Missione Rosetta: caratterizzazione scientifica della Wide Angle Camera e studio fisico di corpi minori del Sistema Solare

6 INTRODUZIONE
della chioma cometaria. Per realizzare tale obiettivoe necessario che la capacita di con-trasto della camera sia migliore di 104 per sorgenti poste all'interno del campo di vista, emigliore di 109 per sorgenti poste esternamente al campo di vista ed incidenti con angolodi 45o rispetto al centro del campo. Questi requisiti molto stringenti hanno reso necessario
ideare un disegno ottico innovativo per la WAC, ottimizzato per il rilevamento di sorgentideboli e per la soppressione della luce diusa (stray light) generata dentro e fuori il campodi vista.Personalmente ho lavorato al sistema di baing della camera, il sistema dedicato appuntoall'abbattimento della luce spuria all'interno della camera. Tale lavoro ha visto una pri-ma attivita dedicata alle simulazioni al calcolatore sulle prestazioni del sistema di baingtramite il software di ray-tracing Opticad, simulazioni che hanno permesso di vericare
la validita del progetto e la capacita della camera di soddisfare ampiamente i requisitirichiesti.
In secondo luogo ho lavorato ad una completa caratterizzazione spettrale e goniofotome-trica di alcuni campioni di materiali impiegati all'interno della WAC, al ne di vericarne
le proprieta ottiche. Si richiede infatti che i materiali impiegati nel sistema di baing ab-biano un elevato valore di assorbivita della luce (almeno pari al 95%) e proprieta ottichediondenti con scarsa componente speculare. Le misure hanno permesso di vericare chetutti i materiali impiegati nella camera soddisfano le speciche richieste.Dopo la realizzazione della camera, ho partecipato all'attivita di calibrazione scienticasvolta al Max Planck Institut Fur Aeronomie (MPAE), Lindau, Germania. Le calibra-zioni sono state eettuate in piccola parte sul modello di qualica (QM) della WAC, esoprattutto sul modello di volo (FM). Durante tale attivita si sono messi in evidenza al-cuni problemi che avrebbero in parte compromesso le prestazioni della camera, problemiche sono stati tempestivamente risolti con degli interventi mirati. La congurazione divolo della WACe stata inserita all'interno di una camera a vuoto per complete verichedi funzionalita globali e di ogni sottosistema. Si sono quindi acquisite tutte le misureottiche, geometriche, radiometriche e spettrali necessarie per una completa calibrazionedella camera.Parallelamente al lavoro sopra esposto, mi sono occupata dello studio di corpi minoridel Sistema Solare, in collaborazione con l'Observatoire de Paris-Meudon presso cui si esvolta l'attivita in cotutela.
Il lavoro di osservazione, riduzione ed analisi dati di corpi minori del Sistema Solare e
INTRODUZIONE 7
stato nalizzato alla miglior comprensione dei candidati della missione Rosetta, tramitestudio dedicato degli asteroidi della missione ed analisi piu generale di corpi minori local-
izzati a diverse distanze eliocentriche, dagli asteroidi di fascia principale sino a centauri etransnettuniani.
Inoltre ho avuto modo di apprendere le tecniche di riduzione dati, in particolar modo in
fotometria, e sviluppare procedure di riduzione e metodologie che risulteranno importantinell'arontare il trattamento dei dati fotometrici provenienti dalla WAC.Una campagna osservativae stata dedicata allo studio di 4979 Otawara: le osservazionispettrofotometriche hanno permesso di determinare che l'asteroide e di classe tassonomicaS, hanno confermato che l'oggetto eunfast rotating asteroid (P = 2.707 ore) ed hannopermesso una prima valutazione dell'asse di spin di Otawara.140 Siwa, l'altro candidato asteroidale della missione, e stato osservato nell'ambito di unacampagna destinata allo studio ed alla ricerca di prodotti di alterazione acquosa in aste-roidi primitivi di fascia principale. Lo spettro da noi ottenuto e in accordo con quelli giapubblicati in letteratura, e tipico della classe tassonomica C e privo di caratteristiche diassorbimento associabili al processo di alterazione acquosa.Non estatoinvece possibile eettuare delle osservazioni dedicate della cometa Wirtanen inquanto la cometa, pur essendo in opposizione nell'agosto 2002, non presentava condizioniosservativefavorevoli. Si e pertanto deciso di eettuare un'indagine spettrofotometrica nelvisibile e vicino infrarosso di alcuni centauri e transnettuniani, i corpi localizzati rispetti-vamente oltre l'orbita di Giove e nel Sistema Solare esterno (Kuiper belt) che sembranoaver mantenuto praticamente inalterata la composizione dei planetesimi primordiali e lecui caratteristiche superciali sono molto simili a quelle dei nuclei cometari. La cometaWirtanen e infatti una cometa a corto periodo della famiglia di Giove la cui origine moltoprobabilmente deriva proprio dalla regione Kuiper ed i centauri stessi sono una popolazionedi oggetti che sembra aver origine dalle medesima regione. Lo studio delle caratteristichesuperciali di centauri e transnettuniani permette quindi di aumentare le informazionisulle proprietadeinuclei cometari, le cui osservazioni dirette da Terra sono praticamente
inaccessibili (o per la debolissima magnitudine quando sono inattivi ed a grandi distanzeeliocentriche, o per la presenza della chioma cometaria al loro avvicinarsi al Sole).Gli oggetti investigati in spettrofotometria visibile ed infrarossa sono 3 (2001 PT13, 2000EB173 e 2000 GN171), mentre un'accurata analisi fotometrica nel visibile e stata condottasu un campione di 30 oggetti, che, aggiunti ad altri dati pubblicati dal medesimo gruppo,
8 INTRODUZIONE
ha permesso un'analisi statistica su un esteso ed omogeneo campione di TNO e centau-ri alla ricerca di correlazioni tra le diverse classi dinamiche ed i parametri orbitali deglioggetti.Si e inoltre eettuato uno studio su un campione di 110 asteroidi primitivi (classi C, B,F, G, e P) di fascia principale volto all'indagine del processo di alterazione acquosa edelle sue relazioni con le classi tassonomiche, l'albedo ed il diametro degli asteroidi e con
la distanza eliocentrica. Lo studio di tale processo e particolarmente interessante percherichiede la presenza di acqua allo stato liquido, e quindi ha importanti implicazioni sullacomposizione dei planetesimi della fascia principale medio-esterna e sulle condizioni dipressione e temperatura presenti nel Sistema Solare primordiale in tale regione, tali dapermettere appunto la presenza di acqua allo stato liquido.Nell'ambito di tale campagna osservativa si sono inoltre studiati 5 asteroidi di classe E(albedo elevata), 3 dei quali hanno rivelato la presenza di una banda di assorbimento assaipeculiare a 0.5 m la cui origine e tuttora materia di dibattito.La tesi di dottorato si struttura in 5 capitoli.Nel primo capitolo viene fornita una descrizione generale sulla missione Rosetta ed unadescrizione particolareggiata della Wide Angle Camera. Vengono infatti descritte le ca-ratteristiche generali della sonda, le dierenti fasi della missione, gli eetti dell'ambientespaziale sulla strumentazione, le motivazioni scientiche della missione e le informazioniesistenti sui target, e vengono riportate le caratteristiche principali e le nalita dei dif-
ferenti strumenti impiegati nella sonda. Si procede quindi alla descrizione del sistema di
imaging OSIRIS analizzando in dettaglio la WAC: requisiti richiesti, proprieta ottiche,caratteristiche dei ltri, sistema di baing, struttura, otturatore, il front door erivelatore.
Il secondo capitolo della tesi viene quindi dedicato allo studio delle prestazioni del
sistema di baing ed alla caratterizzazione dei materiali impiegati. Vengono analizzati ildisegno del sistema di baing, le modalita con cui sono state eettuate le simulazioni diray-tracing e vengono riportati i risultati acquisiti ed un'analisi sugli eetti di deteriora-mento nel tempo delle prestazioni per la residenza prolungata della sonda nell'ambientespaziale. Successivamente vengono descritte le dierenti tipologie di misure eettuate nellacaratterizzazione dei materiali impiegati ed i risultati ottenuti: misure spettrofotometriche,di ri
ettanza con sfera integratrice, di lucentezza con glossimetro e goniofotometriche. Inconclusione al capitolo 2 si fornisce inoltre un'accurata descrizione del sistema meccanicodel baing e della sua realizzazione.
INTRODUZIONE 9
Il terzo capitolo tratta delle calibrazioni scientiche della WACottenute presso ilMPAE. Viene fornita una descrizione delle dierenti tipologie di misure eettuate e delset-up messo a punto per le acquisizioni. Vengono quindi trattati i problemi strutturali etecnici emersi durante le calibrazioni e le soluzioni tempestivamente adottate per risolver-
li. Inne vengono presentati i risultati delle calibrazioni radiometriche, spettrali, ottichee geometriche.Nel quarto capitolo viene fornita una descrizione generale dei corpi minori: dinamica,morfologia, proprietasiche ed origine di comete, asteroidi della fascia principale e corpiminori del Sistema Solare esterno. Tale capitolo si rende necessario per dare un quadrodelle caratteristiche dei corpi minori, delle relazioni esistenti tra le diverse tipologie dioggetti e per capirne le problematiche che verranno arontate nel capitolo successivo.
Il capitolo 5, inne, descrive l'attivita di osservazione, riduzione dati ed interpretazionedi Otawara, target di Rosetta, di alcuni centauri e transnettuniani e di asteroidi della fasciaprincipale. Tale ricerca ha come scopo l'indagine della mineralogia e della composizionesuperciale di diverse tipologie di corpi minori, lo studio di alcuni processi primordialiquali l'alterazione acquosa e le sue relazioni con le diverse classi tassonomiche asteroidali,
la ricerca di possibili relazioni e legami dinamici tra i corpi minori del Sistema Solareesterno.
Capitolo 1La missione spaziale Rosetta e laWide Angle Camera del sistema diimaging OSIRIS
1.1 IntroduzioneDopo la straordinaria esperienza della missione spaziale Giotto, che nel 1986 eettuoil
y-by con la cometa Halley portando le prime immagini ravvicinate di un nucleo cometa-rio, l'Agenzia Spaziale Europea decise di implementare la conoscenza sui piccoli corpi delSistema Solare con una missione spaziale ancora piuambiziosa in grado di eettuare unrendez-vous con un'altra cometa. Tale missione, chiamata Rosetta, e infatti il cornerstonedell'ESA, all'interno del progetto Horizon 2000, approvata nel 1993 e nalizzata allo studiodei corpi minori del Sistema Solare. Rosetta verra lanciata il 13 gennaio 2003 ed ha cometarget primario la cometa 46 P/Wirtanen, una cometa a corto periodo della famiglia diGioveilcuirendez-vous verra eettuato nel novembre del 2011. La sonda orbitera attornoalla cometa per circa un anno ed un probe scendera sulla sua supercie per studiarne lacomposizione e le sue caratteristiche siche, morfologiche e mineralogiche. Dal momentoche la sonda seguira la cometa sino a quando essa si avvicinera al perielio, Rosetta saraingrado di eettuare uno studio unico e importantissimo sull'evoluzione del nucleo e chiomacometaria al diminuire della distanza eliocentrica. L'orbita di avvicinamento alla cometaprevede un gravity assist con Marte (agosto 2005) e 2 con la Terra (novembre 2005 enovembre 2007), ed inoltre due 
y-by con gli asteroidi Otawara e Siwa (luglio 2006 e nel
luglio 2008).L'obiettivoscientico primario della missione Rosetta e la caratterizzazione globale (di-
11
12 MISSIONE SPAZIALE ROSETTA
namica, morfologica, chimica e mineralogica) del nucleo della cometa, lo studio dell'originedelle comete, della relazione esistente tra le comete e la materia interstellare e la ricercadelle implicazioni riguardanti l'origine del Sistema Solare. Il nome Rosetta e stato sceltoperche tale missione avra per i planetologi la stessa importanza che la stele Rosetta haavuto per gli archeologi. Infatti, come la famosa stele rese possibile decifrare i gerogliciegiziani, cos la missione Rosetta permetteradiinvestigare e studiare il materiale primor-diale costituente comete ed asteroidi, e quindi di comprendere i processi chimici e siciche hanno interessato le fasi iniziali della formazione del Sistema Solare.
Inizialmente la missione era stata progettata in modo tale da prelevare dei campioni dimateriale dal nucleo di una cometa e portarli a Terra, dove sarebbero stati successivamenteanalizzati. Problemi di carattere programmatico ed economico impedirono il realizzarsi ditale idea in favore dell'analisi in situ dei target scientici della missione.La missione ha una complessa strumentazione di bordo dedicata sia al remote sensingche all'analisi in situ della cometa. Descrivero in particolare la Wide Angle Camera delsistema di Imaging della sonda, realizzata a Padova dal Centro di Scienze ed AttivitaSpaziali (CISAS) e sulla quale ho lavorato durante il dottorato.
1.2 Struttura e caratteristiche della sonda Rosetta
La struttura della sonda e costituita da un blocco principale, di dimensioni di 2.8x2.1x2.0metri (Fig. 1.1 e 1.2), ove sono montati tutti i sottosistemi e la strumentazione scientica.La massa complessiva della sonda sara approssimativamente di 3000 kg di cui 1670 kgdi propellente, 165 kg di carichi utili per la navicella in orbita e 100 kg di carichi utiliper il lander. I pannelli solari, dispiegati dopo il lancio, sono lunghi 14 metri per un'areacomplessivadi64m2 (Thomas et al., 1998).La strumentazione scientica e alloggiata nella parte superiore della sonda (Fig. 1.1),mentre i sottosistemi si trovano nella parte inferiore. Lo spacecraft (S/P) puo essere si-camente separato in due moduli principali, il modulo di supporto del payload (PSM) e ilmodulo di supporto del vettore (BSM). Il lander e attaccato alla faccia opposta all'anten-na ad alto guadagno ed ha 2 assi estensibili (e visibile nella parte destra della gura 1.1),mentre i pannelli solari estensibili sono ripiegati lungo le pareti laterali. In orbita, la stru-mentazione scientica sara orientata verso la cometa, mentre le antenne e i pannelli solaripunteranno verso il Sole e la Terra. La realizzazione di Rosetta e stata fatta tenendo in
1.2. STRUTTURA E CARATTERISTICHE DELLA SONDAROSETTA 13
Figura 1.1: Vista frontale e posteriore di Rosetta.
considerazione i seguenti vincoli:
 la sonda dovra sopportare forti stress termici
 la sonda dovra essere in grado di puntare e seguire autonomamente gli asteroididurante i 
y-by, visto che questi saranno troppo veloci e distanti per permetterne ilcontrollodaTerra
 accuratezza nella velocitarelativa migliore di 1 mm/sec per permettere manovreprecise in prossimita della cometa
 massa complessiva (con il propellente) non superiore ai 3000 kg, determinata dallacapacita del lanciatore Arianne
 vita nominale della missione di 11 anni in una traiettoria eliocentrica; per diminuire
i costi e preservare la strumentazione, sono state previste lunghe fasi di ibernazionedegli strumenti durante le fasi di crociera
14 MISSIONE SPAZIALE ROSETTA
Figura 1.2: Missione Rosetta durante le fasi di integrazione e test in Alenia Spazio, Torino.
 sistemi ridondanti per alcune funzioni essenziali, ovvero unitadibackup in caso dimal funzionamento di queste unita fondamentali
Il centro operativo della missione verramantenuto a ESOC, Darmstadt, Germania. Lamissione ha un costo complessivo di circa 700 milioni di Euro, comprensivo dei nanzia-menti necessari per il lancio e per le operazioni di controllo.
1.3 Le fasi della missione.
 Rosetta sara lanciata il 13 gennaio del 2003 dalla base di Kourou in Guiana Francese,tramite un vettore Ariane-5. Dopo il lancio la sonda verra quindi introdotta inun'orbita iperbolica di fuga per sfuggire alla Terra e saraorientata in direzionedi Marte. Ci sara quindi il dispiegamento dei pannelli solari e la sonda si porraautonomamente in una congurazione di navigazione ottimale. Le operazioni daTerra saranno rivolte al ranamento della congurazione di volo usando la telemetrianella banda X (HGA), alla verica e correzione dell'orbita, ed alla congurazione e
1.3. LE FASI DELLA MISSIONE. 15
Figura 1.3: Piano di volo della missione Rosetta.
controllo del carico scientico prima dell'ibernazione, necessaria durante le fasi dicrociera tra i target per aumentare le aspettative di vita della strumentazione eridurre i costi.
 Fase di crociera dalla Terra verso Marte: durera 950 giorni durante i quali la sondarestera ibernata; tra il 440emo ed il 690emo giorno, a causa di una congiunzione solare,non sara possibile eettuare nessuna operazione di controllo.
 Gravity assist con Marte: previsto per il 26/8/2005, la sonda passera a 200 Kmdalla supercie di Marte ad una distanza dal Sole di 1.39 UA e dalla Terra di 0.68UA; tale fase iniziera 3 mesi prima dello swing-by, in modo da determinare conprecisione l'orbita e correggerla opportunamente. Durante lo swing-by verrannoeettuate delle acquisizioni scientiche della supercie del pianeta e dei suoi satellitiPhobos e Deimos, nonche delle calibrazioni e test di parte della strumentazione.
 Fase di crociera da Marte verso la Terra: durera circa 90 giorni, durante i quali lasonda verra mantenuto in modalitaattiva.
16 MISSIONE SPAZIALE ROSETTA
 swing-by con la Terra: avverra il 28/11/2005, saranno necessarie delle manovre primae dopo il passaggio per determinare e mantenere l'orbita del veicolo. Durante ilgravity assist con la Terra verranno acquisite delle immagini del nostro pianeta e dellaLuna, e delle sequenze di immagini di calibrazione e di test della strumentazione.
 Crociera tra la Terra e Otawara: durera circa 250 giorni e la sonda verra ibernata.
 11/07/2006: 
y-by con l'asteroide 4979 Otawara; le operazioni cominceranno 3 mesiprima dell'incontro con l'asteroide e termineranno un mese dopo. La sonda avrauna minima distanza di incontro con l'asteroide di circa 2200 km. Le eemerididell'asteroide saranno determinate dal sistema di navigazione della sonda con un'ac-curatezza di 20 km. Il carico scientico di Rosetta puntera in direzione dell'asteroidesino a 
y-by completato. I dati scientici saranno registrati dalla memoria di massaetrasmessiaTerra dopo il 
y-by.
 Fase di crociera tra Otawara e la Terra: durata di 450 giorni, la sonda verra posta
in ibernazione.
 Secondo swing-by conlaTerra: il 28/11/2007 la sonda ricevera l'ultima spinta gra-vitazionale, e passera ad un'altezza di 2200 km dal perigeo. Le operazioni sarannoanaloghe a quelle del primo gravity-assist.
 Crociera dalla Terra verso Siwa: circa 250 giorni, la sonda verra posta di nuovoin
ibernazione.
 24/07/2008: 
y-by con l'asteroide 140 Siwa. Le operazioni saranno analoghe a quelledell'asteroide Otawara, ma la sonda, vista la maggior attrazione gravitazionale del-
l'asteroide, di circa 120 km di diametro, dovramantenersi piu distante, raggiungendouna distanza minima di circa 3500 km.
 Fase di crociera tra Siwa e la cometa: durera circa 1200 giorni e la sonda verra posta
in ibernazione. La sonda raggiungera durante tale fase l'afelio dell'orbita a 5.1 UA,ad una distanza dalla terra di 6.2 UA.
 manovra di rendez-vous con la cometa 46P/Wirtanen: la velocita relativa della sondaverra ridotta a circa 25 m/s e la manovra comincera prima che la cometa sia rilevatadalle camere di bordo, sulla base dei dati astrometrici ottenuti da Terra da unacampagna osservativa dedicata.
1.3. LE FASI DELLA MISSIONE. 17
 27/11/2011: incontro con la cometa Wirtanen ad una distanza di 4.5 UA.
 Fase di raggiungimento del CAP (Comet Acquisition Point): questa fase durera circa700 giorni e si pone l'obiettivo di raggiungere un punto, al di sotto delle 4.2 UA,detto CAP, da cui le vere manovre di approccio alla cometa potranno avere inizio.Questo punto viene determinato dalla prima osservazione della cometa tramite lecamere di bordo della sonda, da quella di navigazione e/o da OSIRIS, e dipendeda due fattori: deve essere tale da evitare eventuali detriti cometari e permetterecondizioni di buona illuminazione del corpo celeste.
 Prima fase della traiettoria di avvicinamento: dopo la prima rilevazione della cometa,si comincia a migliorare signicativamente la conoscenza delle eemeridi tramite leosservazioni svolte a bordo. La campagna osservativasvolta a Terra permetteradiconseguire una prima stima approssimata delle dimensioni, della forma e della cine-matica della cometa Wirtanen. La manovra di avvicinamento prevede una riduzionegraduale della velocita relativa sino a 2 m/s dopo 90 giorni. La manovra seguira
la seguente strategia: mantenere un moto apparente della cometa rispetto al fondocielo; mantenere l'angolo di illuminazione (sole-cometa-sonda) al di sotto dei 70 gra-di; evitare il pericolo di impatto con il nucleo cometario in caso di fallimento dellamanovra. Questa fase termina all'ATP (ApproachTransition Point) dove una primastima della forma della cometa, della velocita angolare e dei punti di riferimento eottenuta dall'analisi delle immagini della camera di navigazione e di OSIRIS.L'ATP si trova in direzione solare ad una distanza dalla cometa equivalente a 300raggi del nucleo cometario (RNC).
 Seconda fase della traiettoria di avvicinamento: in questa fase vengono perfezionate
le misure della posizione e velocita relativa, della posizione assoluta della cometa,della sua forma, della velocita angolare, delle costanti gravitazionali e della posizionedei punti di riferimento. Una volta raggiunta una distanza dal nucleo di 60 RNC
la sonda oltrepassa quello che echiamato OIP (Orbit Insertion Point) da cui viene
inserita in un'orbita iperbolica con una velocita relativa di alcuni cm/s dipendentedalle caratteristiche gravitazionali del corpo.
 Transizione verso la fase di mappatura globale. Dall'OIP la sonda si avvicina no a25 RNC. Il piano orbitale e denito dall'asse di spin della cometa e dalla direzione
18 MISSIONE SPAZIALE ROSETTA
del Sole. Una lieve rotazione di tale piano orbitale evitera problemi di occultazioniterrestri ed eclissi solari.
 Fase di mappatura globale. Questa e l'indagine preliminare in cui si richiede diosservare almeno l'80% della supercie illuminata della cometa. L'orbita e di tipopolare ad una distanza tra 5 e 25 RNC. Il periodo orbitale e previsto essere maggioredel periodo di rotazione della cometa. Il semiasse maggiore dell'orbita di mappaturasara in funzione della gravita e della rotazione della cometa, e dovraanche tenerconto dei seguenti vincoli: copertura senza intervalli; considerazioni di sicurezza perevitare impatti con il nucleo; dimensione dei dati per la trasmissione in tempo reale;tempo massimo per il completamento della mappatura della supercie; risoluzioneminima e angolo di vista; comunicazioni continue con la Terra. In questa fase la
forma del nucleo, le proprieta della supercie, i modelli cinematici e gravitazionalisaranno ricavati da ripetute osservazioni di punti di riferimento sulla cometa. Allane di questa fase i dati raccolti verranno utilizzati per selezionate cinque aree sullasupercie cometaria destinate ad un'osservazione ravvicinata. Durante questa fasetutti gli strumenti del payload saranno operativi.
 Fase di osservazione ravvicinata: verranno predisposte delle strategie di manovreorbitali volte ad ottenere osservazioni ravvicinate sino ad un'altezza pari ad un raggiocometario dai punti superciali selezionati. La durata dell'osservazione ravvicinatasara di circa 30 giorni. Alla ne di questa fase, i dati raccolti permetteranno diselezionare il luogo oveverra rilasciato il Surface Science Package (SSP).
 Fase di rilascio del Surface Science Package (SSP): il rilascio del SSP avverradaun'orbita eccentrica al momento del passaggio al pericentro vicino al luogo prescelto.
Il tempo e la direzione del rilascio saranno scelti in modo tale che il package arrivicon la minor velocitaverticale e orizzontale relativa rispetto alla supercie rotante.Un meccanismo di espulsione separera il SSP dalla sonda con una velocita relativamassima no a 1.5 m/s.
 Fase orbitale di trasmissione: la sonda viene immessa in un'orbita adatta al ricevi-mento dei dati dal SSP e quindi alla trasmissione verso la Terra.
 Fase estesa di monitoraggio: dopo la ne delle attivitalegatealSSP, la sonda trascor-rera almeno 200 giorni in orbita attorno alla cometa no al passaggio al perielio. Gli
1.4. EFFETTI DELL'AMBIENTE SPAZIALE SULLA STRUMENTAZIONE 19
obiettivi di questa fase sono il monitoraggio delle regioni attivedelnucleo e dei gettidi gas e polvere, nonche l'analisi del gas, della polvere e del plasma all'interno dellachioma dall'inizio al picco di attivita.
 Fine della missione: la missione Rosetta terminera al passaggio della cometa alperielio dopo 3800 giorni dal lancio, salvo ulteriori estensioni della missione tenutoconto delle condizioni di salute della sonda.
1.4 Eetti dell'ambiente spaziale sulla strumentazione
 Ambiente spazialeNegli ultimi anni lo studio degli eetti dell'ambiente spaziale a dierenti distanze elio-centriche e stato ampiamente approfondito. Uno dei componenti maggiormente rilevantinell'ambiente spaziale eilvento solare, costituito da protoni, elettroni e in misura minoreda particelle  e ioni pesanti. Il vento solare ha un 
usso di 3-10 particelle per cm3 inprossimita del perielio della cometa Wirtanen (1.08 UA), e descresce all'aumentare delladistanza eliocentrica sino a densita inferiori a 1 particella per cm3 in corrispondenza del-
l'afelio della cometa (5.15 UA).La maggior parte delle particelle del vento solare ha energie dell'ordine dei KeV. Tuttavia,dato che la loro profondita di penetrazione nei materiali e molto scarsa, dell'ordine dipochi micron, esse non rappresentano un problema per le missioni spaziali. Ci si devepreoccupare invece degli eetti delle particelle con energie dell'ordine del MeV, seppuremeno numerose (Naletto et al., 2002c).Oltre al vento solare Rosetta, durante il suo viaggio nel Sistema Solare, sara sottopostaad un ambiente radiativo assai critico. Innanzi tutto bisogna infatti considerare gli eventiassociati alle particelle solari (SPE), ovvero tempeste di particelle associate ai 
ares solari.Tali eventi hanno maggior frequenza nei due anni successivi al massimo di attivita solare,e minor frequenza in prossimita del minimo di attivita; tuttavia essi possono aver luogodurante qualsiasi periodo dell'attivita solare, fatta eccezione del minimo, e portare ad un
usso protonico due ordini di grandezza maggiore rispetto a quello normalmente osservatosu un completo ciclo solare (Naletto et al., 2002c).
Inoltre per due volte, in occasione dei 
y by con la Terra, Rosetta passera per le cinturedi radiazione di Van Allen, ovesonointrappolati elettroni e ioni con energia superiore ai30 KeV.