OSO - Orbiting Solar Obervatorys

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 4280 kg. Gestartet wurden 9 Satelliten. Davon war einer ein Fehlstart.

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.

Alle Satelliten wurden von Cape Canveral mit Delta Trägerraketen in nahezu kreisförmige Bahnen von 500-560 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 6 Monaten. Gebaut wurden sie von der Ball Brothers Corporation in Boulder, Colorado.

OSO 1

OSO-1 OSO 1, gestartet am 7..1962 war der erste dieser Serie. Eine Thor-Delta brachte den 207.7 kg schweren Satelliten in eine 507-539 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 3 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.
3 Gammastrahlendetektoren mit Natriumiodid und Cäsiumiodidkristallenan 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 3 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 übernahm den Aufbau seines Vorgängers war aber mit 248 kg schwerer. Die Nutzlastkapazität wurde ebenfalls gesteigert. 5 der 9 Buchten konnten Experimente von jeweils 45 Pfund 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 549-630 km hohe Umlaufbahn mit einer Delta C arbeitete der Satellit bis zum Verbrauch des Lageregelungsgases am 6.12.1965. Dies entsprach einer 50 % Überschreitung der geplanten Lebensdauer von 6 Monaten. 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 endgültig einstellte. Insgesamt übermittelte OSO-2 2,.2 Millionen Messungen während seiner 9 Monate Betriebszeit.

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 Anström. 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

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. 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 Konvertionsfaktor 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

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 248 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.

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 0.12-0.36 nm, 0.3-0.9 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 Ionenkamer. Die Ionenkamer 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 Photomultiplierröhren als Wandler für die Lichtblitze in elektrische Signale. Die Ionenkammern waren empfindlich zwischen 0.01-0.16 nm, 0.05-0.3 nm, 0.2-0.8 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 4 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 Photomultiplierröhren 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 Photomultiplierröhren 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. 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.

OSO 7

OSO-7 OSO-7, der letzte der Satelliten mit dem charakteristischen Aufbau in Drallsektion und halbkugelförmiger entdrallter Sektion und 3 Auslegern wurde am 29.9.1971 gestartet und arbeitete bis zum 9.7.1974.

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.

OSO-7 war erheblich schwerer als seine Vorgänger und wog 635 kg. Der prinzipielle Aufbau mit einem Zylinder und einem Solarpanel mit der entdrallten Sektion wurde beibehalten, doch der Aufbau unterschied sich in einigen Details. Es fehlten die Yo-Yo Ausleger und das Solarpanel bestand nun aus 6 Teilen. Die Daten wurden über PCM//PM übertragen. Es gab 155 Kommandos um den Satelliten zu steuern.

Der Start mit einer Delta N erfolgte in einen unbeabsichtigten 326 x 572 km hohen Orbit. Bis zum Mai 1973 wurden Daten erhalten, als der zweite Bandrekorder ausfiel. Am 9.7.1974 trat er in die Atmosphäre ein.

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.

OSO 8

OSO 8 wurde von Hughes anstatt Ball aerospace wie seine Vorgänger gefertigt. 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.

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

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