ULTIMI RISULTATI DALLE OSSERVAZIONI VIMS SU TITANO. A.Adriani 1,M.L.Moriconi 3,G.Filacchione 2,F.Tosi 2,A.Coradini 1,2 1 IFSI-INAF, Roma, Italia, 2 IASF-INAF, Roma, Italia, 3 ISAC-CNR, Roma, Italia Una metodologia statistica è stata realizzata per correggere le immagini iperspettrali di VIMS-V dalla loro apparenza a strisce. La procedura destriping viene applicata pixel per pixel. Il 60% circa dei pixel corretti subisce una correzione inferiore all’1%, il 93% inferiore al 2% e il totale dei pixel corretti cade entro il 3% del valore iniziale. La procedura si applica indifferentemente ai dati grezzi e calibrati. E’ stato anche iniziato uno studio di riconoscimento e collocazione delle specie in traccia nell’atmosfera di Titano attraverso l’esame di immagini VIMS-IR al limbo. Dopo una selezione delle immagini disponibili in archivio, è stato scelto come caso studio il cubo iperspettrale V _1.QUB_ircal dal flyby S20 per l’alta risoluzione spaziale e il favorevole S/N spettrale. Dall’analisi spettrale dei pixel al limbo, risultano particolarmente evidenti tre picchi a 3.03, 3.33 e 4.78  m rispettivamente, assegnabili dalla letteratura a fluorescenza di acido cianidrico (HCN), fluorescenza di metano (CH 4 ) e probabile emissione di ossido di carbonio (CO). Una valutazione della collocazione delle concentrazioni massime dei tre composti è stata fatta attraverso le stime delle profondità di banda per i tre picchi spettrali a distanze crescenti dalla superficie. Fig.1 - La procedura viene illustrata applicando la metodologia al cubo V _1.QUB_viscal, immagine relativa a nm. Sono evidenti le disomogeneità orizzontali del segnale Fig.2 - Data la struttura del disturbo, il segnale da correggere viene calcolato per ogni colonna mediando il valore di ciascun pixel su tutte le righe. Per la rimozione del rumore viene applicato l’algoritmo boxcar dove S i è il segnale medio colonnare,S ci è il segnale con rimozione del rumore,w è il numero di punti del boxcar e N il numero di linee dell’immagine Fig.3 - La stessa immagine di Fig.1 dopo l’applicazione della procedura di correzione del segnale La correzione viene calcolata per differenza tra il segnale medio colonnare e il segnale con rimozione del rumore, quindi viene sommata algebricamente al segnale da correggere Fig.4 – Nell’istogramma a lato sono riportati il numero di pixel dell’immagine in funzione dello scarto percentuale tra il segnale corretto e il segnale da correggere. In questo studio l’errore dovuto alla correzione non supera il 3% in valore assoluto. Tuttavia, dall’esame di altri cubi si conclude che l’attuale caso ha validità generale per quelle immagini che non comprendano spazio circostante al limbo o al terminatore, ovvero senza forti variazioni di intensità. Fig.5 – La risoluzione spaziale dell’immagine V _1.QUB_ircal è 45.95x45.95 km al nadir e 47.2x 47.2 km al limbo. Quella riportata in figura è un RGB alle lunghezze d’onda: 3032, 3317 e 4990 nm. NADIR Fig.6 – Per valutare quantitativamente lo spessore degli strati di differente composizione al limbo sono state usate: una tecnica di mascheramento, basata su calcoli SPICE ed ENVI, e semplici considerazioni geometriche, basate sulla risoluzione spaziale, la distanza attuale del satellite Cassini dalla superficie di Titano (91900 km) e il valore dell’IFOV efficace di VIMS-IR (0.5x0.5 mrad). Fig.7 – Gli spettri riportati in a) [1], b) [2] e c) [3] suggeriscono che i gas presenti nell’atmosfera di Titano in grado di emettere nell’ intervallo nm sono il cianuro di idrogeno (HCN) per fluorescenza a  3000 nm, il metano (CH 4 ) per fluorescenza a  3330 nm. Un elenco di idrocarburi, nitrili e ossidi con le rispettive bande d’assorbimento nelkl’intervallo spettrale 2-5 µm, è mostrato nel pannello d) [4]. Fig.8 – Nel pannello a) sono riportati otto spettri del cubo V _1.QUB_ircal (uno per pixel) rilevati lungo la direzione radiale riportata in Fig.6, per l’intervallo nm; nei pannelli b), c), d) e e) gli stessi spettri sono visualizzati ingranditi per i sottointervalli: , , , nm, per evidenziare: il calo del contributo di scattering superficiale con la quota (b), la diversa intensità di fluorescenza di HCN alle diverse quote (c), idem per CH 4 (d), idem per il forte picco di emissione termica centrato a 4756 nm e attribuito a CO (d). a) b) c) d) a) b) c) d) e) Fig.9 – La sequenza di immagini su riportata è stata realizzata applicando la tecnica del band ratio per sintetizzare graficamente l’informazione spettrale sulla variazione della profondità di banda con la quota, già contenuta negli spettri di Fig. 8c, 8d e 8e. La tecnica è stata applicata all’immagine già mascherata per evidenziare il solo contributo atmosferico. Nelle scale cromatiche riportate (rosso per HCN, verde per CH 4 e blu per CO) il bianco indica la massima profondità di banda quindi la distribuzione spaziale del picco di emissione. 3048/3083 nm3334/3450 nm4756/4990 nm REFERENCES [1] Bernard J. M. et al. (2003), Planetary and Space Science 51, pp [2] Yelle R. V. & C.Griffith, (2003), Icarus 166, pp [3] Geballe T. R. et al., (2003), Astrophysical Journal Letters 583, pp [4] Rothman L. S. et al., (2004), HITRAN 2004 Molecular Spectroscopic Database