Voyager 2

Voyager 2

Künstlerische Darstellung der Voyager-Sonde im All
NSSDC ID1977-076A
Missions­zielUntersuchung der Planeten Jupiter und Saturn sowie deren Monden (später auf Uranus und Neptun ausgeweitet)Vorlage:Infobox Sonde/Wartung/Missionsziel
Betreiber NASAVorlage:Infobox Sonde/Wartung/Betreiber
Träger­raketeTitan-IIIE-CentaurVorlage:Infobox Sonde/Wartung/Traegerrakete
Aufbau
Startmasse825,50 kgVorlage:Infobox Sonde/Wartung/Startmasse
Instrumente
Vorlage:Infobox Sonde/Wartung/Instrumente

CRS, ISS, IRIS, LECP, PPS, PLS, PWS, PRA, RSS, MAG, UVS

Verlauf der Mission
Startdatum20. August 1977Vorlage:Infobox Sonde/Wartung/Startdatum
StartrampeCape Canaveral AFS Launch Complex 41Vorlage:Infobox Sonde/Wartung/Startrampe
EnddatumWissenschaftliche Aktivitäten: ca. 2025, Kontakt: 2030erVorlage:Infobox Sonde/Wartung/Enddatum
Vorlage:Infobox Sonde/Wartung/Verlauf
 
20.08.1977Start auf Cape Canaveral
 
09.07.1979Vorbeiflug am Jupiter
 
26.08.1981Vorbeiflug am Saturn
 
24.01.1986Vorbeiflug am Uranus
 
25.08.1989Vorbeiflug am Neptun
 
30.08.2007Eintritt in die Heliohülle
 
05.11.2018Eintritt in den Interstellaren Raum
 
Ende der
2020er
Ende der wissen­schaft­lichen Aktivitäten
 
2030erVoraussichtlich letzter Kontakt zu Voyager 2

Voyager 2 (englisch voyager ‚Reisender‘) ist eine Raumsonde der NASA zur Erforschung des äußeren Planetensystems im Rahmen des Voyager-Programms. Sie wurde am 20. August 1977 vom Launch Complex 41 auf Cape Canaveral mit einer Titan-IIIE-Centaur-Rakete gestartet. Die identisch aufgebaute Sonde Voyager 1 startete 16 Tage später auf einer anderen Flugbahn.

Die Mission von Voyager 2 gilt als einer der größten Erfolge der NASA und der Raumfahrt allgemein, da die Sonde ihre geplante Lebenserwartung weit übertroffen hat und noch heute regelmäßig Daten zur Erde sendet. Am 24. September 2023 ist Voyager 2 ca. 134,48 Astronomische Einheiten (AE) von der Sonne entfernt, das sind etwa 20,12 Milliarden Kilometer.[1] Am 30. Juli 2023 überholte sie Pioneer 10. Sie ist nach ihrer Schwestersonde das am zweitweitesten von der Erde entfernte von Menschen gebaute Objekt.

Vorgeschichte

Die Wurzeln des Voyager-Programms reichen bis in die Mitte der 1960er-Jahre zurück. Es gab Berechnungen für Flugbahnen für Sonden, die die günstigen Stellungen der äußeren Planeten Ende der 1970er-Jahre ausnutzen könnten. Anfang der 1970er-Jahre wurde der Bau der Voyager 1 und 2 beschlossen. Da sie erst als Erweiterung der Mariner-Serie geplant waren, wurden sie erst als „Mariner 11“ und 12 bezeichnet. Diese Bezeichnung wurde später aufgrund der großen strukturellen Unterschiede der Sonden fallengelassen. Bis zum März 1975 war die Konzeptphase abgeschlossen und der Bau der Sonden begann.

Missionsziele

Die Voyager-Sonden hatten keinen besonderen Forschungsschwerpunkt, da es im Vorfeld erst wenige Erkenntnisse über die äußeren Planeten gab, die hätten ausgebaut werden können. Daher sind die Missionsziele relativ weit gefasst:

  • Untersuchung der Atmosphären von Jupiter und Saturn im Hinblick auf Zirkulation, Struktur und Zusammensetzung
  • Analyse der Geomorphologie, Geologie und Zusammensetzung der Monde
  • Genauere Bestimmung der Masse, Größe und Form aller Planeten, Monde und Ringe
  • Untersuchung diverser Magnetfelder im Hinblick auf ihre Feldstruktur
  • Analyse der Zusammensetzung und Verteilung von geladenen Teilchen und Plasma
  • Schwerpunktmäßige Untersuchungen der Monde Io und Titan
Eine der beiden Voyager-Raumsonden

Ablauf der Mission

Flugbahnen der Voyager-Sonden

Start und Flug

Start von Voyager 2
Video: Flug der Voyager 2

Voyager 2 wurde am 20. August 1977 vom Startkomplex 41 der Cape Canaveral AFS mit einer Titan-IIIE-Centaur-Rakete gestartet. 16 Tage später startete auch ihre Schwestersonde Voyager 1, aber mit einer leicht unterschiedlichen Flugbahn. Da Voyager 1 eine etwas höhere Startgeschwindigkeit aufwies (15,0 km/s gegenüber 14,5 km/s), wurde Voyager 2 am 15. Dezember 1977 in einer Entfernung von 1,75 AE von ihrer Schwestersonde überholt.

Die Flugzeit bis zum Jupiter betrug etwa 20 Monate.

Technische Probleme

Im April 1978 stellte man fest, dass die Kommunikation mit der Sonde nicht funktionierte. Ursache des Problems war, dass man wegen einer Überlastung des Bodenteams lange nicht mehr mit der Sonde kommuniziert hatte. Zur gleichen Zeit wurde das Galileo-Projekt vorbereitet, wodurch viele Ressourcen aus dem Voyager-Programm abgezogen worden waren. Das Steuerungssystem der Sonde hatte das Ausbleiben der Signale als Fehlfunktion des Primärsenders interpretiert und am 5. April 1978 auf den Reservesender umgeschaltet. Bei diesem war allerdings ein Bauteil zur automatischen Anpassung der Sende- und Empfangsfrequenz defekt. Die Relativgeschwindigkeit zwischen Erde und Raumsonde schwankte, je nachdem wo sich die Erde auf ihrer Bahn um die Sonne gerade befand, was zu einem Dopplereffekt führte. Da das defekte Bauteil die Frequenzverschiebungen nicht mehr kompensierte, brach die Funkverbindung sehr häufig ab. Man sendete also am 6. April einen Befehl, der den Primärsender wieder aktivierte. Dieser war aber mittlerweile vollständig ausgefallen und so musste man den teildefekten Reservesender wieder in Betrieb nehmen. Man löste das Problem des Dopplereffektes, indem man ihn vorausberechnete und die Übertragungsfrequenz dann manuell einstellte. Da Voyagers Empfänger nur eine Bandbreite von 96 Hz aufwies, konnten geringste Abweichungen in der Frequenzerzeugung zu einem Verbindungsabbruch führen. Schon eine Erwärmung der Sonde von 0,25 K konnte eine kritische Abweichung hervorrufen, weswegen der Temperaturkontrolle noch höhere Priorität beigemessen wurde.

Jupiter

Als Voyager 2 am 25. April 1979 im Jupitersystem ankam, löste sie ihre Schwestersonde Voyager 1 bei der Erkundung des Planeten beinahe nahtlos ab. Die Flugbahn von Voyager 2 war so gewählt, dass sie einige Monde von jener Seite untersuchen konnte, die Voyager 1 verborgen geblieben war. Auch die neu entdeckten Ringe und die Nachtseite von Jupiter sollten genauer untersucht werden. Erkundet wurden die Monde Amalthea, Io, Europa, Kallisto und Ganymed, alle noch vor der Jupiterpassage. Dabei konnten auch Messungen mittels des PPS-Instruments durchgeführt werden, das bei Voyager 1 ausgefallen war. Während der zweitägigen Primärphase in der Nähe der Monde und beim Jupiter erhielt die Sonde durchgängig Unterstützung durch die 64-m-Antennen des Deep Space Networks, wodurch die maximale Datenrate von 115 kbit/s erreicht werden konnte. Am 9. Juli kam die Sonde Jupiter mit rund 570.000 km am nächsten.[2] Als Voyager 2 am 5. August das Jupitersystem verließ, hatte sie 13.350 Bilder zur Erde gesendet und den Planeten in einer Distanz von 643.000 km passiert. Durch das Swing-by-Manöver wurde die Sonde auf 16 km/s beschleunigt und befand sich nun auf dem Kurs zu Saturn.

Saturn

Die Erkundung des Saturns zeigte seine sehr hohen Windgeschwindigkeiten, insbesondere in Äquatornähe, wo Voyager 2 Geschwindigkeiten von bis zu 500 Metern pro Sekunde messen konnte. Diese wehen hauptsächlich in östlicher Richtung, werden mit zunehmenden Breitengraden langsamer und ab 35° Nord/Süd dreht die Richtung auf West. Voyager 2 konnte auch eine sehr starke Symmetrie der Windverhältnisse zwischen dem nördlichen und südlichen Teil Saturns feststellen, was einige Wissenschaftler als Hinweis auf Strömungen durch das Planeteninnere werteten.

Die Sonde konnte aufgrund ihrer Flugbahn auch die obere Atmosphäre des Planeten mittels des RSS-Instruments untersuchen. An der Oberfläche wurde eine minimale Temperatur von 82 K (−191 °C) bei einem Druck von 70 mbar gemessen. Bei der größtmöglich messbaren Tiefe herrschte eine Temperatur von 143 K (−130 °C) bei einem Druck von 1200 mbar. Es wurden auch Polarlicht-ähnliche Phänomene nördlich des 65. Breitengrades entdeckt und im UV-Bereich in den mittleren Breitengraden. Letzteres tritt nur bei Sonneneinstrahlung auf und gibt immer noch Rätsel auf, da die geladenen Teilchen der Sonne zumindest auf der Erde nur in den Polarregionen auftreten und nicht in mittleren Breitengraden.

Verlängerung der Mission

Bereits im Frühjahr 1981 wurden die ersten Korrekturmanöver durchgeführt, um Voyager 2 zu Uranus bringen zu können. Dies war ursprünglich nicht vorgesehen, da die Sonde bei der Ankunft bereits 8 Jahre unterwegs sein würde. Dies entsprach dem Doppelten der prognostizierten bzw. projektierten Lebensdauer. Interne Studien ergaben eine nur 65-prozentige Chance, dass Voyager 2 Uranus funktionsfähig erreichen würde. Aufgrund der stark begrenzten Rechenkapazitäten der Sonde waren umfangreiche Arbeiten am Boden nötig, die pro Jahr ca. 30 Millionen US-Dollar kosteten. Trotz dieser Umstände bewilligte die NASA eine Weiterführung der Mission, vor allem deshalb, weil es zu jener Zeit außer den beiden Voyager-Sonden mit Viking 1 nur noch eine weitere aktive Planetensonde gab.

Die Software musste stark überarbeitet werden. Ein Projektwissenschaftler drückte dies so aus: „Die Sonde, die Uranus erreicht, ist nicht dieselbe, welche die Erde verlassen hat.“ Im Wesentlichen gab es drei große Probleme: Die extrem geringe Datenrate aufgrund der großen Entfernung (viermal niedriger als bei Saturn), die verminderte Energieabgabe der Radionuklidbatterien von nur noch 400 Watt (420 Watt waren für den Vollbetrieb notwendig) und die geringe Helligkeit der Uranus-Oberfläche, die längere Belichtungszeiten erforderte und somit die Gefahr von unscharfen Bildern erhöhte.

Das Problem der Datenübertragung wurde von zwei Seiten angegangen: Zum einen wurde das Datenvolumen reduziert, zum anderen wurde der Empfang verbessert. Letzteres erreichte man durch den zusätzlichen Einsatz von weiteren Empfangsantennen. Normalerweise wurde die Telemetrie über eine 64-m-Antenne des DSN abgewickelt, die eine Datenrate von 7,2 bis 9,6 kbit/s ermöglichte. Dies war aber nicht genug, um die große Menge an wissenschaftlichen Daten bei der Uranuspassage zu bewältigen. Daher wurden eine weitere 34-m- und eine 64-m-Antenne hinzugeschaltet, so dass eine Datenrate von 21,6 kbit/s erreicht werden konnte.

Außerdem gelang es, das Datenvolumen deutlich zu reduzieren. So ersetzte man den Golay-Fehlerkorrekturcode durch das fortgeschrittenere Reed-Solomon-Verfahren, das bei ähnlicher Leistung eine deutlich geringere Datenrate beansprucht. Allein durch diese Maßnahme konnte die nutzbare Datenrate um 70 % gesteigert werden. Allerdings hatte diese Vorgehensweise den Nachteil, dass die Hardware für die Reed-Solomon-Codierung nicht doppelt vorhanden war, wie es bei der Golay-Codierung der Fall war, und somit die Ausfallsicherheit nicht mehr gegeben war. Bei den sehr großen Bilddateien, die mit Abstand am meisten Bandbreite beanspruchten, wurde nun verlustbehaftete Kompression angewandt. Ein aufwändiges Verfahren wie die Huffman-Kodierung war hierfür aufgrund der sehr begrenzten Rechen- und Speicherkapazitäten nicht zu realisieren. Man konnte sich aber die Tatsache zunutze machen, dass der Bildbereich außerhalb der Planetenkanten in den vier Ecken des Bildes praktisch keine relevanten Informationen enthielt. Statt 8 bit pro Bildpunkt zu senden, wurden jetzt nur noch 3 bit versendet, welche die Helligkeitsdifferenz zum vorhergehenden Punkt beschrieben. Allerdings musste man auch für diese Maßnahme die Ausfallsicherheit reduzieren, und zwar durch den Verzicht auf den Reserve-FDS-Computer, da dieser nun für die Durchführung der Kompressionsalgorithmen herangezogen wurde. In der Summe dauerte die Übertragung eines Bildes aus dem Uranussystem nun mit 104 Sekunden nur 15 % länger als bei Saturn, bei gerade mal einem Viertel der Datenrate.

Dem Problem der verminderten Stromversorgung begegnete man mit einem Energiemanagement in Form eines festen Zeitplans, der festlegte, wann welches Instrument aktiv sein durfte. Dieser Plan wurde mit Hilfe von Simulationen erstellt, in denen ermittelt wurde, wann welches Instrument den höchsten Nutzen brachte. Komplizierter gestaltete sich der Umgang mit den langen Belichtungszeiten, die aufgrund der geringen Lichtintensität nötig waren. Das größte Problem war hier das Magnetband, das zur Live-Speicherung der Bilddaten mit Beginn der Belichtung anlief und der Sonde einen kleinen Ruck versetzte, der bei einer Belichtungszeit von bis zu 1,44 s zu deutlicher Schlierenbildung führte. Diesen Effekt wollte man mit dem gezielten Einsatz der Schubdüsen kompensieren. Allerdings durften sie nur 5 Millisekunden betrieben werden, was problematisch war, da die verbauten Düsen laut Spezifikation mindestens 10 ms lang arbeiten mussten, um ordnungsgemäß zu funktionieren. Nachdem man den 5-ms-Zyklus an mehreren baugleichen Modellen auf der Erde und schließlich bei Voyager 1 erprobt hatte, zeigte sich aber, dass man das Verfahren problemlos bei Voyager 2 einsetzen konnte.

Sechs Tage vor dem Vorbeiflug gab es weitere Probleme mit den übertragenen Bildern. In den komprimierten Bildern tauchten plötzlich helle und dunkle Linien auf. Zur Fehlersuche lud man ein vollständiges Speicherabbild des FDS herunter. Dabei wurde festgestellt, dass eine bestimmte Speicherzelle statt einer korrekten 0 fälschlicherweise eine 1 enthielt. Da sich herausstellte, dass diese Speicherzelle nicht mehr schreibbar ist, modifizierte man die Software, so dass diese Speicherzelle nicht mehr benutzt wurde. Zwei Tage später funktionierte das Bildsystem wieder fehlerfrei.

Uranus

Am 4. November 1985 begann Voyager 2 ihre Beobachtungen von Uranus. Vor der Passage des Planeten wurden neben den fünf bis dahin bekannten Uranusmonden zehn weitere, kleinere entdeckt: Puck, Juliet, Portia, Cressida, Desdemona, Rosalind, Belinda, Cordelia, Ophelia und Bianca. Der Mond Perdita wurde erst 13 Jahre später auf den Aufnahmen der Sonde entdeckt und 2003 von der IAU endgültig bestätigt. Ihr Vorbeiflug am Uranus erfolgte am 24. Januar 1986 in einem Abstand von etwa 81.500 km. Ihre geringste Entfernung bestand zum Mond Miranda mit etwa 29.000 km. Ihre Ablichtungen des Uranussystems endeten am 25. Februar 1986.[3]

Vorbereitung der Neptun-Erkundung

Nach dem Verlassen des Uranus-Systems stellte sich schnell die Frage nach der genauen Flugbahn, die Voyager 2 bei der anstehenden Passage von Neptun einschlagen sollte. Da nach Neptun kein weiteres Ziel mehr angeflogen werden sollte, konnte unter vielen möglichen Bahnen gewählt werden. Jede Route hatte hinsichtlich der Beobachtung ihre eigenen Vor- und Nachteile, so dass die einzelnen Teams versuchten, für ihr Ressort die jeweils beste Bahn durchzusetzen. Die Atmosphären-Abteilung verlangte einen möglichst nahen Vorbeiflug, die Planetenwissenschaftler wollten Voyager 2 möglichst nah an den einzigen erreichbaren Mond Triton heranführen, und die Abteilung für Teilchen- und Strahlungsmessung bevorzugte einen eher entfernten Vorbeiflug. Am Ende einigte man sich auf einen Kompromiss, welcher auch die inzwischen neu entdeckten Ringe des Neptun einschloss. Die Flugroute sollte die Sonde auf bis zu 4800 km an Neptun heranführen und sah eine Passage von Triton in einer Entfernung von 38.500 km vor. Die Route wurde im Sommer 1986 freigegeben und am 14. Februar 1987 wurden die Schubdüsen für eineinhalb Stunden aktiviert, was die Sonde endgültig auf ihren Kurs zu Neptun brachte. Da das Neptun-System kaum erforscht war, speicherte man auch einen Befehlssatz für einen Notfallkurs, falls unvorhergesehene Gefahren die Sonde ernsthaft bedrohen sollten.

Bei der Übertragung der wissenschaftlichen Daten stellte sich dasselbe Problem wie bei der Uranus-Passage, wobei die Distanz nochmals deutlich angestiegen war. Um dem abermals deutlich gesunkenen Empfangspegel, bedingt durch die große Entfernung und die schwächere Stromversorgung der Sonde (370 W, 30 W weniger als bei Uranus), entgegenzuwirken, wurden die Empfangsanlagen auf der Erde weiter verbessert. Dies umfasste folgende Maßnahmen:

Durch diese Maßnahmen konnten Datenraten von 19 bis 22 kbit/s erreicht werden. Darüber hinaus verbesserten sie die Auswertung des S-Band-Experiments, da der Empfangspegel erst später unter ein kritisches Niveau sank, so dass man tiefer in die Atmosphäre von Neptun blicken konnte.

Bei den Beobachtungen musste das Missionsteam mit noch größeren Einschränkungen arbeiten als bei Uranus. Durch die um 30 W niedrigere elektrische Leistung konnten noch weniger Instrumente parallel betrieben werden. Um die Leistungsgrenze einzuhalten, maß die Sonde den momentanen Stromverbrauch und schaltete beim Überschreiten der Grenzwerte Instrumente ab. Aufgrund der großen Entfernung stiegen auch die Signallaufzeiten, so dass die Sonde zunehmend autonom arbeiten musste. Man erstellte daher auf Basis der Bahndaten, die zeitnah gewonnen wurden, um möglichst genaue Berechnungen zu ermöglichen, mehrere Befehlssätze für die jeweiligen Flugphasen und sandte sie zur Sonde.

Dies war vor allem durch weiteren Verzicht auf redundante Computersysteme möglich, so dass für neue Funktionen ausreichend Speicherplatz und Verarbeitungskapazität zur Verfügung stand. Gemessen an ihrem Alter und der offiziell prognostizierten Lebensdauer war Voyager 2 in einem bemerkenswert guten Zustand. Neben dem bereits früh ausgefallenen Primärsender waren lediglich einige Speicherblöcke in den beiden FDS-Computern defekt und beim PPS-Instrument waren einige Filter ausgefallen.

Neptun

Der Planet Neptun

Am 6. Juni 1989 begann die aktive Neptun-Phase der Sonde, 80 Tage vor dem Vorbeiflug. Die intensive Beobachtung des Neptun-Systems begann dann am 6. August, 20 Tage vor dem Vorbeiflug. Dieser erfolgte dann am 26. August in einer Entfernung von 4828 km. Die Beobachtungsphase endete am 2. Oktober 1989, nachdem über 9000 Bilder übertragen worden waren.

Bereits am 18. März, noch gut drei Monate vor der aktiven Phase, konnten intensive, schmalbandige Radiosignale von Neptun aufgefangen werden und so seine innere Rotationsgeschwindigkeit bestimmt werden. Während der Primärphase konnten durch sehr lange belichtete Aufnahmen die Ringe Neptuns gefunden werden, deren Existenz man zuvor nur vermuten konnte. Bei Messungen des Magnetfelds stellte es sich als deutlich schwächer heraus als das von Uranus.

Beim Flug durch das Neptun-System entdeckte Voyager 2 neun zuvor unbekannte Monde. Sie konnten im Beobachtungsprogramm nicht mehr entsprechend berücksichtigt werden, nur Proteus wurde früh genug entdeckt, um noch entsprechende Anpassungen vornehmen zu können. Der schon zuvor bekannte Triton war ein Kernpunkt der wissenschaftlichen Mission; so konnte dessen Größe exakt bestimmt werden. In der Literatur hatte man einen Durchmesser von 3800 bis 5000 km angenommen, die Messungen ergaben aber einen Durchmesser von 2760 km. Tritons Oberfläche zeigte kaum Einschlagskrater und wies ein eher geriffeltes Profil ohne große Höhenauffälligkeiten auf. Als vorherrschende Farben erschienen Braun und Weiß. Letzteres ist ein Resultat der vulkanischen Aktivitäten auf dem Mond. Geysire schleudern große Mengen flüssigen Stickstoffs in die Höhe, der dann bei −210 °C teilweise verdampft und teilweise ausfriert und als weißer Stickstoffschnee auf der Oberfläche niedergeht. Die Atmosphäre Tritons wurde mit dem RSS-Instrument untersucht; auf Bodenniveau wurde ein Druck von 1,0 bis 1,4 Pa festgestellt.

Interstellare Mission

Position der Voyager-Sonden 2012

Seit der Neptunpassage befindet sich Voyager 2 wie ihre Schwestersonde Voyager 1 auf dem Weg in die äußeren Bereiche des Sonnensystems und darüber hinaus. Ziel der „Voyager Interstellar Mission“ (VIM) ist die Erforschung der Randbereiche des Sonnensystems und des umgebenden interstellaren Raumes. Dabei bewegt sich Voyager 2 mit einer Geschwindigkeit von 3,3 astronomischen Einheiten pro Jahr auf einer Bahn 48° südlich zur Ekliptik. Im August 2007 durchquerte die Raumsonde drei Jahre nach Voyager 1 die Randstoßwelle (termination shock) und trat in den „Heliohülle(heliosheath) genannten äußeren Bereich der Heliosphäre ein, in dem sich Sonnenwind und interstellares Medium mischen.[4]

Am 5. November 2018 erreichte Voyager 2 die Heliopause. Zu diesem Zeitpunkt war die Sonde 119 AE von der Sonne entfernt.[5]

Am 21. Juli 2023 wurde durch einen Kommandofehler die Antenne von Voyager 2 unbeabsichtigt um zwei Grad an der Erde vorbei ausgerichtet und es konnten keine Daten von Voyager 2 mehr empfangen werden, nur noch ein sehr schwaches Trägersignal war detektierbar.[6] Die NASA sandte mit maximaler Sendeleistung der 70-m-Antenne des DSN in Canberra (S-Band, 100 kW) ein Korrekturkommando in Richtung Voyager 2. Der Versuch war erfolgreich und am 4. August 2023 konnte Voyager 2 wieder korrekt auf die Erde ausgerichtet werden.[7] Im anderen Fall hätte die Sonde nach einigen Wochen ohne Empfang eines Bodensignals eine automatische Suchroutine gestartet, um die Antenne wieder auf die Erde auszurichten.

In der Zwischenzeit hatte Voyager 2 am 30. Juli 2023 die Sonde Pioneer 10 überholt und ist damit nun das am zweitweitesten von der Erde entfernte von Menschen gebaute Objekt.

Die Sonde und ihre wissenschaftlichen Instrumente

Aufbau einer Voyager-Sonde

Voyager 2 ist mehrere Meter groß und ca. 800 kg schwer. Sie besteht im Wesentlichen aus einer zentralen, ringförmigen Aluminiumzelle (Durchmesser ca. 1,80 m), die im Querschnitt zehneckig ist und einen Großteil der Elektronik beherbergt, einer Parabolantenne (Durchmesser ca. 3,6 m) und einem 2,5 m langen Ausleger, der den Großteil der wissenschaftlichen Instrumente trägt. Die Energie wird von drei Radionuklidbatterien erzeugt. Voyager 2 ist baugleich mit Voyager 1.

Aktueller Status

Sonde

  • Am 24. September 2023 ist Voyager 2 ca. 134,48 AE von der Sonne entfernt, das sind etwa 20,12 Milliarden Kilometer.[1]
  • Zurückgelegte Strecke am 1. November 2016: Ca. 26,253 Mrd. km = 175,49 AE[8]
  • Geschwindigkeit relativ zur Sonne: 15,374 km/s = 3,241 AE/Jahr

Daten (Stand: 6. Januar 2016)

  • Verbleibender Treibstoff: 25,27 kg
  • Leistung der Radionuklidbatterien: 255,8 W (etwa 45,5 Prozent Leistungsverlust)
  • Datenrate Downlink: 159 bit/s mit 70-m-Antennen oder zwei kombinierten 34-m-Antennen.

Energieversorgung

Die Reichweite der Sender und der Hydrazinvorrat für die Lageregelungsdüsen könnten ein Fortführen der Mission weitere Jahrzehnte ermöglichen. Wesentlich kritischer ist aber die Energieversorgung: Aufgrund des fortschreitenden radioaktiven Kernzerfalls in den Radionuklidbatterien sowie der Abnutzung der thermoelektrischen Elemente sinkt die zur Verfügung stehende elektrische Leistung um ca. 4 W pro Jahr. Durch Abschaltung einiger nicht-essenzieller Systeme (Instrumente, Heizelemente …) ist es immer wieder gelungen, die Lebensdauer der Sonde zu verlängern. Im Jahr 2026 muss vermutlich ein weiterer Sensor abgeschaltet werden.[9]

Antennen

Die Sonde befindet sich weitab südlich von der Ekliptik, so dass sie effektiv nur von der Südhalbkugel beobachtet werden kann. Damit bleiben von den Antennen des DSN nur die Antennen des Canberra Deep Space Communication Complex zur Kommunikation, eventuell unterstützt von der 64-m-Antenne des Parkes-Observatoriums.[10] Von diesen Antennen verfügt nur die DSS-43-Antenne in Canberra über einen ausreichend starken Sender im benötigten Frequenzbereich (S-Band). Wegen eines Umbaus dieser Antenne konnten von März bis November 2020 keine Signale mehr zu Voyager 2 gesendet werden.[11][12] Am 12. Februar 2021 war der Umbau so weit abgeschlossen, dass wieder regulär mit der Sonde kommuniziert werden konnte.[13]

Instrumente

Stand: Mai 2023[14][15]

InstrumentStatusAnmerkungen
Cosmic Ray Sub-system (CRS)aktivEines der vier low-energy-Teleskope ist defekt.[16] Heizung wurde deaktiviert.[17]
Imaging Science System (ISS)deaktiviert
Infrared Interferometer Spectrometer (IRIS)deaktiviert
Low-Energy Charged Particles (LECP)aktiv
Photopolarimeter System (PPS)deaktiviert
Plasma Spectrometer (PLS)aktiv
Plasma Wave System (PWS)aktivNur eingeschränkt nutzbar.[16]
Planetary Radio Astronomy (PRA)deaktiviert
Radio Science Sub-system (RSS)deaktiviert
Magnetometer (MAG)aktiv
Ultraviolet Spectrometer (UVS)deaktiviert

Missionsverlauf

Bisheriger und theoretisch zukünftiger Missionsverlauf

Voyager Golden Record

Golden Record an Voyager 2

Die „Voyager Golden Record“ ist eine kupferne Datenplatte, die zum Schutz vor Korrosion mit Gold überzogen wurde. Auf ihr sind Bild- und Audio-Informationen über die Menschheit gespeichert. Auf der Vorderseite befindet sich unter anderem eine Art Gebrauchsanleitung und eine Karte, die die Position der Sonne in Relation zu 14 Pulsaren zeigt.

Populärkulturelle Rezeption

Voyager 2 und ihre Schwestersonde Voyager 1 zogen besonders während ihrer frühen Missionsphase viel Aufmerksamkeit auf sich, auch in der breiten Öffentlichkeit. Dies ist vor allem auf das außergewöhnliche Missionsprofil (insbesondere im Hinblick auf die zurückgelegten Entfernungen) und die für damalige Verhältnisse qualitativ sehr hochwertigen Farbaufnahmen vielfältiger Motive zurückzuführen. Auch die Idee des Sendens einer „Botschaft ins All“ mittels der Voyager Golden Record-Platte erregte große Aufmerksamkeit.

Literatur

  • Ben Evans: NASA’s Voyager Missions. Springer-Verlag, London 2004, ISBN 1-85233-745-1 (englisch).
  • Henry C. Dethloff: Voyager’s Grand Tour: to the outer planets and beyond. Smithsonian Institute Press, Washington D.C. 2003, ISBN 1-58834-124-0 (englisch).
  • Paul Weissman, Alan Harris: The Great Voyager Adventure: A Guided Tour Through the Solar System. Julian Messner, 1990, ISBN 0-671-72538-6 (englisch).
  • Reiner Klingholz: Marathon im All: Die einzigartige Reise des Raumschiffes Voyager 2. Westermann, Braunschweig 1989, ISBN 3-07-509233-9.
  • William E. Burrows: Mission to Deep Space: Voyager’s Journey of Discovery. W. H. Freeman & Co. Ltd., 1993, ISBN 0-7167-6500-4 (englisch).

Siehe auch

Weblinks

Commons: Voyager 2 – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien
Commons: Voyager-Programm – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise

  1. a b NASA HelioWeb: Heliocentric Trajectories for Selected Spacecraft, Planets, and Comets. Abfragetool der NASA (englisch). Abgerufen am 12. November 2022.
  2. Nasaspaceflight.com: Thirty-four years after launch, Voyager 2 continues to explore, 20. August, 2011; abgerufen am 26. Oktober 2018.
  3. Bernd Leitenberger: Voyagers Mission: Uranus und Neptun. In: bernd-leitenberger.de, abgerufen am 23. Oktober 2016.
  4. NASAJet Propulsion Laboratory: Voyager – The Interstellar Mission.
  5. Sean Potter: NASA’s Voyager 2 Probe Enters Interstellar Space. In: NASA.gov. 10. Dezember 2018, abgerufen am 10. Dezember 2018 (englisch).
  6. NASA empfängt Signal von Voyager 2 – Die Sonde lebt. In: Der Spiegel (online). 1. August 2023, ISSN 2195-1349 (spiegel.de [abgerufen am 6. August 2023]).
  7. Megan Fisher: Voyager 2: Nasa fully back in contact with lost space probe. In: bbc.com. BBC News, 4. August 2023, abgerufen am 6. August 2023 (englisch).
  8. Berechnet aus dem von Where are the Voyagers? erhaltenen Wert für den 6. Januar 2016 und den Positionsdaten des Abfragetools der NASA unter der Annahme, dass die Bahn so weit draußen mit guter Genauigkeit gerade ist.
  9. Nadja Podbregar: Neue Sparmaßnahme verlängert Leben der Voyager-Sonden. In: scinexx.de. 28. April 2023, abgerufen am 1. Mai 2020 (deutsch).
  10. Deep Space Network Now. In: eyes.nasa.gov. Abgerufen am 8. Mai 2017 (Ständig aktualisierter Überblick über die momentane Nutzung der Antennen des DNS).
  11. NASA’s Deep Space Antenna Upgrades to Affect Voyager Communications, JPL, 4. März 2020 (englisch).
  12. Werner Pluta: Die Nasa kann wieder mit Voyager 2 kommunizieren. In: Golem.de. 3. November 2020, abgerufen am 20. November 2020.
  13. Earth to Voyager 2: After a Year in the Darkness, We Can Talk to You Again, The New York Times, 12. Feb 2021 (englisch).
  14. Status der Voyager Raumsonden. Auf: voyager.jpl.nasa.gov, abgerufen am 1. Mai 2023 (englisch)
  15. The Mission – Fast Facts. In: voyager.jpl.nasa.gov (englisch)
  16. a b NASA – Voyager Interstellar Mission 2005. (Memento vom 16. Oktober 2009 im Internet Archive; PDF; 3,7 MB), Seite 3; abgerufen am 19. August 2018 (englisch)
  17. Nadja Podbregar: Sparprogramm für die Voyager-Sonden. In: scinexx.de. 10. Juli 2019, abgerufen am 24. Mai 2012 (deutsch).

Auf dieser Seite verwendete Medien

Io with Loki Plume on Bright Limb (cropped).jpg
NASA's Voyager 1 image of Io showing active plume of Loki on limb. Heart-shaped feature southeast of Loki consists of fallout deposits from active plume Pele. The images that make up this mosaic were taken from an average distance of approximately 490,000 kilometers (340,000 miles).
Hyperion voyager2.jpeg
Hyperion photographed by Voyager 2 (false color)
Voyager final region before interstellar space.jpg
On July 21, 2012, the magnetometer instrument indicated that Voyager 1 had entered a region where the wind is from the southern hemisphere. Scientists interpret this to mean that the spacecraft is in the final region before reaching interstellar space because the southern wind streams have to flow out and around all of the northern wind to reach Voyager 1's location. In this illustration, Voyager 1 is above center and Voyager 2 is below center.
Triton (moon).jpg
Voyager 2 image showing the southern hemisphere of Triton. At 2,700 km diameter, Triton is Neptune's largest satellite. This image was made using about a dozen Voyager 2 frames. The large, pinkish colored south polar cap is at the top of the image. North of the cap the surface is generally darker and redder in color. This area exhibits a plethora of unusual morphologic features, including the long lineations at the center of the frame.
Voyager trajectories.svg
Autor/Urheber: Stauriko, Lizenz: CC0
Flugbahnen der Voyager-Sonden
Miranda2.JPG
Miranda reveals a complex geologic history in this view, acquired by Voyager 2 on January 24, 1986, around its close approach to the Uranian moon. At least three terrain types of different age and geologic style are evident at this resolution of about 700 meters (2,300 feet). Visible in this clear-filter, narrow-angle image are, from left: (1) an apparently ancient, cratered terrain consisting of rolling, subdued hills and degraded medium-sized craters (2) a grooved terrain with linear valleys and ridges developed at the expense of, or replacing, the first terrain type: and (3) a complex terrain seen along the terminator, in which intersecting curvilinear ridges and troughs are abruptly truncated by the linear, grooved terrain. Voyager scientists believe this third terrain type is intermediate in age between the first two.
Saturn (planet) large.jpg
This true color picture was assembled from Voyager 2 Saturn images obtained Aug. 4 [1981] from a distance of 21 million kilometers (13 million miles) on the spacecraft's approach trajectory. Three of Saturn's icy moons are evident at left. They are, in order of distance from the planet: Tethys, 1,050 km. (652 mi.) in diameter; Dione, 1,120 km. (696 mi.); and Rhea, 1,530 km. (951 mi.). The shadow of Tethys appears on Saturn's southern hemisphere. A fourth satellite, Mimas, is less evident, appearing as a bright spot a quarter-inch in in from the planet's limb about half an inch above Tethys; the shadow of Mimas appears on the planet about three-quarters of an inch directly above that of Tethys. The pastel and yellow hues on the planet reveal many contrasting bright and darker bands in both hemispheres of Saturn's weather system. The Voyager project is managed for NASA by the Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, California, United States.
Titan voyager2.jpg
Voyager 2 image of the Saturnian satellite Titan from 4.5 million km. The bright southern hemisphere and dark north polar region can be seen, along with visible cloud bands parallel to the equator. Titan is 5,150 km in diameter and the resolution of the image is about 85 km. The moon appears to be totally shrouded by the thick atmosphere. This image was produced by combining violet, blue, and green filter images. North is up.
Enceladus from Voyager.jpg
This color Voyager 2 image mosaic shows the water-ice-covered surface of Enceladus, one of Saturn's icy moons. Enceladus' diameter of just 500 km would fit across the state of Arizona, yet despite its small size Enceladus exhibits one of the most interesting surfaces of all the icy satellites. Enceladus reflects about 90% of the incident sunlight (about like fresh-fallen snow), placing it among the most reflective objects in the Solar System. Several geologic terrains have superposed crater densities that span a factor of at least 500, thereby indicating huge differences in the ages of these terrains. It is possible that the high reflectivity of Enceladus' surface results from continuous deposition of icy particles from Saturn's E-ring, which in fact may originate from icy volcanoes on Enceladus' surface. Some terrains are dominated by sinuous mountain ridges from 1 to 2 km high (3300 to 6600 feet), whereas other terrains are scarred by linear cracks, some of which show evidence for possible sideways fault motion such as that of California's infamous San Andreas fault. Some terrains appear to have formed by separation of icy plates along cracks, and other terrains are exceedingly smooth at the resolution of this image. The implication carried by Enceladus' surface is that this tiny ice ball has been geologically active and perhaps partially liquid in its interior for much of its history. The heat engine that powers geologic activity here is thought to be elastic deformation caused by tides induced by Enceladus' orbital motion around Saturn and the motion of another moon, Dione.
Voyager.jpg
NASA photograph of one of the two identical Voyager space probes Voyager 1 and Voyager 2 launched in 1977.

The 3.7 metre diameter high-gain antenna (HGA) is attached to the hollow ten-sided polygonal body housing the electronics, here seen in profile. The Voyager Golden Record is attached to one of the bus sides.

The angled square panel below is the optical calibration target and excess heat radiator.

The three radioisotope thermoelectric generators (RTGs) are mounted end-to-end on the left-extending boom. One of the two planetary radio and plasma wave antenna extends diagonally left and down, the other extends to the rear, mostly hidden here. The compact structure between the RTGs and the HGA are the high-field and low-field magnetometers (MAG) in their stowed state; after launch an Astromast boom extended to 13 metres to distance the low-field magnetometers.

The instrument boom extending to the right holds, from left to right: the cosmic ray subsystem (CRS) above and Low-Energy Charged Particle (LECP) detector below; the Plasma Spectrometer (PLS) above; and the scan platform that rotates about a vertical axis.

The scan platform comprises: the Infrared Interferometer Spectrometer (IRIS) (largest camera at right); the Ultraviolet Spectrometer (UVS) to the right of the UVS; the two Imaging Science Subsystem (ISS) vidicon cameras to the left of the UVS; and the Photopolarimeter System (PPS) barely visible under the ISS.

Suggested for English Wikipedia:alternative text for images: A space probe with squat cylindrical body topped by a large parabolic radio antenna dish pointing upwards, a three-element radioisotope thermoelectric generator on a boom extending left, and scientific instruments on a boom extending right. A golden disk is fixed to the body.
Uranus voyger2 false color.jpg
This image of Uranus was compiled from images returned Jan. 17, 1986, by the narrow-angle camera of Voyager 2. The spacecraft was 9.1 million kilometers (5.7 million miles) from the planet, several days from closest approach. This picture uses false color and extreme contrast enhancement to bring out subtle details in the polar region of Uranus. Images obtained through ultraviolet, violet and orange filters were respectively converted to the same blue, green and red colors used to produce the picture at left. The very slight contrasts visible in true color are greatly exaggerated here. In this false-color picture, Uranus reveals a dark polar hood surrounded by a series of progressively lighter concentric bands. One possible explanation is that a brownish haze or smog, concentrated over the pole, is arranged into bands by zonal motions of the upper atmosphere. The bright orange and yellow strip at the lower edge of the planet's limb is an artifact of the image enhancement. In fact, the limb is dark and uniform in color around the planet. For Uranus as humans might see it in visible light, see File:Uranus.jpg.
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Triton moon mosaic Voyager 2 (large).jpg
Globales Farbmosaik von Triton, 1989 aufgenommen durch Voyager 2
Europa moon Voyager 2 closest approach.jpg
This color image of the Jovian moon Europa was acquired by Voyager 2 during its close encounter on Monday morning, July 9 1979. Europa, the size of our moon, is thought to have a crust of ice perhaps 100 kilometers thick which overlies the silicate crust. The complex array of streaks indicate that the crust has been fractured and filled by materials from the interior. The lack of relief, any visible mountains or craters, on its bright limb is consistent with a thick ice crust. In contrast to its icy neighbors, Ganymede and Callisto, Europa has very few impact craters. One possible candidate is the small feature near the center of this image with radiating rays and a bright circular interior. The relative absence of features and low topography suggests the crust is young and warm a few kilometers below the surface. The tidal heating process suggested for Io also may be heating Europa's interior at a lower rate.
Main old-new-heliopause-orig full.jpg
Old and new views of the heliosheath. Red and blue spirals are the gracefully curving magnetic field lines of orthodox models. New data from Voyager add a magnetic froth (inset) to the mix
Umbriel (moon).jpg
Original Caption Released with Image: The southern hemisphere of Umbriel displays heavy cratering in this Voyager 2 image, taken Jan. 24, 1986, from a distance of 557,000 kilometers (346,000 miles). This frame, taken through the clear-filter of Voyager's narrow-angle camera, is the most detailed image of Umbriel, with a resolution of about 10 km (6 mi). Umbriel is the darkest of Uranus' larger moons and the one that appears to have experienced the lowest level of geological activity. It has a diameter of about 1,200 km (750 mi) and reflects only 16 percent of the light striking its surface; in the latter respect, Umbriel is similar to lunar highland areas. Umbriel is heavily cratered but lacks the numerous bright ray craters seen on the other large Uranian satellites; this results in a relatively uniform surface albedo (reflectivity). The prominent crater on the terminator (upper right) is about 110 km (70 mi) across and has a bright central peak. The strangest feature in this image (at top) is a curious bright ring, the most reflective area seen on Umbriel. The ring is about 140 km (90 miles) in diameter and lies near the satellite's equator. The nature of the ring is not known, although it might be a frost deposit, perhaps associated with an impact crater. Spots against the black background are due to 'noise' in the data. The Voyager project is managed for NASA by the Jet Propulsion Laboratory.
Callisto2.jpg
Voyager 2 image of Jupiter's moon Callisto. This image was taken from over 2 million km away as the spacecraft approached Jupiter. The bright spots peppering the surface are meteorite impact craters which have excavated through the dark surface and exposed the lighter material below. Callisto is 4,800 km in diameter.
Saturn rings voyager2 false color.jpg
Voyager 2 false-color image of Saturn's rings. Subtle color variations due to differences in surface composition of the particles making up the rings are enhanced in this image produced by combining ultraviolet, clear, and orange frames. The frame was taken from a distance of 8.9 million km on August 17, 9 days before closest approach, and measures about 68,000 km from top to bottom.
Rings of Neptune PIA01997.jpg
two 591-second exposures of the rings of Neptune were taken with the clear filter by the Voyager 2 wide-angle camera on Aug. 26, 1989 from a distance of 280,000 kilometers (175,000 miles).
Jupiter.jpg
Original Caption Released with Image: This processed color image of Jupiter was produced in 1990 by the U.S. Geological Survey from a Voyager image captured in 1979. The colors have been enhanced to bring out detail. Zones of light-colored, ascending clouds alternate with bands of dark, descending clouds. The clouds travel around the planet in alternating eastward and westward belts at speeds of up to 540 kilometers per hour. Tremendous storms as big as Earthly continents surge around the planet. The Great Red Spot (oval shape toward the lower-left) is an enormous anticyclonic storm that drifts along its belt, eventually circling the entire planet.
Voyager 2 - Mission in past and future.jpg
Autor/Urheber: Stauriko, Lizenz: CC BY-SA 4.0
Vergangener und zukünftiger Missionsverlauf der Voyager 2-Sonde anhand ihrer Geschwindigkeit relativ zur Sonne
Titan 3E Centaur launches Voyager 2.jpg
The Voyager 2 aboard Titan III-Centaur launch vehicle lifted off on August 20, 1977. The Voyager 2 is a scientific satellite that studied outer planets Jupiter, Saturn, Uranus, and Neptune.
Janus - Voyager 2.jpg
This is a colorized version of the high-resolution Voyager 2 spacecraft image of Janus that was taken on 25 August 1981. Janus was discovered by Audouin Dollfus in 1966 and was named after the god of gates and doorways. It is depicted with two faces looking in opposite directions. Janus has an irregular shape with a size of 196x192x150 kilometers (122x119x93 miles) in diameter. It is heavily cratered with several craters 30 kilometers (19 miles) in diameter. The pervasive cratering indicates that its surface must be several billion years old. Janus and Epimetheus share the same orbit of 151,472 kilometers (94,125 miles) from Saturn's center or 91,000 kilometers (56,547 miles) above the cloud tops. They are only separated by about 50 kilometers (31 miles). As these two satellites approach each other they exchange a little momentum and trade orbits; the inner satellite becomes the outer and the outer moves to the inner position. This exchange happens about once every four years. Janus and Epimetheus may have formed from a disruption of a single parent to form co-orbital satellites. If this is the case, the disruption must have happened early in the history of the satellite system.
Voyager1 position.png
Autor/Urheber: Celestia Development Team, Lizenz: GPL
The position of Voyager 1 as of 15. February 2009
Ganymed.jpg
This Voyager 2 color photo of Ganymede, the largest Galilean satellite, was taken on July 7, 1979, from a range of 1.2 million kilometers. The photo shows a large dark circular feature about 3200 kilometers in diameter with narrow closely-spaced light bands traversing its surface. The bright spots dotting the surface are relatively recent impact craters, while lighter circular areas may be older impact areas. The light branching bands are ridged and grooved terrain first seen on Voyager 1 and are younger than the more heavily cratered dark regions. The nature of the brightish region covering the northern part of the dark circular feature is uncertain, but it may be some type of condensate. Most of the features seen on the surface of Ganymede are probably both internal and external responses of the very thick icy layer which comprises the crust of this satellite.
Uranus2.jpg
This is an image of the planet Uranus taken by the spacecraft Voyager 2 in 1986. See Uranus.jpg for how Uranus would appear in visible light.
Voyager 2 und die Größe des Sonnensystems.webm
Autor/Urheber: ZDF/Terra X/C. Haak/A.M. Wendlandt, Nikolai Holzach, Lizenz: CC BY 4.0
1977 trat die NASA-Raumsonde Voyager 2 ihre Reise zu den Planeten unseres Sonnensystems an. Doch die Sonde liefert auch jenseits der Planeten noch Hinweise über das Sonnensystem.
Voyager spacecraft.jpg
Artist's concept of Voyager in flight
Proteus (Voyager 2).jpg
Proteus ist hinter dem geheimnisvollen Triton der zweitgrößte Mond des Neptuns. Proteus wurde erst 1989 durch das Voyager 2 Raumschiff entdeckt. Das ist ungewöhnlich, da Neptun einen kleineren Mond - Nereid - hat, der schon 33 Jahre früher von der Erde aus entdeckt wurde. Der Grund für Proteus' späte Entdeckung war seine sehr dunkle Oberfläche. Auch seine Umlaufbahn ist viel näher bei Neptun als die von Nereid. Proteus hat eine ungewöhnliche kastenartige Form und wäre er nur wenig masserreicher, würde ihn seine eigene Schwerkraft in eine Kugel umformen.
Prometheus - Voyager 2.jpg
Der Saturnmond Prometheus, aufgenommen von Voyager 2 im Jahre 1981.
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Neptune.jpg
Der Planet Neptun, aufgenommen von der Raumsonde Voyager 2 im August 1989
Uranus rings.png
Diese Falschfarbaufnahme der Ringe des Uranus wurde von Bildern, die Voyager 2 am 21. Januar 1986 aus einer Entferung von 4,17 Millionen Kilometer augenommen wurden, erstellt. Es sind in diesem Bild alle neun bekannten Ringe sichtbar. Die etwas zarteren pastellfarbenen Linien, die zwischen ihnen gesehen werden können, wurden durch die Erweiterung am Computer bereitgestellt. Sechs 15 Sekunden lang belichtete "narrow-angle" Bilder wurden verwendet, um die Farbinformationen von den extrem dunklen und unscheinbaren Ringen herauszubekommen. Zwei Bilder, jedes im grünen, klaren und violetten Filter wurden zusammenaddiert und gemittelt, um die richtige Farbdifferenz zwischen den Ringen zu finden. Das letzte Bild wurde von diesen drei Farbmittelwerten produziert und stellt eine erweiterte, Falschfarbenansicht dar. Das Bild zeigt, dass der hellste Ring (Epsilon Ring) farbneutral ist, die acht lichtschwächeren Ringe zeigen sich in ihrer Farbe unterschiedlich. Nach unten hin (Richtung Uranus) sind der Delta, Gamma und der Eta Ring in etwas leichtern Farbtönen zu sehen. Schließlich sind ein Satz von drei Ringen, einfach als 4 Ring, 5 Ring und 6 Ring bzeichnet in schwindenden dezenten weißen Farbtönungen zu erkennen. Wissenschaftler verwenden diese Farbinformation, um die Natur und Herkunft des Ringmaterials zu verstehen zu versuchen. Die Auflösung dieses Bildes ist etwa 40 km. Das Voyager Projekt wird für die NASA von der Jet Propulsion Laboratory geleitet. Quelle: NASA's Planetary Photojournal: Image No. PIA00033
Miranda3.jpg
This color composite of the Uranian satellite Miranda was taken by Voyager 2 on Jan. 24, 1986, from a distance of 147,000 kilometers (91,000 miles). This picture was constructed from images taken through the narrow-angle camera's green, violet and ultraviolet filters. It is the best color view of Miranda returned by Voyager. Miranda, just 480 km (300 mi) across, is the smallest of Uranus' five major satellites. Miranda's regional geologic provinces show very well in this view of the southern hemisphere, imaged at a resolution of 2.7 km (1.7 mi). The dark- and bright-banded region with its curvilinear traces covers about half of the image. Higher-resolution pictures taken later show many fault valleys and ridges parallel to these bands. Near the terminator (at right), another system of ridges and valleys abuts the banded terrain; many impact craters pockmark the surface in this region. The largest of these are about 30 km (20 mi) in diameter; many more lie in the range of 5 to 10 km (3 to 6 mi) in diameter.
Ariel (moon).jpg
This mosaic of the four highest-resolution images of Ariel represents the most detailed Voyager 2 picture of this satellite of Uranus. The images were taken through the clear filter of Voyager's narrow-angle camera on Jan. 24, 1986, at a distance of about 130,000 kilometers (80,000 miles). Ariel is about 1,200 km (750 mi) in diameter; the resolution here is 2.4 km (1.5 mi). Much of Ariel's surface is densely pitted with craters 5 to 10 km (3 to 6 mi) across. These craters are close to the threshold of detection in this picture. Numerous valleys and fault scarps crisscross the highly pitted terrain. Voyager scientists believe the valleys have formed over down-dropped fault blocks (graben); apparently, extensive faulting has occurred as a result of expansion and stretching of Ariel's crust. The largest fault valleys, near the terminator at right, as well as a smooth region near the center of this image, have been partly filled with deposits that are younger and less heavily cratered than the pitted terrain. Narrow, somewhat sinuous scarps and valleys have been formed, in turn, in these young deposits. It is not yet clear whether these sinuous features have been formed by faulting or by the flow of fluids.
Neptune darkspot.jpg
Dieses Bild zeigt die letzte direkte Ansicht des „Großen Dunklen Flecks“, die Voyager 2 mit der „narrow-angle camera“ gemacht hat. Das Bild wurde 45 Stunden vor der größten Annäherung bei einer Entfernung von 2,8 Millionen km geschossen. Die kleinste Struktur, die gesehen werden kann, ist im Bereich von 50 km. Das Bild zeigt federartige weiße Wolken, die die Grenze der dunklen und hellen blauen Regionen überlagern. Das „Windrädchen“- oder Spiralenstruktur beider, des dunklen Grenzgebietes und der weißen Cirruswolken deuten ein Sturmsystem an, das im Uhrzeigersinn rotiert. Periodische kleinere Muster in der weißen Wolke, wahrscheinlich Wellen, sind kurzlebig und bleiben nicht von einer Rotation Neptuns bis zur nächsten bestehen. Dieses Farbbild wurde durch den klaren und dem grünen Filter der „narrow-angle camera“ zusammengesetzt. Die Voyager Mission wurde vom JPL für das „NASA's Office of Space Science and Applications“ geleitet.
Jupiter ring voyager2 false color.GIF
Jupiter rings photographed by Voyager 2 (false color)
Jupiter detail voyager2.jpg
Jupiter photograp by Voyager 2
Iapetus by Voyager 2 - enhanced.jpg
Iapetus by Voyager 2 spacecraft, August 22, 1981 Saturn's outermost large moon, Iapetus, has a bright, heavily cratered icy terrain and a dark terrain, as shown in this Voyager 2 image taken on August 22, 1981. Amazingly, the dark material covers precisely the side of Iapetus that leads in the direction of orbital motion around Saturn (except for the poles), whereas the bright material occurs on the trailing hemisphere and at the poles. The bright terrain is made of dirty ice, and the dark terrain is surfaced by carbonaceous molecules, according to measurements made with Earth-based telescopes. Iapetus' dark hemisphere has been likened to tar or asphalt and is so dark that no details within this terrain were visible to Voyager 2. The bright icy hemisphere, likened to dirty snow, shows many large impact craters. The closest approach by Voyager 2 to Iapetus was a relatively distant 600,000 miles, so that our best images, such as this, have a resolution of about 12 miles. The dark material is made of organic substances, probably including poisonous cyano compounds such as frozen hydrogen cyanide polymers. Though we know a little about the dark terrain's chemical nature, we do not understand its origin. Two theories have been developed, but neither is fully satisfactory--(1) the dark material may be organic dust knocked off the small neighboring satellite Phoebe and "painted" onto the leading side of Iapetus as the dust spirals toward Saturn and Iapetus hurtles through the tenuous dust cloud, or (2) the dark material may be made of icy-cold carbonaceous "cryovolcanic" lavas that were erupted from Iapetus' interior and then blackened by solar radiation, charged particles, and cosmic rays. A determination of the actual cause, as well as discovery of any other geologic features smaller than 12 miles across, awaits the Cassini Saturn orbiter to arrive in 2004
Solarmap.png

The Scale of the Heliosphere and Nearby Galactic Neighborhood

The solar system and its nearby galactic neighborhood are illustrated here on a logarithmic scale extending (from < 1 to) 1 million Astronomical Units (AU). Our Sun and its planets are shielded by a bubble of solar wind - the heliosphere - that is about 120 AU in size. The actual boundary between solar wind and interstellar plasma is called the heliopause. Beyond this bubble is a largely unknown region - the interstellar medium. Threaded through the boundaries of the heliosphere is the Kuiper Belt - the source of short-period comets. The nearest edge of the interstellar cloud that presently surrounds our solar system is thought to be several thousand AU away. The Oort Cloud is a spherical shell of comets extending from <10,000 to ~100,000 AU - the edge of our Sun's gravitational sphere of influence. Alpha-Centauri, the best known member of our nearest star system, lies well beyond at ~300,000 AU. Interstellar Probe is to be man's first spacecraft designed to exit the heliosphere and begin the exploration of the interstellar medium. NOTE: the bow shock depicted here probably does not exist.
Voyager with descriptions.png
Orginal caption released with the picture: Photographer: N/A Saturn Voyager Mission Artwork with instruments and parts labeled