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Galileos Instrumente

Einleitung

Die Galileo Mission ist eine der interessantesten Planetenmissionen, sowohl von ihrer Mission her, wie auch von ihrer wechselvollen Geschichte. Um Galileo ausführlich zu würdigen, habe ich den Aufsatz über Galileo in 4 thematisch getrennte Teile geteilt:

• Der erste Teil behandelt die Galileo Mission, also den geschichtlichen Verlauf.
• Die technische Beschreibung des Orbiters ist Bestandteil von Teil 2
• Die 12 Experimente des Orbiters werden in diesem Teil erläutert
• Zuletzt geht der vierte Teil auf die Atmosphärensonde, ihre Experimente und Mission ein.

Worauf ich nicht eingehen kann, weil es nicht einen Artikel, sondern ein Buch erfordern würde, sind die wissenschaftlichen Ergebnisse von Galileo. Besuchen Sie dazu die Homepage von Galileo (siehe Link unten auf dieser Seite).

Die Instrumente

Die Instrumente an Bord lasen sich in zwei Gruppen einteilen: Auf dem rotierenden Teil der Sonde befinden sich Experimente welche die Umgebung des Jupiters durch direkte Messung erforschen. Dies sind Detektoren für Felder, Teilchen und Staub. Durch die Rotation dieses Teils der Sonde haben diese einen idealen Rundumblick. Auf dem entdrallten Teil der Sonde befinden sich die optischen Instrumente, die gemeinsam auf ein Objekt mit einer Instrumentenplattform ausgerichtet werden. Es sind dies ISS, NIMS, UVS und PPR. Galileo war die letzte Planetensonde der USA mit einer derartigen Scanplattform. Bei allen Discovery Missionen entfällt eine solche aus Kostengründen und das gleiche gilt auch für Cassini. Die Scanplattform macht es möglich auch bei einem raschen Vorbeiflug an einem Mond die Instrumente diesem nachzuführen, und gleichzeitig zur Erde die Daten zu senden.

Bei Instrumenten mit einem Gesichtsfeld und einer räumlichen Auflösung habe ich diese als Parameter für eine Distanz von 100.000 km angegeben. Aus dieser Distanz ist die Auflösung für jede andere Distanz durch Dreisatz leicht errechenbar. Mehr über die Funktionsweise von Instrumenten bei Planetensonden erfahren sie in einem eigenen Artikel auf dieser Website. Viele Experimente von Galileo sind Weiterentwicklungen von Voyagers Experimenten, da Galileo direkt im Anschluss an diese Mission entwickelt wurde. Es gibt aber auch neue Experimente wie UVS und NIMS. Die Daten aller Experimente laufen zu Galileos CDS Computern. Dort gibt es zwei Speicherbereiche von 16 KByte, auf den die Instrumente DMA Zugriff haben.

Die Anzahl der Experimente ist nicht ganz eindeutig geklärt. Man findet hier auch auf den NASA Webseiten mehrere Versionen. Da ist zum einen ein Unterschied bei den UV Spektrometern. Diese werden entweder getrennt gesehen (EUV und UVS) oder als ein Instrument EUVS. Das zweite Instrument, welches nicht immer mitgezählt wird ist HIC. Es ist ein ingenieurtechnisches Experiment, das auch einen Kommunikationskanal mit EUV teilen muss und aus diesen beiden Gründen nicht als normales Experiment angesehen wird.

So hat Galileo zwischen zehn und zwölf Experimenten (je nach Sichtweise) in einem Gesamtgewicht von 118 kg an Bord. Fast alle Experimente verfügen über einen Mikroprozessor vom Typ RCA 1802 zur Steuerung. (Sie Artikel über den Galileo Orbiter). Bei acht Experimenten war das RAM der Prozessoren groß genug um diese umzuprogrammieren, als der HGA Ausfall die Datenrate drastisch reduzierte. Die restlichen 3 enthielten ihr Programm vollständig im ROM und ihre Software konnte nicht angepasst werden.

Galileo ist auch einige der letzten Sonden mit einer umfangreichen Instrumentierung, die viele unterschiedliche Phänomene eines Planeten erforscht. Dies führten die Raumsonden Mariner 10 + Pioneer 10/11 ein, sorgte für den enormen Erkenntnisgewinn durch Voyager und erlaubt auch Cassini eine umfassende Erforschung des Saturnsystems. Die heute gebauten Planetensonden sind sehr viel preiswerter, verfügen dafür aber auch nur über 2-5 Instrumente mit einer bestimmten Zielsetzung. Zwar macht dies eine Sonde teurer, aber es bietet viele Vorteile. Teurer wird eine Sonde auf zweierlei Weise. Zum einen kosten die Experimente natürlich Geld, sowohl für die Entwicklung wie auch den Bau. Zum andern wird auch die Sonde teurer. Jedes Experiment benötigt zumindest eine Halterung an der Sonde, meist aber einen Motor zur Nachführung. Dies bedeutet mehr Gewicht. Dazu muss die Struktur verstärkt werden. Der Bordcomputer muss leistungsfähiger werden um die Daten zu verarbeiten, das Kommunikationssystem mehr Daten senden können und natürlich braucht man auch mehr Strom. Bei Raumsonden ins äußere Sonnensystem ist es daher kein Zufall, dass es ein relativ konstantes Verhältnis des Gewichts der Experimente und der Raumsonde von etwa 1:7 gab.

Doch die Vorteile sind auch nicht zu übersehen. Zum einen kann man verschiedene Aspekte des Jupiters untersuchen. Zum einen gibt es hier den Schwerpunkt Teilchen und Felder: Es sind Experimente die vorwiegend das Magnetfeld Jupiters untersuchen, andere den Strahlungsgürtel oder die Wechselwirkung mit dem Sonnenwind. Des sind die Experimente MAG, PLS, PWS, EPD und HIC. Alleine für diesen Aspekt wurden früher eigene Raumsonden (die Pioneer Serie) und werden bis heute Erdsatelliten gestartet.

Der zweite Schwerpunkt ist die optische Spektroskopie, d.h. die Bestimmung der Zusammensetzung von Jupiter und seinen Monden. Dies wird geleistet durch die Experimente NIMS, EUV und UVS. Diese drei Experimente decken den gesamten Wellenlängenbereich mit Ausnahme des fernen Infrarots ab.

Wichtig spezielle für Jupiter ist das Experiment PPR. Jupiter gibt mehr Energie ab als er empfängt. Dieser Aspekt hat zum Bau eines empfindlichen Photometers und Radiometers geführt. Ansonsten hätte diese Aufgabe auch von einem IR Spektrometer mit erledigt werden können. Bilder liefern zwei Experimente. Zum einen die Kamera SSI und zum anderen das NIMS im abbildenden Modus.

Der zweite Vorteil ist es, dass man Phänomene besser verstehen kann. Wenn Galileo z.B. über Europa eine dünne Atmosphäre entdeckt. So beeinflusst diese verschiedene Experimente. Sie kann durch EUV/UVS nachgewiesen werden, schwächt aber auch die Teilchendichte ab die durch EPD und HIC gemessen wird und beeinflusst sogar etwas das lokale Magnetfeld. Ein anderes Beispiel: Man kann bei den Wirbelstürmen von Jupiter deren Rotation durch SSI beobachten, ihre Temperatur und Wärmeabgabe durch PPR bestimmen und ihre chemische Zusammensetzung durch NIMS. Hier eine Zusammenfassung der wichtigsten Parameter der Experimente (Stand: 1984)

Solid State Imaging (SSI)

Dies ist Kamera von Galileo, welche die eindrucksvollen Bilder macht. Das bei der NASA so beliebte "Solid State", bedeutet soviel wie "solid" oder "robust", nicht "Festkörper", wie man aus der Abkürzung schließen könnte. Galileo verwandte die Optik, die sich schon bei de Mariner 10 Mission und Voyager bewährt hatte. Es handelte sich um ein Cassegrain Teleskop mit 1500 mm Brennweite und 176.5 mm Durchmesser (7", f/d = 8.5). Das Teleskop hat eine Länge von 90 cm und einen Durchmesser (mit Schutzschilden) von 25 cm. Die Transmission der Optik beträgt 62 % bei 576 nm Wellenlänge.

Hinter der Optik befindet sich ein Filterrad. Es hat 8 Filter, wobei sieben Filter in verschiedenen Spektralbereichen von 380 bis 1100 nm sind und ein klarer Filter für panchromatische Aufnahmen. Ein Vorteil gegenüber Voyagers Narrow Angle Camera NAC (mit derselben Optik) ist der erheblich größere Empfindlichkeitsbereich des Detektors, der bis ins nahe Infrarot reicht. Dadurch gibt es auch Filter im nahen Infrarot, die z.B. auf das Absorptionsmaximum von Methan ausgerichtet sind. Die Begrenzung auf 375 nm als minimale Wellenlänge kommt durch die Absorption der Beschichtungen der Vergütung des Spiegels und die Begrenzung auf maximal 1100 nm hängt mit der Abnahme der Empfindlichkeit des CCD's bei dieser Wellenlänge zusammen. Ein elektronischer Verschluss ermöglicht 28 Verschlusszeiten zwischen 4.167 ms bis 51.2 Sekunden.

Völlig neu und revolutionär für die damalige Zeit (als Galileo entwickelt wurde) war die Benutzung eines CCD als Detektor. Heute kennt jeder CCD von seiner Digitalkamera, doch als Galileo entwickelt wurde war dies eine völlig neue Technik, Astronomische CCDs hatten zu dieser Zeit viel kleinere Auflösungen als heute, üblich waren 512 × 320 Punkte. Die 1984/85 gestarteten Sonden zu Halley Giotto und VeGa 1+2 hatten CCDs mit 390 × 292 Pixels (Giotto) und 576 × 512 Pixel (VeGa). Galileos CCD verfügte über 800 × 800 Bildpunkte und damit doppelt bis fünfmal so viele Pixels. So war die Herstellung des CCD bei Texas Instruments sehr schwierig. Von mehreren Tausend Versuchen gab es nur zwei Chips, welche Flugqualität erreichten. Der CCD war gegenüber energiereicher Strahlung durch einen 1 cm dicken Tantalschild an fünf Seiten geschützt. Er sollte Strahlungsdosen bis zu 100 Krad widerstehen. Der Chip wird passiv durch einen Radiator auf 163 K gekühlt um seine Empfindlichkeit zu erhöhen und das thermische Rauschen zu minimieren.

Das CCD hat Abmessungen von 12.19 × 12.19 mm und verfügt über 800 × 800 Pixels. Jedes Pixel ist also 15.2 Mikrometer groß und hat eine Auflösung von 10.16 Mikrorad. Daraus ergibt sich eine Auflösung von 34 Linienpaaren pro Millimeter. Das Gesichtsfeld des Teleskops beträgt damit 8.13 mrad, dies entspricht 0.465 Grad (Der Vollmond hat einen Durchmesser von 0.51 Grad) und eine Auflösung von 1.015 km in 100000 km Entfernung. Die folgende Tabelle informiert über die Filter von SSI. Die ersten drei waren kompatibel zu denen an Bord von Voyager. Die beiden folgenden für Jupiteraufnahmen im Absorptionsbereich von Methan gedacht. Filter 6+7 sollten Aufnahmen im nahen IR ermöglichen und Filter 8 schließlich eine Aufnahme über das gesamte visuelle Band mit nur kleinem IR Anteil.

Die Kamera hatte verschiedene Telemetrieraten zwischen 115.2 und 804.6 KBit/sec. Von den 25 Formaten, die auch Teilbilder und Summationsmodi (zusammenfassen mehrerer Pixel zu einem einzigen) umfassten wurden 7 Stück, die 800 × 800, 800 × 200 und 400 × 400 Pixel große Bilder umfassten benutzt. Die Selektion noch kleinerer Subbilder erfolgte dann durch den Bordcomputer von Galileo.

Das gesamte SSI wog 29.7 kg und verbrauchte im Durchschnitt 15 W an Strom (Spitze 23 W). Die Abmessungen betragen 90 × 25 × 30 cm. Es verfügt über einen eigenen Mikroprozessor vom Typ RCA 1802 (Wie die meisten anderen Experiment auch). mit jeweils 3 KByte ROM und 3 KByte RAM. Die Kamera kann die Belichtungszeit selbstständig wählen und auch Pixel summieren, zum Beispiel. 2 × 2 Pixel und so die Datenmenge auf ein Viertel reduzieren.  Dieser Modus war fest verdrahtet und wurde erstmals auf einer Raumsonde eingesetzt. Darüber hinaus enthielt die Kamera 600 weitere elektronische Komponenten.

Es gab 4 Betriebsmodi der Kamera. Es konnten Bilder alle 2 ¹/₃, 8 ²/₃, 30 ¹/₃ und 60 ²/₃ Sekunden gemacht werden. Jeder Zyklus bestand aus dem Rücksetzen des Verschlusses, Fahren des Filterrades in die korrekte Position, auslesen des CCD um den Dunkelstrom zu gewinnen, öffnen des Verschlusses und auslesen des Bildes. Die Bilder wurden in Realzeit ausgelesen und gesendet. Der längste Modus von 60.6666 Sekunden Dauer konnte bis etwa 15 Jupiterradien  eingesetzt werden, unterhalb von 11 Jupiterradien war nur der 2.33 Sekunden Modus möglich. Dann mussten Pixel summiert werden und/oder auf Band aufgezeichnet werden (welches eine 6-7 mal höhere Datenrate als die Sender hatte). Protonen mit mehr als 10 MeV Energie konnten eine Entladung von etwa 2000 Elektronen erzeugen, welche dann einige Pixel verfälschte. Zum Schutz vor diesen wurde zum einen das CCD durch den Tantalschild geschützt und zum anderen der Summationsmodus eingesetzt, der durch Addition von Pixeln Veränderungen eines Pixels durch Mittelung reduzierte.

Der Bordcomputer komprimierte die Daten der Kamera nach Ausfall der HGA. Es gab einen verlustlosen Modus mit der Huffmann Kodierung (Verwendet im GIF und PNG Datenformat) und einer mittleren Kompressionsrate von 2.54 und die Komprimierung von je 8 × 8 Pixeln nach der Diskreten Cosinus Transformation (DCT, Grundlage des JPEG Verfahrens) mit wählbaren Kompressionsraten von 3 bis 31. Konnte die Datenmenge bei der verlustfreien Kompression nicht mit der vorgegebenen Datenrate komprimiert werden, so ließ der Bordcomputer das Ende von Zeilen weg. Dies ist auf einigen Galileo Bildern gut zu sehen.

Die Datenformate der Kamera:

Die Belichtungszeiten der Kamera. Alle Belichtungszeiten in Millisekunden.

Near Infrared Mapping Spectrometer (NIMS)

Eine weitere Neuerung von Galileo ist das Infrarotspektrometer NIMS. Es war das erste abbildende Spektrometer. Dies bedeutet, das dass Instrument wie SSI Bilder anfertigen kann, nur stammen diese aus dem infraroten Spektralbereich. Damit kann man z.B. heiße Zonen auf Jupiter und Io abbilden. Das Instrument misst die Intensität von Infrarotwellenlängen zwischen 0.7 und 5.2 Mikrometern Wellenlänge.

NIMS besteht aus einem Ritchey-Chretien Teleskop mit einem bewegbaren Sekundärspiegel und einem daran angeschlossenen Gitterspektrometer.

Das Ritchey-Chretien Teleskop verfügt über einen Optikdurchmesser von 228 mm und einer Brennweite von 800 mm (f/d = 3.5). Danach fällt das Licht auf ein weiteres Teleskop nach dem Bauprinzip des Dall-Kirkham Collminators. Sein Sekundärspiegel kann geschwenkt werden, so dass man ein größeres räumliches Gebiet abfahren kann. Deises hat eine brennweite von 400 mm bei einem Öffnungsverhältnis von f/d von 3.5. Als letztes folgte die Kamera mit dem Dispersionsgitter und einer Brennweite von 200 mm und einem Öffnungsverhältnis von 1.75. Diese Kombination macht es möglich ein sehr kompaktes Instrument mit einer sehr hohen Brennweite zu bauen.

Nach Passage durch zwei Eingangsschlitze wird das Licht durch ein Gitter mit 39 Furchen/mm in das Spektrum aufgetrennt. Es wird detektiert durch 15 Indiumantimonid Detektoren (Für die Wellenlängen von 1.9 bis 5.2 Mikrometern) und 2 Siliziumdetektoren (Für Wellenlängen von 0.7 bis 1.9 Mikrometern). Die Detektoren werden durch ein 3 mm starkes Tantal Blech vor Strahlung geschützt. Es senkt die aufgenommene Strahlendosis während der Primärmission unter 10 Krad. Jeder Detektor hat Abmessungen von 0.2 × 0.2 mm und eine Quanteneffizienz von mindestens 70 %. Die Detektoren werden durch einen konusförmigen Radiator passiv auf 64 K gekühlt. Der Radiator selber hat eine Temperatur von 55 K und ist damit der kälteste Teil der Sonde und auch kälter als jeder Punkt auf Jupiter oder seinen Monden. Der Radiator ist der konusförmige Teil links neben dem Teleskop. Die 17 Detektoren können durch einen Stepper in 24 Schritten durch das Spektrum bewegt werden. So ist neben Bildern auch die Erstellung eines Spektrums mit einer Auflösung von 408 Messpunkten möglich. Jeder Detektor erfasst einen Spektralbereich von 0.025 Mikrometern Breite und 0.52 mrad räumlicher Größe, gleichmäßig verteilt über das abgebildete Spektrum von 0.7 bis 5.0 Mikrometern.

Im Abbildenden Modus wird nicht über ein Spektrum gefahren. Man bekommt dann ein Bild durch Bewegen des Sekundärspiegels und des Instrumentes bei festgelegten Wellenlängen. Abgebildet wird ein Feld von 20 × 1 Pixel, dies sind 10 × 0.5 mrad. Dies geschieht durch Schwenken des Sekundärspiegels in der Y Achse. Dies ist eine Scanzeile. Die Auflösung beträgt 0.52 mrad. Dies sind 52 km aus 100.000 km Entfernung. Sie ist also 50 mal geringer als beim SSI, die Bilder sind dadurch niedriger aufgelöst.

Eine Abbildung kommt zustande, indem ein Schrittmotor das Instrument um jeweils 0.5 mrad in der Horizontalen bewegt. So baut sich ein Bild aus Spalten mit jeweils 20 Pixel Breite auf. Ein Bild hat eine variable Zeilenlänge aber eine konstante Höhe von 20 Pixeln.

In einem typischen Abbildenden Modus wird so ein Bild aufgebaut:

Der Spiegel bewegt sich jede 1/3 Sekunde um 20 Positionen weiter. Dabei werden die Detektoren alle 1/60 Sekunde ausgelesen und ergeben so pro 1/3 Sekunde einen 20 Pixel Streifen in der Horizontalen. Alle 4.33 Sekunden gibt es einen Scan in der Vertikalen. 12 dieser werden wiederholt um das Gesamte Array aufzubauen. So gibt es in einem vollen Zyklus einen Scan der 20 × 204 Pixel groß ist kombiniert mit 17 Messpunkten pro Spektrum, insgesamt also 69360 Punkte.

Zur Kalibration gibt es einen 63 Hz Chopper (eine Vorrichtung die schnell zwischen zwei Blickfeldern umschaltet), der es erlaubt ein Dunkelbild des Weltraums zu subtrahieren und eine Indium-Galliumarsenid Leuchtdiode die ein definiertes Spektrum bei 0.85 Mikrometern aussendet. Der Chopper setzt die Detektoren abwechselnd dem Weltraum, dem beobachteten Objekt und der Leuchtdiode aus.

Kontrolliert wird das Instrument von einem RCA 1802 Mikroprozessor neben 600 anderen integrierten Schaltungen und einem Interrupt gesteuerten Programm, das 11 Arbeitsmodi erlaubt. RAM und ROM sind jeweils 3 KByte groß. Die Datenrate zum Bordcomputer beträgt 11.52 KBit/sec. Neben dem abbildenden Modi kann das Instrument auch nur Spektren gewinnen, die man dann SSI Daten zuordnen kann, die gleichzeitig gewonnen wurden. Es gab 6 Mapping Modi und 5 spektroskopische Modi. Diese unterschieden sich durch die Auflösung und Messfrequenz.

Ursprünglich sollte NIMS regelmäßig Jupiter beobachten und die Satelliten global mit einer Auflösung von 25 km kartieren. Dazu wären dann Detailaufnahmen besonders interessanter Gebiete gekommen. Beschränkt wurde das Messprogramm schließlich auf den letzten Punkt. Links ist eine NIMS Temperaturkarte einer Io Aufnahme eines Vulkans gegenübergestellt. Oben bei 2.5 Mikrometern Wellenlänge und unten bei 4.4 Mikrometern Wellenlänge. Die hellsten Punkte haben 159 bzw. 569 Grad Celsius Temperatur. Die Auflösung beträgt 2 km. NIMS hat Abmessungen von 83 × 37 × 39 cm für die Optik und 20 × 25 × 13 cm für die Elektronik. Das Gewicht beträgt 18 kg und die mittlere Leistungsaufnahme 12 Watt.

UVS - Ultraviolet Spectrometer

Das Ultraviolettspektrometer an Bord von Galileo ist neues Instrument, dass es bei Voyager nicht gab. Dieses verfügte nur über ein Spektrometer im extremen UV (unterhalb 115 nm Wellenlänge). Es ist ein Spektrometer für das UV Licht zwischen 115 und 432 nm. In diesem Wellenlängenbereich emittieren zahlreiche Moleküle, wenn sie von energiereicher Strahlung angeregt werden. Man untersuchte damit die galileischen Monde auf Anzeichen einer dünnen Atmosphäre und Jupiter.

Das Instrument benutzt ein Teleskop mit 50.8 mm Öffnung und 250 mm Brennweite. (f/d = 5). Zwei Schlitze begrenzten das Gesichtsfeld hinter der Apparatur. Ein Gitter spaltet dann das Licht in die einzelnen Spektralfarben auf. Das Spektrometer ist ein Ebert-Fastie Spektrometer mit einer Fokuslänge von 125 mm. Hier wird nicht das ganze Spektrum simultan ermittelt, sondern ein Scanner bewegt die Detektoren entlang des Spektrums. Das Gitter mit 2400 Furchen/mm erreicht eine Auflösung von 1.3 nm im primären und 0.7 nm im sekundären Spektrum.

Als Detektoren dienen 3 Photomultiplier für die Wellenlängen von 113-192 nm und 282-432 nm (Gesichtsfeld 1 Grad × 0.1 Grad,) und 162-323 nm (Gesichtsfeld 1 Grad × 0.4 Grad). Das energiereiche Licht des UV schlägt aus einer lichtempfindlichen Schicht Elektronen heraus, die durch eine Spannung beschleunigt werden und so Sekundärelektronen freisetzen, deren Strom man messen kann. Alle 0.0007 Sekunden erfolgt eine Messung.

Die spektrale Auflösung beträgt 0.7 Nanometer in dem Wellenlängenbereich von 115-190 nm und 1.3 nm bei 190-432 nm Wellenlänge. Die räumliche Auflösung entspricht den Eingangsschlitzen und liegt bei 0.1 × 1.0 Grad bzw. 0.4 × 1.0 Grad (174.5 × 1745 km beziehungsweise 698 × 1745 km aus 100.000 km Entfernung).

Es gibt mehrere Operationsmodi. Ein Modus erlaubt es eine Wellenlänge zu selektieren und dauerhaft auszulesen, während das Instrument über die Oberfläche des Jupiters hinweg streicht. Ein zweiter Modus wechselt alle 0.007 Sekunden die Wellenlänge und gewinnt so ein Spektrum in 4.33 Sekunden.

Das Instrument verwendet einen RCA 1802 Mikroprozessor mit 512 Byte RAM, es hat kein ROM. Es hat drei verschiedene  Scanmodi. UVS wiegt 9.7 kg und verbraucht 5.9 W an Strom.

Extreme Ultraviolet Spectrometer (EUV)

Das EUV ist ein modifiziertes Exemplar, das von den Voyager Raumsonden übrig blieb. Bei diesen war es das beliebteste Instrument der Scanplattform und am längsten in Betrieb. Der Grund war, das es das einzige Spektrometer an Bord einer Raumsonde oder Satelliten war, das empfindlich für diesen Spektralbereich war. So wurde es auch zwischen den Flügen für die Untersuchung astronomischer Objekte benutzt. Die wichtigsten Atome die in diesem Bereich emittieren sind Wasserstoff bei 121.6 nm und Helium bei 55.8 nm.

EUV sitzt anders als UVS auf dem rotierenden Teil der Sonde und scannt so den ganzen Himmel während der Rotation der Sonde ab. Beim durchfliegen des Io Plasmatorus oder nahe der Monde kann es so leuchtende UV aussendende Atome bestimmen. Es verwendet ein Teleskop mit einer Brennweite von 200 mm und einem Spiegel von 40 × 60 mm Größe. Das Spektrum wird in 128 Kanäle aufgeteilt mit einer Schrittweite von 0.59 nm zwischen den Wellenlängen von 54 und 128 nm.

Die spektrale Auflösung liegt durch die Rotation der Sonde bei 1.5 nm bei Punktquellen und 3.5 nm bei ausgedehnten Wellen. Das Gesichtsfeld beträgt 0.17 × 0.87 Grad. Aus 100.000 km Entfernung entspricht dies 297 × 1518 km. Gegenüber dem Voyager UVS Instrument ist die spektrale Auflösung um 40 % kleiner und das Gesichtsfeld um 70 % größer.

EUV war in der Beschreibung der Instrumente bei dem Presskit von 1986 nicht enthalten. EUV hat einen eigenen RCA 1802 Mikroprozessor mit 1280 Byte RAM. Es wiegt 3.5 kg und verbraucht 6.55 W an Strom.

Photopolarimeter und Radiometer (PPR)

PPR ersetzt das PPS von Voyager (Photometer und Polarimeter) und des IRIS (Radiometer) von Voyager. PPR ist ein Kombinationsinstrument welches das von Jupiter und seinen Satelliten reflektierte Licht misst und dabei bestimmt:

• Die Intensität (Photometer)
• Die Polarisation (Polarimeter)
• Die Temperatur (Radiometer)

Alle drei Detektoren waren an ein gemeinsames Teleskop mit 500 mm Brennweite und 100 mm Öffnung angeschlossen. Für die Radiometerfunktion gab es noch eine zweite Öffnung die in den Weltraum zeigte und einen Chopper, der zwischen beiden Feldern umschaltete. Das Gesichtsfeld des Instrumentes betrug 2.5 mrad (0.14 Grad). Aus 100.000 km Entfernung ergibt dies eine Auflösung von 250 km.

Das Photometer nutzt sieben enge Spektralbänder im roten und IR bei 619, 633, 648, 789, 829, 840 und 892 nm Wellenlänge. Es maß jeweils die Intensität in diesem Spektralbereich mit hoher Genauigkeit. Dadurch konnten auch die genauen Zeitpunkte des Impaktes der Bruchstücke von Komet Shoemaker-Levy festgestellt werden.

Das Polarimeter benutzte drei Wellenlängen von 410.0, 678.5 und 944.6 nm Zentralwellenlänge. Ein Wollaston Prisma im Strahlengang erzeugte die polarisierte Strahlung aus dem Licht. Ein Wollaston-Prisma besteht aus zwei verkitteten Kalkspatkeilen. An der Kittfläche wird ein polarisierter Lichtstrahl in zwei senkrecht aufeinander stehende Wellenzüge (Teilstrahlen) gespalten. Die Intensität von polarisiertem Licht erlaubt es Rückschlüsse über die Dichte und den Druck der Atmosphäre von Jupiter zu ziehen.

Das Radiometer maß die Temperatur eines Objektes durch Vergleich der Intensität der Strahlung mit der des Weltraums (die man als 0 K ansetzte). Dazu schwenkte ein Chopper mit einer Frequenz von 30 Hz zwischen der Öffnung die zum Weltraum zeigte und der des Teleskops hin und her. Das Radiometer benutzte 5 Wellenlängen im mittleren bis fernen Infrarot mit Zentralwellenlängen von 16.8, 21.0, 27.5, 35.5 und 45-117 Mikrometern. Zur Kalibration gab es noch einen Filter von weniger als 4.0 Mikrometern Wellenlänge, wenn das Instrument auf die Sonne schaute.

Es gab verschiedene Operationsmodi. In einem wurde das Filterrad durch alle Radiometer und Photometer Kanäle rotiert und eine Messung alle 18 Sekunden erhalten. in einem zweiten wurde das Filterrad nur zwischen den 7 Photometerkanälen vor und zurück gredeht,

Das Instrument hat einen eigenen RCA 1802 Mikroprozessor mit 4 KB ROM und 256 Byte RAM. Es kann nur in einer der drei Betriebsarten (Photometer, Polarimeter und Radiometer) arbeiten, nicht gleichzeitig in mehreren. PPR wiegt 5.2 kg und hat einen mittleren Stromverbrauch von 4.5 W und einen maximalen von 11 W. Das Bild links zeigt eine Temperaturkarte von Io (überlagert einer Karte), gewonnen mit dem Radiometer von PPR.

Dust Detector Subsystem (DDS)

Das DDS ist ein deutsches Experiment an Bord des Galileo Orbiters, welches im Austausch für die Entwicklung des Antriebssystems mit flog. Er basiert auf einem Design für den europäischen Satelliten HEOS 2. Das Max Planck Institut für Kernphysik hat sich sowohl bei der Erforschung des Staubes wie auch beim Bau der Detektoren sehr viel Erfahrung angeeignet, so, dass seit Galileo die meisten Detektoren dieses Typs an Bord von amerikanischen, europäischen und sowjetischen Sonden von Deutschland stammen.

Vor Galileo gab es nur Staubmessungen von Pioneer 10+11 aus dem äußeren Sonnensystem. Dabei waren deren Staubdetektoren für die Messung im Asteroidengürtel ausgelegt worden. Die Voyager Sonden hatten keinen Staubdetektor an Bord, entdeckten aber mit ihren Kameras einen Ring um Jupiter der aus Staub bestand. Dieser Staub musste von irgendwo her kommen und dies führte zur Mitnahme dieses Experimentes.

Der Staubdetektor DDS ist auch baugleich an Bord der Raumsonde Ulysses vorhanden, wodurch Vergleichsmessungen möglich sind. Das Messprinzip ist sehr einfach. Staubteilchen prallen mit hoher Geschwindigkeit (einige Kilometer pro Sekunde) auf eine Goldfolie und verdampfen dabei. Durch die hohe Aufschlagsenergie wird ein Teil des Gases ionisiert und erzeugt dabei eine elektrische Ladung die registriert wird.

Um die elektrische Energie zu messen passieren die Teilchen noch vor dem Aufschlag drei dünne Gitter, wobei elektrisch aufgeladener Staub eine Entladung hervorruft. Durch 3 Gitter ist auch die Richtung und Geschwindigkeit der Teilchen vor dem Aufschlag bestimmbar.

Die Teilchen treffen dann auf eine halbkugelförmige Goldfolie wo sie verdampfen und ein Plasma bilden, dessen Ionen detektiert werden. Das Gesichtsfeld beträgt 140 Grad. Durch die Rotation der Sonde erfasst das Instrument so die gesamte Umgebung um die Raumsonde. Dazu ist der Staubdetektor im rotierenden Teil des Orbiters angebracht.

Die Fläche des Detektors von 44.2 cm Durchmesser beträgt 0.1 m². Die Masse der detektierbaren Teilchen hängt von ihrer Geschwindigkeit ab. Bei 5 km/s liegt sie zwischen 10^-13 und 10^-7 g. Bei 40 km/s liegt sie bei 10^-16 und 10^-7 g. Es können bis zu 100 Teilchen pro Sekunde und einem Teilchen alle 38 Tage detektiert werden. Im interplanetaren Raum detektierte das Instrument normalerweise einen Einschlag alle 1-10 Tage. Bei Jupiter sind es Raten bis zu 10 Einschlägen pro Minute.

Erfasst werden Teilchen mit mehr als 1 km/s bis maximal 70 km/s Geschwindigkeit und Ladungen von 10^-14 und 10^-10 C bei negativen und 10^-14 und 10^-12 C bei positiven Teilchen. Die Datenrate des Instrumentes ist sehr gering, zumal es die Daten auch zwischenspeichert, bis sie abgerufen. Es war das einzige Instrument, welches von Anfang der Mission bis zum Ende weitgehend ohne Einbusen durch den Ausfall der HGA betrieben werden konnte.

DDS wiegt 4.2 kg und verbraucht 5.4 W an Strom. Es hat einen eigenen RCA 1802 Prozessor mit 3 KB ROM und 2 KB RAM.

Energetic Particles Detector (EPD)

Der EPD erfasst die Teilchen hoher Energie in den Strahlungsgürteln von Jupiter. Diese sind auch Ursache das Galileo Jupiter nicht zu nahe kommen darf, denn die Strahlendosis steigt zu Jupiter hin rapide an. Das Instrument misst die Zahl, Energie und Richtung von Elektronen mit mehr als 20 keV Energie. (Dies entspricht der Energie die ein Elektron hat, wenn es durch eine 20000 V Spannungsdifferenz beschleunigt wird). Bei Ionen kann auch die Zusammensetzung (Atommasse) bestimmt werden. Hier liegt die Detektionsschwelle bei 100 keV Energie.  Dagegen misst PLS die Teilchen mit kleineren Energien.

EPD besteht wiederum aus zwei Einzelsystemen dem Low-Energy Magnetospheric Measurements System (LEMMS) und dem Composition Measurements System (CMS).

Beide Systeme können Teilchen aus zwei Richtungen erfassen, die um 180 Grad versetzt sind und werden durch einen Schrittmotor in eine von 8 Position gefahren. Zusammen decken diese 8 Positionen einen Kreis ab. Die eine Seite beider Detektoren hat ein eingeschränktes Gesichtsfeld als die andere. Dadurch ist die Einfaltsrichtung besser bestimmbar. Die Energie der Teilchen ist wiederum ein Maß für die Plasmatemperatur, die damit indirekt bestimmt wird. Jeder Sektor hat eine Größe von 30.6 Grad. Alle 8 Sektoren eines Detektors bilden einen Halbkreis von 183.6 Grad.

LEMMS erfasst Elektronen und Ionen. Die Silizium Detektoren von LEMMS sind durch Schilde geschützt. Sie lassen nur Elektronen von mehr als 15 keV bis 11 MeV und Ionen von 22 keV bis 55 MeV passieren.

Das CMS hat neben den Siliziumdetektoren auch einen Flugzeitdetektor und kann dadurch die Zusammensetzung von Ionen bestimmen. Er detektiert Ionen von 10 keV bis 10 MeV Energie. Erfasst werden Ionen von Wasserstoff bis Eisen.

Das Gesichtsfeld von LEMMS beträgt 15 und 45 Grad. Bei CMS sind es 18, 23 und 54 Grad. Gesteuert wird es von einem RCA 1802 Mikroprozessor mit 6 KB ROM und 2.25 KB RAM. Bei der Entwicklung von EPD und der Auswertung der Messergebnisse ist auch das Max-Planck Institut für Aeronomie aus Deutschland beteiligt.

Gemessen wird in insgesamt 49 Kanälen. Es gibt 4.5 Pulshöhe Messungen pro Sekunde. Alle 4.6 Sekunden wird der Detektor von einer 2.7 mm dicken Paladiumschicht zur Eichzwecken abgedeckt.

EPD wiegt 10.5 kg und verbraucht 10.1 W an Strom.

Plasma Subsystem Instrumentierung (PLS)

Während EPD Teilchen hoher Energie erfasst, tut dies PLS bei denen niedriger Energie. PLS besteht aus 4 sphärischen elektrostatischen Analysatoren (je zwei für Elektronen und für Ionen) und drei miniaturisierten Massenspektrometern.

Die elektronstatischen Analysatoren bestehen aus je 3 Platten die ein Kreissegment von 70 Grad Bilden. Die beiden äußeren Platten sind geerdet, während die mittlere durch ein Programm unter verschiedene Spannungen gesetzt wird. Ein Teilchen mit einem bestimmten Energie/Masse Verhältnis kann die Platten passieren, andere schlagen auf die Platten auf. Die Teilchen werden dann durch Channel Elektron Multiplier (CEM) detektiert. Das Gesichtsfeld beträgt 168 × 12 Grad. Durch Rotation der Sonde wird der ganze Hintergrund abgetastet.

Von den vier elektrostatischen Analysatoren entfallen je zwei auf die Detektion von Ionen und zwei auf die Detektion von Elektronen. Je ein Ionen/Elektrondetektor bildet einen Kombinationsdetektor (A bzw. B). Die Eingangsöffnung hat ein Gesichtsfeld von 60 Grad. Die Spannung auf der mittleren Platte wird in 64 logarithmischen Schritten von 0.05 V zu 2880 V erhöht, entsprechend einer Teilchenenergie von 0.9 eV bis 52 keV. Es gibt als Detektoren je eine SEM 4211 CEM und eine SEM 4213 CEM (SEM 4211: 1 mm Öffnung, SEM 4213: 3 mm Öffnung). Die Auflösung Δm/m beträgt 0.11. Der Spannungsbereich des gesamten Instruments deckt den Bereich von 1.2 bis 50400 V ab.

Verbunden sind die elektrostatischen Analysatoren mit drei miniaturisierten Massenspektrometern. Detektor A hat eines, Detektor B zwei. Jedes Massenspektrometer hat zwei Eingangsschlitze von 11.1 × 0.15 mm und 8.5 × 0.15 mm Größe in einer Distanz von 9.5 mm. Die Schlitze engen das Gesichtsfeld auf 8 × 2 Grad ein. Aufgetrennt werden die Ionen dann mit einem Magnetfeld durch einen 150 g schweren Elektromagneten. Auch dieses wird in 64 Schritten durch Anlegen eines Stromes von 0.0014 to 0.225 T variiert. Detektiert werden die Ionen dann durch zwei CEM. Ein CEM arbeitet im Differenzmodus und einer im Integralmodus Die Auflösung Δm/m liegt bei 0.24 im Differenzmodus und 0.5 im Integralmodus. Dies erlaubte es die Ionen H⁺, H2⁺/He²⁺, He⁺, O²⁺ O⁺, Na⁺, S⁺ und K⁺ mit den Differenz Sensoren und H⁺, H^₂+/He²⁺, O²⁺, O⁺, S⁺ und SO^₂+ mit den Integral Sensoren zu messen. Das Massenspektrometer konnte nicht zwischen zwei Ionen mit dem selben Ladung/Massenverhältnis unterscheiden wie z.B. O⁺/ S²⁺.

Gegenüber Voyager hatte das PLS einige Verbesserungen. Zum einen war der Meßbereich größer. Voyager maß von 10-5920 V. Zum anderen war die zeitliche Auflösung höher. Sie betrug 100 Sekunden bei Voyager und 5 Sekunden bei Galileo für eine Raumachse und 20 Sekunden für alle 3 Raumachsen. Dies ist vor allem von Vorteil wenn die Raumsonde die galileischen Satelliten passiert, da sich dann Jupiters Plasmafeld auf kleinen Skalen durch den Mond verändert wird. Weiterhin verfügte bislang über keine Raumsonde übr ein Massenspektrometer, mit dem man die Plasmazusammensetzung direkt bestimmen kann.

PLS erfasst damit die Zahl von Teilchen einer bestimmten Energie und deren Richtung, bei Ionen auch die Zusammensetzung. Es verfügt über zwei RCA 1802 Mikroprozessoren mit je 4 KB ROM und 4 KB RAM. Das PLS wiegt 13.2 kg und verbraucht 11 W an Strom. Nur jeweils ein Prozessor war aktiv, der andere war verfügbar um bei einem Ausfall jederzeit die Kontrolle übernehmen zu können. Es gab zahlreiche Modi in denen Bänder nach Energie/Ladung oder Masse/Ladung oder räumliche Ausrichtung gewechselt werden konnten. Es gab Modi in denen der Plasmaanalysator automatisch die Verteilung und Zusammensetzung von Ionen bestimmen konnte.

Plasma Wave Subsystem (PWS)

Treffen die Teilchen des Plasmas auf Magnetfelder so senden Sie elektromagnetische Wellen aus, so genannte Plasmawellen. Das Plasmawellen Subsystem detektiert diese. Es ist vergleichbar einem Radioempfänger, der auf allen Frequenzen gleichzeitig empfängt. Das PWS misst elektrische Felder von 5.62 Hz - 5.65 MHz Frequenz und Magnetische Felder von 5 Hz bis 160 kHz Frequenz. Die Frequenzen können hörbar gemacht werden. (Sie klingen nach einer Mischung aus Walgesang, Schneesturm und Autorennen). Experten können aus diesem Geräusch alleine die Art und Herkunft der Wellen erkennen.

Das PLS detektiert elektrische Felder durch eine 6.6 m lange Dipolantenne am Ende des Magnetometers Auslegers und magnetische Felder durch zwei Magnetsuchkeulenantennen von 26.6 und 27.5 cm Länge, die an der HGA montiert sind. Die Dipolantenne besteht wiederum aus vier je 1.8 m langen Teilen. Die Antenne besteht aus einem Graphitepoxyschaft von 2 cm an der Basis und 0.4 cm am Ende. Ein 250 MegaOhm Widerstand verhindert eine Übertragung einer elektrostatischen Aufladung der Antenne auf die Raumsonde.

Eine der Magnetbandantennen ist optimiert für niedrige Frequenzen (5 Hz - 35 Hz) und parallel zu der Dipolantenne orientiert. Die zweite empfängt hochfrequente Wellen von 1 kHz -50 kHz und ist senkrecht zu der Dipolantenne angeordnet. Die erste besteht aus 50.0000 Windungen von 0.07 mm Kupferdraht, die zweite aus 2000 Windungen von 0.14 mm Kupferdraht.

Alle 3 Antennen münden an eine gemeinsame Verstärker / Empfänger Einheit. Es gibt folgende Empfänger:

• Ein Hochfrequenzanalysator mit 42 Frequenzen von 100.8 kHz bis 5.645 MHz mit einer Frequenzauflösung von Δf/f = 0.1 und einem dynamischen Bereich von 100 dB. Die Abtastzeit für ein Spektrum dauert 18.67 sec bei einer Bandbreite von 1.34 kHz.
• Einem Mittelfrequenzanalysator mit 112 Frequenzen zwischen 40 Hz und 160 kHz mit einer Frequenzauflösung von Δf/f = 0.08. Der dynamische Bereich beträgt ebenfalls 100 dB und die Abtastzeit für das gesamte Spektrum ebenfalls 18.67 Sekunden. Der Frequenzbereich wurde in 4 Bänder mit je 28 Frequenzen von 4.26, 6.67, 120 und 1510 Hz unterteilt.
• Einem Niedrigfrequenzanalysator mit vier logarithmisch unterteilten Kanälen zwischen 5.62 und 31.1 Hz mit einer Δf/f von 0.67 und einem dynamischen Bereich von 110 dB sowie Bandbreiten von 0.83, 1.86, 2.75 und 4.79 Hz. Die vier Kanäle wurden alle 2.67 Sekunden gemessen.
• Einem Hochgeschwindigkeitsempfänger der die Wellenform in drei Frequenzbändern von 5 Hz - 1 kHz, 50 Hz - 10 kHz und 50 Hz - 80 kHz bestimmt.

Das Instrument verfügt über einen RCA 1802 Mikroprozessor mit 512 Byte RAM. Es war am stärksten von den Einschränkungen durch die HGA betroffen. Es gab 3 Modi zur Bandselektion (50 Hz - 10 kHz, 50 Hz - 80 kHz, 5 Hz - 1 kHz). Dies entsprach 25200, 201600 und 3150 Messungen zu je 4 Bit. Diese mussten nun um den Faktor 80 komprimiert werden. Das PWS wiegt 7.1 kg und verbraucht 9.8 Watt an Strom.

Heavy Ion Counter (HIC)

Dieses ingenieurwissenschaftliche Experiment dient dem Nachweis von schweren Ionen in Jupiters Strahlungsgürtel und ist der Nachfolger von HETS, einem Teilinstrument von Voyagers CRS. Er benutzt auch übrig gebliebene Hardware von Voyager. Er dient dem Nachweis schwerer Ionen mit Ordnungszahlen von 6-28 (Kohlenstoff bis Nickel). Ziel war vor allem genauere Daten über das Vorkommen dieser schweren Ionen zu erhalten um zukünftige Missionen effektiver zu schützen. Schwere Ionen durchdringen Schutzschilde wesentlich stärker als die in Masse vorkommenden Protonen. Daten der Zusammensetzung und lokales Vorkommen der Ionen sind aber auch wissenschaftlich nützlich. So kann man durch den Nachweis von Natrium nahe Europa einen Transport von Io zu Europa vermuten.

HIC benutzt weitgehend die Hardware von Voyagers CRS mit Ausnahme des Anschlusses an Galileos CDS. Der Detektor ist ein Stapel von einkristallinen Siliziumscheiben. In diesen erzeugen auftreffende Ionen eine Sekundärstrahlung, die lawinenartig Elektronen freisetzt. Dieser Strom wird gemessen. Teilchen kleiner Masse werden durch zwei Schichten Kapton Gewebe vor dem trichterförmigen Fenster absorbiert. Detektiert können Teilchen mit einer Energie von 6 MeV absolut bis 200 MeV pro Proton, bei Kohlenstoff-12 liegt die Messschwelle also zwischen 6 und 2400 MeV.

Es gibt zwei Detektoren LET-B und LET-E die sich in der Empfindlichkeit unterscheiden LET-E detektiert Teilchen von 15-200 MeV/Nukleon, LET-B alle Teilchen mit mehr als 6 MeV Energie. LET-E besteht aus 4 und LET-B aus 5 Schichten Silizium.

Die Masse von HIC beträgt 8.33 kg, es verbraucht 2.8 W an Strom. Da die Elektronik von Voyager übernommen wurde, hat es keinen Mikroprozessor, sondern muss vom CDS abgefragt werden. Es teilt sich einen Kommunikationslink zum CDS mit dem EUV. Es kann nur eines der beiden Experimente zu einer bestimmten Zeit arbeiten.

Magnetometer (MAG)

Galileo hat zum Messen der Magnetfelder zwei Magnetometer an Bord. Jupiters Magnetfeld ist viel größer als der Planet selbst und Galileo befindet sich während seines Orbits fast ständig innerhalb des Magnetfelds. Daher benötigt Galileo ein Magnetometer das starke Felder messen kann. Gleichzeitig soll das Instrument nach Magnetfeldern bei den galileischen Monden suchen, die wenig Eisen enthalten. Muss also auch schwache Felder messen können. Galileo hat daher zwei Magnetometer mit unterschiedlichen Messbereichen an Bord.

Beide Magnetometer besteh aus je 3 Sensoren für die drei Raumachsen. Sie befinden sich auf einem 11 m langen Mast. Sensor 1 für starke Felder ist 6.87 m von der Sonde entfernt, Sensor 2 für schwache Felder 11.03 m von Galileo entfernt. Der Ausleger aus nicht magnetischen Materialen dient dazu, die Magnetometer möglichst weit von Galileos Elektronik zu bringen, da die elektrischen Ströme auch ein Magnetfeld erzeugen.

Sensor 1 für stärkere Felder kann Magnetfelder von ± 512 bis ± 16384 nT erfassen. (Stärke des Erdmagnetfeldes am Boden 50000 nT (nT = Nanotessla). Sensor 2 erfasst schwache Magnetfelder von ± 32 bis ± 512 nT. Beides sind triaxiale Fluxgatemagnetometer. Ein bei Pioneer 9 erprobter Mechanismus kippt die Magnetometer zyklisch um 90 Grad. Dazu wird ein Bimetallschaft erhitzt, der dadurch seine Form ändert.

Jeder Messwert wird mit 16 Bits digitalisiert. Es gibt zwei Modi in denen das Instrument betrieben werden kann. Im ersten sammelt das Instrument in gleichen Zeitintervallen Messwerte über das Magnetfeld. Es speichert von jedem Sensor ein Packet über den Vektor (X,Y,Z Achse) und einen weiteren 16 Bit Wert mit Statusinformationen und der Spinorientierung der Raumsonde zum Messzeitpunkt. In einem zweiten Modus berechnet die Bordelektronik die demodulierten Daten (nach Berücksichtigung des Spins) und speichert diese als X,Y und Z Koordinaten. Ein dritter Modus mittelt die Daten über längere Perioden und speichert diese ab. Dies wird genutzt wenn der Orbiter längere Zeit keine Funkverbindung zur Erde hat. In einem vierten Modus, dem Snapshot Modus wird der Datenpuffer in kurzen Intervallen beschrieben und vorm Orbiter ausgelesen. Ein letzter Modus deaktiviert das Datensammeln und wird benutzt wenn Kommandos von der Erde geschickt werden und zuerst im Datenspeicher zwischengespeichert werden

Das MAG verwendet einen RCA 1802 Mikroprozessor mit je 4 KB ROM und 4 KB RAM. Es hat eine Masse von 7 kg und verbraucht 2.8 Watt an Strom.

Radio Science Subsystem (RSS)

Ein Experiment hat jede Sonde an Bord: Es ist die Kommunikationsverbindung zur Erde. Passiert ein Radiosignal eine Zone geladener Teilchen (Ionosphäre) so wird es abgeschwächt. Das gleiche gilt beim Passieren einer Atmosphäre. Dabei verändert sich das Signal. Es wird abgeschwächt, Phasen- oder Frequenzmoduliert. Die Veränderungen lassen Rückschlüsse über die Dichte und Temperatur einer Atmosphäre oder Ionosphäre zu. Es gibt während der Primärmissionen 8 Bedeckungen, bei denen von der Erde aus gesehen, die Sonde hinter Jupiter verschwindet. Dazu kommen 10 Bedeckungen durch die vier galileischen Monde.

Passiert Galileo einen der Monde nahe, so verändert dies auch die Frequenz. Es kommt zu einem Dopplereffekt. Voyager konnte aufgrund der Vorbeiflüge schon die Massen der Monde so bestimmen. Galileo konnte durch die nahe Passage auch grobe Aussagen über die innere Zusammensetzung machen. So ist Kallisto weitgehend undifferenziert, während Europa einen festen Kern hat.

RSS benutzt die LGA Antenne der Sonde und benötigt keinerlei zusätzliche Hardware, Die Genauigkeit beim Durchleuchten der Atmosphäre bei Bedeckungen hat allerdings gelitten, da die HGA einen viel kleineren Antennenstrahl besitzt, also ein kleineres Gebiet die Signale verändern kann. Dadurch ist die räumliche Auflösung geringer als geplant.

Weiterhin verfügt die Sonde über Elektronik welche ein von der Erde gesandtes Signal bei 2115 und 7795 MHz bei 2295 und 8442 MHz zurücksendet. Dieses passiert dann das Gebiet zweimal und in zwei Wellenlängenbereichen. Weiterhin wurde dieses Experiment auch zur Suche nach Gravitationswellen auf dem Flug zu Jupiter genutzt, man konnte allerdings keine während diesen 5 Jahren entdecken.

Links

Galileo Home

Institut für Planetenerkundung Galileo Seiten

https://ntrs.nasa.gov/archive/nasa/casi.ntrs.nasa.gov/19810003138.pdf

Artikel erstellt: 1999, Artikel zuletzt aktualisiert 21.3.2017

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.

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