Home

Raumfahrt

Satelliten

Site Map

OSO - Orbiting Solar Obervatorys

Die OSO Serie

Bei den Orbiting Solar Observatories (OSO) handelte es sich um eine Serie von Satelliten, welche allerdings aus verschiedenen Baureihen stammten. Die Startmasse nahm laufend zu und betrug bei OSO-1 noch 207.2 kg und erreichte bei OSO-8 635 kg. Gestartet wurden neun Satelliten. Davon war einer ein Fehlstart. Wie bei anderen US-Programmen ist auch eine Nummerierung mit Buchstaben (OSO-A bis OSO-J) üblich. Bei dem Fehlstart von OSO-C wurde diesem keine arabische Ziffer als Nummer zugewiesen.

Die OSO Serie sollte die Sonne, ihre Strahlung in verschiedenen Spektralbereichen, aber auch die von ihr emittierten Partikel und den Einfluss auf die erde und ihre Strahlungsgürtel über einen ganzen Sonnenzyklus von 11 Jahren bestimmen. Bei allen waren aber auch Experimente eingebaut die andere Quellen, vor allem Röntgenstrahlungsquellen untersuchten. Die Zahl dieser Experimente wurde im Laufe der Serie größer weil man Röntgenquellen erst entdecken musste, die Erdatmosphäre blockiert die Strahlung unterhalb von 280 nm Wellenlänge.

Alle Satelliten wurden von Cape Canveral mit Delta Trägerraketen in nahezu kreisförmige Bahnen von 500 bis 560 km Höhe (Soll: 350 Meilen =  563 km) befördert. Die Bahnneigung betrug um die 33 Grad. OSO 1-7 hatten denselben Aufbau, wenngleich die Satelliten im Laufe der Zeit immer schwerer wurden und die Betriebsdauer anstieg. OSO-8 hatte eine deutlich andere Bauweise, war jedoch nur ein Einzelexemplar. Sein Bau war notwendig geworden, nachdem einer der OSO Serie einen Fehlstart hatte. Geplant war eine Betriebsdauer jedes Exemplars von sechs Monaten. Gebaut wurden sie von der Ball Brothers Corporation in Boulder, Colorado.

Die Satelliten bestanden aus einer Serie die nahezu baugleich bis zum vorletzten Exemplar gefertigt wurde, in die aber jeweils andere Experimente verwendet wurden. Nominell wogen die Satelliten bis zu 600 US-Pfund (272,1 kg) wobei bis zu 40% der Startmasse konnten Experimente sein. Die Lebensdauer im Orbit wurde bei den ersten Exemplare durch den Vorrat an Stickstoff-Druckgas auf etwa 6 Monate limitiert. Spätere Exemplare erhielten eine Magnetfeld-Stabilisierung bei der einem Ausleger ein angelegtes Magnetfeld durch die Abstoßung zum Erdmagnetfeld den Sonnensatelliten drehte und so Treibstoff einsparte.

Die wichtigsten Systeme befanden sich in einem rotierenden Rad. Neun Buchten nahmen Experimente und Elektronik auf. Jede trapzeförmige Bucht hatte ein Volumen von 16,3 l (1000 inch³) und nahm Experimente mit einem Gewicht von maximal 45 US-Pfund, 22,4 kg auf. Bei zwei Buchten konnte die Trennwand für ein größeres Experiment von dem doppelten Gewicht und Volumen entfernt werden.

Im nicht rontierenden dazu senkrechten Teil war das Solarzellenarray und die Batterien sowie vier Düsen angebracht die Stickstoffkaltgas aus zwei Auslegern mit Gastanks für Lageänderungen nutzen. Das Solararray hatte anfangs 1872 Zellen die 27 Watt Strom abgaben. Für den Betrieb auf der Nachtseite wurde ein Teil in 42 Nick-Cadmium F-Zellen gespeichert. Die Spannung an Bord schwankte zwischen 16 und 22 V. Ein Sonnensensor richtete diese Sektion immer auf die Sonne aus. Auch hier gab es zwei Öffnungen für Experimente, sie waren jedoch deutlich kleiner (10 x 20 cm). Sie nahm Experimente mit bis zu 88 Pfund (39 kg) Gewicht auf.

Die Abmessungen und das Gewicht wurde von der Trägerrakete Delta bestimmt. Der Durchmesser betrug 44 Zoll (111,7 cm). Zwei Ausleger vergrößerten ihn im Orbit auf 96 Zoll (244 cm). Die Höhe betrug anfangs 36 Zoll (92 cm. Größere Nutzlasthüllen erlaubten eine Vergrößerung auf 567 Zoll (144 cm) bei den späteren Exemplaren.

Die Kombination rotierte durch die spinstabilisierte letzte Oberstufe anfangs mit 120 U/Min. 90 s nach Abtrennung löste ein Timer die beiden Ausleger aus die dann durch die Rotation sich vom Zentralteil wegbewegten und die Rotation auf 96 U/min senkten. Stickstoff-Druckgasjets senkten sie dann weiter auf 30 U/Min, eine Rate die solange es Gas gab beinhalten wurde und auf 5% genau geregelt wurde.

Es gab einige Ausrichtungssysteme. So konnte die Gesamtausrichtung der Sonde bezogen auf die Sterne mit Gyroskopen auf 3 Grad genau gewährleistet werden. Die Rotationsachse wurde programmgesteuert um 1 Grad pro Tag gedreht um der Bewegung der Erde um die Sonne zu folgen. Die Ausrichtung auf die Sonne erfolgte durch Messung wann die Sonne bei einer Rotation einen Sensor passierte und die Messung der Ausrichtung eines Magnetfeldsensors zum Erdmagnetfeld der feststellen konnte wann ein OSO senkrecht zum Erdmagnetfeld ausgerichtet ist. Dieses System konnte dann einen Sonnensensor als Feinsensor auf die Sonne ausrichten und dessen Lichtsignal wurde genutzt um die Instrumente mit einer Genauigkeit von 1 Bogenminute auf das Zentrum der Sonne auszurichten. Es gab einen Scanmodus in dem ein OSO in 6,4 Sekunden einen 40 Bogenminuten große Zeile abtastete. Das Abtasten von 40 Zeilen dauerte dann 256 Sekunden. Auch hier betrug die absolute Messgenauigkeit 1 Bogenminute.

Die Daten wurden von einem Multiplexer zu einem Datenstrom zusammengefasst und bei 136,5 MHz übertragen. Die Steuerung erfolgte durch Kommandos. Ein Sequenzer führte die Kommandos jeweils zu dem Zeitpunkt aus, der bei einer Zeitmarke angegeben war. Die Daten wurden auf Bandrekordern aufgezeichnet und übertragen wenn eine Bodenstation überflogen wurde. Diese entpuppten sich als die Achillesferse des Systems. Sie fielen meist als erste aus. Ohne Bandrekorder konnte man nur Daten erhalten wenn eine Bodenstation überflogen wurde, was selbst unter optimalen Umständen nur einen Bruchteil des Orbits abdeckte. Alle OSO arbeiteten deutlich länger als geplant. OSO-3 sogar 58 Monate anstatt 6.

Die Serie bestand nicht aus Satelliten mit den gleichen Messinstrumenten um eine kontinuierliche Observation mit vergleichbaren Daten zu haben. Vielmehr gab es unterschiedliche Instrumente die wechselnde Teilaspekte der Sonne, mehr und mehr aber auch des interplanetaren Raums und der Wechselwirkung mit der Erde bestimmten. Detektoren waren oft Strahlenmessgeräte wie Geiger-Müller-Zähler oder Szintlliationskristalle, das sind Kristalle von Salzen die beim Auftreffen von energiereicher Strahlung einen Gitterdefekt erleiden und dann einen Lichtblitz abgeben. Dieser wurde wiederum von Photomultiplier-Röhren detektiert, das sind mit einem lichtempfindlichen  Material beschichtete Vakuumröhren die bei dem Auftreten von Licht Elektronen abgeben die dann durch eine angelegte Spannung an Energie gewinnen und beim Auftreffen auf einen Detektor einen Elektronenschwall durch die gewonnene Energie verursachen. Nach demselben Prinzip funktionieren auch Videocon-Kameras die damals in der Fernsehtechnik verwandt wurden.

Die Auflösung und Gesichtsfelder werden in der Astronomie im Winkelmaß angegeben. Die Sonne hat im Mittel eine Größe von 32 Bogenminuten (0,55 Grad) oder 1920 Bogensekunden. Die Auflösung der besten erdgebundenen Teleskop beträgt etwa 1 Bogensekunde.

Bei hochenergetischer Strahlung wie Röntgen und Gammastrahlung ist es üblich nicht die Wellenlänge sondern die kinetische Energie von Photonen anzugeben. Maßeinheit ist dabei das Elektronenvolt. Im sichtbaren Licht haben Photonen eine Energie von 1,8 bis 3,8 eV. Elektronen mit 2 MeV haben damit eine 1 Million Mal kleinere Wellenlänge als rotes Licht. Röntgenstrahlung die in der Medizin zum Röntgen benutzt wird hat eine Energie von 100 bis 250 keV.

OSO 1

OSO 1, gestartet am 7.3.1962 war der erste dieser Serie. Eine Thor-Delta brachte den 207.7 kg schweren Satelliten in eine 507 x 539 km hohe sonnensynchrone Umlaufbahn.

OSO 1 war der erste Satellit mit Instrumenten die genau auf einen Punkt ausgerichtet werden konnten und mit Bandrekordern zur Datenspeicherung. Er bestand aus zwei Sektionen: Einer ausgerichteten Sektion welche zwei Instrumente und die Solarpanels auf die Sonne mittels Sonnensensoren ausrichtete und nachführte und eine im 90 Grad dazu rotierende drallstabilisierte Sektion mit 7 Instrumenten auf einem Ring die nacheinander die Sonne und den Weltraum sahen. Der drallstabilisierte Ring war von neuneckiger Struktur mit einem maximalen Durchmesser von 1.12 m und einer Höhe von 45 cm. Er enthielt die gesamte Elektronik und an 3 Auslegern die Drucktanks und die Düsen für das Stickstoff Kaltgassystem. Er rotierte mit 3 0 Umdrehungen pro Minute. Ein Sensor in der Mitte des entdrallten Sonnenpanels richtet dieses mit den beiden dort befindlichen Experimenten mit einer Genauigkeit von 60 Bogensekunden auf die Sonne aus. Spätere OSO Satelliten steigerten die Genauigkeit immer weiter bis auf 5 Bogensekunden.

Die Ausrichtung erfolgte durch Kaltgasdüsen. Dafür waren 7.9 kg Stickstoff in drei Drucktanks an Bord.. Die Daten wurden nach Zwischenspeicherung auf Band beim Passieren einer Bodenstation abgerufen und durch FM Telemetrie mit 6.4 KBit/s übertragen. Die Bandrekorder fielen jedoch sehr bald nach dem Start aus, der zweite am 15.5.1962. Danach konnte man bis zum Mai 1964 Daten empfangen, als die Solarzellen ausfielen. Die 78.6 kg schweren Instrumente untersuchten die hochenergetische UV, Röntgen und Gammastrahlung der Sonne und hochenergetische Teilchen:

• Ein Solarspektrometer tastete alle 8 Minuten die Sonne ab und lieferte ein Spektrum im extremen UV zwischen 1 und 40 nm Wellenlänge. Detektor war eine Photomultiplierröhre. Das Gesichtsfeld betrug 1.2 x 2.2 Grad und deckte somit auch die Korona mit ab. Etwa 7000 Spektren wurden bis zum Ausfall des Bandrekorders erhalten.
• Ein Röntgenstrahlenspektrometer erfasste die solare Röntgenstrahlung zwischen 20 und 100 keV Energie. Detektor war ein dünner Cäsiumiodidkristall bei dem die Röntgenstrahlung Blitze erzeugte welche mit einem Fotomultiplier detektiert wurde.
• Drei Gammastrahlendetektoren mit Natriumiodid und Cäsiumiodidkristallen als Szintillationsdetektoren waren durch Wolframfenster auf ein Blickfeld von 20 Grad beschränkt. Sie erfassten die weiche Gammastrahlung zwischen 100 und 700 keV Energie in 16 Kanälen.
• Ein Röntgenstrahlenflussgerät erfasste mit zwei xenongefüllten Gasentladungsröhren erfasste die solare Strahlung zwischen 0.1 und 0.8 nm Wellenlänge alle 10 Sekunden.
• Ein Staubteilchendetektor erfasste den Staub nahe der Umlaufbahn.
• Die UV Strahlung zwischen 105 und 230 nm Wellenlänge bei der Lyman Alpha Linie wurde von einem Detektor mit einer Röhre mit Kohlenstoffdisulfid-Gas hinter einem Lithiumfluorid alle 2 Sekunden erfasst. Nach 230 Orbits fiel die Empfindlichkeit des Experiments um 80 % ab.
• Gammastrahlen im Weltraum zwischen 50 und 3000 keV Energie wurde durch drei unterrichtete Gammastrahlendetektoren erfasst.
• Hochenergetische Gammastrahlung über 100 MeV Energie wurde von einem abgeschirmten Cerenkov Detektor angeschlossen an eine Photonenzählerröhre erfasst. Alle 0.11 Sekunden pro Rotation (alle 1.9 Sekunden) war eine Messung der Sonne möglich.
• Die solaren Neutronen wurden durch einen Detektor mit einer Bortrifluoridfolie detektiert mit einer Erfassungsschwelle von 2 Neutronen/cm²/s.
• Ein Detektor erfasste die Summe der thermischen Strahlung im Orbit
• Ein weitere Detektor die Solarkonstante zwischen 380 und 480 nm Wellenlänge in 2 Bereichen.
• Ein weiterer Detektor erfasste Elektronen über 60 keV Energie und Protonen über 2 MeV Energie unterhalb des Van Allen Gürtels.

OSO-2

OSO-2 war eigentlich nicht der zweite Satellit, das war OSO-B der am 9.4.1964 auf eine neue X-248 Oberstufe montiert wurde da er schwerer als sein Vorgänger war. Als ein Techniker am 14.4.1964 die Polyethlenschutzhülle im Spin-Testraum abnehmen wollte wo der Satellit mit Motor einen Test absolvieren sollte zündete plötzlich der Raketenmotor. Er riss sich aus der Verankerung flog mit dem OSO b zur Decke, prallte ab und brannte dann wilde Bewegungen machend weiter bis sein Treibstoff verbraucht war. Drei Techniker erhielten lebensgefährliche Verbrennungen an denen sie während der nächsten Tage und Wochen starben, acht weitere wurden stark verbrannt, überlebten aber.

Eine Untersuchungskommission stellte fest das die Zündung durch elektrostatische Aufladung des Technikers verursacht war und der Raketenmotor dafür empfindlich war. Sowohl Motor wie auch die Schutzvorrichtungen wurden geändert. Die Oberstufe wurde durch die neue X-258 ersetzt. Der Satellit wurde aus Reserveteilen, Prototypteilen und neuen Teilen nachgebaut und so bestand OSO-2 aus 19% Teilen von OSO-B die man nach dem Unfall noch verwenden konnte, 29 % Ersatzteilen des Flugmodells, 22 % Prototypteilen und 30 % neu gefertigten Teilen. Der Auftrag zum Nachbau wurde am 17.6.1964 erteilt.

OSO 2 übernahm den Aufbau seines Vorgängers war aber mit 248 kg schwerer, da nun die Delta C zur Verfügung stand. Die Delta C wurde bei den folgenden Starts bis OSO 5 eingesetzt. Die Nutzlastkapazität wurde ebenfalls gesteigert. Fünf der neun Buchten konnten Experimente von 45 amerikanischen Pfund (20,4 kg) Gewicht aufnehmen. Zwei Buchten die verstärkt waren sogar zwei Experimente im Gesamtgewicht von 90 Pfund und in der nicht rotierenden Sektion weitere 88 Pfund. Das waren zusammen über 182 Pfund oder 82.5 kg. Im wesentlichen übernahmen OSO 2-6 den generellen Aufbau von OSO-1, wurden aber laufend schwerer um mehr Experimente mitzuführen und auch weil die Trägerraketenentwicklung rasch voranschritt. Das Solarpanel lieferte 27 Watt an Strom. 42 Nickelcadmiumbatterien mit einer Spannung von 18.9 V. Es gab 70 Kommandos mit denen der Roboter gesteuert werden konnte.

Die Ausrichtungsgenauigkeit wurde auf 5 Bogensekunden verbessert. Die Region konnte innerhalb eines Bereiches von 40 Bogenminuten über die Sonne verschoben werden. Nach dem Start am 3.2.1965 in eine 549 bis 630 km hohe Umlaufbahn mit einer Delta C arbeitete der Satellit bis zum 6.11.1965 dies war möglich weil man ab Juni 1965 mehrmals die Rotationsgeschwindigkeit auf die Hälfte gesenkt hatte. Schon im Juni gab es Anzeichen das der Verbrauch zu hoch war.

 Er wurde dann passiviert und der Sender im März 1966 erneut eingeschaltet und in wöchentlichen Abständen abgefragt, bis er am 1.6.1966 seinen Betrieb nach Verbrauch des Lagekontrollgases endgültig einstellte. Insgesamt übermittelte OSO-2 2,2 Millionen Messungen während seiner neun Monate dauernden Betriebszeit. Durch die höchste Umlaufbahn aller OSO-Satelliten mit einem Apogäum in 628 km Höhe hatte er die längste Verweilzeit im Orbit und trat erst am 9.8.1989 nach 24 Jahren wieder in die Erdatmosphäre ein.

Folgende Experimente waren an Bord:

• Solarer Röntgenstrahlen Detektor: Dieses Experiment in dem stabilisierten Teil bestand aus mehreren Geiger-Müller Zählrohren. 3 dienten zur Bestimmung von Röntgenstrahlung und einer als Detektor der Hintergrundstrahlung. Die Drei Detektoren für solare Strahlung waren empfindlich von 2-8, 8-20 und 20-44 Angström. Es gab zwei Modi: Einen Ausrichtungsmodus indem man die Detektoren auf 1 Bogenminute genau ausrichten konnte und einen Rastermodus in dem man über einen größeren Bereich die Röntgenstrahlung detektierte die von Bursts stammte. Das Experiment arbeitete für einen Monat.
• Weißlicht Koronograph. Dies war ein Teleskop, welches die Sonnenscheibe mit einer Genauigkeit von 1 Bogenminute abdeckte. Es gab drei Bereiche die sich bis zu 3.5, 7 und 10 Sonnenradien erstreckten. Streulicht machte die Benutzung des ersten Bereiches weitgehend nutzlos. Die anderen beiden Bereiche lieferten vom Februar 1965- November 1965 Daten.  Das zweite war ein Extrem-UV Spektrograph der alternativ zu dem Koronograph betrieben werden konnte. Er scannte die sonne und die Korona mit 1 Bogenminute Auflösung ab und lieferte Daten in den Spektralbereichen der Linien von Lyman-α, (121.6 nm) He-II (30.4 nm) und bei 58.4 nm Wellenlänge. Auch dieses Experiment war in der stabilisierten Sektion untergebracht.
• Gammastrahlendetektor: Dieser Detektor an der Drallsektion hatte die Aufgabe kosmische Gammastrahlenquellen mit einer Auflösung von 10 Grad und Energiespektren mit 30 % Auflösung zu bestimmen. Zwei Cerenkow und ein Kunststoff-Szintillator bestimmten die kosmische Gammastrahlung in einem Bereich von 100-1000 MeV Energie.
• Ein zweiter Gammastrahlendetektor empfindlich zwischen 0.01 und 0.7 MeV erfasste niedrigenergetische Gammastrahlen vor allem um die Energie der Positron-Elektron Vernichtung bei 0.511 MeV Energie. Er bestand aus zwei Cäsiumiodidkristallen von 2,54 x 5.08 und 22.23 x 14.68 cm Größe. Die Ausgabe des kleinen Kristalls wurde als Eingabe an den großen Kristall geleitet. Dieser war von 4 Photomultipliern umgeben. Gemessen wurde die Pulshöhe zu Energie. Das Instrument war sehr empfindlich und wies eine sehr geringe Empfindlichkeit für die Hintergrundstrahlung auf.
• Ein UV Spektrometer maß die UV Strahlung der Sonne.
• Ein weiteres Experiment maß die gesamte Strahlung der Sonne im thermischen Band
• Ein Detektor für das Zodiakallicht umfasste zwei Photomultiplier mit 10 Grad großem Gesichtsfeld Sie waren mit Polarisationsfolien überzogen und schauten unterhalb und oberhalb des rotierenden Rades. Alle 2 Sekunden wurde gemessen. Es zeigte sich, das man mit dem Instrument auch das Polarlicht der Erde vermessen konnte.

OSO-C

OSO-C sollte am 25.8.1965 als schon die 6 Monate dauernde Betriebszeit von OSO-2 überschritten war die kontinuierliche Überwachung der Sonne gewährleisten. Doch die dritte Stufe der Delta C zündete vorzeitig und der Satellit gelangte so nicht in einen Orbit.

OSO-3

Am 8.3.1967 wurde dann schließlich als Ersatz für OSO-2 der Nachfolgesatellit OSO-3 gestartet. Er gelangte in eine 564 km hohe Bahn mit einer Neigung von 32.6 Grad zum Äquator, Konstruiert für eine sechsmonatige Betriebszeit arbeitete der Satellit störungsfrei bis zum 12 Juli 1968, als der Bandrekorder ausfiel und es nur noch Echtzeitdaten lieferte. Mit dem sich abzeichnenden Erschöpfen des Lagekontrollgases wurde er am 10.11.1969 deaktiviert und verlor kurz drauf die Lagekontrolle. Die viel längere Betriebszeit, verglichen mit den beiden Vorgängern verdankt er einer Magnetfeldstabilisierung in der Pitachachse. Dadurch war für diese Achse kein Lagekontrollgas mehr nötig.

Am 4.4.1982 trat der Satellit wieder in die Erdatmosphäre ein und verglühte. OSO-3 war wie OSO-2 etwa 248 kg schwer. Davon entfielen 114 kg auf die Instrumente an Bord. Er rotierte in 1.67 Sekunden einmal um die eigene Achse. Der Gammastrahlendetektor an Bord von OSO-3 eröffnete die Gammastrahlenastronomie.

Folgende Experimente waren an Bord:

• Ein Gammastrahlendetektor für hochenergetische Gammastrahlen: Bestehend aus einer Reihe von Funkenentladungsröhren, einem Szintillationsdetektor und ein Cerenkov Detektor. Ein Feld von 15 Photomultiplier röhren mit unterschiedlicher Abschirmung dienten zur Wandlung der Lichtblitze in elektrische Strahlen. Erfasst wurden Gammastrahlen über 50 MeV Energie mit einer Winkelauflösung von 15 Grad.
• Ein zweiter Detektor erfasste energiereiche Teilchen der kosmischen Strahlung und ebenfalls sehr energiereiche Gammastrahlung über 50 MeV Energie. Energiereiche Teilchen von mehr als 400 MeV Energie pro Kernteilchen wurden in vier Gruppen mit Ladungszahlen von 1, 2, 3-5, 6-9 und >10 erfasst. Niedrigenergetische Teilchen nur als Summenparameter ohne Bestimmung der Ladung. 9 Detektoren waren in einem 3x3 Array dazu angebracht.
• Ein Röntgenstrahlendetektor erfasste Röntgenstrahlung von 7.7 bis 210 keV Energie in 6 Kanälen. Die Energieauflösung betrug 45 % bei 30 keV Energie. Das Gesichtsfeld des 10 cm² großen Detektors betrug 23 Grad, Er erfasste in der drallstabilisierte Sektion den gesamten Himmel während der Primärmission. Ein 4.8 kg schwerer Cäsiumiodidkristall umgab den eigentlichen 9.2 cm² großen Natriumiodidkristall als Schutz um das Blickfeld zu begrenzen. Eine 0.5 mm dicke Berylliumfolie vor dem Natriumiodidkristall schluckte alle energiearmen Röntgenteilchen.
• Eine Ionenkammer erfasste solare Röntgenstrahlen. Sie war mit Stickstoff gefüllt. Ein 5 mm dickes Aluminium Fenster ließ nur Röntgenstrahlen zwischen  0.8 und 12 nm passieren, obwohl die Kammer in geringem Maße auch auf Strahlung zwischen 0.2 und 0.5 nm ansprach. Ein Photometer detektierte die Strahlung der Blitze die durch die Röntgenstrahlen induziert wurden. Als Konversionsfaktor wurde die Strahlung eines schwarzen Körpers mit einer Oberflächentemperatur von 2 Millionen K angenommen. Es arbeitete vom Start bis zum Ausfall des Bandrekorders.
• Ein Radiometer bestimmte die emittierte und reflektierte Strahlung der Erde im Bereich von 0.15 bis 7 Mikrometer Wellenlänge durch ein Safir Fenster. Das Experiment war nur ein Teilerfolgt. Daten konnten nur von der Nachtseite ausgewertet werden. Die Daten der Tagseite waren unbrauchbar. Auch die Daten der Nachtseite erhielt man nur sporadisch.
• Ein weiteres Experiment bestimmte die Albedo der Erde im Bereich von 0.32 bis 0.78 Mikrometer. 6 Photomultiplier mit Filtern maßen die Strahlung bei 0.32, 0.37, 0.45, 0.54, 0.67 und 0.78 Mikrometern. Das Blickfeld betrug 5 grad und die Röhren schauten im 70 Grad Winkel zur Rotationsachse. Das Experiment fiel jedoch sehr früh nach 65 Umläufen am 17.3.1968 aus, als ein Spannungskonverter versagte.
• Ein Extrem UV Spektrometer spaltete mittels eines Gitters das Sonnenlicht auf, wobei es langsam bewegt wurde und so in 5 Minuten den Wellenbereich von 25-130 nm abtastete. Detektor war eine Photomultiplierröhre. Die Daten hatten nur eine Genauigkeit von 50 %, doch akkumulieren von mehreren Datensätzen ergab eine höhere Genauigkeit von 10 %.
• Ein technologisches Experiment bestimmte die Temperatur von 12 verschiedenen Oberflächen um deren Eignung für Raumfahrzeuge zu erproben. Es waren 10 Beschichtungen und zwei Vergleichsproben die als "Schwarze Strahler" fungierten. Man erhielt Daten von 11 der 12 Proben. Im August 1969 wurde das Experiment abgeschaltet.

OSO-4

Am 18.10.1967 wurde OSO-4 als Ersatz für OSO-3 gestartet, nachdem dessen Bandrekorderausfall die Datengewinnung stark einschränkte. OSO-4 war identisch zu OSO-3, wog aber 281 kg und gelangte in eine 546 x 560 km hohe, 33 Grad zum Äquator geneigte Umlaufbahn. Trägerrakete war wie bei OSO-2 bis 5 eine Delta C. Von den 9 Experimenten im Gesamtgewicht von 107 kg stammten erstmals auch zwei von Großbritannien. Die Ausrichtungsgenauigkeit von OSO-4 auf die Sonne betrug 40 Bogensekunden. Der Sonnensatellit konnte mit 140 Kommandos vom Boden aus ferngesteuert werden. Seine spezielle Aufgabe war die Überwachung des Sonnenflächenmaximums das während seiner Betriebszeit für 1969 erwartet wurde.

OSO-4 lieferte das erste Bild der Sonne im extremen UV. Er hatte einen doppelt so großen Kommandospeicher als seine Vorgänger.

Wie bei OSO-3 erwies sich der Bandrekorder als der limitierende Faktor für den Betrieb. Man hatte zwei Stück an Bord um eine längere Betriebsdauer zu ermöglichen. Der erste fiel am 15.3.1968 und der zweite kurz darauf am 12. Mai 1968 aus. Danach gab es nur Echtzeittelemetrie. im November 1969 wurde OSO-4 in einen Standby Modus versetzt. Aus diesem wurde er nur für besondere Ereignisse aktiviert. Eines davon war die Beobachtung der Sonnenfinsternis am 7.3.1970.

Folgende Experimente waren an Bord:

• Das Breitband Röntgenstrahlen Experiment maß die solare Strahlung in Proportionalzählern und 8 Kanälen in den Bereichen 0.12 bis 0.36 nm, 0.3 bis 0.9 nm, 0.6 bis 1.8 nm. Dazu wurden zwei gasdichte 44-55A und 44-70A Geigerzähler und ein NHB 8030.2B.Analysator verwendet. Die Energieauflösung betrug etwa 2 Prozent, die Messung des Photonenflusses war 15 Prozent genau.
• Die Messungen von kosmischen Röntgenstrahlen sollte nach Quellen neben der Sonne suchen. Es gab zwei Detektor, einen Cäsiumiodidkristall für den Bereich von 0.01 bis 0.1 nm und einen zweiten Cäsiumiodidkristall über einem Kunststoffoszillator für den Bereich von 0.1 bis 1.0 nm Wellenlänge. Das Experiment fiel kurz nach dem Start aus und lieferte keine Daten.
• Messung der Helium II Resonanzlinien Emission. Dieses Experiment maß die Intensität der Helium II Linie bei 303.8 nm und bestimmte damit sowohl die Aktivität der Helium wie auch kurzzeitige lokale Veränderungen. Es bestand aus einem Teleskop mit einem Gesichtsfeld von 2 Grad und einem Gitter mit 30.000 Linien/mm zur Aufspaltung des Spektrums. Detektor war eine Photomultiplierröhre.
• Der Protonen-Elektronendetektor. Dieser Detektor schaute in die Spinnachse und integrierte das Signal parallel zur Rotation der Raumsonde, so dass man Aussagen über den Ort im All bekam. Protonen zwischen 1.73 und 36.7 MeV Energie wurden in 8 Energiebereichen und Elektronen zwischen 80 keV und 5 MeV Energie wurden in Pulshöhen-Breiten werten bestimmt. Es gab 16 Sektoren von jeweils 22.5 rad breite in denen gemessen wurde. Die Daten wurden in 8 Datenregistern akkumuliert und integriert und diese alle 15.36 Sekunden ausgelesen. Daten gab es in Echtzeit bis zum 12.5.1968 als der Bandrekorder ausfiel, danach nur noch sporadisch bis zum Dezember 1968.
• Das Geocoronale Lyman-Alpha Spektrometer erfasste die von der Geocorona und dem Sternenhintergrund emittierte und reflektiere Lyman Alpha Strahlung zwischen 104 und 135 nm Wellenlänge. Ziel war es die Albedo im UV zu messen. Es maß die Variation der Strahlung über den Fußpunkt bis zum Horizont und über den Orbit stellte es lokale Variationen über der Erdoberfläche fest. Das Experiment bestand aus einem Kolliminator, einem Filterfenster, einem Elektrometer als Detektor und einem vorgeschalteten Ionenkammer. Die Ionenkammer war mit Stickoxidgas gefüllt und verhinderte das passieren von langweiligerer Strahlung als 135 nm. Das Filterfenster aus Lithiumfluorid filterte alle strahlen aus, die weniger als 104 nm Wellenlänge hatten. Das Experiment in der rotierenden Sektion tastete abwechselnd die Erdoberfläche und den Himmel ab. Wenn die Sonne in der Rotationsebene lag, tastete es den Horizont ab. Messungen zusammen mit dem EUV Spektrometer von OSO-3 ergaben einen sehr viel höheren Wasserstofftransport in die Geocorona als vorher angenommen wurde. Das Experiment arbeitete bis zum 15.7.1971.
• Solare Röntgenstrahlendetektoren: Dieses Experiment bestand wie bei OSO-3 aus einer Reihe von Ionenkammern, angezogen an Photomultiplier Röhren als Wandler für die Lichtblitze in elektrische Signale. Die Ionenkammern waren empfindlich zwischen 0.01-0.16 nm, 0.05 bis 0.3 nm, 0.2 bis 0.8 nm und 0.8-16 nm Wellenlänge. Das Experiment hatte unter elektronischen Problemen zu kämpfen. Es war daher unbrauchbar wenn es Flare Ausbrüche gab. Es musste manuell der Empfindlichkeitsbereich umgeschaltet werden und dieser Teil der Elektronik fiel aus.
• Das solare Extrem UV Spektrometer setzte die Untersuchungen von OSO-3 fort. Das 16.7 kg schwere Experiment bestand aus einem scannenden Spektrometer, das zu jedem Zeitpunkt nur eine Spektrallinie vermessen konnte. Es arbeitete in 2 Modi. Im ersten, dem Wellenlängen Scan Modi, wurde es in die Mitte der Sonnenscheibe ausgerichtet und tastete diese mit dem Gesichtsfeld von einer Bogenminute während 31.5 Minuten ab. Dabei wurden 11000 Messungen in einem Abstand von jeweils 0.01 nm zwischen 30 und 140 nm Wellenlänge gemacht. Alle 80 ms wurde eine Messung gemacht. Im zweiten Modus, dem Rastermodus wurde es auf einen Punkt der Sonnenscheibe ausgerichtet und tastete um diesen die Fläche rund um eine gewählte Wellenlänge herum ab. Die Wellenlänge konnte auf 0.05 nm genau festgelegt werden. in 5 Minuten wurde ein Gebiet von 40 x 48 Messpunkten und einer Fläche von 36.5 Quadratbogenminuten abgetastet. In diesem Modus betrug die spektrale Auflösung 0.16 nm. Das Experiment wurde am 25.10.1967 aktiviert und lieferte bis zum 29.11.1967 über 100 Wellenlängenscans und 4000 Rasterscans in 52 Wellenlängen. Dann versagte in Orbit 637 die Hochspannungsversorgung des Experiments und es wurde am nächsten Tag abgeschaltet.
• Ein Röntgenstrahlenteleskop sollte die solare Röntgenstrahlung mit einer guten Auflösung von 1 Bogenminute detektieren. Es bestand aus einem abbildenden Teleskop aus zwei Spiegeln. Einem Bereichsrad mit 2 Positionen mit denen man das Blickfeld wählen konnte, und einem Filterrad mit vier Positionen welches die Wellenlänge selektierte. Es gab die Bereiche von 0.3 bis 1.3 nm, 0.3 bis 2.1 nm, 2.0 bis 3.0 nm und 4.4 bis 7.0 nm. daran angeschlossen war eine Photokathode welche die Röntgenstrahlenphotonen in Elektronen umwandelt, fokussierte und Beschleunigte. am Endpunkt der Kathode war ein Anthrazen-Szintillationskristall mit einem Szintillisationsdetektor. abgetastet wurde ein 40 x 48 Elemente großes Gebiet während 307.5 Sekunden. Das Gerät verlor im Laufe der Zeit an Empfindlichkeit, arbeitete aber während der ganzen Betriebszeit.
• Das Röntgenstrahlenspektrometer bestand aus 2 Bragg Spektrometern. Das eine arbeitete zwischen 0.063 und 0.383 nm Wellenlänge, das andere zwischen 0.138 und 8.38 nm Wellenlänge. Zusammen deckten sie den Bereich von 0.1 bis 0.8 nm ab. Die Detektoren waren Gasentladungszähler gefüllt mit Argon hinter einem Mylarfilm zum Abschirmen niedrigenergetischer Strahlung. Ein vorschaltbarer Filter aus Mylarfolie mit Alumniumverkleidung konnte zugeschaltet werden wenn UV Strahlung aus Flares zu stark störte. Die Lichtblitze aus den Zählkammern wurden von zwei Kristallen aus Lithiumfluorid (für den hochenergetischen Bereich und Ethylendiamintatrat für den niedrigenergetischen Bereich verstärkt und dann mit Szintillationsdetektoren detektiert. Das Experiment arbeitet bis zum endgültigen Abschalten von OSO-4 am 7.12.1971.

OSO-5

OSO-5 wog beim Start 291 kg, davon entfielen 120 kg auf die Experimente. Die Höhe betrug 97 cm, der Durchmesser 1.12 m mit Auslegern 2.34 m. Die verbesserten Solarzellen lieferten 38 Watt, davon wurden 26 Watt für den Betrieb bei Tag, 13 Watt für die Experimente und 7 Watt bei Nacht. Das Solarpanel mit 0.37 m² Fläche bestand aus 2016 Solarzellen. OSO-5 war weitgehend baugleich zu OSO-4. Zwei Modi gab es für den Teil der die Sonne beobachtet. Im einen tastete er einen 40 x 40 Bogenminuten großen Bereich kontinuierlich ab. In einem zweiten konnten die Instrumente auf einen 7.5 x 7.5 Bogenmininuten großen Bereich fest ausgerichtet werden. 155 Kommandos steuerten den Sonnensatelliten.

Primäre Aufgabe von OSO-F war eine Beobachtung der Sonne zwischen 0.1 und 125 nm Wellenlänge mit einer hohen spektralen Auflösung. Drei Experimente schauten auf die Sonne, 5 weitere waren in dem drallstabilisierten Bereich untergebracht. Wie seine Vorgänger gelangte er mit einer Delta Trägerrakete in einen 536-561 km hohen Orbit mit 32.95 Grad Neigung.

Wie andere OSO Satelliten hatte der Satellit zwei prinzipielle Betreibsmodi für die ausgerichtete Sektion. Im ersten war er auf ein Ziel fest ausgerichtet (Pointing Mode) und im zweiten dem Raster Mode fuhr er abwechselnd von links nach rechts über das 40 x 40 Bogenminuten große Gebiet. Eine "Zeile" abzuscannen dauerte 7.68 Sekunden. Ein Scan von 32 dieser Zeilen 256 Sekunden.

Die Solllebensdauer betrug 6 Monate und die geforderte Mindestausrichtungsgenauigkeit des Satelliten betrug 1 Bogenminute. Beide Parameter wurde deutlich übertroffen. Er arbeitete wesentlich länger als die anderen der OSO 1-7 Baureihe bis zum Januar 1975.

Folgende Experimente waren an Bord:

• Der Röntgenstrahlen Spektroheliograph bestand aus 8 Proportionalzählern. Eine hohe räumliche Auflösung wurde durch das einschränken des Gesichtsfeldes mit Kolliminatoren erreicht. Zwischen 0.3 und 0.9 nm Betrug die Winkelauflösung 3.3 Bogenminuten. Zwischen 0.8 und 1.8 nm sogar 1 Bogenminute.
• Der Extrem UV Spektrograph beobachtete die Emission bei den Wellenlängen 28.4, 30.4, 35.5, 58.4 und 121.6 nm Wellenlänge. Er tastete die gesamte Sonnenoberfläche periodisch ab um zeitliche und räumliche Änderungen zu erfassen.
• Solare Spektralstudien: Dieses Experiment erfasste die gesamte Sonne in einem breiten Wellenlängenbereich von 0.1 bis 40 nm Wellenlänge. Das Instrument bestand aus 3 Bragg Spektrometer, angeschlossen an Proportionalzählern, welchen die Spektralbereiche von 0.1 bis 0.3, 0.3 bis 1.0 und 0.6 bis 2.5 nm Ein weiteres Spektrometer mit einem Gitter zur Aufspaltung des Spektrums deckte den Bereich von 2.5 bis 40 nm ab. Dazu kamen zwei Ionenkammern, empfindlich zwischen 0.05 und 0.8 nm. Das Experiment tastete kontinuierlich einen 40 x 40 Bogenminuten großen Bereich ab. Das Gitterspektrometer verlor nach 2 Monaten an Empfindlichkeit, die beiden Ionenkammern nach 1 Jahr. Die Proportionalzähler arbeiteten ohne Empfindlichkeitsverlust.
• Das Gammastrahlenexperiment für niedrige Energien erfasste Gammastrahlen von der Sonne und anderen Quellen zwischen 2 und 200 keV Energie. Der Detektor basierte auf dem Vorgängermodell von OSO-2, hatte jedoch eine bessere Abschirmung gegenüber energetischen Teilchen und Abschirmung. Die Detektorfläche betrug 80 cm². Die zeitliche Auflösung 2 Sekunden.  In 9 Kanälen wurde die Pulshöhe / Breite und die Zeit eines Ereignisses gemessen.
• Messung der Eigenresonanz der Lyman-Alpha Linie. Dieses Experiment maß die Resonanz der Lyman Alpha Linie bei 121.6 nm mit einem speziellen Instrument. Nach einem Filter mit einer Bandbreite von 10 nm passierte das Licht ein Gitter und ein Spiegelsystem welches es auf zwei Resonanzzellen führte. eine wahr gefüllt mit Wasserstoff, die andere mit reinem Deuterium. Photomultiplier im rechten Winkel zum Lichteinfall maßen die Rückgestreute Resonanzstrahlung. Die Zellen konnten beheizt werden und eine Kampe diente zur internen Kalibrierung. alle 2 Tage wurde es für 1 stunde aktiviert und tastete dann die Sonnenscheibe ab.
• Zodiakallichtmessungen: Dieses modifiziere Experiment von OSO-2 maß die Stärke des Zodiakallichts rund um die Ekliptik. Es gab dazu 6 Photomultiplier Röhren entlang der Spinachse welche die Helligkeit des Raumes maßen.  Sie unterschieden sich in der Größe der Gesichtsfelder (von 10.5 x 10.5 grad bis 9.25 x 57 Grad) und der Belegung mit Filtern. Die Photomultiplier Röhren konnten bis zur 1/1000 der Helligkeit eines Sterns 10 Größe detektieren und maßen die Helligkeit mit 12 Bits. Zwei Photodioden mit ¹/₁₆ der Empfindlichkeit dienten als Monitor "Auge" und waren parallel und antiparallel zur Rotationsachse angeordnet.
• Solares Maximum UV Monitor: Dieses Experiment sollte die UV Strahlung der Sonne während des Maximum des Sonnenfleckenzyklus erforschen. Es bestand aus einem Spektrometer gekoppelt an 3 Photometer. Diese detektierten die Strahlung in 3 Bändern von 28-37 nm, 46.5-63 nm und 76-103 nm Wellenlänge. Man wollte zeitliche Veränderungen messen wie auch aktive und ruhige Regionen auf der Sonne feststellen. Leider zeigten sich schon bald Kalibrationsprobleme. Weniger als 5 % Genauigkeit waren nur mit regelmäßigen Kalibrierungen möglich und dieser Fehler nahm laufend zu. Im Mai 1969 wurde daher das Experiment deaktiviert.

OSO 6

OSO-6 war weitgehend baugleich zu den bisherigen Satelliten der Serie. OSO 6 und 7 wurden beide mit Delta N Trägerraketen gestartet. Er hatte einen Durchmesser von 112 cm und eine Höhe von 96 cm. Jedoch verfügte er über eine viel höhere Ausrichtungsgenauigkeit. Auf einem 46 x 46 Bogenminuten großen Feld konnte der Satellit auf jeden Punkt mit einer Genauigkeit von 21-22 Bogensekunden genau ausgerichtet werden. Dieses Feld wurde in eine Positionsmatrix von 128 x 128 Elementen unterteilt. Die Spinachse lag parallel zur Sonne plus/minus 3.5 Grad.

Primäre Aufgabe des Satelliten war die Beobachtung der Sonne in einem weiten Wellenlängenbereich vom UV bis zu den Röntgenstrahlen. Im UV zwischen 0.1 und 130 nm Wellenlänge und im Röntgenbereich zwischen 20 und 200 keV Energie. 7 Experimente waren dazu an Bord. Gestartet am am 9.8.1969, wurden die Experimente 5 Tage später aktiviert. Am 31.12.1972, als sein Nachfolger schon in Betrieb war, wurde er außer Betrieb genommen.

• Das abtastende Spektroheliometer arbeitet im UV Bereich zwischen 30 und 140 nm Wellenlänge. Nach einem Teleskop wurde durch ein Gitter ein UV Spektrum gewonnen. Es konnte in 3 Modi betrieben werden. Im ersten wurde das Instrument auf einen Punkt im Raster von 128 x 128 Punkten über die Sonne positioniert werden  Von diesem Punkt gab es dann ein Spektrum mit einer spektralen Auflösung von 0.01 nm Dies dauerte 16 Minuten. Im zweiten Modus wurde das Instrument auf eine bestimmte Wellenlänge eingestellt und machte innerhalb von 8 Minuten einen Scan über 84 Zeilen mal 96 Spalten und einer räumlichen Auflösung von 35 Bogensekunden pro Messpunkt. Der dritte Modus war vergleichbar, deckte aber nur ein kleineres Gebiet von 7 x 7.5 Bogenminuten mit 24 x 28 Messpunkten ab. Eine Messung erfolgte in 31 Sekunden. In allen Modi dauerte eine Messung 80 ms. Die eigentliche Messung 40 ms, das Auslesen 20 ms und eine Erholungszeit für die Detektoren von 20 ms. Das Experiment arbeitete bis zum 12.5.1970.
• NRL X-Ray Spectroheliograph: Das 20,87 kg schwere Experiment erfasste Linienspektren von Elementen im Röntgenbereich die von Flares ausgestoßen wurden. Das Experiment beobachtete die Korona in der durch die geringe Dichte sehr hohe Temperaturen herrschen, da sie von der Sonnenoberfläche aufgeheizt wird. Dadurch sind Elemente hoch ionisiert und geben Strahlung bei diskreten Wellenlängen im Röntgenbereich ab. Es bestand aus drei Bragg-Spektrometern mit einer hohen spektralen Auflösung (0,06-2,50 nm), einem Pulshöhenspektrometer um schnelle zeitliche Änderungen zu beobachten, empfindlich zwischen 0,14 bis 0,6 nm. Dazu kommt ein Rasterscanner aus drei Detektoren, einem Spektroheliographen, empfindlich zwischen 0,8 und 2 nm, einem zweiten für Hotspots, empfindlich zwischen 0,1 und 0,8 nm und einem dritten, ebenfalls empfindlich zwischen 0,8 und 2 nm um Flares zu entdecken und ihre zeitliche Veränderung zu messen. Der vierte Detektor war ein Burst-Detektor, ein Geiger-Zähler empfindlich zwischen 1,8 und 2,5 nm der kurzzeitliche Schwankungen der weichen Röntgenstrahlung durch Flares zu entdecken. Er zeichnete auch den kosmischen Hintergrund zwischen 0,2 und 8 nm auf. Das Experiment arbeitete bis auf den Burstdetektor problemlos und wurde am 25.1.1972 abgeschaltet.
• Zodiacal Light: Das Zodiakallicht ist eine Aufhellung des Himmels nahe der Erdbahn durch interplanetaren Staub der das Licht streut. Das Experiment sollte die Helligkeit und räumliche Verteilung des Zodiakallichtes messen. Dazu wurde aus vier defokussierten Teleskopen das Licht durch Gitter in ein Spektrum aufgeteilt und dieses von Photomultiplier Röhren detektiert. Diese bestimmten Helligkeit, lineare Polarisation und Polarisation in Richtung der Ekliptik bei vielen Wellenlängen vom ganzen Himmel bis 1 Grad an die Sonne heran.
• X-Ray Spectrometer, 16-40 A: Das Experiment beobachtete die Sonne bei sieben Wellenlängen von 1,6, 1,8, 1,81, 1,89, 2,16, 3,37 und 40,3 nm. Es war eine verbesserte Version des Röntgenstrahlenspektroheliographes von OSO 4. Anders als dieses dauerte es nur 8 anstatt 13 Minuten um das komplette Spektrum zu messen und die Auflösung des Kristalles betrug 6 anstatt 20 Bogenminuten. Damit konnte man schwächere Emissionslinien erfassen die sonst im Hintergrundrauschen verloren gegangen wären. Das Instrument bestand aus sechs Spektroheliometern mit einem Kristall als Detektor. Photoelektrische Detektoren wandelten die Lichtblitze in Ströme um. Sie wurden durch einen Sonnendetektor während 22 ms aktiviert, wenn das Instrument bis 4 Grad an der Sonne war. Das Instrument lieferte gute Daten im September und Oktober 1969, dann nahm die Empfindlichkeit der PMT als Detektoren ab und das Instrument wurde unbrauchbar.
• Solar X-Ray Monitoring Gamma-Ray Astronomy in Energy Ranges 20-200 KeV: Das Experiment bestand aus einem Natriumiodid-Kristall als Szintlliationskristall, umgeben von einer Abschirmung aus Blei. Als Antikonzidenzdetektor diente ein Kunststoff-Szintlliationskristall. PMT dienten als Wandler der Lichtblitze zu elektrischen Signalen. Das Experiment maß die solare Röntgenstrahlung, den galaktischen Hintergrund und die terrestrische Absorption von Röntgenstrahlen zwischen 20 und 200 MeV Energie.
• Study of Solar Helium I, Helium II, Sauerstoff und Stickstoff: Das Experiment maß den solaren EUV-Fluss in diskreten Wellenlängen:  FE XI bei 18 nm, He II bei 25,6 und 30,4 nm, He I bei 53,7 nm, O II,III bei 83,5 nm, N III bei 99,1 nm, C II bei 117,5 nm und H-I (Lyman Alpha) bei 121,6 nm. Es sollte Veränderung des Flusses bei verschiedenen Wellenlängen und Höhen oberhalb der Photosphäre feststellen, die Strahlungsabgabe die die Erdatmosphäre im UV aufheizt messen und die Absorption durch die Thermosphäre bei Sonnenauf- und Untergang messen. Es bestand aus einem UV-Spektrometer das Gitter zur Aufspaltung des Spektrums verwendete und PMTs als Detektoren. Das Teleskop hatte ein Gesichtsfeld von +/- 2 Grad senkrecht zur Rotationsachse und +/- 0,5 Grad in der Rotationsachse. Das Instrument wurde kalibriert indem die solare Hintergrundstrahlung bei 121,6 nm bestimmt wurde und eine Eisen-55 Quelle diente als Referenz für wiche Röntgenstrahlung die ebenfalls erfasst wurde. Die gemessen Impulse wurde durch eine Elektronik um den Faktor 4 geteilt um den Messbereich von 8 Bit (255 Impulse/s) auf 636 Impulse/s zu erhöhen. Das Hintergrundrauschen betrug unter 0,5 Impulse/s. Der Zähler wurde sukzessive über eine Rotation ausgelesen. Das Experiment war nur auf der Tagessseite (60 während 95 Minuten Umlaufszeit) aktiv. Während des ersten Monats war der Nutzen durch den höheren Neigungswinkel der Rotationsachse zur Sonne (2 anstatt 1 Grad) aktiv. Während der folgenden 9 Monate sank die Sensitivität ab, aber das Experiment war noch aktiv. Dann traten im Mai bis August 1970 Hochspannungsprobleme aus, als deren Folge es am 21.1.1971 abgeschaltet wurde.
• University of New Mexico Neutron Detektor: Der Detektor erfasste den Fluss, die grobe Richtung (+/- 30 Grad) und die Energie von Neutronen im Orbit um OSO 6. Die erfassten Neutronen resultierten aus solarer Aktivität oder aus Reaktionen von kosmischer Strahlung mit den Atomen der Hochatmosphäre. Der Detektor bestand aus Szintillationskristallen aus Kunststoff umgeben von Photomultiplier Röhren als Detektoren. Das Licht der Blitze durch Ereignisse wurde doch Lichtleiter auf die PMT geleitet. Eine Elektronik übersetzte die gemessene Dauer und Intensität in korrespondierende Energien. Bestimmt konnten Neutronen mit Energien von 20 bis 200 MeV. Das Experiment arbeitete ohne Probleme bis es am 25.1.1972 abgeschaltet wurde.

OSO 7

OSO-7  wurde am 29.9.1971 gestartet und arbeitete bis zum 9.7.1974. Er war der erste der zweiten Generation. Der Neubau war nötig, nachdem OSO-C beim Start verloren ging um den vollen Zyklus abzudecken. Er sollte die Sonne beobachten bis im Mai 1973 mit Skylab eine bemannte Raumstation für diesen Zweck zur Verfügung stand. OSO 7 war deutlich größer als seine Vorgänger. Er hatte 300% deren Nutzlastkapazität 200/300 % des Pitch/Rollachsengasvorrates und 250% deren elektrischen Leistung. (100 Watt).

Wie seine Vorgänger gab es eine entdrallte Sektion, Diese konnte in zwei Modi betrieben werden. Dem Scanmodi über ein Gebiet von 60 x 60 Bogenminuten und dem Pointing Mode, auf dem die Instrumente auf ein Gebiet von 5 x 7.5 Bogensekunden ausgerichtet wurde. Ein weiterer Feinpointing Modus konnte eine von 16384 Positionen in dem 60 x 60 Bogensekunden groeßn Gebiet anfahren und auf diesen ausgerichtet bleiben.

Der prinzipielle Aufbau mit einem Zylinder und einem Solarpanel mit der entdrallten Sektion wurde beibehalten, doch der Aufbau unterschied sich in. Es fehlten die Yo-Yo Ausleger und das Solarpanel bestand nun aus 6 Teilen. Es war größer und der rotierende Teil nun achteckig. Die Daten wurden über PCM//PM übertragen. Es gab 282 Kommandos um den Satelliten zu steuern. Wie bisher wurden die Daten zuerst auf Bandrekorder übertragen. Einer speicherte 108 Minuten lang Daten. Die beiden Bandrekorder wurden alternierend verwendet. Die Datenrate zum Boden betrug 800 bit/s. Er wog 640 kg im Orbit, hatte eine Designlebensdauer von 15 Monaten und eine Höhe von 1,80 m bei einem Durchmesser von 1,44 m.

Der Start mit einer Delta N erfolgte in einen unbeabsichtigten 326 x 572 km hohen Orbit. Sieben Sekunden vor Börsenschluss verlor die zweite Stufe der Delta C1 den hydraulischen Druck und so war nicht nur der Orbit ein falscher, sondern die Sonde taumelte auch im Orbit. Sie sollte eigentlich von der zweiten Stufe auf die Sonne ausgerichtet werden, damit das Solarpanel Strom liefert. Die Sonde war mit vollen Batterien gestartet worden, was den Ingenieuren der Bodenkontrolle 12 Stunden gab um die Kommandos zu OSO-7 zu senden um das Taumeln zu stoppen und OSO-7 auf die Sonne auszurichten. Es dauerte mehrere Stunden um aus dem Signalverlauf zu interpretieren wie OSO 7 taumelt, damit eine Korrektur nicht dieses Problem verschärft. Nur eine bis zwei Stunden vor Versiegen des Stroms aus den Batterien bekam man OSO-7 unter Kontrolle. Während dieses Taumelns mit 55 U/Minuten war der Satellit 8 g Spitzenbelastung ausgesetzt.

Bis zum Mai 1973 wurden Daten erhalten, als der zweite Bandrekorder ausfiel. Am 9.7.1974 trat er in die Atmosphäre ein. Seine Solllebensdauer erreichte er damit trotzdem. Es gab noch ein Ersatzexemplar, doch da der Bau von OSO-8 mit größerem Bus schon lief beschloss man dieses Exemplar umzurüsten und mit anderen Experimenten unter der Bezeichnung "Solwind" zu starten. (Offizielle Bezeichnung STP P78-1. Solwind startete am 24.2.1979 auf einer Atlas und nicht wie die OSO auf einer Delta und arbeitete bis zu seiner Zerstörung durch den ersten ASAT-Test (ASAT: Anti-Satelliten) am 13.9.1985, länger als jeder OSO-Satellit. Solwind war ein militärischer Satellit der USAF.

Schwerpunkt der Instrumente war die Beobachtung der Sonne in einem weiteren Energiebereich von 1 keV bis 10 MeV im extremen UV, Röntgen und Gammastrahlenbereich.

• Der Röntgenstrahlen und Extrem UV Spektrograph arbeitete von 0.2 bis 40 nm Wellenlänge. Er sollte die Bewegungen und Temperaturen in der Korona bestimmen und ihre Veränderungen durch Flares. Es gab 4 Einzelinstrumente in diesem Experiment. Das erste war war ein Spektrometer mit einem Gitter zur Aufspaltung der Strahlung für den Bereich von 12 bis 40 nm. Die spektrale Auflösung betrug 0.01 nm. Das zweite war ein Spektrograph für das langwellige Röntgen. er hatte einen Breitbandfilter mit einer Bandbreite von 0.2 nm und Detektoren die empfindlich zwischen 0.8 und 1.6 nm waren. Ein weiterer Spektrograph wurde genutzt zwischen 0.17 und 0.8 nm Wellenlänge.  Das vierte war ein Rückstreuungspolarimeter zwischen dem Bereich von 20 bis 40 keV Energie. Die Auflösung des Extrem UV Spektrografen betrug 20 x 20 Bogensekunden. Er fiel im März 1972 aus. Der kurzwellige Röntgen Spektrograph verlor an Leistung von Oktober 1972 bis zum März 1973. Die Auflösung der Röntgendetektoren betrug 20 x 20 Bogensekunden.
• White-Light Coronagraph and Extreme Ultraviolet Corona: Dieses Experiment sollte die Weißlicht und UV-Korona beobachten um Zusammenhänge mit dem verändern der Korona mit solaren Ereignissen wie Flares und der Veränderung des interplanetaren Feldes festzustellen. Es bestand aus einem Weißlicht-Koronographen, einem modifizierten Lyot-Koronographen für die Beobachtung der äußeren Korona und einem UV-Koronographen für die Beobachtung der Chromosphäre und inneren Korona. Der Lyot-Kornograph hatte eine Blende 76 cm vor den Detektoren, der die Sonnenscheibe und innere Korona abdeckte. Die Detektoren nahmen nur den Bereich von 3 bis 10 Sonnenradien auf. Das Bild wurde auf einer Videoconröhre mit 256 Zeilen zu je 256 Spalten gespeichert. Die Größe eines Pixels betrug 1,25 Bogenminuten, das Gesichtsfeld so 320 x 320 Bogenminuten. Die Videoconröhre war empfindlich zwischen 390 und 550 nm Wellenlänge. Der UV-Koronograph hatte keine Abschattung. Dies war nicht nötig, da die Sonnenscheibe kaum UV-Strahlung abgibt. Detektoren waren vier Photmultiplierröhren die zum Scan über die Sonnenscheibe geführt wurden. Die zentrale Röhre hatte eine Auflösung von 20 Bogensekunden, die anderen eine von 60 Bogensekunden. In einem zweiten Modus überlappten sich die Detektorbereiche. Die Photomultiplier waren empfindlich zwischen 17 und 55 nm Wellenlänge. Dieses Experiment arbeitete bis zum März 1972. Der Koronograph für die äußere Korona arbeitete länger, verlor jedoch an Empfindlichkeit bis er im September 1973 unbrauchbar wurde.
• Cosmic X-Ray Experiment: Das Experiment der UCSD hatte die Aufgabe den Himmel nach Röntgenquellen zu scannen. Es war in der rotierenden Sektion angebracht und durch die Bewegung der Erde um die Sonne scannte es so den gesamten Himmel einmal in 6 Monaten ab. Es sollte zum einen bekannte und neue Quellen genau orten, dann die Intensität der Quellen messen und ein Spektrum zwischen 7 und 500 keV anzufertigen. Der Detektor war ein 11 cm breiter und 1 cm dicker NaI(TI) Kristall. Er war abgeschirmt von sechs CsI Kristallen mit 10 Löchern in der Beobachtungsrichtung. Alle Kristalle waren Szintillsationskristalle, ein Röntgenphoton erzeugte einen Lichtblitz. Dieser wurde beim Detektor von einer 3-Zoll Photomultipliertube detektiert. Sechs andere Röhren nahmen die Abschirmkristalle auf.  Der Natriumiodidkristall hat eine langsame Anstiegszeit und die Intensität des Impulses ist proportional zur Energie der Röntgenenergie. Diese Impulse wurden vom Datenverarbeitungssystem aufgenommen. Die Impulse der Röhren der Abschirmkristalle hatten dagegen einen raschen Anstieg. Sie wurden genutzt um Röntgenstrahlen auszuschließen, die den Detektor trotz Abschirmung von der Seite erreichten. Das Experiment konnte so einen Bereich auf 6,5 Grad überwachen und eine Quelle auf 0,2 Grad genau orten. Die Sensitivität betrug 0,0005 Photonen/cm²/s. Die Energie wurde in 126 Kanälen zwischen 7 und 500 keV gemessen werden.
• Cosmic X-Ray Sources in the Range 1.5 to 9 A: Dieses Experiment des MIT hatte die Aufgabe den gesamten Himmel nach Röntgenquellen abzusuchen und sie auf 1 Grad genau zu lokaleren. Anders als das obige Experiment arbeitete es im Bereich von 1- 60 keV Energie entsprechend einer Wellenlänge von 0,15 bis 0,9 nm. Es bestand aus zwei Kollminatoren mit einem Öffnungswinkel von 3,5 Grad. Diese waren im rotierenden Teil um jeweils 15 Grad zur Rotationsachse nach oben und unten geneigt angebracht. Detektoren waren hintereinandergeschaltete Proportionalzähler. Je nach Energie drangen die Röntgenstrahlen nur in den ersten oder zweiten, dritte bis zum vierten Zähler  Ein separater Zähler für niedrigenergetische Photonen mit einer dünnen Alufolie als Schild detektiere Photonen mit Energien von 0,2 bis 1,5 keV. Die Ereignisse jedes Zählers wurden in 256 Speichern akkumuliert. Diese 256 Speicher entsprechen genau einer Rotation, so konnte man die Richtung wo die Quelle war bestimmen.
• Hard Solar X-Ray Monitoring: Dieses Experiment sollte die harte solare Röntgenstrahlung bestimmen und dieselbe Strahlung im Kosmos messen um die solaren Ereignisse besser interpretieren zu können. Es gab drei Detektoren im rotierenden Teil von OSO 7. Zum einen einen Proportionalzähler hinter einem Kollimator empfindlich zwischen 2 und 15 keV. Ein Natriumiodid-Szintillationskristall detektierte Röntgenstrahlung zwischen 10 und 300 keV und drei Sililzium-Oberflächenbarrierendetektoren. Der Kollimator hatte ein 2mm starkes Berrylliumfenster. Eine Aluminiumröhre gefüllt mit Xenon/Kohlendioxid im Verhältnis 9 zu 1 war der Proportionalzähler. Er konnte Quellen in einem Bereich von 20 bis 90 Grad detektieren. Er wurde mit einer Fe-55 Quelle im Flug kalibriert. Der Szintillationszähler war ein 3,5 cm breiter und 1 cm dicker Natriumiodikristall. Der Lichtblitz wurde von einer Photomultiplierröhre von RCA aufgenommen. Ein Antikoinzidenzschild aus weiteren Natriumiodidkristallen und poliertem Aluminium lenkte deren Blitze ebenfalls auf die Röhre. Der Oberflächenbarrierendetektor war empfindlich um 10 Grad quer und 90 Grad in die Rotationsrichtung. Die Ereignisse wurden abhängig von der Energie in einen von 9 Zählern gesammelt. Dieser Detektor wurde durch eine Americum 241 Quelle kalibriert. Das Experiment wog 17,6 kg und hatte einen Stromverbrauch von 2,0 Watt.
• Solar Gamma-Ray Monitor:  Dieses Experiment maß Gammastrahlenteilchen von der Sonne. Es wurde die Intensität und zeitliche Variation gemessen und es wurde versucht Emissionslinien bei Flares zu identifizieren. Das Experiment erfasste Photonen mit Energien von 0,3 bis 10 MeV. Speziell untersucht wurden die Regionen um 0,51, 2,22, 4,43 und 6,14 MeV die mit der Erzeugung von Positronen, Neutronen und Kernen in der solaren Atmosphäre korrelierten. Das Instrument bestand aus einem hochauflösenden Gammastrahlen Szintillationsspektromter in der rotierenden Sektion. Ein Natriumiodid-Kristall diente als Quelle der Lichtblitze die von einem, Array aus Photomultiplier Röhren erfasst wurden., Der NAI(TI) Kristall wurde von CsI-Kristallen abgeschirmt um eine Richtungsabhängigkeit der beobachteten Strahlung zu erhalten. Die Signale wurden dann nach der Pulshöhe in 377 Energiekanälen summiert. Für die Kalibration gab es einen weiteren NaI(TI)-Kristall mit einer nur dünnen Abschirmung aus einer Aluminiumfolie. Sie ließ auch Strahlen oberhalb von 7,5 keV/Photon passieren. Die Signale wurden bis 120 keV in vier Kanälen gemessen. Die Menge der Photonen mit Energien über 30 MeV konnte durch den Energieverlust beim Passieren des Kristalls und Anpassung der Empfindlichkeit abgeschätzt werden.

OSO 8

OSO 8 wurde von Hughes anstatt Ball Aerospace wie seine Vorgänger gefertigt. Eigentlich hatten OSO 1-7 ja schon über einen Sonnenzyklus hinweg gearbeitet. Nun wollte man die Messungen aber fortsetzen und gab einen Neubau in Auftrag, der das Grundprinzip übernahm aber Detailverbesserungen hatte. OSO-8 war der erste einer neuen Serie, die auch noch OSO-J und OSO-K beinhaltete, gebaut wurde aufgrund von Budgetkürzungen aber nur OSO-8.

Gestartet am 21.6.1975 arbeitete er am längsten von allen OSO Satelliten bis zum 26.9.1978. Der Pointing Mode wurde verbessert und hatte nun neben einem 5 x 5 Bogenminuten großen Bereich war nun auch noch eine Ausrichtung auf 1 x 1 Bogenminuten möglich. Ebenso hatte der Scanmodus nun zwei Untermodi: Einen von 40x40 Bogenminuten für die sichtbare Sonnenscheibe und einen von 60 x 60 Bogenminuten großen Bereich, der auch die innere Korona einschloss.

OSO 8 gelangte in einen 544 x 689 km hohen Orbit mit einer Neigung von 32,9 Grad. Trägerrakete war eine Delta 1910. OSO-8 war erheblich schwerer als seine Vorgänger und wog 1941 kg. Damit waren nun auch zwei Experimente mehr möglich. Anders als bei den Vorgängermodellen gab es nun ein einzelnes sechseckiges Solarpanel. Der Zentralkörper war nun rund anstatt achteckig. Er trat am 7.9.1986 wieder in die Erdatmosphäre ein. Der Schwerpunkte verlagerte sich nun auch weg von der direkten Beobachtung der Sonne mehr zu der des interplanetaren Mediums und dem Studium von extrasolaren Quellen vor allem im Röntgenbereich und extremen UV. Folgende Experimente waren an Bord:

High-Resolution Ultraviolet Spectrometer: Das Spektrometer maß die UV-Strahlung zwischen 105 und 230 nm. Hinter einem Casegrain-Teleskop gab es zwei auswählbare Eingangsschlitze von 1 x 5 und 1 x15 Bogensekunden Durchlass. Die zweite Ordnung des Gitters mit 3600 Furchen/mm wurde genutzt und das Spektrum von zwei Photomultipiler-Tuben detektiert. Die eine maß im Bereich bis 140 nm, die andere zwischen 140 und 230 nm. Ein kleiner Computer erlaubte drei Beobachtungsmodi: Abscannen des gesamten Spektrums, eines Teilspektrums oder kontinuierliches Beobachten einzelner Spektrallinien.

Chromosphere Fine-Structure Study: Ein weiteres Spektrometer beobachtete einzelne Spektrallinien zwischen 100 und 400 nm. Dies waren die Lyman-Alpha und Beta Linien und die H und K Linien von Magnesium II und Calcium II. Das Instrument arbeitete in zwei Modi. Es konnte auf eine Region ausgerichtet bleiben und die sechs Spektrallinien scannen oder einen Bereich von einer Größe bis 1 x 1 Bogenminuten in drei der sechs Linien abtasten. Die räumliche Auflösung war wählbar zwischen 1x1 und 1x40 Bogensekunden. Die spektrale Auflösung betrug 0,002 nm mit Ausnahme von Lyman Beta wo sie bei 0,006 nm lag.

High-Sensitivity Crystal Spectroscopy of Stellar and Solar X Rays:  Dieses Instrument beobachtete die Röntgenemission kontinuierlich zwischen 2 und 8 keV und nahm hochauflösende Spektren von stellaren und anderen Himmelskörpern auf. Dazu gab es große Kristalle als Detektoren senkrecht zur Rotationsachse. Dies waren ein Graphitdetektor mit 1100 cm² Fläche und ein PET-detektor mit 194 cm³ Fläche. Mittels der Bragg-Methode kann man durch den bekannten Abstand der Atome im Kristall ein Maximum der reflektierten Röntgenstrahlung bei den Zählern erzeugen. Dies waren Proportionalzähler mit 0,026 mm breiten beryllium-belegten fenstern an jeder Seite und einer Füllung mit einem Gasgemisch aus Argon und Xenon. Sie konnten alle 10 s das Spektrum zwischen 2 und 8 keV abtasten. Somit war eine kontinuierliche Überwachung von Flares möglich.

Mapping X-Ray Heliometer: Dieses Experiment von Lockheed sollte den Ort von solaren Aktivitätsregionen bestimmen und von der Emission ein Röntgenspektrum zwischen 2 und 30 keV erstellen. Das Instrument bestand aus drei Detektoren mit Kollimatoren die einen parallelen Strahlenverlauf vor den Detektoren erzeugten. Alle drei Detektoren waren identisch, aber in unterschiedliche Richtungen orientiert. die Halbwertsbreite des Gesichtsfelds betrug 2,1 Bogenminuten x 10 Grad. Ein Detektor war in der Spinachse anbracht, die anderen beiden 60 Grad von dieser Achse nachunten bzw. oben schauend. Die Detektoren waren Proportionalzähler mit verschiedenen Fenstern zur Selektion des Wellenlängenbereichs. Das Experiment arbeitete vom Juni 1975 bis September 1978.

Soft X-ray Background Radiation Investigation: Das Experiment der Universität von Wisconsin maß die galaktische Röntgenstrahlung in Abhängigkeit vom Breitengrad. Es gab dafür zwei Sets von je drei Proportionalzählern. Alle Zähler hatten ein Gesichtsfeld von 3,5 x 3,5 Grad. Sie unterschieden sich in den Einfangsfiltern bzw. Füllung. Ein Set war parallel zur Spinachse orientiert, das andere Set antiparallel. Alle Zähler hatten ein Polycarbonatfenster und waren mit Methan gefüllt. Ein Detektor zusätzlich mit einem 0,2 nm starken Aluminiumfenster belegt. die Zähler waren versiegelt, doch die Zähler mit Polycarbonatfenster verloren laufend Methan weswegen es einen Methanvorrat zum Nachfüllen an Bord. Die Sensitivität betrug 1% bei den galaktischen Polen. Erfasst wurde die Strahlung zwischen 0,15 und 45 keV pro Photon.

Cosmic X-Ray Spectroscopy: Das Experiment maß das Spektrum des Hintergrundes und einzelner Röntgenquellen zwischen 2 und 60 keV. Alle Detektoren waren Proportionalzähler mit verschiedenen Gasfüllungen. Ein Detektor hatte zwei Kammern gefüllt mit Neon/Propan und Xenon/Methan. Er war parallel zur Rotationsachse angebracht und hatte ein Kammervolumen von 240 cm³. Das Gesichtsfeld betrug 5 Grad. Ein zweiter Detektor hatte nur eine kleinere Kammer (75 cm³) und war etwas außerhalb der Senkrechten der Rotationsachse angebracht.  Sein Gesichtsfeld betrug 3 Grad. Der dritte Detektor mit einer Kammerfläche von 270 cm³ war senkrecht zur Rotationsachse angebracht und hatte ein Gesichtsfeld von 5 Grad. Er hatte eine Xenon-Methanfüllung. Die Daten wurden in einem Buffer gesammelt und einmal pro Minute übertragen.

High-Energy Celestial X rays: Das Instrument des GSFC sollte das Spektrum und die Intensität der Röntgenstrahlung von bekannten Röntgenquellen messen. Der Detektor bestand aus zwei isolierten Cäsium-Iodid-Kristallen, abgeschirmt durch weitere Cäsiumiodkristallen an der Seite. Beide Detektoren hatten eine aktive Fläche von 27,5 cm² und konnten minimal 0.000001 Elektronen/cm²/keV erfassen. Der Wellenlängenbereich beträgt zwischen 20 keV und 3 MeV. Ein Detektor war komplett abgeschirmt und maß das Hintergrundspektrum. der zweite hatte durch die Abschirmung ein Gesichtsfeld von 5 Grad. Der Detektor war 5 Grad außerhalb der negativen Spinachse angebracht. Das Experiment konnte die Strahlung einer Punktquelle die innerhalb von 5 Grad an der Spinachse lag detektieren wenn die Strahlung mindestens 0.00001 Photonen/cm³/keV bei 100 keV betrug. Diese Grenze wurde von dem kosmischen Hintergrund gesetzt.

EUV From Earth and Space: Dieses Experiment war auf der rotierenden Sektion untergerbacht. Es maß die UV-Emissionen von Wasserstoff, Sauerstoff und Helium in der Erdatmosphäre und interplanetarem Raum. UV-Strahlung katapultiert Elektronen auf höhere Bahnen, wenn sie zurückfallen geben sie UV-Strahlung einer bestimmten diskreten Wellenlänge ab, abhängig vom Start- und Endniveau der Bahnen. Dies geschieht auch in der Erdatmosphäre in großen Höhen. Drei Photometer maßen die UV-Strahlung zwischen 17 und 108 nm und Teilen des Bandes zwischen 112,5 und 123 nm. Jedes Photometer bestand aus einem kontinuierlichen Elektronenzähler und einem Film aus Metall oder Magnesiumfluorid als Filter.:

• 100 nm dicker Aluminium und 50 nm Kohlenstofffilter: Lässt Strahlung zwischen 17 und 44 nm passieren.
• zwei 100 nm dicke Aluminiumfolien: diese lassen Strahlung zwischen 17 und 80 nm passieren
• 150 nm starker Indiumfilm: Lässt Strahlung zwischen 73 und 108 nm passieren
• Zelle mit einem Magnesiumflourid-Fenster: lässt Strahlung zwischen 113 und 150 nm passieren

Die Filter befanden sich auf einem Rad und wurden kontinuierlich weitergedreht. So konnten bei drei Detektoren drei der vier Bereiche immer erfasst werden. Durch die Rotation des Körpers wurde so die erde wie auch der interplanetare Raum erfasst. Es war in einem Winkel zur Drehachse montiert und die Photometer hatten zusätzlich Schutzblenden um eine Blendung durch die Sonne auszuschließen.

Die Nachfolge

Die steigenden Kosten des Space-Shuttles führte dazu dass man dann die OSO-Serie nach 13 Jahren einstellte, da das gesamte NASA-Wissenschaftsprogramm gekürzt wurde. Auch hatten die Satelliten wie geplant einen ganzen Sonnenzyklus über die Sonne beobachtet. Als man die Sonnenbeobachtung Anfang der Achtziger Jahre wieder aufnahm setzte man nicht mehr eine Serie von kurzlebigen Satelliten ein, sondern größere, langlebigere Satelliten. Der erste war die Solar Maximum Mission.

Zusammenfassungen

Startdaten:

Technische Daten:

Satellit	Startgewicht:	Abmessungen:	Experimente	Bemerkungen	Betriebszeit:
OSO-1	208 kg	Höhe 94 cm, Durchmesser: 112 / 234 cm (mit/ohne Ausleger)	82 kg	Im Mai 1963 ausgefallen, Bahnrekorder fiel nach 3 Monaten aus. 75 Flares beobachtet	15 Monate
OSO-2	248 kg	Höhe 94 cm, Durchmesser: 112 / 234 cm (mit/ohne Ausleger)	98 kg	Abgeschaltet 11/1965. Hohes Dipolmoment führte zum schnelleren Verbrauch von Lagekontrollgas. Hatte verbesserten Bandrekorder, neue Telemetrieanlage, Scanmodus für Experimente, neue Solarzellen.	9
OSO-3	288 kg	Höhe 94 cm, Durchmesser: 112 / 234 cm (mit/ohne Ausleger)	112 kg	Bandrekorder fiel nach 18 Monaten aus. Im Dezember 1971 abgeschaltet. Hatte Dipol-Pitchhlagekorrektur, erfasste die Sonne schneller und hatte eine höhere Ausrichtungsgenauigkeit	58
OSO-4	273 kg	Höhe 94 cm, Durchmesser: 112 / 234 cm (mit/ohne Ausleger)	110 kg	Bandrekorder fiel nach 18 Monaten aus. Im Dezember 1971 abgeschaltet. Erste Extrem-UV Bilder der Sonne. Verbesserte Batterieladekontrolle und vergrößerter Kommandospeicher.	41
OSO-5	291 kg	Höhe 94 cm, Durchmesser: 112 / 234 cm (mit/ohne Ausleger)	116 kg	Im Januar 1975 abgeschaltet. Verändertes Solararray, doppelte Sendestärke und neues Telemetrieformat	62
OSO-6	288 kg	Höhe 94 cm, Durchmesser: 112 / 234 cm (mit/ohne Ausleger)	100 kg	Im Dezember 1972 abgeschaltet. Magnetfeld-Dipollagekorrektur für Rollachse, Offset-Ausrichtung und kleinerer Rasterscan. Verbesserte Sender-	35
OSO-7	640 kg	Höhe 180 cm, Durchmesser: 144 cm	2ß8 kg	Doppelte Experimentzuladung und Masse, Mehr Kommandos, verbesserte Ausrichtung mit höherer Genauigkeit Star-Tacker für die Nachtseite. Arme entfallen	20

Links

HISTORY OF ORBITING SOLAR OBSERVATORY OSO-2

OSO-6

OSO-7

Artikel erstmals publiziert am 10.3.2017

© des Textes: Bernd Leitenberger. Jede Veröffentlichung dieses Textes im Ganzen oder in Auszügen darf nur mit Zustimmung des Urhebers erfolgen.

Bücher vom Autor über Raumsonden

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.

Bücher vom Autor über Raumsonden

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.

Sitemap

Kontakt

Neues

Impressum / Datenschutz

Hier werben / advert here

Buchshop

Bücher vom Autor