El analizador de polvo cósmico ( CDA ) de la misión Cassini es un instrumento de polvo multisensor de gran superficie (0,1 m 2 de área sensible total) que incluye un analizador químico de polvo ( espectrómetro de masas de tiempo de vuelo ), un sistema de ionización de impacto altamente fiable. detector y dos detectores de fluoruro de polivinilideno polarizado (PVDF) de alta velocidad. Durante 6 años de camino a Saturno, el CDA analizó la nube de polvo interplanetaria , la corriente de polvo interestelar y las corrientes de polvo de Júpiter . Durante 13 años en órbita alrededor de Saturno, el CDA estudió el anillo E, el polvo de las columnas de Encelado y el polvo del entorno de Saturno .
El Analizador de Polvo Cósmico, CDA [1] fue el séptimo instrumento de polvo del Instituto Max Planck de Física Nuclear (MPIK), Heidelberg (Alemania), después de los detectores de polvo del satélite HEOS 2 y de los detectores de polvo de las sondas espaciales Galileo y Ulysses . los analizadores de polvo más complejos de la nave espacial Helios , las naves espaciales Giotto y VeGa para el cometa Halley . El nuevo sistema analizador de polvo fue desarrollado por un equipo de científicos dirigido por Eberhard Grün e ingenieros dirigidos por Dietmar Linkert para analizar el polvo en el sistema Saturno a bordo de la nave espacial Cassini . Este instrumento emplea un detector de impacto de área sensible más grande (0,1 m 2 ), un analizador químico de espectrómetro de masas de tiempo de vuelo más pequeño y dos detectores de fluoruro de polivinilideno polarizado (PVDF) de alta velocidad, para hacer frente a los altos flujos durante los cruces de la Anillo E. El Instituto Max Planck de Física Nuclear de Heidelberg fue responsable del desarrollo y las pruebas generales del instrumento. Las principales contribuciones fueron realizadas por el DLR en Berlín-Adlershof (mecánica, limpieza, diseño térmico, pruebas), Tony McDonnell de la Universidad de Canterbury (analizador químico, Reino Unido), el Laboratorio Rutherford Appleton (electrónica del espectrómetro, Reino Unido) y G. Pahl (mecánica). diseño, Munich, Alemania). Los detectores de PVDF fueron proporcionados por Tony Tuzzolino de la Universidad de Chicago . El investigador principal propuesto para CDA fue Eberhard Grün . En 1990, la nave PI fue entregada a Ralf Srama del Instituto Max Planck de Física Nuclear , que ahora se encuentra en la Universidad de Stuttgart , Alemania. Ralf Srama obtuvo su título como “ Dr.-Ing. ” de la Universidad Técnica de Munich por su tesis (10 de noviembre de 2000, en alemán), "Del analizador de polvo cósmico a un modelo que describe naves espaciales científicas". [2]
El sensor principal del CDA es un detector de ionización por impacto (IID) como los detectores de polvo Galileo y Ulysses . En el centro del objetivo hemisférico se encuentra el objetivo del analizador químico, CAT, más pequeño (0,016 m 2 ), a un potencial eléctrico de +1000 V. Tres milímetros delante del objetivo hay una rejilla con potencial de 0 V. Los impactos de polvo sobre CAT generan un plasma que se separa por un alto campo eléctrico. Los iones obtienen una energía de ~1000eV y se enfocan hacia el colector central. Los iones son recogidos parcialmente por la rejilla semitransparente a una distancia de 230 milímetros y el multiplicador de electrones central . Las formas de onda de las señales de carga se miden, almacenan y transmiten a tierra. La señal multiplicadora representa un espectro de masas en el tiempo de vuelo de los iones liberados. Dos de las cuatro rejillas situadas en la entrada del analizador recogen la carga eléctrica de la partícula de polvo. Con estas capacidades, el CDA puede considerarse un prototipo de telescopio de polvo .
El CDA midió el entorno de micrometeoroides durante 18 años, desde 1999 hasta los últimos segundos activos de Cassini en 2017 sin mayor degradación. La cubierta protectora del instrumento ya se lanzó en 1997, el día 317. La planificación científica y las operaciones estuvieron a cargo del Instituto Max Planck de Física Nuclear y más tarde de la Universidad de Stuttgart.
La nave espacial Cassini era una nave espacial estabilizada de tres ejes con la antena apuntando ocasionalmente a la Tierra para descargar datos y recibir comandos operativos. Mientras tanto, la actitud de Cassini fue controlada mediante observaciones solicitadas a uno o más de los 12 instrumentos a bordo. Para obtener un mayor control de su orientación, CDA empleó una plataforma giratoria entre la nave espacial y el analizador de polvo.
Desde su lanzamiento en 1997 hasta su llegada a Saturno en 2004, Cassini-Huygens navegó por el espacio interplanetario entre 0,7 y 10 UA. Durante este tiempo hubo largos periodos útiles para observaciones de polvo interplanetario e interestelar [3] en el sistema planetario interior. Los aspectos más destacados fueron la detección de cargas eléctricas [4] de polvo en el espacio interplanetario y la determinación de la composición [5] de las partículas de polvo interplanetario. Durante el cruce del cinturón de asteroides no fue posible realizar mediciones. Durante el sobrevuelo de Júpiter en 2000, hubo una oportunidad de analizar partículas de corrientes de polvo de tamaño nanométrico [6] y demostrar su relación compositiva con la luna Io de Júpiter, de donde se originan. Al acercarse a Saturno en 2004, se detectaron corrientes similares de granos submicrónicos con velocidades del orden de 100 km/s. [7] Estas partículas se originan principalmente en las partes exteriores de los anillos densos. Fueron expulsados por el campo magnético de Saturno hasta quedar atrapados en el campo magnético del viento solar. Las partículas de la corriente de Saturno están formadas por impurezas de silicato de las partículas primarias de los anillos de hielo.
Durante las 292 órbitas de Cassini alrededor de Saturno (2004 a 2017), el CDA midió varios millones de impactos de polvo que caracterizan al polvo principalmente en el anillo E de Saturno. [8] [9] En este proceso, CDA descubrió que el anillo E se extiende aproximadamente dos veces más lejos de Saturno de lo que se observa ópticamente. Las mediciones de cargas de polvo variables [10] dependiendo de las condiciones del plasma magnetosférico (permitieron la definición de un modelo dinámico de polvo [11] del anillo E de Saturno que describe las propiedades observadas. En 2005, durante el sobrevuelo cercano de Cassini a Encelado a 175 km de la superficie CDA Junto con otros dos instrumentos de Cassini descubrieron géiseres de hielo activos [12] ubicados en el polo sur de Encelado, la luna de Saturno. Posteriormente, análisis detallados de la composición [13] de los granos de hielo de agua en las proximidades de Encelado llevaron al descubrimiento de grandes depósitos de líquido. océanos de agua [14] debajo de la corteza helada de Encelado Durante la misión Grand Finale de la nave espacial Cassini en 2017, realizó 22 recorridos de la región entre Saturno y su anillo D más interno. Durante este recorrido, el CDA detectó polvo de los densos anillos de Saturno. 15] La mayoría de los granos analizados tenían un tamaño de unas pocas decenas de nanómetros y tenían una composición de silicato y hielo de agua. Durante la mayor parte del recorrido orbital de Cassini, el CDA observó una débil firma de polvo interestelar en el primer plano predominante de las partículas de hielo de agua del anillo E. Los espectros de masas de los granos interestelares sugieren la presencia de granos ricos en magnesio de composición de silicatos y óxidos, algunos con inclusiones de hierro. [16] Los principales descubrimientos hasta 2011 se resumieron en un artículo dedicado. [17]