MAVEN (kompendium)

[Scorus]

W skład PFDU wchodzi podwójny zasilacz niskiego napięcia (Low Volatge Power Supply A i B - LVPS A i B), podwójna płyta kontrolera cyfrowego (Digital Controller Board A i B - DCB A i B), oraz płyty elektroniki LPW/EUV, SEP i MAG. Każdy z kanałów LVPS odbiera zasilanie z busa zasilania sondy (28V), konwertuje je i dostarcza do elektroniki instrumentów LPW/EUV, SEP, MAG (znajdującej się w obrębie PFDPU), SWEA, SWIA i STATIC (znajdującej się przy systemach pomiarowych tych instrumentów). Każdy z kanałów DCB jest połączony z oboma łańcuchami systemu komend i zarządzania danymi sondy. Jest również połączony z elektroniką wszystkich instrumentów obsługiwanych przez PFDPU.

[Scorus]

 Instrument IUVS wraz ze swoją elektroniką, czyli jednostką obróbki danych teledetekcyjnych (Remote Sensing Data Processing Unit - RSDPU) tworzy pakiet do pomiarów teledetekcyjnych (Remote Sensing Package - RS), niezależny od pakietu PFP. Taki podział wywodzi się z pierwotnych planów konfiguracji zestawu instrumentów sondy, w  której komponent EUV instrumentu LPW/EUV miał być również podłączony do elektroniki RSPDU. Ostatecznie jednak został zintegrowany z elektroniką LPW w obrębie PFDPU. RSDPU znajduje się na platformie APC.

Elektronika instrumentu NGIMS jest ściśle zintegrowana z jego sekcją detekcyjną. Tak więc instrument ten jest całkowicie niezależny od pakietów PFP i RS.

[Scorus]

IUVS

Spektrometr obrazujący w zakresie ultrafioletu jest jedynym instrumentem teledetekcyjnym sondy MAVEN. Do jego podstawowych celów naukowych zalicza się: scharakteryzowanie składu i struktury atmosfery neutralnej i korony; scharakteryzowanie struktury jonosfery; scharakteryzowanie procesów utraty atmosfery; scharakteryzowanie dolnej części atmosfery poprzez uzyskanie profili stężenia dwutlenku węgla; oraz określenie przestrzennego rozmieszczenia i zmienności czasowej poszczególnych substancji (cząsteczek neutralnym i jonów z rozróżnieniem izotopów) na planecie. Tym samym instrument pozwoli na uzyskanie trójwymiarowych modeli rozmieszczenia głównych substancji  w atmosferze Marsa i jej koronie.

Scharakteryzowanie składu i struktury atmosfery neutralnej umożliwią profile pionowe obejmujące stężenia wielu substancji w pionowej kolumnie, uzyskiwane w perycentrum orbity. Profile te obejmą stężenia takich substancji jak H, C, N, O, CO, N2 i CO2 w rejonie od homopauzy do obszaru ponad egzobazą w dwóch skalach wysokości (750 km dla H i O oraz 12 km dla CO2) z rozdzielczością wysokości odpowiadającej jednej skali wysokości oraz precyzją pomiarów 25%.

W przodku badań struktury jonosfery uzyskane zostaną profile stężenia jonów C+, CO+ i CO2+ w rejonie rozciągającym się od warstwy jonosfery o największej gęstości do nominalnej jonopauzy (około 400 km) z jedną skalną wysokości dla O2+ (60 km) i precyzją 25%.

Procesy utarty atmosfery zostaną scharakteryzowane za pomocą dwóch metod. Określenie stosunku deuteru do wodoru (D/H) ponad homopauzą pozwli na zidentyfikowanie poszczególnych zjawisk. Pomiary te zostaną wykonane z dokładnością 30%, wystarczającą do określenia jego przestrzennych i czasowych zmian oraz do porównania z wynikami pomiarów instrumentu SAM na łaziku MSL. Uzyskanie profili gorącego tlenu w koronie pozwoli na określenie udziału poszczególnych z procesów.

Badania dolnej atmosfery Marsa obejmą zagadnienia jej oddziaływań z atmosferą górą w zależności od aktywności Słońca, pory roku, występowania burz pyłowych i innych procesów. Zostaną przeprowadzone dzięki uzyskaniu profili stężenia dwutlenku węgla. Umożliwią to obserwacje zakryć gwiazd przez atmosferę.

Określenie rozmieszczenia przestrzennego i zmienności czasowej poszczególnych substancji będzie możliwe dzięki dwuwymiarowemu obrazowaniu tarczy planety z apocentrum orbity.

Instrument dostarcza informacji o globalnym stanie atmosfery, niezbędnych do interpretacji bezpośrednich pomiarów wykonywanych przez instrumenty do badań cząstek i pół oraz NGIMS (skład neutralnej frakcji egzosfery i termosfery oraz umiejscowienie zasadniczych struktur takich jak egzobaza i warstwa głównej depozycji energii jonizacyjnej w zależności od wysokości). Pozwala na wydzielenie różnic w składzie, temperaturze i procesach zachodzących w atmosferze w zależności od zmian czasu lokalnego, współrzędnych geograficznych, wysokości i źródeł energii zewnętrznej. W stosunku do NGIMS mierzy wiele tych samych substancji na pokrywających się zakresach wysokości. Oba instrumenty dostarczają komplementarnych pomiarów stosunków izotopowych. Dane NGIMS są wykorzystywane do kalibracji absolutnej gęstości poszczególnych substancji. IUVS dostarcza ponadto globalnego kontekstu dla punktowych pomiarów NGIMS. W stosunku do komponentu EUV systemu LPW/EUV IUVS dostarcza komplementarnych spektrogramów UV podczas obserwacji zakryć gwiazd. Dane z EUV są też kluczowe dla interpretacji informacji z IUVS.

Pomiary wykonywane przez IUVS nigdy nie były prowadzone na orbicie Marsa. Jest to dopiero trzeci spektrometr UV mający szansę działać na Marsa, po spektrometrze sondy Mariner 9 i instrumencie SPICAM (Spectroscopic Investigation of the Characteristics of the Atmosphere of Mars) sondy Mars Express. Pozwalają na wykonanie fundamentalnych badań górnej części atmosfery, jonosfery, korony oraz atmosfery dolnej. Instrument dostarczy bezprecedensowego zestawu danych obejmującego co najmniej jeden rok ziemski. Zebrane informacje, połączone z danymi z innych instrumentów sondy dostarczą wglądu w aktualny stan atmosfery, trwające procesy utraty gazu atmosferycznego, oraz całkowitą ilość gazu utraconego w historii Marsa.

[Scorus]

 Zasadnicza część instrumentu IUVS jest pojedynczą jednostką o wymiarach 71 x 33 x 15 cm i  masie 22.1 kg. Znajduje się na platformie APP sondy MAVEN. Jest do niej przymocowany w czterech punktach. Elektronika instrumentu stanowi osobną jednostkę, tzw. jednostkę obróbki danych teledetekcyjnych (Remote Sensing Data Processing Unit - RSDPU). Jest niezależna od elektroniki obsługującej instrumenty do badań cząstek i pół oraz elektroniką NGIMS ściśle zintegrowaną z jego sekcją detekcyjną. Znajduje się również na platformie APP, po przeciwnej stronie jej większego panelu w stosunku do jednostki detekcyjnej. Tym samym oba elementy tworzą pakiet do pomiarów teledetekcyjnych (Remote Sensing Package - RS).

W urządzeniu zastosowano szereg rozwiązań użytych w instrumencie UVIS (Ultraviolet Imaging Spectrograph) sondy Cassini wystrzelonej 15 października 1997 r. Konfiguracja instrumentu opiera się na zmodyfikowanym układzie Czernyego-Turnera. Umożliwia on spektrometrię i obrazowanie w dwóch zakresach spektralnych - dalekiego ultrafioletu (Far-UV - FUV) 110 - 190 nm oraz ultrafioletu średniego (Middle-UV - MUV) 180 - 340 nm. Rozdzielczość spektralna wynosi 0.6 nm dla kanału FUV i 1.2 nm dla kanału MUV. Dzięki możliwości pracy w dwóch zakresach spektralnych przy różnych rozdzielczościach spektralnych oraz zastosowaniu osobnych detektorów dla każdego z nich, IUVS jest najbardziej zaawansowanym spektroemterm UV użytym na sondzie planetarnej.

Konstrukcja mechaniczna instrumentu obejmuje obudowę optyki wraz z dwoma otworami wejściowymi wyposażonymi w osobne przegrody oraz obudowę obejmującą detektory, lampę kalibracyjną oraz zasilacze wysokiego napięcia.

[Scorus]

Światło do instrumentu jest wprowadzane przez dwa otwory wejściowe - dla pola widzenia skierowanego na krawędź tarczy planety (Limb FOV) o wymiarach 24 x 11 stopni oraz dla pola widzenia skierowanego w nadir (Nadir FOV) o wymiarach 55 x 11 stopnia. W czasie startu były one zasłonięte przez pojedynczą pokrywę wejściową. Została ona otworzona jednorazowo, nie ma możliwości jej zamknięcia. Wybór pola widzenia jest wykonywany przez zwierciadło skanujące (Scanning Mirror - SM) obracane o 125 stopni przez dedykowany mechanizm. Dalsza część optyki jest wspólna dla obu pól widzenia. Światło pada na zwierciadło teleskopu (Telescope Mirror - T) a następnie wchodzi do spektrometru przez szczelinę wejściową o wymiarach kątowych 0.1 x 11 stopni. Na końcach szczeliny znajdują się ponadto otwory do obserwacji zakryć gwiazd - otwór duży (Large Occultation Keyhole) i mały (Small Occultation Keyhole). Następnie światło pada na zwierciadło spektrometru 1 (Spectrometer Mirror 1 - M1). Jest to zwierciadło sferyczne pełniące rolę kolimatora. Odbija ono światło na element dyfrakcyjny pozwalający na uzyskanie spektrogramu. W tym charakterze zastosowano tradycyjną siatkę dyfrakcyjną oraz układ pryzmatu i siatki Echelle. Siatka dyfrakcyjna znajduje się na mechanizmie obracającym, obsługiwanym przez silnik krokowy. Podczas obserwacji w kierunku nadiru siatka dyfrakcyjna znajduje się w ścieżce optycznej. Pozwala na obserwacje w zakresie spektralnym 110 - 340 nm przy średniej rozdzielczości spektralnej (R około 250). Umożliwia to przestrzenne mapowanie zawartości substancji neutralnych i jonów w atmosferze. Podczas obserwacji krawędzi tarczy planety siatka dyfrakcyjna jest odchylana poprzez obrót o 90 stopni. Służy do tego jej mechanizm obracający. Dzięki temu w ścieżce optycznej znajduje się układ pryzmat/siatka Echelle. Pozwala on na obserwacje w zakresie 120 - 131 nm z bardzo wysoką rozdzielczością spektralną (R około 19 000). Wysoka rozdzielczość umożliwia wykonanie pomiarów zawartości izotopów, ponieważ linia rezonansowa wodoru znajduje się przy 121.567 nm a deuteru bardzo blisko niej, przy 121.533 nm. Układ dyfrakcyjny rozprasza światło do dwóch rzędów - 180 - 340 nm (rząd 1, tradycyjna siatka dyfrakcyjna) i 110 - 190 nm (rząd 2, pryzmat/siatka Echelle). Po odbiciu od elementu dyfrakcyjnego światło pada na zwierciadło spektrometru 2 (Spectrometer Mirror 2 - M2). Jest to zwierciadło toroidalne pełniące rolę zwierciadła obrazującego, czyli zwierciadła kamery. Służy ono do skupienia światła rozproszonego na elemencie dyfrakcyjnym. Jest ono następnie rzutowane na kwarcowy rozdzielacz wiązek (Beam Splitter, SPT). Przepuszcza on promieniowanie w zakresie średniego ultrafioletu (o długości fali większej od 180 nm) i odbija pozostałą część promieniowania rozproszonego do pierwszego rzędu oraz całość promieniowania z drugiego rzędu. Tym samym pozwala na uzyskanie dwóch wiązek - FUV i MUV. Następnie obie wiązki padają na detektory, osobne dla kanału FUV i MUV. Zastosowanie osobnych detektorów dla obu kanałów pozwoliło na uzyskanie optymalnej czułości i maksymalnego odrzucania rozproszonego światła.

[Scorus]

Oba detektory instrumentu są układami CMOS. Detektor kanału MUV posiada system zwiększający intensywność obrazu z fotokatodą z tellurku cezu. Światło ze wzmacniacza jest doprowadzane na układ CMOS przez optykę światłowodową. Detektor FUV jest identyczny, ale jego wzmacniacz obrazu posiada fotokatodę z jodku cezu. Jest on bardzo efektywny przy promieniowaniu o długości fali większej od 200 nm dzięki czemu pozwala na odrzucenie emisji słonecznej. Dzięki temu detektor FUV rejestruje tylko pożądane promieniowanie z drugiego rzędu. Jest nieczuły na emisję w zakresie MUV oraz kontinuum światła słonecznego odbitego od powierzchni Marsa. Oba detektory są wyposażone w osobną elektronikę odczytu. Piksele mogą być łączone zarówno w wymiarze spektralnym i jak i przestrzennym, co pozwala na zredukowanie ilości danych. Detektory są obsługiwane przez podwójny zasilacz wysokiego napięcia (High Voltage Power Supply - HVPS). Do wewnętrznej kalibracji instrumentu służy lampa rtęciowa.

[Scorus]

Elektronika instrumentu tworząca jednostkę RSDPU pozwalający na konwersję zasilania i pracy grzejników, zażądanie pracą jego systemów i kontrolowanie jego stanu, wykonywanie komend oraz obróbkę danych z detektorów. Stanowi pojedynczy interfejs wymiany danych i zasilania ze statkiem kosmicznym. RSDPU składa się z płyty podstawowej oraz czterech płyt elektroniki - płyty procesora (Processor Board), płyty obsługującej sensory (Sensor Board), płyty obsługującej funkcje inżynieryjne (Housekeeping Board), oraz płyty obsługującej zasilanie (Power Board). Płyta procesora zawiera procesor UT69R000, pamięci RAM i EEPROM oraz port używany podczas testów. Posiada dwa dwukierunkowe interfejsy - MIL-STD 1553 łączący z systemem komputerowym sondy oraz RS-422 używany podczas testów. Płyta obsługująca sensory zawiera pamięć na dane z detektorów. Zawiera ponadto dwukierunkowy interfejs LVDS. Płyty obsługującej funkcje inżynieryjne zawiera monitor analogowy, przełączniki obsługujące HVPS oraz układy pozwalające na kontrolę pracy HVPS. Płyta obsługująca zasilanie zawiera układy przyjmujące zasilanie z sieci elektrycznej sondy, konwertery DC-DC, przełączniki zasilania sensorów, przełączniki obsługujące zasilanie grzejników utrzymujących temperatury operacyjne, przełączniki obsługujące pokryty otworów wejściowych, oraz wewnętrzne termistory. Posiada jednokierunkowy interfejs za pomocą którego odbiera zasilanie z sieci elektrycznej sondy, dwukierunkowy interfejs od obsługi grzejników i sensorów temperatury, oraz dwa jednokierunkowe interfejsy dostarczające zasilania.

[Scorus]

 Instrument może wykonywać cztery rodzaje obserwacji. Są to: skanowanie krawędzi tarczy Marsa (Limb Scan); obrazowanie tarczy planety (Disc Imaging); skany koronalne (Coronal Scan); oraz obserwacje zakryć gwiazd (Stellar Occultation). Każdy tryb charakteryzuje się specyficznym sposobem pozycjonowania instrumentu oraz ustawieniami optyki i detektorów. Sekwencja obserwacji podczas misji naukowej jest stała. Jest zakłócana w niektórych okresach czasu przez ograniczenia w pozycjonowaniu sondy wynikające z poziomu zasilania i konieczności unikania niektórych orientacji przestrzennych. Obrazowanie tarczy i skany koronalne nie są wykonywane na każdej orbicie. Okresowo są zastępowane pomiarami instrumentów STATIC i NGIMS, również znajdujących się na platformie APP i wymagającymi osobnego pozycjonowania.

Skanowanie krawędzi tarczy Marsa jest wykonywane w okolicach perycentrum orbity, na wysokości poniżej 500 km, przez około 23 minuty w trakcie każdego obiegu. Umożliwia określenie rozmieszczenia przestrzennego poszczególnych substancji w atmosferze planety oraz określenie jego zmienności czasowej. Podczas takich obserwacji platforma APP jest pozycjonowana na centrum krawędzi tarczy planety, prostopadle do wektora szybkości sondy oraz 12 stopni pod horyzont. Niewielka rotacja zwierciadła skanującego pozwala na rzutowanie obrazu krawędzi tarczy na szczelinę wejściową spektrometru. Następnie powoli uzyskiwany jest profil spektralny atmosfery na wysokości od 100 do 225 km. Interwał próbkowania wynosi 4 km, a szerokość szczeliny wejściowej odpowiada 1 km. Na każdej wysokości wykonywane są pomiary w kanałach MUV i FUV. Rejestrowane jest świecenie atmosfery. Produktami uzyskiwanymi z danych są multispektralne profile pionowe atmosfery, otrzymywane wielokrotnie podczas każdego obiegu.

[Scorus]

Obrazowanie tarczy planety jest wykonywane w okolicach apocentrum orbity. Pozwala na mapowanie dwuwymiarowego rozmieszczenia poszczególnych substancji bez uzyskiwania informacji na temat wysokości. W trakcie tych obserwacji używane jest pole widzenia skierowane w nadir. Platforma APP jest pozycjonowania inercyjnie. Szczelina wejściowa spektrometru jest zorientowana prostopadle do osi wielkiej orbity sondy. Obracanie zwierciadła skanującego w połączeniu z ruchem orbitalnym sondy pozwala na zobrazowanie dużego fragmentu tarczy Marsa z rozdzielczością przestrzenną około 160 km. Rejestrowana jest świecenie atmosfery w kanale FUV oraz odbite światło słoneczne w zakresie MUV. To ostatnie pozwala na badania rozmieszczenia ozonu, pyłu i aerozoli (chmur). Produktami są dwuwymiarowe obrazy mulstpektralne, jeden zestaw dla każdego przejścia przez apocentrum. Obrazy te są czułym wskaźnikiem procesów dynamicznych zachodzących w szerokim zakresie wysokości, ponieważ przepuszczalność górnej atmosfery dla UV różni się w zależności od długości fali. Jest ona prawie przezroczysta przy 340 nm i prawie nieprzepuszczalna przy długościach fal mniejszy od 180 nm z powodu absorpcji wywoływanej przez ozon i dwutlenek węgla.

[Scorus]

Skany koronalne obejmujące koronę atmosfery Marsa są wykonywane na średnich wysokościach. Szczelina wejściowa spektrometru jest wtedy zorientowana prostopadle do długiej osi orbity sondy. Na wstępującym fragmencie orbity wykonywany jest skan wejściowy (InScan), obejmujący koronę atmosfery oraz tło (przestrzeń międzyplanetarną). Na fragmencie zstępującym wykonywany jest skan wyjściowy (OutScan) obejmujący tylko tło. Tryb ten umożliwia określenie stosunku D/H i stężenia gorącego tlenu w funkcji wysokości w koronie. Skanowania dla obu parametrów są wykonywane osobno, ale przy identycznej orientacji przestrzennej. Są to informacje istotne dla badań procesów ucieczki gazów z atmosfery. Obserwacje te są wykonywane na średnich wysokościach. Produktami są jednowymiarowe profile stężenia deuteru, wodoru i tlenu. Na każdej orbicie uzyskiwany jest jeden profil tego typu.

[Scorus]

Obserwacje zakryć gwiazd przez atmosferę umożliwiają uzyskanie profili obejmujących dolną część atmosfery, na wysokościach od 30 do 100 km. Podczas tych obserwacji orientacja przestrzenna instrumentu jest dobierana tak, że światło wybranej gwiazdy przesłanianej przez atmosferę Marsa przechodzi przez jeden z dedykowanych otworów przy szczelinie wejściowej spektrometru. Jest to uzyskiwane poprzez odpowiednie pozycjonowanie platformy APP i zwierciadła skanującego. Rezpoycjonowanie sondy nie jest wykonywane. Podczas ruchu sondy po orbicie rejestrowana jest absorpcja światła gwiazdy przez atmosferę na różnych wysokościach. Pozwala to na wyznaczenie stężenia CO2, O3, pyłu i aerozoli w funkcji wysokości. Obserwacje w tym trybie są wykonywane podczas dedykowanych kampanii trwających jeden dzień. W ramach takiej kampanii jedna wybrana gwiazda jest obserwowana podczas 5 serii pomiarów, podczas 5 kolejnych obiegów sondy. Pozwala to na pełne pokrycie pomiarami  długości geograficznej, ponieważ Mars wykonuje pełny obrót w czasie 5 obiegów. Każda seria obserwacji obejmuje do 15 pomiarów, co maksymalizuje pokrycie szerokości geograficznej oraz czasu lokalnego. Są one wykonywane w zależności od sekwencji pracy innych instrumentów, głównie w okolicach apocentrum orbity. Kapanie takie są wykonywane co 2 miesiące. Produktem są pionowe profile stężenia badanych substancji. Podczas każdego zakrycia uzyskiwany jest jeden taki profil.

[Scorus]

 Dane poziomu 1B z IUVS obejmują obrazy uzyskiwane w perycentrum orbity, skany krawędzi tarczy planety z perycentrum orbity, skany koronalne, obserwacje zakryć gwiazd. Są archiwizowane w formacie FITS. Dane poziomu 2 są tego samego rodzaju. Są będą przechowywane w formacie CDF. Dane poziomu 3 z IUVS są przechowywane w formacie CDF. Ponadto z danych IUVS będą wyprowadzane parametry kluczowe, archiwizowane w formacie ASCII. W przypadku skanów krawędzi tarczy planety wykonywanych przez IUVS parametry kluczowe będą opracowane w dwóch kategoriach - emisji optycznie cienkiej i optycznie grubej. W przypadku emisji optycznie cienkiej obejmą one stężenie tlenu atomowego wyprowadzone z emisji przy 1356 Å i stężenie tlenku węgla wyprowadzone z emisji przy1316 Å i 1151 Å; stężenia CO2 i CO2+ wyprowadzone z pasm UVD i FDB; oraz stężenie azotu atomowego wyprowadzone z emisji przy1200 Å i azotu cząsteczkowego wyprowadzone z misji w kompleksie 2700 Å. W przypadku emisji optycznie grubej obejmą one stężenie wodoru wyprowadzone z emisji w paśmie Lyman-alfa (1216 Å) i stężenie tlenu atomowego wyprowadzone z emisji w tryplecie 1304 Å; oraz stężenie węgla atomowego wyprowadzone  z emisji w linach 1561 i 1657 Å. W przypadku skanów koronalnych będą to połowiczne intensywności emisji wyprowadzone z intensywności emisji H (1215.67 Å), D (1215.33 Å), O (1304 Å, 1356 Å), C (1561 Å, 1657 Å) i N (1200 Å) w funkcji wysokości; oraz lokalizacje poszczególnych obserwacji. W przypadku obserwacji zakryć będą to gęstości głównych substancji w funkcji wysokości na których te gęstości były szacowane (minimalna wysokość nad powierzchnią wzdłuż linii widzenia). Zostaną tu uwzględnione CO2, O2, O3 oraz pył / aerozole. W przypadku danych uzyskiwanych przez IUVS w apocentrum orbity typowe parametry kluczowe nie będą wyprowadzane.

Instrument IUVS został opracowany przez Laboratorium Fizyki Atmosferycznej i Kosmicznej (Laboratory for Atmospheric and Space Physics - LASP) Uniwersytetu Kolorado (University of Colorado) w Boulder.

[Scorus]

NGIMS

Spektrometr gazu neutralnego i jonów jest instrumentem przeznaczonym do wykonania bezpośrednich pomiarów składu górnej części atmosfery Marsa oraz uciekających z niej cząsteczek, atomów i jonów. Do jego podstawowych celów naukowych zaliczają się: zbadanie struktury i składu neutralnej frakcji górnej atmosfery Marsa oraz wykonanie pomiarów jonów termalnych i supratermalnych; zbadanie podstawowej struktury górnej atmosfery i jonosfery w obszarze od homopauzy do rejonu położonego ponad egzobazą (zmierzenie zawartości takich substancji jak He, N, O, CO, NO, Ar, CO2); wykrycie stosunków izotopowych w atmosferze i ich zmian (C, O, N, Ar); oraz zbadanie zmian zachodzących w górnej części atmosferze w długim okresie czasu na skutek zaburzeń związanych z aktywnością Słońca i zjawiskami zachodzącymi w dolnej części atmosfery. Wraz z informacjami z innych instrumentów sondy dane z NGIMS pozwalają na zbudowanie modeli utraty gazu atmosferycznego, zarówno obecnie i w przeszłości oraz na lepsze zrozumienie historii klimatu Marsa. Uzupełnią również pomiary składu atmosfery i stosunków izotopowych wykonywane przez instrument SAM (Samples Analysys on Mars Instrument Suite) łazika MSL (Mars Science Laboratory) wystrzelonego 26 listopada 2011 r.

[Scorus]

 Instrument NGIMS znajduje się na platformie APP sondy MAVEN. Jego komponenty są zainstalowane na płycie montażowej przymocowanej do tej platformy w 6 punktach. NGIMS jest kwadrupolowym spektrometrem masowym. Jego konstrukcja jest prawie identyczna ze spektrometrem NMS (Neutral Mass Spectrometer) sondy LADEE (Lunar Atmosphere and Dust Environment Explorer) wystrzelonej 7 września 2013 r i zdeorbitowanej 17 kwietnia 2014 r. Konstrukcja ta ma długą historię. NMS został zbudowany na bazie modelu inżynieryjnego (Engineering Unit - EU) urządzenia urządzenia NGIMS (Neutral Gas and Ion Mass Spectrometer) sondy CONTOUR (Comet Nucleus Tour) wystrzelonej 3 lipca 2002 . Analizator masy jonów i optyka jonowa są podobne do analogicznych elementów instrumentu INSM (Ion and Neutral Gas Mass Spectrometer) sondy Cassini wystrzelonej 15 paxdziernika 1997 r. Jednak czułość NGIMS została w stosunku do niego zwiększona o czynnik 10 dzięki zmodyfikowaniu działa elektronowego i optyki skupiającej jony. Elektronika została zaadaptowana z instrumentu SAM łazika MSL.

NGIMS może wykonywać pomiary zarówno atomów neutralnych (po ich zjonizowaniu) jak i jonów dodatnich. W przypadku gazów neutralnych dostarcza profili He, N, O, CO, N2, NO, O2, Ar i  CO2 oraz ich głównych izotopów w obszarze od homopauzy do jednej skali wysokości ponad egzobazą (130 km dla He, około 12 km dla CO2) z rozdzielczością pionową rzędu jednej skali wysokości dla każdej substancji i precyzją 25%. W przypadku jonów termalnych dostarcza profili O2+, CO2+, NO+, O+, CO+, C+, N2+, OH+ i  N+ w obszarze od warstwy jonosfery o największej gęstości (120 km) do nominalnej jonopauzy (400 km) z rozdzielczością pionową rzędu 1/2 skali wysokości O2+ i precyzją 25%. Może wyznaczać stosunki izotopowe 13C/12C, 18O/16O, 15N/14N, 40Ar/36Ar i 38Ar/36Ar. Pracuje w zakresie masowym 2 - 150 amu (od H2 do Xe). Może rejestrować jony termalne i supratermalne o energiach poniżej 30 eV. Okres próbkowania na detektorze wynosi 30 milisekund, czas integracji - 27 ms, a zakres dynamiczny - 10^8. Pole widzenia ma szerokość 20 stopni.

[Scorus]

Instrument składa się z systemu detekcyjnego czyli kwadrupolowego spektrometru masowego (Quadrupole Mass Spectrometer - QMS) oraz głównej jednostki elektroniki (Main Electronics Box - MEB). Elementy te są umieszczone na wspólnej płycie montażowej i zamknięte we wspólnej obudowie otoczonej izolacją wielowarstwową. Urządzenie stanowi więc pojedynczą jednostkę. Instrument posiada również własne grzejniki. Całe urządzenie ma wymiary 41.4 cm x 39.6 x 21.8 cm i masę 14 kg.