Las naves espaciales Helios 1 y 2 llevaban cada una dos instrumentos para caracterizar la nube de polvo zodiacal dentro de la órbita de la Tierra hasta las posiciones de la nave espacial a 0,3 UA del sol. El instrumento de luz zodiacal midió el brillo de la luz dispersada por el polvo interplanetario a lo largo de la línea de visión . El analizador de micrometeoroides in situ registró los impactos de meteoroides sobre la superficie sensible del detector y caracterizó su composición. Los instrumentos entregaron perfiles radiales de sus datos medidos. Se identificaron en los datos corrientes de cometas o meteoroides, e incluso polvo interestelar .
Las dos naves espaciales Helios fueron el resultado de una empresa conjunta de la agencia espacial de Alemania Occidental DLR y la NASA . Las naves espaciales se construyeron en Alemania y se lanzaron desde la Estación de la Fuerza Aérea de Cabo Cañaveral , Florida. Helios 1 fue lanzada en diciembre de 1974 en una órbita elíptica entre 1 y 0,31 UA. Helios 2 le siguió en enero de 1976 y alcanzó una distancia de perihelio de 0,29 UA. Los períodos orbitales fueron de aproximadamente 6 meses. La nave espacial Helios giraba con el eje de giro perpendicular al plano de la eclíptica . El eje de giro de Helios 1 apuntaba al norte de la eclíptica, mientras que la orientación de Helios 2 estaba invertida y el eje de giro apuntaba al sur de la eclíptica. El haz de antena de alta ganancia deshilachado apuntaba siempre a la Tierra . Debido a la órbita, la distancia entre la nave espacial y la Tierra variaba entre unos pocos y 300 millones de kilómetros y la velocidad de transmisión de datos variaba en consecuencia. Dos veces por órbita de Helios, la nave espacial estuvo en conjunción (delante o detrás del Sol) y no fue posible transmitir datos durante algunas semanas. Helios 1 entregó datos científicos durante diez años y Helios 2 durante cinco años.
El objetivo principal del instrumento de luz zodiacal de Helios era determinar la distribución espacial tridimensional del polvo interplanetario . [1] Para este fin, desde toda su órbita, Helios realizó mediciones precisas de la luz zodiacal que cubrían una parte sustancial del cielo.
Estos mapas parciales del cielo, debido a la rotación de Helios, consistían en una banda de 1° de ancho en la latitud eclíptica ß=16° con 32 sectores de 5,62°, 11,25° y 22,5° de longitud, una banda similar de 2° de ancho en la latitud eclíptica ß = 31° y un campo de 3° de diámetro en el polo eclíptico. Todos los campos estaban en el sur para Helios 1, en el norte para Helios 2. El ancho de los sectores fue elegido para que fuera el más pequeño para las regiones más brillantes de luz zodiacal.
Este mapa ha sido realizado por tres pequeños fotómetros (apertura de 36 mm) , P15, P30 y P90, uno para cada latitud eclíptica. Un motor paso a paso cambió la longitud de onda de observación, con o sin polarización, a 360 ± 30 nm, 420 ± 40 nm, 540 ± 70 nm (cerca del sistema UBV ) o a medidas de corriente oscura y calibración. Cada uno de los 36 mapas de brillo diferentes resultantes representa un promedio de 512 rotaciones de Helios, lo que da lugar a un ciclo de longitud total de 5,2 horas, que se repite continuamente. Los sensores fueron fotomultiplicadores EMR 541 N [2] que operan en modo de conteo de pulsos de fotones.
Durante su misión, las sondas espaciales Helios estuvieron expuestas a plena luz solar, que supera la intensidad de la luz zodiacal típica en un factor de 10 12 a 10 13 . Para realizar mediciones precisas (1 %) se requería una supresión de la luz parásita en un factor de 10 15 , el principal objetivo de diseño que se pretendía alcanzar. Esto se podía lograr en tres pasos:
El instrumento de luz zodiacal fue desarrollado en el Instituto Max Planck de Astronomía en Heidelberg por Christoph Leinert y sus colegas y construido por Dornier Systems .
El objetivo del Analizador de Micrometeoroides era 1. determinar la distribución espacial del flujo de polvo en el sistema planetario interior, y 2. buscar variaciones en las propiedades físicas y compositivas de los micrometeoroides . [3]
El instrumento constaba de dos espectrómetros de masas de tiempo de vuelo de ionización por impacto y fue desarrollado por el investigador principal Eberhard Grün , el ingeniero principal Peter Gammelin y sus colegas del Instituto Max Planck de Física Nuclear en Heidelberg . Cada sensor (sensor eclíptico y sensor sur) era un tubo de 1 m de largo y 0,15 m de diámetro con dos rejillas y un objetivo de impacto tipo persiana veneciana al frente, varias rejillas más, un tubo de deriva sin campo de 0,8 m de largo y un multiplicador de electrones en el interior. [4] Los micrometeoroides que golpean el objetivo de impacto tipo persiana veneciana generan un plasma de impacto. Los electrones son recolectados por la rejilla polarizada positivamente frente al objetivo, mientras que los iones positivos son atraídos hacia adentro por una rejilla polarizada negativamente detrás del objetivo. Parte de los iones alcanzan la región de enfoque de retardo de tiempo desde la que vuelan a través del tubo de deriva sin campo a un potencial de -200 V. Los iones de diferentes masas llegan al multiplicador de electrones en momentos diferentes y generan un espectro de masas en la salida del multiplicador. Las señales de impacto se registran mediante preamplificadores sensibles a la carga conectados a la rejilla de electrones en la parte delantera y a la rejilla de iones detrás del objetivo. A partir de estas señales, junto con el espectro de masas, se obtienen la masa y la energía de la partícula de polvo y la composición del plasma de impacto.
El sensor Sur estaba protegido por el borde de la nave espacial de la luz solar directa, mientras que el sensor eclíptico estaba expuesto directamente a la intensa radiación solar (hasta 13 kW/m2 ) . Por lo tanto, el interior del sensor estaba protegido por una película de parileno aluminizado de 0,3 micrones de espesor que estaba adherida a la primera rejilla de entrada. Para estudiar el efecto de los micrometeoroides que penetraban la película, se realizaron estudios exhaustivos de aceleradores de polvo con varios materiales. [5] Se demostró que el límite de penetración de la película Helios depende en gran medida de la densidad de los meteoroides. Se realizaron experimentos de impacto con una versión de laboratorio del sensor de micrometeoroides Helios utilizando varios materiales en los aceleradores del Instituto Max Planck de Física Nuclear en Heidelberg y en el Centro de Investigación Ames , ARC, en Moffet Field . Los materiales del proyectil incluían hierro (Fe), cuarzo , vidrio , aluminio ( Al), óxido de aluminio ( Al2O3 ), poliestireno y caolín . La resolución de masa de los espectros de masa de los sensores Helios fue baja , es decir, solo los iones de unidad de masa atómica 10 u pudieron separarse de los iones de masa 11 u. Estos espectros de masa sirvieron como referencia para los espectros obtenidos en el espacio. [6] Los espectros se registraron desde 10 u hasta 70 u. Los espectros de calibración medios se presentan en un diagrama de tres fases: masas bajas (10 a 30 u), masas medias (30 a 50 u) y masas altas (50 a 70 u).
Durante diez órbitas alrededor del Sol entre 1974 y 1980, el analizador de micrometeoroides Helios 1 transmitió datos de 235 impactos de polvo a la Tierra. [7] [8] Dado que la capacidad de almacenamiento de datos a bordo era limitada y la velocidad de transmisión de datos variaba mucho según la distancia entre la nave espacial y la Tierra, no todos los datos registrados por los sensores se recibieron en la Tierra. El tiempo de medición efectivo varió de ~30% en el perihelio a ~75% a una distancia de 1 UA. Los sensores también registraron muchos eventos de ruido causados por el plasma del viento solar y los fotoelectrones . Solo los eventos dentro de un tiempo de coincidencia de 12 microsegundos entre señales positivas y negativas y, principalmente, la medición de un espectro de masas después del disparador inicial se consideraron impactos de polvo. Las cantidades determinadas para cada impacto son: el tiempo y la posición, el acimut de la visión del sensor en el momento del impacto, la carga positiva total de la señal de impacto, el tiempo de ascenso de la señal de carga (proxy de la velocidad del impacto) y un espectro de masas completo. El instrumento de micrometeoroides de Helios 2 era mucho más ruidoso y sólo registró un puñado de impactos que no proporcionaron información adicional.
La luz zodiacal transporta información sobre las regiones del espacio interplanetario a lo largo de la línea de visión , que contribuyen significativamente a su brillo observado. En el caso de Helios, esto cubre un rango de 0,09 a aproximadamente 2 unidades astronómicas .
El instrumento de luz zodiacal observó un fuerte aumento del brillo de la luz zodiacal hacia el interior de la órbita terrestre. El brillo era más de un factor 10 mayor en la posición de la nave espacial 0,3 UA que en la de 1 UA. [9] Este aumento del brillo corresponde al aumento de la densidad del polvo interplanetario correspondiente a . Este fuerte aumento requiere que haya una fuente de polvo interplanetario dentro de la órbita de la Tierra. Se sugirió que la fragmentación por colisión de meteoroides más grandes genera el polvo observado en la luz zodiacal. [10]
El flujo radial de micrometeoroides registrado por Helios aumentó en un factor de 5 a 10 dependiendo de la masa de 10 −17 kg a 10 −13 kg. Esta información junto con las mediciones de posición y acimut se utilizó en el primer modelo dinámico [11] de la nube de polvo interplanetaria; también se incluyeron en este modelo las intensidades de luz zodiacal observadas por el instrumento de luz zodiacal Helios [9] . Los datos de Helios definieron las poblaciones de núcleo, inclinadas y excéntricas de este modelo.
A partir de la diferencia entre el brillo de la luz zodiacal medida en las partes de entrada y salida de la órbita y entre la derecha y la izquierda del Sol, se determinó el plano de simetría de la nube de polvo interplanetaria. Con un nodo ascendente de 87 ± 5° y una inclinación de 3,0 ± 0,3°, se encuentra entre el plano invariable del Sistema Solar y el plano del ecuador solar.
De los 235 impactos en total, 152 fueron registrados por el sensor Sur y 83 por el sensor Eclíptico. Este exceso de impactos en el sensor Sur tuvo principalmente señales de impacto (carga) pequeñas, pero también hubo un exceso de impactos grandes. [12] A partir de los valores de acimut de los impactos del sensor Eclíptico se concluyó que los micrometeoroides se movían en órbitas excéntricas bajas , e < 0,4, mientras que los impactos del sensor Sur se movían principalmente en órbitas excéntricas más altas. Incluso hubo un exceso de trayectorias hacia afuera en comparación con las trayectorias hacia adentro, como los '''meteoroides beta''' que fueron observados anteriormente por los instrumentos de polvo Pioneer 8 y 9. [13]
Las mediciones del color de la luz zodiacal (esencialmente constante a lo largo de la órbita de Helios) y de la polarización (que muestra una disminución a medida que se acerca al Sol) también contienen información sobre las propiedades de las partículas de polvo interplanetario. [14]
Con base en los estudios de penetración con la película Helios [5], el exceso de impactos en el sensor Sur se interpretó como debido a la baja densidad , < 1000 kg/m 3 , de meteoroides que estaban protegidos por la película de entrada y no podían entrar al sensor Eclíptico. [12]
Los espectros de masas de helios varían desde aquellos con masas bajas dominantes de hasta 30 u que son compatibles con silicatos hasta aquellos con masas altas dominantes entre 50 y 60 u de hierro y tipos de iones moleculares. Los espectros no muestran agrupamiento de minerales individuales. La transición continua de masas iónicas bajas a altas indica que los granos individuales son una mezcla de varios minerales y compuestos carbonosos. [15]
Las mediciones de la luz zodiacal de Helios muestran una excelente estabilidad. [16] Esto permite detectar excesos de brillo locales si son atravesados por el campo de visión de Helios, como sucedió con el cometa West [17] o con la lluvia de meteoros Cuadrántidas . La repetición de alrededor del 0,2% de órbita a órbita fue suficiente para detectar el anillo de polvo a lo largo de la órbita de Venus. [18]
La inspección de los datos de micrometeoroides de Helios mostró una agrupación de impactos en la misma región del espacio en diferentes órbitas de Helios. Una búsqueda con el modelo de corrientes de polvo en el espacio del Entorno Meteorológico Interplanetario para la Exploración (IMEX) [19] identificó las estelas de los cometas 45P/Honda-Mrkos-Pajdušáková y 72P/Denning-Fujikawa que Helios atravesó varias veces durante las primeras diez órbitas alrededor del Sol. [20]
Después de que la sonda espacial Ulysses descubriera que el polvo interestelar atravesaba el sistema planetario [21], también se encontraron partículas de polvo interestelar en los datos de micrometeoroides de Helios. Según la posición de la sonda, el acimut y la carga de impacto, 27 impactadores son compatibles con una fuente interestelar. [15] Las mediciones de Helios incluyen mediciones de polvo interestelar más cercanas al Sol. [22]
