Mars Science Laboratory - MSL (kompendium)

[Scorus]

Ramię RA jest manipulatorem o pięciu stopniach swobody służącego do umieszczania zestawu narzędzi i dwóch instrumentów na celu oraz manipulowania nimi. Zostało opracowane przez firmę Alliance Spacesystems z Pasadeny. Jego konstrukcja opiera się na doświadczeniach zebranych podczas prac na manipulatorami dla łazików MER oraz lądowników Mars Polar Lander i Phoenix. W czasie prac nastąpiło kilka istotnych zmian w stosunku do pierwotnego projektu. Zmieniono rodzaj smaru w mechanizmach silników, ponieważ okres przydatności poprzedniego okazał się zbyt krótki. Przeprojektowano systemy mocujące oraz elementy zabezpieczające RA w czasie lotu i lądowania z powodu zwiększenia masy narzędzi z 15 do 34 kg. Było to wywoływane głównie przeprojektowaniem systemu CHIMRA i przeniesieniem go z korpusu łazika na koniec ramienia. Spowodowało to wzrost masy całego ramienia o 25%. Ponadto przeprojektowano system elektryczny w związku ze zmianą konfiguracji narzędzi. Obszerne testy zagwarantowały, że RA zachowa sprawność przez wymagany okres 687 dni. Jest to okres 7 razy dłuży niż analogiczne gwarancje wymagane dla wcześniejszych misji na powierzchnię Marsa.

Przy pełnym wyciągnięciu ramienia środek zestawu narzędzi na jego końcu znajduje się w odległości 2.2 m od zasadniczej struktury łazika. Masa całego ramienia bez instrumentów i narzędzi wynosi 67 kg. Zakres tolerancji termicznej całego systemu sięga od -128ºC do +50ºC. W czasie misji można spodziewać się temperatur w zakresie od -110ºC do +50ºC.

Struktura mechaniczna RA składa się z dwóch długich podłużnic połączonych stawami. Jest wykonana głównie ze stopu tytanu 6AL-4V. Materiał ten pozwolił na zminimalizowanie masy systemu oraz na dopasowanie właściwości cieplnych podłużnic do łożysk i mocować użytych w silnikach. Ramię jest przymocowane do aluminiowego panelu przedniego WEB za pomocą aluminiowej klamry. Klamra ta jest połączona aluminiową podporą w kształcie litery V z tytanowymi klamrami stawu azymutalnego. Podpiera ona tytanową klamrę łączącą staw azymutalny z łazikiem, zapewniają dużą sztywność w czasie lądowania, w każdym kierunku. Może jednak przesuwać się w kierunku zgodnym z przemieszczeniami spowodowanymi przez rozszerzalność cieplną systemu

Ramię jest wyposażone w zestaw rotacyjnych silników elektrycznych dających 5 stopni swobody. Są to: staw azymutalny(Azimuth Joint); staw podnoszy ramię (Elevation Joint); staw łokciowy (Elbow Joint); staw nadgarstkowy (Wrist Joint); oraz staw zakończenia ramienia (Turret Joint).

System okablowania RA jest unikalny, ponieważ każde połączenie rozciągające się od wnętrza łazika do wieżyczki instrumentów jest złożone tylko z jednego, elastycznego kabla. Kable mają długość do 10 metrów. Najkrótszy z nich ma długość 2.8 m, kończy się na stawie azymutalnym i podnoszącym. Zastosowane okablowanie jest bardzo efektywne pod względem oszczędności masy i przestrzeni. Jednorazowo pozwala na przesyłanie 920 sygnałów do instrumentów i narzędzi. Szpule dla kabli znajdują się wokół stawów.

Mechanizmy mocujące ramię w czasie bezczynności pozwalają również na jego zabezpieczenie w czasie lotu i lądowania. W czasie badań Marsa pozwalają również na jego pasywne składanie po użyciu. Mogą wytrzymać przeciążenia rzędu 20 G w czasie lądowania i 8 G podczas jazdy. Układ ten jest umieszczony na przednim panelu WEB. Obejmuje uchwyt dla stawu łokciowego, podporę dla stawu łokciowego, oraz mocowanie dla wieżyczki na końcu RA. Głównymi problemami napotkanymi podczas jego projektowania były trudności wynikające z różnych właściwości cieplnych panelu zewnętrznego łazika (złożonego ze stopu aluminium 7075) i struktury ramienia (złożonej ze stopu tytanu 6AL-4V).

Na końcu ramienia znajduje się struktura w postaci obrotowej wieżyczki zawierająca 5 narzędzi. Wraz z umieszczonymi na niej elementami ma średnicę 60 cm. Do narzędzi obok instrumentów APXS i MAHLI zaliczają się urządzenia pozwalające na pobieranie i przygotowywanie próbek geologicznych - PADS,  CHIMRA i DRT. Narzędzia te mogą zostać umieszczone na celu w obszarze roboczym ramienia. Ma on postać pionowego cylindra o średnicy 80 centymetrów i wysokości 100 centymetrów znajdującego się 105 centymetrów przed zasadniczą strukturą łazika i sięgającego 20 centymetrów pod powierzchnię gruntu gdy łazik znajduje się na płaskiej powierzchni. Ramię może dociskać strukturę narzędzi do skały ze znaczną siłą. Ma to znacznie dla stabilizacji wiertła PADS podczas pracy na skale. Ramię może dostarczyć siły 240N na jego końcu w pewnych konfiguracjach. Może wykonywa ruchy z szybkością 1 cm na sekundę.

[Scorus]

System wiercący PADS może nawiercać skałę do głębokości 5 centymetrów w celu uzyskania sproszkowanego materiału.   Posiada ono pięć stopni swobody. Zaliczają się do nich: przemieszczanie wiertła w górę i w dół, obracanie wiertła (w tempie 0 - 150 rpm), usuwanie materiału skalnego z jego powierzchni oraz małe ruchy w górę i w dół podczas wiercenia. Wiertło może wykonać otwór o średnicy  1.6 cm i głębokości do 5 cm. Głębokość wiercenia jest uzależniona od właściwości skały. Materiał z pierwszych 1.5 - 2 cm jest odkładany na powierzchni skały i nie jest przekazywany do CHIMRA. Poniżej tej głębokości materiał jest przenoszony do CHIMRA. Proszek przechodzi przez kanał wewnątrz wiertła do komory połączonej z tubą łączącą się z komora odbiorczą. Rozkład wielkości ziaren uzyskiwanego proszku i jego nagrzewanie podczas wiercenia jest uzależnione od rodzaju nawiercanej skały oraz parametrów wiercenia wybranych dla danego celu (rotacji i parametrów wibracji). Testy wykazały, że 90% materiału przechodzi przez sito o oczkach 15 mikrometrów, a 100% przez sito z oczkami 1 mm. Ogrzewanie powinno być minimalne. Wiertło po umieszczeniu na skale wykonuje wiercenie bez dodatkowych ruchów RA. Podczas wiercenia jest ono dociskane za pomocą RA (z siłą 240 - 300 N skierowaną zgodnie  jego osią) w celu zapewnienia stabilności i odpowiedniego przebijania powierzchni oraz kruszenia materiału. Jest możliwe, że podczas wiercenia ramię wykona poślizg, który spowoduje zaklinowanie wiertła w skale. PADS może jednak odrzucić zniszczone wiertło i zastąpić je nowym. Podczas misji, w przypadku wiercenia w skalach zawierających twarde elementy (np. duże ziarna kwarcu) wiertło może stępić się znacznie i stać się nieprzydatne. Z tego powodu zastosowano dwa zapasowe wiertła umieszczone w dwóch zasobnikach wierteł na przedniej powierzchni łazika. Po odrzuceniu zniszczonego wiertła ramię może pozycjonować PADS tak, aby automatycznie pochwycił nowe wiertło.

[Scorus]

System CHIMRA odbiera proszek uzyskany przez PADS. Ponadto zawiera łopatkę mogącą zbierać luźną glebę koło łazika do głębokości 3.5 cm,  oraz materiał odsłonięty za pomocą kół. W zalewności od geometrii, rowek wykopany przez kola może udostępnić materiał do głębokości nawet 20 cm (materiał taki może też zostać zbadany za pomocą APXS i MAHLI). Łopatka może pobrać próbkę o objętości 1000 - 30 000 milimetrów sześciennych. Jest wyposażona w odpowiedni silnik umożliwiający jej przesuwanie. CHMIRA następnie przesiewa i sortuje próbki dostarczone za pomocą łopatki i PADS. Próbki te są następnie przekazywane do instrumentów SAM i CheMin. Do sortowania materiału jest używany zestaw komór i labiryntów. Sortowanie jest umożliwione poprzez obrót struktury narzędzi wokół wektora ciążenia. CHMIRA zawiera też silnik wytwarzający wibracje, które ułatwiają ruch materiału, a także ułatwiają przesypywanie próbek do wlotów instrumentów analitycznych. Pozwala na uzyskanie frakcji o wielkości ziaren poniżej 150 mikrometrów dzięki zastosowaniu odpowiedniego sita, oraz na podział próbek na partie o objętości 45 - 65 milimetrów sześciennych. Z zastosowaniem sita o oczku 150 mikrometrów można uzyskać co najmniej 6 porcji z pojedynczej próbki. CHMIRA pozwala też na przesiewanie próbek za pomocą sita o oczku 1 mm i uzyskiwania porcji o objętości 45 - 130 milimetrów sześciennych dla instrumentu SAM. CheMin nie może przyjmować tak dużych ziaren, ponieważ jego komórki na próbki są zbyt małe. Podczas pobierana materiału łopatką i z zastosowaniem sita z oczkiem 1 mm można wytworzyć tylko pojedynczą porcję na każdą objętość łopatki. Sita są umieszczone na mechanizmach wstrząsający umożliwiających ich oczyszczanie i zapobiegające zapchaniu się podczas misji.

[Scorus]

System usuwania pyłu DRT pozwala na usunięcie cząstek pyłu oraz luźnego materiału z powierzchni skały. Jest on skonstruowany inaczej do urządzenia RAT na łazikach MER, ale ma podobne możliwości usuwania pyłu. Składa się z pojedynczego silnika obracającego metalową szczotkę. Obszar który może zostać oczyszczony ma średnicę 45 mm. DRT może też usuwać luźny materiał z tacy obserwacyjnej.

Taca obserwacyjna pozwala na badania próbek przesiany przez CHIMRA za pomocą APXS i MAHLI. Ma ona postać prostej, płaskiej płyty wykonanej z tytanu. Ma szerokość 7.3 cm. Została umieszczona z przodu łazika. Próbki gleby i sproszkowanych skał które przeszły przez sito CHIMRA o oczku 150 mikrometrów mogą być na niej umieszczone i badane przez APXS i MAHLI, a następnie usunięte przez DRT.  Po przekazaniu materiału do CheMin albo SAM pozostałość próbki też może być badana w ten sposób.

Testowy materiał tragiczny OMC został umieszczony z przodu WEB. Pozwala on oszacować, czy dostarczane do instrumentów próbki nie zostały zanieczyszczone resztkowymi substancjami organicznymi z Ziemi (chociaż czyniono intensywne wysiłki, aby łazik nie był zanieczyszczony związkami organicznymi ponad poziomem detekcji SAM). Cel ten może być nawiercany za pomocą PADS, proszkowany i dostarczany do CHIMRA a następie dostarczany do SAM (opcjonalnie też do CheMin). OMC składa się z 5 bloków porowatej krzemionki amorficznej nasyconej 3-fluoropenatrenem i 1-fluoronaftalenem. Poziom porowatości to około 30%. Zastosowana syntetyczna mieszanina organiczna nie występuje w warunkach naturalnych i nie zostanie znaleziona na Marsie. Każdy blok jest próżniowo zamknięty w oddzielnym pojemniku. Jeśli jakieś związki organiczne zostaną wykryte przez SAM obok mieszaniny testowej, wykryte substancje organiczne w materiale marsjańskim mogą być interpretowane jako zamieszczenia. Każdy blok może być użyty tylko raz. Po jego nawierceniu powodującym rozpieczętowanie pojemnika przestanie on być standardem kalibracyjnym, ponieważ nieznane będą reakcje mieszaniny testowej ze środowiskiem marsjańskim. Osadzanie się pyłu na zewnętrznej powierzchni pojemnika nie stanowi problemu, ponieważ próbka  z pierwszego centymetra nawiercanego przez PADS nie jest przenoszona do CHIMRA.

System SA/SPaH obejmuje też porycia woltów instrumentów SAM i CheMin, zapobiegające zanieczyszczeniu instrumentów przez cząstki pyłu. Są one umieszczone na górze każdej rurki wlotowej. Są zamykane i otwierane za procą silników. Podczas przekazywania próbki porycia są otwierane i komora CHIMRA jest umieszczana nad woltem. Po przesypaniu próbki pokrycia są zamykane.

[Scorus]

WYPOSAŻENIE
Instrumenty naukowe łazika zostały umieszczone na wysięgniku teledetekcyjnym, ramieniu służącym do pobierania próbek, a także na i w jego głównej strukturze. W skład aparatury naukowej pojazdu MSL wchodzą:
- kamera masztowa (Mast Camera - MastCam);
- system do obrazowania w powiększeniu (Mars Hand Lens Imager - MAHLI);
- kamera do wykonywania zdjęć podczas lądowania (Mars Descent Imager - MARDI);
- system do badań chemicznych i kamera (Chemistry and Camera - ChemCam);
- system do badań chemicznych i mineralogicznych (Chemistry and Mineralogy Pacage - CheMin);
- zestaw urządzeń do analiz próbek na Marsie (Sample Analysis at Mars Instrument Suite - SAM);
- spektrometr cząstek alfa i promieni X (Alpha Partice X-ray-Spectrometer - APXS);
- instrument do rejestrowania albedo dynamicznego neutronów (Dynamic of Albedo Neutrons - DAN);
- detektor do oszacowania radiacji (Radiation Assessment Detector - RAD);
- stacja monitoringu środowiska łazika (Rover Environmental Monitoring Station - REMS).

Łączna masa instrumentów naukowych wynosi 80 kg. Ponadto w osłonie termicznej zainstalowany jest instrument do wykonywania pomiarów w trackie lądowania (Mars Science Laboratory Entry, Descent, and Landing Instrument - MEDLI).

[Scorus]

MastCam
Kamera masztowa jest głównym system obrazującym łazika. Pozwala na wykonywanie zdjęć statycznych kolorowych, multispektralnych i stereoskopowych terenu wokół łazika, a także dostarcza materiału w formie wideo High-Definition w kolorze i w szybkości 10 klatek na sekundę. Ma na celu wykonanie charakteryzacji oraz określenia historii i procesów zapisanych w materiale skalnym w miejscu lądowania. Do szczegółowych celów naukowych instrumentu zaliczają się: określenie fizjografii krajobrazu i procesów zachodzących w miejscu lądowania - określenie topografii, geomorfologii i pozycji geologicznej badanych obszarów w celu zrozumienia natury przeszłych i obecnych procesów geologicznych; wykonanie badań skał - ich budowy, mineralogii, struktury, stratygrafii, historii i zmian w czasie; wykonanie badań takich materiałów jak piaski pyły i muły w badanym obszarze - ich właściwości fizycznych i mechanicznych, stratygrafii, budowy, mineralogii, i procesów osadowych; wykonanie badań pokryw szronu (podobnych do zaobserwowanych przez lądownik Viking 2 w średnich szerokościach areograficznych i przez łazika Opportunity w obszarze równikowym) w miejscach badanych przez łazika w dzień w celu określenia jego morfologii, grubości, pozycji stratygraficznej (gdy będzie obecny w warstwie podpowierzchniowej), relacji z regolitem, oraz jego zmian w czasie (jeśli będzie to możliwe); wykonanie dokumentacji procesów atmosferycznych i meteorologicznych na powierzchni Marsa - chmur, podnoszenia się pyłu (diabłów pyłowych i burz pyłowych), aerozoli (ich właściwości), oraz transportu materiału sypkiego przez wiatr (poprzez uzyskiwanie filmów); oraz wspomożenie badań za pomocą innych instrumentów poprzez umożliwienie wyboru celów badań i scharakteryzowanie materiału badanego przez inne instrumenty.

Kamera MasCam składa się z czterech elementów: dwóch głowic kamery (MastCam Camera Heads); oraz dwóch jednostek elektroniki (MastCam Electronic Box). Elektronika instrumentu została  zainstalowana w głównej strukturze łazika, a głowice - na wysięgniku teledetekcyjnym RSM w górnej części łazika. Głowice kamery zawierają układ optyczny (MasCam Optical System) skupiający światło na detektorze CCD (MasCam CCD Detector) wytwarzającym obrazy. Głowice znajdują się na wysokości 1.97 m ponad gruntem. Są oddalone od siebie o 24.5 cm.

Pierwotnie planowano zastosowanie dwóch identycznych głowic wyposażonych w mechanizm zmieniający długość ogniskowej w zakresie 6.5 - 100 mm (15:1). Miało to pozwolić na wykonywanie zdjęć w zbliżeniu. Zdjęcia stereoskopowe z linią bazową 24 cm miały być wykonywane przy tych samych ustawieniach długości ogniskowej. System ten jednak został usunięty z projektu łazika w celu ograniczenia kosztów. Miało to miejsce we wrześniu 2007r. Pomiędzy listopadem 2007r i styczniem 2008r ustalono nową konfigurację optyki kamery bez mechanizmu zmieniającego długość ogniskowej. Wprowadzono jednak mechanizm automatycznie dostosowujący ostrość obrazu oparty na podobnym mechanizmie z kamery MAHLI. Ponadto w poszczególnych głowicach zastosowano układy optyczne o innych długościach ogniskowych oraz inne zestawy filtrów. Na początku 2010r prace nad kamerami o zmiennej długości ogniskowej zostały wznowione. Na początku 2011r wystąpiły jednak problemy z systemem dostosowywania ostrości. Na ich rozwiązanie nie było już czasu, dlatego też nie zostały umieszczone na łaziku.

Konfiguracja każdej z głowic jest podobna. Jej przednią część stanowi zestaw przegród. Znajdują się na nim mocowania pozwalające na jej przyłączenie do montażu kamer na końcu RSM. Za pomocą cylindrycznego adaptera jest połączona ze strukturą zawierającą zestaw soczewek. Dalej znajduje się struktura zawierająca koło filtrowe. Jest wyposażona w dalsze mocowania mechaniczne. Na końcu głowicy znajduje się komora detektora i jego elektroniki odzyskiwania informacji.

Głowica o średnim polu widzenia (Medium Angle Camera - MAC, MastCam-34 - M-34) charakteryzuje się ogniskową o długości 34 mm i soczewką f/8. Pole widzenia FOV ma wymiary 15 x 15 stopni. Pole widzenia IFOV ma szerokość 2.210^-4 radianów, co daje skalę 22 centymetrów na piksel w odległości 1 kilometra od łazika i 450 mikrometrów w odległość 2 metrów od łazika.

Głowica wąskokątna (Narrow Angle Camera - NAC, MastCam-100 - M-100) posiada ogniskową o długości 100 mm i soczewkę o f/10. Pole widzenia FOV ma wymiary 5.1 x 5.1 stopnia. Pole widzenia IFOV ma szerokość 7.410^-5 radianów, co daje skalę 7.4 centymetra na piksel w odległości 1 kilometra od łazika i 150 mikrometrów w odległość 2 metrów od łazika. Obie kamery mogą uzyskiwać ostre obrazy od odległości 2.1 metra do nieskończoności.

Detektor CCD każdej z kamer posiada filtry Bayera (Bayer Pattern Filter CCD). Pozwala na wytwarzanie obrazów barwnych o jakości porównywalnej z komercyjnymi aparatami cyfrowymi, podobnie jak kamery MARDI i MAHLI. Każdy piksel w tym detektorze jest pokryty indywidualnym filtrem czerwonym, zielonym lub niebieskim. Jest to podejście stosowane w komercyjnych aparatach cyfrowych. Pozwala na uzyskanie bardzo naturalnych kolorów. W poprzednich misjach marsjańskich (z wyjątkiem łazika Sojourner sondy Mars Pathfinder) kamery wykonywały zdjęcia przez filtry, a barwny obraz uzyskiwano przez złożenie obrazów z 2 lub 3 filtrów. Ten typ CCD pozwala na uzyskanie obrazów o bardziej naturalnych barwach, co będzie miało duże znaczenie podczas interpretowania mineralogii badanych obiektów. Do obrazowania w kolorze służy szerokopasmowy filtr odcinający podczerwień umieszczony na kole filtrów każdej kamery. Detektor CCD ma wymiary 1600 x 1200 pikseli. Do normalnego obrazowania jest używany obszar o wymiarach 1200 x 1200 pikseli, czyli zdjęcia mają większy format niż obrazy z kamery PanCam łazików Spirit i Opportunity (detektor CCD ma tam wymiary 1024 x 1024 piksele). W trybie uzyskiwania sekwencji wideo jest używany obszar detektora o wymiarach 1280 x 720 pikseli.

Każda głowica posiada osobny zestaw filtrów. Są one umieszczone na obrotowym kole. Pozwalają na wykonywanie zdjęć monochromatycznych w wąskich zakresach widma. Filtry są identyczne jak w przepadku kamery panoramicznej (Panoramic Camera - PanCam) łazików Mars Exploration Rover (MER) Spirit i Opportunity. W skład każdego zestawu wchodzi komplet filtrów naukowych, filtr szerokopasmowy do obrazowania RGB i filtr wąskopasmowy z neutralną gęstością 10^5 służący do obrazowania Słońca podczas badań atmosfery. Filtry zostały rozłożone między NAC i MAC aby zapewnić że pojedyncza kamera wykona przynajmniej częściowe badania składu mineralnego otoczenia w przypadku awarii drugiej kamery. Obrazy za pomocą filtrów są wykonywane przez matrycę RGB i z tego powodu czułości niektórych pikseli dla niektórych filtrów jest mniejsza niż innych pikseli. jednak powyżej 700 nm wszystkie filtry Bayera mają praktycznie jednakową przepustowość.

Do kalibracji służy zapasowy cel kalibracyjny z programu MER, złożony z  4 barwnych płytek i białej powierzchni. Pod tymi płytkami umieszczono magnesy utrudniające osiadanie pyłu. Podobną technikę zastosowano w misji Phoenix.

Jednostki elektroniki służą do odbierania danych z głowic i ich wstępnej obróbki, oraz do kontrolowania stanu instrumentu i sterowania jego działaniem. Pracują niezależnie od głównego komputerowego łazika. Posiadają wewnętrzny bufor danych o wielkości 8 gigabajtów, który pozwoli na zapisanie 5 500 surowych obrazów lub kilku godzin materiału filmowego przed jego transmisją na Ziemię. Każda jednostka elektroniki może kompresować obrazy w trybie bezstratnym albo z zastosowaniem algorytmu JPEG w czasie rzeczywistym podczas zapisywania obrazów. 8 gigabajtów jest równoważne mozaice 360 x 80 obrazów wykonanych przez 3 filtry z zachodzeniem przyległych obrazów na poziomie powyżej 20 procent. Z zastosowaniem minimalnej kompresji JPEG (o czynnik 2) można zapisać taką mozaikę wykonaną prze wszystkie filtry. Jest to dużo większa ilość danych niż możne zostać przesłana podczas normalnej sesji łączności. Możliwe jest też wykonywanie subklatek. Równocześnie z obrazami pełnymi są wykonywanie miniaturki o wielkości 150 x 150 pikseli.

Systemy MastCam i wewnętrzna obróbka danych pozwala na dużą elastyczność operacji. Każda kamera może uzyskiwać obrazy z bardzo dużą szybkością w porównaniu do wcześniejszych misji. Może między innymi wykonywać wideo wysokiej jakości 720p w formacie 1280 x 720 pikseli z szybkością 10 klatek na sekundę. Może też uzyskiwać pełne klatki naukowe w tempie 5 klatek na sekundę (fps). Pełny zakres ustawiania ostrości może zostać wykonany w czasie 45 - 60 sekund, ale automatyczne regulowanie ostrości wokół przewidzianego punku może zostać wykonane dużo szybciej. Zmiany pozycji filtrów zajmują 5 - 8 sekund. Pełny obrót koła filtrów zajmuje 30 - 45 sekund. Kamery posiadają automatyczną i programowalną zdolność ustawiania ostrości oraz automatyczną i programowalną kontrolę czasu ekspozycji. Dokładność radiometryczna znajduje się na poziomie 10 - 15%, a precyzja - 5 - 8%. Czasy ekspozycji wynoszą od kilkudziesięciu milisekund do kilkuset milisekund w zależności od wybranego filtra i pożądanego stosunku sygnału do hałasu.

Kamera MastCam została zaprojektowana i zbudowana przez firmę Malin Space Science Systems Inc. (MSSS).

[Scorus]

MAHLI
System do obrazowania w powiększeniu jest kamerą służącą do wykonywania mikroskopowych fotografii skał i gleb, pokazujących minerały i mikrostruktury w skalach tak małych jak 12.5 mikrometra w kolorze. Do celów naukowych instrumentu zaliczają się: scharakteryzowanie procesów geologicznych zapisanych w materiale skalnym w skalach od mikrometrów do centymetra; wykonanie badań morfologii, struktury, mineralogii, stratygrafii, historii i procesów modyfikujących skały napotkane przez łazika;  zbadanie takich materiałów jak piaski, muły i pyły w regolicie o średnicy mniejszej niż 4 milimetry w celu zrozumienia procesów mineralogicznych i osadowych w których brały udział poprzez określenie fizycznych i mechanicznych właściwości pojedynczych ziaren; wykonanie badań pokryw szronu (podobnych do zaobserwowanych przez lądownik Viking 2 w średnich szerokościach geograficznych i przez łazika Opportunity w obszarze równikowym) w miejscach badanych przez łazika w nocy w celu określenia budowy szronu, jego grubości, pozycji stratygraficznej (gdy będzie obecny w warstwie podpowierzchniowej), relacji z regolitem, oraz jego zmian w czasie (jeśli będzie to możliwe); oraz ułatwienie badań prowadzonych przez inne instrumenty łazika, poprzez dokumentowanie materiału badanego przez inne urządzenia i pobieranego w celu wykonania dokładnych badań w instrumentach analitycznych MSL. Jest to kontynuacja badań prowadzonych za pomocą mikroskopowego systemu obrazującego (Microscopic Imager - MI) na łazikach Mars Exploration Rover (MER) Spirit i Oporunity.

Kamera MAHLI składa się z trzech elementów: głowicy kamery (MAHLI Camera Head); jednostki elektroniki (Digital Electronics Assembly - DEA); oraz celu kalibracyjnego (MAHLI Calibration Target). Elektronika instrumentu została  zainstalowana w głównej strukturze łazika, a głowica - na zrobotyzowanym ramieniu służącym do pobierania próbek (Sample Acquisition Arm). Została zainstalowana na mechanizmie tłumiącym drgania, blisko wiertła PADS. Obie jednostki są połączone kablami (dostarczonymi przez JPL). Głowica kamery składa się z 3 elementów: systemu optomechanicznego (Optomechanical Assembly); systemu płaszczyzny ogniskowej (Focal Plane Assembly - FPA), oraz elektroniki głowicy (Camera Head Electronics Assembly).

System optomechaniczny zawiera zintegrowaną optykę, mechanizm regulacji ostrości, osłonę przeciwpyłową i pojedynczy silnik ustawiający ostrość oraz otwierający i zamykający osłonę. Układ optyczny głowicy składa się z zestawu soczewek - 6 elementów o stałej pozycji, 3 elementów przesuwalnych i przedniego, nie przesuwalnego okna szafirowego. Niepożądane promieniowanie w bliskiej podczerwieni jest usuwane przez film na powierzchni przedniego okna. Właściwości szkła, filtr podczerwieni i indywidualne filtry RGB detektora CCD pozwalają na obrazowanie w paśmie spektralnym 380 - 680 nm. Pozycja 3 soczewek może być dostosowywana prze silniczek, w  celu utrzymywania skupienia na badanym celu. System MI łazików MER nie posiada takiej zdolności, i w  celu uzyskania ostrego obrazu kamera musi być przemieszczana przez manipulator. MAHLI może dostosowywać ostrość obrazu przez 8 poziomów. Efektywna długość ogniskowej wynosi od 18.3 mm przy najmniejszej odległości od celu (22.5 mm) do 21.3 mm przy obrazowaniu odległych celów. W zakresie tym stosunek ogniskowej waha się od f/9.8 do f/8.5, a pole widzenia od 33.8° do 38.5°. Typowy czas ekspozycji w czasie dnia wynosi 5 - 15 milisekund. Ekspozycja w warunkach zacienienia lub w nocy z zastosowaniem diod światła białego trwa 80 milisekund. Ekspozycja w nocy z stasowaniem diod UV trwa 2 sekundy.

System mechaniczny jest oparty na zastosowanym na MERach silniku Aeroflex 10 mm pozwalającym na zmiany położenia 3 soczewek. Smar zastosowany w silniku i układzie optomechanicznym wymusza pracę w temperaturze ponad -70°C (optymalnie ponad -50°C). Silnik Aeroflex kontroluje tez otwieranie i zamykanie osłony przeciwpyłowej chroniącej przednią optykę przed zanieczyszczeniem w czasie gdy instrument nie jest używany. Osłona jest wykonana z przezroczystego materiału Lexan i obrazy mogą być wykonywane również przez osłonę w przypadku jej awarii. Mogą pod nią działać również diody LED instrumentu. Optyka i wszystkie części mechaniczne są hermetycznie zamknięte co chroni je przed zanieczyszczeniem przez pył.

Urządzenie posiada dwa zestawy diod LED światła białego (po dwie diody każde), oraz dwie diody światła ultrafioletowego (długość fali 365 nanometrów), dzięki czemu może działać zarówno w trakcie dnia jak i w nocy. W trakcie obrazowania podczas dnia nie wystąpią także problemy z zacienianiem fotografowanego obiektu. Źródło ultrafioletu umożliwia wywołanie fluorescencji i dostrzeganie węglanów oraz ewaporatów pochodzenia wodnego. Każdy zestaw diod światła białego może być włączany i wyłączany niezależnie. Diody światła białego to Avago Technologies HSMW-10x White Surface Mount LED Indicator SMT PLCC-2.Diody UV to Nichia Model NSHU550B. Operacje w nocny będą prawdopodobnie sporadycznie z powodu niskich temperatur i wymogów zasilania.

Kamera może uzyskiwać ostre obrazy od odległości  22.5 mm do nieskończoności. Z odległości 22.5 mm rozdzielczość obrazów wynosi 14.5 mikrometra na piksel. Wraz z odległością od celu rozdzielczość znacznie spada, w odległości 66 mm jest porównywalne z rozdzielczością MI na łazikach MER. Niedokładność pozycjonowania ramienia wynosi  20 mm w 3 wymiarach, więc uzyskiwanie obrazów z minimalnej odległości może być trudne. W celu zapobieżenia kantaku głowicy kamery z celem zastosowano sensor kontaktu. Został on zbudowany przez JPL. Jego projekt jest oparty na sensorze kontaktu kamery MI łazików MER. Najlepiej działa on dla twardych powierzchni skał. Nie może zapewnić detekcji kontaktu z materiałami sypkimi. Z tego powodu obrazowany będzie tylko sypki regolit badany wcześniej za pomocą APXS z odrębnym sensorem kontaktu, albo jego zdjęcia będą wykonywane z większej odległości. Głowica może być poruszana za pomocą ramienia na boki w celu uzyskania obrazów stereoskopowych i mozaik.

System płaszczyzny ogniskowej zawiera detektor CCD i jego elektronikę wzmacniającą i ucyfrawającą sygnał. Detektor CCD Kodak KAI-2020CM posiada układ filtrów Bayera (Bayer Pattern Filter CCD), i pozwala na wytwarzanie obrazów barwnych o jakości porównywalnej z komercyjnymi aparatami cyfrowymi, podobnie jak kamery MastCam i MARDI. Każdy piksel w tym detektorze jest pokryty indywidualnym filtrem czerwonym, zielonym lub niebieskim. Jest to podejście stosowane w komercyjnych aparatach cyfrowych. Pozwala na uzyskanie bardzo naturalnych kolorów. W poprzednich misjach marsjańskich (z wyjątkiem łazika Sojourner sondy Mars Pathfinder) kamery wykonywały zdjęcia przez filtry, a barwny obraz uzyskiwano przez złożenie obrazów z 2 lub 3 filtrów. Ten typ CCD pozwala na uzyskanie obrazów o bardziej naturalnych barwach, co będzie miało duże znaczenie podczas interpretowania mineralogii badanego materiału. Detektor ma wymiary 1600 x 1200 pikseli, i podczas wykonywania kolorowych zdjęć używane są wszystkie piksele. Kamera może też wykonywać subklatki. Pojedynczy piksel ma szerokość 7.4 mikrometrów.

Elektronika głowicy kamery zawiera systemy stresujące CCD, kontrolujące elementy mechaniczne, przyjmujące polecenia, przekazujące dane do DEA i uruchamiające diody. Elektronika ta przesyła nieskompresowane, 12-bitowe piksele obrazu z szybkością do 120 Mbps przez 6 interfejsów równoległych do DEA. Odpowiada to częstotliwości klatek 5 Hz.

Jednostka elektroniki DEA służy do odbierania danych z głowicy i ich wstępnej obróbki, konwersji zasilania dla wszystkich komponentów instrumentu oraz do kontrolowania stanu instrumentu i sterowania jego działaniem. DEA przyjmuje 12-bitowe dane, przetwarza je do 8-bitowych obrazów i zapisuje je w pamięci trwałej. Wiele obrazów z MAHLI jest nieostrych mimo, że w tym przypadku nie została zastosowana metoda ustawiania ostrości poprzez ruchy ramieniem. Oprogramowanie w jednostce elektroniki MAHLI pozwala na łączenie 8 obrazów w celu uzyskania zdjęć o jak największej ostrości przed ich wysłaniem na Ziemię. Zmniejsza to ilość obrazów z 8 do 2 lub 1. Elektronika oblicza też mapę opartą na odległościach od powierzchni próbki podczas każdej operacji ustawiania ostrości. Pozwala to na opracowanie mapy topografii powierzchni fotografowanego obiektu. Dane przeznaczone do łączenia są uzyskiwane w formacje RAW. Procedura taka nie będzie użytkowana stale. Będzie stosowana do obrazowania w największej rozdzielczości. Tryb ten będzie wybierany przy uwzględnieniu dostępności wymiany danych z łazikiem, wielkości uzyskiwanych obrazów, wibracji przy jakich działa kamera, warunków środowiskowych i celów danych obserwacji. Kamera może zgromadzić 8 gigabajtów danych w pamięci typu Flach NAND. MAHLI może produkować obrazy w 3 formatach - RAW (bez interpolacji RGB i bez kompresji), w kompresji bezstratnej (bez interpolacji GRB z kompresją 1.7:1), oraz JPEG (z interpolacją RGB). Kompresja JPEG może być zmieniana od bardzo małej do bardzo dużej. Większość obrazów będzie wykonywana w formacie JPEG ze stopniem kompresji wybierany uprzednio na Ziemi.

Cel kalibracyjny MAHLI służy do weryfikacji balansu koloru/bieli, rozdzielczości, ostrości obrazu i funkcjonalności diod LED. Cel ten został umieszczony w pionowej pozycji na łaziku (pionowej kiedy łazik jest na powierzchni o nachyleniu 0 stopniu), blisko silnika poruszającego ramię w azymucie. Pozycja taka utrudnia akumulację pyłu. Cel ma postać prostokątnej płyty z tytanu o wymiarach 109.5 x 55 mm. Na płycie umieszczono powierzchnie których fotografowanie pozwala na śledzenie zmian we właściwościach instrumentu. Górną część płyty zajmuje 6 prostokątnych powierzchni do kalibracji balansu bieli, kolorów i sposobu rejestracji fluorescencji. Cele do weryfikacji balansu bieli i koloru zostały wyprodukowane z zapasowych celów łazików MER. Zostały wykonane przez Dana Britta (University od Central Florida). Są wyprodukowane z tworzywa RTV z pigmentem. Cel fluorescencyjny został również wyprodukowane przez Britta z materiału RTV z barwnikiem SpectraFluor Red firmy Spectra Systems, Inc. z Providence. Pigment ten emituje światło czerwone (maksimum fluorescencji przy 626 nm) po oświetleniu światłem 365 nm. Poniżej wymienionych powierzchni znajduje się cel do weryfikacji rozdzielczości. Został wytworzony przez firmę Applied Image, Inc. z Rochester. Jest oparty na celu używanym przez U.S. Air Force. Ma postać czarnych pasków nadrukowanych na białym szkle. Poniżej umieszczono monetę centową z 1909 r z wizerunkiem Lincolna. Jest to odniesienie do tradycji obecnej w geologii. Podczas fotografowania skał umieszcza się na nich monetę dla pokazania skali. Na samym dole znajduje się wzór pasków do kalibracji głębokości pola widzenia.

Przed startem instrument MAHLI został skalibrowany pod względem absolutnej i względnej radiometrii (wymagana dokładność absolutna 10% i względna 5%), prądu ciemnego, geometrii (długość ogniskowej, pole widzenia, zniekształcenia), rozdzielczości, rozproszonego i zabłąkanego światła. Po zainstalowaniu na łaziku wykonano poszukiwania pozostałych źródeł szumu, określono zdolności pozycjonowania za pomocą ramienia oraz funkcjonowania sensora kontaktu.

Kamera MAHLI została zaprojektowana i zbudowana przez firmę Malin Space Science Systems Inc. (MSSS). Dane z instrumentu będą archiwizowane w formacje otrzymany z łazika, oraz  w formie skalibrowanej geometrycznie i radiometrycznie w standardowym formacje PDS.

[Scorus]

MARDI
Kamera do wykonywania zdjęć podczas lądowania służy do wykonania zdjęć strefy lądowania łazika MSL po odrzuceniu przez lądownik osłony termicznej do kilu sekund po lądowaniu (łączny czas wykonywania zdjęć około 2 minuty). Pozwala na uzyskanie strumienia wideo High-Definition w kolorze o szybkości 4.5 klatki na sekundę. Zdjęcia posłużą do określenia geologicznego i geofizycznego kontekstu dla badań wykonanych na powierzchni. Umożliwią także dokładne zlokalizowanie łazika, oraz szybkie zaplanowanie działań na powierzchni i dostarczą informacji na temat właściwości powierzchni. Dane zostaną porównane z obrazami z orbiterów, i dostarczą przejścia między obrazami z kamer MOC sondy MGS i HiRISE MRO, oraz kamery łazika MasCam. Do szczegółowych celów naukowych instrumentu zaliczają się: scharakteryzowanie fizjografii i procesów zachodzących w miejscu lądowania; określenie profilów wiatrów podczas lądowania dzięki szybkiemu próbkowaniu wideo; oraz szybkie wykonanie modeli DEM terenu, map topograficznych, geologicznych i geomorfologicznych strefy lądowania, a także profili trasy jazdy łazika. Również podczas jazdy łazika po powierzchni możliwe będzie wykonywanie dodatkowych obrazów do badań geologicznych i pomiarów długości przebytej trasy.

Kamera MARDI składa się z dwóch elementów: głowicy kamery (MARDI Camera Head); oraz jednostki elektroniki (Digital Electronics Assembly - DEA). Głowica i elektronika są oparte na tym samym projekcie co MastCam i MAHLI. Elektronika instrumentu została  zainstalowana w głównej strukturze łazika, a głowica - pod łazikiem. Została umieszczona na lewej stronie łazika. Oś optyczna jest skierowana wzdłuż osi +Z łazika (w kierunku powierzchni).

Głowica kamery zawiera układ optyczny (MARDI Optical System) skupiający światło na detektorze CCD (MARDI CCD Detector) wytwarzającym obrazy. Układ optyczny głowicy kamery składa się z obiektywu skupiającego światło na systemie płaszczyzny ogniskowej. Aktywne pole widzenia kamery ma kształt prostokątna o wymiarach 70° × 55° wpisanego w okrągłe pole widzenia układu optycznego o średnicy 90°. Dłuższa oś pola widzenia jest skierowana poprzecznie do kierunku ruchu. Rozdzielczość kątowa wynosi 0.76 miliradiana, co daje rozdzielczość przestrzenną 1.5 m na piksel z wysokości 2 km i 1.5 mm na piksel z wysokości 2 m. Z tych wysokości obrazy obejmują fragment powierzchni o wymiarach odpowiednio 2.4 x 1.8 km i 2.4 x 1.8 m. Na wysokości poniżej 2 metrów rozmazanie obrazu wzrasta w tym samym tempie co wzrost skali przestrzennej obrazów, co kończy się maksymalną rozdzielczością 0.75 mm na piksel. Kalibracja naziemna wykazała, że po lądowaniu kamera może wykonywać zdjęcia powierzchni pod łazikiem z rozdzielczością 1.5 mm na piksel. Czas ekspozycji wynosi 1.3 milisekundy, ale znaczne ruchy kątowe lądownika podczas opadania na spadochronie i działanie silników rakietowych prawdopodobnie rozmażą część obrazów.

Światło jest ogniskowane na detektorze CCD Kodak KAI-2020CM identycznym z detektorami MasCam i MAHLI. Detektor CCD posiada filtry Bayera (Bayer Pattern Filter CCD). Pozwala na wytwarzanie obrazów barwnych o jakości porównywalnej z komercyjnymi aparatami cyfrowymi, podobnie jak kamery MastCam i MAHLI. Każdy piksel w tym detektorze jest pokryty indywidualnym filtrem czerwonym, zielonym lub niebieskim. Jest to podejście stosowane w komercyjnych aparatach cyfrowych. Pozwala na uzyskanie bardzo naturalnych kolorów. W poprzednich misjach marsjańskich (z wyjątkiem łazika Sojourner sondy Mars Pathfinder) kamery wykonywały zdjęcia przez filtry, a barwny obraz uzyskiwano przez złożenie obrazów z 2 lub 3 filtrów. Ten typ CCD pozwala na uzyskanie obrazów o bardziej naturalnych barwach. Detektor ma wymiary 1600 x 1200 pikseli. Pojedynczy piksel ma szerokość 7.4 piksela. Podczas lądowania o godzinie 3 p.m. czasu lokalnego i albedo powierzchni 0.2 stosunek sygnału do szumu wynosi około 80:1 dla pikseli zielonych i czerwonych oraz powyżej 50:1 dla niebieskich.

Jednostka elektroniki służy do odbierania danych z głowicy i ich wstępnej obróbki, oraz do kontrolowania stanu instrumentu i sterowania jego działaniem. Rozkaz rozpoczęcia fotografowania zostanie wydany przez system komputerowy łazika. Dane zgromadzone podczas lądowania zostaną zapisane na pokładzie w pamięci Flash i przekazane na Ziemię po lądowaniu. Wewnętrzny bufor o pojemności 8 gigabajtów pozwala na zapisanie 4 000 surowych zdjęć (ekwiwalent 800 sekund podczas lądowania, co jest wielokrotnie większe od faktycznego czasu pracy instrumentu podczas lądowania).

Kamera MARDI rozpocznie wykonywanie zdjęć około 100 sekund po odrzuceniu osłony termicznej i będzie je wykonywała aż do lądowania. Pod wysokością 3.7 kilometra otrzyma w przybliżeniu 500 obrazów pełnoklatkowych. Pierwszy obraz pokryje obszar o wymiarach około 4 x 3 kilometry w rozdzielczości 2.5 metra na piksel. Ostatnie obrazy, wykonane na wysokości około 5 metrów ponad powierzchnią obejma teren o wymiarach około 5 - 4 metrów z rozdzielczością 0.33 centymetra na piksel. Podczas odczytu danych z buforu po lądowaniu zastosowana zostanie kompresja bezstratna i stratna JPEG oraz wykonane zostaną miniatury o wielkości 200 x 150 pikseli.

Celem kalibracyjnym dla kontroli balansu bieli jest płachta białego materiału zamontowana na wewnętrznej powierzchni osłony termicznej. Zostanie ona zobrazowana zaraz po odrzuceniu osłony termicznej.

Instrument MARDI znajdował się także na sondzie Mars Polar Lander i miał zostać wykorzystany w misji Surveyor '01 Lander, przekształconej w misję Phoenix, gdzie także został użyty. W czasie misji Phoenix kamera ta nie została jednak włączona. Na instrumencie tym oparta jest też kamera JunoCam sondy Juno.

Kamera MARDI została zaprojektowana i zbudowana przez firmę Malin Space Science Systems Inc. (MSSS). Instrument został wybrany jako składnik wyposażenia MSL w 2007r. Został przetestowany i skalibrowany w czerwcu 2008r. Głowica kamery została dostarczona do JPL w lipcu 2008r. Kamera została zainstalowana na łaziku w sierpniu 2008r, a jej elektronika w październiku 2008r. W listopadzie i grudniu 2008r kamera uczestniczyła w symulacjach lądowania lotnego modelu łazika.

[Scorus]

ChemCam
System do badań chemicznych i kamera jest zaawansowanym instrumentem pozwalającym na określenie składu chemicznego skał z dużej odległości na podstawie emisji plazmy powstającej na skutek odparowywania powierzchni skały za pomocą wiązki laserowej. Ponadto pozwala na wykonanie zdjęć skał w dużej rozdzielczości z odległości kilku metrów oraz na fotografowanie odległych obiektów. Do jego podstawowych celów naukowych zaliczają się: scharakteryzowanie geologii miejsca lądowania; wykonanie badań procesów mających wpływ na przyjazność dla życia w przeszłości geologicznej; oraz wykonanie oceny potencjału biologicznego środowiska w obszarze lądowania. Instrument może obrazować wybrane obiekty z dużej odległości jako dodatkowa kamera. Pozwala też na wykonanie zbliżeń minerałów i mikrostruktur w skałach. Jest w stanie dostrzec cechy o wielkości 5 - 10 razy mniejszej niż kamera panoramiczna (Panoramic Camera - PanCam) łazików Mars Exploration Rover Spirit i Opportunity. Rozdzielczość jest mniejsza 2 - 3 razy od kamery mikroskopowej (Microscopic Imager - MI) łazików MER, ale nadal wystarcza do charakteryzacji wielu struktur w skalach w skali poniżej milimetra. Na horyzoncie możliwe jest zaobserwowanie obiektów o wielkości poniżej metra. Z odległości 1 - 9 metrów ChemCam jest w stanie: zidentyfikować rodzaj badanej skały (czy jest to skała osadowa czy wulkaniczna); określić skład chemiczny skał i gleb; zmierzyć obfitość występowania wszystkich pierwiastków chemicznych, w tym mikroelementów; rozpoznać lód wodny lub minerały uwodnione; oraz wykonać poszukiwania związków organicznych. Gdyby łazik nie mógł dotrzeć do danej skały, ChemCam pozwoli na badanie jej z dystansu. Ponadto codzienne badania składu gleby i skał w otoczeniu łazika pozwolą na określenie zmian w nich składzie zarówno w skali lokalnej jak i regionalnej. Pozwoli to na wykrycie miejsc istotnych dla badań geologicznych. Instrument może też wykonywać bierne pomiary spektrometryczne skał i gleb w otoczeniu łazika, ale nie jest to wymagane dla programu naukowego. Zakres spektralny pracy instrumentu nie jest typowy dla biernych spektrometrów i nie jest pewne czy uzyskane w ten sposób dane będą przydatne. Jednak obserwacje takie nie są ograniczone odległością, która utrudnia obserwacje czynne z zastosowaniem lasera. Instrument pozwala na szybkie określenie, czy dana skała jest podobna czy różna od napotkanych już obiektów i czy wato ją badać bezpośrednio oraz za pomocą instrumentów analitycznych łazika. Wysokorozdzielcze obrazowanie powierzchni pozwoli na dokumentowanie wielkości ziaren gleby bez jej badań bezpośrednich. Minerały uwodnione mogą być wykrywane dzięki czułości spektrometrów instrumentu na wodór. Zdolność usuwania pyłu z powierzchni próbek za pomocą lasera może być zastosowana przed jej badaniami za pomocą innych instrumentów.

Instrument ChemCam składa się z dwóch jednostek  - umieszczonej w kadłubie łazika (Body Unit), oraz części masztowej (Mast Unit) umieszczonej na wysięgniku teledetekcyjnym RSM. Funkcjonalnie w skład instrumentu wchodzą dwa elementy: spektrometr emisji wzbudzonej laserowo (Laser-Induced Breakdown Spectrometer - LIBS) oraz teledetekcyjny system mikroobrazujący (Remote Micro-Imager - RMI).

[Scorus]

Spektrometry, główną elektronikę instrumentu i główne zasilacze umieszczono w kadłubie łazika. Laser, system obrazujący i jego elektronikę zainstalowano w części masztowej. Elementy te są umieszczone w dwóch jednostkach - obudowie optyki (Optical Box - OBOX), oraz obudowie układów elektrycznych (Electrical Box - EBOX). OBOX mieści laser i teleskop, a EBOX - elektronikę odzyskiwania informacji dla RMI, elektronikę ustawiania ostrości, oraz zasilacze. Część masztowa jest bezpośrednio umieszczona nad NavCam i MastCam, na wysokości 2.1 metra nad powierzchnią. Kierunek widzenia jest taki sam jak NavCam i MastCam. Masa całego instrumentu wynosi 5.62 kg. Średni pobór mocy to 6.7 W. Dzienne zapotrzebowanie na energię to około 3.9 W/h na Sol. Normalna produkcja danych to 12 Mb na Sol.

System LIBS pozwala na badania składu próbek bez ich przygotowania. Ponadto pozwala na wcześniejsze usunięcie pyłu z analizowanej powierzchni i równoczesne pomiary wielu pierwiastków. Pierwiastki rzadkie i śladowe, takie jak Li, Sr i Ba mają niskie progi detekcji. Analiza jest szybka, uzyskanie dobrych danych zajmuje kilka sekund. Analizowana powierzchnia jest mała, poniżej 1 mm. System ten pozwala na zidentyfikowanie wody i minerałów uwodnionych. Bardzo krótkie czasy analizy pozwalają na niski pobór energii.

[Scorus]

LIBS wysyła impulsy laserowe na powierzchnię skały. Emituje je dioda Nd:KGW. Przechodzą one przez teleskop Galileusza, a następnie wchodzą do teleskopu w układzie Cassegraina o średnicy 110 mm. Są przez niego skupiane na małym miejscu na celu w odległości od około 2 do 9 metrów od łazika. Impulsy pozwalają na oczyszczenie badanego obiektu z wierzchniej warstwy pyłu. Odparowane atomy i jony są wzbudzone, na skutek czego emitują światło pozwalające na ich zidentyfikowanie. Gęstość mocy generowanej przez laser LIBS to ponad 10 MW na milimetr kwadratowy. Moc taka jest oddawana na obszar o średnicy 100 - 800 mikrometrów za pomocą pulsów laserowych o energii około 17 mJ. Pulsy trwają 5 nanosekund. Sesja pomiarowa składa się z 75 plusów. Może zostać powtórzona po 40 sekundach. Wykorzystywane jest światło o długości fali 1067 nm. Światło emitowane przez wytworzoną plazmę jest zbierane przez teleskop (ten sam co do emisji wiązki). Wykorzystywany jest ultrafiolet i światło widzialne (250 - 800 nm). Światło jest skupiane na końcu kabla światłowodowego. Światłowód przenosi je do jednostki umieszczonej w kadłubie łazika. Tam jest rozdziale na trzy zakresy spektralne przez demultiplekser optyczny. Następnie wchodzi do 3 spektrometrów dyspersyjnych zbudowanych w układzie Czernyego - Turnera. Rejestrują one spektrogramy w całkowitym zakresie 240 - 800 nm z rozdzielczością spektralną od 0.09 do 0.30 nm w 6144 kanałach spektralnych. Pozwala to na zarejestrowanie linii emisyjnych pierwiastków obecnych w badanej próbce. W spektrometrach tych zastsowano 3 liniowe detektory CCD o  długości 2048 pikseli. Stosunek sygnał do szumu wynosi 250.

Typowa analizowana próbka będzie zawierała wykrywalne ilości Na, Mg, Al, Si, Ca, K, Ti, Mn, Fe, H, C, O, Li, Sr, i Ba. Innymi pierwiastkami często obecnymi w skałach i glebach na Ziemi są S, N, P, Be, Ni, Zr, Zn, Cu, Rb i Cs. Szacowane jest, że do osiągnięcia zakładanej dokładności pomiarów zawartości głównych pierwiastków na poziomie 10% w odległości 10 metrów od łazika potrzeba 50 - 75 impulsów. Zanalizowane całej skały będzie wymagało przebadania wielu miejsc na jej powierzchni. Analiza składu ilościowego będzie wymagała porównywania danych z obserwacjami pokładowych celów kalibracyjnych oraz z wynikami pomiarów laboratoryjnych na Ziemi.

System mikroobrazujący RMI pozwala na uzyskanie obrazów badanego obiektu w wysokiej rozdzielczości w zakresie spektralnym 800 - 1000 nm. Dostarcza w ten sposób kontekstu dla pomiarów wykonywanych przez LIBS. W przeciwieństwie do niego nie ma żadnych ograniczeń w odległości do badanych obiektów. Może wykowany ostre zdjęcia obiektów w odległości od 1.2 m do nieskończoności. Może więc pełnić funkcję dodatkowej kamery do fotografowania celów badań i odległego terenu. Używa on teleskopu LIBS (skupiającego też wiązkę laserową). Daje on duże, teleskopowe przybliżenie. Skupione światło jest następnie kierowane przez odpowiednie zwierciadło do detektora CCD który wytwarza obrazy. Ma on wymiary 1024 x 1024 pikseli. Z powodu optymalizacji teleskopu dla LIBS rozdzielczość kątowa RMI wynosi 80 mikroradianów. Jest to więc kamera o największej rozdzielczości kątowej jaką używano na Marsie. Rozdzielczość przestrzenna RMI wynosi około 1 mm na piksel w odległości 10 m od łazika oraz 200 mikrometrów przy łaziku. Czas ekspozycji może być zmieniany w zakresie 2 ms - 8 s. Standardowo wynosi on 75 ms. Kamera ta ma funkcję automatycznego regulowania ostrości.

RMS podczas testów wyraźnie obrazował ślad pozostawiony przez laser LIBS na metalowych płytach w odległości roboczej LIBS. Ślady pozostawione przez LIBS na skałach mogą być trudniejsze do rozróżnienia, ale są znane dzięki mapowaniu pikseli, więc RMI pozwala na dostarczenie kontekstu dla LIBS.

Instrument posiada osobny cel kalibracyjny zainstalowany na korpusie łazika. Składa się on z 9 okrągłych fasetek zamocowanych na tytanowej ramie. 3 z nich są wykonane ze szkliw syntetycznych, 1 ze szkliwa naturalnego (makusanitu), a 4 pozostałe z materiałów ceramicznych z domieszką siarczków. Ostatnia jest dyskiem grafitowym. Szkliwa syntetyczne składają się z Si, Na, Ca, K, Mg, Fe, Ti, O oraz ze śladowych ilości Ba, Sr, Cr i Li. Zastosowany skład symuluje bazalt pikrytowy (najpospolitszą skałę wulkaniczną na Marsie), shergottyt (reprezentujący skałę Bounce w obszarze lądowania Opportunity), oraz noryt (analog starej skorupy marsjańskiej z okresu noachijskiego). Fasetki z materiałów ceramicznych są istotne, ponieważ poszukiwania siarczków są istotnym celem MSL. Zastosowanie minerałów jako celów nie było możliwe z powodu ich dużej kruchości. Zastosowanym siarczkiem jest anhydryt. Ponadto cele te zawierają też frakcję krzemianów pakietowych (australijski nontronit NAu-2 i kaolinit z Georgii KGa-2) i drobiny bazaltu (lawa z pola lawowego Cerros del Rio). 3 cele ceramiczne zawierają różne stosunki ilościowe anhydrytu i bazaltu zmieszanych z NAu-2. Ostatni z nich zawiera równe ilości anhydrytu i bazaltu zmieszanych z KGa-2.

ChemCam jest instrumentem bardzo wszechstronnym. Może dostarczać danych w wielu formach. Do szybkiej identyfikacji skał zwykle używane będzie obrazowanie nienaruszonej próbki za pomocą RMI, następnie jej badania za pomocą LIBS i obrazowanie po użyciu lasera. Analiza tego typu zajmuje 4 minuty albo mniej. Pobór mocy podczas jednego takiego pomiaru wynosi 1.6 W/h. Do innych trybów operacji zaliczają się: wykonywanie profilowania skał do głębokości do 1 mm wymagające około 3000 impulsów lasera skierowanego w to samo miejsce; badania składu gruntu; analiza składu ilościowego skały wymagająca badania wielu miejsc na powierzchni skały; oraz uzyskiwanie biernych spektrogramów w zakresie UV i światła widzialnego z użyciem światła słonecznego bez lasera.

Do kalibracji instrumentu na Ziemi zastosowano 65 standardów złożonych z naturalnych bazaltów, syntetycznych szkliw oraz substancji ceramicznych. Zastosowano również 56 próbek sproszkowanych i następnie sprasowanych skał. Łącznie zastosowano wiele typów skał i minerałów, w tym oliwiny, andezyty, bazalty, trachyandezyt, ryolit, granit, dolomit, gips oraz osady morskie i rzeczne. Zostały one umieszczone w komorze z symulowaną marsjańską atmosferą, a model lotny instrumentu obserwował je przez kwarcowe okno. Redukcja danych z LIBS będzie wymagała użycia wielu technik analitycznych i będzie w dużej mierze uzależniona od dalszych badań laboratoryjnych analogów skał marsjańskich. Redukcja danych z RMI zostanie wykonana za pomocą narzędzi opracowanych przez JPL.

Instrument ChemCam został opracowany przez NASA i CNES. Część masztowa została opracowana przez CNES. Jednostka w kadłubie łazika została opracowana przez LANL. Kabel światłowodowy dostarczający światło z teleskopu do spektrometrów został dostarczony przez JPL. Obsługa instrumentu będzie podzielona po połowie między USA i Francją.

[Scorus]

CheMin
System do badań chemicznych i mineralogicznych jest instrumentem, który umożliwia zidentyfikowanie i zmierzenie obfitości różnych minerałów w skałach i glebach na Marsie. Do celów naukowych instrumentu zaliczają się: dostarczenie danych na temat składu skał w celu poznania ich pochodzenia oraz historii; wykonanie poszukiwań minerałów świadczących o dawnych warunkach środowiskowych mogących podtrzymać życie poprzez identyfikację minerałów powstających w określonych warunkach temperatury i ciśnienia; oraz wykonanie badań roli wody w przeszłości Marsa poprzez identyfikację minerałów powstałych w środowisku wodnym lub zmodyfikowanym przez wodę. Instrument jest urządzeniem pozwalającym na jednoznaczną identyfikację minerałów w złożonych próbkach, takich jak bazalty, gleby i ewaporaty.

Instrument CheMin został umieszczony na korpusie łazika. Ma wielkość laptopa. Zasada i sposób działania instrumentu są następujące. W trakcie przygotowywania próbki skały do badań za pomocą instrumentu CheMin wymagane jest aby wiertło PADS wchodzące w skład systemu pobierania, obróbki i dostarczania próbek SA/SPaH zmieliło ją w proszek. Następnie pokruszony materiał skalny zostanie przeniesiony do pojemnika systemu CHIMRA. Sito przepuści tam tylko bardzo drobny materiał. System wibracyjny przemiesza i równomiernie rozprowadzi ziarna skalne. Następnie próbka taka zostanie nasypana do rurki wlotowej CheMin. Wewnątrz instrumentu materiał znajdzie się w komórce na obrotowym kole. Następnie na próbkę zostanie skierowana wiązka promieniowania rentgenowskiego. Promieniowane to wywoła zjawisko fotoelektryczne w próbce. Wyemituje ona promieniowanie rentgenowskie na skutek fluorescencyjne (X-ray Florescence - XRF) o energii zależnej od rodzaju atomów tworzących próbkę. Część promieniowania rentgenowskiego zostanie także ugięta (dyfrakcja promieniowania rentgenowskiego - X-ray Diffraction - XRD). Stopień dyfrakcji zostanie zmierzony i umożliwi określenie rodzaju minerałów badanym materiale. Ponieważ wszystkie minerały załamują promieniowanie rentgenowskie w charakterystyczny sposób i mają charakterystyczny wzór poziomów energii emitowanego na drodze fluorescencji promieniowania X, pomiary tych właściwości umożliwią określenie składu pierwiastkowego oraz struktury krystalicznej minerałów napotkanych podczas misji łazika. Rejestracja promieniowania rentgenowskiego będzie wykonywane przez detektor CCD. Ponadto dioda Si-PIN czuła na promieniowanie rentgenowskie dostarczy zapasowego zestawu informacji, ale tylko na temat fluorescencji rentgenowskiej.

Podczas roku pracy na powierzchni system zanalizuje nominalnie 74 próbki, ale może przebadać znacznie więcej, ponieważ jego komórki mogą być używane wielokrotnie. Analiza zajmuje około 10 godzin, i może być prowadzona przez dwie noce marsjańskie. Instrument pozwala na wykrycie minerałów stanowiących ponad 3% próbki. Dla minerałów obecnych w koncentracjach ponad 12% (4 razy ponad minimalnym poziomie detekcji) detekcja XRD pozwala na stwierdzenie całkowitej zawartości minerały z dokładnością +/-15%, dla przykładu zawartość minerału z koncentracją 12% może zostać określona jako 12% +/- 1.8%. Detekcja XRF pozwala na wykrycie pierwiastków o liczbach atomowych ponad 11 (ponad Na w układzie okresowym).

W skład instrumentu wchodzi miniaturowa tuba skupiająca promieniowanie rentgenowskie ze źródła zawierającego kobalt. Pozwala ona na zmieszenie absorpcję w próbkach bogatych w żelazo. Tuba zawiera konwencjonalną anodę wolframową i anodę kobaltową typu odbiciowego. Promieniowanie rentgenowskie wysyłane przez źródło pada na komórkę z próbką, a promieniowanie rentgenowskie wyemitowane i rozproszone przez próbką jest rejestrowane przez detektor CCD wrażliwy na różnice w energii promieniowania rentgenowskiego. Pozwala on na uzyskanie dwuwymiarowych wzorów dyfrakcji promieniowania rentgenowskiego oraz histogramów dyspersji energii promieniowania. Zastosowany detektor E2V CCD-224 ma wymiary 600 x 600 pikseli. Do uzyskiwania danych służy obszar o wielkości 600 x 582 pikseli. Piksele mają wymiary 40 x 40 mikrometrów. Warstwa aktywna krzemu ma grubość 50 mikrometrów. Jest to unowocześniony detektor E2V CCD-22 zaprojektowany specjalnie do zastosowań w astronomii rentgenowskiej. Duża wielkość pikseli sprawia, że większy procent fotonów rentgenowskich wytwarza ładunek na pojedynczym pikselu który nie jest dzielony pomiędzy przyległe piksele. W celu ochrony detektora przed światłem widzialnym będącym efektem fluorescencji optycznej  wywołanej przez promieniowanie rentgenowskie zastosowano filtr aluminiowy o grubości 150 nm oraz filtr z poliamidu o grubości 2000 angstremów. Zostały one umieszczone z przodu detektora. Sam detektor jest chłodzony do temperatury -60°C lub -100°C przez chłodziarkę kriogeniczną. Dzięki temu zmniejszane są uszkodzenia powodowane na powierzchni krzemowej przez neutrony wytwarzane przez generatorom RTG oraz instrument DAN. Ponadto eliminowany jest prąd ciemny. Ponieważ uszkodzenia wywoływane przez neutrony będą postępować podczas misji, na jej początku detektor będzie chłodzony do temperatury -60°C na początku misji, a potem do -100°C.

[Scorus]

Podczas analizy próbki kolimowana wiązka promieniowania rentgenowskiego emitowana przez tubę źródłową przechodzi przez komórkę zawierającą pokruszoną próbkę. Wynikowe promieniowanie jest rejestrowane przez detektor CCD umieszczony po przeciwnej stronie komórki. CCD działa w trybie zliczania pojedynczych fotonów (detektor jest odczytywany z częstotliwością zapewniająca że ogromna większość pikseli zawiera ładunek wywołany przez 1 foton). W trakcie analizy CCD jest odczytywane i kasowane bardzo dużą ilość razy (100 - 1000 ekspozycji). W tym trybie CCD może zmierzyć ładunek wywoływany prze każdy foton, i dzięki temu może zostać określona jego energia. Energia fotonu jest równa energii par elektron - dziura (wyrażonych w eV) wytwarzanych w krzemie podzielonych przez 3.65 (energia pary elektron - dziura). Ugięta wiązka promieniowania rentgenowskiego padająca na CCD wytwarza charakterystyczny wzór dyfrakcyjny. Wszystkie fotony wykryte przez CCD są umieszczane w histogramie rozpraszania rentgenowskiego próbki, przedstawiającym ilość fotonów w stosunku do ich energii. W ten sposób można wykonać pomiary ilościowe zawartości zarówno związków krystalicznych jak i amorficznych. Diod Si-PIN pozwalająca na rejestrowanie XRF poprawia funkcjonalność instrumentu.

System serwisowy instrumentu składa się z przewodu doprowadzającego próbki, koła z komórkami na próbki, oraz z komory do której próbki są usuwane po analizie. Do przewodu może zostać wprowadzona próbka o objętości 65 milimetrów sześciennych. W czasie gdy instrument nie jest używany wlot jest chroniony za pomocą odpowiedniej osłony. Przewód wprowadzający może wibrować w celu przesypany próbki w głąb systemu. Ziarna są sortowane za pomocą sita o oczkach średnicy 1 mm. Ziarna większe pozostaną na sicie przez okres trwania misji. W celu zapobieżenia zatkania się sita wcześnie próbki zostaną wstępnie posortowane w komorze sortującej CHIMRA tak, że wstępnie usunięte zostaną najpierw ziarna o średnicy 1 mm a potem 150 mikrometrów. Ocenia się, że w trakcie misji nominalnej próbki z  CHIMRA będą zanieczyszczone większymi ziarnami w 5%. Próbki z przewodu są dostarczane do komórki analitycznej umieszczonej na mechanizmie koła. Po analizie komórka jest odwracana i wprowadzana w wibracje, a próbka trafia do komory na zanalizowany materiał wewnątrz instrumentu. Podczas misji nominalnej każda komórka zostanie używa 2 - 3 razy, co nominalnie da 74 analizy. Po opróżnieniu komórka jest gotowa na przyjęcie nowej próbki. CheMin nie może gromadzić próbek do późniejszych analiz, jednorazowo może zostać zanalizowana tylko jedna próbka, a procedura analiz może być podzielona na kilka dni.

Komórki na próbki oświetlane przez wiązkę promieniowania rentgenowskiego o średnicy około 50 mikrometrów skierowaną na ich centrum. Mają kształt dysku o średnicy 8 mm i grubości 175 mikrometrów. Część jest wykonana z mylaru o grubości 6 mikrometrów, a część z grubszego kaptonu. Do napełnienia komórki wymagane jest 10 mm sześciennych materiału. Podczas napełniania, analizy i zrzucania próbki komórki są potrząsane przez mechanizmy piezoelektryczne.  Tryby używania tych mechanizmów mogą być zmieniane w zalewności np od spójności ziaren. Podczas testów instrumentu próbki były wprowadzane w drgania o częstotliwościach 900  - 2230 Hz. Podczas potrząsania możliwa jest segregacja ziaren ze względu na ich wielkość i różnice gęstości. Aby zmniejszyć ten efekt okresowo stasowane będą większe częstotliwości ('tryb chaosu') homogenizujące próbkę. Każdy mechanizm piezoelektryczny łączy 2 komórki. 5 komórek instrumentu zawiera standardy kalibracyjne, a 27 służy do analizy. 3 komórki kalibracyjne zawierają pojedyncze minerały i syntetyczne substancje ceramiczne, a 2 zawierają mieszaniny kwarcu i berylu. Cele kalibracyjne zostaną poddane analizie szybko po lądowaniu, ale po przebadaniu pierwszej próbki niezbędnej do minimalnego sukcesu misji. Najpierw zostaną zastosowane cele złożone z czystego amfibolu (do kalibracji histogramu rozpraszania energii) oraz 97% berylu (do kalibracji XRD). Później stosowany będzie jeden lub więcej standardów co 40 dni.

Komórki wykonane z mylaru i kaptonu są umieszczone na jednym kole. Użycie dwóch materiałów przez które przechodzi promieniowanie rentgenowskie dostarcza korzyści, ale ma też wady. Okna mylarowe mają bardzo płaskie tło dyfrakcji, ale mylar jest mniej trwały niż kapton podczas wibracji. Może zostać zniszczony przez próbki o dużej kwasowości. Okna kaptonowe są bardzo trwałe w środowisku dużych wibracji, są odporne na kwasy, ale mają mały wkład do dyfrakcji, na poziomie 6 - 7 stopni, który może przeszkadzać w pomiarach maksimum dyfrakcji dla niektórych minerałów budujących gliny. Katon zastosowano w 13 komórkach, a mylar w 14. Większości komórek kalibracyjnych jest wykonanych z kaptonu, ale standard amfibolu jest wykonany z mylaru.

Instrument działa w dwóch trybach. W trybie kalibracyjnych (Calibration Mode) analizowany jest jeden ze standardów kalibracyjnych. W trybie analizy próbki (Sample Mode) badaniom poddawany jest materiał dostarczony przez SA/SPaH z wybranych według potrzeb czasem integracji. W typowym przypadku analiza jest rozpoczynana po dostarczeniu do komórki próbki o objętości poniżej 65 milimetrów sześciennych. W przypadku podejrzenia zanieczyszczenia przewodu doprowadzającego próbkę albo wcześniej użytej komórki zanieczyszczenie może zostać zmniejszone. Koło komórek jest ustawiane w  odpowiedniej pozycji, i na skutek wstrząsów zgromadzony w komórce materiał jest cofany do przewodu doprowadzającego. Pozwala to na usunięcie zanieczyszczeń z przewodu. Następnie materiał ten jest usuwany do zbiornika na zużyte próbki. Redukcja zamieszczenia w komórce jest natomiast dokonywana poprzez jej napełnienie, wprowadzenie w drgania na 10 minut i zrzucenie materiału do komory.

Podczas normalnego działania podczas analizy trwającej 10 godzin CheMin gromadzi dane w postaci indywidualnych obrazów o wymiarach 600 x 582 pikseli z czasem ekspozycji 5 - 30 sekund. Mały zestaw danych (Minor Frame) składa się z 1 - 2 godzin sekwencji takich obrazów, nominalnie 60 - 360 obrazów w zależności od czasu ekspozycji. Kompletna 10-godzinna analiza zawiera 20 takich zestawów danych (Major Frame). Wszystkie dane nie mogą być jednak przesłane na Ziemię. CheMin przekazuje dane do systemu obliczeniowego łazika (Rover Compute Element - RCE) który przetwarza obrazy w celu zmniejszenia ilości danych. Każdy mały zestaw danych po przetworzeniu przed transmisją zawiera 1 lub kilka surowych klatek pozwalających na oszacowanie stanu detektora, oraz 1 lub więcej obrobionych produktów. Surowe klatki z CCD są przetwarzane na 4 sposoby. W trybie pełniej obróbki (Fully Processed Mode) obraz jest redukowany do mapy pikseli zawierającej zera i jedynki, gdzie 1 reprezentuje detekcję fotonu w wybranym na Ziemi zakresie energii. Każda taka mapa obejmuje obraz o wielkości 600 x 582 pikseli i zawiera wzór dyfrakcyjny w określonym zakresie energii. Dodatkowo tryb ten dostarcza histogramu ilości fotonów w stosunku do ich energii. W trybie filmu (Film Mode) serie obrazów są sumowane. W zmodyfikowanym trybie surowym (Modified Raw Mode) piksele poniżej wybranego progu energii są usuwane, a piksele powyżej są zapisywane z zachowanymi współrzędnymi X, Y.

[Scorus]

SAM
Zestaw wyposażenia do analiz próbek na Marsie jest zaawansowanym układem urządzeń służących do wykonywania analiz składu chemicznego i izotopowego materiału zebranego na Marsie, w tym związków węgla i związków innych pierwiastków.  Umożliwi wykonanie pomiarów zawartości głównych pierwiastków a także pierwiastków lekkich takich jak wodór, tlen i azot niezbędnych dla organizmów żywych. Do jego celów naukowych należą: ustalenie dokładnego składu chemicznego i izotopowego gleby w miejscach badanych przez łazika, w tym pierwiastków takich jak N, H, O, S, C i innych istotnych dla organizmów żywych; wykonanie poszukiwań związków węgla w celu określenia ich pochodzenia; wykonanie badań składu chemicznego i izotopowego atmosfery pod katem związków śladowych w celu określenia przydatności środowiska dla organizmów żywych i poszukiwań oddziaływań między atmosferą i glebą; wykonania badań zmian atmosfery i zmian klimatycznych poprzez analizy zawartości gazów szlachetnych i lekkich izotopów w materiale powierzchniowym; oraz wykonanie poszukiwań związków mogących świadczyć o aktywności biologicznej, np metanu. Pomiary pozwolą na oszacowanie w jaki stopniu Mars jest przyjazny dla życia.

System SAM został umieszczony w głównej strukturze łazika. Próbki do analizy będą dostarczane przez ramię RA. Całe urządzenie ma masę 38 kg. Pod względem masy system ten stanowi więc połowę ładunku użytecznego łazika MSL. W skład urządzenia wchodzą 3 komponenty: kwadrupolowy spektrometr masowy (Quadrupole Mass Spectrometer - (QMS); chromatograf gazowy (Gas Chromatograph - GC); oraz spektrometr laserowy (Tunable Laser Spectrometer - TLS). QMS i GC mogą pracować razem w trybie GC/MS w celu rozdzielania za pomocą GC i identyfikacji za pomocą QMS mieszanin organicznych. Ponadto instrument zawiera dwa systemy pomocnicze - system manipulacji próbką (Sample Manipulation System - SMS); oraz laboratorium separacji i obróbki chemicznej (Chemical Separation and Processing Laboratory - CSPL). CSPL zawiera mikrozawory, kolektory gazu z grzejnikami i  monitorami temperatury, pompy chemiczne i mechaniczne, zbiorniki i regulatory rozprowadzające gaz, monitory ciśnienia, komory ogrzewające i powodujące rozkład termiczny  próbek, oraz układy czyszczące chemicznie systemy instrumentu. Próbki atmosfery mogą być pobierane przez zawór CSPL i są kierowane przez odpowiednie pompy do rurki wlotowej instrumentu. Materiał stały ponabierany przez system PADS i przesiany przez CHIMRA jest umieszczany w jednej z 74 komór na próbki SMS, które są następnie umieszczane w komorze podgrzewającej w celu rozłożenia termicznego materiału. Następnie uwolnione gazy są badane przez składniki analityczne SAM.

Chromatograf gazowy GC umożliwia rozdzielenie gazu odparowanego z próbek stałych na poszczególne składniki. Może też rozdzielać próbki atmosfery. Zawiera 6 kolumn chromatograficznych (Chromatographic Column - CC) umieszczonych na płycie podpierającej. Zastosowanie 6 kolumn pozwala na analizę wielu typów mieszanin. Kolumny chromatograficzne mają postać metalowych rurek kapilarnych. Każda kolumna jest połączona z zapasem helu i z systemami analitycznymi. Temperatura kolumn jest kontrolowana w przedziale 30°C - 250°C. Chromatograf może wykrywać rozdzielane związki dzięki detektorom przewodnictwa cieplnego i elektrycznego (Thermal Conductivity Detectors - TCD). W GC zastosowano detektory nano-TCD podobne do użytych w instrumencie COSAC lądownika Philae. Ich zaletą jest to, że nie niszczą one próbek, które mogą być potem analizowane przez spektrometr masowy. Następnie rozdzielony gaz jest przekazywany do QMS. GC może rozdziać szeroki zakres mieszanin, w tym gazy szlachetne, złożone lekkie i ciężki mieszaniny organiczne, produkty derywatyzacji i mieszaniny enancjomerów. Wraz z QMS możliwe jest w ten sposób analizowanie składu mieszanin organicznych z czułością na poziomie ppb.

Kwadrupolowy spektrometr masowy QMS umożliwia identyfikację związków chemicznych i pierwiastków w gazie rozdzielonym przez chromatograf poprzez pomiary masy cząsteczek. Pozwala też na analizę próbek atmosfery. Pozwala na dokładne ustalenie stosunków izotopowych  C, H i O dwutlenku węgla i parze wodnej oraz na pomiary śladowych zawartości metanu i zawartego w nim izotopu węgla 13. Pomiary są wykonywane z wrażliwością na poziomie ppb. Jest głównym detektorem dla GC i może działać w trybie statycznym i dynamicznym. Zakres masowy tego systemu wynosi 2 - 550 daltonów, a zasiąg dynamiczny detekcji jonów -  >1010. Detektorami w QMS są powielacz elektronów zliczający pulsy i puszka Faradaya.

Spektrometr laserowy TSL to dwukanałowy spektrometr, którego konfiguracja jest oparta na komórce Herriotta. Pozwala na jednoznaczne określenie gazów takich jak metan, para wodna, dwutlenek węgła, tlenki azotu i nadtlenek wodoru. Pomiary te mogą być wykonane z dokładnością nawet do 10 ppb. Pozwala na analizowanie stosunków izotopowych 13C/12C, 18O/16O i 17O/16O w dwutlenku węgla, stosunku D/H w wodzie, oraz stosunku 13C/12C w metanie. Wrażliwość wykrywania metanu w gazie atmosferycznym jest niższa od 1 ppb. Ograniczenie wykrywalności metanu może zostać znacznie zmniejszone poprzez koncentrowanie metanu, który może być wykonywane przez CSPL.

W trakcie analizy próbek stałych SAM wykonuje bezpośrednią chromatografię gazów za pomocą GC sprzężonego z QMS (tryb GC/MS); analizę chemiczną za pomocą QMS; albo analizę izotopową za pomocą TLS. Próbka sypka o objętości kilkudziesięciu milimetrów sześciennych jest umieszczana w kwarcowym pojemniku SMS i ogrzewany w komorze ogrzewającej w programowalnym krokach do temperatury 1100 st C. W tym czasie pobierana jest seria próbek gazu kierowana do QMS. Próbka może zostać również umieszczona w pułapce węglowodorowej do późniejszego rozdzielenia w chromatografie GC. Pozwala ona na skoncentrowanie związków organicznych. Podczas analizy za pomocą samego QMS próbka jest umieszczana w rozpuszczalniku, umożliwiającego przekształcenie związków polarnych, takich jak kwasy karboksylowe na opary kierowane do analizy. Podczas analizy za pomocą TLS używany jest zbiornik tlenu. Związki organiczne są spalane do dwutlenku węgla, w którym analizowany jest stosunek izotopów 13C/12C.

Analizy próbek atmosfery pozwalają na badania dziennych i sezonowych zmian w składzie atmosfery podczas misji. Planowane jest regularne pobieranie próbek. Próbki pobierane za pomocą CSPL mogą być analizowane zarówno za pomocą QMS i TLS. Ponadto CSPL zawiera komórkę koncentrującą metan. Pozwala ona na zwiększenie gęstości metanu w materiale kierowanym do TLS w celu zwiększenia precyzji pomiarów stosunku izotopów 13C/12C w CH4. Podobny układ wzbogacający w gazy szlachetne pozwala na zwiększenie ich gęstości w próbkach kierowanych do QMS w celu wykonania statycznej spektrometrii masowej oraz analizy stosunków izotopowych.

Instrument SAM posiada kilka mieszanin gazów kalibracyjnych. Będą one używane regularnie w czasie trwania misji. Komórka kalibracyjna zawiera mieszaniny N2, CO2, Ar i Xe. Ponadto zawiera 3 mieszaniny fluorowęglowodorów pozwalające na sprawdzenie funkcjonalności trybu GCMS. Zostały one użyte w kilku wszechstronnych testach instrumentu SAM podczas integracji z łazikiem. TLS posiada też komórki pozwalające na skalibrowanie pomiarów składu izotopowego zarówno CH4 jaki i CO2. Ryzyko nieprawidłowego wykrywania materii organicznej np z zanieczyszczeń instrumentu zostanie zmniejszone dzięki kilku testom detekcji związków organicznych podczas misji z użyciem organicznego materiału testowego OCM. W tej procedurze wiertło systemu PADS będzie pobierał próbki amorficznej krzemionki nasyconej mieszaniną fulorowęglowodorów. Po jej sproszkowaniu i dostarczeniu do SAM wykonywana będzie analiza w trybie GC/MS. Podczas misji może zostać wykonanych 6 takich testów. Będą one najprzydatniejsze podczas pierwszych poszukiwań związków organicznych w próbkach skał.

System SAM został zaprojektowany i zbudowany przez należące do NASA Centrum Lotów Kosmicznych im. Goddarda (Goddard Space Flight Center - GSFC). Chromatograf SAM-GC został dostarczony przez CNES. na jego bazie opracowano też chromatograf dla systemu GAP sondy Phobos-Grunt.

[Scorus]

APXS
Spektrometr promieni X oparty na cząstkach alfa jest instrumentem zaprojektowanym do zmierzenia zawartości wszystkich głównych pierwiastków w skałach i glebach w miejscu działania łazika MSL z wyjątkiem wodoru i helu.  Celem naukowym urządzenia jest scharakteryzowanie składu chemicznego skał i gleb w miejscu eksploracji. Umożliwi to określenie sposobu, w jakim uformowała się skała, i czy oddziaływała z wiatrem, wodą lub lodem. Instrument ten będzie współpracował z urządzeniem CheMin w trakcie badań i pozwoli na dokładniejsze scharakteryzowanie próbek. Wysoka precyzja pomiarów i niski próg detekcji głównych pierwiastków tworzących sole, takich jak S, Cl i Br pozwala na wykrycie anomalii w składzie badanego materiału i pomaga w selekcji próbek do badań w instrumentach analitycznych łazika. Ścieranie wierzchniej warstwy skały przed bandanami za pomocą DRT pozwoli również na pomiary cienkich warstw skalnych albo żył z których próbki nie mogą być pobrane do analizy w instrumentach analitycznych.

Instrument APXS składa się z głowicy sensora (Sensor Head), oraz z jednostki elektroniki  (Electronics Unit). Elektronika instrumentu została  zainstalowana w głównej strukturze łazika, a głowica - na zrobotyzowanym ramieniu RA. Zasada pomiarów polega na naświetlaniu próbki cząstkami alfa oraz rejestrowaniu promieniowania rentgenowskiego wydzielonego przez próbkę.

Głowica instrumentu zwiera dwa źródła cząstek alfa, złożone z  kiuru-244. Zawiera także kolimatory, detektor promieni X, oraz przedwzmacniacze. Sensor promieniowania rentgenowskiego znajduje się w centrum wnętrza głowicy.  Instrument może zostać umieszczony bezpośrednio na próbce. Źródła cząstek alfa naświetlają badaną próbkę, co powoduje emisję promieniowania rentgenowskiego. Promieniowanie rentgenowskie jest emitowane na skutek zjawiska emisji rentgenowskiej wywołanej cząstkami (Particle-Induced X-ray Emission - PIXE) oraz fluorescencji rentgenowskiej (X-ray Fluorescence - XRF). Instrument wykonuje następnie badania spektrometryczne promieniowania rentgenowskiego. Detektor umożliwia uzyskanie spektrogramów energii promieniowania rentgenowskiego. Energia promieniowania X emitowanego przez pobudzone atomy jest charakterystyczna dla pierwiastka, który je wyemitował, co umożliwia jego identyfikację. Urządzenie może jednak zbadać skład tylko najwyższych warstw atomowych tworzących górną powierzchnię próbki. Dla pierwiastków o niskiej liczbie atomowej może być analizowana warstwa o grubości 5 mikrometrów. Pierwiastki o wyższej liczbie atomowej, jak Fe mogą być wykrywane w warstwie o grubości około 50 mikrometrów. Detektor promieniowania X jest identyczny z tym zastosowanym na łazikach MER. Promieniowanie rentgenowskie jest rejestrowane w zakresie od około 700eV do około 25 keV w 1024 kanałach. Zakres ten jest szerszy niż w instrumencie łazików MER.

Pojedynczy pomiar trwa około 2 - 3 godzin, co umożliwia wykrycie nawet mikroelementów (Ni, Zn i Ge) w koncentracji 20 - 100 ppm. Pomiary szybkie, trwające minimum 15 minut są wystarczające do określenia zawartości głównych pierwiastków (Na, Mg, Al, Si, Ca, Fe i S) w koncentracji około 0.5%. Pomiary mogą być prowadzone zarówno w trakcie dnia jak i w nocy. Instrument bada zawartość wszystkich głównych pierwiastków budujących próbkę, a także wielu występujących w mniejszych ilościach, od węgla do niklu. Pomiary są wykonywane w próbce o średnicy 15 mm. Próbka do analizy nie musi być przygotowywana, ale urządzenie usuwające pył DRT może usunąć z badanej próbki luźny materiał.

Jednostka elektroniki służy do odbierania danych z głowicy i ich wstępnej obróbki, oraz do kontrolowania stanu instrumentu i sterowania jego działaniem.

Instrument APXS został skalibrowany za pomocą standardowych próbek geologicznych w laboratorium. Interpretacja danych jest dobrze opanowana i pozwala na jednoznaczną identyfikację pierwiastków w próbce. Uzyskiwanie danych za pomocą APXS jest szybkie i pozwala na planowanie dalszych działań łazika. Dane na temat składu pierwiastkowego pozwolą na wyciagnięcie wniosków na temat składu mineralnego próbki, a także dostarczą ograniczeń na oszacowania składu mineralnego dokonywane na podstawie danych z CheMin. Nowo opracowana technika wykorzystująca analizę rozpraszania promieniowania rentgenowskiego pozwala również na wykrycie substancji niewykrywalnych na podstawie emisji rentgenowskiej, takich jak woda i węglany, jeśli w próbce znajdują się w dużej koncentracji (ponad 5% wagowo).

Podobne instrumenty zastosowano wcześniej na lądownikach niemoblinych radzieckich sond Phobos 1 i 2, 2 lądownikach i 2 penetratorach rosyjskiej sondy Mars 96, łaziku Sojourner sondy Mars Pathfinder, łazikach marsjańskich Spirit i Opportunity, oraz europejskim lądowniku Philae sondy Rosetta. Instrument MLS posiada tylko tryb pomiarów promieniowania X, ale jego stare wersje zawierały także tryb pomiarów protonów oraz cząstek alfa (pomiary rozpraszania Rutherforda), co zachowało się w akronimie APXS (Aplha Proton X-ray Spectrometer). Detektory cząstek alfa nie zostały zastosowane z powodu ich ograniczonej czułości dla pierwiastków lekkich przy pracy w atmosferze CO2 o ciśnieniu  10 mBar.

Instrument przygotowany dla misji MSL jest oczywiście nowocześniejszy od analogicznego instrumentu zastosowanego w misjach Pathfinder, Spirit, Opporunity i Philae. W stosunku do łazików MER wprowadzono kilka ulepszeń. Wrażliwość została ulepszona o czynnik 3, co skróciło czas pomiar do 3 godzin. Osiągnięto to poprzez zmniejszenie odległości detektora od próbki. Dla łazików MER wynosi ona 30 mm, a dla MSL - 19 mm dzięki usunięciu osobnych detektorów cząstek alfa. Ulepszono wrażliwość dla pierwiastków o wysokiej liczbie atomowej przez zwiększenie siły źródła radioaktywnego. Zastosowanie chłodzenia detektora rentgenowskiego za pomocą chłodziarki Peltiera pozwoliła na pomiary wysokiej jakości również w czasie dnia w temperaturze -35 st C. Instrument pozwala na uzyskanie spektrogramów o dobrej jakości w temperaturze nawet -5stC (dla łazików MER -40 st C). Wprowadzono również osobny cel kalibracyjny w postaci próbki bazaltu umieszczonej na łaziku. Ponadto spektrogramy rentgenowskie uzyskiwane w krótkim czasie (około 10 sekund) mogą być używane do sterowania ruchami ramienia łazika w bezpośredniej bliskości celu. Technika ta wykorzystuje różnice w częstotliwości zliczeń fotonów podczas zbliżania instrumentu do próbki. Dane te następnie mogą być wysyłane do procesora sterującego ruchami ramienia. Metoda ta zostanie przetestowana na Marsie przed pierwszym użyciem. Procedura taka ponadto pozwoli na skanowanie większego obszaru w celu wyszukania znacznych różnic w stosunkach zawartości poszczególnych pierwiastków, np stosunku zawartości Si do Fe lub Fe do S i szybkie wyszukanie miejsc do dłuższych badań.

Instrument APXS dla MSL został sfinansowany przez Kanadyjską Agencję Kosmiczną (Canada Space Agency - CSA), także NASA i University of Guelph. Głównym wykonawcą jest MDA Corporation.