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Das sowjetische Programm zur Erforschung
des Weltraums benannte Sonden primär nach ihrem Ziel. So flogen die "Luna" Sonden zum Mond, die "Mars" Sonden zum Mars und die "Venera" Sonden zur Venus. Die VeGa Raumsonden weichen von diesem System ab, denn sie flogen zu zwei Zielen: Venus und Halley (russisch
Venera und Gallei). Aus diesen zielen setzte sich auch der Sondenname zusammen: Ve(nera) und Ga(llei). = VeGa.
Es waren die ersten Sonden der UdSSR mit größerer internationaler Zusammenarbeit. Schon früher flogen französische Experimente auf russischen Sonden mit. Nun waren neben zahlreichen Interkosmos Staaten auch Frankreich, Österreich und auch die BRD beteiligt und die Sonden sollten Navigationsinformationen für die europäische Giotto Mission liefern. Nach der Sowjetunion war Frankreich am stärksten beteiligt. Es stellte auch die beiden Ballone. Danach folgte Deutschland, wobei es hier sowohl Experimente aus der Bundesrepublik wie auch aus der DDR gab.
Eine weitere Neuerung war, dass durch diese internationale Zusammenarbeit der Start der Sonden mehrere Jahre vorher angekündigt war. Dies war bei den sowjetischen Raumsonden damals eine Sensation. Früher erfuhr man erst nach dem Start von einer Raumsonde. Dies erlaubte es auch Fehlstarts zu kaschieren. In einem Erdorbit gestrandete Raumsonden wurden meist als "Kosmos" Satelliten ausgegeben.
Halley ist nicht nur der bekannteste Komet, er ist auch einer der aktivsten. Durch seine lange Umlaufszeit von 76.08 Jahren hat er aber relativ wenig Material verloren. Er nähert sich aber auch der Sonne bis auf 88 Millionen km und ist dadurch sehr aktiv. Gleichzeitig ist seine Bahn sehr gut bekannt und er wurde daher als Ziel für Giotto gewählt. Die Bahn kann sich durch Einflüsse der Gravitation der Planeten (vor allem Jupiter) ändern, weshalb man nicht durch Abziehen von 76.08 Jahren zu den angegebenen Sichtungen kommt. Die Veränderung der Bahn wurde aber berücksichtigt, so dass man weiß, dass bei unten angegebenen Sichtungen immer der Halleysche Komet gemeint ist.
Die erste schriftliche Erwähnung von Halley findet sich im Jahre 1058/59 v. Chr. bei den Chinesen. Ein Text aus dem Jahr 2467 vor Christus. über einen Kometen kann sich auch auf den Halleyschen Kometen beziehen, doch diese Zuordnung ist nicht sicher.
Im Jahre 834 nach Christus muss der Halleysche Komet den prächtigsten Anblick geboten haben, als er sich der Erde auf nur 6 Millionen km näherte. 1986, als ihn Giotto passieren sollte war er dagegen mit 63 Millionen km mehr als 10 mal weiter entfernt. Halley war immer ein Komet der als Omen von schlimmen Ereignissen galt. Im Jahre 12 vor Christus erschien er kurz bevor Agrippa in Rom ermordet wurde. Das nächste Erscheinen im Jahre 66 vor Christus kündigte die Zerstörung Jerusalems an. 451 war er sichtbar als Attila starb und 1456 als die Türken Belgrad belagerten. Zu dieser Zeit verfluchte Papst Kalixt der III den Kometen als "Agenten des Teufels". Damit hatten Kometen ihr Brandzeichen weg und waren von nun an Überbringer oder Vorboten von Unheil. Da dauernd auf der Erde Krieg geführt wird oder Leute ermordet werden, trafen solche Ohmen auch immer zu.
Eine Wende ergab sich erst in
der Renaissance, als man begann Kometen als Himmelskörper zu sehen. Benannt ist der Komet nach dem Astronomen Sir Edmund Halley, der
ihn 1682 entdeckte. Beim Durchsuchen von alten Quellen stellte er fest, das im Jahre 1607 und 1531 ein Komet erschienen war, der
dieselbe Bahn wie sein neuer Komet hatte. Er prognostizierte die Wiederkehr des Kometen für 1759. Als dieser auch wieder entdeckt
wurde, benannte man Ihn nach seinem Entdecker Halley. Halley konnte dies nicht mehr erleben, er war 1742 im Alter von 86 Jahren
gestorben. Damit war auch klar das viele Kometen wiederkehrende Himmelskörper sind und nicht Unglücksboten.
Trotzdem kam bei der vorletzten Passage im Jahre 1910 Panik auf. Man hatte im Spektrum des Kometen Blausäure entdeckt und die Erde sollte durch dessen Schweif wandern. Zahlreiche Propheten kündigten das Ende der Welt an. Da Blausäure nur ein Spurengas ist, und der Schweif aus extrem dünnen Gasen besteht, hat die Welt dies jedoch überlebt.
Die Bahn von Komet Halley verläuft zwischen 0.587 und 35.295-facher Entfernung der Erde von der Sonne. Sie verläuft also einerseits innerhalb der Venus Bahn, reicht aber auch über die Neptunbahn hinaus. Die Bahn ist zu 162.2° zur Ekliptik der Erde geneigt. Dies bedeutet, dass sich die Bahn zwar nur um maximal 17.8° über die Bahnebene der Erde erhebt, aber der Komet die Sonne nicht in der Richtung umrundet wie die Planeten. Sieht man von oben auf das Sonnensystem, so rotieren alle Planeten und auch Raumsonden im Gegenuhrzeigersinn um die Sonne. Halley dagegen im Uhrzeigersinn.
Ende der siebziger Jahre gab es Pläne bei allen größeren Raumfahrtnationen für Sonden zu Halley. Das amerikanische Konzept mit einem solarelektrisch angetriebenen Ionanantrieb wurde aus Kostengründen schon 1979 eingestellt und Gelder für eine einfachere Sonde gab es nicht. Europa wollte zuerst einen Tochtersatelliten für die US-Mission bauen der näher an den Kern herankommen sollte. Daraus entwickelte sich die eigene Sonde Giotto. Japan kündigte 1979 an eine neue Rakete und die Sonden Sakigake und Susei zu entwickeln. Doch nicht nur die westlichen Sonden waren international (so waren an Giotto auch US-Wissenschaftler und Institute beteiligt), sondern auch das russische IKI, welche VeGa 12 in Auftrag gab bot dem Westen an. Instrumente an Bord der Sonden zu stellen. Das war noch vor Perestroika und Glasnost.
Das machte die Mission von VeGa nicht leicht. Denn dadurch begegneten sich beide Himmelskörper mit hoher Geschwindigkeit. Man kann sich das so vorstellen. Wenn eine Sonde sich sonst einem Planeten näherte so überholte sie diesen oder der Planet die Sonde, je nach Relativ Geschwindigkeit. Diese waren aber klein und betrugen bei den Venus und Mars Flügen z.B. etwa 3-5 km/sec. Giotto dagegen näherte sich Halley mit 68.3 km/sec. Die Sonden VeGa 1+2 näherten sich Halley sogar mit 77.7 km/sec.
Machen wie einen Vergleich mit Autos. Bisherige Sonden hatten die Aufgabe auf der Überholspur ein Auto mit 110 km/h überholen, welches 100 km/h schnell fährt und dabei Aufnahmen zu machen. Halley ist wie wenn man von einem Auto auf der Gegenspur der Autobahn, das ebenfalls mit 100 km/h fährt, Aufnahmen machen soll. Man hat zwanzigmal weniger Zeit und das Objekt bewegt sich 20 mal schneller aus dem Blickfeld. Daher mussten alle Messungen schnell gemacht werden. Mit den früher üblichen Vidicon Röhren und ihren langen Belichtungszeiten hätten VeGa 1+2 keine Chance gehabt Aufnahmen des Kerns von Halley zu machen.
VeGa 1+2 Bus
VeGa bestand aus drei Sonden. Dem eigentlichen Bus, der an der Venus vorbei flog und dann Halley beobachtete. Einer Landesonde, die auf der Venus landete und einer französischen Ballonsonde, die von der Landesonde ausgestoßen wurde.
Zentraler Teil des Orbiters war ein Zylinder, der den Treibstofftank enthielt und die notwendige Elektronik im Ring um den Zylinder. Im inneren des Rings befand sich das Bremstriebwerk. Ein zylindrischer Treibstofftank war in der Mitte geteilt. Darunter befand sich das schwenkbare Triebwerk. Einige Instrumente waren an der torusförmigen Unterseite angebracht. Gekühlt wurde der Instrumententeil der unter Druck stand wieder durch verflüssigte Gase und Kühlschlangen auf zwei Radiatoren (Im Bild neben dem rechten Solarpanel).
Zur Kommunikation diente eine 2.4 m durchmessende Parabolantenne. Telemetrie wurde gesendet bei 928.4 MHz. Wissenschaftliche Daten wurden durch PCM bei 6 GHz übertragen. Die Datenrate lag bei 65 KBit/sec. Daneben gab es zwei weitere Antennen an den Enden der Solarpanels, welche die Signale der Lander auffangen sollten. Diese omnidirektionalen Antennen empfingen auch die Kommandos von der Erde bei 770 MHz. Bei der interplanetaren Reise wurde über die Rundstrahlantennen mit 3072 Bit/sec übertragen.
Die Lageregelung erfolgte durch ein getrenntes System. Wie früher wurde komprimierter Stickstoff in kugelförmigen Tanks von 350 Bar Druck zur Lageregelung benutzt. Die Lage wurde durch Sensoren an kleinen Teleskopen festgestellt. Die Sonde selbst wurde durch Sonnensensoren und Sternsensoren für den Canopus im Raum ausgerichtet, bei der beweglichen Parabolantenne gab es einen weiteren Sensor, der sie auf die Erde ausrichten sollte. Zentrales Triebwerk für Bahnkorrekturen war das Triebwerk KTDU-425A. Es wurde von Mars 4-7, Venera 9-16, Vega 1+2 und Phobos 1+2 eingesetzt. Es war regelbar in einem Schubbereich von 18,89 bis 9,856 kN. Das pumpengeförderte Triebwerk verbrannte die Treibstoffe UDMH (Verbrennungsträger) und Stickstofftetroxid (Oxydator). Das Verhältnis Oxydator zu Verbrennungsträger betrug 1.9 zu 1. Der Verbrennungsdruck des Triebwerks betrug 95 Bar bei 9.8 kN und 149 Bar bei 18.9 kN Schub. Die nominelle Brenndauer wurde mit 560 Sekunden angegeben. Bei einem spezifischen Impuls von 2874-3090 m/s errechnet sich ein Treibstoffvorrat von maximal 1920 kg (bei 9.856 kN Schub). Das Triebwerk wog 70 kg bei einer Länge von 0.71 m und einem Durchmesser von 0.7 m. Es war sieben mal wiederzündbar und diente für Kurskorrekturen sowie zum Einbremsen in den Orbit.
Der Bus hatte ein Masse mit Lander von 4.923 kg. Er wog leer und ohne den Lander noch 2.500 kg. Der Bus war dreiachsenstabilisiert. Er verfügte über eine Instrumentenplattform die zwischen -110 und + 40° geschwenkt worden konnte. Die Ausrichtungsgenauigkeit der Plattform betrug 5 Bogenminuten. Die Nachführgenauigkeit betrug 1 Bogenminuten / Sekunde. Auf dieser Plattform waren die Weitwinkel- und Telekamera befestigt, daneben das 3 Kanal Spektrometer und das Infrarotspektrometer.
Die meisten anderen Experimente waren an dem Raumschiff befestigt, mit Ausnahme des Magnetometers an einem 2 m langen Auslegers und den Plasma Experimenten an einem 5 m langen Ausleger. Die Gesamtmasse der Experiment machte 125 kg aus. Die Daten wurden direkt zur Erde mit 65 KBit/sec gesandt. Die Gesamtmasse der Experimente inklusive derer des Landers betrug 144.3 kg. Andere Quellen geben 230 kg an, eventuell wurden hier die beiden Ballone mit dazugezählt.
Die Datenerfassung der Plasma und Staubexperimente erfolgte kontinuierlich und wurde auf einen 5 MBit Bandrekorder geschrieben. Andere Experimente lieferten nur Daten wenn ein Funkkontakt zur Erde bestand. Der Schutzschild von VeGa 1+2 war gerade anders herum als der von Giotto konstruiert und bestand aus einem 100 Mikrometer dicken Mehrschichtengewebe 20-30 cm vom Raumfahrzeug entfernt und einem 1 mm dicken Aluminiumschild, 5-10 cm von Raumfahrzeug entfernt.
Etwa 1.500 kg der Masse der Sonde machte
die Kapsel aus, die auf der Venus abgesetzt wurde. Der Lander entsprach in seinem grundsätzlichen Aufbau den schon bei Venera 9-14
erprobten Kapseln. Anders als die vorhergehenden Missionen lag diesmal der Fokus mehr auf der Erforschung der Atmosphäre als der des
Bodens. Gelandet wog der Lander noch 750 kg.
Der VeGa Lander hatte einen Durchmesser von 240 cm und kugelförmige Gestalt. In diesem Hitzeschutzschild befand sich der eigentliche Lander. Auch dieser hatte kugelförmige Gestalt, war hermetisch versiegelt und fähig Drucken bis zu 120 Bar zu widerstehen. Da die Venus eine sehr dichte Atmosphäre hatte, wurde der Fallschirm früh abgesprengt. Eine uhrenglasförmige Metallplatte verzögerte den Fall und stabilisierte zugleich die Sonde. Darüber befand sich eine Spiralantenne zur Kommunikation mir dem Bus.
Der Aufbau des Landers entspricht im wesentlichen der bewährten Konstruktion früherer Venera Lander ab Venera 9. Deutlich erkennbar ist in dem Hitzeschutzschild eine kugelförmige Sondenkapsel von 80 cm Durchmessern Höhe. Diese beherbergt die Elektronik und die Experimente. Sie ähnelt mehr einer Tauchglocke als einer Raumsonde. Darüber befindet sich ein 2 m großer uhrenglasförmiger Schild. Dieser bremst die Sonde nach der Abtrennung des Fallschirms ab und stabilisiert den Flug, so dass die kugelförmige Sonde sich nicht drehen kann. Der wendelförmige (innen hohle) Teil darüber ist die Sendeantenne. Darüber befand sich noch ein Fallschirmsystem. Es bestand aus drei Fallschirmen (pilot-, Brems- und Hauptfallschirm) die nacheinander entfaltet wurden.
Unten befand sich ein Ringförmiges Gestell, das mit Stoßdämpfern an der Sonde angebracht war. Es federte den Restschock beim Aufsetzen ab. Die Sonde wurde vor der Landung auf -10 Grad Celsius gekühlt und die Hitze wurde durch ein Kühlsystem umgewälzt.
Die Hülle war doppelwandig. Innen eine druckbeständige 80 cm große kugelförmige Hülle aus Titan. Darüber eine 12 cm dicke Isolation aus einem Isolationsmaterial in Honigwabenbauweise. An der Innenseite der inneren Hülle war eine weitere Isolierung aus Fiberglas und eine reflektierende Metallfolie angebracht. Die Hitze sollte ebenfalls durch größere Mengen an schmelzenden Substanzen aufgefangen werden. Die Missionen Venera 9-12 verwandten dazu Lithiumnitrat-Trihydrat (LiNO3 " 3H2O), Venera 13+14 verwandten Molybändisulfid / Metallflockengemische. Das Schmelzen braucht Wärme, analog Eis, nur schmilzt es bei Lithiumnitrat bei 30 Grad, bei MbS2 liegt er bei 183-187 Grad. Der Effekt ist vergleichbar dem Einbringen eines Eiswürfels in einem Glas Wasser. Solange bis er vollständig geschmolzen ist, bliebt es bei 0 Grad.
Die Außenisolation bestand aus KG-25, einem Hochtemperatur Polyurethanschaum und PTKV-260, einem Hochtemperaturmaterial unbekannter Zusammensetzung in Honigwabenbauweise. Es gab einige Verbesserungen am Lander selbst, so wurden in den Schockabsorberring zusätzliche Flügel eingezogen, die verhindern sollten, dass die Raumsonde bei dem Abstieg ins rotieren gerät.
Der Lander trug auch den Venus Ballon der während des Abstiegs abgesetzt wurde.
Der Venus Ballon
Dieses Experiment stammte von Frankreich. In einer Höhe von 54 km wurde de Ballon ausgestoßen und aufgeblasen. Der 3.4 m durchmessende Ballon wog je nach Quelle nur 20.8 bis 25 kg. Er wurde mit Helium aufgeblasen. Er trug an einem 12 m langen Seil eine (je nach Quelle 7.5-8.67 kg) schwere und 1.2 m lange Gondel. Diese bestand aus einem 4.5 Watt Sender mit einem Quarz Oszillator besonders hoher Frequenzstabilität für die Ermittlung der Dopplerverschiebung. Messungen machten Sensoren die Temperatur, Druck und die vertikale Windgeschwindigkeit ermittelten. Andere Detektoren ermittelten die Helligkeit und Sichtbarkeit der Atmosphäre (400-1100 nm Rückstreuungs- Spektrometer und Nephelometer. Weiterhin konnten Blitze detektiert werden. Die Stromversorgung geschah durch 16 Lithium Batterien mit einer Gesamtkapazität von 300 Wh. Eine konikale Niedriggewinnantenne hatte einen maximalen Öffnungswinkel von 167 Grad.
Der Ballon bestand aus einer Teflonhülle mit 3.4 m Durchmesser. Die Gondel wurde an einem Nylonseil daran befestigt. Während des Aufblasens wurde der Ballon durch einen 35 m² großen Fallschirm am zu tiefen Absinken an der Venus gehindert. Füllgas war Helium in Druckflaschen. Gesendet wurde bei 18 cm Wellenlänge (1670 MHz) mit 1-4 Bit/sec. Zeitgleich übermittelten auch die Vega Bussonden das Carrier Signal. Durch Differenzmessungen konnte man solange die Bussonden im Empfangsbereich war die Position auf 15 km genau und die Geschwindigkeit auf 1 m/s genau bestimmen.
Der Ballon wurde auf der Nachtseite der Venus ausgesetzt und trieb mit der Venus Atmosphäre passiv mit. Das Aussetzen erfolgte in einer Höhe von 62 km. In 57 km Höhe wurde die Verkleidung des Ballons abgetrennt. In 55 km Höhe wurde das Füllen begonnen. Nach dem Füllen wurde in 53 km Höhe dieses System abgetrennt. Der Ballon sank nun bis auf 50 km Tiefe, wo Ballast abgeworfen wurde, so dass der Ballon in 53 km Höhe aufstieg, dies liegt in der Wolkenschicht der Venus. Zwischen 53 und 55 km Höhe sollten die Ballone die Venus umrunden. Diese Zone bietet mit einem Druck von 0.6 Bar und Temperaturen von 40 Grad Celsius noch relativ erdähnliche Temperatur- und Druckwerte. Schon in 50 km Höhe ist die Temperatur auf +75°C und der Druck auf 1,066 Bar gestiegen.
Verfolgt wurde der Ballon durch ein Netz von 12 Bodenstationen außerhalb und 6 innerhalb der Sowjetunion. Die VLBI Messungen erlaubten es den Weg und die Höhe sehr genau zu rekonstruieren. Wenn der Ballon auf der Tagseite der Venus ankam wurde er durch die Sonneneinstrahlung erhitzt und platzte. Dann war die Mission beendet. Da die Venusatmosphäre mit 360 km/h rotiert war die Missionsdauer auf maximal 2 Tage beschränkt. Viel länger hielten aber auch nicht die Batterien durch. Als Nennarbeitsdauer waren 46 Stunden angegeben worden.
VeGa 1+2 führten 11-14 Experimente (je nachdem ob man gleichartige Experimente zusammenfasst oder nicht) in einem Gesamtgewicht von 125 kg mit sich. ESA-Wissenschaftler waren von de Vorgehensweise bei der Konzeption überrascht. Während sie bei der Giotto Raumsonde mit demselben Ziel um jedes Gramm Gewicht feilschen musste und auch der Platz streng limitiert war, suchte man sich auf der Vega seinen Lieblingsplatz aus und dort wurde das Instrument wurde montiert. Es gab keine Einschränkungen hinsichtlich Gewicht und Stromverbrauch, wahrscheinlich weil es mehr als genug Strom gab und die ESA Instrumente insgesamt leichter als die russischen Experimente waren.
Dieses Experiment bestand aus einer
Weitwinkelkamera und einer Telekamera. Die Weitwinkelkamera hatte eine Brennweite von 150 mm bei einer Öffnung von 50 mm (f/3). Sie
verwandte ein Linsenteleskop. Die Weitwinkelkamera diente der Aufnahme der Koma und zur genauen Ausrichtung der Telekamera um den
Kern genau auszumachen.
Die Telekamera hatte eine Brennweite von 1200 mm bei einer Öffnung von 240 mm (f/5). Sie bestand aus einem Spiegelteleskop mit angeschlossenem Detektor. Sie konnte auf 5 Bogenminuten genau ausgerichtet werden.
Das Licht jeder der beiden Kameras wurde über einen Strahlenteiler in zwei Teile gespaltet. Teil 1 passierte ein Rad mit 8 Filtern die einzeln angewählt werden konnten. Teil 2 dagegen einen Integralfilter.
Der Integralfilter der Telekamera erfasste im nahen Infrarot das Licht von 630 bis 790 nm Wellenlänge. Die acht Farbfilter hatten jeweils eine Durchlassbreite von 80 nm. Das 512 x 512 Pixel große CCD bildete eine Fläche von 26.4 x 39.6 Bogenminuten ab und jedes Pixel hatte eine Auflösung von 3.1 x 4.1 Bogensekunden. Die Pixel waren also nicht quadratisch.
Der Verschluss war mechanisch und hatte eine wählbare Belichtungszeit von 0.01 bis 163 Sekunden. Die Telekamera übertrug nur die 128 x 128 Pixel rund um den hellsten Punkt.
Die Weitwinkelkamera war genauso aufgebaut wie die Telekamera, auch hier gab es einen Strahlenteiler. Anders als bei der Telekamera war ein Filter jedoch kein Engbandfilter sondern lies das gesamte Spektrum zwischen 400 und 1100 nm passieren.
Das abgebildete Gebiet betrug 211 x 316 Bogenminuten bei dem Kanal mit 8 Filtern und 211 x 158 Bogenminuten bei dem Integralkanal, da hier nur eine Hälfte des CCD genutzt wurde. Die Auflösung lag bei 24.75 x 33 Bogensekunden im ersten Kanal und 99 x 133 Bogensekunden im zweiten Fall.
Der elektronische Verschluss lies
Belichtungszeiten von 6 bis 800 ms zu. Im Kanal mit 8 Filtern wurde das ganze Bild von 512 x 512 Pixels übertragen, im zweiten Kanal
dagegen die 512 x 256 Pixels integriert (4x2) auf 128 x 128 Pixel. Die Datenrate betrug 32768 Bit/sec. Die Kamera verfügte über ein
einen eigenen 816 KBit großen Speicher (104 KByte) um ein Bild zwischenzuspeichern.
TVS wog 32 kg und verbrauchte 50 Watt an Strom. TVS wurde von Ungarn, Russland und der französischen Weltraumorganisation CNES zusammen entwickelt.
Dieses Instrument hatte die Aufgabe die spektrale Zusammensetzung des Staubes und der Koma zu bestimmen. Die Optik bestand aus einem Cassegrain Teleskop mit einer Öffnung von 100 mm und einer Brennweite von 350 mm. Das Licht passierte einen 1 Grad großen Schlitz im Brennpunkt und wurde auf 3 Kanäle geleitet. Durch Bewegung des 43 mm großen Sekundärspiegels in zwei Achsen um Inkremente von 8 Bogenminuten konnte das Instrument ein Gebiet von 2 x 1.5 Grad, entsprechend einem Gebiet von 350 x 260 km bei nächster Distanz von 10000 km abtasten.
Das Feld wurde in 7 Zeilen zu je 15 Messpunkten abgetastet. Eine Messung dauert 5 Sekunden, so dass die Abtastung des kompletten Gesichtsfeldes alle 8 Minuten 45 Sekunden möglich war. Detektor waren CCD Scanzeilen mit 700 Punkten. Vor dem Infrarotkanal und dem sichtbaren Kanal lag ein Filterrad mit einem Interferenzfilter. Dieser Polarisationsfilter ließ nur Licht zwischen 560 und 920 nm durch und erlaubte Polarisationsmessungen.
| Kanal | Ultraviolett | Sichtbar | Infrarot | Polarimeter |
|---|---|---|---|---|
| Spektralbereich | 115-290 nm | 280-700 nm | 900-1800 | 560-920 |
| Spektralauflösung λ\Δλ | 700 | 700 | 100 | 100 |
| Empfindlichkeit (Raleight) | 3 | 10 | 1 Million | 1 Million |
| Auflösung aus 10000 km | 75 x 3 | 75 x 3 | 300 x 30 | 300 x 30 |
| Detektor | Photokathode + CCD Zeile | Photokathode + CCD Zeile | Germanium Photodiode | Germanium Photodiode |
TKS wog 14 kg und verbrauchte 30 Watt an Strom. Die Datenrate betrug 12288 Bit/sec. TKS wurde von Russland und der französischen Weltraumorganisation CNES zusammen entwickelt.
IRS sollte die Größe, Temperatur und Wärmekapazität des Kerns von Halley bestimmen. Es sollte daneben die Temperatur, Dichte und Natur des Staubs ermitteln. Das letzte Ziel war die Untersuchung von Molekülen in der Koma von Halley.
Wie TKS verwandte das Instrument als Optik ein 140 mm durchmessendes Cassegrainteleskop mit einer Brennweite von 538 mm und einem Gesichtsfeld von 1 Grad. Zwei Sekundärspiegel von 56 mm Durchmesser lenkten das Licht auf die die Detektorebene um.
Danach wurde der Strahlengang in 3 Strahlen aufgeteilt. Durch ein mit 8-20 Umdrehungen pro Minute rotierendes Filterrad wurden Teile des Lichtes ausgefiltert. Zwei der Kanäle dienten der stereoskopischen Bildung von Spektren bei 2.5-5 und 6-12 Mikrometern Welllänge. Der dritte Kanal war für die Aufnahme von Bildern ausgelegt. Er erfasste den Kern und seine IR Eigenschaften sowie die ungefähre Größe. Er konnte jedoch keine Details abbilden.
Die drei Hg-Cd-Te Photowiderstand Detektoren waren durch flüssigen Stickstoff auf 80 K gekühlt. Dazu befanden sich zwei Liter Stickstoff in vier Tanks unter einem Druck von 350 Bar. Dies reichte aus um den den Detektor in 25 Minuten auf 77 K zu kühlen. Da der Stickstoffvorrat begrenzt war konnte IRS nur etwa 3 Stunden lang arbeiten.
| Kanal | Abbildend | Kurze Wellenlänge | Lange Wellenlänge |
|---|---|---|---|
| Wellenlänge | 7-14 µm | 2.5-5 µm | 6-12 µm |
| Spektrale Auflösung | 2.5 λ\Δλ | 50 λ\Δλ | 50 λ\Δλ |
| Optische Transmission | 0.10 | 0.39 | 0.33 |
| Detektor | HgCdTe | InSb | HgCdTe |
| Chipgröße | 2x2 | 2x2 | 2x2 |
| IR Background | 1.2 x 10 -4 W | 3.5 x 10 -6 W | 9.7 x 10 -5 W |
| Rauschen | 1.3 x 10 -12 W | 4 x 10 -13 W | 1.4 x 10 -12 W |
IRS wog 18 kg und verbrauchte 18 Watt an Strom. Die direkte Datenrate zur Erde betrug 2048 Bit/sec. Weitere 4320 Bit/sec wurden über 20 Minuten aufgezeichnet. Es wurde von der französischen Weltraumorganisation CNES unter Beteiligung von Russland entwickelt.
Puma sollte die chemische Zusammensetzung des Staubes ermitteln und Schätzungen der Masse abgeben. Ein ähnliches Instrument flog auch auf der Kometensonde Giotto mit. Das Instrument war die Flugrichtung montiert. Das Instrument war ein Flugzeitmassenspektrometer.
Schlug ein Staubteilchen mit 78 km/s auf eine Silberplatte auf, so verdampfte es und ein Teil der Moleküle wurden zu Plasma. Es wurde praktisch die hohe Vorbeifluggeschwindigkeit zum Vorteil genutzt, da damit die auftretenden Teilchen schon von alleine in Bestandteile zerlegt wurden. Forciert durch eine Ladung der Silberplatte auf eine Spannung von 1.02 kV. Dieses wurde durch ein elektrisches Feld mit einer -2.0 kV Gleichspannungsquelle beschleunigt. Beim Passieren einer 1 m langen Röhre wurden die Ionen aufgetrennt, da die Geschwindigkeit von Masse und Ladung abhing. Am Ende der Driftröhre war das Potentialgefälle von -2000 auf 0 V abgebaut worden. 3 Magnete verhindern ein Auffächern des Elektronenstrahles. Drei Gittern mit Spannungen von +1000 V verhindern, dass Ionen mit weniger als einer Energie von 1 keV die Detektoren treffen. Alle 30 Sekunden wurde die Spannung auf 1100 V erhöht um so eine höhere Selektivität zu erreichen.
Detektoren sind Elektronenmultiplieren detektiert. Diese waren empfindlich im Bereich von 1-110 Atommassen bei einer Auflösung von Δm/m von 200. Teilchen von einem Durchmesser von 100-10000 nm bzw. mit Massen von 3 x 10-16 g - 5 × 10-10 g konnten erfasst werden. Es wurden 12 Spektren pro Sekunde gemacht. Die Sättigung lag je nach Teilchengröße bei 1000-10000 Ereignissen pro Sekunde. Puma wog 19 kg und verbrauchte 31 Watt an Strom. Die Datenrate betrug 10240 Bit/sec. Das Instrumente wurde von Deutschland unter der Beteiligung der CNES und Russlands gebaut. Es war das erste einer langen Serie, die auf VeGa, Giotto, Stardust, CONTOUR und Rosetta flogen.
Staubteilchenzähler (SP-1 und SP2)
Das Instrument SP-2 zählte Staubteilchen und bestimmte deren Masse und Einschlagspunkt. Er bestand aus 3 Piezoelektrischen Kristallen, die in Flugrichtung an einer Platte montiert waren. Ein Staubteilchen, das auf der Platte aufschlug, verursachte eine Schwingung der Kristalle. Deren Amplitude proportional zu der Masse war. Die Schwingung wiederum erzeugte einen elektrischen Strom, der detektiert wurde. Von der Ankunftszeitpunkt bei allen 3 Detektoren konnte der Einschlagspunkt detektiert werden.
SP-2 hatte einen piezoelektrischen Kristall mit einer Fläche von 500 cm² Fläche. Das elektrische Signal wurde durch einen Engband Verstärker mit einer Frequenz von 160 kHz verstärkt und dann die Stärke in 16 logarithmisch abgestuften Kanälen gemessen.
Die Plasmawolke wurde dann durch ein Gitter beschleunigt auf ein Ziel. Zwischen Gitter und Zahl gab es eine 2kV Gleichspannung. Der Plasmadetektor hatte nur eine Fläche von 40 cm² und erfasste die Energie in 6 Kanälen. Er konnte aber bis zu 65.500 Ereignisse pro Sekunde erfassen, während der piezoelektrische Detektor bei 4095 Teilchen/Sekunde gesättigt war.
Die Masseauflösung Δm\m betrug 2.82 für den Plasmadetektor und 10 für den piezoelektrischen Detektor. Letzterer erfasste größere Teilchen von 2 × 10-6 g bis 3 x 10-3 g. Der Plasmadetektor dagegen kleine Teilchen von 3 × 10-16 g bis 3 x 10-11 g. SP-2 wog 4 kg und verbrauchte 4 Watt an Strom. Die Datenrate von SP-2 lag bei 1024 Bit/sec
Die Bauweise von SP-1 entsprach dem von SP-2. Nur war es hier ein reiner Plasmadetektor mit größerer Fläche. SP-1 bestand aus zwei baugleichen Detektoren mit einer 160 cm² großen, 0.1 mm dicken Goldfolie als Ziel. Beide Detektoren sind mit einer Spannung von 30 V verbunden und parallel angeordnet. Ein Detektor ist aber zusätzlich mit einer dünnen (0.6 (Vega-1) beziehungsweise 2 µm dicken (Vega-2)) Plastikfolie geschützt. Diese soll genauere Messungen der Dichte erlauben. Die detektierbare Ladung lag bei 1 × 10-14 C bis 1 x 10-8 C. Dies entsprach 3 × 10-17 g bis 3 x 10-11 g. SP-1 wog 2 kg und verbrauchte 1 Watt an Strom. Die Datenrate lag bei 150 Bit/sec. . SP-1 und SP-2 wurden von Russland gestellt.
Dieses Instrument untersuchte das Gas des Kometen durch zwei Massenspektrometer. Das erste verwandte eine Elektronenquelle zum Ionisieren gefolgt von einem elektrostatischen Feld zum Auftrennen. Es erfasste Moleküle zwischen 1-28 Masseeinheiten bei einer Masseauflösung von 4 %. Das zweite Massenspektrometer verwandte ein elektrisches Feld zur Ionisation gefolgt von einem Flugzeitmassenspektrometer. Es erfasste Moleküle von 1-80 Atommassen. Die Auflösung hing von der Masse ab.
NGE wog 7 kg und verbrauchte 8 Watt an Strom. Die Datenrate betrug 1024 Bit/sec. Es stammte aus Deutschland mit einer Beteiligung der USA.
Dieses Instrument untersucht die Wechselwirkung zwischen Sonnenwind und Kometen. Das Instrument besteht aus 5 Detektoren.
PLASMA wog 9 kg und brauchte 8 Watt an Strom. Die Datenrate betrug 2048 Bit/sec. Das Instrument stammte von Russland mit deutscher, ungarischer und bulgarischer Beteiligung.
Auch dieses Instrument untersuchte die Wechselwirkung von Sonnenplasma und Ionen mit der Koma des Kometen. Das Instrument bestand aus zwei Halbleiterdetektoren sowie einem Szintillationsdetektor, welcher die Ionen die aus der falschen Richtung kommen ausblendet. Ionen mit einer Energie von 20 keV - 20 MeV und Elektronen mit einer Energie von 175 keV- einige MeV konnten erfasst werden.
TUNDE-M wog 5 kg, verbrauchte 6 Watt an Strom. Die Datenrate lag bei 512 Bit/sec. Das Instrument von Ungarn entwickelt.
Das Magnetometer sollte das konstante interplanetare Magnetfeld und seine niederfrequente Änderungen bei Kontakt mit der Ionosphäre des Kometen messen. Es war an einem 2 m langen Mast 1.5 m von der Sonde entfernt, um es vor deren Magnetfeld abzuschirmen. Es bestand aus zwei Fluxgate Magnetometer die zur Sonne hin ausgerichtet wurden.
MISCHA wog 4 kg und verbrauchte 6 Watt an Strom. Die Datenrate lag bei 512 Bit/sec. Es wurde von Österreich unter Beteiligung der Sowjetunion gebaut.
Dieses Experiment sollte die Radiowellen, welche von Plasma ausgesendet werden, messen und dabei die Schockfront und die Ionosphäre des Kometen Halley genauer untersuchen.
Gemessen wurden mit zwei Empfängern die 5 m voneinander entfernt waren und einem Faraday Cup Detektor am Ende des Auslegers. Gemessen werden konnten Wellen zwischen 0.1 und 1000 Hz, wobei der Schwerpunkt auf die Erfassung von Hybridwellen (10 Hz) und Zyklotronwellen (1Hz) lag.
APV-N wog 5 kg und brauchte 8 Watt an Strom. Die Datenrate lag bei 2048 Bit/sec. Das Instrument wurde in der Tschechoslowakei unter der Beteiligung der Sowjetunion gebaut.
Dieser zweite Plasmaanalysator untersuchte vornehmlich das Plasma des Sonnenwindes, bevor es mit dem Kometen in Kontakt kam und ergänzte so die Messungen von APV-N. Das Experiment bestand neben einer Elektronikbox aus zwei Sensoren die jeweils an den äußeren Solarpanels angebracht waren. Elektrische Felder von 8-300 kHz konnten bestimmt werden. Bei Feldern bis 8 Hz Frequenz wurde direkt die Wellenform bestimmt. Bei Wellen über 8 Hz wurde die Frequenz in 16 logarithmisch angelegten Bereichen bestimmt. Der Messbereich lag bei 70 dbi. Die Datenrate lag bei 480 Bit/sec.
Die Temperatur des Plasmas konnten durch zwei Langmuir Proben ermittelt. Eine befand sich auf einem festen Potential von 5 V und maß niedrig frequenten Änderungen von 0-4 Hz. Die zweite Langmuirprobe war an einer sinusförmigen Wechselspannung von 32 Sekunden Periode angebracht. Amplitude und Frequenz konnten jedoch verändert werden. Der Messbereich beider Sonden lag bei 10-10000 Elektronen pro cm³ bei typischen Elektronenenergien von 1 eV.
APV-V wurde von der französischen Raumfahrtagentur CNES und europäischen Raumfahrtagentur ESA gemeinsam entwickelt. Es wog 3 kg und verbrauchte 2 Watt an Strom. Die Datenrate lag bei 512 Bit/sec.
Staubpartikeldetektor (DUCMA)
Das Instrument soll die Massenflucht von Staubpartikeln bestimmen. Es gab vier Masseschwellen von 1.5 × 10-13 g, 9 × 10-13 g, 9 x 10-12 g, 9 × 10-11 g. Der Detektor bestand aus einem polarisiertem Polyvinylfluorid Film von 75 cm² Fläche. Ein auftreffendes Partikel verursache eine Störung der Polarisation, welches eine Ladung verursachte, die detektiert wurde. Ein zweiter Detektor war gegen direkte Teilchen abgeschirmt und erfasste nur Geräusche die auftreffende Teilchen auf der Raumsonde hinterließen. Der Detektor wurde durch einen Staubbeschleuniger in Heidelberg kalibriert und war linear bis zu 10.000 Einschläge / Sekunde. Bis 50.0000 Einschläge / Sekunde konnte mit einer Korrektur operiert werden.
DUCMA wog 3 kg und verbrauchte 2 Watt an Strom. Die Datenrate betrug 100 Bit/sec. Er stammte aus den USA unter der Beteiligung der Sowjetunion.
Dieses Instrument wurde in vielen Verbesserungen auf nahezu allen Planetensonden der Sowjetunion seit den ersten Zond Flügen eingesetzt. Es Maß die Zahl und Energie von Protonen sowohl in Richtung der Sonne wie auch davon abgewandt.
Das Instrument wurde von der Sowjetunion entwickelt.
Schutzschild Penetrationsdetektor
(PHOTON)
Dieses Experiment hatte zum einen die Aufgabe die Flussdichte von Staubteilchen hoher Masse zu bestimmen. Es sollte auch Daten liefern um den Mechanismus eines Einschlags auf einer Raumsonde besser zu verstehen und damit zum einen die Wirksamkeit des Schutzschildes bestimmen und Daten für die Entwicklung neuer Schutzschilde liefern.
Der Detektor bestand aus einer 0.1 mm dicken kreisrunden Nickelschicht, die um 52 Grad zur Sonne und um 60 Grad zur Einfallsrichtung des Staubes von Halley geneigt war. Auf der Rückseite wurde ein Einschlag durch zwei Detektoren gemessen. Zum einen durch ein piezoelektrisches Element und zum andern durch eine Silizium Photoemmissionsdiode hinter einem parabolischen Spiegel von 7.5 cm Brennweite. Der piezoelektrische Detektor gab bei dem durch den Einschlag entstehenden Druck ein Signal ab. Gleichzeitig gab es einen Einschlagsblitz der durch die Photodiode gemessen wurde und durch das durchlöchern des Nickelschildes wurde auch immer mehr Licht nach innen gelassen, wodurch man die Penetration des Schildes messen konnte.
Der Detektor hatte eine Fläche von 137 cm² und konnte Staubteilchen von 10-10 bis 10-5 g Gewicht detektieren. Tests auf der Erde ergaben einen nutzbaren Dichtebereich von 0.8 bis 3.5 g/cm³.
Die Instrumente des Landers
Über den sowjetischen Lander ist sehr wenig bekannt. Die Mission von VeGa lag mehr auf dem Halley Vorbeiflug. Durch das Absetzen der Ballons konnte der Lander auch nicht wie bei Venera 9-14 Aufnahmen machen. Da die Lander auf der Nachtseite niedergehen mussten. Kameras entfielen daher. Die Ballone platzen wenn sie durch die Sonnenstrahlung auf der Tagseite erhitzt wurden. Die Mission der Landesonden lag daher mehr auf den Atmosphärenuntersuchungen.
Gammastrahlenspektrometer ermittelte die chemische Zusammensetzung der Oberfläche
Nach der Landung holte in kleiner Bohrer ein Probe, die dann durch das Röntgenspektrometer und das UV Spektrometer untersucht wurde. Das UV Spektrometer, das Massenspektrometer und die Druck- und Temperatursensoren wurden von der UdSSR und der CNES gemeinsam entwickelt. Das UV Spektrometer lieferte durch ein Quarzfenster in der Hülle auch von 55 km Höhe bis zum Boden insgesamt 30 Spektren von beiden Landern zusammen. Gemessen wurde zwischen 230 und 400 nm Wellenlänge, wobei es 512 Messpunkte pro Spektrum gab.
Das Massenspektrometer MALAKHIT sollte nun nicht mehr die Atmosphäre untersuchen sondern die Aerosole. Dazu war es an zwei Filter mit unterschiedlichen Porengrößen angeschlossen. Sie fingen kleine und große Aerosole auf. Die Filter wurden erhitzt und die Proben durch das Massenspektrometer untersucht. Gleiches galt für den SIGMA-3 Gaschromatographen, der gegenüber seinen Vorgängern SIGMA (Venera 11+12) und SIGMA-2 (Venera 13+14) verbessert wurde. Er hatte die Aufgabe Schwefelsäure und andere Bestandteile der Aerosole zu bestimmen. Dazu wurden diese auf einem Filter chemisch gebunden und die nach der Reaktion freigesetzten gasförmigen Bestandteile analysiert.
2 Platindraht Thermometer bestimmten die Temperaturen und 3 Barometer, kalibriert für 0-2 Atmosphären, 0-20 Atmosphären und 2-110 Atmosphären lieferten die bislang genauesten Druckdaten aller Venussonden.
Die verbesserten Hygrometer VM-4 waren nun durch Lithiumnitrat-trihydrat Blöcke temperaturstabilisiert. Wasserdampf wurde über zwei Methoden nachgewiesen. Zum einen über die Widerstandsänderung der wasserabsorbierenden Substanz Lithiumchlorid, zum anderen durch die thermoelektrische Bestimmung des Wasserstoffs nach Elektrolyse von Aerosolen.
Zwei Experimente vermaßen die Aerosole über das von ihnen zurückgestrahlte Licht. ISAV-A maß die zurück gestreute Strahlung in 4 Richtungen. LSA bestimmte mit einer 256 Kanal Spektrometer die Zusammensetzung des Lichtes beim Abstieg.
Wie bei Venera 13+14 entnahm ein Bodenproben eine Probe die dann von dem Röntgenfluoreszenz Spektrometer und dem Gammastrahlenspektrometer untersucht wurde. Das Gammastrahlenspektrometer bestand aus einem 63 x 110 mm großen Cäsiumiodidkristall als Detektor gekoppelt an eine FEU-118 Photomultiplierröhre und einem 128 Kanal Pulsbreite-Höhe Spektrumanalysator.
Am 14.12.1984 und
21.12.1984 starteten die Sonden VeGa 1+2. Ihr erster Weg führte sie zur Venus. Dort wurden am 9 und 13 Juni 1985, jeweils
zwei Tage vor
der Landung die Lander abgesetzt. Gegenüber den bisherigen Venussonden war die Spitzenbelastung abgesenkt worden auf 210 g. Vormals
lag sie bei 350-450 g.
Der Lander 1 ging am 11.6.1985 bei 7.2 Grad Nord und 177.8 Grad Ost nieder. Er trat unter einem Winkel von 18.23 Grad mit einer Geschwindigkeit von 10.75 km/s in die Venusatmosphäre ein. In 65 km Höhe wurde der Pilotfallschirm entfaltet, der 11 Sekunden später in 64.5 km Höhe den Hauptfallschirm herauszog. Dabei wurde der obere Hitzeschutzschild mit entfernt. 4 Sekunden später wurde in 64.2 km Höhe der untere Hitzeschutzschild abgeworfen und die Kapsel lag nun frei und begann mit den Messungen. In 47 km Höhe wurde der Fallschirm abgeworfen um die Abstiegsdauer zur Oberfläche zu verkürzen. In 18 km Höhe gab es eine Erschütterung die zu dem vorzeitigen Ausfall des Massenspektrometers und vorzeitigem Ausfahren des Bodenprobennehmers führte. VeGa 1 machte über 63 Minuten während des Abstiegs Messungen. Am Boden überlebte die Sonde weitere 56 Minuten. Die Daten wurden über den VeGa 1 Bus, der die Venus in 39.000 km Entfernung passierte, übertragen.
Am Landegebiet, etwa 0.6 km unter mittlerem Venusradius herrschte eine Temperatur von 740 K und 95 Bar Druck. Trotz Ausfall des Bohrers lieferte das Röntgenspektrometer wichtige Daten über Aerosole in der Atmosphäre. Bei Vega 1 fiel das Massenspektrometer und die Temperatur / Druckmessung aus. Beide UV Spektrometer lieferten die ersten Spektren der Atmosphäre der Venus. Ab 10 km Höhe absorbierte auf dem Fenster abgelagertes Material allerdings das UV Licht vollkommen. 80 Prozent der Aerosole hatten einen Brechungsindex von 1.7, 20 Prozent einen von 1.4. Der Wasserdampfgehalt wurde zu 0.1 - 0.2 Prozent bestimmt.
In 54 km Höhe wurde der Ballon abgesetzt, der sich in 50 km Höhe vollkommen aufgeblasen hatte. In dieser Höhe umkreiste er die Venus mit den Wolken. Nach 9000 km Weg, 46.5 Stunden versagten die Batterien und der Funkkontakt brach ab. Windgeschwindigkeiten von 240 km/h und Strömungen von 1 m/s vertikal wurden beim Ballon bestimmt. Die beiden Ballone maßen alle 75 Sekunden Temperatur, Druck und Strömungsgeschwindigkeit und übertrugen die Messdaten alle 30 Minuten zur Erde.
Die Schwestersonde landete zwei Tage später am 15.6.1985 bei 8.5 Grad Süd und 164.5 Grad Ost. Auch sie trat mit 10.8 km/s unter einem Winkel von 19.08 Grad in die Venus Atmosphäre in. Der Abstieg verlief im wesentlichen wie bei VeGa 1. Die Landestelle lag 0.1 km unter dem mittleren Venus Radius. Die Temperatur betrug 736 K bei einem Druck von 91 Bar. Diesmal konnte auch der Bohrer eingesetzt werden. Die Bodenprobe zeigte sich als Anthrosit-Troctlit Gestein. Dies ist sehr selten auf der Erde, aber häufig in den alten Hochländern des Mondes. Von allen gelandeten Venus Sonden hatte VeGa 2 das älteste Gestein bestimmt. VeGa 2 lieferte Daten während 60 Minuten beim Abstieg und 57 Minuten von der Oberfläche.
Der Ballon konnte in den 47 Stunden seiner Operation die Daten von VeGa 1 weitgehend bestätigen. Ich habe verschiedene Angaben gefunden, was die Arbeitsdauer der Ballone beschränkt hat. Einige Autoren meinen die Batterien wären erschöpft gewesen, andere sagen, dass die Ballone auf der Tagseite durch die Hitze zum Platzen gebracht würden.
VeGa 1+2 wurden durch die Venus auf eine neue Bahn gebracht. Dies war das erste und einzige Mal, das die Sowjetunion ein Swing-By Manöver durchführte. VeGa 1 begegnete Halley am 6.3.1986. Am 10.2.1986 gab es ein letztes Korrekturmanöver zur Anpassung der Distanz zum vermuteten Treffpunkt. Am 4.3.1986 begann die Beobachtungsphase von Halley, der noch 14 Millionen km entfernt war. Es gab die ersten Fotos von Halley. Bei einer Relativgeschwindigkeit von 77.7 km/s reduzierte sich diese Distanz aber sehr schnell. Die heiße Phase der Begegnung dauerte nur 3 Stunden - 2.5 Stunden vor der nächsten Annäherung bis 0.5 Stunden nach der Annäherung. In dieser Zeit wurden 500 Fotos aufgenommen. Die Beobachtungen setzten sich bis zum 8.3.1986 fort.
VeGa 1 näherte sich
Halley auf 8889 km und wurde von Staubteilchen eingedeckt, doch alle Instrumente überlebten die Begegnung. Wichtig waren vor allem
die Aufnahmen des Kerns. Der war von der Erde aus nicht direkt zu sehen, so dass man seine Position nur auf einige Tausend Kilometer
genau kannte. Mit diesen Daten konnte man die Bahn von VeGa 2 so abändern, dass sie sich Halley auf 3000 km näherte.
Am 7.3.1986 wurden die ersten 100 Fotos der Sonde VeGa 2 von Halley gemacht. 9.3.1986 fand die nächste Begegnung statt, bei der 700 Fotos größerer Auflösung als bei VeGa 1 gemacht wurden. Die größere Annäherung führte aber auch zur Beschädigung von 7 Experimenten. Die Raumsonde verlor 80 % der Stromversorgung, verglichen mit 40 % bei VeGa 1. Sie setzte ihre Mission bis zum 11.3.1986 fort. Die wichtigsten Aufnahmen entstanden während nur 3 Minuten und zeigten den Kern mit einer Auflösung von 50 m. Beide Kameras litten aber unter Problemen. VeGa 2 Kameras hatte mit einem erhöhten Rauschen zu kämpfen. Bei VeGa 1 war das Bild schärfer, aber überbelichtet.
Dagegen konnte das deutsche PUMA Instrument erheblich bessere Daten als Giotto gewinnen, auch weil die Masse nicht so restriktiv war und daher ein leistungsfähigeres Instrument eingebaut werden konnte. Das Instrument konnte die Zusammensetzung des Staubs recht gut bestimmen.
Die Ergebnisse zeigten, dass der Kern von Halley kartoffelförmig ist, und sich alle 52.2 Stunden um seine eigene Achse dreht. Die drei Hauptträgheitsachsen haben eine Länge von 16, 7 und 4.5 km. Die dichte des Kerns ist gering, er ist weitestgehend undifferenziert (das bedeutetes gab keine Trennung in einen Kern mit silikatischem Gestein und einem Eismantel). Die Albedo ist sehr gering, was auf eine dunkle Schicht aus Staub und Gestein an der Oberfläche hindeutet. Die Analysen des Massenspektrometers zeigten, dass die Zusammensetzung von Staub und Gas weitgehend dem der Materie entspricht, die das Sonnensystem vor 4.6 Milliarden Jahre formte. Weitere Ergebnisse gab es von der Koma und ihrer Wechselwirkung mit der Sonne. So wurde eine Beule rund um den Kern entdeckt, in der das interplanetare Magnetfeld verschwand.
VeGa 1+2 waren nicht nur das anspruchsvollste und am längsten andauernde Planetenunternehmen der Sowjetunion. (Die Sonden Mars 96 und Phobos waren noch anspruchsvoller, aber nicht erfolgreich.). Sie lieferten auch die Daten die Giotto brauchte, um sich bis auf 596 km an den Kern anzunähern, auch wenn die Beschädigung von VeGa 2 kein gutes Ohmen für die europäische Sonde war. Beide Sonden lieferten zusammen 1500 Bilder des Kometen Halley aus unterschiedlicher Entfernung. VeGa 1+2 waren auch die letzten Raumsonden der Sowjetunion, die ihre Mission erfolgreich absolvierten, und die ersten mit einer bereiteten internationalen Zusammenarbeit.
NSSC Informationen VeGa 1 Ballon
NSSC Informationen VeGa 2 Lander
NSSC Informationen VeGa 2 Ballon
NSSC Informationen VeGa 2 Lander
http://www.laspace.ru/projects/planets/vega_1_2/
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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