Benutzer:Nova13/Baustelle 3
Start und Marschflug zu Jupiter
Voyager 2 wurde am 20. August 1977 vom Launch Complex 41 auf Cape Canaveral mit einer Titan-IIIE-Centaur-Rakete gestartet. Damit lag sie 16 Tage vor ihrer Schwestersonde Voyager 1.
Schon bald nach dem Start stellte man fest, dass sich die Sensorplattform zuerst nicht ausfahren ließ. Nach vielen Versuchen gelang dies doch, allerdings hatte man bemerkt, dass man 207 Tage nach dem Start nicht mehr mit der Sonde kommuniziert hatte. Dies war auf die Überlastung des Bodenteams zurückzuführen, da zur gleichen Zeit das Gallileo-Projekt lief, wodurch viele Ressourcen aus dem Voyager-Programm abgezogen wurden. Das CCS interpretierte die ausbleibenden Signale als Fehlfunktion des Primärsenders und schaltet am 2. April 1978 auf das Reservegerät um. Dieser wieß allerdings ein defektes Bauteil auf, welches die Sende- und Empfangsfrequenz anpasste. Dies war nötig, da sich die Erde unterschiedlich schnell von der Sonde unterschiedlich schnell entfernte oder annähte, was einen starken Dopplereffekt hervorrief, der kompensiert werden musste. Da dies nicht mehr möglich war brach die Funkverbindung sehr häufig ab. Daher sendete man am 6. April einen Befehl, der den Primärsender wieder aktivierte. Dieser war aber nach einigen Tagen vollständig ausgefallen und so musste man den teildefekten Reservesender wieder in betrieb nehmen. Man löste das Problem des Dopplereffektes indem man diesen vorausberechnete und die Übertragungsfrequenz dann manuell einstellte. Da Voyagers Empfänger nur eine Bandbreite von 96 Hertz aufwies konnten geringste Abweichungen in der Frequenzerzeugung zu einem Verbindungsabbruch führen. Schon eine Erwärmung der Sonde von 0,25 °C konnte eine ausreichend hohe Abweichung hervorgerufen, weswegen der Temperaturkontrolle noch höhere Priorität beigemessen werden.
Am 23. Februar 1978 stellte man während eines Tests der Scanplattform fest, dass ein Zahnrad klemmte und eine korrekte Ausrichtung verhinderte. Während der folgenden drei Monaten kam man zu dem Schluss, dass sich ein weicher Fremdkörper zwischen den Zahnrädern befand. Durch mehrmaliges aktivieren der Elektromotoren konnte dieser schließlich zerquetscht werden und die Scanplattform wieder einsatzfähig gemacht werden.
Da Voyager 1 eine etwas höhere Startgeschwindigkeit aufwies (15,0 km/s gegenüber 14,5 km/s) konnte sie Voyager 2 am 15. Dezember in einer Entfernung von 1,75 AE überholen.
Jupiter
Als Voyager 2 am 25. April 1979 im Jupitersystem ankam löste sie ihre Schwestersonde Voyager 1 beinahe nahtlos ab, welche am 13. April ihre Beobachtungen einstellte. Die Flugbahn von Voyager 2 war so gewählt, dass sie auch die anderen Hälften einiger Monde untersuchen konnte, welche Voyager 1 verborgen blieben. Auch die neu entdeckten Ringe und die Nachtseite von Jupiter sollten genauer untersucht werden. Es wurden die Monde Amalthea, Io, Europa, Kallisto und Ganymed erkundet, alle noch vor der Jupiterpassage. Dabei konnten auch Messungen mittels des PPS-Instruments durchgeführt werden, das bei Voyager 1 ausgefallen war. Während der zweitägigen Primärpahse nahe der Monde und beim Jupiter erhielt die Sonde durchgängig Unterstützung durch die 64 m-Antennen das Deep Space Networks, wodurch die maximale Datenrate von 115 kbit/sec erreicht werden konnte. Als Voyager 2 am 5. August das Jupitersystem verließ hatte sie 13.350 Bilder zur Erde gesendet und den Planeten in einer Distanz von 643.000 km passiert. Durch das Fly-by Manöver wurde die Sonde um 16 km/s beschleunigt und befand sich nun auf dem zu Saturn.
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Jupiter in Echtfarben -
Detailaufnahme von Jupiter -
Jupiters Ringe in Falschfarben -
Ein Vulkanausbruch auf Io -
Der Mond Kallisto -
Der Valhalla-Krater auf Kallisto (Zentrum rechts) -
Der Mond Ganymed -
Nahaufnahme von Europa
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Saturn
Es zeigte sich, dass Saturn sehr hohe Windgeschwindigkeiten aufwies, insbesondere in Äquator nähe , wo Voyager 2 Geschwindigkeiten von bis zu 500 Meter pro Sekunde messen konnte. Sie wehehn hauptsächlich in östlicher Richtung und werden mit zunehmenden Breitengraden langsamer und ab 35° Nord/Süd dreht die Richtung auf West. Voyager 2 konnte auch eine sehr starke Symmetrie der Windverhältnisse zwischen dem nördlichen und südlichen Teil Saturns feststellen, was einige Wissenschaftler als Hinweis auf Strömungen durch das Planeteninnere sahen. Die Sonde konnte aufgrund ihrer Flugbahn auch die obere Atmosphäre des Planeten mittels des RSS-Instruments untersuchen. An der Oberfläche wurde eine minimale Temperatur von 82 Kelvin (-191 C°) bei einem Druck von 70 Millibar gemessen. Bei der größtmöglich messbaren Tiefe herrschte eine Temperatur von 143 Kelvin (-130 C°) bei einem Druck von 1200 Millibar. Es wurden auch Polarlicht-ähnliche Phänomene nördlich des 65sten Breitengrades entdeckt und im UV-Bereich in den mittleren Breitengraden. Letzteres tritt nur bei Sonneneinstrahlung auf und gibt immer noch Rätsel auf, da die geladenen Teilchen der Sonne zumindest auf der Erde nur in den Polarregionen auftritt und nicht in mittleren Breitengraden.
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Saturn in Echtfarben mit den Monden Tethys, Dione und Rhea -
Saturns S-Ringe in Falschfarben -
Der Mond Hyperion -
Der Mond Janus -
Eine niedrig Aufgelöste Aufnahme von Prometheus -
Der Eismond Enceladus -
Der Mond Titan -
Der Mond Iapetus
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Uranus
Bereits im Frühjahr 1981 wurden die ersten Korrekturmanöver durchgeführt, um Voyager 2 zu Uranus zu bringen. Dies war ursprünglich nicht vorgesehen gewesen, da die Sonde bei der Ankunft bereits 8 Jahre alt sein würde, also doppelt so alt, wie die prognostizierte Lebensdauer. Interne Studien nahmen an, dass nur eine 65%ige Chance bestand, dass Voyger 2 Uranus funktionsfähig erreichen würde. Aufgrund der stark begrenzten Rechenkapazitäten der Sonde war auch viel Arbeit am Boden nötig, was pro Jahr Kosten von ca. 30 Millionen US-Dollar verursachte. Trotz dieser Umstände bewilligte die NASA eine Weiterführung der Mission, vor allem weil es außer den beiden Voyager-Sonden nur noch eine weitere aktive Planetensonde gab: Viking 1.
Als die Sonde am 4. November 1985 ihre Beobachtungen begann war die Software bereits massiv überarbeitet worde. Ein Projektwissenschaftler drückte dies wie folgt aus: „Die Sonde die Uranus erreicht ist nicht dieselbe, welche die Erde verlassen hat“. Dies war nötig, da nie geplant war die Sonde nach Saturn weiterzubetreiben. Im wesentlichen gab es drei große Probleme: die extrem geringe Datenrate aufgrund der großen Entfernung (vier mal geringer als bei Saturn), die verminderte Energieabgabe der Radionuklidbatterien (400 Watt; 420 Watt waren für den Vollbetrieb notwendig) und die geringe Lichtstärke, die längere Belichtungszeiten erforderte und somit das Problem von verschwommenen Bildern erhöhte.
Das Problem der Datenübertragung ging man von zwei Seiten an: zum einen wurde das Datenvolumen reduziert, zum anderen wurde der Empfang verbessert. Letzteres erreicht man durch den zusätzlichen Einsatz von weiteren Empfangsantennen. Normalerweise wurde die Telemetrie über eine 64m-Antenne des DSN abgewickelt, welche eine Datenrate von 7,2 bis 9,6 kbit/sec ermöglichte. Dies war aber nicht genug um die große Menge an wissenschaftlichen Daten bei der Uranus-Passage zu bewältigen. Daher wurde eine weitere 34m-und 64m-Antenne hinzu geschaltet, so dass eine Datenrate von 21,6 kbit/sec erreicht werden konnte.
Auf der anderen Seite gelang es das Datenvolumen deutlich zu reduzieren. So ersetzte man den Golay-Fehlerkorrekturcode durch das fortgeschrittenere Reed-Solomon-Verfahren, welches bei ähnlicher Leistung deutlich weniger Bandbreite beanspruchte. Allein durch diese Maßnahme konnte die nutzbare Datenrate um 70% gesteigert werden. Allerdings hatte diese Vorgehensweise den Nachteil, dass die Hardware für die Reed-Solomon-Codierung nicht redundant vorhanden war, wie es bei der Golay-Codierung der Fall war. Auch wurde nun verlustbehaftete Kompression bei den sehr großen Bilddateien angewandt, die mit Abstand am meisten Bandbreite beanspruchten. Ein aufwändiges Verfahren wie die Huffman-Kompression war auf Grund der sehr begrenzten Rechen- und Speicherkapazitäten jedoch nicht zu realisieren. Allerdings konnte man sich die Tatsache zu Nutze machen, dass der Bildbereich außerhalb der Planetenkanten in den vier Ecken des Bildes praktisch keine relevanten Informationen enthielten. Statt 8 Bits pro Bildpunkt zu senden wurden jetzt nur noch 3 Bit versendet, welche die Helligkeitsdiferrenz zum vorhergehenden Punkt beschrieben. Allerdings mussten auch für diese Maßnahme Nachteile in Kauf nehmen, in diesem Fall den Verzicht auf den Reserve FDS-Computer, da dieser nun durch die Kompressionalgorithmen ausgelastet war. In der Summe brauchte dauerte die Übertragung eines Bildes aus dem Uranussystem nun nur 15% länger (104 Sekunden) als bei Saturn, obwohl die Bandbreite um 75% gesunken war.
Dem Problem der verminderten Stromversorgung begegnete man mit einem festen Zeitplan, der festlegte, wann welches Instrument aktiv sein durfte. Dieser Plan wurde mit Hilfe von Simulationen erstellt, in denen ermittelt wurde, wann welches Instrument den höchsten Nutzen brachte. Komplizierter gestaltete sich der Umgang mit den hohen Belichtungszeiten, die aufgrund der geringen Lichtintensität nötig waren. Hauptproblem war das Magnetband, welches zur Speicherung der Bilddaten anlief und der Sonde eine Stoß versetzte, welcher bei einer Belichtungszeit von bis zu 1,44 Sekunden zu deutlicher Schlierenbildung führte. Diesen Effekt wollte man mit dem gezielten Einsatz der Schubdüsen entgegenwirken. Allerdings durften diese nur 5 Millisekunden betrieben werden, was problematisch war, da die verbauten Düsen laut Spezifikationen mindestens 10 ms lang arbeiten mussten, um ordnungsgemäß zu funktionieren. Nachdem man den 5 ms-Zyklus an mehreren baugleichen Modellen auf der Erde und schließlich bei Voyager 1 erprobt hatte zeigte sich das man das Verfahren problemlos bei Voyager 2 einsetzte konnte.
Sechs Tage vor dem Vorbeiflug tauchten dann Probleme bei der Bildübertragung auf. Auf den komprimierten Bildern tauchten plötzlich helle und dunkle Linien auf. Zur Fehlersuche lud man ein komplettes Speicherabbild aus dem FDS herunter. Dabei stellte man fest, das an einer Speicherstelle eine 1 statt der korrekten 0 anzeigte. Da die Speicherzelle auf keine Befehle reagierte, modifizierte man die Software um den Fehler zu korrigieren. Vier Tage vor dem Vorbeiflug funktionierte das Bildsystem wieder ordnungsgemäß.
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Uranus in Falschfarben -
Detailaufnahme von Mirandas Oberfläche -
Der Mond Umbriel -
Der ebenfalls stark verformte Mond Ariel
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Neptun
Nach dem verlassen des Uranus-Systems stellte sich schnell die Frage nach der genauen Flugbahn, die Voyager 2 bei der anstehenden Passage von Neptun einschlagen sollte. Da nach Neptun kein weiteres Ziel mehr angeflogen werden sollte konnte aus einer großen Palette von Bahnen gewählt werden. Jede Route hatte ihre eigenen Vor- und Nachteile bei der Beobachtung, so dass die einzelnen Teams versuchten für ihr Resort die jeweils beste Bahn durchzusetzen. Die Atmosphären-Abteilung verlangte einen möglichst nahen Vorbeiflug, die Mond-Wissenschaftler wollten Voyager 2 möglichst nah an den einzigen erreichbaren Mond Triton heranführen und die Abteilung für Teilchen- und Strahlungsmessung bevorzugte einen eher entfernten Vorbeiflug. Am Ende einigte man sich auf einen Kompromiss, welcher auch die zwischenzeitlich neu entdeckten Ringe einschloss, der die Sonde auf bis zu 4800 km an Neptun heranführen sollte und eine Passage von Triton in einer Entfernung von 38500 km vorsah. Die Route wurde im Sommer 1986 abgesegnet und am 14. Februar 1987 wurden die Schubdüsen für eineinhalb Stunden aktiviert, was die Sonde endgültig auf ihren Kurs zu Neptun brachte. Da das Neptun-System kaum erforscht war speicherte man auch einen Befehlssatz für einen Notfallkurs, falls unvorhergesehene Gefahren die Sonde ernsthaft bedrohen sollten. Bei der Übertragung der wissenschaftlichen Daten stellte sich dasselbe Problem wie bei der Uranus-Passage, wobei die Distanz nochmals deutlich angestiegen war. Um dem abermals deutlich gesunkenen Empfangspegel, bedingt durch die große Entfernung und die schwächere Stromversorgung der Sonde (370 Watt, 30 Watt weniger als bei Uranus), entgegenzuwirken wurden die Empfangsanlagen auf der Erde weiter verbessert. Dies umfasste folgende Maßnahmen:
- Rauschärmere Empfänger an den DSN-Antennen (+55% Empfangspegel)
- Vergrößerung der 64m-Antennen auf 70 Meter Durchmesser.
- Zusammenschalten der Antennen in Canberra (teilweise auch eine zusätzliche 64m-Antenne in Usuda)
- Zusammenschalten der Antennen von Goldstone mit denen des Very Large Array
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Durch diese Maßnahmen konnten Datenraten von 19 bis 22 kBit/sec erreicht werden. Darüber hinaus verbesserte es die Auswertung des S-Band-Experiments, da der Empfangspegel erst später unter ein kritisches Niveau sank, so dass man tiefer in die Atmosphäre von Neptun blicken konnte.
Bei den Beobachtungen musste das Missionsteam mit noch größeren Einschränkungen arbeiten, als bei Uranus. Seit dessen Passage war das Energieniveau um 30 Watt gesunken (ca. 10% Verlust), so dass noch weniger Instrumente parallel betrieben werden konnten. Auch war eine Software aktiv, die den Stromverbrauch maß und beim überschreiten der Grenzwerte Instrumente abschaltete. Aufgrund der großen Entfernung stiegen auch die Signallaufzeiten, so dass die Sonde zunehmend autonom arbeiten musste. Man erstellte daher auf Basis der Bahndaten, die zeitnah gewonnen wurden um möglichst genaue Berechnungen zu ermöglichen, mehrere Befehlssätze für die jeweiligen Flugphasen und sandte sie zur Sonde.
Dies war vor allem durch den Verzicht auf redundante Computersysteme möglich, so dass für neue Funktionen auch ausreichend Speicherplatz und Verarbeitungskapazität zur Verfügung stand. Gemessen an ihrem Alter und der prognostizierten Lebensdauer war Voyager 2 in einem bemerkenswert guten Zustand. Neben dem bereits früh ausgefallen Primärsender waren lediglich einige Speicherblöcke in den beiden FDS-Computern defekt und beim PPS-Instrument waren einige Filter ausgefallen. Am 6. Juni 1989 begann die aktive Phase der Sonde, 80 Tage vor dem Vorbeiflug. Die intensive Beobachtung des Neptun-Systems begann dann zwei Monate später, am 6. August, 20 Tage vor dem Vorbeiflug. Dieser erfolgte dann am 26. August in einer Entfernung von 4828 km. Die Beobachtungsphase endete dann 2. Oktober 1989, nachdem über 9000 Bilder übertragen wurden.
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Bereits am 18. März, noch gut drei Monate vor der aktiven Phase, konnten intensive, schmalbandige Radiosignale von Neptun aufgefangen werden und so seine innere Rotationsgeschwindigkeit bestimmt werden. Während der Primärphase konnten durch sehr lange belichtete Aufnahmen auch die Ringe Neptuns gefunden werden, deren Existenz man zuvor nur vermuten konnte. Bei Messungen des Magnetfelds stellte sich dieses als deutlich schwächer heraus als das von Uranus.
Beim Flug durch das Neptun-System konnte Voyager 2 gleich neun neue Monde finden, da erdgebundene Beobachtungen eines solch entfernten Planeten zu jener Zeit nur sehr begrenzt möglich waren. Da diese Monde noch nicht bekannt waren, konnte man das Beobachtungsprogramm nicht entsprechend anpassen. Nur Proteus wurde früh genug entdeckt um noch in die Beobachtungen eingefügt werden zu können. Triton konnte hingegen sehr genau untersucht werden, da er bereits vorher bekannt war und ein Kernpunkt der wissenschaftlichen Mission war. Als erstes konnte Voyager 2 dessen Größen exakt bestimmen. In der Literatur nahm man damals einen Durchmesser von 3800 bis 5000 km, was sich allerdings als falsch herausstellte: Die Messungen ergaben einen Durchmesser von 2760 km. Tritons Oberfläche zeigte kaum Einschlagskrater und hatte ein eher geriffeltes Profil ohne große Höhenauffälligkeiten. Vorherrschende Farben waren Braun und Weiß. Letzteres ist ein Resultat der vulkanischen Aktivitäten auf dem Mond. Geysire schleudern große Menge flüssigen Stickstoffes in die Höhe, welcher dann bei -210° C gefriert und als weißer Stickstoffschnee auf der Oberfläche niedergeht. Die Atmosphäre Tritons wurde mit dem RSS-Instrument untersucht, wobei auf Bodenniveau nur ein Druck von 10 bis 14 Millibar herrschte.
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Neptuns „Great Dark Spot“ -
Das Ringsystem von Neptun -
Der Mond Proteus -
Eine weitere Fotografie von Triton
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Aktueller Status
SondeStand: 5. Mai 2010[1]
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Instrumente
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- ↑ NASA – Voyager Mission Operations Status Report # 2010-05-07, Week Ending May 7, 2010; Zugriff am 28. Juli 2010, englisch.
- ↑ NASA – Voyager Location in Heliocentric Coordinates; Zugriff am 15. März 2009, englisch.
- ↑ Dokument der NASA; Zugriff am 15. März 2009, englisch.
- ↑ NASA – Voyager Interstellar Mission 2005; Zugriff am 15. März 2009, englisch.