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Mars Reconnaissance Orbiter

Disciplinas relacionadas: Transportes espaciais

Informações de fundo

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Mars Reconnaissance Orbiter
Mars Reconnaissance Orbiter.jpg
Imagem conceptual que descreve a Mars Reconnaissance Orbiter em uma elíptica baixa planeta órbita em torno de Marte
Operador NASA / JPL
Grandes empreiteiros Lockheed Martin Space Systems
University of Arizona
Laboratório de Física Aplicada
Agência Espacial Italiana
Malin Space Systems Ciência,
Tipo de missão Orbiter
Satélite de Marte
Data de inserção orbital 2006-03-10 21:24:00 UTC
Órbitas 93 ° de inclinação em 15:00 tempo médio de sol-síncrona órbita ciência locais solares última primária
Data de lançamento 2005/08/12 11:43:00 UTC
Portador do foguete Atlas V-401
Local de lançamento Complexo de Lançamento Espacial 41
Estação da Força Aérea de Cabo Canaveral
Duração da missão A principal missão:> 2 anos
decorrido: 7 anos, 7 meses e 8 dias
(2703 soles)
COSPAR ID 2005-029A
Pagina Inicial http://marsprogram.jpl.nasa.gov/mro/
Massa 2.180 kg (4.800 £) alimentaram
1.031 kg (2.270 £) secos
Poder 2,000.0 W
Referências:

Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) é um polivalente nave espacial projetada para realizar reconhecimento e Exploração de Marte da órbita. Os EUA 720 milhões dólares espaçonave foi construída por Lockheed Martin sob a supervisão do Jet Propulsion Laboratory. A missão é gerida pela JPL, na California Institute of Technology, La Canada Flintridge, Califórnia, para a NASA Ciência Missão Direcção, Washington, DC Ele foi lançado 12 de agosto de 2005, e alcançou a órbita marciana em 10 de março de 2006. Em novembro de 2006, após cinco meses de aerobraking, ele entrou na sua órbita ciência final e iniciou a sua fase científica primária. Como MRO entrou em órbita ele se juntou cinco outras espaçonaves activo que eram ou em órbita ou na superfície do planeta: Mars Global Surveyor, Mars Express, Mars Odyssey, e dois Mars Exploration Rovers ; na época um recorde para a nave espacial mais operacional nas imediações de Marte.

MRO contém uma série de instrumentos científicos, tais como câmeras, espectrómetros, e de radar , que são utilizados para analisar o landforms, estratigrafia, minerais e gelo de Marte. Ela abre o caminho para futuras naves espaciais por meio do monitoramento diário de Marte condições meteorológicas e de superfície, estudando possíveis locais de pouso, e hospedagem de um novo sistema de telecomunicações. Sistema de telecomunicações da MRO vai transferir mais dados para a Terra do que todas as missões interplanetárias anteriores combinados, e MRO vai servir como um satélite de retransmissão altamente capaz para futuras missões.

Prélançamento

Diagrama de instrumentação a bordo de MRO

MRO foi uma das duas missões a ser considerada para o Mars 2003 janela de lançamento; no entanto, durante o processo de proposta a que orbita perdeu contra o que ficou conhecido como o Mars Exploration Rovers . A missão orbitador foi remarcada para lançamento em 2005, e NASA anunciou o seu nome final, Mars Reconnaissance Orbiter, em 26 de outubro de 2000.

MRO é modelado após NASA de grande sucesso Mars Global Surveyor para realizar a vigilância de Marte a partir da órbita. Especificações iniciais do satélite incluiu uma grande câmera para tirar fotos de alta resolução de Marte. A este respeito, Jim Garvin, cientista do programa de exploração de Marte para a NASA, proclamou que MRO seria um "microscópio em órbita". O satélite foi também para incluir um espectrógrafo visível-infravermelho próximo.

Em 3 de outubro de 2001, a NASA escolheu Lockheed Martin como contratante principal para a fabricação da espaçonave. Até o final de 2001 todos os instrumentos da missão foram selecionados. Não houve grandes retrocessos durante a construção da MRO, ea nave foi transferido para Centro Espacial John F. Kennedy em 1 de Maio de 2005, para prepará-lo para o lançamento.

Os objetivos da missão

Operações científicas MRO foram programadas inicialmente para durar dois anos terrestres, a partir de Novembro de 2006 a Novembro de 2008. Um dos principais objetivos da missão é mapear a paisagem marciana com suas câmeras de alta resolução, a fim de escolher os locais de aterragem para missões futuras superfície. O MRO desempenhou um papel importante na escolha do local de pouso da Phoenix Lander , que explorou o ártico marciano em Green Valley. O local inicial escolhido pelos cientistas foi fotografada com o Câmera HiRISE e encontrado para ser cheio de pedregulhos. Após análise com HiRISE eo THEMIS um novo site da Mars Odyssey foi escolhido. Mars Science Laboratory, um rover altamente manobrável, também teve o seu local de pouso inspecionados. O MRO fornecidos dados de navegação críticos durante seus desembarques e funciona como um relé de telecomunicações.

MRO está usando seu equipamento científico para estudar a bordo Clima marciano, tempo, atmosfera e geologia, e para procurar sinais de água líquida nas calotas polares e subterrâneo. Além disso, MRO está procurando os restos do anteriormente perdido Mars Polar Lander e Beagle 2 espaçonave. Depois de suas principais operações científicas são concluídas, missão prolongada da sonda é ser o sistema de comunicação e de navegação para landers e sondas rover.

Lançamento e inserção orbital

Lançamento do Atlas V levando a Mars Reconnaissance Orbiter, 11:43:00 UTC 12 de agosto de 2005
Transferir órbita da Terra para Marte. TCM-1 a TCM-4 denotam as manobras de correção de trajetória planejadas.

Em 12 de agosto de 2005, MRO foi lançada a bordo de um Atlas V-401 de foguetes a partir de Complexo de Lançamento Espacial 41 at Estação da Força Aérea em Cabo Canaveral. O Centaur etapa superior do foguete concluído as suas queimaduras durante um período de cinquenta e seis minutos e colocado em um MRO órbita de transferência interplanetária em direção a Marte.

MRO navegado através do espaço interplanetário para sete meses e meio antes de chegar a Marte. No caminho a maioria dos instrumentos científicos e experimentos foram testados e calibrados. Para garantir a correcta inserção orbital em cima de alcançar Marte, quatro manobras de correção de trajetória foram planejadas e um quinto manobra de emergência foi discutido. No entanto, apenas três manobras de correção de trajetória fosse necessário, que salvou £ 60 (27 kg) de combustível que seria utilizável durante missão prolongada de MRO.

MRO começou inserção orbital, abordando Marte em 10 de março de 2006, e passando acima de seu hemisfério sul, a uma altitude de 370-400 km (230-250 mi). Todas as seis principais motores da MRO queimado por 27 minutos para desacelerar a sonda de 2.900 a 1.900 metros por segundo (9.500 a 6.200 pés / s). O tanque de hélio pressurização era mais frio do que o esperado, o que reduziu a pressão no tanque de combustível de cerca de 21 kilopascals (3,0 psi). A pressão reduzida causou o motor de impulso para ser diminuída de 2%, mas MRO compensada automaticamente por estender o tempo de gravação por 33 segundos.

A conclusão da inserção orbital colocou a sonda em um ambiente altamente órbita polar elíptica com um período de aproximadamente 35,5 horas. Pouco tempo após a inserção, a periapsis - o ponto da órbita mais próximo de Marte - era 3.806 km (2.365 mi) do centro do planeta (426 km (265 milhas) de sua superfície). O apoapsis - o ponto mais distante da órbita de Marte - foi 47.972 km (29.808 mi) do centro do planeta (44.500 km (27.700 mi) a partir de sua superfície).

Obra de MRO aerobraking

Em 30 de março de 2006, MRO começou o processo de aerobraking, um procedimento de três passos que corta pela metade o combustível necessário para alcançar um órbita mais baixa, mais circular com um período mais curto. Em primeiro lugar, durante os seus primeiros cinco órbitas do planeta (uma semana Terra), MRO usado seus propulsores para soltar o periapsis de sua órbita em aerobraking altitude. Esta altura depende da espessura do atmosfera porque as mudanças atmosféricas marcianas densidade com as suas estações. Em segundo lugar, enquanto estiver usando seus propulsores para fazer as correções menores ao seu periapsis altitude, MRO mantido aerobraking altitude de 445 órbitas planetárias (cerca de 5 meses da Terra) para reduzir o apoapsis da órbita a 450 quilômetros (280 milhas). Isto foi feito de tal forma, de modo a aquecer a sonda não muito, mas também mergulhar o suficiente para a atmosfera para retardar a sonda para baixo. Depois do processo se completar, MRO utilizados os seus motores para mover o seu periapsis para fora da borda da atmosfera de Marte em 30 de agosto de 2006.

Em setembro de 2006 MRO disparou seus propulsores mais duas vezes para ajustar sua órbita final, quase circular de cerca de 250-316 km (160-196 mi) acima da superfície marciana. O Antenas de radar Sharad foram implantados em 16 de setembro Todos os instrumentos científicos foram testados ea maioria foi desligado antes da junção solar que ocorreu de 7 outubro - 6 novembro de 2006. Após o conjunto terminou a "fase de ciência primária" começou.

Em 17 de novembro de 2006 a NASA anunciou o teste bem sucedido do MRO como uma retransmissão de comunicações orbital. Usando o rover da NASA " Espírito ", como o ponto de origem para a transmissão, a MRO agiu como um relé de transmissão de dados para a Terra.

Eventos e descobertas

Fraturas tectônicas dentro do Candor Chasma região de Valles Marineris, Mars , reter formas cume-como o alicerce circundante corrói distância. Isso aponta para episódios passados de alteração de fluido ao longo das fracturas e revela pistas sobre fluxo e geoquímicos condições de fluido últimos abaixo da superfície.

Em 29 de setembro de 2006 ( sol 402), MRO tomou sua primeira imagem de alta resolução a partir de sua órbita ciência. Esta imagem é dito para resolver itens tão pequenos como 90 cm (3 pés) de diâmetro. Em 6 de Outubro, a NASA lançou imagens detalhadas do MRO de Cratera Victoria, juntamente com o Rover Opportunity na borda acima dele. Em novembro, os problemas começaram a surgir na operação de dois instrumentos da nave espacial MRO. Um mecanismo de stepping na Mars Climate Sounder (MCS) pulou em várias ocasiões, resultando em um campo de visão que é um pouco fora de posição. Até dezembro de operações normais do instrumento foi suspenso, embora uma estratégia de mitigação permite que o instrumento para continuar a fazer a maior parte de suas observações destinam. Além disso, um aumento do ruído e resultando ruim pixels tem sido observada em várias CCDs do Alta resolução Imaging Science Experiment (HiRISE). A operação desta câmera com um maior tempo de warm-up aliviou o problema. No entanto, a causa é desconhecida e pode retornar.

HiRISE continua a retornar imagens que permitiram descobertas a respeito da geologia de Marte. O primeiro deles é o anúncio de observações de terreno com faixas que indicam a presença ea ação do líquido de dióxido de carbono (CO 2) ou água na superfície de Marte em seu passado geológico recente. HiRISE foi capaz de fotografar a sonda Phoenix durante a sua descida de pára-quedas para Vastitas Borealis em 25 de maio de 2008 (sol 990).

O orbitador continuou a ter problemas recorrentes em 2009, incluindo quatro ajustes espontâneos, culminando em uma de quatro meses de paragem da embarcação espaço de agosto a dezembro. Enquanto os engenheiros não determinaram a causa dos recorrentes resets, eles criaram um novo software para ajudar a solucionar o problema, caso se repitam.

Em 6 de agosto de 2012 (sol 2483, o orbitador preterido Gale cratera, o local de pouso do Missão Mars Science Laboratory, durante a sua Fase EDL. Ele capturou uma imagem através da câmera HiRISE do Curiosity rover descendente com a sua backshell e pára-quedas supersônico.

Instruments

Três câmeras, dois espectrômetros e um radar estão incluídos no orbitador junto com dois "instrumentos de ciência-academia", que usam dados de subsistemas de engenharia para coletar dados científicos. Três experimentos tecnológicos irão testar e demonstrar novos equipamentos para futuras missões. Espera-se MRO vai obter cerca de 5.000 imagens por ano.

HiRISE (da câmera)

HiRISE estrutura câmera

A câmera Experiment alta resolução Imaging Science é um 0,5 m telescópio refletor, o maior já realizada em um missão no espaço profundo, e tem um resolução de 1 microradian (ìrad), ou 0,3 m de uma altitude de 300 km. Em comparação, imagens de satélite da Terra são geralmente disponível com uma resolução de 0,5 m, e imagens de satélite no Google Maps estão disponíveis para 1 m. HiRISE recolhe imagens em três faixas de cores, de 400 a 600 nm (azul esverdeado ou BG), 550-850 nm (vermelho) e de 800 a 1.000 nm ( infravermelho próximo ou NIR).

Imagem HiRISE do 'face' em Cydonia Mesa

Imagens em cores vermelhas são 20.264 pixels em toda (6 km de largura), e BG e NIR são 4048 pixels de diâmetro (1,2 km de largura). Computador de bordo da HiRISE lê estas linhas no tempo com o orbiter de velocidade de solo, e as imagens são potencialmente ilimitado de comprimento. Praticamente no entanto, o seu comprimento é limitado pelo computador do 28 Gigabit (Gb) capacidade de memória, eo tamanho nominal máxima é de 20.000 × 40.000 pixels (800 megapixels) e 4.000 × 40.000 pixels (160 megapixels) da BG e da NIR imagens. Cada imagem Gb 16.4 é comprimido a 5 Gb antes da transmissão e liberar para o público em geral sobre a HiRISE no site Formato JPEG 2000. Para facilitar o mapeamento de potenciais locais de aterragem, HiRISE pode produzir pares estéreo de imagens a partir do qual a topografia pode ser calculada com uma precisão de 0,25 m. HiRISE foi construída por Ball Aerospace & Technologies Corp.

CTX (câmera)

O Context Camera (CTX) fornece imagens em tons de cinza (500 a 800 nm) com uma pixels de resolução até cerca de 6 m. CTX é projetado para fornecer contexto mapeia para as observações alvo de HiRISE e CRISM, e também é usado ao mosaico grandes áreas de Marte, monitorar um número de locais para mudanças ao longo do tempo, e para adquirir estéreo (3D) a cobertura de regiões-chave e potencial futuros locais de aterragem. As ópticas de CTX consistem de um 350 milímetros distância focal Maksutov Cassegrain telescópio com um 5064 de pixel linha ampla gama CCD. O instrumento tira fotos 30 km (19 mi) de largura e tem memória interna suficiente para armazenar uma imagem 160 km de comprimento antes de carregá-lo para o computador principal . A câmera foi construída, e é operado pela Malin Space Science Systems. CTX mapeado 50% de Marte em fevereiro de 2010. Em 2012, ele encontrou os impactos das seis 55 libras (25 kg), massas de lastro de entrada Desembarque de Laboratório de Ciência de Marte Rover Curiosity.

MARCI (câmera)

Mars Colour Imager no lado direito

The Mars Colour Imager (MARCI) é uma grande-angular, relativamente câmera de baixa resolução, que vê a superfície de Marte em cinco visível e dois ultravioleta bandas. A cada dia, MARCI recolhe cerca de 84 imagens e produz um mapa global com resoluções de pixel de 1 a 10 km. O mapa fornece uma relatório meteorológicas de Marte, ajuda a caracterizar suas variações sazonais e anuais, e mapeia a presença de vapor de água e de ozônio em sua atmosfera. A câmara foi construída e é operada pela Malin Space Science Systems. Ele tem uma lente olho de peixe de 180 graus com sete filtros de cor ligados directamente um único sensor CCD.

CRISM (espectrómetro)

CRISM Instrument

O Espectrômetro de Imagem Compact Reconnaissance para Mars (CRISM) é um instrumento e visível infravermelho próximo ( VNIR) espectrómetro que é usado para produzir mapas detalhados da superfície mineralogia de Marte. Ela opera 370-3920 nm, mede o espectro em 544 canais (cada 6,55 nm de largura), e tem um resolução de 18 m (59 ft) a uma altitude de 300 km (190 mi). CRISM está sendo usado para identificar minerais e produtos químicos indicativos da existência passada ou presente de água na superfície de Marte. Estes materiais incluem ferro, óxidos, filossilicatos e carbonatos , que têm padrões característicos em sua energia visível ao infravermelho.

MCS (espectrómetro)

O Mars Climate Sounder (MCS) é um espectrômetro com um canal visível / infravermelho próximo (0,3-3,0 mm) e oito do infravermelho distante (12 a 50 um) canais. Estes canais foram seleccionados para medir a temperatura, a pressão, o vapor de água e o teor de poeiras. MCS observa a atmosfera no horizonte de Marte (visto de MRO), quebrando-o em fatias verticais e tomar medidas dentro de cada fatia em 5 km (3 mi) incrementa. Estas medições são montados em mapas meteorológicos diários global para mostrar as variáveis básicas de clima marciano: temperatura, pressão, umidade e densidade de pó.

SHARAD (radar)

Conceito de um artista de MRO usando SHARAD para "olhar" sob a superfície de Marte

Shallow Radar Subsurface (SHARAD) experimento de MRO é projetado para sondar a estrutura interna do Martian polar calotas de gelo. Ele também reúne informações de todo o planeta sobre camadas subterrâneas de gelo , rocha e água possivelmente líquido que pode ser acessível a partir da superfície. SHARAD usa Ondas de rádio HF entre 15 e 25 MHz, uma gama que permite resolver camadas tão finas quanto 7 m (23 pés), até uma profundidade máxima de 1 km (0,6 mi). Ela tem uma resolução horizontal de 0,3 a 3 km (0,2-1,9 mi). SHARAD é projetado para operar em conjunto com o Mars Express MARSIS, que tem menor resolução, mas penetra a uma profundidade muito maior. Ambos SHARAD e MARSIS foram feitas pelo Agência Espacial Italiana.

Instrumentos de engenharia

Além de sua equipamentos de imagem, MRO carrega uma variedade de instrumentos de engenharia. O Pacote de Investigação Gravidade campo mede as variações no campo gravitacional de Marte através de variações na velocidade da espaçonave. Mudanças de velocidade são detectadas por medição de deslocamentos de Doppler em sinais de rádio da MRO recebido na Terra. O pacote também inclui acelerômetros a bordo sensíveis utilizadas para deduzir a densidade atmosférica em situ de Marte durante aerobraking.

O Electra é uma Software UHF rádio definido projetado para se comunicar com outras espaçonaves medida que se aproximam, a terra, e operar em Marte. Além de protocolo controlado inter-nave espacial links de dados de 1 kbit / s para 2 Mbit / s, Electra também fornece recolha de dados Doppler, gravação em loop aberto e um serviço de calendário altamente precisos com base em uma 5e-13 USO. Informações Doppler para a aproximação de veículos podem ser utilizados para a segmentação descida final ou descida e aterragem trajetória recreação. Doppler informação sobre os veículos desembarcaram também permitirá aos cientistas determinar com precisão a localização superfície de landers e robôs em Marte. Os dois MER nave espacial em Marte atualmente utilizam um relé de rádio UHF geração anterior fornecendo funções semelhantes através da Odyssey orbiter Marte. O rádio Electra provou sua funcionalidade, baseando-se informações de e para a nave espacial MER, Phoenix Mars Lander e Rover Curiosity.

As imagens da câmera óptica de navegação as luas marcianas, Phobos e Deimos, contra estrelas de fundo para determinar com precisão a órbita de MRO. Embora as imagens Lua não é de missão crítica, que foi incluído como um teste de tecnologia para o futuro em órbita e pouso de espaçonaves. O Camera Optical Navigation foi testado com sucesso em fevereiro e março de 2006. Há uma proposta de pesquisa para pequenas luas, anéis de poeira, e sondas de idade com ele.

Dados Engenharia

Comparação de tamanho de MRO com antecessores

Estrutura

Os trabalhadores em Lockheed Martin Space Systems em Denver montada a estrutura nave espacial e anexado os instrumentos. Instrumentos foram construídos no Jet Propulsion Laboratory, o University of Arizona Lunar e Planetário de Laboratório em Tucson, Arizona, Johns Hopkins University Laboratório de Física Aplicada na Laurel, Maryland, a Agência Espacial Italiana, em Roma, e Science Systems Malin Espaço em San Diego. O custo total da espaçonave foi de USD 720 milhões dólares americanos.

A estrutura é feita principalmente de compósitos de carbono e placas colméia-alumínio. O titânio tanque de combustível ocupa a maior parte do volume e massa da espaçonave e fornece a maior parte da sua Integridade estrutural. Total da espaçonave massa é inferior a 2180 kg (4806 lb) com um unfueled massa seca inferior a 1031 kg (£ 2.273).

Sistemas de energia

A Mars Reconnaissance Orbiter painel solar

MRO recebe toda a sua energia elétrica a partir de dois painéis solares, cada um dos quais pode se mover de forma independente em torno de dois eixos (de cima para baixo, ou de rotação de esquerda-direita). Cada painel solar mede 5,35 × 2,53 m e tem 9,5 m 2 (102 pé 2) cobertas com 3744 células individuais fotovoltaicos. Sua alta eficiência células solares de junção tripla é capaz de converter mais de 26% da energia do sol diretamente em eletricidade e são conectados em conjunto para produzir uma potência total de 32 volts . Na Mars, cada um dos painéis produz mais de 1.000 watts de potência; em contraste, os painéis geraria 3.000 watts em uma órbita terrestre comparável por estar mais perto da Sun.

MRO tem dois baterias recarregáveis de níquel-hidrogênio utilizado para alimentar a espaçonave quando ele não está enfrentando sol. Cada bateria tem uma capacidade de armazenamento de energia de 50 amperes-hora (180 kC). A gama completa das baterias não podem ser utilizados devido às limitações de tensão sobre a sonda, mas permite que os operadores para estender a-uma vida valiosa capacidade da bateria, uma vez que a drenagem da bateria é uma das causas mais comuns de falha do satélite a longo prazo. Planners antecipar que apenas 40% das capacidades das baterias será necessário durante a vida útil do veículo espacial.

Sistemas eletrônicos

Computador principal de MRO é um 133 MHz, 10.400.000 transístor, 32 bits, Processador RAD750. Este processador é um versão de radiações de um PowerPC 750 ou Processador G3 com um especialmente construído placa-mãe. O RAD750 é um sucessor para o RAD6000. Este processador pode parecer fraca potência em comparação com um moderno computador processador, mas é extremamente fiável, resiliente, e pode funcionar em explosão solar-devastado espaço profundo. O software do sistema operacional é VxWorks e tem extensos protocolos de proteção e monitoramento de falhas.

Os dados são armazenados em uma 160 Gb (20 Módulo GB) de memória flash que consiste em mais de 700 chips de memória, cada um com 256 Capacidade Mbit. Esta capacidade de memória não é realmente tão grande considerando a quantidade de dados a serem adquiridas; por exemplo, uma única imagem a partir da câmara HiRISE pode ser tão grande como 28 Gb.

Determinação de atitude

A fim de determinar a órbita da nave espacial e facilitar manobras, dezesseis sensores solares - oito primárias e oito backups - são colocados em torno da espaçonave para calibrar direção solar em relação à estrutura do veículo orbital. Dois rastreadores de estrelas, câmeras digitais usadas para mapear a posição de catalogados estrelas , fornecer NASA com completo, conhecimento de três eixos de orientação e atitude da nave espacial. A principal e de backup Unidade miniatura Inertial Measurement (mimu), fornecida por Honeywell, mede alterações da atitude do veículo espacial, bem como quaisquer alterações não gravitacionalmente induzidas a sua velocidade linear. Cada mimu é uma combinação de três acelerômetros e três anéis laser- giroscópios. Estes sistemas são extremamente importantes para MRO, como deve ser capaz de apontar sua câmera para uma precisão muito elevada, a fim de tirar as fotos de alta qualidade que a missão requer. Ele também foi projetado especificamente para minimizar quaisquer vibrações na nave espacial, de modo a permitir que os seus instrumentos para captar imagens sem distorções causadas por vibrações.

Sistema de telecomunicações

MRO Instalação antena de alto ganho

A Telecom Subsystem em MRO é o melhor sistema de comunicação digital enviado para o espaço profundo até agora e pela primeira vez usando a capacidade aproximando turbo-códigos. É constituída por uma muito grande (três metros) da antena, que é usado para transmitir dados através da Deep Space Network via Freqüências de X-band em 8 GHz, e que demonstra a utilização do K uma banda a 32 GHz para maiores taxas de dados. Velocidade máxima de transmissão de Marte é projetada para ser tão alto quanto 6 Mbit / s, uma taxa dez vezes maior do que orbiters anteriores de Marte. A nave espacial transporta dois X-band 100 watts amplificadores (um dos quais é uma cópia de segurança), um 35-watt K um amplificador -band, e dois Pequenas Transponders Deep Space (SDSTs).

Duas antenas de baixo ganho menores também estão presentes para a comunicação de taxa mais baixa durante emergências e eventos especiais, tais como o lançamento e da inserção da órbita de Marte. Estas antenas não têm pratos com foco e pode transmitir e receber em qualquer direção. Eles são um sistema de cópia de segurança importante para garantir que MRO pode ser sempre atingido, mesmo se a sua antena principal é apontado para longe da terra.

O K um subsistema -band foi utilizado para fins de demonstração. Devido à falta de espectro a 8,41 GHz X-band, missões no espaço profundo de alta taxa futuras usará 32 GHz K um -band. Deep Space Network (DSN) implementou um K -band recebendo recursos em todos os seus três complexos (Goldstone, Canberra e Madrid) ao longo de seus 34 m de raio-guia de ondas (BWG) sub-rede da antena. Durante a fase de cruzeiro, nave espacial K a telemetria -band foi monitorado por 36 vezes estas antenas que comprovem a funcionalidade em todas as antenas. K a testes -band também foram planejadas durante a fase de ciência, mas durante aerobraking um switch falhou, limitando a X-band antena de alto ganho de um único amplificador. Se este amplificador falhar todas as comunicações X-band de alta velocidade será perdida. O Ka da ligação descendente é a cópia de segurança que resta para esta funcionalidade, e uma vez que a capacidade de um K -band de um dos transponders SDST já falhou, (e o outro pode ter o mesmo problema) JPL decidiu interromper todo um K -band manifestações e mantenha a capacidade restante em reserva.

Propulsão e atitude de controle

Gráfico de comparação de dados

A nave espacial usa um 1175 L (310 US gal) tanque de combustível cheio com 1187 kg (2.617 £) de hidrazina monopropelente. Pressão de combustível é regulada pela adição de gás hélio pressurizado a partir de um tanque externo. Setenta por cento do combustível foi utilizado para a inserção orbital.

MRO tem vinte propulsores do motor foguete a bordo. Seis grandes propulsores cada produzir 170 N (38 lbf) de empuxo para um total de 1.020 N (230 lbf) destinado principalmente para a inserção orbital. Estes propulsores foram originalmente concebidos para o Mars Surveyor 2001 Lander. Seis propulsores médias cada produzir 22 N (5 lbf) de empuxo para manobras de correção de trajetória e controle de atitude durante a inserção em órbita. Finalmente, oito pequenos propulsores cada produzir 0,9 N (0,2 lbf) de empuxo para controle de atitude durante as operações normais.

Quatro rodas de reação também são usados para controle de atitude preciso durante atividades que exigem uma plataforma altamente estável, tais como imagens de alta resolução, em que até mesmo pequenos movimentos podem causar a desfocagem da imagem. Cada roda é utilizado para um eixo de movimento. A quarta (enviesada) roda é um backup no caso de um dos outros três rodas falhar. Cada roda pesa 10 kg (22 lb) e pode ser fiado tão rápido quanto 100 Hz ou de 6000 rpm.

Descobertas e fotografias

Gelo de água na camada de gelo medidos

Os resultados publicados em 2009, de medidas de radar da calota de gelo polar norte determinou que o volume de gelo de água na tampa é 821.000 quilômetros cúbicos (197 mil milhas cúbicos), o equivalente a 30% do gelo da Groenlândia da Terra.

Gelo exposta em novas crateras

Gelo de água escavado por uma cratera de impacto que se formou entre janeiro e setembro de 2008. O gelo foi identificado espectroscopicamente usando CRISM.

Um artigo na revista Science, em setembro de 2009, relatou que algumas novas crateras em Marte escavaram gelo de água relativamente pura. Depois de ser exposto, o gelo desvanece-se gradualmente, uma vez que sublima distância. Estas novas crateras foram encontradas e datadas pela câmera CTX, ea identificação do gelo foi confirmado com a Compact Imaging Spectrometer (CRISM) a bordo da Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). O gelo foi encontrado em um total de cinco locais. Três dos locais estão na Cebrenia quadrilátero. Esses locais são 55.57 ° N 150,62 ° E / 55,57; 150,62; 43.28 ° N 176,9 ° E / 43,28; 176,9; e 45 ° N 164,5 ° E / 45; 164,5. Dois outros estão em Diacria quadrilátero: 46,7 ° N 176,8 ° E / 46,7; 176,8 e 46.33 ° N 176,9 ° E / 46.33; 176,9.

Gelo em lobate detritos aventais

Avental Debris lobate em Phlegra Montes, Cebrenia quadrilátero. O avental detritos é, provavelmente, principalmente gelo com uma fina camada de detritos de rocha, assim que poderia ser uma fonte de água para os futuros colonos marcianos. Barra de escala é de 500 metros de comprimento.

Resultados de radar da SHARAD sugeriu que as características denominado Debris lobate Avental (ADLs) contêm grandes quantidades de gelo de água. De interesse a partir dos dias da Viking Orbiters, estes são LDA aventais de material circundante falésias. Eles têm uma topografia convexa e um declive suave; isso sugere fluxo longe do penhasco íngreme fonte. Além disso, lobate detritos aventais pode mostrar lineations de superfície, assim como as geleiras rochosas na Terra. SHARAD forneceu fortes evidências de que as ADLs em Hellas Planitia são geleiras que são cobertas com uma fina camada de detritos (ou seja, rochas e poeira); uma forte reflexão a partir do topo e da base do ADLs foi observada, sugerindo que a água pura de gelo torna-se a maior parte da formação (entre as duas reflexões). Com base nas experiências da sonda Phoenix e os estudos do Mars Odyssey da órbita, gelo de água é conhecida a existir apenas sob a superfície de Marte em latitudes elevadas () longe norte e sul.

Depósitos de cloreto

Depósitos de cloreto em Terra Sirenum.

Usando dados do topógrafo Mars Global, Mars Odyssey e Mars Reconnaissance Orbiter o, os cientistas encontraram depósitos generalizados de minerais de cloreto. As evidências sugerem que os depósitos foram formados a partir da evaporação de águas minerais enriquecidos. A pesquisa sugere que os lagos podem ter sido espalhados em grandes áreas da superfície marciana. Normalmente cloretos são os últimos minerais para sair da solução. Carbonatos, sulfatos e sílica deve precipitar na frente deles. Sulfatos e sílica ter sido encontrado pelos Mars Rovers sobre a superfície. Locais com minerais de cloreto de maio já ocupou várias formas de vida. Além disso, nessas áreas poderão preservar os vestígios de vida antiga.

Outros minerais aquosos

Em 2009, um grupo de cientistas da equipe CRISM informou em 9 a 10 diferentes classes de minerais formados na presença de água. Diferentes tipos de argilas (também chamados filosilicatos) foram encontrados em muitos locais. Os physilicates identificadas incluíram smectite alumínio smectite, ferro / magnésio, caulinita, prehnite, e clorito. Rochas contendo carbonato foram encontrados ao redor do Isidis bacia. Carbonatos pertencem a uma classe em que a vida poderia ter se desenvolvido. ?reas em torno Valles Marineris foram encontrados para conter hidratada sílica e sulfatos hidratados. Os investigadores identificaram sulfatos hidratados e minerais em férricos Terra Meridiani e em Valles Marineris. Outros minerais encontrados em Marte foram jarosite, alunite, hematite, opala, e gesso . Duas a cinco das classes minerais foram formados com o direito pH e água suficiente para permitir que a vida de crescer.

Avalanches

Os Mars Reconnaissance Orbiter da CTX e da HiRISE câmeras fotografaram uma série de avalanches fora da escarpas da calota polar do norte como eles estavam ocorrendo.

Outras sondas

Fluir água salgada

Em 4 de agosto de 2011 (sol 2125), a Nasa anunciou que MRO detectado o que parece ser fluir água salgada na superfície ou no subsolo de Marte.

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