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Voyager 2
Riepilogo

Le due astronavi Voyager 1 e 2 stanno esplorando un luogo dove nulla dalla Terra era mai arrivato prima. Hanno continuato il loro viaggio per oltre 40 anni dal loro lancio nel 1977 e hanno raggiunto una distanza dalla Terra e dal Sole molto maggiore di Plutone. Nell'agosto 2012 la Voyager 1 ha fatto il suo ingresso storico nello spazio interstellare, una regione ricca di materiale espulso dopo la morte avvenuta milioni di anni fa di stelle vicine a noi. La Voyager 2 è entrata nello spazio interstellare il 5 novembre 2018 e grazie a questo gli scienziati sperano di scoprire qualcosa di più su questa regione, entrambe le navicelle infatti stanno ancora inviando informazioni scientifiche sull'ambiente circostante attraverso il sistema di comunicazione Deep Space Network (o DSN).
Lo scopo principale delle sonde è stato l'esplorazione di Giove e Saturno. Dopo aver fatto una serie di scoperte - come i vulcani attivi su Io, la luna di Giove, o le complessità degli anelli di Saturno - la missione è stata estesa. La Voyager 2 ha esplorato Urano e Nettuno ed è ancora oggi l'unica sonda spaziale ad aver visitato quei pianeti esterni. L'attuale missione , la Voyager Interstellar Mission (VIM), esplorerà il bordo più esterno del dominio del Sole. E anche oltre.

Un viaggio interplanetario

Le due navicelle spaziali Voyager 1 e Voyager 2 furono lanciate dalla NASA in mesi separati nell'estate del 1977 da Cape Canaveral, in Florida. Come originariamente progettato le Voyager dovevano condurre studi di primo piano su Giove e Saturno, gli anelli di Saturno e le più grandi lune dei due pianeti.
Per completare la loro missione prevista sui due pianeti, le sonde spaziali erano state costruite per durare almeno cinque anni. Ma mentre la missione andava avanti, con il raggiungimento di tutti i suoi obiettivi e gli ulteriori sorvoli dei due pianeti giganti più lontani Urano e Nettuno, iniziarono a mostrarsi ulteriori scenari possibili e irresistibili per gli scienziati e gli ingegneri della missione.
Mentre la sonda spaziale volava attraverso il Sistema Solare la riprogrammazione del software ha dotato le Voyager di capacità maggiori di quelle che possedevano dopo aver lasciato la Terra. La loro missione prevista su due pianeti è diventata di quattro e la loro vita di 5 anni si è estesa a 12 e ora ha raggiunto i 40.
Alla fine le due sonde Voyager 1 e 2 hanno esplorato tutti i giganti gassosi esterni del nostro Sistema Solare e 48 delle loro lune oltre ai sistemi di anelli e ai campi magnetici posseduti da questi pianeti.
Se la missione del Voyager fosse terminata a Giove e Saturno avrebbe comunque fornito il materiale per riscrivere i libri di astronomia. Ma dopo aver raddoppiato i loro già ambiziosi itinerari, le Voyager hanno restituito informazioni sulla Terra nel corso degli anni che hanno rivoluzionato la scienza dell'astronomia planetaria, aiutando a risolvere le questioni chiave e al tempo stesso innescando nuove interessanti quesiti sull'origine e l'evoluzione dei pianeti nel nostro Sistema Solare.

La storia della missione Voyager

La missione Voyager è stata progettata per trarre vantaggio da una rara disposizione geometrica dei pianeti esterni tra la fine degli anni '70 e gli anni '80, che consentiva un tour attraverso quattro pianeti con un minimo di propellente e un viaggio relativamente breve. Questa disposizione di Giove, Saturno, Urano e Nettuno, che si verifica circa ogni 175 anni, consente a un veicolo spaziale su una particolare traiettoria di volo di oscillare da un pianeta all'altro senza la necessità di grandi sistemi di propulsione a bordo. Il sorvolo di ogni pianeta piega la traiettoria di volo della navicella e aumenta sufficientemente la sua velocità da portarla alla destinazione successiva. Usando questa tecnica di fionda gravitazionale, dimostrata per la prima volta con la missione Mariner 10 e Mercury della NASA nel 1973-74, la durata del viaggio verso Nettuno è stato ridotta da 30 a 12 anni.
Mentre era risaputo che raggiungere i quattro pianeti fosse possibile, si riteneva fosse troppo costoso costruire un veicolo spaziale che potesse andare così lontano, trasportare gli strumenti necessari e durare abbastanza a lungo da portare a termine una missione così lunga. Così le Voyager furono finanziate per condurre studi intensivi durante i sorvoli di Giove e Saturno. Più di 10.000 traiettorie sono state studiate prima di scegliere le due che avrebbero permesso il sorvolo ravvicinato di Giove e della sua luna Io, e Saturno e la sua luna Titano. Inoltre la traiettoria di sorvolo scelta per Voyager 2 ha conservato l'opzione di continuare il viaggio verso Urano e Nettuno.
Dal Kennedy Space Center della NASA a Cape Canaveral, in Florida, la Voyager 2 fu lanciata per la prima volta, il 20 agosto 1977; Voyager 1 è stata lanciata su una traiettoria più veloce e più corta il 5 settembre 1977. Entrambe le navicelle spaziali sono state consegnate nello spazio a bordo di razzi non riutilizzabili Titan-Centauro.
La prima missione Voyager su Giove e Saturno portò Voyager 1 a Giove il 5 marzo 1979 e Saturno il 12 novembre 1980, seguita da Voyager 2 a Giove il 9 luglio 1979 e Saturno il 25 agosto 1981.
La traiettoria della Voyager 1, progettata per inviare la navicella spaziale vicino alla grande luna Titano e dietro gli anelli di Saturno, ha piegato inevitabilmente il percorso della navicella verso nord fuori dal piano dell'eclittica - il piano in cui la maggior parte dei pianeti orbita attorno al Sole. La Voyager 2 fu invece diretta verso Saturno in un punto che avrebbe rilanciato automaticamente la navicella in direzione di Urano.
Dopo il successo dell'incontro con Saturno della Voyager 2 venne stato dimostrato che la sonda sarebbe stata in grado di arrivare su Urano con tutti gli strumenti operativi. La NASA fornì ulteriori finanziamenti per continuare a far funzionare i due veicoli spaziali e il JPL venne autorizzato a condurre un sorvolo di Urano. Successivamente la NASA autorizzò anche la mssione su Nettuno che fu ribattezzata Voyager Neptune Interstellar Mission.
Voyager 2 incontrò Urano il 24 gennaio 1986 restituendo foto dettagliate e altri dati sul pianeta, le sue lune, il campo magnetico e gli anelli scuri. Voyager 1, nel frattempo, continuava la sua rotta verso l'esterno del Sistema Solare, conducendo studi sullo spazio interplanetario. I suoi strumenti sono stati i primi di un veicolo spaziale a percepire l'eliopausa, il confine tra la fine dell'influenza magnetica del Sole e l'inizio dello spazio interstellare.
In seguito al sorvolo di Nettuno il 25 agosto 1989, la sonda Voyager 2 si è diretta verso sud, al di sotto del piano dell'eclittica seguendo percorso che ha portato anche lei nello spazio interstellare. Riflettendo quindi le nuove destinazioni transplanetarie delle Voyager, il progetto è ora noto come la Voyager Interstellar Mission.
La Voyager 1 ha attraversato l'eliopausa e ha lasciato il Sistema Solare, elevandosi al di sopra del piano dell'eclittica con un angolo di circa 35 gradi ad una velocità di circa 520 milioni di chilometri all'anno. Anche la Voyager 2 è diretta fuori dal Sistema Solare, immergendosi al di sotto del piano dell'eclittica con un angolo di circa 48 gradi e una velocità di circa 470 milioni di chilometri all' anno.
Entrambi i veicoli spaziali continueranno a studiare le sorgenti ultraviolette tra le stelle, e i campi mentre gli strumenti per le particelle delle Voyager esploreranno il confine tra l'influenza del Sole e lo Spazio Interstellare. Ci si aspetta che i Voyager restituiscano dati preziosi per almeno un altro decennio. Le comunicazioni verranno mantenute fino a quando le fonti di energia dei Voyager non potranno più fornire energia elettrica sufficiente per alimentare sottosistemi vitali.

Il Golden Record

Entrambi le sonde Pioneer 10 e 11, che hanno preceduto la Voyager, hanno trasportato piccole placche di metallo che identificavano il loro tempo e il loro luogo di origine per il beneficio di eventuali altri viaggiatori spaziali che potrebbero trovarle in un lontano futuro. Grazie a questo la NASA scelse di pubblicare un messaggio più ambizioso a bordo della Voyager 1 e 2, una sorta di capsula del tempo destinata a comunicare la storia del nostro mondo agli extraterrestri. Il messaggio delle Voyager è trasportato su un disco fonografico, un disco di rame placcato in oro da 12 pollici, contenente suoni e immagini selezionati per rappresentare la diversità della vita e della cultura sulla Terra.
Nell'angolo in alto a sinistra c'è un disegno facilmente riconoscibile del disco del fonografo e della testina che porta con sé. La testina è nella posizione corretta per riprodurre il disco dall'inizio. Scritto intorno ad esso, in aritmetica binaria, è riportato il tempo di una rotazione del record, 3,6 secondi, espressa in unità di tempo di 0,70 miliardesimi di secondo, il periodo di tempo associato a una transizione fondamentale dell'atomo di idrogeno. Il disegno indica che il disco deve essere riprodotto dall'esterno verso l'interno. Sotto questo disegno c'è una vista laterale del disco e della testina con un numero binario che dà la durata di un lato del disco - circa un'ora.
Le informazioni nella parte in alto a destra della copertina sono progettate per mostrare come le immagini devono essere costruite a partire dai segnali registrati. Il disegno in alto mostra il tipico segnale che si verifica all'inizio di un'immagine. L'immagine è composta da questo segnale, che traccia l'immagine come una serie di linee verticali, simili a quelle di una normale televisione (in cui l'immagine è una serie di linee orizzontali). Le linee di immagini 1, 2 e 3 sono annotate in numeri binari e viene annotata la durata di una delle "linee di immagine", circa 8 millisecondi. Il disegno immediatamente sotto mostra come queste linee devono essere disegnate verticalmente, con "interlacciato" sfalsato per dare la corretta rappresentazione dell'immagine. Immediatamente sotto questo c'è un disegno in grafica raster, che mostra che ci sono 512 linee verticali in un'immagine completa. Immediatamente sotto questa c'è una replica della prima immagine sul record per consentire ai destinatari di verificare che stiano decodificando correttamente i segnali. In questa immagine è stato utilizzato un cerchio per garantire che i destinatari utilizzino il rapporto corretto tra altezza orizzontale e verticale nella ricostruzione dell'immagine.
Il disegno nell'angolo in basso a sinistra della copertina è la mappa delle pulsar precedentemente inviata come parte delle placche su Pioneers 10 e 11. Mostra la posizione del Sistema Solare rispetto a 14 pulsar di cui sono indicati i periodi precisi. Il disegno contenente due cerchi nell'angolo in basso a destra è un disegno dell'atomo di idrogeno nei suoi due stati più bassi, con una linea di collegamento e la cifra 1 per indicare che l'intervallo di tempo associato alla transizione da uno stato all'altro è essere utilizzato come scala temporale fondamentale, sia per il tempo indicato sulla copertina che nelle immagini decodificate.
Elettroplaccata sulla copertina del disco si trova una fonte ultra-pura di uranio 238 con una radioattività di circa 0.00026 microcurie. Il costante decadimento della sorgente di uranio negli isotopi della figlia lo rende una sorta di orologio radioattivo. La metà dell'uranio 238 decadrà in 4,51 miliardi di anni. Quindi, esaminando questa area del diametro di due centimetri sulla piastra del disco e misurando la quantità di elementi figlie sul rimanente uranio 238, un destinatario extraterrestre del veicolo spaziale Voyager potrà calcolare il tempo trascorso da quando l'uranio è stato caricato a bordo della sonda spaziale . Questo dovrebbe consentire un controllo sull'epoca del lancio, che è anche descritto dalla mappa pulsar sulla copertina del disco.
I contenuti del disco sono stati selezionati per la NASA da un comitato presieduto da Carl Sagan della Cornell University. Il dottor Sagan e i suoi associati hanno assemblato 115 immagini e una varietà di suoni naturali, come quelli creati da surf, vento, tuoni, uccelli, balene e altri animali. A questo hanno aggiunto brani musicali di diverse culture ed epoche, saluti da persone della Terra in cinquantacinque lingue e messaggi stampati dal presidente Carter e dal segretario generale delle Nazioni Unite, Kurt Waldheim.
Ogni disco è racchiuso in una giacca protettiva in alluminio, insieme a una cartuccia e un ago. Le istruzioni, in linguaggio simbolico, spiegano l'origine della navicella spaziale e indicano come deve essere riprodotta la registrazione. Le 115 immagini sono codificate in forma analogica.
Il resto del disco è in audio, progettato per essere riprodotto a 16-2 / 3 giri al minuto. Contiene i saluti pronunciati, a cominciare dall'accadico, che è stato parlato dai Sumeri circa seimila anni fa, e termina con lo Wu, un dialetto cinese moderno. Seguendo la sezione dei suoni della Terra, c'è una selezione eclettica di musica di 90 minuti, inclusi classici orientali e occidentali e una varietà di musica etnica. Una volta che il veicolo spaziale Voyager avrà lasciato il Sistema Solare (entro il 1990, entrambi saranno oltre l'orbita di Plutone), si troveranno nello spazio vuoto. Ci vorranno altri quarantamila anni prima che si avvicinino a qualsiasi altro sistema planetario conosciuto. Come ha notato Carl Sagan "La sonda sarà trovata e il disco sarà suonato solo se ci sono civiltà avanzate che viaggiano nello spazio interstellare. Ma lanciare questa bottiglia nell'oceano cosmico dice qualcosa di molto speranzoso per la vita su questo pianeta."

Specifiche Tecniche

Le due navicelle spaziali Voyager sono identiche e possiedono sistemi stabilizzati a tre assi che usano il controllo di assetto con sensori stellari o il giroscopio per mantenere il puntamento delle antenne ad alto guadagno verso la Terra. Il carico delle prime missioni scientifiche consisteva in 10 strumenti (11 indagini incluse le scienze radio).
Il sottosistema del computer di comando (CCS) fornisce funzioni di sequenziamento e controllo. Il CCS contiene routine fisse come decodifica del comando e rilevamento di guasti e routine correttive, informazioni di puntamento dell'antenna e informazioni sul sequenziamento di veicoli spaziali.
Il sottosistema Controllo di Attitudine e Articolazione (AACS) controlla l'orientamento del veicolo spaziale, mantiene il puntamento dell'antenna ad alto guadagno verso la Terra, controlla le manovre di assetto e posiziona la piattaforma di scansione.
Le comunicazioni in uplink sono tramite banda S (velocità di comando 16 bit/s) mentre un trasmettitore banda X fornisce una telemetria downlink a 160 bit/s normalmente e 1,4 kbps per la riproduzione di dati di onde al plasma ad alta frequenza. Tutti i dati sono trasmessi e ricevuti dal veicolo spaziale tramite l'antenna ad alto guadagno da 3,7 metri (HGA).
L'energia elettrica è fornita da tre generatori termoelettrici a radioisotopi (RTG). I livelli di potenza attuali sono circa 249 watt per ciascuna delle due sonde. Quando la potenza elettrica diminuisce, i carichi scientifici sulla navicella devono essere spenti per evitare che la richiesta di energia superi la disponibilità. Quando i carichi vengono spenti alcune funzionalità dei veicoli spaziali vengono eliminate.

"BUS" Elettronica di bordo
La struttura di base del veicolo spaziale è chiamata "BUS", che trasporta i vari sottosistemi di ingegneria e strumenti scientifici. È come una grande scatola a dieci lati, che può essere vista nel diagramma Voyager. La linea centrale del BUS è chiamata asse Z e punta verso la Terra (come l'antenna ad alto guadagno). Il veicolo spaziale è progettato per ruotare attorno a questo asse accendendo piccoli propulsori collegati al BUS.
Ciascuno dei dieci lati del BUS contiene un compartimento (un vano) che ospita vari gruppi elettronici. La baia 1, ad esempio, contiene i trasmettitori radio. Le baie sono numerata da 1 a 10 (in senso orario vista dalla Terra).

Cosmic Ray Subsystem(CRS)
Il CRS si occupa di cercare le particelle molto energetiche nel plasma e ha la maggior sensibilità fra i tre rivelatori di particelle. Particelle molto energiche possono essere trovate negli intensi campi di radiazione che circondano alcuni pianeti (come Giove) mentre le particelle con le energie più conosciute provengono da altre stelle. Il CRS ricerca entrambe.
Il CRS non fa alcun tentativo di rallentare o catturare le particelle super-energetiche. Semplicemente passano attraverso il CRS. Tuttavia, durante il passaggio, le particelle lasciano i segni della loro presenza.
Gli obiettivi scientifici del sottosistema Cosmic Ray sono dunque:

- misurare lo spettro di energia degli elettroni da 3 a 110 MeV.
- misurare gli spettri di energia e la composizione elementare di tutti i nuclei di raggi cosmici dall'idrogeno attraverso il ferro su un intervallo di energia da circa 1 - 500 MeV / nuc.
- frnire informazioni sul contenuto energetico, l'origine, il processo di accelerazione, la storia della vita e la dinamica dei raggi cosmici nella galassia e contribuire alla comprensione della nucleosintesi degli elementi nelle fonti di raggi cosmici.
- fornire informazioni sul trasporto di raggi cosmici, degli elettroni di Giove e delle particelle interplanetarie a bassa energia su una regione estesa di spazio interplanetario.
- misurare i modelli di flusso tridimensionale dei nuclei dall'idrogeno attraverso il ferro e gli elettroni su un intervallo esteso.
- misurare la composizione della carica di particelle nelle magnetosfere di Giove, Saturno, Urano e Nettuno.

Antenna ad Alto Guadagno (HGA)
L'HGA trasmette i dati alla Terra su due canali di frequenza, uno per il donwlink e l'altro per l'uplink. Il primo, a circa 8,4 gigahertz (8.400 milioni di cicli al secondo), è il canale X-band e contiene dati scientifici e ingegneristici. Per confronto, la banda radio FM è centrata attorno a 100 megahertz. I tassi di dati scientifici in downlink della banda X raggiungono i 7,2 kilobit al secondo. L'altro canale, circa 2,3 gigahertz, si trova nella banda S e contiene solo dati ingegneristici sulla salute e sullo stato del veicolo spaziale alla bassa velocità di 40 bit al secondo. La banda S non è più stata usata dopo l'ultimo sorvolo planetario di Nettuno.

Image Science Subsystem (ISS)
L'ISS è una versione modificata dei progetti di telecamere Vidicon a scansione lenta che sono stati utilizzati nei precedenti voli Mariner. La ISS è composta da due telecamere di tipo televisivo, ciascuna con 8 filtri in una rotella di filtro comandabile montata davanti ai vidicon. La prima ha un obiettivo grandangolare da 200 mm a bassa risoluzione con un'apertura di f/3, mentre l'altra utilizza un obiettivo f/8,5 ad angolo stretto da 1500 mm ad alta risoluzione.
A differenza degli altri strumenti di bordo il funzionamento delle telecamere non è autonomo ma è controllato da una tabella dei parametri di imaging che risiede in uno dei computer del veicolo spaziale, il Flight Data Subsystem (FDS).
L'obiettivo del sottosistema di Imaging Science è:

- osservare e caratterizzare la circolazione dell'atmosfera planetaria, fornire dei limiti alla composizione atmosferica e determinare le velocità del vento nelle regioni osservate.
- mappare la distribuzione radiale e azimutale del materiale nel piano degli anelli planetari o cercarne di nuovi.
- ottenere una copertura multispettrale globale di tutti i satelliti, stabilire i tassi di rotazione e gli orientamenti degli assi di rotazione, studiare la morfologia superficiale di Tritone con risoluzioni spaziali inferiori a 2 km, trovare nuovi satelliti non ancora osservati.
- fornire immagini di supporto per assistere le altre indagini nella classificazione dei dati.

Infrared Interferometer Spectrometer and Radiometer (IRIS)
L'IRIS agisce effettivamente come tre strumenti separati. In primis è un termometro molto sofisticato. Può determinare la distribuzione dell'energia termica che un corpo emette, consentendo agli scienziati di determinare la temperatura di quel corpo o di quella sostanza. In secondo luogo l'IRIS è un dispositivo che può determinare quando certi tipi di elementi o composti sono presenti in un'atmosfera o su una superficie. In terzo luogo, utilizza un radiometro separato per misurare la quantità totale di luce solare riflessa da un corpo alle frequenze dell'ultravioletto, del visibile e dell'infrarosso.
Lo spettrometro e il radiometro con interferometro a infrarossi misurano la radiazione in due regioni dello spettro infrarosso, da 2,5 a 50 μm e da 0,3 a 2,0 μm.
I suoi obiettivi scientifici sono:

- determinare le strutture termiche atmosferiche (che a loro volta aiutano la modellizzazione della dinamica atmosferica di un pianeta).
- Misurazione dell'abbondanza di idrogeno ed elio (come verifica delle teorie relative al loro rapporto nella nebulosa solare primitiva).
- Determinazione dell'equilibrio di energia irradiata a quella assorbita dal Sole (per aiutare a studiare l'origine planetaria, l'evoluzione e i processi interni).

Low-Energy Charged Particles (LECP)
Il LECP cerca particelle di energia superiore rispetto al PLS e si sovrappone al Cosmic Ray Sistem (CRS). Ha il più ampio intervallo di energia dei tre set di sensori di particelle.
La LECP può essere immaginata come un pezzo di legno colpito dalle particelle interessate dalla rilevazione che giocano il ruolo di proiettili. Più velocemente si muove un proiettile, più a fondo penetrerà nel legno. Pertanto la profondità di penetrazione misura la velocità delle particelle. Il numero di "fori di proiettile" nel tempo indica quante particelle ci sono in vari punti nel vento solare e nei vari pianeti esterni. L'orientamento del legno indica la direzione da cui provengono le particelle.
L'esperimento con particelle cariche a bassa energia utilizza due sistemi di rivelatori a stato solido montati su una piattaforma rotante. I due sottosistemi sono il telescopio a particelle a bassa energia (LEPT) e l'analizzatore di particelle magnetosferiche a bassa energia (LEMPA).
Obiettivo del LECP è la rilevazione di:

- spettri delle varie specie atomiche che comprendono la radiazione cosmica galattica, specialmente a bassa energia.
- variazioni temporali dei raggi cosmici galattici.
- gradienti radiale dei raggi cosmici galattici.
- particelle energetiche di origine solare associate a razzi e regioni attive.
- particelle energetiche di origine planetaria.
- particelle energetiche interplanetarie.

Magnetometer (MAG)
Sebbene il MAG possa rilevare alcuni degli effetti del vento solare sui pianeti e sulle lune esterne il suo compito principale è misurare i cambiamenti nel campo magnetico del Sole in rapporto alla distanza e al tempo. Questo per determinare se ciascuno dei pianeti esterni ha un campo magnetico, e come le lune e gli anelli dei pianeti esterni interagiscono con quei campi magnetici.
Il magnetometro MAG ha quindi l'obiettivo di:

- misurare e rappresentare analiticamente i campi magnetici planetari di Giove, Saturno, Urano e Nettuno.
- determinare la struttura della magnetosfera di tutti i pianeti giganti incontrati. Indagare i meccanismi e i processi fisici di base coinvolti sia nelle interazioni tra il vento solare e la magnetosfera che nelle dinamiche magnetosferiche interne, in studi correlati con altre particelle e indagini sui campi.
- indagare le interazioni dei satelliti di questi pianeti con i loro ambienti di magnetosfera e vento solare.
- esaminare accuratamente il campo magnetico interplanetario oltre 1 UA e continuare ed estendere gli studi sulle caratteristiche su larga scala del mezzo interplanetario.
- continuare ed estendere gli studi della fisica dei fenomeni di microscala nel vento solare.
- cercare la regione di transizione tra i media interplanetari e interstellari e, se possibile, studiare le caratteristiche magnetiche della regione di confine e misurare il campo magnetico galattico e le sue variazioni.

Optical Calibration Target
Il bersaglio di calibramento ottico è un rettangolo piatto di colore e luminosità noti, fissato alla sonda in modo che gli strumenti sulla piattaforma di scansione mobile (telecamere, strumenti a infrarossi, ecc.) possano puntarlo a scopo di calibrazione.

Photopolarimeter Subsystem (PPS)
Il sottosistema di fotopolarimetro utilizza un telescopio da 0,2 m dotato di filtri e analizzatori di polarizzazione. Copre otto lunghezze d'onda nella regione tra 235 nm e 750 nm.
L'esperimento è progettato per determinare le proprietà fisiche del particolato nelle atmosfere di Giove, Saturno e dei suoi anelli misurando l'intensità e la polarizzazione lineare della luce solare diffusa a otto lunghezze d'onda nella regione 2350-7500A dello spettro. L'esperimento fornirà anche informazioni sulla struttura e la probabile composizione delle superfici dei satelliti di Giove e Saturno e le proprietà della nube di sodio intorno a Io. Durante gli incontri planetari sarà condotta anche una ricerca di prove ottiche di scariche elettriche (illuminazione) e attività aurorale.

Planetary Radio Astronomy (PRA) e Plasma Wave Subsystem (PWS)
Due esperimenti separati, The Plasma Wave Subsystem e l'esperimento di Planetary Radio Astronomy, condividono le due lunghe antenne che si estendono ad angolo retto l'una con l'altra, formando una "V".
La PWS copre un intervallo di frequenze compreso tra 10 Hz e 56 kHz. Il ricevitore PRA copre due bande di frequenza, da 20,4 kHz a 1300 kHz e da 2,3 MHz a 40,5 MHz.

Plasma Science (PLS)
L'esperimento PLS misura gli ioni e gli elettroni a bassa energia che costituiscono la maggior parte del plasma. Tre rivelatori di plasma puntano nella direzione della Terra per osservare il flusso del vento solare e un quarto guarda un angolo retto in quekla direzione per osservare le magnetosfere planetarie e l'eliosfera così da determinare la velocità, la direzione del flusso, la densità e la temperatura del plasma.
Gli obiettivi di misurazione del Plasma Science (PLS) sono:

- le proprietà e l'evoluzione radiale del vento solare.
- l'interazione del vento solare con Giove, Saturno, Urano e Nettuno.
- le fonti, le proprietà e la morfologia del plasma magnetosferico da Giove, Saturno, Urano e Nettuno.
- le interazioni del plasma magnetosferico con i satelliti planetari con particolare enfasi sulle proprietà del plasma nelle vicinanze di Io, Titano e Tritone.
- gli ioni di origine interstellare.
- la rilevazione e la caratterizzazione della natura Termination shock in cui il vento solare rallenta e diventa più denso mentre si prepara ad incontrare l'eliopausa.
- il primo rilevamento del confine dell'Eliopausa e il primo rilevamento del plasma dall'esterno del nostro Sistema Solare, il mezzo interstellare.

Radioisotope Thermoelectric Generators (RTG)
Tre unità RTG, collegate elettricamente in parallelo, sono le fonti di alimentazione centrali per il modulo di missione. Ogni RTG è costituito da una fonte di calore radioisotopica, un convertitore termoelettrico, un sistema di sfiato della pressione del gas, trasduttori di temperatura, connettori, un contenitore cilindrico che respinge il calore e una staffa. Gli RTG sono montati in tandem su un braccio dispiegabile come parte del MM.
Il combustibile radioisotopico di fonte di calore è il plutonio 238 sotto forma di ossido Pu02. Nel processo di decadimento isotopico vengono rilasciate particelle alfa che bombardano la superficie interna del contenitore. L'energia rilasciata viene convertita in calore ed è la fonte di calore del convertitore termoelettrico.

Ultraviolet Spectrometer (UVS)
L'UVS è un tipo di esposimetro molto specializzato che è sensibile alla luce ultravioletta. Determina quando sono presenti certi atomi o ioni o quando avvengono determinati processi fisici. Lo strumento cerca i colori specifici della luce ultravioletta che alcuni elementi e composti sono noti per emettere.
Il Sole emette una vasta gamma di colori di luce, se la luce del Sole passa attraverso l'atmosfera, alcuni elementi e molecole nell'atmosfera assorbiranno frequenze di luce molto specifiche. Se l'UVS, osservando la luce solare filtrata, nota l'assenza di uno qualsiasi di questi colori specifici significa che sono stati rilevati elementi o composti particolari. Questo processo è chiamato "identificazione di elementi o composti per assorbimento atomico".
Lo spettrometro a raggi ultravioletti (UVS) copre la gamma di lunghezze d'onda da 40 nm a 180 nm osservando le atmosfere planetarie e lo spazio interplanetario.
L'obiettivo dello Spettrometro Ultravioletto (UVS) è:
- determinare le proprietà di dispersione delle atmosfere planetarie inferiori.
- determinare la distribuzione dei costituenti e della rispettiva altezza.
- determinare l'estensione e la distribuzione della corona di idrogeno dei pianeti e dei satelliti.
- indagare sull'aerazione notturna e sull'attività aurorale.
- determinare le proprietà di diffusione UV e le profondità ottiche degli anelli planetari.
- cercare le emissioni dagli anelli e da qualsiasi "atmosfera" degli anelli.

Stato della Strumentazione
Strumentazione Voyager 1 Voyager 2
Cosmic Ray Subsystem (CRS) ACCESO ACCESO
Low-Energy Charged Particles (LECP) ACCESO ACCESO
Magnetometer (MAG) ACCESO ACCESO
Plasma Wave Subsystem (PWS) ACCESO ACCESO
Plasma Science (PLS) Spento a causa di elevato decadimento delle prestazioni (01-02-2007) ACCESO
Imaging Science Subsystem (ISS) Entrambe le telecamere sono state spente per preservare energia (14-02-1990) Entrambe le telecamere sono state spente per preservare energia (10-10-1989 e 05-12-1989)
Infrared Interferometer Spectrometer and Radiometer (IRIS) Spento per preservare energia (03-06-1998) Spento per preservare energia (01-02-2007)
Photopolarimeter Subsystem (PPS) Spento a causa di elevato decadimento delle prestazioni (29-01-1980) Spento a causa di elevato decadimento delle prestazioni (03-04-1991)
Planetary Radio Astronomy (PRA) Spento per preservare energia (15-01-2008) Spento per preservare energia (21-02-2008)
Ultraviolet Spectrometer (UVS) Spento per preservare energia (19-04-2016) Spento per preservare energia (12-11-1998)

Cronologia Missione
20-08-1977 Voyager 2: lancio da Cape Canaveral
10-12-1977 Voyager 2: ingresso nella Fascia degli Asteroidi
08-07-1979 Voyager 2: sorvolo di Callisto
09-07-1979 Voyager 2: sorvolo di Giove, Io, Ganimede, Europa e Amaltea
22-08-1981 Voyager 2: sorvolo di Giapeto
25-08-1981 Voyager 2: sorvolo di Titano, Elena e Iperione
26-08-1981 Voyager 2: sorvolo di Saturno, Encelado, Teti, Rea e altri satelliti minori
04-09-1981 Voyager 2: sorvolo di Febe
24-01-1986 Voyager 2: sorvolo di Urano, Miranda, Ariel, Umbriel, Titania e Oberon
25-08-1989 Voyager 2: sorvolo di Nettuno, Larissa, Proteo e Tritone
30-08-2007 Voyager 2: ingresso nell'Eliosfera
05-11-2018 Voyager 2: ingresso nello Spazio Interstellare
Oggetti
  • Giove
    Gigante gassoso

    Il pianeta più grande del sistema solare, ha una composizione simile a quella del Sole e il suo intenso campo gravitazionale perturba le orbite degli altri pianeti.

  • Saturno
    Gigante gassoso

    Il secondo pianeta più grande del Sistema Solare, ha un esteso e vistoso sistema di anelli che consiste principalmente in particelle di ghiaccio e polveri di silicati.

  • Urano
    Gigante gassoso

    Settimo pianeta in ordine di distanza dal Sole è l'unico a ruotare in senso opposto rispetto agli altri e ad avere l'asse di rotazione parallelo al piano dell'orbita.

  • Nettuno
    Gigante gassoso

    Il primo pianeta a essere individuato tramite calcoli matematici, di composizione simile a Urano possiede i venti più forti di ogni altro pianeta nel Sistema Solare che arrivano sino a 2100 Km/h.

  • Ganimede
    Satellite naturale

    Ganimede è il maggiore dei satelliti naturali di Giove e il più grande dell'intero sistema solare. Supera per dimensioni (ma non per massa) il pianeta Mercurio ed è l'unico satellite del sistema solare per cui è nota l'esistenza di un campo magnetico proprio.

  • Callisto
    Satellite naturale

    È la quarta luna galileiana in ordine di distanza da Giove e la sua superficie è la più antica e la più pesantemente craterizzata del sistema solare.

  • Io
    Satellite naturale

    Il più interno dei satelliti medicei è l'oggetto geologicamente più attivo del Sistema Solare con oltre 300 vulcani.

  • Europa
    Satellite naturale

    Leggermente più piccolo della Luna, Europa è composto principalmente da silicati con una crosta costituita da acqua ghiacciata ed è circondato esternamente da una tenue atmosfera, composta principalmente da ossigeno. A differenza di Ganimede e Callisto, la sua superficie si presenta striata e poco craterizzata ed è la più liscia di quella di qualsiasi oggetto noto del sistema Solare.

  • Amaltea
    Satellite naturale

    Dalla forma estremamente irregolare è il più massiccio dei satelliti interni, che vengono collettivamente indicati proprio come gruppo di Amaltea.

  • Titano
    Satellite naturale

    L'unico satellite del Sistema Solare in possesso di una densa atmosfera, supera in dimensioni (ma non per massa) il pianeta Mercurio mentre per dimensioni e massa è il secondo satellite del sistema solare dopo Ganimede.

  • Rea
    Satellite naturale

    È il secondo satellite naturale di Saturno e il nono del sistema solare per dimensioni; con un raggio di 764 km si tratta dell'entità del sistema solare più piccola che si trova in equilibrio idrostatico.

  • Giapeto
    Satellite naturale

    È il più grande corpo noto a non essere in equilibrio idrostatico e la sua peculiarità più nota è di avere la superficie divisa in due regioni all'apparenza molto differenti tra loro

  • Dione
    Satellite naturale

    Composto principalmente da ghiaccio d'acqua è il satellite di Saturno più denso dopo Titano.

  • Teti
    Satellite naturale

    Composto quasi interamente da ghiaccio d'acqua, Yeti è fortemente craterizzato e contiene numerose crepe causate dalle fratture nel ghiaccio.

  • Encelado
    Satellite naturale

    È uno dei tre corpi celesti del sistema solare esterno (assieme alla luna Io di Giove e la luna Tritone di Nettuno) dove sono state osservate delle eruzioni attive.

  • Mima
    Satellite naturale

    Uno dei principali satelliti di Saturno è il corpo celeste più piccolo che si conosca ad avere forma sferica a causa del proprio campo di gravità.

  • Iperione
    Satellite naturale

    Il secondo corpo più irregolare del Sistema Solare, presenta un'albedo bassa essendo ricoperto da uno strato di materiale scuro.

  • Febe
    Satellite naturale

    Il nono satellite di Saturno in ordine di grandezza, il suo periodo orbitale è di 550 giorni circa ed è sostanzialmente più grande di ogni altra luna in orbita a distanza simile dal proprio pianeta.

  • Giano
    Satellite naturale

    Giano è co-orbitale insieme a Epimeteo: il raggio orbitale di Giano è attualmente solo di 50 km inferiore. A causa della muta attrazione gravitazionale i due satelliti si scambiano le orbite ogni 4 anni.

  • Epimeteo
    Satellite Naturale

    Co-orbitale insieme a Giano: il raggio orbitale di Epimeteo è attualmente solo di 50 km superiore. A causa della muta attrazione gravitazionale i due satelliti si scambiano le orbite ogni 4 anni.

  • Pandora
    Satellite naturale

    Luna pastore dell'Anello F di Saturno, data la sua densità molto bassa e il suo relativamente elevato albedo si ipotizza che sia un corpo celeste ghiacciato e poroso.

  • Elena
    Satellite naturale

    Dalla bassa albedo è uno dei due piccoli satelliti troiani che ruotano intorno al più grosso Dione

  • Atlante
    Satellite naturale

    Atlante sembra essere un satellite pastore dell'anello A e nel 2004 è stato scoperto un debole e sottile anello, temporaneamente chiamato R/2004 S 1, all'interno della sua orbita.

  • Telesto
    Satellite naturale

    Telesto è un satellite "co-orbitale" con Teti e presenta una superficie sorprendentemente liscia e priva di crateri da impatto.

  • Calipso
    Satellite naturale

    Il satellite Calipso è "co-orbitale" con Teti e come molti altri satelliti e piccoli asteroidi di Saturno, la forma è irregolare e cosparsa di grandi crateri.

  • Titania
    Satellite naturale

    Titania è la luna più grande e più massiva di Urano, l'ottava luna del Sistema Solare per massa. La sua densità è molto superiore alla densità media dei satelliti di Saturno e indica che è composta in proporzioni quasi uguali di ghiaccio d'acqua e di dense componenti non di ghiaccio.

  • Oberon
    Satellite naturale

    Oberon è il secondo satellite più scuro di Urano dopo Umbriel. La sua superficie mostra un forte effetto di opposizione: la sua riflettività decresce e come colorazione risulta il più rosso tra i satelliti di Urano.

  • Umbriel
    Satellite naturale

    Umbriel è caratterizzata dalla superficie più scura fra tutti i satelliti di Urano, è pesantemente craterizzata e la sua caratteristica più rilevante, nota con il nome di Wunda, è un grande anello di materiale brillante.

  • Ariel
    Satellite naturale

    Ariel orbita e ruota nel piano equatoriale di Urano, in rotazione sincrona con il pianeta, che è quasi perpendicolare alla sua orbita e ha quindi un ciclo di stagioni estreme.

  • Miranda
    Satellite naturale

    Dall'inclinazione più marcata rispetto alle altre lune Miranda è un mondo dalla superficie sorprendentemente variegata e unica. Queste formazioni geologiche e l'inclinazione anomala dell'orbita suggeriscono una storia passata e un'attività geologica complessa.

  • Tritone
    Satellite naturale

    ll più grande satellite naturale di Nettuno ed uno dei più massicci dell'intero sistema solare, è l'unica grande luna che orbita attorno al proprio pianeta con moto retrogrado.

  • Proteo
    Satellite naturale

    Proteo è uno degli oggetti più scuri del Sistema Solare, con un'albedo pari ad appena 0,10. Ha un aspetto irregolare; gli scienziati credono che Proteo abbia la densità limite per un corpo non sferoidale.

  • Larissa
    Satellite naturale

    Larissa presenta un aspetto fortemente irregolare e non mostra traccia di attività geologica, la sua superficie è fortemente craterizzata. Le forze mareali indotte dalla vicinanza al gigante gassoso ne stanno provocando un graduale decadimento che porterà alla disintegrazione del satellite.

Obiettivi

Le due navicelle spaziali Voyager 1 e Voyager 2 furono lanciate dalla NASA in mesi separati nell'estate del 1977 da Cape Canaveral, in Florida. Come originariamente progettato, le Voyager dovevano condurre studi di primo piano su Giove e Saturno, gli anelli di Saturno e le più grandi lune dei due pianeti.
Successivamente la Voyager Interstellar Mission (VIM) è un'estensione della missione primaria delle Voyager che è stata completata nel 1989 con il sorvolo ravvicinato di Nettuno dal veicolo spaziale Voyager 2. La Voyager 1 completò i suoi voli previsti dei sistemi planetari di Giove e Saturno mentre la Voyager 2, in aggiunta ai suoi stretti sorvoli di Giove e Saturno, completò i sorvoli ravvicinati dei restanti due giganti gassosi, Urano e Nettuno. L'obiettivo della missione del VIM è quello di ottenere dati scientifici utili interplanetari, possibilmente interstellari, su campi, particelle e onde (FPW) fino all'anno 2020 e oltre, quando la capacità della nave di generare un'adeguata energia elettrica per il funzionamento continuo dello strumento scientifico giungerà alla fine.

Giove
La Voyager 1 ha effettuato il suo sorvolo ravvicinato a Giove il 5 marzo 1979 mentre la Voyager 2 l'ha seguita il 9 luglio 1979. Il primo veicolo spaziale ha voltato al 206.700km di distanza tra le le nuvole del pianeta e la Voyager 2 si è portata a 570.000 chilometri. Giove è il più grande pianeta del Sistema Solare, composto principalmente di idrogeno ed elio, con piccole quantità di metano, ammoniaca, vapore acqueo, e tracce di altri composti con un nucleo di roccia e ghiaccio sciolti. Bande colorate latitudinali, nuvole atmosferiche e tempeste compongono il sistema meteorologico dinamico di Giove. Il pianeta completa un'orbita attorno al Sole ogni 11,8 anni e il suo giorno è 9 ore e 55 minuti.
Sebbene gli astronomi avessero studiato Giove attraverso i telescopi sulla Terra per secoli, gli scienziati sono stati sorpresi da molti dei risultati portati dalle sonde Voyager. La Grande Macchia Rossa si è rivelata come una complessa tempesta che si muove in senso antiorario, inoltre una serie di altre tempeste più piccole e vortici sono stati trovati in tutte le nuvole fasciate. La Voyager ha visitato otto delle lune di Giove e ne ha individuate altre tre. La scoperta del vulcanismo attivo sul satellite Io è stata la più grande scoperta inaspettata di Giove. Era la prima volta che vulcani attivi vennero visti su un altro corpo del Sistema Solare. Insieme le Voyager hanno osservato l'eruzione di nove vulcani su Io e ci sono prove che altre eruzioni si sono verificate tra gli incontri con le Voyager.
I pennacchi dei vulcani si estendono per oltre 300 chilometri sopra la superficie. Le Voyager hanno osservato il materiale espulso a velocità fino a un chilometro al secondo. I vulcani di Io sono apparentemente dovuti al riscaldamento del satellite a causa delle maree crostali. Io è perturbato nella sua orbita da Europa e Ganimede, altri due grandi satelliti nelle vicinanze, e viene inoltre spinto nella sua orbita regolare attorno Giove. Questo tiro alla fune provoca deformazioni sino a 100 metri sulla superficie di Io, rispetto ai tipici rigonfiamenti di marea sulla Terra di circa 1 metro. Sembra che il vulcanismo su Io influenzi l'intero sistema gioviano in quanto è la fonte primaria della materia che pervade la magnetosfera di Giove - la regione dello spazio che circonda il pianeta influenzata dal campo magnetico gioviano. Zolfo, ossigeno e sodio, apparentemente eruttati dai molti vulcani di Io e gettati via dalla superficie per impatti di particelle ad alta energia, sono stati rilevati sul bordo esterno della magnetosfera a milioni di miglia dal pianeta stesso.
Europa ha visualizzato un gran numero di linee intersecanti nelle foto a bassa risoluzione dalla Voyager 1. All'inizio gli scienziati credevano che potessero essere profonde fessure causate dal rifting della crosta o da processi tettonici. Le foto ad alta risoluzione più vicine dalla Voyager 2, tuttavia, hanno lasciato perplessi gli scienziati: erano così privi di rilievo topografico che, come uno scienziato li descrisse, "potrebbero essere stati dipinti con pennello". Esiste la possibilità che Europa possa essere internamente attiva a causa del riscaldamento delle maree ad un livello di un decimo o inferiore a quello di Io. Si pensa che Europa abbia una crosta sottile (meno di 30 chilometri di spessore) di ghiaccio d'acqua, che potrebbe galleggiare sopra un oceano di 50 chilometri di profondità. Ganimede risultò essere la più grande luna del Sistema Solare, con un diametro che misurava 5.276 chilometri. Ha mostrato due distinti tipi di terreno: crateri e scanalature - suggerendo agli scienziati che l'intera crosta ghiacciata di Ganimede si trova sotto la tensione creata da processi tettonici.
Callisto ha una crosta molto vecchia e pesantemente craterizzata che mostra enormi crateri da impatto. I più grandi crateri hanno apparentemente cancellato la crosta ghiacciata del periodo geologico. Quasi nessun rilievo topografico è evidente nei resti degli immensi bacini di impatto, identificabili soltanto dal loro colore chiaro e gli anelli sommersi circondati da creste concentriche.
Un anello di materiale debole e polveroso è stato trovato intorno a Giove, sul bordo esterno, a 129.000 chilometri dal centro del pianeta, e si estende verso l'interno per circa 30.000 chilometri.
Sono stati trovati due nuovi, piccoli satelliti, Adrastea e Metis in orbita appena fuori dagli anelli. Un terzo nuovo satellite, Tebe, è stato scoperto tra le orbite di Amaltea e Io.
Gli anelli e le lune di Giove si trovanmo all'interno di un'intensa fascia di radiazione di elettroni e ioni intrappolati nel campo magnetico del pianeta. Queste particelle e campi comprendono la magnetosfera gioviana che si estende da tre a sette milioni chilometri verso il Sole, e con una forma simile a una manica a vento arriva fino all'orbita di Saturno a una distanza di 750 milioni di chilometri.
Mentre la magnetosfera ruota assieme Giove, oltrepassa Io e perde circa 1 tonnellata di materiale al secondo. Il materiale forma un toroide, una nuvola di ioni a forma di ciambella che brilla nelle lunghezze d'onda dell'ultravioletto. Gli ioni pesanti del toroide migrano verso l'esterno e la loro pressione gonfia la magnetosfera gioviana a più del doppio delle dimensioni previste. Alcuni degli ioni di zolfo e ossigeno più carichi di energia cadono nelcampo magnetico nell'atmosfera del pianeta generando aurore. Io agisce come un generatore elettrico mentre attraversa il campo magnetico di Giove, sviluppando 400.000 volt attraverso il suo diametro e sviluppando una corrente elettrica di 3 milioni di ampere che scorre lungo il campo magnetico verso la ionosfera del pianeta.

Saturno
I sorvoli delle sonde Voyager 1 e 2 su Saturno si sono verificati a nove mesi di distanza con gli approcci più vicini il 12 novembre e il 25 agosto 1981. La Voyager 1 è penetrata sino a 64.200 chilometri tra le nuvole mentre Voyager 2 è arrivata entro i 41.000 chilometri. Saturno è il secondo pianeta più grande nel Sistema Solare ed è distinto dal suo complesso sistema di anelli scintillanti. Impiega 29,5 anni terrestri per completare un'orbita attorno al Sole e il suo giorno è di 10 ore e 39 minuti. Come Giove, Saturno è principalmente composto da idrogeno ed elio. La sua sfumatura gialla nebbiosa è stata trovata contrassegnata da un'ampia fascia atmosferica simile, ma molto più debole, di quello trovata su Giove. In seguito a un approfondimento da parte delle Voyager, i sistemi di imaging hanno rivelato degli ovali antichi e altri fenomeni atmosferici dalle caratteristiche generalmente più piccole di quelle riscontrate su Giove.
Le più grandi incognite e soprese della missione Voyager è probabile siano state trovate negli anelli di Saturno. Si pensa che gli anelli si siano formati da lune più grandi che sono stati distrutti da impatti di comete e meteoroidi. Le polveri risultanti si sono in seguito accumulate in un piano attorno al pianeta che varia di densità.
Le due sonde Voyager hanno scattato le immagini di 17 lune di Saturno tra cui quattro scoperto sul momento. Le forme irregolari delle otto lune più piccole di Saturno indicano che anch'essi sono frammenti di corpi più grandi. Strutture inaspettate come nodi sono stati trovati, oltre ad anelli sottili e larghi, in diffusi anelli non osservati dalla Terra. Gran parte della struttura elaborata di alcuni degli anelli è dovuto agli effetti gravitazionali dei vicini satelliti. Questo fenomeno è ovviamente dimostrato dal rapporto tra l'anello F e due piccole lune pastore che spostano il materiale dell'anello. La variazione delle distanze tra le lune e l'anello potrebbe spiegare l'aspetto piegato dell'anello stesso. Le lune pastore sono state trovate anche dalla Voyager 2 su Urano.
Le Voyager hanno anche ripreso l'aspetto a raggiera nell'ampio anello B. Si ritiene che i raggi siano composti da particelle di polvere. I raggi sono stati osservati formarsi e dissiparsi in immagini in time-lapse scattate dalle Voyager. Mentre la carica elettrostatica può creare raggi facendo levitare particelle di polvere sopra l'anello, la causa esatta della formazione dei raggi è non ben compresa.
I venti soffiano a velocità estremamente elevate su Saturno - fino a 1.800 chilometri all'ora e la loro direzione, prevalente verso oriente, indica che i venti non sono confinati allo strato superiore delle nuvole si estendono almeno sino a 2.000 chilometri verso la parte bassa delll'atmosfera. La temperatura caratteristica dell'atmosfera è inferiore ai 142° C.
Saturno detiene un vasto assortimento di satelliti nella sua orbita che vanno da Febe, una piccola luna che viaggia in un'orbita retrograda ed è probabilmente un corpo catturato, sino a Titano, una luna di dimensioni planetarie con una spessa atmosfera di azoto e metano. La temperatura e la pressione superficiale di Titano sono meno 143° C e 1,5 atmosfere. La fotochimica converte il metano atmosferico in altre molecole organiche, come l'etano, che si pensa si accumuli nei laghi o negli oceani. Inoltre gli idrocarburi complessi formano le particelle di nebbia che alla fine cadono sulla in superficie, ricoprendola con uno spesso strato di materia organica. La chimica nell'atmosfera di Titano potrebbe assomigliare molto a quella che si è verificato sulla Terra prima dell'evoluzione della vita.
La superficie più attiva di qualsiasi luna vista nel sistema di Saturno è quella di Encelado. La superficie luminosa di questa luna, segnata da faglie e valli, ha mostrato prove di mutamenti indotti da meccanismi di tettonica. La Voyager 1 ha trovato la luna Mima sfregiata da un cratere talmente enorme che l'impatto che lo ha causato ha quasi spezzato in due il satellite.
Il campo magnetico di Saturno è più piccolo di quello di Giove, estendendosi soltanto da 1 a 2milioni di chilometri mentre l'asse del campo magnetico è quasi perfettamente allineato con l'asse di rotazione del pianeta.

Urano
Nel suo primo sorvolo planetario da solista, la Voyager 2 si è avvicinata a Urano il 24 gennaio 1986 inoltrandosi tra le nuvole del pianeta sino a 81.500 chilometri. Urano è il terzo pianeta più grande del Sistema Solare, orbita attorno al Sole a una distanza di circa 2,8 miliardi di chilometri e completa un'orbita ogni 84 anni. La durata di un giorno di Urano misurato dalla Voyager 2 è di 17 ore e 14 minuti.
Urano si distingue dagli altri pianeti per essere inclinato di lato. Si ritiene che la sua posizione insolita sia il risultato di una collisione con un corpo di dimensioni planetarie all'inizio della storia del Sistema Solare. Dato il suo strano orientamento, con le sue regioni polari esposte alla luce solare o l'oscurità per lunghi periodi, gli scienziati non sapevano cosa aspettarsi da Urano.
La Voyager 2 ha scoperto che una delle influenze più evidenti di questa posizione laterale è il suo effetto sulla coda del campo magnetico, che è a sua volta inclinato di 60 gradi rispetto all'asse di rotazione del pianeta. La coda magnetica ha mostrato essere distorta dalla rotazione del pianeta creando una lunga forma a cavatappi dietro al pianeta.
La presenza di un campo magnetico a Urano non era mai stata confermata sino all'arrivo della Voyager 2. L'intensità del campo è approssimativamente paragonabile a quella di Terra anche se è molto più variabile da punto a punto a causa della sua grande distanza dal centro di Urano. L'orientamento peculiare del campo magnetico suggerisce che il campo sia generato ad una profondità intermedia all'interno dove la pressione è sufficientemente alta perché l'acqua diventi elettricamente conduttiva. Le fasce di radiazione di Urano sono risultate di un'intensità simile a quelli di Saturno. L'intensità della radiazione all'interno delle fasce è talmente elavata che l'irradiazione oscurerà rapidamente (entro 100.000 anni) qualsiasi metano intrappolato nelle superfici ghiacciate delle lune interne e nelle particelle degli anelli. Questo fenomeno potrebbe aver contribuito alle formare le superfici scure delle lune e delle particelle degli anelli che sono quasi uniformemente di colore grigio. Un alto strato di foschia è stato rilevato attorno all'emisfero illuminato dal Sole che è stato inoltre trovato irradiare grandi quantità di luce ultravioletta, un fenomeno soprannominato "dayglow". La temperatura media è di circa 212 gradi sotto zero. Sorprendentemente, sia l'emisfero illuminato che quello buio e la maggior parte del pianeta mostra quasi la stessa temperatura nelle nuvole.
La Voyager 2 ha trovato 11 nuove lune di Urano e ne ha visitate 16. La maggior parte delle lune scoperte da Voyager 2 sono molto piccole, la più grande misura circa 150 chilometri di diametro. La luna Miranda, la più interna delle cinque grandi lune, si è rivelata essere uno dei corpi più strani mai visti nel Sistema Solare. Immagini dettagliate del sorvolo hanno mostrato enormi canyon di faglie profondi fino a 20 chilometri, strati di terrazze e una miscela di superfici vecchie e giovani. Una delle teorie sviluppate sostiene che Miranda potrebbe essere un riaggregazione di materiale proveniente da un epoca precedente in cui la luna era stata fratturata da un violento impatto.
Le cinque grandi lune sembrano essere conglomerati di ghiaccio e roccia come i satelliti di Saturno. Titania è caratterizzata da enormi faglie e canyon che indicano un certo grado di geologia, probabilmente tettonica, che è stata attiva durante la sua storia. Ariel ha la superficie più giovane e brillante di tutte le lune di Urano e inoltre sembra aver subito attività geologiche che hanno portato allo sviluppo di faglie e valli in quelli che sembrano essere vasti flussi di materiale ghiacciato. Piccole attività geologica sembrano essersi verificate anche su Umbriel ed Oberon considerando le loro superfici vecchie e scure.
Tutti e nove gli anelli conosciuti sono stati studiati dalla sonda spaziale e ha mostrato che gli anelli uraniani erano nettamente diversi da quelli a Giove e Saturno. Il sistema di anelli potrebbe essere relativamente giovane e non si è formato nello stesso momento di Urano. Le particelle che formano gli anelli potrebbero essere i resti di una luna distrutta da un impatto ad alta velocità o strappato da gravitazionale effetti.

Nettuno
La Voyager 2 ha sorvolato Nettuno a 5.000 km di distanza il 25 agosto 1989. Nettuno completa un orbita attorno al Sole ogni 165 anni ed è il più piccolo dei giganti gassosi del nostro Sistema Solare. La lunghezza di un giorno nettuniano è stato determinato essere di 16 ore e 6,7 minuti. Anche se Nettuno riceve solo il 3% della luce solare come Giove, è un pianeta dinamico e, sorprendentemente, ha mostrato diverse grandi macchie scure che ricordano le tempeste di Giove. Il punto più grande, soprannominato Great Dark Spot, è circa delle dimensioni della Terra e molto simile alla Grande Macchia Rossa di Giove. Una piccola nuvola di forma irregolare è stata osservata ruotare intorno a Nettuno ogni 16 ore circa; questo "Scooter", com'è stato appellato dagli scienziati della Voyager, potrebbe essere un pennacchio di nubi al di sopra di un gruppo di nubi più profondo.
Nuvole lunghe e luminose, simili ai cirri sulla Terra sono state osservate nell'atmosfera alta di Nettuno. Alle basse latitudini settentrionali le immagini della Voyager hanno catturato strisce di nuvole che proiettano le loro ombre su gruppi di nubi sottostanti.
Su Nettuno sono stati misurati i venti più forti di qualsiasi altro pianeta. La maggior parte soffiano verso ovest, o in senso opposto alla rotazione del pianeta. Vicino alla Grande Macchia Scura soffiano venti a 2.000 chilometri all'ora. Il campo magnetico di Nettuno, come quello di Urano, si è rivelato essere molto inclinato, 47 gradi dall'asse di rotazione e offset a almeno 0,55 raggi (circa 13.500 chilometri) dal centro fisico del pianeta. Confrontando i campi magnetici dei due pianeti gli scienziati ritengono che l'orientamento estremo possa essere caratteristico dei flussi presenti all'interno sia di Urano che di Nettuno - e non il risultato, nel caso di Urano, dell'orientamento laterale di quel pianeta o di qualsiasi possibile inversione di campo presente su entrambi i pianeti. Studi della Voyager 2 sulle onde radio causate dal campo magnetico hanno rivelato la lunghezza di un giorno nettuniano. La navicella ha anche rilevato aurore, ma molto più debole rispetto a quelle sulla Terra e su altri pianeti.
La Voyager ha fotografato otto delle lune di Nettuno, scoprendone cinque nuove. Tritone, la più grande delle lune di Nettuno, si è rivelata essere non solo il satellite più intrigante del sistema di Nettuno, ma uno dei più interessanti di tutto il Sistema Solare. Esso mostra le prove di una notevole storia geologica e le immagini della Voyager 2 hanno mostrato eruzioni di geyser attivi che emettono invisibili gas di azoto e particelle di polvere scura per diversi chilometri nella tenue atmosfera. La densità relativamente alta di Tritone e l'orbita retrograda offrono una forte evidenza che Tritone non è un originale membro della famiglia di Nettuno ma è un oggetto catturato. Se questo fosse il caso, il riscaldamento delle maree avrebbe potuto fondere Tritone nella sua originaria orbita eccentrica, e la luna potrebbe anche essere stata liquida per circa un miliardo di anni dopo la sua cattura da parte di Nettuno. Un'atmosfera estremamente sottile si estende per 800 chilometri sopra la superficie di Tritone. Particelle di ghiaccio di azoto possono formare nuvole sottili a pochi chilometri sopra la superficie. La pressione atmosferica sulla superficie è di circa 14 micro-barre, 1/70.000 della pressione sulla Terra. La temperatura della superficie è di circa -235° C, la temperatura più fredda di qualsiasi corpo conosciuto nel Sistema Solare. Le nuove lune scoperte su Nettuno dalla Voyaer sono tutte piccole e restano vicino al piano equatoriale di Nettuno, i loro nomi furono scelti tra le divinità dell'acqua della mitologia dall'Unione Astronomica Internazionale: Naiade, Thalassa, Despina, Galatea e Proteo.
La Voyager 2 ha risolto molte delle domande poste dagli scienziati sugli anelli di Nettuno. La ricerca di "archi di anello" o di anelli parziali ha mostrato che gli anelli di Nettuno in realtà sono completi, ma sono così diffusi e il materiale in essi così sottile che non potevano essere perfettamente visibili dalla Terra. Dall'esterno all'interno gli anelli sono stati denominati come Adams, Plateau, Le Verrier e Galle. Il 14 febbraio 1990 la Voyager 1 ha scattato le ultime foto del Missione Voyager. Oltre al pianeta più esterno nel nostro Sistema Solare, a una distanza di circa 6 miliardi di chilometri, la Voyager 1 ha rivolto la telecamera verso la Terra per scattare una serie di immagini che è diventata il suo regalo di San Valentino come addio alla serie di pianeti che chiamiamo casa.
Mercurio era troppo vicino al Sole per essere osservato, Marte ha mostrato solo una sottile falce nel Sole, e Plutone era troppo fioco, ma la Voyager è stata in grado di catturare le apparizioni di Nettuno, Urano, Saturno, Giove, Terra e Venere dal suo punto di vista unico. Queste immagini, successivamente collezionate in un mosaico su larga scala, costituiscono l'unica famiglia ritratto dei nostri pianeti schierati attorno al Sole. E una precisa immagine di questo set ha ispirato Carl Sagan, il Membro del team di imaging di Voyager che aveva suggerito di scattare questa foto, di chiamare il nostro pianeta "A Pale Blue Dot". Dopo quella serie di ritratti le telecamere di Voyager 1 e 2 sono state spente e il software che le controlla completamente rimosso dalla sonda. C'è molto poco da vedere per le telecamere nel vasto e oscuro vuoto dello spazio. I manager della missione inoltre hanno dovuto fare spazio nella memoria e risparmiare energia per gli altri strumenti in grado di rilevare cambiamenti nella carica particelle. Sono questi cambiamenti che possono descrivere cosa avviene in quella remota regione dello spazio.
Questo traguardo ha segnato la fine della missione Grand Tour e l'inizio dell'Interstellar Mission.

Interstellar Mission
Durante la sua missione interstellare le Voyager hanno navigato con grazia nel vento solare. Il vento solare è composto elettricamente da particelle atomiche cariche - principalmente idrogeno ionizzato - che fluiscono verso l'esterno dal Sole. Il mezzo interstellare limita il flusso verso l'esterno del vento solare e lo confina all'interno di una bolla magnetica chiamata eliosfera. Le navicelle spaziali si sono concentrate sulla raccolta di dati sulla forza e sull'orientamento del campo magnetico del Sole; la composizione, la direzione ed energia delle particelle del vento solare e dei raggi cosmici interstellari; la forza delle emissioni radio che si pensano essere originate oltre l'eliopausa, che è il confine con spazio interstellare; e la distribuzione dell'idrogeno all'interno dell'eliopausa esterna. Nel maggio del 1993 gli scienziati hanno concluso che il plasma che l'esperimento di onde stava raccogliendo le emissioni radio che hanno avuto origine oltre l'eliopausa, la prima misurazione della distanza dal Sole allo spazio interstellare.
Nella zona in cui si trovano i pianeti il vento solare viaggia a livello di velocità supersonica ma la pressione del gas tra le stelle bruscamente rallenta il vento solare creando un'onda d'urto, gli scienziati chiamano questo confine il Termination Shock. La posizione esatta del Termination Shock era una delle grandi domande senza risposta della fisica dello spazio. La Voyager 1 ha attraversato il Termination Shock, il luogo in cui il vento solare inizia a "sentire" la presenza del mezzo interstellare, il 16 dicembre 2004, quando era a circa 14 miliardi di chilometri dal Sole. La Voyager 2 ha invece incontrato il Termination Shock il 30 agosto 2007, quando era a 13 miliardi di chilometri di distanza dal Sole. Prima della fine del Termination Shock la velocità del vento solare era di circa 300 chilometri al secondo, superato il TS la velocità è sceso a circa 180 chilometri per secondo.
Dopo aver attraversato il TS le Voyager hanno inviato dati sullo strato esterno riscaldato e turbolento dell'Eliosfera noto come l'Heliosheath. Nell'aprile 2010 la Voyager 1 ha iniziato a vedere ulteriori segni di chiusura nell'Eliopausa, la linea di demarcazione tra l'Eliosfera e la materia interstellare. I dati dello strumento a bassa carica di particelle hanno indicato che la velocità del vento in uscita era rallentata sino a zero. Il team ha inviato alla Voyager il comando per eseguire la prime manovra di rotazione sin dal 1990. I dati restituiti dopo queste manovre hanno confermato che il vento non aveva cambiato direzione, la Voyager ha raggiunto una sorta di stasi cosmica dove c'è molto poco vento.
A maggio 2012 lo strumento a raggi cosmici di Voyager 1 ha iniziato a rilevare ancora un altro segno di avvicinamento all'Eliopausa: degli sbalzi nell'abbondanza di particelle ad alta energia che provengono dallo spazio interstellare. Sempre nello stesso mese la navicella spaziale ha iniziato a rilevare un forte calo nell'abbondanza di particelle a bassa energia che provengono dall'interno della nostra Eliosfera. Da Luglio 2012 il ritmo dei cambiamenti è aumentato e il 25 agosto 2012 le particelle interne sono scomparse e le particelle esterne hanno raggiunto il livello più alto registrato fino a quel momento. È stata inoltre una sorpresa per gli scienziati rilevare che la direzione del campo magnetico non abbia mostrato il brusco cambiare in direzione che invece si aspettavano. In quel momento in cui a dicembre 2012 descrissero quei cambiamenti non avevano ancora evidenza che la Voyager 1 fosse entrata nello spazio interstellare.
Il team scientifico del Voyager aveva bisogno di dati dal plasma dell'ambiente e, nell'aprile 2013, lo strumento delle onde del plasma ha rilevato oscillazioni che non aveva riscontrato negli ultimi sette anni. Una serie di tempeste solari nel marzo 2012 aveva gettato materiale solare verso lo spazio interstellare. Tredici mesi dopo, questo materiale ha raggiunto la posizione della Voyager 1 e ha fatto risuonare il plasma interstellare come una campana mentre veniva attraversato dal materiale solare. Grazie a questo gli scienziati hanno potuto riscontrare che aveva la densità prevista per il freddo plasma interstellare. E un riesame dei dati ha rivelato una precedente e più debole sequenza di suoni registrata tra ottobre e novembre 2012. Grazie a questa estrapolazione successiva gli scienziati hanno dedotto che la Voyager 1 aveva incontrato per la prima volta questo denso plasma nel momento in cui i livelli delle particelle cariche era cambiato. Anche se la Voyager 1 ha continuato a rilevare le influenze derivate dalle particelle cariche del Sole e dal campo magnetico, il team è convinto che la Voyager 1 stesse già rilevando il plasma l'interstellare. Perciò la data dell'arrivo allo spazio interstellare era da collocarsi intorno al 25 agosto 2012.
Gli scienziati non sanno quando la Voyager 1 raggiungerà parte più indisturbata dello spazio interstellare. Inoltre non sono nemmeno sicuri di quando la Voyager 2 attraverserà l'eliopausa, anche ritengono non sia molto indietro. Nota: lo strumento al plasma a bordo della Voyager 1 ha smesso di funzionare nel 1980, subito dopo l'ultimo sorvolo planetario. Uno strumento identico è posizionato a bordo di Voyager 2 ed è operativo. Lo strumento al plasma della Voyager 2 fornisce dati su temperatura, densità e velocità del plasma. Entrambe le navicelle stanno attualmente raccogliendo dati sui campi e sulle particelle tramite il CRS, l'LECP, il magnetometro e il PLS. Lo spettrometro ultravioletto UVS della Voyager 1 è l'unico esperimento che sta ancora ritornando dati anche se i riscaldatori attorno ad esso sono stati spenti e sta quindi operando a temperature inferiori ai 43° C. I dati raccolti dallo spettrometro ultravioletto non aiutano però a distinguere tra Eliosfera e Spazio Interstellare.
I dati di tutti gli strumenti sono trasmessi sulla Terra in tempo reale tipicamente a 160 bit al secondo e sono catturati da 34 stazioni riceventi del Deep Space Network grandi 70 metri. Dopo che i dati sono stati trasmessi al JPL vengono resi disponibili ai team scientifici ubicati in tutto il paese per l'elaborazione e l'analisi. Al controllo missione delle Voyager i controllori inviano e/o ricevono dati dalle sonde ogni giorno. I segnali adesso sono molto deboli, la Voyager trasmette a circa 20 watt - la potenza di una lampadina del frigorifero. Nel momento in cui i segnali arrivano sulla Terra, il loro potere è diminuito della frazione di un miliardo di miliardesimo di watt. I controllori di volo ritengono che entrambi i veicoli spaziali continueranno a far funzionare gli strumenti scientifici delle particelle fino al 2020 circa. L'UVS della su Voyager 1 è stato disattivato per risparmiare energia per gli altri strumenti nel 2014. Sino al 2020 gli ingegneri spegneranno uno a uno gli strumenti per risparmiare energia, l'ultimo strumento dovrebbe essere disabilitato intorno al 2025. Il 17 febbraio 1998 la Voyager 1 ha superato la sonda Pioneer 10 ed è diventata l'oggetto umano più distante mai giunto nello spazio. Il 13 agosto 2012 anche la Voyager 2 è diventata il veicolo spaziale più longevo superando la Pioneer 6, lanciata il 16 dicembre 1965 che ha inviato il suo ultimo segnale al DSN della NASA l'8 dicembre 2000. La Voyager 1 inoltre è la seconda sonda spaziale a operare da più tempo.

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