| Home | Raumfahrt | Raumsonden | Sowjetische Raumsonden | Site Map | |
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.
Da das Venera Programm ein sehr umfangreiches ist, welches sich über drei Jahrzehnte hinzieht, habe ich um die Übersicht zu erhöhen den Artikel in 2 Teile unterteilt. Dieser Teil 2 behandelt die Venera Sonden der letzten Generation, die ab 1975 mit der Proton Trägerrakete gestartet wurden. Teil 1 behandelt dagegen die frühen Versuche bis Venera 8, die auf der Molnija Trägerrakete gestartet wurden.
Daneben gibt es in der Rehe sowjetische Raumsonden auch noch einen Artikel über die VeGa Missionen, die auch eine Stippvisite bei der Venus einlegten. Eine Sonde des Zond Programms sollte auch zur Venus starten. Über alle Startversuche in chronologischer Reihenfolge) informiert Sie der Artikel "Missionen zur Venus"
Im Jahre 1972 wurde Roald Sagdeev der Direktor des sowjetischen Instituts für Weltraumforschung IKI. Er ging an die Konzeption neuer, großer Lander zur Erforschung der Venus. Jeder kostete etwa 100 Millionen Rubel, was damals etwa 300 Millionen DM entsprach und in etwa dem, was bei den USA die Mariner 10 Mission kostete.
Nachdem man mit der Mission von Venera 8 nun genau Daten über Druck und Temperatur der Atmosphäre bis hin zum Boden hatte, war der Weg frei für die Konstruktion neuer, noch leistungsfähigerer Landesonden. Auch den Abstieg konnte man nun so optimieren, dass die Sonden relativ schnell den Boden erreichen. Ab Venera 9 wurden alle Sonden mit der Proton Trägerrakete gestartet. Deren Nutzlast auf eine Bahn zur Venus liegt mit maximal 5.3 t mehr als viermal so groß wie die der bisher verwandten Molnija Rakete. In anderen Programmen war diese Rakete schon eingesetzt worden, zuerst seit 1967 im Zond Programm. Dabei gab es viele Fehlstarts, wie sie auch bei Venera 1-8 bei der Molnija auftraten. Doch als man 1975 die ersten Venussonden mit der Proton startete, war diese schon ausgereift und Kinderkrankheiten beseitigt. Das Venera Programm war nun vor Fehlstarts sicher.
Neu bei Venera 9+10 war auch dass es nun keinen Vorbeiflugbus mehr gab, sondern ein Orbiter in eine Umlaufbahn einschwenkte. Der Orbiter basierte auf einem gemeinsamen Bus, der auch für die Mars 2-7 Sonden verwendet wurde. Der Bus konnte im unteren torusförmigen Teil Instrumente mitführen. Neben Änderungen die vor allem durch die unterschiedliche Sonnenentfernung bedingt waren, bestanden die wesentlichen Änderungen bei den Sonden in dem oberen Teil, der entweder eine Venuslandekapsel (Venera 9-14) oder einen Marslander (Mars 2,3,6,7) oder eine größere Instrumentensektion (Venera 15+16, Mars 6+7) mitführen konnte. Intern lief das Programm unter der Bezeichnung "4V".
Der Lander von Venera 9+10 befand sich in einer 2.4 m großen Kugel an der
Oberseite des Orbiters. Der Lander wog vor der Abtrennung 1560 kg. Gegenüber den eiförmigen
Venera 4-8 Landern war die Form optimiert worden um die maximale Abbremsung von 400-500 g auf
150-180 g zu reduzieren.
Deutlich erkennbar ist eine kugelförmige Sondenkapsel von 2 m 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 die nacheinander entfaltet wurden. Der letzte bestand aus 3 Einzelfallschirmen. Anders als bei den vorherigen Sonden wurde aber selbst der letzte dieser Fallschirme recht schnell abgeworfen. Die Sonde sollte nur langsam durch die Wolkenschicht gelangen um diese genauer zu untersuchen. Danach wurde der Fallschirm schon in 49 km Höhe abgeworfen und die Sonde sank nur durch den uhrglasförmigen Schild gebremst durch die Atmosphäre. Der größte Hauptfallschirm hat eine Gesamtfläche von 180 m² und besteht aus 3 Einzelfallschirmen von je 4.3 m Durchmesser. Der Bremsfallschirm hat einen Durchmesser von 2.8 m.
Unten befand sich ein Ringförmiges Gestell, das mit Stoßdämpfern an der Sonde angebracht war. Es federte den Restschock beim Aufsetzen ab. Zudem verhinderte es das Umkippen der Sonde, dass bei Venera 7 vorgekommen war. Der Lander sollte mindestens 32 Minuten auf der Oberfläche arbeiten. Die Batterien erlaubten eine Arbeit von 3-4 Stunden. An der Außenseite befanden sich Lampen, welche die Umgebung aufhellten. Auf der Oberfläche wog der Lander noch 660 kg. 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. Abgeschlossen wurde der Lander nach außen durch ein dünnes Titan Blech. 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 Lithiumnitrat-Trihydrat (LiNO3 • 3H20) aufgefangen werden. Dieses Salz braucht zum Schmelzen Wärme, analog Eis, nur schmilzt es bei 30 Grad. Der Effekt ist vergleichbar dem Einbringen eines Eiswürfels in einem Glas Wasser. Solange bis er vollständig geschmolzen ist, bliebt es bei 0 Grad. Der Lander war druckbeständig bis zu einem Druck von 10 MPa, das sind 98.7 Atmosphären.
Der Lander kommunizierte mit dem Orbiter über eine Funkverbindung im 2 m Band (bei 150 MHz) mit zwei Kanälen und einer Datenrate von je 256 Bit/sec. Halogenlampen sollten die Oberfläche beleuchten, damit die Kameras genügend Licht zum Arbeiten haben. Sie erwiesen sich als überflüssig, da es trotz der dicken Atmosphäre noch genügend Licht auf der Oberfläche gibt, wie man auch an den Fotos erkennen kann, die keine Randabdunklung aufweisen.
Instrumente des Landers:
Die atmosphärischen Sensoren befanden sich direkt an der Antenne und waren nicht für einen Oberflächenbetrieb ausgelegt.
Bei allen historischen sowjetischen Missionen ist es sehr schwierig an detaillierte Informationen zu bekommen, doch über die Kamera von Venera 9+10 gibt es diese. Es war eine 5,8 kg schwere Kamera, welche das Bild zeilenweise abtastete. Für jeden Punkt wurden 6 Bits für die Helligkeit übermittelt plus ein siebtes Prüfbit. Die Helligkeit wurde logarithmisch gemessen. Diesem Umstand ist es sicher zu verdanken, dass die zuerst auf der Erde über Faksimile wiedergegebenen Bilder so "hart" wirkten mit sehr starken Kontrasten, denn diese Technik gibt die Helligkeitsunterschiede linear wieder.
Jede Scanzeile bestand aus 128 Pixels, wobei die letzten 11 der Kalibration und der Synchronisation beim Zurückfahren der Kamera dienten. Ein Bild baute sich von links nach rechts auf und wurde zum einen in Realzeit übertragen, zum anderen danach nochmals mehrere Male von einem Magnetband des Orbiters, auf dem es zusätzlich gespeichert wurde. Danach kehrte der Scanner um und übermittelte ein zweites Bild, welches auf dem Kopf stand. Das Bild wurde immer wieder von Telemetrieübertragungen unterbrochen. Das zweite Bild erlaubte es aber diese Lücken durch Teile dieses Bildes zu ersetzen.
Die gesamte Kamera basierte auf einem Design für die Luna 9 Sonde und wurde von dem Team um A.S. Selivanov konstruiert. Sie war für den Betrieb bei hohen Temperaturen ausgelegt. Eine Kompensationslinse wurde vorgeschaltet um vor allem die Brechung des 1 cm dicken Quarzfensters auszugleichen. Die Kamera konnte Objekte ab einer Entfernung von 0.8 m bis unendlich scharf abbilden. Es gab zwei Kameras pro Lander die um 180 Grad versetzt montiert waren und jeweils ein 180 x 45 Grad Panorama aufnahmen. (Davon nutzbar 180 x 40 Grad). Aus nicht bekannten Gründen fiel jedoch bei Venera 9 und 10 jeweils eine Kamera aus. Jedes Panorama bestand aus 128 x 512 Pixeln mit 6 Bits für den Helligkeitswert. Die Übertragung einer Scanzeile von 128 Pixeln dauerte 3.5 Sekunden. Die Datenrate zur Erde betrug 256 Bit/sec. Ein Panorama wurde so in 1792 Sekunden übertragen. Dies entsprach der geforderten "Lebenszeit" von 30 Minuten am Boden. Venera 9 übertrug ein komplettes 180 Grad Panorama und 124 Grad eines zweiten. Venera 10 scannte zuerst 17 Grad, dann ein 180 Grad Panorama und dann eine 63 Grad Sektion.
Das Nephelometer befand sich außerhalb der Hülle und verfügte über eine eigene
Isolation und einen Block mit LiNO3 • 3H2O. Es maß die Reflexion von
Sonnenlicht unter den Winkeln von 4,15,45 und 180 Grad. Mit diesen Daten konnte man Aussagen über
die Größe und Anzahl von Aerosolen machen. Die Zusammensetzung der Atmosphäre wurde ebenfalls
durch zwei Photometer/Spektrometer bestimmt. Ein Instrument maß die Lichtstärke in den
Wellenlängen von Gelb, Grün, Rot und zwei Infrarotbändern ab 63 km Höhe, ein zweites maß in
drei
engen IR Spektralbereichen die mit den Absorptionsbanden von Wasser, Kohlendioxid und einem nicht
beeinflussten Bereich korrespondierten. Das Nephelometer war für Messungen zwischen 18 und 63 km
Höhe ausgelegt.
Damit konnte man Aussagen über die Gesamtmenge an Wasser und Kohlendioxid in der Atmosphäre machen. Das Spektrometer befand sich in der Kugel, während die Sensoren sich auf und unter dem Bremsschild befanden und mit Fiberglas das Licht zum Spektrometer leiteten.
Das Gammastrahlenspektrometer befand sich an einem ausfahrbaren auf den Boden heruntergelassenen Mastes. In der Form eines Farbrollers hatte es eine Länge von 36.2 cm und 4 cm Durchmesser. Drei Geigerzähler maßen die von der Oberfläche reflektierten Gammastrahlen einer Cäsium-137 Quelle am anderen Ende. Ein Bleischutzschild schützte vor unreflektierten Strahlen. Das Gammastrahlenspektrometer arbeitete schon beim Abstieg und wurde nach dem Aufsetzen auf die Oberfläche abgesetzt. Ein zweites Gammastrahlenspektrometer befand sich im inneren der Hülle. Es maß die von den Radioaktiven Elementen Kalium, Thorium und Uran abgegebene Gammastrahlung und bestand aus großen Natriumiodid Einkristall als Szintillator und einer Photomultiplierröhre als Detektor.
Das Massenspektrometer war ausgelegt für einen Betrieb zwischen 0.1 und 10 Bar Außendruck. Dies entspricht einer Höhe von 34 bis 63 km über der Oberfläche. Ein Druckregulator entnahm eine Gasprobe von immer gleicher Menge innerhalb dieses Bereiches. Diese wurde ionisiert durch Durchleiten zwischen einer Kaltkathode und einer aufgeladenen Wolframplatte.
Zwei Tage vor Erreichen der Venus wurde der Lander vom Orbiter abgetrennt. Der Orbiter kühlte vorher den Lander auf eine Temperatur von -8 bis -10 Grad Celsius. Die Sonden trafen in einem Winkel von 20.7 Grad (Venera 9) beziehungsweise 22.5 Grad (Venera 10) auf die Atmosphäre. Die maximale Verzögerung wurde in 125 km Höhe erreicht. Die Beanspruchung lag aber geringer als bei früheren Sonden Die Sonde wurde sehr schnell von 10.7 km/s auf etwa 250 m/s abgebremst, die in etwa 66 km Höhe erreicht waren. Dann wurde der Hilfsfallschirm entfaltet, der die Verkleidung der Fallschirme wegzog. Auslösung war die Abbremsung bis auf 2 G. Der erste Pilotfallschirm bremste die Sonde von 250 km/h auf 150 km/h ab. Gleichzeitig aktiviert es die Radiosender. Die Sonde beginnt nun mit den Messungen. Nach Erreichen der Fallgeschwindigkeit von 150 m/s wird ein größerer Bremsfallschirm entfaltet. Er reduziert die Fallgeschwindigkeit auf 50 km/h und zieht die obere Verkleidung weg. Nach 15 Sekunden wird der größere Hauptfallschirm entfaltet und kurz danach der untere Schutzschild entfernt.
Nach 20 Minuten, sobald die interessante Wolkenschicht in 49 km Höhe hinter der Sonde liegt wurde auch dieser abgeworfen. Lediglich der uhrenglasförmige Schild bremste die Sonde nun weiter ab. Dies geschah in 49 km Höhe. Die Sonde setzte mit 6-8 m/s (21.6-28.8 km/h) auf. Dieses Verfahren bewährte sich, und wurde auch von den amerikanischen Pioneer Sonden übernommen.
Der OrbiterZentraler Teil des Orbiters war ein Zylinder, der den Treibstofftank enthielt und die notwendige Elektronik. Darunter befand sich das Bremstriebwerk. Ein zylindrischer Treibstofftank war in der Mitte geteilt. Darunter befand sich das schwenkbare Triebwerk. Einige Instrumente waren wie das Triebwerk an der torusförmigen Unterseite angebracht. Gekühlt wurde wieder durch verflüssigte Gase und Kühlschlangen auf zwei Radiatoren (Im Bild neben dem rechten Solarpanel). Der Zylinder hatte einen minimalen Durchmesser von 1.10 m und eine Höhe von 2.8 m. Die Spannweite betrug mit 2 Solarpanels von 1.25 x 2.1 m insgesamt 6.7 m.
Zur Kommunikation diente eine 2.4 m durchmessende Parabolantenne. Telemetrie wurde im Pulscode gesendet bei 928.4 MHz. Die Datenrate betrug 512 Bit/sec. Wissenschaftliche Daten wurden durch PCM bei 6 GHz übertragen. Die Datenrate lag bei 3072 Bit/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. Die Empfangsrate lag bei 0,16 Bit/sec.
Die Lageregelung erfolgte durch ein neu entwickeltes System, das bis zu den Halley Sonden eingesetzt wurde. 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 Kanopus 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 - 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. Venera 9 soll 1093 kg Treibstoff mitgeführt haben.
Erstmals führten sowjetische Raumsonden einen Computer mit. Dabei hatte man nicht gekleckert. Der Computer S-530 war eigentlich für die bemannte sowjetische Mondlandung entwickelt worden und wog mit 167 kg etwa 10 mal mehr als die amerikanischen Pendants, die damals noch Sequenzer einsetzten. Sein Stromverbrauch erreichte 800 Watt. Der Computer war fähig die Raumsonde autonom zu kontrollieren. Er maß mit Dopplermessungen die Geschwindigkeit, berechnete Position und Ausrichtung und führte nicht nur das Messprogramm autonom aus, sondern auch das Einschwenken in den Marsorbit.
Der Orbiter wog leer 2231 / 2230 kg, mit Lander 4936 kg (Venera 9) - 5033 kg (Venera 10). Die Lander wogen 1560 kg mit Kapsel. Daraus errechnet sich ein Treibstoffvorrat von 1093-1200 kg für den Orbiter. Der Orbiter war ohne Lander 4 m hoch und hatte 2 m Durchmesser. Die Aufgabe des Orbiters war vor allem die Übertragung der Daten des Landers. Er schwenkte in einen hochexzentrischen Orbit mit 1300 bzw. 1500 km nächster Entfernung zur Venus und einer Umlaufsdauer von 2 Tagen ein. Der Orbiter konnte Daten auf einem Magnetband zwischenspeichern. Die Datenrate zur Erde betrug 3072 Bit/sec. Die Daten waren mit Zusatzbits versehen um Übertragungsfehler zu erkennen und zu beseitigen.
Die Orbiter hatten zwei Aufgaben. Zum einen eine eigenständige Orbitermission, zum anderen den Datentransfer der Daten der Lander. Bisher sandten die Lander direkt zur Erde. Dadurch war die Datenrate beschränkt. Über den Orbiter kann man erheblich mehr Daten übertragen. Dies erhöhte die Datenrate von einem auf 256 Bit/sec. Zwei Tage vor Erreichen der Venus wurde der Lander abgetrennt und der Orbiter um 242 m/s beschleunigt. Er erreichte die Venus etwas vor dem Lander und bremste dort um 922 (Venera 9) beziehungsweise 976 m/s ab. (Aus diesem Grund war Venera 10 auch 100 kg schwerer, denn der Orbiter brauchte mehr Treibstoff). Nachdem er um die Venus geflogen war trat der Lander in die Atmosphäre ein. 115 Minuten lang konnte der Orbiter Daten übermitteln, dann geriet er aus dem Sendebereich des Landers.
Der Orbiter trug folgende Experimente:
Die Kamera war wie bei der Pioneer Venus Mission ein Telephotometer und bestand aus derselben PMT-114 (Multialkali Kathodenröhre) wie beim Lander. Zwei Elemente waren mit einem UV und Violett Filter belegt. Die Abtastrate betrug 2 Zeilen pro Sekunde (1000 Hz). Jede Zeile enthielt 512 Pixel. Ein Scan über den Planeten konnte bis zu 6000 Zeilen umfassen. (30-50 Minuten pro Aufnahme). Die Daten wurden auf Magnetband aufgezeichnet. Die Datenrate zur Erde erlaubte das Übertragen von 256 Pixel oder 512 Pixeln/sec. Jedes Pixel hatte 6 Bits für die Helligkeit. Auf der Erde wurden Zeilen zusammengefasst um das Rauschen zu vermindern. Leider wurden die Originaldaten nie veröffentlicht sondern lediglich mehrfach fotokopierte und daher qualitativ schlechte Bilder.
Das Photopolarimeter war eine verbesserte Version des bei Mars 5 eingesetzten Geräts. Es hatte verschiedene Filter auf einem Filterrad und maß die reflektierte Strahlung der Venus. Aus den Daten konnte eine Obergrenze der Wolken zu 64 km abgeleitet werden.
Für die Entwicklung von Venera 9+10 ließen die Sowjetunion sich viel Zeit. Erstmals seit der ersten Venus Sonde Venera 1, ließ man das Startfenster von 1973 ausfallen.
Am 8.6.1975 startete Venera 9, ihr folgte Venera 10 am 14.6.1975. Nach zwei Kurskorrekturen am 16.6.1975 und 15.10.1975 fand am 20.10.1975 die Trennung von Orbiter und Lander statt. Der Lander trat am 22.10.1975 mit 10.7 km/sec in die Venusatmosphäre ein. Der Landewinkel von 20 Grad war unplanmäßig steil, wodurch Bremskräfte von bis zu 170 g entstanden. Nach etwa 20 Minuten hatte der Lander die Wolkenschicht passiert und die Fallschirme wurden abgetrennt. Für die 50 km Weg bis zum Boden brauchte der massive Lander trotzdem 55 Minuten, weil die Venusatmosphäre so dicht ist. Die Aufsetzgeschwindigkeit betrug 7 m/s, das entspricht auf der Erde einem freien Fall aus 3 m Höhe.
Er landete innerhalb eines 150 km Radius um 31.01 Grad nördlicher Breite und 291.64 Grad östlicher Länge, am Boden neben einem Hügel, 2.5 km über mittlerem Venusniveau. Nach 15 Minuten traf ein Panorama ein. Es war das erste Bild von der Oberfläche eines fremden Planeten. Aufgenommen wurde es aus 90 cm Höhe durch ein Bullauge. Es sollte ein Rundum- Panorama werden, doch der Deckel der zweiten Kamera ging nicht ab. So sieht man nur einen 180° Streifen. Das Bild zeigte eine Szene in der Geröll vorherrschte, aber kaum größere Steine gibt. Es war noch nicht so dunkel, dass die Scheinwerfer aktiviert werden mussten. Viele Steine sind erstaunlich rund, obwohl es auf der Venus kaum Wind und kein Wasser gibt. 53 Minuten überlebte die Sonde in der Gluthitze der Venusoberfläche. Gemessen wurden Temperaturen von 455 Grad Celsius und ein Bodendruck von 90 Bar. Das Densitometer bestimmte die Oberflächendichte zu 2.88 g/cm³. Das Gammastrahlenspektrometer ermittelte eine geringere Aktivität und damit Konzentration an Uran und Thorium als bei Venera 8. Die Werte der Dichte und der Konzentration an radioaktiven Elementen passten zu irdischem Basaltgestein.
Am 25.10.1975 trat auch der Lander von Venera 10 in die Venusatmosphäre ein. Er setzte bei 16 Grad nördlicher Breite, 291 Grad östlicher Länge in der Beta Region auf, etwa 2200 km von Venera 9 entfernt auf. Beim Eintritt gab es Verzögerungen von bis zu 168 g und Temperaturen von 12000 Grad Celsius am Hitzeschutzschild.
Auch er übermittelte ein Panorama, das ein deutlich glattes Terrain mit anliegendem Grundgestein zeigt. Venera 10 überlebte sogar 65 Minuten auf der Oberfläche. Auch hier löste sich ein Deckel nicht von der Kamera. Es gab ein volles Panorama und zwei Teile von 17 und 63 Grad von dem zweiten Scan. Venera 10 kam auf einem steilen, 20 Grad geneigten Gelände auf. Auf dem Bild sind keine Felsbrocken auszumachen und spätere Radaraufnahmen zeigten, dass es sich um eine tektonische Verschiebung handeln könnte. Der Dichtesensor ermittelte eine mittlere Dichte der Oberfläche von 2.7 - 2.9 g/cm³.
Die Analyse des Gammastrahlenspektrometers ergab eine ähnliche Zusammensetzung wie irdischer Basalt. Dies passt auch zu der auf dem Foto dargestellten Landschaft die an basaltische Lavaströme erinnert. Später wurde von sowjetischer Seite bekannt gegeben, dass das Ende des Empfang der Daten beider Sonden nicht auf Versagen dieser zurückzuführen war, sondern weil die Orbiter aus dem Empfangsbereich flogen und keine Daten mehr empfangen konnten. Die Temperaturen waren in der Stunde am Boden von -10 auf +60 Grad geklettert, doch die Lander arbeiteten noch immer.
Neben der Präzisierung der schon von Venera 8 vorliegenden Daten über Druck, Temperatur, Helligkeit und Windgeschwindigkeiten erbrachte die Analyse der Massenspektrometer zum ersten mal einen Einblick in die in der Venus Atmosphäre vorkommenden Spurengasen. Man fand kleine Mengen von Sauerstoff, Chlorwasserstoff, Sauerstoff, Fluorwasserstoff und Schwefeldioxid. Das Nephelometer fand 2 Wolkenschichten, und bestimmte die Wolkenuntergrenze zu 49 km. Die Tröpfchen in der Atmosphäre waren 10 mal kleiner als irdische Tropfen in Wolken und wiesen zwei Maxima in ihrer Verteilung auf. Weiterhin stellte man fest, dass der Orangeanteil der Atmosphäre beim Abstieg immer mehr zunahm. Die Massenspektrometer hatten Probleme und versagten nach Passage der Wolkenschicht. Sie wurden von Aerolsen am Einlass unbrauchbar. Vorher bestimmten sie die Konzentration von Stickstoff und maßen beträchtliche Mengen an Ammonium und Kohlenmonoxidsulfit (COS). Die Spektren waren allerdings nicht kompatibel zu späteren Messungen. Man führte dies auf Probleme mit dem Druckregulator zurück. Messungen der Helligkeit ergaben Werte wie "an einem bewölkten Tag in Moskau" oder technisch ausgedrückt : 100 W/m² in etwa ein Zehntel des Wertes auf der Erde im Sommer am Mittag.
Die Orbiter schwenkten in hochelliptische Umlaufbahnen ein: 1500 × 111.700 km Entfernung bei 34.1 Grad Neigung bei Venera 9 und 1,400 × 114,000 km bei 29.5 Grad Neigung bei Venera 10. Die geplante Sollbahn war ein 1510 x 112200 km bei 34.1 Grad Neigung und einer Umlaufsdauer von 48 Stunden 19 Minuten). Die Sowjetunion veröffentlichte später Fotos der Venus, diese waren gröber als die von Mariner 10, zeigten aber ein wesentlich kleineres Gebiet. Venera 9 sandte in 17 Übertragungs-Sessions Bilder vom 27.10.1975 bis zum 25.12.1975. Auf der Nachtseite der Venus konnten Blitze nachgewiesen werden.
Venera 10 arbeitete bis zum 22.3.1976. Über die Mission des Venera 10 Orbiters gibt es keine Daten. Beide Sonden versuchten eine passive Radartechnik. Dazu sandten die Sonden Kommunikationssignale auf die Venus und die Echos mit 32 cm Wellenlänge wurden auf der Erde aufgefangen. Dies erlaubte es die höheren Breiten besser zu untersuchen, die Auflösung ist jedoch so gering wie bei der erdgebundenen Untersuchung mit Radarstrahlen. Insgesamt gab es 55 Streifen von jeweils etwa 100-200 km Breite und 400-1200 km Länge. Die Aufnahmen hatten eine Auflösung von 20-80 km. Spätere Auswertungen ergaben dann eine zweidimensionale Karte mit einer Auflösung von 5-20 km, also erheblich besser als die nachfolgende Mission Pioneer Venus. 19 Okkultationsmessungen im DM und C Band wurden durchgeführt.
Die Oberflächenaufnahmen hier stammen von der Website von Don P. Mitchell, der sich Mühe gab die Bilder aufwendig zu rekonstruieren, die Originale die im Westen veröffentlicht wurden (wiedergegeben von einem Fax) waren von erheblich schlechterer Qualität. Seine Website ist auch einen Besuch wert, wer mehr über die russischen Planetenmissionen zu Mars, Venus und Mond erfahren möchte.
Beim nächsten Startfenster wurden zwei verbesserte Venera Sonden auf die Reise geschickt. Im gleichen Startfenster gingen auch die Pioneer Venus Sonden auf ihre Reise. Venera 11+12 waren 4450 beziehungsweise 4463 kg schwer. Orbiter und Lander basierten auf dem Design von Venera 9+10, jedoch mit Verbesserungen, vor allem was die Instrumentierung betraf. Die etwas geringere Startmasse beruht vor allem darauf, dass man nun keinen Treibstoff zum Einschwenken in den Orbit mitführen musste.
Eine Änderung in der Mission betraf den Orbiter: Er war kein Orbiter mehr sondern er flog an der Venus vorbei. Dadurch konnte die Zeit in der Daten empfangen werden konnten gestreckt werden und in der Tat haben beide Sonden länger Daten übermittelt. Neben der Verbesserung der Datenübertragungsrate war auch das Startfenster von 1978 nicht so günstig, so dass die Sonden etwas leichter sein mussten. Wahrscheinlich hätte der Treibstoff, ohne größere Modifikationen am Orbiter, nicht für einen Orbit gereicht.
Der Bus passierte die Venus in 35.000 km Entfernung und diente als Funkrelais für den Lander. Er hatte daher vor allem Instrumente zur Erforschung des interplanetaren Raumes an Bord :
Dieser Detektor sollte solare und kosmische Gammastrahlen erfassen und ihre Position feststellen. Ein Detektor zeigte zur Sonne, der andere war davon 180° entfernt und zeigte in den Weltraum. In 7 Kanälen wurden Strahlen von 0.08-2.5 MeV Energie erfasst. Die Messschwelle betrug 5 × 10-6 erg/cm²*s. Die Detektoren bestanden aus einem 4.5 × 3.7 cm NaI(Tl) Kristall umgeben von einem 8 mm breiten Kunststoff Antikoinzidenz Detektor. Beide Detektoren waren an Photomultiplierröhren angeschlossen die einen Lichtblitz durch Gammastrahlen verstärkten und in ein elektrisches Signal umwandelten. Im Normalfall befand sich der Detektor in einem Wartemodus in dem er die Signale über 120 Sekunden integrierte. Er maß die Energie in 1-31 Spektralkanälen. Überstieg innerhalb eines Zeitraums von 250 ms das Signal den normalen Hintergrund um 8 Sigma, so wurde in den Triggermodus umgeschaltet. Nun wurde das Signal 512 mal pro Sekunde in 6 Spektralkanälen gemessen. Typischerweise lag der Messbereich zwischen 80 - 800 keV Energie, konnte aber zwischen 50-270 keV Untergrenze und 600-3000 keV Obergrenze frei gewählt werden. Die Auslesezeit für ein Signal betrug 4 Sekunden, so dass zwei Ausbrüche nur detektiert werden konnten wenn zwischen Ihnen 20-30 Minuten vergangen waren.
Dieser Detektor sollte die rätselhaften Gammastrahlenausbrüche erfassen, welche Überwachungssatelliten für Nuklearexplosionen feststellten. Man wusste nicht von wo diese kamen und wie weit diese entfernt von der Erde waren. Anvisiert wurde eine Ortsgenauigkeit von 2-3 Grad. Er bestand aus 6 Szintillatoren. Jeder Szintillator bestand aus einem 80 mm × 30 mm Kristall aus Natriumiodid angeschlossen an einen Szintillationsdetektor, einen Zähler für die Ereignisse durch den Gammastrahlenhintergrund und einen Trigger für Gammastrahlenausbrüche. Gemeinsam war ein 320 Kanal Zeitanalysator und ein 128 Kanal Energieanalysator für alle 6 Natriumiodid Kristalle.
Der Hintergrund wurde zwischen 50 und 150 keV bestimmt. Bei den Energiespektren lag der Messbereich bei 30 keV- 2000 keV. Das Instrument maß dauernd die Strahlung mit einer Zeitauflösung von 0.25 Sekunden. Jeweils die letzten 8 Sekunden (32 Messungen) wurden gespeichert, wenn ein Gammastrahlenausbruch erfolgte, sonst wurden die Daten bis auf die des Hintergrundes verworfen. Trat ein Ausbruch auf, so wurde das gesamte Spektrum in 3 Zeiteinheiten gemessen. 2 Sekunden lang mit 15.625 ms Auflösung, 32 Sekunden mit 250 ms Auflösung und nochmals 32 Sekunden mit 1 Sekunde Auflösung. Der Triggerdetektor erfasste die Gammastrahlen in 8 Spektralbereichen mit 8 Zeitintervallen von 4 Sekunden und veranlasste das Speichern bei einem Anstieg um 6 Sigma über den Hintergrund. Die Empfindlichkeit lag bei 4 x 10-7 erg/cm²*s. Das Experiment wurde auch auf einem Prognoz-Erdsatelliten installiert. Damit gab es 3 Experimente auf 3 Sonden an unterschiedlichen Positionen im Raum. Man hoffte dadurch die Position der Quelle feststellen zu können.
Dieses Spektrometer verfügte über Filter bei 0.0304, 0.0584, 0.0736, 0.0869, 0.1048, 0.1216, 0.1300, 0.1356 und 0.1500 µm. Die Intensität in diesen Spektralbändern wurde bestimmt. Dies entsprach den Emissionslinien von H, He I, He II, O I, Ne I, Ar I, und CO. Bestimmt sollten dadurch die Menge der Gase in der Hochatmosphäre der Venus bei Ausrichtung des Instrumentes auf den Atmosphärenrand. Die Messung erfolgte bei H, He I, und He II auch im interplanetaren Raum.
Dieses Instrument sollte die Beschleunigung und die Wechselwirkung von Protonen durch Interaktion mit kosmischer Strahlung beobachten. In 10 Kanälen wurden Protonen mit Energien zwischen 0.1 - 100 MeV erfasst. Empfindlich war das Instrument bei mehr als 10000 Protonen pro cm²/s bei 10 MeV.
Dieses Instrument sollte die Energiespektren von Elektronen und Protonen der Sonne messen. Die Detektion geschah durch elektrostatische Analysatoren und einen Faraday Cup Detektor. Elektronen konnten von 10 - 200 eV in 24 Schritten und Protonen bzw. Ionen von 0.25-5 keV in 24 Schritten gemessen werden. Für Alpha Teilchen betrug der Messbereich 0.25-10 keV in 24 Schritten. Das Anfertigen eines Spektrums dauerte 192 Sekunden. Der Messbereich lag zwischen 50 Mill-10 Milliarden Teilchen/cm²*s.
Dieser Detektor maß die Winkel und die Spektren von Elektronen und Protonen im Sonnenwind. Verwendet wurden Proportionalzähler, Geigerzähler, Halbleiter und Szintillationsdetektoren. Elektronen von 5-500 keV und Protonen in zwei Bereichen von 0.05- 1 MeV und 30-200 MeV wurden bestimmt. Das Instrument war empfindlich bis zu 500.000 Teilchen/cm²*s
Dieses Instrument maß Ionen von 0- 4.5 keV und Elektronen von 0-300 eV. Die Empfindlichkeit betrug 300.000-30.000.000 Teilchen/cm*s.
Beide Orbiter führten noch zwei Sender für Bedeckungsexperimente und ein Magnetometer mit, sowie ein Gerät zur Messung geladener Teilchen.
LanderVenera 11+12 war eine vorwiegend eine reine Landungsmission. Die Startmasse der Kapsel betrug 1645 kg, also 90 kg mehr wie die Lander von Venera 9+10. Er wog auf der Venus noch 750 kg. Nach den Erfahrungen mit Venus 9+10 gab es einige Veränderungen im Design: Die äußere Titanhülle und die Halogenlampen wurden weggelassen. Die Außenisolation bestand aus KG-25, einem Hochtemperatur Polyurethanschaum und PTKV-260, einem hochtemperaturmaterial unbekannter Zusammensetzung in Honigwabenbauweise.
Die Fallschirme hatten Flächen von 1,4 m² 6 m² und 24 m². In 46 bis 48 km Höhe wird der letzte Fallschirm abgetrennt. Die gesamte Sinkzeit beträgt 58 bis 70 min. Diese große Breite resultiert aus den Unsicherheiten wann der Fallschirm entfaltet wird wie auch die Höhe in die Sonde niedergeht: Sinkt sie in der letzten Phase um konstant 7 m/s so macht jeder Kilometer den der Landeort tiefer liegt eine Verzögerung von 143 s aus. Gegenüber Venera 9 und 10 hatte man die Fläche des letzten Fallschirms von 180 auf 24 m² reduziert und auf noch einen anstatt drei Fallschirme reduziert. Die Sonde sollte so 15 Minuten schneller an die Oberfläche erreichen.
Man hatte die Instrumentierung verbessert. Nun sollte auch eine Bodenprobe genommen und untersucht werden. Ziel war es auch nun eine farbige Aufnahme der Venus zu gewinnen. Da es zeitgleich die amerikanische Pioneer Venus Mission gab beschloss man die Daten auszutauschen und so gibt es von dieser Mission die beste Beschreibung der meisten Experimente. (Sofern ein Experiment jedoch nicht erfolgreich war wie. z.B. die Kamera wurde es nicht mal genannt). Folgende Experimente waren an Bord:
Der GROZA Blitzdetektor bestand aus einer kreisförmigen Antenne von 25 cm Durchmesser, montiert auf dem Schockabsorber. Er empfing Radiowellen im Kilohertz Bereich, die auf der Erde durch Blitzentladungen erzeugt werden. Von einem 8-95 kHz Breitband Radioempfänger wurden 4 Bereiche bei 10,18,36 und 80 kHz mit Bandbreiten von 1.5, 2.6, 4.6 und 15 kHz beobachtet. Die Schwellengrenze lag bei 15 kHz bei 0.3 µV und bei 80 kHz bei 1.0 µV. Der dynamische Bereich lag bei 90 db. GROZA arbeitete ab 60 km Höhe bis zum Boden.
SpektralphotometerDas nach oben schauende Spektralphotometer saß unter dem uhrglasförmigen Bremsschild. Ein drehbares 360 Grad Prisma war mit Fiberglasfasern mit den Detektoren verbunden, die zur Isolation weiter innen angebracht waren. Es scannte kontinuierlich den Spektralbereich von 0.43 bis 1.17 Mikrometer mit einer Auflösung von 0.022 Mikrometern ab (32 Messpunkte pro Spektrum. Das Photometer schaute zur Seite und fuhr in der Vertikalen nach oben und unten. Es ermittelte in 4 Wellenbereichen die Intensität des Lichtes, wobei ein Filterrad mit 4 Filtern benutzt wurde. Bei Venera 12 wurden so 500 Messungen bis zum Aufsetzen gemacht, bei Venera 11 waren es sogar 600.
Der Bodensammler PROP-V war an dem ringförmigen Landering angebracht. Er enthielt ein Penetrometer, welches die Bodendichte und Festigkeit untersuchte. Weiterhin wurde die elektrische Leitfähigkeit gemessen. Bei beiden Sonden fiel dieses Gerät jedoch aus, so dass es keine genauen Daten gibt. 26 kg Masse.
MassenspektrometerDas Massenspektrometer vom Typ MKh-6411war relativ groß, etwa einen Meter lang. Das verbesserte Massenspektrometer von Venera 9+10 entnahm durch kurzzeitiges öffnen eines Ventils eine Atmosphärenprobe. Um das Verstopfen durch Aerosole zu verhindern (welches bei Venera 9+10 falsche Spektren produzierte und Pioneer Venus zu einem Ausfall zwischen 28 und 50 km Höhe führte) wurde die Einlassöffnung erst in 25 km Höhe geöffnet. Die Auftrennung erfolgte über eine Radiofrequenz. Es wurde ein Spektrum in 8 Sekunden angefertigt, nach einigen Spektren hatte eine Vakuumpumpe die Öffnung evakuiert und die nächste Probe wurde untersucht. Das Massenspektrometer profitierte von einer höheren Datenrate, die es erlaubte detaillierte Spektren mit kleineren Fehlern zu produzieren als die zeitgleich gelandete Pioneer Venus Sonde. Das Massenspektrometer war sensitiv zwischen 10 und 105 Dalton. Die Auflösung Δm/m betrug 35. Stickstoff konnte bei mehr als 0.2 %, Sauerstoff ab 0.05 %, inerte Gase bei Konzentrationen von 1-5 ppm und Methan ab 5 ppm detektiert werden. Es gab 4 Auflösungsmodi von 01, 1, 10,100 und 1000. 9,5 kg Masse.
Bei Venera 11 war es ab 23 km Höhe aktiv und lieferte 12 Spektren, bei Venera 12 dagegen 176. Die Daten war etwa 10 mal genauer als die zur gleichen Zeit mit Pioneer Venus gewonnen.
Der Gaschromatograph untersuchte eine Probe indem er sie durch 3 Säulen leitete. Die erste war mit Polysorb gefüllt und sollte schwefelhaltige Gase und Feuchtigkeit absorbieren. Die zweite Säule enthielt ein Molekularsieb und filterte die inerten Gase Helium, Wasserstoff, Argon, Sauerstoff, Stickstoff, Krypton, Methan und Kohlenmonoxid aus. Die vierte Säule war mit Mangan gefüllt und sollte Argon ausfiltern. Die Gesamtlänge der Säulen betrug 5.5 m. Vor dem Eintritt wurden die Säulen 4 Stunden lang mit Neon gespült. Die Sensitivität des Instrumentes betrug 1:1000 bis 1:100000 pro Volumenanteil, je nach detektiertem Gas. Neon diente als Carrier und konnte nicht detektiert werden. Ein Zyklus des Gaschromatographen dauerte 6 Minuten. Es wurden von Venera 11 und 12 jeweils acht vollständige Spektren erhalten.
Aerosole wurden durch das Röntgenfluoreszenzspektrometer untersucht. Ein Zelluloseazetatfilter sammelte 98 % aller Partikel mit mehr als 0.4 µm Durchmesser auf. Diese wurden dann mit einer Eisen-55 und Cadmium-109 Quelle bestrahlt und die reflektierten Röntgenstrahlen wurden detektiert. Auf der Erde wurde ein Referenzspektrum einer reinen Kohlendioxidatmosphäre mit Mangan, Titan und Xenon erstellt. Das Experiment lieferte 2 Spektren von 1-7.5 keV und 1.5-15 keV Energie. Das Experiment war aktiv von 64 bis 49 km Höhe. In dieser Höhe schmolzen die Filter. Elemente unterhalb der Kernladungszahl 13 konnten nicht bestimmt werden.
Die Temperaturen und Drucksensoren waren auch an der Außenhülle befestigt wo man aus den Staudruckdaten die Daten ab 105 km Höhe bestimmen konnte. Ab 70 km Höhe konnten Druck und Temperatur direkt gemessen werden.
Das Nephelometer maß die von Aerosolen zurückgestrahlte Strahlung einer Lichtquelle und bestimmte deren optische Eigenschaften. Bestimmt werden konnten Aerosole von 0.8 bis 10 Mikrometer Durchmesser bei Konzentrationen von 0.1 bis 10.000 pro Kubikmeter. Bei Venera 11 war das Experiment von 51 km Höhe bis zum Boden aktiv.
Die eigentliche Neuerung waren die Farbkameras und der Versuch eine Bodenprobe mit dem Probenaufnehmer PROP-V zu nehmen und zu analysieren. Durch eine neue 70 m Antenne bei Evpatoriia hatte man die Bandbreite um den Faktor 12 vergrößert, so dass Venera 11+12 nun 3072 Bit/sec anstatt 256 Bit/sec übertrug. Da beide Kameras ausfielen wurden sie von den Sowjets einfach totgeschwiegen (Im Westen wunderte man sich damals warum diesmal keine Kameras mitgeführt wurden). Man weis heute nur, dass die Kamera wie bei den anderen Venera Sonden auf der Basis eines Telephotometers arbeitete. Es scannte ein Panorama zeilenweise ab, wobei eine Zeile 252 Pixel hatte. Verbesserte Photomultiplier mit einem dynamischen Umfang von 1000 erlaubten eine Digitalisierung der Helligkeit in 10 Bits. Ein Panorama von 180 Grad umfasste 1000 Zeilen. Es dauerte 14 Minuten es zu übertragen. 2 Kameras waren 180 Grad voneinander entfernt montiert worden.
Im wesentlichen glichen die Missionen denen von Venera 9+10, nur traten die Busse nicht in einen Orbit ein. Beide Busse setzten aber die Landekapseln zwei Tage vor Erreichen der Venus ab und bremsten dann durch Zünden des Triebwerks ab, so dass sie die Venus etwas später als die Landekapseln erreichten und deren Daten übertragen konnten.
Venera 11 startete am 9.9.1978, gefolgt von Venera 12 am 14.9.1978. Nach zwei Kurskorrekturen am 16.9..1978 und 17.12.1978 wurde Venera 11 am 23.12.1978 vom Bus getrennt, der nun eine Kurskorrektur durchführte, um die Venus in 35.000 km Entfernung zu passieren. Am 25.12.1978 trat Venera 11 in die Venusatmosphäre ein. Ab 62 km Höhe gab es Messungen und ab 40 km Höhe fiel die Sonde ungebremst durch einen Fallschirm. Die Fallgeschwindigkeit sank durch die dichte Atmosphäre von 50 auf 8 m/s. Die Sonde landete mit 7-8 m/s bei 14 Grad Süd und 299 Grad Ost. Der Abstieg dauerte eine Stunde. Bis der Bus nach 95 Minuten aus der Sichtlinie verschwand, lieferte die Sonde Daten, wie lange sie überlebte ist unbekannt.
Der Lander von Venera 12 wurde nach zwei Kurskorrekturen am 21.9.1978 und 14.12.1978 am 19.12.1978 vom Bus getrennt. Venera 12 hatte Venera 11 überholt und kam 4 Tage früher an. Am 21.12.1978 landete die Sonde bei 7 Grad südlicher Breite, 294 Grad östlicher Länge, etwa 850 km von Venera 11 entfernt. Die Sonde hatte hier einen günstigeren Winkel zum Orbiter. Sie sandte über 110 Minuten Daten. Dies war doppelt so lang wie bei Venera 9. Eine Staubwolke die bei der Landung aufgewirbelt wurde brauchte 20-30 Sekunden zum setzen. Bei Venera 11 gab es keine solche Beobachtung.
Die Massenspektrometer lieferten neue Daten vor allem über die Spurengase. Man fand zehnmal mehr Chlorid als Schwefel in den Wolken. Ähnliche Resultate lieferte auch Pioneer Venus, allerdings war dort das Massenspektrometer durch Aerosole verstopft gewesen, so dass diese nur gaschromatographisch bestätigt werden konnten. Im Vergleich zu den früheren Messungen fand man eine höheren Konzentration an Schwefeldioxid und Kohlenmonoxid.
Auf beiden Landern scheiterten die Bildexperimente. Eine Kappe hatte sich nicht rechtzeitig gelöst und verdeckte die Optik. Dabei wurden die Kappen neu konstruiert, nachdem bei Venera 9+10 sich jeweils eine Kappe nicht gelöst hatte. Doch das Ergebnis war noch schlimmer. Durch die Hitze verformte sich die Kappe so, dass die Atmosphäre von 90 Bar Druck sie fest auf das Glas presste. Die Sprengbolzen hatten nicht die Kraft gegen die Atmosphäre anzukommen.
Bei dem Experiment, welches eine Probe bohren sollte gab es ein Leck, in einer Druckleitung, wahrscheinlich durch Turbulenzen beim Abstieg. Auch dieses war auf beiden Sonden ausgefallen. So gab es keine Messungen des Venusbodens Dies war wohl auch der Grund, warum die Sowjets bereitwillig die Atmosphärendaten veröffentlichten (welche die von Pioneer Venus bestätigten), aber wenig über die Ergebnisse an der Oberfläche verlauten ließen.
Bei der Gewinnung der Bohrproben versagten die Dichtungen und das benötigte Vakuum wurde nicht erreicht. Es gab weitere Ausfälle. Das Röntgenfluoreszenzspektrometer, der Gaschromatograph und das Spektrophotometer fielen nach der Landung von Venera 11 aus, die Daten vom Röntgenfluoreszenzspektrometer von Venera 12 waren von schlechter Qualität und das Nephelometer von Venera 12 war ganz ausgefallen.
Die Sonden entdeckten mit dem GROZMA Detektor bei 10 und 18 kHz Frequenz Blitze. Ein Burst von etwa 8 Sekunden Dauer konnte registriert werden. Dies deutete auf Vulkanismus bei der Venus hin. Das niedrigeres Argon 36/Argon 40 Verhältnis (50:42 anstatt 96:4 wie bei der Erde) ließ Rückschlüsse über die geologische Vergangenheit der Venus zu. Offensichtlich gab es weniger Kalium in der Kruste, denn der Zerfall dieses Elements erzeugt das Argon 40.
Am 7.2.1969 machte man bei beiden Sonden eine größere Kurskorrektur um 350 m/s um Gammastrahlungsausbrüche genauer zu untersuchen. Mit steigendem Sonnenabstand gab es Probleme mit dem Sonnensensor und Gyroskope. Der Treibstoff zur Lagereglung war durch die Kursänderung weitestgehend verbraucht. So beendete man die Missionen im Februar und April 1980. Der Venera 12 Bus untersuchte am 17.2 und 13.3.1980 den Kometen Bradfield mit dem UV Spektrometer. Die KONUS Gammastrahlendetektoren erfassten insgesamt 140 Ausbrüche.
Venera
13+14 waren die letzten und "ultimativen" Lander. Wieder gab es einen Vorbeiflugbus und einen
Lander. Die gesamte Kombination soll zwischen 4363 und 4715 kg schwer gewesen sein. Er passierte
die Venus in 36000 km Entfernung und diente als Funkrelais für den Lander. Der Bus war weitgehend
unverändert geblieben, führte jedoch nun einige Experimente weniger mit:
Der bei der Abtrennung 1600 kg und auf der Venus noch 760 kg schwere Lander trug folgende Experimente:
Die Experimente auf dem Bus waren also weitgehend identisch zu denen von Venera 11+12.
Beim Lander gab es zwei neue Experimente: Ein Feuchtigkeitsmesser und ein Seismometer. Letzteres
wahrscheinlich, weil die Daten der Sonden von 1978 auf vulkanische Tätigkeit schließen ließen.
Der Bodenprobennehmer, der bei Venera 11+12 versagte hatte wurde komplett überarbeitet. Der
Lander verfügte über größere Batterien für eine noch längere Arbeitszeit auf der Venus. Dazu kam
eine hohe Datenrate von 3 KBit über die Vorbeiflugsonde.
Um ein Versagen des Probennehmers zu vermeiden, wurde er mit Molybdändisulfid geschmiert, das bis 1.000 Grad Celsius einen Gleitfilm bildet. Der Bodengreifer bohrte sich nun mit einem helikalen Bohrer innerhalb von 2 Minuten 3 cm tief in den Boden. Eine Probe von etwa 1 cm³ Größe wurde entnommen und durch das Sprengen eines Siegels in die Kapsel eingesaugt. Sie landete hier in einer Luftschleuse. Während Sie stufenweise nach oben befördert wurde, wurde die Probenkammer wieder evakuiert. Dort wurde sie bei 0.06 Bar Druck / 30 ° Celsius den Röntgenstrahlen des Röntgenfluoreszenzspektrometer ausgesetzt. Dieses verwandte zwei Eisen-55 Quellen mit 125 mCurie und eine Plutonium-238 Quelle mit 50 mCurie Aktivität. Die reflektierte Strahlung wurde durch 4 Geigerzähler detektiert und ein 256 Kanal Spektralanalysator erstellte das Spektrum der Emission. Es dauerte 192 beziehungsweise 384 Sekunden ein Spektrum anzufertigen. (naher / entfernter Geigerzähler). Das gesamte Röntgenfluoreszenzspektrometer wog 8 kg.
Gemessen wurde auch der Widerstand beim Bohren und der verbrauchte Strom. Daraus
konnte man bei Venera 13 ableiten, dass sich das Material wie vulkanischer Tuff verhielt.
Eine Sonderrolle bekam im Nachhinein ein mitgeführtes Mikrofon. Seine Aufgabe war es Geräusche des Landers z.B. beim Bohren festzustellen, damit man die erzeugten Erschütterungen von Venusbeben bei den Seismometerdaten unterscheiden konnte. Venusbeben wurden keine festgestellt, schließlich arbeitete das Seismometer nur kurze Zeit. Daraus konnte man lediglich ableiten, dass die Venus in dieser Zeit nicht aktiv war. Dafür stellte man Geräusche fest, die man sich nur durch Wind erklären konnte. Auf der Erde wurde ein baugleiches Mikrophon in einen Windkanal gebracht und so der Bodenwind festgestellt. Die Windgeschwindigkeiten in größeren Höhen wurden durch Dopplermessungen festgestellt.
Die Kamera war basierend auf der Kamera von Venera 9+10 verbessert worden, eventuell wurde bei Venera 11+12 die baugleiche Kamera eingesetzt. Die Datenrate von 3072 Bit zum Bus erlaubtes es nun auch Farbaufnahmen zu übertragen. Die Kamera tastete eine Zeile von 252 Punkten ab. 41 Punkte entfielen dabei auf Muster und Lichtquellen bekannter Stärke. Jedes Pixel wurde mit 9 Bits digitalisiert. Ein 10 Bits diente als Prüfbit. Ein 180 Grad Panorama bestand aus 1000 Zeilen. Die Abtastung einer Zeile dauerte 0.82 Sekunden, ein Panorama somit insgesamt 820 Sekunden.
Drei Filter in Rot, Grün und Blau erlaubten es Farbaufnahmen zu machen. Dafür wurde auch ein Farbteststreifen mitgeführt, der zu Kalibrierung diente. Die Kameras arbeiteten zwei unterschiedliche Programme ab. Eine Kamera hatte ein kurzes Programm: Sie scannte zuerst ein 180 Grad Panorama durch einen klaren Filter, fuhr dann um 60 Grad zurück und scannte jeweils einen 60 Grad Teil durch die drei Farbfilter. Zuletzt schloss sich ein 120 Grad Teil durch den klaren Filter an um zurück zur Startposition zu kommen. Dieses kurze Programm dauerte 30 Minuten. Die zweite Kamera absolvierte ein langes Programm und tastete nacheinander ein 180 Grad Panorama durch alle vier Filter ab. Dieses dauerte 60 Minuten. Danach wiederholten beide Kameras wieder ihr Programm.
Die Auflösung betrug direkt am unteren Rand in der Bildmitte 4-5 mm (Bodendistanz 1.5-2.0 m) und nahm zum Horizont hin zu. Die nominelle Auflösung lag bei 11 Bogenminuten.
Nach dem Start von Venera 13 am 30.10.1981 und zwei Kurskorrekturen am 10.2.1982 und 21.2.1982
wurde am 27.2.1982 der Lander vom Bus abgetrennt. Er trat am 1.3.1982 in die Venusatmosphäre ein.
Der Abstieg dauerte wie bei Venera 9-12 in etwa eine Stunde. Ab einer Höhe von 47 km sank die
Kapsel ohne Fallschirm herab. Sie kam relativ hart mit 7.5 m/s auf. Die Accelometer
registrierten, dass der Boden recht hart sein musste. Die Landestelle bei 7.5 Grad Süd und 303
Grad Ost wurde aufgrund der Pioneer Venus Aufnahmen ausgesucht. So lag das Landegebiet höher und
die Temperaturen am Boden betrugen nur noch 457° Celsius bei 84 Bar Druck. Die Mikrophone an Bord
maßen das Geräusch des Windes (und des Bohrers) und errechneten eine Windgeschwindigkeit von 0.5
- 1.0 m/s. Auf Aufnahmen die eine Stunde auseinander lagen konnte man feststellen dass ein Teil
des Bodens, der auf den Landefuß gespritzt war inzwischen weggeweht wurde.
Nach der Landung wurde eine Bodenprobe in eine hermetisch abgeschlossene Kammer befördert, in der
eine Atmosphäre von 0.05 Bar Druck und 30 Grad herrschten. Dort wurde die Bodenprobe durch das
Röntgenfluoreszenzspektrometer analysiert Sie entpuppte sich als kaum differenzierter Basalt. Am
wichtigsten waren jedoch die Bilder welche die Sonde machte. Die Sonde machte Bilder durch Rot,
Blau und Grünfilter und übertrug diese zur Erde. Insgesamt 11 Bilder wurden zur Erde übermittelt.
In den etwa 2 Stunden auf der Oberfläche veränderte sich diese. So sind Änderungen des Kontrastes
nach 70 Minuten feststellbar und von dem auf dem Landering konnte man feststellen wie der bei der
Landung aufgewirbelte Staub innerhalb dieser Zeit abnahm.
Auf der Venus ist die Atmosphäre wie am Horizont erkennbar giftgrün. Das liegt an der dicken Atmosphäre. Die Raleigth Streuung streut die Strahlung proportional der vierten Potenz der Wellenlänge. Während bei uns die Atmosphäre nur das Blaue kurzwellige Licht streut, macht dies die dichtere Venusatmosphäre auch mit dem langwelligeren gelben und grünen Licht. Zudem gibt es in der Venusatmosphäre Aerosole, die den kurzwelligen Anteil der Strahlung stärker absorbieren als den langwelligen Teil. Der Horizont ist so gelbgrün und der Boden durch die Atmosphäre in Orange getaucht. Die Sonde übermittelte 8 Panoramen über den in 36000 km Entfernung an der Venus vorbei fliegenden Bus. Sie überlebte mit 127 Minuten nochmals 17 Minuten länger als Venera 11. Dies wurde bis heute nicht überboten.
Venera 14 startete am 4.11.1981. Nach der Korrektur der Bahn am 14. November 1981 war die Bahn
noch nicht erreicht, so wurde am 23 November ein zweites Kurskorrekturmanöver angesetzt. Die
letzte Feinjustierung erhielt der Lander am 23. Februar 1982. Am 3.3.1982 wurde der Lander
abgetrennt und der Bus veränderte seinen Kurs. Am 5.3.1982 öffnete der Lander seinen Fallschirm
in 62 km Höhe, warf ihn in 47 km Höhe wieder ab und erreichte die Oberfläche eine Stunde später.
Auch hier war ein höherer Landeplatz bei 310 Ost und 13.25 Grad Süd ausgesucht worden. Er lag 950
km von dem Landeplatz von Venera 13 entfernt. Die Bodentemperatur betrug 465 Grad Celsius und der
Druck 94 Bar.
Während die Übertragung der Bilder ohne Probleme funktionierte hatte der Bodengreifer Pech. Wie
man auf dem Foto sieht, landete er genau auf dem Deckel der Kamera, der vorher
abgesprengt worden war. Man vergleiche dazu das Bild mit dem von Venera 13. So
war keine Bodenprobenentnahme möglich. Wie bei den Bildern von Venera 10
zeigte sich die Landschaft als eine sehr glatte. Sie erinnert an Lavafelder,
was sich auch mit der basaltischen Natur des Gesteins deckt. Die NASA
verwandte die Farben der Bilder zur Einfärbung der Bilder der Sonde Magellan.
Die Bilder wurden später mehrfach nachbereitet und auch farblich so justiert,
das sie irdische Verhältnisse zeigen.
Die 57 Minuten die Venera 14 auf der Venus überlebte, waren kürzer als bei Venera 13. Die Ursache liegt beim Bus. Der hatte beiden Kurskorrekturen starke Schwierigkeiten, der Schub war nur ein Bruchteil des Nominellen und es kam zu Vibrationen. Die Vorbeiflugdistanz war daher nicht die geplante. Um die Sonde nicht zu verlieren, setzte man keine weitere Korrektur der Bahn an, als eine Vermessung ergab, dass man mindestens 17 Minuten mit einer Reserve nach der Landung hatte und 32 Minuten ohne Reserve. Das würde ausreichen ein Schwarz-Weiß-Panorama zu übertragen (17 Minuten) bzw. bei 32 Minuten auch noch einen Durchlauf mit dem Rotfilter zu absolvieren.
Doch die beiden später abgesetzten Lander von VeGa 1+2 überlebten auch nur 56 bzw. 59 Minuten.
Die Massenspektrometer beider Sonden lieferten 250 Spektren von 22 Proben. Sie bestätigten im wesentlichen die Daten von Pioneer Venus, welche einige Tage vorher landeten.
Die beiden letzten Venusmissionen der Sowjetunion waren die einzigen, die reine
Orbiter Missionen waren. Wichtigstes Ziel war die Erstellung einer Radarkarte der nördlichen
Hemisphäre der Venus mit 1-2 km Auflösung, also fünfzigmal besser als die Daten von Pioneer Venus. (75 km)
Der Aufbau des Orbiters lehnte sich eng an den von Venera 9-14 an. Sie bestand aus einem unter Druck stehenden 1 m durchmessenden zentralen Zylinder, der die Elektronik und Sender beinhaltete. Auffallend war die SAR Radarantenne, die 1.6 m breit und 6 m lang war. Eine zweite parabolische 1 m Antenne wurde von Altimeter benutzt. Die Kommunikation zur Erde verlief über eine 2.6 m Parabolantenne. Gegenüber en Orbitern von Venera 9-14 waren auch um 70 Prozent größere Solarpanels montiert um den Strombedarf des SAR zu decken. Die Sonden verfügten über ein Magnetbandspeichergerät um die Daten des SAR und anderer Instrumente zwischenzuspeichern. Die Sonden wogen unbetankt jeweils 2.807 kg. Dazu kamen 2443 kg Treibstoff, von dem rtea 1.300 kg während der Mission benötigt wurden. Die Spannweite betrug 6 m und die Höhe 5 m.
Völlig neu war ein vom OKB-MEI entwickeltes Telemetriesystem, dass nun bei 5 cm Wellenlänge (6 GHz) arbeitete und selbst aus der größten Entfernung der Venus von der Erde (260 Millionen km) noch 100 KBit/sec zu der 70 m Antenne bei Evpatoriia oder der 64 m Antenne beim Bärensee übertragen konnte. Telemetrie wurde mit 3 kbit/s übertragen.
Für das Einschwenken der Orbiter in die Umlaufbahn wurde ein sehr leistungsfähiges Triebwerk entwickelt, welches später auch bei den Raumsonden Phobos 1+2 und Mars 96 eingesetzt wurde und heute in der Oberstufe Fregat ihren Dienst tut.
Hauptinstrument war ein SAR (Side Looking Apperature Radar). Diese Radartechnik strahlt Radarsignale nicht nur direkt nach unten, sondern auch nach vorne. So treffen Radarsignale auch unter Schrägen Winkeln ein. Ein Objekt wird während des Überfluges von verschiedenen Winkeln beleuchtet, und man erhält so viel mehr Daten über ein Objekt. Diese Technik erlaubt es die Auflösung zu steigern. Man bekommt besser aufgelöste Bilder, wie sie normalerweise nur eine viel größere Antenne liefern könnte. Der Preis ist, das man auch entsprechend mehr Daten sammeln und übertragen muss.
Der Orbit von Venera 15+16 war nahezu polar mit einem venusnächsten Punkt in 1000 km Höhe. Die Sonde entfernte sich bis auf 65000 km von der Venus. Daraus ergab sich eine Umlaufsdauer von 24 h. Die Kommunikation war dadurch vereinfacht. Durch den elliptischen Orbit konnten die Sonden nur im venusnächsten Punkt Aufnahmen anfertigen. Diese Zone lag zwischen 30 und 80 Grad nördlicher Breite.
Die SAR Antenne von Venera 15+16 hatte die Form eines Ausschnitts einer Parabolantenne. Die
Antenne selbst war rechteckförmig (1.4 × 6 m) aber parabolisch gekrümmt und um 10 Grad zur
Rotationsachse der Sonde versetzt. Die Sendeleistung betrug 80 Watt. Benutzt wurden Radarwellen
mit 8 cm Wellenlänge (3,75 GHz). Die Antenne sandte zuerst 127 Impulse, jeder Impuls war 1.54 µs
lang aus. Dann wurden 3.9 ms lang die Echos empfangen. Die Daten wurden vorverarbeitet und in
einem RAM Speicher abgelegt. Jeder Impuls lieferte 2540 imaginäre Werte (je 4 Bit reeler und 4
Bit imaginärer Wert) in denen Phase und Intensität abgelegt wurden. Alle 0.3 Sekunden wurde eine
Messung gemacht und alternierend auf 2 Bandrekorder geschrieben.
Übertragen wurde ein Bild, wenn die Sonde einen ganzen Streifen der Oberfläche von 120 × 7500 km erfasst hatte, auf einen Massenspeicher für die spätere Übertragung zur Erde. Dieser Streifen wurde in 16 Minuten gewonnen. Die Venus drehte sich im Orbit um 1.5 Grad pro Tag. Dies entsprach genau dem Versatz von 120 km bei den Streifen. Da beide Sonden ihren planetennächsten Punkt am Nordpol hatten, konnten sie nur die nördliche Hemisphäre erfassen. Dies waren 115 Millionen km² oder 25 % der Oberfläche der Venus. Auf der Erde wurden die Daten zuerst in 31 x 127 Pixel großen Blöcken verarbeitet. 3200 dieser "Bilder" wurden dann zu einem größeren 195 x 10000 Pixel Streifen zusammengefasst. Diese wurden dann in der Intensität angepasst und durch eine Fourier Transformation wurden Störungen eliminiert.
Das Altimeter bestimmte den Abstand zur Oberfläche mit hoher Genauigkeit. Daraus lassen sich Höhenprofile und Reliefs der Venus Oberfläche generieren.
Das Radar Altimeter verwandte eine zweite 1 m Antenne, die senkrecht nach unten schaute. Diese war parabolisch. Da die Sendefrequenz die gleiche wie beim SAR war (8 cm) wechselte das System den Betrieb zwischen SAR Antenne und Altimeter Antenne in einem Zyklus von 0.3 Sekunden. Die Antenne sandte 30 Impulse, jeder 1.54 µs lang aus. Danach wurde 0.69 ms lang auf die Echos gewartet, diese im Bordspeicher den Sonde gespeichert bis ein Orbit absolviert war und dann auf den Massenspeicher geschrieben.
Wie beim SAR wurden die Messungen zwischen 80 und 30 Grad Nord gemacht, dann zur Erde übertragen. Der Abstand zwischen einer Höhenbestimmung in Flugrichtung betrug 2.5 km. Die Größe des Strahls auf der Venus lag bei 70 x 40 km. Beide Faktoren zusammen ergaben eine Genauigkeit der Messungen von 7150 m in der Horizontalen und 50 m in der Vertikalen.
Fourier Spektrometer FS 1/4 OmegaDieses war der Vorläufer des PFS, welches auch auf den Sonden Mars Express, Venus Express und Mars 96 eingesetzt wurde. Es hatte die Aufgabe die physikalische und chemische Zusammensetzung der Atmosphäre zu untersuchen. Im Besonderen sollte die Temperatur und der Wärmefluss bestimmt werden und die chemische Zusammensetzung der Wolken zwischen 60-70 km Höhe. Das Spektrometer wog 22,95 kg und war außerhalb des zentralen Zylinders untergebracht. Es bestand aus der Optik, der Elektronik, einem eigenen Datenverarbeitungssystem und de Stromversorgung.
Dass Spektrometer machte alle 20 Sekunden ein Spektrum. Dies dauerte 5.5 Sekunden. Ein Filter ließ nur Infrarotstrahlen zwischen 6-40 µm durch. Zwischen 6 und 35 Mikrometer Wellenlänge wurde ein 256 Punkt Spektrum gemacht indem das Licht des 4 × 4 Grad großen Gesichtsfeldes (60 km × 200 km beim Venusnächsten Punkt) in zwei Strahlen aufgeteilt wurde. Diese wurden übereinander gelegt, wodurch ein Interferogramm entstand. Dieses wurde durch die Datenverarbeitungseinheit mit einem Mikroprozessor einer Fourier-Transformation unterworfen. Dies reduzierte die Datenmenge. Die übertragenen Spektren mit 400 Messpunkten hatten eine Auflösung von 7 cm-1. Auf der Erde konnten daraus Spektren mit einer Auflösung von 5 cm-1 rekonstruiert werden. Bei jedem bahnnächsten Punkt wurde parallel zum SAR das Spektrometer betrieben und lieferte von 60 Punkten ein Spektrum.
Ein zweites System bestimmte die Temperatur der Venuswolken, indem die Temperatur eines Bolometers mit dem einer konstant bei 10° temperierten Fläche und der des Weltraums (-270°) verglichen wurde. Erstellt werden sollten so Temperaturkarten der Venus. Das Instrument stammte aus der DDR.
Dieser Detektor war der vorletzte einer langen Reihe, deren erster von Zond 1 stammte. Er erfasste die Energie, Menge, Richtung und Geschwindigkeit von Ionen.
MissionDie Sonden starteten am 2.6.1983 und 7.6.1983 mit einer Proton K-DM Trägerrakete. (Block DM anstatt Block D wurde verwendet). Das Einschwenken in den Venusorbit erfolgte am 10.10.1983 und 11.10.1983.
Die Sonden waren in einen identischen Orbit gebracht worden, aber um 4 Grad versetzt. Als im Juni 1984 die Sonne zwischen Erde und Venus lag, war keine Kommunikation möglich. Danach wurde die Sonde Venera 16 um 20 ° im Orbit versetzt um den Streifen zu kartieren, der während dieser Zeit nicht erfasst werden konnte. Der Orbit von Venera 15+16 hatte eine Inklination von 92.5 Grad. Der venusnächste Punkt lag bei 1.127 km und der venusfernste bei 66.027 km. Der venusnächste Punkt lag bei Venus 15 bei 62 Grad Nord und bei Venera 16 bei 66 Grad Nord.
16 Minuten lang wurde bei jedem Orbit SAR Daten gewonnen. Sie deckten das Gebiet vom Nordpol bis in 30 Grad nördlicher Breite ab. Im venusfernsten Punkt wurden die Daten zur Erde gesandt. Da die Sowjetunion Bodenstationen nur im eigenen Land hatte mussten die Sonden in einer 24 Stunden Bahn bleiben. pro Tag sandte die Sonde einen 120 x 7500 km Streifen aus 3200 einzelnen Radarbildern. Die Primärmission dauerte über einen Venustag vom 10.11.1984 bis zum 10.7.1984
Das Fourier Infrarotspektrometer von Venera 15 arbeitete vom
12.10.1983-15.12.1983. Es gab 49 Messungen meist über 20° Nord zwischen -66 und 87° Ost. Venera
16 war stärker mit der Radarkartierung beschäftigt. Von ihr gab es nur 10 Messungen des Fourier
Spektrometers. Zusammen lieferten beide Orbiter in 40 Messungen 1500-1800 qualitativ hochwertige
Spektren.
Venera 15+16 hatten keine Probleme während der Primärmission, die bis zum 10.3.1984 dauerte. Bis dahin wurden 60 Millionen km² der Nordhalbkugel kartiert. Aufgrund des guten Zustands wurde die Mission bis 10 Juli zu verlängern. Ab Mitte Mai begann aufgrund der steigenden Entfernung der Venus von der Erde und der Nähe zur Sonne das Signal immer schwächer zu werden, sodass man zwischen dem 10.6. und 14.6 in der Oppositionsphase keine Daten von den beiden Orbitern abrief. Am 18.6.1984 hatte man wieder Kontakt und am 15.7.1984 wurde die zweite Missionsphase beendet. Bis dahin wurden 115 Millionen km² der Nordhalbkugel kartiert. Anders als bei Msagellan nutzte man eine erweiterte Mission nicht zu weiteren Kartierungen sodnenr fürhrte andere Experimente wie Bedeckungsmessungen, Temperaturmessungen durch. Am 30.12.1984 war der Stickstoff für die Lagerelegung von Venera 15 aufgebraucht. Die Sonde hatte zwar trotz mehrermaliger Bahnänderungen noch sehr gorße Treibstoffvoräte, doch wie bei vielen frühen US-Missionen war das Antriebssystem auf Basis von flüssigem Treibstoff und Lageregelungssytem auf Basis von Druckstickstoff getrennt. So konnte die Antenne nicht mehr der Bewegung der Erde nachgeführt werden, am 7.1.1985 riss der Kontakt zu Venera 15 ab.
Venera 16 bekam als Hauptaufgabe die Kartierung. Mehrfach gab es Kurskorrekturen (einmal um 450 m/s um 12 Tage „aufzuholen“) damit die Sonde die Nordhalbkugel komplett kartieren konnte. Andere Experimente arbeiteten nur sporadisch. Nach dem Ende der erweiterten Mission am 10.7.1984 wurden Temperaturmessungen durchgeführt. Das Missionsende kam durch einen Ausfall der Dreiachsenstabilisierung bei Vega 1 am 13.6.1985. Um Vega 1 zu stabilisieren, wurde von der Bodenkontrolle der Befehl einen Referenzstern zu suchen geschickt. Leider war auch Venera 16 im Empfangsbereich und führte dasselbe Programm durch. Dadurch wurde der letzte Stickstoff an Bord verraucht. Am 18.6.1985 kam kein Kontakt mehr zustande.
Beide Sonden lieferten zusammen eine Oberflächenkarte zwischen 30 und 80 Grad nördlicher Breite. Warum man eine der Sonden nicht in einen Orbit gebracht hat, dessen venusnächster Punkt auf der Südhalbkugel liegt, ist ungeklärt. Offenbar hatte die Nordhalbkugel Priorität und man wollte sich gegen den Ausfall einer Sonde absichern. Das obere Bild zeigt die höchsten Venusberge, Maxwell Montes.
Das Altimeter lieferte weitere Daten: Mehr als 415.000 Messungen, das sind dreimal mehr als Pioneer Venus lieferte ergaben die beiden Sonden zusammen. Zusammen mit den SAR Aufnahmen hatte man nun auch die Höheninformationen und konnte dreidimensionale Reliefkarten anfertigen. Das Bild links zeigt die Maxwell Montes.
Das französische Fourier Spektrometer lieferte jedoch nach dem 15.12.1983 kaum noch Daten. Die beiden Spektrometern unterscheiden sich leicht bei beiden Sonden. Das an Bord von Venera 15 machte Spektren zwischen 6 und 39 Mikrometern und das bei Venera 16 Spektren zwischen 6 und 25 Mikrometern.
Wichtige Erkenntnisse war die erstmalige Untersuchung der Absorption von Sonnenstrahlung im 15 Mikrometer Band durch das Kohlendioxid, sowie von Wasserdampf und Schwefeldioxid in hoher spektraler Auflösung. Die Ergebnisse wurden 1984 auf der internationalen COSPAR Tagung der Fachwelt präsentiert. Es waren nach Aufbereitung 27 hervorragende Karten von jeweils 4000 bis 5000 Pixel Breite.
Die SAR Aufnahmen waren eine enorme Verbesserung gegenüber
den Pioneer Venus Daten die nur auf 75 km auflöste. Sie wurden den Amerikanern zur Verfügung
gestellt, und das dadurch neu entflammte Interesse an der Venus führte schließlich zur Magellan Mission. In der Öffentlichkeit tauchten diese Aufnahmen kaum auf,
denn Zu diesem Zeitpunkt gab es kaum neue Bücher über die Planeten - Es gab keine Amerikanischen
Sonden, die neue Ergebnisse lieferten, bis 1986 Voyager an Uranus Vorbeiflug. So blieben die
Resultate weitgehend unbeachtet. Heute sind die Aufnahmen durch die Magellan Mission vergessen,
welche die ganze Venus mit 150-250 m Genauigkeit kartierte. Doch diese Mission fand auch erst 7
Jahre nach Venera 15+16 statt. Die für die Mitte der achtziger Jahre geplante VOIR Mission, wäre mit
600 m Auflösung eher in dem Bereich von Venera 15+16 angesiedelt gewesen. Das Bild rechts zeigt
einen Vergleich von Venera 15/16 und Magellan Daten eines Kraters.
Die Venera Daten ergänzten nicht nur irdische Aufnahmen, sondern sie erlaubten es erstmals auch geologische Details zu untersuchen. Ein Ergebnis war dass nur 150 Krater auf der ganzen Venus gefunden werden konnten. Auch wenn die Venus Atmosphäre dicht ist müssten Brocken von 1 km Durchmesser sie ungehindert durchschlagen. Die Venus sollte daher genauso dicht wie Mars und Mond von Kratern mit mehr als 10 km Durchmesser bedeckt sein. Sowjetische Wissenschaftler postulieren, dass die Venuskruste daher nicht älter als 750 ± 250 Millionen Jahre sein kann. Eine Feststellung die durch Magellan bestätigt wurde. Sein Radar erkannte noch einige kleinere Krater, doch auch Magellan fand nicht mehr als 200 Krater auf der Venus. Stattdessen gab es erste Anzeichen für Vulkane wie erhobene Dome mit verdächtig rauer Umgebung (Die Helligkeit in den SAR Bildern entspricht nicht der Helligkeit des Bodens sondern seiner Rückstrahlfähigkeit).
Russland soll eine neue Venusmission planen: Venera D. Es handelt sich dabei wieder um eine Landesonde, allerdings eine kleinere, die eher vergleichbar den Landesonden von Venera 4-8 ist. Die Sonde würde ihre Daten direkt und nicht über einen vorbei fliegenden Bus zur Erde senden. Wichtigstes wissenschaftliches Ziel ist die Untersuchung der unteren Atmosphäre ab 20 km Höhe. Dabei sollen Profile des Wassergehaltes, Verteilung der Xenon Isotope und die Suche nach Spuren vulkanischer Aktivität (Schwefelverbindungen) angefertigt werden. Der Landeplatz soll speziell deswegen ausgesucht werden. Dazu kommt die Fotographie der Oberfläche beim Abstieg. Man rechnet ab 20 km mit klaren Bildern, will aber schon in 40-45 km Höhe beginnen. fotografiert wird im Infraroten, da die Sonde auf der Nachtseite landet. Eine Analyse der Atmosphäre im Bereich 20-60 km ist ebenfalls denkbar, genießt aber niedrigere Priorität. Dagegen ist an eine längere Oberflächenmission gedacht.
Die Sonde soll von Lavochkin NPO gebaut werden. Sollte bis 2006 eine Finanzierung stehen so könnte die 1300 kg schwere Sonde im Jahre 2013 starten und im Jahre 2014 auf der Nachtseite der Venus landen. Seitdem steht sie immer auf der Liste der Projekte die irgendwann kommen.
Mögliche Instrumente wären eine Panorama Kamera, eine Abstiegskamera, ein Gaschromatograph / Massenspektrometer, ein Alphastrahlen / Röntgenstrahlenspektrometer, ein Gammastrahlenspektrometer, ein Laser Spektrometer (Ein Spektrometer welches durch einen Laser die Umgebungsluft anregt und dabei die Abschwächung des Laserstrahls misst. Dieses erlaubt es sehr empfindlich Spurengase zu bestimmen), ein Nebelmessgerät und ein Seismometer.
| Sonde | Startdatum | Ankunftsdatum | Gewicht | Mission | Bemerkung |
|---|---|---|---|---|---|
| Venera 9 | 8.6.1975 | 22.10.1975 | 4936 kg | Venuslandung/Orbiter | 53 Minuten überlebt, erstes Bild von der Venus |
| Venera 10 | 14.6.1975 | 25.10.1975 | 5033 kg | Venuslandung/Orbiter | 65 Minuten überlebt, Bild von der Venusoberfläche |
| Venera 11 | 9.9.1978 | 25.12.1978 | 4540 kg | Venuslandung | 95 Minuten überlebt, keine Bilder |
| Venera 12 | 14.9.1978 | 21.12.1978 | 4540 kg | Venuslandung | 110 Minuten überlebt, keine Bilder |
| Venera 13 | 30.10.1981 | 1.3.1982 | 4363 kg | Venuslandung | 127 Minuten überlebt, Farbbilder |
| Venera 14 | 4.11.1981 | 5.3.1982 | 4715 kg | Venuslandung | 57 Minuten überlebt, Farbbilder |
| Venera 15 | 2.6.1983 | 10.10.1983 | 4000 kg | Venusorbiter | Mit Venera 16 etwa 25 % der |
| Venera 16 | 3.3.1983 | 11.10.1983 | 4000 kg | Venusorbiter | Venusoberfläche kartiert in 1-2 km Auflösung |
NSSDC Query: NASA's Katalog der Raumsonden und Satelliten
Don P. Mitchell: Sowjet Exploration of Venus
http://www.laspace.ru/projects/planets/venus15-16/
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.
| Sitemap | Kontakt | Neues | Impressum / Datenschutz | Hier werben / advert here | Buchshop | Bücher vom Autor | |