Helios 1 y Helios 2 son dos sondas espaciales desarrolladas por la República Federal de Alemania con una participación significativa de la NASA y lanzadas en 1974 y 1976 . Colocadas en órbita alrededor del Sol , las dos sondas han estudiado durante más de 10 años utilizando sus 10 instrumentos las manifestaciones de la estrella durante un ciclo solar completo , las características del medio interplanetario como el campo magnético, el viento solar, los rayos cósmicos. y polvo interplanetario. Helios es el primer programa interplanetario de una nación europea y constituye un logro tanto técnico como científico.
A finales de 1965, la NASA y el Departamento de Estado de los Estados Unidos lanzaron un programa denominado Proyecto de Cooperación Avanzada , cuyo objetivo era incrementar el nivel de cooperación científica y tecnológica con los países de Europa Occidental. La NASA ofrece, en particular, aportar su experiencia para la realización de una sonda espacial destinada a estudiar Júpiter o el Sol , que sería lanzada por un cohete estadounidense y que sería seguida por la Deep Space Network de la agencia espacial estadounidense . La propuesta es bienvenida por Italia y Alemania, pero Francia rechaza la oferta mientras que el Reino Unido la rechaza por razones financieras. Dadas estas reacciones encontradas, la NASA decidió en el otoño de 1966 transformar su propuesta inicial en un proyecto bilateral con Alemania.
Rápidamente pareció que los técnicos alemanes no tenían en ese momento la experiencia necesaria para desarrollar una misión a Júpiter. Los dos socios optan por desarrollar una misión de estudio del Sol mediante una sonda espacial que pasa a poca distancia de la estrella o se coloca en una órbita formando un gran ángulo con el plano de la eclíptica . El objetivo planteado para la misión es el estudio del Sol, sus diversas manifestaciones y el medio interplanetario ubicado cerca de la estrella. Están previstas dos sondas espaciales, cuya construcción se confía a la empresa alemana MBB . Alemania también debe establecer un centro de operaciones dedicado a monitorear sondas y administrar los datos científicos recopilados. La instrumentación científica la proporcionan principalmente (7 de cada 10 instrumentos) institutos de investigación alemanes. El proyecto se formaliza enJunio de 1969mediante un memorando de entendimiento en el que se estipula que la participación financiera de Alemania es de 180 millones de dólares por un costo total de 267 millones de dólares. El aporte estadounidense, que asciende a $ 87 millones, corresponde al suministro de lanzadores ($ 60 millones), el desarrollo de tres instrumentos científicos y el uso de la Deep Space Network . El acuerdo también incluye el desarrollo de un pequeño satélite de aeronomía .
El equipo de diseño germano-estadounidense opta por una órbita de unos 180 días en el plano eclíptico que debería pasar la sonda a solo 0,3 unidades astronómicas del Sol. La duración nominal de la misión se fija en 18 meses para que la sonda pueda recorrer 3 órbitas completas dando lugar a 7 conjunciones ; estos últimos colocan los instrumentos en una posición especialmente favorable para el estudio de la corona solar . Se estudian varias configuraciones para la orientación de la sonda: estabilización de 3 ejes, sonda giratoria o máquina híbrida. Se conserva la elección de una sonda giratoria . Durante el desarrollo de la misión, solo se produce un cambio importante. Inicialmente, las dos sondas deben ser lanzadas por un cohete Atlas Centaur . En ese momento, las sondas Viking a Marte también estaban en desarrollo. Debido a su masa, es necesario utilizar una nueva versión del lanzador Titán utilizando una etapa superior Centaur . La NASA propone a Alemania lanzar también las sondas Helios con el nuevo lanzador con el objetivo declarado de validar su funcionamiento antes de su uso para las sondas Viking. Este escenario se mantiene porque permite aumentar la masa de la sonda de 254 kg a 370 kg y, por lo tanto, aumentar significativamente la carga útil . Para poder colocar la sonda en una órbita suficientemente cercana al Sol, es necesario impartir una velocidad de 14.326 km / s a la sonda: para lograrlo el lanzador incluye una cuarta etapa del tipo Burner II utilizando un propulsor sólido motor TE-364- 4. Al mismo tiempo, se abandonó la forma cilíndrica de la sonda por una forma de espiral que permitía reducir el flujo de calor y, por tanto, eventualmente optar por un perigeo más cercano al Sol; en los documentos de 1970, se evoca un perigeo a 0,25 au que finalmente no se retendrá.
Las sondas se llaman Helios en referencia al dios que personifica al Sol en la mitología griega .
La misión de la sonda Helios tiene como objetivo comprender mejor los procesos solares fundamentales, así como la relación entre el Sol y la Tierra mediante la realización de mediciones del viento solar , campos eléctricos y magnéticos , rayos cósmicos , polvo interplanetario y disco solar. En detalle, los instrumentos de las dos sondas deben:
La sonda Helios es una nave espacial estabilizada por rotación sin capacidad de maniobra orbital . El sistema de control térmico ha contribuido en gran medida a definir su arquitectura.
Las dos sondas Helios tienen características idénticas excepto por algunos detalles. Las sondas tienen una masa total de 370 kg (Helios 1) y 376,5 kg (Helios 2); de este total, la carga útil , compuesta por 8 instrumentos científicos, representa 73,2 kg (Helios 1) y 76,5 kg (Helios 2). El cuerpo central es un cilindro de 16 lados con un diámetro de 1,75 metros y una altura de 0,55 metros. La mayor parte del equipo, así como la instrumentación, está montada en este cuerpo central. Las excepciones son los mástiles y antenas utilizados por experimentos científicos y los pequeños telescopios que miden la luz zodiacal que emerge debajo del cuerpo central. Dos paneles solares en forma de cono extienden el cilindro por encima y por debajo, dando al conjunto la apariencia de un carrete de alambre. La sonda antes de su despliegue en órbita tiene 2,12 metros de altura y alcanza un diámetro máximo de 2,77 metros. Una vez en órbita, una antena de telecomunicaciones se despliega en la parte superior de la sonda y eleva la altura total a 4,20 metros. También se despliegan en órbita dos brazos rígidos que llevan los sensores de los magnetómetros y unidos a cada lado del cuerpo central así como dos antenas flexibles utilizadas para la detección de ondas de radio perpendiculares a las anteriores y que tienen una longitud de 32 metros desde el extremo. para terminar.
La energía eléctrica es suministrada por células solares unidas a los dos conos truncados. Para mantener los paneles solares cerca del Sol a una temperatura por debajo de 165 ° C , las células solares se interponen con espejos que cubren el 50% de la superficie y reflejan los rayos incidentes mientras disipan el exceso de calor. La energía suministrada por los paneles solares es de un mínimo de 240 vatios cuando la sonda se encuentra en la parte de su órbita más alejada del Sol. La electricidad, cuyo voltaje está regulado a 28 voltios, se almacena en una batería de zinc-plata de 8 Ah .
El desafío técnico más importante al que se enfrentan los diseñadores de la sonda es el calor al que se somete la sonda cuando se encuentra cerca del sol. A 0,3 unidades astronómicas del Sol, el flujo de calor que sufre es de 11 constantes solares (11 veces la cantidad de calor recibido en la órbita de la Tierra) o 22.400 vatios por metro cuadrado expuesto. La temperatura puede alcanzar los 370 ° C . Las células solares y el compartimento central en el que se encuentran los equipos e instrumentos científicos deben mantenerse a temperaturas mucho más bajas. Las células solares no deben exceder de 165 ° C mientras que el compartimiento central debe mantenerse entre -10 ° C y + 20 ° C . Estas limitaciones hacen necesario rechazar el 96% del calor recibido del sol. La forma cónica de los paneles solares es una de las medidas que se toman para reducir el flujo de calor. Al inclinar los paneles solares en relación con los rayos del sol que llegan perpendiculares al eje de la sonda, se refleja más radiación solar. Además, como se vio arriba, los paneles solares están cubiertos en más del 50% de su superficie con espejos desarrollados por la NASA llamados Second Surface Mirrors (SSM). Estos están hechos de silicio fundido con una película de plata en la parte interior que está cubierta con un material dieléctrico. Las caras laterales del compartimento central están completamente cubiertas por estos espejos. Un material aislante cubre parcialmente el compartimento central para proporcionar protección adicional. Consta de 18 capas sucesivas de 0,25 mm de Mylar o Kapton (según la ubicación) aisladas entre sí mediante pequeñas almohadillas de plástico destinadas a evitar la formación de puentes térmicos . Junto a estos dispositivos pasivos, la sonda utiliza un sistema activo basado en un sistema de lamas móviles dispuestas en estrella que cubren la cara inferior y superior del compartimento. La apertura de estos se acciona individualmente mediante un resorte bimetálico cuya longitud varía según la temperatura y provoca la apertura o cierre de la persiana. Las resistencias también se utilizan para mantener una temperatura suficiente para ciertos equipos.
El sistema de telecomunicaciones utiliza un transceptor de radio cuya potencia se puede modular entre 0,5 y 20 vatios . Tres antenas se superponen en la parte superior de la sonda: una antena de alta ganancia (23 decibelios ) emite un pincel de 5,5 ° de altura a cada lado de la eclíptica y 14 ° de ancho, una antena de ganancia media (7, 3 db en transmisión y 6,3 db en recepción) transmite una señal en todas las direcciones del plano de la eclíptica sobre una altura de 15 ° y una antena omnidireccional tipo dipolo (0,3 db en transmisión y - 0,8 db en recepción). Una antena de bocina de baja ganancia se encuentra debajo de la sonda descentrada debido al adaptador que fija la sonda a su lanzador. Con la antena omnidireccional, proporciona una cobertura de 360 °. Para poder apuntar permanentemente hacia la Tierra, la antena de gran ganancia se mantiene girando mediante un motor a una velocidad que contrarresta exactamente la del cuerpo de la sonda. La velocidad de rotación se sincroniza con los datos proporcionados por el sensor solar. La tasa de bits máxima obtenida con la antena de alta ganancia es de 4096 bits por segundo en transmisión. La recepción y transmisión de señales son atendidas en la Tierra por las antenas de la Red de Espacio Profundo de la NASA continuamente al comienzo de la misión y luego parcialmente a partir de entonces. Además, la antena de 100 de diámetro del radiotelescopio de Effelsberg (Alemania) asegura parcialmente la recepción de señales.
Para mantener su orientación durante la misión, la sonda espacial gira continuamente a 60 revoluciones por minuto alrededor de su eje principal. El sistema de control de actitud puede hacer correcciones a la velocidad de rotación y la orientación del eje de la sonda. Para determinar su orientación, utiliza un sensor solar grueso, un sensor solar fino y un buscador de estrellas que está encajado en la estrella Canopus . Las correcciones de orientación se llevan a cabo utilizando 3 propulsores de gas frío (7,7 kg de nitrógeno ) con un empuje de 1 newton . El eje de la sonda se mantiene permanentemente tanto perpendicular a la dirección del Sol como perpendicular al plano de la eclíptica.
La computadora de a bordo es capaz de procesar 256 comandos. Una memoria masiva permite almacenar 500 kilobits y se utiliza en particular cuando la sonda se encuentra en mayor conjunción con respecto a la Tierra (es decir, que el Sol se interpone entre la Tierra y la sonda espacial). El período de conjunción puede durar hasta 65 días.
Las dos sondas Helios llevan alrededor de diez instrumentos científicos:
Helios 1 se lanza en 10 de diciembre de 1974desde la base de Cabo Cañaveral por un cohete Titan 3E / Titan , que es el primer vuelo operativo. La única prueba de este lanzador fue una falla debido a una falla del motor de la etapa Centaur. Pero el lanzamiento de Helios 1 transcurre sin problemas y la sonda espacial se coloca en una órbita heliocéntrica de 192 días cuyo perigeo la acerca a tan solo 46,5 millones de kilómetros (0,31 AU ) del Sol. Sin embargo, varios problemas afectan el funcionamiento de Helios 1. Una de las dos antenas flexibles no se despliega, lo que reduce la sensibilidad del instrumento de radio de plasma para recibir ondas de baja frecuencia. Cuando se enciende la antena de alta ganancia, sus emisiones interfieren con el analizador de partículas y el receptor de ondas de radio. Para reducir esta interferencia, las comunicaciones deben realizarse con potencia reducida, pero esta medida a cambio requiere el recurso en la Tierra a redes de antenas de recepción de gran diámetro, que ya son muy utilizadas por otras misiones espaciales en curso. FinalFebrero de 1975, la sonda espacial está más cerca del Sol. En ese momento, ninguna sonda espacial se había acercado tanto al Sol. La temperatura de muchos componentes se eleva a más de 100 ° C y los paneles solares se miden a 127 ° C sin afectar el funcionamiento del sensor. Sin embargo, durante el segundo pasaje cerca del Sol que tiene lugar en21 de septiembre, la temperatura alcanza un máximo de 132 ° C y el funcionamiento de algunos instrumentos se ve afectado por el calor y la radiación.
Se aprenden algunas lecciones del funcionamiento de Helios 1 antes del lanzamiento de la segunda sonda Helios. Se mejoran los motores pequeños utilizados para el control de actitud . Se realizan cambios en el mecanismo de despliegue de la antena flexible y en las emisiones de la antena de alta ganancia. Los detectores de rayos X se mejoraron para permitirles detectar explosiones de rayos gamma descubiertos por instrumentos de satélites militares estadounidenses Vela para permitir la triangulación de las fuentes de estas emisiones con otros satélites. Habiendo notado que la temperatura de la sonda no supera los 20 ° C lo más cerca posible del Sol, se decide adoptar una órbita más cercana al Sol reforzando el aislamiento térmico para que el satélite pueda soportar un aumento del 15% de el flujo térmico. El lanzamiento de Helios 2, que se llevaría a cabo a principios de 1976, estuvo sujeto a fuertes restricciones de calendario. La plataforma de lanzamiento dañada por el lanzamiento de la sonda Viking 2 enSeptiembre de 1975Hay que reparar y el aterrizaje de Viking en el planeta Marte debe movilizar durante el verano de 1976 la red de antenas de la Deep Space Network que ya no estará disponible para el paso de Helios 2 al perigeo de su órbita. Finalmente, Helios 2 se lanza a la estrecha ventana de disparo disponible, la10 de enero de 1976, por un cohete Titán / Centauro. La sonda espacial se coloca en una órbita de 187 días, lo que la lleva a 43,5 millones de km (0,29 AU ) del Sol. La orientación de Helios 2 se invierte 180 ° respecto a la adoptada por la primera sonda para que los detectores de micrometeoritos realicen sus observaciones con una cobertura de 360 °. La17 de abril de 1976, Helios 2 hace su paso más cerca del Sol al alcanzar una velocidad heliocéntrica récord de 70 km / s . La temperatura medida es 20 ° C más alta que la experimentada por Helios 1.
Ambas sondas tienen una larga vida útil. La duración de la misión principal de las dos sondas es de 18 meses, pero funcionarán mucho más tiempo. La3 de marzo de 1980, 4 años después de su lanzamiento, el transmisor de radio Helios 2 se avería y, a pesar de varios intentos, no puede recuperar datos utilizables posteriormente. La7 de enero de 1981, se envía un comando de parada para evitar posibles interferencias de radio con futuras misiones. Helios 1 continúa funcionando normalmente, pero sus datos ahora se recopilan mediante antenas de pequeño diámetro que solo permiten un flujo menor. A partir del 14 º órbita, la degradación de sus células solares pueden datos ya no recoger y transmitir simultáneamente a menos que la sonda está cerca de su perigeo. En 1984, el receptor de radio principal y de repuesto fallaron y la antena de alta ganancia dejó de apuntar a la Tierra. Los últimos datos de telemetría se reciben en10 de febrero de 1986.
Las dos sondas espaciales han recogido datos importantes sobre los procesos detrás del viento solar y la aceleración de las partículas que lo componen, en el medio interplanetario y en los rayos cósmicos . Estas observaciones se realizaron tanto en el mínimo del ciclo solar (1976) como en su máximo a principios de la década de 1970.
La observación de la luz zodiacal ha permitido establecer ciertas propiedades del polvo interplanetario presente entre 0,1 y 1 AU del Sol, como su distribución espacial, color y polarización . Se pudo establecer que el polvo era más sensible a las fuerzas gravitacionales que a las electromagnéticas . La cantidad de polvo observada fue hasta 10 veces mayor que en las afueras de la Tierra. En general, se esperaba una distribución no homogénea de este último debido al paso de cometas, pero las observaciones no confirmaron esta hipótesis. Los instrumentos de la sonda detectaron polvo cerca del Sol, lo que demuestra que a pesar del calor de la estrella, todavía está presente a 0.09 UA de distancia.
Helios también hizo posible recopilar datos interesantes sobre los cometas al observar el paso de C / 1975V1 West en 1976, C1978H1 Meir enNoviembre de 1978y C / 1979Y1 Bradfield enFebrero de 1980. Para este último, los instrumentos de la sonda observaron una perturbación en el viento solar que luego resultó en una ruptura en la cola del cometa. El analizador de plasma demostró que los fenómenos de aceleración a alta velocidad del viento solar estaban relacionados 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 1 a poca distancia del Sol permitieron completar las observaciones visuales de las eyecciones de masa coronal realizadas desde la órbita terrestre. Los datos recogidos por los magnetómetros de las dos sondas Helios complementados con los de las sondas interplanetarias Pioneer 10 , Pioneer 11 , Voyager 1 y Voyager 2 permitieron determinar la dirección del campo magnético a distancias escalonadas del Sol.
Se han utilizado detectores de ondas de radio y plasma para detectar ráfagas de radio y ondas de choque asociadas con las erupciones solares, típicamente durante el máximo solar. Los detectores de rayos cósmicos estudiaron cómo el Sol y el medio interplanetario influían en la propagación de estos, ya fuera solar o galáctica. Se midió el gradiente de los rayos cósmicos en función de la distancia al Sol. Estas observaciones combinadas con las realizadas por Pioneer 11 entre 1977 y 1980 en la parte exterior del sistema solar (12 a 23 UA del Sol) permitieron obtener un buen modelo de este gradiente. El detector de ráfagas de rayos gamma Helios 2 identificó 18 eventos durante los primeros tres años de funcionamiento del instrumento, cuya fuente, para algunos, ha sido identificada con la ayuda de estudios realizados por satélites en órbita terrestre. Ciertas características de la corona solar interior se midieron durante las ocultaciones . Con este fin, la sonda espacial envió una señal de radio a la Tierra o la estación terrena envió una señal que fue devuelta por la sonda espacial. Los cambios en la propagación de la señal resultantes del cruce de la corona solar proporcionaron información sobre las fluctuaciones de densidad, las velocidades de desplazamiento de las estructuras de la corona hasta 1,7 de radio solar.