Helios-A y Helios-B (rebautizadas después de su lanzamiento como Helios 1 y Helios 2 ) son un par de sondas que fueron lanzadas a una órbita heliocéntrica para estudiar los procesos solares . Como una iniciativa conjunta entre el Centro Aeroespacial Alemán (DLR) y la NASA , las sondas fueron lanzadas desde la Estación de la Fuerza Aérea de Cabo Cañaveral , Florida , el 10 de diciembre de 1974 y el 15 de enero de 1976, respectivamente.
El proyecto Helios estableció un récord de velocidad máxima para una nave espacial de 252.792 km/h (157.078 mph; 70.220 m/s). [3] Helios-B realizó el vuelo más cercano al Sol de cualquier nave espacial hasta ese momento. Las sondas ya no están operativas, pero a partir de 2024 permanecerán en órbitas elípticas alrededor del Sol.
El proyecto Helios fue una iniciativa conjunta de la agencia espacial de Alemania Occidental DLR (participación del 70 por ciento) y la NASA (participación del 30 por ciento). Tal como las construyó el contratista principal, Messerschmitt-Bölkow-Blohm , fueron las primeras sondas espaciales construidas fuera de los Estados Unidos y la Unión Soviética en abandonar la órbita terrestre. [ cita requerida ]
Las dos sondas Helios tienen un aspecto similar. La Helios-A tiene una masa de 370 kilogramos (820 libras) y la Helios-B , de 376,5 kilogramos (830 libras). Sus cargas científicas tienen una masa de 73,2 kilogramos (161 libras) en la Helios-A y de 76,5 kilogramos (169 libras) en la Helios-B . Los cuerpos centrales son prismas de dieciséis lados de 1,75 metros (5 pies 9 pulgadas) de diámetro y 0,55 metros (1 pie 10 pulgadas) de altura. La mayor parte del equipo y la instrumentación están montados en este cuerpo central. Las excepciones son los mástiles y las antenas utilizadas durante los experimentos y los pequeños telescopios que miden la luz zodiacal y emergen del cuerpo central. Dos paneles solares cónicos se extienden por encima y por debajo del cuerpo central, lo que da al conjunto la apariencia de un diábolo o carrete de hilo.
En el lanzamiento, cada sonda tenía 2,12 metros de altura y un diámetro máximo de 2,77 metros. Una vez en órbita, las antenas de telecomunicaciones se desplegaron sobre las sondas y aumentaron la altura hasta los 4,2 metros. También se desplegaron dos brazos rígidos que transportaban sensores y magnetómetros, unidos a ambos lados de los cuerpos centrales, y dos antenas flexibles utilizadas para la detección de ondas de radio, que se extendían perpendiculares a los ejes de la nave espacial para una longitud de diseño de 16 metros cada una. [4]
Las naves espaciales giran alrededor de sus ejes, que son perpendiculares a la eclíptica , a 60 rpm .
La energía eléctrica es proporcionada por células solares unidas a los dos conos truncados. Para mantener los paneles solares a una temperatura inferior a 165 °C (329 °F) cuando están cerca del Sol, las células solares están intercaladas con espejos, que cubren el 50% de la superficie y reflejan parte de la luz solar incidente mientras disipan el exceso de calor. La potencia suministrada por los paneles solares es de un mínimo de 240 vatios cuando la sonda está en afelio . Su voltaje está regulado a 28 voltios de corriente continua . Se utilizaron baterías de plata y zinc solo durante el lanzamiento.
El mayor desafío técnico fue evitar el calentamiento durante la órbita mientras estaba cerca del Sol. A 0,3 unidades astronómicas (45.000.000 km; 28.000.000 mi) del Sol, el flujo de calor aproximado es de 11 constantes solares (11 veces la cantidad de irradiancia solar recibida mientras está en órbita terrestre), o 22,4 kW por metro cuadrado expuesto. A esa distancia, la sonda podría alcanzar 370 °C (698 °F).
Las células solares y el compartimento central de instrumentos debían mantenerse a temperaturas mucho más bajas. Las células solares no podían superar los 165 °C (329 °F), mientras que el compartimento central debía mantenerse entre -10 y 20 °C (14 y 68 °F). Estas restricciones exigían rechazar el 96 por ciento de la energía recibida del Sol. La forma cónica de los paneles solares se decidió para reducir el calentamiento. Al inclinar los paneles solares respecto a la luz solar que llega perpendicularmente al eje de la sonda, se refleja una mayor proporción de la radiación solar . Unos "espejos de segunda superficie" desarrollados especialmente por la NASA cubren todo el cuerpo central y el 50 por ciento de los generadores solares. Estos están hechos de cuarzo fundido, con una película de plata en la cara interior, que a su vez está recubierta de un material dieléctrico. Para mayor protección, se utilizó un aislamiento multicapa (que constaba de 18 capas de Mylar o Kapton de 0,25 milímetros (0,0098 pulgadas) de espesor (según la ubicación), separadas entre sí por pequeños pasadores de plástico destinados a evitar la formación de puentes térmicos ) para cubrir parcialmente el compartimento central. Además de estos dispositivos pasivos, las sondas utilizaban un sistema activo de rejillas móviles dispuestas en un patrón similar a un obturador a lo largo del lado inferior y superior del compartimento. La apertura de las mismas se controla por separado mediante un resorte bimetálico cuya longitud varía con la temperatura y provoca la apertura o el cierre del obturador. También se utilizaron resistencias para ayudar a mantener una temperatura suficiente para ciertos equipos. [5]
El sistema de telecomunicaciones utiliza un transceptor de radio, cuya potencia puede ajustarse entre 0,5 y 20 vatios. Tres antenas están montadas en la parte superior de cada sonda. Una antena de alta ganancia (23 dB ) de ancho de haz de 11°, una antena de ganancia media (3 dB para transmisión y 6,3 dB para recepción) emite una señal en todas las direcciones del plano eclíptico a la altura de 15°, y una antena dipolo de baja ganancia (0,3 dB de transmisión y 0,8 dB de recepción). Para ser dirigida continuamente hacia la Tierra , la antena de alta ganancia es rotada por un motor a una velocidad que contrarresta el giro de la sonda. La sincronización de la velocidad de rotación se realiza utilizando datos suministrados por un sensor solar . La velocidad máxima de datos obtenida con la gran ganancia de antena fue de 4096 bits por segundo en sentido ascendente. La recepción y transmisión de señales fueron apoyadas por las antenas de la Red de Espacio Profundo en la Tierra.
Para mantener la orientación durante la misión, la sonda giraba continuamente a 60 RPM alrededor de su eje principal. El sistema de control de orientación gestiona la velocidad y la orientación de los ejes de la sonda. Para determinar su orientación, Helios utilizó un rudimentario sensor solar . Las correcciones de orientación se realizaron utilizando propulsores de gas frío (7,7 kg de nitrógeno ) con un impulso de 1 Newton . El eje de la sonda se mantuvo permanentemente perpendicular a la dirección del Sol y al plano de la eclíptica.
Los controladores de a bordo tenían capacidad para manejar 256 comandos. La memoria masiva podía almacenar 500 kb (una memoria muy grande para las sondas espaciales de la época) y se utilizaba principalmente cuando las sondas se encontraban en conjunción superior con respecto a la Tierra (es decir, cuando el Sol se interponía entre la Tierra y la nave espacial). Una conjunción podía durar hasta 65 días.
Helios-A y Helios-B fueron lanzados el 10 de diciembre de 1974 y el 15 de enero de 1976, respectivamente. Helios-B voló 3.000.000 kilómetros (1.900.000 mi) más cerca del Sol que Helios-A , alcanzando el perihelio el 17 de abril de 1976, a una distancia récord de 43,432 millones de km (26.987.000 mi; 0,29032 UA), [6] más cerca que la órbita de Mercurio . Helios-B fue enviado a órbita 13 meses después del lanzamiento de Helios-A . Helios-B realizó el sobrevuelo más cercano al Sol de cualquier nave espacial hasta Parker Solar Probe en 2018, a 0,29 UA (43,432 millones de km) del Sol. [6]
Las sondas espaciales Helios completaron sus misiones principales a principios de la década de 1980, pero continuaron enviando datos hasta 1985.
Ambas sondas Helios tenían diez instrumentos científicos [7] y dos investigaciones científicas pasivas que utilizaban el sistema de telecomunicaciones de la nave espacial y la órbita de la nave espacial.
Mide la velocidad y distribución del plasma del viento solar . Desarrollado por el Instituto Max Planck de Aeronomía para el estudio de partículas de baja energía. Los datos recopilados incluyeron la densidad, la velocidad y la temperatura del viento solar. Las mediciones se tomaron cada minuto, con la excepción de la densidad de flujo, que se realizó cada 0,1 segundos para resaltar las irregularidades en las ondas de plasma. Los instrumentos utilizados incluyeron: [8]
El magnetómetro de compuerta de flujo mide la intensidad y la dirección del campo magnético de baja frecuencia en el entorno del Sol. Fue desarrollado por la Universidad de Braunschweig , Alemania. Mide los componentes de tres vectores del viento solar y su campo magnético con alta precisión. La intensidad se mide con una precisión de 0,4 nT cuando está por debajo de 102,4 nT, y de 1,2 nT en intensidades inferiores a 409,6 nT. Hay dos frecuencias de muestreo disponibles: búsqueda cada dos segundos u ocho lecturas por segundo. [9]
Mide las variaciones de la intensidad del campo y la dirección de los campos magnéticos de baja frecuencia en el entorno del Sol. Desarrollado por el Centro de Vuelos Espaciales Goddard de la NASA; mide las variaciones de los componentes de tres vectores del viento solar y su campo magnético con una precisión de 0,1 nT a aproximadamente 25 nT, de 0,3 nT a aproximadamente 75 nT y de 0,9 nT a una intensidad de 225 nT . [10]
El magnetómetro de bobina de búsqueda complementa al magnetómetro de compuerta de flujo midiendo los campos magnéticos entre 0 y 3 kHz. Desarrollado también por la Universidad de Braunschweig, detecta fluctuaciones en el campo magnético en el rango de 5 Hz a 3000 Hz. La resolución espectral se realiza en el eje de rotación de la sonda. [11]
El estudio de ondas de plasma desarrollado por la Universidad de Iowa utiliza dos antenas de 15 m que forman un dipolo eléctrico para el estudio de ondas electrostáticas y electromagnéticas en el plasma del viento solar en frecuencias entre 10 Hz y 3 MHz. [12] [13] [14]
La investigación de la radiación cósmica desarrollada por la Universidad de Kiel pretendía determinar la intensidad, la dirección y la energía de los protones y las partículas pesadas constituyentes de la radiación para determinar la distribución de los rayos cósmicos. Los tres detectores ( detector de semiconductores , contador de centelleo y detector Cherenkov ) estaban encapsulados en un detector anti-coincidencia. [15]
El instrumento de rayos cósmicos desarrollado en el Centro de Vuelos Espaciales Goddard mide las características de los protones con energías entre 0,1 y 800 MeV y de los electrones con energías entre 0,05 y 5 MeV. Utiliza tres telescopios, que cubren el plano de la eclíptica. Un contador proporcional estudia los rayos X del Sol . [16]
Desarrollado por el Instituto Max Planck de Aeronomía , el espectrómetro de electrones y protones de baja energía utiliza espectrómetros para medir características de partículas (protones) con energías entre 20 keV y 2 MeV y electrones y positrones con una energía entre 80 keV y 1 MeV. [17]
El instrumento de luz zodiacal incluye tres fotómetros desarrollados por el Instituto Max Planck de Astronomía para medir la intensidad y polarización de la luz zodiacal en luz blanca y en las bandas de longitud de onda de 550 nm y 400 nm, utilizando tres telescopios cuyos ejes ópticos forman ángulos de 15, 30 y 90° con la eclíptica. A partir de estas observaciones, se obtiene información sobre la distribución espacial del polvo interplanetario y el tamaño y la naturaleza de las partículas de polvo. [18]
El analizador de micrometeoritos desarrollado por el Instituto Max Planck de Física Nuclear es capaz de detectar partículas de polvo cósmico cuya masa sea superior a 10 −15 g. Puede determinar la masa y la energía de un micrometeorito de más de 10 −14 g. Estas mediciones se realizan aprovechando el hecho de que los micrometeoritos se vaporizan e ionizan cuando impactan contra un objetivo. El instrumento separa los iones y electrones del plasma generado por los impactos y mide la masa y la energía de la partícula incidente. Un espectrómetro de masas de baja resolución determina la composición de las partículas de polvo cósmico impactantes con una masa superior a 10 −13 g. [19] [20]
El Experimento de Mecánica Celeste desarrollado por la Universidad de Hamburgo utiliza las particularidades de la órbita de Helios para clarificar mediciones astronómicas: aplanamiento del Sol; verificación de los efectos predichos de la relatividad general ; determinación de la masa del planeta Mercurio ; la relación de masas Tierra-Luna; y la densidad electrónica integrada entre la nave espacial Helios y la estación receptora de datos en la Tierra. [21]
El experimento de sondeo coronal desarrollado por la Universidad de Bonn mide la rotación ( efecto Faraday ) del haz de radio polarizado lineal procedente de la nave espacial cuando pasa durante la oposición a través de la corona del Sol. Esta rotación es una medida de la densidad de electrones y de la intensidad del campo magnético en la región atravesada. [22]
El Helios-A fue lanzado el 10 de diciembre de 1974 desde el Complejo de Lanzamiento 41 de la Estación de la Fuerza Aérea de Cabo Cañaveral , en Cabo Cañaveral, Florida . [23] Este fue el primer vuelo operativo del cohete Titan IIIE . El vuelo de prueba del cohete había fallado cuando el motor de la etapa superior Centaur no se encendió, pero el lanzamiento del Helios-A transcurrió sin incidentes.
La sonda fue colocada en una órbita heliocéntrica de 192 días con un perihelio a 46.500.000 km (28.900.000 mi; 0,311 UA) del Sol. Varios problemas afectaron las operaciones. Una de las dos antenas no se desplegó correctamente, reduciendo la sensibilidad del aparato de plasma de radio a las ondas de baja frecuencia. Cuando se conectó la antena de alta ganancia, el equipo de la misión se dio cuenta de que sus emisiones interferían con las partículas del analizador y el receptor de radio. Para reducir la interferencia, las comunicaciones se llevaron a cabo utilizando una potencia reducida, pero esto requirió utilizar los receptores terrestres de gran diámetro ya instalados gracias a otras misiones espaciales en curso. [24]
Durante el primer perihelio , a finales de febrero de 1975, la sonda se acercó más al Sol que ninguna otra sonda anterior. La temperatura de algunos componentes superó los 100 °C (212 °F), mientras que la de los paneles solares alcanzó los 127 °C (261 °F), sin afectar a las operaciones de la sonda. Sin embargo, durante el segundo paso, el 21 de septiembre, las temperaturas alcanzaron los 132 °C (270 °F), lo que afectó al funcionamiento de algunos instrumentos.
Antes de lanzar Helios-B , se realizaron algunas modificaciones a la nave espacial basadas en las lecciones aprendidas de las operaciones de Helios-A . Se mejoraron los pequeños motores utilizados para el control de actitud. Se realizaron cambios en el mecanismo de implementación de la antena flexible y las emisiones de la antena de alta ganancia. Se mejoraron los detectores de rayos X para que pudieran detectar estallidos de rayos gamma , lo que permitió que se los utilizara junto con satélites en órbita terrestre para triangular la ubicación de los estallidos. Como las temperaturas en Helios-A siempre fueron superiores a 20 °C (36 °F) por debajo del máximo de diseño en el perihelio, se decidió que Helios-B orbitaría aún más cerca del Sol, y se mejoró el aislamiento térmico para permitir que el satélite resistiera temperaturas un 15 por ciento más altas.
Las estrictas limitaciones del calendario presionaron para el lanzamiento de Helios-B a principios de 1976. Las instalaciones dañadas durante el lanzamiento de la nave espacial Viking 2 en septiembre de 1975 tuvieron que ser reparadas, mientras que el aterrizaje de Viking en Marte en el verano de 1976 hizo que las antenas de la Red de Espacio Profundo que Helios-B necesitaba para realizar su ciencia mientras estaba en el perihelio no estuvieran disponibles.
El 10 de enero de 1976 se lanzó Helios-B con un cohete Titan IIIE. La sonda se colocó en una órbita con un período de 187 días y un perihelio de 43.500.000 km (27.000.000 mi; 0,291 UA). La orientación de Helios-B con respecto a la eclíptica se invirtió 180 grados en comparación con Helios-A para que los detectores de micrometeoritos pudieran tener una cobertura de 360 grados. El 17 de abril de 1976, Helios-B realizó su paso más cercano al Sol a una velocidad heliocéntrica récord de 70 kilómetros por segundo (250.000 km/h; 160.000 mph). La temperatura máxima registrada fue 20 °C (36 °F) más alta que la medida por Helios-A .
La misión principal de cada sonda duró 18 meses, pero funcionaron durante mucho más tiempo. El 3 de marzo de 1980, cuatro años después de su lanzamiento, falló el transceptor de radio de Helios-B . El 7 de enero de 1981, se envió una orden de parada para evitar posibles interferencias de radio durante futuras misiones. Helios-A continuó funcionando normalmente, pero como las antenas DSN de gran diámetro no estaban disponibles, los datos se recogían con antenas de diámetro pequeño a una velocidad menor. En su decimocuarta órbita, las células solares degradadas de Helios-A ya no podían proporcionar suficiente energía para la recogida y transmisión simultánea de datos a menos que la sonda estuviera cerca de su perihelio. En 1984, los receptores de radio principal y de reserva fallaron, lo que indica que la antena de alta ganancia ya no estaba apuntando hacia la Tierra. Los últimos datos de telemetría se recibieron el 10 de febrero de 1986. [25]
Ambas sondas recogieron datos importantes sobre los procesos del viento solar y las partículas que componen el medio interplanetario y los rayos cósmicos . Estas observaciones se realizaron durante un período que va desde el mínimo solar de 1976 hasta un máximo solar a principios de los años 1980.
La observación de la luz zodiacal permitió establecer algunas de las propiedades del polvo interplanetario presente entre 0,1 y 1 UA del Sol, como su distribución espacial, color y polarización . Se observó que la cantidad de polvo era 10 veces mayor que la que había alrededor de la Tierra. En general, se esperaba una distribución heterogénea debido al paso de cometas, pero las observaciones no lo han confirmado. [ cita requerida ]
Helios recopiló datos sobre cometas, observando el paso de C/1975 V1 (West) en 1976, C/1978 H1 (Meir) en noviembre de 1978 y C/1979 Y1 (Bradfield) en febrero de 1980. Durante el último evento, la sonda detectó perturbaciones en el viento solar que luego se explicaron por una rotura en la cola del cometa. El analizador de plasma mostró que los fenómenos de aceleración del viento solar a alta velocidad estaban asociados con la presencia de agujeros coronales. Este instrumento también detectó, por primera vez, iones de helio aislados en el viento solar. En 1981, durante el pico de actividad solar, los datos recopilados por Helios-A a poca distancia del Sol ayudaron a completar las observaciones visuales de eyecciones de masa coronal realizadas desde la órbita de la Tierra. Los datos recopilados por los magnetómetros de Helios complementaron los datos recopilados por Pioneer y Voyager y se utilizaron para determinar la dirección del campo magnético a distancias escalonadas del Sol.
Los detectores de ondas de radio y plasma se utilizaron para detectar explosiones de radio y ondas de choque asociadas con las erupciones solares, generalmente durante el máximo solar. Los detectores de rayos cósmicos estudiaron cómo el Sol y el medio interplanetario influyeron en la propagación de los mismos rayos, de origen solar o galáctico. Se midió el gradiente de rayos cósmicos, en función de la distancia al Sol. Estas observaciones, combinadas con las realizadas por Pioneer 11 entre 1977 y 1980 a una distancia de 12-23 UA del Sol, produjeron un buen modelo de este gradiente . Algunas características de la corona solar interna se midieron durante las ocultaciones. Para este propósito, se envió una señal de radio desde la nave espacial a la Tierra o la estación terrestre envió una señal que fue devuelta por la sonda. Los cambios en la propagación de la señal resultantes del cruce de la corona solar proporcionaron información sobre las fluctuaciones de densidad.
A partir de 2020, las sondas ya no son funcionales, pero permanecen en órbita alrededor del Sol. [26] [27] [1] [28]
