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Mariner 5

Einleitung

Die Mariner 5 Sonde war ein umgebautes Reserveexemplar von Mariner 4. Ursprünglich war es geplant auch 1966/67 Sonden zum Mars zu schicken (Mariner C, Mariner-Mars 66/67). Doch man bekam keine Finanzierung für dieses Projekt. Warum man dann ein Reserveexemplar von Mariner 3 und 4 zur Venussonde umbaute, und nicht zum Mars schickte, lässt sich heute nicht mehr klären. Das Projekt wurde innerhalb von zwei Jahren durchgeführt. Vorgeschlagen wurde es am 25.12.1965 nach dem Vorbeiflug von Mariner 4 am Mars. Ziel war ein Vorbeiflug an der Venus in 2500 Meilen (4022 km) Abstand. Wobei das wichtigste Experiment an Bord der Bordsender war:  Es galt mit einem Bedeckungsexperiment weitere Daten über die Venusatmosphäre und den inneren Aufbau der Venus zu sammeln.

Raumsonde

Mariner 5Mariner 5 hatte einen zentralen Körper von achteckiger Gestalt mit einem Durchmesser von 127 cm und einer Höhe von 45.9 cm. Mit einem Sonnenschirm betrug die Höhe 63,.5 cm. In diesem befanden sich 8 Einschübe, die Elektronik, Lageregelung, Batterien, Druckgas etc. aufnahmen. In einem rahmen befand sich das Triebwerk für die Kurskorrektur.

Der Rahmen war extrem leichtgewichtig, aus einer Magnesiumlegierung aufgebaut. Er wurde durch mehrere Lagen von Superisolations-Folien isoliert. In sechs Abteilen regelten durch Bimetallstreifen betriebe Louver (vergleichbar mit Jalousinen, blankpolierte Metallstreifen die gekippt werden können) die Innentemperaturen. Die Temperatur konnte in einem Bereich von +10 bis +32 Grad reguliert werden. Der Zentralkörper war weitgehend identisch zu dem von Mariner 3+4, sein Gewicht betrug nur 14.5 kg.

An diesem schlossen sich vier Solarpanel mit je 112 × 90 cm Größe mit 17640 Solarzellen an. Die Panels mit einer Gesamtfläche von 4.05 m² lieferten bei der Erde 370 Watt, in Venus Distanz noch 550 Watt Strom. Der Stromverbrauch betrug minimal 180 Watt, bei Betrieb aller Experimente und Sender 281 Watt. Gegenüber Mariner 4 hatte man die Panels verkürzt, da die Sonde bei der Venus viel näher der Sonne ist und so mehr Strom durch die Solarpanels erhielt. Es entfielen auch die Sonnensegel die man bei Mariner 3+4 probeweise montiert hatte.

Eine wiederaufladbare 1200 Wattstunden Silber-Zink Batterie aus 18 Zellen diente als Puffer für die Zeiten, in denen die Solarpanels nicht zur Sonne zeigten. Sie wog 15 kg. In Venusnähe sank die Kapazität durch Entladezyklen und höhere Temperaturen auf 900 Wh.

Unten befand sich ein Hitzeschutzschild aus einem aufgespannten Schirm, der die Elektronik vor hohen Temperaturen schützen sollte. Dieser war neu bei Mariner 5. Er hatte eine Fläche von 1,23 m² und bestand aus einer 25 Mikrometer dicken Teflonfolie.

Die Lage und der Kurs wurden über 12 redundante kleine Düsen an der Seite und den Panels gesteuert. (6 x je 2 Stück). Sie wurden mit Stickstoff Druckgas betrieben. 2 x 1.15 kg befanden sich in zwei Titan Kugeltanks. Die Kurskorrektur geschah über ein 222 Newton Triebwerk an einer Seite, das 9.8 kg Hydrazin katalytisch zersetzte. Dieses verfügte über Schubvektorsteuerung in vier Richtungen. Das Trockengewicht von Triebwerk und Tanks betrug 13.4 kg. Möglich waren Brennzeiten von minimal 0.05 und maximal 100 Sekunden. Das Gesamtvermögen zum Ändern der Geschwindigkeit betrug 84 m/s.

Die Position im Raum wurde durch ein System von 3 Kreiseln und Venus, Sensoren für den Venusterminator (Grenze zwischen beschienener und dunkler Seite der Venus), Sonnensensoren und einen Kanopus Sternsensor festgestellt. Die Rollachse zeigte auf Kanopus. Dieser hatte ein Gesichtsfeld von 5 x 32 Grad. Die Sonnensensoren unterteilen sich in Grobsensoren und Feinsensoren mit unterschiedlichen Gesichtsfeldern. Ein Erdsensor diente als Reserve und wurde nicht benutzt. In Venusnähe wurde die Richtantenne und die Experimente mit Venussensoren ausgerichtet. Alle Sensoren bestanden aus einer Photomultiplierröhre hinter einer Optik. Eine Elektronik aktivierte das Triebwerk oder die Lageregelungsdüsen wenn der Himmelskörper aus dem Gesichtsfeld wanderte und so der Strom aus den Röhren absank.

Die Kommunikation geschah über eine elliptische Hochgewinnantenne von 53,8 x 116.8 cm Durchmesser und eine 0.1 m breite Niedriggewinnantenne am Ende einen 223 cm langen Auslegers. Beide Antennen sandten bei 2298 MHz im S-Band. Die Datenrate betrug wegen des geringen Gewinns der Antenne von 23 dbi (Hochgewinnantenne, Rundstrahlantenne 6 dbi) nur 33,33 und 8,33 Bit/sec. Die Sendeleistung betrug 6.5 und 10.5 W. Kommandos wurden bei 2115 MHz empfangen. Anders als bei Mariner 3+4 gab es kombinierte Sender/Empfänger mit 100 Sendekanälen. Übermittelt wurden 90 Messungen. Der Antennenausrichtungsmechanismus musste geändert werden, da die Antenne bei Mariner 3+4 so ausgerichtet war das die Hochgewinnantenne auf den Punkt an der Ekliptik zeigte wo die Erde sein würde, wenn Mariner 3+4 den Mars passierten. Diese Ausrichtung auf die Ekliptik war bei Mariner 5 wegen des Flugs nach Innen nicht möglich.

Zur Datenspeicherung wurde ein Bandspeicher von 1.1 Megabit Kapazität eingesetzt. Er war von der Mariner 4 Sonde übernommen worden, aber modifiziert worden für eine kontinuierliche Datenaufnahme von 66.6 Bit/sec anstatt mit 10700 Bit/sec und Start/Stopp Zyklen wie bei Mariner 4 zur Aufnahme von Bildern. Benutzt wurden nur 2 Spuren. So wurde die Bandlänge von 100 auf 15 m verkürzt. Er konnte 129 anstatt 25 Minuten Daten aufzeichnen, aber mit der geringeren Datenrate.

Ein Sequenzer konnte Kommandos von der Erde zwischenspeichern und zu einem bestimmten Zeitpunkt ausführen, er war identisch zu dem an Bord von Mariner 4. der Zeitgeber beherrschte 30 Kommandos. Der Sequenzer wog 5.2 kg.

Die Sonde hatte eine Spannweite von 5.48 m (Mariner 4 zum Vergleich: 6.88 m) und war wie Mariner 3+4 mit einem Mast für die LGA 2.89 m hoch. Die Startmasse lag bei 244.9 kg. Damit war Mariner 5 16,8 kg leichter als Mariner 4, obwohl die Startgeschwindigkeit zur Venus kleiner ist. Neben dem Flugexemplare (M67-2) wurde ein Flugunterstützungsexemplar (M67-1) gebaut, welches man für Tests am Boden ließ, falls es Probleme mit Systemen von Mariner 5 gab um diese am Reserveexemplar genauer zu untersuchen. Die wesentlichen Systeme der Sonde:

Skizze

System Gewicht
Struktur 31.0 kg
Mechanismen 2.4 kg
Solarpanel 27.7 kg
Batterie 31.7 kg
Spannungswandler 25.8 kg
Radiosender und Antenne 21.5 kg
Elektrik 49.4 kg
Kommandodekoder 4.7 kg
Datenencoder 10.6 kg
Sequenzer 5.5 kg
Bandrekorder 8.7 kg
Pyrotechnik 3.8 kg
Kabel 19.8 kg
Thermalkontrolle 7.8 kg
Treibstoff (Antrieb) 20.8 kg
Wissenschaftliche Nutzlast und Support 22.4 kg
Summe 244,9 kg

Aufteilung der Buchten:

Bucht System
1 Spannungsregelung, Ladeinrichtung, pyrotechnische Kontrollgeräte
2 Kurskorrekturtriebwerk
3 Wissenschaftliche Instrumente, Datenverarbeitung
4 Telemetrie und Daten Encoder und Kommandogeber
5 Bandrekorder
6 Sender und Empfänger
7 Zentraler Bordrechner mit Kommandowerk
8 Batterie

Instrumente

Die Instrumentierung war für das neue Ziel angepasst worden. Es wurde anstatt der Kamera ein UV Fotometer zur Messung von Wasser und Sauerstoff in der Venus Atmosphäre mitgeführt, sowie die schon bei Mariner 4 verwendeten Instrumente für die Vermessung des Sonnenwindes. Da die Venus auf Bildern von der Erde aus immer strukturlos war, versprach man sich nichts von Kamerabildern. Erstmalig wurde an Bord einer amerikanischen Planetensonde ein Photometer eingesetzt, welches es erlaubt die chemische Zusammensetzung der Atmosphäre zu bestimmen. Dies erlaubte es die Zusammensetzung der Venus zu bestimmen. Zahlreiche Partikelexperimente von Mariner 3+4 entfielen bei dieser Sonde, obgleich man genügend Strom zur Verfügung hatte und auch die Trägerrakete größere Reserven für einen Start zur Venus zur Verfügung hatte. So verfügte Mariner 5 über nur fünf Experimente im Gesamtgewicht von 10.2 kg. Dies war die kleinste Instrumentierung im ganzen Mariner Programm. (Andere Angaben zählen die Elektronik für die Experimente zu den Experimenten hinzu und kommen dann auf 22.2 kg).

Zweiband Empfänger

Dieses Experiment, welches in ähnlicher Form auch bei den Raumsonden Pioneer 6-9 eingesetzt wurde, untersuchte das interplanetare Medium. Von einer 4.6 m Parabolantenne der Stanford Universität wurde ein Signal mit 423.3 MHz und die 2/17 harmonische Frequenz von 49.8 MHz zur Raumsonde gesandt. Die Raumsonde detektierte mit zusätzlichen Antennen in der Bucht 2 die Zeit des Nulldurchgangs einer Phase bei beiden Signalen. Durch Elektronen im interplanetaren Raum wird das 49.8 MHz Signal verzögert, das 423.3 MHz Signal dagegen nicht. Die Zeitdifferenz ist proportional zu der Anzahl der Elektronen im Flugpfad, die dadurch bestimmt werden kann. Der DFR wog 3.1 kg wozu noch 0.4 kg für die Antennen kamen.

UV Fotometer

UB FotometerDas UV Fotometer hatte die Aufgabe die obere Atmosphäre zu erforschen. Da die Venusatmosphäre sehr dicht ist erwartete man dass sie sich bis in 12.800 km Höhe erstreckt. Das UV Fotometer maß die bei der Rekombination von Molekülen abgegebene UV Strahlung wie auch die Absorption von solarer UV Strahlung über dem Horizont der Venus. Ziel war es die von atomaren Wasserstoff bei 121.6 nm und von atomaren Sauerstoff bei 130.4 nm emittierte Strahlung zu messen.

Das UV Fotometer maß die Helligkeit in ausgewählten UV Bereichen. Detektoren waren drei 18-stufige Photomultiplier mit Cäsiumiodid Photodioden  als Detektoren und Lithiumfluorid Fenstern, die nur langwellige UV Strahlung als 105 nm durchließen. Die spektrale Empfindlichkeit des Fotometers lag bei 105-190 nm. Spektrale Messungen bekam man durch das Belegen von 2 Röhren mit 2 Filtern:

Durch Differenzmessungen zur ersten Tube konnte man die Helligkeit in der Lyman Alpha Linie (121.6 nm) und der Emissionslinie von atomaren Sauerstoff (bei 130.4 nm) bestimmen und die Konzentration von Wasserstoff und Sauerstoff in der Hochatmosphäre bestimmen.

Da die Emission auch temperaturabhängig ist, bestimmte man mit diesem Instrument auch die Temperatur in der Hochatmosphäre. Das Gesichtsfeld der ersten Röhre betrug 3.0 Grad, das der zweiten und dritten Röhre 1.2 Grad. Das UV Photometer übermittelte seine Daten mit 8.33 Bit/sec. Alle 8 Messungen eine Kalibrationsmessung. Das UV Fotometer wog 4.1 kg.

Eingefangene Strahlung

Das Experiment von van Allen entsprach dem für niedrige kosmische Strahlung an Bord von Mariner 4. Gegenüber diesem hatte man die Anzahl der Detektoren halbiert. Es gab nur noch zwei Geiger-Müller Zähler des Typs Anton 213 und einem P-N Oberflächenbarrierensiliziumdetektor. Der Oberflächenbarrierendetektor hatte eine Detektionsschwelle von 40 keV bei Elektronen und 500 keV bei Protonen. Bei den Geigerzählern, die 70 und 135 Grad zur Sonnenlinie ausgerichtet waren, lagen die Detektionsschwelle bei 80 MeV bzw. 500 keV bei Elektronen und 900 keV bei Protonen. Ein Detektor war mit einer Berylliumfolie abgedeckt um die Detektionsschwelle zu erhöhen. Der Detektor der bei 135 Grad ausgerichtet war, hatte auch Obergrenzen für Elektronen von 3.5 MeV und Protonen von 8 MeV. Das gesamte Volumen betrug 1350 cm³ bei einem typischen Stromverbrauch von 0.45 W. Die Ionenfalle wog 1.2 kg.

Neben der Untersuchung des interplanetaren Raumes sollte das Instrument auch nach einem Strahlungsgürtel bei der Venus suchen, fand aber keinen.

Magnetometer

Nachdem die erste Mariner Sonde zur Venus, Mariner 2 kein Magnetfeld finden konnte, setzte man bei Mariner 5 ein spezielles Helium Magnetometer für schwache Felder ein. Es maß an einem 1.5 m langen Ausleger das Magnetfeld in allen drei Raumachsen. Der maximale Messbereich lag bei ± 204 nT mit einer Auflösung von ± 0.2 nT. Wie bei Mariner 4 wurden die drei Raumachsen simultan gemessen, aber hintereinander in einem 12.6 Sekunden langen Datenstrom übertragen. Im Datenstrom niedriger Datenrate wurde eine Messung alle 50.4 Sekunden gemacht. Mit Ausnahme der ersten 10 Tage nach dem Start und 4 Stunden bei der Venusbegegnung arbeitete das Instrument immer im Mode niedriger Datenrate.

Das Magnetometer war Nachfolger eines fast identischen Instrumentes bei Mariner 4. Man hatte lediglich den Messbereich von 360 auf 204.8 nT abgesenkt und das Magnetometer mit weißer Farbe bestrichen um es besser vor der Hitze zu schützen. Das Magnetometer wog 3.6 kg.

Plasmaprobe

Die Plasmaprobe bestand aus einer Faraday Cup Probe, welche in drei Sektoren positive Ionen mit einer Energie pro Ladung von 40 V bis 9400 V bestimmte. Verschiedene Gitter waren über einem segmentierten Kollektor angebracht. Durch Anlegung verschiedener Spannungen konnte man nur Ionen mit einem bestimmten Energiebereich durchlassen. Elektronen wurden von einem positiv geladenen Gitter abgefangen.  Jeder Sektor umfasste einen Winkel von 120 Grad. Gemessen wurde in 32 logarithmisch unterteilten Bereichen. Der kleinste Bereich lag bei 30-40 V Spannung an den Gittern, der letzte bei 7700-10000 V. Jede Messung dauerte 2.1 Sekunden. Dabei wurde vorwärts und rückwärts der Spannungsbereich durchschritten, so dass eine ganze Messung 64 Schritte umfasste, die alle 5 Minuten wiederholt wurde.

Die Plasmaprobe schaute mit einem Winkel von 10 Grad zur Sonne. Sie war aus einem Vorgängerexperiment von Mariner 4 entwickelt worden und verfügte über doppelt so viele Schritte um den Messbereich abzutasten. Weitere Änderungen betrafen vor allem Anpassungen an die höhere Wärmestrahlung und eine robustere Elektronik. Die Plasmaprobe wog 3.1 kg.

S-Band Bedeckung

Dieses Experiment nutzte den S-Band Sender der Sonde als Experiment. Als die Sonde die Venus passierte, durchquerten Funkwellen zuerst die Ionosphäre, dann die Atmosphäre. Auf der Erde wurde die Verzögerung, der Dopplershift und die Abschwächung gemessen. Dadurch konnte die Dichte der Atmosphäre und ihre Temperatur bestimmt werden. Dies war im Nachhinein sogar das wichtigste Experiment, da es die bisher besten Werte für die Temperatur und den Druck der Atmosphäre lieferte. Dazu war ein 320 kHz Oszillator zum Sender hinzu genommen worden, der eine frequenzstabile Trägerwelle erzeugte.

Mission

Die Genehmigung zum Umbau von einem Ersatzexemplar von Mariner 4 zur Venussonde kam am 25.12.1965. Mariner 5 war nach den Sonden Mariner 1+2 die zweite und letzte eigene Mariner Mission zur Venus. Der Start von Mariner 5 erfolgte am 14.6.1967. Um die Ausrichtung der Experimente und der Hochgewinnantenne zu vereinfachen hatte man schon vor dem Start den Passagezeitpunkt auf den 19.10.1967 um 18:00 GMT festgelegte. Für diesen Zeitpunkt hatte man die Positionen von Venus, Erde und Sonne im Sequenzer fest einprogrammiert. Auf sie wurden Experimente, Solarpaneele / Sonnensensoren und Antennen ausgerichtet. Das Startfenster erstreckte sich vom 14 bis 24 Juni, ein relativ kurzes Zeitfenster bedingt durch die feste Passagedistanz. Man konnte es bis zum 1.7. ausdehnen wenn man die Nutzlasthülle durch eine leichter gewichtige die für die Lunar Orbiter gebaut wurde ersetzte. Abweichungen vom idealen Startzeitpunkt musste die Raumsonde bei zwei angesetzten Mittkurskorrekturen wieder ausgleichen.

Die Atlas Agena D beförderte Mariner 5 zuerst in eine Parkbahn von 181,5 x 194,5 km mit einer Inklination von 29,9 Grad. Die Atlas hatte 0,8 s zu früh abgeschaltet. Man glich dies mit einer um 9,8 s verzögerten, dafür mit 143,7 s längeren Brenndauer der Agena D aus. Nach 13 Minuten 40 s zündete die Agena D erneut für 95,5 s. Auch hier kam es zu einer Abweichung: Der Schub war etwas geringer als vorgegeben. Doch die Bahn stimmt. Man hatte nicht auf die Venus gezielt sondern 75.000 km daneben um eine Kontamination durch die Agena zu verhindern. Die Agena passiert nach Abtrennung die Venus auch in 231.300 km Distanz. Mariner 5 gelangte auf eine 0,716 x 1,018 AE Bahn mit einem Perihel in 107,3 Millionen km Entfernung, 900.000 km innerhalb der Venusumlaufbahn.

Obgleich die Sonde die erste (und bis zum Start von Mariner 10 auch die einzige) Einzelsonde des Programms war, klappte der Start mit einer Atlas Agena D problemlos. Ziel war eine Passage von 10.000 km vom Zentrum des Planeten, der einen Radius von 6.100 km hat.

Die Passagedistanz war wie bei fast allen Vorbeiflugsonden Gegenstand von Diskussionen. Die Wissenschaftler wollten für gute Messungen eine Passage in einem Abstand von unter 8.165 km. Die nahe Passage war nötig für die Bestimmungen des UV Fotometers, Magnetometers und für den Nachweis eines Strahlungsgürtels. Die NASA bevorzugte dagegen eine weite Passage in einer Distanz von 75.000 km um eine Kontamination der Venus mit der nicht sterilisierten Sonde zu vermeiden. (Offensichtlich glaubte man bei der NASA nicht an die eigenen Messdaten: Mariner 2 hatte schon vor vier Jahren eine Oberflächentemperatur von 425 Grad bestimmt, was Leben definitiv ausschloss). Durchsetzen konnten sich die Wissenschaftler. Eine Zündung des Korrekturtriebwerks am 19.6.1967 brachte die Sonde auf einen Kurs, der sie bis auf 4.000 km an die Venus heranführte. Er beschleunigte die Sonde um 15,4 Minuten und reduzierte die Passagedistanz von 75.781 auf 3.990 km und verlegte den Ankunftszeitpunkt von 3:53 GMT auf 17:59. Da die Sonde nun auf fast perfektem Kurs war entfiel das zweite Kurskorrekturmanöver.

Am 19.10.1967 passierte die Sonde die Venus in 3968 km Entfernung, Während 6 Minuten passierte das Funksignale die Atmosphäre bis es schließlich die Venus erreichte und abriss. Wiederum konnte kein Magnetfeld oder ein Strahlungsgürtel bei der Venus gefunden werden. Es gab aber eine erhöhte Elektronendichte von 650.000/cm³ bei der Venus, eine Wechselwirkung zwischen Sonnenwind und Venus. Die Obergrenze der Venusionosphäre wurde zu 500 km bestimmt. Bei der Erde ist die Grenzschicht durch das Magnetfeld und den geringeren Sonnenwind höher und geht erst ab 1.000 km in die Plasmaumgebung über. Dafür konnte die Zusammensetzung der Atmosphäre präzisiert werden: Sie sollte nach den Messungen zu mindestens 72-87 % aus Kohlendioxid bestehen. Der Rest sollte aus Stickstoff bestehen. Es gab Schätzungen der Temperaturen in verschiedenen Höhen durch das Bedeckungsexperiment. Für 320 km Höhe wurden 367 K ermittelt, für die Wolkenobergrenze 230 K. Für die Oberflächentemperatur wurden 540 K (267° Celsius) abgeschätzt. Da es keine direkten Messungen gab, kam ein anderes Team mit denselben Daten jedoch auf 500 Grad Celsius. Der Bodendruck zu 75-100 Bar abgeschätzt. Die Atmosphäre sollte ein mittleres Atomgewicht von 40 haben. Während 129 Minuten wurden Daten aufgezeichnet. Sie wurden ab dem 20.10.1967 vom Bandrekorder abgerufen wobei dies wegen der langsamen Datenübertragung 72,5 Stunden dauerte.

Durch die gute Bahnbestimmung (Ort der Sonde) konnten sowohl Venusmasse wie auch die Form besser bestimmt werden. Die Venus hatte danach 81.5 Prozent der Erdmasse und die Abplattung zwischen Pol und Äquator beträgt maximal 500 m. (50 mal kleiner als bei der Erde). Wasserstoff konnte in der äußersten Atmosphäre nachgewiesen werden, aber kein Sauerstoff. (Ein ähnliches Ergebnis ergaben zeitgleich die Messungen der sowjetischen Sonde Venera 4).

VenusDurch Messungen der Veränderungen des Funksignals war bald klar, dass es keine Gravitationsanomalien gab, d.h. die Oberfläche relativ glatt und der Mantel gleichmäßig sein musste. Der mittlere Venusradius wurde zu 6051.8 km bestimmt. Als Nebenprodukt wurde die astronomische Einheit, die mittlere Entfernung von Erde zur Sonne auf 1.5 km genau mit dem Zahlenwert 149.597.870 km bestimmt. Weiterhin konnte man durch die Vermessung der Position der Sonde auf 200 m Genauigkeit eine sowjetische Messung korrigieren: Die Sowjets nahmen an dass die Venussonde Venera 4 bei Kontaktverlust auf der Oberfläche aufgesetzt hatte, entsprechend einem Venusradius von 6.072 km. Die Messungen von Mariner 5 ergaben einen geringeren Radius von 6.048 km. Der heute durch genauere Messungen bestimmte Wert liegt bei 6051,6 km. Die Sonde musste damit in 24 km Höhe ausgefallen sein. Da die Venus vollständig von Wolken bedeckt ist und deren Wolkenobergrenze bis dahin noch nicht bekannt war, kannte man den wahren Radius der Venus bis dahin nicht genau.

Am 4.12.1967 wurde der Funkkontakt mit Mariner 5 verloren. Dies war zurückzuführen auf die Deaktivierung der Sonde und der Umschaltung auf die unidirektionale Antenne am 21.11.1967. Diese Deaktivierung war notwendig weil Mariner 5 sich viel stärker der sonne näherte. in 97,9 Millionen km Entfernung versetzte man die Soden in einen "Schlafmodus" aus dem man sie dann wenn sie das Perihel passiert hatte wieder aktiveren wollte.

Der Verlust des Funkkontaktes über die Niedriggewinnantenne  war vorhergesehen worden, da sich die Sonde immer weiter von der Erde entfernte. Sie hatte jedoch noch genug Stickstoff-Kaltgas um weitere 380 Tage zu arbeiten. Später gab es Mittel für eine verlängerte Mission die vom 22.7.1968 bis zum 22.1.1969 erfolgen sollte. Man versuchte seit dem 26.4.1968 wieder Kontakt aufzunehmen. 17 Versuche blieben aber erfolglos. Mariner 5 befand sich nach dem Venus Vorbeiflug auf einer elliptischen Bahn mit einem Aphel von 109.883 Millionen km und einem Perihel von 86.758 Millionen km. Auf dieser Bahn näherte sich die Sonde bis zum 27.10.1968 immer mehr der Erde, bis eine Minimalentfernung von 39 Millionen km erreicht wurde. Solange stieg die Signalstärke an und die Chancen die Hochgewinnantenne über Kommandos wieder auszurichten stiegen an.

Am 14.10.1968 konnte man ein Signal der Sonde empfangen. Es zeigte aber starke Schwankungen der Signalstärke und Stabilität. Die Telemetrie der Sonde war nicht mehr lesbar. Man schloss daraus das die Sonden mit etwa 4 Umdrehungen pro Minute rotierte.  So stellte man die Kontaktsuche endgültig ein und beendete am 5.11.1968 offiziell das Projekt. Leider endete mit Mariner 5 die Phase der Venus Erforschung seitens der USA für mehr als ein Jahrzehnt (Mariner 10 passierte die Venus, jedoch war ihr primäres Ziel der Merkur).

Links

Mariner 5 NSSC Masterkatalog



© 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.

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