Kompendium wiedzy o sondzie Dawn

[Scorus]

Cel misji - planetoida 4 Westa
Pierwszy z celów misji Dawn - planetoida 4 Westa została odkryta przez niemieckiego astronoma Heinricha Wilhelma Olbersa 29 marca 1807r. Ma kształt elipsoidy o wymiarach 578 x 560 x458 km. Okres rotacji to 5.342 godziny. Jej masa wynosi 2.67 +/- 0.02 x 10^20 kg. Średnia gęstość to 3.42 g/cm^3. Jest to drugi co wielkości obiekt pasa planetoid, stanowiący około 9% jego zbiorczej masy.

Z planetoidy tej pochodzi specyficzna klasa meteorytów określanych jako HED (akronim od nazw 3 rodzajów skał tworzących tą grupę - howadrytów, eukrytów i diogenitów). Jest to największa klasa achondrytów - do tej pory zebrano ich około 100. Meteoryty te charakteryzuje unikalny stosunek izotopów tlenu. Eukryty są bogatymi w żelazo gabro i bazaltami zbudowanymi głównie z piegonitów i plagioklazów wapniowych. Diogenity są ortopiroksenitami, czasami z małymi zawartościami oliwinów. Howandryty są brekcjami złożonymi z fragmentów eukrytów i diogenitów.

Pochodzenie materiału HED z Westy jest bardzo prawdopodobne, ponieważ ma on bardzo podobne do niej cechy spektralne. Ponadto do tej pory zidentyfikowano tylko jedną inną planetoidę bazaltową nie związaną z Westą - 1459 Magnya. Ze względu na parametry jej orbity dotarcie meteorytu wybitego z jej powierzchni na Ziemię jest mało prawdopodobne. Po odkryciu małych planetoid najprawdopodobniej wyrzuconych z Westy (rodzina Westy, westoidy) hipoteza pochodzenia HED z Westy została szeroko zaakceptowana. Spektrogramy westoidów są podobne do spektrogramów do eukrytów i howardytów, chociaż istnieją między nimi subtelne różnice. Planetoidy te mogły powstać podczas zderzenia które wytworzyło wielki krater na biegnie południowym Westy. Spowodowało ono wyrzucenie około 1% jej materii.

Badania izotopowe meteorytów HED wskazują, że Westa uformowała się w krótkim czasie, tylko ok. 5 - 15 milionów lat. Podobne badania wskazują, że Mars formował się przez 30 milionów, a Ziemia - 50 milionów lat. Wczesne przerwanie procesu wzrostu planetoid głównego pasa było prawdopodobnie spowodowane grawitacyjnym oddziaływaniem Jowisza, wymiatającym materię.

Westa jest prawdopodobnie pozbawiona minerałów uwodnionych. Jej powierzchnię pokrywają skały bazaltowe. Różnice spektralne zaobserwowane na obszarze krateru pokrywającego półkulę południową wskazują na występowanie stratygrafii kompozycyjnej. Objawia się ona odsłonięciem płaszcza i/lub wewnętrznej skorupy bogatej w oliwiny, oraz nienaruszoną przez impakt powierzchnią pokrytą pokrywami lawowymi. Naziemne obserwacje spektrometryczne wykazały, że różne jej obszary różnią się absorpcją. Piroksyny bogate w magnez i ubogie w wapń występują na półkuli zachodniej, a piroksyny bogate w żelazo i wapń - na półkuli zachodniej. Różnice te są interpretowane jako odsłonięcia warstw głębinowych na półkuli wschodniej oraz strumienie lawowe na półkuli zachodniej. Niejasne jest, czy powierzchnia została uformowana przez seryjny wulkanizm, czy wywodzi się  z oceanu magmy, podobnie jak wyżyny na Księżycu.

Badania długości wystawienia meteorytów HED na promenowanie kosmiczne i słoneczne wskazują, że Westa w ciągu ostatnich 50 milionów lat doświadczyła co najmniej 5 zderzeń wyrzucających durzą ilość materii. Badania meteorytów HED umożliwiły także ogólne określenie ewolucji cieplnej Westy.

[Scorus]

Cel misji - planeta karłowata 1 Ceres
Drugi cel misji Dawn - planeta karłowata 1 Ceres została odkryta przez Giuseppe Piazziego 1 stycznia 1801r. Jest obiektem o kształcie w przybliżeniu sferycznym. Promień równikowy wynosi 487.3 +/- 1.8 km a biegunowy - 454.7 +/- 1.6 km. Masa Ceres wynosi 9.43 +/- 0.07 x 10^20 kg. Średnia gęstość to 2.077 x 0.036 g/cm^3. Jest to największy obiekt w pasie planetoid, zawiera około 23% jego masy.

Z Ceres nie są znane żadne meteoryty. Ich brak może oznaczać, że powierzchnia tego ciała jest pokryta materiałem, który nie jest w stanie wytrzymać przejścia przez atmosferę Ziemi, lub nie utrzymuje się podczas kraterowania wyrzucającego meteoryty z powierzchni. Możliwe też, że dynamika zderzeń była niekorzystna i nie przyczyniła się do wybicia z jej powierzchni znacznych ilości materii. Możliwe jednak, że badania spektrometryczne światła odbitego od powierzchni tego obiektu nie pozwoliły na wiarygodne określenie jej składu. Jest prawdopodobne, że w trakcie ewolucji cieplnej Ceres zaszła znaczna przebudowa chondrytowej materii powierzchniowej. Mogło dojść do powstania minerałów zawierających uwodnione sole. Spowodowałoby to wykształcenie albedo wyższego niż dla typowych chondrytów węglistych i uniemożliwiło poprawne zidentyfikowanie meteorytów pochodzących z tego obiektu. Jedyną możliwością określenia, czy meteoryty z Ceres znajdują się w zbiorach oraz zbadania ewolucji tej planety karłowatej jest bezpośrednie wykonanie badań spektrometrycznych ścian kraterów na jej powierzchni. Meteoryty dotaczają ponadto niekompletnego obrazu składu i ewolucji ich macierzystych obiektów.

Powierzchnia Ceres powinna być bardzo słabo przeobrażona przez siły wewnętrzna i silnie kraterowanie. Powinny się na niej znajdować minerały uwodnione. Ceres powinna także posiadać bardzo rozrzedzoną atmosferę.  Jej gęstość jest podobna do gęstości księżyców Jowisza - Ganimedesa i Kallisto. Wydaje się więc, że  zawiera dużą ilość wody, oraz jest znacznie mniej przeobrażona niż Westa i Europa. Skład powierzchni może być podobny (ale nie zupełnie) do chondrytów węglistych, co sugeruje płaskie spektrum i bardzo prawdopodobna obecność wody. Planetoida ta ma jednak wyraźnie wyższe albedo. Obserwacje radarowe pokazały, że w zakresie fal decymetrowych powierzchnia jest bardziej jednorodna niż w przypadku Księżyca. Jest jednak dużo bardziej nieregularna w zakresie wyższych długości fal. Bierne obserwacje mikrofalowe wykazały, że powierzchnia jest pokryta warstwą materiału przypominającego suche krzemiany pakietowe o grubości co najmniej 3 cm. Spektrum odbiciowe dysku Ceres jest stosunkowo płaskie i nie zawiera wyraźny cech. Występuje w nim jednak linia absorpcyjna 3 μm. Zwykle jest ona interpretowana jako sygnatura minerałów uwodnionych. Linia ta może być także sygnaturą gliny amoniakalnej, prawdopodobnie saponitu amoniakalnego albo montmorillonitu amoniakalnego. Wskazywałoby to, że minerały powierzchniowe formowały się w temperaturze poniżej 400 K. Istnieją także dowody na ucieczkę OCH z północnego brzegu jej tarczy. Może to wskazywać na obecność czapy polarnej. Możliwe, że jest ona uzupełniana zimą przez substancje wydostające się z warstw podpowierzchniowych, a następnie zanika w lecie. Niektóre modele tego typu wskazują ponadto, że pod powierzchnią Ceres, na głębokości 10 - 100 km nawet dzisiaj mogą znajdować się lody wodne, a nawet warstwy ciekłej wody

Ceres jest słabo poznanym i być może unikalnym obiektem w Układzie Słonecznym. Możliwe, że z planetozymali tego typu uformowały się planety typu ziemskiego.