Fobos-Grunt (kompendium)

[Scorus]

TVSNG
System kamer nawigacyjnych służy do nawigacji w niewielkiej odległości od Phobosa oraz do ostatecznego wyboru miejsca lądowania. Ponadto posiada szereg celów naukowych. Są to: dostarczenie zdjęć pozwalających na uściślenie modelu kształtu oraz map reliefowych i geologicznych Phobosa; umożliwienie dokładnego scharakteryzowania utworów powierzchniowych; badania przestrzennych różnic w odbijalności powierzchni i wyprowadzenie z nich właściwości regolitu; uściślenie masy i położenia środka ciężkości księżyca; oraz detekcja i charakteryzacja możliwego rozrzedzonego pierścienia pyłowego wokół Marsa. Okresowo system ten umożliwi też obserwacje atmosfery Marsa. System pozwoli na uzyskanie zdjęć o rozdzielczości do 1 metra z orbity kwazisynchronicznej. W trakcie lądowania najlepsze obrazy mogą mieć rozdzielczość rzędu centymetrów. Pozwoli to więc na precyzyjne badania form powierzchniowych oraz charakterystyk regolitu. Obserwacje przy różnych kątach fazowych pozwolą na badania zmian w odbijalności i ustalenie takich parametrów jak znormalizowane albedo, wielkość ziaren regolitu, oraz szorstkość powierzchni w skalach mniejszych od piksela (poprzez wykorzystanie modelu rozpraszania światła na nierównej powierzchni).  Masa i środek ciężkości zostaną ustalone na podstawie dynamiki sondy w pobliżu Phobosa. Powoli to też na ustalenie stopnia niejednorodności budowy wewnętrznej. Będą to dane bardzo istotne dla badań geologii i pochodzenia Phobosa. Znacznie uzupełnią inne pomiary sondy. Ponadto interesujące będą poszukiwania przewidywanego teoretycznie pierścienia pyłowego wokół Marsa. Sonda będzie znajdowała się w pobliżu orbity Phobosa przez długi okres, więc kamery będą mogły zarejestrować ewentualny pierścień i pozwolić na oszacowanie właściwości tworzących go drobin. Pojedyncze cząstki mogą zostać zaobserwowane jako jasne punkty niezgodne z katalogami gwiazd. Na krótkich odległościach (mniejszych od 100 długości ogniskowej) rozmiar nieostrego obrazu cząstki może pozwolić na wyznaczenie odległości do niej, a wraz z natężeniem światła - na ustalenie jej wielkości. Stopień rozmycia obrazu może pozwolić na wyznaczenie jej szybkości. To natomiast pozwoli na rozróżnienie cząstek wchodzących w skład pierścienia od cząstek pyłu międzyplanetarnego o wyższych szybkościach. Do celów nawigacyjnych systemu zaliczają się: ustalanie parametrów orbity okołomarsjańskiej na potrzemy manewrów; uściślenie parametrów orbity Phobosa; wyznaczenie strefy lądowania; oraz pomiary odległości od powierzchni i względnej szybkości w trakcie lądowania.

W skład systemu TVSNG wchodzą dwie kamery wąskokątne (Narrow Angle Cameras - NACs) oraz dwie kamery szerokokątne (Wide Angle Cameras - WACs). Są one rozmieszczone po bokach lądownika, na wewnętrznych stronach paneli bocznych, w dolnej części konstrukcji pojazdu. Dzieli je odległość około 2  metrów. Pozwoli to na obrazowanie stereoskopowe w trakcie lądowania. Wszystkie kamery mają własne procesory. Przesyłają dane do pokładowego systemu komputerowego (Onboard Computer System - OCS). W celu usytuowania pomiarów TVSNG w bezwładnościowym układzie współrzędnych stosowane są dwa szperacze gwiazd BOKZ-MF połączone z każdą parą NAC/WAC. Ich pola widzenia nie pokrywają się, co pozwala na odpowiednie usytuowanie ich osi optycznych względem Słońca i Marsa.

Kamery NAC charakteryzują się długością ogniskowej 500 mm. Stosunek ogniskowej to 1 : 7. Pracują w zakresie spektralnym 0.4 - 1.0 µm. Detektorem jest CCD Kodak-1020 o wymiarach powierzchni aktywnej 1000 x 1000 pikseli. Pojedynczy piksel ma szerokość 7.4 µm. Rozdzielczość kątowa to 3.05 sekundy kątowej. Pole widzenia na szerokość 0.85 stopnia. Pamięć Flash ma objętość 16 Mb. Masa jednostki wynosi 2.8 kg, a pobór mocy - 8 W.

Kamery WAC charakteryzują się długością ogniskowej 18 mm. Stosunek ogniskowej to 1 : 2. Pracują w zakresie spektralnym 0.4 - 1.0 µm. Detektorem jest CCD Kodak-1020 o wymiarach powierzchni aktywnej 1000 x 1000 pikseli. Pojedynczy piksel ma szerokość 7.4 µm. Rozdzielczość kątowa to 84.8 sekundy kątowej. Pole widzenia na szerokość 23.3 stopnia. Pamięć Flash ma objętość 16 Mb. Masa jednostki wynosi 1.6 kg, a pobór mocy - 8 W.

System może pracować w 3 trybach: obrazowania gwiazd (Stars Imaging Mode); obrazowania sekwencyjnego (Sequential Imaging Mode); oraz obrazowania w trakcie lądowania (Landing Imaging Mode).

Tryb obrazowania gwiazd służy do nawigacji (fotografowania Marsa i Phobosa na tle gwiazd), poszukiwania cząstek pyłu oraz kalibracji geometrycznej kamery. W jego ramach każda z kamer działa niezależnie. Każda wykonuje do 1000 zdjęć o zadanych parametrach (czas startu, przerwy między zdjęciami, długość ekspozycji, rozmiar zdjęć). Ze zdjęć wyodrębniane są obiekty o jasności znacznie wyższej od tła i dane te są gromadzone w pamięci kamery. Po wypełnieniu pamięci sesja zostaje zakończona. Kalibracja geometryczna polega na pomiarze parametrów kamery (długości ogniskowej, zaburzeń obrazu) oraz zgodności współrzędnych kamery i szperaczy gwiazd. Najlepsze warunki do kalibracji zapewni wycelowanie kamer w okolice równika galaktycznego. Obserwacje Marsa i Phobosa na tle gwiazd pozwolą na wyznaczenie kierunku do nich i określenie parametrów orbity. Obrazy Marsa i Phobosa będą wtedy prześwietlone. Zastosowane CCD umożliwi uzyskanie do 300 prześwietlonych obrazów w trakcie obserwacji. Do poszukiwań drobin pyłu najlepsze będą kamery NAC. Poszukiwania będą wymagały zyskania dużej ilości zdjęć, a do tego najlepszy jest tryb obserwacji gwiazd.

Tryb obrazowania sekwencyjnego pozwala na uzyskiwanie obrazów bez kompresji, niezależnie przez wszystkie kamery. W pamięci Flash każdej kamery można jednorazowo zapisać 12 obrazów pełnoklatkowych. Tryb ten służy do obrazowania powierzchni Phobosa w celach naukowych i nawigacyjnych oraz do wyboru ostatecznego miejsca lądowania. W czasie obrazowania powierzchni gwiazdy mogą nie być widoczne, więc do lokalizacji obrazów względem układu odniesienia posłużą szperacze gwiazd. Obrazy  z orbity kwazisynchorniczej pozwolą na mapowanie księżyca z rozdzielczością lepszą o 1 - 2 rzędów wielkości od obecnych map. Ponadto możliwa będzie rekonstrukcja przestrzenna rzeźby terenu oparta na zdjęciach stereoskopowych przy rozdzielczościach mniejszym od 1 metra. Ponadto wykonane zostaną pomiary zmian w parametrach odbiciowych. Strefa lądowania zostanie wybrana na podstawie zdjęć o rozdzielczości około 0.5 metra. System kamer pozwoli na zobrazowanie stereoskopowe planowanego miejsca lądowania, uzyskanie mozaik, oraz uzyskanie kombinacji obrazów NAC i WAC stanowiących przejście pomiędzy zdjęciami wysokiej rozdzielczości a globalnymi modelami Phobosa.

W trybie obrazowania podczas lądowania wszystkie 4 kamery będą wykonywały zdjęcia synchronicznie. Tryb ten pozwoli na zapisywanie pełnych zdjęć w pamięci Flash, transmisję silnie skompresowanych zdjęć w czasie rzeczywistym, dostarczenie mapy obszaru lądowania która zostanie wykorzystana przez oprogramowanie sondy do ewentualnych korekt trajektorii, pomiary odległości do powierzchni, oraz pomiary przemieszczeń utworów powierzchniowych pozwalające na automatyczne oszacowanie szybkości poziomej (z uwzględnieniem zmian skali zdjęć i orientacji przestrzennej sondy). Pomiary odległości od powierzchni i szybkości będą danymi dodatkowymi w stosunku do pomiarów dokonywanych przez wysokościomierz laserowy i pomiary przesunięć dopplerowskich. Będą wykonywane ciągle od czasu opuszczenia orbity kwazisynchronicznej. Będą szczególnie istotne podczas zbliżania się do powierzchni na odcinku od 4 km do 800 m, oraz poniżej wysokości 300 m gdzie pozwolą na ewentualne autonomiczne korekty miejsca lądowania. Dla kamer NAC rozdzielczość spada około dwukrotnie poniżej wysokości 5 km na skutek rozogniskowania. Poniżej 1 km praktycznie nie zmienia się. Dla WAC dwukrotne pogorszenie rozdzielczości występuje poniżej 20 m. Minimalna rozdzielczość wynosi około 1 cm. W pamięci każdej kamery może zostać zapisanych 12 pełnych zdjęć. W trybie tym czas wykonywania zdjęcia i jego obróbki wynosi około 6 sekund. Cykle uzyskania zdjęć i ich zapisywania w pamięci Flash są rozdzielone. Odstępy pomiędzy rejestracjami zdjęć w pamięci zależą od programu lądowania i wybranej trajektorii. Skompresowane zdjęcia będą wysyłane do OCS co 20 cykli. Każda kamera podczas lądowania uzyska do 20 zdjęć. Na wysokości 300 - 200 m rozdzielczość kamer WAC wyniesie 13 - 9 cm. Zdjęcia te będą mogły zostać wykorzystane do automatycznego wyboru miejsca lądowania. Oprogramowanie wykona na ich bazie mapę pokazującą dogodność do lądowania różnych miejsc. Na tej podstawie wybrane zostanie płaskie miejsce lądowania. Mapa zostanie wygenerowana na bazie jednorodności fotometrycznej powierzchni, obecności cieni i wzajemnej bliskości większych nieregularności. Odległość do powierzchni będzie wyznaczana na podstawie par stereoskopowych wykonywanych przez poszczególne kamery NAC i WAC oddalone o 2 metry. Do wysokości 300 m mogą być używane obrazy z NAC. Jednak poniżej będą się pokrywać w stopniu przewyższającym 50%, więc stosowane będą kamery WAC. Błędy w wyznaczaniu odległości są spowodowane rozdzielczościami kamer oraz niedokładnościami w ich kalibracji geometrycznej. Na wysokości 4 - 0.8 km będą wynosiły 6% - 4% dla NAC. Na wysokości 200 - 50 m wyniosą 5% - 1% dla WAC. Pomiary szybkości poziomiej zostaną wykonane na podstawie przesunięć obiektów odniesienia na obrazach z jednej z kamer WAC. Kamery NAC nie są tutaj odpowiednie, ponieważ w czasie 6 sekund trwania cyklu uzyskiwania i przetwarzania obrazów obiekty odniesienia mogą wyjść z pola widzenia nawet na wysokościach kilku kilometrów. Obróbka zdjęć prowadząca do wyznaczenia szybkości będzie wykonywana przez OCS z uwzględnieniem zmian w orientacji sondy i odległości od powierzchni na których wykonywane były zdjęcia.

Dane z kamer będą archiwizowane zgodnie ze standardami PDS i NAIF/SPICE.

System TVSNG został opracowany przez IKI.

[Scorus]

MicrOMEGA
 Mikroskop i spektrometr MicrOmega pozwoli na wykonywanie mikrofotografii oraz analiz spektralnych próbek regolitu Phobosa. Pozwoli to na określenie mikrostruktury regolitu i jego składu chemicznego w skalach mikroskopowych. Informacje te przyczynią się do badań geologii miejsca lądowania i w konsekwencji pochodzenia Phobosa.

Nazwa urządzenia nawiązuje do instrumentu OMEGA (Observatoire Pour la Minéralogie, l'Eau, les Glaces et l'Activité) na sondach Mars 96 (utraconej podczas startu 16 listopada 1996 r) i Mars Express (wystrzelonej 2 czerwca 2003 r) - instrument MicrOmega został przygotowany przez tych samych wykonawców na bazie doświadczeń zgromadzonych przy pracach nad instrumentami OMEGA.

MicrOMEGA: KONFIGURACJA
Instrument MicrOmega znajduje się na panelu bocznym lądownika Phobos-Grunt. W jego skład wchodzi kanał światła widzialnego (MicrOmega Optical Channel - MicrOmega-Opt); oraz kanał podczerwoni (MicrOmega Infrared Channel - MicrOmega-Ir). Masa systemu to 2.5 kg. Oba elementy stanowią oddzielne jednostki. MicrOmega-Opt znajduje się przy podstawie manipulatora MS-1. MicrOmega-Ir znajduje się przy podstawie manipulatora MS-2.

MicrOMEGA: MicrOMEGA-Opt
 Próbka regolitu przeznaczona do badań za pomocą MicrOmega-Opt jest wybierana na podstawie obrazów z kamery PanCam i pobierana przez jeden z manipulatorów. Następnie jest dostarczana do systemu serwisowego, umieszczonego równolegle do powierzchni gruntu. Jest wsypywana na tacę odbiorczą przymocowaną do osi silniczka. Za pomocą silniczka jest wsuwana do otworu wejściowego instrumentu. Po zakończonej analizie jest wysuwana z otworu wejściowego i odwracana. Pozwala to na usunięcie materiału, dzięki czemu instrument może sfotografować i przeanalizować wiele próbek.

Struktura podpierająca komponenty kanału MicrOmega-Opt jest wykonana z tytanu. Ma kształt stożkowaty. W najwęższym miejscu umieszczone jest szafirowe okno wejściowego. Jego pozycja jest ściśle ustalona i nie zmienia się znacząco wraz z wahaniami temperatury. Jest ustawione w płaszczyźnie ogniskowania. Wokół elementów optycznych wewnątrz stożka rozmieszczone są diody emitujące światło w 5 zakresach długości fal: 505, 600, 670, 750 i 880 nm. Pozwala to na określenie właściwości spektralnych badanej próbki. Diody są połączone w 5 grup rozmieszczonych symetrycznie. Każda z nich zawiera 3 diody pracujące w tym samym paśmie spektralnym. Kalibrację umożliwia cykliczne zmienianie parametrów emisji diod w czasie uruchamiania urządzenia.

Detektorem w MicrOmega-Opt jest CCD Thomson CSF TH 888A o wymiarach 1280 x 1024 piksele rejestrujący obraz monochromatyczny. Umożliwia wykonywanie zdjęć o zbliżonej jakości we wszystkich 5 zakresach. Poszczególne zdjęcia odpowiadają sobie geometrycznie. Każdy punkt obrazu jest więc rejestrowany osobno w każdej z 5 długości fal. Pozwala to na uzyskanie informacji na temat właściwości spektralnych (jasności przy oświetleniu za pomocą różnych długościach fal) poszczególnych obiektów w polu widzenia (odłamków skał i ziaren minerałów) i tym samym ma oszacowanie ich składu chemicznego na podstawie danych porównawczych.

MicrOMEGA: MicrOMEGA-Ir
 Kanał MicrOmega-Ir wykorzystuje osobny układ optyczny z własną strukturą podpierającą. Próbka dostarczana do niego za pomocą manipulatorów jest umieszczana na systemie serwisowym a następnie obserwowana za pomocą instrumentu.

Urządzenie zostało zaprojektowane na potrzeby planowanego przez ESA łazika marsjańskiego Pasteur programu ExoMars z zastosowaniem rozwiązań użytych w mikroskopie CIVA/MI (Comet Infrared and Visible Analyser / Microscope) lądownika Philae sondy Rosetta. Instrument pozwala na obrazowanie mikroskopowe w polu o wielkości 5 x 5 milimetrów i z rozdzielczością przestrzenną 20 μm na piksel. W każdym pikselu obrazu otrzymywany jest spektrogram w zakresie spektralnym 0.9 - 3.2 μm w 500 kanałach. W wybranym zakresie spektralnych większość cząsteczek posiada specyficzne zakresy emitowanej energii (na skutek przejść elektromagnetycznych EM i oscylacji cząsteczek). Tak więc większość spodziewanych minerałów, lodów i związków organicznych może zostać zidentyfikowana na bazie kształtu i położenia linii spektralnych.

W skład instrumentu wchodzi: system detektora wraz z chłodziarką; system oświetlający; system elektroniki bliskiej, system optyczny systemu oświetlającego, system optyczny systemu detekcyjnego oraz elektronika główna. System oświetlający, detektor i układy optyczne znajdują się w strukturze mechanicznej mającej postać klatki złożonej z metalowych podłużnic na których zainstalowano panele zewnętrzne. System elektroniki bliskiej mieści się w dwóch prostopadłościennych obudowach przymocowanych do niej. Całość jest pokryta wielowarstwową izolacją termiczną.

System oświetlający pozwala na dostarczenie światła o określonej długości fali na próbkę znajdującą się bezpośrednio pod optyką systemu detekcyjnego. Światło białe jest dostarczane przez lampę znajdująca się w obudowie przymocowanej do obudowy detektora. Jest ono skupiane przez soczewkę i wchodzi do monochromatora w postaci filtra akustoptycznego (Acousto-Optical Tunable Filter). Jest to element dyspersyjny pozywający na uzyskanie spektrogramu. Ma on postać dwułomnego kryształu dwutlenku telluru (TeO2) o właściwościach piezoelektrycznych, na który działają fale akustyczne. Przenikają one kryształ powodując, że zmienia się jego współczynnik refrakcji. Światło przechodzące przez kryształ ulega rozpłoszeniu, tak więc działa on podobnie jak siatka dyfrakcyjna. Wykorzystywana jest tutaj niejednorodna dyfrakcja Bragga. Przepuszczana długość fali świetlnej jest funkcją częstotliwości przyłożonej fali akustycznej. Fala akustyczna jest wytwarzana w krysztale przez syntezator częstotliwości radiowych. Mieści się on na trzech płytach elektroniki - płycie syntezatora, miksera i wzmacniacza. Bezpośrednio na powierzchni kryształu umieszczono zestaw elektrod. Sukcesywne zmieniane częstotliwości fali akustycznej pozwala na uzyskanie szeregu różnych długości fal świetlnych oświetlających próbkę. Tak więc w ciągu kilku minut wytwarzana jest seria obrazów składających się na trójwymiarowy sześcian obejmujący informacje przestrzenne i spektralne (x, y, λ). W każdym pikselu obrazu tworzony jest więc spektrogram obejmujący tyle punktów danych ile zastosowano kroków podczas skanowania spektralnego dokonywanego za pomocą AOTF. Światło wychodzące z AOTF jest kolimowane przez soczewkę układu optycznego systemu oświetlającego. Następnie jest odbijane przez zwierciadło i skupiane przez kolejną soczewkę na szafirowym oknie wejściowym optyki systemu detekcyjnego.

Okno wejściowej optyki systemu detekcyjnego znajduje się na końcu stożka stykającego się bezpośrednio z próbką. Jest on przymocowany do tubusa zawierającego optykę obrazującą. Składa się ona z 5 soczewek. Skupiają one światło dobite od próbki na detektorze mieszczącym się w osobnej prostopadłościennej obudowie. Detektorem jest mamcież czuła na podczerwień wykonana z HgCdTe (Mercury-Cadmium-Telluride Array - MCT). Ma wymiary 128 x 128 pikseli. Jest ona chłodzona do temperatury 110 K przez miniaturową chłodziarkę kriogeniczną Ricor K508 znajdującą się bezpośrednio przy obudowie detektora. Pozwala to na ograniczenie prądu ciemnego i umożliwia pracę w zakresie spektralnym do ponad 3 μm. Elementy wewnątrz urządzenia zachowują się jak ciało doskonale czarne i emitują fotony cieplnego promieniowania podczerwonego. Ponieważ nie wszystkie komponenty można schłodzić, obserwowane pole musiało zostać zmniejszone. Efekt cieplny został zredukowany przez dodanie pomiędzy zestaw optyczny i detektor przegrody schłodzonej do temperatury 250 K. Detektor został dostarczony przez firmę Sofradir z Palaiseau we Francji.

MicrOmega-Ir umożliwia rejestrację spektrum światła odbitego w każdym pikselu obrazu. Jednak jego działanie jest uzależnione od długości fali. Konieczna jest więc kalibracja względem celu odniesienia (odpowiadająca ustawieniu bieli). Ponadto sygnał odbierany przez detektor nie zawiera tylko światła dobitego od próbki, ale również 3 inne komponenty - prąd ciemny, efekt termiczny oraz światło rozproszone w obrębie monochromatora. Efekty te są odejmowane od całkowitego zarejestrowanego sygnału. Następnie od uzyskanych danych odejmowany jest sygnał uzyskany przy pomiarze celu odniesienia.

Sygnał z detektora jest obrabiany przez elektronikę bliską. Kontroluje ona również pracę detektora, lampy, generatora RF i systemu chłodzącego.

Instrument MicrOmega współdzieli system elektroniczny z kamerami PanCam i STEREO. Pozwala na gromadzenie i przetwarzanie danych oraz kontrolę stanu instrumentu i programowanie jego działania. Układ obróbki obrazu jest oparty na programowalnej macierzy logicznej (Programmed Logic Matrix - PLM). Pozwala on na wycinanie subklatek, wstępna obróbkę zdjęć, a także ich kompresję.  Jednostka elektroniki zawiera też zasilacz. Dla MicrOmega pozwala też na kontrolowanie działania systemów mechanicznych oraz diod.

Instrument został opracowany przez IKI, RASTR Technology Company oraz Instytut Fizyki Kosmicznej i Astrofizyki (Institut d'Astrophysique Spatiale - IAS) w Paryżu. Kanał podczerwieni został dodany do urządzenia po opóźnieniu misji do 2011 r. Został również użyty na lądowniku MASCOT sondy Hayabusa 2.

[Scorus]

PanCam
Kamera panoramiczna pozwala na obrazowanie terenu po lądowaniu na Phobosie. Do jej celów zaliczają się: scharakteryzowanie miejsca lądowania pod względem geomorfologii; umożliwienie zaplanowania procedury pobierania próbek, w tym trajektorii manipulatora sondy; umożliwienie wybrania miejsca poboru próbek regolitu i odłamków skalnych do dostarczenia do kapsuły powrotnej; wybór próbek dla instrumentów analitycznych; oraz wybór celów do badań za pomocą spektrometru MIMOS.

Zestaw PanCam składa się z dwóch głowic kamer. Są one umieszczone na obu manipulatorach sondy - MS-1 i MS-2. Manipulatory umożliwią odpowiednie pozycjonowanie kamer podczas fotografowania terenu. Ponadto umieszczenie kamer na manipulatorze pozwoli na dobre sfotografowanie celu przed pobraniem próbki. Umożliwi to ewentualne wprowadzenie poprawek ustawienia ramienia przed pobraniem materiału. Podobne podejście zastosowano w przypadku lądownika Beagle 2. Obrazy z kamer mogą być automatycznie analizowane przez oprogramowanie pokładowe, co może umożliwić samodzielne pobranie próbki w sytuacji awaryjnej.

Konstrukcja głowic PanCam jest oparta na instrumentach ROLIS i CIVA lądownika Philae. Każda z nich ma masę 0.45 kg. Światło jest skupiane przez układ optyczny o długości ogniskowej 12.4 mm. Obraz produkuje detektor CCD Thomson CFS TH 888A o wymiarach 1280 x 1024 piksele.

Instrument pracuje w 3 pasmach spektralnych: 0.45 +/- 0.05 mikrometra; 0.65 +/- 0.05 mikrometra; oraz 0.95 +/- 0.05 mikrometra. Rozdzielczość wynosi 3 minuty kątowe na piksel. Zakres dynamiczny to około 1000.

Urządzenie współdzieli jednostkę elektroniki z instrumentami MicrOMEGA i STEREO.

Instrument został opracowany przy współpracy IKI i Leningradzki Instytut Mechaniki Precyzyjnej i Optyki LITMO we współpracy z Francją.

[Scorus]

STEREO
Kamera stereoskopowa podobnie jak PanCam pozwala na obrazowanie terenu po lądowaniu na Phobosie. Jej ogólne cele pokrywają się z celami PanCam. Jest to scharakteryzowanie miejsca lądowania pod względem geomorfologii; umożliwienie zaplanowania procedury pobierania próbek, w tym trajektorii manipulatora sondy; umożliwienie wybrania miejsca poboru próbek regolitu i odłamków skalnych do dostarczenia do kapsuły powrotnej; wybór próbek dla instrumentów analitycznych; oraz wybór celów do badań za pomocą spektrometru MIMOS. Kamera ta pozwala na zbudowanie modelu ukształtowania powierzchni w obszarze roboczym manipulatorów sondy. Będzie on bardzo przydatny podczas planowania procedur pobierania próbek w wytypowanych miejscach.

Zestaw STEREO znajduje się na korpusie sondy. Składa się z dwóch głowic umieszczonych we wspólnej strukturze mechanicznej. Są one oddalone od siebie o 80 mm. Złożenie obrazów z obu głowic pozwala na uzyskanie obrazów stereoskopowych. Ich analiza numeryczna pozwala na opracowanie modeli DEM powierzchni.

Konstrukcja głowic jest zbliżona do głowic kamer PanCam. Opiera się na  instrumentach ROLIS i CIVA lądownika Philae. Zastsowano w nich taki sam detektor CCD jak w PanCam - Thomson CFS TH 888A o wymiarach 1280 x 1024 piksele.

Urządzenie współdzieli jednostkę elektroniki z instrumentami MicrOMEGA i PanCam.

Instrument został opracowany przy współpracy IKI i Leningradzki Instytut Mechaniki Precyzyjnej i Optyki LITMO we współpracy z Francją.

[Scorus]

Libration Package
Pakiet do pomiarów libracji ma na celu precyzyjne wyznaczenie zaburzeń ruchu obrotowego Phobosa. Pozwoli to na badania struktury wewnętrznej księżyca pod kątem nieregularności w rozkładzie masy, określenie lokalizacji środka ciężkości układu Phobos - Mars i bezwładności księżyca, oszacowanie jego gęstości niezależnie od innych metod, oraz określenie nieregularności w jego ruchu orbitalnym. Pomiary takie odniesione do modeli wychwytu obiektów przez planetę pozwolą na stwierdzenie, czy możliwe jest, że Phobos był kiedyś planetoidą. Ponadto razem z pomiarami radiowymi wykonywanymi w ramach eksperymentu PRIDE-Phobos pozwolą na uściślenie efemeryd Phobosa.

Pakiet do pomiarów libracji umożliwia określenie libracji fizycznej, rozumianej jako kątowe oscylacje Phobosa względem Marsa (a dokładniej środka masy układu Mars - Phobos). Innymi słowy jest to zjawisko zaburzenia stałego ustawienia jednej z półkul księżyca względem planety. Eksperyment polega na precyzyjnym śledzeniu położenia sondy po lądowaniu na powierzchni księżyca. Służy do tego szperacz gwiazd (Star Tracker - ST) oraz sensor Słońca (Sun Sensor - SS) precyzyjnie przyłączone do lądownika za pomocą ramy montażowej. Są one położone obok siebie. Ich osie są skierowane w tą samą stronę. Każdy sensor jest kompaktową jednostką zawierającą układ optyczny, układ detektora, system obróbki danych z odpowiednim oprogramowaniem i zasilacz. Całość jest umieszczona we wspólnej obudowie. Sensory są umieszczone na jednym z paneli bocznym lądownika, na jego górnym skraju, nad pakietem GAP. Zastosowanie dwóch sensorów pozwala na pomiary w trakcie całej orbity. ST służy do pomiarów na nocnej stronie orbity i na fragmencie dziennym przy niskim położeniu Słońca nad horyzontem. SS działa natomiast na dzienne części orbity gdy Słońce jest wysoko nad horyzontem. Cały zestaw charakteryzuje się poborem mocy na poziomie 3.5 W. Jest zasilany z sieci elektrycznej lądownika 28.5 +/- 1.35 V. Masa każdej jednostki wynosi około 500 g. Zakres temperatur w których może pracować to od -50°C do +40°C.

Sensor ST jest miniaturową kamerą CCD wyposażoną w detektor o wymiarach 1024 x 1024 piksele. Uzyskuje obraz gwiazd, wyodrębnia obrazy poszczególnych obiektów, filtruje dane w celu odrzucenia fałszywych obiektów, wykonuje obróbkę analogową każdego obrazu gwiazdy w celu poprawienia dokładności pomiaru,  automatycznie identyfikuje gwiazdy według katalogu w wewnętrznej pamięci (opiera się to na wzajemnych położeniach gwiazd), określa orientację poszczególnych osi urządzenia względem zidentyfikowanych gwiazd, gromadzi dane i okresowo przesyła je do systemu zarządzającego instrumentami sondy. W kamerze zastosowano detektor monochromatyczny z filtrem neutralnym, co poprawia czułość urządzenia. Pole widzenia ma szerokość około 40 stopni. Nie jest zasłaniane przez żadne komponenty sondy. Obraz z CCD jest obrabiany przez wewnętrzny procesor ST. Duży rozmiar detektora znacznie obniża tępo obróbki danych. W tym celu zastosowano jednak szybki kontroler amerykańskiej firmy Analog Devices, Inc. Cały proces pomiaru i obróbki danych w normalnym trybie jest powtarzany co 5 - 10 s co pozwala na uzyskanie ciągłych pomiarów oscylacji kątowych Phobosa. Maksymalna częstotliwość pomiarów wynosi 2 Hz. Oś optyczna (oś X) jest prostopadła do płyty montażowej urządzenia. System ten może działać w kilku trybach, które można zmieniać określonymi komendami.

Sensor SS jest kamerą CCD zbudowaną podobnie jak ST. Zawiera detektor o wymiarach 1024 x 1024 piksele. Zasada pomiaru i jego procedura jest bardzo podobna. Zamiast obrazu gwiazd jest wykorzystywany obraz tarczy Słońca. Urządzenie automatycznie wyznacza pozycję środka obrazu tarczy i obrabia je w sposób zbliżony do obrazów gwiazd. Program wykonujący obróbkę jest jednak zmodyfikowany tak, że uwzględnia dosyć duży rozmiar obrazu tarczy Słońca. W układzie optycznym zastosowano inną soczewkę, dlatego też pole widzenia różni się rozmiarem do pola widzenia ST. Ma ono postać półsfery. Ponadto użyto silnego filtra zmniejszającego ilość światła trafiającego na detektor.

Płyta montażowa obu sensorów pozwala na ich precyzyjnie zainstalowane na sondzie. W czasie misji nie jest konieczne ich pozycjonowanie. Precyzyjne zorientowanie osi instrumentów jest konieczne przy obróbce danych i ich interpretacji. Sprawdzenie właściwej orientacji osi jest dokonywane przez jednoczesne pomiary za pomocą obu sensorów gdy Słońce znajduje się nisko nad horyzontem w czasie wschodu.

Instrument został opracowany przez IKI oraz Leningradzki Instytut Mechaniki Precyzyjnej i Optyki LITMO.

[Scorus]

PhPMS
System do pomiarów właściwości plazmy i pola magnetycznego jest zestawem sensorów służących do badań otoczenia plazmowego. Pozwala na zmierzenie takich parametrów jak rozmieszczenie przestrzenne protonów, elektronów i jonów; natężenia stałego i zmiennego pola magnetycznego; oraz fluktuacji pola magnetycznego oraz ładunku plazmy. Jego zasadniczym celem naukowym jest scharakteryzowanie oddziaływań plazmy w okolicach Marsa z wiatrem słonecznym. Do tej pory zagadnienie to było badane tylko przez krótki czas w czasie misji Phobos 2 za pomocą instrumentu ASPERA, w trakcie misji Mars Express na orbicie silnie eliptycznej (instrument ASPERA) oraz MGS na niskiej orbicie mapującej (instrument MAGER). W trakcie misji Phobos-Grunt pomiary takie zostaną wykonane w strefie równikowej Marsa oraz w okolicach Phobosa i na jego powierzchni.

PhPMS: KONFIGURACJA
Komponenty systemu PhPMS są umieszczone w różnych częściach lądownika Phobos - Grunt. W skład tego układu wchodzą następujące komponenty: magnetometr transduktorowy (Fluxgate Magnetometer - FGM); magnetometr zwojowy (Search Coil Magnetometer - SCM); detektor jonów (Detector for Ions at Mars - DIM); sensor jonów i elektronów (Ion and Electron Sensor - IES); sensor jonów planetarnych (Planetary Ion Sensor - PIS); oraz jednostka obróbki danych (Digital Processing Unit - DPU). Całkowita masa systemu wynosi 3 kg.

PhPMS: FGM
Magnetometr FGM służy do rejestracji stałego pola magnetycznego, umożliwiając badania struktury szczątkowej magnetosfery Marsa. Znajduje się na blokadzie paneli słonecznych lądownika. Składa się z pierścienia wykonanego z materiału który łatwo się magnesuje. Wokół takiego rodzenia nawinięta jest zwojnica. Przez zwojnicę przepuszczany jest zmienny prąd elektryczny. Powoduje on wygenerowanie pola magnetycznego w rdzeniu. Ma ono znaną wartość. Mierzone zewnętrzne pole magnetyczne zaburza symetrię pola indukowanego. Pomiary wynikowego pola magnetycznego są wykonywane dzięki drugiej zwojnicy otaczającej rdzeń. Umożliwiają one obliczenie natężenia zewnętrznego pola magnetycznego.

PhPMS: SCM
Magnetometr SCM służy do rejestracji pola magnetycznego zmieniającego się w czasie. Tym samym pozwala na badania fal plazmowych. Znajduje się na blokadzie paneli słonecznych lądownika. Składa się ze zwojnicy miedzianej otaczającej rdzeń o wysokiej przenikalności magnetycznej. Rdzeń koncentruje linie sił pola magnetycznego (niosące fluktuacje) wewnątrz zwojnicy. Fluktuacje pola magnetycznego powodują powstanie ładunku i zmian napięcia wewnątrz zwojnicy. Zmiany napięcia są rejestrowane przez elektronikę instrumentu, dostarczając pomiaru zmian pola magnetycznego w otoczeniu.

Zestaw dwóch magnetometrów charakteryzuje się zasięgiem dynamicznym +/-1000 nanotesli i dokładnością pomiarów na poziomie 0.1 nT. Magnetometry zostały opracowane przy udziale instytucji z Rosji, Ukrainy i Niemiec.

PhPMS: DIM
Detektor jonów DIM pozwala na pomiary rozkładu przestrzennego jonów w funkcji ładunku na nukleon i energii. Tym samym jest przydatny do badań oddziaływaniu słonecznego z atmosferą i otoczeniem Marsa. Znajduje się na końcu jednego z paneli słonecznych. Jest standardowym analizatorem elektrostatycznym. W otworze wejściowym znajduje się deflektor w kształcie dzwona. Jest on złożony z dwóch płyt odchylających trajektorie jonów. Określa pole widzenia analizatora. Ma ono wymiary 360 x 160 stopni. Pomiary mogą być prowadzone w kierunku polarnym, ale nie w azymutalnym. Pole elektryczne pomiędzy płytami pozwala na rozdzielanie przybywających cząstek w zależności od kąta z którego nadlatują. Może być zmieniane w zakresie od -3 500V do 0V.  Zmiany woltażu zmieniają kierunek pomiarów. Można je wykonywać w 8 sektorach. Pod deflektorem znajduje się właściwy analizator elektrostatyczny. Ma on postać kopuły złożonej z dwóch ścian. Do ściany wewnętrznej przyłożone jest napięcie zmieniane w zakresie od -3 500V do 20V. Napięcie na ścianie zewnętrznej wynosi 0V. Zmiany napięcia przykładanego do ściany wewnętrznej pozwalają na rozdział cząstek w zależności od ich energii. W zależności od napięcia do dalszej części urządzenia przechodzą cząstki których energie znajdują się w określonym przedziale. Urządzenie pracuje w zakresie 20 eV - 15 keV. Rozdzielczość pomiarów energii wynosi 7%. Masy jonów są określane z użyciem spektrometrii czasu przelotu cząstki (Time of Flight Spectrometry - TOF). Po przejściu przez analizator jony wchodzą do komórki TOF. Składa się ona z powierzchni START, powierzchni STOP oraz dwóch ceramicznych kanałowych powielaczy elektronów (Ceramic Channel Electron Multiplier - CCEM) będących detektorami. Jony uderzają w powierzchni START i powodują powstanie wtórnych elektronów. Są one zbierane przez CCEM START produkując impuls START. Następnie są odbijane na powierzchnię STOP. Wybijają tam wtórne elektrony zbierane przez CCEM STOP. Produkuje to impuls STOP. Czas pomiędzy impulsami pozwala na określenie szybkości jonów, a wraz z ich znaną energią - na określenie ich masy. Intensywność impulsu STOP pozwala też na określenie liczebności jonów. Urządzenie pozwala na zidentyfikowanie jonów o masach 1, 2, 4, 8, 16 i powyżej 32u (do 44u). Usuwanie słonecznego promieniowania UV umożliwia pułapka pochłaniająca fotony ultrafioletu.

Sensor jonów został opracowany przez Szwedzki Instytut Fizyki Kosmicznej (Swedish Institute for Space Physics - IRF) w Kirunie. Jest oparty na sensorze SWIM (Solar Wind Monitor) systemu SARA (Sub keV Atom Reflecting Analyzer) sondy Chandrayaan-1. Dwa identyczne sensory tego typu - YPP-i1, 2 (YPP Ion Analyzer 1, 2) zastosowano na sondzie Yinguho-1. Wchodzą tam w skład systemu YPP (Yinguho Plasma Package). Na tej konstrukcji bazuje też urządzenie MIPA (Miniature Ion Precipitation Analyzer) orbitera MPO (Mercury Planetry Orbiter) misji Bepi Colombo. Jest ono składnikiem systemu SERENA (Search for Exospheric Refilling and Emitted Natural Abundances). Inny instrument tej serii - PRIMA (PRISMA Ion Analyzer) zastosowano na szwedzkim satelicie inżynieryjnym PRISMA (Prototype Research Instruments and Space Mission Advancement) umieszczonym na orbicie 15 czerwca 2010r. Elektronika sensora została opracowana przez rosyjski Instytut Badań Kosmicznych IKI.

PhPMS: IES
Sensor jonów i elektronów IES pozwala na pomiary rozkładu przestrzennego jonów i elektronów o energiach w zakresie 10 eV - 20 KeV. Znajduje się na końcu jednego z paneli słonecznych. Opiera się na monitorze plazmy instrumentu ROMAP lądownika Philae. Jest analizatorem elektrostatycznym połączonym z ciemnią Faradaya. Powstał przy udziale Rosji i Niemiec.

PhPMS: PIS
Sensor jonów planetranych PIS pozwala na pomiary rozkładu przestrzennego jonów w zakresie energetycznym 3 eV - 3 KeV i w zakresie masowym 1 - 100 u. Rozdzielczość pomiarów masy jonów może być zmieniana w zakresie 2 - 50.  Detektor ten mierzy rozkład przestrzenny wektorów szybkości cząstek, a ponadto wykonuje niezależne pomiary energii i rozkładu przestrzennego cząstek o różnych masach. Efektywnie odrzuca promieniowanie UV co zapewnia precyzyjne pomiary. Jego masa wynosi 1943 g. Jego wysokość to 120 mm. Podstawa ma wymiary 156 x 156 mm. Pobór mocy wynosi 3.5 W. Szybkość transmisji danych wynosi maksymalnie 2 kbps. Urządzenie znajduje się na końcu panelu słonecznego. Jest ustawione pod kątem 20 stopni w stosunku do osi pojazdu. Przed lądowaniem będzie zwykle zwrócony w kierunku Słońca. W czasie lotu wykona pomiary charakterystyk wiatru słonecznego, właściwości plazmy w strefie oddziaływań materii marsjańskiej z wiatrem słonecznym oraz właściwości plazmy w szczątkowej magnetosferze Marsa. Po lądowaniu na Phobosie wykona pomiary jonów powstających na skutek fotojonizacji atomów neutralnych wybitych z powierzchni księżyca. Tym samym przyczyni się do badań składu powierzchni Phobosa. Pierwotnie planowano lądowanie na stronie księżyca zwróconej w kierunku Marsa. W takim wypadku urządzenie to mogłoby monitorować jony emitowane z Marsa na skutek różnorodnych procesów. Obecnie jednak nie będzie to możliwe.

[Scorus]

Sensor PIS wykorzystuje optykę elektrostatyczną z odpowiednio ukształtowanymi zwierciadłami pozwalają na pomiary rozkładu przestrzennego cząstek w zakresie kierunków 0 - 90 stopni przy użyciu detektora czułego na pozycję uderzenia cząstki. Pozwala on na zobrazowanie całej półkuli, charakteryzuje się niezaburzoną zależnością pomiędzy kierunkiem wejścia cząstki a miejscem uderzenia w detektor oraz zadowalającą rozdzielczością kątową. Urządzenie dostarcza kompletnego obrazu rozkładu cząstek w dwuwymiarowym przekroju, więc konieczne jest tylko wykonanie skanowania energii. Pozwala to na wiarygodne pomiary w szybko zmieniającym się środowisku plazmowym.

Selekcja energii wykrywanych cząstek, a także skanowanie energii jest wykonywane za pomocą analizatora elektrostatycznego (Electrostatic Analyzer - ESA) opartego na toroidalnym zwierciadle elektromagnetycznym. Pozwala na pomiary rozkładu wektorów szybkości cząstek. Jednocześnie stanowi też element spektrometru czasu przelotu (Time of Filight Spectrometer - TOF) pozwalającego na przeprowadzenie pomiarów dla jonów o różnych masach. Rozdzielczość pomiarów energii jonów z użyciem ESA wynosi około 10%. Jony wychodzące z obrębu ESA przechodzą przez wtórne zwierciadło elektrostatyczne które kieruje je na detektor. Obrazuje on pole widzenia instrumentu tak, że kierunek przybycia cząstki odpowiada pozycji na detektorze.

Rozdzielanie jonów względem mas umożliwia technika TOF. Jony w określonym przedziale energetycznym (wybranym za pomocą pola magnetycznego) są analizowane pod kątem stosunku energii do ładunku (E/q), a ich szybkości są odwrotnie proporcjonalne do kwadratu masy. Technika TOF pozwala na zmierzenie stosunku masy do ładunku (m/q) i oszacowanie masy jonów.

W skład spektrometru wchodzi brama elektrostatyczna oraz analizator ESA. Pomiar w trybie spektrometrycznym polega na otwarciu bramy elektrostatycznej prowadzącej do analizatora elektrostatycznego. Brama złożona jest z cienkich elektrod do których przykładane jest napięcie. W pozycji zamkniętej przyłożone jest do niej napięcie ujemne, a jony nie mogą trafić na szczelinę wejściową ESA. Po przyłożeniu napięcia dodatniego wchodzą do ESA w postaci wąskiej wiązki. Następnie trafiają na detektor w czasie proporcjonalnym do ich masy. W celu uzyskania wyższej rozdzielczości masowej szybkości przelotu jonów o takiej samej masie ale różnej szybkości początkowej są synchronizowane. Umożliwia to zwierciadło elektrostatyczne od którego jony odbijają się.

Gdy urządzenie znajduje się w trybie pomiarów przy określonej energii (a właściwie E/q) impulsy z detektora pojawiające się z pewnym opóźnieniem w stosunku do czasów otwarcia wrót są akumulowane w podstacji obrazu pola widzenia instrumentu dla określonych jonów. W celu uzyskania przestrzennego rozkładu jonów konieczne jest tylko jedno skanowanie energii, co pozwala na skrócenie czasu pomiarów. Pełny cykl pomiarów trwa 16 sekund.

Konfiguracja geometryczna spektrometru TOF pozwala na uzyskanie wysokiej wydajności odrzucania promieniowania UV. Umożliwia to duża odległość pomiędzy oknem wejściowym a detektorem (około 25 cm). Ponadto światło jest odbijane od komponentów ESA w czasie gdy propaguje w kierunku detektora.

Zwierciadło główne ESA ma postać elektrody o kształcie toroidalnym złożonej z płytek ustawionych w kierunku południkowym. Ich wewnętrzne skraje są odpowiednio wyprofilowane, co gwarantuje jej odpowiednie działanie. Konfiguracja taka zapewnia dostatecznie dobrą przejrzystość zwierciadła. Jego wymagany kształt przestrzenny nie mógłby zostać osiągnięty przy wykonaniu elektrody z przejrzystej siatki co byłoby optymalne.

Brama wejściowa spektrometru TOF była trudna do zaprojektowania. Zwykle elementy takie są płaskie. Tutaj musiała zostać zastosowana konstrukcja cylindryczna złożona z elektrod o minimalnej grubości i małymi szczelinami między nimi. Detektor jest złożony z dwóch płyt mikrokanałowych (Microchannel Plate - MCP) o średnicy 32 mm.

Detektor PIS używa dwóch źródeł wysokiego napięcia. Zasilacz optyki elektrostatycznej umożliwia uzyskanie 32 pomorów napięcia w zakresie od +3 V do +3 kV. Są one zmieniane po kolei. W wymienionym zakresie napięć są jednolicie rozmieszczone według skali logarytmicznie. Zasilacz detektora dostarcza kontrolowanego potencjału w zakresie od -1.5 do -3.0 kV. Generator impulsów napięcia w obrębie bramy wejściowej TOF dostarcza impulsów o amplitudzie 3 - 100 V. Ich sekwencja i czas trwania zależy od cyklu skanowania energii w danym programie działania urządzenia.

Sensor PIS został przygotowany przez naukowców z Rosji i Francji. Urządzenie o bardzo podobnej konfiguracji - kamerę jonów planetarnych (Planetary Ion Camera - PICAM) zastosowano na orbiterze MPO misji Bepi Colombo do Merkurego. Wchodzi tam w skład systemu SERENA (Search for Exospheric Refilling and Emitted Natural Abundances).

PhPMS: DPU
Jednostka elektroniki PhPMS DPU pozwala na ucyfrawianie danych ze wszystkich sensorów zestawu oraz ich kompresowanie i formatowanie. Ponadto kontroluje stan sensorów. Komunikuje się z systemem informatycznym wspólnym dla wszystkich instrumentów sondy. Za jego pośrednictwem odbiera komendy i wysyła uzyskane dane. Urządzenie to znajduje się na panelu bocznym lądownika, blisko instrumentu MANAGA oraz systemu komputerowego SSPIS. Zostało opracowane przy udziale ośrodków z Niemiec i Rosji.

[Scorus]

PhGS
Spektrometr promieniowania gamma sondy Phobos-Grunt (ma na celu scharakteryzowanie składu regolitu na powierzchni Phobosa pod kątem zawartości głównych pierwiastków skałotwórczych (H, C, O, Al, Si, Ca, Ti, Mg, Fe) oraz naturalnych pierwiastków promieniotwórczych (Th, U, K). Pomiary takie obejmą warstwę regolitu do głębokości 1 - 2 metrów. Informacje te pozwolą na określenie rodzajów skał znajdujących się w miejscu lądowania. Będzie to istotne dla badań pochodzenia i ewolucji Phobosa jako obiektu zawierającego materię słabo zmienioną od czasu powstania Układu Słonecznego. Ostatecznie przyczyni się do badań wczesnych etapów formowania planet.

Instrument PhGS znajduje się na jednym z paneli bocznym lądownika Phobos - Grunt, na samym jego dole. Zasadą pomiarów jest rejestracja promieniowania gamma emitowanego przez tor, uran i potas oraz promieniowania gamma emitowanego na drodze oddziaływań jądrowych pomiędzy pierwiastkami skałotwórczymi a galaktycznym i słonecznym promieniowaniem kosmicznym. Rozpad pierwiastków promieniotwórczych dostarcza promieniowania w zakresie 0.1 - 3 MeV z ponad dwudziestoma liniami jądrowymi. Oddziaływania z promieniowaniem kosmicznym dostarczają emisji z dyskretnymi liniami w zakresie 8 - 9 MeV albo emisji ciągłej bez charakterystycznych linii. Ta ostatnia pochodzi z promieniowania hamowania, rozpadu mezonów 2-pi, oraz rozpraszania kwantów gamma w materiale. Natomiast emisja zawierająca linie powstaje w trakcie powrotu atomu wzbudzonego przez promieniowanie wysokoenergetyczne do stanu podstawowego albo pośredniego. Instrument wykorzystuje rejestrację charakterystycznych linii jądrowych do identyfikacji zarówno pierwiastków skałotwórczych jak i nuklidów promieniotwórczych. Dokonuje pomiarów w zakresie energetycznym 0.3 - 9 MeV. Dokładność pomiarów zawartości pierwiastków skałotwórczych wynosi 1 - 2%. Masa instrumentu wynosi 4.5 kg a pobór mocy - 8 W. Normalna szybkość produkcji danych to 2052.5 bita w okresie 30 minut. Urządzenie składa się ze spektrometru promieniowania gamma (Detecting Gamma Spectrometer - DGS) oraz wielokanałowego analizatora amplitudy impulsów z detektora (Amplitude Multichannel Analyzer - AMA).

Układ detektora DGS jest oparty na liczniku scyntylacyjnym w postaci kryształu CsI(Tl). Ma on średnicę 50 mm i wysokość 50 mm. Emisja świetlna z kryształu scyntylacyjnego jest proporcjonalna do energii uderzających w niego kwantów promieniowania gamma. Jest odbierana przez fotopowielacz i przekształcana w impuls elektryczny którego średnia amplituda jest proporcjonalna do energii intensywności świata i w konsekwencji do energii kwantu gamma. Sygnał jest wzmacniany przez wzmacniacz detektora i kierowany do analizatora AMA.

DGS zawiera ponadto układ dwóch krzemowych detektorów półprzewodnikowych odrzucających neutrony termalne, których uwzględnienie jest konieczne w trakcie obróbki danych. Może rejestrować neutrony o energiach do 0.4 eV. Detektory te posiadają własny przedwzmacniacz zależny od ładunku i wzmacniacz. Całkowita powierzchnia detektorów ma wielkość 4.5 centymetra kwadratowego. Ich przednie powierzchnie są pokryte cienkim filmem fluorku litu LiF (z izotopem Li6). Zasada pracy detektorów jest wykrywanie wtórnych jonów powstających w reakcji Li6(nα)H3. Sygnał elektryczny powstający na detektorach w postaci dodatnio spolaryzowanego impulsu tworzy sygnał wyjściowy na wzmacniaczu, który jest następnie przekazywany do generatora. Ten ostatni produkuje impuls elektryczny o standartowym kształcie i amplitudzie gdy sygnał z detektora przekroczy zadany próg detekcji. Ten ostatni jest ustalany na podstawie wartości promieniowania tła i wewnętrznego szumu układu odrzucającego neutrony. Sygnał z generatora jest następnie rejestrowany przez analizator AMA.

Analizator AMA jest jednostką elektroniki przetwarzająca sygnały z DGS. Tworzy on zestaw danych cyfrowych opasujących rozkład amplitud sygnałów z DGS, a w konsekwencji rozkład energii zarejestrowanych kwantów gamma. W zależności od trybu włączania i wyłączania poszczególnych instrumentów sondy dane są gromadzone w obrębie AMA albo wysyłane na bieżąco do systemu informatycznego obsługującego przyrządy pojazdu.

Instrument został opracowany przez Vernaski Institute of Geochemistry (GEOHI) w Rosji.

[Scorus]

HEND
Detektor neutronów o wysokich energiach jest zestawem sensorów mierzących natężenie strumienia neutronów a także promieniowania gamma. Do jego celów naukowych zaliczają się: badania składu materiału powierzchniowego na Phobosie; poszukiwania wody tworzonej w regolicie przez wiatr słoneczny; oraz zbudowanie modelu promieniowania tła na powierzchni Phobosa oraz na orbicie okołomarsjańskiej.

Instrument HEND znajduje się na panelu bocznym lądownika Phobos-Grunt, blisko panelu słonecznego. Został opracowany przez IKI we współpracy z ESA. Jest on prototypem instrumentu MGNS (Mercury Gamma and Neutron Spectrometer) dla orbitera MPO misji BepiColombo. Konstrukcja urządzenia opiera się na detektorze neutronów sondy Mars Odyssey o tej samej nazwie. Główną modyfikacją jest dodanie dodatkowego spektrometru promieniowania gamma. Masa całego urządzenia wynosi 3.8 kg, a pobór mocy - 8 W. Instrument dokonuje pomiarów neutronów w całkowitym przedziale energii 0.4 eV - 15.0 MeV i promieniowania gamma o energiach 100 keV - 10 MeV.

Instrument pozwala na rejestrowanie promieniowania gamma powstającego podczas oddziaływań materiału powierzchniowego z promieniowaniem kosmicznym oraz emitowanego przez naturalne pierwiastki promieniotwórcze (K, Th, U). Na Phobosie galaktyczne promieniowanie kosmiczne może bezpośrednio oddziaływać z warstwą podpowierzchniową produkując wtórne neutrony. Neutrony te oddziałują z jądrami atomowymi  w materiale powierzchniowym na drodze rozpraszania elastycznego i reakcji wychwytu, powodując emisję promieniowania gamma. Każdy pierwiastek posiada charakterystyczny dla siebie układ linii emisyjnych, co pozwala na jego zidentyfikowanie. Intensywność linii emisyjnych w zakresie gamma zależy od spektrum i intensywności emisji neutronów, dlatego też określenie gęstości spektralnej neutronów jest niezbędne do badań zawartości poszczególnych pierwiastków prowadzonych tą metodą. Ponadto spektrum energii neutronów wydostających się z podłoża zależy od jego składu. Neutron o masie m traci niewielką ilość energii, w przybliżeniu m/(M+m) zderzając się z jądrem atomowym o masie M. Gdy m = M cząstka traci połowę swojej energii. Jest to przypadek kolizji neutronu z atomem wodoru. Efekt taki sprawia, że nawet mała domieszka wodoru w materiale powierzchniowym powoduje spadek gęstości wydostających się z niego neutronów epitermalnych i wysokoenergetycznych przy jednoczesnym wzroście emisji neutronów termalnych. Detektory neutronów dostarczają więc zarówno danych potrzebnych do interpretacji wyników pomiarów promieniowania gamma, jak i pozwalających na ocenę składu podłoża pod kątem głównych pierwiastków, w tym wodoru. W przypadku Phobosa wodór jest wprowadzany do regolitu przez wiatr słoneczny. Następnie może utworzyć cząsteczki wody.

W skład instrumentu HEND wchodzą wchodzą dwa zespoły detekcyjne - spektrometr promieniowania gamma (Gamma-Ray Spectrometer - GRS) oraz spektrometr neutronów (Neutron Spectrometer - NS) uzupełniane przez segment logiczny (Digital and Logic Segment - DLS). Detektory znajdują się w 4 modułach połączonych w jedną jednostkę, zawierającą też system elektroniczny.

Spektrometr promieniowania gamma GRS obejmuje jeden detektor - SCD/G. Pozwala na przeprowadzenie bezpośredniej analizy spektrometrycznej składu materiału powierzchniowego pod kątem zawartości naturalnych pierwiastków promieniotwórczych (K, U i Th). Pozwala na uzyskanie spektrum emisji gamma zawierającej linie jądrowe charakterystyczne dla poszczególnych pierwiastków. Urządzenie to opiera się na liczniku scyntylacyjnym w postaci kryształu LaBr3. Jest to nowo opracowana technologia pomiarów promieniowania gamma. Pozwala na uzyskanie bardzo dobrej rozdzielczości spektralnej (3% przy 662 keV) pozwalającej na wyodrębnienie poszczególnych linii.

Spektrometr neutronów NS obejmuje 4 detektory neutronów - SD1, SD2, MD i SCD/N. Dodatkowo detektor neutronów o wysokich energiach (SCD/N) jest otoczony scyntylatorem plastikowym pozwalającym na odrzucanie szkodliwych cząstek (Anticoincidence  Plastic Scintillator - APS), chroniącym jego aktywną część przed cząstkami naładowanymi z zewnątrz.

Układy SD1, SD2 i MD są identycznymi licznikami proporcjonalnymi zawierającymi hel-3. Wykorzystywana jest w nich reakcja He-3 + n = H-3 + p. Ucyfrawianie zliczeń z detektorów pozwala na wykrycie charakterystycznego dwupikowego spektrum energii H-3 i p. Pik przy 764 keV odpowiada całkowitej depozycji energii przez obie cząstki. Pik przy niższej energii, 191 keV odpowiada depozycji energii tylko przez H-3, gdy proton ucieka z objętości detekcyjnej. Wpływ szumu o niskiej amplitudzie może zostać wyeliminowany poprzez odpowiednie zaprogramowanie progu detekcji w zakresie niskich energii.

Detektory te dostarczają profili czasowych zliczeń neutronów. Są najbardziej czułe na neutrony termalne i epitermalne. Detektor SD1 jest otoczony osłoną z kadmu absorbującą wszystkie neutrony o energiach poniżej 0.4 eV. Detektor ten wykrywa więc neutrony epitermalne, o energiach powyżej tego progu. Detektor SD2 nie posiada osłony i wykrywa neutrony zarówno termalne jak i epitermalne. Różnica pomiędzy zliczeniami detektorów SD1 i SD2 odpowiada neutronom termalnym. Detektor MD znajduje się we wnętrzu grubej osłony z polietylenu, umieszczonej we wnętrzu osłony z kadmu. Zewnętrza osłona z kadmu odrzuca neutrony termalne z zewnątrz, a osłona wewnętrzna z polietylenu - neutrony epitermalne i wysokoenergetyczne.

Detektor SCD/N jest scyntylatorem Dostarcza spektrum energii zliczeń neutronów wysokoenergetycznych.  Zastosowano w nim kryształ stylbenu. Wykorzystywana jest w nim reakcja n + H = n' + p. Energia powstających protonów przyjmuje przypadkowe wartości w zakresie od 0 do całkowitej energii neutronów. Protony te produkują błyski świetle w obrębie kryształu. Sensor stylbenowy jest otoczony scyntylatorem plastikowym APS odrzucającym protony z zewnątrz. Błyski świetlne wywoływane przez protony powstające w stylbenie są zewnętrznie obdzielane od błysków powstających na skutek elektronów produkowanych podczas oddziaływań z kwantami gamma. Służy do tego odpowiednia płyta elektroniki analogowej. Wykorzystano tutaj różnice w  profilu czasowym pomiędzy błyskami wywoływanymi przez różne procesy.

Segment elektroniki DLS zawiera płyty elektroniki przeznaczonej do obróbki sygnału analogowego z sensorów, obróbki logicznej, gromadzenia danych, wymiany danych ze statkiem kosmicznym oraz zasilania za pomocą wysokiego i niskiego napięcia.

[Scorus]

LWR
Radar fal długich służy do badań struktury powierzchni i warstwy podpowierzchniowej Phobosa. Może wykrywać poszczególne warstwy skalne do głębokości 100 metrów. Pomiary właściwości elektrofizycznych regolitu pozwolą na określenie gęstości warstw skalnych leżących pod powierzchnią, właściwości dielektrycznych regolitu w różnych miejscach pod trajektorią pojazdu, a także badania reliefu i szorstkości powierzchni. Pozwoli to na lepsze poznanie natury materiału powierzchniowego.

Instrument LWR znajduje się na panelu słonecznym lądownika Phobos-Grunt. Jego masa wynosi 3.5 kg, a normalny pobór mocy - 6 W (maksymalnie 20 - 25 W). Wykorzystuje on technikę impulsów z przesuwaniem fazy. Do tej pory nie została ona wypróbowana w badaniach planet, ale radary tego typu znajdowały się na sondach Phobos 1, Probos 2 i Mars 96.

Instrument składa się z modułu elektroniki zawierającego nadajnik i odbiornik, oraz anteny nadawczo - odbiorczej (oscylatora)  połączonej z elektroniką za pomocą kabla. Antena ma kształt spłaszczonego podwójnego stożka. Jej wymiary wynoszą 1350 x 500 x 550 mm. Urządzenie emituje impulsy radiowe w zakresie 125 - 175 MHz. Sygnał po odbiciu od powierzchni albo od materiału podpowierzchniowego wraca do instrumentu. Zmiany jego parametrów niosą informacje na temat topografii powierzchni oraz właściwości fizycznych materiału który spowodował odbicie. Sygnał po odebraniu jest obrabiany w obrębie modułu elektroniki i wysyłany do systemu informatycznego obsługującego instrumenty sondy. Z powodu czasu potrzebnego na przełączenie z trybu nadawczego w odbiorczy istnieje minimalna odległość od powierzchni na której instrument może pracować. Na dużych wysokościach nie stanowi to problemu. Jednak podczas pomiarów na powierzchni spowoduje to, że sodowanie będzie rozpoczynało się od głębokości 60 metrów pod powierzchnią.

Moduł elektroniki oprócz nadajnika i odbiornika zawiera też adapter z anteną, syntetyzer częstotliwości, procesor pozwalający na wstępną obróbkę i kompresję danych, oraz pamięć RAM. Jest to niewielka, zintegrowana jednostka. Adapter z anteną pozwala na dostosowanie układu nadajnik - antena do maksymalnej mocy emitowanego impulsu przy każdej częstotliwości. Pozwala to na efektywne wykorzystanie ograniczonego zasobu energii.

Gdy sonda znajduje się w odległości około 100 km od powierzchni (albo mniej w czasie lądowania) wybrane fragmenty powierzchni są sondowane za pomocą impulsów o modulowanej fazie. Mają one długość 0.25 x
10^-6 - 0.25 ms. Dokładność pomiarów czasu powrotu sygnału wynosi 13 ns. W paśmie 50 MHz dokładność określania odległości do obiektu powodującego odbicie wynosi około 3 m. Amplituda i faza echa są określane równocześnie, co pozwala na kalibrację pomiaru przenikalności elektrycznej regolitu. Czas sesji sondowania jest uzależniony od trybu włączania i wyłączania kolejnych instrumentów sondy.

Intensywność sygnału odbitego od warstw podpowierzchniowych zależy głównie od zmniejszania się amplitudy wyemitowanego impulsu w trakcie penetrowania materiału. Uzależniona jest od tego głębokość penetracji. regolit ma niewielką przenikalność elektryczną, więc odbicia będą wytwarzane na ostrych granicach pomiędzy warstwami o różnej stałej dielektrycznej.

W czasie misji LPR wykona kilka rodzajów pomiarów. Na orbicie kwazisynchronicznej wykonane zostaną sondowania ogólnego przeznaczenia na stronie dziennej księżyca (tryb 1). Cykl taki będzie się składał z 4 pomiarów po 3 godziny. Ponadto wykonane zostaną dokładne sondowania wybranych regionów (tryb 2). Cykl będzie składał się z 6 5-minutowych pomiarów. W czasie lądowania przeprowadzone zostanie sondowanie trwające 10 minut, na wysokościach od 30 km do 1 km ponad powierzchnią (tryb 3). Kolejne sondowanie, trwające 10 minut odbędzie się na wysokościach od 1 km do 100 metrów (tryb 4). Po lądowaniu pomiary będą obejmować 4 sondowania trwające po 1 minutę. Jest to jednak opcjonalne zastosowanie instrumentu, dostępne gdy sonda posiada odpowiedni poziom zasilania. Pomiary mogą być wykonane gdy dolna strona sondy jest skierowana w stronę księżyca. Na orbicie kwazisynchronicznej będzie to możliwe tylko po stronie Phobosa oświetlonej przez słońce, ponieważ oś X sondy  będzie musiała być skierowana na słońce w celu zapewnienia oświetlenia paneli słonecznych. Będzie to możliwe na połowie orbity okołomarsjańskiej.

W trybie 1 promień pierwszej strefy Frenshela na powierzchni z wysokości 100 km wyniesie 450 m. W celu wykonania sondowania w dwóch punktach w jej obrębie (odległych o 225 m) konieczne jest przeprowadzenie dwóch sondowań w odstępach 90 s. Spodziewana ilość danych to 64 kb na impuls (42.6 kb na minutę, 9.8 Mb na orbitę). Szybkość transmisji danych wynosi 700 bps.

W trybie 2, w celu uzyskania dokładnych informacji topograficznych i informacji na temat struktury podpowierzchniowej konieczne jest zastosowanie wysokiej szybkości pozyskiwania danych, około 7 próbek na sekundę. Szybkość transmisji danych wyniesie 10 kbps, co dostarczy 6 Mb w czasie 10 minut.

W trakcie pomiarów w czasie lądowania średnica pierwszej strefy Frenshela z wysokości 100 metrów wyniesie około 14 metrów. Sondowania będą wykonywane 2 razy na sekundę. Szybkość pozyskiwania danych wyniesie 2 próbki na sekundę. Dostarczy to 8 kb danych na sekundę (4.8 Mb na 10 minut). Ilość danych uzyskanych w trackie lądowania jest szacowana na 2.4 – 8 Mb. Będzie zależała od szybkości pionowej i poziomowej sondy w trakcie tego manewru.

Po lądowaniu LPR będzie mógł wykonać 3 rodzaje pomiarów. Po pierwsze będzie mógł przeprowadzać sondowania za pomocą pojedynczych impulsów. W czasie 5 minut dostarczy to 3 Mb danych. Głębokość sondowania wyniesie 100 - 250 metrów. Ponadto dostępny jest tryb sodowania za pomocą serii 255 impulsów. W czasie 5 minut dostarczy to 3004 Mb danych. Głębokość sondowania będzie taka sama jak poprzednio. Ostatnim sposobem pomiarów jest sondowanie za pomocą serii 8191 impulsów w czasie krótszym od 5 minut. Ilość uzyskanych danych to 3 - 10 Mb.

Instrument LWR został opracowany przez Kotelnikov Institute of Radio Engineering and Electronics (Kotelnikov IRE RAN) w Rosji.

[Scorus]

MIMOS
Zminiaturyzowany spektrometr Möessbauera jest instrumentem służącym do identyfikacji minerałów żelaza w regolicie (krzemianów, tlenków, węglanów, wodorotlenków, fosfatów, soli i innych). Do pozostałych celów naukowych należy określenie zawartości żelaza w regolicie, oraz określenie zawartości żelaza na różnych stopniach utlenienia (Fe2+, Fe3+, Fe6+). Informacje te przyczynią się do scharakteryzowania geologii miejsca lądowania oraz do badań pochodzenia Phobosa.

Instrument MIMIS znajduje się na obrotowej platformie na końcu ramienia opracowanego przez IKI. Jest to unowocześniona wersja instrumentów MB łazików MER Spirit i Opportunity. Poprawiono w nim efektywność pomiarów, zmniejszono masę, zapewniono stabilną pracę w znacznie niższych temperaturach (do -150°C) i uaktualniono oprogramowanie. Wykonano też dodatkową kalibrację w niskich temperaturach co zapewnia otrzymanie najlepszych rezultatów we wszystkich oknach cieplnych (patrz dalej). Instrument wykorzystuje efekt Möessbauera polegający na rezonansowej emisji promieniowania gamma przez jądra atomowe po naświetleniu promieniowaniem gamma. Masa instrumentu wynosi 0.55 kg.  Całkowity pobór mocy jest mniejszy od 2 W. Urządzenie może pracować niezależnie od innych instrumentów i systemów sondy przez długi czas. W skład instrumentu wchodzi głowica sensorów (Sensorhead Unit), oraz jednostka elektroniki (Eletronics Unit).

Głowica sensorów jest zlokalizowana na końcu ramienia IKI. Jest ona pozycjonowana na powierzchni regolitu za pomocą ramienia. Analiza nie wymaga żadnego przygotowania badanego materiału. Głowica ma postać prostopadłościennej jednostki o wymiarach 50 × 50 × 90 mm i masie 450 g. Składa się z  oscylatora elektromechanicznego, dwóch źródeł promieniowania gamma, kolimatora, układu chroniącego przed promieniowaniem, układu detektorów wraz z ich przedwzmacniaczami, oraz układu głównych wzmacniaczy liniowych. Źródła promieniowania gamma są złożone z izotopu kobaltu 57Со o okresie połowicznego rozpadu 271 dni. Jedno ze źródeł jest używane do pomiarów, a drugie do kalibracji. To ostatnie pozwala na rejestrację spektrum Möessbauera ze standardowym absorberem (αFe). Aktywność źródła głównego przed lotem wynosiła 300 mCi, a źródła kalibracyjnego - 10 mCi. Są one rozmieszczone po przeciwnych stronach kolimatora. Układ detektorów składa się z 5 niezależnych diod krzemowych PIN. 4 z nich służą do pomiarów, a 1 do kalibracji. Rejestrują one promieniowanie gamma i promieniowanie rentgenowskie w zakresie energii 14.4 - 6.4 keV. Ich powierzchnia ma wymiary 10 x 10 mm, co zapewnia  odpowiednio krótki czas pomiarów. Rozdzielczość jest wysoka, wynosi około 1.0 - 1.5 keV w temperaturze pokojowej i zwiększa się wraz ze spadkiem temperatury. Pozwala to na redukcję wpływu promieniowania tła w zakresie 14.4 - 6.4 keV. Efektywność pomiaru jest bliska 100% przy 6.4 keV i 70% przy 14.4 keV. Oscylator ma średnicę 22 mm i długość 40 mm. Jego masa wynosi około 50 g. Pozwala on na przesuwanie źródeł względem próbki. Są one przesuwane za pomocą magnesu SmCo produkującego pole jednorodne.

Jednostka elektroniki znajduje się wewnątrz lądownika. Ma wymiary 160 x 100 x 20 mm i masę 100 g. Składa się z zasilacza, mikroprocesora 8051, zestawu pamięci, oraz komponentów elektronicznych obsługujących instrument i zapewniających obróbkę danych. Procesor zapewnia kontrolę pracy instrumentu przez długi czas pomiarów. W skład zestawu pamięci wchodzi ROM, FRAM, SRAM i EEPROM. Pamięć ROM 16 Kb zawiera oprogramowanie kontrolne i zestaw parametrów podstawowych pracy instrumentu. Kasowana po wyłączeniu zasilania pamięć SRAM 2 x 64 Kb służy do przechowywania danych spektralnych i inżynieryjnych. Pamięć FRAM 6 Kb służy do zapisywania parametrów pracy instrumentu i wydarzeń w trakcie pomiarów. Pamięć EEPROM 128 Kb służy do zapisywania kopii zapasowej danych spektralnych. Pozwala na odzyskanie wszystkich danych albo ich część po problemach z zasilaniem. Instrument jest połączony z systemem  obsługującym instrumenty sondy za pomocą interfejsu RS 422. Pozwala on na przesyłanie danych z szybkością 38 400 bps.

Instrument może pracować w 6 trybach. W trybie bezczynności (Idle Mode) oczekuje on na instrukcje. Pobór mocy jest minimalny. W trybie niezależnym od temperatury (Möessbauer Temperature Independent Mode) dane są pozyskiwane ciągle aż do komendy kończącej pomiar. Wszystkie dane są zapisywane w jednym segmencie pamięci niezależnie od temperatury próbki. W trybie zależnym od temperatury (Möessbauer Temperature Dependent Mode) pomiar wygląda podobnie, ale dane są zapisywane w różnych segmentach pamięci zależnie od temperatury próbki (w tzw. "oknach temperaturowych"). Tryb energetyczny (Energetic Mode) służy do testowania działania detektorów. Pomiar w nim trwa około 10 minut. Następnie instrument wraca w tryb bezczynności. Tryb inżynieryjny (Engineering Mode) służy do testu oscylatora. Pomiar trwa tutaj około 1 minutę. Następnie instrument wraca w tryb bezczynności. W trybie standardowym (Standard Mode) wykonywana jest sekwencja kolejnych pomiarów w trybach energetycznym, inżynieryjnym i zależnym od temperatury. Typowy pomiar wygląda następująco. Po umieszczeniu głowicy na powierzchni regolitu instrument jest uruchamiany a do elektroniki przesyłane są komendy rozpoczynające pomiary. Podczas pomiarów zewnętrzny system informatyczny nie wykonuje żadnych czynności. Po zakończeniu pomiarów wysyła on komendy kończące rejestrację danych i rozpoczynające transfer zgromadzonych informacji.

Do pomiarów temperatury służą 3 sensory. Pierwszy znajduje się wewnątrz jednostki elektroniki, drugi w głowicy blisko absorbera kalibracyjnego (określa temperaturę wewnątrz głowicy), a trzeci na płycie kontaktowej głowicy (określa temperaturę próbki). Odczyty z ostatniego sensora są używane w trakcie przeprowadzania pomiarów w trybie zależnym od temperatury. Gdy nie jest dostępny sensor wewnątrz głowicy może być wykorzystany w takim samym charakterze. Sensory są wybierane przez oprogramowanie w trakcie pomiarów. Odczyty temperatur są automatycznie zapisywane. Możliwe jest uzyskanie kompletnego profilu temperatur w trakcie pomiarów. Pomiary kalibracyjne z użyciem absorbera kalibracyjnego są wykonywane jednocześnie z właściwymi pomiarami.

Instrument został opracowany przez Mainz University w Niemczech (głowica i częściowo elektronika) oraz IKI (część elektroniki oraz oprogramowanie). W przyszłości planowane jest wykorzystanie instrumentu tego typu na łaziku ExoMars. Wersja ta zostanie zaopatrzona w nowy detektor (Si-Drift Detector - SDD) zwiększający rozdzielczość pomiarów energii.

[Scorus]

LASMA
Laserowy analizator masowy jest instrumentem służącym do badań składu chemicznego regolitu na Phobosie. Do jego podstawowych celów naukowych zaliczają się: określenie charakteru materiału powierzchniowego według systemu podziału na typy, klasy, grupy i podgrupy stosowanego dla meteorytów (poprzez pomiary zawartości głównych pierwiastków - C, O, Mg, Al, Si, Ca); badania składu mineralogicznego powierzchni (poprzez analizę zawartości poszczególnych pierwiastków i porównanie uzyskanych spektrogramów z danymi modelowymi); poszukiwania anomalii proporcji izotopowych wśród izotopów stabilnych (poprzez precyzyjną spektrometrię masową głównych pierwiastków skałotwórczych z dokładnością ok. 1%); określenie temperatury aglomeracji (poprzez pomiary zawartości Pb, Bi, Tl, Zn i Cd); wykonanie pomiarów ilościowych wody tworzonej przez wiatr słoneczny (poprzez pomiary zwartości wodoru); poszukiwania nadmiaru węgla w powierzchniowym regolicie mogącym odpowiadać za niskie albedo księżyca (poprzez pomiary porównawcze zawartości poszczególnych pierwiastków na różnych głębokościach w regolicie); oraz wykonanie badań zawartości izotopów niestabilnych powstających podczas oddziaływań z promieniowaniem kosmicznym (poprzez spektrometrię masową składników występujących w niskich koncentracjach). Pomiary instrumentów LASMA i MANAGA wzajemnie uzupełniają się.

Instrument LASMA znajduje się na panelu bocznym lądownika Phobos-Grunt, blisko pakietu GAP i manipulatorów. Konfiguracja instrumentu została zaczerpnięta z systemu LIMA misji Phobos, jednak pod względem masy i wielkości jest on około 40 razy mniejszy. Jest to spektrometr masowy mierzący masy jonów powstałych na drodze odparowania próbki za pomocą lasera. Analiza masowa opiera się na pomiarze czasu przelotu cząstki. Instrument pracuje w zakresie masowym 1 - 250 u. Czułość dla jednego spektrogramu wynosi 10^-4. Całkowity limit detekcji przy jednej analizie to 5 x 10^-14 g. Pomiar dla 1 u trwa 200 ns. Zasięg dynamiczny to 10^5. Dokładność pomiarów wynosi 10%. Cały system ma masę 2.6 kg. Pobór mocy wynosi 5 W. Produkcja danych to 2 Mb na godzinę. Wewnętrzna pamięć ma objętość 4 Mb. W skład instrumentu wchodzi system serwisowy (Servicing System); moduł optyczny (Optical Module); analizator masowy (Mass Analyzer); oraz blok elektroniki (Electronic Block).

Zasada pomiarów za pomocą LASMA jest następująca. Próbka regolitu jest dostarczana za pomocą ramienia opracowanego przez IKI na obrotowy dysk systemu serwisowego. Pozwala on na umieszczenie próbki w odpowiedniej odległości od systemu analitycznego, uzależnionej od długości ogniskowej modułu optycznego. Laser wchodzący w skład modułu optycznego oświetla próbkę pulsami trwającymi 7 ns. Powodują one rozbicie materiału na powierzchni próbki na atomy i ich jonizację. Uwolnione jony tworzą niewielki obłok plazmy. Jony te rozpraszają się i z dużymi szybkościami wchodzą do spektrometru czasu przelotu cząstki (Time of Filight Spectrometer - TOF). Rozdziela on jony według mas ze względu na czas ich przelotu. Służy do tego reflektor elektrostatyczny. Używana jest tutaj zależność T = L(M 2E)^1/2 gdzie T jest czasem przelotu jonu o energii E i masie M na dystansie L. Następnie są rejestrowane przez detektor w postaci powielacza wtórnych elektronów (Secondary Electron Multiplier - SEM). Sygnał z SEM jest przetwarzany przez szybki transformer analogowo - cyfrowy (Anlog - Digital Transformer - ADT). Następnie jest zapisywany w pamięci instrumentu jako pojedynczy spektrogram. Elektronika automatycznie formatuje standardowe spektrum. Dane są ostatecznie przesyłane do systemu informatycznego obsługującego instrumenty lądownika.

Masy jonów mogą zostać ustalone z dużą pewnością. Pierwiastki są rozpoznawane na podstawie wykrytych jąder. Zawartości poszczególnych pierwiastków pozwalają na ustalenie składu chemicznego próbki i szacowanie jej składu mineralnego. Jednocześnie możliwe jest wyznaczenie proporcji izotopowych. Instrument może wykonywać pomiary na materiałach o bardzo różnych właściwościach fizycznych, w  tym na materiale o konsystencji drobnoziarnistego pudru. Zastosowanie obrotowego koła pozwala na badania różnych fragmentów próbki, co pozwala na wykrycie lokalnych niejednorodności. Analizy powierzchni próbki mogą być wykonywane z rozdzielczością przestrzenną 30 - 50 μm. Ponadto możliwa jest analiza próbki na różnych głębokościach, do 1 mm.

Jak podano wyżej, system serwisowy odbierający próbki regolitu zawiera obrotowy dysk z 12 dołkami. Jeden z dołków zawiera cel standardowy używany do kalibracji. Można więc wykonać analizy 11 próbek pobranych z różnych miejsc w strefie roboczej ramienia. Po nasypaniu materiału do dołka koło jest obracane, co pozwala na ustawienie materiału w polu działania lasera. W czasie analizy koło jest okresowo obracane o 50 μm. Zapobiega to powstawaniu niejednorodności w produkowanej plazmie. Ponadto pozwoli na badania różnych miejsc na próbce. Kontrolę pozycjonowania koła zapewniają indykatory Halla.

W skład modułu optycznego wchodzi laser Nd:YAG pracujący przy 1.06 μm; układ optyczny; atenuator promieniowania laserowego; układ skupiający; oraz układ kontrolujący impulsy laserowe i zapewniający odpowiednią synchronizaję. Jednostka lasera ma wymiary 2.5 x 3 x 13 cm. Masa samego lasera wynosi 100 g, a wraz z zasilaczem i optyką - około 700 g. Może on działać w temperaturach od –50°С do +50°С. Jego trwałość to 1 000 000 impulsów, co odpowiada 4 miesiącom pracy ciągłej. Laser produkuje impulsy trwające 7 ns o energii wyjściowej 20 mJ. Maksymalna częstotliwość emisji impulsów wynosi 0.1 Hz.  System optyczny dostosowuje energię impulsu oraz jego lokalizację do analizowanego celu. Atenuautor to migawka elektrooptyczna oparta na krysztale niobku litu. Pozwala ona na zmiany energii impulsu do 40 dB. Są one wykonywane w sposób ciągły albo z niewielkim skokiem. Pozwala to na ustawienie energii tak, aby wytwarzane były jony o pojedynczym ładunku. Ponadto pozwala na kompensację zmian energii impulsu związanych z temperaturą pracy lasera. System skupiający pozwala na skoncentrowanie impulsu na fragmencie próbki o szerokości 30 μm. Gęstość energii impulsu w odległości 18 cm od soczewki wyjściowej obiektywu wynosi 10^9 W/cm^2. Wielkość oświetlanego fragmentu jest optymalna dla analizatora TOF, a jednocześnie pozwala na badania małych niejednorodności w składzie regolitu. Całkowita wielkość modułu optycznego wraz z zasilaczem wynosi 15 x 6 x 7 cm.

Analizator masowy jest symetryczną konstrukcją zawierającą reflektor elektrostatyczny oraz detektor. Jony powstające na skutek działania lasera przechodzą na początku przez wolną przestrzeń na dystansie 15 cm. Następnie wchodzą do analizatora. Rozrzut szybkości jonów powstających w tym samym źródle jest głównym czynnikiem redukującym rozdzielczość instrumentu. W przypadku wysokiego rozrzutu energii jonów (na poziomie dziesiątków elektrowoltów) bez użycia reflektora wykonanie pomiaru z zadowalającą rozdzielczością nie jest możliwe. Reflektor pozwala tu na wyrównanie energii jonów. Pakiet jonów o określonym stosunku masy do ładunku M/Z blisko źródła zawiera jony o energiach od Mmin do Mmax. Ruch jonów w wolnej przestrzeni powoduje rozszerzenie obłoku jonów. Czas przejścia danego jonu przez wolną przestrzeń jest proporcjonalny do 1/E^0.5. Reflektor elektrostatyczny znajduje się na końcu wolnej przestrzeni. Wytwarza pole elektrostatyczne jednorodnie zwalniające jony przed ich uderzeniem w detektor. Czas przejścia jonów przez pole jest proporcjonalny do E^0.5. W spektrometrze z reflektorem rozdzielczość wzrasta proporcjonalnie do wzrostu dystansu na którym poruszają się jony. W LASMA zastosowano reflektor o średnicy 4 cm i długości 32 mm. Zapewnia to wymaganą rozdzielczość. Po opuszczeniu reflektora jony przechodzą przez drugą wolną przestrzeń o długości 10 cm i uderzają w detektor SEM. Na jego wejściu znajduje się konstrukcja w postaci siatki. Usuwa ona jony o najbliższych energiach. Detektor jest złożony z dwóch płyt mikrokanałowych oraz podwójnej anody kanałowej. Cały analizator ma wymiary 14 x 4 x 4 cm i masę około 200 g.

Blok elektroniki pozwala na kontrolę pracy instrumentu, rejestrację i obróbkę danych oraz przesył zgromadzonych danych. Ponadto zasila wszystkie komponenty instrumentu. System rejestracji danych jest 4 kanałowym (8 bitowym, 64 MHz) układem ADT ze wzmacniaczami analogowymi połączonymi bezpośrednio z wyjściami SEM. Synchroniczne wykorzystanie 4 kanałów pozwala na rejestrowanie zarówno głównych pierwiastków jak i domieszek. Ponadto zwiększa wiarygodność pomiarów, ponieważ awaria jednego z kanałów nie powoduje utraty funkcjonalności instrumentu. Synchronizacja ADT podczas rejestracji spektrum jest wykonywana poprzez zewnętrzne impulsy TTL w module optyki. Rozmiar pojedynczego 4-kanałowego spektrum wraz z danymi technicznymi to 15 kb. Zapisywanie danych zapewnia pamięć Flash o objętości 4 Mb. System zasilający posiada kanał niskiego woltażu dla analizatora oraz 4 kanały wysokiego napięcia. Jest to kanał dla atenuatora (30 - 3600 V), kanał dla siatki na wejściu detektora (100 V), oraz kanał dla SEM (od -20 do -2200 V).

Do kalibracji używany jest cel w postaci stopu wolframowego zawierającego węgiel, tytan, kobalt, niob i tantal. Wybrano go ze względu na wysoką stabilność. Rejestracja poszczególnych pierwiastków w stopie pozwala na zoptymalizowanie rozdzielczości masowej w całym zakresie pracy instrumentu.

Instrument powstał przy współpracy IKI (moduł optyki i analizator) i Uniwersytetu w Bernie (moduł elektroniki).

[Scorus]

MANAGA
Spektrometr masowy jonów wtórnych jest instrumentem służącym do badań składu chemicznego i izotopowego powierzchni Phobosa na podstawie spektrometrii masowej jonów uwalnianych z powierzchni pod wpływem wiatru słonecznego. Do jego celów naukowych przed lądowaniem zaliczają się: kreślenie charakteru materiału powierzchniowego według systemu podziału na typy, klasy, grupy i podgrupy stosowanego dla meteorytów (poprzez spektrometrię masową jonów wtórnych na orbicie kwazisynchronicznej i podczas lądowania); badania szczątkowej przypowierzchniowej jonosfery Phobosa oraz poszukiwania jonów molekularnych i organicznych powstających podczas uderzeń mikrometeroidów w powierzchnię (poprzez poszukiwania jonów o dużych masach, w tym PAH przy maksymalnej rozdzielczości w zakresie 50 - 1000 u); oraz testowanie modeli tłumaczących niskie albedo Phobosa oddziaływaniami z jonami wiatru słonecznego (poprzez spektrometrię masową jonów powstających w warstwie regolitu o grubości ok. 10^–7 cm i porównanie danych z danymi z LASMA). Do zadań instrumentu po lądowaniu zaliczają się: kontynuowanie badań powierzchni pod kątek jej klasyfikacji meteorytowej; badania bombardowania powierzchni jonami rozpędzanymi w polu elektrostatycznym przy powierzchni (poprzez spektrometrię masową jonów wtórnych powstających po nocnej stronie Phobosa na skutek bombardowania jonami przyspieszonymi do 1 - –2 keV); poszukiwania pierwotnej materii organicznej w warstwie podpowierzchniowej regolitu (poprzez usunięcie za pomocą ramienia warstwy o grubości 1 - 2 cm w polu widzenia instrumentu i poszukiwania jonów cząsteczek organicznych produkowanych przez wiatr słoneczny); oraz potwierdzenie procesu tworzenia wody w regolicie na skutek oddziaływań protonów wiatru słonecznego z tlenkami metali i tlenem w minerałach opisanego dla Księżyca (poprzez poszukiwania jonów wody i jonów hydroksylowych). Instrument przyczyni się do bada syntezy wody i związków organicznych w plazmie tworzonej podczas uderzeń mikrometeoroidów. Proces ten jest interesujący sam w sobie. Ponadto jego pomiary w naturalnych warunkach dostarczą informacji dla teorii formowania się pierwotnej materii organicznej w Układzie Słonecznym oraz syntezy materii organicznej w ośrodku międzygwiazdowym. Pomiary częściowo uzupełniają się z LASMA, jednak zastosowania MANAGA są bardziej ograniczone.

Instrument MANAGA znajduje się na panelu bocznym lądownika, blisko panelu słonecznego, elektroniki instrumentów SSPIS oraz elektroniki pakietu PhPMS. Zasada działania instrumentu opiera się na detekcji jonów wybijanych z powierzchni przez protony wiatru słonecznego. Mimo relatywnie małej energii (około 1 keV) jony wodorowe tworzą jony wtórne stosunkowo wydajnie. Powodują powstanie jonów o energiach w zakresie 5 - 20 eV. Powierzchnia Phobosa pod wpływem promieniowania UV ze Słońca nabiera ładunku elektrycznego (odpowiadającego napięciu +5 - 6 V), co zwiększa energie jonów do 10 - 25 eV. Ponadto jony atomowe i cząsteczkowe powstają podczas uderzeń mikrometeroidów. Ich szybkość (z uwzględnieniem rozpędzania przez ciśnienie promieniowania słonecznego) wynosi 20 - 50 km/s. Dzięki temu mogą one penetrować na głębokość 1 μm i wytwarzać plazmę o energii wystarczającej do syntezy jonów cząsteczkowych, w tym organicznych. Ich energia znajduje się w przedziale 10 - 50 eV. Większe ciała mogą powodować produkcję jonów o energiach w tym samym zakresie. Poza jonami cząsteczkowymi tworzona na skutek tych mechanizmów szczątkowa jonosfera powinna zawierać jony głównych pierwiastków tworzących regolit, czyli Si, S, Fe, C, Mg i Al. Instrument wykorzystuje spektrometrię czasu przelotu cząstki (Time of Flight Spectrometry - TOF). Pracuje w zakresie energetycznym 5 - 100 eV i w zakresie masowym 1 - 1000 u. Całkowity limit detekcji przy pomiarze trwającym 1 sekundę wynosi 10^–5 cm^–3.  Czułość pomiarów zawartości poszczególnych substancji to 0.1 - 1 ppm. Zasięg dynamiczny to 10^6. W czasie jednej sekundy urządzenie uzyskuje 10^4 spektrogramów. Urządzenie ma masę 1.4 kg. Pobór mocy wynosi 5 W. Produkcja danych to 0.25 Mb/h. Objętość wewnętrznej pamięci to 0.5 Mb. W skład instrumentu wchodzą 3 zasadnicze elementy: pokrycie ochronne, analizator masowy, oraz elektronika.

Pokrycie ochronne chroni wnętrze instrumentu przed zanieczyszczeniami. W skład analizatora wchodzą: układ formujący strumień jonów (Ion Flux Former - IFF), system zwierciadeł magnetycznych, reflektor, oraz detektor w postaci powielacza elektronów wtórnych (Secondary Electron Multiplier - SEM). Jony wchodzą do instrumentu przez okno wejściowe o powierzchni 15.43 centymetra kwadratowego. Następnie są wyłapywane przez układ IFF.

W dalszej kolejności migawka elektrodynamiczna przenosi jony do obszaru gdzie są rozpędzane do energii 1 keV. W tym celu przechodzą przez układ zwierciadeł magnetycznych. W jego obrębie ulegają siedmiokrotnemu odbiciu przed uderzeniem w detektor. W celu zapewnienia ochrony przed promieniowaniem UV siatki oraz powierzchnie odbijające zostały pokryte czarnym chromem. Dzięki temu intensywność promieniowania ultrafioletowego jest redukowana 10^12 razy. Zapewnia to prawidłowe działanie instrumentu nawet gdy światło słoneczne bezpośrednio oświetla jego otwór wejściowy.

W trakcie przelotu przez instrument jony są rozdzielane ze względu na masy. Wykorzystywana jest tutaj zależność T = L(M/2E)^1/2 , gdzie T jest czasem przelotu jonu o energii E i masie M na dystansie L. Jony przechodzą następnie przez reflektor i uderzają w detektor SEM. Jest on zbudowany z dwóch płyt mikrokanałowych (Microchannel Plate - MCP). Sygnał z SEM jest odbierany przez wzmacniacz, a następnie są rejestrowane. Układ rejestrujący pozwala na rozłożenie impulsów w 2048 "komórkach" trwających po 20 ns. Następnie dane są formatowane do postaci standardowego spektrogramu i zapisywane w wewnętrznej pamięci instrumentu. Potem są przesyłane do systemu zarządzającego instrumentami lądownika.

Instrument został opracowany przez IKI przy współpracy z Białorusią. Wcześniej był proponowany dla misji LCROSS, ale nie został wybrany. Ponadto przygotowywana jest wersja do pomiarów jonów na Międzynarodowej Stacji Kosmicznej, MANAGA-I.

[Scorus]

GAP
Pakiet do analizy gazu jest głównym przyrządem do badań składu chemicznego regolitu Phobosa w miejscu lądowania. Do jego zasadniczych celów naukowych zaliczają się: określenie zwartości poszczególnych komponentów gazowych uzyskanych z próbki na drodze pirolizy i ich zidentyfikowanie, a tym samym poznanie składu mineralnego próbki; zbadanie zawartości substancji lotnych  zawartych w podróbce (H2O, СО2, N2, SO, związków organicznych, gazów szlachetnych); oraz określenie stosunków izotopowych C, H, O i N (13С/12С, D/H, 17O/16O, 18O/16O, 15N/14N) w cząsteczkach wody, dwutlenku węgla i niektórych związków organicznych. Dane te będą przydatne do charakteryzowania geologii miejsca lądowania i poznania pochodzenia Phobosa. Badania zawartości substancji lotnych w regolicie pozwolą też na przybliżenie generalnego charakteru regolitu oraz na zbadanie stopnia dyferencjacji i przekształcenia materii na Phobosie. Badania zawartości izotopów będą przydatne do poznania pochodzenia Phobosa. Pozwolą na zidentyfikowanie miejsca w dysku protoplanetarnym z którego pochodzą substancje lotne. Substancje organiczne na Phobosie powinny występować w formie kerogenów. Pomiary zawartości C2H2  uwalnianego na różnych etapach pirolizy próbki wykonywane za pomocą spektrometrii laserowej powinny dostarczyć informacji na temat natury tych substancji.

GAP: KONFIGURACJA
Pakiet GAP znajduje się na panelu zewnętrznym Phobos-Grunt, blisko kolektora próbek dla kapsuły i manipulatorów. Cały system ma masę 8.5 kg. W jego skład wchodzą trzy komponenty analityczne: analizator termiczny (Thermal-Differential Analyzer - TDA); chromatograf gazowy (Gas-Chromatograph - GC); oraz spektrometr masowy (Mass-Spectrometer - MS). Próbka regolitu pobrana za pomocą ramienia MS-1 lub MS-2 jest wsypywana do odpowiedniego kolektora, systemu przygotowującego próbki (Soils Preparation System - SOPSYS). We wszystkich komponentach systemu gazem nośnym jest hel pod ciśnieniem około 150 mbar. Jest on zgromadzony w dwóch zbiornikach (Carrier Gas Tanks - CTG) funkcjonalnie położonych poza elementami analitycznymi. Każdy zbiornik jest wyposażony we własny sensor ciśnienia (Pressure Sensor - PS) i regulator ciśnienia (Pressure Regulator - PR). Instrument posiada tez zbiornik gazu kalibracyjnego (Calibration Gas Tank - CalGT) wyposażony w osobne elementy PS i PR. Układ obiegu gazu jest wyposażony łącznie w 15 zaworów (V1 - V15).

Fizycznie system GAP składa się z jednostki SOPSYS zainstalowanej bezpośrednio przy TDA. Osobną jednostkę tworzą moduły GC oraz zbiorniki CTG i CalGT. Są one umieszczone na wspólnej płycie montażowej. Spektrometr MS tworzy trzecią jednostkę, zainstalowaną nad jednostką GC. Wszystkie jednostki są połączone przewodami rozprowadzającymi gaz.

GAP: SOPSYS
System przygotowywania próbek SOPSYS pozwala na obrobienie materiału pozyskanego przez manipulator na potrzeby instrumentu. Ma on masę około 400 gramów. Po przejęciu materiału z manipulatora pozwala on na zmielenie większych odłamków skalnych. Uzyskuje ziarna o wielkości poniżej 1 mm. Następnie przesiewa tak obrobiony materiał. W ten sposób pozwala na uzyskanie drobnoziarnistej frakcji, która dostaje się do systemu DTA. SOPSYS odmierza też odpowiednią objętość materiału przekazywaną do TDA. Po zakończeniu procedury może być automatycznie oczyszczony.

SOPSYS został przygotowany przez Politechnikę w Hong Kongu (Polytechnic University - PolyU).

GAP: TDA
Materiał z kolektora SOPSYS trafia do analizatora termicznego TDA. Jest to pirolizer złożony z czterech komórek rozkładu termicznego (Pyrolyser Cell 1, 2, 3, 4 - PC-1, 2, 3, 4). Ma on masę około 0.5 kg. Masa pojedynczej komórki PC to 20 g. W obrębie PC próbka jest podgrzewana do temperatury 1000°C (maksymalnie 1350°С). Maksymalny pobór mocy wynosi 22 W. Ogrzewanie jest zapewnione przez grzałkę elektryczną. Komora na próbkę ma średnicę 4 mm i głębokość 5 mm. Podgrzanie powoduje rozpad części komponentów materiału, zarówno minerałów jak i związków organicznych typu kerogenów, których można spodziewać się na Phobosie. Powstały gaz wprowadzany jest następnie do chromatografu gazowego GC. Ponadto system ten pozwala na zmierzenie parametrów reakcji egzotermicznych i endotermicznych zachodzących w próbce podczas jej podgrzewania. Dzięki temu pozwala na określenie zawartości minerałów u których przejście fazowe następuje w temperaturze niższej od 1000°C.

System TDA został opracowany przez Instytut Badań Kosmicznych IKI w Moskwie.

[Scorus]

GAP: GC
Masa systemu GC wynosi 4.5 kg. W jego skład wchodzą dwa zasadnicze elementy: zestaw chromatograficzny (Chromatographic Assembly - CA); oraz spektrometr absorpcji z diodami laserowymi (Tunable Diode Laser Absorption Spectrometer - TDLAS).

Zestaw CA składa się z dwóch niezależnych kolumn chromatograficznych. Jedna z nich służy do identyfikacji gazów powstałych z minerałów, a druga - ze związków organicznych. W skład każdej z nich wchodzi: jedna pułapka iniekcyjna (Iniection Trap - IT); jedna właściwa kolumna chromatograficzna (Chromatographic Column - CC); oraz detektor przewodności cieplnej (Thermal Conductivity Detector - TCD). Kolumny mają postać metalowych, zwiniętych kapilar. Całkowita długość jednej takiej kapilary wynosi 20 metrów, a zewnętrza średnica - 0.25 mm. Każda kolumna posiada po jednym sensorze TCD (TCD-1 i TCD-2). Ponadto dodatkowy sensor (TCD-3) umieszczony jest na linii doprowadzającej gaz z TDA. Komora iniekcyjna IT koncentruje gaz przed jego wprowadzeniem do kolumny. Instrument posiada dwa takie elementy (IT-1 i IT-2) Jedna z kolumn (CC-1) posiada pułapkę IT-1 przeznaczoną dla gazów lekkich, a druga (CC-2) - pułapkę IT-2 dla ciężkich gazów organicznych. Mieszanina jest następnie rozdzielana w kolumnie. Obie kolumny różnią się absorbentem - do analizy składu gazów lekkich w CC-1 służy carbobond, a do badań gazów organicznych w CC-2 - materiał MXT5. Poszczególne frakcje wypływające z kolumny są następnie wykrywane przez detektor TCD. Jest on mikroopronikiem. Jest otaczany gazem doprowadzanym za pomocą osobnej kapilary. Wraz ze zmianą składu mieszaniny złożonej z helu i gazu z próbki zmienia się wartość jego oporności. Pozwala to na zidentyfikowanie substancji obecnych w analizowanym gazie w koncentracjach w zakresie od kilku ppm do kilku procent oraz na pomiar ich zawartości w próbce. Pomiar taki umożliwia wstępną identyfikację składu mieszaniny przed jej badaniami za pomocą TDLAS i MS. Ponadto pozwala na kalibrację kolumny. Czułość wynosi tutaj ponad 10^-9. Dzięki wykorzystywaniu systemów zaworów za pomocą CA można wykonywać trzy typy działań:  iniekcję gazu z TDA do IT-1 i IT-2; analizę gazów zebranych w IT-1 za pomocą CC-1 i TCD-1; oraz analizę gazów zebranych w IT-2 za pomocą CC-2 i TCD-2.

Zestaw CA został opracowany w laboratorium LATMOS we Francji na bazie chromatografu przygotowanego dla instrumentu SAM (Sample Analysis at Mars) sondy MSL. Z powodu innego charakteru analizowanych próbek i innych warunków pracy dokonano niewielkich zmian w kolumnach i absorbencie. Pozostałe komponenty są identyczne z SAM/GC.

Frakcje z CA trafiają do spektrometru TDLAS. Gaz jest koncentrowany w kapilarnej rurce o długości 19.5 cm i średnicy 3 mm. Następnie jest wprowadzany do urządzenia pod ciśnieniem około 150 mbar. TDLAS pozwala na pomiar zwartości izotopów tlenu i wodoru w cząsteczkach wody (H2 16O, H2 18O, H2 17O i HDO) oraz tlenu i węgla w cząsteczkach dwutlenku węgla (CO2, 13C O2, 16O 12C 18O i 16O 12C 17O), a ponadto na wykrycie acetylenu i metanu świadczących o obecności związków organicznych.

W skład TDLAS wchodzą cztery antymonoidowe oraz telekomunikacyjne diody laserowe oświetlające gaz. Zostały one dostarczone przez firmę Nanoplus GmbH. Diody tego typu są bardzo dobrymi narzeczami spektroskopowymi, zapewniają dogodne właściwości spektralne (brak przeskoków pomiędzy trybami pracy, monochromatyczność). Pracują w temperaturze pokojowej. W celu zapewnienia stabilnej pracy laserów w odpowiedniej temperaturze  zastosowano system kontroli temperatury Peltiera. Światło z diod jest mieszane przez zespół rozdzielaczy wiązek. Następnie jest wprowadzane do tuby kapilarnej. Ma ona długość 19.5 cm i średnicę 3 mm. Jest wypełniona gazem uzyskanym w czasie pirolizy. Tym samym światło propaguje przez gaz na dystansie zbliżonym do 20 cm. Obliczenia wykazały, że w takich warunkach głębokość pasm absorpcyjnych wynosi kilka dziesiątych procenta dla H2, 16O i 12C O2, kilka procent dla C2H2 i izoanalogów H2O oraz około 0.5% dla izoanalogów CO2 - 13C O2 i OC 18O. Zmiany temperatury pracy laserów pozwalają na wykonywanie pomiarów w zakresie kilku linii izoanalogów w poszczególnych kanałach. Zakres emitowanego światła jest dostosowywany do absorpcji poszukiwanego składnika poprzez zmianę zakresu emisji diod. Jest on zmieniany na zasadzie skanowania w wybranym przedziale spektralnym, poprzez  zmianę ładunku na diodach w czasie 10 ms w stałej temperaturze. Jedno spektrum jest budowane poprzez dodawanie kolejnych 100 spektrogramów elementarnych. Jest ono uzyskiwane poprzez rejestrację linii absorpcyjnych przez detektor położony na końcu tuby przeciwległym w stosunku do zestawu diod. W każdym spektrum elementarnym uzyskuje się 512 punktów pomiaru.

Uzyskane w ten sposób dane pozwalają na zidentyfikowanie niektórych związków chemicznych i zawartych w nich izotopów. Z zastosowaniem prawa Beera - Lamberta można wyznaczyć koncentrację poszukiwanego komponentu mieszaniny wzdłuż ścieżki światła. Poszczególne diody są złożone z GaInSb, GaInAsSb/GaAlAsSb, InGaAsSb oraz InGaAs. Emitują one światło o długościach fali odpowiednio 2.041 mikrona (detekcja izotopów w dwutlenku węgla 13C 16O2 i 16O 12C 18O), 2.642 mikrona (detekcja izotopów w wodzie - H2 17O, H2 18O i HDO), 2.682 (generalna detekcja wody i dwutlenku węgla), oraz 1.533 mikrona (detekcja acetylenu i metanu, w tym izotopów - C2H2 i 13C 12C H2). Finalna obróbka spektrogramów odbywa się na Ziemi poprzez przekształcanie surowych danych z detektorów.

W urządzeniu zastosowano jeden detektor InAs dla rejestracji absorpcji na wyjściu tuby kapilarnej oraz jeden detektor InAs referencyjny przy zespole diod.  Bezpośrednie spektrum absorpcji pozwala na uzyskanie silnych sygnałów absorpcji molekularnej, o głębokości około 1%. Słabsze sygnały (zwłaszcza w kanale dedykowanym izoanalogom CO2) są uzyskiwane poprzez wytwarzanie spektrogramu dyferencyjnego. Jest on uzyskiwany poprzez nałożenie sygnału bezpośredniego i sygnału z detektora odniesienia. Różnica pomiędzy sygnałami pozwala na wyeliminowanie tła.

Kompletny pomiar trwa około 20 minut. Dla każdego kanału przeznaczono 5 minut. W czasie misji spodziewanych się wykonania analiz w czasie 6 cykli rozkładu pirolitycznego. Planowano, że poszczególne cykle będą rozdzielone okresem kilku dni. Dane z pierwszej pirolizy były przeznaczone do scharakteryzowania zachowania się laserów. Potem możliwe było dokonanie zmian kilku parametrów takich jak temperatura pracy laserów, amplituda skanowania (w celu dostosowania używanego regionu spektralnego przy dryfie spektralnym zaszłym w urządzeniu przez okres 1.5 roku).

TDLAS został opracowany przez GSMA (Groupe de Spectrométrie Moléculaire et Atmosphérique) na Uniwersytecie Remis (University of Reims) we Francji na bazie instrumentów stosowanych na balonach stratosferycznych. Całość urządzenia ma niewielkie rozmiary (30 x 15 x 15 cm) i małą masę (1.5 kg).

GAP: MS
Ostatecznie gaz z wcześniejszych elementów analitycznych jest wprowadzany do ostatniego elementu GAP - spektrometru masowego MS poprzez separator. MS pozwala na wykrycie różnorodnych składników mieszaniny. Ma on masę 3.5 kg. Pobór mocy wynosi 32W. Wykonuje pomiary masy w zakresie 2 - 400 u na gram. Składa się on z właściwego analizatora masowego (Mass Analyzer - MA) przyłączonego do bloku elektroniki (Block of Electronics - BE). MA ma wymiary 256 x 78 x 73 mm. Wymiary BE to 256 x 110 x 120 mm.

System MS został opracowany przez Vernaski Institute of Geochemistry (GEOHI) w Rosji. Głównym konstruktorem jest Ryazan University.