Nozomi

Sonda Nozomi představovala první pokus Japonska o dosažení jiné planety. Po startu v roce 1998 měla provést postupně několik kombinovaných motorických a gravitačních manévrů u Měsíce a Země, které ji měly nasměrovat k Marsu. Manévry se zdařily pouze částečně a proto byla vybrána nouzová varianta přeletu, která znamenala prodloužení doby letu až do konce roku 2003. Během dlouhé doby letu se na stanici vyskytla řada poruch způsobených především zásahem částic ze silné sluneční erupce v dubnu 2002. Přesto se dařilo účinky závad částečně eliminovat. Závěrečný manévr, který měl Nozomi navést na oběžnou dráhu kolem Marsu se ale nezdařil a po průletu kolem planety v prosinci 2003 zůstala na heliocentrické dráze. Japonská kosmická agentura uvažuje, že přístroje sondy budou alespoň použity pro výzkum Slunce a meziplanetárního prostoru.

Japonská organizace ISAS se přihlásila k průzkumu velkých těles Sluneční soustavy svojí první sondou, která se připravovala pod názvem Planet-B (Planet-A neboli Suisei startovala v roce 1985 ke kometě P/Halley) a po startu obdržela poetické jméno Nozomi {=Naděje}. Cílem bylo vytvořit družici Marsu a primárním úkolem bylo studium vysoké atmosféry a její interakce se slunečním větrem.

Mars nemá vlastní dostatečně silné magnetické pole, které by zadržovalo částice slunečního větru v bezpečné vzdálenosti od planety. Variace slunečního větru neustále tvarují atmosféru Marsu v její nejvyšší oblasti, podobně jak už to bylo objeveno v případě Venuše, která se také vyznačuje mizivým magnetickým polem. Normální dynamický tlak částic slunečního větru je v rovnováze s termickým tlakem ionosféry ve výškách kolem 150 až 200 km. Sondy Viking však objevily existenci ionosféry daleko nad touto hranicí. Znamená to, že procesy ve vysoké ionosféře Marsu nejsou zcela jednoznačné a jednoduchá analogie s Venuší nelze použít.

Sovětská sonda Fobos 2 objevila mohutný tok ionosférických iontů unikajících z Marsu. Tok je tak veliký, že se sluneční vítr jeví jako jeden z nejdůležitějších faktorů ve vývoji marsovské atmosféry.

Oběžná dráha Nozomi byla zvolena značně výstřední, v nejnižším bodě se měla přibližovat až na 150 km k povrchu Marsu a apocentrum (nejvzdálenější bod) leželo ve vzdálenosti asi 15 poloměrů Marsu (cca. 50000 km). Takováto dráha měla pokrýt měřením nejnižší oblasti ionosféry a rovněž vzdálené oblasti, kde se ještě dá očekávat přítomnost ionosférických iontů.

Oznámené náklady na misi činí 80 mil. USD.

Konstrukce

Sondu postavila firma Nippon Electric a provozuje ji organizace ISAS [=Institute of Space and Astronautical Science] (Japonsko). Na konstrukci některých vědeckých přístrojů se podílejí partneři z USA (NASA), Švédska, Kanady, Francie a Německa.

Rotací 7.5 ot./min stabilizovaná sonda se základním tělesem tvaru hranolu se čtvercovou podstavou 1.6x1.6 m se zkosenými rohy a výšce 0.58 m. Na protilehlé stěny hranolu jsou připevněny dva panely fotovoltaických baterií s křemíkovými články, které zásobují systémy sondy přímo nebo prostřednictvím NiMH akumulátorových baterií. Na horní podstavě je pevně instalována parabolická anténa, z opačné strany vystupuje pohonná jednotka. Osa rotace musí být v době komunikačních intervalů směřována k Zemi. Na boční stěnu je dále upevněn 5 m stožár a 1 m dlouhá tyč, které nesou některé vědecké přístroje a dále čtveřice symetricky rozmístěných drátových antén, jejichž rozpětí je 50 m. Na bocích tělesa sondy jsou umístěny další vědecké přístroje.

Komunikace se sondou probíhá v pásmu X (8410.93 MHz) - vysílání a S (2293.89 MHz) - vysílání a příjem. Rádiová jednotka obsahuje mj. ultrastabilní oscilátor, což umožňuje uskutečňovat vědecká měření založená na sledování vlastností přijímaných rádiových signálů na Zemi. Telemetrická data jsou vysílána rychlostí 64 bit/s až 32 kbit/s v závislosti na vzdálenosti od Země. Data jsou uchovávána v palubní paměti SSMM [=Solid State Mass Memory]. Maximální množství zaznamenávaných dat se očekává v době průletu nejnižším bodem dráhy kolem Marsu, kdy se má generovat až 64 kbit/s.

Celková startovní hmotnost stanice obnáší 541 kg, z toho připadá na vědecké vybavení 35 kg a 285 kg na palivo.

Předpokládaná aktivní životnost na dráze kolem Marsu byla asi jeden marsovský rok (tzn. přibližně dva pozemské roky) a byl podmíněn dostatečnou zásobou paliva, které by zůstalo na palubě po brzdícím manévru.

Vědecké vybavení

Vědecká pozorování, která měla Nozomi provádět, lze rozdělit do pěti skupin:

• Magnetické pole Marsu - zatím nebylo magnetické pole spolehlivě prokázáno. Sonda nesla citlivé přístroje, které by měly podat důkazy o jeho existenci nebo absenci.
• Atmosféra Marsu - Nozomi měla studovat složení a strukturu atmosféry a ionosféry. K těmto účelům byla vybavena detektorem citlivým v ultrafialovém pásmu a hmotovým spektrometrem.
• Ionosférická plazma Marsu - pomocí nově vyvinutých detektorů mělo být měřeno složení, struktura, teplota a plazmové vlny v ionosféře. Očekával se nový pohled na oblast, které zatím nebylo věnováno příliš pozornosti.
• Snímkování - miniaturní palubní kamera měla pořizovat snímky Marsu a jeho dvou přirozených satelitů - měsíců Phobos a Deimos. Měly být zkoumány okolnosti vzniku písečných bouří a oblačnosti a rovněž sledováno tání a růst polárních ledových čepiček.
• Prach - předpokládá se, že podél oběžné dráhy Phobosu se rozprostírá prachový prstenec. Pomocí čítače dopadu prachových částic měla být prokázána takováto oblast.

Na palubě sondy se nacházejí následující vědecké přístroje:

• zobrazovací kamera MIC [=Mars Imaging Camera] umožňující globální snímkování planety z vysoké oběžné dráhy a měsíců Phobos a Deimos, ke kterým se měla několikrát sonda přiblížit;
• přístroj na měření magnetického pole MGF [=Magnetic Field measurement] měl detekovat lokální a případné vlastní planetární pole;
• sonda měřící elektronovou teplotu PET [=Probe for Electron Temperature] ionosféry;
• soubor přístrojů pro studium spektra plazmy PSA [=Plasma Spectrum Analyzer], který obsahuje:
• analyzátor elektronového spektra ESA [=Electron Spectrum Analyzer] detekující tok energie elektronů v rozsahu 12 eV až 16 keV;
• analyzátor spektra iontů ISA [=Ion Spectrum Analyzer] měří energii iontů v rozmezí 10 eV až 20 keV;
• elektronový a iontový spektrometr EIS [=Electron and Ion Spectrometer] slouží k měření vysokoenergetických částic (elektrony, protony, ionty hélia a kyslíku) v rozsahu 40 keV až 500 keV;
• spektrometr ve vzdáleném ultrafialovém oboru XUV [=Extreme Ultraviolet Spectrometer] měří četnost a rozložení plynného hélia a iontů hélia v ionosféře;
• ultrafialový zobrazující spektrometr UVS [=UltraViolet imaging Spectrometer] má za úkol zkoumat vodíkovou a kyslíkovou korónu kolem Marsu ve vlnových délkách 115 až 310 mm;
• analyzátor plazmových vln PWA [=Plasma Wave Analyzer], který je obsahuje:
• přístroj detekující plazmové vlny PWS [=Plasma Wave and Sounder] o frekvencích 20 kHz až 5 MHz;
• analyzátor nízkofrekvenčních plazmových vln LFA [=Low Frequency plasma wave Analyzer] pracuje v rozsahu 10 Hz až 32 kHz;
• iontový hmotový zobrazovač IMI [=Ion Mass Imager] se zorným polem 360° měří v rozsahu 10 eV až 35 keV;
• čítač prachových částic MDC [=Mars Dust Counter] detekuje hmotnost a rychlost dopadajících částic na dráze kolem Marsu ale i během letu od Země;
• spektrometr neutrálních částic NMS [=Neutral Mass Spectrometer] je učený ke zkoumání složení a hustoty částic ve vysoké atmosféře;
• analyzátor tepelných iontů v horní atmosféře TPA [=Thermal Plasma Analyzer] slouží ke stanovení jejich rychlosti, teploty a složení;
• rádiové experimenty používají palubní rádiové aparatury v kombinaci s ultrastabilním oscilátorem ke studiu ionosféry a magnetosféry Marsu a gravitačního pole.

Při vyhodnocování výsledků měření se očekávala široká mezinárodní spolupráce.

Průběh letu

Start sondy se uskutečnil 1998-07-03 v 18:12:00 UT z kosmodromu Kagoshima Space Center pomocí nosné rakety M-5 (výr. č. 3), která umístila stanici na protáhlou dráhu kolem Země s perigeem 340 km a apogeem asi 400000 km.

1998-09-24 se uskutečnil první průlet kolem Měsíce.

1998-12-18 minula sonda v 07:34 UT podruhé Měsíc ve vzdálenosti 2809 km. Gravitační manévr ji nasměroval k poslednímu těsnému průletu kolem Země.

1998-12-20 proběhl závěrečný plánovaný manévr u Země podpořený činností raketového motoru v trvání 7 min. Sonda prolétla v 08:10 UT nad Zemí ve výšce přibližně 1000 km a byla navedena na meziplanetární dráhu. Předpokládal se přílet k Marsu 1999-10-11 v 7:45:14 UT. Během práce motoru se vyskytla závada na palivovém ventilu. Závada byla pozemním povelem odstraněna, nicméně výsledná trajektorie neodpovídala požadované.

1998-12-21 byly provedeny další dvě korekce dráhy, během nichž sonda spotřebovala více paliva než bylo plánováno a při standardním průběhu letu by zásoba paliva nedostačovala k navedení Nozomi na žádanou oběžnou dráhu kolem Marsu.

Po rozboru neúspěšného navedení na dráhu k Marsu bylo rozhodnuto, že původní možnost navedení na dráhu kolem Marsu v 1999-10-11 nebude využita a sonda vykoná další dva gravitační manévry kolem Země v prosinci 2002 a červnu 2003. Doba letu se tím prodlouží až do začátku roku 2004, kdy se Nozomi přiblíží k Marsu s menší relativní rychlostí než v roce 1999, takže i energetická náročnost brzdícího manévru bude nižší.

V období 2000-12-28 do 2001-01-20 se nacházela sonda v konjunkci se Sluncem, které bránilo v rádiovém spojení.

2001-04-10 došlo k zatmění Měsíce a současně se nacházela Nozomi v oblasti za Sluncem. Na jedné přímce se seřadily tedy Země, Měsíc, Slunce a umělý lidský výtvor - sonda Nozomi. Tato událost nemá žádný technický ani vědecký význam, je uváděna jako zajímavost. Stanice se nacházela ve vzdálenosti 360 mil. km od Země a doba letu signálu jedním směrem činila přibližně 20 min.

2002-04-21 byla sonda zasažena částicemi z obří sluneční erupce a její palubní telekomunikační a elektrický systém byly poškozeny. Na přechodnou dobu byl vyřazen z činnosti hlavní komunikační systém, záložní naštěstí zůstal v provozu a byl využit pro uvedení palubní aparatury do vyhovujícího stavu. Elektrický zkrat v baterii připojené na topné elementy palivového systému způsobil, že zamrzl hydrazin v palivovém potrubí. Později se sonda přiblížila na své dráze více ke Slunci a palivo opět roztálo a mohl být vykonán korekční manévr, který navedl Nozomi na správnou dráhu k průletu kolem Země v prosinci 2002.

2002-09-22 oznámili technici z ISAS, že sonda byla po poruše způsobené sluneční erupcí v dubnu 2002 znovu uvedena do provozu.

2003-06-19 sonda využila naposledy gravitační asistence Země k navedení na definitivní dráhu vedoucí k Marsu. V 14:43 UT se přiblížila na minimální vzdálenost 11000 km k povrchu naší planety. Palivo ve vzdálenosti oběžné dráhy Země kolem Slunce bylo dostatečně nahříváno, rozmrzlo, a tudíž mohl být vykonán motorický manévr. Ve vzdálenosti Marsu však hrozilo, že opět zamrzne a motor, který má sondu navést na dráhu kolem cílové planety se nepodaří nastartovat. V průběhu července měl být učiněn pokus o zprovoznění topného systému. Palubní elektronika měla být mnohosetkrát cyklicky vypínána a zapínána a technici doufali, že se následky zkratu podaří odstranit.

Začátkem listopadu 2003 se v tisku objevilo podezření, že vinou závady na palubě Nozomi existuje nebezpečí, že sonda místo uvedení na oběžnou dráhu kolem Marsu může dopadnout na jeho povrch. Nebezpečí je o to závažnější, že sonda nebyla před startem sterilizována a mohla by do marsovského prostředí zanést pozemské mikroorganismy, které přežily několikaletou cestu v mrazivém vesmírném prostoru. Podle vyjádření manažera mise z Japan Aerospace Exploration Agency toto nebezpečí vzniklo jako následek několika závad během letu, které způsobily, že současná dráha se přibližuje k Marsu více než se předpokládalo. Riziko srážky se odhadovalo na 1%, ale byla snaha i toto malé procento nejistoty zcela vyloučit. Proto se plánovalo na 2003-12-09 spuštění motorků sondy, které by mělo jemně doladit trajektorii letu. Předtím než se tak stane, bylo třeba se ještě vypořádat s pokračující závadou na elektrických okruzích.

Technici japonské kosmické agentury si stanovili za cíl, nejpozději do 2003-12-02 odstranit následky zkratu na elektrickém systému sondy. Pokud se jim to nezdaří, nebude možno vykonat úpravu dráhy plánovanou na 2003-12-09, která je nutná, aby byla dosažena správná vzdálenost průletu kolem Marsu, z níž je možné navést Nozomi na plánovanou oběžnou dráhu. Podle dosavadních propočtů by měla sonda minout Mars ve vzdálenosti 894 km. Možnost, že dopadne na planetu je přibližně 1%. Jestli se podaří odstranit poruchu v elektrickém zásobování, bude nutno ještě zajistit nahřátí raketového motoru a palivového rozvodu, které jsou po pěti měsících letu od posledního manévru v blízkosti Země velmi podchlazené.

2003-12-09 oficiálně sdělila JAXA, japonská kosmická agentura, že navzdory úsilí o opětovné zprovoznění poškozených systémů, nebylo do 20:30 japonského standardního času navázáno se sondou spojení. Pokus o navedení Nozomi na dráhu kolem Marsu selhal. Podle vyjádření mluvčího agentury Juniči Moriumy bylo po dnešních pokusech vyčerpáno takřka veškeré palivo. I když nemůže být splněn původní hlavní úkol mise, JAXA si cení především zkušeností, které získala během řízení své první meziplanetární výpravy. Nozomi tedy zůstane i po největším přiblížení k Marsu dne 2003-12-14 na heliocentrické dráze a japonští vědci hledají možnosti využití rozsáhlého vědeckého vybavení k výzkumu Slunce a meziplanetárního prostoru. JAXA se omlouvá za závadu a pokračuje ve vyšetřování příčin nezdaru.

2003-12-14 sonda minula Mars a pokračovala v letu po heliocentrické dráze.
Podle původního plánu měla být navedena na protáhlou eliptickou oběžnou dráhu (300 km až 50000 km, sklon 170°). Po navedení na dráhu měly být uvolněny antény. Následně se mělo periapsis (nejnižší bod dráhy) snížit až na 150 km a oběžná doba upravena na 38.5 hod. Rotační osa - a s ní i parabolická anténa - měly být zaměřeny na Zemi.

Parametry dráhy

Vysvětlivky:

Typ: G - geocentrická

Experimenty a výsledky

Kamera MIC
[=Mars Imaging Camera]

Televizní kamera s prvky CCD v oboru viditelného světla slouží ke snímkování Marsu a jeho přirozených družic. Úkolem je studium vlastností povrchu, polárních čepiček, atmosférických jevů, satelitů Phobos a Deimos a případných prachových prstenců kolem Marsu. Hmotnost přístroje obnáší 2.7 kg a pro provoz vyžaduje 14 W elektrické energie.
Rozměry kamery MIC jsou 90x150x253 mm, objektiv má ohniskovou délku 30 mm, f/1.4. Obraz je tvořen třemi lineárními CCD maticemi o rozměru 1x4104 obrazových elementů ve třech barevných pásmech (červená 630-680 nm, zelená 520-580 nm, modrá 440-480 nm). Jeden pixel má rozměr 12 µm a rozlišení 74 obloukových sekund. Výsledný obraz vzniklý složením obrazových řádků má rozměr 11x11° (512x512 pixelů). Na palubě sondy je komprimován do standardního JPEG formátu s barevnou hloubkou 8 bitů. Kamera může použít čtyř druhů světelného nastavení, jeden pro tmavé povrchy, dva pro velmi jasné oblasti a měsíce Marsu a poslední pro polární čepičky.
Rozlišení na povrchu Marsu se předpokládá při snímkování v oblasti pericentra asi 100 m/pixel. Kamera používá dvou povelových módů. Obvyklým způsobem je zadání okamžiku zahájení snímkování povelem ze Země. Kamera potom snímá tak dlouho, dokud není dosažena zvolená velikost obrazu. Ve druhém módu se zahajuje snímkování automaticky a analyzuje se zda hodnota obrazového elementu překročila určitou prahovou hodnotu - teprve pak se zahajuje tvorba obrazu - tento způsob je primárně určen pro sledování měsíců Marsu.
MIC pořizuje jeden záběr na jeden oběh kolem Marsu. Jelikož je oběžná doba rozdílná od rotace Marsu, posunuje se snímkovaná oblast po marsovském glóbu. Oběžná doba není rovněž synchronizovaná se Sluncem, což umožňuje konkrétní oblast na povrchu po jistém časovém intervalu sledovat v jiné denní době a v rozdílném ročním období.

Hmotový spektrometr neutrálních částic NMS
[=Neutral Mass Spectrometer]

Spektrometr poskytuje údaje o prvkovém a izotopovém složení vysoké atmosféry Marsu. Hlavním úkolem je určení variací neutrálních částic v závislosti na výšce, ročním období, místním čase a sluneční aktivitě. Má studovat složení, teplotu, vývoj a dynamiku vysoké atmosféry a vlivy prachových bouří ve spodních vrstvách atmosféry na vysokou atmosféru. Dále provádí měření ionosféry. Výsledků NMS se má použít jako srovnávacích a doplňujících údajů pro další experimenty z oblasti vysoké atmosféry a ionosféry a působení slunečního větru na prostředí kolem Marsu. NMS sleduje vertikální a horizontální rozložení hlavních neutrálních složek atmosféry (vodík, hélium, atomický a molekulární dusík, atomický a molekulární kyslík, oxidy dusíku, oxid uhličitý a argon) a zastoupení jejich izotopů. V rozmezí výšek 130 až 500 km se má zkoumat teplotní profil.
Spektrometr NMS je pouze mírně vylepšenou verzí přístroje, který byl použit na sondě Pioneer 12 v roce 1978 u Venuše. Jedná se o válcové zařízení o průměru 150 mm a délce 267.5 mm, hmotnosti 2.54 kg s průměrným elektrickým příkonem 7.4 W. Špičkový příkon se požaduje až 11.8 W. Přístroj je upevněn na boční stěně tělesa sondy. V době přeletu k Marsu je jeho vstupní část chráněna krytkou, která se po uvedení na oběžnou dráhu pyrotechnicky odděluje.
NMS je schopen rozlišovat prvky v rozsahu 1 až 60 atomových hmotnostních jednotek.
Přístroj je příspěvkem amerického partnera mise. Byl vyvinut a zkonstruován na pracovišti NASA Goddard Space Flight Center, Laboratory for Atmospheres v Greenbeltu.

Plazmový analyzátor TPA
[=Thermal Plasma Analyzer]

Plazmový analyzátor o hmotnosti 4 kg je určen ke studiu plazmového prostředí v horní ionosféře Marsu pomocí měření tepelné energie iontů a ke studiu tepelných iontů a elektronů v marsovské magnetosféře a magnetosférickém chvostu. Pracuje ve dvou režimech - termální mód je určen k měření iontů v rozsahu 1 až 20 eV, supratermální mód slouží ke sledování iontů a elektronů v rozsahu 10 až 200 eV. Přístroj je schopen registrovat až 300000 částic/s.
Analyzátor tvaru válce je instalován na metrové tyči připevněné na boku sondy v rovině rotace. Podobný přístroj byl použit v kosmických podmínkách na družici Freja pod názvem Freja Cold Plasma Analyzer a byl vyvinut ve spolupráci kanadských vysokých škol s hlavním řešitelem University of Calgary.

Prachový detektor MDC
[=Mars Dust Counter]

Primárním úkolem detektoru o hmotnosti 0.73 kg a příkonu 3.8 W je studium fyzikálních a dynamických vlastností malých prachových částeček včetně těch, které mohly být vymrštěny z měsíců Phobos a Deimos a které mohou tvořit prachový prstenec kolem Marsu. Dále má sledovat meziplanetární prach a částečky kosmické hmoty v blízkosti Země. U prachových částic je měřen náboj, hmotnost, rychlost a směr letu a časové variace jejich výskytu.
Přístroj má tvar krabičky o rozměrech 136x127x181 mm a je lehké voštinové konstrukce z hliníku a slitiny Nomex. Pomocí čtyř úchytek je upevněn na boční stěnu sondy. Spodní část krabičky obsahuje elektroniku, v horní je vlastní detektor částic.
Prachový detektor MDC dodala Technische Universität München (Německo) a byl v podobné verzi použit již u sondy Hiten alias Muses-A a na družici BremSat.

Detektor plazmových vln PWS
[=Plasma Waves and Sounder]

Přístroj je navržen ke studiu dynamiky marsovské plazmosféry a ionosféry a detailních procesů probíhajících v plazmě a jejich dopadu na rozložení plazmy. Je součástí experimentu PWA [=Plasma Wave Analyzer]. PWS má zkoumat hustotu elektronů v horní ionosféře a měřit plazmové vlny vznikající interakcí ionosféry se slunečním větrem a detekovat planetární rádiové vlny. Může být použit rovněž jako výškoměr při topografickém sledování Marsu.
PWS je tvořen dvěma dipólovými anténami, 600 W převodníkem, zesilovačem, generátorem pulsů a přijímačem. Každá anténa je tvořena dvěma dráty o průměru 0.38 mm a délce 25 m vyčnívajícími z opačných stran tělesa sondy. Oba anténní páry jsou na sebe kolmé a většinou jeden pracuje jako vysílač a druhý jako přijímač. Dráty antén až na 5 m na konci jsou izolované polyamidovou vrstvou. 2 m u tělesa sondy je zastíněno měděným opletením. Generátor pulsů pracuje v rozsahu 50 kHz až 10 MHz s taktem 125 ms. PWS pracuje v pěti režimech - třech pasivních a dvou aktivních.
Hmotnost zařízení včetně druhého experimentu LFA je 7.81 kg a vyžaduje příkon 39 W.

Analyzátor nízkofrekvenčních plazmových vln LFA
[=Low Frequency Plasma Wave Analyzer]

Analyzátor je součástí experimentu PWA [=Plasma Wave Analyzer] a používá stejné soustavy antén jako experiment PWS. Je určen ke studiu makroskopického plazmového prostředí a hraničních oblastí mezi ionosférou a slunečním větrem, jevů vznikajících vzájemným působením slunečního větru na marsovskou atmosféru a Phobos, vznik a postup elektromegnetických vln, variací hustoty plazmy, vln na noční straně ionosféry a v ionosférickém chvostu a studené plazmy unikající z ionosféry. LFA měří vlny s frekvencí 10 Hz až 32 kHz.

Iontový hmotový zobrazovač IMI
[=Ion Mass Imager]

Přístroj o hmotnosti 2.97 kg a spotřebě energie 8 W je určen k měření kladných iontů a analýze nejdůležitějších komponent (ionty vodíku, hélia, kyslíku) ve vysoké atmosféře. Hlavním úkolem je studium úniku iontů, proudění iontů ve chvostové části, urychlovacích procesů, struktury filamentů, hraničních oblastí jako rázové vlny a ionopauzy, interakcí mezi ionosférou a slunečním větrem, nesymetrie ionosféry na straně východu a západu Slunce, možného magnetického pole Marsu a očekávaných prachových prstenců na dráze Phobosu a Deimosu. IMI je schopen měřit nabité částice v rozsahu 1 až 1012 atomových jednotek hmotnosti v 32 hmotových kanálech.
IMI je instalován v jednom rohu tělesa sondy a směřuje kolmo k ose rotace a může pracovat v šesti režimech, které se liší charakterem zaznamenávaných částic.

Průzkum magnetického pole MGF
[=Magnetic Field Investigation]

Experiment používá trojosého magnetometru o hmotnosti 0.23 kg instalovaného na 5 m nosníku, který vyčnívá ze strany sondy, takže vlastní sonda se nachází 6 m od osy rotace. Celé zařízení magnetometru má hmotnost 2.95 kg. Je navržen ke zjišťování magnetického pole ve výšce 150 km nad Marsem až do vzdálenosti 15 průměrů Marsu s vysokým rozlišením. Hlavním úkolem je detekce vlastního magnetického pole a magnetického momentu Marsu a mapování rozložení magnetických polí ve vrstvách kůry planety.

Sonda pro měření elektronové teploty PET
[=Probe for Electron Temperature measurements]

Sonda PET je určena ke sledování stavu ionosférické plazmy měřením teploty elektronů. Sestává ze dvou kruhových rovnoběžných elektrod (průměr 150 mm, tloušťka 1.6 mm, vzdálenost 10 mm, hmotnost 150 g) namontovaných na koncích dvou panelů slunečních baterií. Celková hmotnost přístroje je 0.3 kg a vyžaduje 0.2 W elektrické energie.
Je schopen měřit hustotu elektronů více než 1000 částic/cm³, což odpovídá výšce 150 až 200 km nad noční stranou a přibližně 250 km nad denní stranou. Měření má být prováděno zhruba každou 1 s (asi osm měření na jednu otočku celé stanice Nozomi).

Ultrafialový spektrometr UVS
[=Ultra-Violet Imaging Spectrometer]

Experiment je navržen k dálkovému měření ultrafialového spektra neutrálních složek vysoké atmosféry a ionosféry, obzvláště vodíku, kyslíku, oxidu uhelnatého a uhličitého a poměru deuterium/vodík. Přístroj je umístěn na boku sondy, takže výsledný obraz vzniká složením řádků vznikajících rotací sondy při současném pohybu po oběžné dráze.
UVS má hmotnost 2.6 kg (bez elektroniky, která je společná pro několik dalších přístrojů) a spotřebu 15.8 W. Měřící rozsah pokrývá oblast 110 až 200 nm s rozlišením 2.7 nm a 200 až 310 nm s rozlišením 3.4 nm. Prostorové rozlišení je 0.29° v ose rotace a 1.41° kolmo na osu rotace.

Analyzátor elektronového spektra ESA
[=Electron Spectrum Analyzer]

Analyzátor je součástí souboru přístrojů PSA [=Plasma Spectrum Analyzer] a je určen ke studiu detailní struktury marsovského plazmového prostředí. Měří prostorové rozložení rychlostí "horkých" elektronů ve vysoké ionosféře a magnetosféře. Má pomoci při zjištění role elektronů jako vodičů elektrického proudu, při generování plazmových vln a vzájemného působení s neutrální složkou atmosféry a rovněž zkoumat jemné struktury proudových polí v magnetosféře, urychlování částic a interakce částic navzájem.
Přístroj může měřit energie v rozmezí 12 eV až 15 keV.

Analyzátor iontového spektra ISA
[=Ion Spectrum Analyzer]

Přístroj je součástí souboru přístrojů PSA [=Plasma Spectrum Analyzer] o celkové hmotnosti 5.9 kg. Je určen k měření iontů v rozmezí energií 10 eV až 20 keV. Kanál registrující vysoké energie má být použit k pozorování iontů ve slunečním větru.

Spektrometr energetických iontů EIS
[=Energetic Ion Spectrometer]

Přístroj je součástí souboru přístrojů PSA [=Plasma Spectrum Analyzer] a je určen k měření energetického spektra, hmotnosti a rozložení vysokoenergetických iontů marsovské ionosféry a magnetosféry a pozorování iontů slunečního větru.

Ultrafialový spektrometr XUV
[=Extreme Ultraviolet Spectrometer]

Přístroj je součástí souboru přístrojů PSA [=Plasma Spectrum Analyzer]. Jedná se o rentgenový ultrafialový skener, který má sledovat meziplanetární heliové ionty během přeletové fáze a četnost a rozložení plynného hélia a obsah iontů ve vysoké atmosféře a ionosféře Marsu, což má sloužit k pochopení teplotní historie planety.
XUV je upevněn na bočním panelu sondy a je tepelně izolován od konstrukce. Registruje ultrafialové záření atomů hélia (emisní čára Hélium I - 58.4 nm) a iontů hélia (Hélium II - 30.4 nm).

Rádiový experiment
[=Radio Science Experiment]

Pomocí rádiových experimentů se mají sledovat dva základní cíle - studium vertikální struktury ionosféry a magnetosféry Marsu a určení gravitačního pole a hrubých údajů o vnitřního složení planety. Při experimentu je využívána normální palubní rádiová aparatura doplněná ultrastabilním oscilátorem dodaným americkým partnerem mise.
Křemíkový oscilátor pracuje s výstupní frekvencí 19.11574 MHz. Pracuje v teplotním rozmezí -20 až +40°C a frekvence se v tomto rozmezí mění s hodnotou 7x10^-13 na 1°C. Hmotnost oscilátoru je 0.460 kg a během normálního provozu vyžaduje příkon 0.5 W, špičkově 0.78 W.
Vlastnosti ionosféry a atmosféry se zjišťují na základě deformace rádiového signálu (dopplerovský posuv, rozostření, zeslabení atp.), ke kterému dochází zapadá-li nebo vychází-li sonda nad obzor Marsu (z pohledu ze Země).
Gravitační vlivy se zjišťují měřením dopplerovského posuvu frekvence rádiového signálu, ke kterému dochází při pohybu sondy na oběžné dráze. Jestliže se odečte normální rychlost pohybu po dráze dané nebeskou mechanikou, dynamickými efekty pohybu sondy, vlivy odporu atmosféry, zbylé variace v rychlosti pohybu sondy jsou převážně způsobeny gravitačními účinky. Tyto gravitační vlivy jsou způsobeny nerovnoměrným rozložením hmotností ve vnitřní struktuře planety.

Literatura

1. NSSDC Master Catalog: Spacecraft Nozomi - http://nssdc.gsfc.nasa.gov/nmc/sc-query.html
2. Nozomi Home Page - ISAS - http://www.isas.ac.jp/e/enterp/missions/nozomi/cont.html