Sonda Lucy para os asteróides troianos

A primeira a estudar os pequenos corpos celestes do ‘cortejo de Júpiter’

A sonda espacial Lucy da NASA está programada para lançamento no foguete Atlas V AV-096 da United Launch Alliance da Estação da Força Espacial de Cabo Canaveral CC SLC-41 em 16 de outubro (09:34 UTC). O lançamento está sendo gerenciado pelo Programa de Serviços de Lançamento da NASA, com base em Kennedy, o porto espacial multiusuário da América. A missão será a primeira a estudar os troianos.

Os troianos são dois grupos de asteróides que antecedem e seguem Júpiter em sua órbita ao redor do sol. Os cientistas têm evidências de que esses asteróides podem ter sido espalhados por todo o sistema solar exterior no início da história do sistema e ficaram presos nesses locais estáveis ​​por mais de quatro bilhões de anos. Nenhuma espaçonave jamais esteve nesta população de pequenos corpos, e a Lucy voará por sete desses asteróides , além de um do cinturão principal, permitindo-lhe fazer um levantamento da diversidade desta população em uma única missão . Ao longo da duração da missão, a Lucy visitará oito asteróides diferentes em 12 anos, revelando informações sobre os corpos primitivos que criaram o sistema solar inicial.

Sonda Lucy em construção

A órbita solar inicial da espaçonave Lucy será de 0,84 x 1,16 AU x 0,21 graus, com um sobrevoo da Terra em outubro de 2022 aumentando o afélio para 2,3 AU e um segundo sobrevoo em dezembro de 2024 aumentando para 5,7 AU com chegada no SJL4 (Sol-Jupiter Lagrange Point 4) em 2027.

Resumo da missão, que tem vários alvos interplanetários

Em sua missão interplanetária, o estágio Centauro estará em uma trajetória de fuga. Os tanques no estágio serão ventilados e continuarão a orbitar o Sol. A queima nº 2 do Centauro colocará o estágio e a espaçonave na trajetória interplanetária . Então a espaçonave se separará do Centauro, e então o estágio será desligado. Isso incluirá a ventilação de todos os propelentes restantes. Os propelentes ventilados conferirão velocidade suficiente ao Centauro para evitar uma colisão ou interferência com a espaçonave. Dois objetos serão colocados em órbitas solares semelhantes, mas não idênticas: a Lucy e o Centauro.

A missão

Os troianos não são uma população homogênea. Possuem uma gama de cores ou tipos espectrais, todos caracterizados por baixos albedos, com refletividades visíveis entre 0,04% e 0,15%. Esses objetos são remanescentes da formação de planetas gigantes. Compreender melhor sua composição e propriedades oferece uma oportunidade única para restringir a formação de planetas e os modelos de evolução.
A espaçonave fará um levantamento de exemplos de seis, um asteróide do cinturão principal tipo C, o tipo mais comum, considerado como contendo uma grande quantidade de carbono, rochas e minerais. Vai pesquisar dois asteróides tipos D avermelhados, provavelmente originados no cinturão de Kuiper e contendo compostos orgânicos com possível gelo de água em seu interior, e três tipos P, também considerados ricos em orgânicos também com possível gelo de água em seu interior. Ele também visitará um sistema binário de massas quase iguais.

Espaçonave próxima a dois troianos

Foi delineada uma trajetória única que visitará esta amostra diversa de troianos de Júpiter de interesse científico com apenas uma visita a cada um dos enxames L4 e L5. Esses alvos têm uma variedade de inclinações eclípticas, então o momento dos encontros tem que coincidir com a chegada do espaçonave e os alvos na interseção (nós) da espaçonave e os planos orbitais dos troianos .

Isso significa que os horários de chegada não são flexíveis e quaisquer atrasos serão acompanhados por uma grande penalidade de ‘delta-v’. A Lucy é uma missão com delta-v muito alto, com o delta-v total para o espaço profundo necessário manobras chegando a 1.678 km / s. Há também uma ressonância no período orbital de seis anos da nave espacial com o período de doze anos de Júpiter, permitindo a possibilidade de uma missão estendida.

Instrumentos científicos

Conjunto de instrumentos da sonda, instalados numa plataforma de apontamento

O L’Ralph é o Gerador de Imagens de Cores Visíveis de Lucy – com a Câmera Multiespectral de Imagem Visivel- Multi-spectral Visible Imaging Camera, MVIC, e o Espectrômetro de Imagem Infravermelho (Linear Etalon Imaging Spectral Array, LEISA). O LEISA permitirá procurar as linhas de absorção que servem como impressões digitais para diferentes silicatos, gelos e compostos orgânicos que provavelmente estarão na superfície dos asteróides troianos. O MVIC obterá imagens coloridas dos alvos de asteróides troianos e ajudará a determinar o quão ativos eles estão.

O MVIC ( 0,4-0,85 mícrons), é um gerador de imagens em cores visíveis, e o LEISA (3,6 mícrons ), um espectrômetro infravermelho. Um divisor de feixe interno envia a luz infravermelha para o LEISA e reflete a luz visível para o MVIC.

ESPECIFICAÇÕES DO L’RALPH

  • Massa: 31,0 kg
  • Potência: 25,1 W
  • Apetura: 75 mm
  • Distância focal: 450 mm
  • MVIC
  • Campo de visão instantâneo: 29 µrad / pixel
  • Faixa espectral: 0,38-0,92 µm
  • Resolução espectral: 47-550 nm
  • LEISA
  • Campo de visão instantâneo: 80 µrad / pixel
  • Faixa espectral: 1,0-3,6 µm
  • Resolução espectral: 10 nm

Embora as imagens coloridas possam ser produzidas com quaisquer três bandas de cores, o MVIC possui cinco bandas de cores que cobrem todo o espectro. Cada banda foi escolhida especificamente para ajudar os cientistas a identificar uma unidade de composição diferente nas superfícies dos asteróides troianos. Por exemplo, a faixa vermelha é sensível aos filossilicatos, um tipo de mineral hidratado que os cientistas esperam encontrar nos troianos enquanto a faixa violeta ajudará a determinar se os asteróides’as superfícies contêm troilite (FeS). A banda violeta também é sensível à absorção de CN, que se detectada em torno de um asteróide indicaria atividade. O MVIC também tem seis CCDs ( dispositivos sensíveis à luz usados ​​em câmeras digitais ), cada um com até 64 linhas de 5000 pixels cada.

O LEISA contém um etalon, um par de finas superfícies reflexivas que separam a luz em um espectro, como um prisma. O LEISA pode então analisar como as diferentes substâncias no asteróide se comportam ao absorver e emitir os diferentes comprimentos de onda, permitindo identificar os diferentes tipos de rochas, gelos e compostos orgânicos que podem estar presentes. O detector tem 1400 linhas de 1000 pixels cada, cada linha projetada para detectar um comprimento de onda diferente de luz infravermelha. A 1000 km de distância, o LEISA será capaz de discernir crateras da ordem de 500 m de largura.

Como as fotos que o L’Ralph vai tirar são enormes, ele também tem 256 gigabits de memória interna e pesquisará os troianos em busca de produtos orgânicos, gelados e minerais hidratados, e suas imagens ajudarão a determinar composições de superfície. Uma equipe do Goddard Space Flight Center está construiu o L’Ralph, sob a liderança de Dennis Reuter (Investigador Principal do Instrumento) e Amy Simon (Investigadora Principal Adjunta do Instrumento). O L’Ralph é baseado no instrumento da New Horizons (em homenagem a Ralph Kramden de The Honeymooners, uma vez que o instrumento trabalhou em estreita colaboração com um espectrômetro ultravioleta chamado Alice), bem como OVIRS da OSIRIS-REx (espectrômetro OSIRIS-REx Visível e Infravermelho). O Ralph é responsável pelas imagens coloridas de Plutão, Caronte e Arrokoth. A Lucy nova iteração de Ralph tem uma infinidade de mudanças de seu antecessor da New Horizons (como a adição de memória onboard), resultando em um instrumento com aproximadamente três vezes a massa e quatro vezes a necessidade de energia. Apesar disso, ainda funciona com menos energia do que o ventilador de teto médio.

Era importante limitar o número de peças móveis nos instrumentos, visto que aumentar o número de peças móveis aumenta o risco associado à falha. Portanto, como L’LORRI, L’Ralph não possui um mecanismo de focalização. Pode-se esperar que diferenças extremas de temperatura no espaço façam com que um dispositivo como este desfoque (já que o sistema óptico estaria se expandindo e se contraindo com as mudanças de temperatura), mas a maior parte do L’Ralph é feito de um único bloco de alumínio. Usar um único material significa que se uma parte se expande ou se contrai, as outras partes se expandem ou contraem na mesma taxa, ajudando a manter o foco. Até os espelhos são feitos de alumínio, e diamantes foram usados ​​para transformar o metal em superfícies polidas com precisão.

O L’LORRI, o LOng Range Reconnaissance Imager é o gerador de imagens visível de alta resolução espacial. É pancromático, cobrindo os comprimentos de onda de 0,35-0,85 mícrons. Esta câmera fornecerá as imagens mais detalhadas da superfície dos troianos. Chamados o “olho de águi” da missão, é a câmera mais sensível.

ESPECIFICAÇÕES DO L’LORRI

  • Massa: 12,0 kg
  • Potência: 10,6 W
  • FOV: 5,1 mrad
  • Campo de visão instantâneo (IFOV): 5,0 µrad
  • Diâmetro do espelho primário: 8,2 pol (20,8 cm)
  • Comprimento focal: 103 pol. (262 cm)
  • Resolução: 15xIFOV µm
  • Faixa de comprimento de onda: 450-850 nm
  • Pixels por imagem: 1024×1024
  • Taxa de quadros: até 1 Hz

Esta câmera pancromática (preto e branco) é um tipo de telescópio Ritchey-Chrétien, o mesmo tipo do telescópio espacial Hubble. No Ritchey-Chrétien, a luz viaja pelo tubo e é refletida pelo espelho primário hiperbólico, depois viaja de volta pelo tubo e é refletida pelo espelho secundário hiperbólico. O espelho secundário focaliza a luz, e a luz viaja por uma abertura no espelho principal. No L’LORRI’, passa então por um conjunto de lentes. A imagem é gravada com um dispositivo de carga acoplada CCD.

Diagrama óptico do instrumento L’LORRI

Um dos objetivos é produzir imagens nítidas dos asteróides troianos, apesar deles serem extremamente escuros. A 1000 km de distância, o L’LORRI será capaz de ver claramente crateras com um diâmetro de 70 m (ou seja, 14 m por pixel), o que seria como estar em uma extremidade de um campo de futebol e ser capaz de ver uma mosca no outro extremo. As imagens detalhadas ajudarão a entender a geologia da superfície dos troianos. Por exemplo, as imagens fornecerão informações sobre as crateras, dando assim um registro das populações de asteróides próximas ao longo da história. O L’LORRI também pesquisará os troianos em busca de anéis, satélites ou atividades. A capacidade de ver alvos fracos de longe também o torna perfeito para navegação óptica e ajudará a Lucy a navegar até um ponto no espaço, então T2Cam (com seu campo de visão muito mais amplo) ajudando os instrumentos a apontar com precisão para os alvos.

A análise feita pelo L’LORRI assume uma única exposição de 5 segundos para cada formato CCD e encontra o limite de magnitude visual (V-mag) que dá um SNR de 7. Usando a técnica de co-adição, 50 exposições são assumidas. Três formatos CCD foram considerados, modos 1 x 1, 2 x 2 e 4 x 4, onde no caso 2 x 2, quatro pixels são combinados em um único“pixel”, e para o modo 4×4, 16 pixels são combinados em um único“pixel”de medição. Dois casos de estabilidade da plataforma foram desenvolvidos. O primeiro, um caso ideal, não leva em consideração a estabilidade de apontamento. O segundo caso é o“degradado” caso, onde a estabilidade de apontamento é representada por uma convolução da função de espalhamento do ponto L’LORRI (PSF) com uma Gaussiana bidimensional cujo sigma é 5 micro-radianos, ou 1 pixel para a câmera L’LORRI.

A maior parte do sistema óptico é feito de carboneto de silício, que não se expande ou contrai muito quando confrontado com mudanças de temperatura e também dispersa rapidamente o calor para reduzir as diferenças. O L’LORRI foi desenhado por uma equipe do Laboratório de Física Aplicada Johns Hopkins, sob a liderança de Harold Weaver (Investigador Principal do Instrumento) e Neil Dello Russo (Investigador Principal Adjunto do Instrumento). O instrumento é baseado no LORRI tambem da new Horizons, que é responsável pela maioria das imagens detalhadas de Plutão e do objeto Arrokoth do Cinturão de Kuiper. Embora algumas mudanças tenham sido feitas na para a missão Lucy (como a substituição de seu defletor de material composto por alumínio, mais resistente), a L’LORRI mantém muito do design testado e comprovado.

O L’TES é o espectrômetro de emissão térmica. É semelhante aos instrumentos que voam na OSIRIS-REx e no Mars Global Surveyor. Este espectrômetro infravermelho (6-75 mícrons) permitirá que se aprenda mais sobre as propriedades dos troianos, como sua inércia térmica, quão bem os corpos retêm calor, o que ensinará sobre a composição e estrutura do material na superfície.

ESPECIFICAÇÕES DO L’TES

  • Massa: 7,7 kg
  • Potência: 17,6 W
  • FOV: 10 mrad
  • Faixa espectral: 6-75 µm
  • Resolução espectral: 10 cm-1

Embora os asteróides troianos estejam a centenas de milhões de quilômetros do Sol, a luz do sol ainda os aquece, fazendo com que emitam radiação infravermelha distante. O L’TES detecta essa radiação, usando um telescópio com 15,2 cm de diâmetro para focar a energia que chega em um pequeno detector. Desta forma, o L’TES atua como um termômetro remoto. Não é tecnicamente um gerador de imagens, embora possa fazer medições de temperatura em vários pontos de um asteróide, que podem ser combinados para produzir uma “foto”das propriedades da superfície. Enquanto o outro espectrômetro (o LEISA em L’Ralph) examinará a composição da superfície, o L’TES examinará as propriedades físicas do regolito medindo a inércia térmica.

A inércia térmica é uma medida de quão lentamente um objeto aquece ou libera calor. Partículas menores têm baixa inércia térmica; por exemplo, a areia de uma praia aquece rapidamente durante o dia e esfria rapidamente à noite. Partículas maiores têm alta inércia térmica; em comparação com a areia, uma calçada esquenta lentamente durante o dia e esfria lentamente à noite. Ao medir a temperatura em diferentes horas do dia no asteróide, a equipe pode medir a inércia térmica e, assim, deduzir quanta poeira, areia ou rocha está presente no regolito. Também pode detectar quaisquer diferenças na inércia térmica presente em um único asteróide, algo que os telescópios terrestres não seriam capazes de detectar.

Não um gerador de imagens, ele produz uma quantidade substancialmente menor de dados durante um encontro típico do que os outros instrumentos. (Sua simplicidade comparativa rendeu-lhe o apelido “O pequeno instrumento” por Victoria Hamilton, a investigadora principal adjunta do instrumento.) Dependendo das configurações, o L’TES pode produzir um espectro a cada 0,5, 1 ou 2 segundos. O L’TES foi construído por uma equipe da Arizona State University, sob a liderança de Phillip Christensen (Investigador Principal do Instrumento) e Hamilton (Investigadora Principal Adjunta ). O instrumento é baseado no OTES do OSIRIS-REx (espectrômetro de emissão térmica OSIRIS-REx )e retém a maior parte do equipamento de seu antecessor, embora a eletrônica tenha sido substituída pelo projeto eletrônico do EMIRS (Emirates Mars Infrared Spectrometer), um instrumento da “Emirates Mars Mission” em Marte. Como seu antecessor, dentro do L’TES há um grande diamante que serve como divisor de feixe.

A missão Lucy é caracterizada por ter pequenos alvos com baixa refletividade (albedos), a maioria em grandes ângulos de fase solar, resultando em fracas magnitudes. As técnicas para mitigar isso e adquirir o alvo o mais cedo possível requerem tempos de exposição mais longos ou uma técnica chamada “co-carga”, ambas com seus próprios desafios. Os tempos de exposição para os alvos troianos e o fundo de estrelas devem ser longos o suficiente para expor os objetos escuros, mas não tanto que o desvio da câmera apontando resulte em manchas na imagem.

Além disso, a sonda será capaz de usar sua antena de alto ganho para determinar as massas dos alvos usando o deslocamento Doppler do sinal de rádio. A Lucy também será capaz de usar sua câmera de rastreamento terminal (T2CAM) para tirar imagens de campo amplo dos asteróides para melhor restringir as formas dos asteróides.

Sistema de propulsão em manobra

A espaçonave está equipada com um sistema de propulsão fabricado pela AJR In-Space Propulsion: São oito motores de hidrazina tipo MR-103J com 1 Newton (0,1 kgf) de empuxo com um impulso específico (Isp) 224 – 202 s; seis motores a hidrazina MR-106L com 22N (2,5 kgf) com um Isp de 235 – 228 s; e o motor principal de apogeu da Nammo Space “LEROS 1c” de 458 N com Isp de 324 s. Os tanques carregam óxidos mistos de nitrogênio (MON), óxido nítrico (NO) em tetróxido de dinitrogênio / dióxido de nitrogênio (N2O4 e NO2).

O sistema tem dois tanques: um deles carrega o combustível e o outro, oxidante. Os tanques de propelente tem aproximadamente 725 quilos de hidrazina e compostos nítricos, que representam 40% da massa da espaçonave. O propelente será usado para manobras precisas que irão impulsionar a nave para seus destinos dentro do cronograma, enquanto os painéis solares – de desenho flexivel – vão recarregar as baterias que irão alimentar os instrumentos da nave espacial.

Embora quando dobrados os painéis solares tenham apenas 10 cm de espessura, uma vez expandidos, cada um tem um diâmetro de quase 7,3 metros. Além disso, os painéis solares podem suportam seu próprio peso de 77 kg cada na gravidade terrestre, portanto, um dispositivo especial de descarregamento de peso de precisão é empregado dentro da câmara para suporte adicional.

Sistema de navegação

O objetivo do sistema de navegação é determinar a trajetória da espaçonave em relação à Terra e ao alvo, e controlar a trajetória para atingir o sobrevoo desejado a fim de cumprir os objetivos científicos.

Subsistema de Medição

Durante a fase de cruzeiro, o processo de determinação da órbita usa dados de Doppler, alcance e Delta-Diferencial One-Way Range (DDOR) da Deep Space Network (DSN) para determinar a trajetória da espaçonave em relação à Terra. Os dados Doppler fornecem uma medição direta da velocidade da linha de visada em relação à antena de rastreamento DSN, com precisão de cerca de 0,1 mm / s. Os dados de alcance fornecem uma medida direta da distância da linha de visão das antenas da DSN até a nave. Não é tão preciso quanto o tipo de dados Doppler integrado, mas é usado para aumentar esses dados e fornece a constante de integração necessária para fixar a posição da espaçonave em relação à Terra.

Os encontros com os troianos exigem uma medição precisa da navegação relativa ao alvo. Usando a câmera L’LORRI, as imagens ópticas serão sequenciadas para fornecer essas informações de navegação relativas. Essas imagens “OpNav” não apenas permitem a estimativa das efemérides dos troianos, mas também fornecem informações de linha de visão cruzada para descorrelacionar o estado da espaçonave e as efemérides de destino nos dados. O OpNav desempenha um papel crucial na navegação e nas operações. A precisão de navegação necessária para atingir os objetivos da missão só é possível com a adição de dados ópticos à solução de determinação da órbita de rádio.

Navegação óptica

As imagens OpNav aumentam os dados radiométricos na aproximação medindo o deslocamento angular entre o centro do troiano contra o fundo das estrelas. Os dados radiométricos, incluindo Doppler, variação e medições DDOR, fornecem medições da espaçonave em relação à Terra, ao longo de linha de visão. O OpNav fornece medições em relação ao alvo, cuja posição só é conhecida a partir do solo e / ou medições baseadas no Hubble. Com a OpNav, a posição relativa e a interceptação prevista do plano b do alvo podem ser estimadas com mais precisão do que com variação Doppler e DDOR sozinhos. O sistema “amarra” a espaçonave ao alvo, enquanto os outros tipos de medição ligam a nave à Terra.

Espaçonave sendo encapsulada na coifa de cabeça do foguete Atlas V 401

Trajetória da espaçonave

Com lançamento previsto para 16 de outubro de 2021, a Lucy fará nove sobrevôos no total, consistindo de três assistências de gravidade da Terra -EGA -, seis encontros com asteróides e cinco manobras no espaço profundo, quatro delas bastante grandes. A trajetória de encontro L4 de Lucy é altamente elíptica, com uma excentricidade de 0,7, uma inclinação eclíptica entre 4-5 graus e um período de seis anos. Dois sobrevôos terrestres e duas manobras no espaço profundo (deep space manouver – DSMs) alterarão a trajetória para encontrar o primeiro alvo, o asteróide do cinturão principal Donaldjohanson, enquanto uma terceira DSM colocará a espaçonave em curso para o enxame de Júpiter L4. Todos os quatro encontros com troianos no enxame L4 ocorrerão em um período de 15 meses. A órbita da espaçonave está em uma ressonância aproximada de 2: 1 com a órbita de Júpiter, em um plano que gira com Júpiter.

Cronograma da missão

Um mês após o lançamento a primeira manobra espacial profunda da missão, uma relativamente pequena, de 14 m / s, que será em grande parte uma manobra de tempo para posicionar a trajetória corretamente para a primeira assistencia de gravidade da Terra (EGA-1) um ano após a decolagem. Este sobrevôo serve principalmente para aumentar o semi-eixo maior, aumentando o período para pouco mais de dois anos e proporcionando uma pequena mudança de inclinação de 0,19 graus

Quatorze meses após a EGA-1 estará a maior DSM da missão, DSM-2, a 898 m / s, que fará alterações no plano e na forma da órbita, e diminuirá ligeiramente o período para posicione a nave espacial para EGA-2. EGA-2 colocará a espaçonave em uma trajetória que cruza a do primeiro alvo, o 52246 Donaldjohanson. Donaldjohanson pertence ao cinturão principal, asteróide tipo C, nomeado após o co-descobridor do fóssil hominóide Lucy, o paleontólogo americano Donald Johanson.

Conjunto de manobras que levarão a nave aos encontros com os alvos troianos

Embora seja de interesse científico em si, a equipe usará o encontro de 20 de abril de 2025 com o Donaldjohanson como uma simulação dos encontros subsequentes dos troianos de Júpiter. Especificamente para navegação, será o primeiro teste da missão do sistema OpNav em um alvo fraco, com um diâmetro de menos de 4 km, um albedo de 0,1 e um pequeno ângulo de fase solar de 8 graus. O raio de sobrevôo de a abordagem mais próxima será de 1000 km, como para todos os alvos da missão, exceto Polymele. Donaldjohanson é o único encontro onde a nave espacial e os planos orbitais do asteróide são aproximadamente coplanares.

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Author: homemdoespacobrasil

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