2001 Mars Odyssey

[Scorus]

WPROWADZENIE
2001 Mars Odyssey (Mars Odyssey, Mars Surveyor 2001 Orbiter) jest amerykańskim (NASA) orbiterem Marsa.. Do jego podstawowych zadań należą naukowych: identyfikacja minerałów występujących na powierzchni Czerwonej Planety; poszukiwania wody/lodu pod powierzchnią poprzez pomiar obfitości wodoru; badania struktury marsjańskiej powierzchni i procesów ją kształtujących; oraz badania natężenia promieniowania korpuskularnego w celu oceny stopnia zagrożenia dla życia przyszłych załogowych wypraw na Marsa. Sonda pomyślnie weszła na orbitę okołomarsjańską, gdzie realizuje bardzo udany program badawczy.

[Scorus]

KONSTRUKCJA
Masa próbnika bez paliwa wynosi 376.3 kg, masa całkowita (z 348.7 kg paliwa w chwili startu) natomiast 725.0 kg. Sonda została skonstruowana w Lockheed Martin Astronautics w Denver w stanie Kolorado. Tam przeszła serię szczegółowych testów. W Canaveral Space Center otrzymała zapas paliwa, zintegrowane panele słoneczne i dwa przyrządy naukowe.

Ogólna konstrukcja próbnika jest oparta na konstrukcji wcześniejszego orbitera Mars Climate Orbiter. Jednak po katastrofie tej misji wprowadzono setki zmian w sprzęcie i oprogramowaniu. Sonda ma kształt prostopadłościanu o wymiarach 22. x 1.7 x 2.6 m. Korpus jest podzielony na dwie sekcje - sekcję wyposażenia oraz sekcję napędową. Na górnej sekcji umieszczono silnik rakietowy, zbiorniki paliwa i utleniacza oraz inne komponenty inżynieryjne. Dolna zawiera instrumenty naukowe z wyjątkiem MARIE (zainstalowanego we wnętrzu sondy), antenę UHF i szperacze gwiazd systemu nawigacyjnego.

Łączność z Ziemią zapewnia antena paraboliczna dużego zysku o średnicy 1.3 m ustawiona na wysięgniku w kącie górnej części pojazdu. Używa ona pasma X, zarówno dla łącza Ziemia - sonda jak i sonda - Ziemia. Dane z Ziemi są odbierane na częstotliwości 7155.377315 MHz i przesyłane na Ziemię na 8406.851852 MHz. Ponadto sonda posiada dwie omnikierunkowe anteny małego zysku służące tylko do transmisji danych inżynieryjnych na Ziemię.

Energii elektrycznej dostarcza skrzydło fotoogniw słonecznych umieszczone z boku korpusu pojazdu. Składa się z 3 paneli fotowoltaicznych zbudowanych z arsenku galu. Ładują one baterię niklowo - wodorową o pojemności 16 A/h.

Paliwem dla głównego silnika rakietowego jest hydrazyna i czterotlenek azotu. Impuls silnika wynosi 65.3 kg. Sonda jest stabilizowana trójosiowo z użyciem trzech głównych kół reakcyjnych i jednego zapasowego. Kontrola orientacji przestrzennej jest zapewniona dodatkowo przez cztery silniczki rakietowe o impulsie 0.1 kg i cztery o impulsie 2.3 kg. System nawigacyjny używa szperacza gwiazd i bezwładnościowego układu odniesienia.

Stała temperatura wewnętrzna jest kontrolowana przez użycie izolacji, grzejników, żaluzji i dzięki specjalnej farbie na powierzchni niektórych elementów.

Załącznik 1 - Schemat sondy w konfiguracji startowej.
Załącznik 2 - Schemat sondy w konfiguracji mapującej.
Załącznik 3 - Wizja artystyczna sondy na orbicie Marsa.
Załącznik 4 - 2001 Mars Odyssey w KSC.

WYPOSAŻENIE
W skład instrumentów naukowych wchodzą: spektrometr promieni gamma (Gamma Ray Spectrometer - GRS), spektrometr neutronów (Neutron Spectrometer - NS); detektor neutronów o wysokich energiach (High Energy Neutron Detector - HEND); eksperyment radiacyjny (Mars Radiation Environment Experiment - MARIE); oraz system obrazujący w podczerwieni i świetle widzialnym (Thermal Emission Imaging System - THEMIS).

Sonda posiada antenę UHF do odbioru danych z lądowników marsjańskich.  Wykonuje także eksperyment radiowy (Radio Science - RS).

[Scorus]

GRS
Spektrometr promieni gamma służy do monitorowania promieniowania gamma emitowanego z powierzchni Marsa przez naturalne pierwiastki promieniotwórcze oraz powstającego podczas reakcji z promieniami kosmicznymi i cząstkami słonecznymi. Umożliwia to: rozpoznanie składu pierwiastkowego powierzchni Marsa, w tym czap polarnych; określenie obfitości wody w gruncie; rozpoznanie wieku materiału powierzchniowego; oraz poznanie grubości czap polarnych i jej sezonowych zmian. Instrument też umożliwia też badania błysków gamma.

Zasada działania instrumentu opera się na detekcji wtórnego promieniowania gamma. Galaktyczne promieniowanie kosmiczne oddziałując z materiałem powoduje wytworzenie neutronów wtórnych. Neutrony te oddziałują następnie z jądrami atomowymi  w materiale powierzchniowym na drodze rozpraszania elastycznego i reakcji wychwytu, powodując emisję promieniowania gamma. Jego energia jest charakterystyczna dla pierwiastków odpowiedzialnych za emisję i pozwala na ich zidentyfikowanie. Intensywność linii emisyjnych w zakresie gamma zależy od spektrum i intensywności emisji neutronów, dlatego też określenie gęstości spektralnej neutronów jest niezbędne do badań zawartości poszczególnych pierwiastków prowadzonych tą metodą. Służą do tego instrumentu NS i HEND.

Instrument GRS ma masę 30.5 kg. Pobór mocy wynosi 32 W. Urządzenie umieszczono na wysięgniku o długości 6 metrów, celem wyeliminowania szyby powodowanego przez promieniowanie gamma pochodzące ze statku. Największa średnica instrumentu wynosi 46 cm, a największa wysokość 17 cm. Przyrząd jest skierowany w stronę nadiru. Jego pole widzenia ma szerokość 144 stopni. Przestrzenna rozdzielczość wynosi 300 km, ale do pomiarów w niskich temperaturach stosuje się niższą.

Detektorem promieniowania gamma jest dioda wykonana z bardzo czystego germanu. Ma masę 1.2 kg. Stanowi ona detektor półprzewodnikowy. Prąd produkowany w diodzie pod wpływem promieni gamma jest wzmacniany przez niskotemperaturowy wzmacniacz. Sensor podczas badań jest schłodzony do temperatury 90 K. Znajduje się pod cieplną tarczą. W czasie lotu międzyplanetarnego został ogrzany do temperatury 100°C, aby wyeliminować jego ewentualne uszkodzenia spowodowane przez promieniowanie i zachować go w dobrym stanie aż do rozpoczęcia pomiarów na orbicie okołomarsjańskiej.

Przyrząd został zbudowany na Uniwersytecie Arizony w Laboratorium Księżycowym i Planetarnym. Jego odpowiednik znajdował się także na utraconej sondzie Mars Observer.

Załącznik 1 - Schemat instrumentu GRS.
Załącznik 2 - GRS podczas testów.

[Scorus]

NS
Spektrometr neutronów służy do wykrywania wodoru w gruncie do głębokości około 1 metra. Dane te umożliwiają poznanie obfitości wody.

Instrument NS wykrywa neutrony w trzech zakresach energii. Są to cząstki szybkie, epitermalne i cieplne.

Detektor jest prostopadłościennym blokiem podzielnym wewnątrz na 4 jednostki w kształcie pryzmatów. Pojedyncze pryzmaty są skierowane w stronę nadiru (do planety), zenitu (przeciwnie do powierzchni), do statku kosmicznego (w tył) i w stronę wektora prędkości statku (naprzód). Każdy pryzmat jest zbudowanym z boru scyntylatorem, optycznie odizolowanym od innych pryzmatów. Każdy jest obserwowany przez osobną tubę fotopowielacza. Kiedy energetyczna cząstka uderzy w pryzmat powstaje błysk światła rejestrowany przez fotopowielacz. Mniejsze końce instrumentu są osłonięte tarczą z kadmu nieprzepuszczającą neutronów. Pryzmat skierowany w stronę Marsa także jest osłonięty tarczą przepuszczającą neutrony tylko o odpowiednio wysokich energiach.

Neutrony cieplne są promieniami kosmicznymi, które wytraciły swoją energię w kolizjach z atomami wodoru w gruncie. Są wyłapywane przez przedni pryzmat, ale zatrzymują się na pryzmacie tylnym. Różnica w szybkości neutronów pomiędzy tymi pryzmatami jest miarą stratny ich energii. Różnica energii pomiędzy neutronami przebiegającymi z tylnego pryzmatu do pryzmaty zenitalnego daje miarę neutronów epitermalnych. Tylny pryzmat mierzy także neutrony wyemitowane przez statek. Epitermalne neutrony są także mierzone przez ekranowany pryzmat nadiru. Stosunek neutronów cieplnych do epitermalnych daje miarę ilości wodoru w glebie.

Urządzenie NS zostało zbudowane w Los Alamos National Laboratory.

Załącznik - Instrument NS.

[Scorus]

HEND
Detektor neutronów o wysokich energiach służy do pomiarów emisji neutronów o różnych energiach. Zebrane dane są stosowane do określenia albedo neutronów używanego do interpretacji danych GRS. Umożliwiają także opracowanie globalnej mapy obfitości podpowierzchniowego lodu.

Zasada działania systemu HEND opiera się na rejestracji spektrum energii neutronów wydostających się z materiału powierzchniowego. Spektrum to zależy od jego składu, a więc dane te pozwalają na ocenę składu podłoża pod kątem zawartości głównych pierwiastków. Ponadto spektrum energii neutrów silnie zależy od zawartości wodoru. Neutron o masie m traci niewielką ilość energii, w przybliżeniu m/(M+m) zderzając się z jądrem atomowym o masie M. Gdy m = M cząstka traci połowę swojej energii. Jest to przypadek kolizji neutronu z atomem wodoru. Efekt taki sprawia, że nawet mała domieszka wodoru w materiale powierzchniowym powoduje spadek gęstości wydostających się z niego neutronów epitermalnych i wysokoenergetycznych przy jednoczesnym wzroście emisji neutronów termalnych. Większe ilości wodoru występują najczęściej pod postacią nagromadzeń wody. Metoda ta pozowali więc na wykrycie pokładów lodu wodnego w podłożu. Ponadto urządzenie dostarcza danych niezbędnych przy analizie pomiarów ze spektrometru neutronów GRS. W mechanizmie produkcji kwantów gamma w materiale powierzchniowym neutrony odgrywają dużą rolę. Galaktyczne promieniowanie kosmiczne oddziałując z materiałem powoduje wytworzenie neutronów wtórnych. Neutrony te oddziałują następnie z jądrami atomowymi  w materiale powierzchniowym na drodze rozpraszania elastycznego i reakcji wychwytu, powodując emisję promieniowania gamma. Intensywność linii emisyjnych w zakresie gamma zależy od spektrum i intensywności emisji neutronów, dlatego też określenie gęstości spektralnej neutronów jest niezbędne do badań zawartości poszczególnych pierwiastków prowadzonych tą metodą.

Instrument HEND charakteryzuje się masą 3.7 kg i poborem mocy na poziomie 5.7 W. W skład instrumentu wchodzą 4 detektory - SD1, SD2, MD i SCD uzupełniane przez segment logiczny (Digital and Logic Segment - DLS). Wszystkie detektory i elektronika są połączone w pojedynczy moduł. Dodatkowo detektor neutronów o wysokich energiach (SCD) jest otoczony scyntylatorem plastikowym pozwalającym na odrzucanie szkodliwych cząstek (Anticoincidence  Plastic Scintillator - APS), chroniącym jego aktywną część przed cząstkami naładowanymi z zewnątrz. Wstępne produkty obróbki danych ze wszystkich 4 detektorów neutronów pozwalają na określenie gęstości spektralnej emisji neutronów w bardzo szerokim zakresie energii, od energii epitermalnych do 10 MeV. Neutrony termalne są mierzone przy energiach poniżej 0.4 eV. Pomiary dla neutronów epitermalnych wykonywane są w dwóch częściowo pokrywających się zakresach - od 0.4 eV do 1 keV oraz od 0.4 eV do 500 keV. Neutrony wysokoenergetyczne są rejestrowane w przedziale 0.3 - 10.0 MeV.

Układy SD1, SD2 i MD są identycznymi licznikami proporcjonalnymi LND 2517 zawierającymi hel-3. Wykorzystywana jest w nich reakcja He-3 + n = H-3 + p. Ucyfrawianie zliczeń z detektorów pozwala na wykrycie charakterystycznego dwupikowego spektrum energii H-3 i p. Pik przy 764 keV odpowiada całkowitej depozycji energii przez obie cząstki. Pik przy niższej energii, 191 keV odpowiada depozycji energii tylko przez H-3, gdy proton ucieka z objętości detekcyjnej. Wpływ szumu o niskiej amplitudzie może zostać wyeliminowany poprzez odpowiednie zaprogramowanie progu detekcji w zakresie niskich energii.

Detektory te dostarczają profili czasowych zliczeń neutronów. Są najbardziej czułe na neutrony termalne i epitermalne. Detektor SD1 jest otoczony osłoną z kadmu absorbującą wszystkie neutrony o energiach poniżej 0.4 eV. Detektor ten wykrywa więc neutrony epitermalne, o energiach powyżej tego progu. Detektor SD2 nie posiada osłony i wykrywa neutrony zarówno termalne jak i epitermalne. Różnica pomiędzy zliczeniami detektorów SD1 i SD2 odpowiada neutronom termalnym. Neutrony epitermalne są mierzone przez SD2 w zakresie 0.4 eV - 1 keV. Detektor MD znajduje się we wnętrzu grubej osłony z polietylenu, umieszczonej we wnętrzu osłony z kadmu. Zewnętrza osłona z kadmu odrzuca neutrony termalne z zewnątrz, a osłona wewnętrzna z polietylenu - neutrony epitermalne i wysokoenergetyczne (0.4 eV - 500 keV). Dzięki temu jest on czuły na neutrony o energiach wyższych niż detektor SD1.

Detektor SCD jest scyntylatorem pracującym w całkowitym zakresie 0.3 - 10.0 MeV. Dostarcza spektrum energii zliczeń neutronów wysokoenergetycznych.  Zastosowano w nim kryształ stylbenu. Wykorzystywana jest w nim reakcja n + H = n' + p. Energia powstających protonów przyjmuje przypadkowe wartości w zakresie od 0 do całkowitej energii neutronów. Protony te produkują błyski świetle w obrębie kryształu. Są one łatwo wykrywalne dla protonów o energiach powyżej ok. 300 keV. Wartość ta określa też dolny próg detekcji detektora. Sensor stylbenowy jest otoczony scyntylatorem plastikowym APS odrzucającym protony z zewnątrz. Błyski świetlne wywoływane przez protony powstające w stylbenie są zewnętrznie obdzielane od błysków powstających na skutek elektronów produkowanych podczas oddziaływań z kwantami gamma. Służy do tego odpowiednia płyta elektroniki analogowej. Wykorzystano tutaj różnice w  profilu czasowym pomiędzy błyskami wywoływanymi przez różne procesy.

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

Instrument zbudowano w Instytucie Badań Kosmicznych w Moskwie. Nowsze wersje tego instrumentu, wyposażone w dodatkowy spektrometr promieniowania gamma zastosowano też na sondzie Phobos-Grunt (HEND) oraz na orbiterze MPO misji BepiColombo (Mercury Gamma-ray and Neutron Spectrometer - MGNS).

Załącznik - Instrument HEND.

[Scorus]

MARIE
Eksperyment radiacyjny jest spektrometrem cząstek energetycznych zaprojektowanym w celu zmierzenia radiacji w środowisku marsjański. Ma to na celu poznanie stopnia zagrożenia promieniowaniem na jakie mogą być narażeni astronauci w przyszłości. W szczególności badany jest zakres strat energii cząstek 0.1 keV/mikrometr - 1500 keV/mikrometr, oraz udział protonów i neutronów w promieniowaniu.

Instrument MARIE charakteryzuje się masą 3.3 kg i poborem mocy na poziomie 7 W. Cały instrument ma wymiary 10.2 x 17.8 x 29.2 cm. Pole widzenia ma szerokość 56 stopni. Energie cząstek są mierzone w 512 kanałach.

Urządzenie składa się z dwóch liczników proporcjonalnych o wymiarach ok. 2.5 cm x 2.5 cm i dwóch dodatkowych detektorów półprzewodnikowych o wymiarach 2.5 cm x 2.5 cm. Jeden z liczników proporcjonalnych służy do pomiaru całkowitej energii potencjalną (Total Energy Proportional Counter - TEPC), drugi służy do zliczania cząstek (Charged Proportional Counter - CPC). Instrument posiada dwa źródła cząstek alfa o radioaktywności 0.9 mCurie używanych do kalibracji.

Załącznik - Instrument MARIE.

[Scorus]

THEMIS
System obrazujący w podczerwieni i świetle widzialnym służy do badań mineralogii i morfologii powierzchni Marsa. Szczególnie instrument stosuje się do: poszukiwań formacji geotermalnych i związanych ze środowiskami wodnymi; lokalizacji najlepszych miejsc lądowania dla misji powierzchniowych; badań procesów geologicznych w małej skali; oraz poszukiwań anomalii cieplnych związanych z ewentualnymi procesami podpowierzchniowymi.

Instrument THEMIS charakteryzuje się masą 11.2 kg i poborem mocy na poziomie 14 W. Ma wymiary 54.5 x 37.0 x 28.6 cm. Funkcjonalnie składa się z podczerwonego spektrometru obrazującego i kamery o wysokiej rozdzielczości.

Układ optyczny instrumentu jest teleskopem złożonego z trzech zwierciadeł. Stosunek ogniskowej wynosi f/1.7. Efektywna długość ogniskowej wynosi 20 cm. Teleskop służy do skupiania światła na detektorach podczerwieni i zakresu widzialnego.

Detektor podczerwieni jest macierzą mikrobolometrów. Jest chłodzony przez elektryczną chłodziarkę. Filtry są umieszczone bezpośrednio przed płaszczyzną ogniskowej. Instrument rejestruje jasność powierzchni w zakresie podczerwoni w 9 kanałach w przedziale 6.6 - 15 mikrometrów. Kanały to (w mikrometrach): 6.62, 7.88, 8.56, 9.30, 10.11, 11.03, 11.78, 12.58, 14.96. Obserwacje obejmują zarówno powierzchnię jak i atmosferę. System ten pozwolił też na zobrazowanie prawie całą planetę w rozdzielczości 100 m na piksel.

System obrazujący w świetle widzialnym składa się z detektora CCD o wymiarach 1024 x 1024 piksele. Pole widzenia ma szerokość 2.8 stopnia. Zdjęcia są wykonywane w 5 kanałach spektralnych o centrach w 0.423, 0.553, 0.652, 0.751 i 0.870 mikrometra. Szerokość każdego pasma wynosi 0.05 mikrometra. Filtry są umieszczone bezpośrednio na detektorze. Rozdzielczość przestrzenna z orbity roboczej wynosi 18 m na piksel. Do końca misji podstawowej system ten wykonał 15 000 zdjęć w świetle widzialnym.

Załącznik - Instrument THEMIS.

[Scorus]

RS
Eksperyment radiowy nie został przewidziany w planach misji, ale mógł zostać wykonany jako część normalnej komunikacji i nawigacji w celu lepszego poznania pola grawitacyjnego Marsa i jego atmosfery.

W eksperymencie RS stosuje się system telemetryczny pojazdu. Mierząc przesunięcia dopplerowskie w sygnale można śledzić zmiany szybkości sondy. Po ich odniesieniu do pozycji pojazdu można określić anomalie pola grawitacyjnego Marsa. W czasie gdy sonda chowa się za tarczą Marsa lub zza niej wychodzi wykonuje się także eksperyment zakrycia. Sygnał radiowy po przejściu przez atmosferę planety ma trochę inne parametry niż w normalnych warunkach. Umożliwia to opracowanie profili gęstości atmosfery i jej temperatury.

[Scorus]

PRZEBIEG MISJI
Sonda wystartowała dnia 7 kwietnia 2001r o godz. 15:02:22 UTC za pomocą rakiety Delta 2. Miejscem startu był przylądek Canaveral. Na krótki czas sonda została umieszczona na parkingowej orbicie okołoziemskiej nachylonej w stosunku do równika o 52°, nietypowej dla misji międzyplanetarnej. Za pomocą trzeciego stopnia rakiety nośnej pojazd został skierowany na trajektorię okołosłoneczną przecinająca orbitę Marsa. Start był na tyle precyzyjny że zrezygnowano z pierwszej korekty kursu. Podczas lotu międzyplanetarnego przeprowadzono cztery korekty: 23.05.2001r, 02.07.2001r, 17.09.2001r i 23.10.2001r. 12 dni po starcie próbnik przesłał pierwsze kalibracyjne obrazy Ziemi z odległości 3 mln kilometrów. Następnie sonda brała udział w badaniach błysków gamma. Detektory neutronów o wysokiej energii wykrywały rozbłyski między 8 a 17 maja 2001r. Porównanie wyników z pomiarami innych sond i satelitów pozwoliło na określenie kierunku, z którego docierała największa ilość wysokoenergetycznych cząstek. Lot na Marsa przebiegał bez większych problemów, oprócz kłopotów z zabłąkanym światłem rejestrowanym przez szperacz gwiazd.

Start misji 2001 Mars Odyssey z przylądka Canaveral nagrany amatorską kamerą:

<a href="http://www.youtube.com/watch?v=2xTXxRGKoNE" target="_blank">http://www.youtube.com/watch?v=2xTXxRGKoNE</a>

Sonda osiągnęła orbitę Marsa dnia 23.10.2001r o godz. 02:26 UT poprzez odpalenie silnika rakietowego na 19.7 minut. Próbnik przebył trasę 460 mln kilometrów. Obieg po silnie eliptycznej orbicie początkowej trwał 18.6 godzin. Wkrótce po osiągnięciu celu rozpoczęto hamowanie atmosferyczne polegające na przelotach przez górną atmosferę Marsa na wysokość 110 km ponad powierzchnią. Umożliwiło to wyhamowanie i zmniejszenie promienia orbity. Operacja trwała 76 dni, i została zakończona po 332 obiegach dn. 14 stycznia 2002r. Orbita przebiegała wtedy na wysokości od 201 do 500 kilometrów ponad planetą. Następnie trajektoria została ukołowiona, tak, że przebiegała na wysokości 400 km ponad biegunami Marsa. Proces ten zakończono 30 stycznia 2002r. Program naukowy rozpoczęto w lutym 2002 roku. Misja nominalna trwała 917 dni i zakończyła się w lutym 2004. Potem do października 2005r sonda realizowała misje rozszerzoną i zajmowała się obieraniem danych z łazików MER. Później misja była przedłużana.

GRS został uruchomiony 19 lutego 2002r. Wysięgnik był w tedy złożony. Wstępne rezultaty pomiarów wykazały, że pod powierzchnią, w okolicach południowego bieguna Marsa, mogą znajdować się znaczne ilości lodu wodnego. Na podstawie dalszych, znacznie dokładniejszych obserwacji dokonanych po rozwinięciu wysięgnika (04.06.2002) można było określić, że powyżej 60 st na obu półkulach zawartość lodu w warstwie gleby o grubości 1 metra może wynosić aż 50%.

Przyrząd MARIE nie funkcjonował od sierpnia 2001 r. Był on jednak spowodowany błędem programowania i instrument został uruchomiony 7 marca 2002 roku. Instrument pozwolił na stwierdzenie, że podczas lotu międzyplanetarnego astronauci przyjmowaliby dzienne dawki promieniowania na poziomie 2 miliradów. na powierzchni Marsa dawka ta byłaby mniejsza o połowę. Łącznie z promieniowaniem podczas rozbłysków słonecznych dawka promieniowania jaką otrzymałaby załoga podczas 3-letniej mieściłaby się przyjmowanych przez NASA normach.  28 października 2003r, instrument przestał działać podczas wzmożonej aktywności słonecznej. Jego program naukowy zakończył się jednak powodzeniem

THEMIS dostarczył pierwszy, podczerwony obraz Marsa tuż po wejściu na orbitę. 2 listopada 2001r, podczas dalszej kalibracji uzyskano pierwsze obrazy optyczne. W marcu 2002r przyrząd uzyskał pierwsze w historii obrazy nocnej strony planety w podczerwieni. Podczas programu badawczego instrument potwierdził, iż warstwy skalne wykryte przez MGS różnią się składem mineralnym.

Misja 2001 Mars Odyssey dostarczyła i nadal dostarcza wielu bezcennych danych na temat Marsa. Sonda ta to ostatni orbiter z programu Mars Surveyor zawieszonego po utracie całości misji Surveyor 98 (obejmującej Mars Climate Orbiter, Mars Polar Lander i próbniki Deep Space 2). Pierwotnie projekt Surveyor 2001 obejmował - oprócz orbitera także lądownik, później przekształcony w misję Phoenix. Po katastrofie zmieniono podejście do problematyki badań Marsa tak, że orbitery i lądowniki były wysyłane w osobnych oknach startowych. Dawało to dłuższy czas na rozwiązanie przyczyn ewentualnych katastrof.

Załącznik 1 - Schemat trajektorii lotu międzyplanetarnego.
Załącznik 2 - Start sondy 2001 Mars Odyssey.
Załącznik 3 - Odyssey po starcie - obraz z RocketCam.
Załącznik 4 - Odyssey na orbicie Marsa - obraz z MGS.

[Scorus]

W czerwcu 2009r zakończyły się modyfikacje orbity sondy.

Na nowej orbicie możliwe jest dokładniejsze mapowanie składu mineralnego powierzchni Marsa poprzez jej obrazowanie w podczerwieni za pomocą instrumentu THEMIS. Niestety w na nowej orbicie spektrometr promieniowania gamma GRS stał się nieprzydatny dla badań. Był to znany problem, jednak uznano że nowe dane z THEMIS maja wyższą wartość naukową.

2-godzinna orbita sondy jest zsynchronizowana ze Słońcem, dzięki czemu przelatuje ona nad danym punktem powierzchni zawsze o tej samej godzinie. Obecnie na dziennej części orbity orbiter przelatuje nad danym punktem powierzchni Marsa o godzinie 15:45 lokalnego czasu słonecznego, a nie jak do tej pory o 17. W nocy nad danym punktem przelatuje o godzinie 3:45 (wcześniej o 5). Dzięki temu powierzchnia emituje więcej energii w zakresie podczerwieni termalnej w którym pracuje THEMIS.

Obserwacje na nowej orbicie pozwalają na wychwycenie większych różnic w temperaturze powierzchni pomiędzy dniem i nocą. Dzięki temu dokładniej można badać różnice w składzie mineralnym powierzchni. Podobne obserwacje były wykonywane na samym początku misji, ale objęły tylko 10 – 20% powierzchni planety. Obecnie można je wykonać dla prawie całego Marsa.

Ponadto THEMIS wypełnia luki w obrazowaniu optycznym powierzchni. Do tej pory sfotografował około 50% powierzchni. Ponadto obecnie zdjęcia powierzchni są wykonywane pod pewnym kątem. Pozwoli to na lepsze zobrazowanie rejonów w dużych szerokościach geograficznych, gdzie powierzchni nigdy nie znajduje się dokładnie pod orbiterem. Możliwe jest też opracowanie obrazów stereoskopowych ze zdjęć wykonywanych obecnie oraz danych archiwalnych.

Modyfikacja orbity nie wpłynęła na odbiór danych z łazików MER. Odyssey posłuży też zapewnie do odbioru danych z łazika MSL.

http://astronomynow.com/090623Odysseysnewviewoftheredplanet.html

[Matias]

Back on track!

W środę 14 lipca 2010 amerykańska sonda kosmiczna 2001 Mars Odyssey, znajdująca się na orbicie Czerwonej Planety od października 2001 roku, nieoczekiwane weszła w stan "safe mode".

Inżynierowie z Jet Propulsion Laboratory, kierujący misją tej najstarszej obecnie badającej Marsa sondy, zdiagnozowali przyczynę takiego stanu rzeczy. Była to reakcja próbnika na nieoczekiwane zachowanie elektronicznego kodera kontrolującego ruchy osi odpowiedzialnej za ustawienie panela baterii słonecznych. Sonda wyłączyła koder, nie ma natomiast żadnych sygnałów jakoby sama oś była uszkodzona.

Komendy z Ziemi przełączyły z powrotem Odyssey na używanie anteny wysokiego zysku. Wcześniej, po przejściu sondy na „safe mode” program automatycznie przełączył próbnik na antenę niskiego zysku.

W piątek 16 lipca sonda została przywrócona do normalnego reżimu pracy. Naukowcy z JPL spodziewają się rychłego powrotu orbitera do pełni zadań,, w tym do przesyłu danych z łazika Opportunity.

Więcej w artykule na kosmo.

Dobrze, że zdołali wykryć problem i przywrócić ją do działania

[ekoplaneta]

Mars Odyssey pobiła rekord najdłuższego przebywania w okolicach Marsa:

NASA's Mars Odyssey, which launched in 2001, will break the record Wednesday for longest-serving spacecraft at the Red Planet. The probe begins its 3,340th day in Martian orbit at 5:55 p.m. PST (8:55 p.m. PST) on Wednesday to break the record set by NASA's Mars Global Surveyor, which orbited Mars from 1997 to 2006.
http://www.spaceref.com/news/viewpr.html?pid=32290

Trzymajmy kciuki, by Odyseja dożyła swoich 10 lat (ziemskich) na orbicie Marsa 

[Matias]

Hyhy.. to ja zaproponuję lepszy polski artykuł o tym wyjątkowym wydarzeniu

Mars Odyssey bije rekord długości trwania misji do Czerwonej Planety

"Sonda Mars Odyssey weszła na orbitę okołomarsjańską 24 października  w 2001 roku. 15 grudnia 2010 roku minął 3340 dzień trwania jej misji. Czyni to z Mars Odyssey najdłużej trwającą ze wszystkich do tej pory przeprowadzonych misji marsjańskich. Poprzednio tytuł ten należał do sondy Mars Global Surveyor.

Mars Odyssey zasłynęła przede wszystkim z odkrycia dużych zasobów wodnego lodu znajdującego się tuż pod suchą powierzchnią Marsa, którego dokonała już w pierwszych miesiącach trwania swojej misji, na początku 2002 roku. Odkrycie to przyczyniło się w późniejszym czasie do powstania misji Phoenix. Kolejnym ważnym osiągnięciem dokonanym przed zakończeniem planowej misji w 2004 roku było wykonanie pomiarów poziomu promieniowania na Marsie. Monitorowanie tego typu danych jest kluczowe dla przyszłych załogowych misji na Marsa. Marsjańska atmosfera jest o wiele cieńsza od ziemskiej, a na dodatek nie istnieje pole magnetyczne, co sprawia, że ludzie stąpający po powierzchni Marsa mogą być potencjalnie bardziej narażeni na wpływ szkodliwego promieniowania kosmicznego."

Dalszy ciąg w linku podanym wyżej.

Zapodam fotki z artykułu, bo ten wątek mało obfituje w takowe (a szkoda! powinniśmy raz na tydzień wrzucać najnowsze).

Załącznik1: Długie linie wydm ukształtowanych przez wiatr otaczają północną czapę polarną Marsa (NASA).
Załącznik2: Podwójny krater na powierzchni Marsa. Kratery tego typu powstają na skutek rozpadu meteoroidu tuż przed uderzeniem w powierzchnię planety (NASA).
Załącznik3: Mars: Ares Vallis (NASA).
Załącznik4: Krater Bacolor o średnicy około 20km (NASA).

[kanarkusmaximus]

10 lat na orbicie to 3650 + 2-3 (lata przestępne) = 3652 lub 3653 dni? W przypadku Mars Odyssey to chyba ta pierwsza wartość będzie 10 latami (pomiędzy 2001 a 2011 rokiem mamy tylko dwa lata przestępne).

Czyli zostało jeszcze 309 dni (bo 3340 dzień orbitowania był w środę) do pełnych 10 lat na marsjańskiej orbicie. 

[Scorus]

Jedno z ciekawszych zdjęć z cyklu Image of the Day - potrójne smugi przy kraterach w Arabia Terra:
http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA13711