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Die Experimente an Bord der Voyager Sonden

Die Voyager Sonden trugen insgesamt elf verschiedene Experimente in einem Gesamtgewicht von 105 kg mit sich. Sowohl Masse wie auch Anzahl der Experimente übertrafen frühere Planetenmissionen deutlich. Schlussendlich wollte man soviel Ergebnisse wie möglich, aus dieser einmaligen Gelegenheit der Planetenerkundung gewinnen. Wichtig bei der Konzeption war weniger das Einsparen von Gewicht, als vielmehr ein geringer Energieverbrauch. Ohne das RSS (welches die Sender des Spähers nutzte) verbrauchten die Experimente zusammen nur 90 Watt für die Elektronik und 10 Watt für die Heizung.

Es gab eine Einteilung in zwei Sorten von Experimenten: Experimente welche die Planeten aus der Ferne erkundeten (wie Kameras) und Experimente die direkt maßen (wie Teilchendetektoren). Fernerkundungsexperimente befanden sich auf der Scanplattform an einem 2.3 m langen Arm. Er bestand aus Graphitwerkstoffen um Gewicht zu sparen. Zusammen mit den dort angebrachten Experimenten wog er 107 kg. Er sorgte auch für Abstand von den RTG, welche einige Experimente stören konnten. Sie waren je nach Experiment 4,9 bis 6,7 m von den Experimenten entfernt und Strahlung musste zudem zuerst die Raumsonde selbst durchqueren und sollte so abgeschirmt werden.

 Dort konnten die Plattform durch Schrittmotoren präzise auf ihr Ziel ausgerichtet werden. Die Scanplattform wurde vom AACS aus gesteuert und hatte vier Geschwindigkeiten: 0.096 mrad/sec, 1.45 mrad/sec, 5.82 mrad/sec und 17.45 mrad/sec. (1 mrad = 200 Bogesekunden oder 3,5 Bogenminuten) Die Geschwindigkeiten waren auf 20 µrad/sec einstellbar. Die 3-Sigma-Positionierungsgenauigkeit (99.5 Prozent aller Schwenks sind mindestens so genau) betrug 2.5 mrad, das entsprach einem Drittel des Blickfeldes der Telekamera (oder 274 Pixeln). Auf dieser Plattform befanden sich die Experimente ISS, IRIS, PPS und UVS.

Die Instrumentenplattform war für die Vorbeiflugsonde wichtig, denn sie erlaubte es sehr rasch die Fernerkundungsinstrumente auf verschiedene Ziele auszurichten und so die kurze Zeit nahe der Planeten und ihrer Monde maximal auszunutzen. Bei Cassini fehlt so eine Plattform und die Instrumente sind fest an der Sonde montiert. Schnelle Schwenks sind so nicht möglich, genauso wenig wie man ein Objekt mit mehreren Instrumenten beobachten kann. (Die Instrumente schauen auf leicht unterschiedliche Punkte im Raum).

Voyager war eine der typischen Sonden mit sehr vielen Experimenten aus unterschiedlichen Gebieten. Neben abbildenden Experimenten gab es Spektrometer, welche die chemische Zusammensetzung der Himmelskörper untersuchten, Radiometer zur Temperaturmessung, Magnetometer zur Bestimmung der Magnetfelder und ihrer zeitlichen Änderung. Teilchendetektoren zur Untersuchung der Strahlungsgürtel und Radioantennen zur Untersuchung der Radioemissionen. Man wollte die einmalige Startgelegenheit nutzen um die vier großen Gasplaneten möglichst umfassend zu untersuchen. Dies unterscheidet Voyager von den meisten neueren Missionen, die wenige Experimente zur Untersuchung eines bestimmten Aspekts mitführen.

Es gab nach dem Vorbeiflug der beiden Pioneer Sonden an Jupiter Änderungen an den Experimenten. Der ausgedehnte Strahlungsgürtel erschien es wert genauer untersucht zu werden. Neu hinzugenommen wurde das Plasmawellen und das Radioastronomieexperiment, welche eine gemeinsame Peitschenantenne benutzen. Dafür musste das Experiment "Interplanetary/Interstellary particulate Matter" - ein Staubdetektor - entfallen. Da man die Sonden nur bis Saturn betreiben wollte und man bis in diese Entfernung auch mit Pioneer 10+11 Daten über den interplanetaren Staub bekam erschien dies kein großer Verlust. So wird erst New Horizons den Staub jenseits von Saturn untersuchen.

Die Technologie des Schwenkarms, aber auch fortentwickelte Voyager Experimente wurden bei der unmittelbaren Nachfolgemission Galileo eingesetzt.

ISS: Imaging Science System

Unter dieser Bezeichnung liefen die beiden Kameras an Bord der Sonde. Die meisten Aufnahmen wurden mittels der Tele-Kamera (Narrow Angle Camera, NAC) gemacht. Diese verfügte über ein 1500 Millimeter Cassegrain Teleskop mit einer Öffnung von 176,5 mm und einer 11 mm großen Selensulfid Vidicon Röhre zur Aufnahme der Bilder. (Blickfeld 0.424 Grad). Die Optik basierte auf der für Mariner 10 entwickelten Kamera und wurde auch von Galileo übernommen. Die Transmission der Optik betrug 60 Prozent und die theoretische Auflösung 1.18 Bogensekunden.

Die Vidiconröhre wurde in 800 × 800 Punkten abgetastet und das digitalisierte Signal gespeichert oder zur Erde gesandt. Gegenüber moderneren CCD Kameras ist diese Technik unempfindlicher, so dass längere Belichtungszeiten nötig sind. Weiterhin ist durch Wandlung des analogen in ein digitales Signal die Qualität schlechter, als bei den digitalen Signalen die ein CCD Chip liefert. Auch der Bereich in dem Bilder gewonnen werden konnten lag mit 320 bis 620 mm recht niedrig und liegt im blauen und grünen Spektralbereich. (Das menschliche Auge ist empfindlich zwischen 380 und 780 nm). Trotzdem konnte sich keiner den faszinierenden Bildern der Voyager Kamera entziehen. Um Farb- oder Falschfarben Aufnahmen zu gewinnen, konnten mehrere Aufnahmen durch fünf Farbfilter gemacht werden (Orange, Grün, Blau, Violett, UV). Neben diesen breitbandigen Filtern standen auch drei Spezialfilter, darunter einer für die Aufnahme von Io (Natrium) zur Verfügung. Die Kamera lieferte eine Vergrößerung von 135-fach bei einer Auflösung von 9.1 Mikrorad, so dass die großen Monde Kallisto und Ganymed schon aus einer Entfernung von 700.000 Kilometer formatfüllend waren. Die Telekamera wog 22.06 kg und hatte Abmessungen von 25 x 25 x 98 cm.

Daneben stand eine Weitwinkel Kamera (Wide Angle Camera WAC) mit einem Linsenteleskop von 202 Millimeter Brennweite und einer Öffnung von 57,2 mm Verfügung. Das Teleskop war von Petzvaltyp und bestand aus sechs strahlungsgehärteten Linsen. fünf waren für das optische System, eine diente als Staubschutz für das Vidicon. Das Gesichtsfeld betrug 3.169 Grad. Damit vergrößerte die Kamera 18 fach. Jupiter war aus einer Entfernung von 2.6 Millionen km formatfüllend. Die Transmission 84 % und die theoretische Auflösung der Optik 2.87 Bogensekunden.

Das Vidicon war identisch zum dem der NAC, hatte aber nur eine Empfindlichkeit von 400 bis 620 nm, da die Linsen nur Licht von 400-1100 nm durchließen. Jedoch war dieses Instrument lichtstärker, konnte jedoch nur in den letzten 2-3 Tagen vor der Begegnung eingesetzt werden, da sie mit 3.2 Grad einen wesentlich größeren Bildausschnitt aufwies. Die Auflösung betrug hier 68.75 Mikrorad, also siebenmal höher als bei der Narrow Angle Kamera. Zwei Backups der Optik Instruments wurde 20 Jahre nach dem Start der Voyagers in den Sonden Stardust und Cassini eingesetzt. Die Weitwinkelkamera alleine wog 13.3 kg und hatte Abmessungen von 20 x 20 x 55 cm.

Beide Kameras hatten verschiedene Belichtungszeiten von 0.005 bis 61 Sekunden zur Verfügung. Die Vidicon Röhre in beiden Kameras war identisch. Es war ein Vidicon (von 25 mm Durchmesser (B41-003 der General Electro-dynamics Corporation). Dieses konnte maximal 1500 Zeilen über eine Dauer von 100 Sekunden speichern. Benutzt wurde eine Fläche von 11.14 x 11.14 mm. Da auch in der Mitte der Vidiconröhre die Oberfläche gewölbt war, gab es ein festes Raster in der Röhre, mit dem man die Verzerrung der Bilder an den Rändern erkennen und korrigieren konnte.  Jede der 800 Zeilen wurde in 800 Bildpunkte zerlegt. Jedes Pixel war 14.25 Mikrometer groß. Das komplette Auslesen dauerte mindestens 48 Sekunden. Es gab aber vier weitere Datenraten mit der 2,3,5 und 10 fachen Auslesedauer. Daneben gab es noch Modi, bei denen weniger Pixel pro Zeile ausgelesen wurden. (80,160,272,440,480,608). Beim Neptun Vorbeiflug wurden weitere Modi implementiert, bei denen die letzten Pixels alle 0 waren und nur die zentralen Zeilen ausgelesen wurden. (Man ließ praktisch Pixel weg die sowieso nichts zeigten).

Nach dem Auslesen wurde Licht auf die Vidicon Röhre geleitet und 14 Löschbilder mit aufgenommen um das alte Bild zu löschen. Die Auflösung pro Pixel lag bei 0.00053 Grad bei der NAC und bei 0.00396 Grad für die WAC.

Die Empfindlichkeit des Sensors lag bei 280-640 Mikrometer mit einer Linearität von 3 %. Die Filter hatten folgende Daten:

Der Ultraviolettfilter war nur auf der Telekamera montiert. Die Methanfilter und der Natriumfilter nur auf der Weitwinkelkamera, da diese Filter sehr engbandig waren und daher nur wenig Licht durchließen. Es gab keine Filterkombination die dem menschlochen Auge genau entspricht. Die schnell veröffentlichten  Bilder von Voyager von Jupiter und Saturn sind daher oft farbstichtig (meist ein zu hoher rotanteil), da man einfach drei Filter den RGB-Kanälen zuordnete. in den Achtziger Jahren wurden mit Computer Unterstützung dann farbechte Aufnahmen veröffentlicht bei denen man die Filter entsprechend dem Empfinden des Auges wichtete.

Anders als die anderen Instrumente konnte ISS nicht autonom arbeiten sondern wurde vom FDS Computer gesteuert. Die Ausleserate der Vidiconröhre von 115.2 KBit/sec, entsprach genau der Datenübertragungsrate bei Jupiter. Die Narrow Angle Kamera und das Photopolarimeter konnten nicht gemeinsam arbeiten, so dass bei Aktivität des PPS die Wide Angle Kamera aktiv war. Das ISS ist die Nummer 4 in dem Bild unten. Das gesamte ISS wiegt zusammen 38.2 kg und verbraucht maximal 21.5 Watt an Strom. (Nomineller Betrieb nur eines Instruments: 14 Watt).

Die Bilder von Voyager können ohne Probleme mit denen von Cassini mithalten und übertreffen die von Galileo in der Qualität. Dies ist zumindest der Eindruck des Autors, nachdem er die Original Bilder, die mittlerweile veröffentlicht wurden, angesehen hat. Das man bei den veröffentlichten Bildern diesen Eindruck nicht hat, liegt daran, dass man damals keine digitalen Bilder publiziert hat, sondern die Ergebnisse von Voyager von den Monitoren abfotografiert wurden. Auf einigen Bildern ist die Zeilenstruktur des Monitors sogar deutlich zu erkennen. Beim Kopieren dieser analogen Vorlage gingen weitere Details verloren. Ich habe ein Bild von Ganymed hier mal abgebildet, damit man vergleichen kann. Es ist ein Originalbild, bei dem man auch das Punkteraster der Vidicon Röhre erkennt. Einzige Operation war das Strecken der Helligkeitswerte über den ganzen nutzbaren Bereich. Das ist eine auffällige Eigenheit der Voyager Bilder : Sie nutzen von den 255 Helligkeitswerten nur einen sehr kleinen Teil aus.

Als ich am 14.12.2005 bei den Cassini Bildern eine Aufnahme von Dione vor dem Saturn sah, erinnerte ich mich, dass ich dasselbe Motiv schon einmal gesehen hatte: Voyager 1 hatte am 12.11.1980 ebenfalls Dione vor Saturn fotografiert. Dadurch kann man die Rohbilder recht gut miteinander vergleichen. Auch hier ist das Voyager Bild (oben) mit dem von Cassini vergleichbar.

Was die Kameras von heutigen CCD Kameras unterscheidet ist die viel geringere Lichtempfindlichkeit und die Digitalisierung mit nur 8 Bits. Dadurch ergeben sich nur 256 nutzbare Graustufen und wenig Spielraum bei Überbelichtungen und Unterbelichtungen und bei einförmigen Objekten wie Enceladus ist es schwierig Oberflächendetails durch Bildbearbeitung hervorzuheben. Cassini, Rosetta, Deep Impact und New Horizons, Vorbeiflugsonden heutiger Tage, nutzen 12 oder 14 Bits zur Quantisierung der Helligkeit und verfügen so über 16 beziehungsweise 64 mal mehr Spielraum um Helligkeitsunterschiede aufzulösen.

Für das Konvertieren der Voyager Aufnahmen aus den RAW Aufnahmen des PDS Archivs der NASA können sie folgendes Programm verwenden. Es läuft wegen eines NASA-DOS Programmes zum konvertieren der komprimierten Daten aber nur bis Windows XP.

Die folgende Tabelle enthält die Daten der Kameras – im Vergleich mit anderen Kameras von Raumsonden, die Jupiter besuchten. Die Junocam ist in der Auflistung eine Besonderheit. Der Sensor ist in mehreren Zonen mit Farbfiltern belegt. Eine Farbaufnahme wird also nicht durch mehrere Filter gewonnen. Das Bild wird aus vielen Zeilen zusammengesetzt. Diese „Pushbroom“-Technik findet sich häufig bei Orbitern. Bei diesen Kameras genügt, bei einer konstanten Bewegung um den Himmelskörper, eine einzige Zeile. Das Bild baut sich durch die Bewegung der Sonde auf. Alle anderen Sonden erkundeten ihre Ziele bei einem Vorbeiflug und setzten daher Vollformatsensoren ein. Bei diesen können bei einer Aufnahme viel mehr Pixel belichtet werden. Sie sind besser geeignet wenn eine Kamera wechselnden Zielen nachgeführt werden muss wie dies bei den anderen Sonden der Fall ist.

Instrument	Durchmesser	Gewicht [kg]	Auflösung Mikrorad	Bildgröße (Grad)	Bits/Pixel	Sensorgröße	Pixelgröße
Voyager ISS NAC	176,4	22,05	9,1	0,424 × 0,424	8	800 × 800	14 µm
Voyager ISS WAC	57,14	13,3	69	3,2 × 3,2	8	800 × 800	14 µm
Galileo SSI	176,4	29,7	10,16	0,465 × 0,465	8	800 × 800	14 µm
Cassini SSI NAC	190,5	57,83	6,1	0,35 × 0,35	12	1024 × 1024	12 µm
Cassini SSI WAC	57,14	61	3,5 × 3,5	12	1024 × 1024	12 µm
New Horizons LORRI	208	8,8	5	0,29 × 0,29	12	1024 × 1024	13 µm
Juno Junocam	3,6	3,8	632	4,64 × 58,0	12	1600 × 1200	7,4 µm
Europa Clipper NAC			10	2,30 × 1,20		4096 × 2048
Europa Clipper WAC			218	48,0 × 24,0		4096 × 2048
JUICE JANUS	100		15	1,72 × 1,29	14	2.000 × 1.404	7 µm

Infrared Interferometer Spectrometer (IRIS)

Das Infrarot Radiometer / Interferometer und Spektrometer arbeitet mit einem Cassegrain Teleskop mit einem Durchmesser der Optik von 50 cm und einer Brennweite von 303,5 cm und einem Gesichtsfeld von 0.25 Grad. Daran angeschlossen sind zwei Detektoren. Ein Michelson Interferometer / Spektrometer und ein Infrarotradiometer, welches auf dem Design des Instrumentes von Mariner 9 basiert.

Das Michelson Interferometer arbeitete im Bereich von 2.5-50 Mikrometer mit einer Auflösung von 0.094 Mikrometern. Es machte in diesem Bereich ein Infrarotspektrum mit 512 Messpunkten. Es sollte bei Jupiter und Saturn das Wasserstoff / Heliumverhältnis bestimmen und die Konzentration der Spurengase Ammoniak, Methan.

Das Radiometer arbeitet im Bereich von 0.33 bis 2.0 Mikrometern. Es bestimmte die Temperatur eines Körpers durch Vergleich der emittierten Infrarotstrahlung mit der des Weltraums. Referenz war eine Neonquelle, die ein definiertes Signal bei 0.5825 nm Wellenlänge abstrahlte. Die Elektronik synchronisierte die Messungen von IRIS mit denen der ISS Kamera. Bei einem 48 Sekunden Zyklus der ISS Kamera gab es eine Messung alle 6 Sekunden, eine alle 100 Linien mit einem Vorlauf von 217 Linien für die erste Messung. Die Auflösung des Radiometers betrug 4.31/cm.

Jeder Körper strahlt in einem bestimmten Wellenbereich, die Sonne z.B. am stärksten um 0.55 µm, ein Körper mit Zimmertemperatur bei zirka 10.8 µm und noch kühlere Körper bei höheren Wellenlängen. Daher kann man durch die Bestimmung der Strahlung in verschiedenen Spektralbereichen die Temperatur berechnen, die ein Körper aufweist.

Die zweite Funktion ist die Gewinnung eines Spektrums. Darunter versteht man die Intensität des Lichtes in verschiedenen Wellenbereichen. Moleküle absorbieren Energie aus dem Licht der Sonne, so entsteht z.B. der Treibhauseffekt. Für jedes Molekül gibt es dabei einen Bereich, in dem es Energie aufnimmt. In einem Spektrum kann man dies durch einen Einbruch (Absorption von Licht) erkennen und dadurch Rückschlüsse auf die Moleküle und teilweise auch Elemente in den Atmosphären von Planeten und Monden ziehen.

Beide Instrumente sind an einem gemeinsamen Teleskop angebracht und haben ein Gesichtsfeld von 0.25 Grad. Das IRIS wiegt 19.47 kg und verbraucht 12 Watt an Strom. (Instrument Nr. 6). Eine weiter entwickelte Version von IRIS ist CIRS an Bord von Cassini. Für Voyager wurde ein zweites IRIS, genannt MIRIS entwickelt. Es war auch ausgelegt für Beobachtungen bei Uranus. Es war empfindlicher und arbeitete bei niedriger Temperatur. Es wurde aber nicht mehr rechtzeitig fertiggestellt.

Photopolarimeter System (PPS)

Das Photopolarimeter System verwendet ein 20.32 cm Cassegrain Teleskop mit einer Brennweite von 280 mm (f/1.4) um im Wellenbereich zwischen 0.235 und 0.75 µm in acht Bereichen die Polarisation des Lichtes zu untersuchen.

Das Gesichtsfeld ist wählbar zwischen 0.12, 0.25, 0.8 und 3.5 Grad. Danach passiert das Licht ein Filterrad mit 5 Polarisationsfiltern (mit Achsen von 0,60, 120, 45, 135 Grad) und drei Kalibrationsfiltern (offen, geschlossen, Kalibration). Das nächste Filterrad nach diesem selektiert eine Wellenlänge mit 8 Filtern mit Wellenlängen zwischen 265 und 750 nm. Der Detektor ist eine EMR 510-E-06 Photomultiplierröhre (PMT) mit einer Tri-Alkali (S-20) Photokathode. Bei Voyager 2 gab es bei Saturn einen Hardwaredefekt und der Filter 0 sowie einer der Polarisationsfilter waren nicht mehr benutzbar.

Das Photopolarimeter von Voyager 1 war zwischen der Jupiter und Saturnbegegnung ganz ausgefallen..

Die Filter hatten folgende Daten:

Das Photopolarimeter hatte einen 24 Sekunden dauernden Messzyklus. Bei diesem wurde 40 mal gemessen (jeweils jede Kombination der Filter "offen," 0, 60 und 120 Grad, "geschlossen" mit jedem der 8 Interferenzfilter). Dies dauert jeweils 400 ms, danach kam eine Pause von 200 ms für den Wechsel des Filters. Diese Programmsequenz konnte geändert werden.

In einem zweiten Modus arbeitete das Instrument mit festen Filtern im Sternbedeckungsmodus. In diesem Modus wurde die Lichtänderung alle 10 ms gemessen. Hier arbeitete das Instrument mit dem Filter für 45 Grad Polarisation, bei 265 nm Zentralwellenlänge und 0.8 Grad Gesichtsfeld. Die Kalibration erfolgte durch Beobachtung von Sternen mit einer bekannten Helligkeit. Die Genauigkeit der Messungen erreichte so ± 3 Prozent im sichtbaren und ± 10 Grad im UV Bereich. Die Datenwörter von 30 Bit Breite mit einer 20 Bit Genauigkeit wurden auf 14 Bit komprimiert. Die Datenrate war sehr variabel, abhängig vom Modus zwischen 0.6 und 1023 Bit/sec, im Mittel lag sie bei 40 Bit/sec,

Zahlreiche Stoffe die Licht reflektieren verändern die Schwingungsrichtung des Lichtes. Man nennt dies Polarisation. Dadurch sind Rückschlüsse auf die chemische Struktur von Oberflächen, Atmosphären sowie einzelnen Teilchen, wie die Natriumwolke von Io oder Teilchen gegenüber dem Himmelshintergrund möglich. Das PPS ergänzt sich sehr gut mit den IRIS, da dieses nur wenig Informationen über feste (kristalline) Oberflächen liefert. Die Photomultiplierröhre misst die Helligkeit eines anvisierten Objektes, dies wird z.B. bei der Passage von Ringen ausgenutzt indem man einen Stern anpeilt und den Helligkeitsabfall durch die Ringe bestimmt. Man kann dabei sowohl die optische Dichte, wie auch die Art des Materiales (Staub, Felsbrocken) bestimmen und über längere Messungen ein Dichteprofil der Ringe erstellen. Die genauesten Daten von den Ringen von Saturn und Uranus bekam man nicht durch die Kameras, sondern durch die Messungen des PPS. Konnte man auf den Bildern des ISS z.B. etwa 1000 Ringe bei Saturn ausmachen, so ergab die Messung einer Sternbedeckung durch die ringe, das es mindestens 100.000 sind, also 100 mal so viele wie auf den Fotos und auch die Cassinische und Encksche Teilung nicht frei von Ringen sind.

Vor allem aber liefert das Instrument Daten über die Atmosphären der Planeten, ihre Streuungseigenschaften, Dichte, Zusammensetzung und Schichtung. PPS und die Telekamera konnten nicht gemeinsam betrieben werden, daher gab es bei nahen Vorbeiflügen zwischen Teleaufnahmen immer wieder auch Weitwinkelaufnahmen, wenn PPS seine Messungen machte. PPS wiegt trotz des großen Teleskops nur 2.55 kg (inklusive eines 0.78 kg wiegenden Wolfram-Aluminiumschildes) und verbraucht mit nur 2.6 Watt (Eigenverbrauch ohne Heizelemente nur 0.7 Watt) Strom am wenigsten Strom von allen Experimenten. (Nr. 7)

Ultraviolett Spectrometer (UVS)

Das UVS, das Ultraviolett Spektrometer führt dieselben Untersuchungen wie IRIS im extremen UV Bereich von 40-160 nm aus. Es dient zur Untersuchung der Chemie und Absorption der oberen Atmosphärenschichten der Planeten. Das Licht wird über ein Gitter gebrochen und das Spektrum abgetastet. Es gibt zwei Modi: Im Airglow Mode beobachtet das Instrument selbstleuchtende Quellen wie das Leuchten der Ionosphäre der Planeten. Im Bedeckungsmodus misst es die Abnahme der UV Strahlung einer UV aussendenden Quelle (Stern, Sonne) durch die Bedeckung durch einen Himmelskörper, seine Atmosphäre oder Ringe. Von speziellem Interesse waren die Emissionslinien von Wasserstoff bei 121.6 nm und Helium bei 58.4 nm. Damit stellte das Instrument die chemische Zusammensetzung von Himmelskörpern und die Menge an freiem Wasserstoff und Helium in den Ionosphären fest.

Das UVS war ein sehr wichtiges Instrument in der Zeit zwischen den Vorbeiflügen an den Planeten. Da man vom Erdboden aus nicht den extremen UV Bereich einsehen konnte und auch der Satellit IUE nicht in diesem Wellenbereich operierte, nutzten viele Wissenschaftler das UVS von Voyager für ganz "normale" astronomische Untersuchungen. Es war auch das letzte Instrument der Plattform, das aus Strommangel abgeschaltet wurde. UVS wog 4.5 kg und verbrauchte 3.5 Watt an Strom. (Nr. 5). Ein modifiziertes Reserveexemplar von UVS wurde als EUV Experiment bei Galileo erneut eingesetzt.

CRS: Cosmic Ray Detector System

Dieses System untersuchte die Strahlungsgürtel von Jupiter und anderen Planeten. Drei Teilchenzähler für hochenergetische Teilchen, niederenergetische Teilchen und Elektronen zählten und bestimmten die Energie und Winkel von Teilchen der kosmischen Strahlung.

Der Detektor für hochenergetische Teilchen (HET) erfasste Protonen und Ionen von Atomnummern 1 bis 30 (Zink) in einem Energiebereich von 6 bis 500 MeV pro Nukleon. Dieser Detektor war ein ingenieurwissenschaftliches Experiment, da schwere Ionen sehr große Schäden in den Elektronik verursachen. Man wollte wissen, wie viele es davon bei Jupiter gibt.

HET bestand aus zwei identischen Detektoren mit einem Stapel von unterschiedlichen Subdetektoren untereinander. Dies waren 2 Lithiumdrift Detektoren mit einer Fläche von 8 µm² und jeweils 0.15 cm Dicke. Diesen folgen 7 Oberflächenbarrieren Detektoren von jeweils 9,5 cm² Fläche und 3-6 mm Dicke. Danach folgten zwei gewölbte Detektoren von je 8 cm² Fläche und 2 mm Stärke. Teilchen kamen je nach ihrer Energie unterschiedlich weit in die Detektoren und wurde daher je nach Energie in einem oder mehreren der 11 Detektoren erfasst. Gemessen wurde Energieverlust beim Passieren, Totale Energie und Durchdringung. Dies war für Teilchen von 4-70 MeV pro Nukleon möglich. Noch energiereichere Teilchen passierten den ganzen Stapel. Bei diesen konnte man noch an 3 Stellen den Verlust an Energie beim Passieren messen. Die Genauigkeit liegt bei 5% bis 200 MeV Energie und 7 % bei etwa 400 MeV.

Der Messbereich des Elektronendetektors, TET der bei HET mit angeschlossen war, lag zwischen 3-110 MeV pro Elektron. Er bestand aus 8 Detektoren von jeweils 4.5 cm² Fläche und 3 mm Dicke. Zwischen jedem Detektor lag eine dünne Wolframschicht, deren Dicke von 0.35 mm über 0.56, 1.12, 1.60, 2.03 auf 2.34 mm zunahm und die sukzessive Elektronen immer höherer Energie absorbierte. Dadurch war die Energie der Elektronen bestimmbar.

Der Detektor für niedrigenergetische Teilchen LET arbeitete im Messbereich von 1.8 bis 30 MeV pro Nukleon bei Atomkernen von Wasserstoff bis Zink. (Protonenzahl 28) Es bestimmte auch die Anisotropie von Elektronen und Kernteilchen. Eine 3 Mikrometer dicke Aluminiumfolie diente als Kollminator. Danach gab es zwei Oberflächenbarrieren Detektoren von 35 Mikrometer Stärke und 2.8 cm² Fläche. Diese messen den Energieverlust beim Passieren. Danach schließen sich zwei Lithiumdrift Detektoren an, von jeweils 4.5 cm² Fläche und 450 Mikrometer Stärke. Sie messen neben dem Energieverlust beim Passieren auch die Gesamtenergie.

Mittels CRS und den anderen Experimenten, die auch den Sonnenwind und die kosmische Strahlung messen, kann man auch die Grenze des Sonnensystems (Bug Schockwelle mit dem interstellaren Medium) bestimmen. CRS wiegt 7.5 kg und verbraucht 5.4 Watt an Strom. Dazu kommen 2,8 Watt für Heizelemente. (Nr. 2)

Plasma Spectrometer (PLS)

Das Plasma Experiment untersuchte das Verhalten von heißen ionisierten Gasen und des Sonnenwindes im Interplanetaren Raum sowie Wechselwirkung mit der Magnetosphäre der Planeten, weiterhin untersuchte es das Plasma rund um Io. Es bestand aus zwei Faraday-Cup Sensoren. Die zwei Detektoren sind so angeordnet, das einer zu Erde zeigt und der andere senkrecht dazu steht. Der zur Erde schauende misst Elektronen im Bereich von 4 eV bis 6 keV und der senkrecht dazu schauende Elektronen im Bereich von 5eV bis 10 keV. Es gab drei Scans mit einem ΔE/E von 20 %, 7.2 % und 1.8 %. Die erlaubte es Elektronen von Unterschall bis Überschallgeschwindigkeit zu erfassen. Das PLS wog 9.6 kg und verbrauchte 8.1 Watt an Strom. (Nr. 3).

Auf der Faraday Cup Sonde befanden sich eingraviert unter dem Motto "Live free or Die" die Namen aller an dem Instrument beteiligten Projektwissenschaftler.

Low-Energy Charged Particles (LECP)

Das Experiment untersuchte geladene Teilchen niederer Energie mit zwei Instrumenten: Einem Low Energy Particle Teleskop (LEPT) und dem Low Energy Magnetospheric Particle Analyzer (LEMPA). Dabei wurde die Wechselwirkung von Teilchen mit dem Magnetfeld der Planeten und Monden untersucht und außerhalb des Magnetfeldes die Kosmische Strahlung und der Sonnenwind. LECP ergänzt sich mit dem CRS, da es den niedrigen Energiebereich abdeckt und CRS den hohen. (Nr. 8)

LEPT arbeitete im interplanetaren Raum und LEMPA bei den Planeten. Beide Detektoren schauten längs den Sonnenschutzschildes aus der Sonde heraus. Beide Systeme benutzten mehrfache ”E/”x Detektoren und waren gegeneinander geschaltet und benutzen einen gemeinsamen Antikoinzidenzschild. LEMPA maß Protonen, Alphateilchen und Ionen. Bestimmt wurden Teilchen mit mit Ladungen von 3-26 in einem Massebereich von 0.05 bis 30 MeV. Das LEPT maß Elektronen im Energiebereich von 10 keV bis 11 MeV und Protonen mit Energien von 15 keV bis 150 MeV. Erfasst konnten 10^-5 bis 10¹² Teilchen pro Sekunde.

Detektoren waren zum einen Festkörperdetektoren mit Dicken von 2 bis 2450 Mikrometern sowie acht Detektoren in einem Antikonzidenz Cup. Sie zählten die Teilchen in 88 Energiebereichen mit einer Auflösung von 24 Bit. Dazu kam ein Pulshöhenanalysator mit 256 Kanälen. Eine Messung konnte alle 15 Sekunden erfolgen.

Das Instrument hat ein Gesichtsfeld von 45 Grad und konnte durch einen Schrittmotor mit 8 Positionen einen 360 Grad Schwenk durchführen. Ein 360 Schwank dauerte bei Untersuchungen im interplanetaren Raum 25.6 Minuten und bei den Begegnungen mit den Planeten 3.2 Minuten. Die Rotationsrate konnte zwischen einer Rotation in 48 Sekunden bis zu einer Rotation alle 48 Minuten variiert wurden.

Das Design machte als es 1971 ausgearbeitet wurde enorme Probleme: Ingenieure nahmen an, man könnte einen Motor fertigen, der 5000 mal diese Schrittfolge absolvieren könnte, danach würde es Probleme durch Abnutzung geben. Die Wissenschaftler drängten darauf alles zu tun die Konstruktion so weit zu verbessern, dass sie mindestens 500.000 Schritte durchlief, das war eine enorme Herausforderung, die jedoch gelöst wurde. Im Jahre 2008 hatten beide Stepmotoren über 5 Millionen Schritte hinter sich und arbeiten noch immer und machen eine Messung alle 192 Sekunden.

Zur Kalibrierung diente eine schwache radioaktive Quelle. Die Elektronik bestand aus 260 Modulen, darunter ein Verstärker und ein Konverter, der die Daten logarithmierte. Das LECP wiegt 7.5 kg und verbraucht 9,45 Watt an Strom. Davon 4,66 Watt für die Heizelemente.

Die weiteren Experimente befanden sich nicht mehr auf dem Mast sondern am Zentralkörper der Sonde, da sie keine räumliche Ausrichtung benötigten.

Plasma Wave System (PWS)

Das Plasma Wellensystem und das PRS benutzen gemeinsam zwei 10 m lange Peitschenantennen, die im rechten Winkel von der Sonde abführen. Die Antennen aus einer Beryllium-Kupfer Legierung haben einen Durchmesser von 1.27 cm. Das PWS nutzte diese als Bipolantennen mit einer effektiven Länge von 7 m, das PRA Experiment dagegen als Monopole. Das PWS untersuchte die Wechselwirkung von Wellen mit Teilchen z.B. mit dem Magnetfeld der Planeten und maß die elektrische Komponente der Plasmawellen im Bereich von 10 Hz bis 56 KHz. Es gibt einen Empfänger für die Frequenz mit 16 Kanälen und einen Wellenformempfänger, der jedoch nur im niedrigen Frequenzbereich arbeitete. Damit ergänzte es das PRA Experiment, das erst sensitiv ab 100 kHz war. Vorgeschaltet war ein Empfänger mit einem Verstärker von 40 dbi Gewinn und ein Rauschfilter, der die von dem Stromwandler der Sonde bei 2.4 und 7.2 kHz ausgestrahlten Wellen der Wechselspannung dämpfte.

Der Frequenzanalysator mit 16 Kanälen arbeitete im Bereich von 10 Hz bis 56.2 KHz. Er konnte ein Spektrum kontinuierlich alle 4 Sekunden erstellen. Es gab 4 Frequenzen pro Dekade. Die Bandbreite betrug ± 15 Prozent für die ersten 8 Bänder und ± 7.5 Prozent für die oberen 8 Bänder. Die Daten wurden durch 2 Wandler logarithmiert und als Spannungssignal von 0 bis 3 V an die Elektronik übermittelt. Die Datenrate lag sehr niedrig und betrug nur 32 Bit/sec.

Der Wellenformanalysator war eine Neuerung von Voyager. Die Untersuchung der Wellenform erfordert sehr viele Messwerte und Voyager war die erste Sonde die über eine Datenrate verfügte, um diese in Realzeit zu übertragen. Dem Analysator ist ein Breitbandfilter vorgeschaltet, der nur Signale zwischen 50 Hz und 10 KHz passieren lässt. Der Wellenformempfänger liefert pro Sekunde 28.800 Messwerte mit jeweils 4 Bit für die Intensität. Aus technischen Gründen konnte man diese Datenrate (115.200 Bit/sec) nicht reduzieren. So musste man, als nach Jupiter die Datenrate von 115.200 Bit/sec nicht mehr möglich war, die Daten zuerst auf Band aufzeichnen und später langsam übertragen. So gibt es über 10.000 Analysen bei Jupiter, aber bedeutend weniger bei Saturn, Uranus und Neptun.

Das PWS ist mit 1.4 kg Masse das leichteste Experiment, es hat einen Stromverbrauch von 1.6 Watt bei aktivierten Wellenformanalyse und 1.1 W bei deaktivierter Analyse. Die gesamte Elektronik befand sich in einer 32.8 x 18.5 x 4.8 cm großen Box.

Planetary Radio Astronomy (PRA)

Das Plasma Radioastronomie Experiment empfängt Radiowellen von den Planeten im Bereich 20.4-1300 kHz und 2.3-40.5 MHz. Benutzt werden dazu die 10 m Peitschenantennen wie das PWS, nur werden andere Empfänger verwendet. Das Instrument nutzt die Peitschenantennen als zwei Monopole. Aus diesen Signalen wurden teilweise Tonaufnahmen erstellt, die bei Saturn etwas an sphärische Musik erinnerten. Dazu wurden die Signale einfach durch 1000 geteilt wodurch sie in den menschlichen Höhrbereich lagen.

Daten wurden in 2 Modi gewonnen. Im ersten wurden im 6 Sekunden Abstand jeweils zwischen drei Frequenzen gewechselt und 6 Sekunden lang die Intensität bei einer festen Frequenz gemessen. Im zweiten wurde der verfügbare Frequenzbereich langsam durchlaufen und die Intensität gemessen. In diesem Modus erreicht PRA wie PWS sehr hohe Datenraten die dann direkt auf das Magnetbandlaufwerk aufgezeichnet werden und von dort langsam ausgelesen werden.

Das PRA wiegt mit den Antennen 7.7 kg und verbraucht 5.5 Watt an Strom.

Triaxiales Fluxgate Magnetometer (MAG)

Die Sonde hatte vier Magnetometer an Bord, zwei für starke Felder nahe der Sonde und zwei für schwache Felder an einem 13 m langen ausfahrbaren Mast, durch die Distanz abgeschirmt von der Bordelektronik, den RTG Elementen und den Metallteilen der Sonde. Der aus leichten Berylliumlegierungen gefertigte Mast wiegt lediglich 2.3 kg, weniger als das Kabel, dass die Magnetometer mit der Elektronik verbindet. Vor dem Entfalten ist er in einem kleinen Kanister von nur 23 cm Durchmesse und 66 cm Länge untergebracht.

Zwei Magnetometer pro Position sind nötig um das eigene Feld der Sonde durch Doppelmessung zu eliminieren. Jedes Magnetometer misst das Feld in 3 senkrecht aufeinander stehenden Richtungen. Die beiden Magnetometer am Mast sind 6 m voneinander entfernt.

Die beiden Magnetometer für niedrige Feldstärken messen Magnetfelder von bis zu 0,01 nT Stärke mit einer Genauigkeit von 0.002 nT. Die beiden Magnetometer für hohe Feldstärken messen Magnetfelder von bis zu 0.002 T Stärke mit einer Genauigkeit von 0.006 nT. Diese Magnetfeldstärke entspricht beim empfindlichen Magnetometer einer minimalen Erfassungsschwellen von 1/10000 des Erdmagnetfeldes und einer maximalen Erfassungsschwelle beim weniger empfindlichen Magnetometern, von dem 20 fachen Erdmagnetfeld. Die vier Magnetometer haben eine Gesamtmasse von 5.6 kg und verbrauchen 2.2 Watt an Strom.

Radio Science (RSS)

Das Radio Science System benutzt die Funkverbindung zur Erde als weiteres Experiment. Bei der Verfolgung des Signals bei einem Vorbeiflug lässt sich durch die Dopplerverschiebung z. B. die Masse des Mondes oder Planeten bestimmen, je näher Voyager den Himmelskörper passiert, desto genauer. Bei der Passage kann der Sender das reine Trägersignal senden, das bevor die Sonde hinter dem Planeten (oder bei Titan hinter dem Mond) verschwindet von der Atmosphäre abgeschwächt wird und so einen Rückschluss auf die Dichte der Atmosphäre in verschiedenen Höhen erlaubt. Die Verwendung der S-Band und X-Band Sender zugleich ergibt weitere Aufschlüsse, da durch die unterschiedlichen Frequenzen durch Passage der Atmosphäre oder Teilchen unterschiedlich beeinflusst werden. So konnte bei den Saturnringen durch die Verwendung der beiden Sender relativ präzise die Größenverteilung der Gesteinsbrocken in den verschiedenen Regionen festgestellt werden.

Die Sender waren 9.4 / 28.3 Watt (S-Band) und 12 / 23 Watt (X-Band) stark, die Stromaufnahme durch die Wandlungsverluste waren aber beträchtlich höher und lagen beim X-Band Sender z.B. bei 53 Watt bei 23 Watt Sendeleistung. Der "Half-Power" Winkel betrug 0.6 Grad im X-Band und 2.3 Grad im S-Band. Zeigt die Antenne also 0.6 Grad neben die Erde, so sinkt die Empfangsleistung im X-Band auf die Hälfte ab, während sie im S-Band nur geringfügig absinkt.

Da die Messungen sehr genau sein müssen, gibt es an Bord jeder Sonde einen Ultrastabilen Oszillator (USO) der eine definierte Trägerwelle im S-Band und X-Band. Dieser kann ein Signal mit einer genau definierten Wellenlänge ausstrahlen. Die Frequenz ist sehr stabil und ändert sich über längere Zeiträume kaum. In diesem Betrieb werden dann keine Daten über die HGA gesendet.

Der USO von Voyager wurde 1975 entwickelt. Der Quarzkristall wurde von einem Ofen auf eine konstante Temperatur gebracht um Frequenzänderungen durch Temperaturschwankungen zu minimieren. Das Signal mit einer Frequenz von 6,38 MHz wurde dann durch eine Elektronik auf die dreifache Frequenz hochmoduliert und dieses über das Trägersignal des S-Band oder X-Band Senders gelegt. Bei der Bodenstation wurde die Frequenzverschiebung bestimmt und aufgrund des Dopplereffekts die Geschwindigkeit der Sonde relativ zur Empfangsstation bestimmt werden. bei bekannter Geschwindigkeit des Empfängers (durch die Rotation der erde und Bewegung der erde um die Sonne) konnte man so die Geschwindigkeit der Sonde absolut bestimmen. Verfolgte man diese bei einem Vorbeiflug an einem Mond so war die Geschwindigkeitsänderung durch die Gravitation bestimmbar und über Rückrechnung die Gravitation, die wiederum nur von der Masse des Mondes und der Distanz von der Sonde abhängt. So war die Masse der Monde bestimmbar und damit auch deren mittlere dichte. Die Genauigkeit hing ab von der Masse und Vorbeiflugdistanz und lag zwischen 10% bei mittelgroßen Saturnmonden und 1% bei den galiläischen Monden von Jupiter.

Die USO von Voyager waren so gut, das man in Galileo Reserveexemplare einsetzte. Heutige USO haben eine über 1000 s um den Faktor geringere Frequenzabweichung, was bei einer absoluten Abweichung von 10^-12 der Eingangsfrequenz aber nur wenig bessere Messwerte liefert. Der USO an Bord von Voyager 1 arbeitete über 20 Jahre, der USO an Bord von Voyager 2 war 2012 noch aktiv.

Das RSS wog 44 kg, wobei dies allerdings die Sender und die Antenne sowieso für die Kommunikation benötigt wurden. Der USO selbst nur 1,1 kg bei 2,2 Watt Stromverbrauch.

Das Buch zu den Sonden

Nach vielen Jahren – mit den Voyagersonden fing mein Interesse an Raumfahrt an – habe ich mich 2022 zum 45-sten Jubiläum des Starts aufgerafft, doch ein Buch über die Sonden zu schreiben. Anfangs meinte ich, den doch sehr ausführlichen Artikeln auf der Website nicht mehr viel hinzufügen zu können, aber beim Stöbern in den NASA-Archiven und den Voyager-Messengern, von denen auch 100 erschienen, ist es doch ein ziemlich umfangreiches Buch geworden.

Auf 600 Seiten findet sich so ziemlich alles, was man zu den Sonden wissen muss, vielleicht sogar einiges was man nicht wissen muss. Es ist damit etwa dreimal umfangreicher als die Webaufsätze, besser gegliedert, mit mehr Bildern und ich hoffe auch leichter zu lesen.

Hier der Link zur Verlagsseite, wer online bestellt, dem rate ich bei BOD, meinem Verlag, zu bestellen, da dann die Marge für mich etwas größer ist. Dank Buchpreisbindung wird es woanders auch nicht billiger sein und der Versand ist kostenlos. Aber es gibt das Buch auch bei Amazon. Das Buch kostet als Printausgabe 49,99 Euro, als E-Book 29,99 Euro.

Links

NSSC Informationen Voyager 1

NSSC Informationen Voyager 2

Voyager Atlas of Saturn NASA SP-474

Voyager Mission Description

Die Voyager Homepage des JPL informiert über die Mission und die Ergebnisse.
Die Projekt Voyager Homepage geht auf die Raumsonde selbst mehr ein und vor allem über die aktuellen und geplanten Aktivitäten. Dort finden Sie auch den Inhalt der Schallplatte die Voyager den Aliens bringt...

Artkel geschrieben 2011, Artikel zuletzt geändert am 26.3.2017

Bücher vom Autor über Raumsonden

Lang Zeit gab es von mir nur ein Buch über Raumsonden: die beiden Mars-Raumsonden des Jahres 2011, Phobos Grunt und dem Mars Science Laboratory. Während die russische Raumsonde mittlerweile auf dem Grund des Pazifiks ruht, hat für Curiosity die Mission erst bekommen. Das Buch informiert über die Projektgeschichte, den technischen Aufbau der Sonden und ihrer Experimente, die geplante Mission und Zielsetzungen. Die Mission von Curiosity ist bis nach der Landung (Sol 10) dokumentiert. Einsteiger profitieren von Kapiteln, welche die bisherige Marsforschung skizzieren, die Funktionsweise der Instrumente erklären aber auch die Frage erläutern wie wahrscheinlich Leben auf dem Mars ist.

2018 wurde dies durch zwei Lexika, im Stille der schon existierenden Bücher über Trägerraketen ergänzt. Jedes Raumsonden Programm wird auf durchschnittlich sechs bis acht Seiten vorgestellt, ergänzt durch eine Tabelle mit den wichtigsten zeitlichen und technischen Daten und Fotos der Raumsonde, bzw., Fotos die sie aufgenommen hat. Ich habe weil es in einen band nicht rein geht eine Trennung im Jahr 1990 gemacht. Alle Programme vorher gibt es in Band 1. Die folgenden ab 1990 gestarteten dann in Band 2. In Band 2 ist ein Raumsonden Programm meist eine Einzelsonde (Ausnahme MER). In Band 1 dagegen ein Vorhaben das damals zumeist aus Doppelstarts bestand, oft auch mehr wie z.B. neun Ranger oder sieben Surveyor. Beide Bänder sind etwa 400 Seiten stark. In Band 1 gibt es noch eine gemeinsame Einführung für beide Bände über Himmelsmechanik und Technik der Instrumente. Beide Bände haben einen Anhang mit Startlisten, Kosten von Raumsonden und Erfolgsstatistiken. Band 2 hatte Redaktionsschluss im Januar 2018 und enthält die für 2018 geplanten Missionen über die es genügend Daten gab.

Hier eine Beschreibung des Buchs auf meiner Website für die Bücher, wo es auch ein Probekapitel zum herunterladen gibt. Sie können das Buch direkt beim Verlag kaufen (versandlostenfrei). Dann erhalte ich als Autor eine etwas höhere Marge, aber auch über den normalen Buchhandel, Amazon (obige Links) und alle anderen Portale wie Bücher.de oder Libri.

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