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Nach
den ersten drei interplanetaren japanischen Raumsonden
Sakigake und Susei zu dem Kometen Halley und
der Mondsonde Hiten wurde als nächsten Ziel der Mars ausgewählt.
Waren die ersten drei Raumsonden allerdings technologischer Natur und hatten vornehmlich
die Aufgabe Technologien zu testen und Know-How zu gewinnen, so war Nozomi Japans
erste echte Raumsonde.
Nozomi wiegt beim Start 541 kg, wovon der größte Teil Treibstoff ist. Ohne Treibstoff wiegt die Sonde nur noch 256 kg, davon entfallen 35 kg auf die 14 Instrumente. Die Sonde besteht aus einem 0.58 m hohen und 1.60 m breiten Prisma als Zentralkörper. An zwei Seiten befinden sich die Solarpanels mit Siliziumsolarzellen für die Stromversorgung. Eine Nickel-Metallhydridbatterie dient als Puffer für Zeiten in denen die Panels nicht auf die Sonne ausgerichtet sind. Oben auf der Sonde befindet sich die parabolische Hochgewinn Kommunikationsantenne, unten das Antriebsmodul, mit welchem Kurskorrekturen erfolgen und eine Marsumlaufbahn eingeschlagen werden sollte. Die Kommunikation zur Erde erfolgt bei 8410.93 MHz im X-Band (Nur zur Erde) und bei 2293.89 MHz im S-Band (Von der Erde und zur Erde).
An der Seite gibt es Ausleger für die Experimente: Ein 5 m langer Mast für das Magnetometer, einen 1 m langen Ausleger für andere Instrumente und zwei gekreuzte 50 m lange Antennen für das Plasmawellen Experiment. Nozomi rotiert mit 7.5 Umdrehungen pro Sekunde um ihre Längsachse. Die meisten Experimente sind an der Seite angebracht und erfassen so durch die Rotation der Sonde die Umgebung. Die Spinnachse mit der Antennen schaut dabei dauernd zur Erde. Diese Konstruktion ist für eine Raumsonde mit Solarpanels sehr ungewöhnlich. Nozomi ist die einzige Raumsonde die Solarpanels als Ausleger hat und um ihre Achse rotiert.
Die Raumsonde trägt 14 Experimente im Gesamtgewicht von 35 kg mit sich. Allerdings kommt diese Zahl nur dadurch zustande, dass verschiedene Detektoren eines Instrumentes als einzelnen Experiment gezählt wurden. Macht man dies nicht, so sind es nur 8 Experimente. Davon stammen vier aus Kanada, Schweden, den USA und der Bundesrepublik Deutschland. Anders als bei den meisten anderen Marsmissionen liegt das Hauptaugenmerk von Nozomi auf der Detektion von geladenen Teilchen, Feldern und Staub, weniger auf der optischen Beobachtung des Mars.
Thermal
Plasma Analyzer (TPA)TPA hatte die Aufgabe thermische Elektronen und Ionen des Plasmas von Mars zu untersuchen. Das Instrument wurde von Kanada gestellt und ist eine verbesserte Version des Plasmaanalysator für kaltes Plasma des Freja Satelliten. Es hatte zwei Betriebsmodi. Im ersten maß es thermale Ionen (1-20 eV Energie), im zweiten Suprathermale Ionen und Elektronen (10-200 eV Energie).
Das Instrument saß am Ende eines 1 m langen Mastes. Es maß mit Flugzeitelektroden und elektrostatischen Analysatoren Energie und Einfaltswinkel der Teilchen und bestimmte so die zweidimensionale Verteilung des Plasmas. Das Instrument war für Teilchenmengen von maximal 300000/s ausgelegt. Im Thermalmodus wurden Geschwindigkeit, Temperatur und Dichte ausgewählter Ionen pro halber Umdrehung ermittelt. In 32 Schritten wurde der Energiebereich von 1 bis 20 eV durchlaufen, so dass nach 16 Umdrehungen ein kompletter Zyklus durchlaufen war. Im Suprathermal Modus wurde Winkel und Energie von Elektronen und Ionen pro halbe Rotation ermittelt. Auch hier wurde der Energiebereich in 32 Schritten von 10 bis 200 eV durchlaufen.
Detektor war MCP mit 256 Elementen aus 16 Spalten und 16 Zeilen.
TPA wog 4 kg und stammte von der Universität von Calgary (Kanada).
Dies ist eine Suite aus vier Einzelinstrumenten:
Sie erfassen energiereiche Teilchen des Plasmas, wobei jedes Instrument für einen anderen Aspekt oder eine bestimmte Energie verantwortlich ist.
Das Spektrometer für energiereiche Ionen ist Bestandteil des Plasma Spectrum Analyzer (PSA) Experimentes, zu dem auch Elektronen / Ionen Analysator und das EUV Experiment gehören. EIS sollte Spektren der Energie, Masse und Verteilung schwerer Ionen in der Marsionosphäre und im interplanetaren Raum messen.
XUV ist das zweite Teilexperiment von PSA. Das Instrument bestimmt das Vorkommen von Helium im interplanetaren Raum und nahe Mars, indem es die Emission von Helium I bei 58.4 nm und Helium II bei 30.4 nm misst. Das Instrument ist an der Seite von Nozomi angebracht und schaut nach unten. Ein 6 cm großer Spiegel mit einer Molybdän / Siliziumschicht reflektiert Licht in das Instrument und fokussiert es. (Fokuslänge 7 cm). Dort durchläuft es drei Filter welche unerwünschte Wellenlängen ausfiltern und trifft aus eine dreistufigen Microchannel-Plate (MCP). Diese verstärken das Signal und leiten es zu den Detektoren, je zwei Anoden von 0.61 mrad und 2 Anoden von 2.5 mrad Gesichtsfeld. Durch die Rotation der Sonde und der Bewegung entlang des Orbits entsteht so über die Zeit ein zweidimensionales Bild der Verteilung von Helium entlang des Orbits der Sonde. Pro Umlauf sollte das Instrument zwei Bilder der anfertigen.
Das Instrument wiegt 0.87 kg und verbrauchte 3.5 Watt an Strom.
ESA ist ein weiteres Teilinstrument von PSA. Es bestimmt die dreidimensionale Geschwindigkeitsverteilung heißer Elektronen im Plasma von Mars Ionosphäre und Magnetosphäre. Das Instrument besteht aus einem toroidalen elektrostatischen Analysator mit einem Öffnungswinkel von 4 × 180 Grad. Die Spannung im elektrostatischen Analysator wird in 32 Schritten hochgefahren, so dass Elektronen von 12 eV bis 15 keV mit einer Energieauflösung von 7 % erfasst werden können. Während 8 Umdrehungen kann die dreidimensionale Verteilung von Elektronen erfasst werden, wobei eine Winkelauflösung von 4 × 5.9 Grad erreicht wird.
ISA ist das letzte Teilinstrument des PSA Experimentes, das eine Gesamtmasse von 5.9 kg hat. ISA misst die Zahl und die Energie von Ionen im Bereich von 10 eV/Ladung bis 20 keV/Ladung. Der Hochenergiekanal ist auch während der interplanetaren Reise aktiv und misst solare Ionen.
Mars
Dust Counter (MDC)
Der
MDC ist ein Staubmessgerät der Universität München, welches in ähnlicher Form schon
bei den Missionen Hiten und
Bremssat flog. Primäres Ziel ist der Nachweis
von Staubringen in den Orbits der Marsmonde Phobos und Deimos.
In der nur 13.6 × 12.7 × 18.1 cm großen Box befindet sich eine Goldplatte. Auftreffende Staubteilchen verdampfen durch ihre hohe Geschwindigkeit auf der Goldplatte. Zwei Wände, aufgeladen durch einen Plattenkondensator mit Spannungen von jeweils 240 Volt (positiv und negativ) separieren die positiv von den negativ geladenen Ionen. Die Ionen treffen dann auf die Platten, wo sie detektiert werden, da die Ladung absinkt. Das Instrument schaut um 45 Grad rückwärts zur Spinnachse um direkte Sonneneinstrahlung zu vermeiden.
Gemessen wird die Energie in zwei Kanälen, die Anstiegszeit, Spitzenentladung sowie Änderungen der Ladung der an Masse verbundenen Goldplatte. Daraus lassen sich Masse, Ladung und Geschwindigkeit eines Staubteilchen bestimmen. MDC ist sensitiv für Staubteilchen von 10-15 bis 10-8 g bei Geschwindigkeiten von 1-60 km/s.
Das Instrument verfügt über einen eigenen Mikrocontroller mit einer 8085 CPU und 56 KByte Arbeitsspeicher in dem auch die Messdaten abgelegt werden. Das Instrument arbeitet nach dem Start und auch während der interplanetaren Reise. MDC wiegt nur 0.73 kg und verbraucht 3.8 W an Strom.
Die Probe für die Elektronentemperaturmessung bildet zusammen mit dem Magnetometer und UV Spektrometer das Kombinationsinstrument MPM. PET soll die Elektronentemperatur des Ionosphärenplasmas bestimmen. PET besteht aus zwei 150 mm großen kreisförmigen Elektronen am Ende der Solarpanels. Jede Elektrode ist aus Fiberglas und besteht aus zwei Hälften, getrennt durch einen 10 mm breiten Spalt. Eine 28 kHz Sinusfrequenz wird auf eine Platte aufgebracht mit Amplituden von 250 und 500 mV. Die zweite Fiberglasscheibe dient als Referenzelektrode. Das Instrument hat eine Empfindlichkeitsschwelle von 1000 Ionen/cm³, dies bedeutet, das sich Nozomi bis zu 200 km tagsüber und 250 km nachts dem Mars für Messungen nähern muss. Das Instrument macht jede Sekunde eine Messung, insgesamt 8 pro Umdrehung. Das Gewicht beträgt 0.2 kg und der Stromverbraucht 0.2 W.
Das Magnetometer von Nozomi bestand aus einem triaxialen Fluxgate Magnetometer an einem 5 m langen Mast. Es gab vier Messbereiche von 16, 256, 1024 und 65536 nT. Das Instrument sollte fähig sein nahe des Mars noch "eingefrorene" Magnetfelder in Oberflächengesteinen zu entdecken. Die Samplerate war wählbar bis zu 256 Vektoren pro Rotation (32 Messungen pro Sekunde). Die Datenrate variierte zwischen 64 und 65536 Bit/sec. Das Instrument hatte eigene Verstärker, Phasendetektoren, Filter, Spannungs- in Stromkonverter und Integratoren, teilte aber die Elektronik mit dem UV Spektrometer und PET Instrument. Es wog 2.95 kg
UVS ist das dritte Teilinstrument von MPM Es besteht aus einem UV Spektrometer und einem UV Absorptionszellen Photometer. Das 1.77 kg schwere UV Spektrometer spaltet mit einem Gitter das Licht in sein Spektrum auf und detektiert die UV Intensität mit einem MCP Detektor. Dieser verstärkt das Signal und leitet auf einen CMOS Chip, der das Spektrum abbildet. Der untersuchte Wellenlängenbereich liegt zwischen 110 und 310 nm mit einer spektralen Auflösung von 2.7 nm zwischen 110 und 200 nm und 3.4 nm zwischen 200 und 310 nm. Es gibt insgesamt 64 Spektralkanäle. Das Gesichtsfeld beträgt 0.09 × 1.41 Grad. Die Auflösung wird aber durch die Rotation der Sonde bestimmt und beträgt 0.29 × 1.41 Grad.
Das 0.83 kg schwere UV Photometer misst die Emission von Wasserstoff in der Wasserstoff und Deuterium Lyman Alpha Linie (121.567 und 121.534 nm). Die Bestimmung beruht auf der Messung der Intensität der UV Emission in dieser Spektrallinie und einem Vergleich der Emission wenn Zellen mit Wasserstoff bzw. Deuterium im Strahlengang durch Anregung mit einer UV-Lampe zur Emission der Strahlung gebracht werden. Zwei Filter blendeten jede andere Spektrallinie aus. Das Gesichtsfeld betrug 3.0 × 1.41 Grad. Die Gesamtmasse des Instruments betrug 2.6 kg bei einem Stromverbrauch von 15.8 Watt.
Radio
Science ExperimentDas Experiment benutzt die normale Kommunikation von Nozomi mit der Erde, um durch Veränderungen des Signals die Ionosphäre zu durchleuchten. Die Sonde sendet bei 8410.93 MHz und 2293.89 MHz zur Erde. Ein ultrastabiler Oszillator liefert eine Frequenz von 19.11574 MHz. Die Sendefrequenzen werden durch Multiplikation dieser Frequenz um den Faktor 120 bzw. 440 erhalten. Durchläuft das Signal der Sonde auf dem Weg zur Erde die Atmosphäre oder Ionosphäre, so wird es verändert (Dopplerverschiebung, Streuung, Absorption, Polarisation). Dies hängt von den Eigenschaften der Ionosphäre und Atmosphäre ab und man kann so die Dichte, Temperatur und andere Parameter bestimmen.
Nähert sich die Sonde Mars, so wird durch die unterschiedliche Gravitation (Gravitationssenken oder "Berge") das Signal Doppler verschoben. Dies erlaubtes lokale Gravitationsanomalien festzustellen. Der Oszillator wiegt 0.46 kg und verbraucht 0.5 Watt an Strom.
Das Gegenstück zu ESA für Ionen ist IMI. Es bestimmt die Masse, Ladung und Richtung von thermischen Ionen mit Energien von 10 bis 35 eV/Ladung. IMI erfasst die Ionen H+, He+, He++, O+, O++ und O2+ mit einer Energieauflösung von Δ E/E von 10% und einer Winkelauflösung der Einfaltsrichtung von 20 × 4.6 Grad. Das Instrument maß Ionen bis zu einer Million atomarer Masseneinheiten (Dalton, u) in 32 Energiekanälen.
Das Instrument hat eine Öffnung von 4 × 32 Grad. Einfallende Ionen treffen auf einen halbkugelförmigen elektrostatischen Analysator. Dessen Spannung wird von 12 V bis 4 kV in 32 Schritten hochgefahren. Er beschleunigt die Ionen. Danach werden die Ionen nach Masse durch Passieren eines Magnetfeldes von 0.11 T Stärke aufgetrennt und durch einen MCP Detektor wird das Signal verstärkt. Der Detektor besteht aus zwei Microchannel Plates mit einer Spannungsdifferenz hintereinander. Diese verstärken das Signal durch Sekundärelektronenvervielfachung durch die Spannung von -2.3 kV zwischen den Platten. Die Elektronen treffen dann auf eine ringförmige Anode von 32 Ringen mit je 16 Sektoren. Die 32 Ringe detektieren einzelne Energiestufen, die 16 Sektoren stellen den Winkel fest.
Das Instrument ähnelt im Aufbau einem Teilinstrument von Mars Express und Mars 96 (ASPERA), welches auch von Schweden stammt. Das Instrument hat sechs Operationsmodi:
Ein Scan dauert 0.5 Sekunden, die gesamte Umgebung wird durch die Bewegung der Raumsonde erfasst. IMI wiegt 2.97 kg und verbraucht 8 W an Strom. Das Instrument wird von Schweden gestellt.
Neutral
Mass Spectrometer (NMS)Das NMS ist eine modifizierte Kopie des ONMS Instrumentes der Pioneer Venus Orbiter Sonde. Es besteht aus einer Ionenquelle, welche aus einem beheizten Filamentdraht besteht. Dieser ionisiert eintretende neutrale Moleküle in der 15 cm großen Öffnung des zylindrischen Instruments. Getrennt werden die erzeugten Ionen durch ein Quadrupolmassenspektrometer mit zwei Hochfrequenzfeldern von 3.25 und 4.85 MHz. Detektoren sind zwei Sekundärionenvervielfacher, welche sich in ihrer Sensitivität um den Faktor 2000 unterscheiden.
Das Instrument bestimmt Moleküle und Atome mit Massen von 1-60 Dalton. Die Auflösung entlang des Orbits der Sonde beträgt 55 m. Das NMS sollte erst im Marsorbit arbeiten, dann wäre der Verschluss des Massenspektrometers pyrotechnisch abgesprengt worden. Ziel ist es die Konzentration von neutralem Wasserstoff, Helium, atomaren und molekularem Stickstoff und Sauerstoff, Lachgas, Kohlenmonoxid und Kohlendioxid und Argon zu bestimmen. Das Instrument sollte in Höhen zwischen 150 und 500 km in der Hochatmosphäre operieren.
NMS wurde von der NASA gestellt, wiegt 2.54 kg und hat einen mittleren Stromverbrauch von 7.4 Watt mit einem Spitzenstromverbrauch von 11.8 Watt.
LFA und PWS bilden wieder ein Kombinationsinstrument und nutzen zusammen die 50 m langen Dipolantennen der Sonde um Plasmawellen zu empfangen. LFA misst die Plasmawellen mit Frequenzen von 10 bis 32 kHz und bestimmt die Wellenform der bestimmten Wellen von 0 (Gleichspannung) bis 32 kHz Frequenz. Die Antennen des Plasma Instruments bestehen aus 2 Peitschenantennen von je 25 m Länge als einer Beryllium-Kupfer Legierung von 0.38 mm Durchmesser. In der Mitte sind die beiden Antennen durch die Raumsonde um 2 m getrennt. Die Gesamtlänge von Spitze zu Spitze beträgt 52 m. Zwei Antennen stehen orthogonal aufeinander. Die Antennen sind bis auf die letzten 5 m mit einem Kunststofffilm isoliert. Die letzten 2 m nahe der Raumsonde sind durch ein Kupfernetz elektrisch isoliert.
Das elektrische Potential zwischen Raumfahrzeug und Antenne wird mit einer Frequenz von 100 kHz gemessen. Die Elektronik ermittelt dann Frequenzen und Wellenform. Das Instrument arbeitet in 3 Bändern: H-Band (10 Hz - 32 kHz, M-Band (10 Hz - 1 kHz, und L-Band (DC - 40 Hz)..
Die Gesamtmasse von LFA und PWS mit den Antennen beträgt 7.81 kg.
Das zweite Teilinstrument neben LFA des Plasma Wave Analyzer (PWA) Experimentes ist PWS. Es nutzt die Antennen aktiv um Wellen auszusenden und die Echos zu empfangen. Das Instrument hat dazu drei passive und zwei aktive Modi in denen es operieren kann. Im passiven Modus sendet es keine Signale, sondern empfängt Plasmawellen deren Frequenz über dem Bereich liegen der von LFA abgedeckt wird: Gemessen wird das Frequenzspektrum zwischen 20 kHz bis 5 MHz innerhalb von 2 Sekunden. Eine Messung dauert 7.81 ms und erfasst ein Band von ± 2.4 kHz Breite.
Je nach passivem Modus wird das Spektrum der Plasmawellen, ihre Polarisation oder Impedanz gemessen. Im aktiven Modus sendet das Instrument selbst Signale aus. Dazu gibt es einen RF Pulsgenerator für Frequenzen von 50 kHz bis 10 MHz mit Pulsdauern von minimal 25 µs und einer Frequenz von 125 ms. Dieser sendet mit einem Verstärker 600 W Impulse mit einer Bandbreite von ± 20 kHz aus. Gemessen wird im ersten aktiven Modus die Elektronendichte zwischen 300 und 3000 km Höhe mit Pulsdauern von 100 µs und Ortsauflösungen von 32 km. Wobei das Abtasten des vollen Frequenzbereichs 32 Sekunden dauert. Im zweiten aktiven Modus wird das Instrument als Höhenmesser (Altimeter) benutzt. Hier werden Wellen von 8-10 MHz in 300 Mikrosekunden langen Pulsen ausgesandt. Die Höhenauflösung beträgt in diesem Modus 20 m.
Die
MIC ist die Kamera an Bord von Nozomi. Im Vergleich zu anderen Kameras ist sie ein
Leichtgewicht: Nur 9.0 cm × 15.0 cm × 25.3 cm groß und 2.7 kg schwer. Wie die Kamera
HRSC oder MOC arbeitet die Kamera mit einer CCD Zeile von 4104 Pixels von je 12
Mikrometer Größe. Davon werden maximal 2560 für ein Bild benutzt. Die Integrationszeit
pro Zeile beträgt 0.49 ms. Ein Bild kommt durch die Rotation der Sonde zustande.
Das maximale Gesichtsfeld beträgt 54.2 Grad, die Auflösung beträgt 74 Bogensekunden
oder etwa 100 m aus marsnächster Distanz.
Die Kamera machte Aufnahmen durch 3 Farbfilter (Rot: 630 - 680 nm, Grün: 520 - 580 nm, Blau: 440 - 480 nm). Pro Orbit sollte ein Bild entstehen. Die Bildgröße war in der Länge prinzipiell nicht beschränkt, in der Praxis erlaubte der begrenzte Speicher von 1 MByte an Bord nur Bilder von 11 × 11 Grad Größe und 512 × 512 Pixeln. Vor der Übertragung zur Erde wurden die Bilder nach dem JPEG Standard im Faktor 3 bis 100 komprimiert.
Nozomi startete am 3.7.1998 mit einer My-V Feststoffrakete. Während des Baus der Sonde lief Nozomi noch unter der Bezeichnung "Muses B", was auf japanisch "Planet B" heißt. Erst nach dem Start erhielt die Sonde, wie in Japan üblich einen offiziellen Namen. Der Starttermin war ungewöhnlich, denn das 1998 er Startfenster zum Mars lag eigentlich von Mitte Dezember bis Anfang Januar 1998/99. Der Grund, warum die Nozomi im Juli startete, lag an der japanischen Fischindustrie. Diese hat in Japan sehr großen Einfluss und fischt mit Kilometer langen Treibnetzen das Meer rund um Japan leer. Beim Aufstieg nach dem Start vom Raumfahrtzentrum Tanegashima fallen die ausgebrannten Feststoffbooster der Raketen in das Meer. Dabei können diese die Treibnetze beschädigen. Es gibt daher ein Abkommen der japanischen Weltraumorganisation ISAS, welche die Raketen startet, mit der Fischereiindustrie, dass Starts nur in den Monaten Januar / Februar und Juli bis September möglich sind.
Zudem
war die My V nicht stark genug die Sonde direkt zum Mars zu befördern. So gelangte
Nozomi zuerst in eine Erdumlaufbahn von 340 × 400.000 km. Am 24 September und 18
Dezember fanden zwei Mondvorbeiflüge statt, welche das Apogäum anhoben. Diese Technik
hatte Japan bei der Mondsonde Hiten erprobt. Nach einem
Vorbeiflug an der Erde am 20.12.1998 in 1000 km Höhe sollte das Triebwerk 7 Minuten
lang gezündet werden, um die Sonde auf eine Bahn zum Mars zu befördern, wo sie am
11.10.1999 ankommen sollte. Man hoffte die Sonde dort mindestens zwei Jahre in einem
Orbit von zuerst 300 × 51.000 km betreiben zu können. In einer erweiterten Mission
die bis zu fünf Jahre gedauert hätte wäre die Periapsis auf 150 km abgesenkt worden
und die Apoapsis auf 27.200 km. Auch Vorbeiflüge an den Monden Deimos und Phobos
waren geplant.
Doch es kam anders. Ein Ventil in der Treibstoffzufuhr öffnete sich nicht rechtzeitig und so hatte Nozomi 100 m/s zu wenig Geschwindigkeit. Eine nachträgliche Kurskorrektur am 21.12.1998 verbrauchte zudem mehr Treibstoff als geplant. Sie änderte die Geschwindigkeit um 340 m/s. So reichte der Treibstoff nicht mehr für die nominelle Mission aus. Es musste daher ein neuer Plan ausgearbeitet werden. Nun wurde Nozomi in eine Sonnenumlaufbahn geschickt, welche zwei Erdvorbeiflüge im Dezember 2002 und Juni 2003 vorsah, welche die nötige Geschwindigkeit zum Mars aufbringen sollten und zugleich für eine niedrigere Relativgeschwindigkeit bei Mars sorgen sollten, damit den noch vorhandene Treibstoffvorrat für eine Mission ausreicht. Die Sonde hätte den Mars am 14.12.2003 erreicht. Der erste Orbit hatte eine Umlaufsdauer von 16 Monaten und führte bis 1,5 AE von der Sonne entfernt. Damit führte er nach genau vier Jahren zurück zur Erde. Der zweite Erdvorbeiflug dreht das Aphel und weitet es auf.
Am 21.4.2002 geriet Nozomi in einen Sonnensturm, der zu einem Kurzschluss in der Batterie führte und die Bordcomputer beschädigte. Als Folge davon fror das Hydrazin in den Tanks aus. Am 21.12.2002 fand der erste Erdvorbeiflug in 29.451 km Distanz statt.
Mit Mühe konnte die Sonde am 19.6.2003 beim zweiten Vorbeiflug in 11.000 km Distanz an der Erde auf eine Bahn zum Mars gebracht werden. Am 13.11.2003 wurde bekannt gegeben, dass die Stromversorgung der Sonde und der Bordcomputer dauerhaft gestört ist, sodass das Haupttriebwerk nicht gezündet werden kann. Erst später wurde bekannt dass schon seit dem 8.7.2003 Nozomi nicht mehr antwortete. Die Mission wurde am 9.12.2003 aufgegeben. Priorität war danach nur noch die Sonde vom Kollisionskurs von Mars abzubringen, um diesen nicht zu kontaminieren. So flog Nozomi am 14.12.2003 in 870 km Entfernung stumm am Mars vorbei und schlug eine zweijährige Sonnenumlaufbahn ein.
Damit scheiterte kurz vor dem Ziel das anspruchsvollste und teuerste (200 Millionen USD kostete schon die nominelle Mission ohne die zusätzliche 4 Jahre dauernde Kreuzfahrt durch das Sonnensystem) Planetenmission Japans. Die Enttäuschung wird um so größer gewesen weil die drei Sonden, die Japan vorher startete, zwar erfolgreich waren, aber vornehmlich Ingenieurstests dienten und nicht der Forschung. Obwohl die ISAS also die Mission gut vorbereitet hatte war ihr kein Erfolg vergönnt. Offiziell läuft allerdings auch Nozomi ebenso wie die aktuelle Mission Hayabusa (Muses-C) immer noch als Ingenieurstestmission. Mal sehen wann Japan nach 5 Testmissionen in 20 Jahren mal wirklich eine "echte" Planetensonde startet.
Lang Zeit gab es von mir nur ein Buch über Raumsonden: die beiden Mars-Raumsonden des Jahres 2011, Phobos Grunt und dem Mars Science Laboratory. Während die russische Raumsonde mittlerweile auf dem Grund des Pazifiks ruht, hat für Curiosity die Mission erst bekommen. Das Buch informiert über die Projektgeschichte, den technischen Aufbau der Sonden und ihrer Experimente, die geplante Mission und Zielsetzungen. Die Mission von Curiosity ist bis nach der Landung (Sol 10) dokumentiert. Einsteiger profitieren von Kapiteln, welche die bisherige Marsforschung skizzieren, die Funktionsweise der Instrumente erklären aber auch die Frage erläutern wie wahrscheinlich Leben auf dem Mars ist.
2018 wurde dies durch zwei Lexika, im Stille der schon existierenden Bücher über Trägerraketen ergänzt. Jedes Raumsonden Programm wird auf durchschnittlich sechs bis acht Seiten vorgestellt, ergänzt durch eine Tabelle mit den wichtigsten zeitlichen und technischen Daten und Fotos der Raumsonde, bzw., Fotos die sie aufgenommen hat. Ich habe weil es in einen band nicht rein geht eine Trennung im Jahr 1990 gemacht. Alle Programme vorher gibt es in Band 1. Die folgenden ab 1990 gestarteten dann in Band 2. In Band 2 ist ein Raumsonden Programm meist eine Einzelsonde (Ausnahme MER). In Band 1 dagegen ein Vorhaben das damals zumeist aus Doppelstarts bestand, oft auch mehr wie z.B. neun Ranger oder sieben Surveyor. Beide Bänder sind etwa 400 Seiten stark. In Band 1 gibt es noch eine gemeinsame Einführung für beide Bände über Himmelsmechanik und Technik der Instrumente. Beide Bände haben einen Anhang mit Startlisten, Kosten von Raumsonden und Erfolgsstatistiken. Band 2 hatte Redaktionsschluss im Januar 2018 und enthält die für 2018 geplanten Missionen über die es genügend Daten gab.
Hier eine Beschreibung des Buchs auf meiner Website für die Bücher, wo es auch ein Probekapitel zum herunterladen gibt. Sie können das Buch direkt beim Verlag kaufen (versandlostenfrei). Dann erhalte ich als Autor eine etwas höhere Marge, aber auch über den normalen Buchhandel, Amazon (obige Links) und alle anderen Portale wie Bücher.de oder Libri.
Lang Zeit gab es von mir nur ein Buch über Raumsonden: die beiden Mars-Raumsonden des Jahres 2011, Phobos Grunt und dem Mars Science Laboratory. Während die russische Raumsonde mittlerweile auf dem Grund des Pazifiks ruht, hat für Curiosity die Mission erst bekommen. Das Buch informiert über die Projektgeschichte, den technischen Aufbau der Sonden und ihrer Experimente, die geplante Mission und Zielsetzungen. Die Mission von Curiosity ist bis nach der Landung (Sol 10) dokumentiert. Einsteiger profitieren von Kapiteln, welche die bisherige Marsforschung skizzieren, die Funktionsweise der Instrumente erklären aber auch die Frage erläutern wie wahrscheinlich Leben auf dem Mars ist.
2018 wurde dies durch zwei Lexika, im Stille der schon existierenden Bücher über Trägerraketen ergänzt. Jedes Raumsonden Programm wird auf durchschnittlich sechs bis acht Seiten vorgestellt, ergänzt durch eine Tabelle mit den wichtigsten zeitlichen und technischen Daten und Fotos der Raumsonde, bzw., Fotos die sie aufgenommen hat. Ich habe weil es in einen band nicht rein geht eine Trennung im Jahr 1990 gemacht. Alle Programme vorher gibt es in Band 1. Die folgenden ab 1990 gestarteten dann in Band 2. In Band 2 ist ein Raumsonden Programm meist eine Einzelsonde (Ausnahme MER). In Band 1 dagegen ein Vorhaben das damals zumeist aus Doppelstarts bestand, oft auch mehr wie z.B. neun Ranger oder sieben Surveyor. Beide Bänder sind etwa 400 Seiten stark. In Band 1 gibt es noch eine gemeinsame Einführung für beide Bände über Himmelsmechanik und Technik der Instrumente. Beide Bände haben einen Anhang mit Startlisten, Kosten von Raumsonden und Erfolgsstatistiken. Band 2 hatte Redaktionsschluss im Januar 2018 und enthält die für 2018 geplanten Missionen über die es genügend Daten gab.
Hier eine Beschreibung des Buchs auf meiner Website für die Bücher, wo es auch ein Probekapitel zum herunterladen gibt. Sie können das Buch direkt beim Verlag kaufen (versandlostenfrei). Dann erhalte ich als Autor eine etwas höhere Marge, aber auch über den normalen Buchhandel, Amazon (obige Links) und alle anderen Portale wie Bücher.de oder Libri.
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