Impacto cinético exitoso contra un asteroide para la defensa planetaria | Cable de alimentación Co., Ltd de Beijing

Nature volumen 616, páginas 443–447 (2023)Cite este artículo

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Aunque ningún asteroide conocido representa una amenaza para la Tierra durante al menos el próximo siglo, el catálogo de asteroides cercanos a la Tierra está incompleto en cuanto a objetos cuyos impactos producirían devastación regional1,2. Se han propuesto varios enfoques para prevenir potencialmente el impacto de un asteroide con la Tierra desviando o perturbando un asteroide1,2,3. Se identificó una prueba de tecnología de impacto cinético como la misión espacial de máxima prioridad relacionada con la mitigación de asteroides1. La misión de prueba de redirección de doble asteroide (DART) de la NASA es una prueba a gran escala de la tecnología de impacto cinético. El asteroide objetivo de la misión era Dimorphos, el miembro secundario del asteroide binario cercano a la Tierra de tipo S (65803) Didymos. Este sistema binario de asteroides fue elegido para permitir que los telescopios terrestres cuantifiquen la desviación del asteroide causada por el impacto de la nave espacial DART4. Aunque en misiones anteriores se han utilizado impactadores para investigar las propiedades de cuerpos pequeños5,6, esas misiones anteriores no tenían como objetivo desviar sus objetivos y no lograron desviaciones mensurables. Aquí informamos el impacto cinético autónomo de la nave espacial DART en Dimorphos y reconstruimos el evento del impacto, incluida la línea de tiempo que condujo al impacto, la ubicación y naturaleza del sitio de impacto de DART, y el tamaño y la forma de Dimorphos. El impacto exitoso de la nave espacial DART con Dimorphos y el cambio resultante en la órbita de Dimorphos7 demuestra que la tecnología de impactador cinético es una técnica viable para defender potencialmente la Tierra si es necesario.

La nave espacial DART se lanzó el 24 de noviembre de 2021. La nave espacial llevaba un generador de imágenes de ángulo estrecho llamado Didymos Reconnaissance and Asteroid Camera for Optical Navigation (DRACO), que se utilizaba para la navegación óptica, la orientación de terminales y la caracterización de asteroides8. DRACO detectó Didymos, el asteroide principal del sistema binario, en imágenes de navegación óptica resumidas 61 días antes del impacto. El 27 de agosto de 2022, 30 días antes del impacto, DRACO comenzó a tomar imágenes de navegación óptica de Didymos cada 5 horas, que fueron procesadas por el equipo de navegación óptica terrestre9.

El 26 de septiembre de 2022 a las 19:09:24 utc, 4 hy 5 min antes del impacto, el sistema autónomo de navegación autónoma en tiempo real con maniobras de cuerpo pequeño (SMART Nav)10 de la nave espacial10 tomó el control de la navegación de la nave espacial (Fig. 1a). SMART Nav procesó imágenes DRACO a bordo11 para identificar Didymos y, una vez resueltas, Dimorphos. Para lograr impactar con Dimorphos, la nave espacial necesitaba distinguir entre los dos asteroides y golpear el más pequeño y más tenue. Debido a la dinámica del sistema binario y la resolución espacial de DRACO, se sabía que el objetivo final de la nave espacial, Dimorphos, estaría oculto a la vista de DRACO durante la mayor parte de la fase autónoma. Por diseño, SMART Nav maniobró la nave espacial hacia Didymos hasta que Dimorphos fue detectado de manera confiable10. SMART Nav detectó Dimorphos por primera vez 73 minutos antes del impacto y 50 minutos antes del impacto, SMART Nav comenzó a maniobrar hacia Dimorphos (Fig. 1). Tal como estaba previsto, las maniobras de SMART Nav finalizaron a las 23:11:52 utc, 2,5 minutos antes del impacto, para dar tiempo a la nave a estabilizarse y minimizar la inestabilidad y las manchas en las imágenes finales. La nave espacial impactó contra Dimorphos a las 23:14:24.183 ± 0.004 utc (Métodos). Desde el inicio de la navegación autónoma hasta el impacto, la nave espacial transmitió continuamente imágenes a la Tierra, que fueron transmitidas inmediatamente al público. La imagen completa final se adquirió 1,818 s antes del impacto y tiene una escala de píxeles de 5,5 cm. La imagen final recibida en tierra fue una imagen parcial adquirida 0,855 s antes del impacto con una escala de píxeles de 2,6 cm.

a – d, Cada columna corresponde a un hito: Didymos apuntado (a), Dimorphos detectado (b), Dimorphos apuntado (c) y fin de maniobra (d). Cada fila muestra, de arriba a abajo, la imagen sin procesar de DRACO en el momento de ese hito con círculos que indican los dos asteroides detectados mediante el procesamiento a bordo e identificados por SMART Nav (círculos discontinuos amarillos, Didymos; círculos sólidos verdes, Dimorphos), un zoom -in de Didymos y un zoom-in de Dimorphos. El sistema SMART Nav utilizó información de las imágenes de DRACO para impactar con éxito a Dimorphos. En todas las imágenes, el polo norte de Dimorphos (+Z) está hacia la parte inferior izquierda. Imágenes de izquierda a derecha: dart_0401915351_36903_01_raw.fits, dart_0401925635_06853_01_raw.fits, dart_0401927052_23729_01_raw.fits y dart_0401929899_33346_01_raw.fits.

Poco se sabía sobre la forma o superficie de Dimorphos hasta que DRACO obtuvo imágenes de alta resolución. Las observaciones de radar terrestres12 llevaron a una estimación del diámetro de 150 ± 30 m. El análisis de las observaciones fotométricas telescópicas arrojó un diámetro comparable para Dimorphos, 171 ± 11 m (refs. 13, 14). Aunque DRACO tomó imágenes solo de una porción de Dimorphos y la iluminación fue limitada a 60° de fase solar, las imágenes se utilizaron para construir un modelo de forma de asteroide (Métodos). El modelo de forma reveló que Dimorphos era un esferoide achatado con un diámetro equivalente en volumen de 151 ± 5 m (Tabla 1, Fig. 2 y Datos ampliados, Fig. 1). La forma de Dimorphos es inusual en relación con otros asteroides cercanos a la Tierra visitados por naves espaciales15,16,17,18,19 y difiere de otros asteroides secundarios binarios observados hasta ahora en los que se han medido alargamientos20,21,22,23. Sin embargo, las secundarias achatadas muestran poca o ninguna amplitud de la curva de luz mensurable, lo que desvía la muestra observacional hacia secundarias alargadas. Una estimación del tamaño de Didymos a partir de imágenes DRACO (Tabla 1 y Métodos) combinada con observaciones telescópicas previas4 permite calcular un albedo geométrico visible más preciso (0,55 μm) para el sistema de 0,15 ± 0,02. Este valor está en el lado bajo, pero dentro de 1σ, del albedo geométrico medio para los asteroides de tipo S24.

a, Dimorphos con un contorno adecuadamente escalado y orientado correctamente de la nave espacial DART centrado en el lugar del impacto. Tenga en cuenta el tamaño de la nave espacial en relación con el asteroide. El autobús de la nave espacial medía aproximadamente 1,2 × 1,3 × 1,3 m, del que se extendían otras estructuras, lo que dio como resultado unas dimensiones de aproximadamente 1,8 × 1,9 × 2,6 m. La nave espacial también tenía dos grandes paneles solares de 8,5 m de largo cada uno. b, Una vista más cercana del lugar del impacto de DART que muestra el contorno del autobús de la nave espacial y los paneles solares sobre la imagen de DRACO. Tenga en cuenta las posiciones de los dos paneles solares en relación con dos grandes rocas, etiquetadas como 1 (6,5 m de largo) y 2 (6,1 m de largo). Esta subtrama proviene de una imagen tomada 2,781 s antes del impacto. c, El autobús de la nave espacial chocó entre los cantos rodados 1 y 2, mientras que los paneles solares interactuaron con estos cantos rodados. Esta subtrama proviene de una imagen tomada 1.818 s antes del impacto. La flecha en la parte inferior derecha de a indica la dirección del eje Dimorphos +Z (norte). El cuadro blanco sólido en a muestra la ubicación de la imagen en b. El cuadro blanco discontinuo en b muestra la ubicación de la imagen en c. Los paneles b y c muestran subimágenes del fotograma completo. Nombres de imágenes: dart_0401930039_14119_01_iof.fits (a), dart_0401930048_45552_01_iof.fits (b) y dart_0401930049_43695_01_iof.fits (c).

La trayectoria y el apuntamiento de la nave espacial se reconstruyeron para localizar el lugar del impacto (Métodos y Fig. 2). La nave espacial impactó contra Dimorphos a 8,84 ± 0,45° S, 264,30 ± 0,47° E, a 25 m del centro de la figura, lo que está muy cerca del escenario para maximizar la transferencia de impulso con un impacto a través del centro de la figura25. La incertidumbre de 1σ en la ubicación del lugar del impacto es de ±68 cm (Métodos), que es más pequeña que el tamaño del autobús de la nave espacial (Fig. 3). El ángulo de impacto fue de 73 ± 7 ° desde la horizontal local (Métodos y datos ampliados, Fig. 2). El lugar del impacto estaba cerca de dos grandes rocas, denominadas roca 1 (de 6,5 m de largo y en su punto más alto, aproximadamente 2,2 m por encima del terreno circundante; Datos ampliados, Fig. 3) y roca 2 (de 6,1 m de largo y en su punto más alto). de pie aproximadamente 1,6 m por encima del terreno circundante; Datos ampliados Fig. 3) en la Fig. 2b, c. La nave espacial se acercó al asteroide con sus paneles solares ligeramente inclinados hacia la superficie (Fig. 3). El borde de ataque del panel solar +Y entró en contacto con la superficie de la roca 1, y este panel solar golpeó directamente la roca 1 (Fig. 3). Casi inmediatamente después, el conjunto solar -Y rozó la roca 2, con el borde delantero del conjunto -Y haciendo contacto con la superficie cerca de la base de la roca 2 en dirección hacia abajo (Fig. 3). Finalmente, el autobús espacial chocó entre las rocas 1 y 2 (Fig. 3). Aunque los paneles solares contactaron con Dimorphos justo antes que el autobús de la nave espacial, la mayor parte de la energía de la nave fue transferida por el autobús, que representaba aproximadamente el 88% de la masa de la nave espacial en el momento del impacto.

a – c, La posición de la nave espacial inmediatamente antes del impacto del autobús de la nave espacial desde diferentes perspectivas para visualizar las interacciones tridimensionales entre la nave espacial y la superficie. a, el norte de Dimorphos está hacia la parte superior del panel. b, Dimorphos norte está a la derecha. c, Dimorphos norte está aproximadamente en la página. En todos los paneles, el panel solar −Y apunta al norte de Dimorphos. Las escalas de longitud varían en estas vistas en perspectiva; Las barras de escala que se muestran son aproximadas. Los cantos rodados 1 y 2 corresponden a los cantos rodados 1 y 2 en la Fig. 2. El título de la Fig. 2 indica las dimensiones de la nave espacial.

Las imágenes DART de Dimorphos revelaron una superficie cubierta de rocas (Fig. 2a y Datos ampliados, Figs. 4 y 5) que se asemeja a otros pequeños asteroides cercanos a la Tierra, como el tipo S (25143) Itokawa17 y los asteroides carbonosos (101955) Bennu26. y (162173) Ryugu16, sugiriendo una estructura de montón de escombros para Dimorphos. La naturaleza rica en rocas de la superficie es evidente en imágenes tan gruesas como una escala de píxeles de 2 a 3 m (Datos ampliados, figura 4). No se observan candidatos inequívocos a cráteres de impacto, lo que indica una superficie joven, aunque los cráteres pueden ser difíciles de identificar en terrenos cubiertos de rocas27,28,29,30. La apariencia de Dimorphos contrasta con las impresiones de imágenes de menor resolución de la superficie de Didymos, donde las variaciones regionales de rugosidad son evidentes (Datos ampliados, Fig. 4).

La imagen final completa de DRACO capturó un área de aproximadamente 880 m2 que rodea el lugar del impacto en una escala de píxeles de 5,5 cm. La región de impacto (Fig. 2b) exhibe un terreno en bloques que se asemeja al resto del hemisferio observado (Fig. 2a y Datos ampliados, Figs. 4 y 5). Hay evidencia de variación dentro de los cantos rodados, 'rocas sobre rocas' similares a las observaciones en Bennu31 y cantos rodados parcialmente enterrados (Datos ampliados, figura 5). Los ejes más largos de los cantos rodados contados en la imagen completa final tienen una longitud de 0,16 ma 6,5 m. La región de impacto tiene menos rocas en el rango de tamaño de 0,2 a 0,5 m de lo esperado si la distribución acumulativa siguiera una ley de potencia única, aunque la escala de píxeles de la imagen es suficiente para su identificación (Datos ampliados, figura 6). No hay evidencia de depósitos expansivos y lisos (tamaño de grano más pequeño que la escala de píxeles de la imagen) como los observados en Itokawa17. La naturaleza en bloques del lugar del impacto probablemente influyó en la formación del cráter, la eyección y el aumento del impulso, como se observa en los experimentos de impacto28,32,33,34, las simulaciones numéricas25,35 y el experimento del Small Carry-on Impactor en Hayabusa25.

DART no midió la masa de Dimorphos. En cambio, la masa de Dimorphos se estima utilizando las propiedades orbitales del sistema binario, el volumen total del sistema y la suposición de que Didymos y Dimorphos tienen densidades aparentes iguales (Métodos). Esta suposición no se puede probar rigurosamente a partir de los datos de DART, pero este enfoque conduce a una densidad aparente de Dimorphos de 2400 kg m-3 (Tabla 1) con incertidumbres difíciles de cuantificar.

Según los análisis de los espectros de reflectancia, los mejores análogos meteoríticos de Didymos son las condritas L y LL36,37. Las condritas L y LL tienen densidades de grano38 de 3.580 ± 10 kg m-3 y 3.520 ± 10 kg m-3, respectivamente. Si se supone que Dimorphos tiene la misma composición que Didymos y que estos valores de meteoritos representan la densidad de grano de Dimorphos, entonces una densidad aparente de aproximadamente 2.400 kg m-3 implica una porosidad aparente de Dimorphos del orden del 30% (con una proporción difícil de determinar). -cuantificar la incertidumbre; Métodos). Este nivel de porosidad global no es inconsistente con una estructura de pila de escombros para Dimorphos, una estructura sugerida por el carácter rico en rocas de la superficie de Dimorphos. Esta porosidad global probablemente existe como una combinación de macroporosidad entre pedazos de escombros y microporosidad dentro de pedazos de escombros individuales. Las muestras de condritas L y LL tienen porosidades de 8,0 ± 0,3% y 9,5 ± 0,6%, respectivamente38, lo que implicaría que la macroporosidad es sustancial en Dimorphos. Las estimaciones de la densidad y porosidad de Dimorphos mejorarán cuando la misión Hera de la Agencia Espacial Europea llegue al sistema Didymos a principios de 202739.

El exitoso objetivo autónomo de DART de un pequeño asteroide con conocimiento previo limitado es un logro clave en el camino hacia el avance de la tecnología de impactadores cinéticos hacia una capacidad operativa. El impacto de DART indica que una misión precursora de reconocimiento no es un requisito previo para interceptar un asteroide de menos de un kilómetro, aunque la caracterización realizada por una misión precursora proporcionaría información valiosa para optimizar, planificar y predecir el resultado con mayor certeza. La tecnología de impactador cinético para la desviación de asteroides requiere contar con suficiente tiempo de advertencia (al menos varios años, pero preferiblemente décadas) para evitar un impacto de asteroide con la Tierra1,2,3. Sin embargo, este paso exitoso para demostrar la viabilidad de la tecnología de impactadores cinéticos para la defensa planetaria genera optimismo sobre la capacidad de la humanidad para proteger la Tierra de la amenaza de un asteroide.

El tiempo del impacto se calculó a partir de las marcas de tiempo del reloj de la nave espacial insertadas en cada cuadro de telemetría de enlace descendente por la radio de la nave espacial. Se produjo un nuevo cuadro de telemetría cada 2,9853 ms con una precisión de 20 μs. Suponiendo que el impacto se produjo en el medio del cuadro, el cuadro final recibido colocó el tiempo del impacto dentro de ± medio período de cuadro: 401.930.051,59326 ± 0,00149 s de tiempo del reloj de la nave espacial. La hora del impacto del reloj de esta nave espacial se convirtió a utc. Esta conversión aumenta ligeramente la incertidumbre: 2022-26-9 23:14:24.183 ± 0.004 sutc. Esta hora es la utc del impacto en Dimorphos, no la hora en la Tierra en la que se recibió el último cuadro de telemetría. Como cada imagen de DRACO tiene una marca de tiempo con el valor del reloj de la nave espacial, el tiempo de impacto de cada imagen se puede calcular con una precisión similar.

Construimos el modelo de forma utilizando estereofotoclinometría (SPC), una técnica que se ha utilizado ampliamente para modelar las formas de cuerpos pequeños40,41,42. Antes del impacto de DART, el equipo de modelado de formas realizó pruebas para comprender las fortalezas y limitaciones del enfoque SPC teniendo en cuenta los datos esperados de DART43. Las imágenes de DART plantean un desafío para cualquier técnica de modelado de formas basada en imágenes debido a la geometría de visualización única y las condiciones de iluminación. El SPC proporciona resultados sólidos a pesar de estos desafíos43.

Datos ampliados La Fig. 7 ilustra los pasos utilizados para construir el modelo de forma Dimorphos. Primero, utilizamos imágenes DRACO para determinar las dimensiones de un elipsoide triaxial inicial. El elipsoide estaba limitado por la ubicación del miembro iluminado por el sol, la ubicación del miembro iluminado por la luz dispersada por Didymos y la posición del terminador. Juntas, las extremidades iluminadas por el sol y por Didymos revelaron la extensión completa de los ejes X y Z de Dimorphos (Datos ampliados, Fig. 8). La posición del terminador restringió la extensión del eje Y. La última imagen de DRACO que contenía todos los Dimorphos en el campo de visión se registró en el elipsoide. Otras imágenes de DRACO se registraron en esa imagen o, en el caso de las imágenes de mayor resolución del lugar del impacto, en la imagen inmediatamente anterior. Para determinar correctamente la escala del modelo de forma, utilizamos el tiempo conocido del impacto y la velocidad de la nave espacial para establecer el alcance de la nave espacial para cada imagen.

A continuación, seguimos caminos paralelos (Datos ampliados, figura 7). La primera ruta utilizó procesos SPC estándar para construir pequeños modelos digitales del terreno (llamados 'maplets') usando un programa SPC llamado lithos40,42,43. Los maplets estaban colocados en mosaicos por toda la superficie del asteroide en las áreas vistas por DRACO. Los maplets pasaron por varias iteraciones para calcular la topografía del maplet40,42,43. Después de varias iteraciones, se promedió el conjunto de maplets para crear un modelo digital global de terreno (DTM). Las áreas sin cobertura de arces se mantuvieron sin cambios. Este ciclo se repitió con maplets de distancias de muestra del suelo (GSD) cada vez más finas en las áreas cubiertas por imágenes de mayor resolución que rodean el lugar del impacto. Los maplets de escala más fina tenían un GSD de 3 cm, comparable a la escala de píxeles de la imagen DRACO parcial final. El segundo camino se centró en hacer coincidir el miembro iluminado por el sol. Construimos maplets a lo largo de la extremidad iluminada por el sol que estaban condicionados por puntos de extremidad identificados en la integración de inclinación a altura en una iteración SPC. Estos maplets se crearon con solo dos GSD debido a la resolución más gruesa de las imágenes que contenían extremidades. Una vez que se estabilizó la topografía en los maplets estándar y los maplets exclusivos de extremidades, los unimos mediante varias iteraciones de SPC y procedimos a construir el DTM global.

Las áreas cubiertas por maplets en el DTM global de Dimorphos se muestran en la Fig. 1 de datos extendidos como regiones sombreadas en gris. Los puntos azul y magenta muestran las ubicaciones de las extremidades iluminadas por el sol y por Didymos. El lado invisible del asteroide está aproximadamente centrado en la vista de 90° E. El modelo de forma tiene el volumen y las extensiones reportadas en la Tabla 1. El DTM global tiene un GSD típico de 26 cm, pero esa resolución solo es significativa en las áreas cubiertas por maplets.

También utilizamos los maplets estándar para construir un MDT del lugar del impacto. El sitio del impacto está cubierto por imágenes de la más alta resolución, por lo que el sitio del impacto puede soportar una topografía de escala más fina que el modelo global. El DTM del lugar del impacto tiene una GSD de 5 cm y se muestra en la Fig. 3.

Debido al corto período de tiempo durante el cual hemos resuelto las imágenes de Dimorphos, el polo de rotación, el primer meridiano y la velocidad de rotación de Dimorphos no se pudieron actualizar mediante SPC. En cambio, utilizamos valores derivados de observadores terrestres. En el marco ecuatorial J2000, los valores de polos utilizados para Dimorphos son14: BODY120065803_POLE_RA = (60.936309840897856, 0, 0) y BODY120065803_POLE_DEC = (−71.674565992873852, 0, 0).

El sistema de coordenadas del DTM global de Dimorphos tiene el meridiano principal apuntando hacia Didymos, de acuerdo con la convención de la Unión Astronómica Internacional: BODY120065803_PM = (64.914870949788195, 724.723943017441570, 1.0840372309 × 10−6).

Un núcleo de constantes planetarias (PCK) con estos valores está disponible en https://ssd.jpl.nasa.gov/ftp/eph/small_bodies/dart/dimorphos/archive/ llamado 'dimorphos_s501-preimp.tpc'. La documentación para archivos PCK, incluidas las unidades para los términos enumerados anteriormente, está disponible en https://naif.jpl.nasa.gov/pub/naif/toolkit_docs/FORTRAN/req/pck.html#Text%20PCK%20Kernel%20Variable% 20Nombres. El polo norte de Dimorphos está en la dirección +Z del modelo de forma pero orientado hacia el sur de la eclíptica.

Cuantificamos las incertidumbres en el DTM global de Dimorphos utilizando técnicas empleadas para estimar las incertidumbres asociadas con el DTM global de Bennu44. Estas técnicas también se utilizaron para evaluar las incertidumbres en los modelos de forma desarrollados durante las pruebas previas al impacto realizadas para DART43. Los análisis implicaron comparar imágenes de DRACO con el DTM global cuando se renderizan con la misma iluminación y geometría de visualización que la imagen. Utilizamos tres análisis descritos en las referencias anteriores. El primer método, denominado método de extremidad y terminador, utilizó umbrales de imagen para identificar la extremidad y el terminador en la imagen de DRACO y el modelo de forma renderizada. Las imágenes con umbral se restaron para revelar discrepancias entre la imagen y el modelo de forma renderizado y cualquier sesgo de tamaño en el modelo (Datos ampliados, figuras 9a-e). El segundo y tercer método se basaron en el análisis de las características de la superficie correspondientes, o puntos clave, en las imágenes y el modelo de forma renderizado, para comprender los errores en el tamaño general del modelo de forma (Datos ampliados, figuras 9f-i). En el segundo método, denominado coincidencia de puntos clave, la imagen renderizada se giró, se tradujo y se escaló para minimizar las diferencias en las ubicaciones de los puntos clave en la imagen de DRACO y el modelo de forma renderizado. El tercer método, denominado distancia de puntos clave, se basó en las distancias medidas entre todos los puntos clave en la imagen de DRACO y el modelo de forma renderizado.

Las evaluaciones de las extremidades y del terminador indicaron que el modelo es 75 cm demasiado pequeño en X, Y y Z, con una incertidumbre de las extremidades de 1,3 a 2 m. La mayor parte de la discrepancia entre las imágenes de DRACO y el modelo de forma renderizado se produjo a lo largo de la extremidad y el terminador. Esperábamos mayores incertidumbres en estas áreas debido a la cobertura limitada y la condición de iluminación única en las imágenes de DRACO. Los puntos clave indicaron que el modelo de forma de Dimorphos es 6 ± 29 cm demasiado grande y que las características del modelo tienen errores de separación de puntos de −11 ± 20 cm. Las evaluaciones de puntos clave indicaron que el modelo funcionó bien en áreas donde DRACO resolvió características superficiales detalladas, que es el área del modelo más relevante para comprender la topografía del sitio del impacto. Las comparaciones entre las longitudes de las sombras en las imágenes de DRACO y las longitudes de las sombras en las representaciones del modelo de forma indicaron que algunas alturas de rocas son demasiado pequeñas. Esta discrepancia se esperaba según las pruebas de modelado de formas realizadas para DART y es una consecuencia de la construcción del modelo de forma a partir de una única condición de iluminación y geometría de visualización43. Las longitudes de las sombras sugieren que la altura de la roca 1 en el MDT del lugar de impacto es aproximadamente un 10 % demasiado pequeña, pero la altura de la roca 2 en el MDT del lugar de impacto es correcta. Sobre la base de todos estos análisis, asumimos incertidumbres de 2 m en la extensión de Dimorphos en las direcciones X y Z.

Debido a que DRACO vio un contorno completo del asteroide (Datos ampliados, Fig. 8) y la geometría de aproximación de la nave espacial era tal que este contorno estaba principalmente en el plano X-Z, las incertidumbres de las dimensiones del modelo de forma en X y Z son inferiores al 1% ( Tabla 1). Por lo tanto, la extensión del eje Y es la mayor fuente de incertidumbre en el volumen. El trabajo futuro refinará los errores en el eje Y, pero por el momento suponemos que la incertidumbre en Y es dos veces la incertidumbre en X y Z (es decir, 4 m).

Medir el volumen de Dimorphos y estimar de manera realista las incertidumbres sobre esa cantidad es de particular interés porque afecta directamente nuestra comprensión de la masa del asteroide. En las pruebas de modelado de formas43, tomamos modelos de formas a escala de un elipsoide, Itokawa y Bennu, representamos un conjunto de imágenes DRACO simuladas a partir de los modelos de formas "verdaderos" y luego utilizamos SPC para construir modelos de formas a partir de imágenes simuladas43. Comparamos los volúmenes de los modelos construidos utilizando SPC con los volúmenes de los modelos reales43. Los errores de volumen en esas pruebas oscilaron entre −2% y +23% (ref. 43). La prueba con el menor error de volumen fue para un asteroide elipsoidal. La forma aproximadamente elipsoidal de Dimorphos vista por DRACO sugiere que el error de volumen en el DTM global de Dimorphos es probablemente del orden de varios por ciento, en lugar del 23%, en virtud de la simplicidad de la forma de longitud de onda larga de Dimorphos. Además, en las pruebas con los mayores errores de volumen, el terminador del modelo de forma (que es la restricción principal en la extensión de la forma dentro y fuera de la página) no coincidió con el terminador de las imágenes originales. En el caso de Dimorphos, el terminador coincidió muy bien entre el DTM global y el modelo de forma renderizado (Datos extendidos, Fig. 9). Dados los resultados de las pruebas de modelado de formas43, este acuerdo indicó que los errores de volumen de Dimorphos son probablemente del orden de varios por ciento. Según estas valoraciones, parece probable un error de volumen del 5%. Pero adoptamos una incertidumbre de volumen del 10% para ser conservadores. Este error de volumen es mayor que el valor implícito en las incertidumbres informadas en las extensiones X, Y y Z, pero la intención es ser conservadora.

Se construyó un modelo de forma SPC preliminar de Didymos a partir de datos de DRACO. Este modelo condujo al volumen y extensión preliminares de Didymos reportados en la Tabla 1. Las imágenes de DRACO revelaron un eje Z más pequeño y mostraron que la porción visible del eje X probablemente deba extenderse unas pocas decenas de metros en comparación con un radar derivado. modelo de forma12. Utilizamos las técnicas empleadas para estimar las incertidumbres del modelo de forma descritas en la sección 'Modelado de forma de Dimorphos' para evaluar el modelo de forma SPC preliminar de Didymos. Debido a que las extensiones X y Z completas de Didymos no se pueden medir en imágenes DRACO (a diferencia de Dimorphos), atribuimos de manera conservadora una incertidumbre de 15 m a las longitudes de todos los ejes de Didymos.

La construcción de un modelo de forma SPC produjo un conjunto de puntos de referencia de superficie que se utilizaron para determinar la ubicación (en el momento de cada imagen) de la nave espacial en relación con la superficie en el marco fijo del cuerpo Dimorphos. Este procedimiento utilizó la velocidad relativa de Didymos de la nave espacial calculada por el equipo de navegación terrestre utilizando una combinación de datos de seguimiento radiométricos (Doppler, alcance) e imágenes ópticas de Didymos. Utilizamos esta información y el modelo de forma de Dimorphos para calcular la ubicación del lugar del impacto. Las posiciones de la nave espacial DART de SPC se convirtieron al marco inercial J2000 y se corrigieron según el tiempo de luz y la aberración. La velocidad de la nave espacial se estimó ajustando una función polinómica de segundo orden a estas posiciones en función del tiempo. Este enfoque es idéntico al empleado anteriormente45 para estimar la posición de la nave espacial Hayabusa en relación con Itokawa. Utilizamos las ubicaciones de las últimas 14 imágenes completas recopiladas por DART para determinar la velocidad de la nave espacial. Estas imágenes contenían una gran cantidad de puntos de referencia debido a sus finas escalas de píxeles, que ayudan a fijar la posición de la nave espacial para cada imagen. Los residuos de ajuste (es decir, la diferencia entre el ajuste de la ubicación de la nave espacial y el determinado a partir del SPC) son <1 m (Datos ampliados, Fig. 10).

Combinamos nuestra velocidad estimada y las posiciones de las naves espaciales derivadas de SPC de las últimas cinco imágenes para determinar la ubicación del impacto. Sólo se utilizaron las últimas cinco imágenes para localizar el impacto porque el ciclo del calentador en la nave espacial introdujo tasas de error cíclico en el conocimiento de la actitud inercial. Se estimó que estas tasas eran pequeñas en el momento del impacto debido al momento del impacto en relación con el ciclo del calentador, pero alcanzaron su punto más alto aproximadamente 30 s antes del impacto. El uso solo de las últimas imágenes redujo la influencia de esta fuente de error conocida (y acumulativa). En cada una de estas cinco posiciones de la nave espacial, propagamos el vector de velocidad hasta que se cruza con la superficie del modelo de forma Dimorphos. Tomamos la media de estas posiciones como lugar de impacto. También calculamos el estado de la nave espacial a algunas alturas diferentes sobre el punto de intersección para determinar el orden en el que los paneles solares y el autobús entraron en contacto con la superficie. La propagación de cada una de las últimas cinco imágenes proporcionó el mismo punto de impacto con una precisión de 1 cm. Las incertidumbres en la ubicación del punto de impacto (reportadas en la Tabla 1) están dominadas por los residuos de los ajustes de la posición de la nave espacial obtenidos por SPC en las direcciones Y y Z (Datos ampliados, Fig. 10).

El ángulo de inclinación de la superficie con respecto al vector de velocidad de impacto define el ángulo de impacto. Debido a que el DTM del lugar del impacto resuelve la topografía en un GSD de 5 cm, el bus de la nave espacial habría interactuado con del orden de mil facetas del DTM. Por lo tanto, calculamos una inclinación media con respecto al vector de velocidad de impacto para cada faceta en el DTM del sitio de impacto. El cálculo de la inclinación media se basa en trabajos anteriores41; sin embargo, calculamos la inclinación media con respecto al vector de velocidad de impacto, v, en lugar del vector radial a una faceta determinada para determinar el ángulo de impacto.

La magnitud de la inclinación media de una faceta en el punto de impacto es el ángulo entre v y la normal promedio, nav, que es el promedio ponderado de los vectores normales de todas las facetas en la región definida por el usuario, nav = ∑(niAi) /∑Ai rodeando el punto de impacto. En este estudio, esta región tenía un radio de 1,5 m para exceder el tamaño del autobús de la nave espacial. El vector normal de cada faceta en la región de interés, ni, fue ponderado por Ai, el área de la faceta proyectada en un plano que mejor se ajusta a la región seleccionada para determinar la inclinación de la superficie. Esto produce una inclinación media de acos (nav × v/|nav||v|). El ángulo de impacto, θ, que normalmente se define en relación con la horizontal local para impactos planetarios, viene dado por θ = 90 − (inclinación media). El ángulo de impacto que se muestra en la Tabla 1 se calcula a partir de la inclinación media y θ de la faceta más cercana al punto de impacto.

Como se analizó en la sección "Identificación del lugar del impacto", la ubicación del lugar del impacto tiene una incertidumbre de ±68 cm. Para comprender el rango de inclinaciones medias que DART pudo haber encontrado dada la incertidumbre en la ubicación del impacto, consideramos la distribución de la inclinación media para todas las facetas dentro de un círculo con un radio de 68 cm centrado en el sitio del impacto (Datos ampliados, figura 2). La desviación estándar de esta distribución fue de 7° (1σ), lo que atribuimos a la incertidumbre del ángulo de impacto que DART pudo haber experimentado.

El eje más largo de cada roca en la imagen final completa de DRACO se identificó como una línea (como se hizo con el asteroide (101955) Bennu46). La longitud del eje más largo se determinó a partir de la longitud de la línea y la escala de píxeles de la imagen, asumiendo que la última imagen completa es una escena "plana". El número total de cantos rodados y guijarros identificados en la imagen final completa del sitio del impacto de DRACO es 953 y su tamaño varía (es decir, la longitud del eje más largo) desde 0,16 m (límite de resolución de la imagen, suponiendo un muestreo de ≥3 píxeles47) hasta 6,5 metros. La distribución de tamaño-frecuencia resultante se muestra en la figura 6 de datos ampliados.

En primer orden, la masa combinada del sistema, Msys, se estimó utilizando la tercera ley de Kepler.

donde a y P son el semieje mayor previo al impacto y el período de órbita, respectivamente, y G es la constante gravitacional. Descuidar las formas asféricas de Didymos y Dimorphos y sus potenciales gravitacionales asociados puede llevar a una sobreestimación de la masa del sistema en aproximadamente un 1-2% (ref. 48). Sin embargo, este error es insignificante ya que la incertidumbre en el semieje mayor de Dimorphos domina la incertidumbre en la masa del sistema. A continuación, se obtuvo la densidad aparente del sistema combinado dividiendo la masa del sistema por el volumen combinado de ambos cuerpos.

donde RA y RB son los radios equivalentes en volumen de Didymos y Dimorphos, respectivamente. Sobre la base del período de órbita previo al impacto y el semieje mayor6, y los diámetros equivalentes de volumen proporcionados en este trabajo, calculamos una densidad aparente nominal del sistema de 2400 ± 250 kg m-3 utilizando las incertidumbres citadas en la oración anterior. Sin embargo, para representar posibles incertidumbres sistemáticas adicionales, adoptamos una incertidumbre ligeramente mayor, lo que da una densidad aparente del sistema de 2400 ± 300 kg m-3.

La porosidad de Dimorphos se estimó de la siguiente manera:

En este trabajo, asumimos que la densidad aparente de Dimorphos coincide con la densidad aparente de todo el sistema. Hay tres sistemas de asteroides cercanos a la Tierra para los cuales se ha medido de forma independiente la densidad aparente del satélite: 66391 Moshup, 2000 DP107 y 2001 SN263 (dos satélites). Se midió que dos de esos satélites (Squannit y 2001 SN263 gamma) eran más densos que el primario y dos eran menos densos (2001 SN263 beta y 2000 DP107 beta)20,21,22. Para los tres sistemas, las incertidumbres de 1σ para el satélite y las densidades primarias se superponen. Además, un trabajo reciente49 estimó que el tamaño de Squannit es aproximadamente un 30% mayor que el estimado anteriormente20, lo que significa que la densidad aparente de Squannit puede concordar mejor con su densidad primaria. Teniendo en cuenta estos otros ejemplos, asumir que la densidad de Dimorphos coincide con la densidad aparente del sistema es un punto de partida razonable, aunque su densidad real podría diferir sustancialmente de este valor. Hera determinará las masas y densidades de Didymos y Dimorphos y probará la validez de esta suposición39.

Las imágenes de DRACO mostradas en este artículo, el modelo de terreno digital global de Dimorphos y el modelo de terreno digital local del sitio del impacto están disponibles en un archivo permanente asociado con este artículo en el Archivo de datos de JHU/APL (https://lib.jhuapl .edu/papers/dart-an-autonomous-kinetic-impact-into-a-near-eart/). Todas las imágenes DRACO sin procesar y calibradas, así como productos de orden superior, como modelos digitales del terreno, estarán disponibles en última instancia a través del Sistema de datos planetarios (PDS) (https://pds-smallbodies.astro.umd.edu/data_sb/missions /dart/index.shtml) para octubre de 2023.

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Agradecemos a P. Boie, R. Harvey, M. Hill, A. Johnson, C. Kim, J. Kim, D. O'Shaughnessy, N. Osiander, G. Ottman, L. Rodovskiy, M. Rodriguez, A. Smith, K. Volland y todas las demás personas que hicieron posible el impacto de DART; y a M. Bruck Syal y K. Kumamoto por sus comentarios sobre el manuscrito. Este trabajo utilizó la herramienta de mapeo de cuerpos pequeños. Este trabajo fue apoyado por la misión DART, Contrato No. 80MSFC20D0004 de la NASA. Este trabajo fue apoyado por la Agencia Espacial Italiana (ASI) dentro del proyecto LICIACube (acuerdo ASI-INAF AC n. 2019-31-HH.0). PS y PP recibieron el apoyo de la Agencia de Subvenciones de la República Checa, subvención 20-04431S. BJB fue financiado por el Programa de Científicos Participantes DART de la NASA #20-DARTPSP20-0007. SC reconoce la financiación del Programa de Becas Postdoctorales Distinguidas Crosby del Departamento de Ciencias de la Tierra, Atmosféricas y Planetarias del Instituto de Tecnología de Massachusetts. GSC fue financiado por la subvención ST/S000615/1 del Consejo de Instalaciones Científicas y Tecnológicas del Reino Unido. FF reconoce el financiamiento de la subvención Ambizione No. 193346 de la Fundación Nacional Suiza para la Ciencia (SNSF). MJ y SDR reconocen el apoyo de la Fundación Nacional Suiza para la Ciencia (número de proyecto 200021_207359) y del programa de investigación e innovación Horizonte 2020 de la Unión Europea bajo el acuerdo de subvención no. . 870377 (proyecto NEO-MAPP). TK cuenta con el apoyo del proyecto 335595 de la Academia de Finlandia y del apoyo institucional RVO 67985831 del Instituto de Geología de la Academia Checa de Ciencias. PM reconoce el apoyo financiero del programa de investigación e innovación Horizonte 2020 de la Unión Europea en virtud del acuerdo de subvención no. 870377 (proyecto NEO-MAPP), el CNRS a través de los programas interdisciplinarios MITI, CNES y ESA. NM y CQR reconocen el apoyo financiero del programa de investigación e innovación Horizonte 2020 de la Comisión Europea en virtud del acuerdo de subvención no. 870377 (proyecto NEO-MAPP) y apoyo del Centre National d'Etudes Spatiales (CNES). JO ha sido financiado mediante la subvención nº PID2021-125883NB-C22 del Ministerio de Ciencia e Innovación/Agencia Estatal de Investigación MCIN/AEI/10.13039/501100011033 y de 'FEDER Una forma de hacer Europa'. SRS reconoce el apoyo del Programa de Científicos Participantes DART de la NASA, premio no. 80NSSC22K0318. JKS agradece el apoyo del premio 80NSSC21K1014 de la NASA. JMT-R. agradece el apoyo financiero del proyecto PID2021-128062NB-I00 financiado por la española MCIN/AEI/10.13039/501100011033. PB agradece el apoyo financiero de Europlanet/Universidad de Edimburgo y la Universidad Técnica de Kenia. Parte de esta investigación se llevó a cabo en el Laboratorio de Propulsión a Chorro del Instituto de Tecnología de California, en virtud de un contrato con la Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio.

Frank E. Laipert

Dirección actual: Nabla Zero Labs, South Pasadena, CA, EE. UU.

Estos autores contribuyeron igualmente: R. Terik Daly, Carolyn M. Ernst, Olivier S. Barnouin

Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins, Laurel, MD, EE. UU.

R. Terik Daly, Carolyn M. Ernst, Olivier S. Barnouin, Nancy L. Chabot, Andrew S. Rivkin, Andrew F. Cheng, Elena Y. Adams, Elisabeth D. Abel, Amy L. Alford, Justin A. Atchison, Andrew R. Badger, Ronald-L. Ballouz, Dmitriy L. Bekker, Michelle H. Chen, George Chiu, Matthew W. Cox, Mallory E. DeCoster, Peter S. Ericksen, Raymond C. Spirit, Alan S. Faber, Zachary J. Fletcher, Dawn M. Graninger, Musad A. Haque, Patricia A. Harrington-Duff, Sarah Hefter, Philip M. Huang, Syau-Yun W. Hsieh, Stephen N. Jenkins, Mark A. Jensenius, Jeremy W. John, Timothy O. Krueger, Norberto R. (2010) López, Anna C. Martin, María E. McQuaide, Ian W. Murphy, Hari Nair, James M. Peachey, Joshua R. Ramirez, Edward L. Reynolds, Joshua E. Richman, Luis M. Rodríguez, Lew M. Roufberg, Carolyn A. Sawyer, Matthew P. Shannon, Brett N. Shapiro, Caitlin E. Shearer, Evan J. Smith, Joshua Steele, Angela M. Stickle, Emil A. Superfin, Justin R. Thomas, B. Teresa Tropf, C. Dany Waller, Daniel S. Wilson y Christine A. Wortman

Universidad de Maryland, College Park, MD, EE. UU.

Harrison F. Agrusa, Tony L. Farnham, Jessica M. Sunshine y Yun Zhang

Universidad de Arizona, Tucson, AZ, EE. UU.

Eric I. Asphaug y Michael C. Nolan

Universidad Técnica de Kenia, Nairobi, Kenia

pablo baki

Laboratorio de Propulsión a Chorro, Instituto de Tecnología de California, Pasadena, CA, EE. UU.

Julie Bellerose, Shyam Bhaskaran, Bonnie J. Buratti, Steven R. Chesley, Frank E. Laipert, Declan M. Mages, Shantanu P. Naidu, Brian P. Rush, Zahi B. Tarzi, Andrew T. Vaughan y Dianna Velez

Instituto Tecnológico de Massachusetts, Cambridge, MA, EE. UU.

Saverio Cambioni

Imperial College London, Londres, Reino Unido

Gareth Collins

Politécnico de Milán, Milán, Italia

Fabio Ferrari

Instituto de Ciencias Planetarias, Tucson, AZ, EE. UU.

Robert W. Gaskell, Eric E. Palmer, Stephen R. Schwartz y Jordan K. Steckloff

Centro de Astrobiologiá (CAB) CSIC-INTA, Torrejón de Ardoz, Spain

Isabel Herreros & Jens Ormö

Universidad de Auburn, Auburn, Alabama, EE. UU.

Masatoshi Hirabayashi

Universidad Estatal de Michigan, East Lansing, MI, EE. UU.

Seth A. Jacobson

Universidad de Berna, Berna, Suiza

Martín Jutzi & Sabina D. Raducan

Instituto de Geología de la Academia Checa de Ciencias, Praga, República Checa

Tomas Kohout

Universidad de Helsinki, Helsinki, Finlandia

Tomas Kohout

Museum für Naturkunde, Instituto Leibniz para la Evolución y las Ciencias de la Biodiversidad, Berlín, Alemania

Roberto Lutero

INAF-Observatorio Astronómico de Padua, Padua, Italia

Alice Lucchetti y Maurizio Pajola

Instituto de Investigación del Suroeste, Boulder, CO, EE. UU.

Simone Marchi

Universidad de la Costa Azul, Observatorio de la Costa Azul, CNRS, Laboratorio Lagrange, Niza, Francia

Patricio Michel

Observatorio Lowell, Flagstaff, Arizona, EE. UU.

Nicolás A. Moskovitz

ISAE-SUPAERO, Universidad de Toulouse, Toulouse, Francia

Naomi Murdoch y Colas Q. Robin

Instituto Astronómico AS CR, Ondrejov, República Checa

Petr Pravec y Petr Scheirich

Universidad Johns Hopkins, Baltimore, MD, EE. UU.

KT Ramesh

Universidad de Colorado, Boulder, CO, EE. UU.

Daniel J. Scheeres

Universidad del Norte de Arizona, Flagstaff, AZ, EE. UU.

Cristina A. Tomás

Instituto de Ciencias Espaciales, Barcelona, España

Josep M. Trigo-Rodríguez

También puedes buscar este autor en PubMed Google Scholar.

RTD, CME y OSB dirigieron conjuntamente la redacción de este artículo, la identificación del lugar del impacto y el modelado de la forma de Dimorphos. RTD es el líder de modelado de formas de Dimorphos. CME es el científico del instrumento DRACO. OSB es el líder del Grupo de Trabajo de Operaciones de Proximidad. NLC, ASR y AFC lideraron el equipo de investigación de DART, contribuyeron a la redacción y revisión de este documento y coordinaron los aportes de todo el equipo de investigación de DART. EYA contribuyó con revisiones sustanciales del manuscrito y fue el ingeniero de sistemas de la misión DART. HFA escribió partes del manuscrito y desempeñó un papel clave en el análisis e interpretación de los datos de DART. EDA, ALA, JAA, ARB, DLB, JB, SB, MHC, GC, MWC, PSE, ASF, ZJF, SH, MAH, PAH-D., PMH, SNJ, MAJ, JWJ, TOK, FEL, DMM, MEM , IWM, JRR, ELR, JER, LM Rodriguez, LM Roufberg, BPR, CAS, MPS, BNS, CES, EJS, EAS, ZBT, JRT, BTT, ATV, DV, DSW y KAW desempeñaron papeles integrales en el equipo de ingeniería para asegúrese de que DART interceptara a Dimorphos. RWG, MAJ y HN contribuyeron al esfuerzo para identificar el sitio del impacto. RWG también ayudó con el modelado de formas de Dimorphos. EEP lideró los esfuerzos para utilizar imágenes DRACO para determinar la forma de Didymos, con aportes de OSB y RWGBJB calcularon el albedo geométrico de Didymos. TLF contribuyó a la calibración de DRACO y a los esfuerzos de modelado de formas. DSW dirigió la determinación del momento del impacto y escribió esa parte de la sección de métodos. RCE, HN y CDW desarrollaron el software utilizado para procesar imágenes DRACO y modelos digitales del terreno en productos de datos. S.-YWH contribuyó a la calibración de DRACO. AL, NM, MP, SDR, CQR, AMS, DMG, MED y JMS contribuyeron a la caracterización del sitio de impacto. Conocimientos tradicionales, HFA, MCN, DJS, JMT-R. e YZ contribuyeron al cálculo e interpretación de la densidad de Dimorphos. SRC, NAM, SPN, CAT, PP y PS proporcionaron soluciones orbitales utilizadas para calcular el GM del sistema Didymos. EIA, PB, R.-LB, SC, GSC, FF, DMG, IHMH, SAJ, MJ, RL, PM, SM, MCN, JO, KTR, DJS, SRS y JKS proporcionaron comentarios que revisaron sustancialmente el manuscrito. Este trabajo utilizó la herramienta de mapeo de cuerpos pequeños (SBMT; sbmt.jhuapl.edu). RJS, JMP y NRL son los desarrolladores de software del SBMT. CME, OSB, RTD y ACM también trabajan en el equipo SBMT.

Correspondencia a R. Terik Daly.

Los autores declaran no tener conflictos de intereses.

Nature agradece a Coralie Adam y a los demás revisores anónimos por su contribución a la revisión por pares de este trabajo. Los informes de los revisores pares están disponibles.

Nota del editor Springer Nature se mantiene neutral con respecto a reclamos jurisdiccionales en mapas publicados y afiliaciones institucionales.

La estrella negra marca el lugar del impacto del DART. Los colores del MDT indican las diversas restricciones utilizadas para construir el modelo.

MDT del sitio de impacto de DART con facetas coloreadas según el ángulo de impacto con respecto a la horizontal local, promediado en una región de 3 m. El DTM se ilumina para coincidir con el rayo en las imágenes de DRACO en el momento del impacto. El círculo blanco muestra la incertidumbre en el lugar del impacto (un círculo con un radio de 68 cm). Los cantos rodados 1 y 2 corresponden a los cantos rodados 1 y 2 en la Fig. 2. (b) El mismo MDT con la imagen de DRACO dart_0401930048_45552_01_iof.fits sobre él. La imagen no cubre todo el MDT, por lo que las esquinas del panel b muestran el color de la placa del ángulo de impacto. (c) Histograma de inclinaciones dentro del círculo blanco que representa la incertidumbre en la ubicación del lugar del impacto. (d) – (g) Vistas en perspectiva del MDT del lugar del impacto con la imagen superpuesta que se muestra en (b), es decir, el MDT en el panel (b) visto de borde desde cada uno de los cuatro lados del MDT. Los cantos rodados 1 y 2 son prominentes, al igual que el pequeño nicho entre ellos en el que el autobús de la nave espacial chocó contra la superficie.

(a) Vista ampliada del DTM del sitio del impacto para centrarse en las dos rocas más grandes cerca del sitio del impacto. Las facetas en el DTM se colorean según la altura de la faceta a lo largo de una normal a un plano que se ajusta a todos los puntos en el DTM. La imagen de DRACO dart_0401930048_45552_01_iof.fits se coloca sobre el DTM con un 40 % de opacidad. El DTM se ilumina para coincidir con el relámpago en la imagen de DRACO. El círculo blanco muestra la incertidumbre en el lugar del impacto (un círculo con un radio de 68 cm). Los caminos rojo y azul muestran las ubicaciones de dos perfiles topográficos a través de (b) la roca 1 de A a A' y (c) la roca 2 de B a B'.

(a) El asteroide Dimorphos visto en una variedad de escalas de píxeles. Se pueden distinguir numerosos cantos rodados a lo largo de la superficie en imágenes de una escala de píxeles de entre 2 y 3 m. Sin el contexto de imágenes de mayor resolución, sería difícil identificar definitivamente los cantos rodados en la imagen a escala de píxeles de 4 m. Nombres de las imágenes (de izquierda a derecha): dart_0401929985_18096_01_iof.fits, dart_0401929952_31226_01_iof.fits, dart_0401929919_44355_01_iof.fits. (b) Imagen compuesta de los asteroides Dimorphos y Didymos. Dimorphos está a la izquierda; Didymos está a la derecha. Los dos asteroides y la distancia entre ellos están a escala. Esta imagen se produjo combinando dos imágenes DRACO para mostrar a Dimorphos con una resolución más alta que Didymos. A pesar de las diferentes resoluciones, las dos superficies dan una primera impresión diferente. Dimorphos tiene una superficie rica en cantos rodados con forma elipsoidal. Didymos exhibe cantos rodados pero también áreas más lisas y concavidades más grandes. Los polos norte de Dimorphos y Didymos apuntan a la parte superior de la figura.

Se indican ejemplos de grietas (flechas blancas), rocas sobre rocas (cuadrados) y una roca parcialmente enterrada. Nombre de la imagen: dart_0401930049_43695_01_iof.fits. El polo norte de Dimorphos está hacia la parte superior de la figura.

El límite de resolución de la imagen, suponiendo un muestreo de ≥3 píxeles, es ~16,5 cm, por lo que el vuelco en tamaños pequeños es real y no un sesgo de observación (Pajola et al. 2015). Aquí, un límite de muestreo conservador de 5 píxeles (27,5 cm) se indica mediante la línea discontinua azul vertical. La distribución no está bien descrita por una ley de potencia única (que se muestra aquí como una línea de puntos rojos con una pendiente de −1,65).

El proceso se basó en pruebas de modelado de formas realizadas antes del impacto.

La misma imagen de Dimorphos se estiró para optimizar (a) el miembro iluminado por el Sol y (b) el miembro iluminado por la luz reflejada por Didymos. En (b), los píxeles con I/F < 0,014 se han ampliado en un factor de 6 para permitir que las características débiles se vean junto con las características iluminadas por el sol, para una mejor comparación con (a). Juntas, las dos extremidades revelan un contorno completo del asteroide visto por DRACO. La imagen es dart_0401930039_14119_01_iof.fits.

(a) – (e) muestran los resultados de las evaluaciones del modelo de forma de extremidad/terminador. Los paneles (a) a (c) muestran un ejemplo de (a) una imagen DRACO de referencia, (b) el modelo de forma renderizado con la misma iluminación y geometría de visualización que la imagen de referencia, y (c) la diferencia entre el modelo y el imagen de referencia. (d) y (e) muestran resultados de evaluaciones de extremidades/terminadores de muchas imágenes de DRACO. (d) Suma del valor absoluto de las diferencias imagen-modelo, normalizado por el perímetro de la imagen. La mediana es la medida de incertidumbre más relevante de esta métrica porque la distribución es siempre unilateral y nunca gaussiana. (e) Las diferencias en los radios de los círculos de área equivalente para la imagen de referencia y el modelo de forma renderizado, respectivamente. El radio del círculo de área equivalente es el radio de un círculo con la misma área que el área total del terreno iluminado en el modelo renderizado o en la imagen de referencia. La media es la medida de incertidumbre más relevante de esta métrica porque la distribución debe ser simétrica. (f)–(i) muestran los resultados de las evaluaciones de puntos clave. Las líneas coloreadas en los paneles (f) y (g) conectan características que coinciden con el algoritmo en la imagen y en el modelo de forma. La mayoría de las coincidencias, aunque no todas, son razonables, por lo que se utiliza el valor medio basado en todos los puntos clave. (h) muestra una métrica derivada de las diferencias entre los puntos clave correspondientes en varias decenas de imágenes DRACO. (i) muestra un factor de escala de modelo a imagen derivado de comparar las distancias medidas entre todos los puntos clave en la imagen DRACO de referencia con las distancias medidas entre todos los puntos clave en las imágenes del modelo de forma renderizado. Las flechas en los paneles (a) y (g) indican la dirección norte de Dimorphos (+Z).

(a) Residuos de posición de la nave espacial y (b) distribuciones residuales estimadas después de ajustar las ubicaciones de la nave espacial obtenidas durante el proceso de modelado de forma SPC con un polinomio de segundo orden, todo en el marco inercial J2000 en relación con Dimorphos. Las incertidumbres atribuidas a la ubicación del sitio del impacto y reportadas en la Tabla 1 están en los ejes Y y Z.

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Reimpresiones y permisos

Daly, RT, Ernst, CM, Barnouin, OS et al. Impacto cinético exitoso contra un asteroide para la defensa planetaria. Naturaleza 616, 443–447 (2023). https://doi.org/10.1038/s41586-023-05810-5

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Recibido: 17 de noviembre de 2022

Aceptado: 08 de febrero de 2023

Publicado: 01 de marzo de 2023

Fecha de emisión: 20 de abril de 2023

DOI: https://doi.org/10.1038/s41586-023-05810-5

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