Astronomía

¿Cómo recuperar del sitio NASA Horizons los datos necesarios para trazar analemas para otros planetas?

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Publiqué una pregunta de este tipo en space.stackexchange (https://space.stackexchange.com/questions/46077/which-are-the-correct-input-parameters-for-nasa-horizons-query-to-get-the- right? noredirect = 1 # comment150190_46077), pero probablemente encaja mejor aquí, siendo un "problema topocéntrico", aunque para otros planetas además de la Tierra; podríamos llamarlo "eso-astronomía" ;-)

Estoy tratando de averiguar cómo recuperar los datos correctos de Nasa Horizons para trazar analemas solares como se ven desde otros mundos; Encontré una consulta que funciona bien para la Tierra, pero al cambiar la ubicación del observador de la Tierra a otros planetas, las cosas se ponen raras y obtengo curvas incorrectas con curvas "oficiales" (aunque no hay una sola curva de analema para cada planeta, pero diferentes curvas para diferentes tiempos).

Esta es la consulta que estoy usando para el analema terrestre centrado en Greenwich a las 12.00:

Resultado:

Usando las mismas coordenadas en Marte, un período más largo y 1477 minutos como intervalo (duración del día marciano), no obtengo la trama correcta (enlace):

El analema correcto en Marte es este:

Noté que los analemas de la Tierra están trazados contra el Azimut, pero los analemas de Marte están trazados contra la Ecuación del Tiempo. ¿Por qué? ¿Y cómo puedo hacer yo mismo un diagrama de este tipo en Excel?


Hiciste dos cosas mal, una menor y la otra mayor. Lo menor que hizo mal fue elegir el baricentro del sistema solar como objetivo en lugar del Sol. Usa el sol.

Lo más importante que hizo mal fue utilizar un tamaño de paso de 1477 minutos. Eso es (dentro de un minuto) la duración de un día sideral de Marte. El Sol cruzará el horizonte si usa un día sideral. Lo que quieres es un día solar en Marte, que dura 1479 minutos y 35 segundos.

Esto presenta un nuevo problema. Idealmente, el tamaño de su paso debería ser 88775 segundos. Pero no puede elegir segundos como la unidad de un tamaño de paso. Estás atascado con minutos, y eso es subóptimo. Hay otro enfoque:

  • Elija la opción "intervalos iguales (sin unidades)" para el tamaño del paso,
  • Haga que la diferencia de tiempo entre la hora de inicio y la hora de finalización sea un múltiplo integral de 88775 segundos, y
  • Especifique el tamaño del paso como el múltiplo integral elegido para determinar el intervalo de tiempo.

Por ejemplo, elegir 711 como múltiplo integral y 2020-Aug-20 12:00:00 como hora de inicio significa que la hora de finalización debe ser 2022-Aug-21 01:03:45. Es posible que deba twittear la hora de finalización para que el analema se cierre correctamente.


Editar
Noté que usaste el centro de Marte. Necesitas un punto en la superficie para obtener un analema adecuado. Horizons proporciona varios puntos predefinidos. Si elige Viking 1 / Chryse @ 499, tendrá que modificar las horas de inicio y finalización para que el Sol esté sobre el horizonte. Agregar 12 horas a las horas de inicio y finalización que se muestran arriba parece funcionar muy bien para la ubicación de Viking 1.

A continuación se muestra lo que obtengo al trazar la elevación del Sol frente al azimut como se ve desde la ubicación de Viking 1 / Chryse, con 711 intervalos (712 puntos de datos) muestreados durante el período 2020-Aug-21 00:00:00 a 2022-Aug-21 13 : 03: 35 UT.


Gracias a la ayuda de @DavidHammen, aquí hay un ejemplo de URL / consulta correcta para obtener el analema de Marte.

En formato legible:

  • https://ssd.jpl.nasa.gov/horizons_batch.cgi?batch=1
  • COMANDO = '10 ' (Objetivo = Sol; no confundir con "0", baricentro del Sistema Solar)
  • CENTRO = 'coord @ 499' (Observador en la superficie de Marte)
  • OBJ_DATA = 'sí'
  • MAKE_EPHEM = 'sí'
  • TABLE_TYPE = 'OBSERVER'
  • REF_PLANE = 'ECLIPTIC'
  • COORD_TYPE = 'GEODETIC'
  • SITE_COORD = '0,90,0' (Ubicación de Marte en la superficie; Longitud, Latitud, Altitud)
  • START_TIME = '2020-08-20 12:00:00'
  • STEP_SIZE = '668' (Número de segmentos en los que se divide el intervalo de inicio-parada. Este número determina la duración del día; el día solar marciano (*) dura 88775 segundos, o 1479 minutos y 35 segundos, pero Horizons no permite especificar el paso en segundos. en fracciones de minutos. Y especificar 1479 o 1480 daría como resultado una curva de analema incorrecta. Pero Horizons acepta un parámetro adimensional, que significa "número de pasos entre fechas determinadas". Por lo tanto, pondrá aquí el número de soles entre la fecha de inicio y la de finalización . Un año marciano dura 668,6 soles. Tanto el 668 como el 669 darán resultados correctos, solo una curva más corta o más larga, siempre que se utilice el mismo valor para calcular STOP_TIME.)
  • STOP_TIME = '2022-07-07 20:44' ("Hora de finalización" menos "hora de inicio", expresada en segundos, debe ser un múltiplo de 88775 segundos, la duración de solar día (*). En una hoja de cálculo, agregaría a la fecha de inicio: (88775 * NumberOfSols) / 86400)
  • CANTIDADES = '4' (Salida = Altitud / Azimut)
  • FIXED_QUANTITIES = 'Personalizado'
  • REF_SYSTEM = 'J2000'
  • OUT_UNITS = 'KM-S'
  • VECT_TABLE = '3'
  • VECT_CORR = 'NINGUNO'
  • CAL_FORMAT = 'CAL'
  • ANG_FORMAT = 'HMS'
  • APARENTE = 'SIN AIRE'
  • TIME_TYPE = 'UTC'
  • TIME_DIGITS = 'MINUTOS'
  • RANGE_UNITS = 'AU'
  • SUPPRESS_RANGE_RATE = 'no'
  • SKIP_DAYLT = 'no'
  • EXTRA_PREC = 'sí'
  • CSV_FORMAT = 'sí'
  • VEC_LABELS = 'sí'
  • ELM_LABELS = 'sí'
  • TP_TYPE = 'ABSOLUTO'
  • R_T_S_ONLY = 'NO'
  • CA_TABLE_TYPE = 'ESTÁNDAR'

Posiblemente no todos los parámetros sean obligatorios, esta URL es generada automáticamente por NHUGUI.

Se destacan los parámetros específicos del analema.

La imagen siguiente muestra los analemas generados para el tiempo 12:00 en la longitud 0 ° y las latitudes 0 °, 45 ° y 90 °.

Esta imagen muestra cómo configurar una hoja de cálculo para calcular automáticamente la fecha de finalización, dada la fecha de inicio, la duración del año en soles y la duración del sol en segundos terrestres:

(*) NO día sideral; por definición, el día solar es relativo al Sol más que a las estrellas, y el analema es una curva relativa al Sol. Un día solar de Marte se llama "Sol" y dura 88775.245 segundos terrestres.


Intercomunicación entre misiones espaciales tripuladas en todos los planetas del sistema solar [cerrado]

¿Quieres mejorar esta pregunta? Actualice la pregunta para que se centre en un solo problema editando esta publicación.

Como sabemos, la Comunicación Humana tiene lugar entre el Hombre en el espacio, el Hombre en la Luna, el Hombre en Marte (Exploración futura) con los seres humanos en el planeta Tierra donde estamos viviendo con la ayuda de estaciones de control controladas por agencias espaciales de diferentes países.

¿Es esto también muy posible según los escenarios que se presentan a continuación con el avance de la ciencia y la tecnología espaciales?

Los seres humanos en un planeta se comunican con los seres humanos en otro planeta excluyendo el planeta tierra.

Por supuesto, la exploración de misiones tripuladas se lleva a cabo teniendo en cuenta si existe vida en otros planetas además del planeta tierra, marte (posibilidad).

Solo una suposición, que si la vida existe en otros planetas o incluso si la vida no existe en otros planetas, ¿qué se puede hacer en caso de que un ser humano en el planeta Marte quisiera comunicarse con un ser humano en, digamos, el planeta Júpiter?

y todas las demás permutaciones y combinaciones de la comunicación de un planeta con otros siete planetas excluyendo la Tierra.

Entonces, ¿no hay comunicación directa entre dos planetas, pero solo es posible con el planeta tierra como intérprete o traductor?

A Marte y Júpiter les gustaría comunicarse entre sí.

Entonces, ¿no es posible la comunicación directa de Hola, Hola entre los planetas de Marte y Júpiter?

Para simplificar mi pregunta, en caso de que los humanos aterricen en ambos planetas, Marte y Júpiter a través del planeta tierra, ¿pueden comunicarse directamente entre sí sin tener la ayuda de los humanos en el planeta Tierra?

Las suposiciones o incluso podrían tomarse como una película de ficción para la vida existente en los planetas marte y júpiter, así como en todos los demás planetas del sistema solar para los escenarios anteriores con permutaciones y combinaciones de amplificador.

Configuración de telecomunicaciones interplanetarias en el sistema solar.

Si los astronautas visitan los planetas Júpiter, Venus, Saturno, Mercurio, Neptuno, Urano, Plutón, ¿podrán sobrevivir durante un período de tiempo específico en términos de días, semanas, meses, años teóricamente según el estudio espacial y de astronomía?


Earth to Becario | 26 de julio de 2011

Bip-bip. transmisión entrante:

Fuente de transmisión: La nave espacial Dawn de la NASA en su aproximación final al asteroide gigante Vesta, situado entre Marte y Júpiter.
Fecha de inserción orbital: viernes 15 de julio de 2011.
Estado de la misión: inserción orbital confirmada.

El 15 de julio, se hizo historia cuando la nave espacial Dawn de la NASA se convirtió en la primera sonda en entrar en una órbita prolongada alrededor de un cuerpo celeste en el cinturón de asteroides. Con la telemetría y la comunicación del espacio profundo proporcionada por la Red de Espacio Profundo de la NASA, Dawn se acercó a Vesta, un asteroide de 330 millas de ancho, después de cuatro años y 1.700 millones de millas de viaje. Esta misión tiene una gran importancia para la humanidad, pero también una importancia particular para mi trabajo y mi pasantía con el grupo de Análisis Mecánico y Estructural de Antenas de Deep Space Network porque es responsable de los componentes vitales de diseño e ingeniería que hacen posible la comunicación con la nave espacial Dawn.

Recientemente, tuve la oportunidad de visitar la instalación de seguimiento de la red de espacio profundo de Goldstone, California (¡mira mi álbum de fotos en Facebook!), Uno de los tres sitios en todo el mundo que alberga las antenas masivas de la red. Y justo cuando pensaba que mi mente no podía absorber y procesar más hechicería tecnológica avanzada surrealista y determinación humana, la NASA, el JPL y la Red del Espacio Profundo me expusieron nuevamente a nuevos horizontes.

Para proporcionarle un breve resumen de la Red de Espacio Profundo, o DSN: Es el sistema de telecomunicaciones internacional científico más grande y sensible del mundo, encargado de misiones de naves espaciales interplanetarias y observaciones astronómicas de radio y radar para la exploración del sistema solar y el universo. ¡Qué tal eso para un puesto de trabajo! En otras palabras, es responsable de comunicarse y guiar las naves espaciales, las sondas y las misiones de la NASA enviadas al espacio (incluidos los rovers en Marte, cuyo equipo de conducción aparecerá en una entrevista de invitado especial para mi próxima publicación). El DSN monitorea los asteroides y los objetos celestes y su proximidad a la Tierra, busca señales y anomalías del espacio exterior, realiza observaciones de interferometría, mide las variaciones en las ondas de radio para experimentos científicos y proporciona el enlace vital de comunicación bidireccional que guía, controla y trae respaldar imágenes y datos científicos de exploradores planetarios.

Hay tres grandes instalaciones de comunicaciones en el espacio profundo ubicadas estratégicamente a una distancia aproximada de 120 grados en todo el mundo: en Goldstone, en el desierto de Mojave de California cerca de Madrid, España y cerca de Canberra, Australia. Esta ubicación estratégica permite la observación constante de las naves espaciales mientras la Tierra gira y ha estado en constante operación monitoreando los cielos nocturnos con la primera antena construida en los años 60.

Las raíces de lo que eventualmente se convertiría en el DSN comenzaron en 1958 con el establecimiento de una antena y un sistema de seguimiento para recibir telemetría y trazar la órbita del Explorer 1 de la NASA, el primer satélite estadounidense exitoso. Poco después, la NASA estableció el concepto de DSN como una instalación de comunicaciones administrada y operada por separado que se adaptaría a todas las misiones en el espacio profundo, evitando así la necesidad de que cada proyecto de vuelo adquiera y opere su propia red especializada de comunicaciones espaciales.

El componente del DSN con el que estoy trabajando, Antenna Mechanical and Structural Analysis, es un equipo fenomenal que brinda soporte e ingeniería en tierra, y construye, diseña y fabrica las antenas y componentes que conforman estas enormes instalaciones de rastreo de naves espaciales. En particular, mi tarea este verano es diseñar, modelar y fabricar la futura incorporación de una plataforma para sostener el equipo criogénico y el hardware de procesamiento en una nueva antena de guía de ondas de haz de 34 metros que se está construyendo en Australia.

Aún más genial, literalmente, es el hecho de que las señales entrantes de los rovers de Marte y las naves espaciales interplanetarias se canalizan por estas antenas gigantes a través de una red de espejos, luego se enfrían a estados criogénicos donde las moléculas pueden realmente separarse y extraerse del "ruido". de otras señales espaciales, procesadas en un laberinto de computadoras y analizadas para quien sea o para lo que sea esa señal para o de quién sea. Debo admitir que recopilar las tolerancias sísmicas, de amortiguación de vibraciones y los datos de intercambio de calor para los requisitos de construcción fue un poco estresante, ¡pero también muy emocionante! Básicamente, me encargaron de recopilar datos como los códigos sísmicos de Australia, las tolerancias de amortiguación y vibración para el cono de alimentación, la resistencia del material y los factores de seguridad de "carga viva" humana, todos los cuales se utilizan en proyectos de ingeniería internacionales. Afortunadamente, los miembros de mi grupo son un equipo increíble y muy alentador que me ayuda enormemente y me guía con precisión y exactitud experimentada.

Para ayudar a obtener una mejor perspectiva y una mejor apreciación de la magnitud y el calibre de las responsabilidades de Deep Space Network, hicimos un viaje a una de las tres instalaciones de seguimiento de DSN: Goldstone, California. ¡una buena manera! Después de varios controles militares, controles de seguridad y controles de identidad, pronto llegamos a lo que solo se puede describir como algo sacado de "Star Wars" o alguna otra película de ciencia ficción, un sitio llamado apropiadamente "Marte", con antenas que parecen tan tan grande como mi ciudad natal apuntaba al cielo. Mi mandíbula cayó, mi mentor Jason se rió, y salimos del auto para mirar directamente hacia lo que parecía ser parte de la Estrella de la Muerte dirigida al espacio exterior.

Esta antena en particular en el sitio de Goldstone se encuentra entre las más grandes y sensibles de todas las antenas DSN, que abarca 70 metros (230 pies) de ancho y es capaz de rastrear una nave espacial que viaja a más de 10 mil millones de millas de la Tierra. La precisión en la superficie de la antena se mantiene dentro de un centímetro (0,4 pulgadas) de la longitud de onda de la señal, una hazaña asombrosa que me recuerda la increíble oportunidad que es trabajar con este equipo.

El día consistió en explorar y analizar todos los sistemas y subsistemas que componen el conjunto masivo de antenas de rastreo. Mientras tanto, no pude evitar pensar en lo genial que fue que a medida que la Tierra giraba, estos se pueden programar para cambiar el control a una antena en el otro lado del mundo para mantener un contacto constante con todas las naves espaciales y las señales. allí.

Uno de los aspectos más destacados fue caminar por uno de los túneles de antena que conducían bajo tierra al interior del enorme pedestal de hormigón que alberga la enorme antena de 34 metros de arriba, así como el equipo de procesamiento criogénico de la era espacial y las plataformas que los sostienen. Las señales se canalizan esencialmente por la estructura de la antena y el plato mediante una matriz de espejos alineados con precisión. Luego se capturan y se canalizan a una red llamada "guías de ondas". Las ondas de radio que provienen del espacio profundo y otras fuentes, como naves espaciales, son guiadas a lo largo de este tubo, que se hace cada vez más pequeño pasando a través de filtros que eventualmente conducen a un cierto ancho de banda listo para un viaje a la aldea criogénica. Todo esto se lleva a cabo en preparación para un resultado que a mí me parece magia negra, pero definitivamente es lo más genial que he escuchado: separación molecular para extraer las señales deseadas del resto del "ruido espacial".

Mientras contemplaba la complejidad y el asombro de cuántas personas y años debió haber llevado diseñar y construir todo esto, una alarma y una voz se encendieron por el altavoz anunciando que la antena se estaría moviendo y rastreando en dos minutos, que era nuestro señal para salir del local. Y solo podía significar una cosa: la antena se estaba ajustando para rastrear alguna nave espacial o asteroide distante en las estrellas de arriba, y una vez más, no pude evitar sonreír y pellizcarme ante lo asombrosos que pueden ser el universo y la humanidad.

Estén atentos para mi próxima publicación sobre cómo Deep Space Network y el grupo Antenna Mechanical contribuyen a la navegación de naves espaciales y rovers a 15 millones de millas de distancia, cuando entreviste al equipo de conducción del rover de Marte.


¿Cómo recuperar del sitio NASA Horizons los datos necesarios para trazar analemas para otros planetas? - Astronomía

Una recomendación clave que surgió de las reuniones y discusiones de Starshade Science and Industry Partnership (SIP) es producir un flujo descendente de requisitos desde la ciencia hasta los parámetros clave de rendimiento basados ​​en imágenes sintéticas a través de un desafío de datos. En respuesta a la recomendación de la comunidad, la Actividad de desarrollo de tecnología Starshade para TRL5 (S5) ahora está desarrollando y llevando a cabo un Desafío de datos de exoplanetas Starshade.

El Starshade Exoplanet Data Challenge busca cuantificar la precisión requerida de la calibración de fondo ruidoso para detectar planetas y discos exozodiacales y extraer sus espectros de imágenes sintéticas. Las imágenes sintéticas incluyen simultáneamente múltiples fuentes de fondo y ruido, incluida la luz residual de las estrellas, el destello solar, otras fuentes de luz parásitas, la luz exozodiacal, el ruido del detector, así como la variabilidad resultante del movimiento de la sombra estelar en el vuelo de formación y la fluctuación del telescopio. Muchos de estos términos son específicos de las observaciones de sombras estelares, y la interacción de estos términos de fondo y ruido puede revelarse y evaluarse con los análisis de imágenes sintéticas.

Las imágenes se generarán con el kit de herramientas de simulación de imágenes de Starshade para el reconocimiento de exoplanetas (SISTER), que tiene en cuenta la naturaleza bidimensional completa de la escena astrofísica y la variación espacial de la función de dispersión de puntos (PSF) debido a la difracción óptica de la sombra estelar. Se seleccionarán escenarios astrofísicos y de observación para representar los objetivos científicos clave de los conceptos bien estudiados de la misión Starshade, incluidos Roman Starshade Rendezvous y HabEx.

Se seleccionaron dos equipos participantes a partir de las respuestas enviadas a una Solicitud de propuestas (RFP) del JPL. Los equipos participantes tienen la tarea de desarrollar algoritmos de procesamiento de imágenes para probar la capacidad de recuperar señales débiles de exoplanetas a partir de imágenes sintéticas y cuantificar la precisión necesaria para la calibración de fondo. Con las imágenes simuladas de espectroscopía de prisma de hendidura para Roman y los cubos de datos de espectroscopía de campo integral para HabEx, el algoritmo también podría intentar extraer los espectros de los planetas y rsquo. Los resultados de los análisis ayudarán a determinar el límite de detección de planetas frente a los parámetros del instrumento e indicarán qué tan bien el procesamiento de imágenes puede restar el fondo al límite de ruido de fotones.

El Starshade Exoplanet Data Challenge está abierto a la comunidad de astronomía y exoplanetas en general. Todas las imágenes sintéticas se harán públicas a través de esta página web, junto con la documentación útil para el procesamiento y análisis de imágenes. Los anuncios de futuras publicaciones de datos y reuniones se realizarán a través de la lista de correo Starshade SIP (información de suscripción en la barra lateral). Invitamos a miembros de la comunidad general de astronomía y exoplanetas a inspeccionar, procesar o analizar las imágenes sintéticas y participar en la maduración de la tecnología de sombras estelares para la caracterización e imágenes de exoplanetas.


Earth to Becario | 26 de julio de 2011

Bip-bip. transmisión entrante:

Fuente de transmisión: la nave espacial Dawn de la NASA en su aproximación final al asteroide gigante Vesta, situado entre Marte y Júpiter.
Fecha de inserción orbital: viernes 15 de julio de 2011.
Estado de la misión: inserción orbital confirmada.

El 15 de julio, se hizo historia cuando la nave espacial Dawn de la NASA se convirtió en la primera sonda en entrar en una órbita prolongada alrededor de un cuerpo celeste en el cinturón de asteroides. Con la telemetría y la comunicación del espacio profundo proporcionada por la Red de Espacio Profundo de la NASA, Dawn se acercó a Vesta, un asteroide de 330 millas de ancho, después de cuatro años y 1.700 millones de millas de viaje. Esta misión tiene una gran importancia para la humanidad, pero también una importancia particular para mi trabajo y mi pasantía con el grupo de Análisis Mecánico y Estructural de Antenas de Deep Space Network porque es responsable de los componentes vitales de diseño e ingeniería que hacen posible la comunicación con la nave espacial Dawn.

Recientemente, tuve la oportunidad de visitar la instalación de seguimiento de la red de espacio profundo de Goldstone, California (¡mira mi álbum de fotos en Facebook!), Uno de los tres sitios en todo el mundo que alberga las antenas masivas de la red. Y justo cuando pensaba que mi mente no podía absorber y procesar más hechicería tecnológica avanzada surrealista y determinación humana, la NASA, el JPL y la Red del Espacio Profundo me expusieron nuevamente a nuevos horizontes.

Para proporcionarle un breve resumen de la Red de Espacio Profundo, o DSN: Es el sistema de telecomunicaciones internacional científico más grande y sensible del mundo, encargado de misiones de naves espaciales interplanetarias y observaciones astronómicas de radio y radar para la exploración del sistema solar y el universo. ¡Qué tal eso para un puesto de trabajo! En otras palabras, es responsable de comunicarse y guiar las naves espaciales, las sondas y las misiones de la NASA enviadas al espacio (incluidos los rovers en Marte, cuyo equipo de conducción aparecerá en una entrevista de invitado especial para mi próxima publicación). El DSN monitorea los asteroides y los objetos celestes y su proximidad a la Tierra, busca señales y anomalías del espacio exterior, realiza observaciones de interferometría, mide las variaciones en las ondas de radio para experimentos científicos y proporciona el enlace de comunicación bidireccional vital que guía, controla y trae respaldar imágenes y datos científicos de exploradores planetarios.

Hay tres grandes instalaciones de comunicaciones en el espacio profundo ubicadas estratégicamente a una distancia aproximada de 120 grados en todo el mundo: en Goldstone, en el desierto de Mojave de California cerca de Madrid, España y cerca de Canberra, Australia. Esta ubicación estratégica permite la observación constante de las naves espaciales mientras la Tierra gira y ha estado en constante operación monitoreando los cielos nocturnos con la primera antena construida en los años 60.

Las raíces de lo que eventualmente se convertiría en el DSN comenzaron en 1958 con el establecimiento de una antena y un sistema de seguimiento para recibir telemetría y trazar la órbita del Explorer 1 de la NASA, el primer satélite estadounidense exitoso. Poco después, la NASA estableció el concepto de DSN como una instalación de comunicaciones administrada y operada por separado que se adaptaría a todas las misiones en el espacio profundo, evitando así la necesidad de que cada proyecto de vuelo adquiera y opere su propia red especializada de comunicaciones espaciales.

El componente del DSN con el que estoy trabajando, Antenna Mechanical and Structural Analysis, es un equipo fenomenal que brinda soporte e ingeniería en tierra, y construye, diseña y fabrica las antenas y componentes que conforman estas enormes instalaciones de rastreo de naves espaciales. En particular, mi tarea este verano es diseñar, modelar y fabricar la futura adición de una plataforma para sostener el equipo criogénico y el hardware de procesamiento en una nueva antena de guía de ondas de haz de 34 metros que se está construyendo en Australia.

Aún más genial, literalmente, es el hecho de que las señales entrantes de los rovers de Marte y las naves espaciales interplanetarias se canalizan por estas antenas gigantes a través de una red de espejos, luego se enfrían a estados criogénicos donde las moléculas pueden realmente separarse y extraerse del "ruido". de otras señales espaciales, procesadas en un laberinto de computadoras y analizadas para quien sea o para lo que sea esa señal para o de quién sea. Debo admitir que recopilar las tolerancias sísmicas, de amortiguación de vibraciones y los datos de intercambio de calor para los requisitos de construcción fue un poco estresante, ¡pero también muy emocionante! Básicamente, me encargaron de recopilar datos como los códigos sísmicos de Australia, las tolerancias de amortiguación y vibración para el cono de alimentación, la resistencia del material y los factores de seguridad de "carga viva" humana, todos los cuales se utilizan en proyectos de ingeniería internacionales. Afortunadamente, los miembros de mi grupo son un equipo increíble y muy alentador que me ayuda enormemente y me guía con precisión y exactitud experimentada.

Para ayudar a obtener una mejor perspectiva y una mejor apreciación de la magnitud y el calibre de las responsabilidades de Deep Space Network, hicimos un viaje a una de las tres instalaciones de seguimiento de DSN: Goldstone, California. ¡una buena manera! Después de varios controles militares, controles de seguridad y controles de identidad, pronto llegamos a lo que solo se puede describir como algo sacado de "Star Wars" o alguna otra película de ciencia ficción, un sitio llamado apropiadamente "Marte", con antenas que parecen tan tan grande como mi ciudad natal apuntaba al cielo. Mi mandíbula cayó, mi mentor Jason se rió, y salimos del auto para mirar directamente hacia lo que parecía ser parte de la Estrella de la Muerte dirigida al espacio exterior.

Esta antena en particular en el sitio de Goldstone se encuentra entre las más grandes y sensibles de todas las antenas DSN, que abarca 70 metros (230 pies) de ancho y es capaz de rastrear una nave espacial que viaja a más de 10 mil millones de millas de la Tierra. La precisión en la superficie de la antena se mantiene dentro de un centímetro (0,4 pulgadas) de la longitud de onda de la señal, una hazaña asombrosa que me recuerda la increíble oportunidad que es trabajar con este equipo.

El día consistió en explorar y analizar todos los sistemas y subsistemas que componen el conjunto masivo de antenas de rastreo. Mientras tanto, no pude evitar pensar en lo genial que fue que a medida que la Tierra giraba, estos se pueden programar para cambiar el control a una antena en el otro lado del mundo para mantener un contacto constante con todas las naves espaciales y las señales. allí.

Un punto culminante fue caminar por uno de los túneles de antena que conducían bajo tierra al interior del enorme pedestal de concreto que alberga la enorme antena de 34 metros de arriba, así como el equipo de procesamiento criogénico de la era espacial y las plataformas que los sostienen. Las señales se canalizan esencialmente por la estructura de la antena y el plato mediante una matriz de espejos alineados con precisión. Luego se capturan y se canalizan a una red llamada "guías de ondas". Las ondas de radio que provienen del espacio profundo y otras fuentes, como naves espaciales, son guiadas a lo largo de este tubo, que se hace cada vez más pequeño pasando a través de filtros que eventualmente conducen a un cierto ancho de banda listo para un viaje a la villa criogénica. Todo esto tiene lugar en preparación para un resultado que a mí me parece magia negra, pero definitivamente es lo más genial que he escuchado: separación molecular para extraer las señales deseadas del resto del "ruido espacial".

Mientras contemplaba la complejidad y el asombro de cuántas personas y años debió haber llevado diseñar y construir todo esto, una alarma y una voz se encendieron por el altavoz anunciando que la antena se estaría moviendo y rastreando en dos minutos, que era nuestro señal para salir del local. Y solo podía significar una cosa: la antena se estaba ajustando para rastrear alguna nave espacial distante o asteroide en las estrellas de arriba, y una vez más, no pude evitar sonreír y pellizcarme ante lo asombrosos que pueden ser el universo y la humanidad.

Estén atentos para mi próxima publicación sobre cómo Deep Space Network y el grupo Antenna Mechanical contribuyen a la navegación de naves espaciales y rovers a 15 millones de millas de distancia, cuando entreviste al equipo de conducción del rover de Marte.


4. Resultados espectrales y discusión

[12] En Mawrth Vallis, las exposiciones grandes (& gt1,3 × 10 5 m 2) de filosilicatos son comunes. Una de las exposiciones continuas más grandes se encuentra en el sitio de aterrizaje 2 de MSL (Figura 7). En este mosaico, hay un gran parche de nontronita en la parte este (naranja / rojo). Esto gradúa gradualmente hacia arriba y hacia afuera a través de capas con contenido ferroso (verde), hasta la unidad con montmorillonita (cian / azul). Las pendientes en el lugar de aterrizaje 2 son todas & lt5 °, excepto las paredes en un pequeño cráter que son 5–10 ° [ Beyer y el equipo de HiRISE, 2008]. Estas pendientes bajas son comunes en toda la región central de Mawrth Vallis, aunque algunos afloramientos tienen pendientes más pronunciadas. En FRT000089F7, FRT000098F7 y FRT0000AA7D (Figuras 8a-8c), observamos una exposición a nontronita con afloramientos más pequeños de filosilicatos de Al superpuestos en los bordes. La unidad debajo de la nontronita no está expuesta. En FRT00004ECA y FRT0000848D (Figuras 8d y 8e), las exposiciones a nontronita son más pequeñas y las exposiciones de Al-filosilicato son mayores, probablemente porque la unidad de Al-filosilicato no se ha erosionado tan extensamente como en los sitios que se muestran en las primeras tres imágenes. En FRT0000A27C (Figura 8f), solo se han exhumado exposiciones muy pequeñas (unas pocas decenas de m de ancho) de filosilicatos.

4.1. Resultados espectrales del detector VNIR

[13] Imágenes del detector CRISM VNIR de color falso (Figura 9c), así como datos HRSC e HiRISE de Mawrth Vallis [ Loizeau y col., 2007 Wray y col., 2008] muestran una variación de color sustancial, lo que indica cambios de textura o diversidad de composición. Características de absorción en el infrarrojo visible / cercano (VNIR 0.4–1.0 μm) se deben a transferencias de carga de Fe 2+ -Fe 3+ y Fe-O y transiciones de campo cristalino [ Quemaduras, 1993 Cazar, 1977]. La nontronita es una esmectita predominantemente portadora de Fe, mientras que la montmorillonita es una esmectita predominantemente portadora de Al que a veces puede tener una sustitución menor de Fe por Al en los sitios octaédricos. Estos filosilicatos tienen formas espectrales claramente diferentes en el 0.4-1.0 μrango m (Figura 10). La nontronita a menudo presenta un hombro a ∼0,45 μm, una absorción en ∼0,64 μm, y una absorción amplia en ∼0,94 μm [ Sherman y Vergo, 1988]. La montmorillonita no tiene ninguna de estas características, pero ocasionalmente presenta un hombro débil a ∼0,50 μm, probablemente debido a que Fe sustituye a Al como se mencionó anteriormente. Sin embargo, los óxidos de hierro exhiben mínimos de banda para longitudes de onda & lt1.0 μm en posiciones similares a las de la nontronita (Figura 10) y comúnmente coexisten con filosilicatos en muestras terrestres, también como productos de procesos de alteración (por ejemplo, en Clay Mineral Society NG-1, arcilla fuente de nontronita [ Lear y col., 1988] y las arcillas fuente de caolinita KGa [ Prostituta, 2001]). Goethita, hematita y lepidocrocita tienen mínimos cercanos a 0.53 μmetro. La hematita, la goethita y muchos otros óxidos de hierro y sulfatos de hierro exhiben mínimos en el 0,85-0,95 μrango m [ Morris y col., 2000]. Las firmas espectrales de estos óxidos de Fe, ya sea íntimamente mezcladas con las arcillas o recubriendo las arcillas, pueden dominar las características espectrales en & lt1.0 μm [ Parente et al., 2008]. Por lo tanto, las características amplias de absorción relacionadas con el hierro y las características de absorción vibratoria aguda a menudo se tratan por separado en el análisis espectral VNIR [ Clark y col., 2003 ].

[14] Mapeamos las profundidades de la banda de absorción y la pendiente espectral por debajo de 1.0 μm usando datos CRISM VNIR de Mawrth Vallis para evaluar si los cambios mineralógicos en las fases que contienen hierro siguen los límites de las unidades principales delineadas por la mineralogía de la arcilla (por ejemplo, para FRT000098F7 en la Figura 9). Tres parámetros de datos, profundidad de banda a 0,53 μm (BD530), altura de los hombros a 0,60 μm (SH600) y profundidad de banda a 0,86 μm (BD860), muestran una variación espacial sistemática, no correlacionada con el albedo (Figura 9d). En espectros no proporcionados, las absorciones en & lt1.0 μm están atenuados a ausentes, probablemente debido a la influencia dominante del polvo marciano en las propiedades espectrales (Figura 11), aunque se observan cambios sutiles en la posición del máximo de reflectancia.

[15] El examen de espectros proporcionados promediados a partir de ROI de regiones espectralmente diferentes en las Figuras 9c y 9d muestra que las absorciones relacionadas con el hierro aparentemente ocurren y varían independientemente de las características espectrales relacionadas con el silicato hidratado. The spectra in Figures 9e and 9f were ratioed to the dark cap unit (green and cyan) to highlight spectral differences. The cap unit itself is not entirely homogeneous, varying from black to light green in the VNIR color composite (Figure 9c) and from light green-blue to yellow in the VNIR parameter composite (Figure 9d). Ratio spectra of the cap unit show that brightening is accompanied by the appearance of a band near 0.53 μm (green versus cyan versus maroon spectra in Figure 9f). Within the clay-bearing units, some areas which are strong in D2300 display diagnostic bands of nontronite at 1.9, 2.3, and 2.4 but lack absorptions at <1.0 μm (blue spectrum in Figures 9e and 9f). However, other spectra with less apparent nontronite bands (weaker 1.9 μm band and no 2.4 μm band) have a broad concavity, centered near 0.86 in continuum-removed spectra and a reflectance maximum at 0.76 μm. These features are diagnostic of red hematite [ Morris et al., 2000 ]. This hematite-bearing unit maps as magenta (elevated BD530 and BD860) in Figure 9d, salmon-colored in the false color IR map (Figure 9a), and appears beneath the cap unit, ringing erosional windows and overlying the nontronite unit. Areas with strong BD2200 appear yellow-green in the parameter map and also exhibit a broad absorption feature near 0.9 μm. No diagnostic mineral identification can be made from this combination of features.

[16] We attribute most of the variation in VNIR detector data to ferric oxides. Como Wray et al. [2008] , who observed Fe oxide variation associated with Al phyllosilicates, we find variation in spectral properties at <1.0 um in both nontronite and Al phyllosilicate units. Spectral properties are not consistent with ferrous mafic minerals like olivine and pyroxenes. Hematite is clearly present in a unit or units underlying the cap unit but overlying the nontronite. That the spatial variation spectral properties at <1.0 μm does not follow the clay unit boundaries suggests that either the alteration process which produced the clays generated stratigraphic variation in Fe oxide composition or that the Fe oxides were produced by alteration separate from the principle clay unit formation.

4.2. IR Detector Spectral Results

[17] Spectral features from 1.0 to 2.5 μm are primarily due to overtones of vibrational processes within the structure of a mineral [ Hunt, 1977 ]. Absorptions near 1.4 μm are combinations of the H2O stretching (ν1 o ν3) and bending modes (ν2) and of the structural hydroxyl (OH) stretch overtone (2νOH) [ Bishop et al., 1994 ], and those near 1.9 μm are combinations of the H2O stretching plus bending overtones (ν1 + ν2 o ν3 + ν2). In this study, we will refer to the absorptions due to H2O vibrations as “hydration absorptions” because they indicate the presence of H2O in the mineral either in the interlayer region or adsorbed on the surface. Absorptions in the 2.2 to 2.3 μm region are due to combinations of the stretching and bending vibrations of OH in the octahedral layer (νOH + δOH) [ Bishop et al., 1994 Clark et al., 1990 Hunt, 1977 ]. Absorptions near 2.2 μm are due to Al-OH or Si-OH stretching and bending combinations, those near 2.28–2.29 μm are due to Fe-OH, and those near 2.30–2.31 μm are due to Mg-OH (e.g., Figure 5a). Table 2 lists specific mineral absorption features and band assignments: beidellite spectrum from Gates [2005] kaolin family spectra from G. Swayze [ Clark et al., 2007 ] saponite from USGS spectral library [ Clark et al., 1993 ] montmorillonite, nontronite, and ferrous phyllosilicates from Bishop et al. [2008a] . Differences in band depth and band shape allow identification of different minerals with absorptions at the same wavelength. For example, montmorillonite, kaolinite, and hydrated silica (e.g., opal) all have absorptions centered near 2.21 μm. However, montmorillonite exhibits a sharp, deep absorption, kaolinite exhibits a doublet, and hydrated silica exhibits a broad shallow absorption which allows us to distinguish between them (Figure 12).

Mineral H2O OH H2O Si-OH Al-OH Fe-OH Mg-OH
Saponite 1.41 1.39 1.91 2.31
Nontronite 1.41 1.42 1.91 2.29, 2.41
Beidellite 1.41 1.40 1.91 2.19
Montmorillonite 1.41 1.41 1.91 2.21
Hydrated silica 1.41 1.39 1.93 (weak) 2.21 (broad)
Kaolinite 1.41 2.16 + 2.21 doublet
Halloysite 1.41 1.39 (doublet with 1.41) 1.91 2.17 + 2.21 doublet
  • a Short wave infrared (SWIR) absorptions measured in μm. H2O band at 1.41 μm is weaker than the OH band at 1.39–1.42 μm and thus the H2O band is frequently weak or absent in CRISM spectra.

4.2.1. Nontronite

[18] Nontronite is the most common phyllosilicate identified in the Mawrth Vallis region and spectra retrieved from several images exhibit similar features (Figure 13a). Nontronite has hydration absorptions at 1.42 μm and 1.91 μm, an Fe-OH absorption at 2.29 μm, and other absorptions at 2.41 μm and 2.51 [e.g., Bishop et al., 2008a ]. In the Mawrth Vallis region, the Fe-OH stretch plus bend combination overtone is present at 2.28 μm or 2.29 μm, but most commonly at 2.29 μm. The shift in position of this band to 2.29 μm and sometimes 2.30 μm indicates some magnesium is present in the octahedral sites, substituting for iron. However, the position of the 1.42 μm band does not shift to shorter wavelengths, indicating the mineral is still nontronite rather than saponite or hectorite, other smectites with an Mg-OH absorption feature at ∼2.30–2.31 μm. Additionally, some nontronite spectra retrieved near the boundary with the Al-phyllosilicate layer have a strong positive slope from 1 to 2 μm. This slope is attributed to a ferrous component as discussed in section 4.2.6.

4.2.2. Montmorillonite

[19] Montmorillonite has hydration absorptions at 1.41 μm and 1.92 μm and a sharp Al-OH absorption at 2.21 μm. The montmorillonite spectra observed at Mawrth Vallis in this study exhibit broader bands at ∼2.2 μm than laboratory spectra indicating that it may be mixed with another mineral, such as opal or another form of hydrated silica with a broad feature at the same wavelength. McKeown et al. [2008] showed this effect with spectra of lab mixtures of montmorillonite, hydrated volcanic glass (obsidian), and hydrated silica from altered volcanic ash. Mixtures of hydrated ash or glass with at least 50% montmorillonite showed features characteristic of montmorillonite at 2.2 μm while mixtures containing at least 80% hydrated ash or glass (less than 20% montmorillonite) were characterized by a broader feature here. Therefore, a mixture of hydrated silica and montmorillonite may be responsible for the broadened montmorillonite feature observed in the CRISM data (Figure 13b). Spectra of both montmorillonite and hydrated silica retrieved near the boundary with the underlying nontronite layer sometimes exhibit a strong positive slope from 1 to 2 μm attributed to a ferrous component.

4.2.3. Hydrated Silica

[20] Hydrated silica has weak 1.39 and 1.93 μm absorptions and a broad 2.21 μm Si-OH absorption [ Anderson and Wickersheim, 1964 Bishop et al., 2004 Milliken et al., 2008 ]. The 2.21 μm feature typically extends out to 2.3 μm, unlike the montmorillonite which does not extend beyond 2.28 μm (Figure 13b). In Mawrth Vallis we observe in many locations a broadened feature near 2.21 μm that extends to 2.3 μm. Frequently, these are characterized by an OH overtone band at 1.39 μm rather than 1.41 μm as observed for montmorillonite. Also, the band strength at 1.93 μm relative to 2.21 μm is weaker for the units dominated by hydrated silica (Figure 13b).

4.2.4. Kaolinite

[21] Minerals of the kaolin family have similar, but not identical features. Kaolinite has an absorption at 1.4 μm absorption and an asymmetric doublet at 2.16 and 2.21 μm due to Al-OH overtones [e.g., Bishop et al., 2008a Petit et al., 1999]. Dickite has an asymmetric doublet at 1.38 and 1.41 μm and a doublet at 2.18 and 2.21 μm. Halloysite has a doublet at 1.39 and 1.41 μm and a doublet at 2.17 and 2.21 μm where the 2.17 μm feature is a shoulder on the deeper 2.21 μm absorption. Halloysite also has a strong 1.91 μm absorption, unlike the other kaolin minerals. Nacrite has an asymmetric 1.38 and 1.41 μm absorption and a doublet at 2.18 and 2.20 μm with near-equal band depths.

[22] In the CRISM data, a doublet similar to kaolinite is present at 2.16 μm and 2.21 μm, but is broader than laboratory spectra, particularly toward longer wavelengths. A weak 1.41 μm band is present as well as a sharp 1.9 μm band, normally absent in kaolinite (Figure 13c). The band centers are consistent with the presence of kaolinite, and the altered features may be caused by a mixture of kaolinite with hydrated silica or halloysite which contains structural H2O.

[23] Spectra of lab mixtures of kaolinite with hydrated silica showed a decrease in the kaolinite 2.2 μm band depth when less than 50% kaolinite is present [ McKeown et al., 2008 ]. Mixtures with montmorillonite showed a broadening of the 2.2 μm feature in kaolinite, also when less than 50% kaolinite is present [ Amador et al., 2009 ]. In both cases, the 2.16 μm doublet feature is still evident as an absorption or shoulder down to 25% kaolinite, with no shifting. Also, the 1.9 μm feature normally absent in kaolinite is prominent in mixture spectra even with only 15% montmorillonite or hydrated silica [ Amador et al., 2009 McKeown et al., 2008 ]. Therefore, it seems likely that the CRISM spectra are mixtures of kaolinite with another hydrated Si- or Al-bearing phase.

4.2.5. Saponite

[24] Saponite has hydration absorptions at 1.39 μm and 1.91 μm and an Mg-OH absorption at 2.31 μm (Figure 13d). These features are distinct from the nontronite absorptions at nearby wavelengths. A spectrum with features characteristic of saponite is observed in data from image FRT0000A27C, within a ∼80 km diameter crater. Because it is located on the floor of a crater, further investigation is needed to determine whether it was deposited at the same time as the layered phyllosilicate units nearer to the Mawrth Vallis channel or afterward as a result of the impact or another process. Spectra of this saponite-bearing unit also exhibit a slope from 1 to 2 μm consistent with a ferrous phase and a band at 2.5 μm characteristic of some smectites but also zeolites and carbonates. Continued analyses are needed in order to identify the other phases in this saponite-bearing unit.

4.2.6. Ferrous Component

[25] Some spectra observed in Mawrth Vallis have a strong positive slope from ∼1–2 μm that is characteristic of ferrous (Fe 2+ ) bearing minerals. This slope is 2–5 times greater than in other Mawrth Vallis spectra (Figure 14). In ferrous minerals, this slope results from multiple, overlapping broad absorptions due to electronic excitations of Fe 2+ . These occur near 0.95–1.3 μm and are observed for minerals such as olivine, pyroxene, oxides, carbonates, and sulphates [ Burns, 1993 ]. The strong 1–2 μm slope attributed to a ferrous component is typically observed at the boundary of the nontronite and montmorillonite-bearing units (Figure 15). Possible components that could cause this slope include olivine, ferrous chlorites, and ferrous micas. The spectrum of Fe 2+ -bearing olivine has a strong positive slope from ∼1–2 μm due to a strong absorption centered between 1.04 μm and 1.08 μm and a weaker absorption at 1.25 μm [ Gaffey et al., 1993 Sunshine and Pieters, 1998 ]. A ferrous mica such as celadonite or glauconite or a chlorite such as chamosite (see Bishop et al. [2008a] for spectral properties) is most likely to be causing this feature because they form under conditions similar to the clay minerals observed at Mawrth Vallis. However, the micas have weak absorptions near 2.2–2.35 μm that we have not observed in CRISM spectra.

4.3. Estratigrafía

[26] The nontronite-bearing unit is the lowermost layer, is indurated but non cliff forming, and is unconformably overlain by the Al-phyllosilicate unit (Figure 16) [e.g., Wray et al., 2008 ]. The unit underlying the nontronite is not observed in most cases and therefore we cannot constrain the thickness of the nontronite unit. The upper ∼10 m of the nontronite unit typically contains a ferrous component characterized by the addition of the increasing slope from 1 to 2 μm and is sometimes accompanied by a weakening of the characteristic nontronite bands. The Al-phyllosilicate unit is an indurated, easily friable unit ∼40 m thick, as determined using HRSC Digital Elevation Models [ Wray et al., 2008 ], that forms cliffs and buttes but does not shed boulders and is finely layered at HiRISE resolutions (∼0.3 m/pixel). Within this unit are two distinct layers: a lower layer composed mainly of montmorillonite and hydrated silica and an upper layer composed of kaolinite and hydrated silica (Figure 16). The montmorillonite-bearing portion with a ferrous slope located at the boundary with the underlying nontronite unit texturally resembles the rest of the Al-phyllosilicate unit. The kaolinite-bearing layer appears to be much thinner than the montmorillonite-bearing layer, usually spanning areas <50 m across. The uppermost layer is a spectrally unremarkable cliff-forming unit a few meters in thickness (Noe Dobrea et al., submitted manuscript, 2009), likely volcanic in origin, that sheds boulders and drapes the underlying terrain. This stratigraphy is generally consistent throughout the Mawrth Vallis region however, there are some localities that deviate from this stratigraphy [ Wray et al., 2008 Noe Dobrea et al., submitted manuscript, 2009]. For more detail on the morphology of the phyllosilicate units, see Noe Dobrea et al. (submitted manuscript, 2009).


GIS Resources at EOSDIS DAACs

  • Sea Ice Index—Located at NASA's NSIDC DAAC, the Sea Ice Index allows you to access the archived monthly and daily Sea Ice Index images and data, as well as the input data from which the Sea Ice Index is derived for Arctic- and Antarctic-wide changes in sea ice.
  • Socioeconomic and Earth science data—NASA's SEDAC provides over 240 datasets within multiple themes and years that are available across a number of raster, vector, tabular, and file geodatabase formats.
  • Spatial Data Access Tool (SDAT)—Located at NASA's Oak Ridge National Laboratory DAAC (ORNL DAAC), SDAT provides access to various geospatial data across broad themes (including agriculture, atmosphere, biosphere, land surface, human dimensions, oceans, and more) for visualization and download through Open Geospatial Consortium (OGC) standards-based web services, including Web Map Service (WMS) v1.1.1 and Web Coverage Service (WCS) v1.0.0.
  • MODIS Web Map Service (WMS)—NASA's LP DAAC provides a subset of data products from the Moderate Resolution Imaging Spectroradiometer (MODIS) collection available as WMS map layers, which can be requested and visualized, via HTTP, in an internet browser or in a program that connects to, and consumes, layers available on a WMS server.

Contenido

The New Frontiers program was developed and advocated by NASA and granted by Congress in CY 2002 and 2003. This effort was led by two long-time NASA executives at headquarters at that time: Edward Weiler, Associate Administrator of Science, and Colleen Hartman, Solar System Exploration Division Director. The mission to Pluto had already been selected before this program was successfully endorsed and funded, so the mission to Pluto, called Nuevos horizontes, was "grandfathered" into the New Frontiers program. [ cita necesaria ]

The 2003 Planetary Science Decadal Survey from the National Academy of Sciences identified destinations that then served as the source of the first competition for the New Frontiers program. The NASA program name is based on President John F. Kennedy's "New Frontier" political agenda speech in 1960, in which he constantly used the words "New Frontier" to describe a variety of social issues and noted how pioneer exploration did not end with the American West as once thought. [6] As President, Kennedy would also invest heavily in funding for NASA. [6]

Examples of proposed mission concepts include two broad groups based on Planetary Science Decadal Survey goals. [7]

  • De New Frontiers in the Solar System: An Integrated Exploration Strategy
    • Kuiper Belt Pluto Explorer (realized in Nuevos horizontes)
    • Jupiter Polar Orbiter with Probes (led to Juno)
    • Comet Surface Sample Return Mission: Comet Astrobiology Exploration Sample Return (CAESAR) (see also the similar OSIRIS-REx, which targeted a near-Earth object, not a comet.)

    Nuevos horizontes (New Frontiers 1) Edit

    Nuevos horizontes, a mission to Pluto, was launched on January 19, 2006. After a Jupiter gravity assist in February 2007 the spacecraft continued towards Pluto. The primary mission flyby occurred on July 14 2015 and the spacecraft was then targeted toward one Kuiper Belt object called 486958 Arrokoth for a January 1, 2019 flyby. [8] [9] Another mission that was considered with this mission was New Horizons 2. [10]

    Juno (New Frontiers 2) Edit

    Juno is a Jupiter exploration mission which launched on August 5, 2011 and arrived in July 2016. It is the first solar-powered spacecraft to explore an outer planet. The craft was placed into a polar orbit in order to study the planet's magnetic field and internal structure. De la NASA Galileo mission to Jupiter provided extensive knowledge about its upper atmosphere, however, further study of Jupiter is crucial not only to the understanding of its origin and nature of the Solar System, but also of giant extrasolar planets in general. La Juno spacecraft investigation is intended to address the following objectives for Jupiter:

    • Understand Jupiter's gross dynamical and structural properties through determination of the mass and size of Jupiter's core, its gravitational and magnetic fields, and internal convection
    • Measure the Jovian atmospheric composition, particularly the condensable-gas abundances (H2O, NH3, CH4 y H2S), the Jovian atmospheric temperature profile, wind velocity profile, and cloud opacity to greater depths than achieved by the Galileo entry probe with a goal of 100 bar at multiple latitudes and
    • Investigate and characterize the three-dimensional structure of Jupiter's polar magnetosphere.

    OSIRIS-REx (New Frontiers 3) Edit

    OSIRIS-REx stands for "Origins, Spectral Interpretation, Resource Identification, Security, Regolith Explorer", and was launched on 8 September 2016. [11] This mission plan is to orbit an asteroid, at the time named 1999 RQ36 (now 101955 Bennu), by 2020. After extensive measurements, the spacecraft will collect a sample from the asteroid's surface for return to Earth in 2023. The mission, minus the cost of the launch vehicle ($183.5 million), is expected to cost approximately $800 million. [12] [13] The returned sample will help scientists answer long-held questions about the formation of the Solar System and the origin of complex organic molecules necessary for the origin of life. [14] [15]

    Asteroid Bennu is a potential future Earth impactor and is listed on the Sentry Risk Table with the third highest rating on the Palermo Technical Impact Hazard Scale (circa 2015). [16] In the late 2100s there is a cumulative chance of about 0.07% it could strike Earth, therefore there is a need to measure the composition and Yarkovsky effect of the asteroid. [17]

    Libélula (New Frontiers 4) Edit

    Libélula will send a mobile robotic rotorcraft to Saturn's biggest moon Titan [18] and will make use of Multi-Mission Radioisotope Thermoelectric Generators (MMRTG) for power to navigate through the atmosphere of Titan. [3] [19] [20] The development cost cap is approximately $1 billion. [21] As of May 2021, Libélula is scheduled for launch in June 2027. [22] [23]

    The competition for the fourth mission began in January 2017. Per recommendation by the Decadal Survey, NASA's announcement of opportunity was limited to six mission themes: [21]

    1. Comet Surface Sample Return - a comet nucleus lander and sample return mission
    2. Lunar South Pole Sample Return - a mission to land at the Moon's South Pole–Aitken basin and return samples to Earth
    3. Ocean Worlds (Titan and/or Enceladus)
    4. Saturn Probe - an atmospheric probe
    5. Trojan Tour and Rendezvous - a mission to fly by two or more Trojan asteroids
    6. Venus Lander

    NASA received and reviewed 12 proposals: [21] [24]

      (CONDOR), to retrieve a sample from 67P/Churyumov–Gerasimenko. [24][25] (CORSAIR) would sample comet 88P/Howell. [24][26] (CAESAR) to comet 67P/Churyumov–Gerasimenko[27]
    • , a sample return mission to explore the lunar South Pole–Aitken basin[24]
      , an orbiter to investigate Titan's potential habitability. [28] , a rotorcraft that would fly over the landscape and oceans of Titan to study prebiotic chemistry. [18][29] (ELF), an astrobiology orbiter to Enceladus. [30][31][32] (ELSAH) [24][33]
      (SPRITE), an atmospheric probe to investigate Saturn's atmosphere and composition. [34]
    • None [note 1]
      (VISAGE), a Venus atmospheric probe and lander. [35] (VICI), a lander. [24][36] (VOX), a Venus orbiter. [37]

    Out of 12 initial proposals, NASA selected two for additional concept studies on 20 December 2017, including Libélula. [38]

    The two finalists, CAESAR and Libélula, each received $4 million funding through the end of 2018 to further develop and mature their concepts. [39] On June 27, 2019, NASA announced the selection of Libélula as the New Frontiers 4 mission for a launch in 2026, [40] later delayed to June 2027. [22] [23]

    New Frontiers 5 Edit

    The Decadal Survey recommends that two New Frontiers missions be selected per decade. The 2018 Midterm Review of the 2013–2022 Decadal Survey found that NASA is falling behind on this cadence, and recommends the release of the New Frontiers 5 Announcement of Opportunity no later than December 2021. [41] Thomas Zurbuchen, Associate Administrator for the Science Mission Directorate, responded positively to the Midterm Review's recommendation, stating that NASA is "committed to conducting two New Frontiers competitions per decade" and currently plans to release the Announcement of Opportunity in 2021 or 2022, [42] though the Midterm Review estimates a release date as late as 2023. [41]

    The Decadal Survey recommended the Io Observer and Lunar Geophysical Network proposals for New Frontiers 5, in addition to the previous recommendations. [43]

    As of May 2021, NASA plans to release the New Frontiers 5 Announcement of Opportunity in 2024. [44]


    WUSTL-led Moon mission is finalist for NASA’s next big space venture

    Nearly 40 years after the Apollo astronauts first brought samples of the Moon to Earth for study, researchers from Washington University in St. Louis are leading an effort to return to the Moon for samples that could unlock secrets of the early Solar System.

    Known as MoonRise, the proposed Moon mission is one of three finalists now bidding to become NASA’s next big space science venture, a $650 million mission that would launch before 2019.

    The MoonRise lander, unmanned and robotically controlled, would scoop up about two pounds of pea-sized lunar rocks and return them to Earth for further analysis.

    South Pole-Aitken Basin on the Moon’s far side

    “The samples would provide new insight into the early history of the Earth-Moon system,” said Bradley Jolliff, Ph.D., principal investigator for the proposed mission and research professor of Earth and Planetary Sciences in Arts & Sciences at Washington University.

    The MoonRise mission targets the giant South Pole-Aitken (SPA) Basin, which spans from edge to edge nearly 2500 km, so named because it lies between the Moon’s South Pole and Aitken Crater, just south of the Moon’s equator. The SPA Basin ranks among the largest recognized impact structures in the Solar System.

    Samples from the crater could answer questions about the bombardment history of the Earth-Moon system during the first 600 million years of Solar System history, at a time when life was first gaining a foothold on Earth.

    “Determining the age of rocks formed during the impact event will allow scientists to test hypotheses for the cause and source of such giant impactors during the planets’ formative years,” Jolliff said. “The samples would also illuminate processes by which the crusts of planets form and by which giant impacts alter them.

    NASA announced Dec. 29 that MoonRise would be one of three space exploration proposals considered for selection as the third venture in its ongoing New Frontiers space science program. New Horizons, the program’s first mission, is expected to reach the Pluto-Charon system by 2014. The Juno mission, slated for launch in 2011, will explore Jupiter from pole to pole.

    WUSTL’s MoonRise mission is competing with a proposal from the University of Arizona at Tucson that would retrieve a sample from a near-Earth asteroid and another proposal led by the University of Colorado at Boulder to probe the atmosphere and crust of Venus.

    “These are projects that inspire and excite young scientists, engineers and the public,” said Ed Weiler, associate administrator for the Science Mission Directorate at NASA Headquarters in Washington. “These three proposals provide the best science value among eight submitted to NASA this year.”

    Each of the three proposal teams will receive about $3.3 million from NASA in 2010 to conduct comprehensive, 12-month studies documenting details of concept implementation underlying their proposed missions.

    In 2011, after detailed mission implementation, feasibility, cost, management and technical plans are completed and reviewed, NASA will select one proposal for full development and launch. Mission cost, excluding the launch vehicle, is limited to $650 million.

    Moon’s topography, showing the huge SPA Basin on the far side (circle). From the Japanese Kaguya mission

    Washington University’s Department of Earth and Planetary Sciences has a rich history of involvement in NASA space missions and in the study of lunar samples — Apollo and lunar meteorites .

    Department colleagues joining Jolliff as key members of the Moon mission are research professor Randy L. Korotev, Ph.D., and research scientist Ryan Zeigler, Ph.D.

    Scientists are eager to explore the South Pole-Aitken region because it is thought to harbor rocks and melted material from deep in the Moon’s crust, which are poorly represented in lunar samples retrieved by the Apollo missions. The last batch of Apollo Moon rocks arrived on Earth in 1972.

    The MoonRise mission’s scientific value is greatly magnified, said Jolliff, by the opportunity it poses to determine the ages of key impact events in Solar System history, a line of study now limited mostly to analysis of the Apollo lunar samples and meteorites found on Earth.

    “What we have is a set of very testable hypotheses about the causes and effects of the pummeling by giant impactors that took place at a time when Earth’s rock record holds very little information,” Jolliff said. “This information is perhaps uniquely recorded in the ancient Moon rocks.”

    MoonRise also would make use of information gleaned from orbital spacecraft, including recent missions by European Space Agency’s (SMART-1), the Chinese (Chang’e-1), the Indians (Chandrayaan-1), the Japanese (Kaguya), and the currently active US Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO), to provide all of the information needed to select the best landing site.

    MoonRise will be the first NASA mission to robotically return samples from another planetary body to Earth. Such a capability would be a precursor and a feed-forward demonstration for future sample return missions from Mars or other planetary bodies, according to Dr. Leon Alkalai, Manager of JPL’s Lunar Robotics Exploration Program Office, and Capture Lead for the MoonRise proposal,

    Jolliff is a co-investigator on the Lunar Reconnaissance Orbiter Camera system (LROC) that is currently imaging and investigating the Moon in ways that will enable the next generation of landers — human and robotic — to land safely anywhere on the Moon and to select the best sites for science.

    The South Pole-Aitken Basin targeted by MoonRise is especially ripe for scientific exploration, according to lunar sample expert Korotev.

    “This is the largest and oldest impact basin known on the moon,” said Korotev. “The main goal of the mission is to determine how old it is.”

    Small rock fragments from an Apollo soil (left) and analysis of one such rock fragment in Korotevs gamma-ray detector lab in the WUSTL Department of Earth & Planetary Sciences.

    Washington University is partnered with the Jet Propulsion Laboratory in Pasadena, CA, for project management, systems engineering, mission design, and navigation and operations. For the implementation of the flight system, WUSTL and JPL have teamed up with Lockheed Martin Space Systems Co. of Littleton, CO. Other partners include the Deutsches Zentrum für Luft und Raumfahrt (DLR) in Berlin, Mullard Space Science Laboratory, University College, London, and Malin Space Science Systems, San Diego, to develop camera systems for the spacecraft. Science partners for site selection, sample handling and analysis, and geophysics include the Australian National University Brown University College of Charleston Harvard University Institut de Physique du Globe de Paris Johnson Space Center Lawrence Livermore National Laboratory the Lunar Geotechnical Institute Marshall Spaceflight Center Purdue University US Geological Survey, Flagstaff University of Arizona, Tucson University of California, Los Angeles University of Hawaii, Honolulu University of Muenster, Germany University of New Mexico and the University of Western Ontario.

    NASA’s New Frontiers program seeks to enhance understanding of the Solar System by sending frequent space exploration missions to celestial bodies deemed most likely to hold clues about such issues as the formation of the Planets and the origins of life.


    Expresiones de gratitud

    W. R. D. would like to thank D. McComas for support with the New Horizons SWAP data. W. R. D. would also like to thank the Vogt/Masters and Jackman/Paranicas ISSI team meetings, which initiated this project. W. R. D. was supported in this work by a Science and Technology Facilities Council (STFC) research grant to University College London (UCL), a SAO fellowship to Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics and by European Space Agency (ESA) contract no. 4000120752/17/NL/MH. L. L. was supported by CNRS/INSU. C. L. was funded by CNES. E. J. B. was supported by STFC grant ST/N000749/1 and a Royal Society Wolfson Research Merit Award. L. C. R. was funded by an STFC consolidated grant to Lancaster University (ST/R000816/1). C. M. J.'s work at Southampton is supported by STFC Ernest Rutherford Fellowship ST/L004399/1. C. M. J.'s work at DIAS is supported by Science Foundation Ireland grant 18/FRL/6199. Z. H. Y. acknowledges financial support from the Belgian Federal Science Policy Office (BELSPO) via the PRODEX Programme of ESA. New Horizons SWAP data are available on the NASA Planetary Data System (PDS): https://pds-ppi.igpp.ucla.edu/search/?sc=New_Horizions&t=Jupiter&i=SWAP. The authors acknowledge the NDA team (at the Nançay Radio Observatory and LESIA, Observatoire de Paris) and the Wind/Waves team (at Goddard and LESIA, Observatoire de Paris) for providing access to radio data and the ExPRES team (at LESIA, Observatoire de Paris with support from Paris Astronomical Data Centre) for providing access to radio simulations. The NDA data were directly retrieved online at http://www.obs-nancay.fr, the ExPRES simulations at http://maser.obspm.fr/data/expres, and the Wind/Waves data from the CDAweb service at http://cdaweb.gsfc.nasa.gov. We also greatly thank the Chandra and XMM-Newton Projects for their support. The Jupiter X-ray observations presented here are publicly available on the Chandra archive (https://cda.harvard.edu/chaser/) and the XMM-Newton archive (http://nxsa.esac.esa.int/nxsa-web/#search), respectively. The mSWiM solar wind propagation model is publicly available from http://mswim.engin.umich.edu/. Tao model propagated solar wind data are available upon a request to C. T. ([email protected]) and publicly available at the AMDA database (http://amda.cdpp.eu). The Jupiter UV observations presented here are publicly available on the ESA Hubble archive: http://hst.esac.esa.int/ehst.

    Please note: The publisher is not responsible for the content or functionality of any supporting information supplied by the authors. Any queries (other than missing content) should be directed to the corresponding author for the article.


    Ver el vídeo: Algo extraño rodea nuestro sistema solar - 10 Increíbles descubrimientos! (Diciembre 2022).