Rosetta (kompendium)

[Scorus]

LAP
Próbnik Langumira  został zaprojektowany do wykonania szczegółowych badań plazmy wokół komety poprzez wykonanie pomiarów jej gęstości, temperatury i szybkości. Do jego celów naukowych zaliczają się:
- Uzyskanie informacji na temat struktury i dynamiki procesu odgazowywania jądra.
- Określenie stosunku struktur występujących w komie do właściwości powierzchni jądra kometarnego.
- Zdefiniowanie struktur tworzonych przez plazmę oraz występujących w niej fal.
- Określenie procesów formowania się warkocza plazmowego.

LAP składa się z dwóch kulistych sond wykonanych z tytanu i mających średnicę 5 cm. Zostały zainstalowane na wysięgnikach, które oddaliły je do głównej struktury sondy.  Pomiary LAP polegają na wyznaczaniu cech napicia w dwóch elektrodach, co pozwala na wyznaczenie napięcia prądu w otaczającej plazmie. Dzięki temu można wyprowadzić gęstość elektronów, temperaturę elektronów, oraz parametry fal plazmowych. Sensory mogą być utrzymywane w ustalonym potencjale, w celu zmierzenia zmian w gęstości plazmy, a analiza sygnałów od dwóch sond w czasie lotu pozwala na wyznaczenie szybkości strumienia plazmy. Sensor LAP ma całkowitą masę 0.454 kg.

[Scorus]

MAG
Magnetometr transduktorowy został zaprojektowany do wykonania pomiarów trwałych i/lub indukowanych właściwości magnetycznych jądra kometarnego (wraz z magnetometrem ROMAP lądownika Philae) oraz określenia struktury pola magnetycznego w strefie oddziaływań materii kometarnej z wiatrem słonecznym.

Instrument MAG składa się z dwóch ultralekkich, trójosiowych magnetometrów transduktorowych ustawionych na długim wysięgniku (1.5 metra długości), wspólnym z instrumentem LAP. Jeden z nich znajduje się blisko końca wysięgnika, a drugi w odległości 10 - 30 cm od powierzchni statku kosmicznego. Taka konfiguracja zapewni jednoczesne pomiary kosmicznego pola magnetycznego i pola wytwarzanego przez statek. Umożliwia to wzięcie odpowiednich poprawek na pomiary pola kometarnego. Taka technika pomiarów była już wielokrotnie stosowana, na przykład w misjach Voygaer, Galileo, Cassini, Mars Observer, czy Mars Global Surveyor. Pole magnetycznego może być mierzone w zakresie od -16384 do +16384 nT, w pojedynczych 0.031 nT krokach. Częstotliwość próbkowania może być zmieniana w zakresie 1 - 50 pomiarów na sekundę. Sensory MAG mają masę 0.096 kg.

[Scorus]

MIP
Próbnik impedancji został zaprojektowany w celu wykonania pomiarów gęstości plazmy (gazu elektronowego), jej temperatury, szybkości przepływu, a także do odbioru i badań rozkładu spektralnego fal plazmowych wysokich częstotliwości (ponad 10 kHz), oraz do monitorowania gazowej i pyłowej aktywności jądra. Pomiary te będą wykonywane w wewnętrznej komie.

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

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

MIP ma całkowitą masę 0.370 kg (same sensory 220 g). Ma całkowitą długość 100 cm, całkowitą szerokość 18 cm, i średnicę belki podtrzymującej 2 cm. Elektronika, wspólna z instrumentami PIU, MAG, oraz LAP ma masę 3.291 kg.
W czasie prac nad projektem zbudowano 1 model eksperymentalny instrumentu, 2 modele inżynieryjne, 1 model kwalifikacyjny, oraz 2 modele lotne. W budowie MIP (a także LAP) brał udział Odział ESA do Spraw Badań Układu Słonecznego (ESA Solar System Division), LPCE z Francji, Szwedki Instytut Fizyki Kosmicznej (Swedish Institute of Space Physics), oraz Fiński Instytut Meteorologii (Finnish Meterological Institute).

[Scorus]

RSI
W eksperymencie radiowym orbitera sondy Rosetta zostaną użyte nadajniki, odbiorniki, oraz anteny tworzące układ telemetryczny sondy. Jedynym specjalnym urządzeniem jest oscylator ulstrastabilny (Ultra Stable Oscillator - USO), który dostarczy częstotliwości odniesienia. Obok rutynowego śledzenia obejmującego nawigację i transmisję danych, komponenty te zostaną użyte do wykowania czterech rodzajów badań naukowych.

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

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

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

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

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

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

Segment naziemny eksperymentu składa się z anten i związanego z nim wyposażenia. Do śledzenia sondy używana jest stacja śledzenia w Perh (antena o średnicy 35 metrów), stacja ESA w Australii, oraz należącej do NASA sieci DSN (anteny o średnicy 34 metrów) w Kalifornii, Hiszpanii i Australii. Łączność będzie możliwa przez typowo 8 - 10 godzin na dobę. Pomiary przesunięć dopplerowskich będą mogły zostać otrzymane zawrze gdy statek będzie widziany ze stacji naziemnych. W trybie dwukierunkowym stacja naziemna będzie wysyłała sygnał do sondy  paśmie X lub S, a następnie będzie obierała sygnał z sondy jednocześnie w paśmie X i S. Informacje na temat amplitudy sygnału, otrzymanej częstotliwości i polaryzacji sygnału będą wyprowadzane i rejestrowane w funkcji czasu przyjęcia sygnału na Ziemi.

[Scorus]

OPÓŹNIENIE MISJI
Celem misji była pierwotnie kometa 46 P/Wirtanen. Start był planowany na luty 2004 roku. Dnia 26.08.2005 pojazd miał przelecieć koło Marsa (w odległości 200 km od powierzchni, 1.38 AU od Słońca, i 0.69 AU od Ziemi). Dnia 28.11.2005r sonda miała przelecieć ponownie koło Ziemi (w odległości 4511 km od powierzchni). Dnia 11.07.2006r miała przelecieć koło planetoidy 4979 Otawara (w odległości 2500 km od powierzchni, 1.89 AU od Słońca, i 1.34 AU od Ziemi). Na 28.11.2007 był planowany drugi przelot koło Ziemi (w odległości 9.24 km od powierzchni). w 2008 roku próbnik miał się spotkać z planetoidą 140 Siwa (w odległości 3500 km od powierzchni, 2.75 AU od Słońca, i 3.11 AU od Ziemi). Sonda miała osiągnąć kometę w 2011 roku, a w roku 2012 uwolnić lądownik. Misja została jednak opóźniona z powodu katastrofy innej rakiety Ariane i poszukiwaniami przyczyn awarii. Misję trzeba było zaplanować od podstaw. Podniosło do koszty o ok. 70 - 80 mln dolarów. Z tego powodu konieczne było anulowanie prac projektowanych nad lądownikiem dla misji Bepi Colombo do Merkurego.

[Scorus]

PRZEBIEG MISJI
Rosetta wystartowała dnia 2 marca 2004r, o godzinie 7:17 UTC za procą rakiety Ariane 5+G. Miejscem startu był kosmodrom ESA Guiana Space Centre w Kouru w Gujanie Francuskiej. Stopień 1 rakiety został odrzucony po 10 minutach od startu. Sonda znalazła się następnie na wstępnej orbicie okołoziemskiej o perygeum 45 km, apogeum 3 849 km i inklinacji 5.7°. Perygeum orbity zostało osiągnięte po 1 godzinie i 7 minutach od startu. Po 1 godzinie, 56 minutach i 45 sekundach od startu uruchomiony został silnik stopnia 2. Nastąpiło to na wysokości 652 km. Wyłączenie silnika nastąpiło po 2 godzinach, 13 minutach i 42 sekundach od startu, na wysokości 1097 km. Następnie stopień 3 został oddzielony. Dzięki temu sonda weszła na orbitę okołosłoneczną. Antena główna została rozłożona 3 marca o godzinie 00:34 UTC. Tego samego dnia o godzinie  09:34 UTC wykonane zostało testowe uruchomienie silnika. Zmiana szybkości wyniosła 1 m/s. Pierwsza korekta orbity odbyła się o godzinie 11:47 UTC i trwała 7 minut. Parametry orbity okołosłonecznej na 8 marca były następujące: peryhelium 0.8852 AU, aphelium 1.0938 AU, inklinacja 0.04°, czas obiegu 359.5 dnia.

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

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

26 lipca 2005r rozpoczął się okres hibernacji. Przerwały ją problemy związane z niespodziewanym zużyciem paliwa. 29 września 2006r wykonany został manewr modyfikacji orbity DSM-2. Rozpoczął się o 02:00 UTC i trwał 52 minuty oraz 8 sekund. Zmiana szybkości wyniosła 880 m/s. 13 listopada 2006 wykonana została mała korekta orbity. Rozpoczęła się o 23:14 UTC, trwała 104 sekundy i spowodowała zmianę szybkości 0.099 m/s. 9 lutego 2007r odbyła się korekta TCM-16d. Trwała 54 sekundy. Odbyła się w godzinach 02:00 - 04:45 UTC.

[Scorus]

W marcu 2006 roku pojazd wykonał manewr wsparcia grawitacyjnego podczas przelotu koło Marsa. Największe zbliżenie do planety miało miejsce 25 marca. Przelot został wykorzystany do wykonania kampanii obserwacyjnej planety. Działania związane z tym krytycznym etapem misji prezentowały się następująco. Dwa manewry w głębokim kosmosie ustawiające trajektorię na przelot zostały wykonane 29 września 2006 roku i 13 listopada 2006 roku. 8 marca 2007 roku o godzinie 20:11 UTC został wykonany manewr korekty trajektorii (na 16 dni przed przelotem). Kolejne manewry zostały wykonane 17 marca o 20:05 UTC (na 7 dni do przelotu) i 21 marca o 20:02 UTC (3 dni do przelotu). 22 marca o 23:55 UTC obserwacje rozpoczął monitor radiacji SREM, który wykonał 48 godzin obserwacji wokół największego zbliżenia. 23 marca o 00:15 UTC 48 godzinną kampanię obserwacji właściwości plazmy rozpoczął zestaw instrumentów RPC.
24 marca o 01:55 UTC sonda rozpoczęła 2 godzinne rozładowywanie kół reakcyjnych, w czasie którego większość instrumentów z wyjątkiem SREM i RPC nie pracowało. O 17:11 UTC rozpoczęło się zakrycie Phobosa przez Marsa. O 17:15 UTC sonda rozpoczęła 45 minutowy obrót w celu skierowania instrumentów teledetekcyjnych (OSIRIS, VIRITIS i ALICE) na Marsa. 24 marca o godzinie 18:00 UTC OSIRIS wykonał obserwacje Phobosa wyłaniającego się zza Marsa (Phobos miał kilka pikseli szerokości). Zakrycie Phobosa zakończyło się o 18:07 UTC. O 18:11 UTC instrumenty VIRITIS i ALICE rozpoczęły skanowanie Marsa. O 18:25 UTC ALICE rozpoczął obserwacje dziennego świecenia atmosfery Marsa (w tym czasie pracowały też VIRITIS i OSIRIS). Jest to emisja promieniowania ultrafioletowego z nasłonecznionej górnej atmosfery. Na Marsie występuje ono na wysokości 100 - 200 kilometrów ponad powierzchnią. Jest spowodowane emisją fotonów przez pobudzone przez promieniowanie słoneczne cząsteczki dwutlenku węgla w atmosferze. Obserwacje te pozwalają na badania zachowania się dwutlenku węgla, głównego składnika atmosfery na dużych wysokościach. O 19:50 UTC VIRIITIS rozpoczął mapowanie Marsa (ALICE i OSIRIS nadal pracowały). O 20:10 UTC rozpoczęły się poszukiwanie pierścienia pyłu wokół Marsa. OSIRIS i ALICE zostały skierowane na równik marsjański nieznacznie obok tarczy planety (najpierw 2.5 a potem 7.5 stopni od dysku) w celu poszukiwania możliwego pierścienia pyłu. O 21:05 UTC OSIRIS mapował Marsa i obserwował tranzyt Phobosa (ALICE i VIRITIS nadal pracowały). Tarcza Phobosa miała wielkość 0.01 stopnia (10 pikseli w polu widzenia kamery OSIRIS/NAC) i był w fazie 15 stopni. Tranzyt Phobosa rozpoczął się o 21:06 UTC.
O 21:50 UTC mapowanie Marsa rozpoczął VIRITIS (OSIRIS i ALICE nadal pracowały). Tranzyt Phobosa zakończył się o 21:55 UTC. O 22:10 UTC rozpoczęły się przygotowania do zaćmienia.

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

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

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

Po przelocie koło Marsa orbita sondy charakteryzowała się peryhelium 0.78 AU, aphelium 1.59 AU i inklinacją 1.9°.

[Scorus]

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

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

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

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

Po przelocie orbita charakteryzowała się peryhelium 0.91 AU, aphelium 2.26 AU i inklinacją 7.7°.

[Scorus]

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

Przelot zakończył się pełnym sukcesem i dostarczył wartościowych danych na temat planetoidy. Po raz pierwszy wykonano bliskie obserwacje planetoidy typu E. Planetoidy tego typu składają się z krzemianów z niewielką ilością żelaza. Są prawdopodobnie fragmentami płaszcza większych planetoid i poruszają się w centrum pasa głównego. Obiekt okazał się nieregularną bryłą o szerokości 4.6 kilometrów. Tarcza planetoidy na obrazach miała wielkość 50 x 60 pikseli, co wystarczało do scharakteryzowania powierzchni. Na powierzchni zaobserwowano wiele małych kraterów i 2 bardzo duże, o średnicy ponad 2 kilometrów. Łącznie zaobserwowano 23 kratery. 7 z nich tworzyło łańcuch, który powstał prawdopodobnie pod wpływem zderzenia ze strumieniem meteorytów. Zgromadzone dane były istotne dla badań wczesnych etapów formowania się planet i pozwalały na lepszą interpretację informacji o planetoidach zbieranych z Ziemi. Dane dotyczyły rotacji, kształtu i wielkości planetoidy, morfologii i składu powierzchni, a także oddziaływań z wiatrem słonecznym. Manewry obrotu sondy przebiegały bez najmniejszych problemów i pokazały, że statek był już gotowy do bliskich obserwacji komety.

[Scorus]

13 listopada 2009 roku miał miejsce trzeci i ostatni przelot koło Ziemi. W celu wykonania precyzyjnego przelotu już 3 tygodnie wcześniej, 22 października wykonano korektę trajektorii TCM. Rozpoczęła się o godzinie 15:26:10 UTC i trwała 87 sekund. Zmiana szybkości wyniosła 8.789 cm/s. Kolejne korekty wykonano na 1 tydzień, 1 dzień i 6 godzin przed największym zbliżeniem. Podczas nich używano silników o ciągu 10 N. Od czasu startu sonda przebyła już 2.8 miliardów mil i była to jej ostatnia wizyta w pobliżu Ziemi. Największe zbliżenie nastąpiło o godzinie 07:45:40 UTC, nad południowymi wybrzeżami Indonezji, blisko Jawy (109°E, 8°S). Sonda minęła Ziemię w odległości 2 481 km z szybkością 13.3 kilometrów na sekundę.

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

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

Podczas przelotu wykonano też testy instrumentów. OIRIS przeprowadził śledzenie Księżyca, co było testem obserwacji komety. Wykonano też testy interfejsu RPC. Kamera nawigacyjna NavCam wykonała też obserwacje Ziemi w trybie śledzenia planetoid. Był to test zdolności śledzenia planetoidy Lutetia w czasie gdy rozmiar kątowy jej tarczy był największy podczas przelotu w lipcu 2010r. Podczas przelotu trajektoria sondy była bardzo precyzyjnie śledzona w nadziei na wyjaśnienie anomalnych zmian szybkości sond kosmicznych podczas przelotów koło Ziemi. Wielokrotnie obserwowano, że szybkość sond podczas takich przelotów nieznacznie odbiegała od przewidywań (na poziomie milimetrów na sekundę).

[Scorus]

Sekwencja wydarzeń podczas przelotu wyglądała następująco. 8 listopada w godzinach  03:10 UTC - 07:10 UTC wykonano test orientacji względem siebie pól widzenia instrumentów OSIRIS, MIRO, ALICE i VIRITS z użyciem Księżyca jako celu. Od 9 listopada (20:00 UTC) do 16 listopada (13:00 UTC) EPC wykonywał pomiary pól magnetycznych i otoczenia plazmowego. 10 listopada w godzinach 18:30 UTC - 19:30 UTC ALICE wykonał obserwacje kalibracyjne z użyciem gwiazdy α Gru z równoczesnymi obserwacjami Ziemi i Księżyca. Podobną kalibrację, z gwiazdą Wega ALICE wykonał w godzinach 20:30 UTC - 21:30 UTC. W godzinach 20:30 - 22:30 UTC OSIRIS wykonał obserwacje kalibracyjne Wegi za pomocą obu kamer. 11 listopada w godzinach 03:00 - 05:00 UTC OSIRIS wykonał takie obserwacje 16 Cyg. Od 11 listopada godz. 22:30 UTC do 12 listopada godz. 22:30 UTC OSRIS uzyskał sekwencję zdjęć Ziemi. Od 11 listopada godz. 22:30 UTC do 12 listopada godz. 22:30 UTC ALICE uzyskiwał kalibracyjne spektrogramy Ziemi. 13 listopada w godzinach 00:45 - 07:15 UTC OSIRIS wykonywał poszukiwania zórz polarnych. W tym okresie po nocnej stronie planety wykonał obserwacje celowane Oceanu Atlantyckiego, Nowego Jorku, obszaru w nadirze, południowego Pacyfiku i krawędzi tarczy planety. W godzinach 01:25 UTC - 07:15 UTC ALICE obserwował nocną stronę planety w poszukiwaniu zórz. W godzinach 02:00 UTC - 05:40 UTC VIRITIS wykonał obrazowanie półkuli nocnej, zarówno za pomocą VIRITIS-M jak i VIRITIS-H. W okresie 06:10:00 UTC - 06:21:30 UTC VIRITIS wykonał skanowanie krawędzi traczy po nocnej stronie w poszukiwaniu świecenia tlenu. W godzinach 06:35 UTC - 07:10 UTC VIRITIS powtórzył obserwacje dla krawędzi tarczy po stronie dziennej. Między 07:15 UTC a 08:00 UTC ALICE wykonał pomiary wysokoenergetycznych elektronów podczas przejścia przez magnetosferę Ziemi.  W czasie 07:20 UTC - 08:20 UTC MIRO wykonał kalibracyjne poszukiwania linii wody w spektrum Ziemi w celu kalibracji spektrometru MIRO/CTS. O godzinie 07:45:40 UTC nastąpiło największe zbliżenie do Ziemi, na 2 481 km.

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

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

Od godziny 19:21:10 UTC 13 listopada do 08:25:00 UTC 14 listopada VIRITIS wykonał obserwacje kalibracyjne Księżyca mające na celu zweryfikowania pracy kanału światła widzialnego VIRITIS-M. Od 22:04:55 UTC 13 listopada do 22:25:00 UTC 14 listopada ALICE uzyskiwał flatieldy podczas obserwacji oświetlonego sierpa Księżyca i wykonał kilka skanów wzdłuż Księżyca. Od 22:05 UTC 13 listopada do 22:25 UTC 14 listopada OSIRIS śledził Księżyc, co było testem obserwacji komety. W godzinach 14:00 UTC - 18:00 UTC 15 listopada OSIRIS wykonywał obserwacje Ziemi i Księżyca, gdy oba te obiekty znajdowały się w polu widzenia.  Wykonał też obrazowanie Ziemi i Księżyca w 4 różnych pozycjach w celu określenia zachowania fałszywych obrazów jasnych obiektów wytwarzanych przez optykę kamer. Od 22:00 UTC 15 listopada do 08:00 UTC 16 listopada instrument ALICE wykonywał obserwacje kalibracyjne Księżyca jako źródła punktowego. Od 15:00 UTC 16 listopada do 17:00 UTC 17 listopada wykonano testowe pomiary interferencji pomiędzy instrumentami LAP i MAG wchodzącymi w skład układu RPC. 18 listopada w godzinach 06:00 UTC - 10:00 UTC wykonano test orientacji względem siebie pól widzenia instrumentów OSIRIS, MIRO, ALICE i VIRITS z użyciem Księżyca jako celu. Zakończyło to obserwacje związane z przelotem koło Ziemi.

[Scorus]

W lipcu 2010r sonda przeleciała koło asteroidy 21 Lutetia. W przeciwieństwo do poprzedniej planetoidy Luteila była dużym obiektem, o średnicy ok. 100 km. Obserwacje nawigacyjne planetoidy rozpoczęły się 31 maja. Sonda została zorientowana na planetoidę 28 czerwca o godzinie 0:00:00 UTC. Obserwacje planetoidy rozpoczęły się 5 lipca o godzinie 12:45:00 UTC. Ostatnia sekwencja zdjęć nawigacyjnych rozpoczęła się 9 lipca o godzinie 3:00:00 UTC i zakończyła się o 8:00:00 UTC. Największe zbliżenie do planetoidy nastąpiło 10 lipca 2010 o godzinie 15:45 UTC. Sonda minęła planetoidę w odległości 3169 km i ze względną szybkością 15 km/s. W czasie przelotu została wykonana udana seria obserwacji naukowych. W okresie 36 godzin łączność z sondą była dostępna prawie przez cały czas. Pozwoliło to na dostosowanie pozycjonowania instrumentów przy niepewnościach dotyczących dokładnej wielkości i pozycji planetoidy. W czasie przelotu pracowały instrumenty orbitera oraz niektóre instrumenty lądownika Philae. Instrument ROMAP lądownika wykonał pomiary umożliwiające scharakteryzowanie oddziaływań planetoidy z wiatrem słonecznym. MODULUS Ptolemy i COSAC wykonały próby pochwycenia ewentualnych ziaren pyłu w okolicach planetoidy. Instrumenty te wykonały odpowiednio 5 i 2 pomiary. Kampania obserwacyjna wokół największego zbliżenia zakończyła się rozpoczęciem transmisji danych naukowych o godzinie 17:40:21 UTC. Później prowadzone były jeszcze odległe obserwacje planetoidy. Zakończyły się one 16 lipca o godzinie 13:15:00 UTC.

[Scorus]

 W lipcu 2011 roku pojazd został wprowadzany w stan hibernacji. Miało to związek z dużą odległością od Słońca (800 mln km, za orbitą Jowisza), która utrudniała generowanie energii elektrycznej. Podczas podczas którego działały jedynie podstawowe podsystemy - komputer pokładowy i niektóre grzejniki.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

16 listopada wykonano manewr kończący etap odbioru danych z lądownika. 19 listopada wykonano manewr rozpoczynający powrót na orbitę wokół jądra. Kolejny manewr został wykonany 22 listopada. 29 listopada sonda wykonała manewr przejścia na orbitę na wysokości 30 km. 3 grudnia wykonano manewr rozpoczynający przejście na orbitę na wysokości 20 km. 6 grudnia orbita ta została ukołowiona. Na niej prowadzone będą dalsze systematyczne badania komety. Orbita przebiegała wtedy nad terminatorem. 20 grudnia wykonano pierwszy z dwóch manewrów ponownie podwyższających orbitę do 30 km. Drugi manewr, ukoławiający orbitę został wykonany 24 grudnia.

[Scorus]

 Rosetta pozostawała na orbicie wokół jądra do 4 lutego 2015 r. Następnie wykonała manewr pozwalający na przejście na orbitę okołosłoneczną. Potem oddalała się od  jądra. Na dalszym etapie misji wykonywano szereg manewrów zmieniających orientację przestrzenną trajektorii dzięki czemu pojazd znajdował się w niewielkiej odległości od komety. Tak więc było możliwe unikanie wpływu dżetów i gęstych regionów komy podczas wzrostu aktywności kometarnej. Na tym etapie misji sonda wykonała serię bliskich i odległych przelotów koło jądra pozwalających na szczegułowe badania jego powierzchni oraz wewnętrznych rejonów komy. Pierwszy manewr na nowej trajektorii odbył się 7 lutego w odległości 142 km. Kolejne miały miejsce 11 lutego ( w odległości 101 km) i 14 lutego ( w oldegłości 48 km). Ten ostatni nakierował trajektorię na pierwszy i najbliższy przelot koło jądra, również 14 lutego.

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

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

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

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

W okresie miesiąca poprzedzającego przejście komety przez peryhelium planowane są szczegółowe badania jednego z dżetów. Możliwe będzie wykonanie przelotu nad obszarem z którego wybiega wybrany dżet. Sonda pozostanie w pobliżu jądra także w trakcie przejścia przez peryhelium, co nastąpi 13 sierpnia 2015 r oraz po nim. W tym czasie kometa będę znajdowała się w odległości 186 mln km od Słońca, między orbitami Ziemi i Marsa. Koniec misji nominalnej jest planowany na 31 grudnia 2015 r. Plany misji rozszerzonej nie zostały sprecyzowane. Jej planowanie rozpocznie się po spadku aktywności komety po przejściu przez peryhelium. Możliwy będzie powrót na orbitę wokół jądra lub wykonywanie dalszych obserwacji na trajektorii okołosłonecznej.

[Scorus]

Cel misji - kometa 67P/Churyumov - Gerasimenko
Cel misji Rosetta - kometa okresowa 67P/Churyumov - Gerasimenko została odkryta w roku 1969, gdy grupa astronomów z Kijowa przybyła do Instytutu Astrofizyki Alma-Ata (Alma-Ata Astrophysical Institute) w celu prowadzenia przeglądu komet. 20 września Klim Churyumov przebadał zdjęcia komety 32P/Comas Solá wykonane przez Svetlanę Gerasimenko, i odnalazł nową kometę jako obiekt blisko krawędzi płyty fotograficznej. Uważał on, że jest to cel fotografii, ale podczas powrotu do Kijowa studiował fotografię bardzo dokładnie, i stwierdził, że jest to nowa kometa, położona miej więcej 2 stopnie od komety Comas Solá.

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

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

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