
scintillatore posto vicino ad un
collimatore anti-coincidente. Soltanto gli impulsi provenienti dal
cristallo scintillatore erano "ordinati" da un PHA |Pulse Height Analysis,
‘‘Analizzatore di Altezza di Impulso’’|. Questo dispositivo aveva tre
"finestre" corrispondenti a precisi intervalli energetici: 7,4-44; 44-77,1; 123,8-303,8 [MeV]. La rotazione completa della navicella era
divisa in quattro "quadranti" di 89,5° ciascuno (con il Sole sempre al
centro). Ognuno di questi corrispondeva ad un'uscita del PHA. Quattro
accumulatori binari, uno per quadrante, "contavano" i raggi cosmici. Ogni
volta che un impulso entrava nel PHA, veniva istradato allo specifico
accumulatore. I tempi
necessari al conteggio (per ciascuna delle dodici modalità direzionale e
dell'unica modalità omnidirezionale) erano compresi fra 14’’ e 112’’ a seconda del bitrate utilizzato.
Utilizzando il sistema
ricetrasmittente di bordo, potevano essere attuati cinque esperimenti
scientifici:
1. superior conjunction
Faraday rotation;
2. spectral
broadening;
3. relativity
investigation;
4. celestial mechanics;
5. two-frequency
beacon receiver.
esperimento 1
utilizzava le
misurazioni della polarizzazione del segnale telemetrico. Questo serviva
per ottenere misure sulla rotazione relativa causata dal
"mezzo" (medium) interplanetario e della ionosfera terrestre.
esperimento
2
l'obiettivo era
esplorare la struttura della corona e degli eventi solari usando i segnali
telemetrici e il loro allargamento spettrale. Detti segnali si componevano di onde
portanti (carriers) e
di onde "spettralmente pure" (cioè senza armoniche). La frequenza di un'onda "portante" era di 2295 MHz, mentre i bordi
delle bande erano separati da multipli di 2 kHz. L'informazione (data
in gergo) era raccolta in forma di spettrogrammi, ciascuno costituito da
15 minuti d'osservazioni. I tre parametri d'interesse per questa informazione
erano: la potenza del segnale, la frequenza centrale e la larghezza di banda. La
strumentazione che attuava questo esperimento era composta dal sistema telemetrico della sonda nell'S-band e dall'antenna ricevente da 64 m
del DSN. Il sistema ricevente veniva sintonizzato secondo un'effemeride
con un'accuratezza di 0,05 Hz. Questo procedimento era necessario allo
scopo di compensare le variazioni di frequenza risultati dalle velocità
orbitali della sonda e dalla rotazione terrestre. Il campo di variazione
delle frequenze per ciascun spettro era di 100 Hz.
esperimento
3
era la prima
opportunità in assoluto di esaminare il contributo "relativistico" del
Sole. Per attuare questo esperimento veniva studiato lo
spostamento (shifting) Dopplerdel segnale inviato dal trasmettitore a bordo della
navicella.
esperimento
4
avevo lo scopo di
utilizzare l'informazioni derivanti dall'inseguimento (tracking)
della sonda per ottenere valori risolutivi su: 1. La massa della Terra e della Luna;
2. L'unità astronomica; 3. Gli elementi dell'orbita terrestre.
L'esperimento era particolarmente appropriato poiché la navicella non
doveva fare né correzioni orbitali, né passare vicino a pianeti. Inoltre
gli effetti di pressione da parte della radiazione solare erano esigui.
Per ottenere le misurazioni Doppler necessarie, bastava usare l'equipaggiamento ricetrasmittente
della navicella insieme
all'equipaggiamento della stazione DSN "inseguitrice" a Terra.
esperimento
5
era chiamato anche
esperimento di propagazione radio o "ricevitore beacon
a due frequenze". Un
segnale composto da: una frequenza 423,3 MHz (ottenuta dalla 17ª armonica
diviso 2) e 49,8 MHz. Dato che un cristallo di quarzo non si può
"tagliare" per ottenere una frequenza di 423,3 MHz e per di più nel 1965
non esistevano
PLL come si conoscono oggi, fu necessario
utilizzare un quarzo a 49,8 MHz; "filtrare" la sua diciassettesima
armonica e dividendola per due. Questo segnale era trasmesso dall'antenna
parabolica orientabile (Ø 46 metri) posta nell'università di Stanford -
California. Sulla navicella c'era un doppio ricevitori sintetizzato (con
PLL dell'epoca). Il segnale ad
alta frequenza era di riferimento poiché il suo tempo di propagazione
non veniva allungato dagli elettroni presenti durante il cammino.
Diversamente, il segnale a frequenza più bassa veniva/viene influenzato
proporzionalmente al numero totale di elettroni presenti nel cammino di
propagazione. Sulla sonda, il ricevitore misurava la differenza di fase
fra queste due frequenze e la ritrasmetteva con l'antenna specifica a
Stanford. Per calcolare il numero di elettroni presenti nel "mezzo" interplanetario si toglieva dal valore misurato l'influenza della
ionosfera ionosfera terrestre.
(7)
16.12.1965, 07:31▪lancio
Pioneer-A
Alle 07:31:21 del 16
Dicembre 1965, un vettore Thor–Delta E con a bordo
Pioneer-A
decollò dalla rampa 17A di Cape Canaveral. Dopo 16’ di costeggio sul sud
Atlantico, il terzo stadio inserì il veicolo spaziale in una traiettoria di
fuga. Poi ci fu il distacco dallo stadio finale e
Pioneer-6
acquisì la seguente orbita eliocentrica: 0,814 x 0,984 UA;
311,33 giorni; 0,1695°.
La navicella viaggiava più lentamente rispetto alla
Terra e sarebbe transitata nelle sue vicinanze ogni sei o sette anni. Inoltre
l'inclinazione orbitale era sufficientemente piccola (< 0,2° rispetto
all'eclittica) da permettere all'antenna di "vedere" la Terra per
tutta la vita operativa. Immediatamente dopo la separazione dal terzo stadio, i
"bracci" (booms) e l'antenna furono estesi; il TWT principale s'accese
in automatico e commutò sull'antenna omnidirezionale. Così la stazione 51
del DSN di Hartebeesthoek acquisì il segnale appena la navicella apparve sopra
l'orizzonte. Il sistema di orientamento spaziale automaticamente aveva orientato
i pannelli solari perpendicolarmente al Sole perché questi fornissero la massima
energia. I controllori di volo a Pasadena e Hartebeesthoek videro
che tutto procedeva per il meglio ed iniziarono ad accendere la strumentazione
scientifica. I primi dati sul plasma solare a cura dello strumento 1 furono
raccolti alle 17: la velocità era di 274,03 km/s e la densità di 16,69
[particelle/cm³]. Alle 18 anche il magnetometro fornì i primi dati ad una
distanza di 0,984 UA. La magnitudine si attestava sui 3,6 nT.
Per quattro ore i sei strumenti scientifici raccolsero ed inviarono a 512 bps i
loro dati. Nel frattempo la sonda attraversava la regione di transizione tra il
campo magnetico terrestre e interplanetario.
Il 17 Dicembre dalla stazione DSN
di Goldstone fu inviato un comando che ruotò la sonda di 0,3° rispetto al Sole.
Con l'asse di rotazione quasi perpendicolare alla Terra, il TWT principale fu
commutato dalla LGA all'HGA. Nella ‘‘manovra passo II’’ (maneuver step II)
dietro opportuni comandi la sonda fu ruotata di 75°. Per i successivi sei mesi,
l'orbita della sonda era quasi prossima all'eclittica e quindi non furono
apportate ulteriori variazioni.
- 1966 -
Durante i
primi quattro mesi furono inviati ed eseguiti circa duemila comandi senza nemmeno un'anomalia. Inoltre
nessun dispositivo registrò guasti tali da utilizzare unità ridondanti. Fino a
Marzo fu mantenuto un bitratedi 256 bps, poi questi fu commutato a 256,
64 ecc. Il primo passaggio al perielio fu raggiunto il 18 Maggio quando la
sonda era a 65,04 milioni di km dalla Terra.
(8)
Traiettoria della sonda
rispetto alla Terra dal 15.12.1965 al 18.06.1966
Da Luglio, gli esperimenti 1
e 3 raccoglievano dati validi ogni 2-3 giorni per poche ore. Alle 15:20:17 del
17 Agosto un razzo Thor–Delta E-1 con a bordo
Pioneer B
decollò da Cape Canaveral; poi
Pioneer-7
s'inserì in un'orbita eliocentrica (0,814 x 0,985 UA). La missione primaria di
Pioneer-6
ufficialmente terminò ad un anno dal lancio, poi iniziò la missione estesa con
priorità minori rispetto ad altri programmi spaziali.
- IL FLARE DEL
GENNAIO 1967 -
Il "brillamento" (flare
in gergo) solare del 28 Gennaio fu molto inconsueto poiché gli osservatori
terrestri non lo videro sulla superficie infuocata della nostra stella. Dal 25 Gennaio all'8 Febbraio,
Pioneer-6 si trovava ad almeno 1 UA dalla Terra. Dato che la
distanza era superiore ai 100 milioni di km, solo la nuova antenna dal diametro
di 64 m a Goldstone (DSS-14) era in grado di ricevere dati/inviare comandi. Anche se la portata di detta antenna era di 2 UA, il collegamento con
Pioneer-6 o
7 si limitava a
poche ore la settimana. Per caratteristiche intrinseche del DSN di allora non fu possibile collegarsi con entrambe le sonde nello stesso momento. Inoltre per
il
Pioneer-6
dalla distanza di 1,4 UA — senza usare la
batteria — la potenza del segnale trasmesso scendeva a 4 W. Quindi era
necessario utilizzare bitrate più bassi. Invece il
Pioneer-7
era ancora abbastanza "vicino" alla Terra; così si potevano raccogliere dati per
un periodo di tempo più esteso.
(9)
Le posizioni di
Pioneer-6
e
7 durante il flare
del 28.01.1967
Il sensore di plasma solare
a bordo del
Pioneer-6
inviò dati
validi dalle 11:00 alle 19:00 del 27 Gennaio. In otto ore, ad una distanza di
0,874-0,875 UA dal Sole, la velocità del plasma passò da 281,75 a 283,36 km/s.
Per le quattro ore il 27 Gennaio e per tutto il 28, lo strumento 1 a bordo di
P.-6
non inviò dati validi. Il 28 Gennaio
P.-6
e
Pioneer-7 usarono la modalità operativa duty cycle store.
Praticamente venivano effettuati periodici campionamenti dei dati; poi questi
erano temporaneamente conservati nelle memorie di bordo; infine venivano erano teletrasmesse a Terra. L'intensità dei raggi cosmici nel punto dove
si trovava
P.-6 aumentò
in maniera considerevole fra le 03:00 e le 04:20. Le stazioni di monitoraggio
terrestri
rilevarono il flare alle 08:33 ± 3’.
Il magnetometro registrò il suo ultimo dato utile
(4,2 nT) alle 19:00 del 17 Settembre.
- 1968 -
(10)
Geometria della
"occultazione" solare del 1968
Dal 6 Novembre
al 7
Dicembre la sonda ebbe una "occultazione" solare: cioè transitò dietro la nostra
stella (naturalmente rispetto alla Terra). Il 6 Novembre
Pioneer-6
era a -9,96
R⊙
cioè a 8,97 milioni di km dal centro del Sole. Il 28 Novembre la
navicella passò dietro il disco solare. Così poterono essere condotti degli
esperimenti sulla corona solare. Per la prima volta un segnale di
natura umana fu usato per determinare la
rotazione
Faraday della corona. Il 29 Novembre il centro della nostra stella
era già lontano 4,20 R⊙
cioè a 2,94 milioni di km. Il 7 Dicembre questa distanza era aumentata fino a +9,29 R⊙
(cioè a 6,50 milioni di km) ed aumentò sempre più.
- 1969 -
In tutto l'anno i dati
validi raccolti dal sensore di plasma solare furono ancora più intermittenti (qualche ora
ogni mese). Da Luglio a metà Settembre le quattro sonde Pioneer non furono
seguite dall'antenna da 64 metri di Goldstone per due eventi "astronautici": il fly-by
marziano di Mariner-9, la storica discesa sulla Luna degli astronauti
dell'Apollo-11 ed anche un periodo di manutenzione in cui l'antenna
californiana fu addirittura spenta.
- 1970 -
I dati raccolti dal sensore
di plasma solare furono meno intermittenti dell'anno precedente. Il 6 Luglio
venne spento il magnetometro che
ormai non forniva un dato valido dal 17 Settembre 1967.
- 1971 -
Fino a metà Maggio il bitrate della navicella fluiva a 8 bps. I dati raccolti dallo strumento 1 erano sempre intermittenti, ma non come nel 1969. Il
sensore di plasma solare raccolse gli ultimi dati utili alle 21 del 18 Maggio.
Allora il plasma aveva una velocità di 426,19 km/s ed una densità di
3,35 particelle/cm³. Due ore dopo lo strumento fu definitivamente spento. Da metà
Maggio a fine Giugno il bitrate passò a 16 bps; in Luglio fu riportato a 64 bps.
Da inizio Agosto a inizio Settembre venne aumentato fino a 256 bps. Poi da inizio Settembre
per tutto l'anno ritornò a 64 bps.
1972-1974
Sicuramente fino al Marzo
1972 ilbitrate era di 64 bps. Da Settembre la distanza
del
Pioneer-6era ormai prossima ai 96,5 milioni di km. Così l'antenne da 26
metri del DSN non poterono più seguire il veicolo spaziale. Ancora una volta subentrò il DSS-14 del GDSSC, che
allora aveva una "portata" (range) di 210
milioni di km.
Con le altre tre sonde gemelle (Pioneer-7,
Pioneer-8,
Pioneer-9
ma non
Pioneer-F che fallì il lancio il
27.08.1969) si costituì la prima "rete" per monitorare il comportamento del Sole.
Infatti le quattro sonde, disposte lungo l'orbita terrestre, erano stazioni
d'osservazione e studio. In questo modo si potevano prevedere le tempeste solari
che erano/sono disturbare le telecomunicazioni e le sorgenti energetiche
terrestri. Durante il programma Apollo le quattro sonde Pioneer venivano utilizzate per
prevedere l'arrivo di tempeste solari potenzialmente pericolose per gli
astronauti. Fino a tutto il 1972 ben 1000 utenti utilizzavano
l'informazioni provenienti da questa rete: compagnie aeree commerciali,
organizzazioni militari, compagnie energetiche o di telecomunicazioni, la FAA (Federal Aviation Administration,
‘‘Amministrazione Federale Aeronautica’’).
Woomera cessò l'operazioni
come stazione del DSN il 22.12.1972. L'antenna fu smantellata l'anno seguente.
Anche Hartebeesthoek (DSS-51) cessò l'operazioni nel Giugno 1974 perché era ormai
inadeguata ai programmi spaziali interplanetari.
| La cometa Kohoutek e IL
Pioneer-6 |
Il 7 Marzo 1973 Lubos
Kohoutek (nato nel 1935) dall'osservatorio di Amburgo scoprì una cometa quando era distante
ancora 73,9 milioni di km dal Sole. Questo astro chiomato avrebbe raggiunto il perielio a
fine Dicembre, il suo periodo fu stimato fra 50.000 e 200.000 anni. Il 9
Dicembre la Terra attraversò l'orbita della cometa inclinata di 14° rispetto
all'eclittica. Il 18 Dicembre i parametri orbitali di
Pioneer-6
diventarono: 0,714 x 0,983 UA; 310,7 giorni; 0,202398°. Il 21 Dicembre la
cometa passò al perigeo, mentre il 28 Dicembre al perielio (0,142 UA — 21,24 milioni di km). Nel 1974 la navicella studiò
dalla media distanza la coda
della cometa Kohoutek in allontanamento dal Sole.
(11)
(12)
1975-1990
La
Pioneer Station
(DSS-11) fu disattivata nel Dicembre 1981 perché ormai obsoleta. Il dipartimento
dell'Interno americano il 27.12.1985 ne fece un monumento nazionale. Dal 1° Gennaio 1982 i
parametri orbitali della sonda si fissarono in: 0,714 x 0,983 UA; 310,9 giorni; 0,168647°. Secondo
calcoli successivi l'inclinazione rispetto all'eclittica variò da 0,169038
(01.01.1983) a 0,168975 (01.11.1984). Il 26 Novembre 1988
Pioneer-6
transitò alla minima distanza dalla Terra (1,87 milioni di km) dopo quasi ventitré anni. Al Dicembre 1990 la navicella aveva compiuto 29 orbite intorno al Sole
percorrendo circa 24,8 miliardi di km. I controllori a terra della Nasa
mantenevano i contatti una o due volte l'anno. A bordo
rimanevano funzionanti il sensore di raggi cosmici e l'analizzatore di plasma
solare. Ilbitrate della telemetria si manteneva sui 16 bps. Alle 17 del 17
Dicembre dal GDSCC si svolse la seconda sessione annuale
d'ascolto; la prima era stata effettuata il precedente 4 Luglio a cura del MDSCC.
1990-1997
Il 31 Marzo 1995 si tenne
l'ultima sessione d'ascolto per il
Pioneer-7,
uno strumento scientifico funzionava ancora. Il 29 Luglio fu raccolta un'ora di
dati scientifici dal
Pioneer-6. Il 15 Dicembre successivo durante
una sessione di ascolto il
TWT primario si guastò. Solo
nella sessione dell'11 Luglio 1996 i controllori riuscirono ad accendere il TWT
di riserva. Dal 31 Marzo 1997 la Nasa tagliò i fondi per il programma Pioneer.
Praticamente la missione di quella classe di sonde allora in attività (P.-6,
8,
10) fu dichiarata terminata.
La Nasa comunque decise di mantenere una o due sessioni
d'ascolto annuali.
Un ultimo contatto fu
stabilito il 6 Ottobre 1997 dalla stazione 43 del CDSCC. In verità si trattava una sessione
d'addestramento per i controllori della missione Lunar Prospector. In quell'occasione,
gli strumenti 2 e 5 furono trovati ancora funzionanti. Alla fine della sessione
i due strumenti vennero
disattivati. Nonostante che i pannelli solari fossero ormai deteriorati, nel successivo
passaggio al perielio si poteva tentare un collegamento.. Infatti se il flusso d'energia solare fosse stato abbastanza
forte, allora si poteva accendere il trasmettitore secondario.
- 2000 -
Nel 35° anniversario del
lancio la Nasa decise di ricontattare la navicella. Alle
00:00:45 dell'8 Dicembre l'antenna da 70 metri del DSS-14 (GDSCC) ricevette la
telemetria al primo tentativo. Il segnale era sì molto debole, ma abbastanza
continuo; inoltre non era tanto più flebile rispetto a quello del 1997. La
distanza fra la sonda e la Terra si attestava sui 133,57 milioni di km. La
sessione di collegamento durò circa due ore e mezzo. Venne ricevuto solo la
telemetria a 16 bps, inoltre fu deciso di lasciare spenti gli strumenti 2 e 5.
RINGRAZIAMENTO:
Vorrei ringraziare l'amico ‘Kappa′ per la sua infinità pazienza e
disponibilità nel rispondere alle mie domande, di me profano in tanti
campi come la telematica e le benedette onde elettromagnetiche.
FONTI, RIFERIMENTI, LINK DEL MATERIALE UTILIZZATO PER QUESTA SCHEDA
Nota
1:
dato che lo schema/disegno
era contenuto in un unico elemento grafico, ho dovuto necessariamente ritagliarlo.
Nota
2:
dato che lo schema
conteneva del testo in inglese, mi sono permesso di cancellarlo. Le modifiche
sono state apportate solo per una maggiore comprensione. È stato necessario
anche ritagliare lo schema.
Nota 3:
dato che la schema
era contenuto in una pagina di un file .pdf ho dovuto sia ritagliarlo che
modificarlo.
