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Die Helios Raumsonden sind in vieler Hinsicht einzigartig.
Es waren die ersten Raumsonden, die nicht von der UdSSR / USA gestartet wurden, 10 Jahre bevor
mit den Sonden zu dem Kometen Halley die ersten Starts der
ESA und Japans erfolgten. Die Sonden halten bis heute den Rekord für die nächste Sonnenpassage
von 43.4 Millionen km.
Es waren auch die einzigen Raumsonden welche die BRD je gebaut hat (und wahrscheinlich durch das starke Engagement in der ESA auch je bauen wird) und sie bedeuteten den Einstieg Deutschlands in die Erforschung des interplanetaren Raums. Dieses Gebiet wird bis heute von deutschen Instrumenten dominiert. So kommt nicht nur die Hälfte der Nutzlast von Rosetta aus Deutschland, Staubdetektoren und Analysatoren flogen aber auch auf Galileo, Cassini, Stardust und CONTOUR mit.
Leider sind die Helios Sonden schon bei ihrem Start kaum von der Öffentlichkeit beachtet worden. Heute ist es sehr schwierig im Internet detaillierte Informationen über die Sonden zu erhalten. Die DLR verfügt heute über nur wenige Online-Informationen über ihre früheren Projekte. Leider ist aber auch meine Bücherkollektion in dieser Hinsicht nicht sehr ausführlich. Daher erreicht dieser Aufsatz nicht ganz das Niveau, welches Sie von anderen Aufsätzen über Raumsonden von meiner Website gewohnt sind.
Der Startschuss für Helios fiel schon im Jahre 1966, als zwischen Bundeskanzler Ludwig Erhardt und Präsident Johnson ein Abkommen über eine gemeinsame anspruchsvolle Planetenmission unterzeichnet wurde. Zu diesem Zeitpunkt hatte Deutschland noch keinen eigenen Satelliten gebaut, während die USA schon planten auf dem Mond zu landen. Aus Sicht der Amerikaner war dies also wie der Vertrag zwischen einem Riesen und einem Zwerg. So ging es nicht nur um den Bau einer Planetensonde, sondern auch um das Schaffen der benötigten Managementstrukturen und das einer Raumfahrtindustrie mit einem Technologietransfer zwischen den USA und der BRD. Wichtig war nicht nur der wissenschaftliche Charakter der Mission sondern auch die Festigung der politischen Beziehungen.
Der Vertrag enthielt daher keine Details über die Mission. Es blieb den Wissenschaftlern vorbehalten, diese auszuarbeiten. Da man in Deutschland sich schon lange man sich mit der Erforschung des interplanetaren Raumes beschäftigte, (unter anderem postulierte Ludwig Biermann 1951 den Sonnenwind und charakterisierte seine Parameter, 10 Jahre bevor er von der Raumsonde Mariner 2 entdeckt wurde) einigte man sich auf eine Sonde deren Ziel die Erforschung der von der Sonne abgegebenen Teilchen und des interplanetaren Raumes war.
Am 10.6.1969 wurde der Vertrag über die Mission formell ratifiziert. Seltsamerweise wurde dies erst am 3.2.1970 im Bundesgesetzblatt veröffentlicht. Zum ersten Mal in Deutschland setzte man das Prinzip eines Hauptauftragsnehmers ein. Dies bedeutete, dass eine Firma den Auftrag bekam und Unteraufträge selbst weiter vergab anstatt dass man verschiedene Firmen mit der Fertigung einzelner Subsysteme beauftragte und nachher selbst dafür sorgen musste, das die Raumsonde als ganzes funktionierte. Der Hauptauftragnehmer ist für die termingerechte Fertigung verantwortlich, wobei es meist ein System von Prämien und Strafen gibt wenn Termine oder Spezifikationen nicht eingehalten werden. Dieses Konzept bewährte sich voll und ganz.
Die Aufteilung erfolgte dahingehend, dass die Amerikaner die beiden Trägerraketen Titan 3E Centaur stellten, sowie Unterstützung mit dem Deep Space Network leisteten. Die Sonden selber wurden in Deutschland gebaut. Die Experimente wurden entsprechend der finanziellen Beteiligung so aufgeteilt, das 7 der 10 Experimente aus Deutschland und 3 aus den USA stammten. Die Gesamtkosten der Mission betrugen 700 Millionen DM beziehungsweise 270 Millionen USD. Dies war eine Kostenüberschreitung der geplanten Ausgaben um 15 %. Dies ist nicht ungewöhnlich, in Anbetracht, dass man in Deutschland weitgehend technisches Neuland betrat, hätte es auch erheblich teurer sein können. Bis zum Start der Raumsonden 1974 waren 215 Millionen USD angefallen. Die Summe stieg bis zum Ende der Primärmission auf 240 Millionen USD. Die folgende Missionsverlängerung war dann mit 30 Millionen USD vergleichsweise preiswert.
Davon trug die BRD 465 Millionen DM und die USA 230 Millionen DM. Hauptauftragnehmer war MBB. die Firma erhielt etwa 50 % des industriellen Auftragsvolumens von 278 Millionen DM, der Rest entfiel auf ERNO Struktur, Wärmehaushalt, Bodenempfangsgeräte), AEG Telefunken (Solargenerator und Transponder), SEL (Datenverarbeitung), Ferranti (Rechner), ETCA (Energieversorgung), Ball Brothers (Spin Mechanismus), Sterer (Kaltgas System), Exotech (Sonnensensoren), Motorola (Testsatz), Harris (elektrische Komponenten) und Fairchild (Experiment Antennen).
Die deutschen Gesamtkosten teilten sich folgendermaßen auf:
Die Startkosten wurden von den USA mit 70 Millionen USD angegeben. Weitere 10 Millionen USD entfielen auf die Experimente und das DSN.
Gebaut wurden die Sonden von 1970-1974. Es wurden zwei Flugexemplare und ein Reserveexemplar gebaut, das für Tests diente. Es wäre bei einem Fehlstart gestartet worden und steht heute im deutschen Museum in München. (Bild oben, Copyright: Deutsches Museum)
Die Konstruktion von Helios wurde durch die Tatsache geprägt, dass sich
diese Raumsonde auf mind. 50 Millionen km Entfernung an die Sonne nähern sollten. Zum Zeitpunkt
des Starts der Entwicklung, hatten sich Raumsonden bis auf 108 Millionen km an die Sonne genähert
(Bahn der Venus). Die Erde umkreist in einer mittleren Entfernung von 149.6 Millionen km die
Sonne. Gebaut wurden zwei Raumsonden um den Raum vergleichend von 2 Positionen aus beobachten zu
können und die aktive Zeit zu verlängern. Die Sonden heißen Helios 1+2 oder Helios A+B je nach
Autor. Helios 2 war etwas schwerer als Helios 1, es gibt jedoch keine Informationen worin der
Unterschied bestand.
Da die Energie der Sonne mit der Entfernung quadratisch abfällt, bedeutet dies, dass eine Venussonde 90 % mehr Sonneneinstrahlung als ein Erdsatellit erhält. Helios 2, dagegen näherte sich auf 43.4 Millionen km an die Sonne, näher als jeder Planet. Die Energiemenge, die dort auf die Sonde fällt beträgt 1180 % der in Erdnähe. Die Sonde wurde daher so konzipiert, dass sie diese Energie maximal abstrahlt. Dies macht die Sonden heute noch so herausragend. Eine Nation die noch nicht einmal ihren ersten Satelliten gestartet hat, konzipiert eine Raumsonde, die extremsten Bedingungen trotzt - Die technischen Anforderungen waren also enorm.
Die beiden identischen Sonden waren beim Start 370.0 kg (Helios 1) und 376.5 kg (Helios 2) schwer. Ohne wissenschaftliche Nutzlast betrug das Gewicht 299 kg. Sie waren für eine Missionsdauer von 18 Monaten dies entspricht 3 Sonnenumläufe ausgelegt.
Sie hatten die Form einer riesigen Garnrolle. Diese hatte einen Durchmesser von 277.2 cm oben und unten, in der Mitte betrug der Durchmesser nur 1.75 m. Die Höhe betrug 212.3 cm, mit der Sendeantenne 420.78 cm. Zwei Ausleger für das Magnetometer (Experiment 2) und Plasmawellen (Experiment 5) ragten um 4.7 beziehungsweise 14.8 / 16 m zur Seite heraus. Bei Helios 2 war diese Antenne nur bis auf 14.8 m entfaltbar. Soll waren 16 m.
Der Zentralkörper ist ein Sechzehneck. Solarzellenflächen befanden sich nur am oberen und unteren Rand. Diese Fläche war um 32.5° zur Rotationsachse geneigt, um wenig Licht aufzunehmen und vieles zu reflektieren. In Erdnähe produzierten diese maximal 270 W an Strom. Benötigt wurden in Erdnähe 229 W Strom, beim Betrieb aller Experimente in Sonnennähe 238 Watt. Der minimale Strombedarf betrug 211 Watt. Der Strom wurden von 14080 Sonnenzellen an der Oberfläche geliefert. Die Gesamte Fläche der Garnrolle betrug 13.16 m². Die Abnahme der Leistung in Sonnennähe liegt darin, dass der Wirkungsgrad von Solarzellen mit steigender Temperatur stark abnimmt. Die Struktur, gefertigt von ERNO Raumfahrttechnik in Bremen wog 71.34 kg. Dazu kamen noch 21.91 kg für die Thermalkontrollsysteme.
Das Temperaturkontrollsystem musste mit einer Einstrahlung von 1 kW bis 15.3 kW zurechtkommen. Dies geschah durch mehrere Techniken. Zum einen sind 50 % der Oberfläche mit optischen Reflektoren überzogen, die 93 % des einfallenden Lichtes reflektieren. (Hochreflektierende Quarzspiegel SSM: Second Surface Mirror) Für die Anbindung der Reflektoren und Solarzellen musste erst ein Bindeelement gefunden werden, welches zwischen -100 und +170°C funktionierte. Im Innenraum, der nicht von der Sonne beschienen wird, regulieren Louver die Temperatur. Dies sind Elemente wie Jalousien, die durch ein Bimetall geöffnet werden. Sie strahlen die Wärme in den Weltraum ein.
Unter der Sonde ist eine Superisolierung an der gesamten Innenseite
untergebracht. Die Sonde ist so gut isoliert, dass es nötig ist sie in Erdferne zu heizen. Dies
machen thermostatgesteuerte Heizsysteme für die Instrumente und die Elektronik. Ziel war eine
Arbeitstemperatur von 20° für die Elektronik. Sie war für eine Temperatur von -10 bis +20 Grad
Celsius ausgelegt. Der Solargenerator der erheblich stärker der Hitze ausgelegt war, war für
Temperaturen von -65 bis +175 Grad spezifiziert worden.
Als letzte Maßnahme rotiert die Sonde sehr schnell mit um ihre eigene Achse. So ist nur ein Teil der Oberfläche der Sonne ausgesetzt. Die Rotationsachse ist so ausgelegt, dass die Sonde senkrecht zur Ekliptik rotiert. Die nominelle Rotationsrate betrug 60 +/- 1 Umdrehungen pro Minute.
Neben dem Solargenerator hatte die Sonde noch eine Silber-Zinkbatterie an Bord. 24 Zellen hatten eine Kapazität von 24 Ah. Hersteller war Silberkraft. Die Bordspannung wurde mittels der Batterie und des Solargenerators auf 28 ± 1 V stabil gehalten.
Das Energieaufbereitungs und Übertragungssystem wog 61.5 kg und stammte von ETCA Charleroi. Alleine die Verkabelung hatte eine Länge von 32000 m und bestand aus 276 Steckern und wog 42.3 kg.
Die Elektronik besteht aus einem Kommandogeber, der 256 Kommandos verarbeiten konnte. Während der bis zu 65 Tage dauernden Zeiten in denen die Sonde sich in Konjunktion befand (von der Erde aus hinter der Sonde) wurden die Daten auf einen Magnetkernspeicher von 500.000 Bit gespeichert. Dieser diente auch zur Speicherung der Daten im "Schock Mode". Die Datenübertragungsrate konnte von 8 bis 4096 Bits/sec in Zweierpotenzen gewählt werden. Beim Perihelion (sonnenächster Punkt) betrug die Datenrate zwischen 64 und 256 Bit/sec. Das Kommandosystem stammte von Standard Elektrik Lorenz in Stuttgart.
Lediglich ein Teil der Sonde war immer der Sonne ausgesetzt: Dies war die Sendeantenne in der Mitte der Sonde. Sie erreichte bei Helios 1 eine Temperatur von 154°C. Sie bestand aus 3 Sendeantennen mit niedrigem, mittleren und hohem Gewinn, jedoch keiner direkt auf die Erde ausgerichteten Parabolantenne, so dass die Datenrate niedrig blieb. Die höchste Temperatur die an der Sonde auftrat, waren 370°C.
Die Sendeleistung war variierbar zwischen 0.5 und 20 Watt. Die Sendefrequenz betrug 2297 MHz bei Helios 1 und 2295 MHz bei Helios 2. Die Empfangsfrequenz lag bei 2215 MHz bei beiden Sonden. Die Kommunikation erfolgte über die 64 m Antennen des DSN der NASA (Empfang) und einer 32 m Antenne in Weilheim (Empfang und Senden mit 10-20 KW Sendeleistung). Zeitweise wurde auch das 100 m Radioteleskop vom Effelsberg (400 KW Sendeleistung) hinzugenommen.
Der Empfänger stammt von AEG Telefunken, der Sender von Thompson CSF. Das Sende/Empfangsubsystem wog 38 kg. Als Modulationsverfahren kamen PCM/PSK und PM zum Einsatz. Die 4 Antennen stammten von MBB. die gerichtete Antenne hatte einen Gewinnen von 23 db. Die Rundstrahlantenne einen von 7.3 db beim Senden und 6.3 db beim Empfangen und die omnidirektionale Antenne einen von 0.3 db beim Senden und einen von -0.8 db beim Empfangen. Bodenstationen in Deutschland gab es bei Weilheim mit einer 30 m Antenne (Nur Senden mit 53 db Gewinn beim Senden) und das Radioteleskop in Effelsberg mit einer 100 m Antenne (Nur Empfangen mit 65 db beim Empfangen).
Das Lageregelungssystem von MBB wog 31.9 kg. Es setzte 7.7 kg Stickstoff-Kaltgas ein. 3 Düsen mit jeweils 1 N Schub waren dazu vorhanden. Die räumliche Lage wurde mit Sonnensensoren mit unterschiedlich großen Gesichtsfeldern (Grob und Fein) kontrolliert. Das Lagekontrollsystem konnte die Lage der Rotationsachse im Raum um 200 Grad ändern.
Nachdem es bei Helios 1 zwei Probleme gab wurde Helios 2 in zwei Punkten nachgebessert: Die ausfahrbaren Antennen des amerikanischen Radiowellen-Experimentes (E5) entwickelten auf einer Seite einen Schluss gegen Masse, nachdem sich eine Antenne offensichtlich nicht voll abspulte. Die zweite, der ersten Antenne symmetrisch zugeordnete Antenne, ist dagegen voll funktionsfähig. Als Ursache der Störung wurde der Elektronenschutzschirm lokalisiert, der für Helios 2 geändert wurde. Bei Experiment 1 und 5 hatten sich elektromagnetische Störungen ergeben, wenn die Hochgewinnantenne auf volle Leistung gebracht wurde. Der Effekt verschwand wieder in der Nähe des Perihel. Diese Störung war durch unerwünschte Elektronenwolken an der Antenne erzeugt worden. Für Helios B wurden daraufhin die Antennenschlitze geändert.
Die Sonden waren entworfen worden um bis zum Erreichen des 1.ten Perihel (Gesamtbetriebsdauer bis dahin: 3400 h) eine Zuverlässigkeit von 0.822 aufzuweisen. Anders ausgedrückt: Mit 82.2 % Wahrscheinlichkeit würden die Sonden so lange arbeiten. Es zeigte sich, dass diese Designkriterien von den Sonden mühelos übertroffen wurden.
Die Sonde trägt 10 Experimente mit einem Gesamtgewicht von 73.2 kg (Helios 1) beziehungsweise 76.5 kg (Helios 2) an Bord. Die Anzahl der Experimente wurde nach dem finanziellen Engagement aufgeteilt. Sieben der Experimente stammen aus der BRD und 3 von den USA. Die Experimente lassen sich in 3 Gruppen einteilen:
Die Experimente befinden sich zumeist im mittleren Ring der "Garnrolle". Während heute Experimente mehr oder weniger fantasievolle Abkürzungen oder Namen erhalten, hießen Sie bei Helios einfach "Experiment 1" oder abgekürzt "E6" für Experiment 6. Die Experimente E4, E5 und E7 stammten aus den USA. Dabei wurde dort allerdings etwas "geschummelt", denn das Experiment 5 besteht eigentlich aus 3 Einzelexperimenten.
Helios 2 registriert mit einer zusätzlichen elektronischen Einrichtung auch Intensitätsschwankungen der sehr kurzwelligen Gamma-Strahlung. Eine Besonderheit war für viele Experimente der "Schock-Modus". Da die Datenrate begrenzt war, war es im Normalfall nicht möglich, hochauflösende Daten einzelner Experimente zu gewinnen. Hier entwickelte man für viele Experimente eine Elektronik, welche bei besonderen Ereignissen von sich aus die Datenrate erhöhte, und die Daten im 500 KBit Speicher der Sonde ablegte. Manchmal wurden dazu auch Experimente gekoppelt, so dass ein Ereignis eines Experiments automatisch das andere auch in den Schockmodus versetzte.
Amerikanische Sonden kannten solche ausgeklügelten Mechanismen nicht und konnten nur bei fester Datenrate arbeiten. Dies war völlig neu, erforderte aber auch einen für die damalige Zeit enorm großen Speicher an Bord der Sonde. Die zur gleichen Zeit gebauten Viking Sonden hatten pro Bordcomputer nur ein 8.tel des Speichers der Helios Mission.
Dieses Experiment bestand aus 4 Einzeldetektoren, welche alle wichtigen Parameter über die geladenen Teilchen des Sonnenwindes wie Verteilung, Geschwindigkeit, Zusammensetzung, Richtung und Energie bestimmten um ein komplettes hydrodynamisches Bild des Plasmas zu gewinnen. Diese Detektoren waren in der Spinnachse angeordnet. Ein halbkugelförmiger Detektor maß die Energie von Elektronen im Bereich von 0.5 bis 1660 eV. Er konnte deren Einfallswinkel in einer Dimension bestimmen. Durch die spezielle dielektrische Beschichtung der Sonde, war bei Messungen unterhalb von 100 eV die Sensitivität herabgesetzt.
Protonen, Alphateilchen und schwere Ionen konnten von 3 Detektoren die jeweils Halbkugelförmige Eintrittsbereiche hatten bestimmt werden. Durch die Anordnung der Detektoren konnte der Einflugswinkel hier zweidimensional bestimmt werden. Der Energiebereich lag zwischen 0.155 und 15.32 keV/Ladung.
Verursachte ein Teilchen einen rapiden Anstieg der Teilchenrate so schaltete das Experiment in den Schockmodus um, der häufiger Messungen machte und diese im Sprecher ablegt, beginnend mit dem letzten Zyklus vor dem Treffer, bis zum Zurückkehren auf Normalniveau.
Dieses Experiment bestand aus einem dreiachsigen Fluxgate Magnetometer angebracht an einem 2.75 m langen Ausleger der Sonde. Es maß Magnetfelder bis zu Frequenzen von 4 Hz. Es gab zwei Messbereiche von ± 100 und ± 400 nT mit Genauigkeiten von 0.2 und 0.8 nT. Ein Mechanismus kippte den Sensor alle 36 Stunden um 90 Grad, um so die Stärke in einer zweiten senkrecht orientierten Richtung messen zu können.
Ziel war es das permanent vorhandene interplanetare Magnetfeld genau zu messen. Daher war das Instrument empfindlicher als E3.
Die Daten wurden zuerst durch einen Tiefpassfilter mit einer Abschwächung von 3 dB bei 4 Hz geschickt. Danach wurden diese je nach Bitrate zeitgemittelt oder direkt übertragen. Die niedrigste Datenrate betrug 40.5 Sekunden pro Spektrum. Sofern eine schnelle Signalveränderung vorkam, konnte das Gerät in den Schockmodus umschalten in dem mehr Messungen gemacht und im Speicher der Sonde abgelegt wurden.
Dieses zweite Magnetometer war ebenfalls an dem 2.75 m langen Ausleger angebracht. Es bestand ebenfalls aus einem triaxialen Fluxgate Magnetometer. Während Experiment 1 das immer vorhandene Magnetfeld detektieren sollte hatte dieses die Aufgabe Veränderungen zu detektieren. Daher war der Messbereich breiter, aber die Empfindlichkeit kleiner. Dieses hatte 4 Messbereiche von ±16, ±48, ±144 und ±432 nT. Die Sensitivität betrug 0.03, 0.09, 0.28 und 0.84 nT. Der Messbereich wurde automatisch nach dem anliegenden Signal ausgewählt. Alle 36 Stunden wurde das Instrument um 90 Grad gekippt und dabei gleichzeitig neu geeicht. Bei Datenraten über 256 Bit/sec wurden zwischen 1-16 Messungen pro Sekunde gemacht. Die Daten wurden dann direkt gesendet. Bei niedrigeren Datenrate wurden die Daten nicht direkt gesandt, sondern vom Bordcomputer die Varianzen und Durchschnittswerte ermittelt.
Dieses Experiment bestimmte elektromagnetische Wellen, die sich in einem raschen Wechsel der Magnetfeldstärke ausdrückten. Daher maß dieses Instrument anders als E1 das Magnetfeld sehr rasch, in einem Bereich von 4-128 Hz. Der Messbereich lag zwischen ±8.75 und ±275 nT. Das Instrument hatte Detektoren in 3 orthogonalen Achsen.
Ein Spektrumanalysator ermittelte die Energie und höchsten Werte in 8 logarithmisch verteilten Kanälen von 8 bis 200 Hz. Die Daten wurden durch ein adaptives Verfahren komprimiert. Sofern das Experiment E1 oder E4 ein Ereignis detektierte, wurde auch bei dem zweiten Magnetometer (E1 oder E4) automatisch in den Schockmodus mit höherer Datenrate umgeschaltet und danach wieder der normale Modus eingenommen.
Dieses Experiment bestimmte die niedrigfrequenten Radiowellen im inneren Sonnensystem. Dieses Experiment benutzte eine erst während des Fluges ausgefahrene Dipolantenne die aus zwei einzelnen je 16 m langen Antennen bestand. Bei Helios 1 klappte das Ausfahren des zweiten 16 m Teils nicht. Als Folge war diese kurzgeschlossen und die Antenne nur 16 m lang und ein Monopol, kein Dipol mehr. Der 16 m Monopol entspricht einem 8 m Dipol.
Daran waren 3 Subexperimente angebracht:
Das Experiment ist ein 16 Kanal Spektrum Analysator mit logarithmisch ansteigenden Zentralfrequenzen. Der Bereich lag zwischen 20 Hz und 200 kHz. Jeder Kanal hatte einen eigenen Empfänger in diesem Wellenbereich, Kompressor (Dynamikbereich 100 dB) und einen RC Integrator, der über das Messintervall integrierte. Pro Messung erhielt man so 16 Durchschnittswerte und 16 Peakwerte des Spektrums.
Die Datenrate des Experiments variierte. Im schnellsten Modus, nahe der Erde wurde pro Umdrehung eine Messung vorgenommen (alle 1.125 Sekunden). Wenn ein starkes Signal entdeckt wurde, so schaltete die Raumsonde in den Schockmodus um, in dem sie 14.2 Messungen pro Sekunde machte, bis dass Signal abklang und diese Messungen im Speicher an Bord deponierte.
Durch die halbierte Antenne bei Helios 1 ergab sich ein Verlust von 6 dB im Elektrischen Feld. Dies entsprach einem maximalen Verlust in der Messung bei 178 kHz von 25 dB.
Dieses Experiment bestand aus 3 Plasmawellenempfängern mit unterschiedlichem Frequenzbereich, einem Breitband Empfänger mit fester Frequenz und einem Gerät zur Bestimmung der Wellenform.
Die drei Empfänger für Plasmawellen konnten in einem Bereich von 1 Hz -200 kHz arbeiten. Im oberen Bereich arbeitete der Hochband Empfänger mit 96 Frequenzbereichen von 6.4-205 kHz, jedes um 4 % zum vorhergehenden verschoben. Daran schloss sich der Mittelband Empfänger an, der von 208 Hz bis 6.07 kHz arbeitete. Er verfügte über 48 Wellenbereiche, separiert um je 8 % zueinander. Der Niedrigband Empfänger hatte schließlich 24 Frequenzkanäle im Bereich von 11-309 Hz, um je 15 % auseinander liegend.
Der Niedrigbandempfänger wurde nur einmal pro Sekunde abgefragt, so dass man den Weitbandempfänger zur Winkelauflösung benötigte. Dieser hatte einen Frequenzbereich von 1-200 Hz.
Auch hier gab es einen "Schock-Modus", in dem die Instrumente bei einem Ereignis die Datenrate erhöhten und die Daten in den Computerspeicher ablegten. Dann wurden Daten mit einer Zeitauflösung von bis zu 2.2 ms vom Breitbandempfänger gewonnen. Bei Helios 1 war durch die halbierte Antenne der Gewinn um 6 dB geringer und der Empfänger hatte ein verstärktes Eigenrauschen bei niedrigen Frequenzen.
Dieses Experiment sollte Typ III Radioemissionen der Sonne, wie sie von Flares emittiert werden messen.
Ein redundanter Empfänger teilte den Empfangsbereich in 16 logarithmisch unterteilte Bereiche von 26.5 kHz bis 3 MHz. Die Messrate wurde mit der Rotation der Sonde synchronisiert, so das jeweils in einem 11.25° großen Sektor eine Messung gemacht wurde. Es gab 4 Modi wie die Daten gewonnen wurden, abhängig von der Datenrate. Im schnellsten Modus gewann die Sonde die Daten eines Sektors (16 Kanäle), die nächste Messung erfolgte dann eine halbe Umdrehung später am gegenüberliegenden Sektor.
Typischerweise hat man jedoch während einer halben Umdrehung eine Messung gemacht und über dieses Zeitintervall integriert. Bei Helios 1 war durch die Halbierung der Antenne der Messbereich auf den Bereich unter 200 kHz beschränkt. Darüber gab es zu viel Interferenz um brauchbare Signale zu gewinnen.
Dieses Experiment sollte hochenergetische, geladene Teilchen aus der kosmischen Strahlung untersuchen:
Der Detektorsystem besteht aus fünf koaxial hintereinander angeordneten Halbleiterdetektoren, in denen einfallende geladene Teilchen das Material längs ihrer Bahn ionisieren. Die dadurch ausgelösten sehr kurzen Stromimpulse zeigen einerseits den Zeitpunkt des Durchgangs an und geben andererseits durch ihre Ladung an, wie viel Energie dabei an den Detektor abgegeben worden ist. Die Kombination der Detektoren definiert einen Blickkegel, so dass für jedes Teilchen die Einfallsrichtung mit ausreichender Genauigkeit bekannt ist. Das Blickfeld der Detektoren beträgt 55 Grad.
Auf die fünf Detektoren basierend auf Halbleiterelementen folgt ein Tscherenkow-Detektor aus synthetischem Saphir für diejenigen Teilchen, die wegen ihrer hohen Energie nicht durch die Halbleiterdetektoren völlig abgebremst werden. Die Halbleiterdetektoren sind zylindrisch von einem Szintillator umgeben, der anzeigt, ob ein Teilchen seitlich, also außerhalb des gewünschten Blickkegels eingefallen ist. Solche Teilchen können dadurch von der Bearbeitung ausgeschlossen werden.
Zur Identifikation nach Ladung, Masse und Energie werden quasi-koinzident erscheinende Impulse der Halbleiterdetektoren nach ihrer Ladung vermessen und nach der ΔE/Δx-E-Methode ausgewertet. Die Einfallsrichtung ergibt sich aus der Orientierung der Raumsonde, da das Instrument im rechten Winkel zur Achse herausblickt.
Protonen und Ionen von mehr als 1.3 MeV und Elektronen von mehr als 0.3 MeV werden detektiert. Es gab dazu mehrere Kanäle in denen die Energie bestimmt wurde:
| Kanal 1 | Kanal 2 | Kanal 3 | Kanal 4 | Kanal 5 | Kanal 6 | |
|---|---|---|---|---|---|---|
| Messbereich Ionen (MeV) | 1.3-3.3 | 3.3-13 | 13-27 | 27-37 | 37-45 | >45 |
| Messbereich Elektronen (MeV) | 0.3-0.8 | 0.8-2 | 2-3 | 3-4 | >4 | - |
Vor dem Start wurde das Instrument mit radioaktiven Quellen, Teilchenbeschleunigern und Myonenquellen kalibriert. Das Experiment wog 6.8 kg und verbrauchte 8.8 W an Strom.
Dieses Experiment bestimmte die hochenergetischen Strahlen, welche über dem Messbereich des E6 Experimentes lagen. Dies geschah in 3 separaten Teilchendetektoren und einem zusätzlichen Röntgenstrahlendetektor. Bei Helios 2 konnte auch die Gammastrahlung erfasst werden.
Der Detektor für hochenergetische Teilchen hatte eine Oberfläche von 0.22 cm². Er war empfindlich für Elektronen mit Energien von 2-8 MeV und Protonen und Alphateilchen im Bereich von 20-56 MeV. Protonen konnten auch bei einer Energie von mehr als 230 MeV pro Teilchen detektiert werden.
Der erste Detektor für niedrigenergetische Teilchen hatte eine Fläche von 0.155 cm² und erfasste Protonen und mehrfach geladene Ionen im Bereich von 3-21 MeV in 3 Messbereichen.
Der zweite Detektor für niederenergetische Teilchen hatte eine Fläche von 0.15 cm² und erfasste Protonen zwischen 0.12 und 2.1 MeV. Alpha Teilchen konnten im Bereich von 0.5-2.1 und 6-21 MeV/Ladung bestimmt werden. Elektronen mit Energien von 0.12-2 MeV wurden ebenfalls erfasst.
Der Proportionalzähler für Röntgenstrahlen erfasste Röntgenemissionen im Bereich von 2-8 keV.
Bei den Teilchendetektoren konnten die Daten in 8 Sektoren von je 45° ausgelesen werden. Damit war die grobe Einfaltsrichtung bestimmbar. Die Datenmenge hing von der Datenrate der Raumsonde und dem gewählten Format ab. Unter idealen Bedingungen konnten 5 Impulse pro Sekunde bestimmt werden, ein Messzyklus dauerte dann 5 Minuten. Bei niedrigster Datenrate und dem Format mit hoher Auflösung dauerte ein Messzyklus bis zu 2.5 Stunden.
Dieses Instrument sollte die Herkunft und Verteilung energiereicher Teilchen bestimmen. Das Instrument besaß ein inhomogenes Magnetfeld. Schwere geladene Teilchen wie Ionen passierten dieses unbeeinflusst und wurden von zwei Halbleiterdetektoren bestimmt. Elektronen wurden fokussiert auf 4 Detektoren, basierend auf Halbleiterelementen. Positronen wurden durch das Magnetfeld in die entgegengesetzte Richtung der Elektronen umgelenkt und dort von einem weiteren Detektor erfasst.
Protonen konnten von 20-2000 keV und Elektronen und Positronen im Bereich von 80-1000 keV bestimmt werden. Jeder dieser beiden Messbereiche wurde in 16 Unterkanäle unterteilt, in dem die Pulshöhe des Signals vermessen wurde.
Dieses Experiment bestand aus 3 Photometern, die in Winkeln von 15, 30 und 90 Grad zur Ekliptik ausgerichtet waren. Jedes Photometer maß das Zodiakallicht Dies ist Streulicht der Sonne, verursacht von sehr feinem Staub. Das Problem dabei ist, dass die Sonne 1 Billion mal heller leuchtet als das Zodiakallicht. Frühere amerikanische Messungen scheiterten daran, dass Streulicht über Teile der Sonde die Messungen verfälschte. Für Helios wurden die Detektoren daher im Schatten, im inneren Sondenkörper angebracht und durch ein ausgeklügeltes Blendensystem geschützt. Das Gerät wurde so weder durch direktes noch indirektes Licht gestört und konnte die Intensität des Zodiakallichts in 3 Wellenbereichen (UV Strahlung, blauer Wellenbereich und gesamtes visuelles Band) bestimmen. Das Photometer wog 9.6 kg und verbrauchte 1.1 W an Strom.
Experiment 10: Mikrometeoriten DetektorDieses Instrument sollte bestimmen, wie feiner Staub im inneren Sonnensystem verteilt war. Dabei maß es nicht nur Masse und Aufschlagsenergie sondern bestimmte auch die chemische Zusammensetzung. Dazu traf ein Staubteilchen auf ein 10 cm großes Ziel, wo es durch die Aufprallenergie verdampfte und teilweise ionisiert wurde. Die Wolke aus Plasma wurde eine Spannungsfeld in positive Ionen und negative Elektronen aufgeteilt. Der Spannungsabfall gab Aufschluss über die Energie der Partikel. Die nicht ionisierten Partikel wurden durch ein 80 cm langes Flugzeitmassenspektrometer analysiert, welches die chemische Zusammensetzung bestimmte.
Partikel von mind. 10-15 g Masse konnten detektiert werden. Bei Teilchen von mehr als 10-14 g konnte Masse und Energie bestimmt werden. Bei Teilchen von mehr als 10-13 g konnte auch ein Massespektrum gewonnen werden.
Beide Sonden wurden mit Titan 3E Centaur Raketen gestartet. Um
so nahe an die Sonne zu gelangen, mussten die Sonden auf 14.326 km/sec beschleunigt werden. Dies
schaffte auch die stärkste Trägerrakete der USA alleine nicht, so wurde eine zusätzliche
Oberstufe die Burner II mit einem TE-364-4 Oberstufenmotor auf die Centaur montiert. Damit die
Sonden eine möglichst geringe Sonnenentfernung erreichten musste der Start um den 23.12. herum
erfolgen, da dann die Erde den sonnennächsten Punkt durchläuft.
Die Sonden passierten nach nur 7,45 Sunden die Mondumlaufbahn. Helios 1 wurde als erste Nutzlast (nach einem Teststart der Fehlschlug) mit einer Titan 3E am 10.12.1974 gestartet. Sie gelangte auf eine Bahn, welche sie bis zu an 46.5 Millionen km an die Sonne heranführt. Diese hatte eine Umlaufdauer von 192 Tagen. (147.353.915 / 46.209.719 km)
Da die Sonde im Inneren maximal 20 Grad Celsius warm wurde, entschied man sich die Schwestersonde Helios 2 noch näher an die Sonde heranzuführen. Da die Sonden eine "Solllebensdauer" von 18 Monaten hatten und es mindestens 6 Monate mit überlappenden Messungen geben sollte musste man Helios 2 ein Jahr nach Helios 1 starten. Am 10.1.1976 wurde Helios 2 als fünfte Nutzlast mit einer Titan 3E gestartet. Die Sonde näherte sich nun bis auf 43.431.800 km an die Sonne. (maximale Entfernung 147.134.000 km). Im Inneren gab es Temperaturen von maximal 38 Grad Celsius.
Helios 1 erreichte ihr erstes Perihel am 15.3.1975, Helios 2 ihr erstes Perihel am 15.4.1976. Die Umlaufszeiten betrugen 192 bzw. 187 Tage. Beide Sonden haben ihre geplante Lebenszeit weit übertroffen. Die Primärmission von Helios 1 sollte am 17.4.1975 enden, die von Helios 2 am 17.5.1977.
Zu Helios 2 konnte am 3.3.1980 kein Kontakt mehr etabliert werden, Helios 1 fiel erst am 15.3.1986 nach mehr als 11 Jahren aus. Allerdings hatte man den Betrieb, in dem man Messergebnisse abfragte schon im August 1984 beendet. Zum Vergleich: Bis zu diesem Zeitpunkt dauerte die längste absolvierte US Mission zu den Planeten gerade einmal 2 Jahre. Berücksichtigt man, dass beide Sonden bis zuletzt Messungen durchführten (das unterscheidet sie von den Pioneer Sonden die auch lange aktiv waren) so gibt es zum Zeitpunkt in dem ich diesen Artikel verfasse (März 2004) nur 3 Sonden die länger in Betrieb waren: Pioneer Venus Orbiter und Voyager 1+2.
Helios 2 litt unter der nur teilweisen Entfaltung der 32 m langen Dipolantenne. Helios 2 hatte zudem vermehrte Störungen der Plasmaexperimente durch die Hochgewinnantenne, wahrscheinlich bedingt durch die höhere Erhitzung. Bei Helios 2 kam die Viking Mission hinzu, welche die Antennen des DSN ebenfalls erforderte, so dass man während der Primärmission von Helios-2 weniger Daten bekam.
Die Sonden wurden in unterschiedliche Inklinationen zur Bahnebene der Erde
gestartet. So konnten ab 1976 vor allem vergleichende Messungen des Vorkommens des Zodiakallichts
und der Mikrometeoriten sowohl nördlich wie südlich der Ekliptik gemacht werden. Das war nicht
beabsichtigt, da die 18 Monate dauernde Primärmission von Helios 1 vor dem Start von Helios 2
endete. Helios 1 und 2 waren entgegengesetzt zur Ekliptik gestartet. Zwar erreichten beide Sonden
nur Winkel von max. 16° zur Ekliptik, aber wenn Helios 1 sich nördlich der Ekliptik befand, dann
war Helios 2 südlich der Ekliptik.
Man erkannte an den Messungen des Zodiakallichts, dass die Helligkeit mit der Inklination symmetrisch zur Ekliptik ansteigt. Dies war nicht erwartet worden. Auch wurde im inneren Sonnensystem bis zu 15 mal mehr Staub als in der Erdumgebung bestimmt. Die Staubwolke sollte nach den bisherigen Vorstellungen (die von Kometen als Quelle ausging) sehr inhomogen sein. Doch dies ließ sich nicht bestätigen.
Der Mikrometeoritendetektor konnte im Laufe der Mission mehrere Hundert Einschläge vermelden. Die Größe der Teilchen lag zwischen 0.1 und 100 µm, bei Auftreffgeschwindigkeiten von 2-50 km/sec. Auch hier stieg die Einschlagsrate zur Sonne hin an. Es konnten zwei Bahntypen festgestellt werden: nahezu kreisförmige Bahnen wie bei den Planeten und bei kleinen Teilchen vor allem hochexzentrische oder hyperbolische Bahnen, auch mit großer Neigung zur Ekliptik. Die chemische Analyse der eingeschlagenen Teilchen zeigte dasselbe Spektrum wie bei Meteoriten: Silikatreiche Teilchen und metallreiche Teilchen.
Man interpretiert die Befunde dahingehend, dass kleine Teilchen durch die Strahlung der Sonne sich auflösen oder weggeblasen werden. Bei größeren Teilchen verändert dies die Bahn, sie wird regelmäßiger und kreisförmiger. So findet man die kleinen Teilchen nur auf exzentrischen Bahnen, denn diese sind die jüngsten Hinterlassenschaften von Kometen.
Dies ist nur ein kleiner Ausschnitt der Ergebnisse zweier Experimente. Die Experimente lieferten eine Unmenge von Messergebnissen, deren Auswertung Wissenschaftler jahrelang beschäftigte. Die zahlreichen neuen Erkenntnisse über die Sonne und die Auswirkungen des Sonnenwindes füllen leicht ein ganzes Lehrbuch. Helios war in doppelter Weise eines der erfolgreichsten deutsch-amerikanischen Raumfahrtprojekte. Neben dem hohen wissenschaftlichen Nutzen befähigte Helios auch die deutsche Industrie zur Durchführung großer wissenschaftlicher Missionen. Bis heute fliegen deutsche Experimente nicht nur an Bord von ESA Sonden, sondern auch an Bord von amerikanischen Sonden wie Galileo, Cassini, Pathfinder, Stardust, CONTOUR und den beiden Mars Rovern.
Dies ist auch zu bedenken, wenn man sich die Summe von 270 Millionen USD für das Projekt ansieht (Zum Vergleich: Die 2 Jahre später gestartete Voyagermission kostete bis zum Start 335 Millionen USD). Hier floss sehr viel Geld in das Schaffen der nötigen Strukturen und das Erarbeiten der Technologischen Voraussetzungen.
Eine Möglichkeit, die von Wissenschaftlern eingehend diskutiert und befürwortet wurde, ist eine dritte Mission Helios C im Jahre 1980. Dabei könnten zwei interessante Phänomene gleichzeitig untersucht werden: die Sonne zum Zeitpunkt maximaler Aktivität und der Komet Encke. Obgleich eine Nachbau der Sonden recht preiswert gewesen wäre sprach sich Bundesminister Hans Matthöfer gegen das Projekt aus.
Copyright der Bilder: Deutsches Museum, MBB, MPAE
Dieser Text stammt von Bernd Leitenberger| Sitemap | Kontakt | Neues | Impressum / Datenschutz | Hier werben / advert here | Buchshop | Bücher vom Autor | |