Polskie Forum Astronautyczne

Astronautyka => Encyklopedia Forum => Wątek zaczęty przez: Scorus w Lipiec 20, 2010, 00:24

Tytuł: Rosetta (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Lipiec 20, 2010, 00:24
WPROWADZENIE
Rosetta jest trzecią misją wytypowaną przez ESA w ramach programu Horizon 2000 (obejmującego też ISO, SOHO i Cluster). Jest przeznaczona do wykonania spotkania z kometą 67P/Churyumov-Gerasimenko, umieszczenia próbnika Philae na jej powierzchni, oraz badań komety z orbity. Założenia misji mówiły też o przelocie koło co najmniej jednej planetoidy w trakcie lotu do komety. Do głównych zadań naukowych sondy należą: poznanie pochodzenia komet; badania oddziaływania materii kometarnej z ośrodkiem międzyplanetarnym; badania struktury jadra komety; oraz wszechstronne zbadanie otoczenia plazmowego i pyłowego wokół jądra kometarnego.  Informacje te zostaną zastosowane w modelach opisujących formowanie się Układu Słonecznego. Spełnienie tych celów umożliwią: globalne badania jądra; badania właściwości dynamicznych, morfologii, skład chemicznego, mineralogicznego i izotopowego jądra (głównie jego powierzchni); poznanie właściwości fizycznych i oddziaływań gazów kometarnych z jądrem; badania rozwoju aktywności kometarnej oraz procesów w warstwie powierzchniowej jądra i w wewnętrznej komie (oddziaływania pomiędzy gazem a pyłem); oraz globalne scharakteryzowanie mijanych planetoid, w tym określenie ich właściwości dynamicznych (np. rotacji) oraz morfologii i składu ich powierzchni. Jest to najbardziej ambitna misja kosmiczna prowadzona przez ESA i jeden z najbardziej ambitnych projektów w dziedzinie badań Układu Słonecznego.
Tytuł: Odp: Rosetta (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Lipiec 20, 2010, 00:25
KONSTRUKCJA
Główna struktura sondy ma postać prostopadłościanu o wymiarach 2.8 m x 2.1 m x 2.0 m wykonanego z aluminiowego szkieletu, strukturą przypominającego plaster miodu. Całkowita masa startowa wyniosła 3 000 kg, w tym 100 kg lądownika, 1 670 kg paliwa, oraz 165 kg instrumentów naukowych. Statek składa się z dwóch zasadniczych sekcji: modułu instrumentów naukowych (Payload Support Module - PSM) zawierającego całe wyposażenie naukowe i zajmującego górną część sondy; oraz modułu serwisowego (Bus Support Module - BSM) zawierającego wszystkie podsystemy statku kosmicznego i zajmującego część dolną.

Platforma instrumentów jest zainstalowana na szczycie próbnika, i podczas badań komety będzie skierowana w stronę jądra. Antena i panele słoneczne będą w tym czasie nakierowane na Ziemię i Słońce. Elementy układu kontroli temperatury - radiatory i żaluzje są zainstalowane naprzeciw paneli, na ścianie, która będzie znajdować się z daleka od Słońca i jądra kometarnego, co zapewni odpowiednie schłodzenie tych elementów i zmniejszy niekorzystny wpływ pyłu kometarnego. Przed zamarznięciem w dużych odległościach od Słońca chronią pokładowe grzejniki.

Wewnątrz statku, w jego centrum zainstalowano rurę ciśnieniową wykonaną ze wzmocnionych, aluminiowych pierścieni. Zawiera ona system napędowy statku. Ma średnicę 1194 milimetrów, co odpowiada interfejsowi łączącemu próbnik z rakietą nośną Ariane 5. Umieszczono w niej dwa zbiorniki paliwa o objętości 1106 litrów - niższy zawierający utleniacz, oraz wyższy zawierający właściwe paliwo. W sumie statek posiada 660 kg paliwa (hydrazyny monometylowej) i 1060 kg czterotlenku azotu. Umożliwi on osiągnięcie wymaganej całkowitej zmiany szybkości wynoszącej 2200 m/s. Pojazd posiada dodatkowo cztery zbiorniki gazu podnoszącego ciśnienie paliwa.

Statek jest stabilizowany trójosiowo z użyciem 10 silniczków o ciągu 24 N i kół rekakcyjnych. Układ nawigacyjny składał się z dwóch szperaczy gwiazd, sensora Słońca, 2 kamer nawigacyjnych oraz laserowej jednostki żyroskopowej.
Energii elektrycznej dostarczają dwa skrzydła paneli słonecznych o powierzchni 64 metrów kwadratowych każdy i całkowitej rozpiętości  32 metrów. Pojedyncze skrzydło ma długość 14 metrów. Każde skrzydło składa się z 5 paneli i może być obracane w kierunku Słońca o kąt +/- 180 stopni. Wyprodukowana energia jest zużywana na bieżąco, a także ładuje baterie chemiczną, używaną w czasie, gdy sonda jest zasłaniania przez obserwowany obiekt (w początkowym etapie misji, w czasie przelotów koło planet, i na orbicie jądra kometarnego), lub w czasie, gdy panele znajdują się w dużej odległości od Słońca. Panele są zbudowane z  niskotemperaturowych komórek słonecznych GaAs. Dostarczą one mocy 400 W w największej odległości 5.2 AU od Słońca, oraz  850 W w odległości 3.4 AU, kiedy zakończą się zaplanowane badania komety. Energia produkowana przez panele ładuje cztery baterie NiCd o pojemności 10 A/h. Dostarczają one potem prądu o napięciu 28 V.

Łączność z Ziemią zapewnia głównie kierunkowa antena paraboliczna dużego zysku (High Gain Antenna - HGA) o średnicy 2.2 m. Jest zainstalowana na przeciwległej ścianie statku niż lądownik. Na wyposażeniu sondy jest także antenie średniego zysku (Medium Gain Antenna - MGA) o sernicy 0.8 m, oraz dwa omnikierunkwer anteną małego zysku (Low Gain Antenna - LGA). W łączu Ziemia - sonda używane jest pasmo S (dwie częstotliwości jednocześnie - 2.1 GHz i 2.3 GHz). W łączu sonda - Ziemia dane inzynoeryjne i naukowe są transmitowane w pasma S (częstotliwości jak w łączu nadrzędnym) i X (8.4 GHz) z szybkościami 5 kilobitów na sekundę. Osprzęt komunikacyjny zawiera też transponder TWTA RF o mocy 28 W pracujący w paśmie X, oraz podwójny transponder RF o mocy 5 W pracujący w pasmach S i X.

Lądownik sondy Rosetta, Philae jest przymocowany do jednej ze ścian próbnika, naprzeciw osi dwuosiowej anteny wysokiego zysku. Jest połączony z głównym statkiem za pomocą systemu wsparcia mechanicznego (Mechanical Support System - MSS). Wymianę danych, oraz ładowanie baterii lądownika przed jego oddzieleniem zapewnia system wsparcia elektrycznego (Electrical Support System – ESS). Lądownik zostanie umieszczony na powierzchni jądra komety, gdy Rosetta wejdzie na orbitę wokół niego.

Zaprojektowanie i zbudowanie sondy było skomplikowanym przedsięwzięciem, ponieważ musiała ona spełniać wiele bardo surowych wymagań. Zaliczały się do nich:
- konieczność zainstalowania bardzo wielu instrumentów na jednej stronie statku (skierowanej do jądra przy obserwacjach naukowych) i ogrzewania nieaktywnych instrumentów podczas bardzo długiego lotu międzyplanetarnego;
- zdolność do bardzo dokładnej nawigacji w pobliżu nieregularnego ciała niebieskiego o nieregularnym polu grawitacyjnym spowitym dodatkowo gazami i pyłami;
- zdolność do utrzymania przy życiu lądownika przez okres 10 lat lotu;
- konieczność zapewnienia odpowiedniej temperatury wewnętrznej zarówno w głębokiej przestrzeni kosmicznej jak i w pobliżu aktywnej komety;
- zdolność do nawigacji autonomicznej według gwiazd podczas badań komety (zbyt duże opóźnienie w łączności z Ziemią);
- dokładność kontrolowania prędkości względnej podczas badań komety większa niż 1 mm/s;
- zapewnienie możliwości działania statku przez ponad 11 lat.

Rosetta została sfinansowana przez Europejską Agencję Kosmiczną. W jej budowie uczestniczyło  ponad 50 kontrahentów z 14 krajów Europy i ze Stanów Zjednoczonych. Głównym konstruktorem była firma Astrium Germany. Głównymi podwykonawcami były: Astrium UK (główna struktura statku), Astrium France (awionika), oraz Alenia Spazio (montaż podzespołów oraz testy). Łączne koszty misji wraz ze starem i planowanymi operacjami wynosiły ok. 900 mln dolarów przed opóźnieniem misji.
Tytuł: Odp: Rosetta (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Lipiec 20, 2010, 00:26
WYPOSAŻENIE
Sonda Rosetta posiada 15 instrumentów naukowych:
- Spektrometr obrazujący w ultrafiolecie (Ultraviolet Imaging Spectrometer - ALICE; analizator wtórnych jonów kometarnych (Cometary Secondary Ion Mass Analyzer - COSIMA).
- Analizator uderzeń cząstek pyłu i akumulacji pyłu (Grain Impact Analyser and Dust Accumulator - GIADA).
- Analizator pyłu wykonujący mikrofotografie (Micro-Imaging Dust Analysis System - MIDAS).
Instrument mikrofalowy orbitera Rosetta (Microwave Instrument for the Rosetta Orbiter - MIRO).
- Chromatograf gazowy i spektrometr masowy MODULUS Berenice (Methods of Determining and Understanding Light Elements From Unequivocal Stable Isotope Compositions "Berenice").
- System obrazujący w zakresie optycznym i podczerwonym, oraz spektroskop (Optical, Spectroscopic, and Infrared Remote Imaging System - OSIRIS).
- Spektrometr do analizy jonów i gazu neutralnego orbitera sondy Rosetta (Rosetta Orbiter Spectrometer for Ion and Neutral Analysis - ROSINA).
- Spektrometr obrazujący zakresu widzialnego i podczerwonego (Visible and Infrared Thermal Imaging Spectrometer - VIRTIS).
- Analizator składu jonów (Ion Composition Analyser - ICA).
-  Sensor jonów i elektronów (Ion and Electron Sensor - IES).
- Próbnik Langumira (Langmuir Probe - LAP).
- Magnetometr transduktorowy (Fluxgate Magnetometer - MAG).
- Próbnik impedancji (Mutual Impedance Probe - MIP).
- Anteny eksperymentu sondowania jądra kometarnego poprzez transmisje radiowe (Comet Nucleus Sounding Experiment by Radiowave Transmission - CONSERT) wykonywanego wraz z lądownikiem Philae.

Przyrządy ICA, IES, LAP, MAG, oraz MIP tworzą system do badań plazmy sondy Rosetta (Rosetta Plasma Consortium - RPC). Na sondzie znajdują się Ponadto pojazd wykona eksperyment radiowy (Radio Science Investigations - RSI), w którym zastosowane zostaną elementy układu komunikacyjnego.
Tytuł: Odp: Rosetta (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Lipiec 20, 2010, 00:26
ALICE
Spektrometr obrazujący w ultrafiolecie jest spektrografem obrazującym typu okręgu Rolanda zaprojektowanym do wykonania pomiarów spektrometrycznych w dalekim ultrafiolecie, w zakresie widmowym 0.07 - 0.205 mikrometrów. Do celów naukowych tego instrumentu należą:
- Określenie zawartości gazów szlachetnych w oparach sublimujących z powierzchni jądra kometarnego  w celu zdobycia informacji o temperaturze w której formowała się kometa i o jej cieplnej historii.

- Scharakteryzowanie tempa produkcji i przestrzennego rozkładu wokół jądra gazów takich jak woda, dwutlenek węgla, oraz tlenek węgla, w celu bezpośredniego zaobserwowania związków jądro - koma i jego zmierzenie w wielu skalach czasowych. Umożliwi to badania chemicznego zróżnicowania jądra i jego związków z komą.
- Wykonanie pomiarów zawartości atomów C, H, O, N, S w gazie z dala od jądra, celem lepszego wyznaczenia składu pierwiastkowego komy i procesów odpowiedzialnych za emisję tych gazów.
- Zbadanie początków aktywności kometarnej podczas zbliżania się komety do Słońca w funkcji czasu i rotacji jądra z bezprecedensową dokładnością.

Do dodatkowych celów naukowych zaliczają się:
- Wykonanie spektralnej mapy powierzchni jądra w dalekim ultrafiolecie w celu określenia rozkładu substancji pochłaniających ultrafiolet na powierzchni jądra.
- Wykonanie fotometrycznych pomiarów stosunku lód/skały w małych ziarnach pyłu w komie w celu zrozumienia rozkładu wielkości ziaren pyłu w komie i jego zmian w czasie.
- Zbadanie zmienności w czasie zawartości jonów O+, N+ i prawdopodobnie S+, C+ w komie i warkoczu kometarnym w celu połączenia aktywności jadra ze zmianami morfologii warkocza;
- Określenie oddziaływań warkocza z wiatrem słonecznym.

Dzięki teledetekcji instrument ALICE umożliwi:
- Otrzymanie informacji na temat morfologii i składu powierzchni jądra przed wejściem na jego orbitę w celu zaplanowania obserwacji za pomocą instrumentów wykonujących bezpośrednie pomiary.
- Zmapowanie przestrzennego rozkładu głównych gazów i drobnych cząstek pyłu w komie w funkcji czasu podczas zbliżania się komety do Słońca.
- Określenie składu i tempa emisji materii w dżetach komety, nawet gdy statek nie będzie znajdował się w pobliżu tych struktur.
- Otrzymanie pewnych pomiarów obfitości jonów w pobliżu peryhelium, w celu połączenia aktywności jądra ze zmianami morfologii warkocza.
- Połączenie tych informacji z danymi na temat wiatru słonecznego.

Instrument pozwoli na mapowanie jądra w ultrafiolecie z rozdzielczością kilkuset metrów. Obserwacje zakryć gwiazd przez komę pozwolą na zmapowanie rozkładu w niej cząsteczek wody, co pozwoli na określenie miejsc na powierzchni jądra wydzielających wodę.

Instrument ALICE ma kształt prostopadłościanu o wymiarach 32.6 x 14.6 x 9.0 cm. Instrument składa się z teleskopu ALICE (ALICE Telescope), oraz ze spektrografu ALICE (ALICE Spectrograpf). Rozdzielczość spektralna instrumentu dla źródeł rozciągłych wynosi 1.0 nm (przy 70 nm), oraz 1.3 nm (przy 205 nm), natomiast dla źródeł punktowych - 0.3 - 0.5 nm. Rozdzielczość kątowa wynosi 0.1 x 0.5 stopnia. Pozycjonowanie jest zgodne z instrumentami OSIRIS i VIRITIS.

Światło przechodzi przez otwór wejściowy o wymiarach 40 x 40 mm oraz przez zestaw przegród teleskopowych, które mają wyeliminować zabłąkane światło i ochronić główne zwierciadło przed małymi cząstkami pyłu. Światło następnie jest skupiane na pozaosiowym zwierciadle parabolicznym f/3 o wymiarach 40 x 40 mm, zamontowanym na szczelinie wejściowej o polu widzenia 0.1° x 6°. Wiązka wchodzi następnie do rurki detektora, gdzie trafia na elipsoidalną, holograficzną siatkę dyfrakcyjną, będącą głównym elementem spektrografu obrazującego. Zarówno zwierciadło, jak i siatka dyfrakcyjna są pokryte warstwą SiC, która polepsza współczynnik odbicia. Siatka dyfrakcyjna następnie rozprasza światło na detektorze w postaci dwuwymiarowej płyty z mikrokanałami o wymiarach 512 x 32 pikseli, w którym zastosowano fotokatody zbudowane z bromku potasu (kanał 700 - 1500 angstremów) oraz z jodku cezu (kanał 1500 - 2050 angstremów). Obszar aktywny ma wymiary 35 mm w kierunku rozpraszania. Pole widzenia IFOV ma wymiary 0.1 x 6.0 stopni, a rozdzielczość kątowa 0.1 x 0.6 stopnia. Spektrograf używa siatki dyfrakcyjnej podczas skanowania całego obserwowanego pasma spektralnego 700 - 2050 angstremów. Rozdzielczość widmowa wynosi 9.8 i 12.5 angstrema.

Instrument ALICE jest efektem współpracy USA i Francji. W późniejszym czasie, jego trochę większa i bardzie zaawansowana wersja została zastosowana na amerykańskiej sondzie New Horizons do Plutona. Na instrumencie tym bazuje również przyrząd LAMP sondy LRO.
Tytuł: Odp: Rosetta (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Lipiec 20, 2010, 00:26
COSIMA
Analizator wtórnych jonów kometarnych został zaprojektowany w celu łapania cząstek pyłu i analizowania ich składu chemicznego za pomocą spektrometru masowego. Do jego podstawowych celów naukowych należą:
- Zbadanie pierwiastkowego składu stałych cząstek emitowanych przez kometę i określenie stanu budujących je cząsteczek.
- Określenie składu izotopowego głównych pierwiastków w stałych cząstka kometarnych (H, C, Mg, Ca, Ti) w celu nałożenia ograniczeń na modele pochodzenia i ewolucji komet a tym samym Układu Słonecznego.
- Określenie stanu chemicznego pierwiastków w pyle.
- Określenie różnic w składzie chemicznym i izotopowym pomiędzy pojedynczymi cząstkami pyłu.
- Określenie zmian składu pierwiastkowego i izotopowego pyłu w funkcji czasu (zmiany krótkoterminowe) i pozycji orbitalnej.
- Określenie różnic w ich składzie pomiędzy różnymi kometami, poprzez porównanie danych otrzymanych podczas misji Giotto i Wega do komety Halleya, oraz Satrdust do Wild 2.
- Wykonanie poszukiwań materii organicznej nie przemieszanej ze skalną fazą ziaren.
- Określenie składu organicznej i skalnej fazy stałych cząstek kometarnych;
- Określenie stanu chemicznego materiału organicznego poprzez określenie jego stopnia nasycenia tlenem oraz typów wiązań.

Dane zdobyte przez instrument pomogą w:
- Znalezieniu ograniczeń na modele formowania się komet i całego Układu Słonecznego.
- Porównaniu składu pierwiastkowego i izotopowego cząstek pyłu do składu neutralnej i zjonizowanej atmosfery komety.
- Znalezieniu ograniczeń na skład pierwotnej materii organicznej występującej na Ziemi w okresie powstania życia.
- Określeniu relacji pomiędzy fazą organiczną i mineralną cząstek pyłu a możliwymi sposobami formowania się prebiotycznych struktur na Ziemi.
Rdzeniem instrumentu COSIMA jest spektrometr masowy czasu lotu cząstki (Time-of-Flight - TOF) wtórnych jonów (Secondary Ion Mass Spectrometer - SIMS); zaopatrzony w kolektor pyłu (Dust Collector); główny pistolet jonowy (Primary Ion Gun); oraz w mikroskop optyczny (COSIMA Optical Microscope - COSISCOPE).

Urządzenie zawiera kolektor pyłu w postaci obrotowego koła, na którym ulokowało  25 celów służących do chwytania pyłu. Mogą one być wystawione na działanie pyłu kometarnego, a po pobraniu jego próbki skierowane do instrumentu. Kamera mikroskopowa następnie fotografuje cel w oświetleniu dostarczanym przez diody emitujące światło. Dzięki temu, po analizie obrazu na pokładzie, przed pomiarami zostanie określona obecność i położenie schwytanych drobin pyłu o średnicach ponad kilka µm, ora obliczona ich pozycja względem punktu odniesienia. Po tych operacjach cel wraz z drobinami pyłu jest przesuwany do przedniej części spektrometru masowego. Następnie wybrane ziarna pyłu są bombardowane trwającymi 3 nanosekundy pulsami jonów indu-115 z głównego pistoletu jonowego. Pulsy te mają energię 10 keV i średnicę około 10 µm. Umożliwia to wybicie wtórnych jonów z próbek. Wtórne jony są następnie wciągane przez soczewkę wydobywającą wtórne jony (Secondary Ion Extraction Lens - SIL) do sekcji TOF spektrometru masowego, gdzie są analizowane. Po minięciu płytek odchylających służących do kierowania wiązką jonów, jony przelatują przez sekcję tzw wolnego pola, gdzie jony swobodnie przelatują. Następnie przechodzą one przez dwustopniowy reflektor, i powracają przez tzw sekcję napięciową do detektora jonów. Jego głównym elementem jest jednostopniowa płyta mikrosferyczna, gdzie jony są wykrywane. Czas wejścia każdego jonu do detektora jest mierzony z dokładnością około 2 ns. Jony mają taką samą energie, a czas ich przelotu przez instrument zależy od ich masy. To umożliwia określenie ich masy, i wyprowadzenie składu pierwiastkowego próbki. W celu osiągnięcia wysokiej rozdzielczości masowej instrumentu COSIMA konieczna była precyzyjna synchronizacja głównych pulsów jonów, poprawna selekcja napięć na spektrometrze masowym, oraz dokładne pomiary czasu przelotu jonów.

Instrument COSIMA powstał przy współpracy Niemiec, Francji, Finlandii, Włoch, Austrii, Szwecji, USA oraz państw ESA.
Tytuł: Odp: Rosetta (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Lipiec 20, 2010, 00:27
GIADA
Analizator uderzeń cząstek pyłu i akumulacji pyłu został zaprojektowany w celu wykonani badań cząstek pyłu i środowiska pyłowego wokół jądra komety Do jego podstawowych celów naukowych należą:
- Badania rozkładu cząstek pyłu o różnych wielkościach wokół jądra.
- Monitorowanie wypływu cząstek pyłu z różnych kierunków i pierwsze w historii odróżnienie dwóch populacji pyłu - pochodzącej bezpośrednio z jadra oraz pyłu przemieszczonego do wnętrza komy przez ciśnienie promieniowania słonecznego;
- Wykonanie analiz rozkładu szybkości cząstek pyłu;
- Wyprowadzenie takich parametrów jak zależność wielkości cząstek pyłu od szybkości wyrzucania cząstek z jądra, relacji pomiędzy najbardziej prawdopodobnymi kierunkami ruchu cząstek i ich masą, rozkładu szybkości dla każdej masy cząstek pyłu, i związku pomiędzy rozpraszaniem wektorów szybkości i masą pyłu poprzez wykonywanie pomiarów szybkości i pędu dla ziaren pochodzących z kierunku jądra (poprzez określenie masy i kierunku uderzenia każdego analizowanego ziarna pyłu).
- Wykonanie badań ewolucji pyłu w komie poprzez określenie zmian w rozkładzie wielkości ziaren pochodzących bezpośrednio z kierunku jądra i niezmienionych przez inne procesy (takie jak np. rozbijanie ziaren), i porównanie tych pomiarów ze zmianami w rozkładzie wielkości ziaren w różnych odległościach od jądra;
- Określenie stosunku pyłu do gazu w atmosferze komety (jednego z podstawowych parametrów jądra) poprzez porównanie pomiarów wypływu pyłu z wynikami badań innych instrumentów sondy.
- Określenie rozwoju środowiska pyłowego w funkcji odległości komety od Słońca i stanu rotacji jądra poprzez ciągłe wykonywanie pomiarów pyłu i jego właściwości dynamicznych.
- Określenie tempa utraty masy przez pył; oraz zbadanie właściwości dynamicznych pyłu.
Instrument wykona także wspólne operacje z innymi instrumentami na pokładzie sondy. Do dodatkowych zadań instrumentu zaliczają się:
- Umożliwienie poprawnej interpretacji obrazów komy i jądra oraz pomiarów spektrometrycznych dzięki dokładnym pomiarom wypływu pyłu i właściwości dynamicznych ziaren pyłu.
- udzielenie pomocy w wyborze miejsca lądowania Philae poprzez scharakteryzowanie emisji pyłu nad różnymi obszarami i prawdopodobnej populacji pyłu w różnych obszarach aktywnych. Jest to konieczne dla osiągnięcia właściwego stosunku między bezpieczeństwem strefy lądowania a jego potencjałem naukowym.
- umożliwienie ochrony różnych elementów statku przed pyłem, dzięki pomiarom wypływu pyłu w kilku kierunkach. Pozwoli to na takie planowanie misji, aby jak najmniej zanieczyścić pyłem takie elementy jak panele słoneczne i powierzchnie radiatorów.

Instrument GIADA znajduje się w obudowie w kształcie sześcianu, i składa się z trzech modułów: systemu wykrywania ziaren pyłu i sensora ich uderzeń (GIADA-1); głównego podsystemu elektronicznego (GIADA-2); oraz zestawu 5 systemów mikrowagowych służących do badań gęstości i masy pyłu (GIADA-3). Instrument ma wymiary 230 x 270 x 250 mm.

System detekcji pyłu GIADA-1 będzie skierowany w stronę jądra z kątem odbiorczym około 40 stopni. Składa się z dwóch równoległych powierzchni detekcyjnych. Górna powierzchnia, czyli system wykrywania ziaren pyłu (Grain Detection System - GDS) służy do optycznego wykrywania cząstek pyłu. Zawiera cztery diody laserowe tworzące zasłony ze światła (o grubości 3 mm i powierzchni 100 centymetrów kwadratowych), oraz dwa serie detektorów, z których każda zawiera po cztery detektory fotodiodowe. Są one  usytuowane pod kątem 90 stopni w stosunku do źródła odniesienia. Te ostatnie służą do wykrywania efektów rozpraszania lub odbijania światła diod laserowych przez cząstki pyłu wpadające do sensora. Z przodu każdej fotodiody umieszczono stożek Winstona, w celu osiągnięcia jednolitej wrażliwości w obszarze wykrywania. Maksymalna szybkość cząstek wykrywanych przez ten detektor wynosi 130 m s-1. Dolna powierzchnia GIADA-1, czyli sensor uderzeń pyłu (Impact Sensor - IS) jest cienką (grubość 0.5 mm), kwadratową (obszar wrażliwy 100 centymetrów kwadratowych) błoną aluminiową z 5 przetwornikami piezoelektrycznymi umieszczonymi w jej centrum i pod kątem. Służy do wykrywania uderzeń drobin pyłu i mierzenia ich pędu.  Gdy cząstka pyłu uderza w płytę detekcyjną, wytwarza na niej fale, które są wykrywane przez kryształy piezoelektryczne. Maksymalne przesuniecie tych ostatnich jest bezpośrednio proporcjonalne do impulsu wywoływanego na płycie przez cząstkę pyłu. Przesuniecie się kryształu powoduje powstanie proporcjonalnego potencjału. Szybkość, pęd i masa cząstek może zostać określona poprzez mierzenie czasu ich przelotu pomiędzy oboma elementami GIADA-1. Pole widzenia wynosi 35 - 48 stopni. Urządzenie może wykrywać ziarna o wielkości powyżej około 10 mikrometrów.

System elektroniki GIADA-2 jest umieszczony na dnie instrumentu GIADA, i zawiera główną elektronikę instrumentu (Main Electronics - ME). Kontroluje proces gromadzenia danych oraz działanie innych podsystemów instrumentu. Dostarcza także interfejsu łączącego instrument ze statkiem, i zasilającego go.

System GIADA-3 mierzy łączy wypływ pyłu z różnych kierunków, Zawiera 5 sensorów mikrowagowych (Micro-Balance Sensors - MBS). Został zainstalowany na szczycie instrumentu. W czasie badań komety jeden z sensorów będzie skierowany na jądro, a pozostałe cztery w przeciwnych kierunkach, w najszerszym możliwym kącie. Pył będzie uderzał w nie pod kątem około 40 stopni. Każdy sensor składa się z kwarcowego kryształu wykrywającego akumulację drobin pyłu oraz z kryształu odniesienia. Sensory MBS bazują na materiałach piezoelektrycznych, wprawianych w drgania, i z tego powodu wytwarzających ładunek elektryczny. Akumulacja pyłu na kryształach służących do detekcji będzie powodowała drobne zmiany ich masy, i związane z tym zmiany częstotliwości drgań, co umożliwi wyznaczenie wypływu pyłu. Kryształy odniesienia, odizolowane od pyłu i utrzymywane w stałej temperaturze, dostarczą niezakłóconego sygnału porównawczego. Użyte kryształy odniesienia wykazują niezmiernie małą zależność od temperatury i wahań mocy, zapewniając wysoką czułość. Częstotliwość drgań kryształów wynosi 15 MHz. Kryształy wykrywające mają powierzchnię detekcyjną kilkudziesięciu centymetrów kwadratowych, a częstotliwość ich drgań jest przesuniętą o około 1 kHz w stosunku do kryształów odniesienia. MBS mogą wykrywać cząstki o minimalnej masie 7 – 10^-11 g. Pole widzenia tego komponentu ma szerokość 40 stopni.

W budowie instrumentu GIADA brały udział: Włochy, Hiszpania, Wielka Brytania, Hiszpania, Francja, Niemcy i USA.
Tytuł: Odp: Rosetta (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Lipiec 20, 2010, 00:28
MIDAS
Analizator pyłu wykonujący mikrofotografie służy do pobierania próbek pyłu kometarnego oraz zobrazowania ich w trzech wymiarach w skalach manometrów za pomocą mikroskopu sił atomowych. Do głównych celów naukowych tego instrumentu należą:
- Dostarczenie obrazów cząstek pyłu z rozdzielczością 4 nm.
- Poszukiwania materiałów ferromagnetycznych w pyle.
- Umożliwienie wykonania ocen statystycznych kształtów, wielkości i objętości cząstek pyłu.
- Scharakteryzowanie rozkładu wielkości cząstek o wymiarach od w przybliżeniu 4 nm do kilku mikrometrów.
- Przeanalizowanie kształtu, wielkości, oraz budowy powierzchni pojedynczych cząstek.
- Opracowanie profilu czasowych i przestrzennych zmian w strumieniu cząstek.
Podczas fazy lotu do komety instrument ten posłuży do:
- Scharakteryzowania środowiska pyłowego wokół mijanych planetoid.
- Zobrazowania i umożliwienia wykonania analiz statystycznych mikrokraterów wybijanych przez międzyplanetarne cząstki pyłu.
MIDAS dostarczy globalnych obrazów, tzn obrazów pełnego pola skanowania, oraz zobrazuje pojedyncze cząstki pyłu w wysokiej rozdzielczości. MIDAS został zaprojektowany do wykonywania analiz cząstek pyłu bez względu na ich przewodnictwo elektryczne i kształt.

MIDAS znajduje się w pojedynczej obudowe w kształcie prostopadłościanu. Instrument znajduje się pod poszyciem statku, a jego otwór wejściowy kontaktuje się ze środowiskiem zewnętrznym. Urządzenie składa się z kolektora pyłu (Dust Collector), oraz z mikroskopu sił atomowych (Atomic Force Microscope - AFM). Górna część obudowy instrumentu zawiera elementy mikroskopu oraz system zbierający i transportujący pył a także elektronikę regulująca, która musi znajdować się blisko sensora mikroskopu. Dolna część instrumentu zawiera pozostałe komponenty elektroniczne cyfrowe i analogowe, oraz interfejs łączący go ze statkiem kosmicznym. W skład instrumentu MIDAS wchodzi tylko jedna ruchoma część mechaniczna. Instrument ma wymiary 248 x 340 x 276 mm.

Pył będzie wchodził do instrumentu przez otwór wejściowy, który w czasie startu był chroniony osłoną, odrzuconą za pomocą odpowiedniego mechanizmu. Następnie przechodzi przez lejek i wpada do głównego rozcięcia wejściowego głównej obudowy instrumentu, pod którą znajduje się migawka umożliwiająca kontrolę czasu ekspozycji kolektora. W dalszej kolejności pył będzie uderzał w powierzchnię kolektora. Jest to koło z zestawem celów, w postaci 64 wypolerowanych krzemowych fasetek o powierzchni 3.5 milimetra kwadratowego każda. Koło może się obracać. Po wystawieniu na działanie pyłu, przez obrót koła fasetka zostanie skierowana do pola mikroskopu sił atomowych AFM. Przed wykonywanie skanów wysokiej rozdzielczości próbka zostanie zobrazowana ogólnie. Mikroskop składa się z pięciu funkcjonalnych części: pokrywy i lejka chroniących otwór wejściowy podczas prac naziemnych i podczas startu; migawki służącej do zdefiniowania czasu wystawienia kolektora na działanie pyłu; systemu robotycznego służącego do manipulowania cząstkami pyłu; głowicy skanującej; oraz elektroniki. Sensor AFM składa się z ramienia o długości 600 µm, połączonego ze skrajnie ostrą igłą o długości 7 µm, która podczas pomiarów będzie przesuwała się ponad próbką, lub z nią kontaktowała. W najprostszym przypadku - trybie kontaktowym (Contact Mode) igła będzie przesuwana na powierzchni próbki w stałym kontakcie z nią, według zmian jej wysokości,  z mechanizmem regulującym który będzie utrzymywał stałą siłę na wskazówce. Instrument może też pracować w dwóch trymach dynamicznych: trybie niekontakowym (Non-Contact Mode), w którym igła będzie przesuwana ponad powierzchnią na wysokości kilkudziesięciu nanometrów; oraz w trybie „pukającym” (Tapping Mode). Oddziaływania pomiędzy próbką a igłą (elektryczne, magnetyczne, van der Waalsa, międzyatomowe,  i/lub mechaniczne) będą mierzone przez system piezoelektryczny czuły na ruch, co dostarczy informacji na temat ukształtowania powierzchni oraz własności próbek na poziomie atomowym. Dane będą miały postać obrazów, które umożliwią badania wielkości, kształtu i budowy indywidualnych cząstek. Igła musi przesuwać się nad próbką w odtwarzalny sposób, który można łatwo osiągnąć dzięki system piezoelektrycznym w trzech niezależnych kierunkach. Igła, podpierający ją wspornik, oraz systemy piezoelektryczne tworzą głowicę skanującą. Z powodu konieczności zapewnienia długiego czasu działania i niezawodności zastosowano kilka igieł.

AFM zbada cząstki o wymiarach od 10 nanometrów do kilku mikrometrów. Na wykonanie jednej mikrofotografii instrument będzie potrzebował 600 sekund. Pierwotnie zakładano większą wydajność, co jednak spotkało się z trudnościami finansowymi. Mniejsza wydajność nie zmniejszy jednak wartości naukowej obrazów oraz ilości zebranych danych.

W czasie lotu instrument przeszedł wszechstronne testy, które objęły: kompletne testy elektroniki, otwarcie pokrycia otworu wejściowego przez mechanizm piezoelektryczny, otwarcie wszystkich złożonych mechanizmów, weryfikacja wszystkich silników i mechanizmów, weryfikacja wszystkich 16 sensorów poprzez poszukiwanie rezonansu między nimi, weryfikacja mikroskopu poprzez fotografowanie powierzchni kalibracyjnej, oraz scharakteryzowanie wewnętrznego szumu. Wszystkie te procedury zakończyły się pełnym sukcesem.

Instrument MIDAS powstał przy współpracy Austrii, Francji, Niemiec, Norwegii, Holandii, Wielkiej Brytanii, oraz państw ESA.
Tytuł: Odp: Rosetta (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Lipiec 20, 2010, 00:28
MIRO
Instrument mikrofalowy jest spektrometrem promieniowania mikrofalowego. Do jego podstawowych celów naukowych należą:
- Zmierzenie całkowitej zawartości najliczniej występujących substancji lotnych i kluczowych stosunków izotopowych w lodach jądra.
- Określenie tempa odgazowywania powierzchni jądra i procesów z nim związanych (określenie tempa odgazowywania takich substancji jak woda, tlenek węgla i inne lotne składniki, użycie tych danych w korelacji z cieplnymi właściwościami jądra do przetestowania modeli formowania się, transportu, i uciekania gazu z jądra).
- Określenie procesów kontrolujących formowanie się wewnętrznej komy poprzez zmierzenie gęstości, temperatury i kinetycznej szybkości w obszarze przejściowym blisko jądra. Pomiary te umożliwią przetestowanie modeli istotnych procesów dynamicznych w wewnętrznej komie, i zrozumienie powstawania struktur gazowych i pyłowych.
- Sumaryczne scharakteryzowanie warstwy podpowierzchniowej jądra poprzez zmierzenie temperatury warstwy podpowierzchniowej jądra oraz skorelowanie cech tak małych jak 5 metrów z obrazami stref odgazowywania. Informacje te połączone z globalnymi danymi na temat odgazowywania z pomiarami temperatury warstwy podpowierzchniowej z bezpośrednimi danymi z lądownika Philae dostarczą ważnych informacji na temat pochodzenia obszarów odgazowywania i cieplnej bezwładności materiału podpowierzchniowego.
- Zmierzenie temperatury powierzchni planetoid podczas przelotów koło tych ciał w celu wykonania poszukiwań lodu i określenie wstępowania lub nie grubego regolitu na tych ciałach.
- Wykonanie poszukiwań bardzo rozproszonego gazu wokół planetoid.
Dane z tego instrumenty, w połączeniu z informacjami zebranymi przez inne urządzenia orbitera i lądownika umożliwią opracowanie dokładniejszych modeli formowania i ewolucji komet. MIRO zbada naturę jadra kometarnego, jego odgazowywanie, oraz rozwój komy.

Instrument MIRO ma wymiary 476 x 300 x 681 mm. Jest to odbiornik heterodynowy. Instrument składa się z czterech modułów, połączonych okablowaniem, są to: moduł sensorów (Sensor Unit), moduł elektroniki seniorów (Sensor Backend Electronics Unit), moduł elektroniki (Electronics Unit), oraz moduł oscylatora ultrastabilnego (Ultra Stable Oscillator Unit). W skład modułu sensorów wchodzi: teleskop oraz płyta podstawowa. Jest on umieszczony na powierzchni statku kosmicznego. Interfejsem łączącym ją ze statkiem jest płyta podstawowa. Kierunek patrzenia teleskopu jest zgody z kierunkiem patrzenia innych instrumentów orbitera. Wewnątrz statku znajdują się sensory oraz cele kalibracyjne. Część elektroniki sensorów zawiera procesor częstotliwości pośrednich (Intermediate Frequency Processor - IFP), pętlę zamykającą fazy, oraz źródło częstotliwości. Jest umieszczona wewnątrz statku, w pobliżu grzejnika. Część elektroniki zawiera spektrometr przekształcający (Chirp Transform Spectrometer - CTS), komputer kontrolujący instrument i przetwarzający dane, oraz obwody dostarczające energii. Moduł oscylatora ultrastablinego zawiera oscylator o kontrolowanej temperaturze, który dostarczy częstotliwości odniesienia.

W skład sensorów wchodzą dwa radiometry heterodynowe, z których jeden służy do odbioru fal milimetrowych (190 GHz, ok. 1.6 mm), a drugi od odbiory fal sublimimetrowych (562 GHz, ok. 0.5 mm). Oba komponenty są skonfigurowane z szerokopasmowym detektorem promieniowania ciągłego, służącym do badań temperatury jądra kometarnego oraz powierzchni planetoid. Odbiornik submilimetrowy może także działać jako spektrometr o bardzo dużej rozdzielczości widmowej, natomiast odbiornik milimetrowy może pracować tylko w zakresie ciągłym. Odbiornik fal submilimtetrwoych pozwala na równoczesne spektroskopowe pomiary 6 cząsteczek występujących w kometach. Obserwowane tu linie widmowe zawierają rotacyjne przejście wody 1(10)-1(01) przy 557 GHz, linie dwóch izotopów wody, oraz rotacyjnej linii amoniaku J(1-0) przy 572 GHz. Są to najprawdopodobniej najsilniejsze linie w warunkach kometarnych. Odbiornik submilimetrowy może także zaobserwować linię CO J(5-4), oraz trzy linie metanolu.

MIRO może zaobserwować 10 cząsteczek, w tym wodę, tlenek węgla (wybrane z powodu obfitości występowania w kometach), amoniak (jego zawartość jest ważna, ponieważ ma poważne konsekwencje dla stanu pobudzenia azotu w mgławicy protosłonecznej), oraz alkohol metylowy (jest on dobrym wskaźnikiem wzbudzenia gazu kometarnego). Może także obserwować izotopy  H217O i H218O, a pomiary stosunków izotopowych mogą rzucić nowe światło na pochodzenie komet. Najważniejszymi informacjami są obfitość, szybkość i temperatura każdej substancji, wraz z przestrzennymi i czasowymi zmiennościami tych parametrów. Umożliwi to wywnioskowanie struktury komy i procesów jej powstawania, a tym samym określenie natury powiązań jądro - koma. MIRO umożliwia także określenie temperatury warstwy podpowierzchniowej jądra do głębokości kilku centymetrów albo głębiej, dzięki użyciu kanałów promieniowania ciągłego w falach milimetrowych i submilimetrowych. Modelowanie odnoszące te pomiary do elektrycznych i cieplnych właściwości jądra pozwoli na określenie sublimacji lodów, grubości warstwy pyłowej, oraz formowania się dżetów pyłowych. MIRO zbierze pierwsze dane na temat temperatury warstwy podpowierzchniowej, które umożliwią przetestowanie cieplnych modeli jądra, do tej pory luźno ograniczonych przez dane. MIRO uzupełni pomiary systemu obrazującego w podczerwieni, który ma podobną rozdzielczość przestrzenną, ale umożliwia głębsze penetrowanie warstwy podpowierzchniowej. Przestrzenna rozdzielczość instrumentu wynosi około 5 m przy 562 GHz w odległości 2 kilometrów od jądra. Rozdzielczość widmowa wystarczy do rozróżnienia kształtu indywidualnych, rozszerzonych termalnie linii widmowych we wszystkich temperaturach do 10 K.

W budowie urządzenia MIRO brały udział USA, Francja i Niemcy.
Tytuł: Odp: Rosetta (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Lipiec 20, 2010, 00:29
MODULUS Berenice
Instrument MODULUS Berenice jest chromatografem gazowym połączonym ze spektrometrem masowym. Do jego podstawowych celów naukowych należą:
- Określenie zawartości oraz stosunków izotopowych podstawowych składników komy komety, w tym wody, tlenku węgla, oraz dwutlenku węgla; wykonanie takich pomiarów dla składników występujących w małych ilościach lub śladowo (metan, amoniak, HCN).
- Badania zmian w składzie izotopowym materii kometarnej podczas zbliżania się komety do Słońca.
Inna wersja tego instrumentu - MODULUS Ptolemy jest także obecna na lądowniku Philae.

Instrument MODULUS Berenice składa się z urządzenia pobierającego próbki gazu wokół sondy, chromatografu gazowego, układu przechowującego i dostarczającego gaz przenoszący (hel), modułów przetwarzających substancje chemiczne, spektrometru masowego, oraz systemu elektronicznego. Próbki będą zbierane za pomocą specjalnego substratu wystawianego na działanie środowiska. Następnie zostaną zapieczętowane w małych kapsułkach, a substrat podgrzany. Podczas ogrzewania będą wydzielały się opary, które będą kierowane do odpowiednich kanałów analitycznych. Mieszanina może przejść przez kanały analityczne zawierające kolumny chromatograficzne, oraz reaktory chemiczne dodatkowo przetwarzające próbki, lub może być skierowana bezpośrednio do spektrometru masowego. Gaz przechodzący przez kanały analityczne będzie kierowany do spektrometru masowego za pomocą gazu przenoszącego (helu). Spektrometr masowy służy do określania składu pierwiastkowego oraz izotopowego próbek. Głównymi badanymi stosunkami izotopowymi będą tlen 18/16 i 17/16; węgiel 13/12; azot 15/14; oraz wodór D/H.

Instrument MODULUS Berenice jest efektem współpracy Wielkiej Brytanii i Francji.
Tytuł: Odp: Rosetta (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Lipiec 20, 2010, 00:30
OSIRIS
System obrazujący w zakresie optycznym i podczerwony oraz spektroskop jest głównym systemem obrazującym sondy Rosetta działającym w zakresie optycznym, bliskiej podczerwieni, i w bliskim ultrafiolecie. Podstawowe cele naukowe tego systemu można podzielić na 5 grup: badania jądra kometarnego, badania pyłu w pobliżu jądra, badania gazu w pobliżu jądra, badania planetoid, oraz cele różne.

Do badań jądra zaliczane są:
- Określenie rotacji jądra, oraz wykrycie precesji;
- Wyznaczenie objętości i gęstości jądra z dokładnością do 1% oraz wyprowadzenie konfiguracji pola grawitacyjnego i momentu bezwładnościowego na powierzchni.
- Porównanie ogólnych właściwości komety Churimova - Gierasjenko z kometą Halleya badaną podczas misji Giotto.
- Poszukiwanie mechanizmów akrecji materii kometarnej na powierzchnię jądra.
- Zobrazowanie w wysokiej rozdzielczości cech topograficznych i morfologicznych na powierzchni jądra oraz zidentyfikowanie procesów odpowiedzialnych za ich powstanie.
- Określenie parametrów fizycznych regolitu pokrywającego powierzchnię.
- Zmapowanie rozkładu różnych rodzajów lodów na powierzchni.
- Zbadanie koloru i mineralogii powierzchni oraz stopnia niejednorodności jądra.
- Zbadanie struktury, rozwoju i dynamiki obszarów aktywnych i porównanie ich z powierzchnią nieaktywną.
- Badania procesów erozyjnych w obszarach aktywnych.
- Określenie tempa utraty masy przez jądro oraz określenie działających na niego sił niegrawitacyjnych.
- Określenie stopnia skraterowania powierzchni nieaktywnych.
- Scharakteryzowanie miejsca lądowania Philae, porównanie go z pozostałymi obszarami jądra, oraz wyszukanie skutków uderzenia lądownika w grunt.

Do badań pyłu w pobliżu jądra można zaliczyć:
- Zidentyfikowanie wszystkich źródeł pyłu i określenie ich całkowitego wkładu do ogólnej produkcji pyłu oraz jego zmian w czasie.
- Określenie przestrzennego rozkładu pyłu w pobliżu jądra, jego tempa produkcji i zmian tego parametru w czasie.
- Zbadanie zmian emisji pyłu w zależności od odległości od Słońca.
- Wykonanie poszukiwań dowodów fragmentacji cząstek pyłu, ich przyspieszania, kondensacji w pobliżu źródeł, i zmian głębokości optycznej środowiska z tym związanych.
- Określenie parametrów strumienia pyłu w pobliżu powierzchni, oraz określenie wpływu na ten strumień cech topograficznych jądra.
- Obserwowanie i określenie dynamiki struktur pyłowych w komie.
- Wykonanie poszukiwań materiałów związanych grawitacyjne z jądrem, szczególnie dużych orbitujących wokół jądra fragmentów skalno – lodowych.
- Zbadanie optycznych i fizycznych właściwości pyłu.

Badania gazu w pobliżu jądra obejmą:
- Określenie parametrów emisji i przestrzennego rozmieszczenia macierzystych cząstek emitujących gaz.
- Określenie całkowitego tempa emisji gazu, stosunku gazu do pyłu, oraz zmian tych parametrów z czasem i odległością od Słońca.
- Wykonanie badań efektów inercji cieplnej towarzyszących emisji i nierównomiernemu rozkładowi cząstek potomnych i macierzystych w celu określenia przydatności rejestrowania cząstek potomnych jako wskaźnika rodzaju cząstek pierwotnych.
- Określenie wielkości i rozmieszczania dużych cząstek macierzystych i potomnych, oraz wykonanie oceny ich wpływu na strukturę wewnętrznej komy.
- Zbadanie chemicznej niejednorodności obszarów aktywnych; oraz badanie zmienności struktur gazowych w krótkich okresach i erupcji gazu.
Do badań planetoid są zaliczane:
- określenie wielkości, objętości, oraz cech rotacji mijanych planetoid.
- Zbadanie topografii, morfologii i wieku ich powierzchni;
- Wykonanie badań składu mineralogicznego, rozdrobnienia i budowy ich powierzchni.
- Wykonanie poszukiwań księżyców planetoid.

Do celów różnych zaliczane są:
- badania Marsa podczas przelotu koło tej planety. Objęły one: obrazowanie powierzchni, badania globalnej meteorologii przez okres 2 dni, zbadanie pionowej struktury aerozoli w atmosferze, zbadanie globalnych różnic chemicznych powierzchni Phobosa i Deimosa.
- wykonanie badań układu Ziemia - Księżyc podczas przelotów. Objęły one określenie rozkładu emisji tlenu atomowego w górnych warstwach atmosfery Ziemi, zbadanie globalnych różnic chemicznych powierzchni Księżyca, wykonanie poszukiwań dowodów odgazowywania na Księżycu, wykonanie kalibracyjnych obrazów układu.
- Znalezienie bezpiecznej strefy lądowania dla Philae na powierzchni jądra kometarnego.
- Obserwowanie zachowania się lądownika Philae przed lądowaniem;
Tytuł: Odp: Rosetta (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Lipiec 20, 2010, 00:31
System OSIRIS składa się z dwóch kamer: kamery szerokokątnej (Wide Angle Camera - WAC) zaprojektowanej do zobrazowania dużych fragmentów wewnętrznej komy i emisji pyłu i gazu bezpośrednio ponad powierzchnią jądra kometarnego; oraz kamery wąskokątnej (Narrow Angle Camera - NAC), zaprojektowanej do obrazowania jądra, w tym jego powierzchni w wysokiej rozdzielczości. Osobną częścią systemu jest wspólny moduł elektroniki (Common Electronics Box), wspólny dla obu kamer. Kamery są odizolowane termalnie od statku, i umieszczone na jego zewnętrznej powierzchni. Główny moduł elektroniki znajduje się wewnątrz statku, i wyposażony w żaluzje chłodzącą w ścianie pojazdu. Każda kamera posiada także osobną jednostkę elektroniki odzyskiwania informacji z detektorów, umieszczonych wewnątrz statku, ale tak blisko kamer jak to możliwe, w celu zmniejszenia długości połączeń.

Kamera szerokokątna WAC jest systemem pozaosiowym F/5.6, wyposażonym w dwa zwierciadła.  Zwierciadło główne ma kształt silnie spłaszczonej elipsoidy i jest wypukłe. Zwierciadło wtórne ma kształt silnie spłaszczonej elipsoidy i jest wklęsłe.  Przegroda, oraz konfiguracja optyki pozwalają na wydajne odrzucenie zabłąkanego światła. Do wytwarzania obrazów służy detektor CCD o wymiarach 2048 x 2048 pikseli, gdzie jeden piksel ma szerokość 14 mikronów. Dane z CCD są odbierane przez 14 bitowe przetworniki analogowo - cyfrowe, a następnie przekazywane do procesora danych. Pole widzenia WAC ma wymiary 12.1 x 12.1 stopni, z rozdzielczością kątową 100 mikroradianów na piksel. Długość ogniskowej wynosi 140 mm, a jedna klatka jest wykonywana w czasie 3.5 s. Całkowity zakres widmowy tej kamery wynosi 250 - 1000 nm. Jest wyposażona w 16 filtrów umieszczonych na dwóch obrotowych kołach, i pokrywających odpowiednie linie emisji gazów. Na kole 1 znajdują się następujące filtry (w nawiasach po kolei: centralna długość fali w nm, szerokość przepuszczanego pasma w nm, oraz procentowa wartość przepuszczonego promieniowania, przed nazwą pozycja na kole): 0 - dziura (650, 800, 100% - wolne miejsce przepuszczające cały zakres promieniowania); 1 - UV245 (245, 15, 35%); 2 - CS (257.5, 4, 25%); 3 - UV295 (295, 10, 35%); 4 - OH (308.5, 4, 25%); 5 - UV325 (325, 10, 35%); 6 - NH (335.5, 4, 25%); 7 - Zielony (535, 60, 70%). Na kole 2 znajdują się następujące filtry (wszystko jak wyżej): 0 - dziura (650, 800, 100%); 1 - UV375 (375, 10, 50%); 2 - CN (387.5, 4, 25%); 3 - NH2 (571.5, 10, 25%); 4 - Na (589, 4, 25%); 5 - VIS610 (610, 10, 50%); 6 - OI (630, 4, 25%); 7 - R (640, 160, 90%).

Kamera wąskokątna NAC jest  systemem anastygmatycznym wyposażonym w trzy zwierciadła. Zwierciadło główne ma kształt wklęsły hiperboliczny, zwierciadło wtórne  ma kształt wypukły paraboliczny, a zwierciadło trzeciorzędowe - wypukły sferyczny. Przegroda pozwala na dobre odrzucanie zabłąkanego światła. Do wytwarzania obrazów służy detektor CCD o wymiarach 2048 x 2048 pikseli, gdzie jeden piksel ma wymiarach 14 mikronów. Dane z CCD są odbierane przez 14 bitowe przetworniki analogowo - cyfrowe, a następnie przekazywane do procesora danych. Pole widzenia NAC wynosi 2.35 x 2.35 stopnia, z rozdzielczością kątową 20 mikroradianów na piksel. Sługość ogniskowej wynosi 700 mm, a jeden obraz jest uzyskiwany w 3.5 s. Ogólny zakres widmowy tej kamery wynosi 250 - 1000 nm. Jest wyposażona w 16 filtrów umieszczonych na dwóch obrotowych kołach, i pokrywających odpowiednie linie minerałów i kolory. Na kole 1 znajdują się następujące filtry (wszystko jak w przypadku WAC): 0 - dziura (650, 800, 100%); 1 - linia dla gazów neutralnych (650, 800, 2%); 2 - soczewka skupiająca (650, 800, 90%); 3 - daleki ultrafiolet (270, 50, 50%); 4 - linia wody (700, 20, 50%); 5 - linia ortopiroksenów (800, 40, 50%); 6 - linia żelaza (930, 40, 50%);  7 - daleka podczerwień (990, 40, 50%). Na kole 2 zgadują się następujące filtry (wszystko jak zwykle): 0 - dziura (650, 800, 100%); 1 - bliski ultrafiolet (359, 60, 50%); 2 - światło niebieskie (480, 80, 70%); 3 - światło zielone (535, 60, 70%); 4 - filtr czysty (600, 400, 90%); 5 - światło pomarańczowe (645, 94, 80%); 6 - światło czerwone (740, 60, 70%); 7 - bliska podczerwień (880, 60, 70%).

Do kamery NAC jest dołączony ponadto system obrazujący w podczerwieni. Jest on wyposażony w osobny zestaw optyki. Światło jest do niego kierowane poprzez zmianę pozycji jednego ze zwierciadeł w NAC. Światło przechodzi następnie przez oddzielne dla tego systemu koło filtrów i jest odbierane w zimnej komorze schłodzonej biernie za pomocą radiatora o powierzchni 0.5 metra kwadratowego do temperatury 130 K. Koło filtrów używane przez ten system jest podobne do kół używanych w kamerach NAC i WAC, jednak jest dostosowane do niskich temperatur i zawiera filtry scentrowane między innymi na linie emisyjne wody i dwutlenku węgla. Obraz jest uzyskiwany na chłodzonym detektorze o wymiarach 640 x 480 pikseli zbudowanego z HgCdTe. Każdy piksel ma powierzchnię 27 mikronów kwadratowych, co podpowiada rozdzielczości kątowej 38.6 mikroradianów na piksel. Zakres widmowy tego komponentu wynosi nominalnie 1 - 3.5 mikronów, ale może dojść do 4.8 mikronów.
Moduł elektroniki, zawiera system przetwarzania danych (Data Processing Unit - DPU). DPU składa się z dwóch cyfrowych procesorów sygnałowych (Digital Signal Processors - DSP), pamięci wchodzącej w skład statku kosmicznego, oraz interfejsów łączących go z kamerami. Centralnym mikroprocesorem jest TSC21020, 20 MHz, 60 MFLOPS. DPU dysponuje pamięcią masową 4 gigabitów opartą na DRAM. Umożliwia autonomiczną kontrolę całego instrumentu, oraz wykonywanie i sprzęganie obrazów z obu jego komponentów.

System OSIRIS jest efektem współpracy Niemiec, Francji, Włoch, Hiszpanii, Szwecji, Wielkiej Brytanii, oraz USA.
Tytuł: Odp: Rosetta (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Lipiec 20, 2010, 00:32
ROSINA
Spektrometr do analizy jonów i gazu neutralnego orbitera sondy Rosetta jest kombinacją trzech urządzeń: skupiającego magnetycznego spektrometru masowego, spektrometru masowego czasu lotu, oraz monitora dynamiki jonów i gazu neutralnego. Do jego podstawowych celów naukowych należą:
- Określenie pierwiastkowego, izotopowego, oraz cząsteczkowego składu neutralnej i zjonizowanej atmosfery komety.
- Wykonanie pomiarów składu neutralnych i zjonizowanych składników atmosfery komety charakteryzujących się wysoką szybkością.
- Wykonanie badań jednorodnych i niejednorodnych reakcji chemicznych z udziałem jonów i gazów neutralnych.
- Wykonanie globalnych badań składu cząsteczkowego, pierwiastkowego, izotopowego, składu jądra i jego stanu fizycznego, chemicznego i morfologicznego.
- Zidentyfikowanie procesów odpowiedzialnych za powstawanie atmosfery pyłowej i jonosfery komety. Ponadto scharakteryzowanie dynamiki tych elementów w funkcji czasu i odległości heliocentrycznej oraz pozycji względem centrum komety.
- Wykonanie badań początków komet, ich relacji z materią międzygwiazdową, i wynikających z tego implikacji dla początków Układu Słonecznego.
- Zbadanie możliwego odgazowywania planetoid podczas przelotów koło tych ciał, i wyprowadzenie z tego relacji pomiędzy niektórymi planetoidami i kometami, jeśli taka istnieje.

Instrument zbada skład neutralnej i zjonizowanej atmosfery komety, zmierzy temperaturę i szybkość gazu neutralnego i jonów, oraz określi reakcje w których biorą one udział, oraz zmierzy gęstość i ciśnienie gazu, w celu określenia tempa radialnego przepływu gazu.
ROSINA składa się z trzech komponentów. Żaden pojedynczy instrument nie mógł sprostać wszystkim postawionym celom naukowy. Te komponenty to: skupiający magnetyczny spektrometr masowy (Double Focusing Magnetic Mass Spectrometer - DFMS); spektrometr masowy czasu przelotu (Reflectron Time-of-Flight Spectrometer - RTOF), oraz monitor dynamiki jonów i gazu neutralnego (Neutral and Ion Dynamics Monitor - NIDM). Zostały one zainstalowane na górnej powierzchni orbitera, która w trakcie badań komety będzie skierowana w stronę jej jądra. System ten charakteryzuje się: bardzo szerokim zakresem masowym - od 1 u (wodór) do 300 u (cząsteczki organiczne); bardzo wysoką rozdzielczością masową - umożliwiającą odróżnienie CO od N2 oraz 13C od 12CH; bardzo szerokim zasięgiem dynamicznym i wrażliwością przy dużych zmianach w koncentracji jonów i gazu neutralnego oraz ich wypływie w czasie zbliżania się komety do Słońca.

DFMS jest spektrometrem masowym, który posłuży do określania mas atomowych i cząsteczkowych,  a zarazem identyfikowania substancji w zakresie masowym 12 - 100 u. Charakteryzuje się wysokim zasięgiem dynamicznym i dobrą wrażliwością. Komponent ten składa się z dwóch otworów wejściowych (jednego z polem widzenia 20 x 20 stopni, i drugiego z polem widzenia 2 x 2 stopni); kompletu namagnesowanych płytek odchylających; systemu elektrostatycznego; analizatora ze źródłem jonów, oraz detektora masy. Masy jonów będą określane poprzez wykonanie pomiarów stopnia odchylenia toru ich ruchu w polu magnetycznym. Gaz neutralny przed analizą będzie jonizowany. DFMS był hermetycznie zamknięty przed startem w próżniowej obudowie. Został otwarty podczas lotu do komety, w tym czasie uruchomione zostały także analizatory. Region źródła jonów został otworzony poprzez usunięcie pokrywy ochronnej. DFMS może działać w dwóch trybach: pomiarów jonów kometarnych (Ion Mode), oraz pomiarów neutralnego gazu kometarnego (Gas Mode). Przełączanie między trybami wymaga tylko zmian potencjałów w źródle jonów, i zniesienia emisji elektronów, która jest używana do jonizowania gazu. Wszystkie inne operacje są identyczne dla obu trybów.

RTOF składa się z dwóch podobnych, ale niezależnych systemów, z których każdy zwiera źródło jonów oraz detektor. Jeden z nich posłuży do wykonywania badań składu jonów kometarnych, a drugi do takich analiz gazu neutralnego. Urządzenie składa się ze źródeł jonów, optyki jonowej, reflektronu, i detektorów. Neutralny gaz wchodzący do instrumentu przez wlot gazów jest jonizowany i gromadzony, a następnie wysyłany przez optykę jonową za pomocą płytek odchylających do reflektronu, który skupia jony na dwóch oddzielnych detektorach. Każdy z nich składa się z anody, płyty z mikrokanałami (Micro-Channel Plate - MCP) i siatki. Ponieważ jony są wyrzucane ze źródła jonów z jednakową energią, różnice w czasie ich przelotu przez instrument umożliwiają wyznaczenie ich mas. Jony wchodzące do urządzenia przez wlot gazu są przyspieszane przez optykę jonową, i kierowane do tego samego reflektronu co zjonizowany gaz neutralny. Są także skupiane na tych samych detektorach, a pomiar ich masy odbywa się na tej samej zasadzie. Jedno ze źródeł jonów jest zoptymalizowane do pomiarów gazu neutralnego, który jest jonizowany przez uderzenia elektronów (tryb gazu - Gas Mode), a drugie do bezpośrednich pomiarów jonów kometarnych (tryb jonów - Ion Mode). Komponent RTOF może wykonywać pomiary w zakresie masowym do 1 do ponad 300. Urządzenie to charakteryzuje się niezwykle wysoką rozdzielczością masową i rozdzielczością czasową. Elektronika RTOF generuje różne poziomy napięcia dla komponentów urządzenia, wykonywania pomiarów i pozyskiwania danych o jego funkcjonowaniu, kontroluje silnik zwijający osłonę chroniącą źródła jonów i detektory MCP (podczas prac naziemnych, w czasie startu, oraz przed gazem z silników podczas manewrów statku kosmicznego), i mierzy dokładnie czas lotu jonów. Aby osiągnąć bardzo wysoką rozdzielczość masową pomiary różnic czasu pomiędzy wygenerowaniem jonów a ich zatrzymaniem muszą być bardzo dokładne. Elektronika ROSINA pozwala na rozdzielczość czasową 550 ps.

Monitor dynamiki jonów i gazu neutralnego NIDM składa się z dwóch sensorów ciśnienia gazu kometarnego (Comet Pressure Sensors - COPS) zaprojektowanych do wykonania pomiarów szybkości neutralnych i zjonizowanych gazów kometarnych w zakresie szybkości od 0.5 do 4 machów, oraz temperatur tych gazów w zakresie 50 - 500 K. Całkowita gęstość (ciśnienie) jest mierzona z zastosowaniem techniki Bayarda - Alperta. Pomiary ciśnienia ulepszą istniejące modele wewnętrznej komy, a także pozwolą na ochronę innych instrumentów Rosetty. Jeśli ciśnienie będzie podnosić się ponad poziom wymagany dla prawidłowego działania innych instrumentów (np podczas niskich przelotów nad powierzchnią jądra) będą one wyłączane.

Instrument ROSINA powstał przy współpracy Szwajcarii, Francji, Belgii, USA, oraz Niemiec.
Tytuł: Odp: Rosetta (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Lipiec 20, 2010, 00:33
VIRITIS
Spektrometr obrazujący zakresu widzialnego i podczerwonego (Visible and Infrared Thermal Imaging Spectrometer - VIRTIS) jest urządzeniem do badań spektrometrycznych jądra kometarnego. Do jego podstawowych celów naukowych należą: wykonanie badań jądra kometarnego i jego środowiska w podczerwieni; określenie składu stałych materiałów powierzchniowych; określenie składu substancji lotnych; określenie temperatury powierzchni jądra; oraz określenie warunków fizycznych w komie wewnętrznej. Do dodatkowych celów należą:   zebranie pomocniczych danych podczas selekcji miejsca lądowania lądownika Philae; dostarczenie danych uzupełniających pomiary innych instrumentów; oraz wykonanie badań planetoid podczas przelotu koło tych ciał.
Instrument VIRTIS składa się z dwóch podsystemów optycznych: podsystemu mapującego (VIRITIS Mapping Subsystem - VIRTIS-M), dostarczającego obrazów o wysokiej rozdzielczości przestrzennej i niewielkiej rozdzielczości widmowej w zakresie widzialnym i podczerwonym w przedziale długości fal 0.25 - 5 mikrometrów; oraz  podsystemu wysokiej rozdzielczość (VIRITIS High-Resolution Subsystem - VIRTIS-H), dostarczającego wyłącznie dane widmowe wysokiej rozdzielczości w zakresie 2 - 5 mikrometrów.

VIRTIS jest zainstalowany na płycie podstawowej instrumentu. Ogólnie dzieli się na cztery podsystemy: główny moduł elektroniki (Main Electronics Module), zasilacza (Power Supply); dwa dodatkowych modły elektroniki, po jednym dla każdego podsystemu  (Proximity Electronics Modules); dwa moduły optyki (Optics Modules) zawierający detektory i systemy optyczne zamknięte w chłodzonej obudowie; oraz dwie chłodziarki cykliczne  (Cycle Cryocoolers) po jednej dla każdego systemu. Chłodziarki zostały umieszczone w części instrumenty przymocowanego do powierzchni statku kosmicznego i są odizolowane od obudowy  z detektorami. Służą do utrzymywania detektorów  w temperaturze około 130 K, oraz rozpraszania ciepła produkowane przez statek. Obudowa z detektorami jest połączona z płytą podstawowa za pomocą 8 prętów wykonanych  z tytanu. Zarówno VIRTIS-M jak i  VIRTIS-H mają pokrycia ochronne, które chronią je przed zanieczyszczeniami i stanowią wewnętrzne źródło kalibracyjne.

Podsystem VIRTIS-M jest spektrometrem obrazującym. Jego głównym celem jest wykonywanie obserwacji jądra. W skład systemu optycznego wchodzi teleskop Shafera, (odwrócony teleskop Burcha). Otwór wejściowy ma średnicę 50 mm. Teleskop jest połączony przez szczelinę wejściową ze spektrometrem z siatką dyfrakcyjną. Główne zwierciadło jest zwierciadłem skanującym, obarczanym przez silnik. Spektrometr składa się ze zwierciadła zbierającego, oraz sferycznej wypukłej siatki dyfrakcyjnej. Oba te elementy są wykonane ze szkła optycznego. Spektrometr jest wyposażony w dwa detektory. Pierwszym jest detektor CCD o wymiarach 256 x 388 pikseli, służący do wykonywania obrazów w zakresie 0.25 - 1.05 mikrometrów (zakres widzialny). Drugim jest detektor w postaci powierzchni czułej na podczerwień w płaszczyźnie ogniskowej (Infrared Focal Plane Array - IRFPA) wykonanej z HgCdTe o wymiarach 256 x 412 pikseli, obrazujący w zakresie 1 - 5 mikrometrów (podczerwień). Ten ostatni jest umieszczony w płaszczyźnie ogniskowej systemu optycznego, i schłodzony do temperatury 70 K przez chłodziarkę. Zimny koniec układu chłodzącego jest połączony z  IRPA przez miedziany uchwyt.  Detektor CCD jest obsługiwany w temperaturze 155 K, i jest umieszczony bezpośrednio na spektrometrze. Stosunek ogniskowej F/# dla detektora optycznego wynosi 5.8, a dla detektora podczerwonego - 3.2.

Podsystem VIRTIS-H jest wysokorozdzielczym spektrometrem podczerwieni Echelle. Jego głównym celem jest wykonywanie obserwacji emisji gazu w komie z wysoką rozdzielczością widmową, a także wykonywanie obserwacji jądra. W pierwszym wypadku nacisk zostanie położony głównie na linie emisyjne wody i tlenku węgla przy 3 mikrometrach. Obserwacje jądra obejmą obserwacje emisji PAH oraz alkoholu metylowego (jeśli będzie obecny). Urządzenie pracuje w całkowitym zakresie widmowym 2 - 5 mikrometrów (podczerwień). Otwór wejściowy ma średnicę 36 mm. Światło wchodzące do urządzenia jest kierowane do dwóch głównych zwierciadeł parabolicznych, następnie jest kolimowane przez inne zwierciadło paraboliczne, przed wejściem do rozpraszającego poprzecznie pryzmatu wykonanego z fluorku litu. Po wyjściu z pryzmatu światło pada na płaską siatkę dyfrakcyjną, która rozprasza światło w kierunku prostopadłym do kierunku rozpraszania pryzmatu, i służy do uzyskiwania spektrogramów. Siatka dyfrakcyjna o niskiej gęstości bruzd pozwala na osiągnięcie bardzo wysokiej rozdzielczości spektralnej. Detektor jest powierzchnią IRPA wykonaną z  HgCdTe i ma wymiary 240 x 640 pikseli. Jest chłodzony za pomocą chłodziarki. Jest umieszczony w płaszczyźnie ogniskowej układu optycznego.  Stosunek osikowej tego systemu optycznego wynosi  F/1.67.

Instrument VIRITIS jest efektem współpracy Włoch, Niemiec, Francji, Polski, oraz USA.
Tytuł: Odp: Rosetta (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Lipiec 20, 2010, 00:34
ICA
Analizator składu jonów (Ion Composition Analyser - ICA) został zaprojektowany w celu określenia kierunku i energii wiatru słonecznego oraz jonów kometarnych, przy różnych ich rodzajach poprzez mierzenie stosunku ich ładunku do masy. ICA jest jednym z 5 instrumentów wchodzących w skład systemu do badań plazmy sondy Rosetta (Rosetta Plasma Consortium - RPC). Poza nim w skład tego zestawu wchodzą: próbnik Langumira (Langmuir Probe - LAP); sensor jonów i elektronów (Ion and Electron Sensor - IES); magnetometr transduktorowy (Fluxgate Magnetometer - MAG), oraz próbnik impedancji (Mutual Impedance Probe - MIP). Do podstawowych celów naukowych systemu RPC należą:
- Badania struktury komy wewnętrznej - jej dynamiki, termodynamiki, fal szokowych i aeronomii poprzez obserwacje cząstek naładowanych łącznie z danymi na temat środowiska pyłowego wewnętrznej komy.
- Badania rozwoju aktywności kometarnej podczas zbliżania się jądra do Słońca, w tym procesu formowania się warkocza plazmowego.
- Badania oddziaływań materii kometarnej z wiatrem słonecznym w tym mikro i makroskalowych struktur w obszarze oddziaływania materii kometarnej z wiatrem słonecznym.
- Określenie właściwości fizycznych jądra i jego powierzchni, w tym elektrycznych właściwości skorupy, jej szczątkowego magnetyzmu, oraz zmian powierzchni powodowanych przez wiatr słoneczny. Ponadto Wczesne wykrycie aktywności kometarnej.
- Badania oddziaływań planetoid z wiatrem słonecznym podczas dwóch przelotów koło tych ciał.

Pomiary systemu RPC pozwolą na dokładniejsze zrozumienie procesów łączących pył, gaz i plazmę, oraz procesów związanych z oddziaływaniem z wiatrem słonecznym. RPC ma także doskonałe zdolności dla szczegółowych badań fizyki oddziaływań planetoid z wiatrem słonecznym, a także pozwoli na pomiary przewodnictwa elektrycznego i magnetycznego planetoid.
ICA składa się z elektrostatycznego systemu określającego kąt wejścia jonów do instrumentu (Electrostatic Entrance Angle Aystem); elektrostatycznego analizatora cylindrycznego (Electrostatic Tophat Analyzer); oraz z cylindrycznego analizatora pędu (Cylindrical Momentum Analyzer).

Analizator elektrostatyczny jest analizatorem toroidalnym, i ma pole widzenia 360 stopni. Analizator pędu jest analizatorem stosunku masa/ładunek, mierzącym szybkość cząstek dzięki pomiarom czasu ich przelotu przez sensor. Jego konstrukcja bazuje na magnesie stałym. Cząstki są wykrywane przez dużą płytę z mikrokanałami (Micr-Channel Plate - MCP), i dwuwymiarową powierzchnię anod. Instrument ICA dostarczy danych na temat azymutu toru lotu jonów, oraz stosunku masa/ładunek. Może mierzyć kąty w 16 zakresach i masy cząstek w 32 zakresach. Zakres masowy wynosi 1 – 10^12 u, co umożliwi uwzględnienie w pomiarach naładowanych elektrycznie cząstek pyłu o wielkości poniżej mikrona. Rozdzielczość masowa wystarcza, aby rozróżnić główne rodzaje cząstek, takie jak protony, hel, tlen, jony molekularne, oraz jony ciężkie pochodzące z pyłu. Stosunek masa/ładunek będzie mierzony w rozdzielczości 7% w zakresie 1 eV/q - 40 eV/q. Dane na temat rozmieszczenia jonów w 2 wymiarach są jednorazowo otrzymywane w  4 s, w trzech wymiarach w 64 s.

Instrument jest kontrolowany przez układ sprzęgający pomiary plazmy (Plasma Interface Unit - PIU) - wspólny interfejs statku kosmicznego i wszystkich instrumentów RPC. Dostarcza wspólnej ścieżki dla transmisji danych naukowych i informacji na temat funkcjonowania instrumentów na Ziemię, oraz dla przyjmowania i przetwarzania rozkazów z Ziemi. PIU przejmuje także moc elektryczną ze statku kosmicznego, i przekształca ją na potrzeby poszczególnych instrumentów RPC. Wykonuje także częściowe pokładowe przetwarzanie danych z sensora instrumentu MAG, który nie może przetwarzać produkowanych przez siebie danych.

System RPC jest efektem współpracy Francji, Szwecji, Wielkiej Brytanii, USA, Węgier, Niemiec, oraz państw ESA.
Tytuł: Odp: Rosetta (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Lipiec 20, 2010, 00:34
IES
Sensor jonów i elektronów (Ion and Electron Sensor - IES) jest analizatorem elektrostatycznym zaprojektowanym do wykonania równoczesnych pomiarów gęstości jonów i elektronów w wietrze słonecznym i plazmie kometarnej.

IES składa się z dwóch analizatorów elektrostatycznych: analizatora elektronów (Electron Analyzer) ustawionego na szczycie analizatora jonów (Ion Analyzer). Oba analizatory współdzielą jeden otwór wejściowy. Elektrostatyczne odchylanie kątów pod którymi cząstki chodzą do instrumentu pozwala na uzyskanie pola widzenia 90 x 360 stopni. Optyka magnetyczna kierująca cząstkami naładowanymi jest oparta na geometrii toroidalnej. IES umożliwia wykonywanie pomiarów rozkładu jonów i elektronów w zakresie 3 eV/e - 30 keV/e, z rozdzielczością 4%. Rozdzielczość kątowa dla elektronów wynosi 5 x 22.5 stopnia, dla jonów kometarnych 5 x 45 stopni, a dla jonów wiatru słonecznego 5 x 5 stopnia. Dane na temat rozmieszczenia cząstek w 3 wymiarach są uzyskiwane jednorazowo w  65.5 s.
Tytuł: Odp: Rosetta (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Lipiec 20, 2010, 00:35
LAP
Próbnik Langumira  został zaprojektowany do wykonania szczegółowych badań plazmy wokół komety poprzez wykonanie pomiarów jej gęstości, temperatury i szybkości. Do jego celów naukowych zaliczają się:
- Uzyskanie informacji na temat struktury i dynamiki procesu odgazowywania jądra.
- Określenie stosunku struktur występujących w komie do właściwości powierzchni jądra kometarnego.
- Zdefiniowanie struktur tworzonych przez plazmę oraz występujących w niej fal.
- Określenie procesów formowania się warkocza plazmowego.

LAP składa się z dwóch kulistych sond wykonanych z tytanu i mających średnicę 5 cm. Zostały zainstalowane na wysięgnikach, które oddaliły je do głównej struktury sondy.  Pomiary LAP polegają na wyznaczaniu cech napicia w dwóch elektrodach, co pozwala na wyznaczenie napięcia prądu w otaczającej plazmie. Dzięki temu można wyprowadzić gęstość elektronów, temperaturę elektronów, oraz parametry fal plazmowych. Sensory mogą być utrzymywane w ustalonym potencjale, w celu zmierzenia zmian w gęstości plazmy, a analiza sygnałów od dwóch sond w czasie lotu pozwala na wyznaczenie szybkości strumienia plazmy. Sensor LAP ma całkowitą masę 0.454 kg.
Tytuł: Odp: Rosetta (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Lipiec 20, 2010, 00:35
MAG
Magnetometr transduktorowy został zaprojektowany do wykonania pomiarów trwałych i/lub indukowanych właściwości magnetycznych jądra kometarnego (wraz z magnetometrem ROMAP lądownika Philae) oraz określenia struktury pola magnetycznego w strefie oddziaływań materii kometarnej z wiatrem słonecznym.

Instrument MAG składa się z dwóch ultralekkich, trójosiowych magnetometrów transduktorowych ustawionych na długim wysięgniku (1.5 metra długości), wspólnym z instrumentem LAP. Jeden z nich znajduje się blisko końca wysięgnika, a drugi w odległości 10 - 30 cm od powierzchni statku kosmicznego. Taka konfiguracja zapewni jednoczesne pomiary kosmicznego pola magnetycznego i pola wytwarzanego przez statek. Umożliwia to wzięcie odpowiednich poprawek na pomiary pola kometarnego. Taka technika pomiarów była już wielokrotnie stosowana, na przykład w misjach Voygaer, Galileo, Cassini, Mars Observer, czy Mars Global Surveyor. Pole magnetycznego może być mierzone w zakresie od -16384 do +16384 nT, w pojedynczych 0.031 nT krokach. Częstotliwość próbkowania może być zmieniana w zakresie 1 - 50 pomiarów na sekundę. Sensory MAG mają masę 0.096 kg.
Tytuł: Odp: Rosetta (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Lipiec 20, 2010, 00:36
MIP
Próbnik impedancji został zaprojektowany w celu wykonania pomiarów gęstości plazmy (gazu elektronowego), jej temperatury, szybkości przepływu, a także do odbioru i badań rozkładu spektralnego fal plazmowych wysokich częstotliwości (ponad 10 kHz), oraz do monitorowania gazowej i pyłowej aktywności jądra. Pomiary te będą wykonywane w wewnętrznej komie.

Instrument MIP został zainstalowany na jednym z długich wysięgników umieszczonych na sondzie. MIP jest próbnikiem mierzącym częstotliwość impedancji prądu płynącego w połączeniu pomiędzy dwoma elektrodami (anteną nadawczą i odbiorczą). Zmierzona częstotliwość dostarcza informacji na temat właściwości plazmy w otoczeniu. Ta metoda pozwala na wykonywanie pomiarów właściwości plazmy o niezmierne niskiej energii (przy temperaturach w przybliżeniu  100 K). MIP może także działać w trybie biernym, w którym funkcjonuje jako analizator harmoniczny.

Główna struktura instrumentu, w postaci belki podtrzymującej anteny dipolowe jest zbudowana z lekkich włókien węglowych wzmocnionych tworzywami sztucznymi. Cztery dipole - dwa nadawcze i dwa odbiorcze są wykonane z aluminium. Na zewnątrz są pokryte izolacją zapewniającą odpowiednią temperaturę. Urządzenie może operować w temperaturach od -160°C do + 105°C.

MIP ma całkowitą masę 0.370 kg (same sensory 220 g). Ma całkowitą długość 100 cm, całkowitą szerokość 18 cm, i średnicę belki podtrzymującej 2 cm. Elektronika, wspólna z instrumentami PIU, MAG, oraz LAP ma masę 3.291 kg.
W czasie prac nad projektem zbudowano 1 model eksperymentalny instrumentu, 2 modele inżynieryjne, 1 model kwalifikacyjny, oraz 2 modele lotne. W budowie MIP (a także LAP) brał udział Odział ESA do Spraw Badań Układu Słonecznego (ESA Solar System Division), LPCE z Francji, Szwedki Instytut Fizyki Kosmicznej (Swedish Institute of Space Physics), oraz Fiński Instytut Meteorologii (Finnish Meterological Institute).
Tytuł: Odp: Rosetta (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Lipiec 20, 2010, 00:36
RSI
W eksperymencie radiowym orbitera sondy Rosetta zostaną użyte nadajniki, odbiorniki, oraz anteny tworzące układ telemetryczny sondy. Jedynym specjalnym urządzeniem jest oscylator ulstrastabilny (Ultra Stable Oscillator - USO), który dostarczy częstotliwości odniesienia. Obok rutynowego śledzenia obejmującego nawigację i transmisję danych, komponenty te zostaną użyte do wykowania czterech rodzajów badań naukowych.

Badania pola grawitacyjnego i właściwości dynamicznych będą polegały na rejestrowaniu przesunięć dopplerowskich w sygnale sondy odwzorowujących jej ruch. Umożliwią:
- Określenie masy jądra i jego gęstości.
- Scharakteryzowanie grawitacyjnego komety.
- Określenie momentu bezwładnościowego i rotacji komety.
- Dokładne określenie orbity jądra i jej zmian; oraz określeniem mas i gęstości mijanych planetoid.

Badania jądra obejmą:
- Określenie jego wielkości i kształtu poprzez obserwacje zakryć statku przez jądro.
- Określenie jego wewnętrznej struktury poprzez sondowanie.
- Określenie szorstkości jego powierzchni i stałej dielektrycznej poprzez eksperyment radaru bistatycznego.
 - Określenie jego rotacji i precesji poprzez eksperyment radaru bistatycznego.

Badania komy obejmą:
- Określenie rozkładu cząstek pyłu o rozmiarach od milimetrów do decymetrów poprzez sondowanie komy.
- Określenie zawartości plazmy w wewnętrznej komie poprzez sondowanie komy.
- Wyprowadzenie gęstości gazu i pyłu poprzez rejestrowanie niegrawitacyjnych perturbacji statku.

W sondowaniu komy zostaną wykorzystane przesunięcia częstotliwości spowodowane przez plazmę oraz zmiany mocy sygnału i polaryzacji fal nośnych.
Badania korony słonecznej umożliwią określenie zawartości elektronów w wewnętrznej koronie, przyspieszenia wiatru słonecznego, oraz poszukiwania koronlanych wyrzutów masy i turbulencji w koronie.

Dane do eksperymentu RSI (pomiary przesunięć dopplerowskich oraz odległości sondy od Ziemi, zmian mocy sygnału, rejestrowanie sygnału odbitego od jądra, ustalanie czasów zakryć sondy przez jądro) będą wykonywane podczas normalnych procesów łączności z sondą, przeprowadzonych  w celach nawigacyjnych oraz transmisji danych. W eksperymencie będzie używany wyłącznie sprzęt telemetryczny w postaci nadajników i odbiorników orbitera, oraz jego anteny wysokiego zysku.

W eksperymencie mogą być zastosowane zarówno połączenia jedno- jak i dwukierunkowe. W przypadku łącza jednokierunkowego sygnał wygenerowany przez oscylator jest otrzymywany na Ziemi, i analizowany. Będzie to używane tylko podczas zakrycia sondy przez jądro. Umożliwi to sondowanie jądra, ponieważ stałe lodowe ciała powinny być przenikalne dla promieniowania mikrofalowego. Tryb ten wymaga użycia oscylatora ulstrastabilnego. Jego głównym celem jest dostarczenie częstotliwości odniesienia dla równoczesnych jednokierunkowych transmisji w paśmie S i X. W przypadku połączenia dwukierunkowego sygnał łącza Ziemia - sonda w paśmie S lub X jest wysyłany z Ziemi, i retransmitowany z powrotem przez sondę. Tryb ten będzie używany dla wszystkich badań pola grawitacyjnego, sondowania korony słonecznej, i rutynowego śledzenia sondy.

Segment naziemny eksperymentu składa się z anten i związanego z nim wyposażenia. Do śledzenia sondy używana jest stacja śledzenia w Perh (antena o średnicy 35 metrów), stacja ESA w Australii, oraz należącej do NASA sieci DSN (anteny o średnicy 34 metrów) w Kalifornii, Hiszpanii i Australii. Łączność będzie możliwa przez typowo 8 - 10 godzin na dobę. Pomiary przesunięć dopplerowskich będą mogły zostać otrzymane zawrze gdy statek będzie widziany ze stacji naziemnych. W trybie dwukierunkowym stacja naziemna będzie wysyłała sygnał do sondy  paśmie X lub S, a następnie będzie obierała sygnał z sondy jednocześnie w paśmie X i S. Informacje na temat amplitudy sygnału, otrzymanej częstotliwości i polaryzacji sygnału będą wyprowadzane i rejestrowane w funkcji czasu przyjęcia sygnału na Ziemi.
Tytuł: Odp: Rosetta (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Lipiec 20, 2010, 00:37
OPÓŹNIENIE MISJI
Celem misji była pierwotnie kometa 46 P/Wirtanen. Start był planowany na luty 2004 roku. Dnia 26.08.2005 pojazd miał przelecieć koło Marsa (w odległości 200 km od powierzchni, 1.38 AU od Słońca, i 0.69 AU od Ziemi). Dnia 28.11.2005r sonda miała przelecieć ponownie koło Ziemi (w odległości 4511 km od powierzchni). Dnia 11.07.2006r miała przelecieć koło planetoidy 4979 Otawara (w odległości 2500 km od powierzchni, 1.89 AU od Słońca, i 1.34 AU od Ziemi). Na 28.11.2007 był planowany drugi przelot koło Ziemi (w odległości 9.24 km od powierzchni). w 2008 roku próbnik miał się spotkać z planetoidą 140 Siwa (w odległości 3500 km od powierzchni, 2.75 AU od Słońca, i 3.11 AU od Ziemi). Sonda miała osiągnąć kometę w 2011 roku, a w roku 2012 uwolnić lądownik. Misja została jednak opóźniona z powodu katastrofy innej rakiety Ariane i poszukiwaniami przyczyn awarii. Misję trzeba było zaplanować od podstaw. Podniosło do koszty o ok. 70 - 80 mln dolarów. Z tego powodu konieczne było anulowanie prac projektowanych nad lądownikiem dla misji Bepi Colombo do Merkurego.
Tytuł: Odp: Rosetta (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Lipiec 20, 2010, 00:38
PRZEBIEG MISJI
Rosetta wystartowała dnia 2 marca 2004r, o godzinie 7:17 UTC za procą rakiety Ariane 5+G. Miejscem startu był kosmodrom ESA Guiana Space Centre w Kouru w Gujanie Francuskiej. Stopień 1 rakiety został odrzucony po 10 minutach od startu. Sonda znalazła się następnie na wstępnej orbicie okołoziemskiej o perygeum 45 km, apogeum 3 849 km i inklinacji 5.7°. Perygeum orbity zostało osiągnięte po 1 godzinie i 7 minutach od startu. Po 1 godzinie, 56 minutach i 45 sekundach od startu uruchomiony został silnik stopnia 2. Nastąpiło to na wysokości 652 km. Wyłączenie silnika nastąpiło po 2 godzinach, 13 minutach i 42 sekundach od startu, na wysokości 1097 km. Następnie stopień 3 został oddzielony. Dzięki temu sonda weszła na orbitę okołosłoneczną. Antena główna została rozłożona 3 marca o godzinie 00:34 UTC. Tego samego dnia o godzinie  09:34 UTC wykonane zostało testowe uruchomienie silnika. Zmiana szybkości wyniosła 1 m/s. Pierwsza korekta orbity odbyła się o godzinie 11:47 UTC i trwała 7 minut. Parametry orbity okołosłonecznej na 8 marca były następujące: peryhelium 0.8852 AU, aphelium 1.0938 AU, inklinacja 0.04°, czas obiegu 359.5 dnia.

4 marca 2005 roku sonda wykonała manewr asysty grawitacyjnej podczas pierwszego przelotu koło Ziemi. Największe zbliżenie nastąpiło o godzinie 22:09:14 UTC. Sonda minęła Ziemię w odległości 1954.74 km ponad Zatoką Meksykańską. W czasie przelotu kamery nawigacyjne uzyskały malownicze zdjęcia Ziemi i Księżyca.

W ciągu dalszego lotu sonda wykonała obserwacje komety 9P/Tempel 1 przed i krótko po uderzeniu w powierzchnię jej jądra impaktora sondy Deep Impact 4 lipca 2005 roku. Obserwacje trwały pomiędzy 21 czerwca a 14 lipca 2005r. Sonda Rosetta była obserwatorium położonym najbliżej tej komety. W obserwacjach użyto czterech instrumentów teledetekcyjnych. Instrument mikrofalowy MIRO wykonał pomiary zmian emisji wody przed i po zderzeniu. Spektrometr obrazujący w ultrafiolecie ALICE wykonał pomiary składu gazu w komie, oraz zmian w tempie emisji wody, tlenku i dwutlenku węgla. Skład gazu w komie przed i po zderzeniu został także określony za pomocą spektrometru światła widzialnego i podczerwieni VIRTIS. Podobne pomiary, oraz obrazowanie wykonał system obrazujący OSIRIS.

26 lipca 2005r rozpoczął się okres hibernacji. Przerwały ją problemy związane z niespodziewanym zużyciem paliwa. 29 września 2006r wykonany został manewr modyfikacji orbity DSM-2. Rozpoczął się o 02:00 UTC i trwał 52 minuty oraz 8 sekund. Zmiana szybkości wyniosła 880 m/s. 13 listopada 2006 wykonana została mała korekta orbity. Rozpoczęła się o 23:14 UTC, trwała 104 sekundy i spowodowała zmianę szybkości 0.099 m/s. 9 lutego 2007r odbyła się korekta TCM-16d. Trwała 54 sekundy. Odbyła się w godzinach 02:00 - 04:45 UTC.
Tytuł: Odp: Rosetta (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Lipiec 20, 2010, 00:39
W marcu 2006 roku pojazd wykonał manewr wsparcia grawitacyjnego podczas przelotu koło Marsa. Największe zbliżenie do planety miało miejsce 25 marca. Przelot został wykorzystany do wykonania kampanii obserwacyjnej planety. Działania związane z tym krytycznym etapem misji prezentowały się następująco. Dwa manewry w głębokim kosmosie ustawiające trajektorię na przelot zostały wykonane 29 września 2006 roku i 13 listopada 2006 roku. 8 marca 2007 roku o godzinie 20:11 UTC został wykonany manewr korekty trajektorii (na 16 dni przed przelotem). Kolejne manewry zostały wykonane 17 marca o 20:05 UTC (na 7 dni do przelotu) i 21 marca o 20:02 UTC (3 dni do przelotu). 22 marca o 23:55 UTC obserwacje rozpoczął monitor radiacji SREM, który wykonał 48 godzin obserwacji wokół największego zbliżenia. 23 marca o 00:15 UTC 48 godzinną kampanię obserwacji właściwości plazmy rozpoczął zestaw instrumentów RPC.
24 marca o 01:55 UTC sonda rozpoczęła 2 godzinne rozładowywanie kół reakcyjnych, w czasie którego większość instrumentów z wyjątkiem SREM i RPC nie pracowało. O 17:11 UTC rozpoczęło się zakrycie Phobosa przez Marsa. O 17:15 UTC sonda rozpoczęła 45 minutowy obrót w celu skierowania instrumentów teledetekcyjnych (OSIRIS, VIRITIS i ALICE) na Marsa. 24 marca o godzinie 18:00 UTC OSIRIS wykonał obserwacje Phobosa wyłaniającego się zza Marsa (Phobos miał kilka pikseli szerokości). Zakrycie Phobosa zakończyło się o 18:07 UTC. O 18:11 UTC instrumenty VIRITIS i ALICE rozpoczęły skanowanie Marsa. O 18:25 UTC ALICE rozpoczął obserwacje dziennego świecenia atmosfery Marsa (w tym czasie pracowały też VIRITIS i OSIRIS). Jest to emisja promieniowania ultrafioletowego z nasłonecznionej górnej atmosfery. Na Marsie występuje ono na wysokości 100 - 200 kilometrów ponad powierzchnią. Jest spowodowane emisją fotonów przez pobudzone przez promieniowanie słoneczne cząsteczki dwutlenku węgla w atmosferze. Obserwacje te pozwalają na badania zachowania się dwutlenku węgla, głównego składnika atmosfery na dużych wysokościach. O 19:50 UTC VIRIITIS rozpoczął mapowanie Marsa (ALICE i OSIRIS nadal pracowały). O 20:10 UTC rozpoczęły się poszukiwanie pierścienia pyłu wokół Marsa. OSIRIS i ALICE zostały skierowane na równik marsjański nieznacznie obok tarczy planety (najpierw 2.5 a potem 7.5 stopni od dysku) w celu poszukiwania możliwego pierścienia pyłu. O 21:05 UTC OSIRIS mapował Marsa i obserwował tranzyt Phobosa (ALICE i VIRITIS nadal pracowały). Tarcza Phobosa miała wielkość 0.01 stopnia (10 pikseli w polu widzenia kamery OSIRIS/NAC) i był w fazie 15 stopni. Tranzyt Phobosa rozpoczął się o 21:06 UTC.
O 21:50 UTC mapowanie Marsa rozpoczął VIRITIS (OSIRIS i ALICE nadal pracowały). Tranzyt Phobosa zakończył się o 21:55 UTC. O 22:10 UTC rozpoczęły się przygotowania do zaćmienia.

Przez następnie 2 godziny statek przygotowywał się do wejścia w cień Marsa. Oznaczało to utratę energii elektrycznej z paneli słonecznych, więc wszystkie instrumenty naukowe na orbiterze zostały wyłączone. Pierwotny plan misji nie przewidywał zaćmienia, więc opracowano tryb działania w którym sonda oszczędzała energię elektryczną. Statek obrócił się do pozycji umożliwiającej wznowienie obserwacji zaraz po zakończeniu zaćmienia. O godzinie 23:58 UTC zostały włączone instrumenty lądownika Philae - CIVA i ROMAP. Lądownik w przeciwieństwie do orbitera mógł pracować na bateriach, i przez 3 godzin wokół największego zbliżenia (w cieniu Marsa) wykonywał obserwacje. 25 marca o 00:40 UTC rozpoczęło się zasłonięcie Phobosa przez Marsa. Zakończyło się ono o 01:44 UTC. Zasłonięcie Rosetty przez Marsa rozpoczęło się o 01:53 UTC. Statek schował się za tarczą planety i łączność z Ziemią była niemożliwa. O 01:47 UTC rozpoczęło się zasłonięcie Deimosa przez Marsa, ale duża odległość uniemożliwiała wykonanie obserwacji. O 01:57:59 UTC miało miejsce największe zbliżenie sondy do Marsa, na odległość 250 kilometrów. Pojazd poruszał się z szybkością 36 000 kilometrów na godzinę względem środka Marsa. Rosetta znajdowała się wtedy nad północną półkulą Marsa, a punkt największego zbliżenia miał współrzędne 298.2°E, 43.5°N. O godzinie 01:55 UTC rozpoczęło się zaćmienie i Rosetta weszła w cień Marsa. O godzinie 01:57 UTC zakończyło się zasłonięcie Deimosa przez Marsa. O 02:05 UTC miało miejsce największe zbliżenie do Phobosa. Rosetta przeleciała w odległości 4 621 kilometrów od tego księżyca. Nie można było wykonać obserwacji w czasie największego zbliżenia, ale orientacja sondy umożliwiła wykonanie obserwacji po 15 minutach od wyjścia z cienia planety. O 02:18 UTC miało miejsce największe zbliżenie do Deimosa - na odległość 23 119 UTC. O godzinie 02:20 UTC zakończyło się zaćmienie sondy przez Marsa, a o 02:28 UTC - jej zasłonięcie przez tarczę planety.

O godzinie 02:35 UTC OSIRIS rozpoczął obserwacje spektrometryczne Phobosa. Phobos był obserwowany w dużym kącie fazowym (140°), i jego wymiary kątowe zmieniały się od 0.07 do 0.03° (66 - 28 pikseli w polu widzenia OSIRIS) w czasie 20 minutowych obserwacji. O 02:40 UTC obserwacje wznowił SREM, a o 02:50 UTC - RPC. O 03:00 UTC ALICE rozpoczęła obserwacje nocnego świecenia atmosfery Marsa (w tym czasie OSIRIS także pracował). Jest to świecenie górnej atmosfery po nocnej stronie planty, po raz pierwszy zaobserwowane przez sondę Mars Express w 2005 roku. W dzień promieniowanie słoneczne rozbija tlenki azotu na atomy tlenu i azotu. W nocy atomy te ponownie łączą się w tlenki azotu i emitują promieniowanie ultrafioletowe. ALICE poszukiwała także innych możliwych źródeł świecenia po nocnej stronie planety.

O 03:30 UTC VIRITIS rozpoczął skanowanie terminatora Marsa (OSIRIS i ALICE również pracowały). O 04:05 UTC ALICE wykonała kolejne obserwacje nocnego świecenia atmosfery (obserwacje wykonywały też OSISRIS i ALICE). O 04:20 UTC OSIRIS wykonał obserwacje przejścia Phobosa przed sierpem Marsa. O 05:27 UTC rozpoczęło się kolejne zasłonięcie Phobosa przez Marsa. O 04:45 UTC VIRITIS wykonał skanowanie terminatora Marsa (wraz z ALICE i OSIRIS). O 05:27 UTC zakończyło się zakrycie Phobosa. O 06:10 UTC OSIRIS, VIRITIS i ALICE wykonały skanowanie Marsa. Przez 8 godzin VIRITIS mapował Marsa, ALICE badał nocne świecenie, a OSIRIS emisję z nocnej strony atmosfery. O 07:08 UTC rozpoczął się tranzyt Deimosa, który zakończył się o 07:44 UTC. O 08:21 UTC rozpoczął się tranzyt Phobosa, który zakończył się o 09:08 UTC. O 12:12 UTC rozpoczęło się zasłonięcie Deimosa przez Marsa. Zakończyło się ono o 13:03 UTC. O 13:55 UTC rozpoczęło się rozładowywanie kół reakcyjnych i wszystkie instrumenty teledetekcyjne zostały wyłączone. O 15:59 UTC rozpoczął się tranzyt Phobosa. O 16:10 UTC rozpoczęły się obserwacje z użyciem OSIRIS - spektrometria Marsa i obserwacje emisji nocnej strony atmosfery. Obserwacje te trwały 16 godzin w czasie których Rosetta oddalała się od Marsa. O 16:40 UTC rozpoczęły się trwające również 16 godzin badania aeronomiczne nocnego świecenia atmosfery z użyciem ALICE. O 16:48 UTC zakończył się tranzyt Phobosa. 27 marca o 06:45 UTC zakończyły się obserwacje Marsa.

Po przelocie koło Marsa orbita sondy charakteryzowała się peryhelium 0.78 AU, aphelium 1.59 AU i inklinacją 1.9°.
Tytuł: Odp: Rosetta (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Lipiec 20, 2010, 00:40
Krótko po zakończeniu kampanii obserwacji Marsa, 28 marca o 03:00 UTC Rosetta rozpoczęła obserwacje Jowisza. Rosetta przez 60 minut obróciła się, a następnie rozpoczęła obserwacje Jowisza. Miały one na celu wsparcie obserwacji wykonywanych przez zmierzającą do układu Plutona sondę New Horizons, wykonującą przelot koło Jowisza (największe zbliżenie miało miejsce o godzinie 05:45 UTC). Rosetta i New Horizons mają podobne spektrometry ultrafioletu - ALICE. O godzinie 04:00 UTC ALICE wykonał obserwacje torusa plazmy na orbicie Io (w tym czasie działał także OSIRIS). W tym czasie Jowisz w polu widzenia kamery OSIRIS/NAC miał około 12 pikseli szerokości. Obserwacje trwały 3.5 godziny. O godzinie 07:30 UTC skan Jowisza wykonał VIRITIS. Obserwacje Jowisza w czasie największego zbliżenia New Horizons zakończyły się o godzinie 08:00 UTC. Obserwacje przez następne 2 miesiące były kontynuowane przez ALICE. Po przelocie New Horizons opuszczał system Jowisza przez ogon magnetyczny tej planety, wykonując obserwacje za pomocą własnego instrumentu ALICE. W tym czasie Rosetta wykonywała obserwacje za pomocą własnego ALICE z zewnątrz magnetosfery. Kampania ta składała się z 22 bloków obserwacji, trwających od godziny do 4 dni. Rozpoczęły się one 1 marca o 19:30 UTC, a zakończyły - 9 maja o godzinie 17:30 UTC.

26 kwietnia 2007r o godzinie 22:04 UTC rozpoczęty został manewr DSM-3. Zmiana szybkości wyniosła 6.526 m/s. 18 października 2007 roku sonda wykonała manewr TCM trwający 42 sekundy. Rozpoczął się on o godzinie 17:06 UTC.
Drugi przelot koło Ziemi miał miejsce 13 listopada 2007 roku. Największe zbliżenie sondy do Ziemi miało miejsce o godzinie 21:57 CET (20:57 UTC). Rosetta zbliżyła się na odległość 5 295 kilometrów. Miało miejsce nad Oceanem Spokojnym, na południowy - zachód od Chile, w miejscu o współrzędnych 74°35'W, 63°46'S. Szybkość sondy w czasie największego zbliżenia wynosiła względem Ziemi 45 000 kilometrów na godzinę. Zbliżenie zakończyło się oficjalnie o godzinie 21:02 UTC. W tym czasie wykonano 7 manewrów obrotu sondy w celu pozycjonowania instrumentów. W trakcie przelotu zbierane były głównie dane nawigacyjne oraz informacje na temat stanu systemów sondy. Jednak kilka instrumentów naukowych na orbiterze Rosetta i lądowniku Philae było aktywnych i wykonało obserwacje kalibracyjne oraz naukowe.

W trakcie przelotu, podczas zbliżania i oddalania się od Ziemi warunki oświetleniowe i termiczne były niekorzystne dla obserwacji, i instrumenty mogły działać tylko w określonych przedziałach czasowych. Instrument ALICE dostarczył spektrogramów UV oświetlonej części Ziemi i Księżyca dla celów kalibracyjnych. ROMAP na lądowniku Philae wykonał pomiary pola magnetycznego Ziemi. System do badań plazmy RPC wykonał pomiary magnetosfery Ziemi, które zostały zastosowane do jego kalibracji. MIRO wykonał obserwacje Ziemi i Księżyca dla celów kalibracyjnych. Obserwacje w okolicach największego zbliżenia zostały wykorzystane do testów trybu obserwacji planowanego do wprowadzenia podczas przelotów koło planetoid. Pozwoliło to na potwierdzenie, że promieniowanie mikrofalowe emitowane przez 4 lotne substancje które mają być badane na planetoidach znajduje się w zakresie spektralnym instrumentu pomimo przesunięcia dopplerowskiego spowodowanego zbliżaniem się oraz później oddalaniem sondy od celu. Eksperyment radiowy RSI pozwolił na zarejestrowanie zmian szybkości pojazdu podczas przelotu. System obrazujący OSIRIS wykonał zdjęcia strony nocnej Ziemi pokazujące duże kompleksy miejskie w Azji, Afryce i Europie (WAC), oraz wykonał poszukiwania meteorów z roju Leonidów w atmosferze. WAC po przelocie wykonał również wspólne zdjęcia Ziemi i Księżyca. Instrument VIRITIS wykonał pomiary fluorescencji tlenku węgla i dwutlenku węgla poprzez skanowanie atmosfery Ziemi (od 300 kilometrów do powierzchni). Łącznie wykonano 7 skanowań na krawędzi traczy Ziemi w miejscu zachodu Słońca. Wykonano także spektrogramy Księżyca w celach kalibracyjnych.

7 listopada o godzinie 00:00 UTC instrumenty lądownika Philae rozpoczęły obserwacje. Instrument ROMAP oraz system RPC orbitera rozpoczęły systematyczne obserwacje ziemskiej magnetosfery, które trwały do 20 listopada. 13 listopada wykonano pierwszy manewr obrotu sondy, w celu pozycjonowania instrumentów na Ziemię. Został on przeprowadzony w godzinach 18:00 - 18:45 UTC. W godzinach 18:45 - 19:32 UTC OSIRIS wykonał poszukiwania Leonidów oraz obrazowanie miast. W godzinach 20:01 - 20:37 UTC VIRITS wykonał obserwacje fluorescencji tlenku i dwutlenku węgla. Począwszy od godziny 20:50 UTC kamera nawigacyjna wykonała 15 zdjęć Ziemi w odstępach 1 minuty. W godzinach 20:52 - 21:02 UTC instrument MIRO wykonał testy trybu obserwacji przy planetoidach. O godzinie 21:06 UTC kamera nawigacyjna wykonała 2 zdjęcia Ziemi w odstępie 1 minuty w celu zarejestrowania krawędzi traczy Ziemi podczas obrotu sondy w celu skierowania instrumentów na Księżyc. Manewr mający celu skierowania instrumentów na Księżyc rozpoczął się 13 listopada o godzinie 21:02 UTC i zakończył się 14 listopada o godzinie 10:02 UTC. W jego ramach wykonano 2 obroty sondy. Pierwszy z nich, wykonany 13 listopada w godzinach 21:02 UTC - 22:02 UTC zmienił orientacje Rosetty tak, że została ona obrócona w stronę Księżyca. Drugi obrót, wykonany 14 listopada 2007 roku w godzinach 08:32 UTC - 10:02 UTC zakończył pozycjonowanie Rosetty na Księżyc. W tym okresie wykonano serię obserwacji Księżyca. W czasie od 22:02 UTC 13 listopada do 00:02 UTC 14 listopada ALICE wykonał obserwacje centralnej części oświetlonej półkuli Księżyca. 13 listopada w godzinach 22:32 - 23:02 UTC OSIRIS wykonał obserwacje spektrofotometryczne Księżyca z różnych miejsc. 13 listopada o godzinie 23:00 UTC kamera nawigacyjna wykonała 10 zdjęć Księżyca. 1 zdjęcie było wykonywane w odstępie 5 minut. Fotografie zostały pozyskane z odległości 376 781 - 377 219 kilometrów od Księżyca. 14 listopada w czasie 03:47 - 06:17 UTC AICE wykonał skan przez tarczę Księżyca. 14 listopada w godzinach 06:32 - 07:32 UTC OSIRIS wykonał obserwacje spektrofotometryczne Księżyca. 14 listopada w godzinach 06:32 - 08:32 UTC instrument ALICE wykonał pomiary centralnej części oświetlonej strony Księżyca przy kącie fazowym 90 stopni.
Po przelocie obserwacje kontynuowały instrumenty ROMAP oraz ALICE. Pomiary wykonały także OSIRIS i kamera nawigacyjna. 15 listopada w godzinach 01:05 - 02:00 UTC OSIRIS wykonał pomiary spektrofotometryczne Księżyca. 15 listopada w przedziale od 02:30 do 03:00 UTC OSIRIS wykonał globalne obrazowanie Ziemi z odległości 1 020 000 kilometrów (średnica kątowa Ziemi wynosiła około 0.7 stopnia). 15 listopada w godzinach 02:41 - 02:53 UTC kamera nawigacyjna wykonała 9 zdjęć Ziemi bez Księżyca w polu widzenia. Zdjęcia były wykonywane co minutę w czasie od 02:41 UTC do 02:43 UTC oraz od 02:48 UTC do 02:53 UTC. Zdjęcia zostały uzyskane z odległości od 1 019 569 do 1 026 340 kilometrów od Ziemi. 16 listopada w godzinach od 10:45 do11:15 UTC OSIRIS wykonał odległe zdjęcia Ziemi wraz z Księżycem.

Po przelocie orbita charakteryzowała się peryhelium 0.91 AU, aphelium 2.26 AU i inklinacją 7.7°.
Tytuł: Odp: Rosetta (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Lipiec 20, 2010, 00:40
5 września 2008 roku Rosetta minęła asteroidę 2867 Steins w odległości 800 km i z szybkością 8.6 km/s (31 000 km/h) względem planetoidy. Steins była planetoidą pasa głównego o średnicy kilku kilometrów. 4 sierpnia o godzinie 00:00 UTC system OSIRIS rozpoczął śledzenie planetoidy. Miało to miejsce w odległości 24 milionów kilometrów od planetoidy. Celem śledzenia było lepsze wyznaczenie orbity planetoidy i zmniejszenie błędu w określaniu jej pozycji ze 100 km do 2 km. 14 sierpnia z zastosowaniem danych z nawigacji optycznej przeprowadzono korektę trajektorii. Pozwoliło to na zmianę szybkości o 12.8 cm/s. Poprawiło to odległość zbliżenia do planetoidy o 250 kilometrów. Była to pierwsza korekta trajektorii wykonana przez ESA w oparciu o nawigację optyczną. 1 września o godzinie 00:00 UTC uruchomiono instrumenty naukowe orbitera w celu testów i kalibracji. Kamery kontynuowały śledzenie planetoidy. Oprócz OSIRIS planetoidę fotografowały również kamery nawigacyjne NAVAM A i B. O 16:00 UTC zakończyła się kampania śledzenia planetoidy. 2 września o 14:30 UTC odbyła się korekta trajektorii. Od 4 września planetoida była fotografowana do celów nawigacyjnych codziennie, a nie 2 razy w tygodniu jak to miało miejsce wcześniej. Kolejną korektę wykonano 5 września o 05:00 UTC. 5 września o 08:00 UTC kamery wznosiły śledzenie obiektu. O godzinie 17:57 UTC rozpoczął się trwający 20 minut obrót orbitera w celu odpowiedniego ustawienia instrumentów i lądownika Philae względem planetoidy. O godzinie 18:18 UTC statek rozpoczął automatyczne śledzenie planetoidy na podstawie danych z kamer nawigacyjnych. O 18:27 UTC z powodu odwrócenia anteny HGA od Ziemi rozpoczął się trwający godzinę okres braku łączności. O godzinie 18:35 UTC wykonano obserwacje planetoidy w zerowym kącie fazowym (sonda znajdowała się między planetoidą a Słońcem) co pozwoliło na zebranie wartościowych informacji na temat odbijalności powierzchni. O godzinie 18:38 UTC nastąpiło maksymalne zbliżenie do planetoidy, na odległości 800 km. O godzinie 19:37 UTC zakończyło się śledzenie planetoidy i rozpoczął się trwający 25 minut obrót anteny HGA w kierunku Ziemi. O godzinie 20:25 UTC sygnał z sondy został odebrany przez stację DSN w Goldstone. Pierwsza transmisja danych z przelotu została zakończona 6 września o godzinie 14:01 UTC.

Przelot zakończył się pełnym sukcesem i dostarczył wartościowych danych na temat planetoidy. Po raz pierwszy wykonano bliskie obserwacje planetoidy typu E. Planetoidy tego typu składają się z krzemianów z niewielką ilością żelaza. Są prawdopodobnie fragmentami płaszcza większych planetoid i poruszają się w centrum pasa głównego. Obiekt okazał się nieregularną bryłą o szerokości 4.6 kilometrów. Tarcza planetoidy na obrazach miała wielkość 50 x 60 pikseli, co wystarczało do scharakteryzowania powierzchni. Na powierzchni zaobserwowano wiele małych kraterów i 2 bardzo duże, o średnicy ponad 2 kilometrów. Łącznie zaobserwowano 23 kratery. 7 z nich tworzyło łańcuch, który powstał prawdopodobnie pod wpływem zderzenia ze strumieniem meteorytów. Zgromadzone dane były istotne dla badań wczesnych etapów formowania się planet i pozwalały na lepszą interpretację informacji o planetoidach zbieranych z Ziemi. Dane dotyczyły rotacji, kształtu i wielkości planetoidy, morfologii i składu powierzchni, a także oddziaływań z wiatrem słonecznym. Manewry obrotu sondy przebiegały bez najmniejszych problemów i pokazały, że statek był już gotowy do bliskich obserwacji komety.
Tytuł: Odp: Rosetta (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Lipiec 20, 2010, 00:41
13 listopada 2009 roku miał miejsce trzeci i ostatni przelot koło Ziemi. W celu wykonania precyzyjnego przelotu już 3 tygodnie wcześniej, 22 października wykonano korektę trajektorii TCM. Rozpoczęła się o godzinie 15:26:10 UTC i trwała 87 sekund. Zmiana szybkości wyniosła 8.789 cm/s. Kolejne korekty wykonano na 1 tydzień, 1 dzień i 6 godzin przed największym zbliżeniem. Podczas nich używano silników o ciągu 10 N. Od czasu startu sonda przebyła już 2.8 miliardów mil i była to jej ostatnia wizyta w pobliżu Ziemi. Największe zbliżenie nastąpiło o godzinie 07:45:40 UTC, nad południowymi wybrzeżami Indonezji, blisko Jawy (109°E, 8°S). Sonda minęła Ziemię w odległości 2 481 km z szybkością 13.3 kilometrów na sekundę.

Manewr grawitacyjny był kluczowy dla powodzenia misji, dlatego też operacje związane z obsługą statku były istotniejsze od obserwacji. Przelot ten pozwolił jednak na wykonanie serii obserwacji kalibracyjnych oraz obserwacji naukowych Ziemi i Księżyca z unikalnego punktu w przestrzeni kosmicznej. Zebrane dane były przydatne do planowania dalszych obserwacji, szczególnie podczas przelotów koło planetoidy Lutetia i ostatecznie podczas badań komety 67P/Churyumov-Gerasimenko. Obejmowały one uzyskiwanie obrazów i spektrogramów, a także wykonywanie flatfieldów potrzebnych do obróbki danych nawykowych uzyskanych podczas przelotu i do całkowitej kalibacji instrumentów. Między 8 a 18 listopada statek wykonał serię obrotów umożliwiających wykonanie obserwacji Ziemi i Księżyca. Instrument ALICE zebrał dane na temat zórz polarnych, wykonał pomiary elektronów o wysokich energiach w magnetosferze, oraz wykonał badania szczątkowej atmosfery Księżyca poprzez obserwacje zasłonięcia Słońca przez Księżyc. Instrument MIRO wykonał obserwacje Księżyca w celu wyszukania sygnatur wody w jego spektrum. Kalkulacje wskazywały, że instrument ten był wystarczająco czuły aby wykryć sublimację lodu w stale zacienionych kraterach w strefach polarnych. Nawet jeśli nie udałoby się wykryć pary wodnej, dane te mogły nałożyć ograniczenia na zawartość lodu w kraterach polarnych.

System OSIRIS wykonał serię obserwacji Ziemi i Księżyca mający na celu zobrazowania zórz polarnych, poszukiwania warkoczy sodowych i zawierających OH w pobliżu Księżyca (podczas obserwacji kalibracyjnych w rozproszonym świetle Księżyca), oraz obrazowania Ziemi i Księżyca w celach kalibracyjnych. Obrazowanie Ziemi w dużej rozdzielczość objęło obszar wokół Nowego Jorku i wokół Berlina. Ponadto zespół inżynierów w stacji optycznej ESA (Optical Ground Station) na Wyspach Kanaryjskich podczas przelotu wysłał serię impulsów laserowych, pozwalających na stwierdzenie, czy kamera OSIRIS/NAC wykryje słabą plamkę światła na Ziemi. System RPC wykonał badania otoczenia plazmowego Ziemi i magnetosfery. Pomiary te były wykonane w czasie tygodnia otaczającego czas największego zbliżenia. VIRITIS wykonał badania atmosfery Ziemi, w tym świecenia tlenu po stronie nocnej. ALICE, MIRO, OSIRIS i VIRTIS wykonały obserwacje celowane Ziemi i Księżyca. Instrumenty wchodzące w skład systemu RPC wymagały ustawienia pod odpowiednim kątem w stosunku do wiatru słonecznego. Było ono utrzymywane w czasie gdy pomiary te nie kolidowały z pomiarami celowanymi za pomocą instrumentów teledetekcyjnych. Ponadto w czasie przelotu aktywny był instrument SREM. Wykonał on pomiary rozmieszczenia pasów radiacyjnych wzdłuż trajektorii sondy.

Podczas przelotu wykonano też testy instrumentów. OIRIS przeprowadził śledzenie Księżyca, co było testem obserwacji komety. Wykonano też testy interfejsu RPC. Kamera nawigacyjna NavCam wykonała też obserwacje Ziemi w trybie śledzenia planetoid. Był to test zdolności śledzenia planetoidy Lutetia w czasie gdy rozmiar kątowy jej tarczy był największy podczas przelotu w lipcu 2010r. Podczas przelotu trajektoria sondy była bardzo precyzyjnie śledzona w nadziei na wyjaśnienie anomalnych zmian szybkości sond kosmicznych podczas przelotów koło Ziemi. Wielokrotnie obserwowano, że szybkość sond podczas takich przelotów nieznacznie odbiegała od przewidywań (na poziomie milimetrów na sekundę).
Tytuł: Odp: Rosetta (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Lipiec 20, 2010, 00:42
Sekwencja wydarzeń podczas przelotu wyglądała następująco. 8 listopada w godzinach  03:10 UTC - 07:10 UTC wykonano test orientacji względem siebie pól widzenia instrumentów OSIRIS, MIRO, ALICE i VIRITS z użyciem Księżyca jako celu. Od 9 listopada (20:00 UTC) do 16 listopada (13:00 UTC) EPC wykonywał pomiary pól magnetycznych i otoczenia plazmowego. 10 listopada w godzinach 18:30 UTC - 19:30 UTC ALICE wykonał obserwacje kalibracyjne z użyciem gwiazdy α Gru z równoczesnymi obserwacjami Ziemi i Księżyca. Podobną kalibrację, z gwiazdą Wega ALICE wykonał w godzinach 20:30 UTC - 21:30 UTC. W godzinach 20:30 - 22:30 UTC OSIRIS wykonał obserwacje kalibracyjne Wegi za pomocą obu kamer. 11 listopada w godzinach 03:00 - 05:00 UTC OSIRIS wykonał takie obserwacje 16 Cyg. Od 11 listopada godz. 22:30 UTC do 12 listopada godz. 22:30 UTC OSRIS uzyskał sekwencję zdjęć Ziemi. Od 11 listopada godz. 22:30 UTC do 12 listopada godz. 22:30 UTC ALICE uzyskiwał kalibracyjne spektrogramy Ziemi. 13 listopada w godzinach 00:45 - 07:15 UTC OSIRIS wykonywał poszukiwania zórz polarnych. W tym okresie po nocnej stronie planety wykonał obserwacje celowane Oceanu Atlantyckiego, Nowego Jorku, obszaru w nadirze, południowego Pacyfiku i krawędzi tarczy planety. W godzinach 01:25 UTC - 07:15 UTC ALICE obserwował nocną stronę planety w poszukiwaniu zórz. W godzinach 02:00 UTC - 05:40 UTC VIRITIS wykonał obrazowanie półkuli nocnej, zarówno za pomocą VIRITIS-M jak i VIRITIS-H. W okresie 06:10:00 UTC - 06:21:30 UTC VIRITIS wykonał skanowanie krawędzi traczy po nocnej stronie w poszukiwaniu świecenia tlenu. W godzinach 06:35 UTC - 07:10 UTC VIRITIS powtórzył obserwacje dla krawędzi tarczy po stronie dziennej. Między 07:15 UTC a 08:00 UTC ALICE wykonał pomiary wysokoenergetycznych elektronów podczas przejścia przez magnetosferę Ziemi.  W czasie 07:20 UTC - 08:20 UTC MIRO wykonał kalibracyjne poszukiwania linii wody w spektrum Ziemi w celu kalibracji spektrometru MIRO/CTS. O godzinie 07:45:40 UTC nastąpiło największe zbliżenie do Ziemi, na 2 481 km.

W czasie 08:00 UTC - 11:10 UTC ALICE wykonał obserwacje kalibracyjne świecenia atmosfery w nocy w zakresie ekstremalnego ultrafioletu i wykonał flatfieldy. W okresie 08:30 UTC - 09:00 UTC OSIRIS wykonał flatfieldy a także celowanie obserwacje południowego Atlantyku. Oświetlona powierzchnia oceanu w obrębie sierpa Ziemi wypełniała całe pole widzenia. W czasie 09:10 UTC - 09:20 UTC OSIRIS wykonał celowane zdjęcia Berlina. W czasie 09:30 UTC - 11:10 UTC OSIRIS wykonał skanowanie traczy Ziemi od krawędzi do krawędzi. W czasie 09:30 UTC - 10:45 UTC VIRITIS wykonał obserwacje za pomocą VIRITIS-M i VIRITIS-H w celu zweryfikowania poprawności algorytmu kompresji danych. W godzinach 10:55 UTC - 11:10 UTC odbyło się skanowanie tarczy od krawędzi do krawędzi za pomocą VIRITIS-H. W czasie 14:00 UTC - 14:30 UTC kamera NavCam wykonała test trybu śledzenia planetoidy. W czasie 14:00 UTC - 14:30 UTC VIRITIS wykonał obserwacje Ziemi za pomocą VIRITIS-M i VIRITIS-H. W okresie 15:25 UTC - 15:50 UTC MIRO wykonał obserwacje zakrycia gwiazdy ρ Lupi przez Księżyc w celu uzyskania spektrogramów jego atmosfery.  W godzinach 15:25 UTC - 16:25 UTC OSRIS wykonał obserwacje Księżyca będące testem obserwacji komety.

O 15:40 UTC nastąpiło największe zbliżenie do Księżyca, na odległość 233 000 km. W godzinach 15:55 UTC - 16:25 UTC VIRITIS-M i VIRITIS-H wykonały obserwacje nocnej strony Księżyca w celu określenia najniższej wykrywalnej temperatury. W czasie 15:55 - 16:25 UTC ALICE wykonał obserwacje Księżyca, a w okresie 16:35 UTC - 17:05 UTC wykonał spektrogramy kalibracyjne ρ Lupi w celu porównania ze spektrogramami Księżyca. W czasie 17:20 UTC - 18:20 UTC MIRO wykonał próby zaobserwowania wody na Księżycu. W czasie 17:20 UTC - 18:20 UTC OSIRIS wykonał test śledzenia Księżyca jako próbę obserwacji komety. W czasie 17:20 UTC - 21:56 UTC ALICE wykonał obserwacje kalibracyjne w ekstremalnym ultrafiolecie, gdy Księżyc maksymalnie wypełniał pole widzenia. W godzinach 18:25 UTC - 21:56 UTC OSIRIS wykonywał testy kalibracyjne w rozproszonym świetle Księżyca (określenie poziomu światła rozproszonego z rozciągłego obiektu poza polem widzenia) oraz poszukiwania warkoczy bogatych w sód i grupę OH za Księżycem.

Od godziny 19:21:10 UTC 13 listopada do 08:25:00 UTC 14 listopada VIRITIS wykonał obserwacje kalibracyjne Księżyca mające na celu zweryfikowania pracy kanału światła widzialnego VIRITIS-M. Od 22:04:55 UTC 13 listopada do 22:25:00 UTC 14 listopada ALICE uzyskiwał flatieldy podczas obserwacji oświetlonego sierpa Księżyca i wykonał kilka skanów wzdłuż Księżyca. Od 22:05 UTC 13 listopada do 22:25 UTC 14 listopada OSIRIS śledził Księżyc, co było testem obserwacji komety. W godzinach 14:00 UTC - 18:00 UTC 15 listopada OSIRIS wykonywał obserwacje Ziemi i Księżyca, gdy oba te obiekty znajdowały się w polu widzenia.  Wykonał też obrazowanie Ziemi i Księżyca w 4 różnych pozycjach w celu określenia zachowania fałszywych obrazów jasnych obiektów wytwarzanych przez optykę kamer. Od 22:00 UTC 15 listopada do 08:00 UTC 16 listopada instrument ALICE wykonywał obserwacje kalibracyjne Księżyca jako źródła punktowego. Od 15:00 UTC 16 listopada do 17:00 UTC 17 listopada wykonano testowe pomiary interferencji pomiędzy instrumentami LAP i MAG wchodzącymi w skład układu RPC. 18 listopada w godzinach 06:00 UTC - 10:00 UTC wykonano test orientacji względem siebie pól widzenia instrumentów OSIRIS, MIRO, ALICE i VIRITS z użyciem Księżyca jako celu. Zakończyło to obserwacje związane z przelotem koło Ziemi.
Tytuł: Odp: Rosetta (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Lipiec 20, 2010, 00:42
W lipcu 2010r sonda przeleciała koło asteroidy 21 Lutetia. W przeciwieństwo do poprzedniej planetoidy Luteila była dużym obiektem, o średnicy ok. 100 km. Obserwacje nawigacyjne planetoidy rozpoczęły się 31 maja. Sonda została zorientowana na planetoidę 28 czerwca o godzinie 0:00:00 UTC. Obserwacje planetoidy rozpoczęły się 5 lipca o godzinie 12:45:00 UTC. Ostatnia sekwencja zdjęć nawigacyjnych rozpoczęła się 9 lipca o godzinie 3:00:00 UTC i zakończyła się o 8:00:00 UTC. Największe zbliżenie do planetoidy nastąpiło 10 lipca 2010 o godzinie 15:45 UTC. Sonda minęła planetoidę w odległości 3169 km i ze względną szybkością 15 km/s. W czasie przelotu została wykonana udana seria obserwacji naukowych. W okresie 36 godzin łączność z sondą była dostępna prawie przez cały czas. Pozwoliło to na dostosowanie pozycjonowania instrumentów przy niepewnościach dotyczących dokładnej wielkości i pozycji planetoidy. W czasie przelotu pracowały instrumenty orbitera oraz niektóre instrumenty lądownika Philae. Instrument ROMAP lądownika wykonał pomiary umożliwiające scharakteryzowanie oddziaływań planetoidy z wiatrem słonecznym. MODULUS Ptolemy i COSAC wykonały próby pochwycenia ewentualnych ziaren pyłu w okolicach planetoidy. Instrumenty te wykonały odpowiednio 5 i 2 pomiary. Kampania obserwacyjna wokół największego zbliżenia zakończyła się rozpoczęciem transmisji danych naukowych o godzinie 17:40:21 UTC. Później prowadzone były jeszcze odległe obserwacje planetoidy. Zakończyły się one 16 lipca o godzinie 13:15:00 UTC.
Tytuł: Odp: Rosetta (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Lipiec 20, 2010, 00:43
 W lipcu 2011 roku pojazd został wprowadzany w stan hibernacji. Miało to związek z dużą odległością od Słońca (800 mln km, za orbitą Jowisza), która utrudniała generowanie energii elektrycznej. Podczas podczas którego działały jedynie podstawowe podsystemy - komputer pokładowy i niektóre grzejniki.

Sonda została uruchomiona 20 stycznia 2014 r, gdy odległość od Słońca wynosiła 673 mln km. Pojazd automatycznie włączył się o godzinie 10:00 UTC. Uruchomił szperacze gwiazd, zaprzestał rotacji uruchamiając silniki kontroli orientacji przestrzennej i włączył większość grzejników. Znajdował się w automatycznym trybie bezpiecznym. Pierwsza sesja łączności rozpoczęła się o godzinie 18:18 UTC. Po rozgrzaniu sprzętu statek wysłał sygnał na Ziemię w paśmie S oczekując na komendy z Ziemi. Kolejnymi stacjami odbierającymi sygnał były Goldostone, Canberra (z sieci DSN) i New Norcia (z sieci ESA). Przez następnych kilka godzin kontrola misji przywróciła pełną funkcjonalność sondy i przełączyła łączność na pasmo X. Pozwoliło to na przesłanie pełnych danych na temat stanu systemów sondy. Proces wybudzania przebiegł bez żadnych komplikacji. Przez następnych kilka tygodni wykonano szczegółowe testy wszystkich systemów pojazdu. W dalszej kolejności wykonano testy instrumentów naukowych. Trwały one do kwietnia.

W dalszej kolejności rozpoczęto etap modyfikacji orbity sondy. Faza ta trwała 3 miesiące.

7 maja wykonano pierwszą korektę orbity przed spotkaniem z kometą (Orbot Correction Maneuever 1 - OCM-1). Manewr rozpoczął się o godzinie 17:30 UTC i trwał 45 minut. Zmiana szybkości wyniosła 20 m/s (z 775.1 m/s do 755 m/s względem komety). Był to pierwszy z 10 manewrów zmiany szybkości przed wejściem na orbitę wokół komety, w porównaniu z innymi był dość niewielki. Jego głównym celem było wykonanie testów działania systemów sondy przed znacznie większymi manewrami.  W tym czasie sonda znajdowała się w odległości 1 918 449 km od celu.

21 maja wykonany został drugi manewr przed spotkaniem z kometą, oznaczony jako NCD-1 (Near Comet Drift Maneuever 1). Był to pierwszy duży manewr silnikowy. Rozpoczął się 15:23 UTC i trwał 7 godzin i 16 minut. Zakończył się o 22:39 UTC. Był to jeden z najdłuższych manewrów silnikowych w historii lotów kosmicznych ESA. Spowodował zmianę szybkości na poziomie 289.6 m/s. Po jego zakończeniu szybkość sondy względem komety wyniosła 754.1 m/s. Zużycie paliwa wyniosło 218 kg. Odległość do komety wynosiła 1 005 056 km. Podczas wykonywania manewru sonda była widoczna ze stacji ESA w New Norcia w Australii. Do odbioru sygnały posłużyła antena o średnicy 35 m. Manewr ten zorientował tor ruchu mniej więcej równolegle do orbity komety. W dalszej kolejności rozpoczęły się odległe obserwacje komety.

4 czerwca wykonany został trzeci manewr przed spotkaniem z kometą, oznaczony jako NCD-2. Był to drugi duży manewr silnikowy. Rozpoczął się o 14:21:58 UTC i trwał 6 godzin i 39 minut. Zakończył się o 23:00 UTC. Trwał 2 minuty krócej niż planowano, ale w  zakresie marginesu bezpieczeństwa. Spowodował zmianę szybkości na poziomie 269.5 m/s. Zużycie paliwa wyniosło 190 kg. Po jego zakończeniu szybkość sondy względem komety wyniosła 463.0 m/s. Odległość do komety wynosiła 425 250 km.

18 czerwca wykonany został czwarty manewr przed spotkaniem z kometą, oznaczony jako NCD-3. Był to trzeci duży manewr silnikowy. Rozpoczął się o 13:17 UTC i zakończył o 15:33 UTC. Spowodował zmianę szybkości na poziomie 88.7 m/s. Po jego zakończeniu szybkość sondy względem komety wynosiła 192.1 m/s. Odległość do komety wynosiła 194 846 km. Łącznie wszystkie 4 manewry dosatrczyły 667.8 m/s z wymaganej do dotarcia do komety zmiany szybkości 775 m/s.

2 lipca wykonany został piąty manewr przed spotkaniem z kometą, oznaczony jako FAT-1 (Far Approach Trajectory Maneuever 1) lub OCM-2. Rozpoczął się o godzinie 12:05:57 UTC i trwał 1 godzinę, 32 minuty i 13 sekund, minutę krócej niż planowano. Spowodował zmianę szybkości na poziomie 58.7 m/s. Po jego zakończeniu szybkość sondy względem komety wynosiła 101.3 m/s. Odległość do komety wynosiła 51 707 km.

9 lipca wykonany został szósty manewr przed spotkaniem z kometą, oznaczony jako FAT-2 (OCM-3). Rozpoczął się o 11:29:58 UTC. Trwał 46 minut i 32 sekundy. Spowodował on zmianę szybkości na poziomie 25.7 m/s. Po jego zakończeniu szybkość sondy względem komety wynosiła 43.0 m/s. Odległość do komety wynosiła 22 314 km.

16 lipca wykonany został siódmy manewr przed spotkaniem z kometą, oznaczony jako FAT-3 (OCM-4). Rozpoczął się o 15:36 UTC. Trwał 26 minut. Spowodował zmianę szybkości na poziomie 11.0 m/s. Po jego zakończeniu szybkość sondy względem komety wynosiła 18.4 m/s. Odległość do komety wynosiła 9 590 km.

23 lipca wykonany został ósmy manewr przed spotkaniem z kometą, oznaczony jako FAT-4 (OCM-5). Rozpoczął się o godzinie 10:38 UTC. Trwał 16 minut i 35 sekund. Spowodował on zmianę szybkości na poziomie 4.82 m/s. Po jego zakończeniu szybkość sondy względem komety wynoisła 7.9 m/s. Odległość do komety wynosiła 4 126 km.

3 sierpnia wykonany został dziewiąty manewr przed spotkaniem z kometą, oznaczony jako CAT (Close Approach Trajectory Maneuever) lub OCM-6. Rozpoczął się o godzinie 09:00 UTC. Trwał 13 minut i 12 sekund. Spowodował zmianę szybkości na poziomie 3.2 m/s. Szybkość sondy została zredukowana do około 2 m/s względem komety. Pojazd  zbliżuł się do jądra na odległość 300 jego promieni. W tym punkcie zostały zostały szczegółowe pomiary radiometryczne, które pozwoliły na precyzyjne określenie położenia sondy względem jądra, oraz szybkości rotacji i pola grawitacyjnego jądra. Umożliwiło to precyzyjne opracowanie planu zbliżenia i rozpoczęcia pocedury wejścia na orbitę wokół jądra w odległości ok. 60 jego promieni.

 Manewr przechwycenia komety, oznaczony jako CATI (Close Approach Trajectory Insertion Maneuever) lub OCM-7 został wykonany 6 sierpnia. Rozpoczął się o godzinie 09:00:01 UTC i trwał 6 minut i 26 sekund. Zmiana szybkości wynosiła tylko 1 m/s. Rosetta pozostała na orbicie okołosłonecznej w bezpośredniej bliskości jądra. Na dalszym etapie misji wykonała serię oblotów jądra komety po trajektorii złożonej z łuków układających się w kształt trójkąta. Środek tego "trójkąta" znajdował się przed jądrem i jego środkiem masy, w kierunku do Słońca. Na tym etapie badań komety sonda znajdowała się w średniej odległości około 100 km od jądra. Pojedynczy łuk miał długość około 100 km. Utrzymanie takiego toru wymagało wykonywania okresowych manewrów silnikowych w "wierzchołkach" trójkątów. Wkrótce po dotarciu do komety rozpoczęło się globalne mapowanie powierzchni.

Pierwszy obieg wokół jądra trwał do 17 sierpnia. 10 sierpnia wykonany został manewr rozpoczynający drugi łuk w odległości 100 km. Był on oznaczony jako CAT Change 1. Trwał 6 minut i 25 sekund. Zmiana szybkości wyniosła 0.88-m/s. 13 sierpnia wykonany został manewr CAT Change 2 rozpoczynający trzeci łuk. Trwał on 6 minut i 22 sekundy. Zmiana szybkości wyniosła 0.87-m/s. 17 sierpnia rozpoczął się manewr CAT Change 3 zmniejszający odległość od jądra. Trwał on 6 minut i 19 sekund. Zmiana szybkości wyniosła 0.85 m/s. 20 sierpnia sonda znalazła się w odległości 80 km od jądra gdzie wykonała manewr korekty trajektorii CAT Change 4 zmieniający jej orientację przestrzenną. 24 sierpnia został wykonany manewr CAT Change 5 rozpoczynający pierwszy łuk w średniej odległości 50 km od jądra. Manewr CAT Change 6 rozpoczynający drugi łuk w odległości 50 km został wykonany 27 sierpnia. Manewr CAT Change 7 rozpoczynający trzeci łuk odbył 31 sierpnia. 3 września wykonany został manewr oznaczony jako TGM-1 (Transfer to Global Mapping Maneuewer 1) rozpoczynający kolejny etap zmniejszania odległości sondy od jądra. Trwał on 4 minuty i 55 sekund. Zmiana szybkości wyniosła 0.56 m/s.

7 września sonda wykonała manewr TGM-2 umożliwiający wejście na orbitę wokół jądra. Manewr ten rozpoczął się o godzinie 09:00 UTC. Trwał  4 minuty i 18 sekund, a zmiana szybkości wyniosła 0.45 m/s. W tym czasie sonda znajdowała się w płaszczyźnie terminatora, przebiegającej przez środek jądra i prostopadłej do kierunku do Słońca. Szybkość sondy względem jądra po manewrze była na tyle mała, ze została ona wychwycona przez jego pole grawitacyjne. W ten sposób Rosetta stałą się pierwszym w historii orbiterem komety. Dalszy etap misji nosił nazwę fazy globalnego mapowania (Global Mapping Phase - GMP). Początkowa orbita przebiegała na wysokości 29 km. Nachylenie płaszczyzny orbity w stosunku do kierunku do Słońca wyniosło 60 stopni. Tym samym sonda przelatywała nad obszarami oświetlonymi o poranku. Okres obiegu wynosił 14 dni, jednak sonda nie pokonała pełnej orbity o tych parametrach. 10 września, gdy sonda znajdowała się ponownie w płaszczyźnie terminatora wykonany został manewr silnikowy GPM-1 zmieniający orientację przestrzenną orbity. Trwał on 2 minuty i 19 sekund, a zmiana szybkości wyniosła 0.193 m.s. Po nim orbita charakteryzowała się ona podobnym okresem obiegu i odległością, ale nachylenie jej płaszczyzny w stosunku do kierunku do Słońca zostało zmodyfikowane tak, że sonda przelatywała nad obszarami oświetlonymi w okresie wieczornym. Na tej orbicie rozpoczęła systematyczne mapowanie powierzchni oraz inne pomiary. Ich głównym celem było jak najdokładniejsze scharakteryzowanie potencjalnych miejsc lądowania Philae. Pod koniec drugiego łuku w odległości 29 km, 14 września wykonany został niewielki manewr GMP slot 1 modyfikujący orbitę przed jej dalszym obniżeniem. Trwał on 32 semkundy, zmiana szybkości wyniosła 0.025 m.s. Dzięki niemu orbita została przekształcona z kołowej na eliptyczną z perycentum na wysokości 20 km w płaszczyźnie terminatora i apocentrum na wysokości 29 km. Następnie sonda po raz pierwszy wleciała nad nocną stronę jądra, co pozwoliło na wykonanie obserwacji właściwości cieplnych powierzchni w czasie nocy. 17 września, po wyjściu znad nocnej strony jądra, w płaszczyźnie terminatora na wysokości 20 km wykonany został mały manewr GPM-2 pozywający na uniknięcie bezpośredniej ekspozycji ścian sondy i przednich końców paneli słonecznych na gazy emitowane przez jądro. Został on podzielony na dwa segmnenty - GPM-2A trwający 1 minutę i 23 sekundy (zmiana szybkości 0.085 m/s) oraz GPM-2B trwający 1 minutę i 25 sekund (zmiana szybkości 0.087 m/s). 21 września wykonano manewr GMP slot 2 trwający 25 sekund. Zmiana szybkości wyniosła 0.018 m/s. 24 września wykonano niewielki manewr przekształcający orbitę na eliptyczną przed jej dalszym obniżeniem. 29 września sonda wykonała manewr GPM-3 pozwalający na wejście na orbitę kołową na wysokości 18.6 km. 8 października wykonany został manewr GPM Slot 3 ponownie przekształcający orbitę na eliptyczną, z apocentrum na wysokości 18.6 km i perycentrum 9.8 km. 10 października pojazd wykonał manewr GPM-4 ukoławiający orbitę na wysokości 9.8 km. Na dalszym etapie misji orbiter prowadził systematyczne badania na takiej niskiej orbicie. Była to faza obserwacji bliskich (Close Observation Phase - COP).

 Faza COP zakończyła się 28 października gdy rozpoczęły się manewry modyfikacji orbity przed uwolnieniem lądownika Philae. Tego dnia wykonano manewr pozwalający na przejście na orbitę w odległości 30 km. Manewr ten rozpoczął się o godzinie 12:59 UTC i zakończył o 13:01 UTC. Trwał 82 sekundy i spowodował zmianę szybkości na poziomie 0.081 m/s. Orbiter znalazł się na silnie eliptycznej trajektorii i szybko oddalał się od jądra. 31 października wykonano manewr przejścia na orbitę na wysokości 30 km. Manewr ten rozpoczął się o godzinie 02:09:55 UTC. Trwał 90 sekund i spowodował zmianę szybkości na poziomie 9.3 cm/s. Była ona nieznacznie eliptyczna. W dalszej kolejności wykonano niewielkiej manewry korekcyjne pozwalające na zachowanie takiej orbity. Jej parametry nie ulegały większym zmianą w ich trakcie.

Procedury związane z odłączeniem lądownika Philae i lądowaniem na powierzchni komety rozpoczęły się 11 listopada. Lądowanie Philae odbyło się 12 listopada. Na 2 godziny przed odłączeniem lądownika, o godzinie 05:35:00 UTC na sondzie (06:03:20 UTC na Ziemi) orbiter wykonał manewr poprzedzający oddzielenie. Trwał on 6 minut, a zmiana szybkości wynosiła 0.46 m/s. Po nim orbiter znalazł się na trajektorii hiperbolicznej względem jądra, z minimalną odległość 5 km. Uwolnienie lądownika nastąpiło w odległości 22.5 km od jądra, o godzinie 08:35:00 UTC na sondzie. Sygnał z orbitera dotarł na Ziemię po 28 minutach i 20 sekundach, tak więc oddzielenie zostało potwierdzone o godzinie 09:03:20 UTC przez stację w New Norcia. Do uwolnienia Phiale posłużył system główny, oparty na wypychanej osi. System zapasowy oparty na sprężynach nie był potrzebny. Wysokość na której lądownik został oddzielony została ostrożnie wybrana na podstawie takich zmiennych jak warunki w momencie lądowania, zdolność kontroli orientacji i trajektorii orbitera oraz marginesy bezpieczeństwa. Dokładność lądowania nie zależała od wysokości, ale od kombinacji błędów w korygowaniu pozycji i szybkości orbitera w trakcie manewru przed oddzieleniem. Wybrana strategia oddzielenia pozwala na uwolnienie lądownika przy szybkości 0.187 m/s względem orbitera. W przypadku oddzielenia lądownika w mniejszej odległości od jądra oddzielenie musiałoby nastąpić przy niższej szybkości. Jej osiągnięcie wywołałoby jednak dwa negatywne efekty: orbiter nie znalazłby się na trajektorii hiperbolicznej względem jądra i wleciałby nad jego nocną stronę, oraz czas pomiędzy ostatnim manewrem a oddzieleniem wydłużałby się, co spowodowałoby powiększanie się błędów i zmniejszenie dokładności lądowania.

O godzinie 09:15:00 UTC na sondzie (09:43:20 UTC na Ziemi), 40 minut po oddzieleniu lądownika, w odległości około 20 km od jądra Rosetta wykonała manewr gwarantujący widzialność lądownika w momencie lądowania. 2 godziny po odzieleniu orbiter wykonał pierwszy manewr gwarantujący widoczność lądownika po lądowaniu w celu umożliwienia niezakłóconego odbioru danych. Philae dotarł na powierzchnię o godzinie 15:34:06 UTC, co zostało potwierdzone na Ziemi o 16:03 UTC (czas przewidywany przed lądowaniem - 16:02:20 UTC). Lądownik wylądował z szybkością ok. 1 m/s, pod kątem 90 stopni. Moment lądowania został zaobserwowany jako zwolnienie lądownika.

O 17:31 UTC na sondzie (17:59 UTC na Ziemi) stracił łączność z lądownikiem, około godziny wcześniej niż to było planowane. Wynikało to z innego, nieznanego jeszcze miejsca lądowania po dwóch odbiciach od pwoierzchni.

Odbiór danych z Philae został wznowiony 13 listopada o godzinie 05:33 UTC na sondzie (06:01 UTC na Ziemi). Okno komunikacyjne zakończyło się o 09:22 UTC na sondzie  (09:58 UTC na Ziemi). Podczas komunikacji nie napotkano na żadne trudności. Kolejne okno otworzyło się o 19:27 UTC na sondzie (19:55 UTC na Ziemi) i trwało do 23:47 UTC na sondzie (00:15 UTC 14 listopada na Ziemi).

14 listopada był ostatnim dniem prac Philae na powierzchni. W tym dniu orbiter wykonał drugi manewr gwarantujący widoczność lądownika. Kolejne okno komunikacyjne rozpoczęło się o 21:19 UTC na Ziemi (10:51 UTC na sondzie) Lądownik z powodzeniem wykonał wszystkie zaplanowane zadania i zakończył transmisję o godzinie 00:08 UTC na sondzie (00:36 UTC na Ziemi), po wyczerpaniu się baterii. Koniec operacji był obserwowany na bieżąco podczas okna komunikacyjnego z orbiterem. Tym samym misja Philae została zakończona a Rosetta przeszła do wykonywania normalnych obserwacji komety.

16 listopada wykonano manewr kończący etap odbioru danych z lądownika. 19 listopada wykonano manewr rozpoczynający powrót na orbitę wokół jądra. Kolejny manewr został wykonany 22 listopada. 29 listopada sonda wykonała manewr przejścia na orbitę na wysokości 30 km. 3 grudnia wykonano manewr rozpoczynający przejście na orbitę na wysokości 20 km. 6 grudnia orbita ta została ukołowiona. Na niej prowadzone będą dalsze systematyczne badania komety. Orbita przebiegała wtedy nad terminatorem. 20 grudnia wykonano pierwszy z dwóch manewrów ponownie podwyższających orbitę do 30 km. Drugi manewr, ukoławiający orbitę został wykonany 24 grudnia.
Tytuł: Odp: Rosetta (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Lipiec 20, 2010, 00:44
 Rosetta pozostawała na orbicie wokół jądra do 4 lutego 2015 r. Następnie wykonała manewr pozwalający na przejście na orbitę okołosłoneczną. Potem oddalała się od  jądra. Na dalszym etapie misji wykonywano szereg manewrów zmieniających orientację przestrzenną trajektorii dzięki czemu pojazd znajdował się w niewielkiej odległości od komety. Tak więc było możliwe unikanie wpływu dżetów i gęstych regionów komy podczas wzrostu aktywności kometarnej. Na tym etapie misji sonda wykonała serię bliskich i odległych przelotów koło jądra pozwalających na szczegułowe badania jego powierzchni oraz wewnętrznych rejonów komy. Pierwszy manewr na nowej trajektorii odbył się 7 lutego w odległości 142 km. Kolejne miały miejsce 11 lutego ( w odległości 101 km) i 14 lutego ( w oldegłości 48 km). Ten ostatni nakierował trajektorię na pierwszy i najbliższy przelot koło jądra, również 14 lutego.

Podczas przelotu 14 lutego sonda minęła jądro w odległości zaledwie 6 km. Największe zbliżenie nastąpiło o godzinie 12:41 UTC. Pojazd minął powierzchnię nad większą bryłą tworzącą jądro, w regionie Imhotep. Przelot pozwolił na uzyskanie obrazów i spektrogramów powierzchni z najwyższą dotąd rozdzielczością oraz przeprowadzenie pomiarów pyłu, gazu i plazmy w głębokiej części komy. Podczas przelotu sonda minęła jądro nad jego najbardziej aktywną częścią. Zebrane dane przyczyniły się do poznania związków pomiędzy powierzchnią a aktywnością kometarną. Pozwoliły na badania obszarów gdzie gaz i pył są przyspieszane blisko powierzchni oraz na badania procesów następujących w większej odległości od jądra. Obrazowanie jądra zostało wykonane w warunkach w których słońce znajdowało się dokładnie nad sondą, dzięki czemu zdjęcia były pozbawione cieni. Badania zmian albedo wraz z kątem fazowym dostarczyły informacji na temat właściwości cząstek pyłu znajdujących się na powierzchni. W trakcie przelotu nastąpiły trudności w nawigacji, ponieważ szperacze gwiazd były mylone przez dużę cząstki pyłu wchodzące w pole widzenia i wykrywane jako fałszywe gwiazdy. Sonda nie weszła jednak w tryb bezpieczny.

Po przelocie sonda ponownie oddalała się od jądra. 17 lutego w odległości 253 km zostały wykonane dwa manewry pozwalające na ponowne zmniejszenie odległości. Sonda minęła jądro w odległości 76 km 25 lutego a następnie tego samego dnia wykonała kolejny manewr zmieniający orientację trajektorii. Kolejne manewry odbyły się 28 lutego (w odległości 110 km) i 4 marca (88 km) i 7 marca (również 88 km).

28 marca sonda wykonała przelot w odległości 16 km od jądra, nad jego większą bryłą. Podczas przelotu nastąpił szereg problemów, tym niemniej uzyskano większość planowanych obserwacji. Z powodu wzrostu aktywności komety nasilił się problem z wykrywaniem cząstek pyłu jako fałszywych gwiazd przez szperacze gwiazd. Dane ze szperaczy służyły do utrzymywania właściwej orientacji przestrzennej sondy względem obserwowanych pól gwiazd. Dzięki temu pojazd znał swoje położenie względem Ziemi i Słońca, a tym samym mógł prawidłowo pozycjonować swoją antenę wysokiego zysku. W czasie gdy szperacze nie były używane do pomiarów nawigacyjnych służyły żyroskopy, jednak powodowały one dryf pojazdu w wypadku gdy często się on obracał. W rezultacie antena HGA również dryfowała i nie śledziła Ziemi. Podczas przelotu, w trakcie zbliżania się główny szperacz gwiazd został zdezorientowany przez fałszywe obrazy gwiazd. Podjęto próby przywrócenia właściwego sposobu wykonywania pomiarów, jednak poziom tła okazał się zbyt wysoki. Szperacze wykrywały setki fałszywych gwiazd. Prawidłowe śledzenie gwiazd zostało przywrócone dopiero po 24 godzinach. W tym czasie błędy w pomiarach orientacji sondy znacznie się nagromadziły, co spowodowało, że antena HGA została odwrócona od Ziemi. Spowodowało to spadek intensywności sygnału odbieranego w stacji nazimemenj. Jednak dzięki prawidłowej pracy szperaczy gwiazd robolem został szybko skompensowany w sposób automatyczny, w związku z czym zaobserwowano powrót sygnału o pełnej intensywności. Problemy z fałszywymi gwiazdami jednak nadal występowały. Porównanie danych z innymi informacjami nawigacyjnym ujawniło występowanie niepewności w pomiarach szperaczy gwiazd. W związku z tym na sondzie nastąpiła automatyczna rekonfiguracja niektórych systemów. Podczas prób przywrócenia normalnego działania sondy ponownie wystąpił problem z dryfem, w związku z czym pojazd wszedł w tryb bezpieczny 29 marca. Normalne działanie zostało przywrócone 30 marca. Pomiary naukowe zostały wznowione w kolejnych dniach.

1 kwietnia w odległości 400 km od jądra wykonano manewr pozwalający na wykonanie przelotu w odległości 140 km 8 kwietnia. Trajektoria sondy była planowana w dwóch wariantach - preferowanej i przeznaczonej do użycia w przypadku wystąpienia wysokiego poziomu aktywności kometarnej. W związku z powracającymi problemami z fałszywymi gwiazdami badano możliwości takiego zaprojektowania trajektorii aby ograniczyć je do minimum.

W okresie miesiąca poprzedzającego przejście komety przez peryhelium planowane są szczegółowe badania jednego z dżetów. Możliwe będzie wykonanie przelotu nad obszarem z którego wybiega wybrany dżet. Sonda pozostanie w pobliżu jądra także w trakcie przejścia przez peryhelium, co nastąpi 13 sierpnia 2015 r oraz po nim. W tym czasie kometa będę znajdowała się w odległości 186 mln km od Słońca, między orbitami Ziemi i Marsa. Koniec misji nominalnej jest planowany na 31 grudnia 2015 r. Plany misji rozszerzonej nie zostały sprecyzowane. Jej planowanie rozpocznie się po spadku aktywności komety po przejściu przez peryhelium. Możliwy będzie powrót na orbitę wokół jądra lub wykonywanie dalszych obserwacji na trajektorii okołosłonecznej.
Tytuł: Odp: Rosetta (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Kwiecień 06, 2015, 18:50
Cel misji - kometa 67P/Churyumov - Gerasimenko
Cel misji Rosetta - kometa okresowa 67P/Churyumov - Gerasimenko została odkryta w roku 1969, gdy grupa astronomów z Kijowa przybyła do Instytutu Astrofizyki Alma-Ata (Alma-Ata Astrophysical Institute) w celu prowadzenia przeglądu komet. 20 września Klim Churyumov przebadał zdjęcia komety 32P/Comas Solá wykonane przez Svetlanę Gerasimenko, i odnalazł nową kometę jako obiekt blisko krawędzi płyty fotograficznej. Uważał on, że jest to cel fotografii, ale podczas powrotu do Kijowa studiował fotografię bardzo dokładnie, i stwierdził, że jest to nowa kometa, położona miej więcej 2 stopnie od komety Comas Solá.

Aż do roku 1840 odległość od Słońca peryhelium wynosiło 4.0 AU (600 milionów kilometrów), i kometa była całkowicie nieobserwowalna z Ziemi. Tamtego roku dosyć bliskie spotkanie z Jowiszem zacieśniło orbitę tak, że peryhelium znalazło się w odległości 3.0 AU (450 milionów kilometrów) od Słońca. Przez następny wiek peryhelium stopniowo spadało do wartości 2.77 AU. Potem, w roku 1959 perturbacje ze strony Jowisza obniżyły peryhelium do zaledwie 1.29 AU (194 milionów kilometrów). Na tym poziomie znajduje się do dzisiaj. Aphelium znajduje się obecne w odległości 5.74 AU (858 milionów kilometrów) od Słońca. Okres obiegu wynosi 6.57 roku ziemskiego, mimośród orbity 0.632, a nachylenie płaszczyzny orbity w stosunku do ekliptyki - 7.12 stopnia.

Kometa była obserwowana 6 razy w latach 1969 (odkrycie), 1976, 1982, 1989, 1996, oraz 2002. Jest niezwykle aktywna jak na kometę krótkookresową, i ma często wyraźny warkocz w peryhelium. Podczas pojawienia się w latach 2002/2003 nawet po 7 miesiącach od przejścia przez peryhelium warkocz nadal był dobrze rozwinięty, chociaż potem szubko zanikł. Kometa typowo osiąga jasność 12 magnitudo, ponieważ szybko pojaśniała podczas trzech ostatnich przejść przez peryhelium w latach 1982/83, 1996/97 oraz 2002/03. Pomimo dużej aktywności, nawet szczytowa produkcja pyłu nie przekracza 1/40 produkcji pyłu komety 1P/Halley. Niemniej jednak jest ona klasyfikowana jako kometa pyłowa. Szczytowa produkcja pyłu podczas pojawienia się w roku 2002/03 została oceniona na 60 kilogramów na sekundę, chociaż podczas pojawienia się w roku 1982/83 doniesiono o wartości tak wysokiej jak 220 kilogramów na sekundę. Stosunek emisji gazu do pyłu wynosi około 2.

Teleskop Kosmiczny Hubblea wykonał 61 zdjęć tej komety za pomocą swojej kamery WFPC2 podczas obserwacji 11 - 12 marca 2003 roku. Obserwacje pozwoliły na oszacowania dotyczące kształtu i wielkości jądra. Jest ono obiektem nieregularnym o kształcie eliptycznym i rozmiarach 3 x 5 kilometrów. Okres rotacji oszacowano na około 12 godzin. Chociaż kometa Churyumov - Gerasimenko jest około 3 razy większa od pierwotnego celu Rosetty - komety 43 P/Wirtanen, wydłużony kształt jej jądra powinien sprawić, że lądowanie na jego powierzchni będzie wykonalne bez modyfikacji lądownika.