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Pioneer Venus Multiprobe Sonde

Einleitung

Es gibt von mir 3 Aufsätze über Pioneer Venus. sie lesen gerade den Aufsatz über die Multiprobe Sonde. Daneben gibt es noch:

OrbiterPioneer Venus 2 / Pioneer Venus Multiprobe

Diese Sonde bestand aus 3 verschiedenen Sonden:

Die Wahl von drei kleinen und einer großen Landekapsel für die Atmosphärenforschung war durch die Forderung nach einer preiswerten Mission gegeben. Es wäre für die Erforschung sicher besser gewesen, eine große Kapsel zu konstruieren, die besser instrumentiert gewesen wäre und eventuell auch auf der Oberfläche Untersuchungen machen konnte, so wie dies die Venera 11+12 Sonden taten die im gleichen Startfenster wie Pioneer Venus starteten. Doch dafür waren nicht genügend Mittel verfügbar. Der nächst bessere Weg wären zwei große Kapseln anstatt 3 kleinen, doch dies ging nicht wegen des Durchmessers der großen Kapsel. Zwei Kapseln dieser Größe waren nicht auf dem Bus unterzubringen. Die drei kleinen Kapseln erlaubten zwar Messwerte von verschiedenen Stellen zu erhalten, doch wusste man schon dem Start der Entwicklung durch die Daten von Venera 4-8, dass die Atmosphäre der Venus sehr homogen ist, d.h. fast überall dieselben Parameter herrschen. Weiterhin war die Instrumentierung der kleinen Kapseln sehr bescheiden. Im wesentlichen maßen Sie die Temperatur, Druck und die Helligkeit.

Die Startmasse der Pioneer Venus 2 Sonde betrug 875 kg. Davon entfielen auf den Bus 290 kg und 585 kg auf die vier Kapseln.

Der Bus

Der Bus war weitestgehend identisch zu dem von Pioneer Venus 1, es fehlte das Feststofftriebwerk, die Kommunikationsausrüstung und die Experimente des Orbiters. Der Bus hatte einen Durchmesser von 2.48 m und eine Höhe von 1.22 m. Die Höhe mit den Landekapseln und einer Empfangantenne betrug 2.9 m. 6.9 m² Solarzellen an der Oberfläche ergaben eine elektrische Leistung von 312 W bei der Venus (214 in Erdnähe). Benötigt wurden davon maximal 241 Watt. Auch der Bus rotierte um seine eigene Achse um die Lage zu stabilisieren. Während des Transferfluges zur Venus mit einer halben Umdrehung pro Minute, dann vor der Abtrennung der Sonden mit 48 Umdrehungen pro Minute. Der Bus sandte seine Daten über eine S-Band Omni Antenne an der Unterseite mit 1024 Bit/sec direkt zur Erde. Er verglühte in der Atmosphäre der Venus, da er demselben Flugpfad wie die Landekapseln folgte. Empfangen wurden die Daten über eine zweite, nadelförmige Antenne an oder Oberseite des Busses. Neben diesen beiden omnidirektionalen Antennen (identisch zu denen bei dem Pioneer Venus Orbiter) gab es auf der Rückseite der Sonde eine Mittelgewinn Antenne in Hornform. Sie wurde für kritische Manöver wie das Abtrennen der Sonden eingesetzt.

Bus und OrbiterWie beim Orbiter befanden sich 32 kg Hydrazin zur Kurskorrektur in zwei Tanks aus Titan von je 32.5 cm Durchmesser. Die Sonden waren so befestigt, dass die große Sonde genau auf der Spinachse saß und die drei kleineren Sonden in einem 120 Grad Winkel auf einem äußeren Kreis. Wenn die Sonde die drei äußeren Sonden abtrennte, dann erhöhte sie den Drall auf 45 Umdrehungen pro Minute. Pyrotechnische Zünder durchtrennen Verbindungen zum Bus und Federn drückten die Sonden vom Bus weg. Durch die Anbringung an der Außenseite bekamen sie durch den Drall einen Bewegungsimpuls nach Außen und sie bewegten sich so etwas vom Flugpfad weg.

Die anderen Systeme waren weitgehend identisch mit dem des Pioneer Venus Orbiters. Mit folgenden Ausnahmen: Es gab aber nur ein axiales Triebwerk und das  Kommunikationssystem hatte keinen Speicher. Es gab nur ein wissenschaftliches Datenformat mit einer Datenrate von 1024 Bit/sec.

Experimente des Busses

Es gab nur 2 Experimente, beides Massenspektrometer im Gesamtgewicht von 6 kg an Bord des Busses. Diese waren nur in den letzten Minuten der Mission aktiv. Damit die Meßphase sehr lang war, hatte man den Bus so ausgerichtet dass er sich der Venus in einem flachen Winkel näherte. In 150 km Höhe betrug seine Geschwindigkeit "nur" 3 km/s. (Beim senkrechten Aufprall wären es mehr als 11 km/s gewesen).

Neutral Mass Spectrometer (BNMS)

Dies war ein doppelt fokussierendes Massenspektrometer aus Deutschland, welche die Zusammensetzung der Hochatmosphäre bestimmte. Entwickelt wurde es von der Universität Bonn. Es war zwischen Atommassen von 1 und 46 u sensitiv und wog 5 kg bei einem Stromverbrauch von 6 W. Die Öffnung schaute von dem Deckel des Busses, der gegen die Venus zeigte. Das Massenspektrometer ionisierte Teilchen durch eine Bombardierung mit Elektronen. Es war für eine sehr schnelle Messung optimiert worden. Die Bauweise war die eines doppelt fokussierenden Mattauch-Herzog Massenspektrometer. Neben der hohen Abtastrate hatte es durch zwei Detektoren mit unterschiedlicher Sensitivität einen sehr hohen dynamischen Messbereich und konnte auch bei einem hohen Außendruck arbeiten. Detektoren waren Spiraloton Elektronenvervielfacher. Einer war sensitiv zwischen 1-8 u und der zweite zwischen 12 und 46 u.

Das Instrument arbeitete in zwei Modi. im ersten dem Peak Mode registrierte es nur starke Peaks. Im zweiten Modus, der unterhalb von 214 km Höhe aktiviert wurde, dem "Fly-Through" Mode registrierte es einzelne Ionen mit hoher Energie.

Während dieses deutsche Massenspektrometer neutrale Moleküle bestimmte, machte dies ein zweites amerikanisches Experiment für Ionen in der Ionosphäre und der Hochatmosphäre. Das Experiment hatte nur wenig Zeit für seine Messungen. Die ersten Ionen detektierte es in 500 km Entfernung von der Venus und in 130 km Höhe versagte es als der Bus verglühte. Da sich Pioneer Venus mit etwa 11 km/s der Venus näherte blieben also nur etwa 30 Sekunden für die Messung.

Ion Mass Spectrometer (BIMS)

Mit diesem zweiten Massenspektrometer ohne Ionisierungsquelle wurden Ionen mit einer Atommasse von 1 - 60 u bestimmt. Das amerikanische Ionenmassenspektrometer wog 1 kg und verbrauchte 1 W an Strom. Es war identisch zu dem Ionenspektrometer an Bord des Orbiters und für Messungen oberhalb von 120 km Höhe ausgelegt.

Das Instrument basierte auf Vorläufern auf den Satelliten der OGO Serie / Explorer Serie. Ionen mit Atommassen von 1- 56 u konnten bestimmt werden. (u: Atomare Masseneinheit). Es gab einige Modi in denen gezielt nach Ionen gesucht werden konnte. Im Normalmodus tastete es den Messbereich in 6.3 Sekunden ab. Dazu gab es den Sweep Modus. In diesem wurde der Gesamtbereich innerhalb von 1.8 Sekunden bei geringer Auflösung abgetastet und dann Bereiche in denen man Ionen detektierte mit höherer Auflösung in jeweils 4.5 Sekunden abgetastet. Die am häufigsten Ionen (je nach Modus 8,4 oder 2) konnten je Modus auch laufend abgetastet werden.

Das Instrument war ein Bennet Radiofrequenz Massenspektrometer. Ionen traten durch einen Aluminiumzylinder ein und passierten eine Röhre aus Drähten. Bei dieser wurde eine Spannung variiert um die Ionen zu beschleunigen. Danach wurden sie durch ein variierbares Radiofrequenzfeld. Zwei Detektoren hatten unterschiedliche Empfindlichkeiten.

SondenDie kleinen Atmosphärenkapseln

Die kleinen Atmosphärenkapseln wogen je 97 kg. Der Durchmesser betrug 0.76 m. Sie bestanden aus einem kegelförmigen Hitzeschutzschild (Winkel 45 Grad) und einer sphärischen Kugel aus Titan. Sie wurden durch Bolzen miteinander verbunden. An der Außenseite befanden sich die Sensoren. Der Hitzeschutzschild hatte die Aufgabe den größten Teil der Reibungshitze aufzufangen.

5 Minuten vor dem Eintritt wurden zwei kleine Massen an Seilen abgetrennt. Sie bremsten die Rotation von 48 auf 17 Umdrehungen ab. Danach wurden die Seile durchtrennt und die Massen abgeworfen. Die Reduktion der Spinrate war nötig, damit die aerodynamischen Kräfte die Kapsel so drehten, dass der Hitzeschutzschild nach unten schaute.

Die Sonden wurden durch die sehr dichte Venusatmosphäre sehr stark abgebremst und zwar in 38 Sekunden von 38000 km/h auf 727 km/h. Es traten negative Beschleunigungen bis zu 380 g auf. Ausgelegt waren die Sonden auf 500 g. Die kleinen und die große Sonde waren druckfest bis 95 Bar. Während des Abstiegs betrug die Innentemperatur maximal 47 Grad Celsius bei bis zu 479 Grad Celsius Außentemperatur. Strom lieferte eine nicht wiederaufladbare Silber-Zinkbatterie.

Die Rückseite bestand aus einem Achterdeckel (Aeroshell) aus Fieberglas mit einer Teflonbeschichtung. Der konische Hitzeschutzschild aus Phenolharz mit Graphiteinlagen. Anders als bei der Hauptkapsel waren Hitzeschutzschild und Aeroshell permanent mit dem Druckbehälter verbunden. Die Aeroshell war aus Titan, da sie bis zur Oberfläche durchhalten musste.

Der eigentliche Druckbehälter innerhalb des konischen Hitzeschutzschildes und der Aeroschilds mit dem Fallschirm hatte einen Durchmesser von 47 cm und wog 18 kg. Er bestand aus einer 3 mm dicken Titanhülle. Instrumente schauten durch ein 10 mm großes Diamantfenster nach außen. Dieses hatte eine zweiteilige Isolation, die sowohl gegen das Vakuum in der Kälte wie auch gegen die Venus Atmosphäre bei hohen Temperaturen und Drücken isolierte. Tests auf der Erde mit bis zu 172 Bar Druck zeigten, dass diese Isolierung absolut dicht war.

Auch die kleinen Kapseln standen unter einem Innendruck von 1.02 Bar. Dieser wurde aber durch Xenon (große Kapsel: Stickstoff) erzeugt (geringerer Wärmfluss) und nicht vor dem Eintritt erhöht. Xenon hat nur 21 % der Wärmeleitfähigkeit von Luft. Ziel war eine maximale Innentemperatur von 50 °C.

Die Isolierung gegen den Außendruck bestand wie bei der großen Probe aus O-Ringen (Vakuumisolation) und Graphoil (Hochtemperaturisolierung). Thermische Isolation war ein Kaptongewebe und zwei Berylliumbleche als Wärmeabsorber. In 70 km Höhe wurden zwei Türen geöffnet, so dass die Instrumente mit der Atmosphäre in Berührung kamen SAS und SNFR waren jeweils an 10 cm breiten Auslegern angebracht.

Der Druckbehälter war wiederum durch Wände in 7 Unterkompartimente unterteilt: Einer für die Antenne, 3 für Kabel, einer für einen Zugang zur Sonde, und zwei für wissenschaftliche Experimente.

Die Daten der Venera Sonden ergaben eine so dichte Atmosphäre, dass Berechnungen ergaben, dass die kleinen Sonden auch ohne Fallschirm relativ langsam durch die Atmosphäre fallen würden. Daher hatten diese Sonden kein Fallschirmsystem. Der Hitzeschutzschild blieb auch nach dem Abbremsen an den Sonden. Ein S-Band Sender mit 10 W übermittelte je nach Höhe zwischen 16 und 64 Bit/sec über den Bus oder direkt zur Erde. Gesandt werden 34 analoge, 24 binäre Werte, 12 serielle digitale Werte und 2 analoge Werte mit niedriger Priorität. Bis in 30 km Höhe wurde mit 64 Bit/sec über eine omnidirektionale Antenne gesandt, dann die Datenrate auf 16 Bit reduziert. Es gab anders als bei der großen Sonde keinen Empfänger, dafür einen stabilen Oszillator, der eine sehr frequenzstabile Welle erzeugte. Er wurde vom DLBI Experiment genutzt.

Die Sonden wurden wie die große Sonde alleine durch einen Timer und Programmgeber gesteuert und absolvierten nach dem Eintritt ein fixes Messprogramm. Datenrahmen bestanden wie bei der großen Sonde aus 16 Unterrahmen à 512 Bit. Ein 3072 Bit Speicher nahm Daten der Blackout Phase auf.

Die Sonden sollten mit 35 km/h landen und waren nicht für eine Betriebsdauer am Boden ausgelegt. Die Abstiegsdauer betrug 53-55 Minuten. Instrumente die nach außen schauen sollten, taten dies durch Saphirfenster bzw. ein Diamantfenster.

Experimente der kleinen Landesonden

Die kleine Masse der Sonden erlaubte nur eine beschiedene Instrumentierung. Bestimmt konnten nur einfache physikalische Parameter. Eine chemische Untersuchung der Atmosphäre wie bei der großen Sonde war nicht möglich. Die Instrumentierung wog (inklusive der Sender als "Experiment") nur 8 kg und besteht aus 3 Instrumenten und dem Sender als passivem Experiment.

Atmospheric StructureAtmospheric Structure (SAS)

Ziel dieses Experimentes war es die Struktur der Atmosphäre ab 200 km Höhe zu untersuchen. Dieses Packet besteht aus einem Dreiachsenbeschleunigungsmesser, Drucksensoren und Thermometern. Das Instrument maß diese Parameter von einer Höhe von 140 km (erste Verzögerung beim Eintritt) bis zur Landung. Die Instrumente wogen 1.2 kg und verbrauchten 3.4 W an Strom. Bei mindestens einer Sonde gab es ab einer Höhe von 15 km keine Temperaturdaten mehr.

Die Thermometer bestanden aus Widerstandsdrähten, von denen einer in die Atmosphäre zeigte und ein zweiter an der äußeren Struktur angebracht war. Sie waren empfindlich für Temperaturen von -100 bis +525 °C. Ein 20 mA Strom, stabil mit einer Genauigkeit von 0.2 ‰ wurde als Referenzsignal eingespeist. Das Potential fiel mit steigender Temperatur ab.

Die Drucksensoren bestanden aus Silicon - Diaphragma Druckmessern. Um einen Bereich von 0.03 bis 100 Bar abzudecken gab es nicht weniger als 12 Sensoren mit unterschiedlichen, sich überlappenden Messbereichen. Jeweils 4 Sensoren bildeten eine Wheatstone Brücke.

Die Beschleunigungssensoren (4 in der großen und 1 in der kleinen Sonde) bestanden aus einer Masse in einer Nullposition mit einem Permanentmagneten. Verschiebungen der Maße induzierten eine elektrisches Feld, dass gemessen wurde. Durch Vorwiderstände und Verstärker gab es einen sehr hohen dynamischen Bereich von 0.0004 bis 600 g Beschleunigung/Abbremsung. Eine Elektronik schaltete nicht nur bei allen Sensoren zwischen unterschiedlichen Messbereichen um (beim Beschleunigungssensor z.B. zwischen 4 beim Eintritt und 2 beim Abstieg), sondern speicherten auch Daten zwischen und bereiteten diese für das Senden auf.

Differential Long Baseline Interferometer (DLBI)

Dieses Experiment bestimmte die Verschiebungen der Funkfrequenzen zwischen Sonde und Bus. Beide sandten im selben Frequenzband und beide Funksignale passierten dasselbe interplanetare Medium und zeigte dieselbe Frequenzverschiebung durch die Bewegung der Erde. Weitere Unterschiede resultierten also alleine durch die Abbremsung der Landesonden, während der Bus eine solche nicht aufwies (er erreichte die Venus nach den Landesonden.  Um die Präzision zu erhöhen verfolgte man die Sonde zudem mit 2 Empfangsstationen auf der Erde bei Goldstone in Kalifornien und Canberra in Australien.

Daraus ließ sich die Windgeschwindigkeit der Atmosphäre berechnen zu dem Zeitpunkt als sie von den Proben durchflogen wurde.

Atmospheric Propagation (MPRO)

Auch dieses Experiment nutzte die Sender der Sonde als Experiment. Es maß mit den 64 m Antennen des DSN die Abschwächung während des Abstiegs und die Intensität der vom Boden reflektierten Signale, sofern diese empfangbar waren. Dadurch stellte man die Dichte der Atmosphäre fest und die Streueigenschaften der Venus Oberfläche. Die rückwärts reflektierten Signale waren um 200 Hz Frequenz verschoben und ergaben so ein zweites Signal das man zusätzlich zum eigentlichen Sondensignal vermessen konnte.

NepehelometerNephelometer (SN)

Mit vier Nephelometern in vier Sonden wollte man feststellen ob die Wolkendichte und Struktur örtlich unterschiedlich waren.

Dieses Experiment benutzte eine Galliumarsenid Laserdiode um die optische Dichte der Atmosphäre festzustellen. Die Laserdiode emittierte Licht von 900 nm Wellenlänge. Das zurück gestreute Licht ergab, die optische Dichte der Atmosphäre. So wurde bestimmt wie weit man in jeder Wolkenschicht sehen konnte. Bei den Sonden die im Tageslicht niedergingen wurde auch das von der Sonne gestreute Licht bei 355 (UV) und 520 nm Wellenlänge gemessen. Die Diode leuchtete durch ein Fenster, durch ein zweites wurde die Rückstreuung gemessen. Eine Fresnel Linse aus Kunststoff bündelte das Licht. Es gab Kalibrierungsziele neben den Fenstern bei den kleinen Sonden und an der Aeroshell bei der großen Sonde.

Fieberglasröhren leiteten das Licht dann zu 3 Photodioden die durch Borsilikatglas und Blenden vor direktem Sonnenlicht geschützt war. Je eine maß bei 355, 520 und 900 nm. Das Experiment wog 1.1 kg und verbrauchte 2.4 W an Strom.

Net Flux Radiometer (SNFR)

Dieses Experiment bestimmte den Temperatur und Strahlungshaushalt der Venus, d.h. wie viel Sonnenlicht in welcher Höhe absorbiert wurde. Dazu hatten die kleinen Sonden ein Radiometer an Bord. An Bord der großen Sonde war kein Radiometer angebracht. Das Radiometer bestand aus einem Sensorkopf außerhalb des Druckgefäßes. Das Instrument hatte zwei Eingänge und schaute parallel zur Venusoberfläche und nach oben. Es wurde periodisch gedreht, so dass es abwechseln nach oben und unten schaute. Bestimmt wurde die Strahlung in zwei Wellenlängen. Zwischen 1 und 25 Mikrometer im infraroten (anwendbar sowohl bei Tag wie auch Nachsonden) und bei 0.2-0.4 Mikrometer im sichtbaren Bereich (nur nutzbar bei den Sonden die auf der Tagseite niedergingen). Es schaute durch ein Diamantfenster, welches aus einem 30 Karat Industriediamant herausgesägt wurde. (In diesem Bereich absorbiert Saphir die Strahlung, so dass man auf Diamant ausweichen musste). Das Instrument wog 1,1 kg und benötigte 3.8 W an Strom.

Atmospheric Turbulence (MTUR)

Dieses Experiment lieferte besonders viele Daten, weil eine Sonde noch 67 Minuten überlebte. In dieser Zeit konnten die DSN Antennen die Veränderungen des Signals bestimmen, da sich die Sonde nun nicht mehr bewegte, konnten diese auf die Veränderungen (Abschwächungen, Doppelfrequenzverschiebungen und Phasen bzw. Amplitudenmodulationen) nur durch Turbulenzen der Atmosphäre über der Sonde herrühren. Man erhielt Daten über Turbulenzen, Windgeschwindigkeiten und Masseverschiebungen in der Atmosphäre.

Von den anderen Sonden erhielt man unterhalb von 35 km Höhe auch Abschwächungen durch die höher liegenden Wolken, doch mussten diese Daten erst noch um die Driftgeschwindigkeit korrigiert werden und waren mit dem Fehler der horizontalen Bewegung behaftet.

Die große Atmosphärenkapsel

ProbeDie große Kapsel wiegt 317.3 kg. Sie hat einen Durchmesser von 1.42 m. Neben der besseren Instrumentierung unterscheidet sich auch das Abstiegsprofil von der kleinen Sonde. Die Druckkapsel von 73.2 cm Durchmesser ist aus 6 mm starkem Titan gefertigt. Eineinhalb Stunden vor dem Eintritt wird die Kapsel unter Druck gesetzt. Eine Druckgasflasche mit reinem Stickstoff erzeugte einen konstanten Innendruck von 1.02 Bar, der dann vor dem Eintritt um weitere 0.41 Bar erhöht wurde.

Der generelle Aufbau aus einer Aeroshell aus Feiberglass / Teflon und einem 45 Grad Kegel aus Phenolharz mit eingefügtem Graphit als Hitzeschild und einem Druckbehälter entspricht dem der kleinen Sonden. Im inneren war der Druckbehälter in 14 Einzelkompartimente unterteilt: Eine für die Antenne, 4 für Kabel, zwei für Zugänge zu der Sonde und 7 für Instrumente.

Der Druckbehälter bestand aus 3 Teilen: Zwei halbkugelförmigen Teilen oben und unten und einem Ring in der Mitte. Sein Durchmesser betrug 73.2 mm. Er war versiegelt mit zwei Dichtungen. Einer äußeren aus O-Ringen verhinderte ein Entweichen der internen 1.02 Bar Atmosphäre während der interplanetaren Reise. Eine innere aus "Graphoil" verhinderte ein Eindringen der heißen Venusatmosphäre in das Innere. Eingepasst war es in eine Legierung die zu 90 % aus Wolfram bestand.

Zur Isolation gab es eine 2.5 cm dicke Schicht aus mehreren Lagen dickem Kapton Gewebe. Zwei Berylliumbleche fungierten als Wärmeabsorber für Instrumente.

Um einen zu schnellen Abstieg in großer Höhe zu vermeiden werden in einer Höhe von 67 km die beiden Schilde (Achterschild und 36 cm hoher Hitzeschutzschild) abgeworfen werden und dann die Sonde durch einen 5 m durchmessenden Fallschirm bis in 47 km Höhe abgebremst. Nun ist die Atmosphäre so dicht, dass eine Sonde ohne Fallschirm nur wenig schneller als eine ohne Fallschirm fallen würde. Daher wird dieser abgeworfen um die Abstiegszeit zu reduzieren. Nominell sollte die Sonde nach 55 Minuten Abstieg den Boden erreichen. Das Senden von Daten beginnt 22 Minuten vor Auftreffen auf der Atmosphäre.

Die Sonde wurde auf eine maximale Verzögerung beim Eintritt von 320 g ausgelegt. Der 40 W starke Sender kann mit 256 Bit/sec viermal mehr Daten als die 10 W Sender der kleinen Sonden übermitteln. Dies wurde vier einzelne Transponder mit jeweils 10 Watt Sendeleistung erreicht. Die Sonde hatte einen S-Band Empfänger mit einem Backup Gerät. Dies diente aber nur der Vermessung des Dopplersignals. Sie empfing keine Daten und Kommandos von der Erde. Empfangen wurde bei 2.1 GHz und gesandt bei 2.3 GHz.

Strom lieferte eine nicht wiederaufladbare Silber-Zinkbatterie. Sie hatte eine Kapazität von 40 Ah, das entsprach bei 28 V Bordspannung einer nominellen Arbeitsdauer von 86 Minuten.

Wie bei den kleinen Sonden schauen die Instrumente durch 8 Saphir und ein Diamantfenster nach außen. (Durchmesser der kleinen Fenster: 10 mm, des großen 31.75 mm). Das Infrarotradiometer erforderte ein Diamantfenster, dass es als einziges die Infrarotstrahlung passieren ließ. Dies war sicherlich das teuerste Einzelteil der Sonde. Das 1.9 cm große und 0.32 cm dicke Fenster wog 13.5 Karat und wurde in den Niederlanden aus einem 205 Karat Naturdiamanten aus Südafrika geschliffen. Das Nephelometer benützte 2 Saphirfenster, das Cloud Spektrometer ein weiteres und das Solar Flux Radiometer brauchte sogar 5 Saphirfenster. Die Saphirfenster brachen bei Versuchen auf der Erde bei hohen Temperaturen, so dass ihre dicke mehrfach erhöht wurde.

Für das Infrarotradiometer und den Gaschromatograph war es wichtig eine im inneren der Kapsel einigermaßen konstante Temperatur zu halten, damit die Messergebnisse nicht verfälscht wurden. Dies wurde durch "Blaues Eis", technisch gesehen eine eutektische Salzmischung erreicht. Wird ein Eutektikum erwärmt und wird die Schmelztemperatur erreicht, so bleibt die Temperatur konstant bis das gesamte Salz geschmolzen ist. So herrschen für die Instrumente konstante Bedingungen. Allerdings musste man das "Blaue Eis" vor der Abtrennung vom Bus einfrieren und diese Temperatur über 3 Wochen halten. Dies machte einige Probleme bei der Entwicklung.

Die Sonde konnte am Bus von der Erde gesteuert werden. Das Kommandosystem hatte dazu 64 verschiedene Kommandos zur Steuerung der Sonde und der Experimente. Nach der Abtrennung war ein Timer das einzige aktive System an Bord. Er aktivierte kurz vor dem Eintritt einen Beschleunigungsmesser. Die Messung in der Atmosphäre wurde durch eine Sequenz von 53 Kommandos in einer festen Reihenfolge durchgeführt. Diese Sequenz konnte von dem Beschleunigungsmesser oder dem Ablauf des Timers initiiert werden.

Gesandt wurde wie bei den großen Sonden in Paketen. ein Telemetrierahmen bestand aus 16 einzelnen Subrahmen von jeweils 64 Werten à 8 Bit. Übermittelt wurden 36 analoge, 24 binäre und 12 serielle digitale Werte. Es gab zwei Datenraten. Die eine wurde nur während der "Blackout" Phase benutzt während der Plasma um die Sonde die Kommunikation verhinderte. Während dieser Zeit wurden die Daten mit 128 Bit/sec in einen 3072 Bit Speicher geschrieben und danach mit 256 Bit/sec ausgelesen. Weiterhin gab es zwischen 5 Minuten vor dem Eintritt und 30 Sekunden nach dem Eintritt nur eine Datenrate von 128 Bit/sec zur Erde.

12 pyrotechnische Zünder dienten dem Abtrennen der Kapsel vom Bus, dem Abtrennen der Verkleidung von Pilot- und Reservefallschirm und der Aeroshell und dem Hitzeschutzschild.

Experimente der großen Kapsel

Die größere Kapsel erlaubt auch das Mitnehmen anspruchsvollerer Experimente, als bei den kleinen Kapseln um auch eine chemische Analyse der Atmosphäre beim Abstieg durchführen zu können. Es befinden sich 7 Experimente (plus dem Sender als achten Experiment) in einer Gesamtmasse von 35 kg an Bord. Die Datenrate der Experimente lag bei 16-44 Bit/sec.

Atmospheric Structure (LAS)

Dieses Packet besteht aus einem Dreiachsenbeschleunigungsmesser, Drucksensoren und Thermometern. Das Instrument maß diese Parameter von einer Höhe von 140 km (erste Verzögerung beim Eintritt) bis zur Landung. Anders als das der kleinen Sonden, konnte auch die horizontale und vertikale Windgeschwindigkeit bestimmt werden. Die Instrumente wogen 2.5 kg und verbrauchten 4.7 W an Strom

Cloud Particle Size Spectrometer (LCPS)

LCPSDieses Instrument die Anzahl und Größe von Aerosolen in der Venusatmosphäre. Ein Laser beleuchtete die Aerosole um die Sonde, ein lichtempfindliches Detektorarray vermaß die Schatten welche die Partikel warfen. Dadurch konnten Größe und Anzahl von Staub und Schwebeteilchen bestimmt werden. Das Instrument wog 4.4 kg und verbrauchte 20 W an Strom.

Das Instrument musste bei der Entwicklung mehrfach überarbeitet werden. Das Problem: Es sollte sich ein Laser und ein Prisma außerhalb der Sonde sich befinden und das Prisma lenkt das Licht durch ein Quarzfenster ins Innere. Leider war diese Konstruktion empfindlich für die Ablagerung auf dem Prisma. Man experimentiere lange bis man eine Kombination von Heizelementen und geometrischer Anordnung fand die nicht beim Abstieg verschmutzte.

Das Instrumente bestimmte in 34 Großenklassen zwischen 1 und 50 Mikrometern Größe Partikelanzahl und Dichte außerhalb der Sonde. Es sollte auch feststellen ob es in der oberen Atmosphäre Eiskristalle gibt. Ein Prisma war dazu hinter einem Saphirfenster angebracht. Ein Abstandshalter schuf zischen Prisma und Fenster eine 15 cm breite freie Zone. Ein Laserstrahl wurde nun nach außen geschickt, durch das Prisma zurückgeworfen und dann im inneren mit dem Ausgangsstrahl zur Interferenz gebracht. Durch ein System von Linsen und Strahlenteilern in 3 Strahlen geteilt und auf 3 Detektoren geworden:

Das Instrument arbeitete nach dem Abtrennen des Fallschirms und hatte eine Höhenauflösung von 400 m. Mit ihm wurde die Höhe und Schichtung der Wolken bestimmt.

Gas Chromatograph (LGC)

LGCEin Gaschromatograph nahm während des Abstiegs Proben der Atmosphäre und analysierten diese in der Sonde. Bestimmt wurde die Zusammensetzung der Atmosphäre. Der Gaschromatograph wog 6.3 kg und verbrauchte 42 W an Strom.

Ursprünglich war nicht daran gedacht einen Gaschromatographen mitzuführen, da man Atmosphärenanalysen schon mit dem Massenspektrometer anfertigte. Doch gab es gewichtige Gründe dafür. Zum einen ist ein Gaschromatograph ein Instrument das auch gut bei hohem Druck arbeitet - man hatte also eine Absicherung für den Fall, dass das Massenspektrometer ausfiel. Zum zweiten bekommt man von einem Gaschromatograph ergänzenden Informationen. Kohlenmonoxid und Stickstoff haben beide dieselbe Molmasse und erscheinen bei einem Massenspektrometer als ein Peak. ein Gaschromatograph kann die Gase dagegen trennen.

Der Gaschromatograph des Ames Forschungszentrums der NASA war ein modifiziertes Gerät der Viking Lander. Es handelte sich um einen Gaschromatographen mit 2 Säulen und einem Wärmeleitfähigkeitsdetektor.

Die längere Säule hatte eine Länge von 15.85 m und hatte eine Füllung aus Polystyren. (Porapak N). Sie wurde bei 18 Grad gehalten. Dazu diente ein Heizelement und eine Umhüllung aus N-Hexadecan, das bei höheren Temperaturen schmolz und dabei die Temperatur konstant hielt. Diese Säule war für die Aufspaltung von schweren Gasen von der Atommasse von Neon bis zu Kohlendioxid gedacht.

Die kurze Säule mit einer Länge von 2.44 m war mit Kügelchen aus 80 % Polyvinylbenzol und 20 % Ethylvinylbenzol belegt und operierte bei 62 ° Celsius. Sie trennte schwere Moleküle wie Kohlendioxid bis zu Schwefeldioxid. Spülgas war in beiden Fällen Helium. Ein Mikroprozessor verarbeitete die Daten und legte sie in einem Puffer ab.

Zur Kalibration wurde zu jeder dritten Probe auf beide Säulen eine Spur Freon gegeben. Dieses vom Menschen herstellte Gas (ein Chlor-Fluorkohlenwasserstoff) kommt auf der Erde in der Natur nicht vor und man vermutete es auch nicht in der Venusatmosphäre.

Infrared Radiometer (LIR)

LIRDieses Instrument ermittelte wie SNFR den Strahlungshaushalt der Venus. Durch 4 Kanäle zwischen 3 und 50 µm Wellenlänge konnte jedoch auch die Anwesenheit von Wolken entdecken und eine Schätzung über die Wassermenge in der Atmosphäre zulassen. Das Instrument schaute von der Sonde aus durch ein 13.5 Karat großes Diamantfenster nach unten. Dieses war aus einem 205 Karat großen Industriediamanten herausgesägt worden. Alleine die Suche nach einem passenden Diamanten dauerte über ein Jahr. Die Strahlung wurde mit zwei schwarzen Strahlern verglichen. LIR stammte vom Ames Reserach Center, wog 2.6 kg und verbrauchte 3 W an Strom.

Das Instrument bestand aus einem optischen Kopf und einer Elektronikbox. Der optische Kopf war an dem beheizten Diamantfenster untergebracht (um eine Verschmutzung durch Aerosole zu verhindern) und schaute in einem Bereich von 45 Grad zur Horizontalen nach außen. Das Gesichtsfeld betrug 25 Grad.

Detektoren waren 6 pyroelektrische Infrarotdetektoren, die keine Kühlung erforderten. Sie umgaben lichtbrechende Röhren die Streulicht ausblendeten. Jeder der 6 Detektoren war mit einem anderen Filter im Bereich von 3-50 Mikrometer Wellenlänge belegt:

Kanal Filter Zweck
1 3-50 µm Breitband Filter
2 6-7 µm Wasserdampf Absorbtionsband
3 7-8 µm Wasserdampf Absorbtionsband
4 8-9 µm Opazität der Atmosphäre
5 14.5-15.5 µm Kohlendioxid Absorptionsband
6 4-5 µm Temperaturmessung des Fensters

Die Elektronik war in einen Salzblock eingefügt, der gleichmäßige Temperaturen durch das Schmelzen garantieren sollte. Zwei "Black Body" Strahler mit unterschiedlichen Temperaturen dienten zur Kalibration. Sie garantieren ein Signal:Rauschverhältnis von 100:1. Etwa während 6 % der Zeit wurde das Instrument kalibriert. Eine Messung dauerte 6 Sekunden. Dies entsprach einer Höhe von 267 m bei Aktivierung nach der Fallschirmauslösung und 90 m am Boden.

Neutral Particle Mass Spectrometer (LNPMS)

LNPMSDieses Instrument benutzte ein Doppeltfokussierendes Massenspektrometer mit einer Ionenquelle. Ein keramisches Loch in Mikrometergröße in der Hülle erlaubte den Einlass einer kleinen Probenmenge, welche in etwa 1 Minute untersucht wurde. Das Instrument deckte den Massebereich von 1-212 ab und hatte einen dynamischen Bereich von 1:10 Millionen. Eine zweite Probe der Atmosphäre wurde auf Spurengase untersucht. Etwa 50 Massenspektren wurden beim Abstieg gewonnen, beginnend in 62 km Höhe. Das Massenspektrometer wog 10.4 kg und verbrauchte 14 W an Strom.

Eine besondere Herausforderung bei der Konstruktion war der Außendruck. Es gab bisher schon miniaturisierte Massenspektrometer, die im Weltraum unter "Fast" Vakuum arbeiteten. Doch das bei der Sonde eingesetzte Instrument musste nicht nur bei sehr kleinen Außendrücken sondern bei bis zu 100 Bar arbeiten. Dabei musste unabhängig vom Druck die Probenkammer auf 100 Pascal evakuiert werden - ein Druckunterschied von 100 Millionen ! Die Universität von Texas löste nicht nur dieses Problem sondern entwickelte sogar ein druckgesteuertes Ventil - Der Umgebungsdruck der Venusatmosphäre regelte das Evakuieren.

Ein weiteres Problem waren die Materialen. Es zeigte sich dass man bei dem ersten Entwurf des Instrumentes bestimmte Atmosphärenbestandteile gar nicht detektieren konnte. Fluss- und Schwefelsäure die man in den Wolken vermutete reagierten schon mit dem Edelstahl des Einlasses. Es dauerte 2 Jahre bis man Materialen gefunden hatte die sowohl die Temperaturen und Druckbedingungen aushielten als auch nicht mit den Atmosphärenbestandteilen reagierten. Der Einlas bestand z.B. aus Tantal. Das Massenspektrometer hatte einige andere "Erstleistungen": Es war konstruiert um Verzögerungen von bis zu 400 g zu trotzen und setzte erstmals einen Mikroprozessor ein. Sein Intel 4004 Chip erlaubte es jede Minute ein Spektrum zu gewinnen. Ohne Mikroprozessor wäre dies nur alle 10 Minuten möglich gewesen. Das Anfertigen eines Massenspektrums dauerte 64 Sekunden. Der Intel 4004 Prozessor hatte die Aufgabe die Spektren zu komprimieren indem er die Peakraten in eine 10 Bit Flieskommazahl konvertierte. Dadurch gelang es mit einer Datenrate von nur 40 Bit/sec die Spektren zu übertragen.

Das Instrument war ein doppelt fokussierendes Massenspektrometer, das die Moleküle durch Elektronenbeschuss ionisierte, dann zuerst durch einen elektrostatischen Analysator (Ein elektrisches Feld) nach Landungen und dann durch ein Magnetfeld nach Masse selektierte. Zwei Pumpen arbeiteten bei unter 1.5 und über 1.5 Bar Außendruck. Die Umschaltung wurde durch den Außendruck automatisch vorgenommen. Der dynamische Bereich war sehr groß und garantierte eine Sensitivität für Minorbestandteile von 1 ppm. (0.0001 %).

Kurz nach der Fallschirmöffnung wurde von dem Instrument auch eine Isotopenbestimmung der inerten Gase durchgeführt. Dazu wurde eine Gasprobe in einer Kammer chemisch von Kohlendioxid und anderen aktiven Gasen befreit und die Isotopenverteilung der Gase Neon, Argon und Xenon bestimmt.

Solar Flux Radiometer (LSFR)

LSFRDieses Instrument sollte Regionen identifizieren in denen die Sonnenergie absorbiert wird und wie viel der Sonnenstrahlung den Boden erreichte und wie viel in den Weltraum abgestrahlt wird. Dies war wichtig für das Verständnis des Wärmeflusses in der Atmosphäre und zum Verstehen des Treibhauseffektes.

Dazu maßen 6 Radiometer mit engem Gesichtsfeld die Strahlung zwischen 0.4 und 1.8 µm Wellenlänge. Die Differenz zwischen aufwärts und abwärts schauenden Detektoren ergaben den nach unten gerichteten Strahlungsfluss.

An 5 Saphirfenstern waren 3 mm große Quarzlinsen befestigt die das Licht von außen bündelten und durch einen Quarzkristall auf 12 photovoltaische Detektoren leiteten. Diese bestimmten die Intensität des Lichtes zwischen 0.4 und 1.8 µm. Dies entsprach 83 % der Gesamtenergie des Sonnenlichts. Zwei Breitband Messungen wurden bei jeder Azimut und Zenit Messungen hinzugenommen. Die eine maß zwischen 0.4 und 1.0 Mikrometern und die andere zwischen 1.0 und 1.8 Mikrometern. Bei den nach unten und nach oben schauenden Sensoren wurde ein Engband Filter eingesetzt, der nur Licht zwischen 0.6-0.65 Mikrometer durchließ. Dieser Kanal lieferte Informationen über die Albedo und die optische Durchlässigkeit der Wolken.

In dem Gehäuse aus Titan war der Detektor umgeben von einem Salzblock aus Lithiumnitrat-trihydrat. Er absorbierte Wärme beim Aufschmelzen und verhinderte so einen zu raschen Temperaturanstieg. Das Gesichtsfeld betrug 5 Grad. Die Intensität in 12 Kanälen wurde logarithmisch bestimmt.

Das Instrument hatte zwei Modi. Im ersten tastete es nacheinander den Azimut ab. Gab es nach 16 Sekunden keinen Peak so schwenkte es in einen zweiten Modus um und schaute nun zum Zenit und maß alle 8 Sekunden. dies war bei 54 km Höhe und darunter der Fall. In diesem Modus betrug die Höhenauflösung der Messungen 300 m, im Modus 1 lediglich 800 m. Das LSFR wog 1.6 kg und verbrauchte 4 Watt an Strom.

Atmospheric Propagation (MPRO)

Dieses Experiment war identisch zu dem an Bord der kleinen Sonden. Eine Ausnahme waren die Beschleunigungssensoren. Die kleinen Sonden hatten nur einen, die große Sonde vier Beschleunigungsmesser. Das Experiment wog so 2.3 kg und verbrauchte 4.9 Watt an Strom.

Nephelometer (SN)

Dieses Experiment war identisch zu dem an Bord der kleinen Sonden.

Differential Long Baseline Interferometer (DLBI)

Dieses Experiment war identisch zu dem an Bord der kleinen Sonden.

Abstieg der VenussondenDie Mission von Pioneer Venus 2

Für die Multiprobe war das Startfenster vom 7.8.1978 bis zum 3.9.1978 offen. Nach einem Start am 8.8.1978, also 3 Monate nach Pioneer Venus 1, wurden Bus und Sonden auf eine schnellere Bahn zur Venus geschickt. Während der Reise fiel der primäre Kommandoempfänger des Busses immer wieder aus. Man schaltete auf den Reserveempfänger um und machte keine Versuche den primären Empfänger wieder zu aktivieren oder das Problem zu beheben, da nun die Sonden immer mehr Kommandos benötigten und die Mission ja sehr kurz war.

Die Sonden kamen am 9.12.1978, schon 123 Tage nach dem Start an. Der Orbiter hatte 5 Tage vorher seinen Orbit erreicht. Vor Abtrennung der Sonden wurde der Bus auf 48 Umdrehungen pro Minute beschleunigt um Pioneer Venus Multiprobe zu stabilisieren. Die Abtrennung der Sonden war ein kritischer Zeitpunkt. Für die Große Probe die direkt auf die Venus flog war die Zeit relativ unkritisch. Ihr Start war für den 15.11.1978 vorgesehen. Schwieriger war das Abtrennen der kleinen Sonden. Bei ihnen sorgte die Rotation des Busses, dass sie von diesem leicht nach außen wegflogen und so verschiedene Regionen der Venus erreichten. Es gab bei der vorgesehenen Rotationsrate ein Zeitfenster von einigen Stunden in denen die Abtrennung erfolgen konnte. Durch Variation der Rotationsrate konnte dieses Fenster auf 3-4 Tage gestreckt werden.

Kritischer war der Upload der Timer. Dies geschah vor dem Abtrennen. Danach wurden diese gestartet und liefen rückwärts um bei 0 die Sonde zu aktivieren. War dies zu früh, so war die Batterie erschöpft, bevor die Sonde die Atmosphäre erreicht hatte. War dies zu spät so verlor man Messungen. Man musste sich also auf einen festen Zeitpunkt festlegen. Konnte dieser nicht eingehalten werden so mussten erst alle Sondentimer neu berechnet, übertragen und gesetzt werden. Nachdem die Sonden abgetrennt worden waren gab es keine Möglichkeit mehr mit ihnen zu kommunizieren. Die Sonden hatten keinen Empfänger an Bord.

Am 9.11.1978 drehte man die Sondenachse in die Ekliptik zur Grobausrichtung der Sonde. Vorher war sie 90 Grad senkrecht dazu orientiert gewesen (dies gewährleistete durch die Rotation der Sonde eine gleichmäßige Temperaturverteilung). Als man dann die Achse fein ausrichtete um die Abtrennung durchzuführen gab es eine Abweichung in den berechneten Dopplerverschiebungen und den wahren Werten. Es konnte eine Reihe von möglichen Ursachen geben. Zum einen eine nicht ganz genaue Ausrichtung der Antenne, oder ein kleiner Seitwärtsschub bei den Rollmanövern. Schlussendlich bestimmten die Navigatoren nicht die Position der Raumsonde genau sondern berechneten sie ausgehend von der letzten präzise ermittelten Position. Durch Störungen konnte diese Position von der errechneten abweichen. Lediglich vor Korrekturmanövern wurden die genauen Werte bestimmt und mit den berechneten verglichen. Als wahrscheinlichste Ursache sah man ein kleines Treibstoffleck in einem der Hydrazintanks an. Der Abtrennungszeitpunkt am 15.11.1978 war so nicht zu halten. Es dauerte 12 Stunden die Sonde neu auszurichten und zu prüfen ob diese auch korrekt ausgerichtet war.

Abtrennung der SondenAm 16.11.1978 in 13 Millionen km Entfernung zur Venus wurde 24 Tage vor der Ankunft die große Landesonde abgetrennt. Ein pyrotechnisches System trennte die Verbindungen zu dem Bus ab und Federn drückten die Sonde weg auf ihrem Weg zum Äquator der Venus. Sekunden vorher wurde der interne Timer der Sonde aktiviert.

Das Abtrennen der kleinen Sonden war viel kritischer, weil sie durch die Rotation des Busses eine zweite Geschwindigkeitskomponente Seitwärts hatten. Für ihre Abtrennung brauchte man eine genaue Kenntnis der Ausrichtung des Busses und die Ursache der Abweichungen. In den vier Tagen untersuchte man die Abweichungen genauer und kam zu dem Schluss, dass es wohl kein Leck im Tank war, sondern die Strahlung der Sonne die Abweichung verursacht hatte. Zwei Tage vor Abtrennen der kleinen Sonden war der Bus korrekt orientiert und diese Orientierung blieb stabil. Nun musste nur noch die Spinrate genau angepasst werden. Eine letzte Vermessung vor dem Abtrennen ergab, dass die Sonden ihren Zielpunkt auf der Venus mit einer Abweichung von weniger als 30 km in Flugrichtung und je nach Sonde einigen 100 km senkrecht dazu erreichen. Am 20.11.1978 fand die Abtrennung statt. Innerhalb von Millisekunden lösten sich alle drei Sonden vom Bus. Ein Yo-Yo System an zwei 2.4 m langen Kabeln bremste die Rotation der Sonden kurz vor dem Eintritt von 48 Umdrehungen pro Minute auf 15 Umdrehungen pro Minute ab

Der Hauptsatellit war durch das Abtrennen der Sonden etwas langsamer als diese und erreichte die Venus 87 Minuten später. Er konnte so die Daten der Sonden übertragen, wobei diese aber auch auf der Erde direkt empfangen werden konnten. Sein Flugpfad wurde nach dem Abtrennen der Sonden so eingestellt dass er 9 Grad zum lokalen Horizont ausgerichtet war.

LandungDie Sonden erreichten die Venus mit 528 m/s, wurden durch die Anziehungskraft der Venus jedoch rasch schneller um schließlich mit 11 km/s in die Atmosphäre einzutreten.

Die vier Sonden wurden so ausgerichtet, das eine im Norden der Venus niederging, eine im Süden, eine auf der Tagseite nahe des Äquators und eine auf der Nachtseite nahe des Äquators. Sollte es irgendwelche saisonalen Unterschiede in der Zusammensetzung der Atmosphäre geben, so würde diese Vorgehensweise sie aufspüren. Die Sonden wurden daher nach ihren Bestimmungsorten benannt und bekamen die Namen Sounder, North, Day, Night.

Große Sonde kleine Sonde Nord kleine Sonde Tag kleine Sonde Nacht Bus
Eintritt in die Atmosphäre 10:45:32 10:49:40 10:52:18 10:56:13 12:21:52
Erreichen der Oberfläche 11:39:53 11:42:40 11:47:59 11:52:05 -
Verlust des Signals 11:39:53 11:42:40 12:55:34 11:52:07 12:22:55
Lebensdauer 54:21 53:00 2:03:16 55:52 1:03
Breitengrad 4.4 N 59.3 N 31.3 S 28.7 S 37.9 S
Längengrad 304.0 4.8 317.0 56.7 290.9

Der Bus trat erst in die Atmosphäre ein, als schon alle Sonden gelandet waren, er diente auch zur Datenübertragung. In 110 km Höhe verglühte der Bus, nachdem er vorher in 165 km Höhe die Hochatmosphäre sondiert hatte. Man erwartete von ihm nur etwa über 2 Minuten Messungen und erhielt 63 Sekunden lang Messdaten.

Die Sonden wurden 3 Stunden vor dem Wiedereintritt von Timern geweckt. Zuerst wurden Heizungen aktiviert welche die Batterie und Sender wärmten, so dass es eine stabile Stromversorgung und eine definierte Sendefrequenz gab.

Dies sollte bei der großen Sonde um 7:fünfzigerfolgen. Es erfolgte um 8:11. Um 10:23 begann die große Sonde mit 256 Bit/sec zu senden, 22 Minuten vor dem Eintritt. Innerhalb von 11 Minuten folgten die kleinen Sonden. Zuerst die nördliche, dann die Sonde auf der Tagesseite, dann die Nachtsonde. 17 Minuten vor dem Eintritt sandten alle kleinen Proben mit 64 Bit/sec. (Alle Zeiten Ostküsten Ortszeit, für MEZ: +8 Stunden addieren)

5 Minuten vor dem Eintritt trennte bei den schmalen Sonden das Yo-Yo System die Massen ab und die Spinrate sank. Damit konnten aerodynamische Kräfte die Ausrichtung der Sonde übernehmen.

Beim Eintritt gab es einen Blackout von 10 Sekunden, in denen Plasma um die Sonde den Funkkontakt unterbrach. Die große Sonde wurde innerhalb von 38 Sekunden auf 727 km/h abgebremst. Die negativen Beschleunigungen lagen je nach Sonde bei 220-456 g. 5 Minuten vor dem Eintritt begannen alle Sonden die Daten an Bord zwischenzuspeichern um sie nach dem Blackout zu übertragen.

FallschirmabtrennungDas Landesystem wurde von den Sowjets übernommen. Die Venusatmosphäre ist so ausgedehnt, dass ein Abstieg mit Fallschirmen zu lange dauert und die Sonden aufgeheizt wären, bevor sie die Oberfläche erreichten. Nur die große Sonde hatte einen Fallschirm, denn sie in 66 km Höhe entfaltete und nach 17.07 Minuten in 47 km Höhe (geplant: 50 km Höhe) abwarf.

Weitere 39 Minuten später erreichte sie mit einer Geschwindigkeit von 20 km/h die Oberfläche und die Signale verstummten. Anders als die kleinen Sonden hatte die große Sonde keinen Schild mehr, so dass der Aufprall auf dem Boden wohl zu einem Riss in der Hülle führte.

Die Nachtsonde öffnete um 10:51 ihre Instrumentenabdeckung und innerhalb von 6 Minuten folgten die anderen beiden. Zwischen 72 und 65 km Höhe arbeiteten alle Instrumente auf den Sonden. Bei +16.4 Minuten nach dem Eintritt in einer Höhe von etwa 30 km schalteten alle 3 kleinen Sonden von 64 auf 16 Bit/s Datenrate zurück um, da nun die Atmosphäre immer dichter wurde und das Signal schwächer.

Die Nachtsonde sandte nach dem Erreichen der Oberfläche 2 Sekunden lang und schwieg dann, die Tagsonde sogar 67 Minuten lang. Dann waren die inneren Temperaturen auf 126 Grad Celsius geklettert und die Batterien fielen aus. Es ist sehr wahrscheinlich, dass alle Sonden den relativ gelinden Aufprall mit zirka 36 km/h überlebten, doch da die Sonden spitzkegelig sind, bleiben sie dann nicht senkrecht stehen, sondern fallen um. Bei der Nachtsonde zeigte durch Zufall dann die Sendeantenne in Richtung Erde, bei allen anderen wahrscheinlich Richtung Boden, so dass man keine Signale erhielt. Die Nachtsonde konnte in den 67 Minuten vor allem vermelden, das sich aufgewirbelter Staub erst nach 3 Minuten wieder setzte - dies ergaben die Messungen des Nephelometer. Daraus schloss man, dass es auf der Venus nahezu windstill ist. Für die Ingenieure bedeutsam war, dass die Sonde dicht blieb. Zwar stieg der Druck im inneren an, doch dies beruhte auf einer Erhitzung des Xenons, das sich wie alle Gase bei steigender Temperatur ausdehnen will.

Eine Besonderheit war das bei allen 3 kleinen Sonden das Net Flux Radiometer in der gleichen Höhe bei 12-14 km über dem Boden ausfiel. Dazu kam in derselben Höhe ein Teilausfall der Temperatursensoren auf allen Sonden und zerstörte Daten oder andere Störungen in anderen Instrumenten. Als wahrscheinlichste Ursache kam eine Entladung aufgrund statischer Aufladung in Frage. Die Venusatmosphäre ist voll von ionisierten Molekülen welche diese verursacht haben können. Dies passte auch zu Signalen die nun plötzlich in Sensoren der großen Sonde auftauchten. Die Verbindungen zu den Sensoren war unterbrochen worden als sich der Fallschirm löste. Nun gab es auf den Drähten wieder Spannung, obwohl sie durchtrennt waren !

1993 untersuchte man diese Phänomene mit neuen Daten über die Venus nochmals und fand drei mögliche Ursachen:

Die letzte Ursache schien allerdings recht unwahrscheinlich zu sein. Titan verwendeten auch die russischen Venera Lander und bei diesen kam es nie zu so einem Vorfall. Am wahrscheinlichsten erschien die Reaktion mit chemisch aggressiven Bestandteilen der Atmosphäre. Allerdings fiel bei Vega 1 in derselben Höhe auch das Massenspektrometer aus. Russische Forscher machen eine elektrostatische Entladung dafür verantwortlich.

Die Messungen ergaben, dass die Venustemperaturen überall nahezu gleich waren: Es wurden 721-732 K gemessen. Der Druck schwankte etwas stärker, was vor allem daran lag, dass die North Sonde 0.73 m über dem mittleren Venusdurchmesser landete und Night-Probe bei -0.72 km unter dem mittleren Durchmesser. Bei der dicken Venusatmosphäre macht dieser Höhenunterschied schon einen Druckunterschied von 8.3 Bar aus. Gemessen wurden 86.3 Bar von North und 94.5 Bar von Night, dazwischen lagen die Messungen von Sounder (90.3) und Day (91.5 Bar). Auch die Temperatur- und Druckprofile beim Abstieg, gewonnen ab 64 km Höhe stimmten weitgehend überein. Die Venus weist anders als die Erde kaum regionale Unterschiede in der Atmosphäre auf.

Interessant waren die Messungen der Konzentration von Spurengasen. Das Gas Schwefeldioxid wurde von allen 4 Sonden mit unterschiedlicher Konzentration gemessen. Sein Gehalt schwankte zwischen 29 und 536 ppm (Teile pro Million). Das Argon 36:40 war mit 5:1 nahezu dass gleiche wie im solaren Urnebel (1.25:1). Auf der Erde kommt dagegen Argon-40 300 mal häufiger vor. Es wird durch den radioaktiven Zerfall von Kalium-40 gebildet. Dies und das dreimal häufigere Vorkommen von Krypton und Xenon als auf der Erde deutet darauf hin, dass die Venus kaum geologische Aktivität hatte, die laufende Material umwälzt. Auch muss die Venusatmosphäre schon immer etwa dreimal dichter als die er Erde gewesen sein. Das Massenspektrometer der großen Sonde arbeitete bis zum Schluss, fiel lediglich zwischen 50 und 28 km Höhe aus, als sich Aerosole der Wolkenschicht ablagerten, die dann in 28 km Höhe verdampften.

Die Messungen der Sonden bestätigten im wesentlichen die Messungen der sowjetischen Venera Sonden. Die Venera 11+12 Sonden die wenige Tage später landeten, ermittelten ähnliche Resultate wie Pioneer Venus. Zusammen ergaben Sie ein Bild einer sehr statischen Atmosphäre mit einer sehr geringen Dynamik. Lediglich die Verteilung von Spurengasen aufgrund vulkanischer Aktivität ist großen Schwankungen unterworfen.

Die Mission von Pioneer Venus 2 kostete insgesamt 83 Millionen USD.

Zusammenfassung

Pioneer Venus 1+2 waren das vorletzte und wohl einzige ernsthafte Programm der USA, welches der Venusforschung diente. Im Vergleich zu den Kosten hat dieses Programm sehr viele Ergebnisse erbracht, wenn man es auch nicht mit den Anstrengungen der UdSSR vergleichen kann. Schon der nächste Schritt der USA zur Venus hatte mit mehr Hindernissen zu kämpfen.

Schon bevor Pioneer Venus 1 startete, gab es Pläne für eine weitergehende, fortschrittlichere Mission. Das Hauptaugenmerk galt der Radarakartierung der Venus, neben weiteren Atmosphärenanalysen aus dem Orbit. Diese Mission VOIR (Venus Orbiting Imaging Radar) wurde nach den ersten Ergebnissen von Pioneer Venus 1979 aus der Taufe gehoben und 1982 wieder eingestellt. Eine vereinfachte Version, der Venus Radar Mapper (VRM) wurde dann 1983 als eines der vier Kernprogramme der Planetenerkundung der achtziger Jahre vorgestellt. Die Finanzmisere der NASA unter der Reagan Administration, also Milliarden für SDI Projekte, aber kein Geld für die Planetenerforschung gab, zwangen dazu den Pioneer Venus Orbiter weiter zu betreiben, obgleich er von 1981-1991 wegen der angestiegenen Periapsis wenig zur Venusforschung betragen konnte.

Erst das Reduzieren von VOIR nur auf das Radar als einziges Instrument und die Verwendung von Ersatzteilen aus dem Voyager und Marinerprogramm führte schließlich (Mit Schützenhilfe der eindrucksvollen Aufnahmen der Venera 15+16 Sonden) zum Bau von Magellan. Diese Sonde kartierte von 1991-1994 die Venus. Wegen eines fehlenden Budgets zum Betrieb der Sonde musste Sie 1994 aufgegeben werden.

So bleibt Pioneer Venus als das einzige richtige Venus Unternehmen in Erinnerung. Weitere Missionen der USA zur Venus sind nicht geplant. Die Merkursonde Messenger wird die Venus passieren um zu Merkur zu gelangen. Die nächste Venussonde wird von der ESA kommen: Venus Express.

Startdaten

Erfolg Datum Nutzlast Trägerrakete
x 20.05.1978 Pioneer Venus Orbiter SLV-3D Centaur
x 08.08.1978 Pioneer Venus Multiprobe SLV-3D Centaur

Quellen

NSSDC Query: NASAs Katalog der Raumsonden und Satelliten

JPL Pioneer Page

Enzyklopädie Astronautica

NASA SP-512 "Pioneering Venus"



© des Textes: Bernd Leitenberger. Jede Veröffentlichung dieses Textes im Ganzen oder in Auszügen darf nur mit Zustimmung des Urhebers erfolgen.

Bücher vom Autor über Raumsonden

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

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

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

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