Dawn
Organizzazione | NASA |
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Costruttore | Northrop Grumman |
Programma | Scoperta |
Campo | Studio di Vesta e Cerere |
Tipo di missione | Orbiter |
Stato | Missione completata |
Lanciare | 27 settembre 2007 |
Launcher | Delta II |
Panoramica di | Marzo (17 febbraio 2009) |
Inserimento in orbita | 16 luglio 2011 (Vesta), 6 marzo 2015 (Cerere) |
Fine della missione | 31 ottobre 2018 |
Identificatore COSPAR | 2007-043A |
Protezione planetaria | Categoria III |
Luogo | http://dawn.jpl.nasa.gov/ |
Messa al lancio | 1237 kg |
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Strumenti di massa | 45 kg |
Propulsione | Ionico |
Ergols | Xeno |
Massa propellente | 425 kg (xeno) |
Δv | > 10 km / s |
Controllo dell'atteggiamento | 3 assi stabilizzati |
Fonte di energia | Pannelli solari |
Energia elettrica | 10 k W a 1 AU |
satellite di |
Vesta (16 luglio 2011 - 4 settembre 2012) Ceres (dal 6 marzo 2015) |
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FC | telecamera |
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VIR | Spettro-imager |
Grande | Spettrometro gamma e neutroni |
Dawn (" Dawn " ininglese) è unanavicella spazialedellaNASA, la cui missione è esplorareVestaeCerere, i due corpi principali dellacinturadegliasteroidi. Lanciata nel 2007,Dawn hainiziato le sue osservazioni nel2011, orbitando attorno a Vesta, poi a Cerere, e completandole nel 2018.Dawnè la nona missionedel programma Discovery , che riunisce le missioni scientifichedell'agenzia spaziale americanacaratterizzata da un basso costo e rapidità ciclo di sviluppo.
Vesta e Cerere sono protopianeti , le cui caratteristiche sono state appena modificate dalla loro formazione, 4,6 miliardi di anni fa, e che sono testimoni della genesi del Sistema Solare . Utilizzando i suoi tre strumenti scientifici, la sonda spaziale ha fotografato e mappato i due corpi, ha analizzato i loro campi gravitazionali ed eseguito misurazioni spettrali dell'abbondanza e della distribuzione delle rocce superficiali, nonché di elementi chimici significativi. I dati raccolti dovrebbero permettere di affinare le teorie relative al processo di formazione dei pianeti del Sistema Solare .
Dawn è una sonda di dimensioni modeste, che pesa circa 1.300 chilogrammi. Sebbene avesse solo 425 chilogrammi di propellenti , i suoi motori ionici gli consentirono di accelerare di oltre 10 km / s durante l'intera missione. Stabilendo un nuovo record in questo campo, la sonda ha dimostrato il potenziale di questo tipo di propulsione per le missioni interplanetarie. I motori ionici forniscono pochissima spinta , ma la loro efficienza è dieci volte quella della propulsione convenzionale. Grazie a queste caratteristiche, una sonda spaziale viene posta in orbita successivamente attorno a due corpi celesti, per la prima volta dall'inizio dell'era spaziale.
Dopo essere sfuggita per un pelo alla cancellazione del progetto nel 2006, Dawn è stata lanciata il 27 settembre 2007. Per raggiungere la cintura degli asteroidi , la sonda spaziale ha descritto due orbite attorno al Sole , allontanandosi gradualmente da questa, spinta dai suoi motori che hanno funzionato durante 70% del tempo di transito fino al suo primo obiettivo. Dawn ha fatto ricorso, nel febbraio 2009, all'assistenza gravitazionale del pianeta Marte . Il 16 luglio 2011, la sonda è entrata in orbita attorno a Vesta e ha raccolto dati, che hanno migliorato significativamente la nostra conoscenza dell'asteroide. Le prime analisi hanno mostrato che si trattava di un corpo differenziato , dotato di un nucleo denso di nichel e ferro , con caratteristiche molto vicine a quelle di un pianeta.
Dopo aver studiato Vesta per più di un anno, la sonda l'ha lasciata il 5 settembre 2012, per dirigersi verso il pianeta nano Cerere , che ha raggiunto nel febbraio 2015 e attorno al quale ha orbitato il 6 marzo. Nel 2015 la sua orbita è stata abbassata tre volte: 4.400 chilometri a maggio, 1.470 ad agosto, 385 a dicembre. La missione si è conclusa il 31 ottobre 2018, a seguito dell'esaurimento dei propellenti che hanno consentito alla sonda spaziale di puntare i suoi strumenti e le sue antenne.
Alla fine del XVIII ° secolo , gli astronomi europei insieme per trovare il pianeta , che, secondo le teorie del tempo (in particolare la legge di Titius-Bode ) deve essere situata tra le orbite di marzo e di Giove . Scoprendo Cerere nel 1801, pensano di aver identificato il pianeta mancante, ma negli anni successivi rilevano altri corpi celesti la cui orbita rientra nella stessa regione di spazio situata tra due e quattro unità astronomiche del Sole: Pallade nel 1802, Giunone nel 1804 poi Vesta nel 1807. Intorno al 1830 gli astronomi riescono a stimare le dimensioni di questi oggetti che sono molto più piccoli dei pianeti; li collocano in una nuova categoria di corpi celesti chiamati asteroidi . Questi oggetti (e quelli scoperti di seguito) saranno declassati dal loro status di pianeta nel 1850, quando divenne chiaro che erano molto numerosi. Intorno al 1860 il numero degli asteroidi superò il centinaio e il fisico Daniel Kirkwood evidenziò delle lacune nella distribuzione delle loro orbite: attribuì queste irregolarità all'influenza gravitazionale di Giove. Gli asteroidi sono stati a lungo pensati come i detriti di un antico pianeta che sarebbe stato distrutto dall'influenza gravitazionale di Giove, prima che la teoria in vigore oggi suggerisca invece che a causa di questa influenza, questo pianeta non è caduto a pezzi. In realtà non si è mai formato .
Fin dalle prime scoperte, gli astronomi sono stati in grado di determinare, utilizzando telescopi spaziali e terrestri, che la fascia degli asteroidi contiene centinaia di migliaia di asteroidi . Il processo di formazione della cintura, comunemente accettato dalla comunità scientifica, è ora il seguente. Quando nacque il Sistema Solare , circa 4,6 miliardi di anni fa, questa regione di spazio conteneva abbastanza materia per creare due o tre pianeti delle dimensioni della Terra; in poche decine di migliaia di anni, come nel resto del sistema solare, si formò un gran numero di planetesimi per accrescimento di questo materiale. Sono comparsi alcuni protopianeti . Ma mentre altrove, questi protopianeti stessi si sono aggregati per formare i pianeti che conosciamo oggi, il processo si è fermato nell'area corrispondente all'attuale cintura di asteroidi, circa 15 milioni di anni dopo l'inizio, quando si sono formati pianeti vicini e più massicci. Le risonanze orbitali con Giove e Saturno e le interazioni gravitazionali con embrioni più massicci hanno spinto la maggior parte dei planetesimi su altre orbite o sono esplose. L'influenza di pianeti giganti e protopianeti ha lasciato nella fascia degli asteroidi solo una massa totale equivalente a meno dello 0,1% di quella della Terra, composta principalmente da piccoli planetesimi, i due più grandi sono i due oggetti studiati da Dawn , Cerere e Vesta. La cintura degli asteroidi può essere considerata una reliquia del primo sistema solare. Gli asteroidi rimanenti sono cambiati poco dal momento della loro formazione e quindi contengono preziose informazioni sulle condizioni e sui processi in atto in questo momento chiave nella formazione dei pianeti.
Vesta e Cerere, che sono i corpi più massicci nella fascia degli asteroidi, sono stati scelti come obiettivi della missione della sonda spaziale Dawn . Il terzo asteroide per massa, Pallade , non è stato trattenuto dai progettisti della missione: la sua orbita è molto più costosa da raggiungere perché devia fortemente dal piano dell'eclittica . È improbabile che Dawn sorvoli asteroidi diversi da Vesta e Cerere perché, nel caso in cui ci sia abbastanza tempo a disposizione, gli scienziati preferiscono estendere lo studio dei due asteroidi. Vesta e Cerere, essendosi formati durante i primi dieci milioni di anni del processo di accrescimento, sopravvissero all'influenza di Giove ma successivamente non si evolvono, mentre l'accrescimento è continuato per 50 milioni di anni per la Terra.
La lontananza e le piccole dimensioni dei due asteroidi li rendono difficili da osservare dalla Terra. Foto a sinistra : l'asteroide Vesta secondo una ricostruzione fatta da foto scattate dall'orbita terrestre - Foto a destra : una delle migliori foto di Cerere fotografate dal Telescopio Spaziale Hubble nel 2005. |
Secondo le osservazioni effettuate con i telescopi, Vesta, il cui diametro volumetrico medio è di circa 530 chilometri, è un corpo dove l'acqua sembra assente e che presenta terreni differenziati, parte dei quali è costituito da lave basaltiche . Il protopianeta ha attraversato un processo di differenziazione planetaria come i pianeti interni, in cui gli elementi radioattivi di breve durata hanno fuso le rocce in magma che ha creato il nucleo ferroso più denso e il mantello magmatico periferico più leggero. Un cratere da impatto di 460 chilometri di diametro, vicino al Polo Sud di Vesta, è il riflesso di una collisione che ha espulso quasi l'1% della sua massa. La gravità su Vesta è circa il 3% di quella sulla Terra. I meteoriti HED , che sono senza dubbio frammenti di Vesta strappati durante le collisioni con altri asteroidi, hanno fornito molte informazioni sulla struttura dell'asteroide: uno degli obiettivi della missione è sia confermare questa origine sia determinare in quale condizioni geologiche è stato creato il materiale molto particolare che costituisce questi meteoriti.
CerereCerere è il corpo più grande della fascia degli asteroidi, con un diametro volumetrico medio di circa 950 chilometri. A differenza di Vesta, è classificato nella categoria dei pianeti nani , in quanto ha massa sufficiente perché la sua gravità superi le forze coesive del corpo solido e lo mantenga in equilibrio idrostatico , dandogli una forma quasi sferica. Tuttavia, Cerere rimane ancora un asteroide, indipendentemente da questa considerazione. È molto diversa da Vesta. Le misurazioni effettuate sembrano indicare che la superficie è costituita da argille e che l'acqua ha quindi svolto un ruolo importante nel suo passato geologico. L'acqua sembra ancora fuoriuscire dalla superficie di Cerere e una calotta di ghiaccio potrebbe rimanere a livello dei poli. Cerere è più lontano di Vesta dal Sole, il che potrebbe spiegare perché il processo di differenziazione non è iniziato a priori ; un'altra spiegazione potrebbe essere che Cerere si è formato più tardi e che la maggior parte degli elementi radioattivi originariamente presenti sono già decaduti. La gravità su Cerere, che ha una densità di un terzo di quella della Terra, è la stessa di quella di Vesta, sebbene il protopianeta abbia un doppio raggio, perché la sua densità è doppia. Nessun meteorite proveniente da Cerere è stato finora identificato: il protopianeta potrebbe non aver subito collisioni simili a quelle subite da Vesta. Un'altra spiegazione potrebbe essere che lo spettro elettromagnetico della superficie non riflette la composizione di rocce che non è stato possibile identificare tra i meteoriti che hanno raggiunto la Terra.
I due asteroidi esplorati dalla sonda Dawn hanno quindi caratteristiche condivise tra quelle dei pianeti interni, che hanno subito un processo di fusione e differenziazione interna, e quelle dei pianeti esterni, in gran parte formati da ghiaccio.
Dawn doveva unirsi alla fascia degli asteroidi e posizionarsi successivamente in orbita attorno a Vesta e Cerere. La sonda spaziale deve determinare la struttura interna dei due asteroidi, la loro densità, forma, dimensione, composizione e massa. Dawn deve anche fornire informazioni sulla topografia della superficie e fare un inventario dei crateri . Tutte queste misurazioni dovrebbero consentire di ricostruire la storia della formazione di Vesta e Cerere e il ruolo dell'acqua nell'evoluzione degli asteroidi. Dovrebbero aiutare a comprendere le condizioni ei processi all'opera nelle prime fasi della formazione del Sistema Solare , nonché il ruolo dell'acqua e delle dimensioni nell'evoluzione dei pianeti.
La sonda spaziale dovrebbe fare quanto segue:
Per raggiungere la fascia degli asteroidi , la sonda non può prendere una rotta diretta seguendo un'orbita di trasferimento , perché la spinta dei suoi motori ionici è troppo bassa per eseguire le due manovre necessarie per entrare in quell'orbita, e quindi per uscire: mentre un razzo convenzionale il motore (chimico) consente in 20 minuti di accelerare o decelerare una tale massa di 1 km / s consumando 300 chilogrammi di carburante, il motore ionico, per ottenere le stesse prestazioni, impiegherà 100 giorni, ma consumerà solo 25 chilogrammi di carburante . Per raggiungere la fascia degli asteroidi, la sonda descrive quindi un percorso a spirale attorno al Sole e raggiunge Vesta dopo aver fatto un loop di poco più di due giri attorno al Sole. Azionando i suoi propulsori il 70% delle volte, fuoriesce gradualmente dalla gravità del Sole. Grazie alle ottime prestazioni del suo motore, la sonda sarà riuscita ad accelerare di 10 km / s tra la Terra e le sue destinazioni, consumando meno di 400 chilogrammi di xeno , ovvero il 30% della sua massa, stabilendo così un record senza precedenti. sonde spaziali. Durante il suo viaggio di otto anni, Dawn avrà coperto una distanza totale di 4,9 miliardi di chilometri.
Vesta, più vicino al Sole, è il primo asteroide a colpire. Approfittando di una congiunzione che ricorre solo ogni 17 anni, la sonda può quindi lasciare Vesta per raggiungere Cerere.
Lo studio di Cerere si svolgerà tra febbraio e luglio 2015, prorogato fino alla fine del 2018. Come per Vesta, l'esplorazione di Cerere comprende tre fasi, con una permanenza in orbita situata a un'altitudine di 5.900, 1.300 e 700 chilometri.
L'architettura della navicella Dawn deriva in gran parte dalla navicella spaziale sviluppata in precedenza. La piattaforma si basa sulla serie STAR-2 utilizzata dai satelliti per telecomunicazioni geostazionari di Orbital Sciences Corporation mentre l' avionica è in gran parte derivata da quella serie leostar-2 utilizzata dallo stesso produttore per i suoi satelliti di osservazione terrestre. Propulsione principale, che è affidata a motori ionici a xeno , visualizza la marcia utilizzato con successo dalla sonda Deep Space 1 .
La struttura centrale di Dawn è un cilindro in materiale composito a base di fibra di carbonio , in cui sono alloggiati i serbatoi di xeno (450 kg di capacità) e idrazina (45 kg) utilizzati per spingere e orientare la sonda. Il cilindro centrale è racchiuso in un parallelepipedo di metri 1,64 × 1,27 × 1,776 , realizzato con pannelli di alluminio, su cui sono montati la maggior parte degli altri componenti della sonda. Dawn ha una massa secca di 725 chilogrammi e circa 1237 chilogrammi con i propellenti .
Abbreviazione | Componente | Massa (kg) | Diagramma |
---|---|---|---|
Struttura | 108 | ||
IPS | Motori a ioni | 129 | |
EPS | Pannelli solari | 204 | |
sindrome coronarica acuta | Controllo dell'orientamento | 37 | |
RCS | Booster di atteggiamento | 14 | |
TCS | Controllo termico | 44 | |
CDHS | Calcolatrici, telemetria / telecomando |
21 | |
Telecomunicazioni | 25 | ||
Cavi elettrici | 82 | ||
Zavorra | 13 | ||
Piattaforma totale | 680 | ||
FC | telecamera | 11 | |
Grande | Spettrometro gamma e neutroni | 10 | |
VIR | Spettro-imager | 24 | |
Carico utile totale | 45 | ||
Ergol | Idrazina | 45.6 | Schema della sonda Dawn : 1 - Motore ionico 2 - Sensore solare 3 - Star finder 4 - Pannello solare 5 - Antenna ad alto guadagno 6 - Antenna a basso guadagno 7 - Propulsore di assetto 8 - Giroscopio 9 - Ruota di reazione 10 - Feritoia 11 - Accesso alla batteria pannello A - strumento GRaND B - strumento FC C - strumento VIR. |
Ergol | Xeno | 425 | |
Massa totale | 1 237 |
Il sensore utilizza una versione migliorata del motore a ioni allo xeno NSTAR ( NASA Solar electric propulsion Technology Application Readiness ) che spingeva la sonda Deep Space 1 , lanciata nel 1998. Era quindi la prima volta che questo tipo di motore veniva utilizzato come propulsione principale da una sonda interplanetaria. Un motore a ioni funziona espellendo ioni ad alta velocità accelerati dal campo elettrostatico creato da una griglia caricata elettricamente. In applicazione della legge di conservazione della quantità di moto , la sonda viene accelerata all'indietro in modo proporzionale alla velocità dello xeno espulso e inversamente proporzionale alla sua massa. L'energia utilizzata per espellere lo xeno è fornita dall'elettricità prodotta dai pannelli solari. L'efficienza di questo tipo di motore è molto superiore a quella di un motore a razzo : la velocità di espulsione dello xeno è dieci volte maggiore di quella dei gas prodotti dai propellenti chimici solitamente utilizzati sulle sonde. Ma la spinta è molto bassa: su NSTAR può essere compresa tra 92 millinewton (sulla Terra una spinta di 9,2 grammi o l'equivalente del peso di un foglio di carta) per una potenza elettrica di 2,6 kilowatt e 19 millinewton per una potenza di 0,5 chilowatt.
A piena potenza, l' NSTAR consuma 3,25 milligrammi di xeno al secondo, o poco più di 300 grammi ogni 24 ore. La velocità della sonda aumenta di circa 25 km / h dopo 24 ore di accelerazione. La spinta dei motori è flessibile: un computer dedicato, che ha un rivestimento in caso di avaria, permette di variare a richiesta sia la potenza elettrica erogata che quella xeno al motore. La spinta può così essere modulata a passi di 1/124. Un trasformatore trasporta la tensione elettrica ricevuta dai quadri elettrici da 100 a 1000 volt . Per fornire l'accelerazione necessaria alla missione, il sistema di propulsione ionica (IPS: Ion Propulsion System ) deve funzionare quasi ininterrottamente, perché deve compensare la debolezza della spinta. La sonda utilizza un solo motore alla volta, ma ha tre motori per affrontare l'usura e il rischio di guasto. I tre motori sono raggruppati insieme sulla faccia posteriore della sonda, opposta alla faccia che trasporta gli strumenti scientifici. L'asse di spinta di ogni motore può essere modificato di circa tre gradi, per modificare l'orientamento della sonda, ma anche per compensare lo spostamento del baricentro durante la missione dovuto al progressivo esaurimento dello xeno immagazzinato.
I motori ionici richiedono molta energia elettrica e, a livello della cintura degli asteroidi, l'intensità della luce è notevolmente ridotta. I pannelli solari sono quindi grandi: la sonda ha due grandi ali di 18 m 2 ( 2,3 × 8,3 metri ) ciascuna composta da cinque pannelli solari ricoperti da celle fotovoltaiche InGaP / InGaAs / Ge a tripla giunzione, che forniscono 10, 3 kilowatt all'orbita terrestre, ma solo 1,3 kilowatt alla fascia degli asteroidi, alla fine della missione. Questi sono i pannelli solari più potenti che finora hanno equipaggiato una sonda spaziale. I pannelli solari di Dawn vengono piegati in una fisarmonica durante il lancio e dispiegati una volta che la sonda è in orbita; ha quindi un'apertura alare totale di 19,7 metri. I pannelli solari sono orientabili attorno al loro asse longitudinale. L'energia elettrica viene convertita dall'EPS ( sistema di alimentazione elettrica ) in corrente a 80-140 volt per i motori ionici e 22-35 volt per altre apparecchiature. L'energia elettrica viene immagazzinata in un Ni-H 2 35 ampere- ore .
Dawn ha a bordo tre strumenti scientifici: una telecamera che opera in luce visibile e nel vicino infrarosso (FC), uno spettrometro gamma e neutroni (GRaND) e uno spettrometro a luce visibile e infrarossa (VIR). Inoltre, il sistema di telecomunicazioni viene utilizzato per misurare il campo gravitazionale per effetto Doppler dalle stazioni terrestri.
Lo spettrometro gamma e neutroni GRaNDIl Los Alamos National Laboratory nel New Mexico ( USA ) fornisce lo spettrometro gamma e neutroni (GRaND: Gamma Ray and Neutron Detector ). La combinazione di spettrografi gamma e neutroni fornisce spettri per determinare l'abbondanza dei principali elementi presenti nelle rocce ( ossigeno , magnesio , alluminio , silicio , calcio , ferro e titanio ). Lo spettrometro gamma può rilevare elementi radioattivi come gli isotopi di uranio , torio e potassio . Dalle misurazioni effettuate da questi strumenti si deduce anche la presenza di vapore acqueo. GRaND è derivato dagli strumenti a bordo del Lunar Prospector e dalle sonde spaziali Mars Odyssey del 2001 . Per effettuare le sue misurazioni, GRaND analizza i neutroni e le radiazioni gamma prodotte dalle rocce nello strato superficiale (meno di un metro) sotto l'impatto di radiazioni cosmiche di altissima energia.
La telecamera FCLa fotocamera CF ( Framing Camera ), che opera nella luce visibile e nel vicino infrarosso, è fornita dall'Istituto Max Planck per la ricerca sul sistema solare a Katlenburg-Lindau (Germania) e dall'Istituto di ricerca planetaria annesso al German Aeronautical and Aerospace Agenzia di ricerca (DLR) con sede a Berlino . Viene utilizzato per determinare la topografia ed eseguire la mappatura degli asteroidi. Viene anche utilizzato per scopi di navigazione quando la sonda è vicino a Vesta e Cerere. Include due telecamere identiche per consentire di superare un guasto. La fotocamera FC ha una lunghezza focale di 150 millimetri e un'apertura di f / 7.9. Il sensore è un CCD a trasferimento di fotogrammi con una risoluzione di 1.024 pixel × 1.024 pixel (poco più di un megapixel ). La telecamera FC dovrebbe fornire immagini con una definizione di 12 metri per pixel in orbita bassa intorno a Vesta e 62 metri nello stesso tipo di orbita attorno a Cerere. La fotocamera può utilizzare otto filtri montati su una ruota per selezionare parte dello spettro luminoso . La fotocamera FC ha una propria elettronica che gestisce le sequenze fotografiche ed esegue le operazioni di compressione e ritaglia gli scatti secondo le istruzioni. Ciascuna delle due fotocamere dispone di una memoria di archiviazione da otto gigabyte.
Lo spettro-imager VIRLo spettrometro per immagini dello spettrometro nel visibile e nell'infrarosso (VIR) nel visibile e nell'infrarosso è fornito dall'Istituto Nazionale di Astrofisica di Roma e dall'Agenzia Spaziale Italiana . VIR deriva dallo strumento a bordo delle sonde europee Rosetta e Venus Express . Lo strumento è essenzialmente un'evoluzione dello spettrometro a sonda Cassini . VIR viene utilizzato per mappare la composizione mineralogica della superficie dei due asteroidi fornendo il contesto geologico. Lo strumento deve consentire di identificare la natura dei componenti solidi (silicati, ossidi, sali, componenti organiche, ghiaccio). L' elevata risoluzione del prospetto permette di evidenziare la diversità della superficie e la sua risoluzione spettrale dovrebbe consentire di eliminare ogni ambiguità riguardante la composizione delle rocce. Due sensori vengono utilizzati per coprire lunghezze d'onda comprese tra 0,25 e 5 micron . L'elettronica di VIR permette di comprimere le immagini ottenute e di effettuare il cropping. Lo strumento dispone di 6 gigabyte di memoria di archiviazione.
Schema dello spettrometro gamma GRaND.
La telecamera FC.
Schema della telecamera FC.
Dawn è una macchina stabilizzata su tre assi. Durante la normale navigazione il sistema di controllo dell'assetto (ACS) utilizza mirini stellari per determinare l'orientamento e la velocità della sonda e dei giroscopi per rilevare i cambiamenti di orientamento e velocità. I sensori solari (CSS: Coarse Sun Sensor ) vengono utilizzati anche per eseguire controlli più grossolani. Tutti i sensori sono raddoppiati. Durante la fase di transito, la sonda utilizza i suoi mirini stellari cinque volte al secondo per verificare l'orientamento della sonda e se necessario fa scattare una correzione di quest'ultima ed eventualmente riorienta i pannelli solari. I giroscopi, che hanno una durata limitata, sono poco utilizzati durante il transito: sono accesi per consentire un puntamento preciso degli strumenti man mano che la sonda raccoglie i suoi dati scientifici. Per correggere l'orientamento della sonda, l'ACS può utilizzare quattro ruote di reazione (una aftermarket), ruotare il motore a ioni se è in funzione o utilizzare piccoli motori a razzo che consumano gas idrazina (RCS: Reaction Control System ). Questi vengono utilizzati anche per desaturare le ruote di reazione e hanno un margine di carburante sufficiente (45 chilogrammi in tutto) per eseguire un rapido cambio di orbita, se la sonda non ha abbastanza tempo per farlo con il motore a ioni. Questi propulsori di assetto sono raggruppati in due gruppi di sei motori con una spinta unitaria di 0,9 newton . L'ACS è anche responsabile del mantenimento dell'orientamento dei pannelli solari, che possono ruotare con due gradi di libertà , in modo che siano sempre perpendicolari all'incidenza dei raggi solari.
Il Comando, Dato Handling System (CDHS), il cervello della sonda, utilizza un indurito RAD6000 radiazioni del computer con clock a 33 MHz che i programmi di piste scritti in linguaggio C e Assembly Language . Questi vengono eseguiti con il sistema operativo VxWorks . Il CDHS dispone di una memoria di massa da 8 gigabyte per l'archiviazione di dati scientifici e telemetria. Il software di bordo che controlla la sonda comprende circa 400.000 righe di codice. La sonda dispone di un computer di backup e quattro copie del software (due per computer). Il sistema monitora continuamente più di 200 parametri. Comunica con i vari componenti della sonda spaziale tramite un bus Mil-Std-1553B tranne che con lo strumento GRaND che utilizza un bus seriale RS-422. La quasi totalità delle schede elettroniche che compongono il sistema sono state sviluppate per famiglie di satelliti del produttore Orbital. Anche l'80% del codice del programma è stato scritto nell'ambito di questi progetti. Il principale sviluppo del software riguarda l'introduzione del Virtual Machine Language , un meta linguaggio utilizzato dalle sonde Mars Odyssey e Mars Reconnaissance Orbiter oltre che dal telescopio spaziale Spitzer ; questo linguaggio rende possibile inviare comandi complessi inclusi ordini condizionali alla sonda.
Il sistema di telecomunicazioni opera in banda X e può ricevere dati a una velocità compresa tra 7,8 byte al secondo e 2 kb / se trasmettere con una velocità compresa tra 10 byte al secondo e 124 kb / s . Il sistema si basa su due emettitori con una potenza di 100 watt sviluppati da JPL per le sue sonde interplanetarie. Dawn ha un'antenna parabolica fissa ad ampio guadagno ( High Gain Antenna : HGA) con raggio di 1,52 metri e tre antenne a basso guadagno (LGA) ciascuna emittente nel prolungamento di uno dei tre assi della sonda. È possibile utilizzare solo un'antenna alla volta.
Il sistema di controllo termico (TCS) utilizza mezzi sia passivi che attivi per mantenere i componenti della sonda entro un intervallo di temperatura accettabile. Le feritoie (aperture) si aprono automaticamente per rimuovere il calore in eccesso prodotto dall'elettronica o dall'azione del sole. I tubi di calore in cui circola l' ammoniaca sono utilizzati anche per lo stesso scopo. Mentre la sonda si allontana dal Sole, dobbiamo anche combattere il freddo. Quasi 150 resistenze sono installate vicino ad apparecchiature sensibili. Quando la sonda si trova nella cintura degli asteroidi, il sistema di controllo termico consuma 200 watt per mantenere una temperatura sufficiente. Ogni secondo circa un centinaio di sensori forniscono informazioni sulla temperatura delle varie apparecchiature che il software di bordo utilizza per attivare i vari meccanismi di termoregolazione.
La missione Dawn è il 9 ° Project Discovery Program NASA, che riunisce missioni di esplorazione interplanetaria che rispondono a domande scientifiche mirate e richiedono risorse abbastanza modeste da consentire lanci frequenti. Per raggiungere questo obiettivo, il costo di una missione Discovery deve essere inferiore a $ 425 milioni ($ 299 milioni nel 2001), il tempo di sviluppo non deve superare i 36 mesi, il numero di strumenti scientifici è ridotto e lo sviluppo è affidato a un unico team . La NASA ha selezionato la missione Dawn nel dicembre 2001, insieme al telescopio spaziale Kepler , tra 26 missioni scientifiche proposte. La missione si chiama Dawn (cioè "alba") perché ha lo scopo di fornire risposte sulla nascita (alba) del Sistema Solare .
La gestione del progetto Dawn è affidata al centro spaziale JPL della NASA , che è dedicato allo sviluppo di sonde interplanetarie . Questo assicura lo svolgimento del progetto e fornisce anche il sistema di propulsione ionica , parte dell'impianto elettrico e del sistema di telecomunicazioni. La società Orbital Sciences viene scelta per costruire la navicella, integrare componenti forniti da altri partecipanti per eseguire i test e garantire il lancio. La sonda trasporta tre strumenti scientifici, tra cui lo spettrometro VIR fornito dall'Italia e la telecamera FC fornita dalla Germania .
Il progetto è iniziato ufficialmente nel settembre 2001 ei partecipanti (industriali, team europei, JPL) sono entrati in una fase pienamente attiva nel gennaio 2002. Durante la fase preparatoria della prima revisione ( Preliminary Design Review : PDR), si è deciso di aggiungere un quinto pannello solare su ciascuna ala della sonda per avere più potenza quando Dawn è vicino a Cerere, situato a 2,9 unità astronomiche dal Sole. Per aumentare il margine finanziario del progetto, il team decide anche di sostituire il pesante lanciatore Delta II con una versione standard.
Tra il dicembre 2003 e il gennaio 2004, il telescopio Hubble è stato utilizzato per una campagna di osservazione di Cerere. Le 267 immagini ottenute utilizzando la telecamera ad alta risoluzione permettono di chiarire alcune caratteristiche del pianeta nano: il suo corpo è praticamente una sfera perfetta, ma il suo diametro all'equatore è maggiore che a livello dei poli. Le simulazioni al computer indicano che Cerere ha un nucleo denso e una crosta superficiale composta da rocce leggere. Gli astronomi ritengono che il ghiaccio potrebbe essere sepolto sotto la superficie, perché la densità di Cerere è inferiore a quella della crosta terrestre e perché l'analisi spettroscopica della superficie indica minerali ricchi di acqua. Stimano che Cerere sia costituito da un quarto d'acqua.
Nel febbraio 2004, dopo aver superato la revisione preliminare, il progetto è entrato nella fase realizzativa. Per rispondere a un'istruzione generale per ridurre il rischio di sforamenti di budget, aumento della massa, consumo di elettricità e ritardi nella pianificazione, vengono modificate diverse caratteristiche della missione e della sonda. Il margine sul consumo di energia elettrica viene portato al 15%, aumentando la superficie dei pannelli solari per poter soddisfare esigenze impreviste. Viene introdotto un margine del 25% sul costo. Per raggiungere questo obiettivo, la durata della permanenza in orbita attorno agli asteroidi si riduce, da undici mesi a sette mesi per Vesta e cinque mesi per Cerere. Vengono soppressi due dei cinque strumenti scientifici: l' altimetro laser, abbandonato ancor prima della revisione preliminare, e il magnetometro , sebbene la sua presenza avrebbe potuto consentire di analizzare il campo magnetico residuo di Vesta e di rilevare la presenza di acqua liquida sotto la crosta superficiale di Cerere.
A giugno, la Critical Design Review è stata approvata senza intoppi e la sonda è entrata nella fase di produzione. A gennaio inizia l'assemblaggio della sonda presso il produttore Orbital Sciences. Vengono eseguiti i test ambientali e termici dei pannelli solari e sviluppati i banchi prova dei sistemi di controllo. Gli strumenti scientifici vengono consegnati tra aprile e luglio 2005.
Il progetto Dawn era già stato cancellato per la prima volta, nel dicembre 2003, prima di essere riattivato nel febbraio 2004. Ma nel settembre 2005 i responsabili del progetto hanno annunciato ai vertici della NASA che il budget stanziato per la realizzazione del Dawn non sarà ... non abbastanza, e chiedi una busta aggiuntiva di $ 40 milioni. Il lancio della sonda è stato posticipato dal 2006 al 2007, per ripartire la spesa e tenere conto dei ritardi del progetto. Lo staff della NASA ha reagito chiedendo il congelamento del progetto nell'ottobre 2005 e avviando un audit . Gli esperti indipendenti consegnano il loro rapporto nel gennaio 2006; e evidenziano una cattiva gestione del progetto, ma concludono che può essere completato, con un anno di ritardo ea condizione di iniettare $ 73 milioni, portando il costo totale a $ 446 milioni. Vengono evidenziati due problemi tecnici: due esempi di serbatoio contenente lo xeno e realizzato con lamine ultrasottili di titanio rivestite con composito di carbonio fallito clamorosamente durante le prove di pressurizzazione, e un relè dell'elettronica di potenza associato al motore ionico è stato vittima anche di un guasto al banco di prova . Il 3 marzo, il capo del programma di missioni interplanetarie della NASA ha chiamato il responsabile scientifico della missione ( Principal Investigator : PI) per annunciare l'annullamento della missione. La decisione solleva le proteste degli scienziati coinvolti nel progetto, che ottengono la riconsiderazione della decisione. Gli ingegneri del progetto propongono di ridurre la pressione nel serbatoio xeno, limitando la quantità a bordo a 425 kg invece dei 450 kg previsti, riducendo il margine disponibile, e di effettuare una campagna dedicata per validare il funzionamento del elettronica associata al motore ionico. Da parte sua, Orbital Sciences, il produttore della sonda, ha fatto appello alla decisione e si è offerta di costruire Dawn a prezzo di costo, per acquisire esperienza nella costruzione di questo tipo di macchina. Infine, il 27 marzo 2006 la NASA ha annunciato che la missione era stata riattivata.
Il lancio è previsto per il 7 luglio 2007. Durante la fase di assemblaggio della sonda sul suo lanciatore a fine giugno, la parte posteriore di un pannello solare è stata accidentalmente danneggiata da uno strumento ma è stata rapidamente eseguita una riparazione. A seguito di ritardi dovuti a condizioni meteorologiche avverse, il lancio della sonda spaziale è rinviato a settembre. In effetti, la sonda Martian Phoenix ora ha la priorità perché deve essere lanciata durante l'estate; tuttavia, la sua piattaforma di lancio si trova a meno di 200 metri da Dawn's , il che vieta temporaneamente l'uso della piattaforma di lancio di Dawn . Per ridurre le conseguenze finanziarie dell'esplosione di un lanciatore Phoenix, la sonda Dawn viene messa via.
Il razzo vettore Delta II tipo 7925H-9.5 è stato finalmente lanciato il 27 settembre 2007. Il primo stadio si è spento 4 minuti e 23 secondi dopo lo sparo quando si trovava a 130 km sul livello del mare e la sua velocità era di 6,3 km / s . La carenatura viene espulsa ad un'altitudine di 135 km . Il secondo stadio viene fermato per la prima volta 8 minuti e 58 secondi dopo il lancio dopo aver posizionato la sonda in un'orbita terrestre bassa. Pochi minuti dopo la seconda fase viene riaccesa per più di due minuti. Quando si ferma, vengono lanciati quattro piccoli razzi per impartire una rotazione di 50 giri al minuto al lanciatore e al suo carico utile; il terzo stadio infatti non ha un sistema di correzione dell'orientamento e quest'ultimo è mantenuto da un effetto giroscopico. Il terzo stadio viene quindi acceso e consente alla sonda di raggiungere una velocità di 11,43 km / s superando la velocità di rilascio e permettendole così di sfuggire all'attrazione terrestre. La velocità di rotazione stampata dal secondo stadio viene annullata in due tempi. Viene svolto e rilasciato uno yo-yo , composto da due cavi di 12,15 metri al termine dei quali si trova una massa di 1,44 kg formata da una combinazione di tungsteno e alluminio ; conservando la quantità di moto, stampa una velocità di rotazione inversa ridotta a tre giri al minuto; lo xeno immagazzinato in fase supercritica che continua a ruotare all'interno della vasca in senso contrario finisce per annullare la velocità residua dopo poco più di otto minuti. Se ciò si fosse rivelato necessario, il sistema di controllo dell'assetto avrebbe utilizzato i motori a idrazina per stabilizzare completamente la sonda e guidarla nella configurazione prevista. Dopo essere stati sbloccati, i pannelli solari vengono dispiegati utilizzando le molle in circa quindici minuti.
Il lanciatore Delta II ha posizionato Dawn in un'orbita ellittica di 1 UA per 1,62 UA con una leggera inclinazione rispetto al piano dell'eclittica (0,6 °). Il margine disponibile consente alla sonda di raggiungere il target se la durata del suo guasto alla propulsione è inferiore o uguale a 28 giorni. La traiettoria è calcolata per consentire un'interruzione della propulsione di 8 ore settimanali dedicate allo scambio di dati con le stazioni di terra e ad altre attività. A causa delle specificità della propulsione ionica, la finestra di lancio è stata molto ampia poiché si è estesa da maggio 2006 a settembre 2007 senza alcun cambiamento significativo nelle date di arrivo.
Il transito a Vesta inizia con una fase di due mesi durante la quale viene verificato il funzionamento della propulsione ionica, dei sistemi di controllo dell'assetto e delle telecomunicazioni e viene calibrata la strumentazione scientifica. Le fasi propulsive continue vengono eseguite a diversi livelli di potenza. Tutti i test si sono conclusi a metà dicembre 2007 senza rivelare alcun problema operativo di rilievo. Una nuova versione del software di bordo, che corregge le anomalie rilevate, viene scaricata sul computer di bordo al termine della fase di test.
Durante il suo transito attraverso la cintura degli asteroidi, Dawn , a turno, usa i suoi motori ionici per distribuire l'usura. Il motore n ° 3 ed è utilizzato da ottobre 2007 a giugno 2008, n ° 1 subentra fino a gennaio 2010, n ° 2 è stato poi rilanciato accelerando la sonda di 2,2 km / se consumando 79 kg di xeno fino a dicembre 2010; da quella data Dawn è stata spinta dal n ° 3.
Dopo aver percorso più di 900 milioni di chilometri, Dawn che ha praticamente completato un'orbita attorno al Sole utilizza l' assistenza gravitazionale del pianeta Marte per migliorare la sua traiettoria. Mentre sorvola Marte a un'altitudine di 542 km il 17 febbraio 2009, la sonda solleva l'afelio della sua orbita da 1,69 UA a 1,87 UA e cambia l'angolo del piano della sua orbita di 5,2 °, avvicinandosi così all'orbita di Vesta. Per eseguire la stessa manovra con il suo unico motore, la sonda avrebbe dovuto cambiare la sua velocità di 2,6 km / s . Due bug successivi nel software, innescati dalla prevista cecità del cercatore stellare abbagliato dalla luminosità di Marte, fanno passare la sonda in modalità sicura senza conseguenze per il resto della missione.
A metà del 2009, dopo lunghe analisi del comportamento della sonda, il team del progetto ha concluso che il sistema di propulsione si è comportato meglio del previsto, in particolare che i pannelli solari sono più efficienti, risparmiando sei settimane sulla data di arrivo. A Vesta, e sei settimane di transito tra Vesta e Cerere. In combinazione con altri fattori, il guadagno di potenza consente di estendere la permanenza in orbita di Vesta a dodici mesi invece dei nove inizialmente previsti. Il 13 novembre 2009, la sonda ha raggiunto la fascia degli asteroidi. Sebbene contenga un gran numero di asteroidi, più di un milione dei quali hanno un diametro di oltre un chilometro, la probabilità che la sonda ne colpisca uno è molto bassa, perché questi oggetti sono molto distanti tra loro. Inoltre, il vettore di velocità della sonda è vicino a quello degli asteroidi, il che riduce ulteriormente il rischio di collisione.
A maggio 2010, a causa della crescente distanza tra la sonda e il Sole, l'energia prodotta dai pannelli solari non è più sufficiente per alimentare i sistemi di Dawn utilizzando il 100% della spinta del motore a ioni. Per continuare ad alimentare il motore alla massima spinta, i ponti radio, fino ad allora continui, vengono sostituiti da turni programmati due volte la settimana. Il 5 giugno 2010, Dawn ha stabilito un nuovo record tra le sonde interplanetarie, con un'accelerazione cumulativa dal suo lancio di oltre 4,4 km / s grazie al suo motore a ioni. La precedente detentrice del record era la sonda Deep Space 1 , anch'essa dotata di un motore di questo tipo. Il 17 giugno vengono rilevati segni anomali di attrito sulla ruota di reazione n . 4, che deve essere fermata. Nonostante diversi tentativi successivi, non è stato possibile ripristinare il funzionamento della ruota di reazione. Con tre ruote in funzione, la sonda non ha più scorta, e si decide ad agosto, al fine di conservarle per le fasi di studio degli asteroidi, di fermarle e di controllare l'orientamento della sonda con i motori accesi con idrazina Dal 23 agosto, poco più di un mese dopo la data prevista, quando la sonda è a 2,02 AU dal Sole, la diminuzione del soleggiamento impone alla sonda di ridurre la spinta richiesta dal motore ionico. Poco prima di questo evento, grazie ai fulmini causati dal consumo del suo carburante, la sonda ha raggiunto il suo picco di accelerazione, con 7,6 metri al secondo guadagnati in una giornata.
Datato | Perielio | Afelia |
Inclinazione / piano dell'eclittica |
Accelerazione cumulativa ( km / s ) |
Xenon consumato ( kg ) |
Giorni di propulsione | Nota |
---|---|---|---|---|---|---|---|
27/9/2007 | 1 AU | 1,62 AU | 0,6 ° | 0 | 0 | 0 | Orbita al lancio |
27/9/2008 | 1,21 AU | 1,68 AU | 1,4 ° | 1.68 | 67 | 253 | |
27/9/2009 | 1,42 AU | 1,87 AU | 6,2 ° | 2.62 | 103 | 389 | |
27/9/2010 | 1,89 AU | 2.13 AU | 6,8 ° | 5.01 | 189 | 715 | |
2/8/2011 | 2.15 AU | 2,57 AU | 7,1 ° | 6.8 | 252 | 970 | L'orbita di Vesta |
27/9/2012 | 2.17 AU | 2,57 AU | 7,3 ° | 7.14 | 267 | 1060 | |
27/9/2013 | 2.44 AU | 2.98 AU | 8,7 ° | 8.7 | 318 | 1410 | |
febbraio 2015 | 2,54 AU | AU 2.99 | 10,6 ° | Orbita di Cerere | |||
AU = unità astronomica = distanza dalla Terra al Sole. |
Nel maggio 2011 Dawn , ormai a soli 1,21 milioni di chilometri da Vesta, ha iniziato la fase di avvicinamento, durante la quale è stata richiesta una navigazione molto più precisa. Le ruote di reazione vengono rimesse in servizio: consentono di controllare in modo più efficace, e senza l'utilizzo di idrazina, l'orientamento della sonda. Tuttavia, il puntamento degli strumenti richiederà di cambiare frequentemente l'orientamento della sonda. Durante la fase di avvicinamento, "Dawn" esegue la navigazione ottica, che si basa sulle foto scattate utilizzando la telecamera scientifica FC. Le immagini vengono poi interpretate dal team della missione terrestre per correggere la traiettoria. Queste immagini consentono anche di identificare i punti notevoli sulla superficie dell'asteroide, e di studiarne l'ambiente, per individuare possibili piccole lune che sarebbero in orbita attorno al corpo celeste. Mentre le sonde di solito orbitano attorno al pianeta bersaglio di un'improvvisa decelerazione, Dawn , a causa del suo modo di propulsione, allinea gradualmente la sua orbita con quella di Vesta, come parte di una manovra iniziata molto tempo prima. L'avvicinamento avviene a basse velocità relative: la sonda sta avanzando di soli 0,37 km / s rispetto a Vesta, e questa velocità diminuisce costantemente mentre la sua orbita è quasi allineata a quella dell'asteroide. Il 27 giugno, uno dei due computer che controllano le valvole di alimentazione del carburante dei motori 1 e 3 non è stato più in grado di aprirli. La spiegazione più probabile è che uno dei suoi circuiti elettronici sia stato colpito da un raggio cosmico . In attesa di determinare se può essere riavviato, viene attivato il secondo computer che controlla l'alimentazione ai motori 2 e 3, e la propulsione viene riattivata. Il 15 luglio 2011, dopo aver percorso 2,8 miliardi di chilometri dal suo lancio, e quando la sua velocità relativa e la distanza da Vesta sono scese rispettivamente a 111 km / he 16.000 km , la sonda è entrata nell'influenza gravitazionale dell'asteroide e ha iniziato a manovrare per posizione sulla sua prima orbita di lavoro intorno a Vesta. La misura degli spostamenti della sonda ha permesso di ottenere una stima precisa della massa di Vesta. Questa, dopo il calcolo, viene rivista da 262 a 259 milioni di miliardi di tonnellate. L'errore di stima degli astronomi , intorno all'1%, era notevolmente basso, data la distanza di Vesta e le dimensioni relativamente ridotte.
Una delle prime immagini di Vesta ottenute il 7 luglio quando la sonda si trova a 41.000 km dall'asteroide.
Foto scattata il 17 luglio a 15.000 km . 1 pixel = 1,5 km .
Dawn , che orbita intorno a Vesta il 16 luglio 2011, partirà nell'agosto 2012 per dirigersi verso Cerere . Nel frattempo, la sonda verrà posizionata successivamente in tre orbite sempre più ravvicinate, per studiare il protopianeta. Sono tutte orbite polari che forniscono buoni angoli di visione per gli strumenti e prevengono le eclissi durante le quali il satellite deve sopravvivere con le sue batterie.
La fase di riconoscimentoL'11 agosto la sonda ha raggiunto la sua orbita di rilevamento, situata a un'altitudine di 2.700 km , da dove dovrà condurre una prima campagna di osservazione scientifica. Questa orbita è abbastanza alta da consentire agli strumenti della sonda di avere una panoramica dell'asteroide. L'alba circola in un'orbita polare con una periodicità di 69 ore. Vesta effettua un giro completo su se stesso in 5 ore e 20 minuti, il che rende più facile fotografare la parte illuminata della stella, e permette di disegnare una mappa a colori in luce visibile , ultravioletta e infrarossa , con una definizione di 250 metri per pixel . Tuttavia, l'emisfero settentrionale di Vesta non è completamente illuminato perché è la stagione invernale: le latitudini sopra i 52 ° sono immerse nell'oscurità. Dawn completa sei orbite (17 giorni) a questa altitudine. Durante metà della sua orbita, la sonda punta i suoi strumenti verso il protopianeta. Durante il resto dell'orbita, quando si trova di fronte alla parte non illuminata di Vesta, si riorienta per puntare la sua antenna principale verso la Terra e trasferisce i dati raccolti.
Nonostante gli incidenti che impediscono qualsiasi utilizzo dello strumento VIR durante la prima e la terza orbita, gli obiettivi sono ampiamente raggiunti: la fotocamera è stata in grado di fotografare tutta la parte illuminata (si prevedeva una copertura del 66%) e VIR è riuscita a raggiungerne 13 000 immagini spettrali (obiettivo 5000). Le prime osservazioni ravvicinate hanno permesso di studiare più da vicino il rilievo particolarmente marcato del Polo Sud, che è una delle montagne più alte del Sistema Solare. Una delle particolarità di Vesta è la grande diversità dei materiali presenti sulla superficie, in particolare attorno ai crateri. La morfologia di Vesta è molto più caotica di quella della maggior parte degli asteroidi. Molte aree dell'emisfero meridionale risalgono a 1 o 2 miliardi di anni fa e sono molto più giovani delle terre dell'emisfero settentrionale.
La prima fase di studio in orbita alta (HAMO1)Dopo aver modificato la sua velocità di 65 m / s descrivendo una lenta spirale discendente tra il 31 agosto e il 18 settembre, la sonda si è unita a un'orbita polare nota come HAMO ( High Altitude Mapping Orbit ). In questa orbita, situata a un'altitudine di 660 km , la sonda viaggia a una velocità di 135 m / se descrive un'orbita in 12,3 ore. Durante questa fase Dawn esegue sei cicli di dieci orbite, durante i quali vengono riprese le immagini con FC e altre indagini scientifiche con VIR. Ogni ciclo consente di mappare completamente il protopianeta. Le immagini sono riprese sia in verticale che in diagonale, per permettere di ricostituire vedute in rilievo. Circa 7.000 foto e 15.000 immagini spettrali sono state scattate dagli strumenti di Dawn durante questa fase, che terminerà il 2 novembre 2011.
La fase di studio dell'orbita bassa (LAMO)La sonda scende in un'orbita polare bassa di 180 km , nota come LAMO ( Low Altitude Mapping Orbit ), descrivendo le spirali per otto settimane. Dawn trascorrerà due mesi in questa orbita, eseguendo un giro completo di Vesta ogni quattro ore. Immagini di dettaglio sono prese con FC e VIR, ma questa fase è principalmente dedicata alle letture dello spettrometro gamma e neutroni GRaND. Le misure effettuate con GRaND richiedono lunghi tempi di esposizione, durante i quali la sonda deve mantenere lo strumento fermo rispetto al target, e neutralizzare lo scrolling generato dal movimento orbitale. Questa fase viene utilizzata anche per misurare il campo di gravità dalla Terra, valutando le modifiche dell'orbita seguite dalla sonda grazie allo shift Doppler delle emissioni radio emesse da questa.
A metà dicembre 2011, Dawn ha completato le manovre che l'hanno collocata in un'orbita bassa (210 km ). Il soggiorno in orbita attorno a Vesta è prorogato di 40 giorni rispetto a quanto programmato, consentendo più tempo per l'osservazione in orbita terrestre bassa (fino al 1 ° maggio) e orbita alta (fino al 26 agosto).
La seconda fase di studio in orbita alta (HAMO2)La sonda inizia a lasciare l'orbita bassa 1 ° maggio 2012, per raggiungere per la seconda volta l'orbita alta a 680 km , e inizia una seconda campagna di mappatura della superficie del pianeta. Ci riesce5 giugno 2012e inizia a scattare immagini dal 15 giugno, dopo che sono state apportate le regolazioni dell'orbita. Vesta, il cui asse è inclinato, ha stagioni e parti delle aree polari di Vesta sono illuminate, mentre non lo erano durante la prima campagna di mappatura HAMO1. Vengono eseguite sei mappe complete di Vesta con diversi angoli di visuale, che dovrebbero consentire di ricostruire una mappa tridimensionale dell'asteroide.
Il 25 luglio 2012, la fase HAMO2 termina e la sonda inizia a utilizzare continuamente i suoi motori per guadagnare quota e sfuggire all'attrazione di Vesta. Si prevede quindi che la sonda interrompa più volte la sua propulsione durante la risalita, per puntare i suoi strumenti verso il protopianeta . Ma il 10 agosto 2012, una delle ruote di reazione ha riscontrato problemi operativi. La sonda ha già perso in precedenza una delle sue ruote, anch'essa vittima di un attacco che si è rivelato permanente. Con una nuova ruota di reazione ferma, la sonda ha solo due ruote per controllare il suo orientamento, il che non è sufficiente anche se il software di bordo è stato recentemente modificato per utilizzare le ruote in questa configurazione. Il team del progetto attiva i motori di controllo dell'assetto che funzionano con idrazina . Questo cambiamento doveva avvenire molto più tardi dopo l'ultima osservazione di Vesta (ognuna di esse richiedeva un riorientamento della sonda, e quindi richiedeva l'intervento di controllo dell'atteggiamento). Per risparmiare idrazina, il numero di osservazioni viene ridotto senza influire sugli obiettivi scientifici. Gli strumenti sono stati rivolti per l'ultima volta verso Vesta il 25 e 26 agosto 2012, mentre la sonda si trovava a quota 6000 km ; beneficiano di una migliore illuminazione delle aree del polo nord, perché l'equinozio di primavera dell'emisfero settentrionale si è svolto il 20 agosto 2012. 4 settembre 2012, con dieci giorni di ritardo a causa del tempo impiegato per analizzare l'incidente della ruota di reazione, e mentre la sonda è a 17.200 km di distanza , la sonda sfugge all'attrazione di Vesta e inizia ad allontanarsi ad una velocità molto moderata di 120 km / h . Inizia una nuova spirale attorno al Sole, allontanandosi gradualmente da esso per raggiungere il suo secondo obiettivo, Cerere .
Il 11 settembre 2014un raggio cosmico colpisce l'elettronica particolarmente delicata che gestisce le valvole che controllano l'alimentazione dei motori ionici con xeno. Lo sviluppo di una soluzione consente di riavviare la propulsione solo dopo 5 giorni. Questo incidente, a una distanza relativamente breve da Cerere, impone un percorso di avvicinamento completamente diverso da quello pianificato. L'alba deve essere catturata dal campo gravitazionale di Cerere il 6 marzo 2015: dopo essersi avvicinata a meno di 38.000 km dal pianeta, Dawn si sposterà fino a 75.000 km il 18 marzo, per poi lasciare riconciliare nuovamente da quella data. Durante questa fase la propulsione, costantemente accesa, ridurrà gradualmente l'orbita. Infine, il 23 aprile, la sonda spaziale dovrà essere collocata in un'orbita polare circolare stabile (periodo di 15 giorni) chiamata RC3 e situata ad un'altitudine di 13.500 km . In questa orbita, gli strumenti della sonda spaziale effettuano un primo studio di Cerere, durante il quale devono essere scattate foto in luce visibile e infrarossi della superficie, per determinare la composizione del pianeta nano. L'altitudine dovrebbe quindi essere abbassata per osservazioni più dettagliate. Le orbite situate ad altitudini inferiori sono state scelte per ottimizzare la raccolta dei dati. Dawn deve completare la sua missione posizionandosi in orbita bassa attorno a Cerere.
Le prime immagini dettagliate di Cerere sono state scattate da Dawn a dicembre 2014. A partire dal 13 gennaio 2015, le immagini scattate a una distanza di 383.000 km hanno una risoluzione quasi equivalente alle foto scattate dal telescopio spaziale Hubble . Le foto restituite il 19 febbraio (Cerere è largo circa 210 pixel) ci permettono di iniziare a distinguere le strutture geologiche, ed in particolare le forme dei crateri. Diversi punti luminosi situati al centro di alcuni di questi crateri potrebbero corrispondere al ghiaccio nudo (Cerere è molto scuro e le foto sono intenzionalmente sovraesposte, il che trasforma un bianco sporco in un'area sovraesposta). Un evento vulcanico potrebbe essere all'origine di questo fenomeno, ma è più ragionevole supporre che sia stato l'impatto che ha formato il cratere che ha esposto il ghiaccio. La foto scattata mostra anche un cratere molto grande con un fondo particolarmente piatto e poco profondo, bordi appena segnati, nessun picco centrale e contenente solo piccoli crateri, che normalmente riflette l'età recente. Queste caratteristiche sono difficili da spiegare perché sono relativamente incompatibili.
NPhase | Date di inizio e fine | Altitudine | Orbital periodo |
Risoluzione m. o km / pixel |
|
---|---|---|---|---|---|
RC3 | 23 aprile 2015-9 maggio 2015 | 13.500 km | 15 giorni | 1.3 km | |
Studia | 6-30 giugno 2015 | 4.400 km | 3,1 giorni | 0.41 km | |
HAMO | 17 agosto - 23 ottobre 2015 | 1.450 km | 19 ore | 140 m | |
LAMO / XMO1 | 16 dicembre 2015 - 2 settembre 2016 | 375 km | 5,5 ore | 35 m | |
XMO2 | 5 ottobre 2016-4 novembre 2016 | 1.480 km | 19 ore | 35 m | |
XMO3 | 5 dicembre 2016-22 febbraio 2017 | 1.670 km -9.350 km | 8 giorni | 140 m | |
XMO4 | 22 aprile - 22 giugno 2017 | 13.830 km -52.800 km | 29 giorni | 0.9 km | |
XMO5 | 30 giugno 2017-16 aprile 2018 | 4.400 km -39.100 km | 30 giorni | ||
XMO6 | 14 maggio - 31 maggio 2018 | 440 km -4,700 km | 37 ore | Animazione che mostra le orbite di Dawn attorno a Cerere tra il 1 febbraio 2015 e il 6 ottobre 2018.
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XMO7 | 6 giugno - 30 ottobre 2018 | 35-4000 km | 27,2 ore |
Il 19 ottobre 2017, La NASA annuncia una seconda espansione della missione per la sonda Dawn . Durante questa fase finale, che dovrebbe durare fino alla seconda metà del 2018, la sonda si avvicinerà al pianeta nano come mai prima d'ora, appena 200 chilometri sul livello del mare. Una priorità di questa estensione sarà raccogliere dati con lo spettrometro di raggi gamma e neutroni, che misura il numero e l'energia dei raggi gamma e dei neutroni. Queste informazioni verranno utilizzate per comprendere la composizione dello strato superiore di Cerere e per determinare quanto sia ricco di ghiaccio. La sonda acquisirà anche immagini in luce visibile della superficie di Cerere ed eseguirà anche misurazioni spettroscopiche nel visibile e nell'infrarosso. Dawn studierà Cerere in particolare durante il suo passaggio attraverso la perielia , cioè il punto della sua orbita più vicino al Sole, nell'aprile 2018. Le osservazioni di Dawn , integrate da osservazioni dalla Terra, cercheranno in particolare di valutare se l' atmosfera fine di il vapore acqueo di Cerere aumenta in quel momento.
Inizialmente era previsto che Dawn sarebbe rimasta per sempre un satellite di Cerere una volta completata la missione, data la grande stabilità della sua orbita. Un sorvolo dell'asteroide (2) Pallade dopo la fine dello studio di Cerere era stato considerato, ma mai preso seriamente in considerazione: l' alba non avrebbe potuto mettere in orbita attorno a Pallade, a causa della grande inclinazione dell'orbita di Pallade rispetto a quella di Cerere. Un'altra opzione consistente nell'atterraggio della sonda spaziale sulla superficie di Cerere è stata esclusa, perché la sterilizzazione della sonda spaziale non è sufficientemente approfondita (rischio di contaminazione biologica). All'inizio del 2016, il team scientifico di Dawn ha proposto che, al termine della missione conclusasi nell'estate del 2016, la sonda spaziale venisse inviata su un altro asteroide. Tuttavia, tenendo conto della piccola quantità di xeno rimanente, l'elenco dei potenziali obiettivi era limitato. Da questo punto di vista, viene considerato il volo su Adeona . Infine, all'inizio di luglio 2016, il consiglio scientifico della NASA avendo valutato il contributo di questa opzione rispetto al proseguimento delle osservazioni in corso, l'agenzia spaziale decide che la sonda spaziale continuerà le sue osservazioni nella sua orbita attorno a Cerere.
Il team del progetto opta per un'orbita finale fortemente ellittica con un passaggio a un'altitudine molto bassa sopra la superficie (35 chilometri o 10 volte più vicino di tutte le orbite precedenti) e con un apogeo a 4000 chilometri. Il primo passaggio a questa quota avviene il 9 giugno. La sonda spaziale percorre questa orbita circa una volta al giorno. Questa orbita richiede molte più manovre rispetto al passato e quindi propellenti.
La missione termina il 31 ottobre 2018 a seguito dell'esaurimento dell'idrazina che consente ai motori della sonda spaziale di puntare pannelli solari, strumenti e antenne di comunicazione verso la Terra. La scelta è stata fatta di non far schiantare la sonda spaziale al termine della missione per non contaminare l'asteroide con microrganismi provenienti dalla Terra. In effetti, gli scienziati vogliono essere sicuri di non interrompere la chimica potenzialmente complessa di Cerere, e il pianeta nano è stato inserito nella categoria III di protezione planetaria che impone determinate disposizioni. La sonda spaziale dovrebbe quindi rimanere in orbita per almeno 20 anni e gli ingegneri sono quasi certi (99%) che la sonda spaziale non si schianterà al suolo di Cerere per 50 anni. Il periodo di 20 anni non è sufficiente per debellare tutti i microrganismi terrestri ma consente di considerare prima di questo periodo l'invio di una nuova missione per studiare i processi chimici in atto sulla superficie di Cerere.
Video realizzato da diverse foto di Cerere scattate il 4 febbraio 2015.
Ceres (4 febbraio 2015).
Ceres (4 febbraio 2015).
Ceres (4 febbraio 2015).
A partire dal 2016 Dawn ha raccolto tutti i dati necessari per adempiere agli obiettivi della missione relativi a Dawn. I suoi strumenti hanno permesso di determinarne la forma, la densità media, la morfologia della sua superficie, la sua composizione mineralogica , gli elementi chimici con una risoluzione spaziale superiore ai valori fissati.
Le immagini fornite dalla telecamera di Dawn mostrano numerosi crateri sparsi su una superficie generalmente omogenea con "punti luce". Questi sono depositi di carbonati e altri sali. La superficie si è rivelata relativamente complessa, con una sovrapposizione di terreno giovane e vecchio. Numerosi indizi, come la quantità di idrogeno misurata, l'identificazione diretta e la traccia dei flussi, mostrano che il ghiaccio è abbondante alle alte latitudini. Ma la presenza di grandi crateri (fino a 300 chilometri di diametro) fa valere una crosta più solida del ghiaccio, dominata da sali idrati, rocce e clarate (molecole di gas intrappolate in molecole più solide del ghiaccio).
Le misurazioni del campo gravitazionale e lo studio delle formazioni superficiali indicano che la densità interna di Cerere aumenta man mano che ci si avvicina al centro del pianeta nano. Ciò indica che Cerere è un pianeta differenziato con un nucleo denso composto principalmente da rocce, un mantello ricco d'acqua. Questa caratteristica distingue Cerere dagli altri asteroidi.
L'ammoniaca è stata rilevata sulla superficie di Cerere. Questa scoperta suggerisce che i materiali che compongono Cerere, o Cerere stessa, si siano formati nella parte esterna del Sistema Solare e conferma l'ipotesi che abbia subito uno o più cambiamenti significativi prima di adottare la sua configurazione attuale.
Lo spettrometro infrarosso Dawn ha individuato l'origine dei punti luminosi visibili nella regione del cratere Occator . Sono formati da un accumulo di carbonato . La quantità di questo minerale presente nel sito supera qualsiasi cosa si possa trovare in formazioni simili sulla Terra. Occator è un cratere recente su scala geologica, con un'età stimata di 80 milioni di anni. La presenza di carbonati sulla Terra segnala l'esistenza di fenomeni idrotermali, il che implica la presenza di acqua calda. Il carbonato di Cerere suggerisce che l'interno dell'asteroide sia molto più caldo di quanto stimato dagli scienziati. Questi sono ormai certi che l'acqua liquida era presente sotto la superficie nel recente passato su scala geologica. I sali visibili sono i resti di un oceano o sacche d'acqua che hanno raggiunto la superficie.
Lo spettrometro infrarosso Dawn indica anche la presenza di sali contenenti ammoniaca nel cratere di Occator. Argille contenenti ammoniaca sono già state rilevate in altri luoghi sulla superficie di Cerere. Questa scoperta, insieme a quella dei carbonati, supporta la tesi secondo la quale Cerere si sarebbe formato nella parte esterna del sistema solare, verso l'orbita di Nettuno, e che la sua orbita si sarebbe poi spostata verso la parte interna del sistema solare. Tuttavia, lo studio della superficie di Cerere sembra contraddire questa ipotesi. Infatti, i crateri che hanno più di 2 km di profondità e che sono stati formati da un impatto avvenuto diversi miliardi di anni fa, non mostrano alcun segno di deformazione. Se la superficie fosse interamente ghiacciata, questo tipo di sollievo dovrebbe essere sbiadito durante i periodi di riscaldamento e raffreddamento. Secondo lo studio effettuato, lo strato esterno della superficie non contiene più del 30-40% di ghiaccio, il resto è costituito da rocce e minerali. Questa costituzione rocciosa della superficie è comune tra i corpi che si sono formati vicino al Sole, e quindi contraddice le conclusioni tratte dalla presenza di minerali.
Mappa a colori di Cerere (luglio 2015). |
Carta topografica di Cerere - emisferi occidentale e orientale (luglio 2015). |
Vista scattata il 14 aprile da una distanza di 22.000 km .
Vista scattata il 16 maggio da una distanza di 7.200 km .
Vista scattata il 22 maggio da una distanza di 5.100 km .
Primo piano con contesto ripreso il 23 maggio 2015 a 5.100 km .
Primo piano ripreso il 23 maggio 2015 a 5.100 km .
Volo sopra la superficie di Cerere. I rilievi sono amplificati.
Montaggio che mostra i principali crateri e rilievi di Cerere.
Gli strumenti di Dawn hanno scattato, durante il soggiorno di un anno in orbita attorno a Vesta, circa 31.000 foto della sua superficie, 20 milioni di spettri in luce visibile e infrarossa e hanno dedicato migliaia di ore alla realizzazione di spettri di neutroni e radiazioni gamma , nonché a misurazioni. della gravità di questo corpo celeste. Sulla base di questi dati, è stato determinato che Vesta era molto diverso dagli altri asteroidi. La sua geologia è complessa: si tratta di un corpo differenziato che presenta un nucleo denso di nichel e ferro , il cui diametro sarebbe compreso tra 214 e 226 km (il diametro di Vesta è 530 km ), un mantello e una crosta . Per il responsabile scientifico della missione, Vesta ha caratteristiche molto vicine a quelle di un pianeta. Questa affiliazione è rafforzata dalla scoperta di meteoriti terrestri provenienti da Vesta, che presentano indizi che dimostrano l'esistenza di un forte campo magnetico presente 3,6 miliardi di anni fa: c'era quindi in quel momento un nucleo metallico liquido capace di generarlo. Potrebbero esserci ancora tracce di questo campo magnetico oggi.
I due emisferi sembrano molto diversi. L'emisfero settentrionale di Vesta è costellato di crateri da impatto , che tracciano una permanenza irrequieta di 4,5 miliardi di anni nella fascia degli asteroidi. L'emisfero meridionale è stato completamente rimodellato da un enorme impatto, avvenuto almeno due miliardi di anni fa, e da una seconda collisione ancora più grande avvenuta circa un miliardo di anni fa. Questi due eventi hanno scolpito i bacini Veneneia (400 km di diametro) e Rheasilvia (500 km ). Al centro del più grande di questi bacini si trova una vetta alta il doppio dell'Everest . L'impatto è stato così grave che ha quasi distrutto Vesta e ha lasciato una vasta rete di enormi depressioni vicino all'equatore, lunghe diverse centinaia di chilometri e larghe 15 km . Questi impatti hanno provocato l'espulsione di una grande quantità di roccia nello spazio, alcune delle quali da allora sono ricadute sulla Terra. Sorprendentemente, mentre sulla Terra sono stati trovati solo pochi meteoriti della Luna e di Marte, il numero di meteoriti provenienti da Vesta è molto più alto, rappresentando il 6% della roccia totale raccolta.
Vesta ha la particolarità di essere un oggetto particolarmente luminoso, l'unico asteroide nella fascia degli asteroidi visibile ad occhio nudo da un osservatore situato sulla Terra. Ciò è dovuto, secondo le osservazioni fatte da Dawn , alla presenza di aree di varia grandezza (da cento metri a 16 km di diametro) che sono due volte più luminose del resto della superficie di Vesta, e che si trovano principalmente in o vicino a crateri da impatto. Queste terre sono costituite dal materiale originale dell'asteroide, risalente a quattro miliardi di anni fa, messo a nudo dallo shock dell'impatto degli asteroidi che si sono schiantati sul suolo di Vesta. Accanto a queste superfici chiare, sono presenti zone scure che potrebbero corrispondere a resti di asteroidi che si sarebbero schiantati a bassa velocità sulla superficie, oppure a porzioni della crosta basaltica che si sarebbero sciolte a seguito di impatti più violenti.
Gli strumenti della sonda spaziale hanno permesso di determinare la composizione delle rocce in superficie, costituite principalmente da minerali ricchi di ferro e magnesio . Frane, crateri da impatto e misurazioni molto fini delle variazioni di gravità hanno permesso di identificare la composizione degli strati superficiali. È stata stabilita una mappa delle temperature superficiali: mostra che può variare da −23 ° C nei luoghi con la migliore esposizione al sole a −100 ° C nelle zone poste all'ombra. Sebbene l'asteroide sia composto per metà da ghiaccio, non è visibile sulla superficie secondo le osservazioni fatte. Infatti, l'asse dell'asteroide è fortemente inclinato (27 ° o un angolo maggiore di quello della Terra 24 °), il che ha come conseguenza che tutti i punti della superficie, compresi i lati dei crateri, sono esposti al Sole. in un momento o nell'altro dell'anno.
L'emisfero sud presenta rilievi particolarmente marcati.
Aree scure sul terreno craterizzato di Vesta.
Giovani crateri.
Monte centrale del Polo Sud.
Scogliera del Polo Sud.