kosmo.cz - Aktuality - Kosmonautické zajímavosti - nepilotované lety

KOSMONAUTICKÉ ZAJÍMAVOSTI - NEPILOTOVANÉ LETY

(1. čtvrtletí 2002)

Družice Artemis

Jak známo (L+K 77 (2001), č. 23, s. 1553), problémy s motorem Aestus při letu rakety Ariane 510 v červenci 2001 způsobily, že se experimentální telekomunikační družice Artemis organizace ESA dostala na dráhu s apogeem pouhých 17 000 km místo na dráhu přechodovou ke geostacionární s apogeem 36 000 km. Naštěstí byla družice Artemis vybavena kromě konvenčního chemického pohonu i dvěma iontovými motory, takže byla naděje na záchranu této jinak ztracené mise (L+K 78 (2002), č. 2, s. 104). Již v průběhu prvních 10 dnů po startu byla družice převedena pomocí chemického pohonu na vyšší oběžnou dráhu tak, aby družice nebyla dlouhodobě vystavena působení zvýšené intenzity záření při průletu Van Allenovými radiačními pásy. Pěti zážehy v perigeu bylo zvýšeno apogeum dráhy na 31 000 km a další tři zážehy motoru v apogeu dráhy dráhu cirkularizovaly. Při těchto manévrech bylo spotřebováno na 95% chemických PL v nádržích družice. Specialisté ze společností Alenia Spazio, Astrium a Telespazio, kteří manévr převedení družice na bezpečnou parkovací dráhu řídili, ponechali na palubě družice jako rezervu kolem 70 kg KPL pro případné prodloužení činnosti družice z pěti na sedm let. Když byla družice na relativně bezpečné parkovací dráze, nastala pro letové specialisty příprava na let družice pomocí jejích dvou iontových motorů. K tomu bylo nutné napsat nové programy, vyzkoušet je a vytvořit nové operařní procedury řízení družice. To vše se zvládlo v průběhu ledna 2002 a 20. února bylo možné spustit oba iontové motory družice. Družice se tedy začala pohybovat po spirálové dráze, po které by měla vystoupat na geostacionární kruhovou dráhu o výšce 36 000 km za více než 200 dní, tj. v létě tohoto roku. Při této operaci budou muset oba iontové motory o tahu 15 mN (ale jsou asi 10× účinnější než chemické motory) pracovat nepřetržitě. Během hodiny práce iontových motorů se dráha družice zvyšuje asi o 1 km.

Ariane 5

Po dlouhou dobu se snažili inženýři přijít na příčinu nestabilit hoření motoru Aestus na druhém stupni Ariane 5. Předpokládalo se, že šlo o mechanickou anomálii mezi přívodem pohonných látek a motorem (L+K 76 (2001), č. 23, s. 1553 a L+K 77 (2002), č. 2, s. 104). Zkoušky motoru na zkušebním stavu v Lampoldshausenu v Německu však nakonec ukázaly, že při přidání určitého množství vody k pohonným látkám vykazuje motor po startu stejné chování jako při startu v červenci 2001. Voda se mohla při červencovém startu dostat do pohonných látek tak, že nádrže nebyly dobře vysušeny po hydraulické tlakové zkoušce. Ta se provádí před předáním nádrží k montáži na raketu Ariane 5 a nádrže jsou při ní plněny vodou. Proto v rámci modifikací, které byly přijaty, tj. zejména upravená startovní sekvence motoru, bude třeba zajistit dokonalé vysušení nádrží po hydraulických zkouškách profouknutím nádrží a palivového potrubí héliem.

Motor Aestus, připravovaný pro únorový start rakety Ariane 5, prošel v průběhu ledna na stavu v Německu přejímacími testy. Kompletní druhý stupeň i s vyzkoušeným motorem byl počátkem února odeslán do Kourou k montáži na nosič připravovaný pro let č. 145 s družicí Envisat organizace ESA pro sledování životního prostředí a klimatických změn na Zemi (poznamenejme, že před tímto letem byly ještě uskutečněny starty raket Ariane 4 číslo 147 a 148). Montáž druhého stupně na nosič AR-511 se uskutečnila 4. 2. V průběhu února bylo realizováno ještě dalších asi 60 zkušebních zážehů motorů Aestus pro ověření správné funkce motorů po navržených úpravách. Dne 26. 2. proběhlo řízení o způsobilosti rakety AR-511 k letu a tak se zdálo, že již nic nebrání ve startu, plánovaném na 28. 2. Nárazový vítr v předvečer startu však poškodil dva kabely spojující řídící elektroniku rakety se startovní věží a potrubí pro zabezpečení ventilace nákladového prostoru. Během noci se dokonce jeden z kabelů odpojil od rakety. Bylo tedy nutné opět celou raketu převézt zpět do montážní budovy k opravě. Přes tuto komplikaci se start nakonec úspěšně zdařil dne 1. 3. a raketa Ariane 5 při něm během 27 min vynesla na heliosynchronní polární dráhu družici Envisat o hmotnosti 8111 kg. Úspěch startu byl značně důležitý pro společnost Arianespace: jednak se podařilo prokázat, že byly dobře pochopeny příčiny problémů práce druhého stupně rakety při červencovém startu v roce 2001 a že se je podařilo opravit. Dále se raketa Ariane 5 stala opět operační. Kromě toho nelze přehlédnout i skutečnost, že družice Envisat stála 2,3 mld EUR, takže případný další neúspěch by se značně prodražil. Specialisté společnosti Arianespace a ESA si však byli jisti, že vše bude správně fungovat.

Hlavní událostí roku 2002, kterou společnost Arianespace připravuje, bude první start rakety Ariane 5 s nosností 10 000 kg na dráhu přechodovou ke geostacionární (GTO). Plánuje se na léto a půjde o 13. start rakety Ariane 5. Zvýšení výkonu nosiče bude dosaženo zavedením nového kryogenního druhého stupně ESC-A rakety Ariane 5 s vyzkoušeným motorem HM-7B, který již dlouho pracuje jako třetí stupeň raket Ariane 4. Nadto na centrálním stupni rakety bude použit motor Vulcain 2 s vyšším tahem a kapacita nádrží centrálního stupně bude zvětšena o 15 000 kg kryogenních pohonných látek. Stupeň ESC-A, určený ke zkouškám plnění kryogenními pohonnými látkami, dorazil do Kourou již 3. 1. Jde ovšem o stupeň v letové konfiguraci i s motorem HM-7B. Stupeň byl umístěn na maketu centrálního stupně a urychlovacích stupňů Ariane 5, namontovanou na vypouštěcí stůl č. 2 a přepraven 7. 1. ke zkouškám do startovní zóny.

Další fáze zdokonalování Ariane 5 nastane v roce 2006, kdy bude do provozu zaveden kryogenní stupeň ESC-B s motorem Vinci, schopným restartu. Tím se jednak zvýší nosnost Ariane 5 na GTO na 12 000 kg a dále bude možné umisťovat společně vynášené družice na různé oběžné dráhy. Finální vývojová fáze stupně ESC-B byla schválená na zasedání Rady ESA na ministerské úrovni v listopadu 2001. Motor Vinci je prvním západoevropským motorem s uzavřeným cyklem a v tzv. expanzním režimu, kdy část kapalného vodíku nejprve vstupuje do regenerativního chladícího systému motoru, v plynném stavu je použit k pohonu turbočerpadla a pak konečně je veden do spalovací komory. Motor Vinci tak nemá plynový generátor (viz též článek “Raketové motory na KPL” v L+K 78 (2002) č. 6, s. 406). Tah motoru je 180 kN a specifický impuls 4640 Ns/kg (o 200 Ns/kg více než u motoru HM-7B používaném na kryogenním stupni Ariane 4). Vyššího specifického impulsu je dosaženo vysunovacím nástavcem expanzní části výtokové trysky motoru, který není chlazený. Doba funkce motoru bude 700 s a pracovní tlak v komoře motoru 6 MPa což odpovídá značně vysokému tlaku 22,5 MPa na výstupu z turbočerpadla. Uskutečnění první zkoušky motoru Vinci na zkušebním stavu PF52 ve Vernonu u Paříže se předpokládá někdy v březnu 2003. Na podzim letošního roku se začne se zkouškami turbočerpadel pro kapalný vodík a kyslík. Turbočerpadlo na kapalný vodík pro motor Vinci je velice inovováno oproti například turbočerpadlu motoru Vulcain. Má pouhých 18 dílů oproti šedesáti u motoru Vulcain. Při výrobě všech čtyř dílů skříně turbočerpadla se používá moderní technologie přesného odlévání, což umožňuje vyloučit svařování. Titanový rotor axiální turbíny se otáčí v ložiscích s keramickými kuličkami. Turbočerpadlo kapalného vodíku je konstruováno na nominální hodnotu 90 000 ot/min, ale může se roztočit až na 102 000 ot/min.

Automatická dopravní loď ATV

Dopravní loď ATV (Automated Transfer Vehicle) je konstruována organizací ESA jako zásobovací loď pro mezinárodní kosmickou stanici ISS. Bude vypouštěna raketou Ariane 5 a po dvou dnech autonomního letu se připojí na ISS na modulu Zvězda. ATV bude mít startovní hmotnost 20 500 kg. V tlakovém oddíle o objemu 22 m³ ponese až 5500 kg nákladu (v objemu 16 m³), může nést až 840 kg vody či 100 kg stlačeného plynu (O₂, N₂, vzduch). Pro manévrovací motory ISS může nést na 860 kg pohonných látek. Vlastním motorem může upravovat dráhu stanice, pro tyto účely může nést do 4000 kg pohonných látek. Spojovací mechanizmus bude dodán z Ruska a Ruské řídící středisko bude koordinovat připojení lodi k modulu Zvězda. Loď ATV bude vypouštěna průměrně jednou do roka a bude moci zůstat spojená s ISS až 6 měsíců. Během té doby bude plněna odpadem ze stanice a po odpojení od stanice shoří v zemské atmosféře.

ATV může v případě nouze plnit funkci záchranného modulu pro dva kosmonauty. To by dovolilo zvýšit stálou posádku ISS ze současných tří kosmonautů na pět. V případě vážné poruchy by tři členové posádky mohli stanici opustit v lodi Sojuz a zbývající dva by mohli vyčkat záchranné expedice po dobu až dvou měsíců. Za normálních okolností se ATV bude se stanicí spojovat přes zadní ruský modul Zvězda. Kdyby ATV sloužil jako záchranný modul (Safe Haven), mohl by se spojit i s uzlem č. 2 amerického segmentu. Existuje též možnost umístit na zadní straně ATV další spojovací mechanizmus, neboť pohonnou a řídící sekcí ATV prochází tunel o průměru 2 m.

Dynamický model ATV byl zkoušen ve středisku ESTEC organizace ESA od července 2001 a strukturální termální model ATV po doplnění pohonným modulem dorazil do ESTEC dne 9. listopadu 2001. V průběhu celého roku 2002 budou ve velkém simulátoru kosmického prostředí v ESTEC probíhat akustické a tepelné zkoušky ATV, zkoušky rozevírání panelů se slunečními články a další. V Brémách u společnosti Astrium budou souběžně probíhat kvalifikační zkoušky pohonného systému ATV. První let ATV se předběžně plánuje na srpen 2004 (Newsletter ESA “On station” (2001) č.7, s. 12, Technický týdeník 50 (2002) č. 4, s. 16, Air et Cosmos (2002) č. 1828, s. 38).

Nosič Vega

Na základě podrobné oponentury projektu navrhovaného nosiče Vega organizace ESA pro vynášení menších užitečných zatížení bylo konstatováno, že je možné postoupit k vývojové fázi nosiče. Očekává se, že v průběhu roku 2002 podepíše ESA vývojový kontrakt se společností ELV, což je společný podnik Italské kosmické agentury ISA a firmy Fiat Avio. Vývoj prvního stupně P80 bude svěřen francouzské kosmické agentuře CNES v Evry. Současně zástupci ESA, CNES, Arianespace a ELV řešili otázku startovního komplexu pro tuto raketu. I když se uvažovalo o komplexu ELA 3 z hlediska možnosti využití některých zařízení jak pro Ariane 5 tak pro nosič Vega, bylo toto řešení zavrženo jednak z finančního hlediska, neboť by bylo nutné provést dodatečné úpravy a také z bezpečnostního hlediska, aby v případě nějaké poruchy na ELA 3 nebyly omezeny starty obou nosičů současně. Nakonec se tedy rozhodovalo mezi komplexy ELA 1, užívané pro rakety Ariane 1 - 3 a ELA 2, ze kterého startují rakety Ariane 4. Tento komplex bude k dispozici po skončení letů Ariane 4, ale finanční rozbor ukázal, že rekonstrukce komplexu ELA 2 by také byla finančné náročná a tak bylo rozhodnuto, že pro starty nosiče Vega bude upraven startovní komplex ELA 1, který je ostatně okamžitě k dispozici pro adaptaci pro nový nosič (ESA Bulletin (2001) č. 108, s.112).

H-2A

Druhý zkušební start nové japonské nosné rakety H-2A se uskutečnil 4. 2. Raketa v konfiguraci H-2A 2024 měla při startu hmotnost 347 000 kg. Oproti prvnímu startu v srpnu 2001 měla kromě dvou standardních urychlovacích stupňů připevněné k centrálnímu stupni ještě 4 menší urychlovací stupně na TPL a nový aerodynamický kryt 4/4D. Pod tímto krytem byl válcový adaptér, dovolující vynášení dvou družic současně. Japonská technologická minidružice MDS-1 se nacházela ve spodní pozici uvnitř adaptéru a na jeho vrchu bylo umístěno monitorovací zařízení VEP-3 a zkušební návratový modul DASH. V této konfiguraci může raketa vynést na dráhu přechodovou ke geostacionární až 5000 kg. Návratový modul DASH (Demonstrator of Atmospheric reentry System with Hypersonic velocity) byl konstruován s cílem vyzkoušet přistání návratového pouzdra budoucí sondy Muses-C, které by mělo dopravit na Zemi vzorky asteroidu 1998SF36 v roce 2007. DASH byl prototypem tohoto návratového pouzdra o hmotnosti 19 kg, opatřeného tepelným štítem z fenolové pryskyřice. Při testu mělo být návratové pouzdro urychleno připojeným raketovým motorem a navedeno na sestupnou dráhu s rychlostí kolem 10 km/s. Start rakety proběhl bez potíží, ale modul DASH se neoddělil od válcového adaptéru díky chybnému návrhu elektrického obvodu v konektoru, který měl zprostředkovat přenos signálu k oddělení modulu.

Japonské experimenty s návratovými pouzdry zatím vždy skončily nějakým problémem. V únoru 1994 došlo ke ztrátě pouzdra Orex, návratové pouzdro Express bylo nalezeno až za rok po přistání v Africe a demonstrátor Hyflex se potopil v oceánu v roce 1996.

Při vývoji rakety H-2A se dosáhlo značné redukce výrobní ceny, která činí 80 mil. USD oproti 180 mil. USD za starou raketu H-2.

V letošním roce bude ještě startovat raketa H-2A ještě dvakrát. V létě by měla vynést retranslační telekomunikační družici DRTS-W o hmotnosti 2650 kg a družici s experimenty v mikrogravitaci Users s návratovým pouzdrem Express, které by mělo se vzorky materiálů přistát po 255 dní trvajícím letu v Tichém oceánu. V listopadu se předpokládá další start H-2A s družicí pro dálkový průzkum Země Adeos-2 o hmotnosti 3700 kg.

V roce 2005 se předpokládá první let výkonnější varianty rakety H-2A se dvěma motory LE-7A na prvním stupni. Této rakety by se mělo v budoucnosti využívat k vynášení japonské transportní lodi HTV pro dopravu materiálu na Mezinárodní kosmickou stanici ISS (Air et Cosmos (2002) č. 1829, s. 39).

Atlas 5

První start nové rakety Atlas 5 (AV-001) společnosti Lockheed Martin, vyvinuté v rámci programu USAF efektivnějších jednorázově použitelných nosičů EELV (Evolved Expendable Launch Vehicle), je připravován na červen tr. Pro první start se počítá s tzv. konfigurací 401, tj. první stupeň, který bude společný pro všechny varianty rakety Atlas 5, je tvořen společným urychlovacím stupněm CCB (Common Core Booster) poháněným ruským motorem RD-180. Stupeň CCB, který bude společný pro všechny plánované varianty rakety Atlas 5, poletí při prvním startu bez přídavných urychlovacích stupňů na TPL. Druhý stupeň bude tvořit stupeň Centaur s jedním motorem RL-10A-4-1, na jehož čelní části bude upevněn aerodynamický kryt o průměru 4 m. Při prvním startu ponese raketa družici Hot Bird 6 pro přímé TV vysílání (právě nepřipravenost družice způsobila skluz startu z května na červen tr.). Motor RD-180 byl důkladně vyzkoušen a již se osvědčil při dvou startech raket Atlas 3A v květnu 2000 (L+K 77 (2001) č. 2, s. 104) a 3B dne 21. února tr. Při startu rakety Atlas 3B byl též poprvé vyzkoušen prodloužený stupeň Centaur se dvěma motory RL-10A-4-1.

Téměř 60 m vysoká raketa Atlas 5 byla vyvezena vertikální montážní budovy VIF (Vertical Integration Facility) na startovním komplexu 41 na Cape Canaveral Air Station dne 11. 3. k nácviku simulovaného odpočítávání. Na pohyblivém transportéru překonala vzdálenost asi 540 m od VIF ke startovní rampě během 20 min. Jelikož se předpokládá, že raketa bude dopravena na startovní rampu asi 11 hod. před startem, není rampa vybavena mobilní startovní věží. Nadto je raketa konstruována tak, aby vydržela i vítr o rychlosti až 60 uzlů (~111 km/hod). Při simulovaném odpočítávání se zkoušelo plnění prvního i druhého stupně kapalnými pohonnými látkami. Nejprve byl první stupeň naplněn kerosínem RP-1. Ve středu 13. 3. byl stupeň Centaur plněn kapalným vodíkem a kyslíkem, který byl ještě týž den z nádrží odčerpán. Ve čtvrtek 14. 3. byl první stupeň rakety naplněn kapalným kyslíkem a simulované odpočítávání běželo až do T-4 min, kdy bylo zastaveno a z rakety pak byly vypuštěny pohonné látky. V pátek 15. 3. byla raketa převezena zpět do montážní budovy. Celkově raketa setrvala na startovní rampě asi 90 hod a byla vystavena působení větru o rychlosti 58 km/hod. Cílem zkušebního odpočítávání bylo jednak ověření technických zařízení startovního komplexu, nutných pro uskutečnění startu a dále nácvik obsluhy startovního komplexu. Při příštím nácviku bude raketa opět plně natankována a tentokráte se čas odpočítávání zastaví na T-0, kdy obsluha bude nacvičovat přerušení startu a s tím spojené problémy.

Delta 4

Další novou raketou, vyvinutou v rámci programu EELV, je raketa Delta 4 firmy Boeing (L+K 77 (2001) č. 15-16, s. 1054). Již v loňském roce probíhaly na startovním komplexu 37 na Cape Canaveral zkoušky s maketou rakety Delta 4 tak, aby se zjistilo, zda je raketa kompatibilní se zařízením startovní rampy. S maketou však tehdy nebylo zkoušeno plnění rakety pohonnými látkami. První letový exemplář rakety Delta 4 byl smontován v hangáru na Cape Canaveral v průběhu ledna, kdy byl k prvnímu stupni rakety CBC (Common Booster Core), který bude podobně jako u raket Atlas 5 společným pro všechny varianty rakety Delta 4, připevněn druhý stupeň. Poté byla raketa přemístěna na startovní komplex 37, kde se uskutečnilo první částečné plnění prvního a druhého stupně rakety kapalným vodíkem a kyslíkem. V květnu proběhne generální zkouška před prvním startem, plánovaným na červenec tr. Při této zkoušce bude raketa plně připravena ke startu včetně makety družice, motor prvního stupně RS-68 bude zažehnut na 1 s na plný tah a poté bude vypnut. Cílem této zkoušky bude zkouška startovní rampy z hlediska akustických a dynamických zatížení, které by mohly ovlivnit užitečné zatížení. Startovní komplex je konstruován jako “suchá rampa”, kde by se nemělo používat vstřiku vody pro utlumení akustických vibrací do šachet, odvádějících spaliny z motoru rakety při jejím startu,. Pro všechny případy je ale potrubí pro přívod vody do šachet namontováno, aby bylo možné jej v případě nutnosti aktivovat. Tento závěrečný test by se měl uskutečnit asi 6 týdnů před vlastním startem rakety, aby byl dostatek času znovu startovní rampu připravit ke startu a vyměnit na raketě maketu za skutečnou družici Eutelsat (předpokládá se, že půjde o opravenou družici W1, poškozenou před několika lety při nehodě ve výrobním závodu). Při tomto prvním startu bude použita varianta Delta Medium +4,2, což znamená, že raketa bude mít jeden stupeň CBC s horním stupněm, aerodynamický kryt o průměru 4 m a 2 urychlovací stupně na TPL zavěšené na CBC.

Program vývoje technologií vícenásobně použitelného nosiče - SLI

Koncem roku 2001 oznámila organizace NASA, že pro urychlení programu SLI (Space Launch Initiative) zvyšuje jeho financování o dalších 94,6 mil. USD. Tuto částku NASA rozdělila následovně: firmy Northrop Grumman a OSC dostaly 20,7 mil. USD na návrh inženýrské koncepce celého programu vývoje vícenásobně použitelného nosiče, který by usnadnil přístup do kosmického prostoru jak pro civilní sektor tak pro obranné účely. Společnost Boeing získala 5,4 mil. pro studie systémů, dovolujících záchranu a přežití posádek.

Rocketdyne Propulsion, divize společnosti Boeing spolu se společnostmi Aerojet a Pratt & Whitney, získala 63,1 mil. USD a TRW 5,4 mil. USD pro pokračování prací na pokročilých pohonných systémech. Jde zejména o vývoj motoru s kombinovaným pracovním cyklem, sdružujícího jak náporový tak raketový motor. Motor začíná pracovat jako raketa, po urychlení na asi dvojnásobnou rychlost zvuku začne pracovat náporový motor, využívající atmosférického kyslíku ke spalování vodíkového paliva. Po dosažení desetinásobné rychlosti zvuku motor přejde na konveční raketový pohon a dopraví kosmickou loď na oběžnou dráhu. Marshallovo kosmické letové středisko NASA se touto pohonnou technologií začalo zabývat již v roce 1996 a první komponenty takového motoru byly testovány již v roce 1997. V průběhu posledních 4 let bylo uskutečněno na 360 zkoušek různých konfigurací tohoto kombinovaného motoru a dva z těchto motorů pracovaly na zkušebním stavu více než hodinu každý. Kosmické lodi s těmito motory by měly být zcela vícenásobně použitelné, schopné startovat a přistávat na konvenčních přistávacích dráhách a schopné nového letu během několika dní.

Dodatečné kontrakty, udělené NASA, mají povzbudit vývoj alternativních technologií, jako například zdokonalené nádrže pohonných hmot, právě zmíněné kombinované raketové motory s dlouhou životností či účinné systémy tepelné ochrany kosmických lodí. Tyto technologie by v budoucnu měly vyústit v novou generaci kosmických nosičů. V jistém smyslu je to reakce NASA na zkušenosti se zrušeným programem X-33, kde se ukázalo, že mnohé technologie, například výroba kompozitních nádrží na kapalný vodík, nejsou ještě zralé pro jejich brzkou aplikaci a že je třeba je ještě dotáhnout do stádia použitelnosti. Jelikož však bylo v rámci programu X-33 toho dost uděláno, mohou společnosti, které jsou v současnosti zapojené do programu SLI, získat od NASA některé již dohotovené díly X-33. Jde například o nádrže na kapalný kyslík, kabeláž z optických vláken, potrubí pro přívod pohonných hmot, elektro-mechanické ovladače, dlaždice systému tepelné ochrany a speciální programové vybavení. Též motory s centrálním tělesem (aerospike) již prošly stádiem prvních zkoušek na zkušebním stavu. Předpokládá se však, že většinu vyrobených dílů X-33 převezme Drydenovo výzkumné letové středisko na Edwards a Marshallovo kosmické letové středisko NASA. Startovní komplex s montážním hangárem pro X-33, postavený na Edwards AFB, bude převeden pod Letectvo USA (USAF). USAF si též ponechá již vyrobený drak X-33, která zatím bude uložena v montážním hangáru na startovním komplexu X-33. USAF uvažuje o tom, že by se drak X-33 mohl vyžít jako možné zkušební struktury buď pro budoucí druhou generaci vícenásobně použitelného kosmického nosiče nebo v rámci vývoje vojenského kosmického letounu.

Nové pohonné systémy

V Albuquerque v Novém Mexiku se od 3. do 6. února 2002 uskutečnilo Mezinárodní fórum o kosmické technologii a aplikacích STAIF-2002. V rámci tohoto fóra byly předneseny některé zajímavé příspěvky o projektech nových kosmických pohonných systémů.

Po asi 10 letech se do návrhu rozpočtu NASA na rok 2003 objevuje položka, týkající se rozvoje nukleárních pohonů použitelných pro výzkum vnějších planet sluneční soustavy v rámci programu NASA "New Frontiers". Nová nukleární iniciativa organizace NASA (tzv. Nuclear System Initiative) se skládá ze dvou částí. Jednak se bude pokračovat ve vývoji isotopových zdrojů elektrické energie pro sondy ke vzdáleným planetám, kterých bude též možné využít při zajišťování elektrické energie pro dlouhodobé robotické mise na Marsu. Dále se předpokládá, že v rámci této iniciativy by mělo v budoucnu dojít k realizaci skutečně operačního nukleárního raketového motoru či kombinaci nukleárního reaktoru jako zdroje elektrické energie pro iontové nebo plazmové motory.

Na téže konferenci přednesl J. Kare nápad využít k pohonu planetární sondy proudu mikroplachetnic urychlovaných zářením (tzv. SailBeam mission). Tyto plachetnice by byly urychlovány paprskem multigigawatového laseru z oběžné dráhy kolem Země směrem k sondě. Zářením vlastního laseru, umístěného na sondě, by přilétající plachetnice byly roztaveny a ionizovány. Vzniklý proud iontů by pak předal svůj impuls magnetickému poli kolem sondy. Je zřejmé, že k podstatnému urychlení sondy by bylo potřeba vysílat takovou mikroplachetnici jednou za několik vteřin a to po řadu let. Po řadě let takového urychlování by sonda mohla letět rychlostí až 0,1 rychlosti světla a za 30 až 40 let by mohla dorazit k cílové hvězdě. Zde využitím magnetického pole kolem sondy jako elektromagnetické plachetnice by bylo možné sondu zbrzdit využitím záření cílové hvězdy a začít v tomto hvězdném systému s výzkumem.

J. Kare získal pro výzkum laserového urychlování mikroplachetnic na vysoké rychlosti finanční podporu z programu NASA pro pokročilé koncepce. K výzkumu použil mikroplachetnic z umělého diamantu, které se dařilo urychlit zářením laseru na 0,1 rychlosti světla za 3,5 s.

Ke stabilizaci družice pro dálkový průzkum Země EO-1 (Earth Observing) na oběžné dráze byl použit plazmový orientační motor nové koncepce, tzv. Pulsní plazmový motor. Jako pohonné látky používá teflonové tyčinky, posunované k elektrodám pružinovým mechanizmem. Mezi elektrodami dochází k obloukovému výboj trvajícímu zlomky vteřiny, který vypaří a ionizuje část teflonu. Ionty jsou pak urychleny elektrickým polem. Při jednom pulsu je získaný tah malý, a tak lze celkem přesně určit celkovou dobu práce motorku k získání potřebného výsledného impulsu. Další výhodou motorku je použití tuhé pohonné hmoty, čímž odpadají problémy se skladováním KPL na palubě družice, jejich dopravou do motorů a případný únik KPL. Na palubě EO-1 byly zkoušeny dva tyto motorky, které po dobu asi 4 hodin kontrolovaly klopení družice o hmotnosti 529 kg.

Další technikou kosmického pohonu, tentokráte bez použití pohonných látek, je pohon využívající techniky vlečených družic. Na léto letošního roku se připravuje vypuštění experimentu ProSEDS (Propulsive Small Expendable Deployer System) na raketě Delta 2. Na oběžné dráze bude z jejího druhého stupně rozvinut kabel o délce 15 km, jehož 5 km dlouhá část bude vodivá a zbytek nevodivým sloužící pouze k napínání vodivé části kabelu. Vodivá část kabelu bude připojena k velkoplošné elektrodě. Za letu zemským magnetickým polem se bude do kabelu indukovat proud na úkor pohybové energie stupně. Tento proud bude vybíjen do elektricky nabitého plazmatu v okolí stupně prostřednictvím zmíněné plošné elektrody. Podle výsledků experimentu by v budoucnu mohlo být tohoto pohonného systému využito ke změnám dráhy družic bez spotřeby pohonných látek. Experiment ProSEDS je připravován Marshallovým letovým střediskem NASA.

V experimentech s hypersonickými tělesy se k jejich pohonu používá jako paliva vodíku. Důvodem je rychlost reakce vodíku s kyslíkem při spalování vodíku v nadzvukovém proudění vzduchu náporovým motorem. Použití klasických paliv na bázi uhlovodíků by bylo z konstrukčního hlediska motoru snazší, ale jejich použití zatím bránilo to, že charakteristická doba zážehu a hoření uhlovodíkového paliva se počítá na desítky milisekund, což je příliš dlouho. Než stačí palivo shořet, je již mimo motor, což podstatně snižuje jeho účinnost. Ukazuje se však, že řešení tohoto problému existuje. Rychlost hoření uhlovodíků se zvyšuje, nachází-li se ve směsi se vzduchem aktivní radikály typu O, H, OH, NO a excitované molekuly, které vlastně působí jako katalizátory hoření. Přidáním takových radikálů do směsi vzduchu s palivem typu C₃H₈ (propan) lze dosáhnout snížení charakteristické doby zážehu až na 30 – 50 mikrosekund a doby hoření na 100 – 150 mikrosekund. Zmíněné radikály lze vytvořit ionizací vzduchu například obloukovým výbojem případně jiným typem generátoru, vstřikujícího do vzduchu proudícím motorem oblaka elektronů (Air et Cosmos (2002) č. 1829, s. 16). Jde tedy o další využití plazmatu v oblasti hypersonických letů, které bylo naznačeno v L+K 77 (2001) č. 14, s. 942.

NASA stále pokračuje ve vývoji hybridních raketových motorů v rámci programu “Hybrid Propulsion Demonstration Program”. U hybridních raketových motorů je tuhá pohonná látka umístěna ve spalovací komoře, kam se vstřikuje z jiné nádrže okysličovadlo, kapalný kyslík. Dne 17. 1. se ve Stennisově kosmickém středisku NASA uskutečnila čtvrtá zkouška experimentálního hybridního raketového motoru o tahu 1,25 MN. Motor pracoval 27 s. Cílem zkoušky bylo jednak ověření stability hoření a dále schopnost nevyhořelé tuhé pohonné látky zachovávat si své vlastnosti po zkušebním zážehu. To je důležité pro ověření možnosti restartu motoru. Motor byl vyroben konsorciem společností Lockheed Martin, Boeing, Thiocol Corp. a United Technologies Chemical Systems. Motor byl po zkoušce rozebrán a konsorcium jej odeslalo k analýzám. Získaná data se využijí k případným budoucím aplikacím v oblasti raketového pohonu. Výhodou hybridních raketových motorů je skutečnost, že tuhá pohonná látka je zcela inertní, což zvyšuje bezpečnost při manipulaci s motorem, zjednodušuje jeho konstrukci a tudíž i snižuje cenu motoru.

Družicový navigační systém Galileo

Po řadě měsíců úvah a jednání bylo dne 26. 3. rozhodnuto na setkání ministrů dopravy Evropské unie realizovat evropský družicový navigační systém Galileo (ESA PR 19-2002). Systém bude vyvíjen organizací ESA a spolufinancován Evropskou unií. Toto důležité rozhodnutí znamená, že organizace ESA má možnost pokračovat ve vývoji tohoto systému. Předpokládá se, že první technologická družice GSTB (Galileo System Test Bed) bude vypuštěna koncem roku 2004. Tato družice bude zkoušet kritické technologie systému. V letech 2005-2006 by měly být vypuštěny čtyři operační družice pro ověřování jak práce družic tak i pozemního segmentu systému, tvořeného dvěma řídícími centry. Plně operační systém Galileo bude mít v roce 2008 třicet družic (27 operačních a 3 záložní) na třech kruhových dráhách o výšce 23616 km a se sklonem 56o k rovníku. V této konfiguraci bude možné dobré pokrytí navigačním signálem až do 75o zeměpisných šířek. Výměna dat mezi družicemi a řídícími centry a synchronizace časového signálu všech družic s pozemními centry bude zajišťována pěti stanicemi v pásmu S a deseti stanicemi v pásmu C, vhodně rozmístěnými po celé Zemi. Systém Galileo bude kromě navigační funkce zajišťovat i vyhledávací a záchrannou službu SAR (Search And Rescue), vycházející z vyzkoušeného operačního systému Sarsat-Kospas. Proto bude každá družice ještě vybavena převaděčem, schopným předávat zachycený tísňový signál do koordinačního centra, které zahájí záchrannou operaci. Nadto systém bude schopen předat uživateli v tísni signál, který jej informuje o tom, že jeho volání bylo zachyceno a pomoc je na cestě. To je podstatné zdokonalení tohoto systému oproti současným systémům tísňového volání, kdy uživatel neví, zda bylo jeho volání o pomoc zachyceno.

Základem každého navigačního systému jsou dobré hodiny ( Skutečnost, že základem navigace jsou dobré hodiny, věděli i námořníci, kteří se vypravovali v 17. století na daleké cesty. Svou zeměpisnou šířku odhadli podle polohy Slunce, ale k tomu, aby odhadli zeměpisnou délku, potřebovali znát čas ve zvoleném fixním referenčním bodě, za který byla zvolena Greenwichská observatoř na nultém poledníku. Je to proto, že se místní čas posouvá o hodinu na každých 15o zeměpisné délky, které cestovatel překoná. Hodiny, které byly v té době k dispozici, byly notoricky nepřesné a problém byl vyřešen, až když anglický hodinář J. Harrison sestrojil hodiny, které i na moři měřily čas s přesností 1 s denně (což odpovídá přesnosti polohy 500 m). Hodiny, na jejichž sestrojení pracoval Harrison vlastně celý svůj život jsou vystaveny v Královské observatoři v Greenwichi.).

Palubní hodiny pro družicový systém Galileo jsou vyvíjeny Observatoří v Neuchatel ve spolupráci se společností Temex Neuchatel Time ve Švýcarsku. Každá družice systému Galileo bude mít dvoje hodiny. Oboje využívají té skutečnosti, že atomy, excitované do vyššího kvantového energetického stavu přecházejí do nižšího kvantového energetického stavu se současným vyzářením fotonu přesné frekvence. Jedny hodiny využívají rubidiového standardu o frekvenci kolem 6 GHz a druhé vodíkového maseru s frekvencí 1,4 GHz. Signály, vysílané z družic, tak mají stabilní frekvenci, kterou využijí i méně přesné hodiny uživatelů ke své spojité synchronizaci. Hodiny na družicích mající přesnost 10^-9 s/hod tak dovolí určit polohu uživatele na libovolném místě na Zemi s chybou 45 cm. Hodiny na družicích budou synchronizovány s ještě přesnějšími hodinami v pozemních řídících centrech, využívajících cesiového frekvenčního standardu.

Objekty v blízkosti Zemské dráhy (NEO)

Asteroidy o velkém průměru zatím neohrožují Zemi a specialisté se shodují, že v případě výskytu takového asteroidu, který by byl na dráze vedoucí ke kolizi se Zemí by bylo jistě alespoň 10 let času na to, jak čelit takové katastrofě. Menší asteroidy, jejichž výskyt je častější a jejichž detekce je obtížnější, by mohly při srážce se Zemí způsobit regionální pohromy. Podle expertů je pravděpodobnost dopadu takového asteroidu v průběhu 50 let asi 1:160.

Proto se v posledních letech objevily snahy vytvořit katalog těles, označovaných jako NEO (Near Earth Objects), které se dostávají do blízkosti dráhy Země a objevovat další takové objekty. Kromě toho je potřeba veřejnost informovat o případném riziku dopadu takových těles. Jelikož se asteroidy pohybují celkem pomalu vzhledem ke vzdáleným hvězdám, je těžké ihned po jejich objevení určit přesnou dráhu takového tělesa. Aproximativní dráha pak může končit i srážkou se Zemí a tak vzniká řada falešných poplachů, dokud není dráha objektu zpřesněna. To byl důvod k tomu, že se v posledních letech objevovaly zejména na internetu falešné poplachy o možnosti dopadu těles jako asteroid 1997 XF11 před 4 lety či 2001 PM10 loni v srpnu. Proto NASA otevřela v průběhu března na internetové síti novou stránku “Risk” pro monitorování nově objevených NEO. Stránka je spravována Laboratoří NASA pro tryskový pohon JPL v Pasadeně a má adresu http://neo.jpl.nasa.gov/risk/. Zatím ale ze seznamu 37 asteroidů je vidět, že Zemi aktuálně žádný z nich neohrožuje. První v seznamu, 2002 CU11, objevený 7. 2., by mohl dopadnout na Zemi 31. 8. 2049 s pravděpodobností 1:100 000. Ale jak bude v průběhu doby jeho dráha zpřesňována, může být přesunut mezi tělesa, nepředstavující žádné ohrožení.

V posledních měsících se počet zaregistrovaných asteroidů dost zvýšil vzhledem k rozhodnutí Kongresu, který pověřil organizaci NASA zjistit 90% všech NEO o průměru větším než 1 km do roku 2008. Předpokládá se, že asi 500 z odhadovaného počtu těchto objektů již bylo objeveno a stejné množství je ještě třeba zjistit. O tom, že je takováto iniciativa nutná, svědčí i případ obtížně detekovaného asteroidu 2002 EM7, který prolétl kolem Země dne 8. 3. ve vzdálenosti asi 465 000 km a byl zjištěn až na poslední chvíli (podrobnosti viz IAN č. 413 (25. 3. 2002)). Kdyby mířil na Zemi, nebyl by již čas na nějakou protiakci.

Slunce

Počátkem února byla vypuštěna družice HESSI (High-Energy Solar Spectroscopic Imager) pro studium energetické bilance slunečních protuberancí. Cílem mise je pochopení skutečnosti, proč je ve slunečních protuberancích uvolňováno tolik energie v krátkém časovém okamžiku. Předpokládá se, že sluneční protuberance jsou důsledkem prudkého uvolnění magnetické energie, ale přesný mechanizmus je neznám. Družice HESSI bude v průběhu dvou let registrovat vysokoenergetické záření slunečních protuberancí, tj. rentgenové a gama záření s velkým rozlišením. Jedna z prvních protuberancí, kterou družice HESSI zaregistrovala na jižní sluneční polokouli byla pozorována 20. 2. Šlo o středně mohutnou protuberanci v aktivní sluneční oblasti, označované AR 9830. Dne 20. 3. byla pozorována mohutnější protuberance o energetickém ekvivalentu asi milion megatun TNT, která výrazně zazářila v rentgenové oblasti (NASA News 02-59). V tento den byla též družice přejmenována na počest Dr. Reuven Ramatyho, který v Goddardově kosmickém letovém středisku NASA pracoval v Laboratoři astrofyziky vysokých energií a zabýval se tam fyzikou slunečních protuberancí, kosmickým a gama zářením kosmických těles. Družice tedy nyní nese název RHESSI. Kromě rentgenového záření slunečních protuberancí může družice RHESSI registrovat i rentgenové záření neslunečního původu, jako byl záblesk měkkého rentgenového záření od černé díry v binárním systému Cygnus X-1 nebo rentgenové záření pulsarů.

Mars

Sonda Mars Odyssey ukončila 11. 1. snižování své dráhy kolem Marsu aerodynamickým bržděním. Dne 11. 1. v 08.18 UT byly na 244 s zažehnuty orientační motorky sondy a sonda upravila svou dráhu tak, aby se dostala nad hustší vrstvy atmosféry Marsu. Nejmenší vzdálenost sondy k povrchu planety (periapsis) po manévru činila 201 km a největší (apopsis) byla ve vzdálenosti 500 km. Tato dráha nebyla ještě konečná a jemnými manévry dne 28. a 30. 1. byla upravena na kruhovou dráhu o výšce 400 km, ze které bude prováděno mapování povrchu planety.

Během fáze aerodynamického brždění prolétla sonda horními vrstvami atmosféry Marsu na 332krát. Využití tohoto typu brždění před motorickým ušetřilo sondě na 200 kg pohonných látek. Tato redukce hmotnosti sondy dovolila její vypuštění levnějším nosičem, raketou Delta II (7925).

Od 27. 3. jsou aktuální snímky povrchu Marsu, získané systémem zobrazování tepelného záření THEMIS, k dispozici veřejnosti na internetové adrese http://themis.asu.edu/latest.html, umístěné na serveru Arizonské státní university. S mapováním povrchu Marsu bylo započato již v polovině února pořizováním snímků jak ve viditelném tak v infračerveném spektru záření. Předpokládá se, že přístroj THEMIS získá během mise sondy Mars Odyssey minimálně na 15 000 snímků ve viditelném spektru.

Pro pořízení mapy chemického složení povrchových hornin nese sonda Mars Odyssey spektrometr gama záření, který se skládá z vlastního čidla pro detekci gama záření, neutronového spektrometru a detektoru neutronů o vysokých energiích. Dne 19. 2. byl povelem z řídícího střediska otevřen kryt prostoru, ve kterém se nachází čidlo gama záření umístěné na složeném nosníku. Detektor je tak vystaven teplotě okolního prostředí a ochladí se tak na operační teplotu -138oC. V této pozici bude detektor gama záření po několik měsíců měřit gama záření, emitované samotnou sondou, s cílem získat data, potřebná pro kalibraci budoucích měření gama záření povrchu Marsu. Na konci tohoto kalibračního období bude čidlo vysunuto nosníkem do vzdálenosti 6 m od sondy a začne vlastní období mapování chemického složení povrchu Marsu.

14. 3. bylo konstatováno, že jak detektor gama záření tak kamera sondy Mars Odyssey pracují dobře. Po značném úsilí se dokonce podařilo navázat komunikaci s detektorem úrovně radiace prostředí MARIE (Martian Radiation Environment Experiment), který přestal pracovat v srpnu loňského roku (L+K 77 (2001) č. 24, s.1620). Analýza různých testů ukázala, že problém s tímto experimentem patrně vznikl v důsledku paměťové chyby v programovém vybavení přístroje. Tento přístroj bude určovat úroveň radiace v okolí planety Mars a dovolí zjistit, jaké radiační dávce budou vystaveni budoucí cestovatelé k planetě Mars. Předběžné výsledky však již nyní naznačují, že by astronauti, letící v meziplanetárním prostoru, byli vystaveni asi dvojnásobku radiační úrovně, která je měřená v Mezinárodní kosmické stanici ISS (ISS je stále ještě částečně chráněná před zářením zemským magnetickým polem, zachycujícím nabité částice slunečního větru). Zabezpečení ochrany budoucích cestovatelů k planetám před vlivem radiace je podle generálního ředitele NASA S. O´Keefeho jedním z velkých úkolů pro tuto organizaci. (O nebezpečí vlivu záření na kosmonauty se v současné době mnoho nemluví, neboť všechny pilotované lety v posledních desetiletích se odehrávají v blízkosti Země. Na realitu tohoto nebezpečí však byla široká veřejnost již před řadou let dramaticky upozorněna v románovém zpracování letů na Měsíc v rámci programu Apollo (viz James Michener: Space, Random House, N.Y. 1982)).

Analýza snímků, získaných sondou Mars Global Surveyor z lávou pokryté oblasti Cerberus Plains v blízkosti rovníku, ukazuje, že zde muselo dojít ke katastrofickým záplavám. Odhaduje se, že z trhlin v blízkosti Cerberus Fossae uniklo zhruba před 10 mil. léty na 600 km³ vody, která vymlela systém kanálů podél Athabaska Valles. Podle nánosu vymletých hornin lze odhadnout jihozápadní směr proudění, který odpovídá i sklonu terénu. Na to, že se jedná o důsledek vodních záplav se usuzuje z analogie s podobně vymletým terénem v Channeled Scabland na severozápadu USA, kde podobné terénní změny byly způsobeny katastrofálními záplavami při vulkanickém roztavení ledovce. Na druhé straně specialisté z U.S. Geological Survey zastávají hypotézu, že eroze materiálu ve vymletých korytech byla způsobena explozivním zahřátím povrchového materiálu kontaktem s vulkanickým magmatem. Tímto povrchovým materiálem byl prý spíše tuhý CO₂, který roztál. Na CO₂ se soudí proto, že podle odhadů je k vytvoření pozorovaných erozí potřeba méně kapalného CO₂ než vody, která by ostatně při nízkých teplotách na Marsu rychleji zamrzala a nedotekla by tak daleko (L+K 77 (2001) č. 13, s. 874).

Na druhé straně sezónní sledování jižní polární čepičky Marsu při rozšířené misi sondy Mars Global Surveyor naznačuje, že zde dochází k rychlým terénním změnám. Například v srpnu 2001, když začal být jižní pól Marsu po zimním období osvětlován Sluncem, bizardní terénní relief (scarps) se začal celkem rychle měnit, během necelého Marsova roku se stáhl asi o 3 m a některé útvary kompletně zmizely. Z tohoto chování terénu v oblasti jižního pólu Marsu usuzují specialisté, že hlavním materiálem, tvořícím jižní polární čepičku, je tuhý CO₂. Nicméně první předběžné výsledky ze spektrometru gama záření naznačují, že se v oblasti jižní polární čepičky vyskytuje značné množství vodíku, pravděpodobně vázaného ve formě vody, ale tato informace bude prověřena dalšími měřeními (NASA News 02-41).

Zatím záhadným jevem, který čeká na vysvětlení je vznik tmavých skvrn na písečných dunách v oblastech severní a jižní polární čepičky. Tyto kruhové skvrny vznikají v jarním období a opět mizí v letních měsících. Podle názoru maďarských vědců by mohlo jít o kolonie mikroorganizmů, které procesem fotosyntézy zahřívají své okolí, kde roztaje námraza a tak se jeví místo tmavé. Specialisté z ESA jsou spíše nakloněni nebiologickému vysvětlení, neboť zde panují teploty až -126oC a atmosféra Marsu propouští značnou intenzitu ultrafialového záření, škodícímu biologickým objektům. Pozorování tmavých skvrn na kometárních jádrech složených z ledu a CO₂ je vysvětlováno působením ultrafialového záření a není tedy vyloučeno, že podobné vysvětlení platí i v případě tmavých skvrn v polárních oblastech Marsu. O těchto či dalších hypotézách vzniku tmavých skvrn na marsovských dunách bude informováno na letošní výroční konferenci Evropské geofyzikální společnosti v Nice od 22. do 26. 4. 2002.

Na druhé straně určitou nadějí, podporující možnost existence života na Marsu, je nález mikrobů v hloubce 200 m pod zemským povrchem v podmínkách, které připomínají podmínky pod povrchem Marsu. Nález, uskutečněný ve státě Idaho, je zajímavý tím, že nalezené mikroby jsou úplně odděleny od povrchového ekosystému a existují díky tomu, že získávají energii kombinací vodíku a kysličníku uhličitého, rozpuštěných v podpovrchové vodě, na metan. Mikroby tak k přežívání nepotřebují ani sluneční světlo ani uhlík organického původu. Mikroby tohoto typu byly pravděpodobně velice časté v ranně historii Země, kdy byl dostatek vodíku, ale další organické látky ještě neexistovaly. Lze tedy soudit, že tyto formy života mohou existovat na Marsu, či jiných měsících sluneční soustavy za nepřítomnosti slunečního světla s využitím vodíku, uvolňovaného z vnitřku planetárního tělesa. Problémem však může být skutečnost, že se takové formy života nacházejí v hloubce pod povrchem planetárních těles. Bude tedy nutné vybavit budoucí sondy vrtným systémem, což přinese řadu technických problémů, například, že vrtný systém bude muset automaticky zvládat odpor od různých typů hornin s odlišnou tvrdostí. Nadto nebudou k dispozici výkonné elektrické zdroje a tak bude možné využívat pouze sluneční energii nebo případně nukleární zdroje elektrické energie.

Je však nutné podotknout, že jsou biologové, kteří se domnívají, že šance nalezení života na Marsu jsou mizivé. Takovým odborníkem je i prof. N. Pace z University of Colorado v Boulderu, specialista na přežívání mikroorganismů v extrémních podmínkách. Podle jeho názoru jsou životní podmínky na Marsu i pro mikroorganismy natolik nepříznivé, že jejich nalezení je značně nepravděpodobné.

Ať již tedy bude na Marsu nějaký život nalezen či nikoliv, započalo se s vývojem robotických systémů, schopných provádět výzkum Marsu bez lidského řízení a v terénu libovolného typu (L+K 78 (2002), č. 2, s. 106). K tomu, aby tyto systémy byly schopné operačního nasazení na povrchu Marsu, bude zapotřebí nejméně 10 let práce. Pilotovaná expedice k planetě Mars se však neuskuteční dříve, pokud robotické mise nepřipraví na povrchu Marsu pro lidský výsadek potřebnou infrastrukturu (Air et Cosmos (2002) č. 1831, s. 49).

“Marsovské” výzkumné stanice

Po úspěšné výzkumné tzv. “marsovské” misi v obyvatelném modulu Marsovské společnosti umístěném v kráteru Haugton na ostrově Devon v Arktidě v létě 2001 ( expedice HMP-2001, viz L+K 77 (2001), č. 24, s. 1623, expedice HMP-2002 se plánuje od 23. 6. do 15. 8.) se Marsovská společnost rozhodla vybudovat na dalších místech na Zemi ještě tři obyvatelné moduly. Druhým je modul, umístěný v poušti na severozápadě od Hanksville ve státě Utah. Modul nese název “Marsovská pouštní výzkumná stanice” (Mars Desert Research Station). Na rozdíl od modulu na ostrově Devon, který byl vyrobený z kompozitních materiálů, je modul u Hanksville kovový. Byl již vyzkoušen dvěma osádkami během Vánoc 2001 a v lednu t.r. Operační posádka, vedená R. Zubrinem a T. Muscatello, zde pracovala od 8 do 22. 2. Dalších 6 členů posádky tvořili biologové, inženýr a architekt. Následující operační posádky se zde střídaly v obdobích 23. 2. - 8. 3., 9. – 22. 3., 23. 3. – 6. 4., 7. – 20. 4. a 21. 4. –4. 5.

Podle Marsovské společnosti se bude moci práce na stanici v Utahu více účastníků, neboť tato stanice bude v provozu od podzimu do jara. Arktickou stanici je možné provozovat pouze v letních měsících. Kromě toho náklady na činnost pouštní stanice jsou nižší, než náklady na provoz arktické stanice. Na druhé straně zkušenosti ukázaly, že z konstrukčního hlediska stanice bylo u obou stanic nutné řešit jiný typ problémů, který souvisí s jejich umístěním v odlišných podmínkách. U pouštní stanice silné větry v této oblasti působily určité problémy a způsobily i poškození skleníku stanice.

Při letu k pouštní stanici dne 15. 3. málem zahynuli dva členové Marsovské společnosti Frank Schubert a Matt Smola. V pronajatém jednomotorovém letadle chtěli letět lyžovat do hor v Utahu a přitom shodit zásoby u Marsovské pouštní výzkumné stanice. Po natankování ve městě Roosevelt v Utahu zamířili na Heber City, když náhle motor letadla ztratil výkon a letadlo se propadlo ve vzdušném víru asi o 1500 m. V horském terénu se Schubertovi podařilo nouzově přistát a letoun přitom dopadl na sněhem pokrytou stranu hory. Schubert si při přistání zlomil nohu a zápěstí, Smola byl zraněn jen lehce. Podařilo se mu vytáhnout Schuberta z letadla a udržovat ho celou noc v teple, i když teplota klesala na -21oC. Naštěstí se ukázalo, že i v horách pracuje Schubertův mobilní telefon a tak Smola zavolal o pomoc. Podařilo se mu použít i signalizační světla havarovaného letounu jako světelného signálu a tím na sebe upozornit posádku záchranného vrtulníku asi v 5.30 hod ráno místního času. Z této příhody s dobrým koncem je tedy vidět, že let k Marsovské výzkumné stanici může být nevšední i v případě, že se taková experimentální stanice nachází ještě na Zemi.

Třetí obyvatelný “marsovský” výzkumný modul bude umístěn v Austrálii. Uvažuje se o třech místech a to v oblastech Arkaroola, Arkaringa a Woomera. Modul by mohl být realizován v období 2002 – 2003 za asi 250 000 AUD. Čtvrtý modul, tzv. EuroMars, se bude nacházet v Evropě. V úvahu přichází buď Island z hlediska geologického, oblast řeky Tinto v Andaluzii z biologického hlediska a konečně základna Esrange u města Kiruna ve Švédsku (Air et Cosmos (2002), č. 1832, s. 63). Na základě získaných zkušeností bude mít tento modul tři patra na místo dvou pater u současných stanic.

Jupiter

Na snímcích severního pólu Jupiteru, získaných sondou Cassini mezi 1. 10. a 15. 12. 2000 byla pozorována záhadná tmavá skvrna, jejíž původ je zatím neznám. Připomíná trochu tzv. “ozónovou díru” nad zemskou Antarktidou. Její rozměr je však větší než zemský průměr a vytvořila se v oblasti Jupiterových polárních září, kde září ionty, zachycené v Jupiterově magnetickém poli a kde interagují plyny Jupiterovy atmosféry s těmito ionty. Na snímcích se skvrna chová jako vír. Podle jedné hypotézy jde o jev vznikající v mlze ve vysokých vrstvách Jupiterovy atmosféry nad vrstvou oblačnosti.

Dalším zajímavým pozorováním je rentgenové záření Jupiteru v polárních oblastech, pozorované rentgenovou observatoří Chandra. Observatoř Chandra pozorovala Jupiter po celou periodu jeho rotace, tj. 10 hod a objevila v blízkosti severního magnetické pólu Jupiteru rentgenovou skvrnu, pulsující s periodou 45 min. Tato perioda je podobná periodě rádiových pulsů v atmosféře Jupiteru ve vyšších šířkách, které objevily sondy Galileo a Cassini. Vysvětlení tohoto jevu zatím není. Předpokládá se pouze, že může jít o shluky těžkých iontů ze slunečního větru, zachycených Jupiterovým magnetickým polem. Tyto shluky periodicky putují od pólu k pólu Jupiteru, kde se ve zhušťujících se magnetických siločárách odrazí a zazáří v rentgenovém spektru. Podrobnější informace o tomto pozorování lze nalézt v článku skupiny autorů vedených R. Gladstonem, publikovaném v časopise Nature z 28. 2. 2002.

Další ze série článků o pozorování Jupiteru sondou Cassini, publikovaný v témže čísle Nature týmem autorů vedených W. Kurthem z University of Iowa je věnován magnetosféře této obrovské planety. Ukazuje se, že Jupiterova magnetosféra je asi 100× širší než je Jupiterův průměr. Sonda Cassini byla schopná zaregistrovat interakci zvýšené koncentrace částic slunečního větru vyvržených při slunečních protuberancích s magnetosférou Jupiteru, stimulovanou emisi rádiových vln v magnetosféře v důsledku této interakce a současné zjasnění polárních září Jupiteru. To svědčí o tom, že po slunečních protuberancích roste v Jupiterově magnetosféře koncentrace elektronů a též i intenzita elektrických proudů. Zachycené vysokoenergetické elektrony v radiačních pásech Jupiterovy magnetosféry pak při svém pohybu vyzařují rádiové vlny, které jsou již léta monitorovány i na Zemi. Pozorování Jupiterovy magnetosféry přispívá i k pochopení úlohy Zemské ochranné magnetosféry, která je pro náš život na povrchu Země tak nezbytná.

Sonda Galileo

Asi 28 minut před nejtěsnějším průletem kolem měsíce Io dne 17. 1. přešla sonda Galileo do tzv. “bezpečnostního módu”, když došlo k resetování řídícího počítače. Důsledkem bylo přerušení práce přístrojů na palubě sondy a registrace dat v okolí Io. Sonda totiž měla měřit jak koncentraci nabitých částic a intensitu magnetických polí v okolí Io, tak sledovat povrch Io kamerou a infračerveným spektrometrem. Pracovníky řídícího střediska tato vzniklá potíž příliš nepřekvapila, neboť ji přičítají vlivu prostředí s vysokou radiací, které vládne v okolí Jupiteru. Sonda již pracuje asi o čtyři roky déle než bylo předpokládáno a přežila přibližně o 3,5 krát vyšší dózu radiace, než se původně plánovalo. Řídící středisko vyslalo k sondě signály, které ji uvedly do normálního pracovního režimu během zbytku průletu. Ovšem vědecká data, která měla být získána během největšího přiblížení k Io, byla v důsledku výpadku práce sondy ztracena. Přerušení práce sondy však nemělo vliv na primární cíl tohoto průletu, tj. uvedení sondy na takovou dráhu, aby sonda Galileo skončila svou existenci v atmosféře Jupiteru v září 2003. Řídící středisko se raději rozhodlo pro tento zánik sondy z toho důvodu, aby se opuštěná sonda někdy v budoucnu nezřítila na povrch měsíce Europa a nekontaminovala její podpovrchový oceán pozemskými bakteriemi. Europa stojí v popředí budoucího zájmu vědců z hlediska hledání případného mimozemského života. Už nyní se zkouší robotická sonda Cryobot délky asi 1 m a průměru 12,5 cm zakončená měděnou hlavicí, zahřívanou na téměř 100oC, která pronikla během čtyř dnů v ledovci na Špicberkách do hloubky 22,5 m. Tohoto typu sondy se snad jednoho dne bude používat k hledání života pod ledovci na měsíci Europa či na planetě Mars.

Průlet ze 17. 1. ve výšce asi 101 km nad povrchem Io byl 34. a poslední průlet sondy Galileo kolem čtyř galileovských měsíců Jupiteru: Io, Europa, Ganymed a Kalisto. Před svým vstupem do atmosféry Jupiteru by ještě měla sonda Galileo v listopadu 2002 uskutečnit první průlet kolem vnitřního měsíce Amalthea.

Sonda Cassini

V lednu 2002 ukončila sonda Cassini čtyřicet dní trvající období sběru dat s cílem zaregistrovat šířící se gravitační vlny. Sonda vysílala spojitý signál na dané frekvenci v pásmu X a na frekvenci v pásmu K_a. Tyto signály byly registrovány pozemními stanicemi DSN, ale jejich analýza potrvá měsíce. Předpokládá se totiž, gravitační vlna způsobí nepatrnou změnu relativní rychlosti sondy vůči Zemi, což se projeví změnou frekvence vysílaného signálu sondy v důsledku Dopplerova efektu. Při analýze signálů, přijatých ze sondy, se budou hledat právě případné změny frekvence signálu, vysílaného sondou. Než doletí sonda Cassini k planetě Saturnu v červenci 2004, bude se tento experiment opakovat ještě dvakrát.

Technici v řídícím středisku v JPL v Pasadeně také pokročili při řešení problému zamlžování optiky kamery sondy s malým zorným úhlem. Operační teplota kamery je -90oC. Po úspěšném snímkování planety Jupitera v období několika měsíců na přelomu let 2000/2001 byla kamera v rámci běžné údržby zahřátá na teplotu 30oC. Při pozdějším ochlazení přístroje na operační teplotu se optika kamery zamlžila. Ukázalo se, že zahřátí optiky kamery na 4oC stačí k tomu, aby zamlžení zmizelo, jak prokázaly kontrolní snímky hvězd.

Prachový prstenec sluneční soustavy

O prachovém prstenci, obklopujícím naší sluneční soustavu, existovala již dlouho řada pozorování. Sondy Pioneer 10 a 11 nalezly za dráhou Saturna prachové částice neznámého původu. Byla vyřčena hypotéza, že tento prach souvisí s existencí řady malých těles nacházejících se v tzv. Edgeworthově-Kuiperově pásu, který začíná za dráhou planety Neptun (podrobněji o těchto tělesech viz článek J. Tiché “Transneptunická tělesa”, Astropis 8 (Speciál 2001/2002), s.13). Později bylo mikrovlnné záření tohoto prstence naměřeno družicí COBE. Principiální otázka, na kterou bylo třeba nalézt odpověď, spočívala v tom, zda tento prach stále vzniká v důsledku kolize malých ledových těles v Edgworthově-Kuiperově pásu, nebo přilétá z mezihvězdného prostoru. Data ze sondy Ulysses, která se již 10 let pohybuje na polární dráze kolem Slunce, ukázala, že prachové částice mezihvězdného původu jsou 10× až 100× menší, než prachové částice, zjištěné sondami Pioneer 10 a 11. Jelikož je meziplanetární prach buď zachycován velkými tělesy sluneční soustavy nebo uniká do mezihvězdného prostoru vlivem záření centrální hvězdy, musí existovat mechanizmus jeho doplňování. Tým M. Landgrafa z organizace ESA odhaduje z měření sond Pionneer, že hustota částic je asi 1 částice na 50 km³. To se zdá být mizivé množství, ale stačí k tomu, aby takový prstenec zářil v mikrovlnné oblasti. Počítačové simulace nadto naznačily, že k tomu, aby kolem naší sluneční soustavy stále pozorovaný prstenec existoval, je třeba, aby se zde každou vteřinu vytvářelo na 50 000 kg prachu. Zdrojem prachu v případě naší sluneční soustavy mohou být pouze kolize malých těles za dráhou Neptuna.

Existence prachového prstence kolem naší sluneční soustavy může být i vodítkem pro hledání hvězd s planetárním systémem. Zjistí-li se kolem hvězdy, která již není mladá, takový prstenec, je pravděpodobné, že tato hvězda má planety, asteroidy a jiná tělesa, jejichž srážky vedou k obnovování pozorovaného prstence. Podobné prstencové útvary již byly pozorovány pomocí kosmického teleskopu HST např. kolem hvězdy HR 4796A nebo v infračervené oblasti záření kolem hvězd Vega a Epsilon Eridani. Plánovaná mise Herschel, při které by měl být na oběžnou dráhu kolem Země vynesen v roce 2007 velký kosmický teleskop ESA, by mohla nalézt další takové hvězdy, obklopené prachovým prstencem.

Rentgenové záblesky, kvasary a černé díry

Při pozorování kvasaru PKS 1127-145 zaregistrovala rentgenová observatoř Chandra rentgenové záření emitované koncentrovaným svazkem částic, který má délku milion světelných let. Tento svazek částic svědčí o explozivní aktivitě v okolí supermasivní černé díry ve středu kvasaru, která nastala před asi 10 mld let. K explozi došlo patrně při střetu dvou galaxií. Pozorované rentgenové záření je pravděpodobně důsledkem interakce nabitých částic vylétajících z okolí černé díry s mikrovlnným reliktním zářením po tzv. Velkém třesku, které bylo tehdy daleko intenzivnější než je v současné době. Část rentgenového zážení od kvasaru PKS 1127-145 však prochází galaxií ve vzdálenosti asi 4 mld světelných let od Země. Stínící galaxie pohlcuje část intenzity primárního rentgenového záření a z měření absorbce záření bylo možné odhadnout, že stínící galaxie měla před 4 mld lety asi jen 20% kyslíku ve srovnání s naší galaxií - Mléčnou dráhou v současnosti. To je zajímavé zjištění, neboť dovoluje odhadnout, jak se s rostoucím časem obohacují galaxie o kyslík a další prvky, potřebné ke vzniku života. Podrobnější údaje o určení množství kyslíku publikoval kolektiv autorů vedený J. Bechtoldem v časopise The Astrophysical Journal z 20. 11. 2001. Detaily o pozorování kvasaru PKS 1127-145 lze nalézt v práci A. Siemiginowské se spoluautory také v časopise The Astrophysical Journal v čísle, které vyjde 10. 5. 2002.

Tým vědců z Massachusetts Institute of Technology a z Tel Aviv University přichází s modelem vysvětlujícím příčiny pozorovaných záblesků gama záření, soustředěných do koncentrovaných svazků. Podle modelu jde o systém hvězd, obíhajících kolem rotující černé díry v centru systému. Pokud se některá z obíhajících hvězd značně přiblíží k černé díře, je na své oběžné dráze destabilizována. Rozpadne se působením gravitačních sil na prstenec, který je za krátkou dobu absorbován černou dírou. Při postupném pohlcování prstence se uvolňuje energie ve formě záření, která je vyzařována ve dvou energetických svazcích podél rotační osy černé díry a je podstatou pozorovaných záblesků gama záření. Podle pozorování délky takových záblesků by měl vzniklý prstenec kolem černé díry obíhat až 20 s, než bude pohlcen. To je dost dlouhá doba a tak prstenec po tuto dobu přežívá díky absorbci gravitačních vln, vyzařovaných rotující černou dírou. Záření gravitačních vln zatím nebylo měřeno, ale pokud se to podaří například pomocí experimentu LIGO, určeného pro detekci gravitačních vln (L+K 75 (1999), č. 11, s. 99), mohlo by být takové měření i prvním důkazem existence rotující tzv. Kerrovy černé díry. R.P. Kerr totiž v roce 1963 nalezl přesné řešení Einsteinových rovnic obecné relativity, které popisuje rotující černou díru. Model, vysvětlující původ záblesků gama záření je popsán v článku publikovaném v časopise Science skupinou autorů vedenou M. van Puttenem z MIT (Science 295 (2002) č. 5561, s. 1874).

V současné době je známo na devadesát tzv. milisekundových pulzarů, ale dosud nebylo uskutečněno žádné pozorování, které by podpořilo teorii vzniku těchto pulzarů. Obvyklé vysvětlení vzniku milisekundového pulzaru bývá takové, že původně pomalu rotující neutronová hvězda začne absorbovat hmotu ze svého průvodce, obvykle rudého veleobra. Hmota, dopadající na povrch neutronové hvězdy jí předává svou energii a zvětšuje rotaci neutronové hvězdy. Proces končí tím, že se z rudého obra stane bílý trpaslík a neutronová hvězda (pulsar) rotuje rychlostí řádově 100 otáček za vteřinu (proto milisekundový pulsar). Série pozorování milisekundového pulsaru PSR J1740-5340 rotujícího rychlostí 274 ot./s kosmickým teleskopem HST dovolila poprvé sledovat poslední stádium urychlování rotace neutronové hvězdy. Pozorování však ukázala, že doprovodná hvězda je gigantický rudý veleobr. Neutronová hvězda sice ze svého průvodce odsává plynnou hmotu, ale má již takou rotační energii, že už další hmotu přijímat nemůže a tak ji rozptyluje do svého okolí. Podle názoru F. Ferrara z týmu vědců z Bolognské astronomické observatoře, kteří pozorovali pulsar PSR J1740-5340 a jeho průvodce ve hvězdném shluku NGC 6397, jde zřejmě o netypický případ, kdy má průvodce pulsaru ještě dostatek hmoty. F. Ferraro spekuluje, že průvodce je některou z hvězd shluku, kterou neutronová hvězda zachytila až po vypuzení bílého trpaslíka.

Další pozorování observatoře Chandra se soustředilo na studium rentgenového záření tří nejvzdálenějších kvasarů, nedávno objevených na optických vlnových délkách. Tyto kvasary, označované jako SDSS 1306+0356 (rudý posuv z=5,99), SDSS 0836+0054 (z=5,82) a SDSS 1030+0524 (z=6,28) jsou vzdálené kolem 13 mld světelných let. Byly objeveny v rámci projektu SDSS (Sloan Digital Sky Survey) financovaného Sloanovou nadací. Zdá se, že jejich vlastnosti se neliší od vlastností mladších kvasarů, což znamená, že se fyzikální podmínky v okolí centrální černé díry kvasaru s časem příliš nezměnily. Hmotnosti těchto černých děr jsou podle různých modelů odhadovány na 10 mld hmotnosti Slunce. To znamená, že již v dávných dobách existence Vesmíru vznikaly hmotné černé díry (pro srovnání: hmotnost černé díry v centru naší galaxie se odhaduje na 3 mil. hmotnosti našeho Slunce).

Zrychlující se rozpínání Vesmíru

Tým anglických a australských astronomů podal nový nezávislý důkaz o urychlujícím se rozpínání našeho Vesmíru. Tento důkaz spočívá ve srovnání geometrie shlukování asi 250 000 galaxií ve velkém objemu vesmíru, pozorovaným teleskopem ve Siding Spring ve státě New South Wales v Austrálii. Tato pozorovaná současná struktura Vesmíru byla porovnána se strukturou Vesmíru, zobrazenou v anizotropii mikrovlnného kosmického reliktního záření. V reliktním záření je totiž zachována struktura vesmíru z doby, kdy bylo stáří Vesmíru asi jen 300 000 let. Tato pozorování týmu astronomů v čele s prof. G. Efstathiou z Univerzity v Cambridge bude publikována v Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (viz též MN RAS 329 (2002) č. 1, s. 87).

První důkaz o tomto jevu byl podán asi před třemi lety, kdy ze sledování jasu vzdálené supernovy se usoudilo na to, že kdyby se expanze Vesmíru zpomalovala, byl by jas supernovy jiný, než pozorovaný.

Obě tato pozorování ukazují, že Vesmír je plný tzv. nezářivé tmavé hmoty (dark matter), která je zodpovědná za urychlující se expanzi Vesmíru a dominuje nad konvenčními typy hmoty.

(viz též Europhysics News 32 (2001) č. 6).

(lek)

Při přípravě těchto Zajímavostí byly ještě použity informace z internetových bulletinů:
www.spacefligthnow.com , www.spacedaily.com , www.space.com (leden – březen 2002).

Převážná část těchto “Kosmonautických zajímavostí” byla publikována v L+K 78 (2002) č. 8, s. 512 – 516; č. 9, s. 580 - 584; č. 10, s. 664.

Na MEK byl tento článek publikován se svolením autora.

Aktualizováno: 10.10.2002

[ Obsah | Novinky v kosmonautice | Články | Obsahy L+K | Kosmonautické zajímavosti ]

Pokud není uvedeno jinak, jsou použité fotografie z NASA (viz. Using NASA Imagery) a dalších volně přístupných zdrojů.

(originál je na https://mek.kosmo.cz/novinky/kznl/200201.htm)