Sonda kosmiczna Dawn
Organizacja | NASA |
---|---|
Budowniczy | Northrop Grumman |
Program | Odkrycie |
Pole | Badanie Westy i Ceres |
Rodzaj misji | Orbiter |
Status | Misja wykonana |
Uruchomić | 27 września 2007 |
Wyrzutnia | Delta II |
Informacje o | Marzec (17 lutego 2009) |
Wstawienie na orbitę | 16 lipca 2011 (Westa), 6 marca 2015 r (Ceres) |
Koniec misji | 31 października 2018 r |
Identyfikator COSPAR | 2007-043A |
Ochrona planetarna | Kategoria III |
Teren | http://dawn.jpl.nasa.gov/ |
Msza przy starcie | 1237 kg |
---|---|
Instrumenty masowe | 45 kg |
Napęd | joński |
Ergols | Ksenon |
Masa miotająca | 425 kg (ksenon) |
Δv | > 10 km / s |
Kontrola postawy | 3 osie stabilizowane |
Źródło energii | Panele słoneczne |
Energia elektryczna | 10 k W przy 1 AU |
satelita z |
Vesta (16 lipca 2011-4 września 2012) Ceres (od 6 marca 2015) |
---|
FC | Aparat fotograficzny |
---|---|
VIR | Spectro-imager |
Wysoki | Spektrometr gamma i neutronów |
Świt ( „ Świt ” wjęzyku angielskim) jeststatek kosmicznyzNASA, której zadaniem jest zbadanieWestaiCeres, dwa główne korpusy zpasa planetoid. Wprowadzony na rynek w roku 2007,Świtrozpoczął swoje uwagi w2011 roku, na orbicie Vesta, wtedy Ceres, a zakończono je w 2018.Świtjest dziewiąta misjaw Discovery programu, który łączyagencji misje naukowe.Przestrzennyamerykańskicharakteryzuje się niskim kosztem i szybki cykl rozwoju.
Westa i Ceres to protoplanety , których charakterystyka prawie nie uległa zmianie od czasu ich powstania, 4,6 miliarda lat temu, i które są świadkami powstania Układu Słonecznego . Sonda kosmiczna za pomocą trzech instrumentów naukowych sfotografowała i zmapowała dwa ciała, przeanalizowała ich pola grawitacyjne i wykonała spektralne pomiary obfitości i rozmieszczenia skał powierzchniowych, a także znaczących pierwiastków chemicznych . Zebrane dane powinny umożliwić dopracowanie teorii związanych z procesem powstawania planet Układu Słonecznego .
Dawn to sonda o niewielkich rozmiarach, ważąca około 1300 kilogramów. Chociaż miał tylko 425 kilogramów paliwa , jego silniki jonowe pozwoliły mu przyspieszyć o ponad 10 km / s przez całą misję. Sonda, ustanawiając nowy rekord w tej dziedzinie, zademonstrowała potencjał tego typu napędu w misjach międzyplanetarnych. Silniki jonowe zapewniają bardzo mały ciąg , ale ich wydajność jest dziesięciokrotnie większa niż w przypadku napędu konwencjonalnego. Dzięki tym cechom sonda kosmiczna jest umieszczana na orbicie kolejno wokół dwóch ciał niebieskich, po raz pierwszy od początku ery kosmicznej.
Po wąskim uniknięciu anulowania projektu w 2006 roku Dawn wystrzelono 27 września 2007 roku. Aby dotrzeć do pasa asteroid , sonda kosmiczna opisała dwie orbity wokół Słońca , stopniowo oddalając się od tej, napędzane silnikami, które pracowały podczas 70% czasu tranzytu do pierwszego celu. Dawn skorzystał w lutym 2009 roku z grawitacyjnego wspomagania planety Mars . 16 lipca 2011 r. Sonda weszła na orbitę wokół Westy i zebrała dane, które znacznie poprawiły naszą wiedzę o asteroidzie. Pierwsze analizy wykazały, że jest to zróżnicowane ciało , posiadające gęste jądro niklu i żelaza , o właściwościach bardzo zbliżonych do planet.
Po ponad roku badania Westy sonda opuściła ją 5 września 2012 roku, kierując się w stronę planety karłowatej Ceres , do której dotarła w lutym 2015 roku i wokół której okrążyła 6 marca. W 2015 roku jego orbita została obniżona trzykrotnie: 4400 kilometrów w maju, 1470 kilometrów w sierpniu, 385 w grudniu. Misja zakończyła się 31 października 2018 r. Po wyczerpaniu się paliwa, co umożliwiło sondzie kosmicznej skierowanie instrumentów i anten.
Pod koniec XVIII -tego wieku , gdy astronomowie Europejski wspólnie znaleźć planetę , który według teorii czasu (zwłaszcza prawa Tytus-Bode ) powinien znajdować się pomiędzy orbitami marcu i Jowisza . Odkrywając Ceres w 1801 r., Sądzą, że zidentyfikowali brakującą planetę, ale w następnych latach wykryli inne ciała niebieskie, których orbita przypada w tym samym regionie przestrzeni kosmicznej, położonym między dwiema a czterema jednostkami astronomicznymi Słońca: Pallas w 1802 r., Junona w 1804 r. następnie Westa w 1807 r. Około 1830 r. astronomom udało się oszacować rozmiary tych obiektów, które są znacznie mniejsze od planet; umieszczają je w nowej kategorii ciał niebieskich zwanych asteroidami . Te obiekty (i kolejne odkryte) zostaną obniżone ze swojego statusu planet w latach pięćdziesiątych XIX wieku, kiedy stało się jasne, że było ich bardzo dużo. Około 1860 roku liczba asteroid przekroczyła sto, a fizyk Daniel Kirkwood zwrócił uwagę na luki w rozmieszczeniu ich orbit: przypisał te nieregularności grawitacyjnemu wpływowi Jowisza. Asteroidy od dawna uważano za szczątki starożytnej planety, które zostałyby zniszczone przez grawitacyjny wpływ Jowisza, zanim obowiązująca obecnie teoria sugeruje, że z powodu tego wpływu ta planeta nie rozpadła się. W rzeczywistości nigdy nie została uformowana .
Od czasu pierwszych odkryć astronomowie byli w stanie za pomocą teleskopów kosmicznych i naziemnych ustalić , że pas asteroid zawiera setki tysięcy asteroid . Proces formowania pasa, powszechnie akceptowany w środowisku naukowym, wygląda teraz następująco. Kiedy narodził się Układ Słoneczny , około 4,6 miliarda lat temu, ten obszar kosmosu zawierał wystarczająco dużo materii, aby stworzyć dwie do trzech planet wielkości Ziemi; w ciągu kilkudziesięciu tysięcy lat, podobnie jak w pozostałej części Układu Słonecznego, w wyniku akrecji tej materii uformowała się duża liczba planetozymali . Pojawiło się kilka protoplanet . Ale podczas gdy gdzie indziej te protoplanety same gromadziły się, tworząc planety, które znamy dzisiaj, proces ten zatrzymał się na obszarze odpowiadającym obecnemu pasowi asteroid, około 15 milionów lat po rozpoczęciu, gdy powstały sąsiednie, bardziej masywne planety. Na rezonans orbitalny z Jowiszem i Saturnem i grawitacyjnych oddziaływań z bardziej masywnych zarodków pojechaliśmy większość planetoid do innych orbitach, czy nie pęknie. Wpływ planet olbrzymów i protoplanet pozostawił w pasie asteroid tylko całkowitą masę odpowiadającą mniej niż 0,1% masy Ziemi, składającej się głównie z małych planetozymali, z których dwa największe to dwa obiekty badane przez Dawn , Ceres i Westę. Pas asteroid można uznać za relikt wczesnego Układu Słonecznego. Pozostałe asteroidy niewiele się zmieniły od czasu ich powstania, dlatego zawierają cenne informacje o warunkach i procesach zachodzących w tym kluczowym momencie formowania się planet.
Vesta i Ceres, które są najbardziej masywnymi ciałami w pasie asteroid, zostały wybrane na cele misji sondy kosmicznej Dawn . Trzecia masowa asteroida, Pallas , nie została zachowana przez projektantów misji: jej orbita jest znacznie droższa, ponieważ znacznie odbiega od płaszczyzny ekliptyki . Jest mało prawdopodobne, aby świt przeleciał nad asteroidami innymi niż Westa i Ceres, ponieważ w przypadku, gdy zostanie wystarczająco dużo czasu, naukowcy wolą rozszerzyć badanie dwóch asteroid. Westa i Ceres, które utworzyły się w ciągu pierwszych dziesięciu milionów lat procesu akrecji, przetrwały wpływ Jowisza, ale później nie ewoluowały, podczas gdy akrecja trwała przez 50 milionów lat na Ziemi.
Oddalenie i mały rozmiar obu asteroid utrudnia ich obserwację z Ziemi. Zdjęcie po lewej : asteroida Westa według rekonstrukcji wykonanej ze zdjęć wykonanych z orbity Ziemi - Zdjęcie po prawej : jedno z najlepszych zdjęć Ceres sfotografowanych przez Teleskop Kosmiczny Hubble'a w 2005 roku. |
Zgodnie z obserwacjami wykonanymi za pomocą teleskopów Westa, o średniej średnicy objętościowej około 530 kilometrów, jest ciałem, w którym wydaje się, że nie ma wody i który ma zróżnicowane ukształtowanie terenu, którego część składa się z law bazaltowych . Protoplaneta przeszła proces planetarnej różnicowania , takich jak wewnętrzne planety, w którym elementy radioaktywne krótkotrwałe stopieniu skały w magmy, że utworzone the gęstszej żelaznego rdzenia oraz zapalniczkę magmatycznych obwodowy płaszcz. Krater uderzeniowy o średnicy 460 kilometrów, w pobliżu bieguna południowego Westy, jest odbiciem zderzenia, które wyrzuciło prawie 1% jego masy. Grawitacja na Westie wynosi około 3% tej na Ziemi. W Hed meteoryty , które są niewątpliwie fragmenty Westy oderwane podczas kolizji z innymi asteroidami, dostarczyły wiele informacji na temat struktury asteroidy: jeden z celów misji jest zarówno w celu potwierdzenia tego pochodzenia oraz ustalenie, w której warunki geologiczne powstał bardzo szczególny materiał, z którego składają się te meteoryty.
CeresCeres to największe ciało w pasie asteroid, o średniej objętościowej średnicy około 950 kilometrów. W przeciwieństwie do Westy, jest zaliczana do kategorii planet karłowatych , ponieważ ma wystarczającą masę, aby jej grawitacja przezwyciężyła spójne siły ciała stałego i utrzymała je w równowadze hydrostatycznej , nadając jej prawie kulisty kształt. Jednak Ceres nadal pozostaje asteroidą, niezależnie od tego. Bardzo różni się od Westy. Przeprowadzone pomiary wydają się wskazywać, że powierzchnia jest zbudowana z glin i dlatego woda odegrała ważną rolę w jej geologicznej przeszłości. Wydaje się, że woda wciąż wydostaje się z powierzchni Ceres, a czapa lodowa może pozostać na poziomie biegunów. Ceres jest dalej niż Westa od Słońca, co może wyjaśniać, dlaczego proces różnicowania się nie rozpoczął a priori ; innym wyjaśnieniem byłoby to, że Ceres powstała później i że większość pierwiastków promieniotwórczych pierwotnie obecnych już uległa rozpadowi. Grawitacja na Ceres, która ma gęstość jedną trzecią gęstości Ziemi, jest taka sama jak na Westie, chociaż protoplaneta ma podwójny promień, ponieważ jej gęstość jest dwukrotnie mniejsza. Do tej pory nie zidentyfikowano żadnego meteorytu z Ceres: protoplaneta mogła nie ulec kolizjom podobnym do tych, których doświadczyła Westa. Innym wyjaśnieniem byłoby to, że widmo elektromagnetyczne powierzchni nie odzwierciedla składu skał, których nie można było zidentyfikować wśród meteorytów, które dotarły do Ziemi.
Dwie asteroidy zbadane przez sondę Dawn mają zatem cechy wspólne dla planet wewnętrznych, które przeszły proces wewnętrznej fuzji i różnicowania, oraz planet zewnętrznych, w większości utworzonych z lodu.
Dawn miał dołączyć do pasa asteroid i ustawić się kolejno na orbicie wokół Westy i Ceres. Sonda kosmiczna musi określić wewnętrzną strukturę dwóch asteroid, ich gęstość, kształt, rozmiar, skład i masę. Dawn musi również dostarczyć informacji o topografii powierzchni i dokonać inwentaryzacji kraterów . Wszystkie te pomiary powinny umożliwić odtworzenie historii powstania Westy i Ceres oraz roli wody w ewolucji asteroid. Powinny pomóc zrozumieć warunki i procesy zachodzące na wczesnym etapie formowania się Układu Słonecznego , a także rolę wody i rozmiarów w ewolucji planet.
Sonda kosmiczna powinna wykonać następujące czynności:
Aby dotrzeć do pasa asteroid , sonda nie może obrać bezpośredniej trasy po orbicie transferowej , ponieważ ciąg jej silników jonowych jest zbyt mały, aby wykonać dwa manewry niezbędne do wejścia na tę orbitę, a następnie do wyjścia z niej: podczas gdy konwencjonalna rakieta silnik (chemiczny) pozwala w 20 minut przyspieszyć lub wyhamować taką masę 1 km / s zużywając 300 kilogramów paliwa, silnik jonowy na osiągnięcie tych samych osiągów zajmie 100 dni, ale zużyje tylko 25 kilogramów paliwa . Aby dotrzeć do pasa asteroid, sonda opisuje więc spiralną trajektorię wokół Słońca i dociera do Westy po wykonaniu pętli nieco więcej niż dwóch obrotów wokół Słońca. Używając swoich silników odrzutowych przez 70% czasu, stopniowo ucieka ze studni grawitacyjnej Słońca. Dzięki znakomitym osiągom swojego silnika sonda zdołała przyspieszyć o 10 km / s między Ziemią a jej celem, zużywając mniej niż 400 kilogramów ksenonu , czyli 30% jego masy, ustanawiając tym samym bezprecedensowy rekord. sondy kosmiczne. Podczas swojej ośmioletniej podróży Dawn pokonała łączną odległość 4,9 miliarda kilometrów.
Westa, bliżej Słońca, jest pierwszą asteroidą, która trafiła. Korzystając z koniunkcji, która powtarza się tylko co 17 lat, sonda może następnie opuścić Westę i dotrzeć do Ceres.
Badanie Ceres ma odbyć się w okresie od lutego do lipca 2015 r. I przedłużone do końca 2018 r. W przypadku Westy eksploracja Ceres obejmuje trzy fazy, z pobytem na orbitach położonych na wysokości 5900, 1300 i 700 kilometrów.
Architektura statku kosmicznego Dawn wywodzi się w dużej mierze z opracowanego wcześniej statku kosmicznego. Platforma bazuje na serii STAR-2 używany przez geostacjonarnych satelitów telekomunikacyjnych z Orbital Sciences Corporation , podczas gdy awioniki jest w dużej mierze pochodzą z tej serii leostar-2 używany przez tego samego producenta dla swoich satelitów obserwacyjnych naziemnej. Napęd główny, który jest powierzony silnikom jonowym w ksenonie , pokazuje przekładnię z powodzeniem używaną przez sondę Deep Space 1 .
Centralną konstrukcją Dawn jest cylinder wykonany z materiału kompozytowego na bazie włókna węglowego , w którym znajdują się zbiorniki ksenonu (pojemność 450 kg) i hydrazyny (45 kg) używane do napędzania i orientowania sondy. Centralny cylinder jest zamknięty w równoległościanie o wymiarach 1,64 × 1,27 × 1,776 metra , wykonanym z paneli aluminiowych, na którym zamontowana jest większość pozostałych elementów sondy. Dawn ma suchą masę 725 kilogramów i około 1237 kilogramów wraz z propelentami .
Skrót | Składnik | Masa (kg) | Diagram |
---|---|---|---|
Struktura | 108 | ||
IPS | Silniki jonowe | 129 | |
EPS | Panele słoneczne | 204 | |
ACS | Kontrola orientacji | 37 | |
RCS | Wzmacniacze nastawienia | 14 | |
TCS | Kontrola termiczna | 44 | |
CDHS | Kalkulatory, telemetria / zdalne sterowanie |
21 | |
Telekomunikacja | 25 | ||
Okablowanie elektryczne | 82 | ||
Balast | 13 | ||
Całkowita platforma | 680 | ||
FC | Aparat fotograficzny | 11 | |
Wysoki | Spektrometr gamma i neutronów | 10 | |
VIR | Spectro-imager | 24 | |
Całkowita ładowność | 45 | ||
Ergol | Hydrazyna | 45.6 | Schemat sondy Świt : 1 - Silnik jonowy 2 - Czujnik nasłonecznienia 3 - Szukacz gwiazd 4 - Panel słoneczny 5 - Antena o dużym wzmocnieniu 6 - Antena o niskim zysku 7 - Ster strumieniowy 8 - Żyroskop 9 - Koło reakcyjne 10 - Raster 11 - Dostęp do akumulatora panel A - przyrząd GRaND B - przyrząd FC C - przyrząd VIR. |
Ergol | Ksenon | 425 | |
Masa całkowita | 1 237, |
Czujnik wykorzystuje ulepszoną wersję silnika jonowego do ksenonu NSTAR ( NASA Solar electric propulsion Technology Application Readiness ), który napędzał sondę Deep Space 1 , wystrzeloną w 1998 roku. Po raz pierwszy tego typu silnik został użyty jako napęd główny. przez sondę międzyplanetarną. Silnik jonowy działa na zasadzie wyrzucania jonów z dużą prędkością, przyspieszanych przez pole elektrostatyczne wytwarzane przez naładowaną elektrycznie siatkę. Zgodnie z zasadą zachowania pędu sonda jest przyspieszana wstecz w sposób proporcjonalny do prędkości wyrzucanego ksenonu i odwrotnie proporcjonalny do jego masy. Energia użyta do wyrzucenia ksenonu jest dostarczana przez energię elektryczną wytwarzaną przez panele słoneczne. Sprawność tego typu silnika jest znacznie wyższa niż silnika rakietowego : prędkość wyrzutu ksenonu jest dziesięciokrotnie większa niż w przypadku gazów wytwarzanych przez chemiczne paliwa miotające zwykle używane w sondach. Ale ciąg jest bardzo niski: na NSTAR może wynosić od 92 milinewtonów (na Ziemi ciąg 9,2 grama lub równowartość wagi arkusza papieru) dla mocy elektrycznej 2,6 kilowata i 19 milinewtonów dla mocy 0,5 kilowat.
Przy pełnej mocy NSTAR zużywa 3,25 miligrama ksenonu na sekundę, czyli nieco ponad 300 gramów na 24 godziny. Prędkość sondy wzrasta o około 25 km / h po 24 godzinach przyspieszania. Ciąg silników jest elastyczny: dedykowany komputer, który posiada podszewkę w razie awarii, sprawia, że można zmieniać na żądanie zarówno energii elektrycznej dostarczonej i zasilanie ksenonową do silnika. W ten sposób ciąg można modulować w krokach co 1/124. Transformator przenosi napięcie elektryczne otrzymane z paneli elektrycznych od 100 do 1000 woltów . Aby zapewnić przyspieszenie niezbędne do wykonania misji, jonowy układ napędowy (IPS: Ion Propulsion System ) musi działać prawie w sposób ciągły, ponieważ musi kompensować słabość ciągu. Sonda wykorzystuje tylko jeden silnik na raz, ale ma trzy silniki, które radzą sobie ze zużyciem i ryzykiem awarii. Trzy silniki są zgrupowane razem na tylnej powierzchni sondy, po przeciwnej stronie, na której znajdują się instrumenty naukowe. Oś ciągu każdego silnika można modyfikować o około trzy stopnie, aby zmodyfikować orientację sondy, ale także w celu skompensowania przesunięcia środka masy podczas misji z powodu postępującego wyczerpywania się zmagazynowanego ksenonu.
Silniki jonowe wymagają dużej ilości energii elektrycznej, a na poziomie pasa asteroid intensywność światła jest znacznie zmniejszona. Panele słoneczne są zatem duże: sonda ma dwa duże skrzydła o powierzchni 18 m 2 ( 2,3 × 8,3 metra ), z których każde składa się z pięciu paneli słonecznych pokrytych ogniwami fotowoltaicznymi InGaP / InGaAs / Ge z potrójnym złączem, które zapewniają 10,3 kW na orbicie Ziemi, ale tylko 1,3 kilowata na pasie asteroid, pod koniec misji. To najpotężniejsze panele słoneczne, które do tej pory wyposażone były w sondę kosmiczną. Panele słoneczne Dawn są składane w harmonijkę podczas startu i rozkładane, gdy sonda znajdzie się na orbicie; ma wtedy całkowitą rozpiętość skrzydeł 19,7 metra. Panele słoneczne można zorientować wokół ich osi podłużnej. Energia elektryczna jest przekształcana przez EPS ( Electrical Power System ) na prąd o napięciu 80–140 woltów w przypadku silników jonowych i 22–35 woltów w przypadku innych urządzeń. Energia elektryczna jest przechowywana w Ni-H 2 35 amperów -hours .
Dawn ma na pokładzie trzy instrumenty naukowe: kamerę działającą w świetle widzialnym i bliskiej podczerwieni (FC), spektrometr gamma i neutronów (GRaND) oraz spektrometr światła widzialnego i podczerwieni (VIR). Ponadto system telekomunikacyjny służy do pomiaru pola grawitacyjnego z wykorzystaniem efektu Dopplera ze stacji naziemnych.
Spektrometr gamma i neutronów GRaNDLos Alamos National Laboratory w Nowym Meksyku ( USA ) dostarcza gamma i neutronów spektrometr (Grand: Gamma Ray i Neutron Detector ). Połączenie spektrografów gamma i neutronów dostarcza widm do określenia obfitości głównych pierwiastków obecnych w skałach ( tlen , magnez , glin , krzem , wapń , żelazo i tytan ). Spektrometr gamma może wykrywać pierwiastki promieniotwórcze, takie jak izotopy uranu , toru i potasu . Obecność pary wodnej jest również wywnioskowana z pomiarów wykonanych przez te przyrządy. GRaND pochodzi z instrumentów znajdujących się na pokładzie sond kosmicznych Lunar Prospector i Mars Odyssey z 2001 roku . Aby przeprowadzić pomiary, GRaND analizuje neutrony i promieniowanie gamma wytwarzane przez skały w warstwie powierzchniowej (poniżej jednego metra) pod wpływem promieniowania kosmicznego o bardzo wysokiej energii.
Kamera FCKamera CF ( Framing Camera ), która działa w świetle widzialnym i bliskiej podczerwieni, jest dostarczana przez Max Planck Institute for Research nad Układem Słonecznym w Katlenburg-Lindau (Niemcy) i Instytut Badań Planetarnych przy niemieckim Aeronautical and Aerospace Agencja badawcza (DLR) z siedzibą w Berlinie . Służy do określania topografii i mapowania asteroid. Jest również używany do celów nawigacyjnych, gdy sonda znajduje się w pobliżu Westy i Ceres. Zawiera dwie identyczne kamery, aby umożliwić przezwyciężenie awarii. Aparat FC ma ogniskową 150 milimetrów i przysłonę f / 7,9. Czujnik jest transmisji ramek CCD z rozdzielczością 1024 pikseli x 1024 pikseli (ponad jeden megapikselowych ). Oczekuje się, że kamera FC zapewni obrazy o rozdzielczości 12 metrów na piksel na niskiej orbicie wokół Westy i 62 metry na tej samej orbicie wokół Ceres. Kamera może wykorzystywać osiem filtrów zamontowanych na kole do wybierania części widma światła . Kamera FC ma własną elektronikę, która zarządza sekwencjami fotograficznymi i wykonuje zadania kompresji oraz przycina ujęcia zgodnie z instrukcjami. Każda z dwóch kamer ma osiem gigabajtów pamięci.
Spektrofotometr VIRWidzialnego i podczerwonego spektrometr (VIR) obrazowanie spektrometr w podczerwieni i widoczny jest dostarczany przez Narodowy Instytut Astrofizyki włoskiego w Rzymie oraz Włoską Agencją Kosmiczną . VIR wywodzi się z instrumentu znajdującego się na pokładzie sond European Rosetta i Venus Express . Instrument jest zasadniczo ewolucją spektrometru sondy Cassini . VIR służy do mapowania składu mineralogicznego powierzchni dwóch asteroid, zapewniając kontekst geologiczny. Przyrząd musi umożliwiać identyfikację charakteru stałych składników (krzemiany, tlenki, sole, składniki organiczne, lód). Wysokiej rozdzielczości z podwyższonym pozwala podkreślić różnorodność powierzchni, a jego rozdzielczość widmowa powinien umożliwiać, aby usunąć wszelkie niejasności dotyczące składu skał. Do pokrycia długości fal od 0,25 do 5 mikronów używane są dwa czujniki . Elektronika VIR umożliwia kompresję uzyskanych obrazów i kadrowanie. Instrument ma 6 gigabajtów pamięci.
Schemat spektrometru gamma GRaND.
Kamera FC.
Schemat kamery FC.
Dawn to stabilizowana maszyna na trzech osiach. Podczas normalnej żeglugi system kontroli położenia (ACS) wykorzystuje celowniki gwiazdowe do określenia orientacji i prędkości sondy oraz żyroskopów w celu wykrycia zmian w orientacji i prędkości. Czujniki słoneczne (CSS: Coarse Sun Sensor ) są również używane do wykonywania zgrubnych kontroli. Wszystkie czujniki są podwojone. Podczas fazy tranzytu sonda używa celowników gwiazdowych pięć razy na sekundę, aby sprawdzić orientację sondy i, jeśli to konieczne, uruchamia korektę tej ostatniej i prawdopodobnie ponownie orientuje panele słoneczne. Żyroskopy, które mają ograniczoną żywotność, są rzadko używane podczas transportu: są włączane, aby umożliwić precyzyjne wskazywanie instrumentów, gdy sonda zbiera dane naukowe. Aby skorygować orientację sondy, ACS może wykorzystać cztery koła reakcyjne (jedno z rynku wtórnego), obrócić silnik jonowy, jeśli jest uruchomiony, lub użyć małych silników rakietowych, które zużywają gaz, hydrazynę (RCS: Reaction Control System ). Są one również używane do desaturacji kół reakcyjnych i mają wystarczający zapas paliwa (w sumie 45 kilogramów), aby dokonać szybkiej zmiany orbity, jeśli sonda nie ma wystarczająco dużo czasu, aby to zrobić z silnikiem jonowym. Te silniki napędowe są zgrupowane w dwa zespoły po sześć silników o ciągu jednostkowym 0,9 niutona . ACS jest również odpowiedzialny za utrzymanie orientacji paneli słonecznych, które mogą obracać się z dwoma stopniami swobody , tak aby były zawsze prostopadłe do padania promieni słonecznych.
Poleceń i urządzenie do obróbki danych (CDHS), mózg sondy, wykorzystuje utwardzony RAD6000 promieniowania komputera taktowany zegarem 33 MHz , że programy Uruchamia napisany w języku C i montażu języka . Działają one w systemie operacyjnym VxWorks . CDHS posiada 8-gigabajtową pamięć masową do przechowywania danych naukowych i telemetrii. Oprogramowanie pokładowe sterujące sondą składa się z około 400 000 linii kodu. Sonda posiada zapasowy komputer i cztery kopie oprogramowania (po dwie na komputer). System stale monitoruje ponad 200 parametrów. Komunikuje się z różnymi komponentami sondy kosmicznej za pośrednictwem magistrali Mil-Std-1553B, z wyjątkiem instrumentu GRaND, który wykorzystuje magistralę szeregową RS-422. Prawie wszystkie karty elektroniczne wchodzące w skład systemu zostały opracowane dla rodzin satelitów producenta Orbital. W ramach tych projektów powstało również 80% kodu programu. Główny rozwój oprogramowania dotyczy wprowadzenia języka maszyny wirtualnej , metajęzyka używanego przez sondy Mars Odyssey i Mars Reconnaissance Orbiter, a także przez teleskop kosmiczny Spitzer ; język ten umożliwia wysyłanie do sondy złożonych poleceń, w tym rozkazów warunkowych.
System telekomunikacyjny działa w paśmie X i umożliwia odbiór danych z szybkością od 7,8 bajtów na sekundę do 2 kb / s oraz transmisję z szybkością od 10 bajtów na sekundę do 124 kb / s . System oparty jest na dwóch nadajnikach o mocy 100 watów, opracowanych przez JPL dla jej sond międzyplanetarnych. Świt ma anteny parabolicznej duży zysk stałą ( High Gain Antenna : HGA) o promieniu 1,52 m oraz trzech anten nisko-gain (LGA) każda emituje w przedłużeniu jednej z trzech osi sondy. W danym momencie można używać tylko jednej anteny.
System kontroli temperatury (TCS) wykorzystuje zarówno środki pasywne, jak i aktywne, aby utrzymać elementy sondy w dopuszczalnym zakresie temperatur. Żaluzje (otwory) otwierają się automatycznie, aby usunąć nadmiar ciepła wytwarzanego przez elektronikę lub działanie słońca. Te instalacje grzewcze , w których krąży amoniaku są również stosowane do tego samego celu. Ponieważ sonda oddala się od Słońca, musimy także walczyć z zimnem. Prawie 150 rezystorów jest zainstalowanych w pobliżu wrażliwego sprzętu. Gdy sonda znajduje się w pasie asteroid, system kontroli termicznej zużywa 200 watów, aby utrzymać odpowiednią temperaturę. Co sekundę około stu czujników dostarcza informacji o temperaturze różnych elementów wyposażenia, których oprogramowanie pokładowe wykorzystuje do wyzwalania różnych mechanizmów termoregulacji.
Misją Świt jest 9 th Projekt Discovery Program NASA, który skupia międzyplanetarne misje poszukiwawcze odpowiadających ukierunkowanych pytań naukowych i wymagają wystarczająco skromne zasoby, aby umożliwić częste starty. Aby osiągnąć ten cel, koszt misji Discovery musi być niższy niż 425 mln USD (299 mln USD w 2001 r.), Czas jej opracowania nie może przekroczyć 36 miesięcy, liczba instrumentów naukowych jest ograniczona, a rozwój powierzono pojedynczemu zespołowi. . NASA wybrała misję Dawn w grudniu 2001 r. Wraz z teleskopem kosmicznym Kepler spośród 26 proponowanych misji naukowych. Misja nazywa się Dawn (czyli „świt”), ponieważ ma dostarczyć odpowiedzi na temat narodzin (świtu) Układu Słonecznego .
Zarządzanie projektem Dawn powierzono centrum kosmicznego NASA JPL , które zajmuje się rozwojem sond międzyplanetarnych . Zapewnia to realizację projektu, a także zasila jonowy układ napędowy , część instalacji elektrycznej oraz system telekomunikacyjny. Firma Orbital Sciences została wybrana do budowy statku kosmicznego, integracji komponentów dostarczonych przez innych uczestników, wykonania testów i zapewnienia startu. Sonda zawiera trzy instrumenty naukowe, w tym spektrometr VIR dostarczony przez Włochy i kamerę FC dostarczoną przez Niemcy .
Projekt oficjalnie rozpoczął się we wrześniu 2001 r., A uczestnicy (zespoły przemysłowe, europejskie, JPL) weszli w pełną aktywną fazę w styczniu 2002 r. Podczas fazy przygotowawczej pierwszego przeglądu ( Preliminary Design Review : PDR) zdecydowano się na ”. dodaj piąty panel słoneczny na każdym skrzydle sondy, aby mieć więcej mocy, gdy Dawn znajduje się w pobliżu Ceres, znajdującej się 2,9 jednostki astronomicznej od Słońca. Aby zwiększyć marżę finansową projektu, zespół decyduje się również na wymianę ciężkiej wyrzutni Delta II na wersję standardową.
Od grudnia 2003 r. Do stycznia 2004 r. Teleskop Hubble'a był używany w kampanii obserwacji Ceres. 267 zdjęć uzyskanych za pomocą kamery o wysokiej rozdzielczości pozwala wyjaśnić pewne cechy planety karłowatej: jej ciało jest praktycznie doskonałą kulą, ale jej średnica na równiku jest większa niż na poziomie biegunów. Symulacje komputerowe wskazują, że Ceres ma gęsty rdzeń i skorupę powierzchniową utworzoną z lekkich skał. Astronomowie uważają, że lód może być zakopany pod powierzchnią, ponieważ gęstość Ceres jest mniejsza niż gęstość skorupy ziemskiej , a analiza spektroskopowa powierzchni wskazuje na minerały bogate w wodę. Szacują, że Ceres składa się z jednej czwartej wody.
W lutym 2004 roku, po przejściu wstępnej oceny, projekt wszedł w fazę realizacji. Aby odpowiedzieć na ogólną instrukcję dotyczącą zmniejszenia ryzyka przekroczenia budżetu, wzrostu masy, zużycia energii elektrycznej i opóźnienia w planowaniu, zmodyfikowano kilka cech misji i sondy. Marża na zużyciu energii elektrycznej została zwiększona do 15% poprzez zwiększenie powierzchni paneli słonecznych, aby móc sprostać nieoczekiwanym potrzebom. Wprowadzono 25% marżę na koszt. Aby osiągnąć ten cel, skraca się czas przebywania na orbicie wokół asteroid z jedenastu do siedmiu miesięcy dla Westy i pięciu miesięcy dla Ceres. Usunięto dwa z pięciu instrumentów naukowych: wysokościomierz laserowy, porzucony jeszcze przed wstępnym przeglądem, oraz magnetometr , chociaż jego obecność mogła umożliwić analizę szczątkowego pola magnetycznego Westy i wykrycie obecności wody w stanie ciekłym pod powierzchnią skorupy. Ceres.
W czerwcu krytyczny przegląd projektu przeszedł bez żadnych problemów, a sonda weszła w fazę produkcji. W styczniu rozpoczyna się montaż sondy u producenta Orbital Sciences. Przeprowadzane są testy środowiskowe i termiczne paneli słonecznych oraz opracowywane są stanowiska testowe systemów sterowania. Instrumenty naukowe są dostarczane od kwietnia do lipca 2005 roku.
Projekt Dawn po raz pierwszy odwołano już w grudniu 2003 r., A reaktywowano go w lutym 2004 r. Jednak we wrześniu 2005 r. Osoby kierujące projektem poinformowały liderów NASA, że budżet przeznaczony na realizację Dawn nie wystarczy i poproś o dodatkową kopertę w wysokości 40 milionów dolarów. Rozpoczęcie badania zostało przesunięte z 2006 na 2007 rok, aby rozłożyć wydatki i uwzględnić opóźnienia projektu. Pracownicy NASA zareagowali, prosząc o zamrożenie projektu w październiku 2005 roku i rozpoczęcie audytu . Niezależni eksperci przedstawiają swoje sprawozdanie w styczniu 2006 r .; i podkreśl słabe zarządzanie projektem, ale dochodzę do wniosku, że można go zakończyć z rocznym opóźnieniem i pod warunkiem wstrzyknięcia 73 milionów dolarów, co da całkowity koszt do 446 milionów dolarów. Podkreślono dwa problemy techniczne: dwa przykłady zbiornika zawierającego ksenon i wykonanego z ultracienkich arkuszy tytanu pokrytych kompozytem węglowym, które podczas testów ciśnieniowych uległy spektakularnej awarii, a ofiarą padł również przekaźnik elektroniki mocy, związany z silnikiem jonowym. awarii na stanowisku badawczym . 3 marca szef programu misji międzyplanetarnych NASA wezwał kierownika naukowego misji ( Principal Investigator : PI), aby ogłosić odwołanie misji. Decyzja budzi oburzenie naukowców zaangażowanych w projekt, którzy otrzymują decyzję o ponownym rozważeniu. Inżynierowie projektu proponują zmniejszenie ciśnienia w zbiorniku ksenonu poprzez ograniczenie ilości na pokładzie do 425 kg zamiast planowanych 450 kg , zmniejszenie dostępnego marginesu oraz przeprowadzenie dedykowanej akcji walidacji działania elektronika związana z silnikiem jonowym. Ze swojej strony Orbital Sciences, producent sondy, odwołał się od decyzji i zaproponował budowę Dawn po kosztach, aby zdobyć doświadczenie w budowie tego typu maszyny. Wreszcie NASA ogłosiła 27 marca 2006 r., Że misja została reaktywowana.
Uruchomienie zaplanowano na 7 lipca 2007. Podczas fazy montażu sondy na jej wyrzutni pod koniec czerwca, tylna część panelu słonecznego została przypadkowo uszkodzona narzędziem, ale szybko przeprowadzono naprawę. Po opóźnieniach spowodowanych niekorzystnymi warunkami atmosferycznymi wystrzelenie sondy zostaje przesunięte na wrzesień. Rzeczywiście, sonda Marsa Phoenix ma teraz priorytet, ponieważ musi zostać wystrzelona latem; jednak jego platforma startowa znajduje się mniej niż 200 metrów od Dawn's , co tymczasowo zabrania korzystania z platformy Dawn . Aby zmniejszyć finansowe konsekwencje eksplozji wyrzutni Feniksa, sondę Dawn odkłada się.
Delta II typu 7925H-9,5 nośnik rakietowy został finalnie 27 września 2007. W pierwszym etapie ugaszono 4 minuty i 23 sekund, po wypaleniu, gdy wynosiła 130 kilometrów nad poziomem morza, a jego prędkość jest 6.3 km / s . Wyrzucenie owiewki na wysokość 135 km . Drugi etap zostaje zatrzymany po raz pierwszy 8 minut 58 sekund po starcie po umieszczeniu sondy na niskiej orbicie okołoziemskiej. Kilka minut później drugi stopień jest ponownie zapalany na ponad dwie minuty. Kiedy się zatrzymuje, wystrzeliwane są cztery małe rakiety, aby nadać wyrzutni i jej ładunkowi obrót o 50 obrotów na minutę; w rzeczywistości trzeci stopień nie ma systemu korekcji orientacji, a ten ostatni jest utrzymywany przez efekt żyroskopowy. Trzeci etap zostaje następnie zapalony i pozwala sondzie osiągnąć prędkość 11,43 km / s przekraczającą prędkość uwalniania, a tym samym pozwala jej uciec przed przyciąganiem Ziemi. Prędkość obrotowa drukowana przez drugi stopień jest anulowana w dwóch etapach. Yo-yo , składa się z dwóch kabli 12.15 metrów na końcu którego znajduje się masa 1,44 kg utworzonych przez połączenie wolframu i aluminium , jest odwijana i uwolnione; zachowując pęd, drukuje wsteczną prędkość obrotową zredukowaną do trzech obrotów na minutę; ksenon zmagazynowany w fazie nadkrytycznej, który w dalszym ciągu obraca się wewnątrz zbiornika w przeciwnym kierunku, powoduje anulowanie prędkości resztkowej po nieco ponad ośmiu minutach. Gdyby okazało się to konieczne, system kontroli położenia używałby silników hydrazynowych do całkowitego ustabilizowania sondy i ustawienia jej w zamierzonej konfiguracji. Po odblokowaniu panele słoneczne są rozkładane za pomocą sprężyn w ciągu około piętnastu minut.
Wyrzutnia Delta II umieściła Dawn na eliptycznej orbicie 1 AU na 1,62 AU z niewielkim nachyleniem do płaszczyzny ekliptyki (0,6 °). Dostępny margines umożliwia sondzie osiągnięcie celu, jeśli czas trwania awarii napędu jest krótszy lub równy 28 dni. Trajektoria obliczana jest tak, aby umożliwić przerwanie napędu przez 8 godzin tygodniowo przeznaczonego na wymianę danych ze stacjami naziemnymi i na inne czynności. Ze względu na specyfikę napędu jonowego okno startu było bardzo szerokie, ponieważ trwało od maja 2006 do września 2007 bez znaczącej zmiany dat przybycia.
Tranzyt do Westy rozpoczyna się dwumiesięczną fazą, podczas której weryfikowane jest działanie napędu jonowego, systemów kontroli położenia i telekomunikacji oraz kalibrowane są instrumenty naukowe. Ciągłe fazy napędowe są realizowane na różnych poziomach mocy. Wszystkie testy zakończyły się w połowie grudnia 2007 r. I nie wykazały żadnych poważnych problemów operacyjnych. Nowa wersja oprogramowania pokładowego, korygująca wykryte anomalie, jest ładowana do komputera pokładowego pod koniec fazy testowej.
Podczas przejścia przez pas asteroid Dawn na zmianę używa swoich silników jonowych do rozprowadzania zużycia. Silnik n O 3 i jest stosowany w październiku 2007 roku do czerwca 2008 roku, N O 1 przejmuje do stycznia 2010 r N O 2 była następnie przekazywane przez przyspieszenie sondzie 2,2 km / s i czasochłonne 79 kg ksenonu do grudnia 2010; Od tej daty Świt jest napędzany n O 3.
Po przejechaniu ponad 900 milionów kilometrów Dawn, który praktycznie ukończył orbitę wokół Słońca, korzysta z pomocy grawitacyjnej planety Mars, aby poprawić swoją trajektorię. Lecąc nad Marsem na wysokości 542 km w dniu 17 lutego 2009 r., Sonda podnosi aphelium swojej orbity z 1,69 AU do 1,87 AU i zmienia kąt płaszczyzny swojej orbity o 5,2 °, zbliżając się w ten sposób do orbity Westy. Aby wykonać ten sam manewr z jednym silnikiem, sonda musiałaby zmienić prędkość o 2,6 km / s . Dwa kolejne błędy w oprogramowaniu, wywołane planowaną ślepotą celownika oślepionego jasnością Marsa, przełączają sondę w tryb bezpieczny bez konsekwencji do końca misji.
W połowie 2009 r., Po długich analizach zachowania sondy, zespół projektowy stwierdził, że układ napędowy zachowuje się lepiej niż oczekiwano, w szczególności że panele słoneczne są bardziej wydajne, oszczędzając sześć tygodni od daty przybycia do Westy i sześć tygodni. tygodni na tranzycie między Westą i Ceres. W połączeniu z innymi czynnikami wzrost mocy umożliwia wydłużenie pobytu Westy na orbicie do dwunastu miesięcy zamiast dziewięciu początkowo planowanych. 13 listopada 2009 roku sonda dotarła do pasa asteroid. Chociaż zawiera dużą liczbę asteroid, z których ponad milion ma średnicę ponad jednego kilometra, prawdopodobieństwo, że sonda uderzy w jedną z nich, jest bardzo niskie, ponieważ obiekty te są bardzo daleko od siebie. Ponadto wektor prędkości sondy jest zbliżony do wektora prędkości asteroid, co dodatkowo zmniejsza ryzyko kolizji.
W maju 2010 roku, ze względu na rosnącą odległość między sondą a Słońcem, energia wytwarzana przez panele słoneczne nie jest już wystarczająca do zasilania systemów Dawn, wykorzystując 100% ciągu silnika jonowego. Aby dalej zasilać silnik z maksymalnym ciągiem, łącza radiowe, do tego czasu nieprzerwane, są zastępowane zmianami planowanymi dwa razy w tygodniu. W dniu 5 czerwca 2010 roku Dawn ustanowił nowy rekord wśród sond międzyplanetarnych, ze skumulowanym przyspieszeniem od jego uruchomienia wynoszącym ponad 4,4 km / s dzięki silnikowi jonowemu. Poprzednim rekordzistą była sonda Deep Space 1 , również wyposażona w tego typu silnik. W dniu 17 czerwca, nienormalne objawy cierne są wykrywane w koła reakcji n ° 4, która musi zostać zatrzymany. Pomimo kilku późniejszych prób, nie udało się przywrócić działania koła reakcyjnego. Przy pracujących trzech kołach sonda nie ma już zapasowego i postanowiono w sierpniu zachować je na potrzeby badań asteroid, zatrzymać je i kontrolować orientację sondy przy uruchomionych silnikach. z hydrazyną Od 23 sierpnia, nieco ponad miesiąc po spodziewanej dacie, kiedy sonda znajduje się w odległości 2,02 jednostki od Słońca, spadek nasłonecznienia wymaga od sondy zmniejszenia ciągu żądanego od silnika jonowego. Tuż przed tym wydarzeniem, dzięki odciążeniu spowodowanemu zużyciem paliwa, sonda osiągnęła szczyt przyspieszenia, uzyskując 7,6 metra na sekundę w ciągu jednego dnia.
Przestarzały | Peryhelium | Aphelia |
Nachylenie / płaszczyzna ekliptyki |
Łączne przyspieszenie ( km / s ) |
Ksenon zużywana ( kg ) |
Dni z napędem | Uwaga |
---|---|---|---|---|---|---|---|
27.09.2007 | 1 AU | 1,62 AU | 0,6 ° | 0 | 0 | 0 | Orbita przy starcie |
27.09.2008 | 1,21 AU | 1,68 AU | 1,4 ° | 1.68 | 67 | 253 | |
27.09.2009 | 1,42 AU | 1,87 AU | 6,2 ° | 2.62 | 103 | 389 | |
27.09.2010 | 1,89 AU | 2.13 AU | 6,8 ° | 5.01 | 189 | 715 | |
08.02.2011 | 2,15 AU | 2,57 AU | 7,1 ° | 6.8 | 252 | 970 | Orbita Westy |
27.09.2012 | 2.17 AU | 2,57 AU | 7,3 ° | 7.14 | 267 | 1060 | |
27.09.2013 | 2,44 AU | 2,98 AU | 8,7 ° | 8.7 | 318 | 1410 | |
luty 2015 | 2,54 AU | AU 2,99 | 10,6 ° | Orbita Ceres | |||
AU = jednostka astronomiczna = odległość od Ziemi do Słońca. |
W maju 2011 roku Dawn , obecnie zaledwie 1,21 miliona kilometrów od Westy, rozpoczął fazę podejścia, podczas której wymagana była znacznie dokładniejsza nawigacja. W koło reakcyjne są wprowadzane z powrotem do serwisu: umożliwiają one bardziej skutecznie kontrolować, a bez użycia hydrazyny, orientacji sondy. Jednak celowanie instrumentów będzie wymagało częstej zmiany orientacji sondy. W fazie podejścia „Dawn” wykonuje nawigację optyczną, która opiera się na zdjęciach wykonanych aparatem naukowym FC. Obrazy są następnie interpretowane przez zespół misji Ziemi w celu skorygowania trajektorii. Obrazy te pozwalają również zidentyfikować niezwykłe punkty na powierzchni asteroidy i zbadać jej otoczenie, aby zlokalizować ewentualne małe księżyce, które znajdowałyby się na orbicie wokół ciała niebieskiego. Podczas gdy sondy zwykle krążą wokół planety, której celem jest nagłe spowolnienie, Dawn , ze względu na swój tryb napędu, stopniowo dostosowuje swoją orbitę do orbity Westy, w ramach manewru rozpoczętego dawno temu. Podejście odbywa się przy niskich prędkościach względnych: sonda porusza się tylko 0,37 km / sw porównaniu do Westy, a prędkość ta stale spada, podczas gdy jej orbita jest prawie wyrównana z orbitą asteroidy. 27 czerwca jeden z dwóch komputerów sterujących zaworami zasilania paliwem silników 1 i 3 nie mógł ich już otworzyć. Najbardziej prawdopodobnym wyjaśnieniem jest to, że w jeden z jego obwodów elektronicznych uderzył promień kosmiczny . W oczekiwaniu na ustalenie, czy można go zrestartować, uruchamia się drugi komputer sterujący zasilaniem silników 2 i 3 i ponownie włącza się napęd. 15 lipca 2011 r., Po przejechaniu 2,8 miliarda kilometrów od jej startu, gdy jej względna prędkość i odległość od Westy spadły odpowiednio do 111 km / hi 16 000 km , sonda weszła w grawitacyjne oddziaływanie asteroidy i zaczęła manewrować w kierunku pozycję na swojej pierwszej orbicie roboczej wokół Westy. Pomiar przemieszczeń sondy pozwolił na precyzyjne oszacowanie masy Westy. Ta, po obliczeniu, została skorygowana z 262 do 259 milionów ton. Błąd oszacowania astronomów , około 1%, był zadziwiająco niski, biorąc pod uwagę odległość Westy i stosunkowo niewielki rozmiar.
Jedno z pierwszych zdjęć Westy uzyskanych 7 lipca, kiedy sonda znajduje się 41 000 km od asteroidy.
Zdjęcie zrobione 17 lipca na 15 000 km . 1 piksel = 1,5 km .
Dawn , okrążający Westę 16 lipca 2011 r., Opuści w sierpniu 2012 r ., Kierując się w stronę Ceres . W międzyczasie sonda będzie umieszczana kolejno na trzech coraz bliższych orbitach w celu zbadania protoplanety. Wszystkie są orbitami biegunowymi, które zapewniają dobre kąty widzenia dla instrumentów i zapobiegają zaćmieniom, podczas których satelita musi przetrwać na swoich bateriach.
Faza rozpoznania11 sierpnia sonda dotarła na orbitę badawczą, znajdującą się na wysokości 2700 km , skąd ma przeprowadzić pierwszą kampanię obserwacji naukowych. Ta orbita jest wystarczająco wysoka, aby instrumenty sondy miały widok na asteroidę. Świt krąży po orbicie polarnej z częstotliwością 69 godzin. Vesta całkowicie się włącza w 5 godzin i 20 minut, co ułatwia wykonanie zdjęć oświetlonej części gwiazdy oraz umożliwia narysowanie mapy kolorów w świetle widzialnym , ultrafioletowym i podczerwonym , z definicją 250 metrów na piksel . Jednak północna półkula Westy nie jest w pełni oświetlona, ponieważ jest to sezon zimowy: szerokości geograficzne powyżej 52 ° pogrążają się w ciemności. Dawn kończy sześć orbit (17 dni) na tej wysokości. Na połowie swojej orbity sonda kieruje swoje instrumenty w stronę protoplanety. W pozostałej części orbity, zwrócona w stronę nieoświetlonej części Westy, zmienia orientację, aby skierować swoją główną antenę na Ziemię i przesyła zebrane dane.
Pomimo incydentów, które uniemożliwiają jakiekolwiek użycie instrumentu VIR podczas pierwszej i trzeciej orbity, cele są w dużej mierze spełnione: kamera była w stanie sfotografować całą oświetloną część (oczekiwano pokrycia 66%), a VIR był w stanie osiągnąć 13 000 obrazów spektralnych (obiektyw 5000). Pierwsze bliskie obserwacje umożliwiły dokładniejsze zbadanie szczególnie wyraźnej rzeźby bieguna południowego, który jest jedną z najwyższych gór Układu Słonecznego. Jedną ze szczególnych cech Westy jest ogromna różnorodność materiałów występujących na powierzchni, w szczególności wokół kraterów. Ukształtowanie terenu Westy jest znacznie bardziej chaotyczne niż większość asteroid. Wiele obszarów na półkuli południowej ma 1 lub 2 miliardy lat wstecz i jest znacznie młodszych niż ziemie na półkuli północnej.
Pierwsza faza badań na wysokiej orbicie (HAMO1)Po zmodyfikowaniu prędkości 65 m / s przez opisanie powolnej spirali opadającej między 31 sierpnia a 18 września, sonda dołączyła do orbity polarnej znanej jako HAMO ( High Altitude Mapping Orbit ). Na tej orbicie, położonej na wysokości 660 km , sonda porusza się z prędkością 135 m / si opisuje orbitę w ciągu 12,3 godziny. W tej fazie Dawn wykonuje sześć cykli po dziesięć orbit, podczas których wykonuje się zdjęcia za pomocą FC i innych badań naukowych za pomocą VIR. Każdy cykl umożliwia pełne odwzorowanie protoplanety. Zdjęcia są wykonywane zarówno w pionie, jak i pod kątem, aby umożliwić odtworzenie widoków w reliefie. Około 7000 zdjęć i 15000 zdjęć spektralnych zostało zrobionych przez instrumenty Dawn podczas tej fazy, która kończy się 2 listopada 2011 roku.
Faza badań na niskiej orbicie (LAMO)Sonda schodzi na niską orbitę polarną 180 km , znaną jako LAMO ( Low Altitude Mapping Orbit ), opisując spirale przez osiem tygodni. Dawn spędzi dwa miesiące na tej orbicie, wykonując pełny obrót Westy co cztery godziny. Szczegółowe zdjęcia są wykonywane za pomocą FC i VIR, ale ta faza jest poświęcona głównie odczytom spektrometru gamma i neutronów GRaND. Pomiary wykonane za pomocą GRaND wymagają długich czasów naświetlania, podczas których sonda musi utrzymywać instrument nieruchomo w stosunku do celu i neutralizować przewijanie generowane przez ruch orbity. Faza ta jest również stosowane do pomiaru pola ciężkości z ziemi, na podstawie oceny zmian oczodół następnie przez czujnik dzięki Dopplera przesunięcie z emisji radiowych emitowanych przez to.
W połowie grudnia 2011 Dawn zakończyła manewry, które umieściły ją na niskiej orbicie (210 km ). Pobyt w orbitę Westy zostaje przedłużony o 40 dni w stosunku do tego, co zostało zaplanowane, umożliwiając więcej czasu na obserwacji w niskiej orbicie Ziemi (do 1 st maja) oraz wysoką orbitę (do 26 sierpnia).
Druga faza badań na wysokiej orbicie (HAMO2)Sonda zaczyna opuszczać niską orbitę 1 st maja 2012, aby po raz drugi osiągnąć wysoką orbitę na 680 km i rozpocząć drugą kampanię mapowania powierzchni planety. Ona się udaje5 czerwca 2012i zaczyna robić zdjęcia od 15 czerwca, po dokonaniu regulacji orbity. Vesta, której oś jest pochylona, ma pory roku i fragmenty obszarów polarnych Westy są oświetlone, podczas gdy nie było ich podczas pierwszej kampanii mapowania HAMO1. Sześć kompletnych map Westy wykonano pod różnymi kątami widzenia, co powinno pozwolić na odtworzenie trójwymiarowej mapy asteroidy.
25 lipca 2012 r. Faza HAMO2 kończy się, a sonda zaczyna nieprzerwanie używać swoich silników, aby uzyskać wysokość i uciec przed atrakcją Westy. Oczekuje się, że sonda kilkakrotnie zatrzyma swój napęd podczas wznoszenia, aby skierować swoje instrumenty w stronę protoplanety . Ale 10 sierpnia 2012 r. Jedno z kół reakcyjnych napotkało problemy operacyjne. Sonda straciła już wcześniej jedno ze swoich kół, także ofiarę napadu, który okazał się ostateczny. Po zatrzymaniu nowego koła reakcyjnego sonda ma tylko dwa koła do kontrolowania jego orientacji, co nie wystarcza, mimo że oprogramowanie pokładowe zostało niedawno zmodyfikowane w celu wykorzystania kół w tej konfiguracji. Zespół projektowy aktywuje silniki sterujące położeniem działające na hydrazynie . Ta zmiana miała nastąpić znacznie później po ostatniej obserwacji Westy (każda z nich wymagała reorientacji sondy, a więc wymagała interwencji kontroli postawy). Aby zaoszczędzić hydrazynę, liczba obserwacji jest ograniczona bez wpływu na cele naukowe. Ostatni raz instrumenty skierowano w stronę Westy 25 i 26 sierpnia 2012 r., Gdy sonda znajdowała się na wysokości 6000 km ; korzystają z lepszego oświetlenia terenów bieguna północnego, ponieważ równonoc wiosenna półkuli północnej miała miejsce 20 sierpnia 2012 r. 4 września 2012 r. z dziesięciodniowym opóźnieniem związanym z analizą incydentu koła reakcyjnego, a gdy sonda jest oddalona o 17200 km , sonda ucieka przed atrakcją Westy i zaczyna się oddalać z bardzo umiarkowaną prędkością 120 km / h . Rozpoczyna nową spiralę wokół Słońca, stopniowo oddalając się od niej, aby osiągnąć swój drugi cel, Ceres .
Plik 11 września 2014cosmic ray uderza w szczególnie delikatnej elektroniki, które zarządzają zawory sterowania zasilaniem silników jonowych ksenonem. Opracowanie rozwiązania umożliwia ponowne uruchomienie napędu dopiero po 5 dniach. To zdarzenie, w stosunkowo niewielkiej odległości od Ceres, narzuca zupełnie inną ścieżkę podejścia od planowanej. Świt musi zostać przechwycony przez pole grawitacyjne Ceres w dniu 6 marca 2015 r.: Po zbliżeniu się do planety niecałych 38 000 km , Dawn przesunie się do 75 000 km 18 marca, po czym ponownie pozostawi pojednanie od tej daty. W tej fazie napęd, stale włączony, będzie stopniowo zmniejszał orbitę. Wreszcie 23 kwietnia sonda kosmiczna musi zostać umieszczona na stabilnej kołowej orbicie biegunowej (okres 15 dni) zwanej RC3 i umieszczonej na wysokości 13 500 km . Na tej orbicie instrumenty sondy kosmicznej przeprowadzają pierwsze badanie Ceres, podczas którego należy wykonać zdjęcia powierzchni w świetle widzialnym i podczerwieni, aby określić skład planety karłowatej. W celu uzyskania bardziej szczegółowych obserwacji wysokość należy następnie obniżyć. Aby zoptymalizować zbieranie danych, wybrano orbity położone na niższych wysokościach. Dawn musi zakończyć swoją misję, umieszczając ją na niskiej orbicie wokół Ceres.
Pierwsze szczegółowe zdjęcia Ceres zostały wykonane przez Dawn w grudniu 2014 r. Od 13 stycznia 2015 r. Zdjęcia wykonane z odległości 383 000 km mają rozdzielczość prawie równą zdjęciom wykonanym przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a . Zdjęcia zwrócone 19 lutego (Ceres ma około 210 pikseli szerokości) pozwalają nam zacząć rozróżniać struktury geologiczne, aw szczególności kształty kraterów. Kilka jasnych punktów znajdujących się w centrum niektórych z tych kraterów może odpowiadać nagiemu lodowi (Ceres jest bardzo ciemna, a zdjęcia są celowo prześwietlone, co zmienia kolor złamanej bieli w prześwietlony obszar). Źródłem tego zjawiska może być zdarzenie wulkaniczne, ale rozsądniej jest założyć, że to uderzenie, które utworzyło krater, odsłoniło lód. Zrobione zdjęcie pokazuje również bardzo duży krater ze szczególnie płaskim i płytkim dnem, ledwo zaznaczonymi krawędziami, bez centralnego szczytu i zawierający tylko małe kratery, które zwykle odzwierciedlają niedawną epokę. Te cechy są trudne do wyjaśnienia, ponieważ są stosunkowo niekompatybilne.
Nfaza | Daty rozpoczęcia i zakończenia | Wysokość | Orbital okres |
Rozdzielczość m. lub km / piksel |
|
---|---|---|---|---|---|
RC3 | 23 kwietnia 2015 - 9 maja 2015 | 13500 km | 15 dni | 1,3 km | |
Nauka | 6 - 30 czerwca 2015 | 4400 km | 3,1 dnia | 0,41 km | |
HAMO | 17 sierpnia - 23 października 2015 | 1450 km | 19 godzin | 140 m | |
LAMO / XMO1 | 16 grudnia 2015 - 2 września 2016 | 375 km | 5,5 godziny | 35 m | |
XMO2 | 5 października 2016 - 4 listopada 2016 | 1480 km | 19 godzin | 35 m | |
XMO3 | 5 grudnia 2016 - 22 lutego 2017 | 1670 km -9350 km | 8 dni | 140 m | |
XMO4 | 22 kwietnia - 22 czerwca 2017 | 13830 km -52 800 km | 29 dni | 0,9 km | |
XMO5 | 30 czerwca 2017 - 16 kwietnia 2018 | 4400 km -39,100 km | 30 dni | ||
XMO6 | 14 maja - 31 maja 2018 r | 440 km -4700 km | 37 godzin | Animacja przedstawiająca orbity Dawn wokół Ceres między 1 lutego 2015 a 6 października 2018.
|
|
XMO7 | 6 czerwca - 30 października 2018 r | 35 - 4000 km | 27,2 godziny |
Plik 19 października 2017 r, NASA ogłasza drugie rozszerzenie misji dla sondy Dawn . Podczas tej ostatniej fazy, która powinna trwać do drugiej połowy 2018 roku, sonda zbliży się do planety karłowatej jak nigdy dotąd, zaledwie 200 kilometrów nad poziomem morza. Priorytetem tego rozszerzenia będzie zbieranie danych za pomocą spektrometru promieniowania gamma i neutronów, który mierzy liczbę i energię promieni gamma i neutronów. Informacje te zostaną wykorzystane do zrozumienia składu górnej warstwy Ceres i określenia, jak bogata jest w lód. Sonda będzie również wykonywać obrazy powierzchni Ceres w świetle widzialnym, a także wykonywać pomiary spektroskopowe w zakresie widzialnym i podczerwonym. Dawn będzie badać Ceres w szczególności podczas jej przejścia przez peryhelię , czyli punkt jej orbity najbliżej Słońca, w kwietniu 2018 r . Obserwacje Dawn , uzupełnione obserwacjami z Ziemi, będą miały na celu w szczególności ocenę, czy subtelna atmosfera w tym czasie wzrasta para wodna Ceres .
Początkowo planowano, że Dawn pozostanie na zawsze satelitą Ceres po zakończeniu misji, biorąc pod uwagę wielką stabilność jej orbity. Przelot asteroidy (2) Pallas po zakończeniu badań Ceres był rozważany, ale nigdy poważnie go nie rozważano: Dawn nie mógł wejść na orbitę wokół Pallas, ze względu na duże nachylenie orbity Pallas w stosunku do tego Ceres. Wykluczono inną opcję lądowania sondy kosmicznej na powierzchni Ceres , ponieważ sterylizacja sondy kosmicznej nie jest wystarczająco dokładna (ryzyko skażenia biologicznego). Zespół naukowy Dawn zaproponował na początku 2016 r., Że pod koniec misji, która zakończyła się latem 2016 r., Sonda kosmiczna zostanie wysłana na inną asteroidę. Jednak biorąc pod uwagę niewielką pozostałą ilość ksenonu , lista potencjalnych celów była ograniczona. Z tej perspektywy rozważany jest lot nad Adeoną . Wreszcie na początku lipca 2016 r. Rada naukowa NASA oceniając wkład tej opcji w porównaniu z kontynuacją obecnych obserwacji, agencja kosmiczna decyduje, że sonda kosmiczna będzie kontynuować swoje obserwacje na swojej orbicie wokół Ceres.
Zespół projektowy wybiera silnie eliptyczną orbitę końcową z przejściem na bardzo małej wysokości nad powierzchnią (35 kilometrów lub 10 razy bliżej niż wszystkie poprzednie orbity) i apogeum na 4000 kilometrów. Pierwsze przejście na tej wysokości odbywa się 9 czerwca. Sonda kosmiczna wykonuje pętlę na tej orbicie mniej więcej raz dziennie. Ta orbita wymaga znacznie więcej manewrów niż poprzednio, a zatem wymaga paliwa.
Misja kończy się 31 października 2018 roku po wyczerpaniu się hydrazyny, co pozwala silnikom sondy kosmicznej skierować panele słoneczne, instrumenty i anteny komunikacyjne na Ziemię. Podjęto decyzję, aby nie rozbić sondy kosmicznej pod koniec misji, aby nie zanieczyścić asteroidy mikroorganizmami z Ziemi. Rzeczywiście, naukowcy chcą mieć pewność, że nie zakłócą potencjalnie złożonej chemii Ceres, a planeta karłowata została umieszczona w III kategorii ochrony planet, która narzuca pewne warunki. Sonda kosmiczna powinna zatem pozostać na orbicie przez co najmniej 20 lat, a inżynierowie są prawie pewni (99%), że sonda kosmiczna nie rozbije się na ziemi Ceres przez 50 lat. 20-letni okres nie jest wystarczający do wyeliminowania wszystkich drobnoustrojów lądowych, ale pozwala rozważyć przed tym terminem wysłanie nowej misji w celu zbadania procesów chemicznych zachodzących na powierzchni Ceres.
Wideo zrobione z kilku zdjęć Ceres wykonanych 4 lutego 2015 roku.
Ceres (4 lutego 2015).
Ceres (4 lutego 2015).
Ceres (4 lutego 2015).
Od 2016 roku Dawn zbiera wszystkie dane niezbędne do wypełnienia celów misji związanych z Dawn. Jego instrumenty pozwoliły określić jego kształt, średnią gęstość, morfologię powierzchni, skład mineralogiczny , pierwiastki chemiczne o rozdzielczości przestrzennej przekraczającej ustalone wartości.
Obrazy dostarczone przez kamerę Dawn pokazują liczne kratery rozrzucone na ogólnie jednorodnej powierzchni z „jasnymi plamami”. Są to złogi węglanów i innych soli. Nawierzchnia okazała się stosunkowo złożona, z nałożeniem młodego i starego terenu. Liczne wskazówki, takie jak zmierzona ilość wodoru, bezpośrednia identyfikacja i ślad przepływów, pokazują, że na dużych szerokościach występuje obfitość lodu. Ale obecność dużych kraterów (o średnicy do 300 kilometrów) przemawia za skorupą bardziej trwałą niż lód, zdominowaną przez uwodnione sole, skały i klar (cząsteczki gazu uwięzione w cząsteczkach bardziej stałych niż lód).
Pomiary pola grawitacyjnego i badanie formacji powierzchniowych wskazują, że gęstość wewnętrzna Ceres rośnie w miarę zbliżania się do środka planety karłowatej. Oznacza to, że Ceres jest zróżnicowaną planetą z gęstym jądrem złożonym głównie ze skał, płaszczem bogatym w wodę. Ta cecha odróżnia Ceres od innych asteroid.
Na powierzchni Ceres wykryto amoniak. Odkrycie to sugeruje, że materiały tworzące Ceres lub samą Ceres uformowały się w zewnętrznej części Układu Słonecznego i potwierdza hipotezę, że przeszedł jedną lub więcej znaczących zmian przed przyjęciem obecnej konfiguracji.
Spektrometr podczerwieni Dawn zidentyfikowane pochodzenie jasnych plamek widocznych w regionie krateru Occator . Powstają w wyniku nagromadzenia się węglanu . Ilość tego minerału obecnego w tym miejscu przewyższa wszystko, co można znaleźć w podobnych formacjach na Ziemi. Occator to niedawny krater w skali geologicznej, którego wiek szacuje się na 80 milionów lat. Obecność węglanów na Ziemi sygnalizuje istnienie zjawisk hydrotermalnych, co implikuje obecność gorącej wody. Węglan Ceres sugeruje, że wnętrze asteroidy jest znacznie cieplejsze niż szacowali naukowcy. Są teraz pewni, że w niedawnej przeszłości pod powierzchnią znajdowała się woda w stanie ciekłym w skali geologicznej. Widoczne sole to pozostałości oceanu lub kieszenie wodne, które dotarły na powierzchnię.
Spektrometr podczerwieni Świt również wskazuje na obecność soli zawierających amoniak w krateru Occator. Gliny zawierające amoniak wykryto już w innych miejscach na powierzchni Ceres. Odkrycie to, wraz z odkryciem węglanów, potwierdza tezę, zgodnie z którą Ceres uformowałaby się w zewnętrznej części Układu Słonecznego w kierunku orbity Neptuna, a jej orbita przesunęła się następnie w kierunku wewnętrznej części Układu Słonecznego. Jednak badanie powierzchni Ceres wydaje się zaprzeczać tej hipotezie. Rzeczywiście, kratery o głębokości większej niż 2 km, które powstały w wyniku uderzenia, które miało miejsce kilka miliardów lat temu, nie wykazują żadnych oznak deformacji. Jeśli powierzchnia była w całości pokryta lodem, ten rodzaj reliefu powinien zanikać w okresach ocieplenia i ochłodzenia. Według przeprowadzonych badań, zewnętrzna warstwa powierzchni nie zawiera więcej niż 30–40% lodu, resztę stanowią skały i minerały. Ta skalista budowa powierzchni jest powszechna wśród ciał, które powstały w pobliżu Słońca, a zatem zaprzecza wnioskom wyciągniętym z obecności minerałów.
Kolorowa mapa Ceres (lipiec 2015). |
Mapa topograficzna Ceres - półkula zachodnia i wschodnia (lipiec 2015). |
Widok wykonany 14 kwietnia z odległości 22 000 km .
Widok wykonany 16 maja z odległości 7200 km .
Widok wykonany 22 maja z odległości 5100 km .
Zbliżenie z kontekstem wykonane 23 maja 2015 r. Na dystansie 5100 km .
Zbliżenie wykonane 23 maja 2015 r. Na 5100 km .
Instrumenty Dawn podczas rocznego pobytu na orbicie wokół Westy wykonały około 31 tysięcy zdjęć swojej powierzchni, 20 milionów widm w świetle widzialnym i podczerwonym oraz poświęciły tysiące godzin na realizację widm neutronów i promieniowania gamma oraz pomiary grawitacji tego ciała niebieskiego. Na podstawie tych danych ustalono, że Westa bardzo różni się od innych asteroid. Jego geologia jest złożona: jest to zróżnicowane ciało, które ma gęste jądro niklu i żelaza , którego średnica wynosiłaby od 214 do 226 km (średnica Westy wynosi 530 km ), płaszcz i skorupa . Dla kierownika naukowego misji Vesta ma cechy bardzo podobne do planet. Ta przynależność jest wzmocniona przez odkrycie ziemskich meteorytów z Westy, przedstawiających wskazówki dowodzące, że obecne silne pole magnetyczne istniało 3,6 miliarda lat temu: dlatego w tamtym czasie istniał metalowy płyn w rdzeniu, który był w stanie je wytworzyć. Dziś nadal mogą istnieć ślady tego pola magnetycznego.
Dwie półkule wyglądają zupełnie inaczej. Półkula północna Westy jest podziurawiona kraterami uderzeniowymi , które odzwierciedlają niespokojny pobyt w pasie asteroid trwający 4,5 miliarda lat. Półkula południowa została całkowicie przekształcona przez ogromne uderzenie, które miało miejsce co najmniej dwa miliardy lat temu, oraz przez jeszcze większe drugie zderzenie, które miało miejsce około miliarda lat temu. Te dwa wydarzenia wyrzeźbiły baseny Veneneia (400 km średnicy) i Rheasilvia (500 km ). W centrum największego z tych basenów znajduje się szczyt dwukrotnie wyższy od Everestu . Uderzenie było tak silne, że prawie rozbiło Westę i pozostawiło rozległą sieć ogromnych zagłębień w pobliżu równika, długich na kilkaset kilometrów i szerokich na 15 km . Uderzenia te spowodowały wyrzucenie dużej ilości skał w kosmos, z których część spadła z powrotem na Ziemię. Co zaskakujące, chociaż na Ziemi znaleziono tylko kilka meteorytów z Księżyca i Marsa, liczba meteorytów pochodzących z Westy jest znacznie wyższa i stanowi 6% wszystkich zebranych skał.
Vesta ma tę szczególną cechę, że jest wyjątkowo jasnym obiektem, jedyną asteroidą w pasie asteroid widoczną gołym okiem przez obserwatora znajdującego się na Ziemi. Wynika to, zgodnie z obserwacjami dokonanymi przez Dawn , z obecności obszarów o różnej wielkości (od stu metrów do 16 km średnicy), które są dwa razy jaśniejsze niż reszta powierzchni Westy i które znajdują się głównie w lub w pobliżu kraterów uderzeniowych. Ziemie te składają się z oryginalnego materiału asteroidy sprzed czterech miliardów lat, odsłoniętego przez wstrząs wywołany uderzeniem asteroid, które uderzyły w glebę Westy. Obok tych jasnych powierzchni znajdują się ciemne obszary, które mogą odpowiadać pozostałościom asteroid, które rozbiłyby się na powierzchni z małą prędkością, lub fragmentom skorupy bazaltowej, które stopiłyby się w wyniku silniejszych uderzeń.
Instrumenty sondy kosmicznej umożliwiły określenie składu skał na powierzchni, składających się głównie z minerałów bogatych w żelazo i magnez . Osuwiska, kratery uderzeniowe, a także bardzo dokładne pomiary zmian grawitacji umożliwiły określenie składu warstw powierzchniowych. Stworzono mapę temperatur powierzchniowych: pokazuje ona, że mogą one wahać się od −23 ° C w miejscach o najlepszej ekspozycji na słońce do −100 ° C w miejscach zacienionych. Chociaż asteroida jest w połowie złożona z lodu, zgodnie z poczynionymi obserwacjami nie jest widoczna na powierzchni. Rzeczywiście, oś asteroidy jest silnie nachylona (27 ° lub kąt większy niż kąt Ziemi 24 °), co powoduje, że wszystkie punkty powierzchni, w tym boki kraterów, są odsłonięte. Słońce o tej porze roku.
Półkula południowa przedstawia szczególnie wyraźne reliefy.
Ciemne obszary na kraterowym terenie Westy.
Młode kratery.
Centralne mocowanie bieguna południowego.
Klif bieguna południowego.