Helios-A и Helios-B (после запуска переименованные в Helios 1 и Helios 2 ) — пара зондов , которые были запущены на гелиоцентрическую орбиту для изучения солнечных процессов. В качестве совместного предприятия Германского аэрокосмического центра (DLR) и NASA зонды были запущены с базы ВВС на мысе Канаверал , Флорида , 10 декабря 1974 года и 15 января 1976 года соответственно.
Проект Helios установил максимальный рекорд скорости для космических аппаратов в 252 792 км/ч (157 078 миль/ч; 70 220 м/с). [3] Helios-B осуществил самый близкий пролет мимо Солнца среди всех космических аппаратов до того времени. Зонды больше не функционируют, но по состоянию на 2024 год остаются на эллиптических орбитах вокруг Солнца.
Проект Helios был совместным предприятием западногерманского космического агентства DLR (доля участия 70 процентов) и NASA (доля участия 30 процентов). Построенные главным подрядчиком Messerschmitt-Bölkow-Blohm , они были первыми космическими зондами, построенными за пределами Соединенных Штатов и Советского Союза , которые покинули орбиту Земли. [ необходима цитата ]
Два зонда Helios выглядят одинаково. Масса Helios-A составляет 370 килограммов (820 фунтов), а масса Helios-B — 376,5 килограммов (830 фунтов). Их научные полезные нагрузки имеют массу 73,2 килограмма (161 фунт) на Helios-A и 76,5 килограммов (169 фунтов) на Helios-B . Центральные тела представляют собой шестнадцатигранные призмы диаметром 1,75 метра (5 футов 9 дюймов) и высотой 0,55 метра (1 фут 10 дюймов). Большая часть оборудования и приборов смонтирована в этом центральном теле. Исключением являются мачты и антенны, используемые во время экспериментов, и небольшие телескопы, которые измеряют зодиакальный свет и выходят из центрального тела. Две конические солнечные панели простираются над и под центральным телом, придавая сборке вид диаболо или катушки ниток.
При запуске каждый зонд имел высоту 2,12 метра (6 футов 11 дюймов) с максимальным диаметром 2,77 метра (9 футов 1 дюйм). После выхода на орбиту телекоммуникационные антенны разворачивались наверху зондов и увеличивали высоту до 4,2 метра (14 футов). Также были развернуты две жесткие стрелы с датчиками и магнитометрами, прикрепленные по обе стороны от центральных тел, и две гибкие антенны, используемые для обнаружения радиоволн, которые простирались перпендикулярно осям космического корабля на проектную длину 16 метров (52 фута) каждая. [4]
Космические корабли вращаются вокруг своих осей, перпендикулярных эклиптике , со скоростью 60 об/мин .
Электропитание обеспечивается солнечными батареями , прикрепленными к двум усеченным конусам. Чтобы поддерживать температуру солнечных панелей ниже 165 °C (329 °F) при приближении к Солнцу, солнечные батареи перемежаются зеркалами, покрывающими 50% поверхности и отражающими часть падающего солнечного света, рассеивая избыточное тепло. Мощность, вырабатываемая солнечными батареями, составляет минимум 240 Вт , когда зонд находится в афелии . Его напряжение регулируется до 28 вольт постоянного тока . Серебряно-цинковые батареи использовались только во время запуска.
Самой большой технической проблемой было избежать нагрева во время орбиты, находясь близко к Солнцу. На расстоянии 0,3 астрономических единиц (45 000 000 км; 28 000 000 миль) от Солнца приблизительный тепловой поток составляет 11 солнечных постоянных (в 11 раз больше количества солнечного излучения , получаемого во время нахождения на околоземной орбите), или 22,4 кВт на квадратный метр. На таком расстоянии зонд мог достичь температуры 370 °C (698 °F).
Солнечные элементы и центральный отсек инструментов должны были поддерживаться при гораздо более низких температурах. Солнечные элементы не могли превышать 165 °C (329 °F), в то время как центральный отсек должен был поддерживаться в диапазоне от −10 до 20 °C (от 14 до 68 °F). Эти ограничения требовали отклонения 96 процентов энергии, получаемой от Солнца. Коническая форма солнечных панелей была выбрана для уменьшения нагрева. Наклон солнечных панелей относительно солнечного света, поступающего перпендикулярно оси зонда, отражает большую долю солнечного излучения . «Вторые поверхностные зеркала», специально разработанные НАСА, покрывают все центральное тело и 50 процентов солнечных генераторов. Они сделаны из плавленого кварца с серебряной пленкой на внутренней поверхности, которая сама по себе покрыта диэлектрическим материалом. Для дополнительной защиты использовалась многослойная изоляция , состоящая из 18 слоев майлара или каптона толщиной 0,25 мм (0,0098 дюйма) (в зависимости от местоположения), удерживаемых друг от друга небольшими пластиковыми штифтами, предназначенными для предотвращения образования тепловых мостов , чтобы частично закрыть отсек ядра. В дополнение к этим пассивным устройствам, зонды использовали активную систему подвижных жалюзи, расположенных в виде ставней вдоль нижней и верхней стороны отсека. Их открытие контролируется отдельно биметаллической пружиной, длина которой меняется в зависимости от температуры и вызывает открытие или закрытие ставней. Также использовались резисторы, чтобы помочь поддерживать температуру, достаточную для определенного оборудования. [5]
Телекоммуникационная система использует радиопередатчик, мощность которого может регулироваться в диапазоне от 0,5 до 20 Вт. Наверху каждого зонда установлены три антенны. Антенна с высоким коэффициентом усиления (23 дБ ) с шириной луча 11°, антенна со средним коэффициентом усиления (3 дБ для передачи и 6,3 дБ для приема) излучает сигнал во всех направлениях плоскости эклиптики на высоте 15°, а дипольная антенна с низким коэффициентом усиления (0,3 дБ для передачи и 0,8 дБ для приема). Чтобы быть непрерывно направленной на Землю , антенна с высоким коэффициентом усиления вращается двигателем со скоростью, которая уравновешивает вращение зонда. Синхронизация скорости вращения выполняется с использованием данных, предоставленных датчиком Солнца . Максимальная скорость передачи данных, полученная при большом коэффициенте усиления антенны, составила 4096 бит в секунду вверх по потоку. Прием и передача сигналов поддерживались антеннами Deep Space Network на Земле.
Для поддержания ориентации во время миссии космический аппарат непрерывно вращался со скоростью 60 об/мин вокруг своей главной оси. Система управления ориентацией управляет скоростью и ориентацией валов зонда. Для определения своей ориентации Helios использовал грубый датчик Солнца . Коррекция наведения выполнялась с помощью двигателей на холодном газе (7,7 кг азота ) с тягой 1 Ньютон . Ось зонда постоянно поддерживалась перпендикулярной как направлению на Солнце, так и плоскости эклиптики.
Бортовые контроллеры могли обрабатывать 256 команд. Массовая память могла хранить 500 кб (это была очень большая память для космических зондов того времени) и в основном использовалась, когда зонды находились в верхнем соединении относительно Земли (т. е. Солнце оказывалось между Землей и космическим аппаратом). Соединение могло длиться до 65 дней.
Helios-A и Helios-B были запущены 10 декабря 1974 года и 15 января 1976 года соответственно. Helios-B пролетел на 3 000 000 километров (1 900 000 миль) ближе к Солнцу, чем Helios-A , достигнув перигелия 17 апреля 1976 года на рекордном расстоянии 43,432 миллиона км (26 987 000 миль; 0,29032 а.е.), [6] ближе, чем орбита Меркурия . Helios-B был отправлен на орбиту через 13 месяцев после запуска Helios-A . Helios-B выполнил самый близкий пролет мимо Солнца среди всех космических аппаратов до Parker Solar Probe в 2018 году, в 0,29 а.е. (43,432 миллиона км) от Солнца. [6]
Космические зонды Helios завершили свои основные миссии к началу 1980-х годов, но продолжали отправлять данные до 1985 года.
Оба зонда Helios имели десять научных приборов [7] и два пассивных научных исследования с использованием телекоммуникационной системы космического корабля и орбиты космического корабля.
Измеряет скорость и распределение плазмы солнечного ветра . Разработан Институтом аэрономии Макса Планка для изучения частиц низкой энергии. Собранные данные включали плотность, скорость и температуру солнечного ветра. Измерения проводились каждую минуту, за исключением плотности потока, которая проводилась каждые 0,1 секунды, чтобы выделить нерегулярности в плазменных волнах. Использовались следующие инструменты: [8]
Магнитометр с феррозондовым затвором измеряет напряженность поля и направление низкочастотных магнитных полей в окружающей среде Солнца. Он был разработан в Университете Брауншвейга , Германия. Он измеряет трехвекторные компоненты солнечного ветра и его магнитного поля с высокой точностью. Интенсивность измеряется с точностью до 0,4 нТл при интенсивности ниже 102,4 нТл и до 1,2 нТл при интенсивности ниже 409,6 нТл. Доступны две частоты выборки: поиск каждые две секунды или восемь показаний в секунду. [9]
Измеряет вариации напряженности поля и направления низкочастотных магнитных полей в среде Солнца. Разработан Центром космических полетов имени Годдарда в НАСА; измеряет вариации трехвекторных компонентов солнечного ветра и его магнитного поля с точностью до 0,1 нТл при около 25 нТл, до 0,3 нТл при около 75 нТл и до 0,9 нТл при интенсивности 225 нТл . [10]
Магнитометр с поисковой катушкой дополняет магнитометр с феррозондовым датчиком, измеряя магнитные поля в диапазоне от 0 до 3 кГц. Также разработанный Брауншвейгским университетом, он обнаруживает колебания магнитного поля в диапазоне от 5 Гц до 3000 Гц. Спектральное разрешение выполняется на оси вращения зонда. [11]
Разработанная в Университете Айовы плазменная волновая технология использует две 15-метровые антенны, образующие электрический диполь для изучения электростатических и электромагнитных волн в плазме солнечного ветра на частотах от 10 Гц до 3 МГц. [12] [13] [14]
Исследование космической радиации, разработанное Кильским университетом, стремилось определить интенсивность, направление и энергию протонов и тяжелых составляющих частиц в излучении для определения распределения космических лучей. Три детектора ( полупроводниковый детектор , сцинтилляционный счетчик и черенковский детектор ) были заключены в антисовпадающий детектор. [15]
Инструмент космических лучей, разработанный в Центре космических полетов имени Годдарда, измеряет характеристики протонов с энергией от 0,1 до 800 МэВ и электронов с энергией от 0,05 до 5 МэВ. Он использует три телескопа, которые покрывают плоскость эклиптики. Пропорциональный счетчик изучает рентгеновские лучи от Солнца . [16]
Разработанный Институтом аэрономии Общества Макса Планка , низкоэнергетический электронный и протонный спектрометр использует спектрометры для измерения характеристик частиц (протонов) с энергией от 20 кэВ до 2 МэВ, а также электронов и позитронов с энергией от 80 кэВ до 1 МэВ. [17]
Инструмент Zodiacal light включает три фотометра, разработанных Институтом астрономии Макса Планка для измерения интенсивности и поляризации зодиакального света в белом свете и в диапазонах длин волн 550 нм и 400 нм, используя три телескопа, оптические оси которых образуют углы 15, 30 и 90° к эклиптике. Из этих наблюдений получается информация о пространственном распределении межпланетной пыли, а также о размере и природе частиц пыли. [18]
Анализатор микрометеоритов, разработанный Институтом ядерной физики Макса Планка, способен обнаруживать частицы космической пыли , если их масса превышает 10−15 г. Он может определять массу и энергию микрометеоритов массой более 10−14 г. Эти измерения производятся с использованием того факта, что микрометеориты испаряются и ионизируются при ударе о цель. Прибор разделяет ионы и электроны в плазме, образующейся при ударе, и измеряет массу и энергию падающей частицы. Масс-спектрометр низкого разрешения определяет состав падающих частиц космической пыли массой более 10−13 г. [ 19] [20]
Эксперимент по небесной механике, разработанный Гамбургским университетом, использует особенности орбиты Helios для уточнения астрономических измерений: сплющивание Солнца; проверка предсказанных эффектов общей теории относительности ; определение массы планеты Меркурий ; соотношение масс Земли и Луны; и интегрированная электронная плотность между космическим аппаратом Helios и станцией приема данных на Земле. [21]
Эксперимент по корональному зондированию, разработанный Боннским университетом, измеряет вращение ( эффект Фарадея ) линейно поляризованного радиолуча от космического корабля, когда он проходит во время противостояния через корону Солнца. Это вращение является мерой плотности электронов и интенсивности магнитного поля в пройденной области. [22]
Helios-A был запущен 10 декабря 1974 года с пускового комплекса 41 на мысе Канаверал, штат Флорида . [23] Это был первый эксплуатационный полет ракеты Titan IIIE . Испытательный полет ракеты не удался, когда двигатель на верхней ступени Centaur не загорелся, но запуск Helios-A прошел без происшествий.
Зонд был помещен на гелиоцентрическую орбиту продолжительностью 192 дня с перигелием 46 500 000 км (28 900 000 миль; 0,311 а.е.) от Солнца. Несколько проблем повлияли на операции. Одна из двух антенн не развернулась правильно, что снизило чувствительность радиоплазменного аппарата к низкочастотным волнам. Когда была подключена антенна с высоким коэффициентом усиления, команда миссии поняла, что их излучения мешают анализирующим частицам и радиоприемнику. Чтобы уменьшить помехи, связь осуществлялась с использованием пониженной мощности, но для этого требовалось использовать наземные приемники большого диаметра, уже имеющиеся на месте благодаря другим космическим миссиям в процессе выполнения. [24]
Во время первого перигелия в конце февраля 1975 года космический аппарат приблизился к Солнцу ближе, чем любой другой космический аппарат до него. Температура некоторых компонентов достигла более 100 °C (212 °F), а температура солнечных панелей достигла 127 °C (261 °F), не влияя на работу зонда. Однако во время второго прохода 21 сентября температура достигла 132 °C (270 °F), что повлияло на работу некоторых приборов.
Перед запуском Helios-B в космический аппарат были внесены некоторые изменения на основе уроков, извлеченных из эксплуатации Helios-A . Были улучшены небольшие двигатели, используемые для управления ориентацией. Были внесены изменения в механизм реализации гибкой антенны и излучения антенны с высоким коэффициентом усиления. Детекторы рентгеновского излучения были улучшены таким образом, чтобы они могли обнаруживать гамма-всплески , что позволило использовать их совместно со спутниками на околоземной орбите для триангуляции местоположения всплесков. Поскольку температуры на Helios-A всегда были более чем на 20 °C (36 °F) ниже проектного максимума в перигелии, было решено, что Helios-B будет вращаться еще ближе к Солнцу, а теплоизоляция была улучшена, чтобы позволить спутнику выдерживать на 15 процентов более высокие температуры.
Запуск Helios-B в начале 1976 года был обусловлен жесткими ограничениями графика. Пришлось ремонтировать оборудование, поврежденное во время запуска космического корабля Viking 2 в сентябре 1975 года, а посадка Viking на Марс летом 1976 года сделала недоступными антенны Deep Space Network, необходимые Helios-B для проведения научных исследований в перигелии.
Helios-B был запущен 10 января 1976 года с помощью ракеты Titan IIIE. Зонд был выведен на орбиту с периодом 187 дней и перигелием 43 500 000 км (27 000 000 миль; 0,291 а.е.). Ориентация Helios-B относительно эклиптики была изменена на 180 градусов по сравнению с Helios-A , чтобы детекторы микрометеоритов могли иметь покрытие в 360 градусов. 17 апреля 1976 года Helios-B совершил свой самый близкий проход к Солнцу на рекордной гелиоцентрической скорости 70 километров в секунду (250 000 км/ч; 160 000 миль/ч). Максимальная зарегистрированная температура была на 20 °C (36 °F) выше, чем измеренная Helios-A .
Основная миссия каждого зонда длилась 18 месяцев, но они работали гораздо дольше. 3 марта 1980 года, через четыре года после его запуска, радиопередатчик на Helios-B вышел из строя. 7 января 1981 года была отправлена команда остановки, чтобы предотвратить возможные радиопомехи во время будущих миссий. Helios-A продолжал нормально функционировать, но из-за отсутствия антенн DSN большого диаметра данные собирались антеннами малого диаметра с меньшей скоростью. К 14-й орбите деградировавшие солнечные батареи Helios-A больше не могли обеспечивать достаточно энергии для одновременного сбора и передачи данных, если зонд не приближался к своему перигелию. В 1984 году основной и резервный радиоприемники вышли из строя, что указывало на то, что антенна с высоким коэффициентом усиления больше не была направлена на Землю. Последние данные телеметрии были получены 10 февраля 1986 года. [25]
Оба зонда собрали важные данные о процессах солнечного ветра и частицах, составляющих межпланетную среду и космические лучи . Эти наблюдения проводились в период от солнечного минимума в 1976 году до солнечного максимума в начале 1980-х годов.
Наблюдение за зодиакальным светом установило некоторые свойства межпланетной пыли, присутствующей на расстоянии от 0,1 до 1 а. е. от Солнца, такие как ее пространственное распределение, цвет и поляризация . Количество пыли, как было обнаружено, в 10 раз превышает количество вокруг Земли. Гетерогенное распределение обычно ожидалось из-за прохождения комет, но наблюдения не подтвердили этого. [ необходима цитата ]
Helios собирал данные о кометах, наблюдая за прохождением C/1975 V1 (West) в 1976 году, C/1978 H1 (Meir) в ноябре 1978 года и C/1979 Y1 (Bradfield) в феврале 1980 года. Во время последнего события зонд обнаружил возмущения в солнечном ветре, позже объясненные разрывом в хвосте кометы. Анализатор плазмы показал, что явления ускорения высокоскоростного солнечного ветра были связаны с наличием корональных дыр. Этот прибор также впервые обнаружил ионы гелия, изолированные в солнечном ветре. В 1981 году, во время пика солнечной активности, данные, собранные Helios-A на небольшом расстоянии от Солнца, помогли завершить визуальные наблюдения корональных выбросов массы, выполненные с орбиты Земли. Данные, собранные магнитометрами Helios , дополнили данные, собранные Pioneer и Voyager , и использовались для определения направления магнитного поля на разнесенных расстояниях от Солнца.
Детекторы радиоволн и плазменных волн использовались для обнаружения радиовзрывов и ударных волн, связанных с солнечными вспышками, обычно во время солнечного максимума. Детекторы космических лучей изучали, как Солнце и межпланетная среда влияют на распространение тех же лучей солнечного или галактического происхождения. Был измерен градиент космических лучей как функция расстояния от Солнца. Эти наблюдения в сочетании с наблюдениями, сделанными Pioneer 11 между 1977 и 1980 годами на расстоянии 12–23 а. е. от Солнца, дали хорошую модель этого градиента . Некоторые характеристики внутренней солнечной короны были измерены во время затмений. Для этой цели либо радиосигнал отправлялся с космического корабля на Землю, либо наземная станция отправляла сигнал, который возвращался зондом. Изменения в распространении сигнала в результате пересечения солнечной короны давали информацию о колебаниях плотности.
По состоянию на 2020 год зонды больше не функционируют, но остаются на орбите вокруг Солнца. [26] [27] [1] [28]
