NEAR Shoemaker (kompendium)

[Scorus]

WPROWADZENIE
Sonda NEAR - Shoemaker (Near Asteroids Rendezvous , człon Shoemaker nawiązuje do zmarłego w 1997r pioniera geologii planetarnej - Eugene M. Shoemakera) stała się pierwszym sztucznym satelitą planetoidy. Podczas trwania misji przeleciała koło planetoidy 253 Mathilde, następnie wykonała nieudana próbę wejścia na orbitę planetoidy 433 Eros. Próba ta została powtórzona rok później - zakończyła się sukcesem. Do głównych zadań sondy należały badania kształtu, rozkładu masy we wnętrzu, mineralogii, morfologii powierzchni, i pola magnetycznego Erosa. Do pozostałych celów należały badania właściwości regolitu i jego oddziaływań z wiatrem słonecznym; poszukiwań ewentualnych przejawów aktywności powierzchni - emisji gazów; oraz obserwacje rotacji. Pozwoliło to na poznanie ogólnych właściwości planetoid, ich związków z meteorytami oraz wykonania oszacowań warunków panujących w młodym Układzie Słonecznym. Po roku intensywnych badań Erosa z orbity sonda - jako pierwsza w historii wylądowała na powierzchni planetoidy.

KONSTRUKCJA

NEAR został zbudowany w ramach programu Discovery. Była to pierwsza misja w tym programie. Masa własna pojazdu wynosiła 487 kg. W chwili startu masa wynosiła 805 kg (w tym 335 kg paliwa). Sonda miała kształt prostopadłościanu o długości dłuższego boku ok. 1.7 m. Energii elektrycznej dostarczały cztery panele fotoogniw słonecznych z arsenku galu. Każdy panel o prostokątnym kształcie miał wymiary 1.2 x 1.8 m. Cały system został umieszczony w górnej części sondy i w odległości 1 AU od Słońca dawał moc 1800 W. W odległości 2.2 AU (maksymalna odległość sondy od Słońca) dawały moc 400 W. Uzyskana energia ładowała złożone z 22 baterii ogniwo niklowo - kadmowe o pojemności 9 A/h. Bateria posiadała oczywiście możliwość ponownego ładowania. Łączność z Ziemią zapewniała antena paraboliczna o średnicy 1.5 m i przepustowości do 26.5 tysięcy bitów na sekundę. Została umieszczona w górnej części sondy. Pracowała w paśmie X. Transponder pracował na częstotliwości 3848 MHz. W łączu sonda - Ziemia używano częstotliwości 8438 MHz, a w łączy Ziemia - sonda 7182 MHz. Wnętrze było podzielone na komory zawierające elektronikę. Pojazd był stabilizowany trójosiowo. Układ nawigacyjny składał się z 5 elektronicznych sensorów Słońca, bezwładnościowego układu odniesienia (Inertial Measurement Unit - IMU), oraz elektronicznego szperacza gwiazd. Orientację przestrzenną kontrolowano za pomocą czterech kół reakcyjnych (3 głównych i zapasowego). Do szybkich obrotów i niewielkich modyfikacji trajektorii stosowano także silniczki. Główny system napędowy składał się z silnika głównego o ciągu 450 N (paliwem była hydrazyna i czterotlenek azotu); czterech silniczków 45 N i 7 silniczków hydrazynowych 3.5 N. Całkowita zmiana szybkości delta-V wyniosła 1450 m/s.

[Scorus]

WYPOSAŻENIE

W skład aparatury naukowej sondy wchodziło 6 instrumentów: system obrazujący (Multispectral Imager - MSI), spektrometr bliskiej podczerwieni (Near-Infrared Spectrometer - NIS), spektrometr promieni X i gamma (X-ray/Gamma-ray Spectrometer - XRS-GRS); dalmierz laserowy (NEAR Laser Rangefinder - NLR); oraz magnetometr (Magnetometer - MAG). Magnetometr został zainstalowany nad anteną paraboliczną, reszta instrumentów była zlokalizowana w dolnej części próbnika. Ponadto sonda wykonała eksperyment radiowy i grawimetryczny (NEAR Radio Science and Gravimetry).

MSI
Kamera MSI została zaprojektowana do wykonania zdjęć asteroidy w różnych długościach fal. Do jej głównych zadań naukowych należały: badania morfologii i składu powierzchni (historii geologicznej, rozkładu kraterów, historii procesu kraterowania, i barwy powierzchni); oraz określenia całkowitej wielkości, kształtu, cech rotacji oraz poszukiwania jej księżyców. Kamera była używana także do nawigacji optycznej. Jej dane uzupełniły wyniki badań urządzeń NIS i XRS-GRS dotyczące składy materiału powierzchniowego. Uzyskane informacje pozwoliły na badania procesów powierzchniowych, grubości regolitu; oraz wewnętrznej struktury powierzchni. Wraz z eksperymentem radiowym i wysokościomierzem pozwoliła na poznanie dokładnego kształtu, gęstości, i rozkłady masy we wnętrzu obiektu. Instrument składał się z systemu optycznego i detektora CCD ustawionego w płaszczyźnie ogniskowej. W skład systemu optycznego wchodził teleskop refrakcyjny z odległością ogniskowej 168 mm, f/3.4 i kołem z 8 filtrami. W skład kompletu filtrów wchodziło 7 filtrów barwnych pokrywających zakres 400 - 1100 nm, czyli od światła widzialnego do bliskiej podczerwieni (długości fal pojedynczych filtrów to 450, 550, 760, 900, 950, 1000, i 1050 nm) oraz jeden filtr szerokopasmowy. Filtry barwne były zoptymalizowane do wykrywania krzemianów zawierających żelazo. Filtr szerokopasmowy były używany głównie w nawigacji. Pole widzenia wynosiło 2.25 x 2.9 stopnia, co z orbity na wysokości 100 km odpowiadało fragmentowi terenu o wymiarach 3.9 x 5.1 km. Elektroniczna migawka aparatu pozwalała na czas naświetlania wynoszący od 10 milisekund do 1 sekundy. Wymiary detektora wynosiły 244 x 550 pikseli, z czego do obrazowania używano strefy o wymiarach 244 x 537 pikseli. Każdy piksel miał wymiary 16 x 27 mikrometrów, co odpowiadało rozdzielczości kątowej 95 x 161 mikroradianów (9.5 x 16.1 m z wysokości 100 km). W celach kalibracyjnych wykonywano zdjęcia ciał niebieskich.

[Scorus]

NIS
Spektrometr NIS posłużył do badań składu mineralnego powierzchni poprzez obserwację cech krzemianów w odbitym świetle słonecznym. To umożliwiło identyfikację skał na powierzchni. Wraz z instrumentami XRS-GRS i MSI dostarczył informacji na temat formowania się i ewolucji planetoid oraz ich związków z meteorytami. W czasie pracy instrument był schłodzony do temperatury poniżej -30°C. Zakres widmowy urządzenia wynosił 800 - 2700 nm, pomiary wykonywano w 64 kanałach. Pokryte złotem, obrotowe zwierciadło umożliwiło skanowanie w zakresie do 140 stopni. Szczelina spektrometru i osłony dostarczały pola widzenia 0.38 x 0.76 lub 0.76 x 0.76 stopnia. Rozdzielczość przestrzenna wynosiła 650 x 1 300 m z wysokości 100 km. Światło było rozszczepiane poza siatką dyfrakcyjną na dwa detektory Ga złożonych z 32 elementów oraz na liniowy detektor InGaAs także złożonyz 32 elementów. Pierwszy system czujników mierzył długości fali w zakresie 804 - 1506 nm w odstępach 21.6 nm. Drugi wykonywał pomiary w zakresie 1348 - 2732 nm w odstępach 43.1 nm. Do kalibrowania używano oświetlonego przez Słońce celu zbudowanego ze złota.

XRS-GRS
Spektrometr XRS-GRS  został zaprojektowany w celu określenia składu powierzchni planetoidy. Urządzenie składało się w zasadzie z dwóch instrumentów - fluorescencyjnego spektrometru promieniowania X (X-Ray Fluorescence Spectrometer) oraz spektrometru promieniowania gamma (Gamma Ray Spectrometer). Ponadto posiadało dwa monitory słonecznego promieniowania rentgenowskiego, służące do otrzymywania widm rentgenowskich rozbłysków słonecznych w celach kalibracyjnych. Do naukowych celów instrumentu należało: dostarczenie pomiarów składu chemicznego powierzchni Erosa, co umożliwiło nałożenie ograniczeń na modele powstania i ewolucji planetoid; oraz określenie relacji pomiędzy planetoidami podobnymi do Erosa a typami meteorytów zbieranymi na Ziemi. Spektrometr promieniowania gamma składał się z przedniego detektora oraz lezącego za nim detektora tarczowego. Ten pierwszy był scyntylatorem NaI (Tl) o wymiarach 2.5 x 7.5 cm z polem widzenia 60 stopni. Detektor tarczowy był scyntylatorem BGO o wymiarach 8.9 x 14 cm. Cały spektrometr mierzył energie promieniowania gamma w zakresie 0.3 - 10 MeV w 10-keV kanałach. Wykrywane promieniowanie pochodziło z naturalnych pierwiastków promieniotwórczych, np. K, Th, i U. Było także produkowane podczas zderzeń protonów promieniowania kosmicznego i energetycznych cząstek słonecznych z innymi atomami na powierzchni, np. Fe, Si, O, Mg, i H. Instrument mógł badać powierzchnię do głębokości 10 cm. Spektrometr promieniowania X składał się z trzech liczników proporcjonalnych ustawionych równolegle do 5-stopniowego pola widzenia. Określały one linie w promieniowaniu rentgenowskim pochodzącym z powierzchni. Na dwóch detektorach zastosowano filtry, co umożliwiało oddzielną detekcję linii Mg, Al, i Si; Fe, S, Ti; oraz Ca. Zakres energetyczny wynosił 1 - 10 keV. Jako cel kalibracyjny użyto izotopu Fe-55. Instrument mógł badać warstwę powierzchni o grubości zaledwie kilku milimetrów. Oba komponenty XRS-GRS zainstalowano w dolnje części sondy. Monitory słoneczne zainstalowano na szczycie anteny. Jeden z nich był licznikiem proporcjonalnym. Drugi był detektorem półprzewodnikowym. Instrument XRS-GRS umożliwił opracowanie map rozkładu pierwiastków Mg, Al, Si, Ca, Ti, Fe, S, K, U, i Th. Dla atomów u których udało się porównać dane rentgenowskie z danymi gamma opracowano także profile zawartości w funkcji głębokości pod powierzchnią.

[Scorus]

NLR
Dalmierz laserowy NLR został użyty przede wszystkim do nawigacji. Zastosowano go także w roli wysokościomierza laserowego, za pomocą którego określono odległości od punktów na powierzchni. Umożliwiło to bardzo precyzyjne wyznaczenie kształtu, rozmiarów i topografii asteroidy. W połączeniu z danymi z kamery i eksperymentu radiowego informacje te pomogły w badaniach budowy wewnętrznej, rozkładu masy i historii kraterowania powierzchni. NRL wysyłał impulsy laserowe na powierzchnie i rejestrował ich odbicia mierząc czas lotu w obie struny. Dzięki temu obliczono następnie odległość od powierzchni. Urządzenie było systemem złożonym z oddzielnego nadajnika i odbiornika. Nadajnik składał się z diody laserowej Nd:YAG. Długość fali wynosiła 1.064 mikrometrów, a energia pulsu 15 milidżuli. Czas trwania impulsu wynosił 12 nanosekund. Częstotliwość była zmienna i wynosiła 0.125, 1, 2, lub 8 Hz. Odbiornik posiadał teleskop zwierciadlany umieszczonym przy kamerze MSI. Teleskop posiadał otwierane migawki. Światło było skupiane na detektorze w postaci krzemowej fotodiody. Dokładność pomiarów altymetrycznych wyniosła 6 m. Wykonywano je z wysokości co najmniej 150 km. Szczytowe zapotrzebowanie na moc wynosiło 20.7 W. Instrument posiadał cel kalibracyjny w postaci szpuli światłowodu o długości 100 m. Sygnał był wysyłany przez jeden koniec światłowodu i odbierany przez drugi.

MAG
Magnetometr MAG posłużył do pomiarów międzyplanetarnego pola magnetycznego podczas fazy lotu międzyplanetarnego oraz do poszukiwań pola magnetycznego Erosa. Do jego podstawowych celów naukowych należały badania geometrii oraz oddziaływań z wiatrem słonecznym i międzyplanetarnym polem magnetycznym hipotetycznego pola planetoidy. Do pozostałych celów należały poszukiwani fali uderzeniowej magnetosfery, oraz badania właściwości magnetycznych powierzchni. Odkrycie pierwotnego pola magnetycznego asteroidy dostarczyłoby ważnych wskazówek co do składu, budowy wewnętrznej, struktury cieplnej i historii kraterowania Erosa. Magnetometr był czujnikiem trójosiowym umieszczonym na szczycie anteny parabolicznej, w odległości ok. 1 m od statku. Minimalny próg detekcji wynosił 2 - 5 nT.

RS
Eksperyment radiowy urzynał systemu radiowego sondy w celu oceny pól grawitacyjnych planetoid Mathilde i Eros. Jego głównym zadaniem naukowym było określenie mas i wahań pól grawitacyjnych asteroidów. Dla Erosa (w połączeniu z pozostałymi instrumentami) zbadano także gęstość i rozkład masy we wnętrzu. Zestawienie tych danych z informacjami z kamery i dalmierza laserowego umożliwiło następnie wyznaczenie gęstości ciał i ograniczenie modeli ich budowy wewnętrznej. Śledzenie sygnałów radiowych umożliwiło także szczegółowe poznanie cech rotacji i orbity Erosa. Podczas eksperymentu mierzono przesunięcia dopplerowskie w sygnale sondy. Umożliwiło to wyznaczenie następnie szybkości sondy w kierunku radialnym. To z kolei informowało o wpływie pola grawitacyjnego na przyspieszenie pojazdu. Dla Mathilde masę określono z dokładnością 10 %, a dla Erosa podczas pomiarów z orbity z dokładnością 0.1 %. Dane dopplerowskie w połączeniu z informacjami na temat pozycji sondy umożliwiły wyprowadzenie cech rotacji i orbity Erosa.

[Scorus]

PRZEBIEG MISJI

Sonda NEAR wystartowała dn. 17.02.1996r, godz. 20:43:27 UTC za pomocą rakiety Delta 2 w konfiguracji 7925-8. Miejscem startu był przylądek Canaveral. Z parkingowej orbity okołoziemskiej pojazd został skierowany na orbitę okołosłoneczną.

Dnia 27.06.1997r sonda przeleciała w odległości 1 200 km od należącej do typu C planetoidy pasa głównego Mathilde. Największe zbliżenie miało miejsce o godz. 12:56 UT. Pojazd przeleciał ze względną szybkością 9.93 km/s. Wykonano wtedy około 500 zdjęć ukazujących ok. 60 % powierzchni obiektu. Przeprowadzono także pomiary albedo. Ponadto tor sondy został odchylony przez pole grawitacyjne planetoidy, co umożliwiło poznanie jej masy. Wraz z objętością ustaloną na podstawie zdjęć pozwoliło to obliczyć jej gęstość. Mathilde okazała się nieregularną sferoidą o rozmiarach 66 x 48 x 46 km, gęstości 1.3 g/cm3 i powierzchni czarniejszej niż węgiel drzewny. Mała gęstość świadczy o bardzo porowatej budowie, a tym samym o pierwotnym charakterze obiektu (gdyby planetoida była odłamkiem większego ciała, to przed jego rozpadem zostałaby sprasowana przez siły grawitacyjne). Niemal doskonale czarna barwa pochodzi prawdopodobnie od związków bogatych w węgiel. Na Mathilde znaleziono co najmniej pięć kraterów uderzeniowych o średnicy powyżej 20 km. Fakt, iż katastrofy, których są śladami, nie doprowadziły do rozpadu planetoidy, jest dodatkowym dowodem jej porowatości: Mathilde zachowywała się tak samo jak zgniatana karoseria samochodowa. Żaden z obserwowanych kraterów nie miał krawędzi ani zwałów wyrzuconej materii charakterystycznych dla innych obiektów. Ponadto żaden z kraterów nie został zniszczony późniejszym kwaterowaniem, tak że nie można nawet stwierdzić który powstał wcześniej a który później. Symulacje komputerowe powstawania kraterów umożliwiły odtworzenie wyglądu tych form przy założeniu, że planetoida ta jest zlepkiem rumoszu, na co wskazuje także jej mała gęstość. Mathilde była największą i najwolniej obracająca się planetoidą z pośród odwiedzonych do tej pory.

[Scorus]

Po minięciu planetoidy sonda wykonała manewr korekty orbity dnia 03.07.1997r, uruchamiając silnik dwa razy. To zmniejszyło szybkość pojazd do 279 m/s, a peryhelium i aphelium obniżyło do odpowiednio 0.99 AU i 0.95 AU. Następnie 23.01.1998r, o godz. 7:23 UT sonda przeleciała koło Ziemi w odległości 540 km, co umożliwiło nadanie jej większej energii. Podczas przelotu fotografowano Ziemię i Księżyc. Manewr zmienił nachylenie orbity względem ekliptyki z 0.5 do 10.2 stopnia, a aphelium z 2.17 do 1.77 AU (prawie stycznego z Erosem).

Planowano, że sonda wejdzie na orbitę wokół Erosa w dniu 10.01.1999r. W grudniu 1998r. doganiała Erosa z prędkością około 3 100 km/h. 20 grudnia rozpoczęła pierwszą fazę czterostopniowego hamowania za pomocą silnika. Niestety, już w pierwszej sekundzie pracy silników (godz. 22:00 UT) komputer sondy przerwał manewr. Odbyło się to tak gwałtownie, że NEAR stracił orientację i zaczął koziołkować. Komputer zareagował dalszym ograniczeniem aktywności sondy i wyłączył system komunikacyjny. Łączność z sondą udało się nawiązać dopiero po 36 godzinach, gdy na drugą próbę hamowania było już za późno. Do największego zbliżenia sondy do Erosa miało dojść za półtorej doby. Czas ten postanowiono zużyć na przeprogramowanie komputera w taki sposób, by mógł pokierować wykonywaniem nie zaplanowanych na tę fazę lotu zdjęć planetoidy. Ponieważ gotowy program należało pobieżnie przetestować, programiści z kontroli misji mieli na jego pisanie zaledwie kilkanaście godzin. W południe 23 grudnia sekwencja znalazła się na pokładzie. Po dalszych testach, o 16:00 naszego czasu, wysłano polecenie jego wykonania. Wykonano serie około 200 zdjęć, przeprowadzono badania w podczerwieni i eksperymenty radiowe które umożliwiły dokładniejsze poznanie wielkości i kształtu planetoidy. Eros okazał się silnie wydłużonym obiektem o nieregularnym kształcie i rozmiarach 33 x 13 x 13 km. Okres obrotu wokół własnej osi oszacowano na 5.5 godziny. Sonda mięła planetoidę w odległości 3827 km od jej środka masy z szybkością 0.965 km/s o godz. 18:41:23 UT.

[Scorus]

Zebrane dane umożliwiły lepsze zaplanowanie drugiego spotkania z Erosem. By wejść na orbitę, sonda musiała zmniejszyć swą prędkość względem planetoidy do zaledwie 1 m/s. Hamowanie rozpoczęto 3 stycznia 1999r, co umożliwiło zrównanie szybkości z szybkością planetoidy. 20 stycznia przeprowadzono kolejny manewr który precyzyjnie zmodyfikował orbitę. 12 sierpnia kolejne odpalenie zmniejszyło szybkość do 300 m/s. 3 lutego 0 17:00 UT zapłon zmniejszył szybkość z 19.3 do 8.1 m/s względem celu. Manewr 8 lutego zwiększył względną szybkość do 9.9 m/s. 28 stycznia, oraz 4 i 9 lutego poszukiwano także satelity Erosa, aby nie zderzyć się z nim podczas osiągania asteroidy. Nic jednak nie znaleziono. Pojazd pomyślnie wszedł na orbitę dn. 14.02.2000r, godz. 15:33 UT (16:33 naszego czasu). Pojazd znalazł się na eliptycznej orbicie przejściowej o perycentrum 321 km i apocentrum 366 km. Wkrótce rozpoczęto program badawczy.

Gęstość Erosa oszacowano na 2.67 g/cm^3. Jest więc niemal taka sama, jak średnia gęstość skorupy Ziemi. W tym przypadku mamy więc do czynienia z obiektem znacznie mniej porowatym niż Mathilde. Powierzchnia okazała się pokryta dużą liczbą kraterów, co świadczy o tym, iż obiekt uformował się on w bardzo wczesnej epoce dziejów Układu Słonecznego. Widać też na niej fałdy i pęknięcia, w większości biegnące równolegle do długiej osi planetoidy. Niektóre z nich przecinają dna i stoki kraterów. W centrum obiektu znajduje się duży  krater - Psyche. Po przeciwnej stronie znajduje się ogromne wgłębienie nazwane Himeros, które zajmuje większość powierzchni planetoidy. Uformowało się najprawdopodobniej na skutek zderzenia, które powinno rozkruszyć Erosa na kilka brył, utrzymywanych teraz przez siły grawitacyjne. Strome krawędzie świadczą o występowaniu uskoków w spoistej materii. Poza typowym asortymentem kraterów, na powierzchni Erosa występują dwa nietypowe formacje: tysiące głazów i setki płaskodennych zagłębień terenu. Głazy prawdopodobnie powstały na skutek zderzenia, które uformowało krater Psyche. Upadek tych głazów prawdopodobnie powodował powstawanie małych zagłębień na powierzchni asteroidy ale od tego czasu luźny materiał na powierzchni obsunął się i przemieścił wypełniając je. Uważa się, że pod wpływem promieniowania słonecznego bardzo małe ziarna pyłu mogły otrzymać pewien ładunek elektrostatyczny, wystarczający do ich unoszenia ponad powierzchnią asteroidy. Te swobodnie przelewające się ziarna mogły potem migrować na dno zagłębień powierzchni Erosa. Wyniki uzyskane z analizy promieniowania X, wskazują na podobieństwo tej planetoidy do chondrytów. Wyjaśniono także niezgodność widm planetoid typu S z widmami laboratoryjnymi chondrytów. W widmach planetoid obserwowano linie metalu, nie znalezionego w chondrytach. Badania sondy NEAR potwierdziły hipotezę, że za powstanie linii metalu odpowiedzialna jest cienka błona żelaza pomywająca z czasem powierzchnię planetoidy na skutek oddziaływań z wiatrem słonecznym. Magnetometr zainstalowany na pokładzie nie wykrył żadnego śladu pola magnetycznego w granicy swojej czułości, tj. 1-2 nanotesli.

[Scorus]

Orbita sondy była wielokrotnie modyfikowana, w zależności od potrzeb programu badawczego. Program misji przewidywał stopniowe sześciu etapach zbliżenie się do Erosa. Ostatni manewr zacieśnienia orbity został wykonany 30.04.2000r i od tej pory NEAR krążył około 50 km nad planetoidą po orbicie kołowej. Na wykonywanych w tym czasie zdjęciach widać był szczegóły średnicy 8 m. 13 maja z nieznanych powodów pracę przerwał spektrometr NIS. Dostarczył jednak ponad 50 000 spektrogramów, które pokryły ok. 60% powierzchni planetoidy. 14 lipca orbitę zacieśniono do 35 km i umieszczono nad biegunami. Wykonywano wtedy zdjęcia stereoskopowe i wysokiej rozdzielczości (do 3 m). Próbnik pozostawał na tej orbicie przez 10 dni, a następnie został skierowany na orbitę na wysokości 100 km. Pozostawał na niej do 5 września. Manewry w środkowym październiku 2000 r zmierzały do bliskiego przelotu nad powierzchnią. 26 października 2000r, o godz. 07:00 NEAR przeleciał na wysokości zaledwie 5.3 km nad powierzchnią Erosa i wykonał szereg zdjęć, na których widać obiekty o rozmiarach do 0.7 m. Po tym przelocie orbitę podwyższono do 200 km. Była to orbita wsteczna przebiegająca blisko płaszczyzny równika. Następnie zaczęto kolejny cykl zacieśniania, który zakończył się 13 grudnia 2000 umieszczeniem pojazdu na kołowej orbicie wstecznej na wysokości 35 km. Od 24 stycznia 2001r statek wykonał jeszcze kilka przelotów nad powierzchnią na wysokości 5 - 6 km, a 28 stycznia na wysokości zaledwie 2 - 3 km.

Po roku badań paliwo na sodzie zaczęło się wyczerpywać. Po zakończeniu programu naukowego naukowcy postanowili doprowadzić do lądowania na powierzchnię planetoidy. Szanse powodzenia manewru były niewielkie - oceniano je na 1:100. Sonda nie była przystosowana do lądowania, więc nie spodziewano się istotnych rezultatów naukowych - lądowanie miało na celu uzyskanie bardzo szczegółowych zdjęć oraz sprawdzenie przebiegu takiego manewru w słabym polu grawitacyjnym. Wszystko przebiegło jednak zgodnie z planem. Lądowanie rozpoczęto wieczorem dn. 12.02.2001r. Sekwencja lądowania trwała około 4 godzin. Rozpoczęło ją odpalenie silników które wytrąciło sondę z jej 35 kilometrowej orbity wokół Erosa i skierowało na trajektorię kolizyjną z asteroidą. Kolejne cztery odpalenia silników rozpoczęte na wysokości 5 kilometrów nad Erosem zmniejszyły prędkość sondy w czasie jej 47 minutowego swobodnego spadania na asteroidę. W czasie samego lądowania sonda prawdopodobnie raz podskoczyła przy pierwszym kontakcie z Erosem przed ostatecznym znieruchomieniem w pochyleniu na jedną stronę i podparciu się narożnikami paneli baterii słonecznych. Lądowanie odnotowano o godz. 20:01:52 UT. Jego miejsce znajduje się z zagłębieniu Himeros w południowej części asteroidy. W czasie opadania sonda wykonywała zdjęcia co minutę. Uzyskała ponad 50 obrazów. Ostatni pochodził z wysokości 120 metrów i obejmowało obszar o szerokości 6 metrów. Jedną z niespodzianek ujawnionych przez obrazy była obecność małych zagłębień pochodzenia zapadliskowego. NEAR kontynuował swój przekaz po wylądowaniu. Na sodzie przetrwały w nieuszkodzonym stanie spektrometry wysokoenergetyczne (których zniszczenie uważano za pewnik) i magnetometr. Kamera i wysokościomierz znalazły się w niekorzystnym położeniu a spektrometr podczerwony popsuł się już na orbicie. Spektrometry mogły być nawet zakopane w gruncie, co umożliwiło szczegółowe pomiary zawartości pierwiastków takich jak żelazo, potas, tlen i krzem, co miało zasadnicze znaczenie dla klasyfikacji minerałów na powierzchni. Magnetometr początkowo był wyłączony, jednak po lądowaniu włączono go. Potwierdziły się jednak wcześniejsze wyniki i nie stwierdzono żadnych przejawów aktywności magnetycznej. Misja miała zakończyć się 14 lutego, jednak ze względu na wysoką wartość niespodziewanie otrzymywanych danych przedłużono ją o 10 dni. 23 lutego przedłużono ją o kolejne 4 dni. Misja ostatecznie zakończyła się dn. 28.02.2001r. Istniały jeszcze plany włączenia silników NEAR aby przemieścić sondę w inne miejsce na powierzchni Erosa. Jednak mała ilość paliwa i trudności z łącznością przyczyniły się do odrzucenia takiej możliwości. Po roku, dn. 10.12.2002r podjęto jeszcze jedną próbę nawiązania łączności. Próba ta była eksperymentem mającym pokazać, czy systemy sondy przetrwały rok pobytu w zmiennych temperaturach. Niestety łączności nie udało się nawiązać.

Sonda podczas swej misji zgromadziła więcej danych niż planowano. Aparatura laserowa wysłała ponad 11 mln  impulsów ku powierzchni, co umożliwiło precyzyjne określenie jego kształtu. Uzyskano około 160 000 obrazów planetoidy obejmujących całą powierzchnię, zbadano jej pole grawitacyjne i rozkład masy w jej wnętrzu. Opracowano także mapy rozkładu substancji chemicznych na jej powierzchni. Pierwsze w historii lądowanie dostarczyło unikatowych danych z powierzchni planetoidy. Misja NEAR okazała się bardzo znaczącym sukcesem mimo niewielkiego budżetu (122 mln USD).