Voyager 2

Voyager 2
Ilustracja
Inne nazwy

Mariner Jupiter/Saturn B VGR77-3

Zaangażowani

Stany Zjednoczone NASA Jet Propulsion Laboratory

Indeks COSPAR

1977-076A

Rakieta nośna

Titan IIIE-Centaur z dodatkowym stopniem TE-364/4

Miejsce startu

Cape Canaveral Air Force Station, Stany Zjednoczone

Cel misji

gazowe olbrzymy

Orbita (docelowa, początkowa)
Czas trwania
Początek misji

20 sierpnia 1977 (14:29:44 UTC)

Wymiary
Masa całkowita

825,5 kg

Masa aparatury naukowej

104,8 kg

Voyager 2 podczas testów przedstartowych

Voyager 2 – bezzałogowa sonda kosmiczna wysłana w 1977 roku w przestrzeń kosmiczną z Przylądka Canaveral przez amerykańską agencję kosmiczną NASA w ramach programu Voyager. Rozpoczęcie lotu zbiegło się w czasie z bardzo korzystnym położeniem planet, które umożliwiło odwiedzenie wszystkich gazowych olbrzymów: Jowisza, Saturna, Urana i Neptuna przez jeden próbnik. Z początku zadaniem misji było dokładne zbadanie Jowisza oraz Saturna, jednak sonda sprawowała się na tyle dobrze, że przeprogramowano ją, aby przeprowadziła badania również pozostałych planet zewnętrznych. Voyager 2 przesłał obrazy wszystkich czterech planet, ich księżyców i pierścieni. Jest jedyną sondą, która dotarła zarówno do Urana i Neptuna.

Po zakończeniu eksploracji planet, głównym zadaniem misji jest badanie krańcowych obszarów heliosfery oraz pomiar właściwości fizycznych przestrzeni międzygwiezdnej. Od września 2007 roku sonda znajdowała się w obszarze płaszcza Układu Słonecznego. W listopadzie 2018 roku Voyager 2 przekroczył heliopauzę i znalazł się w przestrzeni międzygwiezdnej. Przewiduje się, że zasilanie w energię elektryczną wystarczy do utrzymania funkcjonowania sondy i łączności z Ziemią do około 2025 roku.

Cele naukowe programu Voyager

Głównym zadaniem misji obydwu sond Voyager była eksploracja układów Jowisza i Saturna. Po zakończonych sukcesem przelotach obok tych planet NASA wydała zgodę na przedłużenie misji sondy Voyager 2 do, kolejno, Urana i Neptuna. Głównym celem misji przedłużonej (Misja Międzygwiezdna) jest rozszerzenie eksploracji Układu Słonecznego poza planety zewnętrzne, do krańcowych obszarów heliosfery i, po przekroczeniu heliopauzy, dotarcie do lokalnego ośrodka międzygwiazdowego.

Lista celów naukowych podczas misji głównej i przedłużonej znajduje się w artykule poświęconym sondzie Voyager 1.

Konstrukcja sond Voyager

Sonda Voyager 2 ma konstrukcję identyczną jak sonda Voyager 1.

Na pokładzie każdej z sond Voyager zostało zainstalowanych 10 instrumentów naukowych. Instrumenty te, oraz system telekomunikacyjny sond, posłużyły do przeprowadzenia 11 eksperymentów, których opis znajduje się w artykule o sondzie Voyager 1.

Z powodu stopniowego zmniejszania się ilości wytwarzanej energii elektrycznej, po zakończeniu fazy badania planet, kolejno wyłączane są niektóre instrumenty naukowe sondy. W pierwszej kolejności została w listopadzie 1998 roku wyłączona platforma skanująca wraz ze wszystkimi znajdującymi się na niej instrumentami. Odbiornik radiowy PRA został wyłączony 21 lutego 2008 roku[1].

Większość spośród nadal działających instrumentów funkcjonuje prawidłowo. Szerokopasmowy odbiornik fal plazmowych wchodzący w skład instrumentu Plasma Wave Subsystem (PWS) przestał funkcjonować w sierpniu 2003 roku. W analizatorze spektralnym instrumentu PWS kanał 17,8 Hz działa przerywanie, a 8 górnych kanałów (1 kHz do 56 kHz) działa ze zmniejszoną czułością. Magnetometr ma problemy z zakłóceniami generowanymi przez sondę i pozostałe instrumenty, co utrudnia analizę zbieranych danych. Zewnętrzny magnetometr został uszkodzony w 2006 roku[2].

Do 2020 roku planowane jest utrzymanie na pokładzie Voyagera 2 pracy następujących instrumentów[1].

  • Low-Energy Charged Particle Subsystem:
  • Cosmic Ray Subsystem,
  • Magnetometer,
  • Plasma Wave Subsystem,
  • Plasma Subsystem.

Przebieg misji

Start sondy Voyager 2

Start sondy Voyager 2 nastąpił 20 sierpnia 1977 roku. Najpotężniejsza ówczesna amerykańska rakieta nośna Titan 3E z dodatkowym stopniem na stały materiał pędny wyniosła sondę na prowadzącą ku Jowiszowi orbitę o peryhelium wynoszącym 1,0 au i aphelium 6,28 au. Wkrótce po starcie wystąpiły problemy podczas aktywacji urządzeń sondy. Brak było potwierdzenia, że wysięgnik naukowy został wyprostowany i zablokowany w prawidłowej pozycji. Późniejsze testy potwierdziły prawidłową pozycję wysięgnika, błędnie natomiast działał czujnik jego położenia. Wystąpiły też problemy z komputerowym systemem sterowania sondy, co zmusiło inżynierów do jego przeprogramowania.

15 grudnia 1977 roku Voyager 2 został prześcignięty przez wystrzeloną szesnaście dni później, ale wprowadzoną na szybszą trajektorię, sondę Voyager 1. W tym momencie wzajemna odległość między sondami wynosiła 17 mln km.

6 kwietnia 1978 roku doszło do awarii głównego odbiornika radiowego sondy. Komputer pokładowy przełączył odbiornik na zapasowy, który jednak okazał się uszkodzony - niesprawny był kondensator obwodu strojenia. Awaria ta groziła utratą całej misji i inżynierom z Jet Propulsion Laboratory zajęło kilka miesięcy opracowanie procedur umożliwiających sprawne przesyłanie rozkazów na sondę[a].

Jowisz

Trajektoria przelotu Voyagera 2 przez układ Jowisza

24 kwietnia 1979 roku Voyager 2 zaczął wykonywać pierwsze fotografie Jowisza, tworzące film ukazujący cyrkulację atmosferyczną planety. 2 lipca sonda osiągnęła granice jowiszowej magnetosfery.

8 lipca 1979 roku sonda zbliżyła się do księżyca Kallisto na odległość 214 930 km. 9 lipca, zbliżając się do Jowisza, sonda przeleciała kolejno obok Ganimedesa (minimalna odległość 62 130 km), Europy (205 720 km) i Amaltei (558 370 km). Największe zbliżenie do Jowisza miało miejsce 9 lipca o 22:29:01 UTC, w odległości 721 670 km od centrum planety, około 650 000 km od szczytów chmur. Tego samego dnia, oddalając się od planety, sonda w dużej odległości (1 129 900 km) minęła Io[3].

3 sierpnia Voyager 2 opuścił obszar magnetosfery Jowisza, a 5 sierpnia 1979 roku zakończona została faza obserwacji planety. Dokonany podczas przelotu obok Jowisza manewr asysty grawitacyjnej oraz wykonany zaledwie w 2 godziny po największym zbliżeniu do planety manewr korekcji trajektorii, zmieniły orbitę sondy na prowadzącą do Saturna orbitę hiperboliczną.

Trajektoria Voyagera 2 została tak dobrana, żeby umożliwić bliski przelot obok Europy, która nie była obserwowana z bliska przez sondę Voyager 1. Odkrycia dokonane przez Voyagera 1 spowodowały też, że wprowadzono zmiany w programie przelotu Voyagera 2: przeprowadzono serie obserwacji nowo odkrytych pierścieni planety, aktywności wulkanicznej na Io oraz zórz i wyładowań atmosferycznych na nocnej stronie Jowisza. Na podstawie wyglądu powierzchni Europy wysunięto przypuszczenie, że pod jej stosunkowo cienką skorupą może znajdować się ocean ciekłej wody. Na przekazanych przez sondę zdjęciach odkryto także niewielki księżyc Adrastea[4].

Saturn

Trajektoria przelotu Voyagera 2 przez układ Saturna

Faza obserwacji Saturna przez Voyagera 2 rozpoczęła się 5 czerwca 1981 roku, kiedy sonda znajdowała się w odległości około 77 mln km od planety. 19 sierpnia wykonany został manewr korekcji trajektorii, który spowodował, że punkt największego zbliżenia do Saturna został przesunięty o 900 km bliżej w kierunku planety. Trajektoria ta została wybrana tak, żeby zapewnić wykonanie manewru asysty grawitacyjnej, który miał skierować sondę w kierunku Urana.

Pierwszym księżycem planety, do którego zbliżył się Voyager 2 był Japet. 23 sierpnia sonda minęła ten księżyc w odległości 908 483 km. 24 sierpnia Voyager osiągnął granice magnetosfery planety. 25 sierpnia sonda przeleciała obok Hyperiona (minimalna odległość 472 737 km) i Tytana (666 096 km). 26 sierpnia, zbliżając się do Saturna, Voyager 2 przeleciał kolejno obok Dione (502 289 km) i Mimasa (309 758 km).

26 sierpnia 1981 roku o 03:24:05 UTC Voyager 2 zbliżył się do Saturna na najmniejszą odległość, wynoszącą 161 126 km od centrum planety, około 101 000 km od szczytów chmur. Tego samego dnia, oddalając się od planety, sonda przeleciała kolejno obok Enceladusa (minimalna odległość 87 020 km), Tethys (93 018 km) i Rei (645 320 km)[5].

110 minut po zbliżeniu na najmniejszą odległość od planety, platforma skanująca sondy uległa zacięciu. Komputer pokładowy zareagował na to wstrzymując wykonywanie dalszych obserwacji. Inżynierom udało się dopiero po trzech dniach uruchomić zaciętą platformę. Awaria ta spowodowała utratę części planowanych obserwacji dotyczących głównie pierścieni oraz Tethys i Enceladusa. 5 września Voyager 2 minął w odległości 2 mln km Febe, najbardziej odległego, spośród ówcześnie znanych, księżyca Saturna. 25 września 1981 roku zakończona została faza obserwacji planety.

Podczas przelotu przez układ Saturna sonda kontynuowała obserwacje wykonane rok wcześniej przez Voyagera 1. Szczególną uwagę poświęcono na badanie struktury pierścieni planety, w tym obserwacje struktur, nazywanych szprychami, znajdujących się nad powierzchnią pierścienia B. Fotopolarymetr sondy posłużył do obserwacji przebiegu okultacji gwiazdy delta Scorpii przez pierścienie planety, co umożliwiło określenie ich struktury z rozdzielczością 100 metrów. Przeprowadzono uzupełniające, w stosunku do Voyagera 1, obserwacje księżyców planety oraz struktury jej atmosfery. W 1990 roku na zdjęciach wykonanych przez Voyagera 2 odkryto księżyc Pan, znajdujący się wewnątrz przerwy Enckego[4].

Uran

Trajektoria przelotu Voyagera 2 przez układ Urana

Prowadzenie obserwacji przez sondę na odległościach, na których znajduje się Uran i Neptun, było utrudnione przez konieczność wykonywania zdjęć przy niskich natężeniach oświetlenia[b]. Jednocześnie coraz niższa moc docierających do Ziemi sygnałów radiowych z sondy ograniczała prędkość przekazywania danych[c]. W trakcie lotu w kierunku Urana inżynierowie przeprogramowali komputery Voyagera 2. Wprowadzono nowe, bardziej wydajne algorytmy kompresji obrazów i kodowania danych. Podczas przelotu obok planety zastosowano technikę kompensacji ruchu kamer przy użyciu silniczków sondy. Łączność z sondą utrzymywały stacje Sieci Dalekiej Łączności Kosmicznej (ang. Deep Space Network) zlokalizowane w Kalifornii, Australii i Hiszpanii i wyposażone w anteny z czaszami średnicy 64 m. Moc docierającego sygnału wynosiła 10−16 W. Wzmacniane w stacjach DSN sygnały retransmitowano, wykorzystując łącza satelitarne, do kalifornijskiego Jet Propulsion Laboratory, gdzie oczekiwał na dane o Uranie 200-osobowy zespół naukowców[6].

Pierwsze nawigacyjne zdjęcia planety zostały wykonane w czerwcu 1985 roku. Faza obserwacji Urana rozpoczęła się 4 listopada 1985 roku, kiedy sonda znajdowała się od niego w odległości 103,5 mln km. Tego dnia uruchomiono sygnałem z Ziemi aparaturę badawczą i potwierdzono jej sprawność. Sonda dotarła do Urana po krzywoliniowym załamywanym torze, pokonując dystans 4,8 mld km. W chwili przelotu Voyagera 2 odległość Ziemia-Uran wynosiła w linii prostej około 2,96 mld km, co sprawiło, że sygnał radiowy wędrował w jedną stronę 2 h 45 min[6]. Voyager 2 nadleciał od strony bieguna południowego planety, niemal prostopadle do płaszczyzny, w której otacza Urana system pierścieni i obiegają go jego naturalne satelity. Największe zbliżenie do planety miało miejsce 24 stycznia 1986 roku o 17:58:51 UTC, w odległości 107 100 km od centrum Urana, około 81 558 km od szczytów chmur. Nastąpiło to z wyprzedzeniem 68 sekund w stosunku do planu wyprawy rozpoczętej 8,5 roku wcześniej. Voyager osiągnął wówczas prędkość 67 820 km/h. Około dziesięć godzin wcześniej sonda osiągnęła granice magnetosfery planety. Zaćmienie radiowe wynikające ze skrycia się sondy za planetą trwało ok. 1 h 22 min. Większość obserwacji z bliska księżyców i pierścieni została wykonana w ciągu 6 godzin (w okresie od 4 godzin przed do 2 godzin po największym zbliżeniu). Voyager 2 wykonał i przesłał na Ziemię około 6000 zdjęć powierzchni Urana. Sonda zbliżyła się kolejno do pięciu znanych wcześniej księżyców na następujące odległości (w nawiasach odległości przewidywane): do Tytanii na 365 300 km (372 tys. km), Oberona na 471 500 km (472 tys. km), Ariela na 130 400 km (127 tys. km), Mirandy na 28 tys. km (29 tys. km) i Umbriela na 325 100 km (325 tys. km)[3][6][7].

29 stycznia sonda ostatecznie opuściła magnetosferę planety. 14 lutego wykonano, trwający ponad 2,5 h, manewr korekcji trajektorii, który wraz z dokonaną podczas przelotu obok Urana asystą grawitacyjną, skierował Voyagera 2 na prowadzącą do Neptuna orbitę hiperboliczną. 25 lutego 1986 roku zakończona została faza obserwacji Urana.

Voyager 2 odkrył obecność pola magnetycznego i pasy radiacyjne planety, zbadał strukturę jej magnetosfery, odkrył zorze polarne. Zbadano strukturę i dynamikę atmosfery, zawartość w niej helu i wielu związków chemicznych. Wyznaczono okres obrotu planety wokół osi. Wokół bieguna południowego, którym Uran zwracał się ku Słońcu i Ziemi, odkryto koncentryczne układy chmur. Były one zabarwione pomarańczowo - w odróżnieniu od zielonkawo-niebieskiego odcienia pozostałych obszarów planety. Potwierdziły się oceny, że podstawowymi składnikami atmosfery planety są wodór, hel, metan i amoniak. Sonda po raz pierwszy ukazała szczegóły morfologii powierzchni i budowy geologicznej największych księżyców planety. Najbardziej niezwykłym księżycem okazała się Miranda, której powierzchnia przedstawia ogromne zróżnicowanie pod względem budowy geologicznej. Voyager odkrył dwa nowe pierścienie planety oraz liczne, widoczne tylko w świetle rozproszonym do przodu, pasma pyłowe w płaszczyźnie pierścieni. Podczas przelotu odkryto dziesięć niewielkich księżyców planety. Są to: Kordelia, Ofelia, Bianka, Kresyda, Desdemona, Julia, Porcja, Rozalinda, Belinda i Puk. W 1999 roku na zdjęciach wykonanych przez Voyagera 2 odkryto jeszcze kolejny księżyc, który został nazwany Perdyta[4].

Neptun

Trajektoria przelotu Voyagera 2 przez układ Neptuna

Pierwsze nawigacyjne zdjęcia Neptuna zostały wykonane w maju 1988 roku Faza obserwacji planety przez Voyagera 2 rozpoczęła się 5 czerwca 1989 roku, kiedy sonda znajdowała się od niej w odległości około 117 mln km. Dla zapewnienia sprawnego odbioru danych z sondy powiększono anteny i zmodernizowano odbiorniki należące do Deep Space Network, ponownie połączono je w sieć oraz dołączono do nich zestaw anten radiointerferometru Very Large Array oraz radioteleskop w Parkes. Dodatkowo do odbioru sygnałów radiowych z Voyagera wykorzystano też japoński radioteleskop w Usuda.

Około trzynaście godzin przed przelotem obok Neptuna Voyager 2 osiągnął granice magnetosfery planety. Następnie, zbliżając się do planety, sonda wykonała obserwacje Nereidy (zbliżenie na odległość 4,65 mln km), Proteusza (97 860 km) i Larissy (60 180 km). Największe zbliżenie do Neptuna miało miejsce 25 sierpnia 1989 roku o 03:56:39 UTC, w odległości 29 240 km od centrum planety, około 4500 km od szczytów chmur. Voyager 2 przeleciał nad okolicami północnego bieguna planety, co umożliwiło wykonanie manewru asysty grawitacyjnej, który skierował sondę na spotkanie z Trytonem. Największe zbliżenie do Trytona nastąpiło 25 sierpnia o 09:10 UTC, w odległości 39 790 km od centrum księżyca[3][7].

28 sierpnia sonda ostatecznie opuściła magnetosferę planety. 2 października 1989 roku zakończona została faza obserwacji Neptuna.

Voyager 2 odkrył obecność pola magnetycznego planety, zbadał strukturę jej magnetosfery, odkrył zorze polarne. Zbadano strukturę i dynamikę atmosfery, zawartość w niej helu i wielu związków chemicznych. Wyznaczono okres obrotu planety wokół osi. Sonda po raz pierwszy ukazała szczegóły morfologii powierzchni i budowy geologicznej największych księżyców planety. Na powierzchni Trytona odkryto czynne gejzery wyrzucające pióropusze gazów i pyłów. Okazało się, że Tryton posiada też bardzo rozrzedzoną atmosferę. Wykonane przez Voyagera 2 obserwacje potwierdziły istnienie systemu pierścieni Neptuna. Podczas przelotu odkryto sześć księżyców planety. Są to: Najada, Talassa, Despoina, Galatea, Larissa i Proteusz[4].

Przelot przez układ Neptuna umożliwił wykonanie pierwszych dokładnych pomiarów masy planety, która okazała się być o 0,5% mniejsza od poprzednich szacunków. Różnica ta, odpowiadająca w przybliżeniu masie Marsa, spowodowała odrzucenie teorii istnienia planety X, której obecność miała odpowiadać za nieregularności w obserwowanych pozycjach orbitalnych Urana i Neptuna[7][8].

Voyager Interstellar Mission

Pożegnalne zdjęcie wykonane przez Voyagera 2 w trzy dni po minięciu Neptuna i Trytona
Pomiary natężenia galaktycznego promieniowania kosmicznego i cząstek pochodzących z heliosfery wykonane przez Voyagera 2 (kwiecień – grudzień 2018)

Przelot nad północnym biegunem Neptuna zmienił tor lotu Voyagera 2 na prowadzącą poza Układ Słoneczny orbitę hiperboliczną o nachyleniu 48° na południe od płaszczyzny ekliptyki i mimośrodzie 6,28[9]. Od tego czasu sonda wykonuje pomiary wiatru słonecznego, pól magnetycznych i promieni kosmicznych. Po minięciu Neptuna, NASA oficjalnie przemianowała 1 stycznia 1990 roku misje obydwu sond Voyager na Voyager Interstellar Mission (Misja Międzygwiezdna Voyagera). Jej głównym zadaniem jest zbadanie krańcowych obszarów heliosfery, w tym dotarcie do heliopauzy.

W dniach od 30 sierpnia do 1 września 2007 roku, w odległości 83,7 au od Słońca, Voyager 2 kilkakrotnie przekroczył granicę szoku końcowego heliosfery i znalazł się w obszarze płaszcza Układu Słonecznego. Nastąpiło to o 10,3 au bliżej Słońca niż w przypadku sondy Voyager 1, co świadczy o niesymetrycznej strukturze heliosfery[10][11][12][13].

5 listopada 2018 roku, w odległości 119 au od Słońca, sonda Voyager 2 przekroczyła heliopauzę i znalazła się w przestrzeni międzygwiezdnej[14]. Ponieważ na pokładzie sondy funkcjonuje detektor plazmy (Plasma Subsystem), Voyager 2 przekazuje dokładniejsze informacje o warunkach fizycznych panujących w krańcowych obszarach heliosfery niż Voyager 1, na którym instrument ten uległ awarii.

Na dzień 1 stycznia 2022 roku Voyager 2 znajdował się w odległości ponad 19 302 000 000 km (129,03 au) od Słońca, w punkcie o współrzędnych równikowych: deklinacja (J2000) -58° 30', rektascensja (J2000) 20h 03min i współrzędnych ekliptycznych: szerokość ekliptyczna -37,4°, długość ekliptyczna 290,7°. Sonda oddala się od Słońca z prędkością 15,303 km/s (czyli 55 091 km/h = 3,228 au rocznie) w kierunku gwiazdozbioru Pawia[15][16][17].

Przewiduje się, że wytwarzana przez generatory MHW-RTG energia wystarczy do utrzymania pracy ostatnich instrumentów naukowych na pokładzie sondy do około 2025 roku[1]. Około roku 40 176 Voyager 2 minie gwiazdę Ross 248 w gwiazdozbiorze Andromedy w najmniejszej odległości wynoszącej 1,65 roku świetlnego, a za około 294 000 lat minie, w odległości około 4,32 lat świetlnych, najjaśniejszą gwiazdę ziemskiego nieba - Syriusza w gwiazdozbiorze Wielkiego Psa[18][d].

Po przelocie w sąsiedztwie Trytona w 1989 roku[19] – ze względu na zmianę kursu sondy – z sondą mogą się kontaktować jedynie stacje radiowe zlokalizowane na Antypodach[9]. Polecenia do sondy wysyła stacja DSS-43 w Canberra Deep Space Communication Complex. Od marca 2020 47-letnia antena po 30 latach nieprzerwanej pracy została poddana rocznemu remontowi (zakończenie w lutym 2021). W tym czasie sygnały Voyagera wciąż są odbierane przez inne anteny. 2 listopada 2020 udało się próbnie nawiązać testowe połączenie z sondą. Od wysłania sygnału z poleceniem testowym do otrzymania sygnału zwrotnego minęło 34 godziny i 48 minut[19].

Zobacz też

Uwagi

  1. Uszkodzenie kondensatora obwodu strojenia spowodowało, że odbiornik nie może dostrajać się do zmian częstotliwości o wartościach większych niż 96 Hz w odbieranym sygnale. Zmiany częstotliwości sygnału są wywołane przez efekt Dopplera na skutek zmian we względnej prędkości między sondą i antenami nadawczymi na Ziemi, które wynikają z ruchu obrotowego Ziemi oraz z jej ruchu orbitalnego i ruchu samej sondy. Dodatkowo uszkodzony odbiornik gwałtownie reaguje na zmiany temperatury o wartości zaledwie 0,25 °C zmieniając swą częstotliwość odbiorczą. Konieczne okazało się przewidywanie dokładnej temperatury odbiornika zależnej od pracy urządzeń na pokładzie sondy, orientacji sondy oraz jej odległości od Słońca i mijanych planet.
  2. Natężenie światła słonecznego na Uranie jest około 360 razy, a na Neptunie około 900 razy mniejsze niż na Ziemi. Zmuszało to do wykonywania przez sondę zdjęć mijanych ciał przy długich czasach ekspozycji, co groziło zamazywaniem zdjęć pod wpływem ruchu własnego i drgań sondy.
  3. Odbierana na Ziemi moc sygnałów radiowych z okolic Urana była czterokrotnie mniejsza, a z okolic Neptuna około dziesięciokrotnie mniejsza, niż podczas przelotu obok Saturna.
  4. Momenty i odległości w jakich Voyager 2 i inne sondy opuszczające Układ Słoneczny będą mijać pobliskie gwiazdy jest wypadkową trajektorii sondy oraz trajektorii i prędkości własnej tych gwiazd. W rzeczywistości właśnie ta druga wielkość ma większe znaczenie. Chociaż Ross 248 znajduje się obecnie dalej od Słońca niż Syriusz, to jego prędkość radialna wynosi -81 km/s, podczas gdy Syriusza jedynie -7,6 km/s, tak więc Ross 248 zbliża się z dużą szybkością do Słońca oraz do Voyagera.

Przypisy

  1. a b c Voyager: Spacecraft Lifetime. [dostęp 2011-07-22].
  2. Edward C. Stone i in.: Voyager Interstellar Mission. Proposal to Senior Review 2010 of the Mission Operations and Data Analysis Program for the Heliophysics Operating Missions.. 2010. [dostęp 2011-06-19]. [zarchiwizowane z tego adresu (2016-12-23)]. (ang.).
  3. a b c Voyager Mission Description.
  4. a b c d USGS Astrogeology: Gazetteer of Planetary Nomenclature - Planetary Body Names and Discoverers.
  5. R. A. Jacobson: Reconstruction of the Voyager Saturn Encounter orbits in the ICRF system. 2003-02-09. [dostęp 2011-07-19]. (ang.).
  6. a b c „Astronautyka”. 6, s. 22, 1986. Warszawa: Ossolineum. 
  7. a b c Chris Gebhardt, Jeff Goldader: Thirty-four years after launch, Voyager 2 continues to explore. 2011-08-19. [dostęp 2011-08-21]. (ang.).
  8. E. M. Standish: Planet X - No dynamical evidence in the optical observations. Astronomical Journal (ISSN 0004-6256), tom 105, nr 5, s. 2000-2006, 1993. [dostęp 2011-08-21]. (ang.).
  9. a b JPL: Voyager 1 and 2 hypebolic orbital elements. [dostęp 2011-06-30]. (ang.).
  10. UI researchers make first measurements of the solar wind termination shock. University of Iowa News Release, 2008-07-03. [dostęp 2008-12-17]. [zarchiwizowane z tego adresu (2008-08-02)]. (ang.).
  11. Richardson et al.. Cool heliosheath plasma and deceleration of the upstream solar wind at the termination shock. „Nature”. 454 (7200), s. 63-66, 2008–07–03. DOI: 10.1038/nature07024. (ang.). 
  12. D. A. Gurnett, W. S. Kurth. Intense plasma waves at and near the solar wind termination shock. „Nature”. 454 (7200), s. 78-80, 2008–07–03. DOI: 10.1038/nature07023. (ang.). 
  13. Edward C. Stone i in.. An assymetric solar wind termination shock. „Nature”. 454 (7200), s. 71-74, 2008–07–03. DOI: 10.1038/nature07022. [dostęp 2011-07-08]. (ang.). 
  14. JPL: NASA's Voyager 2 Probe Enters Interstellar Space. [dostęp 2018-12-10]. (ang.).
  15. Voyager. The Interstellar Mission. Where Are the Voyagers?. JPL. [dostęp 2021-01-01]. (ang.).
  16. Spacecraft escaping the Solar System. Heavens-Above. [dostęp 2021-01-01]. (ang.).
  17. Heliocentric Trajectories for Selected Spacecraft, Planets, and Comets. NASA. [dostęp 2021-01-03]. (ang.).
  18. The Voyager Neptune travel guide. NASA, JPL, 1989-06-01, s. 163. (ang.).
  19. a b Peter Dockrill: NASA Finally Makes Contact With Voyager 2 After Longest Radio Silence in 30 Years. ScienceAlert. [dostęp 2020-11-22]. (ang.).

Linki zewnętrzne

Media użyte na tej stronie

Voyager - mission logo.png
Mission logo for Voyager Program
Miranda2.JPG
Miranda reveals a complex geologic history in this view, acquired by Voyager 2 on January 24, 1986, around its close approach to the Uranian moon. At least three terrain types of different age and geologic style are evident at this resolution of about 700 meters (2,300 feet). Visible in this clear-filter, narrow-angle image are, from left: (1) an apparently ancient, cratered terrain consisting of rolling, subdued hills and degraded medium-sized craters (2) a grooved terrain with linear valleys and ridges developed at the expense of, or replacing, the first terrain type: and (3) a complex terrain seen along the terminator, in which intersecting curvilinear ridges and troughs are abruptly truncated by the linear, grooved terrain. Voyager scientists believe this third terrain type is intermediate in age between the first two.
Rings of Jupiter - Voyager 2.jpg
Original Caption Released with Image: The rings of Jupiter proved to be unexpectedly bright when seen with the Sun nearly behind them. Strong forward scattering of sunlight is characteristic of small particles. This view was obtained by Voyager 2 on July 10 from a perspective inside the shadow of Jupiter. The distance of the spacecraft from the rings was about 1.5 million kilometers. Although the resolution has been degraded by camera motion during the time exposures, these images reveal the rings have some radial structure.
PIA22924-Voyager2LeavesTheSolarSystem-20181105.jpg
PIA22924: Voyager 2: Hello Interstellar Space, Goodbye Heliosphere

https://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA22924

At the end of 2018, the cosmic ray subsystem (CRS) aboard NASA's Voyager 2 spacecraft provided evidence that Voyager 2 had left the heliosphere (the plasma bubble the Sun blows around itself). There were steep drops in the rate at which particles that originate inside the heliosphere hit the instrument's radiation detector. At the same time, there were significant increases in the rate at which particles that originate outside our heliosphere (also known as galactic cosmic rays) hit the detector.

The graphs show data from Voyager 2's CRS, which averages the number of particle hits over a six-hour block of time. CRS detects both lower-energy particles that originate inside the heliosphere (greater than 0.5 MeV) and higher-energy particles that originate farther out in the galaxy (greater than 70 MeV).

The Voyager spacecraft were built by JPL, which continues to operate both. JPL is a division of Caltech in Pasadena. California. The Voyager missions are a part of the NASA Heliophysics System Observatory, sponsored by the Heliophysics Division of the Science Mission Directorate in Washington. For more information about the Voyager spacecraft, visit https://www.nasa.gov/voyager and https://voyager.jpl.nasa.gov.
Voyager 2 Testing PIA21736.jpg
NASA's Voyager 2 Testing
Enceladus from Voyager.jpg
This color Voyager 2 image mosaic shows the water-ice-covered surface of Enceladus, one of Saturn's icy moons. Enceladus' diameter of just 500 km would fit across the state of Arizona, yet despite its small size Enceladus exhibits one of the most interesting surfaces of all the icy satellites. Enceladus reflects about 90% of the incident sunlight (about like fresh-fallen snow), placing it among the most reflective objects in the Solar System. Several geologic terrains have superposed crater densities that span a factor of at least 500, thereby indicating huge differences in the ages of these terrains. It is possible that the high reflectivity of Enceladus' surface results from continuous deposition of icy particles from Saturn's E-ring, which in fact may originate from icy volcanoes on Enceladus' surface. Some terrains are dominated by sinuous mountain ridges from 1 to 2 km high (3300 to 6600 feet), whereas other terrains are scarred by linear cracks, some of which show evidence for possible sideways fault motion such as that of California's infamous San Andreas fault. Some terrains appear to have formed by separation of icy plates along cracks, and other terrains are exceedingly smooth at the resolution of this image. The implication carried by Enceladus' surface is that this tiny ice ball has been geologically active and perhaps partially liquid in its interior for much of its history. The heat engine that powers geologic activity here is thought to be elastic deformation caused by tides induced by Enceladus' orbital motion around Saturn and the motion of another moon, Dione.
Voyager.jpg
NASA photograph of one of the two identical Voyager space probes Voyager 1 and Voyager 2 launched in 1977.

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

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

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

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

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

Suggested for English Wikipedia:alternative text for images: A space probe with squat cylindrical body topped by a large parabolic radio antenna dish pointing upwards, a three-element radioisotope thermoelectric generator on a boom extending left, and scientific instruments on a boom extending right. A golden disk is fixed to the body.
Europa moon Voyager 2 closest approach.jpg
This color image of the Jovian moon Europa was acquired by Voyager 2 during its close encounter on Monday morning, July 9 1979. Europa, the size of our moon, is thought to have a crust of ice perhaps 100 kilometers thick which overlies the silicate crust. The complex array of streaks indicate that the crust has been fractured and filled by materials from the interior. The lack of relief, any visible mountains or craters, on its bright limb is consistent with a thick ice crust. In contrast to its icy neighbors, Ganymede and Callisto, Europa has very few impact craters. One possible candidate is the small feature near the center of this image with radiating rays and a bright circular interior. The relative absence of features and low topography suggests the crust is young and warm a few kilometers below the surface. The tidal heating process suggested for Io also may be heating Europa's interior at a lower rate.
Neptune clouds.jpg
This Voyager 2 high resolution color image, taken 2 hours before closest approach, provides obvious evidence of vertical relief in Neptune's bright cloud streaks.

These clouds were observed at a latitude of 29 degrees north near Neptune's east terminator. The linear cloud forms are stretched approximately along lines of constant latitude and the Sun is toward the lower left. The bright sides of the clouds which face the Sun are brighter than the surrounding cloud deck because they are more directly exposed to the sun. Shadows can be seen on the side opposite the sun. These shadows are less distinct at short wavelengths (violet filter) and more distinct at long wavelengths (orange filter). This can be understood if the underlying cloud deck on which the shadow is cast is at a relatively great depth, in which case scattering by molecules in the overlying atmosphere will diffuse light into the shadow.

Because molecules scatter blue light much more efficiently than red light, the shadows will be darkest at the longest (reddest) wavelengths, and will appear blue under white light illumination.

The resolution of this image is 11 kilometers (6.8 miles per pixel) and the range is only 157,000 kilometers (98,000 miles). The width of the cloud streaks range from 50 to 200 kilometers (31 to 124 miles), and their shadow widths range from 30 to 50 kilometers (18 to 31 miles). Cloud heights appear to be of the order of 50 kilometers (31 miles).
Saturn With Rhea and Dione (true color).jpg
Original Caption Released with Image: NASA's Voyager 2 took this 'true color' photograph of Saturn on July 21, 1981, when the spacecraft was 33.9 million kilometers (21 million miles) from the planet. Two bright, presumably convective cloud patterns are visible in the mid-northern hemisphere and several dark spoke-like features can be seen in the broad B-ring (left of planet). The moons Rhea and Dione appear as blue dots to the south and southeast of Saturn, respectively. Voyager 2 made its closest approach to Saturn on Aug. 25, 1981. The Voyager project is managed for NASA by the Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, Calif.
Rings of Neptune PIA01997.jpg
two 591-second exposures of the rings of Neptune were taken with the clear filter by the Voyager 2 wide-angle camera on Aug. 26, 1989 from a distance of 280,000 kilometers (175,000 miles).
Titan 3E Centaur launches Voyager 2.jpg
The Voyager 2 aboard Titan III-Centaur launch vehicle lifted off on August 20, 1977. The Voyager 2 is a scientific satellite that studied outer planets Jupiter, Saturn, Uranus, and Neptune.
Ganymed.jpg
This Voyager 2 color photo of Ganymede, the largest Galilean satellite, was taken on July 7, 1979, from a range of 1.2 million kilometers. The photo shows a large dark circular feature about 3200 kilometers in diameter with narrow closely-spaced light bands traversing its surface. The bright spots dotting the surface are relatively recent impact craters, while lighter circular areas may be older impact areas. The light branching bands are ridged and grooved terrain first seen on Voyager 1 and are younger than the more heavily cratered dark regions. The nature of the brightish region covering the northern part of the dark circular feature is uncertain, but it may be some type of condensate. Most of the features seen on the surface of Ganymede are probably both internal and external responses of the very thick icy layer which comprises the crust of this satellite.
Voyager 2 Jupiter Encounter Trajectory.png
Trajektoria przelotu sondy Voyager 2 przez układ Jowisza w dniach 7 - 11 lipca 1979 roku.
Proteus (Voyager 2).jpg
Proteus is the second largest moon of Neptune behind the mysterious Triton. Proteus was discovered only in 1989 by the Voyager 2 spacecraft. This is unusual since Neptune has a smaller moon - Nereid - which was discovered 33 years earlier from Earth. The reason Proteus was not discovered sooner is that its surface is very dark and it orbits much closer to Neptune. Proteus has an odd box-like shape and were it even slightly more massive, its own gravity would cause it to reform itself into a sphere.

Original NASA caption: This image of Neptune's satellite 1989N1 was obtained on Aug. 25, 1989 from a range of 146,000 kilometers (91,000 miles). The resolution is about 2.7 kilometers (1.7 miles) per line pair.

The satellite, seen here about half illuminated, has an average radius of some 200 kilometers (120 miles). It is dark (albedo 6 percent) and spectrally grey. Hints of crater-like forms and groove-like lineations can be discerned. The apparent graininess of the image is caused by the short exposure necessary to avoid significant smear.
FDS 26852.19 Rings of Uranus.png
This dramatic Voyager 2 picture reveals a continuous distribution of small particles throughout the Uranus ring system. Voyager took this image while in the shadow of Uranus, at a distance of 236,000 kilometers (142,000 miles and a resolution of about 33 km (20 ml). This unique geometry -- the highest phase angle at which Voyager imaged the rings -- allows us to see lanes of fine dust particles not visible from other viewing angles. All the previously known rings are visible here, however, some of the brightest features in the image are bright dust lanes not previously seen. The combination of this unique geometry and a long, 96 second exposure allowed this spectacular observation, acquired through the clear filter of Voyager's wide-angle camera. The long exposure produced a noticeable, non-uniform smear as well as streaks due to trailed stars.

The original NASA image has been modified by removal of reseaux marks and other artifacts, and by conversion from GIF to PNG format.
Galileo's Arrival at Jupiter (SPD-SLRSY-2064).jpg
This artist's rendering shows the Galileo orbiter arriving at Jupiter on Dec. 7, 1995. A few hours before arrival, the orbiter will have flown within about 1,000 kilometers (600 miles) of Jupiter's moon lo, shown as the crescent to the left of the spacecraft. The sun is visible between Io and the spacecraft, near the spacecraft's long magnetometer. Jupiter is to the right. A faint white streak above the planet's clouds shows the atmospheric probe beginning to decelerate before it deploys a parachute for its scientific mission to collect data. About an hour after the probe mission, Galileo fired its rockets and entered orbit around Jupiter. The mission ended on Sept. 21, 2003, when the orbiter was deliberately destroyed in Jupiter's crushing atmosphere.
The limb of Triton.jpg
Original Caption Released with Image: This natural color image of the limb of Triton was taken early in the morning of Aug. 25 1989, when the Voyager 2 spacecraft was at a distance of about 210,000 kilometers (128,000 miles) from the icy satellite. The largest surface features visible area about 3 miles across. The picture is a composite of images taken through the violet, green and clear filters. The image shows a geologic boundary between a rough, pitted surface to the right and a smoother surface to the left. The change between surface types is gradual. The image also shows a color boundary between pinkish material in the upper part of the image and whiter material in the lower part. The geologic and color boundaries are not the same. That implies that whatever supplies the color is avery thin coating over a different underlying material in which the geologic boundary occurs. The colored coating may be a seasonal frost composed of compounds volatile enough to be sublimated at the very low temperatures (40 °K to 50 °K, or -387.4 °F to -369.4 °F) prevailing near Triton's surface. Possible compositions of the frost layer include methane (which turns red when irradiated), carbon monoxide or nitrogen. The color in this image is somewhat exaggerated: Triton is primarily a white object with a pinkish cast in some areas. The Voyager Mission is conducted by JPL for NASA's Office of Space Science and Applications.
Voyager 2 Saturn Encounter Trajectory.png
Trajektoria przelotu sondy Voyager 2 przez układ Saturna w dniach 24 - 26 sierpnia 1981 roku.
Voyager 2 - Saturn Rings - 3085 7800 2.png
Voyager 2 obtained this high-resolution picture of Saturn's rings Aug. 22, 1981, when the spacecraft was 4 million kilometers (2.5 million miles) away. Evident here are the numerous "spoke" features, in the B-ring; their very sharp, narrow appearance suggests short formation times. Scientists think electromagnetic forces are responsible in some way for these features, but no detailed theory has been worked out. Pictures such as this and analyses of Voyager 2's spoke movies may reveal more clues about the origins of these complex structures.
Uranus Final Image.jpg
Original Caption Released with Image: This view of Uranus was recorded by Voyager 2 on Jan 25, 1986, as the spacecraft left the planet behind and set forth on the cruise to Neptune Voyager was 1 million kilometers (about 600,000 miles) from Uranus when it acquired this wide-angle view. The picture -- a color composite of blue, green and orange frames -- has a resolution of 140 km (90 mi). The thin crescent of Uranus is seen here at an angle of 153 degrees between the spacecraft, the planet and the Sun. Even at this extreme angle, Uranus retains the pale blue-green color seen by ground-based astronomers and recorded by Voyager during its historic encounter. This color results from the presence of methane in Uranus' atmosphere; the gas absorbs red wavelengths of light, leaving the predominant hue seen here. The tendency for the crescent to become white at the extreme edge is caused by the presence of a high-altitude haze Voyager 2 -- having encountered Jupiter in 1979, Saturn in 1981 and Uranus in 1986 -- will proceed on its journey to Neptune. Closest approach is scheduled for Aug 24, 1989. The Voyager project is managed for NASA by the Jet Propulsion Laboratory.
Jupiter - Region from the Great Red Spot to the South Pole.jpg
Original Caption Released with Image: This picture shows a region of the southern hemisphere extending from the Great Red Spot to the south pole. The white oval is seen beneath the Great Red Spot, and several small scale spots are visible farther to the south. Some of these organized cloud spots have similar morphologies, such as anticyclonic rotations and cyclonic regions to their west. The presence of the white oval causes the streamlines of the flow to bunch up between it and the Great Red Spot.
Voyager 2 Neptune Encounter Trajectory.png
Trajektoria przelotu sondy Voyager 2 przez układ Neptuna w dniu 25 sierpnia 1989 roku.
Voyager 2 Neptune and Triton.jpg
صورة لكوكب نبتون وقمره ترايتون، التقطها المسبار الفضائي فوياجر 2. سيدخل مدار ترايتون في النهاية ضمن حدود روش الخاصة بنبتون، مما يؤدي إلى تفككه وربما تشكيل حلقات كوكبية جديدة.
Voyager 2 Uranus Encounter Trajectory.png
Trajektoria przelotu sondy Voyager 2 przez układ Urana w dniu 24 stycznia 1986 roku.