Kontakt | Mapa witryny | Szukaj
Strona główna Sondy planetarne Sondy księżycowe Satelity ziemskie
Sondy planetarne
Układ Słoneczny
Nozomi Sonda Nozomi
Inne oznaczenia i nazwy:

   • 1998-041A
   • Planet-B
   • 25383

Data i godzina startu: 3 lipca 1998 roku o 18:12:00 czasu uniwersalnego
Masa całkowita sondy: 540 kg

Cel misji
Nozomi (po japońsku Nadzieja) była pierwszą japońską sondą marsjańską przeznaczoną do badania górnych warstw atmosfery Marsa i jej oddziaływania z wiatrem słonecznym. W trakcie misji przetestowano kilka technologii kluczowych dla przyszłych misji planetarnych. Szczególnym celem badań Nozomi miała być struktura, skład i dynamika jonosfery oraz jej oddziaływanie z wiatrem słonecznym. Przebadane miały być również: procesy ucieczki gazów atmosferycznych w przestrzeń kosmiczną, marsjańskie pole magnetyczne oraz struktura i penetracja magnetosfery przez wiatr słoneczny, pył w górnych warstwach atmosfery oraz na orbicie wokółmarsjańskiej.

Instrumenty naukowe Nozomi
Sonda Nozomi została wyposażona w czternaście instrumentów naukowych o łącznej masie 33 kilogramów: MIC, MGF, PET, ESA, ISA, EIS, XUV, UVS, PWS, LFA, IMI, MDC, NMS i TPA.

   • MIC (Mars Imaging Camera) - kamera wyposażona w trzy liniowe detektory CCD (każdy o matrycy 1 na 4104 piksele, z czego 2560 pikseli przeznaczone jest do wykonywania zdjęcia) oraz zestaw trzech filtrów: czerwony (630-680 nm), zielony (520-580 nm) i niebieski (440-480 nm). Kamera została wyposażona w układ optyczny o aperaturze 2,14 centymetra i długości ogniskowej 3 centymetry. Z odległości 150 kilometrów mogła wykonywać zdjęcia o rozdzielczości 100 metrów na piksel.

   • MGF (Magnetic Field Investigation) - instrument składał się z trójosiowego magnetometru typu fluxgate zamontowanego na 5-metrowym maszcie. Czujnik miał cztery zakresy pracy: +/- 16; 256; 1024 i 65 536 nT. Instrument przeznaczony był do badania marsjańskiego pola magnetycznego (w perycentrum orbity) oraz innych pomiarów magnetycznych (w okolicach apocentrum orbity).

   • PET (Probe for Electron Temperature measurements) - instrument składał się z dwóch kołowych, płaskich płytek o średnicy 150 milimetrów i grubości 1,6 mm wykonanych z włókna szklanego. Każda płytka składała się z dwóch półkolistych elektrod, z czego do jednej z nich przykładany był sinusoidalny sygnał o częstotliwości 28 kHz i amplitudzie 250 mV lub 500 mV; a druga była elektrodą referencyjną. Płytki zostały umieszczone na końcach baterii słonecznych równolegle do kierunku padających promieni słonecznych. Czujniki mogły mierzyć gęstość elektronów przekraczającą 1000 na centymetr sześcienny.

   • ESA (Electron Spectrum Analyzer) - elektrostatyczny analizator energii elektronów. Instrument mógł analizować energię elektronów w zakresie od 12 eV do 15 keV. Pole widzenia przyrządu wynosiło 4° na 180°.

   • ISA (Ion Spectrum Analyzer) - instrument przeznaczony do analizowania energii jonów w zakresie od 10 eV/q do 20 keV/q (gdzie q to ładunek elektryczny jonów).

   • EIS (Energetic Ion Spectrometer) - spektrometr analizujący energię, masę jonów oraz rozkład wysokoenergetycznych jonów w marsjańskiej jonosferze i magnetosferze.

   • XUV (Extreme Ultraviolet Spectrometer) - spektrometr dalekiego ultrafioletu i promieniowania rentgenowskiego. Instrument przeznaczony do badania rozpraszania dalekiego ultrafioletu (słonecznego) na atomach helu (58,4 nm) oraz jonach helu (30,4 nm). Instrument składa się z teleskopu, lustra i detektora mikrokanalikowego.

   • UVS (Ultraviolet Imaging Photometer) - fotometr obrazujący w ultrafiolecie. Przyrząd składał się z dwóch oddzielnych instrumentów: UVS-G i UVS-P. Spektralny zakres pracy instrumentu UVS-G mieścił sie w granicach od 110 do 310 nanometrów i przeznaczony był do detekcji wodoru, tlenu, tlenku węgla i dwutlenku węgla. Instrument UVS-P przeznaczony był wyłącznie do detekcji linii Lyman-α wodoru (121,567 nm) oraz linii Lyman-α deuteru (121,534 nm).

   • PWS (Plasma Waves and Sounder) - instrument składa się z dwóch anten dipolowych o rozpiętości 52 metrów, nadajnika o mocy 600 W oraz elektroniki nadawczo-odbiorczej. Przyrząd może pracować w pięciu trybach: trzech pasywnych i dwóch aktywnych. W trybach pasywnych nadajnik jest nieużywany, następuje jedynie detekcja fal plazmowych w zakresie częstotliwości od 20 kHz do 5 MHz. W trybie aktywnym instrument może określać gęstość elektronów w zakresie od 100 do 1 000 000 elektronów na centymetr sześcienny oraz działa jako wysokościomierz (zakres 8-10 MHz).

   • LFA (Low Frequency Plasma Wave Analyzer) - analizator fal plazmowych niskiej częstotliwości. Instrument wykorzystuje anteny i część elektroniki PWS. Może badać fale plazmowe o częstotliwości od 10 Hz do 32 kHz.

   • IMI (Ion Mass Imager) - instrument przeznaczony do badania dodatnio naładowanych jonów (zwłaszcza wodoru, helu i tlenu) o energiach od 10 do 35 eV/q. Instrument składa się z aperatury wejściowej (o polu widzenia 360° na 4°), analizatora elektrostatycznego (napięcie 0-4000 V) oraz magnetycznego (16 magnesów neodymowych o indukcji około 0,11 T) i detektora mikrokanalikowego.

   • MDC (Mars Dust Counter) - licznik i analizator cząstek pyłu. Instrument składa się z aperatury czujnika (złota płytka o wymiarach 12,4 cm na 11,5 cm) osłoniętego stalową siatką oraz dwóch elektrod kolektora (napięcie 240 V). Przyrząd mierzy ładunki elektryczne generowane w trakcie szybkich (ponad 1 km/s) zderzeń cząstek pyłu z powierzchnią czujnika.

   • NMS (Neutral Mass Spectrometer) - spektrometr masowy cząstek neutralnych. Instrument składa się z aperatury wejściowej, analizatora kwadrupolowego (wzbudzanego falami o częstotliwości 3,25 i 4,85 MHz) oraz dwóch powielaczy elektronowych jako detektorów. Przyrząd przystosowany jest do analizy obojętnych atomów wodoru, helu, atomowego i cząsteczkowego azotu i tlenu, tlenku azotu, tlenku i dwutlenku węgla oraz argonu.

   • TPA (Thermal Plasma Analyzer) - analizator jonów i elektronów o energiach od 1 do 200 eV/q. Przyrząd składa się ze szczelin wejściowych, elektrostatycznej bramki odchylającej, analizatora elektrostatycznego i detektorów mikrokanalikowych.

Przebieg misji
   • 3 lipca 1998 roku - o godzinie 18:12:00 czasu uniwersalnego, z Kagoshima Space Center wystartowała rakieta M-V-3 z sondą Nozomi na pokładzie. Po oddzieleniu się od rakiety nośnej sonda znalazła się na eliptycznej orbicie ziemskiej o wysokości 340 na 400 000 kilometrów.
   • 24 września 1998 roku - pierwszy przelot obok Księżyca - podwyższenie apogeum orbity Nozomi.
   • 18 grudnia 1998 roku - drugi przelot sondy obok Księżyca - podwyższenie apogeum orbity.
   • 20 grudnia 1998 roku - sonda w perygeum orbity (około 1000 kilometrów), asysta grawitacyjna i praca silnka rakietowego sondy powinny umieścić Nozomi na trajektorii spotkaniowej z Marsem. Jednak awaria zaworu w systemie napędowym spowodowała utratę większości paliwa i niedostateczny przyrost prędkości (aby sonda weszła na prawidłową trajektorię). W kolejnych miesiącach opracowano nowy plan dotarcia do Marsa.
   • 21 kwietnia 2002 roku - potężna flara słoneczna spowodowała uszkodzenie systemu elektrycznego i komunikacyjnego sondy (uszkodzenie systemu grzewczego zbiorników hydrazyny spowodowało jej zamarznięcie).
   • Grudzień 2002 roku - pierwszy przelot Nozomi obok Ziemi.
   • 19 czerwca 2003 roku - drugi przelot Nozomi obok Ziemi (w odległości 11 000 kilometrów).
   • 9 grudnia 2003 roku - próba odpowiedniego zorientowania sondy przed manewrem wejścia na orbitę Marsa zakończyła się fiaskiem, wobec czego zdecydowano się zakończyć jej misję. Odpalenie niewielkich silniczków orientacji zwiększyło dystans przelotu obok Marsa do 1000 kilometrów.
   • 14 grudnia 2003 roku - sonda przeleciała obok Marsa i weszła na 2-letnią orbitę heliocentryczną.
Data ostatniej aktualizacji: