Helios-A y Helios-B (después del lanzamiento rebautizados como Helios 1 y Helios 2 ) son un par de sondas que se lanzaron a una órbita heliocéntrica para estudiar los procesos solares . Como empresa 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 naves espaciales de 252.792 km/h (157.078 mph; 70.220 m/s). [3] Helios-B realizó el sobrevuelo más cercano al Sol de cualquier nave espacial hasta ese momento. Las sondas ya no funcionan, pero a partir de 2023 permanecerán en órbitas elípticas alrededor del Sol.
El proyecto Helios fue una empresa conjunta de la agencia espacial alemana DLR (70 por ciento de participación) y la NASA (30 por ciento de participación). Construidas por el contratista principal, Messerschmitt-Bölkow-Blohm , fueron las primeras sondas espaciales construidas fuera de Estados Unidos y la Unión Soviética en abandonar la órbita terrestre. [ cita necesaria ]
Las dos sondas Helios tienen un aspecto similar. Helios-A tiene una masa de 370 kilogramos (820 lb) y Helios-B tiene una masa de 376,5 kilogramos (830 lb). Sus cargas útiles científicas tienen una masa de 73,2 kilogramos (161 lb) en Helios-A y 76,5 kilogramos (169 lb) en 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 alto. En este cuerpo central se monta la mayor parte de los equipos e instrumentación. Las excepciones son los mástiles y antenas utilizados 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, dando al conjunto la apariencia de un diábolo o carrete de hilo.
En el lanzamiento, cada sonda tenía 2,12 metros (6 pies 11 pulgadas) de altura con un diámetro máximo de 2,77 metros (9 pies 1 pulgada). Una vez en órbita, las antenas de telecomunicaciones se desplegaron sobre las sondas y aumentaron la altura a 4,2 metros (14 pies). También se desplegaron dos brazos rígidos que transportaban sensores y magnetómetros, fijados a ambos lados de los cuerpos centrales, y dos antenas flexibles utilizadas para la detección de ondas de radio, que se extendían perpendicularmente a los ejes de la nave espacial a lo largo de una longitud de diseño de 16 metros (52 pies) cada uno. [4]
Las naves espaciales giran alrededor de sus ejes, que son perpendiculares a la eclíptica , a 60 rpm .
La energía eléctrica la proporcionan células solares fijadas 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 se intercalan con espejos, cubriendo el 50% de la superficie y reflejando 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 el afelio . Su voltaje está regulado a 28 voltios DC . Las baterías de plata y zinc se utilizaron únicamente durante el lanzamiento.
El mayor desafío técnico fue evitar el calentamiento durante la órbita 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 se está en la órbita de la Tierra), o 22,4 kW por metro cuadrado expuesto. A esa distancia, la sonda podría alcanzar los 370 °C (698 °F).
Las células solares y el compartimento central de instrumentos tuvieron que 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 exigieron el rechazo del 96 por ciento de la energía recibida del Sol. Se optó por la forma cónica de los paneles solares para reducir el calentamiento. Inclinando 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 . Los "espejos de segunda superficie" especialmente desarrollados por la NASA cubren todo el cuerpo central y el 50 por ciento de los generadores solares. Están fabricados de cuarzo fundido, con una película de plata en la cara interior, que a su vez está recubierta de un material dieléctrico. Para protección adicional, se utilizó aislamiento multicapa , que consta de 18 capas de Mylar o Kapton de 0,25 milímetros (0,0098 pulgadas) (según la ubicación), separadas entre sí por pequeños pasadores de plástico destinados a evitar la formación de puentes térmicos . cubra parcialmente el compartimento central. Además de estos dispositivos pasivos, las sondas utilizaron un sistema activo de rejillas móviles dispuestas en forma de contraventana a lo largo de la parte inferior y superior del compartimento. Su apertura se controla separadamente mediante un resorte bimetálico cuya longitud varía con la temperatura y provoca la apertura o cierre de la persiana. 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 se puede ajustar entre 0,5 y 20 vatios. Se montan tres antenas encima de cada sonda. Una antena de alta ganancia (23 dB ) con un 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 de la eclíptica a una altura de 15°, y una Antena dipolo de baja ganancia (0,3 dB de transmisión y 0,8 dB de recepción). Para dirigirse continuamente hacia la Tierra , la antena de alta ganancia se hace girar mediante un motor a una velocidad que contrarresta el giro de la sonda. La sincronización de la velocidad de rotación se realiza utilizando los datos proporcionados por un sensor solar . La velocidad de datos máxima obtenida con la gran ganancia de antena fue de 4096 bits por segundo en sentido ascendente. La recepción y transmisión de señales fue apoyada por las antenas de la Red de Espacio Profundo en la Tierra.
Para mantener la orientación durante la misión, la nave espacial 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 tosco 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 manteniéndolo perpendicular a la dirección del Sol y al plano de la eclíptica.
Los controladores a bordo eran capaces de manejar 256 comandos. La memoria masiva podía almacenar 500 kb (esta era una memoria muy grande para las sondas espaciales de la época) y se usaba principalmente cuando las sondas estaban en conjunción superior con respecto a la Tierra (es decir, el Sol se interpone entre la Tierra y la nave espacial). . Una conjunción podría durar hasta 65 días.
Helios-A y Helios-B se lanzaron el 10 de diciembre de 1974 y el 15 de enero de 1976, respectivamente. Helios-B voló 3.000.000 kilómetros (1.900.000 millas) 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 millas; 0,29032 AU), [6] más cerca que la órbita. de Mercurio . Helios-B fue puesto en 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 AU (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 utilizando 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, velocidad y temperatura del viento solar. Las mediciones se tomaron cada minuto, a excepción de la densidad de flujo, que se produjo cada 0,1 segundos para resaltar las irregularidades en las ondas de plasma. Los instrumentos utilizados incluyeron: [8]
El magnetómetro de puerta de flujo mide la intensidad del campo y la dirección de los campos magnéticos de baja frecuencia en el entorno del Sol. Fue desarrollado por la Universidad de Braunschweig , Alemania. Mide con alta precisión los componentes de tres vectores del viento solar y su campo magnético. La intensidad se mide con una precisión de 0,4 nT cuando es inferior a 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 solar. 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 el magnetómetro de puerta de flujo midiendo los campos magnéticos entre 0 y 3 kHz. También desarrollado 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 Plasma Wave Investigation desarrollado por la Universidad de Iowa utiliza dos antenas de 15 m formando 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 buscaba determinar la intensidad, dirección y energía de los protones y las partículas pesadas que constituyen 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 anticoincidencia. [15]
El Instrumento de Rayos Cósmicos desarrollado en el Centro de Vuelos Espaciales Goddard mide las características de protones con energías entre 0,1 y 800 MeV y 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. [dieciséis]
Desarrollado por el Instituto Max Planck de Aeronomía , el espectrómetro de electrones y protones de baja energía utiliza espectrómetros para medir las 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 respecto a la eclíptica. A partir de estas observaciones se obtiene información sobre la distribución espacial del polvo interplanetario y el tamaño y 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 si su masa es 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 alcanzan 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 Celestial desarrollado por la Universidad de Hamburgo utiliza los detalles específicos de la órbita de Helios para aclarar las mediciones astronómicas: aplanamiento del Sol; verificación de los efectos previstos de la relatividad general ; determinar 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 de la nave espacial cuando pasa en oposición a través de la corona del Sol. Esta rotación es una medida de la densidad de electrones y la intensidad del campo magnético en la región atravesada. [22]
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 falló cuando el motor de la etapa superior Centaur no se encendió, pero el lanzamiento del Helios-A transcurrió sin incidentes.
La sonda se colocó en una órbita heliocéntrica de 192 días con un perihelio de 46.500.000 km (28.900.000 mi; 0,311 AU) del Sol. Varios problemas afectaron las operaciones. Una de las dos antenas no se desplegó correctamente, lo que redujo la sensibilidad del aparato de radioplasma 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 las interferencias, las comunicaciones se realizaron con potencia reducida, pero para ello fue necesario utilizar los receptores terrestres de gran diámetro que ya existen gracias a otras misiones espaciales en curso. [24]
Durante el primer perihelio a finales de febrero de 1975, la nave espacial se acercó más al Sol que cualquier nave espacial anterior. La temperatura de algunos componentes alcanzó más de 100 °C (212 °F), mientras que los paneles solares alcanzaron los 127 °C (261 °F), sin afectar el funcionamiento de la sonda. Sin embargo, durante el segundo paso, el 21 de septiembre, las temperaturas alcanzaron los 132 °C, lo que afectó el funcionamiento de ciertos instrumentos.
Antes del lanzamiento de 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. Los detectores de rayos X se mejoraron para que pudieran detectar estallidos de rayos gamma , lo que les permitió usarse 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 para resistir temperaturas un 15 por ciento más altas.
Las estrictas limitaciones del calendario presionaron el lanzamiento del 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 del Viking en Marte en el verano de 1976 hizo que las antenas de la Red de Espacio Profundo que Helios-B B necesitaba realizar su ciencia mientras no estaba disponible en el perihelio.
Helios-B fue lanzado el 10 de enero de 1976 utilizando 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 AU). 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 hizo 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 operaron mucho más tiempo. El 3 de marzo de 1980, cuatro años después de su lanzamiento, el transceptor de radio del Helios-B falló. 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 fueron recopilados por antenas de pequeño diámetro a un ritmo menor. En su decimocuarta órbita, las células solares degradadas de Helios-A ya no podían proporcionar suficiente energía para la recopilación y transmisión simultánea de datos a menos que la sonda estuviera cerca de su perihelio. En 1984, los receptores de radio principal y de respaldo fallaron, lo que indicó que la antena de alta ganancia ya no apuntaba 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 en 1976 hasta un máximo solar a principios de los años 1980.
La observación de la luz zodiacal estableció 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 alrededor de la Tierra. En general, se esperaba una distribución heterogénea debido al paso de los cometas, pero las observaciones no lo han confirmado. [ cita necesaria ]
Helios recopiló datos sobre los cometas, observando el paso de C/1975 V1 (Oeste) 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 se explicó más tarde por una rotura en la cola del cometa. El analizador de plasma mostró que los fenómenos de aceleración del viento solar de 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 las eyecciones de masa coronal realizadas desde la órbita terrestre. Los datos recopilados por los magnetómetros 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 erupciones solares, generalmente durante el máximo solar. Los detectores de rayos cósmicos estudiaron cómo el Sol y el medio interplanetario influyen 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 a 23 AU del Sol, produjeron un buen modelo de este gradiente . Algunas características de la corona solar interior se midieron durante las ocultaciones. Para ello, 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 funcionan, pero permanecen en órbita alrededor del Sol. [26] [27] [1] [28]
