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Die Galileo Mission ist eine der interessantesten Planetenmissionen, sowohl
von ihrer Mission her, wie auch von ihrer wechselvollen Geschichte. Um Galileo ausführlich zu
würdigen, habe ich den Aufsatz über Galileo in Teile geteilt. Dieser Teil behandelt lediglich den Aufbau und die Mission der
Atmosphärensonde.
Als die konkreten Pläne für Galileo 1976 entstanden, führte man zwei Konzepte vom (Jet Propulsion Laboratory) JPL und vom Ames Forschungszentrum zusammen. Das JPL arbeitete an einem Nachfolger von Voyager, eine dreiachsenstabilisierte Sonde. Das Ames, das gerade an dem Pioneer Venus Orbiter und der Pioneer Venus Multiprobe Sonde arbeitete, dachte an eine einfachere spin-stabilisierte Sonde mit einer Atmosphärenkapsel.
Galileo beinhaltete am Schluss beides: Den Orbiter und die Kapsel. Den Auftrag für die Kapsel bekam wiederum das Ames Forschungszentrum. Es entwickelte das Konzept und die Instrumentenauswahl. Gebaut wurde die Kapsel im Auftrag von Ames von Hughes Aircraft Corporation., heute Teil des Boeing Konzerns. Mc Donnell-Douglas bewarb sich auch um den Kontrakt. Doch die größere Erfahrung von Hughes, welche auch die Atmosphärenkapsel von Pioneer Venus entwickelte gab den Ausschlag für die Vergabe des Kontraktes im Mai 1978.
Die KapselLeider gibt es über die Kapsel, welche nur eine kurze Mission zu erfüllen hat sehr wenige technische Daten. Die Kapsel wiegt beim Start 338.9 kg. Davon sind 6.8 kg Adapter zum Orbiter. Sie hat einen maximalen Durchmesser von 125 cm und eine Höhe von 86 cm. Die Konstruktion übernahm Anleihen von Pioneer Venus, musste aber entscheidend abgeändert werden . Dort sollten die Kapseln 90 Bar Druck und bis zu 480 Grad Celsius aushalten und waren daher hermetisch von der Außenwelt abgeschottet.
Galileos Atmosphärensonde soll dagegen nur bis 25 Bar Druck und etwa 150 Grad Celsius arbeiten. Sie ist daher belüftet, wo durch ein Druckausgleich erfolgt. Dafür tritt die Kapsel mit 47 km/s in die Jupiteratmosphäre ein. Die Geschwindigkeit war also viermal höher als bei den Pioneer Venus Sonden, die mit 11.6 km/s in die Atmosphäre eintraten und neunmal größer als bei Viking (5 km/s). Das machte einen enorm starken und leistungsfähigen Hitzeschutzschild notwendig. Er macht mit der hinteren Abdeckung den Großteil der Startmasse der Sonde aus. Die Belüftung wurde im frühen Planungsstadium in das Design aufgenommen um Entwicklungskosten zu sparen, addierte aber 100 kg zum Sondengewicht, da natürlich bestimmte Experimente und die Elektronik nicht belüftet werden konnten und abgeschirmt werden mussten.
Der Hitzeschutzschild hat eine Dicke von 10 bis 147 mm und ist einem Plasma mit Temperaturen von bis zu 15.500 Grad Celsius ausgesetzt (Die Sonne hat nur eine Oberflächentemperatur von 5570 Grad Celsius!). Dabei verbrennt innerhalb kürzester Zeit 60% der Masse des Schildes. Er ist deswegen sehr schwer und besteht aus einem schon erprobten Material. Es verdampft ein mit Kohlenstoff versetztes Phenolharz. Derartige Materialen wurden schon bei Hitzeschutzschilden bei bemannten und unbemannten Raumfahrzeugen auf der Erde eingesetzt. Die Herausforderung lag in der hohen Eintrittsgeschwindigkeit von 48 km/s, entsprechend der 16 fachen kinetischen Energie mit der Pioneer Venus in die Atmosphäre der Venus eintrat.
Computerberechnung zeigten, das der beim Start 145 kg schwere Schirm zu 56-70 % verdampfen wird. Man rechnete, dass 85-90 kg abschmelzen wird. Er sollte die rückwärtige Struktur vor Temperaturen über 477 K schützen. Der Wärmeübergang wird von 42 auf 1-2 kW/cm² reduziert.
Der rückwärtige Schild ist dem Plasma kaum ausgesetzt und daher aus mit Phenolharz getränktem
Nylon. Er wiegt nur 17 kg. Beide Schilde sind auf einem Aluminiumrahmen angebracht. Mit beiden
Hitzeschutzschilden wiegt die Schutzkapsel 213 kg. Die Schutzschilde werden vor den Messungen in
der Atmosphäre abgetrennt. Dazu gab es 3 Explosionsladungen im 120 Grad
Winkel.
Die Dicke der Schutzschilde ist variabel und beträgt minimal 10-11 mm bei der Oberseite, 46-41 cm an der Verbindung zur Unterseite und 52-147 mm an der Unterseite.
Die eigentliche Messkapsel macht nur 128 kg aus, wovon 30 kg auf die Experimente entfallen. Sie ist belüftet und ausgelegt auf einen Betrieb von mindestens 10 Bar Außendruck. Getestet wurde sie bei 16 Bar und man erwartete Daten bis zu 19-20 Bar Außendruck. Beim Abstieg steigen Temperaturen und Druck laufend an. Dies begrenzt die Missionsdauer. Es gibt bei Jupiter keine feste Oberfläche, auf der die Kapsel landen könnte. Die Struktur besteht aus einem Rahmen aus Aluminium in Honigwabenbauweise um Gewicht zu sparen. Seitenteile sind aus Fieberglas und Aluminium, besonders beanspruchte Teile bestehen aus Titan. Ein Gewebe aus Kapton umgibt die Kapsel um sie vor Hitze und Kälte zu schützen. Die Struktur war ausgelegt Lasten bis zu 5000 kg auszuhalten. Sie hat einen Durchmesser von 66 cm. Die Strukturteile sind 5 cm dick aus Aluminium in Honigwabenbauweise. Verkleidet ist sie mit 1.6 mm starken Aluminiumblechen. Die Verbindung zum hinteren Schutzschild und die Befestigung des Fallschirms besteht aus Titan, ebenso die Verkleidungen der Sonde außen aus 0.2 mm dickem Titanblech.
Ein Fallschirm bremst die Sonde beim Fall ab. Er wird bei einer Geschwindigkeit von 1600 km/h (Mach 0.9 auf dem Jupiter) entfaltet und bremst die Sonde auf 430 km/h ab. Er kann Kräften von bis zu 6000 N/m² (600 kg/m²) widerstehen. Der Fallschirm hat einen Durchmesser von 2.5 m. Zuerst wird durch einen Mörser aus der Sonde ein Pilotfallschirm herausgeschossen, dabei wird auch die vordere Verkleidung abgesprengt. Der Pilotfallschirm stabilisiert die Sonde. Er zieht den Hauptfallschirm heraus und die Rückverkleidung weg, nachdem er selbst abgetrennt wird. Der gesamte Entfaltungsprozess dauert 2 Sekunden.
Die Elektronik und die Sender zum Orbiter sind voll redundant ausgelegt.
Gesendet werden die Messdaten wird zum Galileo Orbiter im L-Band bei 1387 und 1387.1 MHz durch
zwei Sender. Jeder Sender hatte einen 23 Watt Verstärker. Jeder Kanal ist
zirkulär polarisiert, der eine rechtshändig und der andere linkshändig.
Für Dopplermessungen gab es einen besonderen Modus. Dessen Frequenz wurde durch einen ultrastabilen Oszillators für Dopplermessungen (Geschwindigkeit und Bewegung der Sonde in der Atmosphäre) konstant gehalten. Für die Datenübertragung gibt es einen weiteren normalen Oszillator. Die Datenrate betrug lediglich 128 Bit/sec.
Die Antenne hat einen 56 Grad Öffnungswinkel und einen Gewinn von 9.8 dbi. Es ist eine tassenförmige Antenne von 25 cm Durchmesser mit einem Dipol Paar.
Auf dem Orbiter gab es eine Parabolantenne mit zwei Empfängern und einem ultrastabilen Oszillator um den Dopplereffekt zu messen. Der Orbiter kann maximal 75 Minuten lang Daten empfangen, dann gerät die Sonde aus dem Empfangsgebiet und Galileo muss sich auf das Abbremsen in eine Umlaufbahn vorbereiten.
Die Temperaturkontrolle arbeitet mit einer Mylarfolie zur Reflexion von Sonnenstrahlung bei Sonnennähe und 35 Radioisotopen Heizelementen (RHU) die jeweils 1 Watt an Wärme abgeben. (Siehe Beitrag über RTG und RHU). Die Messgeräte sind für Temperaturen von -20 bis +50 Grad Celsius ausgelegt. Die normalen Temperaturen liegen während der Freiflugphase bei -5 bis +10 °C. Die Thermische Isolation in der Jupiteratmosphäre bestand aus mehreren Lagen von Kapton Folie.
Strom wird geliefert von eine nicht wiederaufladabre Lithiumthionylbatterie mit einer Kapazität von 21 Ah bei
maximal 39 V
Spannung. (730 Wh) Die Spannung sinkt auf 34 V bei einer 6 A Belastung. Für die nominelle 60 Minuten dauernde Mission war ein Strombedarf von 16.5 Ah berechnet
worden. Die restlichen 4.5 Ah waren zum einen Puffer für den Verlust bis zum Eintritt (de Batterie sollte dann eine Kapazität von 18 Ah
aufweisen) und sollten einen Betrieb bis 75 Minuten nach dem Eintritt
ermöglichen. Der normale Stromverbrauch betrug 72 Watt mit einer Spitze von 78
Watt. Man rechnete mit einem Verlust von 2.8 A durch Bodentests und 5 Jahre
Lagerung.
Lithiumthionlyzellen waren die neueste Technologie, als man die Probe im Jahre 1976 konzipierte. Selbst in PC Akkus wurden Lithiumzellen erst 10 Jahre nach dem Start von Galileo eingeführt. Man wählte die Li-Thionyltechnologie (andere Bezeichnung Lithiumschwefeldioxid) weil sie eine hohe Leistungsdichte, bei einer konstanten Spannung und erträglicher Selbstentladung über mehrere Jahre versprach. Insgesamt 10 Lote wurden im Laufe der Zeit produziert, weil man die Batterien nicht aufladen konnte und so Startverschiebungen ein neues Lot notwendig machten. Das gesamte System bestand aus drei Strängen mit jeweils 13 Zellen. Jede war in das Gehäuse einer herkömmlichen D-Monozelle eingekapselt, so dass man beim Hersteller Honeywell normale Fabrikationsstraßen für die Herstellung nutzen konnte. Die Batterie profitierte von der Verzögerung da die ursprüngliche Batterie nur eine Lebensdauer von 55 bis 60 Minuten aufweisen sollte. Sie wurde ausgetauscht und die neuen Zellen hatten eine höhere Leistungsdichte.
Gesteuert wird die Sonde durch zwei redundante Computersysteme die jeweils einen Datenbus zu den Instrumenten haben. Diese sind aktiv ab 27 Minuten vor dem Eintritt. Sie speichern auch die Ergebnisse von LPR und EPI, bis diese nach Abtrennung der Aeroshell über die Antenne gesendet werden können. 20 Minuten vor dem Eintritt wurden die Datenbusse geprüft und bei irregulären Signalen würde der fehlerhafte Datenbus dauerhaft abgeschaltet werden. Aktiviert wurde die gesamte Elektronik durch einen Zeitgeber, der als einziges Bauteil während der Monate des Flugs zu Jupiter mit Strom versorgt wurde.
Jedes Instrument hat einen eigenen digitalen Kanal für den Datentransfer. Zusätzlich gab es sechs analoge und acht binäre digitale Kanäle und neun Packetorientierte und sieben Kanäle zur Zeitkommandos. Die Instrumente wurden durch einfach singuläre Kommandos gesteuert, mit Ausnahme des Massespektrometers, welches verschiedene Befehle ausführen konnte. Ein weiteres Signal aktivierte die Absprengvorrichtung des Schutzdeckels des Nephelometers.
Alle Drähte bestanden aus einer Beryllium-Kupfer Legierung. Schutz vor elektrostatischen Entladungen gab eine Umhüllung aus aluminisierter Kaptonfolie.
Die FragestellungenDie Instrumente wurden entworfen um folgende Fragen zu klären:
Die Atmosphärensonde hatte sechs Experimente mit einem Gesamtgewicht von 30 kg an Bord. Die Gesamtmasse war durch Stromverbrauch und Gewichtsbeschränkungen auf maximal 66 Pfund, (29.9 kg) beschränkt, die man maximal ausnutzte. Ein Experiment (HED) stammt aus Deutschland bei einem anderen (EPI/LRD) der größte Teil der Hardware. Zwei Sensoren (LPR und EPI) werden als ein gemeinsames Experiment angesehen. Das Dopplerwindexperiment wird nicht mitgezählt, da es den normalen Radiosender als Experiment benutzt, ohne diesen aber aktiv (wie der Galileo Orbiter) einzusetzen.
Beteiligt waren insgesamt 29 Wissenschaftler an den Experimenten, davon 5 aus Deutschland.
Das Experiment hatte die Aufgabe den Anteil an Helium in Jupiters
Atmosphäre mit einer Genauigkeit von 0.1 % zu
messen. Es bestand aus einem optischen Interferometer mit einer IR LED als Lichtquelle und einem
Interferenzfilter. Es gab zwei optische Wege, einen durch die Jupiteratmosphäre und einen durch
eine Referenzgasmischung. Die Atmosphärenprobe konnte durch eine Probenöffnung einströmen. Ein
Photodetektorarray misst den Brechungsindex zwischen Referenzprobe und Jupiterprobe und bestimmt
so den Heliumanteil der Atmosphäre rund um die Probe..
Helium wurde auch vom NMS detektiert, doch HED war etwa 10 mal genauer, weshalb man dieses Instrument hinzunahm. Der Grund für das Interesse an Helium lag in der Entstehung des Universums: Jupiter besteht anders als die sonne noch aus dem ursprünglichen Gasgemisch, welches nach dem Urknall entstand (Die Sonne hat inzwischen Wasserstoff zu Helium verbrannt). Über die genaue Menge des Heliums, welches in den ersten Minuten nach dem Urknall entstand konnte man sowohl die Urknalltheorie verifizieren wie auch einige Annahmen über die Abkühlung des Universums prüfen.
Das Instrument war für einen Betrieb zwischen 3 und 8 Bar Druck ausgelegt. Bei einem Druck von 2.5 Bar platzte ein Diaphragma und Jupiters Atmosphäre strömte in das Experiment ein. Bei Tests auf der Erde arbeitete das Instrument auch bis zu einem Druck von 10-12 Bar. Begrenzend ist hier nicht der Druck, sondern der Verbrauch des Referenzgases.
HED wurde an der Universität Bonn entwickelt und wiegt 1.4 kg. Der Stromverbrauch beträgt 0.9 - 1.1 W. Es liefert 4 Bit/sec an Daten.
Dieses Experiment besteht aus einem Beschleunigungssensor, sensitiv in den 3 Raumachsen, einem Temperatursensor und einem Drucksensor. Die letzten beiden können erst messen nachdem der Hitzeschutzschild abgetrennt wird (geplant bei dem 0.1 Bar Niveau). Der Beschleunigungssensor, der in der Mitte der Sonde liegt und die Dichte der Atmosphäre durch die Abbremsung misst, kann von Anfang an messen. Er wird jedoch erst mit den anderen Sensoren aktiviert. ASI war das einzige Experimente das bis zum Schluss Daten lieferte. Die Beschleunigungssensoren stammen aus dem Programm für Abfangraketen bei dem es ebenfalls hohe Beschleunigungen gibt. Der Meßbereich ist sehr groß von 1/1.000.000 g bis 400 g. Die Genauigkeit einer Messung liegt bei 100/1.000.000 um auch die Bahn genau rekonstruieren zu können. Benutzt wird eine Masse, die eine Spannung bei Beschleunigung ergibt. Diese Spannung interagiert mit dem Magnetfeld eines Permanentmagnetes und treibt einem Servomotor der die Masse entsprechend anhebt und sie so im Gleichgewicht hält. Es gab im axialen Bereich vier Bereich von Maximalwerten von 0.0125, 0.4, 6.4 und 410 g. Sie werden alle 5/16 Sekunden während der Abbremsphase und alle 8 Sekunden während des Abstiegs ausgelesen. Die beiden in X und Y Achsen positionierten Sensoren werden alle 16 Sekunden ausgelesen.
Der Temperaturmessbereich geht bis 540 K (267 Grad Celsius). Benutzt wurden zwei Platinwiderstandsensoren, einer von 1.1 m x 0.1 mm Durchmesser, der andere von 1 cm x 0.25 mm Durchmesser. Der erste konnte in 5-16 ms ausgelesen werden, abhängig von der Temperatur, der zweite in 80-300 ms. Die Genauigkeit der Messung beträgt von 0 bis 500 K etwa 1 K.
Der Drucksensor hat 3 Messbereiche von 0.1 bis 28 Bar Druck. (0.1 bis 0.5, 0.5-4 und 4-28 bar). Bis zu diesem Druckniveau kann ASI Messungen machen. Er basiert auf den Viking Sensoren. Benutzt wird ein dünnes Diaphragma aus rostfreiem Sahl von 1.5 cm Durchmesser. Es gibt zwei Schaltungen für die Meßbereiche. Die Genauigkeit der Messung liegt bei 0.1% in jedem Meßbereich und 0.5 % absolut.
Die Genauigkeit der Höhenmessung sollte bei mindestens 1 km liegen. Über Kombinationen von Daten mit anderen Instrumenten kann man das mittlere Molekulargewicht der Atmosphäre sowie die vertikalen Strömungen bestimmen. Die Geschwindigkeit der Sonde sowie der zurückgelegte Weg wurde durch Integration der Beschleunigermessungen errechnet.
ASI arbeitete von allen Sensoren am längsten, beginnend 600 km über der Wolkenobergrenze, als es zu der ersten Abbremsung kam bis 150 km unter die wolkengrenze bis die Probe ihre Arbeit einstellte. Aufgrund der ASI Daten wurde die Sondengeschwindigkeit und die Höhe errechnet und für die Zuordnung der anderen Messdaten erfolgte anhand dieser Daten.
ASI wird von der San Jose State University Foundation gestellt und wiegt 4.1 kg und verbraucht 6.3 Watt an Strom. Der Datenstrom beträgt 18 Bit/sec.
Neutral Mass Spectrometer (NMS)Aufgabe dieses Instrumentes war die chemische Analyse der durchflogenen Atmosphäre. Das Instrument war ein Quadrupol Massenspektrometer mit einer Elektronenquelle, welche Elektronen von 70 eV Energie emittierte. Diese Elektronen ionisierten einströmendes Gas, indem sie Elektronen aus den Atomhüllen schlugen. Die Ionen wurden durch ein Quadrupol Massenspektrometer nach Masse/Ladung selektiert und durch Sekundärelektronenvervielfacher detektiert.
Es gab zwei Meßbereiche von 1-52 und 84-131 Atommassen. Der dynamische Bereich lag bei 100 Millionen. Die Zeiten für die Erfassung eines Massenspektrums lagen bei 3 bis 60 Sekunden. Bei 100 Millibar Druck sollte sich ein keramischer Schild öffnen und die Messungen beginnen. Ziel war eine Arbeit bis 10 Bar Druck, man hoffte aber, das Instrument würde bis 25 Bar Druck arbeiten. Für die Messung der Edelgase, die keine chemischen Reaktionen eingehen, und daher ein Maß für die Zusammensetzung des ursprünglichen Materiales von Jupiter waren, gab es eine Zelle in einer der Einlassöffnungen, in der durch chemische Reaktionen die meisten anderen Gase gebunden wurden. Besonders interessiert war man am Verhältnis der Neon Isotope 20 und 22 zueinander.
Periodisch erfasste das Massenspektrometer den gesamten Bereich von 1 bis 150 um auch schwere Gase bis hin zu Krypton zu erfassen. Die meisten Messungen erfolgten aber im unteren Meßbereich von 1-52 atomaren Masseeinheiten.
NMS wird von dem Goddard Space Flight Center gestellt und wiegt 13.2 kg und verbraucht 13.2 - 25.3 Watt an Strom. Der Datenstrom beträgt 32 Bit/sec. Es basierte im wesentlichen auf den Erfahrungen die man mit dem NMS der Pioneer Venus Mission gemacht hatte.
Das NFR misst die Energie die in Jupiters Atmosphäre herrscht. (Licht und Wärme).
Ein Radiometer empfängt dazu Licht durch ein Diamantfenster. Der Energiefluss wird gemessen,
indem das Instrument um 30 Grad nach oben und um 45 Grad nach unten schaut und die Differenz der
empfangenen Strahlung bestimmt. Dies ist der Nettostrahlungsfluss in dieser Region. Gleichzeitig
kann das Instrument so Wolken entdecken, da diese Licht im oberen Sichtfeld des Experiments
absorbieren Zur Kalibration dienten zwei schwarze Körper, welche als Referenz mit einer bekannten
Strahlung dienten. Das Radiometer maß die Strahlung in 6 Spektralkanälen. 6 pyroelektrische
Detektoren erfassten die Strahlung in diesen Spektralbereichen.
| Kanal | Wellenlänge |
|---|---|
| 1 | 0.3 - 3.0 µm |
| 2 | 3.0 - 20 µm |
| 3 | 20 - 30 µm |
| 4 | 30 - 40 µm |
| 5 | 40 - 50 µm |
| 6 | 50 - 60 µm |
NFR sollte zwischen 0.1 und 10 Bar Druck operieren. NFS wird von der University of Wisconsin gestellt und wiegt 3.4 kg und verbraucht 4.6 - 13 Watt an Strom. Der Datenstrom beträgt 16 Bit/sec.
Nephelometer (NEP)Das Nephelometer sollte Wolken in Jupiters Atmosphäre nachweisen und Teilchen (Aerosole, Tröpfchen) dieser Wolken untersuchen. Eine Galliumarsenid Laser LED mit einer Wellenlänge von 900 nm schickte Licht nach außen, sobald der Hitzeschutzschild abgetrennt war. Das von Tröpfchen nahe der Sonde reflektierte und zurückgestreute Licht wird von 5 Kanälen (Einen für die rückwärts gestreute Strahlung und vier für die vorwärts gestreute Strahlung) erfasst und durch einen das Sonnenlicht blockierenden Engpass Filter geschickt. Er Detektor misst dann die Lichtstärke. Die vier Kanäle erlauben es Streulicht aus verschiedenen Winkeln zu erfassen. Dies erlaubt es die Partikelgröße genau zu bestimmen. Das Instrument kann Teilchen von 0.2 bis 20 Mikrometer Größe erfassen. Es sind noch 3 Teilchen pro cm³ erfassbar. Der Druckbereich für den das Instrument ausgelegt ist liegt bei 0.1 bis 10 Bar. Die 5 Kanäle werden durch Spiegel gebildet welche das Licht bei einem Winkel von 5.8,16, 40, 70 und 178 Grad zur Laserquelle empfangen und damit unterschiedliche Brechungen erfassen.
NEP wird von der San Jose State University Foundation gestellt und wiegt 4.8 kg und verbraucht 11.2 Watt an Strom. Der Datenstrom beträgt 10 Bit/sec.
ightning and Radio Emission Detector (LRD)LRD und EPI werden meist als Kombinationsinstrument angegeben, haben aber unterschiedliche Aufgaben. LRD sollte Blitze optisch und durch ihre Radioemissionen feststellen. Der optische Sensor war eine Photodiode, die das Licht durch eine Fischaugenlinse aus der Umgebung empfang und die Helligkeit maß. Es gab zwei Sensoren die um 180 Grad versetzt montiert waren, und jeweils eine Hemisphäre beobachten. Rasche Änderungen der Helligkeit sollten Blitze verraten, langsame Veränderungen waren ein Maß für die optische Dichte der Atmosphäre.
Der Radioempfänger ist eine Ferritkernantenne, senkrecht zur Rotationsachse montiert. Angeschlossen ist sie an einen Vorverstärker und einen Detektor für Radiowellen. Es gab 3 Frequenzbereiche von 3, 15 und 100 kHz. Die Zeitauflösung beträgt 16 Sekunden. Das Instrument konnte auch Magnetfelder von 100 Hz bis 100 kHz Frequenz erfassen. Es machte schon vor dem Eintritt Messungen bei 4, 3 ,2 und einem Jupiterradius über den Wolken.
LRD wird von der Bell Labs und dem Max Planck Institute für Aeronomie in Lindau gestellt und wiegt 2.4 kg und verbraucht 2.3 W an Strom. Der Datenstrom beträgt 8 Bit/sec.
LRD und EPI teilen sich eine gemeinsame Elektronik und werden daher als ein Instrument betrachtet. EPD arbeitet als einziges Instrument nicht mehr in der Atmosphäre, sondern hat wie LRD die Aufgabe, die innere Zone von Jupiter unterhalb der Bahn von Io zu erforschen. Der Galileo Orbiter sollte sich während der Primärmission niemals mehr dem Jupiter, als bis auf die Distanz von Io nähern.
Das Instrument besteht aus zwei Siliziumdetektoren in einem Abstand von 7
mm. Jeder Detektor ist an einen empfindlichen Stromverstärker und Hochspannungsmesser gekoppelt.
Zwischen beiden Detektoren befindet sich eine Messing Sperrschicht. Die Detektoren wurden von
einem Wolfram Schild umhüllt, der Partikel absorbiert. Nur Elektronen, Protonen, Alphateilchen
und Ionen mit sehr hoher Energie konnten die Wolframschicht durchschlagen. EPI
befand sich auf der Rückseite des Hitzeschutzschildes. Dadurch gab es eine
Vorauswahl der zu detektierenden Teilchen. Damit ein Energiereiches Elektron
oder Proton überhaupt das Instrument treffen konnte musste es erst den
Hitzeschutzschild passieren, was alle Teilchen mit weniger als 2.6 MeV
Energie ausschloss.
Damit wurde die Energie bestimmt. Wenn ein Elektron auf den Detektor A einschlug, so hatte es eine Energie von 2.6-7 MeV (2.6 MeV, weil Elektronen mit weniger Energie nicht detektiert wurden, 7 MeV, weil Elektronen von mehr als 7 MeV auch den Detektor B durch die Messing schicht erreichen). Wurde es von Detektor A+B detektiert, so musste es 7-20 MeV Energie haben und wurde es nur von Detektor B erfasst, so stammte es aus der rückwärtigen Richtung und hatte den Wolfram Schild durchschlagen, Dies konnten nur Elektronen von mehr als 20 MeV Energie. So konnte man die Energie von Teilchen grob in 3 Kanäle einteilen.
Es gab 3 Energiekanäle für Elektronen und Protonen und je einen für Alphateilchen und Ionen. Das Instrument befand sich an der Außenseite der Kapsel, hinter dem Hitzeschutzschild. Nur Teilchen welche den gesamten Hitzeschutzschild durchqueren konnten wurden so detektiert. EPI begann seine Messungen bei 5 Jupiterradien Abstand von Jupiter. Es gab vereinzelte Messungen zwischen 5 und 2 Jupiterradien Abstand, danach wurde kontinuierlich gemessen. Beim Eintritt werden die Messungen eingestellt. Während dieser Zeit erzeugt das Instrument 7532 Bits an Daten die zwischengespeichert werden und später übertragen werden.
EPI wird von der Universität Kiel gestellt und wiegt 0.5 kg und verbraucht 1 W an Strom.
Dopplerwind Experiment (DWE)Wie bei allen Raumsonden wird die Funkverbindung als zusätzliches Experiment genutzt. Dazu hat die Sonde einen sehr stabilen Oszillator an Bord, der die Frequenz genau halten kann. Schwankungen der Frequenz der Signale bei dem Galileo Orbiter beruhen auf der Bewegung der Raumschiffe zueinander. Subtrahiert man die Bewegung des Orbiters, so kann man die Windgeschwindigkeit in der Höhe messen, in der sich die Kapsel gerade bewegt, da die Kapsel mit dem Wind bewegt wird.
Gleichzeitig wird das Signal beim Abstieg immer schwächer, da die Sonde immer mehr Atmosphärenschichten über sich hat. Zudem passieren die Funkwellen die Ionosphäre. Die Abschwächung der Signale gibt einen Hinweis über die Struktur und Dynamik von Atmosphäre und Ionosphäre.
Nach dem offizielle Projektstart von Galileo am 1.7.1977 wurde die Entwicklung der Atmosphärensonde dem Ames Forschungszentrum in Mountain View anvertraut. Dieses gab im Juli 1978, als man die Experimente und das Konzept der Sonde erarbeitet hatte, an Hughes (heute Teil des Boeing Konzerns) den Auftrag die Sonde zu bauen. Hughes hatte schon die Pioneer Venus Sonden mit ihren 4 Atmosphärenkapseln entwickelt.
Am 16.9.1981 machte man einen ersten Versuch mit der Sonde. Man testete eine
Verzögerung von 300 g in einer Helium Hochdruckkammer. Die Kapsel hielt der Belastung stand. Den
Hitzeschutzschild selbst konnte man nicht testen. Selbst wenn man ihn in eine Erdumlaufbahn
eingeschossen hätte, hätte der Schild beim Wiedereintritt nur ein 36.stel der Energie aufnehmen
müssen, die er bei Jupiter ausgesetzt ist.
Am 17.7.1982 testete man die Kapsel ohne den Schild auf Funktion. Dazu wurde Sie von einem Heliumballon mit 71.3 m Durchmesser und 1.56 m³ Volumen in eine Höhe von 29.6 km ausgeklinkt. In 17.500 km Höhe bei Mach 0.998 öffnete sich ein Pilotfallschirm, der in 16900 m Höhe den Hauptfallschirm herauszog und dabei die obere Verkleidung entfernte. In 16400 m Höhe wurde der untere Hitzeschutzschild abgetrennt. Die Kapsel landete mit 17.0 m/s auf der Erde. Oberer und unterer Schild mit 18.9 bzw. 33.2 m/s. Die Probe konnte weil sie unabhängig vom Trägersystem war früher getestet werden. Mit dabei waren 377 Kilo Ballast. Der Ballast war nötig um die gleiche Geschwindigkeit auf der Erde zu erreichen. Der Fallschirm öffnete sich -aber zu spät. Der Pilotfallschirm öffnete sich korrekt, der Hauptfallschirm braucht aber zu lange zum öffnen. Eine Untersuchung ergab, dass dies nur bei der gewählten Distanz war. Eine kleine Verlängerung der Zugleine führte zum gewünschten Ergebnis.
Man musste so den Versuch aber am 23.7.1983 wiederholen, diesmal gab es keine Abweichungen.
Nach der Verzögerung des Starts durch die Challenger Katastrophe wurden die Batterien, Fallschirm und die Kartusche zur Fallschirmabtrennung erneuert. Auch das Net Flux Radiometer (NFR) wurde durch eine verbesserte Version ersetzt. Die gesamte Mission der Atmosphärenkapsel kostet insgesamt 132 Millionen USD, etwa ein Zehntel der Gesamtkosten von Galileo.
Der Start von Galileo mit der Atmosphärensonde erfolgte am 18.10.1989. Die
Probe ist während des ganzen Fluges passiv. Richtig ernst wird es erst im Juli 1995. Nun soll die
Sonde abgetrennt werden. Vorher macht man beim JPL aber eine Probe: Seit dem Start sind 3
Batterien der Sonde unter Flugbedingungen gelagert worden. Mit einer dieser Batterien wird nun
die 148 Tage dauernde Mission nach der Abtrennung Anfang 1995 durchgespielt um festzustellen, ob
die Ladung noch ausreichend ist. Eine Arbeitszeit von 76.5 Minuten wird bestimmt. Nun kann die
Kapsel abgetrennt werden. Dies alles geschieht 148 Tage vor der Ankunft noch in 81,520,000 km
Entfernung zu Jupiter.
Nun ist Galileos Atmosphärensonde auf sich alleine gestellt. Der Orbiter zündete am 27.7.1995 zum ersten mal nach dem Start sein Haupttriebwerk (das seitdem von der Sonde blockiert war) und brachte sich so von dem Kollisionskurs mit Jupiter weg. Nun war die Kapsel auf dem Weg zu Jupiter, den sie am 7.12.1995 erreichte.
Alle Zeiten für den Eintritt und auch die Höhen müssen auf einen Punkt
bezogen werden. Bei Jupiter hat man für die Höhen das 1 Bar Niveau der Wolken gewählt, da Jupiter
keine feste Oberfläche hat. Alle Zeiten beziehen sich auf den Eintritt der um 23:04 MEZ am
7.12.1995 erfolgte. Der Eintritt erfolgte in einem Winkel von 8.6 Grad bei 6.5 Grad Nord. Die
Sonde aktiviert 2 Instrumente EPI und LRD schon 3 Stunden vor dem Eintritt für Messungen von
Jupiters innerem Strahlungsgürtel und Ionosphäre. Die restlichen werden aktiviert bei einem Druck
von 0.1 Bar, wenn der Hitzeschutzschild abgetrennt ist. Das Signal geben dazu zwei
Beschleunigungsmesser, die bei Erreichen eines bestimmten Werts ein Signal geben, zur Abtrennung
des Hitzeschutzschildes. Die NASA gab die Dauer der Mission mit 60-75 Minuten an, doch dies
beruhte vor allem auf den Vorstellungen über den Aufbau Jupiters. Die geforderte Grenze für die
Kapsel war eine Operation bis zu 10 Bar Außendruck. Auf jeden Fall würde die Sonde 75 Minuten
nach dem Eintritt keine Daten mehr senden können, da sich dann der Galileo Orbiter drehen musste,
um sich auf den Einschuss in den Orbit vorzubereiten. Er kann die Daten über mindestens 70 Minuten speichern. Die Entfernung beträgt beim
Sendebeginn 213.000 km und steigt dann an. Empfangen werden die Daten über die Niedriggewinnantenne mit 128 Bit/s.
+35 Sekunden: In +220 km Höhe treten die höchsten Belastungen für den
Hitzeschutzschild von bis zu 15500 Grad Celsius aufDie Daten wurden von Galileo zwischengespeichert und dann mehrmals zur Erde übertragen. Gleichzeitig hatte das aus 27 Antennen bestehende VLA nach Signalen von der Sonde gehorcht. Auf der Erde konnte man zwar keine Daten lesen, aber hatte einen günstigeren Winkel für Dopplermessungen. Als man die Galileodaten für die Dopplermessungen hatte, konnte man diese mit den VLA Signalen vergleichen und so die Windgeschwindigkeiten auf Jupiter präzisieren
Ein erstes Ergebnis war, das die Sonde verspätet mit den Messungen begann.
Anstatt bei einem Druckniveau von 0.1 Bar begannen die Messungen erst 53 Sekunden später bei 0.42
Bar. Der peinliche Grund war, dass zwei Schalter, welche das Absinken der Verzögerung auf einen
tolerierenden Wert signalisierten, vertauscht mit dem Bordcomputer verbunden waren: Der
Beschleunigungsmesser der bei einer geringen Verzögerung auslösen sollte, war mit dem Kanal
verbunden der erst bei einer größeren Verzögerung reagierte. Die gesamte Sendezeit betrug 57.6
Minuten.
Ein Problem der Kapsel, wahrscheinlich ein Konstruktionsfehler, bewirkte, das die Temperaturen in der Kapsel viel schneller anstiegen als erwartet. Man hatte eine bessere Abkopplung von den Außentemperaturen erhofft. Dies führte nicht nur zum vorzeitigen Ausfall der Sonde, sondern auch dazu, dass man die meisten Daten erst nach Versuchen auf der Erde mit Instrumenten, die bei diesen Temperaturen betrieben wurden, interpretieren konnte.
Die Sonde fiel schneller und die Temperatur stieg rapider an als man in der Planung annahm. Nach 60 Minuten ging man von einer Tiefe von 130 km, bei einem Druck von 20 Bar und 140 Grad aus. Schon vorher war aber die Sonde bei Bedingungen ausgefallen, die man erst nach 75 Minuten erwartet hatte. Insofern waren die Vorhersagen über das, was die Sonde aushalten konnte, korrekt. Nur erreichte die Probe den Punkt zu früh. Die Temperatur und Dichte in der oberen Atmosphäre waren deutlich höher als erwartet. Die ASI Messungen decken einen Bereich von -21 bis +140 km ab.
Jupiter enthält genauso viel Helium wie die Sonne. Man hatte nach den ersten Daten einen geringeren Anteil erwartet, doch beruhte dies auf den Problemen mit der hohen Temperaturen dem der HED ausgesetzt war. Bei genauer Kalbration zeigte sich, das Jupiter 24 % Helium hat, fast genauso viel wie die Sonne (25 %). Deutlich zu niedrig war der Sauerstoffgehalt, der mit der Wassermenge korrelierte. Es zeigten Beobachtungen von Amateuren, das die Eintauchsonde Pech hatte: Sie war in einen "Hot-Spot" gefallen, einer Zone in der es sehr wenig Wasser gab, 100 mal weniger als in der Umgebung.
Damit konnte auch ein zweites Rätsel zusammenhängen, das Problem der Bewölkung: Bei
0.6 Bar ging der Helligkeitskontrast des NFR Instrumentes rapide zurück, wie wenn es durch Wolken
fliegt, doch das Nephelometer konnte keine Wolken detektieren. Man erklärte dies mit
aufgelockerter Bewölkung (vergleichbar unseren Schäfchenwolken). NFR maß die Helligkeitsabnahme
durch die Wolkenschicht, doch da die Sonde neben einer Wolke durch ein Wolkenloch fiel, konnte
man mit NEP keine Tröpfchen nachweisen. Insgesamt ist auch die Gegend um einen Hot Spot
wolkenärmer als der Rest von Jupiter, man konnte in größerer Entfernung mit dem NFR aber dichte
Wolken erkennen.
Das EPI konnte einen weiteren Strahlungsgürtel zwischen den Ringen und der Planetenoberfläche entdecken. Vor allem fanden sich dort zahlreiche Heliumkerne, deren Herkunft man sich nicht erklären konnte. Der Strahlungsgürtel hat die 10 fache Stärke des irdischen Van Allen Gürtels.
Auffällig war, das die Winde tief in der Atmosphäre gleich stark blieben und zum Schluss sogar turbulent wurden. Da die Sonne als Wärmequelle von den äußeren Schichten absorbiert wird hatte man eine Abnahme der Windgeschwindigkeiten erwartet. Die Windgeschwindigkeit war mit 720 km/h doppelt so hoch wie erwartet.
Blitze konnten optisch nicht nachgewiesen werden, jedoch indirekt durch Radiowellen bei 3-15 kHz, die von der Ionosphäre aus größerer Entfernung reflektiert wurden. Blitze kommen 3-10 mal seltener auf Jupiter als auf der Erde vor.
Ein Resümee der Atmosphärenforscher lautete: "Wir brauchen mehr Sonden um die gefundenen Rätsel zu klären und auch die "normal" Umgebung außerhalb eines Hot-Spots zu untersuchen,". Doch für solche Missionen dürfte es kein Geld bei der derzeitigen Struktur des NASA Programms geben.
Lang Zeit gab es von mir nur ein Buch über Raumsonden: die beiden Mars-Raumsonden des Jahres 2011, Phobos Grunt und dem Mars Science Laboratory. Während die russische Raumsonde mittlerweile auf dem Grund des Pazifiks ruht, hat für Curiosity die Mission erst bekommen. Das Buch informiert über die Projektgeschichte, den technischen Aufbau der Sonden und ihrer Experimente, die geplante Mission und Zielsetzungen. Die Mission von Curiosity ist bis nach der Landung (Sol 10) dokumentiert. Einsteiger profitieren von Kapiteln, welche die bisherige Marsforschung skizzieren, die Funktionsweise der Instrumente erklären aber auch die Frage erläutern wie wahrscheinlich Leben auf dem Mars ist.
2018 wurde dies durch zwei Lexika, im Stille der schon existierenden Bücher über Trägerraketen ergänzt. Jedes Raumsonden Programm wird auf durchschnittlich sechs bis acht Seiten vorgestellt, ergänzt durch eine Tabelle mit den wichtigsten zeitlichen und technischen Daten und Fotos der Raumsonde, bzw., Fotos die sie aufgenommen hat. Ich habe weil es in einen band nicht rein geht eine Trennung im Jahr 1990 gemacht. Alle Programme vorher gibt es in Band 1. Die folgenden ab 1990 gestarteten dann in Band 2. In Band 2 ist ein Raumsonden Programm meist eine Einzelsonde (Ausnahme MER). In Band 1 dagegen ein Vorhaben das damals zumeist aus Doppelstarts bestand, oft auch mehr wie z.B. neun Ranger oder sieben Surveyor. Beide Bänder sind etwa 400 Seiten stark. In Band 1 gibt es noch eine gemeinsame Einführung für beide Bände über Himmelsmechanik und Technik der Instrumente. Beide Bände haben einen Anhang mit Startlisten, Kosten von Raumsonden und Erfolgsstatistiken. Band 2 hatte Redaktionsschluss im Januar 2018 und enthält die für 2018 geplanten Missionen über die es genügend Daten gab.
Hier eine Beschreibung des Buchs auf meiner Website für die Bücher, wo es auch ein Probekapitel zum herunterladen gibt. Sie können das Buch direkt beim Verlag kaufen (versandlostenfrei). Dann erhalte ich als Autor eine etwas höhere Marge, aber auch über den normalen Buchhandel, Amazon (obige Links) und alle anderen Portale wie Bücher.de oder Libri.
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