Le comete sono tra gli oggetti più spettacolari del Sistema Solare. Hanno da sempre destato curiosità e interesse nell'uomo. Tale interesse è cresciuto nel tempo man mano che venivano svelate le caratteristiche di questi oggetti. Gli studi moderni hanno mostrato che il materiale che costituisce le comete ha subìto un processamento termico ridotto a causa della persistenza ai margini del Sistema Solare dove la temperatura non supera le decine di gradi Kelvin. Tali oggetti risultano quindi strettamente legati ai costituenti della nebulosa protosolare primordiale. Il loro studio può quindi fornire informazioni fondamentali per ricostruire le origini del Sistema Solare. Si pensa inoltre che le comete siano coinvolte anche nell'evoluzione di pianeti e satelliti e possano aver svolto un ruolo importante sull'origine della vita.
L'esplorazione spaziale delle comete ha avuto inizio l'11 settembre 1985 con il flyby della cometa 21P/Giacobini-Zinner eseguito dalla sonda americana ICE. La minima distanza dalla cometa raggiunta da ICE fu di circa 8000 km. Le missioni spaziali successive verso comete hanno permesso approcci più ravvicinati, fornendo quindi informazioni sempre più dettagliate sul nucleo e sul complesso ambiente di gas, plasma e polvere che circonda questi oggetti. Le misure effettuate hanno permesso di verificare e aggiornare i modelli teorici che descrivono le caratteristiche fisico-chimiche ed evolutive delle comete. Tuttavia hanno posto numerosi nuovi interrogativi che si spera di poter chiarire a partire dai risultati delle nuove e più ambiziose missioni spaziali che NASA ed ESA stanno sviluppando in questi anni. Tra queste è particolarmente rilevante la missione ESA "Rosetta" che per la prima volta nella storia dell'esplorazione spaziale, compirà un rendez-vous di una cometa: la 46P/Wirtanen. Rosetta è costituita da una sonda, che entrerà in orbita intorno alla cometa seguendola per due anni fino al raggiungimento del perielio (avendo dunque l'opportunità unica di studiare lo sviluppo dell'attività cometaria lungo la sua traiettoria verso il Sole), e da un modulo che scenderà sul nucleo e ne analizzerà le caratteristiche fisico-chimiche.
Il nucleo cometario è un conglomerato di polveri e materiale volatile in forma di ghiaccio. Quando una cometa si avvicina al Sole, l'aumento di temperatura del nucleo provoca la sublimazione del ghiaccio con la conseguente espulsione di gas e polveri dalla superficie del nucleo stesso.
Lo studio dell'accoppiamento gas - polvere e la determinazione della loro abbondanza relativa sono tra gli obiettivi principali della missione spaziale Rosetta. Le misure delle proprietà dinamiche (flusso e distribuzione in massa e velocità) delle particelle emesse dal nucleo verranno effettuate dallo strumento GIADA (Grain Impact Analizer and Dust Accumulator). L'Osservatorio Astronomico di Capodimonte (OAC) e l'Università degli Studi di Napoli "Parthenope" sono responsabili dello studio, della progettazione e della realizzazione di tale dispositivo, in particolare la PIship dello strumento è affidata al Prof. Luigi Colangeli, coordinatore del gruppo di fisica cosmica dell'OAC. La produzione e l'assemblaggio dello strumento di volo sono realizzati in collaborazione con le Officine Galileo di Firenze.
GIADA é costituito da diversi sensori. Il GDS (Grain Detection System) rivela, con un sistema ottico, il passaggio dei singoli grani nello strumento, l'IS (Impact Sensor) ne misura la quantità di moto mediante l'impatto su una lamina sensibile e l'MBS (Micro-Balance System) misura il flusso cumulativo di particelle dalla velocità di deposizione su sensori piezoelettrici. GDS e IS lavorano in cascata in modo da fornire una misura della massa e della velocità dei singoli grani.
Scopo di questo lavoro è lo sviluppo, la messa a punto e la calibrazione del dispositivo Impact Sensor. Tale attività è stata svolta seguendo tre diverse fasi, durante le quali sono stati studiati, realizzati, provati e messi a punto 3 modelli successivi di IS: il Bread-Board (BB), il Development Model (DM) e il Proto-Flight Model (PFM). Il BB è il modello di laboratorio su cui sono state effettuate prove tese a verificare la validità progettuale del sistema e del principio di funzionamento.
Il DM è il modello di sviluppo, ossia un modello in tutto simile al modello di volo ma realizzato con una componentistica di tipo commerciale e quindi non qualificata ad operare nello spazio. Le misure sul DM sono state dedicate alla verifica del disegno adottato e delle soluzioni tecniche.
Il PFM è il modello di volo e contemporaneamente di qualifica. Grazie allo sviluppo delle tecniche di analisi, collaudo e calibrazione messe a punto ed all'ottimizzazione progressiva realizzata sui modelli precedenti è stato possibile calibrare e caratterizzare a pieno il modello finale, che è risultato idoneo per essere integrato su GIADA PFM e, quindi, sulla sonda Rosetta. La componentistica utilizzata è qualificata per lo spazio. Su tale modello vengono effettuati tutti i collaudi di qualifica e le calibrazioni finali del sistema.
Il modello FS è in tutto identico al modello di volo e viene utilizzato come riserva fino al lancio della sonda e come modello di laboratorio per verifiche a Terra successivamente.
L'IS è costituito da una piastra di alluminio di dimensioni 124×124×0.5 mm³ ed è equipaggiato con cinque sensori piezoelettrici montati sotto i quattro spigoli ed il centro di tale area. I cinque piezoelettrici risuonano alla frequenza di 200 kHz in risposta alle onde di deformazione (essenzialmente di tipo flessionale) che si propagano lungo il diaframma in seguito all'impatto di un grano. Il segnale generato dai piezoelettrici viene poi amplificato e filtrato (con un filtro passa-banda centrato a 200 kHz). L'intensità massima del segnale in uscita dai sensori viene correlata alla quantità di moto della particella incidente una volta sottoposto il sistema ad una calibrazione in posizione e in quantità di moto.
La determinazione della posizione d'impatto è importante per la calibrazione dell'IS a causa della dipendenza della sensibilità dei sensori dalla posizione d'impatto (sia per motivi di assorbimento del segnale lungo il cammino verso i piezo che per la presenza di onde che si riflettono sui bordi della piastra e si sommano a quelle principali). La posizione d'impatto viene calcolata a partire dalla misura del ritardo tra l'impatto del grano sul diaframma e l'arrivo del segnale sui vari piezoelettrici, sfruttando la regola della triangolazione tra tre o più punti.
Lo sviluppo del modello BB ha permesso la verifica della linearità del sistema rispetto alla quantità di moto delle particelle che vi impattano. E' stato verificato inoltre che, fissata la quantità di moto delle particelle, il segnale in uscita dall'IS risulta essere sensibile alla densità dei grani in maniera trascurabile. L'intervallo di densità analizzato va da 0.2 a 4 g·cm^-3. Il segnale risulta invece fortemente influenzato dalla forma dei grani: si è osservato che i grani sferici producono una risposta maggiore dei corrispondenti grani di forma irregolare e identica quantità di moto. Ciò potrebbe essere dovuto alla maggiore elasticità degli impatti dei grani sferici.
I test sul BB hanno mostrato che il sistema è idoneo alla misura di quantità di moto comprese tra ~ 9·10^-9 e 1·10^-5 N·s.
Si è quindi passati alla realizzazione del modello successivo: il DM. Su tale modello sono stati eseguiti i test funzionali volti ad un completo debug dell'elettronica di prossimità. Inoltre sono stati messi a punto sistemi hardware e software per l'automatizzazione delle procedure di calibrazione in posizione e di processamento dei dati.
In base alle osservazioni sperimentali e al lavoro di ottimizzazione dei dettagli progettuali portati avanti sui modelli successivi di IS realizzati, si è giunti ad una completa caratterizzazione e calibrazione del modello di volo. Lo strumento rilasciato soddisfa pienamente i requisiti di progetto nell'intervallo dinamico di funzionamento ~ 8·10^-11 - 10^-5 N·s.