Curiosity Rover

Curiosity Rover
Inne nazwy	Curiosity
Zaangażowani	NASA
Indeks COSPAR	2011-070A
Rakieta nośna	Atlas V 541
Miejsce startu	Cape Canaveral Air Force Station, Stany Zjednoczone
Cel misji	badania geologiczne, ocena możliwości istnienia życia
Cel misji	Mars
Orbita (docelowa, początkowa)
Czas trwania
Początek misji	26 listopada 2011 (15:02 UTC)
Data lądowania	6 sierpnia 2012 (05:17:57 UTC)
Wymiary
Wymiary	4,5 m średnicy, 3 m wys. łazik Curiosity: 3,0 m dług., 2,8 m szer., 2,1 m wys.
Masa całkowita	3893 kg łazik Curiosity: 899 kg
Masa aparatury naukowej	75 kg
Multimedia w Wikimedia Commons

Curiosity Rover – zautomatyzowane i autonomiczne laboratorium naukowo-badawcze wysłane na Marsa, w ramach programu badawczego Mars Science Laboratory (MSL) w celu oceny możliwości występowania potencjalnych warunków do życia w przeszłości, zbadania możliwości utrzymania się życia organicznego na Marsie, wykonania pomiarów meteorologicznych, poszukiwania pierwiastków biogennych, badania stopnia wilgotności gleby oraz poszukiwanie wody i związków mineralnych z nią związanych, przeprowadzenia pomiarów widma wysokoenergetycznego promieniowania naturalnego, zbadania składu skał i gleby oraz określenia charakterystyki możliwych cyklów hydrologicznych na badanej planecie.

Curiosity jest sześciokołowym pojazdem (łazikiem) z zamontowanym oprzyrządowaniem badawczym, ramieniem robotycznym, systemami nawigacyjnymi i komunikacyjnymi, awioniką, oprogramowaniem i autonomicznym źródłem zasilania – radioizotopowym generatorem termoelektrycznym.
Nazwę Curiosity wymyśliła w 2009 roku 12-letnia Clara Ma z miasta Lenexa w stanie Kansas. Jej propozycja okazała się najlepsza z ponad 9 tysięcy zgłoszeń z całych Stanów Zjednoczonych.
Polskim wkładem w Curiosity Rover są niechłodzone detektory na podczerwień MCT. Zostały wybrane i zastosowane w przestrajalnym spektrometrze laserowym zaprojektowanym do zbierania informacji o środowisku panującym na Marsie podczas misji Mars Science Laboratory. Detektory zostały opracowane przez firmę VIGO System S.A. z Ożarowa Mazowieckiego.

Jak poinformowała NASA, 22 września 2012 roku Curiosity Rover zbadał pierwszy kamień. Skałę wielkości piłki futbolowej badano od 46 do 48 dnia misji. Pierwszy okaz, który został wytypowany, aby przetestować systemy pomiarowe, nosi nazwę N 165. Został poddany działaniu lasera. Rozproszony materiał skalny, który wzbił się w powietrze, posłużył do zbadania składu mineralnego. Po dokonaniu badań łazik wyruszył w dalszą drogę, pokonując 42 metry, co jest najdłuższym dystansem od początku misji. Obszar, w którego stronę zwrócił się łazik, nosi nazwę Glenelg. Dla naukowców jest on interesujący, ponieważ łączą się tam trzy różne typy terenu charakterystyczne dla marsjańskiego krajobrazu.

Miejsce lądowania

Miejscem lądowania misji, wybranym przez naukowców zaproszonych przez NASA, był krater Gale leżący na południe od równika. Zdjęcia satelitarne jego okolic ujawniły ślady wcześniejszego występowania ciekłej wody. Krater Gale jako miejsce lądowania można było wybrać dopiero podczas tej misji, bowiem jej konstrukcja umożliwiła określenie miejsca lądowania z czterokrotnie lepszą dokładnością. Dzięki temu uniknięto ryzyka lądowania w trudnym terenie w otoczeniu krateru. Sonda wylądowała w odległości około 6 km od góry Aeolis Mons i 2 km na północny wschód od celu, w miejscu, które przyjęło nazwę Bradbury Landing. Wybrany krater Gale ma 154 km średnicy i jest położony na wschodniej półkuli Marsa. W środku krateru znajduje się stromy szczyt, którego warstwowa struktura jest kopalnią informacji o historii Marsa. W pobliżu znajdują się ujścia dwóch kanałów zawierających osady naniesione w przeszłości przez wodę. Przez te kanały można będzie zbadać głębsze warstwy góry. Nazwa krateru pochodzi od nazwiska znanego amatora astronomii, Waltera Gale'a(1865-1945). Pierwszy dzień misji, podczas którego nastąpiło lądowanie nazwano Sol 0. Przez pierwsze dni specjaliści sprawdzali systemy zasilania i łączności. Curiosity zainstalował nową, lądową wersję oprogramowania, zmierzył nachylenie do poziomu (wylądował na niemal płaskim podłożu), trochę się odkurzył i wyciągnął wszystkie bezpiecznie schowane instrumenty.

Według naukowców krater Gale, jako krater uderzeniowy został uformowany 3.8 do 3.5 miliarda lat temu.

Miejsce lądowania łazika Curiosity i przyległa okolica sfilmowana z pokładu MRO 14 sierpnia 2012 r.

Zawieszenie rocker-bogie

Drążek różnicowy łazika Curiosity

Zawieszenie typu rocker-bogie podczas montażu

Zawieszenie typu rocker-bogie

Zawieszenie typu rocker-bogie na marsjańskim gruncie

System jezdny łazika Curiosity jest powiększoną wersją trzech wcześniejszych łazików marsjańskich: Sojourner, Spirit i Opportunity. Istotną zmianą zastosowaną w łaziku Curiosity jest zastąpienie mechanizmu różnicowego drążkiem różnicowym. Natomiast, tak jak w poprzednich marsjańskich łazikach, każde z sześciu kół ma niezależny napęd. Koła przednie i tylne mają siłowniki sterowania, umożliwiające obrót łazika w miejscu, jak i jazdę po łuku. Zawieszenie łazika jest zawieszeniem typu rocker-bogie. Lewe i prawe koła łazika połączone przez drążek różnicowy, pozostają w kontakcie z podłożem, nawet wtedy, gdy jedno z kół pokonuje głaz wielkości koła. Po każdej stronie, wózek (bogie) łączy koła środkowe z kołami tylnymi. W części środkowej wózka znajduje się połączenie ruchowe w płaszczyźnie pionowej (przegub z jednym stopniem swobody), do którego podłączony jest jeden z końców elementu rocker, łączącego wózek z kołem przednim i w części środkowej rockera, poprzez oś stałą z kadłubem łazika.

Na podwoziu zawieszony jest kadłub łazika. Dwa punkty zawieszenia kadłuba, będące osiami stałymi stanowią połączenia ruchowe poprzez łożyska wpasowane w rockery. Wychylenie jednego rockera w płaszczyźnie pionowej pod pewnym kątem, zgodnie z ideą działania drążka różnicowego, powoduje wychylenie rockera po przeciwnej stronie, o taki sam kąt, ale przeciwnie skierowany. Właściwość ta powoduje, że rockery nie mogą wykonywać równoległych przemieszczeń względem kadłuba łazika, i co za tym idzie, łazik nie może obrócić się w płaszczyźnie pionowej tak, aby oprzeć się tyłem lub przodem na marsjańskim gruncie, mimo że pozornie jest zawieszony na dwóch osiach.

Przez pokład łazika Curiosity przechodzi drążek różnicowy umocowany w środkowej jego części, poprzez oś stałą, do kadłuba łazika. Dwa końce drążka różnicowego są połączone z dwoma rockerami poprzez dwa krótkie przeguby. W zawieszeniu rocker-bogie nie ma sprężyn. Brak sprężyn sprawia, że nacisk wszystkich kół na podłoże jest prawie taki sam, co jest istotne podczas przemieszczania się po piasku. Zmiana położenia wózka (bogie) lub koła przedniego spowodowana nierównościami terenu, dzięki zawieszeniu rocker-bogie i mechanizmowi różnicowemu, powoduje korzystne zmiany położeń pozostałych kół.

Jeżeli umieścimy model łazika Curiosity na podwyższeniu, tak aby koła wisiały w powietrzu i podniesiemy lewe przednie koło do góry o pewną wartość, to prawe przednie koło automatycznie obniży się o taką samą wartość. Jeżeli prawe przednie koło podniesiemy do góry o pewną wartość, to lewe przednie koło obniży się o tę samą wartość. Natomiast jeżeli spróbujemy podnieść dwa przednie koła, to wspomniane koła nie przemieszczą się względem kadłuba, a skierowana w tym celu energia spowoduje podniesienie do góry całego łazika.

Łazik posiada koła aluminiowe, o średnicy 50 cm. Zakrzywione szprychy tytanowe dają sprężyste wsparcie. Napędy siłowników, silników elektrycznych i skrzynia biegów - są nastawione na moment obrotowy, a nie prędkość. Łazik na płaskim twardym podłożu osiąga prędkość 4 cm na sekundę. Łazik został zaprojektowany i zbudowany tak, aby mógł przejechać więcej niż 20 km podczas zasadniczej misji. System zawieszenia łazika służył jako system lądowania, bezpośrednio pochłaniając siły uderzenia łazika o podłoże. System może być również wykorzystany do kopania pod powierzchnią, obracając jedno skrajne koło, zachowując pozostałe pięć kół nieruchome.

Kamery

Na maszcie łazika zamontowanych jest siedem kamer:

1. Teleskopowa kamera Makro ang. microimager (element urządzenia ChemCam)
2. Cztery czarno-białe kamery nawigacyjne (Navcam) (dwie z lewej, dwie z prawej strony)
3. Dwie kolorowe kamery masztowe z matrycami o wielkości 2 Megapikseli

Na podwoziu łazika jest zamontowanych 8 kamer dostarczających czarno-biały obraz o niskiej rozdzielczości, szczególnie zabezpieczonych przed uderzeniami odłamkami skał ang. Hazard-Avoidance Cameras (HazCams), z matrycami o wielkości 1 Megapiksela. Z przodu łazika znajdują się dwie lewe kamery i dwie prawe, podobnie z tyłu. Kamery Hazcams posiadają szerokokątne obiektywy typu rybie oko, podczas lądowania obiektywy były zasłonięte przez przezroczyste pokrywki. 8 kamer Hazcams i 4 kamery nawigacyjne Navcams wchodzą w skład zestawu 12 kamer technicznych będących źródłem przestrzennego obrazu tworzącego stereoskopowe oczy marsjańskiego laboratorium. Połowa kamer technicznych to kamery zapasowe. Na podstawie obrazów otrzymanych z kamer Navcams i Hazcams naukowcy będą podejmować decyzje jakimi szlakami będzie poruszał się łazik i które skały będą poddawane badaniom.

Kamery masztowe

MastCams

Przekrój profilu kolorów przechodzących przez filtr Bayer

Wzajemne położenie filtrów Bayer i odpowiadających im subpikseli matrycy CCD. Obszary ograniczone białym obramowaniem odnoszą się do określonego subiksela, zarówno na fragmencie mozaiki bayer, jak i na odpowiadającym fragmentowi mozaiki, fragmencie matrycy CCD

Oczami łazika Curiosity są dwie dwu megapikselowe kolorowe kamery wideo umieszczone po lewej (z obiektywem 34 mm) i po prawej stronie masztu (z obiektywem 100 mm). Prawa kamera ang. Mastcam patrzy przez teleobiektyw ujawniając szczegóły blisko lub daleko z około trzykrotnie wyższą rozdzielczością niż jakiekolwiek kamery przedtem. Lewa kamera Mastcam zapewnia szerszy kontekst przez obiektyw o szerszym kącie. Każda z nich może wykonywać i przechowywać tysiące obrazów kolorowych. Każda z tych kamer jest zdolna do rejestrowania filmów wideo w wysokiej rozdzielczości. Połączenie informacji z obu kamer może dać obrazy 3-D.

Prawa kamera jest nazywana "Mastcam 100" ze względu na 100-milimetrowej długości ogniskową obiektywu. Jej obrazy obejmują obszar około sześciu stopni szerokości i pięć stopni wysokości. Matryca zawiera pole 1600 pikseli na 1200 pikseli. Daje to skalę 7,4 centymetrów na piksel w odległości około 1 kilometra i koło 150 μ na piksel w odległości 2 m. Kamera zapewnia wystarczającą rozdzielczość do odróżniania piłki koszykówki od piłki nożnej z odległości siedmiu boisk piłkarskich lub przeczytać "jeden cent" na monecie leżącej na podłożu obok łazika.

Jej lewy partner, kamera nazywana "Mastcam 34" ze względu na 34-milimetrowy obiektyw, obejmuje scenę trzy razy większą - o 18 stopniach szerokości i 15 stopniach wysokości - posiada identyczne matryce, może ona uzyskać obrazy o 22 cm na piksel w odległości około 1 kilometra i 450 mikronów na piksel z odległości 2 metrów. Kiedy łazik Curiosity zmienia miejsce postoju, Mastcam 34 rejestruje panoramę zdjęć o pełnym okręgu, składającą się ze 150 obrazów wykonanych w czasie 25 minut.

Centra soczewek kamer masztowych są umocowane 2,0 metry nad ziemią. Obiektywy są dalej od siebie - 25 cm - niż stereo obiektywy na wcześniejszych robotach marsjańskich. Kamery można skupić na dowolnym obiekcie znajdującym się w odległości od około 2 m do nieskończoności. Zespół będzie mógł widzieć dalej, niż było to możliwe dotychczas. Filmy wideo będą służyć do studiowania mechaniki oddziaływań kół łazika z marsjańskim podłożem, i jako filmy wspomagające analizę użycia wysięgnika marsjańskiego robota.

Kamery umieszczone na maszcie i dwie inne kamery Curiosity Mars Hand Imager Lens i Mars Imager Descent zostały wykonane przez Malin Space Science Systems z San Diego. Cztery kamery z Malin Space Science Systems zastosowane na łaziku Curiosity łączy kilka wspólnych cech. Używają one filtru Bayer, jaki można znaleźć w wielu komercyjnych aparatach cyfrowych, do obrazowania kolorów. Wzór Bayer jest mozaiką kolorów, służącą do zorganizowania filtrów kolorów RGB na kwadratowej siatce czujników fotograficznych (matrycy CCD). Matryca, w którą wbudowany jest filtr Bayer, jest pokryta filtrami tak, aby każdy piksel był przysłonięty kolorowymi filtrami w następującym stosunku: 50% zielony, 25% czerwony, 25% niebieski. Każdy piksel filtru Bayer jest przysłonięty submozaiką na którą składa się siatka (2 × 2) zbudowana z jednego filtru czerwonego, 1 niebieskiego i dwóch filtrów zielonych. Każdy piksel rejestruje poziom natężenia światła w jednym z kolorów podstawowych i w zasadzie w matrycy CCD jest on subpikselem. Filtr stosowany do projektowania kamer łazika Curiosity osiąga na zdjęciach rezultaty, w których kolor ściśle naśladuje sposób, w jaki ludzkie oko widzi świat.

Oprócz wbudowanej na stałe w kamerę czerwono-zielono-niebieskiej siatki filtracyjnej, kamery masztowe mogą zastosować inne wymienne filtry, umieszczone pomiędzy obiektywem a matrycą CCD. Zalicza się do nich spektralne filtry służące do badania podłoża lub nieba w wąskim zakresie światła widzialnego lub o długości fali bliskiej podczerwieni. Jeden dodatkowy filtr na każdej masztowej kamerze, pozwala patrzeć bezpośrednio na Słońce, w celu zmierzenia ilości pyłu w atmosferze, będącego kluczową częścią marsjańskiej pogody.

W skład kalibracji koloru docelowego, kamer masztowych na pokładzie łazika, wchodzi oddziaływanie magnesów chroniących układy scalone chrominancji i automatycznej regulacji bieli przed niekorzystnym wpływem gromadzenia się marsjańskiego kurzu w sąsiedztwie wspomnianych elementów. Naturalne oświetlenie na Marsie bywa czerwieńsze niż na Ziemi, w wyniku oddziaływania pyłu marsjańskiej atmosfery. Obrazy zabarwione "prawdziwym kolorem" marsjańskim zawierają efekt świetlny porównywalny do ciepłego, pomarańczowego oświetlenia, które towarzyszy zachodowi Słońca na Ziemi. Kalkulacje balansu bieli, realizowane w celu dostosowania odcienia oświetlenia, jak to zwykle czyni ludzkie oko, mogą robić kamery cyfrowe. Kamery cyfrowe są zdolne do wytwarzania zarówno True color, jak i obrazów z poprawnie zbalansowaną bielą.

Filmowa kamera (MARDI)

Kamera MARDI

Kamera MARDI w porównaniu z wielkością scyzoryka

Jedno z pierwszych zdjęć wykonane z pokładu Curiosity przez kamerę MARDI

ang. Mars Descent Imager (MARDI)

Podczas opadania i lądowania kolorowych obrazów dostarczało urządzenie nazywające się Filmowa Kamera Cyklu Opadania ang. Mars Descent Imager (MARDI), służące m.in. także do określenia położenia łazika. Kamera MARDI zapisała w swojej 8 GB pamięci flash film z częstotliwością 4 klatek/sekundę, z zawartością od 1200 do 1600 pikseli na klatkę, z czasem ekspozycji 4 milisekundy. Podczas ostatnich dwóch minut opadania łazika Curiosity na powierzchnię Marsa, kamera MARDI, skierowana w dół, nagrywała kolorowy film zbliżającej się powierzchni. Zapewniło to zespołowi Mars Science Laboratory informacje o miejscu lądowania. Po wylądowaniu na powierzchni Marsa MARDI zademonstrowała swoje zdolności do uzyskiwania obrazów gruntu pod łazikiem, kiedy rozdzielczość osiągnęła 1,5 mm na piksel. MARDI składa się z dwóch części: kamera z szerokokątnym obiektywem, zamontowana na lewej burcie, skierowana w dół i cyfrowa kamera zamontowana wewnątrz podwozia. Obydwie kamery są podobnymi modelami jak kamera zamontowana na obrotowej/rewolwerowej wieżyczce wysięgnika, czyli kamera MAHLI.

Ręczna kamera MAHLI

Kamera MAHLI

Wielkość kamery MAHLI porównana z wielkością scyzoryka

MAHLI na obrotowej wieżyczce łazika Curiosity

Kamera MAHLI z włącznymi diodami LED

Nocne zdjęcie kamery MAHLI

ang. Mars Hand Lens Imager (MAHLI)

Kolejną kamerą dostarczającą kolorowych zdjęć jest Marsjańska Ręczna Kamera ang. Mars Hand Lens Imager (MAHLI), umieszczona jako jedno z pięciu urządzeń wchodzących w skład rewolwerowej wieżyczki znajdującej się na końcu wysięgnika marsjańskiego robota. Jest to ręczna kamera wyposażona w obiektyw makro i autofokus, przeznaczona do robienia zbliżeń skał i gruntu marsjańskiego, ale nie jest wykluczone robienie również zdjęć do horyzontu.

Po umieszczeniu aparatu na najmniejszej dopuszczalnej odległości od obiektu - około 21 milimetrów - obraz powstały na matrycy aparatu ma rozdzielczość nieco mniejszą niż 14 μm na 1 piksel. Polem widoku tak powstałego zbliżenia jest prostokąt o bokach 2,2 cm na 1,7 cm. MAHLI posiada dwa zestawy diod LED, które umożliwiają wykonywanie zdjęć w nocy lub przy słabym oświetleniu. Dwie inne diody emitują falę elektromagnetyczną o długości 365 nanometra w ultrafiolecie. W tym przypadku istnieje możliwość fluorescencji materiałów marsjańskich pobudzonych tą iluminacją.

Chemcam

Urządzenie łączące laser, lunetę, spektrometry i aparat do zdjęć makro

Aparat do zdjęć makro, laser i luneta

Na tym połączonym zdjęciu pokazane są dwa główne elementy urządzenia Chemcam

Kula plazmy na krysztale żelaznego pirytu wywołana poprzez wiązkę lasera urządzenia ChemCam

Chemcam w akcji

Dwa główne elementy urządzenia Chemcam to:

1. Instrument do wytwarzania laserem jonizacji minerałów na potrzeby spektrometru ang. Laser-Induced Breakdown Spectrometer (LIBS)
   
2. Aparat do zdalnych zdjęć makro ang. Remote Micro-Imager (RMI)

Na szczycie masztu łazika Curiosity znajduje się urządzenie Chemcam, służące do określania składu chemicznego badanych skał. Do zainicjowania badania używa się wiązki światła lasera, skierowanej do wybranej skały w celu chwilowego podniesienia temperatury badanego materiału. Informacja o składzie badanego materiału, z której korzysta Chemcam jest zawarta w rozbłysku będącym skutkiem krótkich serii lasera. Ostateczne wnioski wynikające z tych analiz są wyciągane na Ziemi, a pomocne w tych badaniach jest urządzenie nazywane Odporny na Promieniowanie Stos Inteligentnej Pamięci ang. Radiation Tolerant Intelligent Memory Stack (RTIMS). Urządzenie RTIMS jest umieszczone wewnątrz instrumentu Chemcam na maszcie ang. Remote Sensing Mast (RSM).

Kierunek ustawienia masztu jest zdalnie sterowany z Ziemi. Umieszczony na jego szczycie instrument Chemcam składa się z lasera, obiektywu do zdjęć makro i z teleskopu, który umożliwia wykonywanie zdjęć makro z dogodnej odległości. Wszystkie te urządzenia kieruje się w stronę badanego obiektu znajdującego się w sąsiedztwie łazika (do 7 metrów). Seriami wiązki światła lasera odparowuje się niewielką ilość (łepek od szpilki) badanego materiału. Powstały w wyniku działań lasera rozbłysk, będący zjonizowanym gazem jest odbierany przez teleskop i następnie poprzez światłowód przekazywany jest do analizatora w celu określenia składu chemicznego badanego materiału. Analizator będący częścią urządzenia Chemcam nie znajduje się na maszcie, lecz we wnętrzu łazika i składa się z trzech spektrometrów..

Wytwarzanie laserem jonizacji na potrzeby spektrometru ang. 'Laser-Induced Breakdown Spectrometer (LIBS) to zadanie instrumentów znajdujących się na maszcie i wewnątrz kadłuba łazika.

Czas trwania serii i ilość impulsów w serii emitowanej przez laser wiązki można zmieniać. Podczas pierwszej emisji, w kierunku kamienia wielkości pięści, laser urządzenia Chemcam wysłał serię 30 impulsów w czasie 10 sekund. Moc jednego impulsu przewyższała wartość miliona Watów, czas trwania impulsu lasera wynosił 5 • 10^-9 (pięć miliardowych) sekundy. Szerokość zakresu fal elektromagnetycznych, które są odbierane przez 3 spektroskopy optyczne zawiera się w przedziale widma, od nadfioletu, poprzez światło widzialne do podczerwieni włącznie.

Kamera do zdjęć makro ang. Remote Micro-Imager (RMI) jest wykorzystana jako aparat kontekstowy dla LIBS, choć w przeciwieństwie do LIBS, nie ma żadnych ograniczeń odległościowych dla obiektów które mają być sfotografowane.

Chemia i mineralogia (CheMin)

Urządzenie Chemin

Otwarty lejek wejściowy urządzenia CheMin

Zamknięty lejek wejściowy urządzenia CheMin

Para komórek, które wibrują pobudzone przez urządzenie piezoelektryczne

Chemiczne i mineralogiczne analizy (ang. Chemistry and Mineralogy) prowadzone w ramach osobnego działu (Chemin) analizują zmielone skały i grunt marsjański dostarczane przez ramię robota w formie próbek. Próbki te wytwarza wiertarka udarowa, która jest jednym z pięciu urządzeń umieszczonych na rewolwerowej wieżyczce wysięgnika robota łazika Curiosity. Podłoże marsjańskie w skład którego wchodzi mieszanka piasku i kurzu jest pobierana czerpakiem łopatki wchodzącym w skład urządzenia CHIMRA też będącego jednym z urządzeń wieżyczki rewolwerowej.

Minerały dostarczają trwałego zapisu o warunkach środowiskowych panujących w przeszłości na Marsie, a szczególnie, informacje o składnikach i źródłach energii mogących sprzyjać istnieniu życia. Chemin po raz pierwszy w marsjańskich misjach używa dyfrakcji rentgenowskiej. Dyfrakcja rentgenowska polega na kierowaniu wiązki promieni-X na badaną próbkę i określeniu jak promienie-X są rozpraszane przez próbkę na poziomie atomowym. Wszystkie minerały są kryształami, czyli są zbudowane z materiałów krystalicznych, w których atomy są zorganizowane w powtarzającą się strukturę, która powoduje, że promienie-X rozpraszane są pod przewidywalnymi kątami. Z tych kątów naukowcy są w stanie wydedukować odległości między płaszczyznami w atomach, z których zbudowane są kryształy. Każdy minerał ze względu na swoją budowę zajmuje określone miejsce wśród układów krystalograficznych i może być rozpoznany na drodze dyfrakcji rentgenowskiej. Ta metoda badania marsjańskich próbek pozwala na bardziej szczegółowe określanie ich składu niż dotychczas.

Próbki skał dla urządzenia Chemin pozyskiwane są jako urobek wiertarki udarowej. Sproszkowane skały i podłoże są przesiewane tak, aby do lejka wlotowego nie dostały się cząstki większe niż 150 μm. Na górnej powierzchni kadłuba, w pobliżu przodu, poprzez lejek prowadzi droga do urządzenia Chemin we wnętrzu łazika. Chemin jest sześcianem o boku 25 centymetrów i wadze 10 kilogramów umieszczonym we wnętrzu kadłuba łazika. Urządzeniem Chemin można wykryć takie minerały jak: fosforany, węglany, siarczany, krzemionki. Chemin pomaga zachować biologiczne "podpisy" zachowane w minerałach.

Gdy łazik dostarcza próbki do urządzenia Chemin, przesypywane są one do jednego z zespołów komórek (w urządzeniu Chemin jest 16 par podwójnych zespołów komórkowych.) Pary komórek działają jak kamertony, wibrując około 2000 razy na sekundę wzbudzane przez piezoelektryczne urządzenie umieszczone między dwoma ramionami kamertonu. Gdy pary komórek wibrują, wypełniające je cząstki zachowują się jak ciecz. Drgania te pozwalają generatorowi promieniowania rentgenowskiego trafić swoimi promieniami z losowych kierunków wszystkie ziarna. Ta innowacyjna technologia została wprowadzona do użytku komercyjnego w zminiaturyzowanych rentgenowskich instrumentach dyfrakcyjnych. System wibracji proszku umożliwia analizowanie źle przygotowanych lub właśnie otrzymanych próbek do analizy, bez wstępnego przygotowania. Jest to użyteczne w przypadku, gdy przygotowanie próbki jest niemożliwe (np. na Marsie) lub gdy delikatne materiały (takie jak produkty farmaceutyczne) zostały zniszczone lub zmienione przez intensywne szlifowanie. Wdrożenie systemu wibracji proszku było kluczowym krokiem umożliwiającym funkcjonowanie małym rentgenowskim instrumentom.

Analizy próbek na Marsie (SAM)

Procentowa zawartość głównych gazów w marsjańskiej atmosferze zmierzona prze SAM w październiku 2012.

SAM przed zamontowaniem do łazika Curiosity

Szkic urządzenia SAM

Do analizy próbek na Marsie ang. Sample Analysis at Mars (SAM) używa się zestawu trojga narzędzi analitycznych zamontowanych wewnątrz łazika Curiosity w celu studiowania ewentualnych chemicznych procesów organicznych. Jednym z najważniejszych kluczy w labiryncie szukania śladów życia jest sprawdzenie istnienia związków węglowych, które na Ziemi tworzą molekularne cegiełki życia. SAM analizuje gazy marsjańskiej atmosfery, oraz gazy uwięzione w skałach. Analityczne instrumenty urządzenia SAM zostały umieszczone w skrzynce wielkości kuchenki mikrofalowej w przedniej części łazika.

Jednym z instrumentów urządzenia SAM jest spektrometr masowy, który identyfikuje gazy według masy cząsteczkowej i ładunku elektrycznego ich zjonizowanych stanów. Spektrometr masowy będzie szukał ważnych do życia pierwiastków, takich jak azot, fosfor, siarka, tlen, wodór, a także związku chemicznego dwutlenku węgla.

Kolejnym narzędziem jest strojony spektrometr laserowy, wykorzystujący absorpcję światła o określonych długościach fali do pomiaru stężenia metanu, dwutlenku węgla i pary wodnej. Urządzenie to określa proporcje różnych izotopów wspomnianych gazów. Izotopy tego samego gazu o różnych masach atomowych i ich wzajemne proporcje mogą stanowić podpisy planetarnych procesów zachodzących w dawnej marsjańskiej atmosferze, którą to planeta ewentualnie utraciła.

Trzecim analitycznym instrumentem urządzenia SAM jest chromatograf gazowy służący do separacji poszczególnych gazów z ich mieszaniny. Wydzielone frakcje z chromatografu gazowego są podawane do spektrometru gazowego w celu bardziej dokładnej identyfikacji. Jeżeli SAM nie wykryje żadnych organizmów, będzie to informacja że życia na Marsie nie należy szukać blisko powierzchni - następne misje będą szukać głębiej.

Stacja Monitorowania Środowiska (REMS)

Czujniki parametrów związanych z pogodą na maszcie głównym łazika

Czujniki parametrów pogodowych na maszcie głównym łazika

Czujnik promieniowania UV na pokładzie łazika Curiosity

Ilustracja wyjaśniająca przyczynę globalnych pływów lokalnego ciśnienia atmosferycznego na Marsie

Wykres zależności lokalnego ciśnienia atmosferycznego od czasu dobowego i sezonowego

Stacja Monitorująca Środowisko ang. Rover Environmental Monitoring Station (REMS) rejestruje informacje o zmianach codziennych i sezonowych w pogodzie Marsa. REMS, co godzinę, każdego marsjańskiego dnia zapisuje 5 minut danych dla wszystkich czujników. Badanie to mierzy: prędkość wiatru, kierunek wiatru, ciśnienie powietrza, wilgotność względną, temperaturę powietrza, temperaturę gruntu, intensywność promieniowania ultrafioletowego.

Informacje na temat wiatru, temperatury i wilgotności pochodzą z elektronicznych czujników na dwóch wysięgnikach długich jak palec, poziomo wystających, lekko rozszerzających się z głównego masztu trzymającego urządzenie ChemCam. Każdy z wysięgników posiada czujnik do rejestrowania temperatury powietrza i trzy czujniki do wykrywania ruchu powietrza w trzech wymiarach. Rozmieszczenie wysięgników przesuniętych o kąty 120° względem siebie, umożliwia obliczania nawet wtedy, gdy główny maszt blokuje wiatr z jednego kierunku.

Osobno do wysięgników zamontowane są czujnik temperatury podłoża i czujnik wilgotności względnej. Temperatura podłoża jest mierzona czujnikiem podczerwieni. Intensywność promieniowania ultrafioletowego mierzy czujnik umieszczony w górnej części pokładu, składający się z sześciu fotodiód pracujących w następujących podzakresach: 315-370 nm (UVA), 280-320 nm (UVB), 220-280 nm (UVC), 200-370 nm (dawka całkowita), 230-290 nm (UVD), and 300-350 nm (UVE). Czujnik ma dokładność większą niż 8% w całym zakresie wszystkich kanałów, skalibrowaną przy założeniu poziomu radiacji występującej na Marsie i przy minimalnym zapyleniu marsjańskiej atmosfery. Czujnik jest umieszczony na pokładzie łazika bez ochrony przed pyłem. Aby zmniejszyć wpływ zapylenia na czujnik, wokół każdej fotodiody został umieszczony pierścień magnetyczny w celu maksymalizacji czasu działania. Niemniej jednak, w celu oceny stopnia zapylenia diód, czujnik będzie okresowo fotografowany. Porównanie tych obrazów z pomiarami laboratoryjnymi pozwoli oszacować poziom absorpcji pyłu.

Fotodiody patrzą w kierunku zenitu a ich pole widoku obejmuje 60°. Czujnik ciśnienia z zakresem pomiarowym od 1 do 1150 Pa umieszczony jest wewnątrz kadłuba łazika i połączony jest tubą z marsjańską atmosferą poprzez filtr HEPA.

Badania REMS zwiększą zrozumienie globalej atmosfery Marsa, a także przyczynią się do oceny możliwości zamieszkiwania Marsa przez misje załogowe. Zespół planuje składać codzienne raporty z Curiosity. Oczekuje się, że temperatura powietrza wokół masztu łazika prawdopodobnie spadnie do około minus 90 stopni Celsjusza, w niektóre zimowe noce i wzrośnie do około minus 30 Celsjusza podczas dni zimowych. W cieplejszych porach roku, po południu temperatura powietrza może osiągnąć 0 stopni Celsjusza.

Na marsie występuje fenomen pogodowy odpowiedzialny za duże, cykliczne wahania ciśnienia dobowego na powierzchni Marsa. Światło słonecze nagrzewa powierzchnię i atmosferę po dziennej stronie planety, powodując wzrost objętości powietrza. Na wyższych poziomach atmosfery, powstają wypukłości powietrza, rozszerzające się na zewnątrz, w celu wyrównania ciśnienia, tak jak na rysunku wskazują czerwone strzałki. Podgrzane powietrze wypływa z wybrzuszenia, obniżając ciśnienie odczuwane na powierzchni poniżej wybrzuszenia. W efekcie powstaje głęboka atmosfera, która jest lżejsza i ma niższe ciśnienie na powierzchni Marsa, niż ta po nocnej stronie planety. Ponieważ Mars obraca się względem słońca, to wybrzuszenie atmosfery podąża za Słońcem każdego dnia, od wschodu do zachodu. Stały obserwator, taki jak łazik NASA Curiosity, obserwuje spadek ciśnienia w ciągu dnia, a następnie wzrost ciśnienia w nocy. Dokładny czas wzrostu i spadku ciśnienia dotyczy czasu potrzebnego do reakcji atmosfery na światło słoneczne, jak również szereg innych czynników, takich jak kształt powierzchni planety, brak cyklu wodnego i ilość pyłu w powietrzu.

Stacja Monitorowania Środowiska zmierzyła marsjańskie ciśnienie atmosferyczne w dniach Sol 31 (6 września 2012) i Sol 93 (7 listopada 2012). Ciśnienie to jest miarą ilości powietrza w całej kolumnie atmosfery powyżej łazika Curiosity. W przedziale między Sol 31 i Sol 93 wystąpiły duże zmiany ciśienia w cyklach dziennych, które były efektem rosnącej masy marsjańskiej atmosfery na półkuli południowej w związku ze zbliżaniem się wiosny. Dzieje się tak dlatego, że półkula południowa otrzymuje w tym czasie dużo więcej światła słonecznego, skutkiem czego dwutlenek węgla paruje/sublimuje z zimowej polarnej czapy bieguna południowego. W efekcie każdego roku atmosfera rośnie i kurczy się o około 30 procent w związku z parowaniem i krzepnięciem/resublimacją dwutlenku węgla. Pomiary wachań ciśnienia pokazują również silne codzienne wahania ciśnienia o około 10 procent, ze szczytem w pobliżu marsjańskiej siódmej rano i minimum w pobliżu godziny szesnastej. Ten codzienny cykl wachań ciśnienia jest spowodowany pływem "fali cieplnej" - fali globalnego ciśnienia atmosfery marsjańskiej przesuwanej poprzez ogrzewanie promieniami słonecznymi atmosfery i powierzchni planety.

Czujnik pomiaru promieniowania (RAD)

Czujnik promieniowania jonizującego (RAD) przed zamontowaniem go do łazika Curiosity

Czujnik RAD na pokładzie łazika Curiosity widziany przez kamerę Mastcam 34

Wykres zależności ciśnienia atmosferycznego od pory dnia i wykres zależności promieniowania jonizującego od ciśnienia atmosferycznego

Wykres zależności promieniowania jonizującego w cyklach długoterminowych

Czujnik pomiaru promieniowania jonizującego ang. Radiation Assessment Detector (RAD) jest przeznaczony do monitorowania wysoko energetycznych cząstek atomowych i subatomowych, osiągających powierzchnię Marsa, będących skutkiem wiatru słonecznego, odległych gwiazd supernowych i innych źródeł. Cząstki te, stanowiące tło naturalnego promieniowania, mogą być szkodliwe dla drobnoustrojów w pobliżu powierzchni Marsa, lub dla astronautów przyszłych misji załogowych.

Ważący 1,7 kg instrument RAD ma szerokokątny teleskop skierowany ku górze, z lewej przedniej części łazika. Teleskop posiada czujniki cząstek naładowanych, których masa nie przekracza masy jonu żelaza. RAD może również wykryć neutrony i promieniowanie gamma pochodzące z marsjańskiej atmosfery lub gleby w najbliższym otoczeniu łazika.

Pole magnetyczne i atmosfera ziemska zapewniają na naszej planecie skuteczną tarczę ochronną przed potencjalnymi, śmiertelnymi skutkami galaktycznego, kosmicznego i słonecznego promieniowania jonizującego. Na Marsie nie ma globalnego pola magnetycznego, a marsjańska atmosfera (w porównaniu z atmosferą ziemską) zapewnia tylko jeden procent skuteczności ochrony przed promieniowaniem jonizującym. W celu sprawdzania i kalibracji RAD, zespół specjalistów pracujących nad instrumentem RAD umieszczał go wewnątrz akceleratorów w ośrodkach badawczych w Stanach Zjednoczonych, Europie, Japonii i Republiki Południowej Afryki.

Na powierzchni Marsa, nigdy wcześniej (do sierpnia 2012 r.) nie było takiego instrumentu, a dotychczasowe szacunki promieniowania jonizującego powierzchni planety polegały na prognozowaniu, jak cienka atmosfera wpływa na energetyczne cząstki, ale niepewność w modelowaniu pozostawała duża.

Obecne pomiary wskazują na występowanie codziennych cykli promieniowania jonizującego i ciśnienia atmosferycznego. Wraz ze wzrostem ciśnienia, dawka promieniowania zmniejsza się. Kiedy warstwa atmosfery poszerza się (podczas marsjańskiego dnia), zapewnia lepszą barierę i bardziej skuteczne ekranowanie na promieniowanie z zewnątrz Marsa. W każdym z maksimów ciśnienia, poziom promieniowania spada od 3 do 5 procent. Na końcu krzywej wzrasta poziom promieniowania, z czego wynika, że oprócz dobowych są także inne cykle.

Czerwona linia oznacza całkowitą dawkę promieniowania cząstek jonizujących i neutronów, wykrytych przez detektor RAD łazika Curiosity. Niebieskie kropki reprezentują ciśnienie atmosferyczne w jednostkach Pa (podzielonych przez cztery) zmierzone przez czujnik ciśnienia atmosferycznego stacji REMS. Atmosferyczne parametry zostały tak przeskalowane, aby umieścić je w tej samej podziałce, co dane promieniowania jonizującego.

Dawki promieniowania jonizującego i ciśnienia atmosferycznego były wyznaczane w ciągu pięciu marsjańskich dni, co w warunkach ziemskich odpowiada okresowi od 26 sierpnia do 1 września 2012. Curiosity wylądował na Marsie 5 sierpnia 2012 roku. Dawki promieniowania jonizującego zostały podane w jednostkach niemianowanych. Kalibracja przyrządu RAD ciągle trwa

Długoterminowe wachania promieniowania jonizującego w kraterze Gale, zostały zmierzone przez czujnik pomiaru promieniowania jonizującego w ciągu około 50 dni marsjańskich. (Na Ziemi Sol 10 oznacza 15 września i Sol 60 oznacza 6 października 2012.) Dawki cząstek naładowanych mierzono detektorem krzemowym i są podane w kolorze czarnym. Całkowite dawki (zarówno cząstek naładowanych i cząstek neutralnych) mierzono za pomocą scyntylatora, w którym materiałem pochłaniającym jest tworzywo sztuczne, podane są w kolorze czerwonym.

Intensywności promieniowania jonizującego na powierzchni Marsa można podzielić na cykle jednodniowe i długoterminowe. Cykle jednodniowe biorą źródło z cyklicznych codziennych zmian grubości atmosfery Marsa. Dłuższe zmiany są skutkiem zmian w strukturach gazu i plazmy w przestrzeni międzyplanetarnej koło Marsa. Struktura ta, nazywana heliosferą, jest związana magnetycznie ze Słońcem i obraca się wraz z Słońcem w okresie około 27 dni, zapewniając tarczę ochronną przed galaktycznym promieniowaniem kosmicznym spoza układu słonecznego, w taki sam sposób, w jaki atmosfera Marsa zapewnia ekranowanie chroniące przed wiatrem słonecznym.

Dynamiczne Albedo Neutronów (DAN)

Detektor neutronów wraz z elektronicznym modułem urządzenia DAN, znajduje się w tylnej lewej wnęce łazika Curiosity (lokalizacja wskazana poprzez czerwony obrys)

Generator neutronów DAN znajduje się w prawej tylnej wnęce kadłuba łazika Curiosity (lokalizacja wskazana poprzez czerwony obrys).

Urządzenie Dynamiczne Albedo Neutronów ang. Dynamic Albedo of Neutrons (DAN) może wykryć wodę związaną w płytkich podziemnych minerałach wzdłuż ścieżki poruszania się łazika. Instrument DAN wysyła wiązkę neutronów w podłoże i mierzy ich rozproszenie, nadając tej operacji możliwość znajdywania wodoru do głębokości około 50 cm, bezpośrednio pod łazikiem. DAN przeniesie na powierzchnię Marsa osiągnięcia technologii jądrowej, która już wykryła wodę z orbity Marsa. "Albedo" w języku naukowców badających Marsa odnosi się do wartości energii odbitych neutronów - w tym przypadku, jak wysokiej energii neutrony wtórne są odbijane przez jądra znajdujące się w podłożu, po wstrzyknięciu określonej dawki przez instrument DAN. Wyemitowane przez generator neutrony, zderzają się z atomami wodoru, odbijają się z charakterystycznym spadkiem poziomu energii, tak jak jedna kula bilardowa traci energię uderzając drugą. Poprzez pomiar energii odbitych neutronów, DAN może wykryć frakcję, która była przyczyną zmniejszenia energii wyemitowanych neutronów, a co za tym idzie, ilość wodoru w podłożu.

Czas trwania impulsu neutronów wyemitowanego przez generator wynosi 1 μs, częstotliwość powtarzania wynosi 10 impulsów na sekundę, a w każdym impulsie jest około 10 000 000 neutronów. Podczas trwania misji generator będzie w stanie wygenerować 10 000 000 impulsów.

Robot łazika

Rewolwerowa wieżyczka wysięgnika robota łazika Curiosity

Rozwinięty wysięgnik robota z rewolwerową wieżyczką

Ramię robota ma pięć stopni swobody ruchu zapewnionych przez siłowniki obrotowe znanych jako:

1. Ramię z przegubem azymutalnym
2. Ramię z przegubem uniesienie barku
3. Przegub łokciowy
4. Przegub nadgarstkowy
5. Przegub wieżyczki

Wysięgnik robota łazika połączony jest z wieżyczką za pomocą przegubu wieżyczki. Rewolwerowa wieżyczka posiada 5 stopni swobody ruchu, waży 33 kg i posiada średnicę 60 cm. Zawiera 5 urządzeń i są to:

1. Wiertarka udarowa do zbierania sproszkowanych próbek z wnętrza skał, wchodząca w skład systemu ang. Powder Acquisition Drill System (PADS ). Jeśli wiertło zostaje zablokowane w skale, wiertarka może zastąpić go zapasowym. Zapasowe wiertła znajdują się w dwóch boksach umieszczonych w prawej przedniej części łazika.
2. Urządzenie do usuwania kurzu ang. Dust Removal Tool (DRT), szczotka wykonana z metalowego włosia służąca do usuwania kurzu z marsjańskich skał i tacek do obserwacji próbek.
3. Rentgenowski spektometr cząstek alfa ang. Alpha Particle X-ray Spectrometer (APXS) służy do identyfikacji chemicznych składników marsjańskiego gruntu.
4. Wielofunkcyjne urządzenie nazywane Zbieranie, Magazynowanie i Analizowanie Skał Marsjańskich ang. Collection and Handling for In-situ Martian Rock Analysis (CHIMRA), zawierające czerpak do zbierania gruntu, zestaw komór i labiryntów do przesiewania, porcjowania próbek skał, pyłu i gruntu w celu ich przygotowania do analiz.
5. Niewielka kamera ang. Mars Hand Lens Imager (MAHLI).

Rentgenowski Spektrometr Cząstek Alfa (APXS)

Rentgenowski Spektrometr Cząstek Alfa jako jedno z pięciu urządzeń wchodzących w skład rewolwerowej wieżyczki wysięgnika robota

Rentgenowski Spektrometr Cząstek Alfa ang. Alpha Particle X-Ray Spectrometer (APXS) jest jednym z intrumentów zainstalowanych na rewolwerowej wieżyczce zamontowanej na końcu wysięgnika robota i służy do identyfikacji chemicznych składników marsjańskich skał i podłoża. Ideą działania APXS jest odpowiedź marsjańskiego obiektu pobudzonego przez niewielkie promieniowanie radioaktywne, odebrana przez detektor rentgenowski. Przyrząd wykrywa pierwiastki od sodu do strontu włączając w to główne elementy formujące skały i podłoże marsjańskie takie jak: magnez, glin, krzem, wapń, żelazo i siarka. Podczas trwającego trzy godziny odczytu, może wykrywać ważne elementy śladowe o stężeniu poniżej 100 części na milion. Posiada wysoką czułość na elementy tworzące sole, takie jak siarka, chlor i brom, które mogą wskazywać na interakcję w przeszłości z wodą.

Zadaniem APXS jest kwalifikowanie próbek do analizy przez instrumenty laboratoriów Chemin i SAM. Spektrometr wykorzystuje radioaktywny pierwiastek kiur jako źródło bombardujące próbki energetyczną cząstką alfa (jądra helu) oraz promieniami rentgenowskimi. W odpowiedzi próbki emitują własne charakterystyczne promiemiowanie rentgenowskie, które rejestruje detektor rentgenowski umieszczony w głowicy czujnika APXS. Elektroniczny pakiet, który znajduje się wewnątrz łazika, zapisuje wszystkie odebrane dawki promieniowania rentgenowskiego i porównuje z widmem promieniowania rentgenowskiego wysłanego do tej próbki. Gdy spektrometr styka się z badanym obiektem, analizuje ścieżkę o średnicy (1,7 cm), wykrywa elementy do głębokości około (5 mikronów), dla elementów o małej masie atomowej i do 10 razy głębiej, dla cięższych pierwiastków. Podczas operowania APXS może wystąpić konieczność użycia urządzenia do usuwania kurzu znajdującego się wraz APXS, w zestawie pięciu urządzeń rewolwerowej wieżyczki na końcu wysięgnika robota.

CHIMRA

Zbieranie i postępowanie z marsjańskimi skałami przeznaczonymi do analizy

Rysunek urządzenia CHIMRA

CHIMRA na wieżyczce

Znak ugryzienia urządzenia CHIMRA

Sproszkowana skała

Położenie ekranu sita

Piasek przesiany

Wyjście urządzenia CHIMRA

Cząstki za duże do analizy

ang. The Collection and Handling for In-Situ Martian Rock Analysis (CHIMRA)

Ang. The Collection and Handling for In-Situ Martian Rock Analysis (CHIMRA) jest jednym z pięciu urządzeń wchodzących w skład rewolwerowej wieżyczki umieszczonej na końcu ramienia robota łazika Curiosity. To urządzenie przetwarza próbki pozyskane za pośrednictwem czerpaka wbudowanej łopatki (oznaczona kolorem czerwonym) i wiertarki udarowej, która nie jest pokazana na rysunku i nie wchodzi w skład urządzenia CHIMRA, ale jest jednym z pięciu urządzeń wieżyczki rewolwerowej. CHIMRA jest urządzeniem, które dostarcza próbki do analitycznych instrumentów laboratorium wewnątrz łazika, którymi są Chemin i SAM.

Na rysunku urządzenia CHIMRA pokazane są dwie drogi dostarczania materiału do CHIMRA (czerpak łopatki dostarcza materiał do miejsca wskazanego na dole, a wiertarka udarowa dostarcza materiał do przewodu przesyłowego na górze). Rysunek przedstawia także umiejscowienie mechanizmu stosowanego do inicjowania drgań wieżyczki rewolwerowej i przemieszczania próbek po wnętrzu instalacji CHIMRA. Kolorem żółtym oznaczony jest pojemnik porcjowania, w którym przetworzony materiał jest porcjowany i dostarczany do analitycznych przyrządów laboratoryjnych.

Zdjęcie pokazujące wnętrze komór przetwarzania z materiałem próbki poniżej 150 mikrometrowego sita, przedstawia próbkę przetworzoną. Zostanie ona przekazana do boksu porcjowania, który odmierzy wielkość równą połowie dawki aspiryny dla dziecka. Ilość ta jest podyktowana ochroną przed zapchaniem się instrumentów, które mają otrzymać próbki. Porcje te trafią do gardzieli wejściowych urzadzeń Chemin i SAM. Procedura przygotowania próbki obejmuje:

• Pobranie porcji marsjańskiego podłoża czerpakiem łopatki, lub pobranie próbki marsjańskiej skały wiertarką udarową
• Wprowadzenie badanego materiału w wibracje wewnątrz komór przetwarzania
• Przepuszczenie przez sito
• Podzielenie na odpowiednie porcje
• Odrzucenie próbki do wlotów wejściowych CHEMIN lub SAM

Procedura przygotowania próbek jest powtarzana trzykrotnie i jest powszechnie stosowaną metodą podczas geochemicznych analiz laboratoryjnych na Ziemi.

Zdjęcie opisane "Za duże na sitko CHIMRA" przedstawia czerpak z cząstkami marsjańskiego podłoża, które były zbyt duże, aby przejść przez sito przetwarzania, które przepuszcza tylko cząstki mniejsze niż (150 mikronów).

Czerpak łopatki może również zbierać próbki z wykopów dokonanych przez koła łazika (pięć kół unieruchomionych a jedno się obraca). W ten sposób czerpak może dostać się do materiału na głębokości około 20 cm poniżej powierzchni. Objętości próbek zagarniętego marsjańskiego podłoża może wynosić pomiędzy 1000 a 30000 mm³.

PADS

System Pozyskiwania Sproszkowanych Skał

System PADS na pierwszym planie

Zbliżenie widoku wiertła urządzenia PADS opartego na podłożu skalnym

Ostrze wiertła urządzenia PADS

Schematyczne rysunki wiertarki

ang. Powder Acquisition Drill System (PADS)

Urządzenie, w którym główną rolę spełnia wiertarka udarowa, ang. Powder Acquisition Drill System (PADS) jest odpowiedzialne za uzyskiwanie próbek sproszkowanego wnętrza skały 5 cm poniżej jej powierzchni. Gdy ramię wysięgnika robota przykłada wiertarkę uzbrojoną w wiertło przed skałą z siłą 240 do 300 N, PADS może zdobyć próbkę skały bez konieczności jakiegokolwiek ruchu ramienia robotycznego. PADS ma następujące możliwości:

• przemieszczania wiertła w głąb powierzchni skały,
• obracania wiertła (0 do 150 obrotów na minutę) w celu skrawania materiału skalnego,
• dostarczania udaru z częstotliwością 1800 uderzeń na minutę, o energii uderzenia od 0,4 do 0,8 J w celu wiercenia i kruszenia skały
• wymiany wiertła w wiertarce

Wiertarka zarówno penetruje skałę jak i kruszy próbki do odpowiedniego rozmiaru cząstek dla analitycznych przyrządów. Proszek skalny przemieszcza się w tulei otaczającej obracający się ślimak wiertła do wejścia urządzenia CHIMRA. Przemieszczanie się proszku przez urządzenie CHIMRA odbywa się grawitacyjnie, poprzez zmianę położenia i orientacji wieżyczki rewolwerowej i poprzez jej wibrację. Średnica otworu w skale po wierceniu wynosi 1,6 cm, a głębokość otworu do 5 cm, w zależności od topografii powierzchni skały. Sproszkowany materiał skalny z wierzchnich fragmentów ~ 1,5 do 2 cm osadza się na górnej części skały wokół otworu wiercenia i nie jest wykorzystywany przez CHIMRA dla laboratoryjnych przyrządów analitycznych. Uzyskana próbka poniżej tej głębokości jest przenoszona do CHIMRA w celu przesiewania i porcjowania.

W czasie trwania misji, jeśli wiertło jest używane do obróbki szczególnie twardego materiału, takiego jak gruboziarniste skały bogate w kwarc, może nastąpić uszkodzenie wiertła. Jeżeli tak się stanie, wiertarka ma możliwość wymiany wiertła z jednego spośród dwóch boksów o nazwie "boks wierteł", znajdujących się po prawej stronie przodu łazika. Kiedy wiertarka odrzuci uszkodzone wiertło, ramię robota ustawi się naprzeciwko nowego wiertła i umieści go w uchwycie wiertarki. Podczas testowania prototypu wiertarki, stwierdzono że może ona penetrować skały tak twarde, jak drobnoziarnisty bazalt bez znacznego zużycia wiertła.

Dalsze ilustracje dotyczące urządzenia PADS

Test pierwszego wiercenia w skale

Pierwsze wiercenie próbki na Marsie

Lokalizacje boksów z zapasowymi wiertłami

Zbliżenie boksu z zapasowymi wiertłami

DRT

Skrawek marsjańskiej skały oczyszczony przez DRT.

Narzędzie do usuwania kurzu ang. Dust Removal Tool (DRT) jest zamontowane na wieżyczce rewolwerowej, jako jedno z pięciu narzędzi i jest używane do usuwania kurzu i luźnych materiałów z powierzchni skalnych, czyszcząc je szczotką ze stalowego włosia. Konstrukcja DRT jest inna niż narzędzia stosowanego na łazikach Spirit i Opportunity ang. (Rock Abrasion Tool (RAT)), ale oczekuje się, że ma podobnie skuteczne właściwości odkurzania. Mechanizm napędu obraca szczotki i opiera się na ramieniu robota, aby umieścić je w wymaganej odległości od powierzchni docelowej. Obszar wyczyszczony przez DRT jest kołem i ma minimalną średnicę 45 mm. DRT ma być także stosowany do usuwania materiału z tacki do obserwacji próbek.

Pierwsze użycie DRT łazika Curiosity nastąpiło w 150 marsjańskim dniu misji (Sol 150), czyli (6 stycznia 2013). Zdjęcie oczyszczonego skrawka skały wykonała kamera MAHLI z odległości około 25 cm, po oczyszczeniu skrawek skały przyjął nazwę "Ekwir_1".

MMRTG

Wielozadaniowy Radioizotopowy Generator Termoelektryczny

Szkic przekroju MMRTG

Próbny montaż MMRTG do kosza łączącego go z łazikiem

MMRTG jest podnoszony do modułu przelotowego

MMRTG na Marsie

ang. Multi-Mission Radioisotope Thermoelectric Generator (MMRTG)

Zasilanie łazika energią elektryczną jest realizowane przez radioizotopowy termoelektryczny generator przewidziany do zabezpieczenia wielu misji, ang. Multi-Mission Radioisotope Thermoelectric Generator (MMRTG), dostarczony przez Departament Energii USA. MMRTG jest baterią ogniw jądrowych, która niezawodnie zamienia energię jądrową w energię elektryczną. Całość składa się z dwóch głównych elementów: ze źródła energii termicznej, którym jest dwutlenek plutonu-238 i półprzewodnikowego zestawu termopary. Paliwem wielozadaniowego radioizotopowego termoelektrycznego generatora jest 4,8 kg dwutlenku plutonu 238, jako źródło stałego dostarczania energii termicznej, którą termopara zamienia na energię elektryczną. Energia elektryczna służy do zasilania i ogrzewania łazika. MMRTG jest generatorem nowej generacji przeznaczonym do pracy na ciałach niebieskich posiadających atmosferę takich jak Mars, jak również w próżni. Generowana moc wynosi nieco ponad 110 W. Cele projektowe dla MMRTG to zapewnienie wysokiego stopnia bezpieczeństwa, optymalizacja poziomu mocy powyżej minimalnej żywotności 14 lat i obniżenie masy. W efekcie wymiary MMRTG wynoszą 64 cm średnicy i 66 cm długości przy wadze 45 kilogramów.

Podobnie jak poprzednie generacje tego typu generatora, MMRTG zbudowany jest z kilku warstw materiału ochronnego, zaprojektowanych tak, aby ograniczyć negatywne skutki oddziaływania dwutlenku plutonu w wielu potencjalnie możliwych wypadkach, zweryfikowanych w testach zderzeniowych. W mało prawdopodobnym przypadku awarii podczas startu Mars Science Laboratory (MSL), jest mało prawdopodobne, że dwutlenek plutonu zostanie uwolniony i że ktoś zostanie narażony na napromieniowanie. Rodzaj plutonu zastosowany w systemie MMRTG jest inny niż plutonu stosowanego w broni jądrowej, i nie może eksplodować jak jakakolwiek bomba. Jest wytwarzany w postaci ceramicznej i nie stanowi znaczącego zagrożenia dla zdrowia, chyba że zostanie rozbity na drobne kawałki lub odparowany, a następnie wdychany lub połknięty. Osoby, które uczestniczyłyby w ewentualnym wypadku podczas startu MSL otrzymałyby średnią dawkę około 5-10 mrem, równą dawce, jaką otrzymuje człowiek w ciągu około tygodnia, skutkiem promieniowania tła.

Mimo stosowania szczególnych środków ostrożności przy postępowaniu z radioizotopowymi generatorami termoelektrycznymi, 17 kwietnia 1970 w atmosferę ziemską wszedł moduł księżycowy misji Apollo 13 z radioizotopowym generatorem termoelektrycznym. Mimo że moduł księżycowy spłonął w atmosferze, to nienaruszony pluton-238, umieszczony w grafitowym zasobniku ochronnym, zatonął w Rowie Tonga, na dnie którego leży do dzisiaj.

Moc elektryczna z MMRTG ładuje dwa akumulatory litowo-jonowe. Akumulatory umożliwiają podsystemowi zasilania sprostać największym wymaganiom poboru mocy przez działalność łazika, podczas gdy zapotrzebowanie chwilowo przekracza stały dopuszczalny poziom wyjściowy generatora. Każda z baterii ma pojemność około 42 amperogodzin.

MMRTG nie posiada ruchomych części, które mogą ulec awarii lub zużyciu i w związku z tym jest wysoce niezawodnym urządzeniem zasilania energią elektryczną. MMRTG wytwarza energię elektryczną przy sprawności 6 do 7 procent. MMRTG wykorzystuje osiem modułów (źródeł energii termicznej) ang. General Purpose Heat Source (GPHS) do produkcji 110 watów energii elektrycznej i 2000 watów energii termicznej (w początkowym okresie).

Ostateczne połączenie MMRTG z łazikiem nastąpiło na stanowisku startowym rakiety Atlas V. Przedtem technicy z NASA w hali obsługi niebezpiecznych ładunków ang. Payload Hazardous Servicing Facility sprawdzili dopasowanie MMRTG do jego stanowiska na rufie łazika. Po sprawdzeniu MMRTG został odłączony od łazika i czekał do czasu kiedy ładownia rakiety Alas V z łazikiem Curiosity w środku, została umieszczona na szczycie rakiety. Wtedy do generatora MMRTG załadowano 4,8 kg dwutlenku plutonu 238 (źródło energii termicznej) i tak uzbrojony został podniesiony w koszu zwanym "Klatką goryla" i zainstalowany w module przelotowym statku kosmicznego MSL..

System łączności

System łączności łazika Curiosity

Curiosity przesyła informacje na Ziemię bezpośrednio lub za pomocą trzech satelitów na orbicie Marsa

Rozmieszczenie anten na pokładzie łazika Curiosity

Antena o wysokim zysku energetycznym i antena o niskim zysku energetycznym (dookólna)

Do realizacji wymiany informacji z Ziemią łazik Curiosity posiada trzy anteny. Dwie zapewniają komunikację bezpośrednio z z Deep Space Network w paśmie X (7 do 8 GHz). Trzecia antena zabezpiecza łączność łazika z marsjańskimi orbiterami, spełniającymi, m.in. rolę stacji przekaźnikowych z wykorzystaniem częstotliwości zakresu (UHF) (około 400 MHz). Podczas gdy łazik może przekazywać informacje w paśmie X bezpośrednio, to jednak wymiana informacji z Ziemią jest bardziej efektywna podczas retransmisji na falach UHF, za pośrednictwem orbiterów na orbicie Marsa, w tym NASA Odyssey i Mars Reconnaissance Orbiter, oraz Europejskiej Agencji Kosmicznej Mars Express. Do łączności w paśmie X używa się 15 W, półprzewodnikowego wzmacniacza mocy, sterowanego sygnałem małego kosmicznego transpondera.

W paśmie X zastosowano antenę o dużym zysku energetycznym, w kształcie foremnego sześcioboku i o średnicy około 0,3 metra. Antenę zamontowano na pokładzie łazika blisko lewej krawędzi. Za pośrednictwem tej anteny są przesyłane dane z szybkością 160 bitów na sekundę do Deep Space Network, gdzie sygnał jest odbierany przez antenę o 34-metrowej średnicy, lub do anteny o średnicy 70 metrów przekazującej dane z szybkością 800 bitów na sekundę.

Antena o wysokim zysku energetycznym, która wymaga ukierunkowania, może być stosowana do nadawania lub odbierania. Antena o małym zysku energetycznym (antena dookólna) ang. Rover Low-Gain Antenna (RLGA), która nie wymaga ukierunkowania, przeznaczona jest głównie do otrzymywania wiadomości z Deep Space Network. Odbiór sygnału przez antenę o wysokim zysku energetycznym traktuje się jako typową metodę w codziennym systemie przekazywania poleceń z Ziemi do łazika. Antena UHF ang. ultra-high frequency (RUHF), spirala ukształtowana na wzór cylindra zamontowana jest w prawym, górnym, tylnym rogu. Antena ta współpracuje z dwoma nadmiarowymi radioodbiornikami. Praca tych radioodbiorników jest zdefiniowana przez oprogramowanie, umożliwiając im autonomicznie dostosować szybkość transmisji danych do wahań siły sygnału. Używają standardowych protokołów komunikacyjnych współdziałających z wszystkimi przekaźnikami radiowymi na marsjańskich orbiterach, a szczególnie zgodne są z Electra UHF Radio.

Kontrolny materiał organiczny

Jedna z pięciu kostek kontrolnego materiału organicznego na łaziku Curiosity

Podjęto stosowne kroki w celu zapewnienia, aby pomiary SAM gleby i skał na Marsie nie zawierały naturalnych zanieczyszczeń organicznych przywiezionych z Ziemi. Jednakże, możliwe jest, że istnieje niewielka ilość zanieczyszczeń naturalnymi organicznymi substancjami ziemskimi pomimo wszelkich starań. Aby sprawdzić skuteczność tych działań i ocenić stopień zanieczyszczeń organicznych w pięciu różnych momentach misji, z przodu łazika zamontowano w pojemnikach pięć kostek kontrolnego materiału organicznego ang. Organic Check Material (OCM), które będą dostępne, podczas obsługi próbek na Marsie. Każdą kostkę OCM można przewiercać, przesiewać i porcjować w CHIMRA i dostarczać do SAM (i ewentualnie również do Chemin) w formie przetworzonego proszku OCM, według tej samej procedury, co próbki marsjańskich skał.

Każda kostka jest wykonana z porowatego materiału ceramicznego, amorficznego dwutlenku krzemu, będącego chemicznym związkiem nieorganicznym, uformowanym ze współczynnikiem porowatości równym 30%. Kostki OCM są domieszkowane związkami organicznymi 3-fluoro phenanthrene i 1-fluoro napthalene o niskim stężeniu, które są syntetycznymi związkami organicznymi nie występującymi w przyrodzie na Ziemi i nie oczekuje się ich na Marsie. Każda z kostek jest zamknięta próżniowo, szczelnie we własnym pojemniku, aż do dnia wiercenia na Marsie.

Każdy pojemnik OCM jest przeznaczony do wystąpienia w roli próbki tylko raz, nieznany jest poziom reaktywności pomiędzy kostką i środowiskiem Marsa, a w wyniku ewentualnej próby nie znany jest zalecany/poprawny poziom kalibrowania instrumentów. Narastanie zanieczyszczeń na zewnętrznej powierzchni zamkniętego pojemnika nie stanowi problemu, ponieważ materiał uzyskany ~ do 1 cm głębokości kostki OCM, nie wchodzi do CHIMRA.

Kostki z materiału organicznego użyte będą w doświadczeniu kontrolnym jeśli SAM wykryje jakiekolwiek związki organiczne w próbkach marsjańskiej gleby lub sproszkowanej skały. Podstawowe doświadczenie kontrolne będzie polegało na zebraniu sproszkowanej próbki z OCM i postępowaniu z próbką kontrolną według tej samej procedury, która dotyczy próbek skał marsjańskich i marsjańskiego podłoża. Jeśli SAM znajdzie jakiekolwiek związki organiczne inne niż zawierające znaczniki z fluorem, będziemy mieli pewność, że przybyły one na Marsa wraz z łazikiem Curiosity z Ziemi. Jeśli znajdą tylko związki organiczne zawierające znaczniki z fluorem, to będzie oznaczało, że szlak pozyskania i obsługi próbek przeszedł test i jest czysty od naturalnych organicznych ziemskich zanieczyszczeń.

Tacka obserwacyjna

Tacka obserwacyjna próbek przetworzonych

Pierwsza próbka na tacce obserwacyjnej łazika Curiosity.

Na pierwszym planie tacka obserwacyjna przetworzonych próbek

Położenie tacki obserwacynej, widok z przodu łazika

Tacka obserwacyjna umieszczona po prawej stronie przodu łazika umożliwia obserwację przez kamerę MAHLI i spektroskop APXS przetworzonych i dostarczonych próbek z CHIMRA. Tacka obserwacyjna jest prostym, płaskim metalowym krążkiem tytanu o średnicy 7,3 cm. Próbki gruntu i skał, które przeszły przez 150-mikronowe sito CHIMRA można umieścić na tacce, obserwować przez APXS lub kamerę MAHLI, a następnie usunąć z zasobnika przez szczotki urządzenia do usuwania kurzu DRT. Po dostarczeniu przesianego materiału (gruntu lub skał) do SAM i / lub Chemin, pozostała część przesianego materiału może być analizowana w ten sposób.

Sol

Marsjańska doba słoneczna (Sol)

Doba gwiazdowa w porównaniu z dobą słoneczną dla planety takiej jak Ziemia. 1 → 2 doba gwiazdowa, 1 → 3 doba słoneczna

Opis do rysunku obok. Z lewej: gwiazda x (małe czerwone koło) i Słońce górują na południku niebieskim. Centrum: tylko gwiazda x góruje na południku niebieskim (doba gwiazdowa). Z prawej: kilka minut później Słońce góruje na południku niebieskim. Minęła doba słoneczna lub Sol.

Marsjańska doba gwiazdowa i doba słoneczna. Gwiazda x reprezentuje gwiazdę, która na początku marsjańskiej doby (gwiazdowej i słonecznej) wraz ze Słońcem górowała na południku niebieskim

Po wieloletniej praktyce pierwotnie przyjętej w 1976 r. przez misję Viking Lander, dzienna zmiana czasu słonecznego na Marsie jest liczona w kategoriach zegara "24-godzinnego", reprezentującego 24-częściowy podział dnia słonecznego planety, wraz z tradycyjnym podziałem godziny na 60 minut i minuty na 60 sekund. Marsjański dzień słoneczny ma średnio okres 24 godzin 39 minuty 35,244 sekundy, i jest zwyczajowo określany jako "Sol", w celu odróżnienia go od o około 3% krótszego dnia słonecznego na Ziemi, który ma dokładnie 24 godziny.

Marsjański dzień gwiazdowy, mierzony w odniesieniu do gwiazd stałych (odległych), ma 24 godziny 37 minut 22.663 sekund, w porównaniu z 23 godzinami 56 minutami 04.0905 sekundami dla ziemskiego dnia gwiazdowego. W misji Mars Science Laboratory jako Sol 0 został ustalony ten marsjański dzień, w którym lądownik wylądował na Marsie, a było to 5 sierpnia 2012 roku.

Mars ma nachylenie osiowe i okres rotacji podobny do ziemskiego, zatem doświadcza podobnych pór roku jak Ziemia, czyli lata, jesieni i zimy, a jego dzień ma podobną długość. Jego rok, jednakże, jest prawie dwa razy dłuższy niż na Ziemi.

Marsjański orbitalny mimośród jest znacznie większy, co oznacza między innymi, że długości pór marsjańskich wzajemnie znacznie się różnią. Według konwencji używanej przez lądowniki kosmiczne, jak do tej pory, aby śledzić lokalny czas słoneczny za pomocą 24 godzinego "zegara marsjańskiego", jego godziny, minuty i sekundy są o 2,7% dłuższe niż ich standardowe, ziemskie, odpowiedniki.

Galeria

Zdjęcia wykonane przez kamery łazika Curiosity

---

• 

  Pokład łazika Curiosity
  Dostęp do do zdjęcia z adnotacjami

• 

  Wychodnia skalna na obszarze Glenelg

• 

  Podłoże podejrzane o transport wody w przeszłości

• 

  "Jake Matijevic"

• 

  Nie wiadomo co tam leży, ale na pewno nie pochodzi to z Marsa

• 

  Wielkości ziaren są tu na tyle grube, aby wykluczyć ich przemieszczanie się siłą wiatru

• 

  Miejsce na Marsie Goulburn

• 

  Miejsce na Marsie Link

• 

  Miejsce na Marsie Hottah

• 

  Miejsce na Marsie Rocknest

• 

  Obszar na Marsie Glenelg
  Dostęp do zdjęcia z adnotacjami

• 

  Miejsce na Marsie John Klein

• 

  Pierwsze spojrzenie kamery łazika Curiosity na minerały, które powstały w wodzie na drodze perkolacji w środowisku podpowierzchniowym

Bibliografia

• Mars Science Laboratory (ang.). NASA, Jet Propulsion Laboratory California Institute of Technology. [dostęp 2012-08-10].
• Kosmos - Tajemnice Wszechświata nr 53 str.14-19
• Weronika Śliwa - Wiedza i Życie wrzesień nr 9(933) - Sygnały, str.10-11

Linki zewnętrzne

• Strona z animacjami demonstrującymi rolę drążka różnicowego w łaziku Curiosity
• Jak mierzymy czas na Marsie
• Autoportretowa panorama łazika Ciekawość w serwisie APOD: Astronomiczne zdjęcie dnia