První díl našeho seriálu Pohled pod kůži se věnoval základnímu konstrukčnímu řešení evropsko-ruské sondy TGO, která momentálně letí k Marsu a setkal se s mimořádně kvalitními ohlasy od Vás, čtenářů. to je pro nás velmi potěšující a proto Vám nyní přinášíme pokračování, které zůstane zaměřené na sondu TGO, ale tentokrát bude řeč o vědeckých přístrojích, které bychom naši na její palubě. Úkolem této sondy je pátrat po přítomnosti plynů, které jsou v atmosféře Marsu málo zastoupené. Doufáme, že se Vám bude tento díl líbit stejně, jako ten předchozí.

Tím, že sonda TGO prozkoumá důkladně složení atmosféry Marsu, může nasbírat důležité informace o obyvatelnosti této planety. Existuje i teoretická možnost objevu takzvaných biosignatur, tedy zjištění, která by naznačovala přítomnost živých organismů – ať už v minulosti, nebo v přítomnosti. Dohoda mezi Evropou a Ruskem říká, že ruská strana zajistí vypuštění této sondy na raketě Proton, zatímco náklady na vývoj sondy půjdou na vrub ESA. Oba partneři pak měli na TGO dodat po dvou vědeckých přístrojích.

Z toho logicky vychází, že TGO nese čtveřici vědeckých přístrojů o celkové váze 112 kilogramů. Tyto přístroje byly navrženy k detekci plynů v nízkých koncentracích. Bylo proto potřeba zaměřit pozornost hlavně na zlepšení přesnosti senzorů, které nyní zvládnou odhalit i stopová množství obsažených látek. Ve srovnání s minulými misemi jde o zlepšení přesnosti měření o tři řády. TGO tak bude schopná sledovat nenadálé i pravidelné změny koncentrací plynů v atmosféře a vědci se už těší, že se jim podaří to, v co hlavně doufají – vytvoření mapy, která by ukázala, kde různé plyny vznikají a kde jsou pohlcovány.

TGO tak pomůže lepší pochopení Marsu – planetu už máme po geologické a geografické stránce zmapovanou relativně dobře, ale tato data poskytnou další vrstvu informací. Budeme moci sledovat dlouhodobé i krátkodobé změny složení planety a pokud se zadaří tak i lokalizovat jejich zdroje. TGO bude zkoumat i izotopy jednotlivých atomů s hlavním důrazem na poměr mezi klasickým a těžkým vodíkem (deuteriem). Kromě toho se můžeme těšit na zpřesnění údajů o teplotě atmosféry, rozložení aerosolů, vodní páry či ozonu, nebo na pochopení cirkulace atmosféry a vzdušných proudů.

Sonda TGO navíc poskytne i snímky povrchu a na jejím základě by měla vzniknout mapa rozložení vázaného vodíku na povrchu celé planety. O něco podobného se snažily i minulé sondy, ale TGO to zvládne s desetkrát lepším rozlišením. Ale dost už bylo obecného povídání, pojďme si nyní stručně představit přístroje na palubě a na dalších řádcích se na ně podíváme mnohem detailněji.

NOMAD – Nadir and Occultation for Mars Discovery:
NOMAD obsahuje tři spektrometry, přičemž dva jsou citlivé v infračerveném spektru a jeden exceluje ve spektru ultrafialovém. Úkolem tohoto přístroje je hledání sloučenin jako je metan a jiné uhlovodíky. Využívat k tomu bude momentů, kdy se Slunce schová za Mars, nebo nad ním bude vycházet. V tu chvíli budou sluneční paprsky procházet skrz silnou vrstvu atmosféry Marsu a NOMAD má studovat jejich ohyb a rozklad. Tento přístroj vznikl na Institutu vesmírné astronomie v Belgii.

ACS – Atmospheric Chemistry Suite:
V přístroji ACS bychom našli tři infračervené senzory, které mají za úkol prozkoumat atmosféru Marsu. ACS se bude při výzkumu doplňovat s NOMADem – jak ve sledovaných vlnových délkách, tak i tím, že bude pořizovat referenční snímky, které se použijí pro kalibraci všech měření. Tento přístroj vyvinul Kosmický výzkumný institut (IKI) v Rusku.

CaSSIS – Color and Stereo Surface Imaging System:
CaSSIS má na první pohled jednoduchý úkol – poskytovat obrázky povrchu Marsu. Ty ale nebudou určeny pouze ke kochání, ale ve spojení s daty z ostatních přístrojů poslouží k odhalení zdrojů plynů i míst, kde zanikají. Už nyní víme, že se metan vyskytuje v určitých oblastech, zatímco jinde po něm není ani stopy. CaSSIS je kamera s vysokým rozlišením – až 5 metrů na obrazový bod. Bude poskytovat barevné snímky a pravděpodobně i stereofotky v širokém pruhu. Tento přístroj vznikl na Bernské univerzitě ve Švýcarsku.

FREND – Fine Resolution Epithermal Neutron Detector:
Přístroj FREND vznikl také na Kosmickém výzkumném institutu (IKI) v Rusku a jeho úkolem je detekovat podpovrchový vodík až do hloubky jednoho metru. Tím bychom mohli odhalit ložiska vodního ledu v mělké hloubce pod povrchem. Také v případě tohoto přístroje bude měření podpovrchové vody a vodíku desetkrát přesnější, než u minulých misí.

Tolik tedy stručné představení vědeckých přístrojů na sondě Trace Gas Orbiter. Čtenáři, kterým stačí základní informace mohou v této fázi článku skončit. Zájemci o detailnější informace, nechť pokračují dále.

NOMAD

Tento přístroj můžeme bez přehánění považovat za vědecké srdce sondy TGO. Jeho úkolem je detekce a určení množství málo zastoupených plynů v atmosféře pomocí hledání jejich spekter. NOMAD při analýze využije široké spektrum elektromagnetického záření – od ultrafialového, přes viditelné až po infračervené. Abychom byli přesní, pak jde v případě ultrafialové a viditelné části o rozsah 200 – 635 nanometrů a v infračerveném spektru se využívá vlnová délka 2,2 – 4,3 mikrometru. K analýze pak poslouží trojice spektrometrů. Díky velmi citlivým senzorům může NOMAD odhalit i plyny, jejichž koncentrace jsou pouze stopové.

Princip měření jsme si popsali již na minulých řádcích – ve chvíli, kdy se bude Slunce schovávat za planetu Mars, nebo naopak z jejího úkrytu vystoupí. NOMAD v tu chvíli pohlédne vstříc Slunci – skrz atmosféru. Plyny v ní obsažené tak budou moci ovlivnit průchod slunečních paprsků a NOMAD pak tyto změny zachytí. Kromě toho bude NOMAD disponovat i režimem, kdy pohlédne přímo dolů k povrchu Marsu. V tu chvíli bude analyzovat sluneční záření odražené od povrchu a částečně i atmosféry. Celkem může NOMAD pracovat ve třech oborech, které si nyní představíme podrobněji.

Solar Occultation Mode – v tomto případě jde o sledování průchodu slunečních paprsků atmosférou Marsu – viz minulé řádky. V tomto případě bude NOMAD sledovat šest pevně daných vlnových oblastí, přičemž pořídí jedno měření za sekundu. Jelikož odlišné molekuly absorbují odlišné vlnové délky světla, dá se očekávat, že přístroj dosáhne velmi slušného poměru „signálu vůči šumu“.

Každé „sluneční zatmění“ trvá zhruba 5 minut, takže přístroj v každé sledované oblasti vlnových délek nasbírá okolo 300 spektrálních měření. Jak se bude Slunce pohybovat z pohledu sondy nahoru, nebo dolů atmosférou, bude možné zmapovat přítomnost plynů v různých výškách nad povrchem. Díky tomu bude možné sestavit nejen povrchovou mapu rozložení některých sloučenin, ale dokonce i výškový profil atmosféry od její hranice až po oblast kousek nad povrchem.

Limb, Nadir and Occultation Mode – tento postup se použije za nízkých světelných úrovní. Tehdy se NOMAD podívá přímo dolů k povrchu Marsu. Při tomto režimu by měl NOMAD objevit například ložiska ledu, ale hlavně poskytne kompletní obraz atmosféry v dané oblasti. K aktivaci tohoto režimu dojde zhruba jednou za tři až čtyři marsovské dny (tzv. soly). Řídící týmy plánují nasazovat tento režim v různých časech, aby bylo možné sledovat dlouhodobé i krátkoperiodiské změny složení na různých místech planety.

Ultraviolet and Visible Mode – třetí režim sbírá každou sekundu spektrální měření ze spektrometrů sledujících viditelné a ultrafialové záření. Touto cestou bychom mohli objevit metan, kyselinu sírovou a aerosoly v atmosféře.

Kanál pro sledování slunečních zatmění (SO – Solar Occultation) pracuje s vlnovými délkami 2,2 – 4,3 mikrometru a používá spektrometr typu Littrow. Přicházející světlo prochází vstupní optikou a prochází filtrem (Acousto-Optical Tunable Filter, zkráceně AOTF – viz zde), který vybere vlnovou délku, která se bude pozorovat. Po průchodu tímto filtrem záření zamíří do spektrometru. Po odrazu od primárního zrcadla dopadne na echelle mřížku se čtyřmi vrypy na milimetr – právě tato část zajišťuje v tomto přístroji disperzi, tedy rozptyl sledovaného záření. Cesta záření k samotného detektoru spektrometru ještě vede přes optiku schopnou kolimace.

Výše zmíněný filtr se zkratkou AOTF je elektrooptické zařízení, které slouží k elektronickému ladění spektrálních pásem bez použití pohyblivých dílů. Využívá krystalu, ve kterém radiofrekvenční vlny oddělí vybranou vlnovou délku od ostatních, které jsou obsažené ve zdroji. Výsledná vlnová délka závisí na frekvenci použitých vln, které se aplikují na krystal.

Oscilující elektrický signál se používá k pohonu piezoelektrického transduktoru, který vibruje a vytváří tak akustické vlny, které se šíří krystalem a mění tak jeho index lomu, takže se přicházející světlo doslova roztřese. Krystalová struktura je střídavě stlačována a uvolňována, takže se celé médium chová jako difrakční mřížka. Celý systém ale má výhodu v tom, že rozkládá pouze jednu vybranou vlnovou délku, která se vybere frekvencí použitých oscilací.

V případě přístroje NOMAD funguje filtr AOTF jako prvek, který zajišťuje, jaká vlnová délka se bude studovat. Celý systém má řadu výhod – je možné například provádět opakovaná měření stejných vlnových délek bez obav o rozdíly mezi jednotlivými nastaveními.Další výhodou je velká „čistota“ získaných spekter, nebo rychlá možnost rychlé změny sledovaného spektra. Díky absenci pohyblivých částí je zajištěna vysoká efektivita a dlouhá životnost celého systému.

Získaná vlnová délka světla míří k detektoru, který tvoří aktivně chlazená (na 80 – 100 kelvinů, tedy -193 – 173 °C) deska ze slitiny rtuti, kadmia a telluru. Našli bychom na ní 320 sloupců obrazových bodů a 256 řádků.

Kanál Limb, Nadir and Occultation (LNO) používá stejný postup, který jsme si před chvílí popsali – filtr AOTF, echelle mřížka pro rozklad a chlazený HgCdTe detektor. Při LNO se budou měřit vlnové délky v rozsahu 2,2 – 3,8 mikrometru. Režim LNO využívá dvojice teleskopů, z nichž jeden hledí přímo k povrchu. O výběru, který z těchto dvou zdrojů se pošle do spektrometru rozhoduje sklopné zrcátko.

Kanál UVIS (Ultraviolet and Visible) disponuje dvojicí teleskopů, které svými daty zásobují běžný spektrometr. Jeden teleskop hledí k povrchu, druhý pak směrem k obzoru, kde dochází k zákrytům Slunce. Data získaná z tohoto kanálu se tedy kryjí s těmi, která sbírají dva výše popsané kanály (SO a LNO) – UVIS je ale doplňuje o data ve spektrech 200 – 650 nanometrů.

Dvojice výše zmíněných teleskopů zaměřuje světlo na primární zrcadlo (M1), které odráží paprsek na difrakční mřížku, která rozdělí záření do jednotlivých vlnových délek. Ty pak míří ke kolimátoru M2, který zaměřuje rozptýlené světlo na ohniskovou desku s CCD čipem.

V případě kanálů SO a LNO je možné sledovat každou sekundu 12 různých vlnových délek. Jde o 160 milisekund trvající měření pro každý spektrální interval (ze dvou kanálů). Oba tyto kanály mají daný rozhled na oblast 1 x 10 kilometrů omezený šířkou slunečního disku. Kanály SO a LNO tak pořídí virtuální řezy atmosférou s tloušťkou 1 kilometr, čímž vědci získají velmi detailní vertikální profil plynného obalu Marsu. Sluší se připomenout, že k těmto měřením dojde při každém „zatmění slunce“ a také během režimu LNO. V případě kanálu UVIS budou jednou za čtvrt sekundy vznikat výseče zachycující oblast 1 x 1 kilometr, takže výsledné výškové rozlišení bude úctyhodných 300 metrů.

Při snímkování z nadhledu NOMAD změří vertikální sloupce 3 x 12 a 5 x 6 km pro snímkování s vysokým a nízkým rozlišením pro LNO a 8 x 5 km pro UVIS. Přístroj bude měřit obsah oxidu uhličitého, aby se tento faktor mohl započítat do zpracování dat. Tato data se použijí ke kalibraci naměřených údajů při sledování topografie a povrchových stínů, které mohou napovědět o stavu atmosféry a při hledání málo zastoupených sloučenin je nutné odfiltrovat všechny rušivé vlivy a právě k tomu se hodí měření přes oxid uhličitý.

NOMAD během vědecké fáze sondy TGO bude studovat zatmění Slunce z oběžné dráhy mezi 87,5 rovnoběžnou severní a jižní šířky, přičemž již nyní se počítá s opakovaným pozorováním ze stejných míst po určité době. Ke sledování z nadhledu bude docházet mezi 74. rovnoběžkami,přičemž opakovaná návštěva přijde za 3 – 4 dny. Důležité ale je, že při návratu bude ve sledované oblasti jiná fáze dne, což vědcům umožní sledovat změny v různých částech dne.

ACS – Atmospheric Chemistry Study

Tři spektrometry (NIR, MIR a TIRVIM) v tomto přístroji pokrývají blízkou infračervenou oblast, střední infračervenou oblast a tepelnou infračervenou oblast a jejich úkolem je studovat strukturu atmosféry a fotochemické procesy, které v ní probíhají. Tento přístroj bude také využívat měření při úsvitu a soumraku, kdy sluneční paprsky prochází silnou vrstvou atmosféry. Již zmíněná trojice spektrometrů spolu s nezbytnou elektronikou váží celkem 33,5 kilogramu a zabírá prostor 52 x 60 x 47 centimetrů. Přístroj odebírá 39 – 85 wattů a na závěr úvodního představení jsme si nechali úctyhodný odhad o množství nasbíraných dat. Denně by měl ACS vyprodukovat 1,5 Gb dat.

Kanál NIR využívá systém, který jsme si popsali už u přístroje NOMAD. Jde o filtr AOTF s echelle mřížkou a detektorovou deskou, která je z oxidu telluričitého. Umožňuje zákrytová pozorování, sledování obzoru i oblasti pod sondou, přičemž si poradí s vlnovými délkami 0,73 – 1,7 mikrometru. Na vstupu je umsítěn červený filtr, který zabraňuje vstupu slunečních paprsků s vlnovou délkou kratší než 0,7 mikrometru.

Přístroj NIR obsahuje automatický kolimátor typu Littrow, což je parabolické zrcadlo umístěné mimo osu, které kromě jiného usměrňuje světlo do otvoru o rozměrech 4 mm x 40 mikrometrů. Zrcadlo zajišťuje rozklad a odraz rozloženého záření k vlastnímu detektoru. Echelle mřížka v přístroji NIR má 70° úhel rozkladu a obsahuje 24 vrypů na milimetr. Parabolická zrcadlo funguje jako kolimátor i jako zobrazovací zrcadlo. Jeho ohnisková délka je 20 centimetrů. Zrcadlo bylo vyrobeno z hliníkové slitiny, která je pokrytá tenkou vrstvou mědí.

Ohniskové pole se skládá z aktivně chlazených indium-galium-arsenových detektorů s 640 sloupci a 540 řadami. Přístroj dokáže měřit v deseti postupně nastavovaných vlnových délkách, což je zajištěno změnou frekvence ve filtru AOTF. Expoziční časy mohou kolísat mezi jednou milisekundou a jednou sekundou. NIR bude schopen analyzovat vlnové délky světla s odchylkou 0,73 – 1,6 mikrometru.

NIR pokrývá svým zorným polem oblast 20 x 0,02 obloukové minuty a jeho spektrální rozlišovací schopnost je 16 nanometrů. Při pohledu k povrchu Marsu pořizuje jedno spektrální měření každé dvě sekundy, naopak při sledování „zatmění Slunce“ se spektra zachycují každých 50 milisekund. NIR je sice ze všech tří spektrometrů v přístroji ACS nejmenší (váží pouze 3,3 kilogramu), bude poskytovat důležité informace třeba o rozložení vodní páry ve výškách 10 – 80 kilometrů nad povrchem – tato data budou až stokrát přesnější, než tomu bylo u minulých misí.

NIR bude hledat také kyslík, čímž by měl odhalit vrstvy ozonu. Zatím se očekává, že kyslík bude přítomen hlavně ve výškách do 40 kilometrů. Ve spolupráci s přístrojem MIR bude NIR sledovat přítomnost oxidu uhličitého, hledat aerosoly, jejich hustotu a velikost částic – ať už se bude jednat o ledové, nebo kamenné částice. Když se bude sonda nacházet nad noční stranou planety, NIR pohlédne směrem k Marsu a bude hledat stopy oxidů dusíku a vody.

Druhým spektrometrem na palubě ACS je MIR. Také on využívá princip Echelle – záření je odraženo skládacím zrcadlem a prochází přes teleskop, který sluneční paprsek usměrní, aby prošel 30 mikrometrovým vstupním otvorem. Po odrazu od dvojice zrcadel dopadá záření na echelle mřížku a pak cestuje přes kolimátor a dvě pohyblivé sekundární difrakční plochy, z nichž každá má vlastní kolimátor. Rozptýlené světlo pak projde zaostřovacími čočkami a dopadne na vlastní detektor.

Primární echelle mřížka je pokrytá tenkou vrstvou zlata, obsahuje tři vryty na milimetr, měří 10,7 x 14 centimetrů a má úhel rozkladu 63,43°. Detektor ve spektrometru MIR je tvořený slitinou ze rtuti, kadmia a telluru, přičemž obsahuje 640 sloupců a 512 řádků. O aktivní chlazení se stará mechanický chladič. Sekundární difrakční plochy mají 180 a 361 vrypů na milimetr a pohybují se pomocí krokového motoru. To umožňuje přístroji přecházet mezi dvěma difrakčními stavy.

MIR disponuje zorným polem 10 x 0,5 obloukové minuty a disponuje sedmi spektrálními rozsahy od 0,28 do 0,32 mikrometru. Každá sada spekter se pořídí jednou za půl až jednu sekundu, přičemž tento přístroj pracuje pouze v režimu zákrytů Slunce Marsem (režim SO). Tento přístroj je nastaven tak, aby maximalizoval počet simultánně detekovaných sloučenin.

Spektrometr MIR má hledat hlavně absorbční čáry oxidu uhličitého , měřit jeho hustotu a teplotu ve výškách 10 – 140 kilometrů. MIR má být schopen změřit i rozdíly v izotopech uhlíku v molekulách oxidu. Tento spektrometr má ustanovit poměr mezi klasickým vodíkem a deuteriem (těžkým vodíkem), což je jedna z nejdůležitějších informací při tvorbě modelů, které popisují ztrátu atmosféru Marsu. Jelikož MIR pracuje pouze při západu/východu Slunce, bude schopen stanovit i rozdíly v poměru vodík/deuterium v různých výškách atmosféry. Ještě nikdy v historii se nic podobného nezkoumalo. Na základě těchto dat můžeme objevit mnoho nových cest výzkumu – od sledování vzniku mraků až po hledání ledových ložisek.

Jedním z nejdůležitějších plynů, na které se spektrometry na palubě TGO zaměří je metan. Výpočty ukazují, že spektrometry dokáží detekovat nejjednodušší uhlovodík v koncentraci až 0,3 částic na miliardu ostatních – stačí hledat ve vlnové délce 3,18 – 3,45 mikrometru. MIR bude navíc hledat i oxid uhelnatý, který pomůže k pochopení pohybu vzdušných mas v atmosféře planety. Dalšími plyny, které tento spektrometr odhalí jsou různé uhlovodíky, kyselina chlorovodíková, sirné sloučeniny a další.

Třetím a posledním spektrometrem v přístroji ACS je TIRVIM (Thermal Infra-Red V-shape Interferometer Mounting). Jedná se o spektrometr Fourierova typu a pokrývá velmi široké spektrum od 2 do 17 mikrometrů. TIRVIM je váží 11 kilogramů a obsahuje dvě Fourier-transformní kyvadla. Úkolem TIRVIS je měření teploty atmosféry a aerosolů při sledování směrem k povrchu. V přístroji najdeme tři různé detektory a interferometr spočívající v rozdělovači signálu tvořeného bromidem draselným.

Skenovací zrcadlo o rozměrech 85 x 60 milimetrů je umístěno mimo vlastní spektrometr a vybírá, která oblast se bude pozorovat – jeho pohyblivost je až 270°. Zrcadlo tak může odrážet paprsky z povrchu planety, ale i z přiloženého tmavého materiálu, který slouží jako kalibrační terč. Paprsky po odrazu od zrcadla vstoupí do přístroje a zamíří k interferometru.

Dvě oddělené optické dráhy svírají navzájem úhel 67° a mohou pořizovat i přímá pozorování Slunce.  Srdcem přístroje TIRVIS je interferometr s dvojitou kyvadlovou paží s délkou 13 centimetrů. Rozdělovač paprsku z bromidu draselného navazuje na kompenzátor, který je 12 milimetrů silný a má průměr 8,8 centimetru. Referenční kanál vzniká s pomocí laserové diody, která vytváří světlo s vlnovou délkou 760 nanometrů a toto záření měří detektor tvoření křemíkovou fotodiodou.

Zkoumané záření je namířeno do jednoho ze tří detektorů pomocí rovinného zrcadla, které je pohyblivé a může být namířeno do tří různých pozic. Detektor ze slitiny rtuti,kadmia a telluru je citlivý na dlouhé vlnové délky 1,7 – 17 mikrometrů a obsahuje i germaniové vstupní okénko, které blokuje přístup záření s kratší vlnovou délkou. Samotná ohnisková plocha je chlazena na 65 kelvinů (-208°C) pomocí Stirlingova chladiče. Stejný systém se stará i o chlazení detektoru krátkých vln s rozmezím 2 – 3,5 mikrometru. Třetím detektorem je pyroelektrický detektor měřící až do vlnové délky 25 mikrometrů, který je primárně určený k hledání vodní páry při pohledu směrem k Marsu. Tento detektor nepotřebuje chlazení a pracuje při běžných teplotách.

Spektrometr TIRVIM pokrývá opravdu široké spektrum – vejde se do něj i celé spektrum přístroje MIR. Daní za to je nižší rozlišení., ovšem TIRVIM může být použit jako záloha za MIR v případě jeho selhání, stejně tak se data z TIRVIM mohou použít pro kalibraci přesnějšího MIRu. Tento spektrometr by mohl měřit množství křemíkového prachu v atmosféře, nebo množství vodního ledu. Svým spektrem pokryje i ozon, nebo peroxid vodíku, který by jiné přístroje neviděly.

Všechny tři popsané přístroje (NIR, MIR a TIRVIS) budou posílat surová data přes rozhraní LVDS do elektronické jednotky, která je z bezpečnostních důvodů redundantní. V této jednotce se surové signály proženou skrz bránu Field Programmable Gate Array a zamíří do flash paměti s kapacitou 32 GB. O řízení všech přístrojů se stará centrální řídící jednotka, která dostává pokyny od hlavního řídícího systému, odesílá telemetrické údaje a kontroluje stav všech součástek a operačních stavů.

Elektronická jednotka obsahuje převodníky stejnosměrného proudu a další regulátory, které zajistí, že se do přístroje dostane požadovaný proud. Vědecká data proudí do jednotky PDHU (Payload Data Handling Unit – viz náš článek o konstrukci sondy) přes sběrnici Space Wire, zatímco údaje o telemetrii a pokyny proudí po sběrnici 1553. Kvůli omezením v množství informací, které se dají odeslat se ACS nebude používat při každém „zatmění“ – jedno takové vyprodukuje téměř 500 Mbit dat, přičemž horní limit pro denní přenos dat ze všech přístrojů v ACS je 1500 Mbit, přičemž do tohoto čísla musíme započítat i všechna měření vstříc povrchu.

CaSSIS – Color and Stereo Surface Imaging System

Přiznejte se, že se Vám už z těch spektrometrů točila halva. I autor článku je rád, že je tato pasáž za ním a nyní můžeme naši pozornost zaměřit k přístroji, s jehož výstupy se bude laická veřejnost setkávat asi nejčastěji. Kamera CaSSIS je totiž jediným snímacím zařízením na sondě TGO a jejím úkolem je pořizovat snímky s vysokým rozlišením, ze kterých půjdou vytvořit stereofotografie míst, která jsou z vědeckého hlediska zajímavá. Jde především o lokality, kde spektrometry vysledují vznik či zánik plynů. Teoreticky se může jednat o místa, kde probíhá sublimace, různé erozní procesy, nebo vulkanismus. CaSSIS pomocí svých fotek pomůže vybrat vhodnou přistávací lokalitu pro pokračování programu ExoMars. V roce 2020 by měla k rudé planetě zamířit sestava tvořená ruskou přistávací plošinou a evropským vozítkem.

Snímky s vysokým rozlišením pomohou vědcům prozkoumat geologické procesy, které mohou být zodpovědné za uvolňování plynů do atmosféry, stejně jako procesy, které tyto plyny z atmosféry naopak odnímají. CaSSIS se může pyšnit rozlišovací schopností 5 metrů a při stereoskopické rekonstrukci bude vertikální rozlišení okolo šesti metrů.

Kamera to ale na téhle sondě nemá jednoduché. TGO totiž bude po většinu času rotovat, aby solární panely mířily ke Slunci a tepelné radiátory naopak do hlubokého vesmíru. Kamera proto využívá vlastního otočného systému, který kompenzuje pohyb družice. Otočný systém se použije i pro vytváření stereosnímků. Nejprve kamera zamíří na oblast 10° před místem, kde se sonda nachází, pak se otočí o 180° a zamíří do místa, které je 10° za sondou. Vznikne tak fotka stejného místa pořízená ze dvou různých míst, což vytvoří stereo-dvojici.

Jelikož budou obě fotky pro stereo snímky pořízeny krátce po sobě, budou mít téměř shodnou úroveň osvětlení. Počítá se s tím, že pořízení obou fotek bude od sebe dělit pouze 47 sekund, přičemž otočka o 180° zabere zhruba 15 sekund. Mechanismus využívá krokový motor s keramickým ložiskem, který otáčí šnekovým kolem přes měchové ložisko (bellow-type bearing). Všechna ozubená kola jsou z titanové slitiny pro maximální pevnost.

CaSSIS disponuje objektivem o průměru 135 milimetrů a najdeme v ní tři zrcadlová anastigmata s celkovým zorným polem 1,34 x 0,88 stupňů, což při snímání povrchu zachytí oblast širokou 8 kilometrů. Trojité zrcadlové anastigma bylo vybráno, protože poskytuje širší zorné pole než klasické systémy Cassegrain nebo Ritchey-Chrérien. Všechny strukturální části kamery CaSSIS jsou vyrobeny z plastu vyztuženého uhlíkovými vlákny, což zajišťuje nízkou tepelnou roztažnost, takže optické členy zůstanou vždy perfektně umístěné. Samotná zrcadla jsou pokrytá tenkou vrstvou stříbra a vykazují jen minimální optické odchylky.

Kamera CaSSIS má ohniskovou vzdálenost 880 milimetrů a paprsky jsou usměrňovány na CMOS detektor s rozlišením 2048 x 2048 obrazových bodů s roztečí pixelů 10 mikrometrů. Čtení nasnímaných dat probíhá rychlostí 5 megapixelů za sekundu při 14-bitové hloubce. Snímky z kamery pokrývají čtyři spektrální pásma – panchromatické pásmo se středem na 650 nanometrech (šířka pásma 250 nm), dále infračervené pásmo na 950 nanometrech (šířka 150 nm)m třetím pásmem je blízká infračervená oblast na 850 nanometrech (šířka pásma 120 nm) a konečně modrozelené pásmo na 475 nanometrech (šířka 150 nm).

CaSSIS by měla pořizovat fotky na první pohled neobvyklým způsobem, kdy bude sbírat pásky s rozlišením 2048 x 256 obrazových bodů, které bude opakovaně skládat do dlouhých pásů podle toho, jak se bude sonda pohybovat. Data ze snímače budou převedena do podoby digitálních údajů pomocí dvoujádrového procesoru LEON. CaSSIS má na jeden den vyhrazeno 2,9 Gbit dat, což zhruba odpovídá osmi stereosníkům a jedním samostatným snímkem.

FREND – Fine Resolution Epithermal Neutron Detector

Posledním vědeckým přístrojem na palubě sondy TGO je neutronový detektor FREND. Jeho úkolem je počítat neutrony, které k němu doletí od povrchu Marsu. Možná si kladete otázku, kde se ty neutrony berou – jejich neustálý přísun je zajištěn nepřetržitým bombardováním povrchu planety kosmickým zářením, které v materiálu na povrchu rozehraje biliár na úrovni subatomárních částic. Pokud prozkoumáme množství neutronů a jejich energii, můžeme zjistit, jaké jsou povrchové koncentrace vodíku.

FREND se skládá z kolimátoru a dozimetrického modulu, který provádí měření v zorném poli 10 stupňů. Tím získáme prostorové rozlišení 40 x 40 kilometrů, což je desetkrát lepší, než dosavadní údaje, které máme k dispozici. Neutronové detektory jsou dva – počítadlo Helium-3 pokrývá rozsah energií 0,4 eV – 500 keV a Fast stylbene scintilator (viz) je určený pro oblast vysokých energií od 0,5 do 10 MeV.

Sestava kolimátoru je pasivní složka, která ukrývá pět detektorových sestav. Sestává ze dvou vrstev – ta vnější je tvořena polyetylenem s vysokou hustotou a vnitřní sestává z prášku boru-10. Polyetylen má vysoký obsah vodíku a díky tomu dokáže zpomalit přicházející neutrony, aby je mohla vrstva boru absorbovat. Je tak zabráněno tomu, aby nějaký neutron přilétl do detektorů jinak, než poměrně úzkým otvorem, který je určený jako vstup.

Čtyři detektory Helium-3 jsou vyplněny (jak již jejich název napovídá) heliem-3. To má tlak 6 barů a jsou umístěny ve čtyřech otvorech v kolimátoru. Procházející neutron v heliu-3 spustí reakci, při které vzniknou dvě nabité částice (supertěžký vodík tritium a klasický vodík, tedy protium). Ty vytvoří nabitý oblak, který zachytí ionizační detektory.

Stylbene scintilator využívá organický krystal tvořený 1,2-difenylethenem. Ten dokáže převést neutrony na fotony, které jsou zachyceny optickými přístroji jako jsou fotonásobiče. Díky použitému tvaru bude možné odlišit záblesky způsobené neutronem od těch, které vzniknou po nechtěném zásahu gama záření, které přichází z hlubokého vesmíru.

FREND váží 36 kilogramů a měří 46,5 x 38 x 37 centimetrů, přičemž spotřebovává 14 W elektrické energie. Obvykle bude sbírat údaje po dobu jedné sekundy. Odděleně od výše popsaných detektorů umístěných v kolimátoru leží dozimetrický modul. Jeho úkolem je měřit proměnlivost obdržených dávek kosmického záření a celkovou ionizaci. Po přepočtu na lidské tkáně se na základě těchto dat odhadnout, jak by byla podobná mise (ne)bezpečná pro člověka. Dozimetr bude fungovat po celou dobu mise. Využívá se dozimetrie systému Liulin-MO, který se skládá ze dvou samostatných teleskopů, z nichž každý obsahuje dva polovodiče. Rozlišovací schopnost měřených energií je okolo 100 keV v pásmu 100 keV – 8 MeV a 350 keV v pásmu 8 – 70 MeV.

Hlavním úkolem přístroje FREND je zmapování obsahu vodíku v horní vrstvě marsovského povrchu. FREND bude schopen odhalit vodík až do hloubky regolitu 150 centimetrů. V prostorovém rozlišení bude dosahovat přesnosti 40 kilometrů. Dlouhodobá měření umožní prostudovat množství uvolňovaných neutronů v průběhu různých ročních období a při různých úrovních solární aktivity. Dozimetr bude pracovat i během přeletové fáze k Marsu a také na jeho oběžné dráze. Využije se ke studiu rozložení elektronů, protonů a HZE částic.

Další díl našeho nového seriálu Pohled pod kůži končí a já doufám, že se Vám líbil alespoň tak, jako ten minulý. I tentokrát je potřeba upozornit, že jsem při překladu anglického originálu několikrát narazil na odborné pasáže s odbornými termíny. Především jde o součásti spektrometrů, které jsem se snažil různě googlit a pochopit jejich význam, abych je mohl co nejlépe přeložit do češtiny. Nedopatřením jsem se tak mohl dopustit špatného, nebo nepřesného překladu některých pasáží. Pokud k tomu došlo, pak se omlouvám a jako vždy ocením zpětnou vazbu od čtenářů, kteří jsou v těchto oborech zběhlejší – případné chyby v překladu pochopitelně po jejich upozornění opravím.

Pokud si kladete otázku,na co se zaměříme v příštím díle, mohu vás nalákat na popis konstrukce experimentálního přistávacího modulu EDM.

Zdroje informací:
http://spaceflight101.com/

Zdroje obrázků:
http://spaceflight101.com/…./Schiaparelli_on_Trace_Gas_Orbiter-1.jpg
http://spaceflight101.com/…/Trace_Gas_Orbiter_instruments.jpg
http://spaceflight101.com/…/ExoMars_TGO_and_EDM_modules_during_vibration_testing-4.jpg
http://spaceflight101.com/…/uploads/sites/79/2016/03/NOMAD2_625.jpg
http://spaceflight101.com/…/2016/03/nomad_exomars_trace_gas_orbiter.png
http://spaceflight101.com/exomars/wp-content/uploads/sites/79/2016/03/NOMAD3.jpg
http://spaceflight101.com/exomars/wp-content/uploads/sites/79/2016/03/NOMAD4.jpg
http://spaceflight101.com/…/sites/79/2016/03/ExoMars2016_TGO_ACS_schematic.jpg
http://spaceflight101.com/…/2016/03/ExoMars2016_TGO_ACS_MIR_NIR_models_1280.jpg
http://spaceflight101.com/exomars/wp-content/uploads/sites/79/2016/03/ACS2.jpg
http://spaceflight101.com/exomars/wp-content/uploads/sites/79/2016/03/ACS1.jpg
http://spaceflight101.com/exomars/wp-content/uploads/sites/79/2016/03/ACS3.jpg
http://spaceflight101.com/…/2016/03/ExoMars2016_TGO_ACS_TIRVIM_1280.jpg
http://spaceflight101.com/exomars/wp-content/uploads/sites/79/2016/03/ACS4.jpg
http://spaceflight101.com/exomars/wp-content/uploads/sites/79/2016/03/ACS5.jpg
http://spaceflight101.com/exomars/wp-content/uploads/sites/79/2016/03/ACS6.jpg
http://spaceflight101.com/…/79/2016/03/CaSSIS_stereo_imaging_principle_720x540.jpg
http://spaceflight101.com/exomars/wp-content/uploads/sites/79/2016/03/cassis1.jpg
http://spaceflight101.com/exomars/wp-content/uploads/sites/79/2016/03/cassis2.jpg
http://spaceflight101.com/…/03/ExoMars2016_TGO_FREND_20151208_DSC0334_1280.jpg
http://spaceflight101.com/exomars/wp-content/uploads/sites/79/2016/03/frend2-eng.jpg
http://spaceflight101.com/exomars/wp-content/uploads/sites/79/2016/03/frend3-eng.jpg
http://spaceflight101.com/…/ExoMars2016_TGO_FREND_20150623T192225_1280.jpg