New Horizons (kompendium)

[Scorus]

REX
Eksperyment radiowy umożliwi wykorzystanie systemu telekomunikacyjnego sondy do wykonania szeregu badań Plutona i Charona. Do jego celów naukowych zaliczają się: uzyskanie pionowych profili temperatur i ciśnień w atmosferze Plutona począwszy od powierzchni; zmierzenie gęstości atmosfery przy powierzchni z dokładnością +/-1.5% (około 4 x 10^19 m^-3,), określenie temperatury powierzchni z dokładnością +/-2.2K i zmierzenie ciśnienia na powierzchni z dokładnością +/-0.3 μbar; precyzyjne zmierzenie masy układu Pluton - Charon  i określenie rozmiarów tych ciał; oraz wykrycie lub nałożenie ograniczeń na gęstość możliwej jonosfery Plutona (limit detekcji wynosi 2 x 10^9 e-/m^3).

Pomiary atmosfery neutralnej metodą zakryciową zostaną wykonane zarówno dla Plutona i Charona, ale prawdopodobnie będą użyteczne tylko dla Plutona. Obserwacje zakryć gwiazd wykazały, że Charon nie posiada atmosfery wykrywalnej z Ziemi. Jeśli rozrzedzona atmosfera istnieje, dokładność eksperymentu nie pozowali na jej zbadanie. Pomiary radiometryczne pozwalające na określenie temperatury powierzchni zostaną wykonane po stronie nocnej obu ciał. Będą polegały na odbiorze emisji cieplnej przy długości fali 4.2 cm. Na Plutonie zostanie wykonany skan radiometryczny w poprzek tarczy, natomiast dla Charona zostaną uzyskane tylko pomiary obejmujące całą tarczę. Masa układu Plutona zostanie określona z dokładnością ok. 0.01%. Poprawione zostaną też oszacowania stosunku pomiędzy masą Plutona i Charona w układzie. Prawdopodobnie możliwe będzie też osobne określenie masy  Plutona i Charona. Czas trwania zakrycia sondy przez oba ciała pozwoli na dokładne wyznaczenie ich wielkości. W przypadku istnienia jonosfery pomiary wykonane w ramach eksperymentu dostarczą danych dla badań jej oddziaływania z wiatrem słonecznym. Poza głównymi celami śledzenie parametrów sygnału radiowego w czasie lotu międzyplanetarnego może dostarczyć informacji na temat wiatru słonecznego i korony słonecznej.

W eksperymencie REX będzie używany wyłącznie sprzęt telemetryczny w postaci systemu nadawczo - odbiorczego i anteny wysokiego zysku o średnicy 2.1 metra. Wyposażeniem specjalnym jest oscylator ultarstabilny (Ultra-Stable Oscillator - USO) i elektronika obróbki sygnału. Elementy te mają masę 160 g i pobierają 1.6W mocy. USO jest podwojony, co zapewnia niezawodność. REX to eksperyment radiowy łącza Ziemia - sonda, w przeciwieństwie do eksperymentów łącza sonda - Ziemia wykonywanych w szeregu wcześniejszych misji planetarnych. Eksperyment został zaprojektowany w 1993r na potrzeby misji Pluto Fast Flyby (PFF) w ramach programu NASA Advanced Technology Insertion (ATI).

Wykonanie eksperymentu wymaga zastosowania wysoce stabilnego oscylatora USO dostarczającego częstotliwości odniesienia oraz odbiornika radiowego o porównywalnej dokładności. Konieczne jest też zarejestrowanie parametrów fizycznych sygnału odebranego na pokładzie sondy. W tym celu New Horizons został wyposażony w system komunikacyjny o nowej konfiguracji, poprzednio użyty tylko raz, w nieudanej misji CONTOUR (Comet Nucleus Tour). Jest on zdolny do zarejestrowania wymaganych parametrów sygnału z odpowiednią dokładnością. Wymagana obróbka odebranego sygnału jest wykonywaną przez dedykowaną elektronikę o bardzo niewielkiej masie i poborze mocy.

Zdolność do rejestrowania i obróbki sygnału odbieranego z Ziemi na sondzie jest główna modyfikacją w stosunku do innych eksperymentów radiowych realizowanych przez sondy NASA. We wcześniejszych misjach, takich jak Voyager i Cassini do sondy był transmitowany sygnał pochodzący z maserów wodorowych stacji DSN. Na sondzie był on odbierany, filtrowany, wzmacniany i zaraz potem retransmitowany do stacji odbiorczej. W przypadku New Horizons użycie sygnału w kierunku Ziemia - sonda rejestrowanego na pokładzie zostało wymuszone  bezpośrednio i pośrednio dużą odległością do Plutona. Po pierwsze do wykonania pomiarów z niezbędną dokładnością dla cienkiej atmosfery Plutona konieczne jest osiągnięcie wysokiego współczynnika sygnału do szumu. W przypadku łącza sonda - Ziemia wymusiłoby to użycie nadajnika o dużej mocy. Po drugie duża szybkość przelotu ogranicza czas na wykonanie obserwacji zakryciowych atmosfery do kilku minut, a w przypadku dolnej części atmosfery do kilku sekund. Dodatkowo zwiększa to wymaganą wartość współczynnika sygnału do szumu. Użycie nadajnika do dużej mocy pozwalającego na zastosowanie sygnału w kierunku sonda - Ziemia na New Horizons nie było możliwe, co wykluczyło użycie standardowej metody zakryciowej używanej dla ciał położonych blisko Ziemi, np Marsa. Natomiast zastosowanie tylko nadajnika naziemnego o mocy większej o 3 - 4 rzędów wielkości od nadajnika na sondzie w połączeniu z rejestracją sygnału na pokładzie sprawia, że wykonanie takich pomiarów na Plutonie jest wykonalne i naukowo wartościowe.

Na New Horizons sygnał nadajnika sondy jest zawsze odnoszony do częstotliwości dostarczanej przez USO, będącym źródłem częstotliwości niezależnym od sygnałów odbieranych z Ziemi. Jest to rozwiązanie nietypowe dla śledzenia dopplerowskiego sondy w dalekiej przestrzeni kosmicznej. Normalnie do śledzenia takiego stasuje się transmisje sygnału z Ziemi, która ustala częstotliwość sygnału transmitowanego z sondy. Związek pomiędzy częstotliwościami obu sygnałów jest znany, dzięki czemu możliwe jest precyzyjne wyznaczenie szybkości radialnych pojazdu poprzez porównanie częstotliwości sygnału transmitowanego z Ziemi do sondy i sygnału z sondy odbieranego na Ziemi. W przypadku New Horizons niezbędny związek pomiędzy sygnałem wysyłanym z Ziemi do sondy a sygnałem odbieranym na Ziemi jest ustalany poprzez pokładowe pomiary parametrów odebranego sygnału w odniesienie do sygnału z USO. Jest to wykonywanie poprzez zliczanie różnicy pomiędzy liczbą cykli sygnału odbieranego z Ziemi w odniesieniu do ilości cykli oscylacji USO zachodzących w tym samym czasie. Różnica pomiędzy częstotliwościami jest przesyłana na Ziemię w danych telemetrycznych. W takim systemie śledzenia konieczne jest określenie niewielkiego dryfu częstotliwości USO oraz przesunięcia dopplerowskiego w sygnale. Jest to realizowane poprzez obserwację sygnału USO transmitowanego na Ziemię w połączeniu z pokładowymi pomiarami różnic w częstotliwościach. Konfiguracja taka dostarczyła kilku korzyści: uprościła projekt systemu komunikacyjnego, zwiększyła stabilność transmisji w kierunku sonda - Ziemia przy nieobecności transmisji w kierunku Ziemia - sonda, oraz zwiększyła plastyczność w planowaniu obserwacji naukowych z użyciem sygnału radiowego.

W systemie komunikacyjnym New Horizons zastosowano standardowy wzmacniacz heterodynowy. Poziom szumu odbiornika został poprawiony poprzez zlokalizowanie przedniego przedwzmacniacza niskoszumowego (Low-Noise Amplifier - LNA) blisko anteny. Zmniejszyło to fizyczną temperaturę falowodu łączącego LNA z anteną wysokiego zysku (High-Gain Antenna - HGA). Zmieniające się mieszane częstotliwości fLO używane do uzyskania częstotliwości pośredniej (Intermediate Frequency - IF) na poziomie wzmacniacza systemu są dostarczone przez USO, podobnie jak częstotliwości będące wzorcem czasu dla konwersji analogowo - cyfrowej. Zestaw elektroniki REX, zintegrowany z systemem komunikacyjnym, znajdujący się za buforem 4.5 MHz składa się z konwertera analogowo - cyfrowego (Analog-to-Digital Converter - ADC) dostarczającego dane do układu FPGA (Filed-Programmable Gate Array). FPGA jest potrojony dla zapewnienia redundancji. Wykonuje on dwie funkcje obróbki danych niezbędne do przeprowadzenia eksperymentu: obliczenie całkowitej mocy sygnału w paśmie 4.5 MHz, zwierającego sygnał z Ziemi wchodzący do anteny; oraz wykonanie obróbki strumienia danych pasma 4.5 MHz do izolowanego fragmentu spektrum częstotliwości (ok. 1 kHz) zawierającego sygnał zmodyfikowany przez zakrycie, który może być następnie efektywnie przesłany na Ziemię wraz z danymi z sondy. Wynik obu ścieżek obróbki jest przesyłany do elektroniki sondy, gdzie jest zapisywany do późniejszego wysłania na Ziemię.

Pomiary parametrów atmosfery neutralnej polegają na obserwacji fazy, amplitudy, polaryzacji i czasu propagacji sygnału radiowego 4.1 cm emitowanego ze stacji naziemnych i docierającego do sondy. Jednocześnie użyte zostaną dwie stacje DSN, co zapewni dużą wiarygodność. Wymienione parametry sygnału będą zmieniane przez ośrodek ich rozchodzenia się (atmosferę), co umożliwi wykonanie badań jej właściwości. Sondowanie atmosfery w ten sposób będzie wykonywane, gdy statek będzie się chował oraz wychodził zza tarczy mijanego ciała. W czasie zakrycia antena wysokiego zysku sondy będzie skierowana na Ziemię. W momencie zakrycia, sygnał łącza Ziemia - sonda będzie przechodził przez atmosferę, a następnie będzie rejestrowany na sondzie. Metoda taka pozwoli na wykonanie pomiarów właściwości atmosfery w niewielkiej odległości od powierzchni w dwóch punktach, przy wejściu i wyjściu pojazdy zza tarczy. Czułość pomiarów pozwoli na uzyskanie przydatnych profili gęstości (ilości cząsteczek na jednostkę objętości, n), temperatury (T) i ciśnienia atmosfery (p) od powierzchni do poziomu na którym ciśnienie wynosi ok. 0.2 Pa. Dzięki temu uzyskane zostaną pierwsze informacje na temat struktury atmosfery poniżej poziomu 1 215 km od środka Plutona, oraz wartości n, T i p przy samej powierzchni. Dane te precyzyjnie pokażą strukturę inwersji temperatur na niskich wysokościach (jeśli występują) oraz pozwolą na wykrycie troposfery i ewentualne jej scharakteryzowanie. Podczas zakrycia dane REX zostaną zaburzone nie tylko przez atmosferę, ale również przez wzór dyfrakcji wywoływany przez powierzchnię. Zostanie on usunięty z zastosowaniem techniki odwróconego filtrowania Fresnela. Następnie profile n, p i T w atmosferze zostaną otrzymane za pomocą transformacji Abela, stosowanej powszechnie w badaniach atmosfer planet. W czasie analizy danych konieczne będzie też oszacowanie wpływu pola grawitacyjnego Plutona na statek oraz czynników instrumentalnych na statku i w stacji naziemnej.

Metoda zakryciowa pozwoli też na wykonanie poszukiwań jonosfery. Obecne modele wykazują, że efekt wywierany przez możliwą jonosferę Plutona na sygnał jest znajduje się blisko poziomu szumu eksperymentu REX. Jonosfera zostanie wykryta jeśli jej gęstości elektronów będzie wyższa od 2 x 10^3 e-/cm^3. Znajduje się to na górnej granicy obecnych przewidywań gęstości elektronów, zwłaszcza jeśli dolna część jonosfery charakteryzuje się ostrym pionowym gradientem gęstości. Taka jonosfera zostanie wykryta jako wyraźne przesunięcie fazy sygnału w krótkim odstępnie czasu. Jeśli jonosfera zostanie wykryta będzie można wyznaczyć jej podstawowe parametry, takie jak szczytowa gęstość i wysokość na której znajduje się obszar o największej gęstości elektronów.

W przypadku Charona atmosfera neutralna jest najprawdopodobniej tak rozrzedzona, że za pomocą REX nie będzie można jej wykryć. Ewentualna jonosfera zostanie wykryta jeśli jej gęstość przekracza 2 x 10^3 e-/cm^3, co jest bardzo mało prawdopodobne.

Dokładne pomiary czasów zakrycia sondy przez Plutona i Charona pozwolą na precyzyjniejsze określenie ich wielkości. Dla Plutona niedokładność w pomiarze promienia będzie dużo mniejsza od 1 km. W czasie zakrycia pojazd przejdzie prawie wzdłuż średnicy Plutona, co ograniczy niedokładności w pomiarach prawie wyłącznie do błędów w oszacowaniu parametrów trajektorii sondy. Po odniesieniu promienia do masy gęstość Plutona zostanie wyznaczona z niedokładnością rzędu 1%, porównywalną z niedokładnością w znajomości masy Trytona. W czasie pomiarów promienia użyte zostanie odwrócone filtrowanie Fresnela usuwające efekt dyfrakcji.

Masy mijanych ciał zostaną wyznaczone z przesunięcia dopplerowskiego w sygnale Ziemia - sonda podczas przelotu. Częstotliwość tego sygnału zostanie odniesiona do częstotliwości USO. Pomiary te zostaną wyprowadzone ze śledzenia sondy wykonywanego podczas przelotu. W czasie obserwacji  zakryciowych wystąpią pojedyncze okazje do takich pomiarów. Pozwoli to na wyznaczenie wartości ilorazu stałej grawitacyjnej i masy (G x M) układu Pluton Charon, a z tego masy całego układu. Obserwacje radiometryczne w czasie przelotów koło Plutona i Charona najprawdopodobniej pozwolą na indywidualną ocenę ich masy z dokładnością większa niż w przypadku obserwacji naziemnych.

Pomiary radiometryczne zostaną wykonane poprzez rejestrowanie słabej emisji cieplnej 7.2 GHz z powierzchni, głównie po nocnych stronach Plutona i Charona. Pozwolą na ustalenie temperatury powierzchni oraz ciśnienia przy powierzchni. Na Plutonie pomiary takie zostaną wykonane  w czasie gdy pojazd będzie przesuwał się nad nocną stroną Plutona. Wtedy też oś anteny będzie zwrócona na powierzchnię przed drugim epizodem obserwacji atmosfery, w czasie wyjścia zza tarczy. W tym okresie system radiowy będzie pracował jako bierny radiometr. Dzięki temu wykonany zostanie skan radiometryczny w poprzek tarczy. Na Charonie natomiast rozmiar tarczy będzie mniejszy od szerokości wiązki odbieranej przez antenę. Dlatego te wykonany zostanie bierny pomiar radiometryczny dla całej tarczy. W obu przypadkach obserwacje takie zostaną wykonane w czasie kilku minut, gdy tarcze Plutona i Charona zasłonią Ziemię. Pomiary te pozwolą na ustalenie temperatur po nocnych stronach Plutona i Charona, których nie można zmierzyć w inny sposób. Ponadto przed wejściem za tarcze możliwe będzie wykonanie uzupełniających pomiarów radiometrycznych po stronie dziennej. Możliwe będzie wykorzystanie tutaj manewrów obrotów sondy wykonywanych na potrzeby obserwacji innych instrumentów. Pozwolą one na przesuniecie osi anteny HGA wzdłuż tarcz po stronie oświetlonej.

Eksperyment REX został opracowany przez Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory (JHU APL), oraz Stanford University.

[Scorus]

HISTORIA MISJI
We wstępnych planach misji Voyager istniała opcja wykorzystania sondy Voyager 1 do wykonania przelotu koło Plutona po minięciu Saturna. Nastąpiłby on w końcu lat 80-tych. Wykluczyłoby to jednak bliski przelot koło Tytana. Tytan został jednak uznany za bardziej istotny naukowo od Plutona. Ponadto jego badania były znacznie mniej ryzykowne od przelotu koło Plutona, który nastąpiłby po wielu latach. Dlatego też możliwość ta nie została wykorzystana. W tym czasie nie znana była oczywiście atmosfera Plutona, złożoność jego powierzchni i skomplikowany układ księżyców. Nie znany był też Pas Kuipera. W przypadku Tytana spodziewano się natomiast wykonania badań jego atmosfery oraz zbadania powierzchni dzięki jej obserwowaniu przez przerwy w chmurach.

Po przelocie Voyagera 2 koło Trytona Pluton znacznie zyskał na atrakcyjności. Pierwsze studium nad możliwością misji do Plutona (“Pluto-350”) zostało przeprowadzone przez Discovery Program Science Working Group (DPSWG) w latach 1989 - 1990. Rozważano wtedy przelot koło Plutona za pomocą małej sondy z minimalnym wyposażeniem naukowym. Pas Kuipera nie był tedy jeszcze odkryty. Rozważana sonda miała mieć masę 350 kg. Miała posiadać generator RTG, system obrazujący, spektrometr UV, pakiet do badań plazmy oraz wyposażenie komunikacyjne pozwalające na wykonanie eksperymentu radiowego. Mogła wystartować za pomocą rakiety Delta 2 w 1999r, wykonać serię przelotów koło Wenus i Ziemi oraz asystę grawitacyjną koło Jowisza w 2009r. Dotarcie do Plutona nastąpiłoby około 2015r. Masa instrumentów miała wynosić połowę masy wyposażenia sond Voyager. W tym czasie taki ładunek był uważany za kontrowersyjny, ponieważ dawał mało możliwości przy dużym ryzyku.

Krótko po zakończeniu studium Pluto-350 w NASA rozważano wykonanie misji za pomocą znacznie większej sondy klasy Mariner Mark II (typu sondy Cassini). Byłaby ona mniej ryzykowna i zapewniła znacznie lepsze rezultaty naukowe. Ponadto byłaby logiczną kontynuacją misji dużych sond klasy Cassini. Planowano wtedy wykonanie serii misji opartych na tej konstrukcji. Rozważno też zastosowanie krótko żyjącej, dodatkowej odłączanej sondy, która wykonałaby bliski przelot po stronie nieobserwowanej z bliska półkuli Plutona 3.2 dnia po statku macierzystym (połowa okresu rotacji Plutona). W lutym 1991 r misja ta znalazła się na liście priorytetów wyznaczonych przez Solar System Exploration Subcommittee (SSES), obok orbitera Neptuna typu Mariner Mark II. Później w Solar System Exploration Division utworzona została grupa Outer Planets Science Working Group (OPSWG) mająca określić cele naukowe takiej misji, udokumentować ich wartościowość, oraz przygotować wybór instrumentów, które zostałyby określone w połowie lat 90-tych. Przewodniczył jej Alan Stern. Do 1992 większość tych prac została zakończona. Jednak z powodu niewystarczającego finansowania w tym czasie OPSWG przeprowadził też kolejną analizę misji typu Pluto-350. Na początku 1992r określono, że przeprowadzona powinna zostać misja mała. W tym czasie rozpoczynały się prace nad misjami Mars Pathfinder i NEAR, więc misje małe klasy Discovery miały większe szanse na zaakceptowanie.

Na początku 1992 r w JPL pojawiła się nowa koncepcja misji do Plutona, Pluto Fast Flyby (PFF), określana jako szybsza, tańsza i lepsza od misji typu Mariner Mark II i Pluto-350. Misja ta miała się składać z dwóch sond. Każda z nich miała mieć masę 35 - 50 kg i posiadać około 7 kg silnie zminiaturyzowanych (nie istniejących w tym czasie) instrumentów naukowych. Projekt taki pozwalał na wykonanie dwóch przelotów koło Plutona za mniej niż 500 mln dolarów (nie licząc kosztów startu). Rakietami nośnymi miały być Titan IV-Centaur. W późniejszym czasie koncepcja ta zastąpiła Mariner Mark II i Pluto-350. Lot do Plutona miał trwać 7 - 8 lat zamiast 12 - 16 lat. Scenariusz misji zakładał przelot koło Jowisza, ale nie uwzględniał przelotów koło Wenus i Ziemi jak inne koncepcje. Krótko po zdefiniowaniu napotkano jednak problemy. Masa sond szybko wzrosła do 140 kg natomiast masa instrumentów nie zmieniła się. Ponadto znacznie wzrosły koszty startu. Ponieważ dwa starty kosztowałyby 800 mln dolarów koszty całej misji przekroczyły miliard dolarów. Po utracie misji Mars Observer w programach badań planet nastąpiło też zamieszanie. Po przeskalowaniu misji do jednej sondy koszty nadal były zbyt wysokie.

W późniejszym czasie poszukiwane były możliwości współpracy z ESA i Rosją w celu ograniczenia kosztów. Zainteresowanie ESA było niewielkie. Silniejsze było natomiast zainteresowanie Rosji. A. Stern i dyrektor IKI A. Galeev opracowali pomysł wyniesienia PFF za pomocą rakiety Proton, co zmniejszyłoby koszty poniesione przez NASA o 400 mln dolarów. Rosja mogła tez dostarczyć sondę odłączaną od PFF, tzw. Drop Zond, która weszłaby w atmosferę Plutona wykonując spektrometrię masową i zdjęcia przed zderzeniem z powierzchnią. W. Ip i I. Axford z Max Plank Institute for Planetary Physics przedstawili możliwość pokrycia części kosztów rakiety Proton przez Niemcy (30 mln dolarów). Ponadto zaproponowano dodanie dodatkowego próbnika, który zderzyłby się z Io w czasie przelotu PFF koło Jowisza.

[Scorus]

PFF jednak nigdy nie wszedł w fazę projektowania, ponieważ w tym czasie w badaniach planet zdefiniowano inne priorytety. Administracja NASA D. Goldina zleciła natomiast analizę możliwości przeprowadzenia misji bez współpracy międzynarodowej, bez RTG i za pomocą małej rakiety, takiej jak Delta 2. OPSWG uznała to oczywiście za niewykonalne. Studium takie zostało jednak wykonane przez JPL. Wykazano, że misja bez RTG (z użyciem baterii) byłaby zbyt ryzykowna lub wykraczałby poza dostępne możliwości techniczne. W tym samym czasie wskazano jednak możliwości opracowania miniaturowych instrumentów dla PFF.

W połowie lat 90-tych nastąpił wzrost zainteresowania Pasem Kuipera, dzięki czemu administracja NASA zaleciła JPL wznowienie studiów nad misją klasy PFF. Misja tego typu była później określana jako Pluto Express lub Pluto-Kuiper Express (PKE). PKE miał być pojedynczą sondą o masie 175 kg posiadającą 9 kg sprzętu naukowego oraz rejestrator jednoczęściowy o pojemności 2 gigabitów. Start miałby się odbyć w latach 2001 - 2006. Planowano wykorzystanie przelotu koło Jowisza. Science Definition Team (SDT), któremu przewodził J. I.
Lunine przeprowadził studium nad instrumentami naukowymi dla takiej misji. Raport został opublikowany w 1996 r. Wybór instrumentów miał nastąpić w 1997 r. Jednak administracja D. Goldina zainicjowała drastyczne cięcia w tym programie i do wyboru sprzętu nie doszło.

W 1999 r wznowiono jednak prace nad instrumentami, głownie z powodu dużego zainteresowania środowiska uczonych związanych z badania planet. Propozycje instrumentów zebrano w marcu 2000 r. Wiele propozycji, w  tym eksperyment radiowy, pakiet do badan plazmy i instrumenty teledetekcyjne wywodziło się w prostej linii z programu projektowania miniaturowych instrumentów dla PFF. Zostały one przeanalizowane, ale formalny wybór sprzętu nie został dokonany. We wrześniu 2000 r projekt PKE został anulowany. W tym czasie nadal znajdował się w fazie A. Przyczyną był wzrost kosztów, który spowodował, że wydatki na misję na Plutona ponownie przekroczyłyby miliard dolarów.

[Scorus]

W końcu 2000 r pojawiła się możliwość zgłaszania tańszych propozycji misji do Plutona, prowadzących przez PI. Została ogłoszona na konferencji prasowej 20 grudnia 2000 r i oficjalnie opublikowana 19 stycznia 2001 r. Zbieranie wstępnych propozycji trwało do 20 marca, a potem zostało przedłużone do 6 kwietnia. Ponieważ do tej pory żadna misja do zewnętrznego Układu słonecznego i żadna misja z RTG nie była prowadzona przez PI, administracja NASA wskazywała, że nie musi dokonać wyboru żadnej misji. Przyjmowane propozycje musiały spełniać wyznaczone cele naukowe, start miał odbyć się za pomocą rakiet Atlas 5 lub Delta 4, a całkowity koszt miał wynosić około 504 mln dolarów. Do dyspozycji były dwa zapasowe generatory RTG, pozostałe po misjach Galileo i Cassini. Koszt ich przygotowania wynosił odpowiednio 50 i 90 mln dolarów (drugi miał większą moc).

Krótko po rozpoczęciu zbierania propozycji nowo przejęty budżet NASA nie zawierał funduszy dla takiej misji na rok fiskalny 2002. Nie przewidywał też finansowania w następnych latach. Po kilku dniach koncepcja misji tego typu została anulowana, ale interwencje w Senacie pozwoliły na szybkie przywrócenie finansowania. Zgłoszono trzy propozycje misji, dwa z JPL i jedną z APL. Jedna z propozycji JPL zakładała wykorzystanie napędu jonowego w celu uniknięcia przelotu koło Jowisza i wąskiego okna startowego. Proces wyboru misji rozpoczął się 6 kwietnia 2001r. Po 2 miesiącach analiz, 6 lipca do dalszych prac wybrana została jedna z propozycji JPL - POSSE (Pluto and Outer Solar System Explorer), zakładająca wykorzystanie przelotu koło Jowisza oraz propozycja APL - New Horizons. Ostatecznie 29 listopada 2001 r wybrana została propozycja APL. Projekt ten zakładał wykorzystanie małego statku (o masie około 400 kg) opartego na sondzie CONTOUR. Masa instrumentów została określona na około 30 kg, znacznie więcej niż w przypadku PKE. W skład proponowanego sprzętu naukowego wchodziły: pakiet do obserwacji teledetekcyjnych (Pluto Exploration Remote Sensing Instrument - PERSI); pakiet do badań plazmy i cząstek energetycznych (Plasma and High Energy Particle Package - PAM); system do obrazowania z dużej odległości (Long Range Reconaissiance Imager - LORRI); oraz wyposażenie umożliwiające wykonanie eksperymentu radiowego (Radio Experiment - REX). PERSI i osprzęt REX były głównymi elementami wyposażenia. PAM i LORRI można było usunąć w przypadku napotkania dużych problemów w trakcie ich projektowania. Nie zaplanowano magnetometru, odbiornika fal plazmowych, spektrometru masowego oraz detektora pyłu, które przedstawiały niewielką wartość naukową dla misji do Plutona lub mogłyby sprawiać problemy techniczne. Zakładano użycie generatora RTG o mniejszej mocy, pozwalającego na zmniejszenie kosztów misji. Zaproponowany rejestrator danych miał mieć też znacznie większą objętość, do 42 gigabitów. Ponieważ dotarcie do Plutona miało nastąpić jak najszybciej datą startu z przelotem koło Jowisza stał się grudzień 2004 r. Zapasowe okno otwierało się w styczniu 2006 r.

Na początku prac nad misją New Horizons istniało wiele przeszkód, w tym brak gwarancji finansowania poza fazą B, brak rakiety nośnej certyfikowanej na start z RTG, oraz brak wystarczającej ilości przygotowanych już elementów paliwowych dla RTG. Data startu szybko została przesunięta na 2006 r. Ponadto NASA nalegała na zastawanie droższego RTG o wyższej mocy. Ponadto pod koniec 2001 r dwóch inżynierów APL pracujących przy projektowaniu oscylatora ultrastabilnego zginęło w małym wypadku lotniczym. Zespól misji rozpoczął wstępne prace projektowe w styczniu 2002 r, które zakończyły się przeglądem SRR (System Requirements Review) w maju 2002 r. Datę dotarcia do Plutona udało się przesunąć z 2017 r na 2015 r. W Decadal Report in Planetary Sciences z 2002 r misja została uznana za najbardziej priorytetową. Po licznych debatach udało się też uzyskać finansowanie dalszych prac nad misją (poza fazą B) w roku fiskalnym 2003.

[Scorus]

W październiku 2002 r odbył się przegląd MPDR (Mission Preliminary Design Review). W marcu 2003 r zatwierdzono prowadzenie fazy C i D projektu. W lipcu 2003 r wybrano rakietę nośną. W październiku 2003 r odbył się przegląd MCDR (Mission Critical Design Review). W czasie ostatecznego projektowania sondy konieczne było wprowadzenie serii zmian. Z powodu trudności w przygotowywaniu paliwa do RTG (wytwarzania poszczególnych kul paliwowych) produkcja mocy w czasie przelotu koło Plutona została zmniejszona o 15% (30W). Sposób montażu RTG i konieczność zbalansowania sondy spowodowała wzrost jej masy o 50 kg. Średnica anteny wysokiego zysku została zmniejszona z 3 m do 2.1 m w celu zmniejszenia masy pojazdu. Pojemność kondensatorów systemu energetycznego została zwiększona o 25% w celu skompensowania wahań mocy dostarczanej przez RTG. Z trójkątnej struktury pojazdu usunięto rogi w celu dalszego zmniejszenia masy. Pojemność rejestratora danych została zwiększona do 64 gigabitów. Ciężkie szperacze gwiazd zostały zastąpione lżejszymi modelami. Zmieniono typ wzmacniaczy w systemie komunikacyjnym. Zmieniono pozycje silników w celu uniknięcia zanieczyszczenia powierzchni pojazdu i rozwiązania problemów z przebiegiem linii paliwowych. Ponadto zwiększono redundancyjność systemu komunikacyjnego. Do ładunku naukowego wprowadzono detektor pyłu SDC, będący głównie częścią programu edukacyjnego. Pakiet teledetekcyjny PERSJI został podzielony na dwa niezależna instrumenty - Ralph i Alice. Pakiet do pomiarów plazmy PAM został rozdzielony na dwa urządzenia - SWAP  dla cząstek niskoenergetycznych i PEPSSI dla cząstek wysokoenergetycznych. Do instrumentów dodano też pokrycia ochronne otwierane po starcie.

Pierwsze instrumenty zostały ukończone we wrześniu 2004 r. Prace nad strukturą statku zostały zakończone w styczniu 2005 r. Ostatnie elementy wyposażenia naukowego zostały dostarczone w marcu 2005 r. Montaż statku zakończył się w kwietniu 2005 r. W maju 2005 r rozpoczęły się jego testy środowiskowe. Pojazd został dostarczony do KSC we wrześniu 2005 r.

[Scorus]

PRZEBIEG MISJI
Okno startowe dla startu sondy New Horiozons z wykorzystaniem przelotu koło Jowisza występowało co 13 miesięcy, a w przypadku lotu bez asysty - co 12 miesięcy. Dotarcie do Plutona powinno natomiast nastąpić w czasie jak najkrótszym, przed rokiem 2020. Później spodziewany jest zanik atmosfery Plutona. Ponadto po tym okresie północna strefa polarna będzie nie oświetlona a obszar objęty przez noc polarną będzie się zwiększał, zmniejszając procent powierzchni możliwy do zobrazowania. Trajektoria z przelotem koło Jowisza, określana jako JGA (Jupiter Gravity Assist) pozwoliła na zmniejszenie energii koniecznej do nadania pojazdowi w czasie startu, łagodząc stopień ograniczeń jego masy w stosunku do lotu bezpośredniego. Użycie trajektorii z dużym manewrem silnikowym i przelotem koło Ziemi albo z dwoma przelotami koło Wenus i jednym koło Ziemi pozwoliłoby na dalsze zmniejszenie energii nadawanej na starcie, ale wydłużyłoby czas trwania misji. Zastosowanie trajektorii z przelotem koło Ziemi bez przelotu koło Jowisza nie pozwoliłoby na nadanie sondzie dostatecznej energii. Istniała też trajektoria z przelotem koło Saturna, ale start musiałby nastąpić dopiero w roku 2009, a dotarcie do Plutona nastąpiłoby około roku 2022.

Optymalne okno startowe z wykorzystaniem przelotu koło Jowisza wystąpiło w grudniu 2004r. Wymagało ono najmniejszej energii przy starcie. Rozpoczęcie misji w tym terminie było zaplanowane w pierwotnej propozycji misji z 2001r. Przelot koło Plutona nastąpiłby wtedy w lipcu 2014r a zakończenie misji rozszerzonej - w 2019r. Z powodu niewystarczającego finansowania w lutym 2002 r termin rozpoczęcia misji został przełożony na ostatnie okno startowe dla JGA, w lutym 2006 r. Wymagało to jednak nadania większej energii przy starcie. Rozważanymi rakietami nośnymi były Delta 4 Heavy i Atlas V 551. W lutym 2003r wybrany został Atlas V.

Pierwsze okno możliwe do wykorzystania otworzyło się 11 stycznia 2006 r i trwało 36 dni. Długi okres trwania okna dawał bardzo duże prawdopodobieństwo startu w 2006r. Osiągnięto to poprzez połączenie dwóch rodzajów trajektorii - z przelotem koło Jowisza i bez niego w jednym oknie. Ponadto data przelotu koło Plutona nie została sztywno ustalona. Do 2 lutego możliwy był przelot kolo Jowisza, a od 3 do 14 lutego - lot po trajektorii bezpośredniej. W ostatnim przypadku przelot koło Plutona miałby miejsce w latach 2018 - 2020, czyli w akceptowalnym okresie. W późniejszym czasie trzeba było poczekać około roku na okno startowe dla lotu bezpośredniego, otwierające się w lutym 2007r.

Umieszczenie rakiety nośnej na platformie startowej oraz symulacje startu odbyły się pomiędzy 4 a 6 grudnia 2005 r. Sonda zintegrowana ze stopniem  Star-48B została umieszczona w owiewce 13 grudnia. Pierwotnie start była zaplanowany na pierwszy dzień głównego okna startowego, 11 stycznia 2006 r. Jednak 16 grudnia 2005 r podczas przygotowań do startu zaobserwowano problemy ze zbiornikiem paliwa pierwszego stopnia rakiety nośnej. Konieczne były dodatkowe testy polegające na badaniu boroskopowym zbiornika paliwa stopnia 1. Dlatego też datę startu przesunięto na 17 stycznia 2006 r. 17 grudnia sonda wraz ze stopniem górnym została zintegrowana z rakietą nośną. 16 stycznia rakieta została przesunięta na stanowisko startowe SLC-41C. Procedura ta rozpoczęła się o godzinie 15:30 UTC. Została zakończona o 16:10 UTC. Tankowanie zbiornika pierwszego stopnia zostało zakończone około 21:30 UTC.

17 stycznia nie występowały żadne problemy z rakietą nośną. Jednak z powodu porywistego wiatru start był przekładany 6 razy. Ostatecznie został przeniesiony na następny dzień. 18 stycznia start także został anulowany, z powodu problemów z zasilaniem w APL, gdzie znajdowało się centrum kontroli misji. Używano tam zasilania zapasowego. Przyczyną były silne burze w obszarze Baltimore - Waszyngton.

New Horizonts wystartował ostatecznie 19 stycznia 2006 r za pomocą rakiety Atlas 5-551. Była to rakieta Atlas 5 z owiewką o wysokości 5 metrów, pięcioma silnikami pomocniczymi na paliwo stałe, drugim jednosilnikowym stopniem Centaur, oraz trzecim stopniem w postaci silnika Star 48B. Rakieta w tej konfiguracji osiągała ciąg 2.5 mln funtów. Miejscem startu był Przylądek Canaveral, kompleks startowy 41C. Pogoda w KSC była sprzyjająca - utrzymywały się 80-procentowe szanse na dobre warunki. Start odbył się o godzinie 19:00:00 UTC. Rakieta przekroczyła barierę dźwięku po 45 sekundach lotu. Silniki pomocnicze zostały odrzucone po 1.5 minuty od startu. Po 4 minutach i 38 sekundach oddzielił się pierwszy stopień rakiety. New Horizons znalazł się na orbicie parkingowej, lecąc z szybkością ponad 27 tysięcy kilometrów na godzinę. O 19:30 UTC uruchomiony został silnik stopnia Centaur - RL-10, który skierował sondę na wyższą orbitę parkingową o apogeum 101 mil i perygeum 132 mil. W dalszej kolejności ponownie uruchomiono silnik stopnia Centaur, co spowodowało opuszczenie orbity okołoziemskiej. Następnie Centaur został odrzucony. W dalszej kolejności uruchomiono stopień Star 48B. Dostarczył on dodatkowego ciągu, nadając sodzie wyjątkowo dużą energię. Przyspieszył on statek do szybkości 10 mil na sekundę, umożliwiającą dotarcie do Jowisza w marcu 2007 roku. Następnie po 44 minutach i 55 sekundach od startu został on odrzucony. Pojazd przeciął orbitę Księżyca po 9 godzinach. Opuścił Ziemię z największą szybkością nadaną pojazdowi przy starcie, 36 256 m/h, bijąc rekord sondy Ulysses.

[Scorus]

Po kilku dniach od startu przetestowano wszystkie systemu sondy i skonfigurowano statek. Sonda bez problemów przeszła do fazy lotu międzyplanetarnego. W czasie startu stopień Star-48B działał zgodnie z oczekiwaniami i pierwsza korekta trajektorii wymagała zmiany szybkości sondy na poziomie tylko 18 m/s. Plan zakładał, że ta wielkość będzie 5 - 10 razy wyższa. Dzięki temu zaoszczędzono paliwo na cele naukowe.

Po starcie szybkość sondy względem Słońca spadała na skutek działania pola grawitacyjnego Słońca. Przelot koło Jowisza pozwalał na zwiększenie szybkości względem Słońca o 3.83 km/s. Później szybkość pojazdu ponownie spadała. Przelot koło Plutona zwiększy jego szybkość tylko o kilka metrów na sekundę. Później, w czasie misji w Pasie Kuipera pojazd będzie ponownie zwalniał. W czasie misji pojazd przemierzy prawie całą planetarną część Układu Słonecznego po trajektorii bliskiej płaszczyźnie ekliptyki. Przetnie orbity czterech planet..

Pierwsza korekta trajektorii (Trajectory Correction Maneuver 1 - TCM-1) wymagała całkowitej zmiany szybkości na poziomie 18 m/s. Została podzielona na dwie części - TCM-1A i TCM-1B. Część TCM-1A została wykonana 28 stycznia o godzinie 19:00 UTC. Trwała 4 minuty i 36 sekund. Spowodowała zmianę szybkości na poziomie 5 metrów na sekundę. Część TCM-1B została wykonana 30 stycznia o godzinie 19:00 UTC. Trwała 12 minut. Spowodowała zmianę szybkości o 13.3 metra na sekundę. Na podzielenie korekty zdecydowano się w celu skalibrowania systemu napędowego małym uruchomieniem silników przed wykonaniem większego manewru. Korekta przebiegała bezproblemowo. Wstępnie skierowała statek na właściwy punkt w okolicach Jowisza. Jego przecięcie pozwoliło na wykonanie precyzyjnego przelotu koło Plutona. Sonda pozostawała w odległości 1 AU od Słońca do 29 stycznia 2005 roku. Druga zaplanowana korekta trajektorii (TCM-2) została anulowana.

Druga korekta, TCM-3 została wykonana 9 marca 2005 r o godzinie 17:00 UTC. Uruchomienie silników trwało 76 sekund i zmieniło szybkość sondy o 1.16 metra na sekundę. Manewr ten został przeprowadzony w trybie stabilizacji trójosiowej, po raz pierwszy w czasie trwania misji. Pozwolił na ostatecznie dostawanie orbity do spotkania z Jowiszem. W trakcie korekty statek znajdował się w odległości 51.7 miliona kilometrów od Ziemi i poruszał się z szybkością 37.5 kilometra na sekundę. Dane były odbierane przez stację DSN w Canberrze w Australii. Po korekcie orbita sondy charakteryzowała się peryhelium 0.98 AU, inklinacją 0.98° i mimośrodem 1.40.

Sonda minęła orbitę Marsa 8 kwietnia 2006 roku o godzinie 10:00 UTC, po 78 dniach lotu, miesiąc po tym jak Marsa osiągnęła sonda MRO, która wystartowała aż 5.5 miesiąca wcześniej. W trakcie przekroczenia orbity Marsa sonda znajdowała się bliżej Ziemi niż Marsa - w odległości 93.5 mln km od Ziemi. Odległość do Marsa wyniosła 299 milionów kilometrów. W tym czasie pojazd leciał z szybkością około 21 kilometrów na sekundę. Przekroczenie orbity nastąpiło w odległości 243 milionów kilometrów od Słońca - blisko apohelium orbity Czerwonej Planety.

13 czerwca 2006r nastąpił odległy przelot koło małej planetoidy 2002 JF56, o średnicy jedynie 2.5 km. Sonda minęła to ciało w odległości 102 000 km o godzinie 04:05 UTC. Podczas przelotu wykonano testy obserwacji nawigacyjnych. Przebiegały one bezproblemowo. W polu widzenia systemu Raplh/MVIC planetoida miała wielkość kilku pikseli.

21 września 2006r kamera LORRI uzyskała pierwsze, bardzo odległe zdjęcie Plutona.

[Scorus]

Sonda wykorzystała wsparcie grawitacyjne Jowisza podczas przelotu koło tej planety. W ten sposób New Horizons stał się 7 sondą odwiedzającą Jowisza (po pojazdach Pioneer 10, Pioneer 11, Voyager 1, Voyager 2, Ulysses i Galileo) - pierwszą od czasu zakończenia misji Galileo w 2003 roku i ostatnią przed misją Juno, która dotrze na polarna orbitę Jowisza w 2016 roku. W celu wejścia na odpowiednią trajektorię lotu do Plutona sonda musiała trafić w okno o szerokości około 500 mil z odległości 500 milionów mil. Sonda minęła Jowisza w odległości 32 promieni planety od jej środka, czyli 2.5 miliona kilometrów dnia 28 lutego 2007 roku o godzinie 05:42 UTC. Największe zbliżenie do umownej powierzchni planety wynosiło 2 305 126 km. Szybkość pojazdu w stosunku do planety wynosiła 21.2 km/s. Dzięki stosunkowo dużej odległości przelotu dawka przyjętego promieniowania była niewielka. Przelot spowodował zwiększenie szybkości pojazdu oraz zwiększenie inklinacji jego orbity. Nowa trajektoria charakteryzowała się peryhelium 2.2 AU, inklinacją 2.3° i mimośrodem 1.40. Dzięki temu możliwe stało się spotkanie z Plutonem w odległości 32.9 AU od Słońca, 1.1 AU ponad płaszczyzną ekliptyki. Pole grawitacyjne Jowisza przyspieszyło sondę o 14 000 kilometrów na godzinę i skierowało ją na trajektorię do Plutona, odchyloną o 2.5 stopnia od płaszczyzny ekliptyki. Była to połowa szybkości wahadłowca na orbicie. Sonda poruszała się z szybkością 83 600 km/h względem Słońca. Dzięki temu sonda osiągnęła 3 prędkość kosmiczną pozwalającą na opuszczenie Układu Słonecznego, podobnie jak sondy Pioneer 10 i 11, oraz Voyager 1 i 2. Dzięki temu lot do Plutona został skrócony o 3 lata stosunku do misji bez przelotu koło Jowisza. Od startu do przelotu koło Jowisza pojazd przebył około 800 mln km.

W czasie przelotu sonda znalazła się cztery razy bliżej Jowisza niż pojazd Cassini, za orbitą Kallisto. Dzięki temu można było wykonać obserwacje naukowe nie możliwe do przeprowadzenia z sondy Cassini. Odległość do księżyców galileuszowych była stosunkowo duża, ale za pomocą LORRI można było wykonać ich stosunkowo dobrze obserwacje. Szczególnie wartościowy był monitoring aktywności Io. W czasie planowania misji zainteresowanie budziły możliwości przelotu koło jednego z niewielkich księżyców zewnętrznych. Jednak trajektoria sondy nie pozwalała na wykonanie przelotu koło jakiegokolwiek księżyca bez odpowiedniej korekty. W celu zaoszczędzenia paliwa na spotkanie z Plutonem zdecydowano o zaniechaniu takiego przelotu.

Przelot koło Jowisza został wykorzystany do wykonania 4-miesięcznej intensywnej kampanii obserwacyjnej układu największej planety. Program ten objął ponad 700 oddzielnych obserwacji naukowych, z których ponad połowa była wykonywana w dniu największego zbliżenia, czyli więcej niż zaplanowano dla przelotu koło Plutona. Oprócz wysokiej wartości naukowej była to generalna próba dla statku kosmicznego i jego instrumentów. Badania naukowe objęły atmosferę (długotrwałe obrazowanie pokazujące zmienność), magnetosferę (pomiary bezpośrednie cząstek nisko i wysokoenergetycznych), zorze polarne, pierścienie, środowisko pyłowe, oraz obrazowanie torusa na orbicie Io w ultrafiolecie. Ponadto zostało wykonane obrazowanie powierzchni, mapowanie składu powierzchni, oraz badania atmosfer księżyców Jowisza - Io, Europy, Ganimedesa i Kallisto.

Obserwacje atmosfery Jowisza dały unikalną szansę na badania rozwoju burz na planecie dzięki wykonywaniu sekwencji zdjęć za pomocą LORRI przez okres dwóch tygodni. Obserwacje w wysokiej rozdzielczości podczas największego zbliżenia pozwoliły na badanie trójwymiarowe struktury atmosfery i zlokalizowanie obszarów o dużej dynamice pionowej i poziomej. Szczególnym obszarem zainteresowania była Wielka Czerwona Plama. Ponadto New Horizons dostarczył pierwszych bliskich widoków Małej Czerwonej Plamy, która uformowała się z mniejszych wirów w 2005 roku. Obrazy miały 10 razy większą rozdzielczość od tych dostarczonych przez Teleskop Hubblea. Ponadto zostały wykonane badania struktury wyższej atmosfery Jowisza i jej temperatury poprzez obserwacje zakryć gwiazd. Obserwacje te, wykonane przez Alice dostarczyły informacji na temat pionowego rozkładu wielu istotnych substancji (metanu, wodory, acetylenu i węglowodrów wyższego rzędu) w szerokim zakresie ciśnień w atmosferze (10^-4 - 10^4 mbar). Pomiary wodoru i długo żyjących węglowodorów pozwoliły na opracowanie profili temperatury w atmosferze, a pomiary węglowodorów chemicznie aktywnych pozwoliły na nałożenie ograniczeń na modele dynamiki wyższej atmosfery i na modele procesów fotochemicznych. Obserwacje Jowisza objęły także badania świecenia atmosfery w ultrafiolecie wywołanego przez promieniowanie słoneczne. Obserwacje z sond Voyager ujawniły asymetrię w tym promieniowaniu znaną jako wybrzuszenie Lyman-alfa. Zjawisko to było badane przez lata przez Teleskop Hubblea i satelitę FUSE (Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer). Instrumenty Alice i Raplh mapowały tą emisję na kilka dni przed największym zbliżeniem.

Obserwacje pierścieni za pomocą kamer pozwoliły na dokładne badania ich struktury, poszukiwania źródła pyłu w pierścieniach, a także na poszukiwania zagęszczeń materii i drobnych księżyców w ich obrębie. Były to najbardziej szczegółowe obserwacje systemu pierścieni Jowisza w historii lotów kosmicznych. Jeśli chodzi o źródło pyłu pewną rolę odrywają księżyce Adratea i Metis, ale za główne źródło uważane są inne ciała, o wielkości od metra do kilometra. Dlatego też w okresie od 4 do 2 dni przed największym zbliżeniem poszukiwane były małe, wewnętrzne księżyce planety. New Horizons wykonał pierwsze przestrzenne obserwacje krzywej fazowej pierścieni - zmian jasności pierścieni w zależności od kąta fazowego, co pozwoliło na badania wielkości i kształtu cząstek pyłu w pierścieniach. Obserwacje te pozwoliły na odróżnienie skupień pyłu od stałych ciał. 1 marca, 2 dni po największym zbliżeniu do Jowisza sonda obserwowała pierścienie prawie dokładnie od krawędzi, co pozwoliło na badania grubości i pionowej struktury pierścieni, a także na obserwacje struktur falowych w pierścieniach wykrytych przez sondę Galileo.

Obserwacje księżyców o największej rozdzielczości były wykonywane w kilku godzinach otaczających największe zbliżenie. Księżyce znajdowały się wtedy po przeciwnej stronie Jowisza niż sonda, ale instrumenty na New Horizons nadal mogły uzyskać dane wysokiej jakości, w tym zdjęcia. Do badanych aspektów należała np aktywność wulkaniczna na Io oraz globalna morfologia lodowej skorupy Europy. Badano atmosfery i powierzchnie wszystkich czterech księżyców galileuszowych. Obserwacje atmosfer w ultrafiolecie w pewnych aspektach były lepsze od wykonanych w trakcie wcześniejszych misji. Atmosfera Io składa się z dwutlenku siarki i świeci w zakresie widzialnym i ultrafioletowym z powodu bombardowania cząstkami z magnetosfery. Alice obserwował przejścia gwiazd za atmosferą i rejestrował pochłanianie światła przez atmosferę, co dało najlepsze obserwacje atmosfery po nocnej stronie Io. Pozwoliło na określenie czy zamarza ona na powierzchni w nocy. Europa i Ganimedes mają słabe atmosfery tlenowe świecące w zakresie ultrafioletu (emisja w liniach 1.304 i 1.356 A), co jest spowodowane bombardowaniem elektronami z magnetosfery. Przyrząd Alice uzyskał spektrogramy tej emisji o wysokiej jakości. Pozwoliło to na badania grubości atmosfer i ich odpowiedzi na zmiany pola magnetycznego Jowisza. LORRI poszukiwał emisji o charakterze zorzowym w świetle widzialnym podczas długich ekspozycji w cieniu Jowisza. Alice poszukiwał także po raz pierwszy emisji atmosferycznej na Kallisto.

Obrazowanie powierzchni Io przez LORRI pozwoliło na opracowanie globalnej mapy powierzchni i poszukiwania zmian w rozkładzie materiałów wyrzucanych przez wulkany od czasu opracowania ostatnich globalnych map (lata 2000 - 2001). Ralph/MVIC dostarczył zdjęć multispektalnych, ale tylko po stronie nocnej, oświetlonej przez Jowisz. Z powodu bardzo dużej czułości tego instrumentu obrazy strony dziennej byłyby prześwietlone. Raplh dostarczył też obrazowania cieplnego wulkanów po stronie nocnej. Pozwoliło to na określenie temperatur tych wulkanów. Było to istotne, ponieważ dane z Galileo wskazywały na wyższą temperaturę lawy niż na Ziemi, co mogło mieć związek z nietypowym składem lawy. Obrazy LORRI pozwoliły natomiast na badania globalnej topografii powierzchni. Obserwacje pozwoliły także na badania czasu życia i rozkładu pióropuszy wulkanicznych. New Horizons dostarczył najbardziej kompletnej inwentaryzacji pióropuszy od czasu obserwacji sond Voyager w 1979 roku i rozszerzył dane na temat ich życia zebrane przez sondę Galileo.

Obserwacje Europy, Ganimedesa i Kallisto za pomocą Raplh/LEISA pozwoliły na mapowanie globalnego składu ich powierzchni, w tym substancji różnych od lodu. Ponadto pozwoliły na wykonanie testów technik analizy danych przeznaczonych do zastosowania w systemie Plutona. Obserwacje w podczerwieni za pomocą Raplh/LEISA były szczególne wartościowe z powodu wysokiej rozdzielczości spektralnej tego instrumentu, znacznie wyższej od rozdzielczości spektrometrów podczerwieni użytych podczas innych misji. Ponadto możliwe było zbadanie składu obszarów powierzchni księżyców galileuszowych o wielkości do 150 kilometrów. Na Europie badane były składniki inne niż lód, które mogą pochodzić z podpowierzchniowego oceanu. Ponadto New Hoizons obserwował podobne substancje na Ganimedesie. Uzyskane w ten sposób dane były bardzo wartościowe, ponieważ duża część powierzchni Ganimedesa nie była badana za pomocą spektrometrów obrazujących. Wykonywanie obrazów terminatorów księżyców galileuszowych za pomocą LORRI umożliwiało przeprowadzenie badań topografii powierzchni tych obiektów.

W czasie przelotu New Horizons przez układ Jowisza obserwacje planety prowadziły teleskopy kosmiczne Hubblea i Chandra, satelita astronomiczny FUSE, oraz sonda Rosetta z wykorzystaniem spektrometru UV Alice bardzo podobnego do takiego spektrometru na New Horizons. Ponadto obserwacje prowadziły liczne obserwatoria naziemne, np Obserwatorium Kecka na Hawajach. Pozwoliło to na globalne odniesienie danych z New Horizons. Większość danych naukowych została zarejestrowana na rejestratorze SSD sondy i przetransmitowana na Ziemię w marcu i kwietniu.

Po przelocie sonda kontynuowała lot przez ogon magnetosfery Jowisza. New Horizons jako pierwszy próbnik poruszał się w tym obszarze. Przeleciał przez 1/4 długości ogona magnetosfery, rozciągającego się prawdopodobnie do okolic orbity Saturna. Instrumenty SWAP i PEPPSI prowadziły w tym czasie badania parametrów plazmy w ogonie. SDC wykonywał tez pomiary pyłu. W czasie oddalania się od Jowisza LORRI obrazował zorze jowiszowe po nocnej stronie planety.

19 marca sonda po raz pierwszy weszła w tryb bezpieczny z pozycjonowaniem na Ziemię, spowodowany błędem w pracy elektroniki Został on wywołany promieniowaniem. Sonda została przywrócona do normalnego trybu działania 21 marca. Następnie wznowiła pomiary cząstek w magnetosferze Jowisza. Pojazd wyszedł z ogona magnetosfery w  czerwcu. Zakończyło to okres badań Jowisza.

[Scorus]

 Przez większy okres lotu Jowisz - Pluton sonda znajdowała się w trybie hibernacji ze stabilizacją obrotową. Dzięki temu zmniejszyły się koszty prowadzenia misji a stacje DSN mogły obsługiwać inne misje przez dłuższy czas. W tym trybie większość systemów nie była zasilana, co zmniejszy zużycie elektroniki. Było to bardzo istotne podczas długiego lotu na Plutona. Komputer pokładowy sondy monitorował jej stan i co tydzień wysłał sygnał radiolatarni przez antenę średniego zysku. Sygnał ten informował o tym, czy sonda działa prawidłowo, czy też konieczna jest interwencja kontrolerów. Średnio raz na rok sonda była wyprowadzana  z trybu uśpienia. Wtedy zespół misji wykonywał diagnostykę jej systemów, testował i kalibrował instrumenty, dokonywał korekt trajektorii, oraz zbierał precyzyjne dane nawigacyjne. Okresy takich testów trwały zwykle około 50 dni. Pierwszy roczny test sondy został przeprowadzony po 6 miesiącach od spotkaniu z Jowiszem.

25 września 2007 r o godzinie 20:04 UTC wykonana została trzecia korekta trajektorii, TCM-4. Czas pracy silników wyniósł 15 minut i 37 sekund. Zmiana szybkości wynosiła 2.37 m/s.

8 czerwca 2008 r sonda przecięła orbitę Saturna.

Od 29 grudnia 2009 r odległość pomiędzy sondą a Plutonem stała się mniejsza niż pomiędzy sondą a Ziemią.

25 lutego 2010 r sonda przebyła już połowę drogi do Plutona (całkowita odległość do przebycia w trakcie lotu do Plutona wynosiła 1 480 000 000 km).

30 czerwca 2010 r o godzinie 19:09 UTC odbyła się czwarta korekta trajektorii, TCM-5. Manewr był niewielki. Jego głównym celem było usunięcie zmian kursu spowodowanych promieniowaniem cieplnym generatora RTG. Fotony podczerwoni odbijające się od anteny HGA powodowały powolne zmiany orbity. Korekta ta trwała 35.6 sekundy. Spowodowała zmianę szybkości na poziomie 0.45 m/s. W tym czasie sonda znajdowała się w odległości 1.49 mld kilometrów od Ziemi. Z tej odległości sygnał radiowy przybywał do Ziemi po 2 godzinach.

17 grudnia 2010 r o godzinie 4.25 UTC upłynęła połowa czasu pomiędzy starem a największym zbliżeniem do Plutona (1731 dni, 8 godzin i 25 minut).

18 marca 2011 r o godzinie 22:00 UTC sonda przecięła orbitę Urana. Odległość pomiędzy pojazdem a planetą wynosiła 3.9 mld km.

2 grudnia 2011 r New Horizons znalazła się bliżej Plutona niż Voyager 2 przy najmniejszej odległości od tego obiektu.

14 lipca 2014 r wykonany został szósty manewr korekty trajektorii, TCM-6.

W lipcu 2014 r sonda rozpoczęła obserwacje nawigacyjne Plutona. Odbyły się one podczas 8 i ostatniego aktywnego testu instrumentów sondy (Active Check Out 8 - ACO-8). Miały one na celu zaplanowanie końcowych korekt trajektorii. W ich ramach używano głównie kamery LORRI. Pozwalała ona na obrazowanie w pełnej rozdzielczości z krótkim czasem ekspozycji ograniczonym przez zdolność kontroli orientacji sondy, oraz oraz przy sumowaniu 16 pikseli w układzie 4 x 4 z długim czasem ekspozycji. W trybie 4 x 4 rozdzielczość kątowa wynosiła 1/4 rozdzielczości pełnej, a szum odczytu - 1/4 szumu występującego w trybie rozdzielczości pełnej. W trybie tym możliwe było osiągnięcie znacznie dłuższego czasu ekspozycji bez rozmazania obrazów. Ponadto okresowo używana była kamera Ralph/MVIC. MVIC ma  rozdzielczość 5 razy mniejszą od LORRI. W czasie obserwacji nawigacyjnych stanowił zabezpieczenie na wypadek problemów napotkanych przy użytkowaniu tej kamery. Pierwsza kampania obserwacyjna trwała w dniach 20 - 27 lipca 2014 r (359 - 352 dni przed przelotem). Kamea LORRI uzyskiwała 5 obrazów w czasie 12 godzin w trybie rozdzielczości pełnej. Obserwacje objęły pełny okres orbitalny Charona. Inne księżyce nie były widoczne. Odległość Plutona od Charona wynosiła kilka pikseli

24 sierpnia 2014 r pojazd przeciął orbitę Neptuna.

29 sierpnia rozpoczął się ostatni okres hibernacji przed spotkaniem z Plutonem. Trwał on 99 dni, zakończył się 6 grudnia. Faza docierania do Plutona została podzielona na 3 okresy. Obejmowała też 4 dalsze kampanie nawigacyjne

Faza zbliżania się 1 (Approach Phase 1 - AP1) trwała w dniach 6 stycznia - 4 kwietnia 2014 r (180 - 100 dni przed przelotem, w odległości 226 - 121 mln km od Plutona). Obejmowała obserwacje nawigacyjne za pomocą LORRI pozwalające też na pomarty albedo powierzchni określenie parametrów orbit księżyców Plutona. SWAP i PEPSSI monitorowały też cząstki energetyczne.

Druga kampania obserwacji nawigacyjnych przed przelotem obejmowała dwie sesje obrazowania: 25 stycznia - 1 lutego 2015 r (170 - 163 dni przed przelotem, obrazowanie za pomocą LORRI w trybie rozdzielczości pełnej w  tempie 5 obrazów na 12 godzin i w trybie 4 x 4 w tempie 5 obrazów na 48 godzin) oraz 1 lutego - 6 marca 2015 r (163 - 130 dni przed przelotem, obrazowanie za pomocą LORRI w trybie w trybie 4 x 4 w tempie 5 obrazów na 48 godzin). Obserwacje objęły pełny okres orbitalny Hydry oraz pełny okres orbitalny Charona.

10 marca sonda wykonała siódmą korektę trajektorii, oznaczoną jako TCM-15B2. Była to pierwsza korekta wykonana w fazie dolotu do Plutona. Komendy zostały wysłane na sondę już 8 marca. Silniki zostały uruchomione o godzinie 09:15 UTC. Manewr trwał 93 sekundy i spowodował zmniejszenie szybkości sondy o 1.14 m/s. Opóźniło to czas największego zbliżenia do Plutona o 14 minut i 30 sekund. Ponadto manewr przesunął punkt największego zbliżenia o 3 442 km. W trakcie manewru sonda znajdowała się w odległości 4.8 mld km od Ziemi (32.28 AU) i 149 mln km od Plutona (1 AU). Sygnał biegł na Ziemię przez 4 godziny, 28 minut i 31 sekund. Podczas manewru używano anteny o średnicy 70 metrów w stacji DSN w Camberrze. Po zakończeniu korekty sonda weszła w tryb obrotowej kontroli orientacji przestrzennej w którym pozostawała do 4 kwietnia. Zwiększało to szybkość transmisji danych.

Faza zbliżania się 2 (AP2) trwała od 4 kwietnia do 23 lipca (100 - 21 dni przed przelotem, w odległości 121 - 26 mln km od Plutona). Obejmowała takie same pomiary jak AP1 oraz pomiary zróżnicowania koloru powierzchni i poszukiwania pierścieni. Rozdzielczość zdjęć była lepsza od tych z HST, ale Pluton nadal miał rozmiar tylko kilku pikseli w polu widzenia LORRI. 15 czerwca wykonano ponadto przedostatnią korektę trajektorii przed spotkaniem z Plutonem. Rozpoczęła się ona o godzinie 04:05 UTC i trwała 45 sekund. Zmiana szybkości wyniosła 52 cm/s.

Trzecia kampania nawigacyjna objęła trzy sesje: 5 - 15 kwietnia 2015 r (100 - 90 dni przed przelotem, obrazowanie za pomocą LORRI w trybie 4 x 4 w tempie 5 obrazów na 48 godzin); 14 - 22 kwietnia 2015 r (90 - 83 dni przed przelotem, obrazowanie za pomocą LORRI w trybie rozdzielczości pełnej w  tempie 4 obrazów na 12 godzin i w trybie 4 x 4 w tempie 2 obrazów na 48 godzin, oraz obrazowanie za pomocą MVIC w tempie 2 obrazów na 24 godziny); oraz 22 kwietnia - 15 maja 2015 r (82 - 60 dni przed przelotem, obrazowanie za pomocą LORRI w trybie 4 x 4 w tempie 5 obrazów na 48 godzin). Pluton miał szerokość 5 pikseli w polu widzenia LORRI. Obrazy uzyskane za pomocą instrumentu LORRI na 75 dni przed zbliżeniem były leprze od najlepszych obserwacji z HST. Pozwoliły na zaplanowanie szczegółów obserwacji naukowych koniecznych do wykonania podczas przelotu. W dniach 16 maja - 27 maja 2015 r obserwacje nawigacyjne nie były prowadzone. W tym czasie kontrola orientacji przestrzennej sondy została przełączona z trybu trójosiowego na tryb obrotowy. Pozwoliło to na osiągnięcie większej szybkości przesyłu danych na Ziemię i opróżnienie rejestratora jednoczęściowego przed przelotem koło Plutona. Tym samym rejestrator został przygotowany na zbierane danych podczas przelotu.

Faza zbliżania się 3 (AP3) trwała od 23 czerwca do 13 lipca (21 - 1 dnia przed przelotem, w odległości 26 - 1.2 mln km od Plutona). Poza pomiarami fazy AP2 obejmowała również poszukiwania przyspieszonych jonów uciekających z atmosfery, badania różnic w składzie chemicznym powierzchni, badania różnic w składzie atmosfery, poszukiwania chmur i wiatrów dzięki obrazowaniu Plutona, uzyskiwanie wstępnych globalnych map (geologicznych, multispektralnych i pokazujących różnice w składzie chemicznym powierzchni), oraz uzyskiwanie zdjęć przydatnych w celach promocji misji. 30 czerwca wykonano ostatnią korektę trajektorii przed przelotem koło Plutona. Rozpoczęła się ona o godzinie 03:01 UTC i trwała 23 sekundy. Zmiana szybkości wyniosła 27 cm/s.

Czwarta kampania nawigacyjna obejmowała dwie sesje: 28 maja  - 23 czerwca 2015 r (47 - 21 dni przed przelotem, obrazowanie za pomocą LORRI w trybie rozdzielczości pełnej w  tempie 4 obrazów na 24 godziny i w trybie 4 x 4 w tempie 6 obrazów na 24 godziny, oraz obrazowanie za pomocą MVIC w tempie 2 obrazów na 24 godziny); oraz 23 czerwca - 16 lipca 2015 r (od 21 dni przed przelotem do 1 dnia po przelocie, obrazowanie za pomocą LORRI w trybie rozdzielczości pełnej w  tempie 5 obrazów na 24 godziny). W ramach tej kampanii zobrazowane zostały wszystkie małe księżyce Plutona. Wykonane zostały też poszukiwania nieznanych księżyców  i pierścieni pyłowych. Statek nadal dysponował około połową zapasu paliwa hydrazydowego, więc mógł wykonać manewry  w celu uniknięcia zagrożenia ze strony skupisk pyłu. Zagrożenia takie nie zostały jednak wykryte. W okresie ostatniego roku przed przelotem sonda dostarczyła łącznie 787 obrazów Plutona (425 obrazów z LORRI w rozdzielczości pełnej, 330 obrazów z LORRI w trybie 4 x 4 oraz 32 obrazy z MVIC). Najbardziej kluczowe obrazy, konieczne do zaplanowania ostatnich korekt trajektorii w czasie tygodnia przed największym zbliżeniem były wysyłane na Ziemię stosunkowo szybko po uzyskaniu. Niektóre obrazy nawigacyjne zostały również zoptymalizowane pod kątem użyteczności naukowej.  W jej ramach zostały uzysknae obserwacje Plutona i Charona oraz oddzielnie księżyców Nix i Hydra. 3.2 dnia przed największym zbliżeniem zostały wykonane zdjęcia obu ciał z dużej odległości, z rozdzielczością 40 km. 3.2 dnia to połowa okresu rotacji układu Pluton - Charon, więc zobrazowane zostały półkule niedostępnie podczas największego zbliżenia. Możliwe były zestawienie map i danych spektrometrycznych uzyskiwanych co połowę dnia. Dzięki temu można były wykonać poszukiwania zmian dziennych, w skalach tak małych jak 48 kilometrów. Pozwoliło to na wyszukanie zjawisk pogodowych, takich jak możliwe opady śniegu.

4 lipca sonda weszła w tryb bezpieczny. Utracono z nią łączność o godzinie 17:54 UTC. Łączność odzyskano o 19:15 UTC. na podstawie uzyskanych danych inżynieryjnych stwierdzono, że w trakcie wykonywania sekwencji komend nastąpiła niezgodność ich czasów deklarowanych i rzeczywistych. W związku z tym sonda automatycznie przełączyła się na komutre zapaoswy i weszła w tryb bezpieczny. Normalne działanie zostało przywrócone 7 lipca.

12 i 13 lipca 2015 r pojazd przesłał na Ziemię podstawowe dane naukowe zebrane do tego czasu, na wypadek gdyby nie przetrwał bliskiego przelotu koło Plutona. Dane te obejmowały najlepsze obrazy barwne Plutona i Charona z Ralop / MVIC, najlepszy obraz Charona z LORRI (o szerokości 160 pikseli), oraz najlepszy obraz Plutona z tego instrumentu (szerokości 630 pikseli, rozdzielczość 3.8 km na piksel).

[Scorus]

 Faza przelotu koło Plutona (Near Encounter Phase - NEP) rozpoczęła się na dzień przed największym zbliżeniem (13 lipca w odległości 1.2 mln km). Zakończyła się na 1 dzień po przelocie (15 lipca).

Aby wykonać zadania naukowe statek musiał trafić we fragment przestrzeni o średnicy około 300 kilometrów, po przebyciu dystansu około 5.3 mld kilometrów. Moment i szczegóły przelotu koło Plutona zostały wybrane ze względu na możliwość wykonania istotnych pomiarów naukowych. Ponieważ badania atmosfery Plutona wymagały zakrycia Ziemi (eksperyment radiowy REX) i Słońca (pomiary spektrometru Alice) przelot mógł być wykonany w czasie dwóch okazji w czasie każdego obiegu Ziemi wokół Słońca. W czasie okazji letniej Ziemia znajdowała się pomiędzy Plutonem a Słońcem. W czasie okazji zimowej pomiędzy Ziemią a Plutonem znajdowało się Słońce. Wybrana została okazja letnia dostarczające lepszych warunków dla obserwacji zakryciowych. Poszukiwania atmosfery Charona wymagały podobnych zakryć i w czasie każdego obiegu tego księżyca (6.4 dnia) mogły zostać wykonane tylko dwukrotnie - gdy chował się on za Plutona i gdy wchodził zza jego tarczy. Wybrana została okazja przy wyjściu zza tarczy Plutona, ponieważ geometria przelotu wymusza najpierw zbliżenie do Plutona a potem do Charona. Trajektoria taka pozwoli też na zobrazowanie nieoświetlonej części powierzchni Plutona w świetle odbitym od Charona. Czas przelotu w obrębie okna wyznaczonego przez okres obiegu Charona w czasie okazji letniej został też wymuszony przez dostępność dwóch stacji DSN wysyłających sygnał do sondy w czasie przeprowadzania eksperymentu REX. Zastosowanie dwóch stacji zwiększało prawdopodobieństwo powodzenia eksperymentu i powiększało współczynnik sygnału do szumu. Ponadto szczegóły trajektorii i czas przelotu zostały wybrane tak, aby zmaksymalizować ilości i jakości danych zbieranych za pomocą pozostałych instrumentów. Warunki oświetleniowe w czasie przelotu wyznaczyła trajektoria sondy. Pojazd przeleciał koło Plutona po trajektorii nachylonej pod kątem 2.34° w stosunku do ekliptyki, nad tą płaszczyzną. Nadleciał nad półkulę południową przy kącie fazowym 15°, co stworzyło idealne warunki oświetleniowe dla pełnego przeglądu spektralnego półkul Plutona i Charona nad którymi nastąpi największe zbliżenie. Półkula południowa Plutona była w pełni oświetlona. Na półkuli północnej panowała panowała noc. W czasie rotacji Plutona obserwowane były różne części jego powierzchni.

Dokładny czas przelotu pozwolił na obserwowanie zasłonięcia sondy przez Plutona i Charona w trakcie wykonywania eksperymentu REX. Czas przelotu był również optymalny do badań powierzchni. Pozwolił na obserwację obszarów jasnych i ciemnych i obszarów przejściowych oraz długości geograficznych bogatych w tlenek węgla. Był również optymalny do obserwacji księżyców Nix i Hydra. Ponadto pozwalał na maksymalne skrócenie czasu obrotu sondy podczas obrazowania Plutona i Charona.

Przelot koło Plutona nastąpił 14 lipca 2015 roku. Lot z Ziemi na Plutona trwał więc 3462.7 dnia. W trakcie spotkania Pluton był oddalony od Ziemi o 4.9 miliarda kilometrów, czyli 32 AU. Opóźnienie w łączności jednokierunkowej wynosiło 4 godziny i 25 minut. Statek musiał więc działać całkowicie samodzielnie. Sonda przeleciała koło Plutona w minimalnej odległości 12 500 km ze względną szybkością 13.78 km/s o godzinie 11:49:57 UTC. W tym czasie znajdowała się w odległości 29 500 km od Charona, 22 000 km od Nixa oraz 77 600 km od Hydry. Następnie o godzinie 12:03:50 UTC sonda przeleciała w najmniejszej odległości od Charona, wynoszącej 29 451 km.

Podczas przelotu instrument LORRI wykonał zdjęcia z rozdzielczością do 25 metrów na piksel. W tym czasie instrument Ralph/MVIC otrzymał także obrazy strony dziennej w czterech zakresach spektralnych z rozdzielczością 1.6 kilometra na piksel. Raplh/LEISA wykonal mapy temperatur z rozdzielczością 2K i 10 km, oraz uzyskał multispektralne obrazy w zakresie podczerwieni z rozdzielczością 7 kilometrów na piksel globalnie i 0.6 kilometrów dla wybranych obszarów. Ponadto wykonał mapy zawartości na powierzchni CH4, N2, CO, CO2, oraz H2O.

Atmosfera Plutona została scharakteryzowana przy użyciu: Alice rejestrującego ultrafioletową poświatę nieba i zakrycie Słońca w celu określenia zawartości  N2, CH4, CO oraz Ar przy koncentracji do 1% i określenia struktury cieplnej wyższej atmosfery; Alice w celu zobrazowania układu Pluton - Charon w zakresie linii Lyman-alfa i znalezienia strumieni gazów z atmosfery poza powierzchnią Roche; eksperymentu radiowego REX, polegającego na obserwacji zakrycia statku umożliwiający opracowanie profili gęstości i temperatur; oraz SWAP i PEPPSI mierzących jony uciekających z atmosfery umożliwiające określenie tempa ucieczki.  Poszukiwanie atmosfery wokół Charona zostało wykonane przez Alice z zastosowaniem obserwacji poświaty nieba i zakryć Słońca.

Zasłonięcie Ziemi i Słońca przez Plutona pozwalające na wykonanie badań atmosfery za pomocą Alice i REX nastąpiło po 36 minutach od największego zbliżenia do Plutona. Okres zasłonięcia dla Charona rozpoczął się 1 godzinę i 26 minut później. W obu przypadkach zasłonięcie Słońca nastąpiło przed zasłonięciem Ziemi, ale oba zjawiska będą następowały po sobie w krótkim czasie. Podczas badań atmosfery w ramach eksperymentu REX sygnał do sondy transmitowały dwie stacje DSN, w  Canberrze i Goldstone.

Poza badaniami atmosfery eksperyment REX umożliwił określenie mas Plutona i Charona poprzez mierzenie przesunięć dopplerowskich w sygnale sondy. Wraz z obrazami pokazującymi kształt i objętość Plutona i Charona dane te umożliwiły wyznaczenie ich gęstości.

SDC zmierzył gęstości i masy cząstek pyłu w Układzie Słonecznym wokół Plutona, a także podczas całego lotu, czyli od odległości 1 AU od Słońca do do co najmniej 40 AU, powiększając granicę bezpośrednich obserwacji pyłu o ponad 18 AU.

W czasie przelotu sonda nie komunikowała się z Ziemią. Po największym zbliżeniu wysłała jedynie sygnał radiolatarni informujący o pomyślnym wykonaniu przelotu oraz niezakłuconym prowadzeniu obserwacji naukowych. Nastąpiło to 15 lipca o 01:09 UTC. Pierwsza sesja transmisji danych odbyła się 15 lipca o 11:00 UTC. W jej trakcie przesłane zostały pierwsze zdjęcia Plutona, Charona oraz Hydry.

[Scorus]

 Po przelocie rozpoczął się okres transmisji danych oraz dalsze obserwacje Plutona. Teoretycznie wszystkie dane zostaną przetransmitowane na Ziemię w okresie około 9 miesięcy. Zakończenie transmisji danych jest planowane na grudzień 2016 r.

Faza oddalania się od Plutona obejmie trzy okresy.

Faza oddalania się 1 (Departure Phase 1 - DP1) trwała od 15 lipca do 4 sierpnia (1 - 21 dni po przelocie, w odległości 1.2 - 24 mln km). Obejmowała obrazowanie Plutona i Charona przez 1 okres rotacji tych ciał (15 i 16 lipca). Obserwacje teledetekcyjne pozwoliły na uzyskanie zdjęć przy dużym kącie fazowym i obrazów barwnych, mapowanie składu powierzchni dzięki obrazowaniu w podczerwoni przy wysokim kącie fazowym i mapowanie geologiczne. Ponadto księżyce Nix i Hydra były fotografowane w wysokiej fazie. Kontynuowane były też poszukiwania pierścieni. REX pozwolił ponadto na pomiary temperatury po nocnej stronie Plutona. SWAP i PEPPSI badały ucieczkę gazów atmosferycznych.

Faza oddalania się 2 (DP2) trwała w dniach 5 sierpnia - 22 października (21 - 100 dni po przelocie, w odległości 24 - 119 mln km). Obejmowała poszukiwania pierścieni i małych księżyców, pomiary ucieczki gazów atmosferycznych oraz pomiary pyłu międzyplanetarnego.

Faza oddalania się 3 (DP3) trwała w dniach 22 października 2015 r - 1 stycznia 2016 r (100 - 180 dni po przelocie, w odległości 119 - 203 mln km). Obejmowała pomiary plazmy oraz pyłu międzyplanetarnego. Obserwacje teledetekcyjne nie były wykonywane. Jej koniec będzie oznaczał zakończenie pomiarów naukowych podczas misji nominalnej.

[Scorus]

 Po minięciu Plutona, sonda będzie realizować misję rozszerzoną w Pasie Kuipera, gdzie przeleci obiektu 2014 MU69. Cel przelotu został wybrany 28 sierpnia 2015 r. Głównym czynnikiem decydującym o możliwości przelotu koło tego obiektu jest zapas paliwa pozwalający na korekty trajektorii. Po przelocie koło Plutona możliwa do osiągnięcia zmiana szybkości wyniosła około 130 m/s. Zdefiniowała ją głównie dokładność startu sondy. Przelot koło Plutona nie mógł zostać wykorzystany jako asysta grawitacyjna, z powodu jego malej masy oraz dużej szybkości sondy. Ponadto nakierowanie na konkretny obiekt KBO wymagałoby manewru przed spotkaniem z Plutonem optymalizującym parametry asysty grawitacyjnej.

W czasie zbliżania się do  2014 MU69 kamery LORRI i Ralph/MVIC zostaną użyte do jak najwcześniejszego wykrycia obiektu, w celu przeprowadzenia korekt trajektorii z minimalnym zużyciem paliwa. Instrument LORRI będzie mógł uzyskać pierwsze zdjęcia nawigacyjne na 43 dni przed przelotem. Następnie wykonane zostaną małe korekty trajektorii oraz korekta większa na kilka dni przed przelotem.

[Scorus]

Przelot koło 2014 MU69 będzie wyglądał następująco. Wstępne obserwacje danego ciała rozpoczną się na cztery tygodnie przed największym zbliżeniem. Największe zbliżenie nastąpi 1 stycznia 2019 r. W okresie zbliżenia sonda zbierze dane o najwyższej rozdzielczości. Sonda zbierze dane, które umożliwią określenie albedo tych ciał, ich masy, gęstości, geologii powierzchni, składu w dużych skalach oraz różnic w składzie powierzchni pomiędzy różnymi obszarami, obecności lub braku cienkich atmosfer, oraz obecności lub braku pyłu wybitego z ich powierzchni. Obrazy z sondy pozwolą także na określenie ilości kraterów na powierzchni w zależności od ich wielkości, dzięki czemu będzie można oszacować populację ciał w Pasie Kuipera w funkcji ich wielkości, aż do średnicy 1 metra. Oszacowania takie będą niepewne w przypadku prawdopodobnie aktywnych powierzchni Plutona i Charona. Zostaną także określone właściwości cieplne mijanych obiektów. Przez kolejne 2 tygodnie będą wykonywane badania po spotkaniu. Po 2 miesiącach od spotkania wszystkie dane powinny zostać przekazane na Ziemię.

[Scorus]

W fazie misji następującej po minięciu 2014 MU69 pojazd będzie mógł wykonywać badania heliosfery za pomocą instrumentów SWAP, PESSI, SDC i Alice. Ponadto będzie mógł wykonywać pomiary astrometryczne gwiazd za pomocą LORRI. Misja rozszerzona zakończy się w odległości 50 AU w 2021 r. System komunikacyjny sondy jest zoptymalizowany do łączności na takim dystansie. Głównym ograniczeniem żywotności sondy jest spadek mocy produkowanej przez RTG. Finalnie statek kosmiczny opuści Układ Słoneczny. Podobnie jak sondy Pioneer 10 i 11, oraz Voyager 1 i 2 znajdzie się w przestrzeni międzygwiazdowej.

[Scorus]

Cel przelotu - 2014 MU69 (PT1)

Poszukiwania celu przelotu dla New Horizons po spotkaniu z Plutonem (w latach 2018 - 2020) były prowadzone początkowo za pomocą teleskopów naziemnych. Nie przyniosły one jednak pozytywnych rezultatów. Dlatego też latem 2014 r wykonano rozległy przegląd Pasa Kupiera za pomocą Teleskopu Hubblea. Był to jeden z najgłębszych przeglądów Pasa Kupiera i poza wyszukaniem obiektu dostępnego dla sondy dostarczył też istotnych ograniczeń na liczebność populacji KBO. Pod koniec lata 2014 r wytypowano 3 obiekty potencjalnie dostępne dla sondy - PT1 (Potential Target 1, 1110113Y i 11 w katalogu HST, ostateczne oznaczenie 2014 MU69), PT2 (e31007AI i e3 w katalogu HST, ostateczne oznaczenie 2014 OS393) i PT3 (g12000JZ i g1 w katalogu HTS, ostateczne oznaczenie 2014 PN70). Wszystkie trzy obiekty charakteryzowały się orbitami o półosi wielkiej w zakresie 44.0 - 44.3 AU oraz małej ekscentryczności i inklinacji, tak więc należały do populacji tzw. zimnych klasycznych KBO, będących jednymi z najpierwotniejszych obiektów w Układzie Słonecznym. Ich orbity nie zostały zaburzone w dużym stopniu przez różnorodne perturbacje. Wstępne oszacowania prawdopodobieństwa dostępności tych obiektów dla sondy wyniosły odpowiednia 100%, 7%, i 97%. Dalsze obserwacje wykonane za pomocą HST pod koniec października 2014 r pokazały, że PT2 jest niedostępny, ale PT1 i PT3 były nadal osiągalne. Sonda mogła jednak przelecieć tylko koło jednego z nich z powodu ograniczonej zdolności zmiany szybkości, wynoszącej około 130 m/s po przelocie koło Plutona. W trakcie selekcji obiektu wyznaczono optymalną trajektorię transferową do każdego z nich i dwa nominale daty manewru korekty trajektorii (1 października i 1 grudnia 2015 r). Różnica w szybkości pomiędzy trajektorią przed manewrem i po nim stanowiła delta-v niezbędne do osiągnięcia danego obiektu. Wyznaczono też nominale daty przelotów. PT1 wymagał najmniejszej zmiany szybkości - 56.8 +/-1.0 m/s dla manewru w październiku i 59.8 +/-1.1 m/s dla manewru w grudniu. Przelot nastąpiłby minimalnie 2 stycznia 2019 r, +/- 1.1 dnia, w odległości 43.4 AU od Słońca. Zmiana szybkości wymagana do dotarcia do PT2 wynosiła 182.1 +/-5.1 m/s dla manewru w październiku i 191.9 +/-5.3 m/s dla manewru w grudniu, tak więc był on nieosiągalny. Dotarcie do PT3 wymagało zmiany szybkości na poziomie 115.9 +/-1.5 m/s dla manewru w październiku i 121.8 +/-1.6 m/s dla manewru w grudniu. Przelot nastąpiłby 15 marca 2019 r, +/-2.5 dnia.

Ostatecznie podczas wyboru celu przelotu kierowano się licznymi ograniczeniami inżynieryjnymi i operacyjnymi a także przydatnością naukową przelotu. PT3 był jaśniejszy od PT1, tak więc możliwe było jego zaobserwowanie z większej odległości. Otrzymanie takich danych nawigacyjnych pozwoliłoby na wcześniejsze wykonanie końcowych korekt trajektorii i zaoszczędzenie paliwa. Przy założeniu, że oba obiekty miały podobne albedo PT3 byłby większy od PT1, tak więc powinien zawierać więcej materii z dysku protoplanetarnego w stosunku do materii przekształconej podczas impaktów. W czasie przelotu PT1 znajdowałby się bliżej Słońca na sferze niebieskiej, co utrudniałoby jego jednoczesne obserwacje naziemne. Te cechy sprawiały, że PT3 mógł być lepszym celem niż PT1, pomimo wymaganej większej zmiany szybkości.

Ostatecznie jak cel przelotu wybrano obiekt PT1, czyli wymagający mniejszej zmiany szybkości. Ostatecznej selekcji dokonano 28 sierpnia 2015 r. Obiekt ten został odkryty 26 lipca 2014 r. Po wyznaczeniu parametrów orbity Centrum Małych Planet (Minor Planet Center) nadało mu oznaczenie 2014 MU69. Nastąpiło to w marcu 215 r. Jego orbita charakteryzuje się aphelium w odległości 46.1 +/-2.5 AU, peryhelium 42.2 +/-0.2 AU, średnią szybkością ruchu orbitalnego 4.48 +/-0.37 km/s, półosią wielką 44.220 +/-0.008 AU, ekscentrycznością 0.036 +/-0.002, inklinacją 2.4486 +/-0.0001 stopnia i okresem obiegu 293.88 +/-0.08 roku. Albedo jest szacowane na 0.04 - 0.10 lub 0.04 - 0.15. Jasność obserwowalna wynosi 25.4 - 27.2 mag a jasność całkowita - 9.1 +/-0.5. Na podstawie jasności o odległości wielkość tego obiektu jest szacowana na 30 - 45 km lub 25 - 45 km.