Helios (statek kosmiczny)

Ten artykuł dotyczy statku kosmicznego krążącego wokół Słońca. Informacje o eksperymentalnym samolocie NASA można znaleźć w artykule Helios Prototype . Informacje na temat francuskich wojskowych satelitów foto-rozpoznawczych można znaleźć w Helios 1B i Helios 2 (satelita) .

Helios A / Helios B
Helios spacecraft.jpg
Prototyp statku kosmicznego Helios
Typ misji Obserwacja Słońca
Operator
IDENTYFIKATOR COSPAR
Helios-A : 1974-097A Helios-B : 1976-003A
SATCAT nr.
Helios-A : 7567 Helios-B : 8582
Strona internetowa
Helios-A : [1] Helios-B : [2]
Czas trwania misji
Helios-A : 10 lat, 1 miesiąc, 2 dni Helios-B : 3 lata, 5 miesięcy, 2 dni
Właściwości statków kosmicznych
Producent MBB
Uruchom masę
Helios-A : 371,2 kg (818 funtów) Helios-B : 374 kg (825 funtów)
Moc 270 watów ( układ słoneczny )
Początek misji
Data uruchomienia
Helios-A : 10 grudnia 1974, 07:11:01 ( 1974-12-10UTC07:11:01 ) UTC Helios-B : 15 stycznia 1976, 05:34:00 ( 1976-01-15UTC05:34 ) UTC
Rakieta Tytan IIIE / Centaur
Uruchom witrynę Przylądek Canaveral SLC-41
Wprowadzony serwis
Helios-A : 16 stycznia 1975 Helios-B : 21 lipca 1976
Koniec misji
Dezaktywowany
Helios-A : 18 lutego 1985 ( 19.02.1985 ) Helios-B : 23 grudnia 1979
Ostatni kontakt
Helios-A : 10 lutego 1986 Helios-B : 3 marca 1980
Parametry orbity
Układ odniesienia Heliocentryczny
Ekscentryczność
Helios-A : 0,5218 Helios-B : 0,5456
Wysokość peryhelium
Helios-A : 0,31 j.a. Helios-B : 0,29 j.a
Wysokość aphelium
Helios-A : 0,99 j.a. Helios-B : 0,98 j.a
Nachylenie
Helios-A : 0,02° Helios-B : 0°
Okres
Helios-A : 190,15 dni Helios-B : 185,6 dni
Epoka
Helios-A : 15 stycznia 1975, 19:00 UTC Helios-B : 20 ​​lipca 1976, 20:00 UTC
 

   Helios-A i Helios-B (po wystrzeleniu przemianowane na Helios 1 i Helios 2 ) to para sond , które zostały wystrzelone na orbitę heliocentryczną w celu badania procesów słonecznych . Jako wspólne przedsięwzięcie Niemieckiego Centrum Lotnictwa i Kosmonautyki (DLR) i NASA , sondy zostały wystrzelone z Cape Canaveral Air Force Station na Florydzie odpowiednio 10 grudnia 1974 i 15 stycznia 1976.

Projekt Helios ustanowił maksymalny rekord prędkości dla statku kosmicznego wynoszący 252 792 km / h (157 078 mil / h; 70 220 m / s). Helios-B wykonał najbliższy przelot obok Słońca ze wszystkich statków kosmicznych do tego czasu. Sondy nie są już funkcjonalne, ale od 2023 roku pozostają na eliptycznych orbitach wokół Słońca.

Budowa

Projekt Helios był wspólnym przedsięwzięciem zachodnioniemieckiej agencji kosmicznej DLR (70-procentowy udział) i NASA (30-procentowy udział). Zbudowane przez głównego wykonawcę, firmę Messerschmitt-Bölkow-Blohm , były pierwszymi sondami kosmicznymi zbudowanymi poza Stanami Zjednoczonymi i Związkiem Radzieckim, które opuściły orbitę Ziemi. [ potrzebne źródło ]

Struktura

Obie sondy Helios wyglądają podobnie. Helios-A ma masę 370 kilogramów (820 funtów), a Helios-B ma masę 376,5 kilograma (830 funtów). Ich ładunki naukowe mają masę 73,2 kg (161 funtów) na Heliosie-A i 76,5 kg (169 funtów) na Heliosie-B . Korpusy centralne to szesnastoboczne graniastosłupy o średnicy 1,75 metra (5 stóp 9 cali) i wysokości 0,55 metra (1 stopa 10 cali). Większość wyposażenia i oprzyrządowania jest zamontowana w tym centralnym korpusie. Wyjątkiem są maszty i anteny używane podczas eksperymentów oraz małe teleskopy, które mierzą światło zodiakalne i wychodzą z ciała centralnego. Dwa stożkowe panele słoneczne rozciągają się powyżej i poniżej centralnego korpusu, nadając zespołowi wygląd diabolo lub szpuli nici.

W momencie startu każda sonda miała 2,12 m (6 stóp 11 cali) wysokości i maksymalną średnicę 2,77 m (9 stóp 1 cal). Na orbicie anteny telekomunikacyjne rozłożyły się na sondach i zwiększyły wysokość do 4,2 metra (14 stóp). Rozmieszczono również dwa sztywne wysięgniki z czujnikami i magnetometrami, przymocowane po obu stronach centralnych korpusów, oraz dwie elastyczne anteny używane do wykrywania fal radiowych, które rozciągały się prostopadle do osi statku kosmicznego na długość projektową 16 metrów (52 ft) każdy.

  Statek kosmiczny obraca się wokół swoich osi, które są prostopadłe do ekliptyki , z prędkością 60 obrotów na minutę .

Systemy

Moc

   Energię elektryczną zapewniają ogniwa słoneczne przymocowane do dwóch ściętych stożków. Aby utrzymać panele słoneczne w temperaturze poniżej 165 ° C (329 ° F) w pobliżu Słońca, ogniwa słoneczne są przeplatane lustrami, pokrywającymi 50% powierzchni i odbijającymi część padającego światła słonecznego, jednocześnie rozpraszając nadmiar ciepła . Energia dostarczana przez panele słoneczne wynosi co najmniej 240 watów , gdy sonda znajduje się w aphelium . Jego napięcie jest regulowane na 28 woltów prądu stałego . Baterie srebrno-cynkowe były używane tylko podczas startu.

Kontrola termiczna

Uruchom schemat konfiguracji

Największym wyzwaniem technicznym było uniknięcie nagrzewania się na orbicie, gdy znajduje się blisko Słońca. W odległości 0,3 jednostki astronomicznej (45 000 000 km; 28 000 000 mil) od Słońca przybliżony przepływ ciepła wynosi 11 stałych słonecznych (11 razy więcej promieniowania słonecznego otrzymywanego na orbicie okołoziemskiej) lub 22,4 kW na odsłonięty metr kwadratowy. Z tej odległości sonda może osiągnąć 370 ° C (698 ° F).

Ogniwa słoneczne i centralna komora instrumentów musiały być utrzymywane w znacznie niższych temperaturach. Ogniwa słoneczne nie mogły przekroczyć 165 ° C (329 ° F), podczas gdy komora środkowa musiała być utrzymywana w temperaturze od -10 do 20 ° C (14 do 68 ° F). Ograniczenia te wymagały odrzucenia 96 procent energii otrzymywanej ze Słońca. Zdecydowano się na stożkowy kształt paneli słonecznych, aby zmniejszyć nagrzewanie. Pochylenie paneli słonecznych względem światła słonecznego padającego prostopadle do osi sondy odbija większą część promieniowania słonecznego . „Lustra drugiej powierzchni” opracowane specjalnie przez NASA obejmuje cały centralny korpus i 50 procent generatorów słonecznych. Są one wykonane z topionego kwarcu, ze srebrną warstwą na wewnętrznej stronie, która sama jest pokryta materiałem dielektrycznym. Dla dodatkowej ochrony wielowarstwowa izolacja – składająca się z 18 warstw Mylaru lub Kaptonu o grubości 0,25 mm (0,0098 cala), odseparowanych od siebie małymi plastikowymi kołkami, które mają zapobiegać tworzeniu się mostków termicznych – służyła do częściowego zakrycia komory rdzenia. Oprócz tych urządzeń pasywnych sondy wykorzystywały aktywny system ruchomych żaluzji rozmieszczonych na wzór żaluzji wzdłuż dolnej i górnej części przedziału. Jej otwieranie jest sterowane oddzielnie przez sprężynę bimetalową, której długość zmienia się wraz z temperaturą i powoduje otwieranie lub zamykanie żaluzji. Zastosowano również rezystory, aby pomóc w utrzymaniu temperatury wystarczającej dla niektórych urządzeń.

System telekomunikacyjny

System telekomunikacyjny wykorzystuje nadajnik-odbiornik radiowy, którego moc można regulować w zakresie od 0,5 do 20 watów. Na górze każdej sondy zamontowane są trzy anteny. Antena o dużym zysku (23 dB ) o szerokości wiązki 11°, antena o średnim zysku (3 dB dla nadawania i 6,3 dB dla odbioru) emituje sygnał we wszystkich kierunkach płaszczyzny ekliptyki na wysokości 15°, a antena dipolowa o niskim zysku (transmisja 0,3 dB i odbiór 0,8 dB). Być skierowanym w sposób ciągły w kierunku Ziemi , antena o dużym wzmocnieniu jest obracana przez silnik z prędkością, która równoważy obrót sondy. Synchronizacja prędkości obrotowej odbywa się na podstawie danych dostarczanych przez czujnik nasłonecznienia . Maksymalna szybkość transmisji danych uzyskana przy dużym zysku anteny wynosiła 4096 bitów na sekundę w górę. Odbiór i transmisję sygnałów wspierały Deep Space Network na Ziemi.

Kontrola postawy

Technik stoi obok jednego z bliźniaczych statków kosmicznych Helios

  Aby zachować orientację podczas misji, statek kosmiczny obracał się w sposób ciągły z prędkością 60 obrotów na minutę wokół swojej głównej osi. System kontroli orientacji zarządza prędkością i orientacją wałów sondy. Aby określić jego orientację, Helios użył prymitywnego czujnika Słońca . Korekty naprowadzania przeprowadzono za pomocą silników odrzutowych na zimny gaz (7,7 kg azotu ) z doładowaniem 1 niutona . Oś sondy została zachowana na stałe, utrzymując ją zarówno prostopadle do kierunku Słońca, jak i do płaszczyzny ekliptyki.

Komputer pokładowy i przechowywanie danych

Kontrolery pokładowe były w stanie obsłużyć 256 poleceń. Pamięć masowa mogła przechowywać 500 kb (była to bardzo duża pamięć dla sond kosmicznych tamtych czasów) i była używana głównie, gdy sondy znajdowały się w lepszej koniunkcji względem Ziemi (tj. Słońce znajdowało się między Ziemią a statkiem kosmicznym) . Koniunkcja może trwać do 65 dni.

Profil misji

  Helios-A i Helios-B zostały wystrzelone odpowiednio 10 grudnia 1974 i 15 stycznia 1976. Helios-B przeleciał 3 000 000 kilometrów (1 900 000 mil) bliżej Słońca niż Helios-A , osiągając peryhelium 17 kwietnia 1976 r. W rekordowej odległości 43,432 mln km (26 987 000 mil; 0,29032 AU), bliżej niż orbita Merkurego . Helios-B został wysłany na orbitę 13 miesięcy po wystrzeleniu Helios-A . Helios-B wykonał najbliższy przelot obok Słońca jakiegokolwiek statku kosmicznego do Parker Solar Probe w 2018 r., 0,29 AU (43,432 mln km) od Słońca.

Sondy kosmiczne Helios zakończyły swoje główne misje na początku lat 80., ale nadal wysyłały dane do 1985 r.

Instrumenty naukowe i badania

Obie sondy Helios miały dziesięć instrumentów naukowych i dwa pasywne badania naukowe z wykorzystaniem systemu telekomunikacyjnego statku kosmicznego i orbity statku kosmicznego.

Badanie eksperymentu plazmowego

Mierzy prędkość i rozkład plazmy wiatru słonecznego . Opracowany przez Max Planck Institute for Aeronomy do badania cząstek o niskiej energii. Zebrane dane obejmowały gęstość, prędkość i temperaturę wiatru słonecznego. Pomiary wykonywano co minutę, z wyjątkiem gęstości strumienia, która następowała co 0,1 sekundy, aby podkreślić nieprawidłowości w falach plazmy. Wykorzystane instrumenty obejmowały:

  • Detektor elektronów
  • Detektor protonów i ciężkich cząstek
  •    Analizator protonów i cząstek alfa o energiach od 231 eV do 16 000 eV
Inspekcja przed startem Heliosa-B

Magnetometr z bramką strumienia

     Magnetometr z bramką strumienia mierzy siłę pola i kierunek pól magnetycznych o niskiej częstotliwości w otoczeniu Słońca. Został opracowany przez Uniwersytet w Brunszwiku w Niemczech. Z dużą precyzją mierzy trójwektorowe składowe wiatru słonecznego i jego pola magnetycznego. Intensywność jest mierzona z dokładnością do 0,4 nT , gdy jest poniżej 102,4 nT, iz dokładnością do 1,2 nT przy intensywności poniżej 409,6 nT. Dostępne są dwie częstotliwości próbkowania: wyszukiwanie co dwie sekundy lub osiem odczytów na sekundę.

Magnetometr z bramką strumienia 2

       Mierzy zmiany natężenia pola i kierunku pól magnetycznych o niskiej częstotliwości w środowisku Sol. Opracowany przez Centrum Lotów Kosmicznych Goddard NASA; mierzy zmiany składowych trójwektorowych wiatru słonecznego i jego pola magnetycznego z dokładnością do 0,1 nT przy około 25 nT, do 0,3 nT przy około 75 nT i do 0,9 nT przy natężeniu 225 nT .

Magnetometr z cewką wyszukiwania

   Magnetometr z cewką wyszukiwania uzupełnia magnetometr z bramką strumienia, mierząc pola magnetyczne w zakresie od 0 do 3 kHz. Opracowany również przez Uniwersytet w Braunschweig, wykrywa fluktuacje pola magnetycznego w zakresie od 5 Hz do 3000 Hz. Rozdzielczość widmowa wykonywana jest na osi obrotu sondy.

Badanie fali plazmowej

Badanie fali plazmowej opracowane przez University of Iowa wykorzystuje dwie 15-metrowe anteny tworzące dipol elektryczny do badania fal elektrostatycznych i elektromagnetycznych w plazmie wiatru słonecznego o częstotliwościach od 10 Hz do 3 MHz.

Badanie promieniowania kosmicznego

Badanie promieniowania kosmicznego opracowane przez Uniwersytet w Kilonii miało na celu określenie intensywności, kierunku i energii protonów i ciężkich cząstek składowych promieniowania w celu określenia rozkładu promieni kosmicznych. Trzy detektory ( detektor półprzewodnikowy , licznik scyntylacyjny i detektor Czerenkowa ) zostały zamknięte w detektorze zapobiegającym koincydencji.

Instrument promieniowania kosmicznego

   Instrument promieniowania kosmicznego opracowany w Goddard Space Flight Center mierzy charakterystykę protonów o energiach od 0,1 do 800 MeV oraz elektronów o energiach od 0,05 do 5 MeV. Wykorzystuje trzy teleskopy, które pokrywają płaszczyznę ekliptyki. Proporcjonalny licznik bada promieniowanie rentgenowskie ze Słońca.

Niskoenergetyczny spektrometr elektronów i protonów

Spektrometr elektronów i protonów o niskiej energii, opracowany przez Max Planck Institute for Aeronomy, wykorzystuje spektrometry do pomiaru właściwości cząstek (protonów) o energiach od 20 keV do 2 MeV oraz elektronów i pozytonów o energii od 80 keV do 1 MeV .

Fotometr światła zodiakalnego

  Instrument światła zodiakalnego obejmuje trzy fotometry opracowane przez Instytut Astronomii im. Maxa Plancka do pomiaru intensywności i polaryzacji światła zodiaku w świetle białym oraz w pasmach długości fali 550 nm i 400 nm, przy użyciu trzech teleskopów, których osie optyczne tworzą kąty 15, 30 i 90° do ekliptyki. Z tych obserwacji uzyskuje się informacje o przestrzennym rozmieszczeniu pyłu międzyplanetarnego oraz wielkości i charakterze cząstek pyłu.

Sonda Helios jest hermetyzowana do wystrzelenia

Analizator mikrometeoroidów

   Analizator Micrometeoroid opracowany w Instytucie Fizyki Jądrowej im. Maxa Plancka jest w stanie wykryć cząsteczki pyłu kosmicznego , jeśli ich masa jest większa niż 10-15 g. Może określić masę i energię mikrometeorytu o masie większej niż 10-14 g . Pomiary te są dokonywane poprzez wykorzystanie faktu, że mikrometeoryty odparowują i jonizują, gdy uderzają w cel. Instrument oddziela jony i elektrony w plazmie generowanej przez uderzenia i mierzy masę i energię padającej cząstki. Spektrometr masowy o niskiej rozdzielczości   określa skład zderzających się cząstek pyłu kosmicznego o masie większej niż 10−13 g .

Eksperyment mechaniki nieba

Eksperyment mechaniki nieba opracowany przez Uniwersytet w Hamburgu wykorzystuje specyfikę orbity Heliosa do wyjaśnienia pomiarów astronomicznych: spłaszczenie Słońca; weryfikacja przewidywanych ogólnej teorii względności ; określanie masy planety Merkury ; stosunek masy Ziemi do Księżyca; oraz zintegrowaną gęstość elektronów między statkiem kosmicznym Helios a stacją odbiorczą danych na Ziemi.

Eksperyment z sondowaniem koronalnym

Eksperyment z sondowaniem koronalnym opracowany przez Uniwersytet w Bonn mierzy rotację ( efekt Faradaya ) liniowej spolaryzowanej wiązki radiowej ze statku kosmicznego, gdy przechodzi ona w opozycji przez koronę słoneczną. Ten obrót jest miarą gęstości elektronów i natężenia pola magnetycznego w obszarze, przez który przechodzi.

Specyfikacje misji

Helios-A

Helios-A został wystrzelony 10 grudnia 1974 roku z Cape Canaveral Air Force Station Launch Complex 41 w Cape Canaveral na Florydzie . Był to pierwszy operacyjny lot Titan IIIE . Lot próbny rakiety nie powiódł się, gdy silnik na górnym stopniu Centaura nie zapalił się, ale start Heliosa-A przebiegł spokojnie.

Sonda została umieszczona na heliocentrycznej orbicie trwającej 192 dni z peryhelium 46 500 000 km (28 900 000 mil; 0,311 AU) od Słońca. Kilka problemów wpłynęło na operacje. Jedna z dwóch anten nie została prawidłowo rozmieszczona, co zmniejszyło czułość plazmowego aparatu radiowego na fale o niskiej częstotliwości. Po podłączeniu anteny o dużym wzmocnieniu zespół misji zdał sobie sprawę, że ich emisje zakłócają cząstki analizatora i odbiornik radiowy. Aby zredukować zakłócenia, łączność odbywała się przy zmniejszonej mocy, ale wymagało to wykorzystania odbiorników naziemnych o dużej średnicy, które były już na miejscu dzięki innym trwającym misjom kosmicznym.

Podczas pierwszego peryhelium pod koniec lutego 1975 roku sonda zbliżyła się do Słońca bardziej niż jakikolwiek poprzedni. Temperatura niektórych komponentów osiągnęła ponad 100 ° C (212 ° F), podczas gdy panele słoneczne osiągnęły 127 ° C (261 ° F), bez wpływu na działanie sondy. Jednak podczas drugiego przejścia 21 września temperatury osiągnęły 132 ° C (270 ° F), co wpłynęło na działanie niektórych instrumentów.

Helios-B

A Titan 3E rocket sitting on its launch pad at Cape Canaveral Air Force Station.
Helios-A siedzący na szczycie rakiety Titan IIIE / Centaur

Przed wystrzeleniem Helios-B wprowadzono pewne modyfikacje statku kosmicznego w oparciu o wnioski wyciągnięte z operacji Helios-A . Ulepszono małe silniki używane do kontroli położenia. Wprowadzono zmiany w mechanizmie implementacji elastycznej anteny i emisji anten o dużym zysku. Detektory promieniowania rentgenowskiego zostały ulepszone, aby mogły wykrywać rozbłyski promieniowania gamma , umożliwiając ich użycie w połączeniu z satelitami krążącymi wokół Ziemi w celu triangulacji lokalizacji rozbłysków. Jak temperatury na Helios-A były zawsze większe niż 20 ° C (36 ° F) poniżej projektowego maksimum w peryhelium, zdecydowano, że Helios-B będzie krążył jeszcze bliżej Słońca, a izolacja termiczna została wzmocniona, aby satelita mógł wytrzymać o 15 procent wyższe temperatury .

Napięty harmonogram wywarł presję na start Helios-B na początku 1976 roku. Obiekty uszkodzone podczas startu statku kosmicznego Viking 2 we wrześniu 1975 roku musiały zostać naprawione, podczas gdy lądowanie Vikinga na Marsie latem 1976 roku sprawiło, że anteny Deep Space Network, które Helios- B potrzebował do prowadzenia swoich badań, gdy był niedostępny w peryhelium.

Helios-B został wystrzelony 10 stycznia 1976 roku za pomocą rakiety Titan IIIE. Sonda została umieszczona na orbicie o okresie 187 dni i peryhelium 43 500 000 km (27 000 000 mil; 0,291 AU). Orientacja Heliosa-B względem ekliptyki została odwrócona o 180 stopni w porównaniu z Heliosem-A, dzięki czemu detektory mikrometeorytów mogły mieć zasięg 360 stopni. 17 kwietnia 1976 r. Helios-B dokonał najbliższego przejścia Słońca z rekordową prędkością heliocentryczną 70 kilometrów na sekundę (250 000 km / h; 160 000 mil / h). Maksymalna zarejestrowana temperatura była o 20 ° C (36 ° F) wyższa niż zmierzona przez Helios-A .

Koniec operacji

   Podstawowa misja każdej sondy trwała 18 miesięcy, ale działały one znacznie dłużej. 3 marca 1980 roku, cztery lata po wystrzeleniu, nadajnik-odbiornik radiowy na Heliosie-B uległ awarii. 7 stycznia 1981 r. Wysłano polecenie zatrzymania, aby zapobiec możliwym zakłóceniom radiowym podczas przyszłych misji. Helios-A nadal działał normalnie, ale z powodu braku dostępnych anten DSN o dużej średnicy dane były zbierane przez anteny o małej średnicy z mniejszą szybkością. Na 14. orbicie Helios-A nie były już w stanie zapewnić wystarczającej mocy do jednoczesnego gromadzenia i przesyłania danych, chyba że sonda znajdowała się blisko peryhelium. W 1984 roku główne i zapasowe odbiorniki radiowe uległy awarii, co wskazywało, że antena o dużym wzmocnieniu nie była już skierowana w stronę Ziemi. Ostatni   telemetryczne otrzymano 10 lutego 1986 r.

Wyniki misji

Trajektoria sond kosmicznych Helios

Obie sondy zebrały ważne dane na temat procesów wiatru słonecznego oraz cząstek tworzących ośrodek międzyplanetarny i promienie kosmiczne . Obserwacje te prowadzono w okresie od minimum słonecznego w 1976 roku do maksimum słonecznego na początku lat 80.

Obserwacja światła zodiakalnego pozwoliła ustalić niektóre właściwości pyłu międzyplanetarnego znajdującego się w odległości od 0,1 do 1 AU od Słońca, takie jak jego rozkład przestrzenny, kolor i polaryzacja . Zaobserwowano, że ilość pyłu jest 10 razy większa niż wokół Ziemi. heterogenicznego rozkładu ze względu na przechodzenie komet, ale obserwacje tego nie potwierdziły. [ potrzebne źródło ]

Helios zbierał dane o kometach, obserwując przeloty komet C/1975 V1 (West) w 1976 r., C/1978 H1 (Meir) w listopadzie 1978 r. i C/1979 Y1 (Bradfield) w lutym 1980 r. Podczas ostatniego zdarzenia sonda wykryła zakłócenia w wietrze słonecznym później wyjaśnione pęknięciem w ogonie komety. Analizator plazmy wykazał, że zjawiska przyspieszenia wiatru słonecznego o dużej prędkości były związane z obecnością dziur koronalnych. Instrument ten po raz pierwszy wykrył również jony helu wyizolowane w wietrze słonecznym. W 1981 roku, podczas szczytu aktywności słonecznej, dane zebrane przez Helios-A znajdującej się w niewielkiej odległości od Słońca pozwoliły zakończyć wizualne obserwacje koronalnych wyrzutów masy z orbity Ziemi. Dane zebrane przez Helios uzupełniły dane zebrane przez Pioneera i Voyagera i zostały wykorzystane do określenia kierunku pola magnetycznego w różnych odległościach od Słońca.

  Detektory fal radiowych i plazmowych były używane do wykrywania wybuchów radiowych i fal uderzeniowych związanych z rozbłyskami słonecznymi, zwykle podczas maksimum słonecznego. Detektory promieniowania kosmicznego badały, w jaki sposób Słońce i ośrodek międzyplanetarny wpływają na rozprzestrzenianie się tych samych promieni pochodzenia słonecznego lub galaktycznego. Zmierzono gradient promieniowania kosmicznego w funkcji odległości od Słońca. Obserwacje te, w połączeniu z obserwacjami wykonanymi przez   Pioneer 11 w latach 1977-1980 w odległości 12–23 AU od Słońca, dały dobry model tego gradientu . Niektóre cechy wewnętrznej korony słonecznej mierzono podczas okultacji. W tym celu albo wysłano sygnał radiowy ze statku kosmicznego na Ziemię, albo stacja naziemna wysłała sygnał, który został zwrócony przez sondę. Zmiany w propagacji sygnału wynikające z przejścia przez koronę słoneczną dostarczyły informacji o fluktuacjach gęstości.

Od 2020 roku sondy nie działają, ale pozostają na orbicie wokół Słońca.

Zobacz też

Linki zewnętrzne

Pobrano z „ https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Helios_(statek kosmiczny)&oldid=1136459685 ”