KOSMONAUTICKÉ ZAJÍMAVOSTI - NEPILOTOVANÉ LETY
(2. čtvrtletí 2002)
Automatická dopravní loď ATV “Jules Verne”
Jak bylo zmíněno v L+K 78 (2002) č. 8, s. 513, dopravní loď ATV
(Automated Transfer Vehicle) je konstruována organizací ESA jako zásobovací loď pro
Mezinárodní kosmickou stanici ISS.
Strukturální a tepelný model ATV je v současné době zkoušen ve středisku
ESTEC organizace ESA v Noordwijku v Nizozemí. Mechanické zkoušky zahrnovaly
jednak chování ATV při akustickém zatížení, kdy byl model vystaven stejné úrovni
hluku, jakou způsobují čtyři motory Concorde při startu. Po vibračních testech
následovala rázová zkouška, ověřující chování ATV při rázech vznikajících
oddělováním stupňů rakety Ariane 5. Dne 9. 4. byl tento zkušební exemplář ATV
představen veřejnosti. V polovině letošního roku proběhnou zkoušky
elektrických systémů a do konce roku se bude pokračovat v prověřování
letového programového vybavení řídícího počítače ATV.
Francouzská kosmická agentura CNES je zodpovědná za vývoj a provoz pozemního
řídícího střediska ATV. Vývoj a výstavba řídícího střediska probíhá od
září 2001 a potrvá do května 2003. Řídící středisko bude jednak monitorovat
telemetrii ATV, analyzovat získaná data a převádět je do vizuální formy. Dále bude
zajišťovat řízení modulu, ověřování správného provedení operací a archivaci
dat do databází. K tomu účelu bude mít řídící středisko k dispozici server pro
telemetrii a řízení pracující v reálném čase, server pro analýzu a zpracování
dat. S těmito servery bude spolupracovat řada pracovních stanic, ze kterých bude mít
obsluha střediska možnost přístupu ke všem datům, zobrazovaným ve standardní
grafické podobě. Projekt střediska předpokládá využívání operačních systémů
Windows 2000 a Solaris 2.8 a systému Oracle 9i pro zpracování dat.
ATV bude létat bez posádky a podobně jako ruská automatická nákladní loď
Progress se bude automaticky spojovat se stanicí ISS. Bude sloužit jednak
k dopravě nákladu, jako pohonný modul umožňující zvýšit dráhu stanice
(výška dráhy stanice denně klesá asi o 200 m díky odporu atmosféry) a dále jako
případný útulek astronautů, neboť její nákladový prostor je tlakovaný.
První let ATV se předběžně plánuje na rok 2004. První letový exemplář
dopravní lodi ATV ponese název “Jules Verne” na počest známého francouzského
autora vědecko-fantastických románů z 19. století.
Kosmická turistika
Při příležitosti 75. výročí Lindberghova non-stop přeletu Atlantského oceánu
zopakoval vnuk C. Lindbergha, Erik Lindbergh dne 1. 5. let svého dědečka v letadle
Lancair Columbia 300 a přistál na pařížském letišti Le Bourget za 17 hod po startu.
Jeho dědečkovi to trvalo 33,5 hod. Organizátoři této akce při této příležitosti
propagovali i Nadaci ceny X (X Prize Foundation), jejímž viceprezidentem je i Erik
Lindbergh. Nadace udělí cenu ve výši 10 mil. USD té soukromé skupině, která bude
schopná bezpečně dopravit 3 osoby do výšky 100 km a zpět v dopravním
prostředku, schopném zopakovat takový let do dvou týdnů. O tuto cenu soutěží 21
týmů. Kanadská skupina vystavovala během letu E. Lidbergha maketu své rakety Canadian
Arrow (modifikace německé V2) nejprve na Rockefeller Plaza a později v Central Parku.
Jedním z týmů v soutěži o Cenu X je i ruská společnost Mjasičev. Ta připravuje
pro soutěž letoun S-21, který by měl do výšky 100 km dopravit 3 osoby. Letoun je 7,7
m dlouhý s rozpětím 5,58 m. Ze země S-21 odstartuje na hřbetě dopravního
letounu M-55 a po odpoutání zapálí apogeový motor na TPL, aby tak dosáhl plánované
výšky. Po jejím dosažení provede letoun otočku tak, aby přistál v místě
startu. Cena za tento let byla stanovená na 100 000 USD.
Naopak o Cenu X nesoutěží kalifornská společnost XCOR Aerospace působící
v Mojave. Tato společnost se zabývá vývojem bezpečných, spolehlivých a
vícenásobně použitelných raketových motorů a dopravních prostředků,
využívajících k pohonu raketových motorů. Společnost v současnosti
experimentuje s letounem EZ-Rocket, poháněným dvěma raketovými motory (viz L+K 77
(2001), č. 22, s. 1487 a L+K 78 (2002), č. 1, s. 40). V budoucnosti by
dokonalejší varianta takového letounu mohla dopravovat platící kosmické turisty do
výšek kolem 100 km. Koncem dubna oznámila společnost XCOR, že ve výprodeji zakoupila
některé technologie zaniklé společnosti Rotary Rocket. Jde jednak o raketový motor o
tahu 25 kN, pracující s kombinací kapalný kyslík a kerosín se spalovací
komorou regenerativně ochlazovanou kapalným kyslíkem. Tento motor ostatně vyvinula
firma XCOR právě pro Rotary Rocket. Dále si XCOR zakoupila technologie motoru
pracujícího s peroxydem vodíku. Mezi dalšími inovacemi, které XCOR získala
jsou návrhy a zkušební data kompozitní nádrže na kapalný kyslík a technologie
vstřikovačů raketových motorů. Kromě toho zakoupila i foto a video archív
společnosti Rotary Rocket. Společnost XCOR si pro své raketové motory vyvíjí i
pístová čerpadla. Ta jsou výhodnější pro použití u raketových motorů menšího
výkonu, neboť zmenšování turbočerpadel, běžně používaných u výkonných
raketových motorů, je obtížné a drahé. Výhodou pístového čerpadla je i to, že
jej lze rychle zastavit a rychle uvézt do provozu.
Atlas 5
Ve středu 15. 5. byla raketa Atlas 5 znovu převezena na startovní rampu komplexu 41
na mysu Canaveral ke druhé zkoušce odpočítávání ke startu. Při skutečném
startu se bude raketa dopravovat z budovy pro vertikální integraci rakety VIF
(Vertical Integration Facility) na startovní rampu 12 hodin před startem.
Naplnění rakety kapalným kyslíkem proběhlo bez problémů, ale před dokončením
plnění stupně Centaur kapalným vodíkem vznikl nečekaný problém. Po prvním
zkušebním odpočítávání v březnu technici poněkud změnili nastavení
plnících ventilů, neboť se domnívali, že se tím plnící procedura vylepší.
Změna však způsobila zvýšení tlaku v nádrži těsně před jejím naplněním.
Tato skutečnost vedla řídící počítač k zastavení plnícího procesu. Když
už odpočítávání trvalo již 14 hodin, rozhodlo vedení startovních operací
ukončit zkoušku a vypustit z rakety kryogenní pohonné hmoty. Po rozboru vzniklé
situace tedy technici znovu upravili nastavení ventilů a zkouška se opakovala
v pátek 16. 5. Tentokráte šlo všechno podle plánu. Odpočítávání se
zastavilo nejprve v T-4 min. s plánovaným 10 minut trvajícím přerušením a
pak se pokračovalo do T-45 s, kdy se odpočítávání znovu zastavilo, aby si
obsluhující tým nacvičil odstraňování případných problémů těsně před
startem. Pak se odpočítávání vrátilo znovu na T-4 min. V pátek večer byl
nácvik skončen, kryogenní KPL byly z rakety odčerpány. V sobotu 17. 5. byl
z prvního stupně odčerpán kerosin RP-1 a následující den byla raketa znovu
převezena ze startovní rampy do budovy VIF.
První zkušební start nové rakety Atlas 5 s telekomunikační družicí Hot
Bird 6 pro přímé TV vysílání se v současnosti odsunul na konec července či
začátek srpna, aby bylo více času pro přípravu družice.
Program vývoje technologií vícenásobně použitelného nosiče - SLI
Program SLI (Space Launch Initiative) organizace NASA má za cíl vytvoření koncepce
vícenásobně použitelného systému americké kosmické dopravy druhé generace
(kosmický raketoplán je vícenásobně použitelným systémem první generace).
V rámci tohoto programu je třeba jednak zvýšit spolehlivost a bezpečnost
systému se současným snížením ceny kosmické dopravy. V průběhu dubna
probíhala počáteční oponentura architektury transportního systému a použitých
technologií (viz NASA News 02-77, Air et Cosmos č. 1843 (17. 5. 2002) s. 38).
Architekturou systému se rozumí jednak návrh vícenásobně použitelného kosmického
nosiče pro dopravu ze Země na oběžnou dráhu, dále kosmického tahače pro transport
mezi oběžnými dráhami či horních stupňů pro umísťování družic na zvolené
dráhy, zajištění pozemních a letových operací včetně jejich přípravy a
plánování a konečně i podpůrná infrastruktura jak na Zemi tak v kosmickém
prostoru. Na oponentuře předložily tři týmy (Boeing, Lockheed Martin a společný
tým firem Northrop Grumman a OSC) asi patnáct návrhů možných architektur takového
vícenásobně použitelného systému. Další taková oponentura se bude konat
v listopadu, kdy se z různých návrhů vyberou dvě až tři architektury
k dalšímu rozpracování. Výběr konečné varianty architektury a vývoj nového
kosmického dopravního prostředku 2. generace by mohl v optimistickém případě
začít v polovině tohoto desetiletí. Cílem je snížení nákladů na dopravu 1
kg na oběžnou dráhu z dnešních asi 20 000 USD na 2000 USD se zajištěním
dostatečné spolehlivosti (1 havárie na 5000 startů). Zejména o variantu bezpilotního
vícenásobně použitelného nosiče projevilo zájem i Letectvo USA (NASA News 02-87),
neboť takový prostředek by měl v budoucnu nahradit současné jednorázově
použitelné nosiče USAF.
Předkládané koncepce kosmického nosiče vesměs počítají s dvoustupňovým
pohonným systémem, využívajícím motorů buď poháněných kerosínem nebo vodíkem
případně kombinací kerosínu na jednom stupni a vodíku na druhém. Od kompozitních
nádrží se zatím upustilo, předpokládají se hliníkové nádrže.
V pilotovaných verzích budou mít kosmické dopravní prostředky systémy pro
záchranu posádky.
Společnost Lockheed Martin uvažuje ve všech svých pěti návrzích o kombinaci
kyslík-kerosin na prvním stupni a v jednom případě i na druhém stupni. Boeing
navrhuje tuto kombinaci ve třech návrzích z pěti. V návrzích společností
Lockheed Martin a Boeing jsou první a druhý vícenásobně použitelný stupeň
umístěny paralelně včetně užitečného zatížení. Koncepce firem Northrop Grumman
a OSC počítá ve dvou ze svých pěti návrhů se startem kosmického dopravního
prostředku z letadlového nosiče. Společnost OSC dále navrhuje koncepci tzv.
Kosmického taxi. Jde o prostředek dopravy posádky na stanici, kde by současně plnil
funkci záchranného prostředku CRV. Na oběžnou dráhu by byl dopravován buď
vícenásobně použitelným dopravním prostředkem nebo klasickou raketou Delta-4H.
Některé představené koncepce nosiče připomínají navrhované varianty
kosmického raketoplánu z let 1970 - 72, kdy se uvažovalo, jak vůbec bude kosmický
raketoplán vypadat. Zájemci o historii vývoje raketoplánu se o tom mohou poučit se ze
série stále zajímavých článků doc. J. Koláře na toto téma publikovaných v L+K 47
(1971) č.1 a L+K 49 (1973) č. 2-6, případně v knize D. R. Jenkinse: Space
Shuttle – The History of Developing the National Space Transportation System (1996).
Kosmická doprava
Od 14 do 16 května zorganizovala Francouzská aeronautická a astronautická asociace
AAAF ve Versailles 16. mezinárodní sympozium o kosmických pohonech, kterého se
zúčastnilo na 400 specialistů z této oblasti (Air et Cosmos č. 1844 (24. 5.
2002) s. 38). Z hlavních témat sympozia jmenujme: nové požadavky na budoucí kosmické
transportní mise a jejich architektury, kapalinové raketové motory a nové kapalné
pohonné látky, raketové motory na tuhé pohonné látky, materiály a konstrukce
raketových motorů, jejich spolehlivost a bezpečnost, kombinované aerobní motory a
scramjety. Z fyzikálních kosmických pohonů se probíraly elektrické a
nukleární pohony (kombinovaný nukleární elektrický pohon, nukleární
magnetohydrodynamický pohon, využití antiprotonů v pohonných systémech), či
solární termální pohon. Na sympoziu se hovořilo i o iniciativě NASA “Průlom ve
fyzice kosmického pohonu” (Breakthrough Propulsion Physics). Detailní informace o
programu lze nalézt na adrese http://propulsion2002.aaaf.asso.fr
a jistě bude zajímavé prohlédnout si případný sborník publikovaných příspěvků
ze sympozia. V dalším uvedeme některé informace o jednání sympozia, které byly
dostupné v tisku publikovaných komentářích k průběhu sympozia.
V sekci klasických raketových motorů představili hlavní světoví výrobci
z USA, Evropy a z Ruska své dokončené či navrhované projekty nových
motorů. Firma Rocketdyne po dokončeném motoru RS-68, který se poprvé představí při
prvním startu rakety Delta-4 v srpnu t.r., studuje další motory v rámci
technologií vícenásobně použitelného nosiče – SLI. Jde např. o kryogenní motor
RS-83 o tahu 2,9 MN či RS-84 pracující s kombinací kapalný kyslík-kerosín.
Pratt & Whitney spolu s firmou Aerojet studují různé varianty ruských motorů
RD-180 či NK-33. Francouzská firma Snecma jednak vyvíjí kryogenní restartovatelný
motor Vinci pro horní stupeň rakety Ariane 5 a dále motor Vulcain 3 o tahu 1,5 MN pro
zesílenou Ariane 5, který bude připraven v roce 2010. Dále jde o vícenásobně
použitelný kryogenní motor Veda/MC-2000E o nominálním tahu 2 MN
s regulovatelným tahem v rozmezí 50-120%, určený pro urychlovací stupně.
Motor by měl být schopen pracovat až 30 000 s, což odpovídá 25 misím. Spolu
s ruskou konstrukční kanceláří z Voroněže pracuje Snecma na
vícenásobně použitelném motoru Volga/MX-4000 o tahu 4 MN pro urychlovací stupně,
který pracuje s kombinací kapalný kyslík-metan. Tato kombinace má oproti
klasické kombinaci kapalný kyslík-kerosín určité výhody, např. větší chladící
kapacitu, vyšší stabilitu hoření a cenu asi 2,5× nižší. Motor bude mít tah
regulovatelný v rozmezí 50-120% a životnost 15 000 s, což stačí na 20 letů.
Konstrukční kancelář raketových motorů z Voroněže představila celou
plejádu svých raketových motorů. Pro první stupeň rakety Angara je vyvíjen
vysokotlaký motor RD-0155 s kombinací kyslík-kerosín o tahu 850 kN. Pro druhý stupeň
Angary se připravuje motor RD-0124, což je zdokonalená varianta osvědčeného RD-0110
o tahu 300 kN. Tento motor bude od roku 2003 využíván na nosičích Sojuz-2 a Sojuz-ST.
Pro horní stupně raket Proton-M a Angara se připravují kryogenní raketové motory.
Modifikací dozná i motor 11D58MD o tahu 80 kN s kombinací kapalný
kyslík-kerosín, používaný na stupni DM raket Proton a Sea Launch. Dále tato
kancelář uvažuje o budoucích pohonech s využitím laserů či jaderné energie
(Air et Cosmos č. 1845 (31. 5. 2002) s. 40).
Asijští výrobci raketových motorů se na sympoziu též prezentovali svými
projekty. Specialisté japonské organizace NASDA připravují pro novou verzi rakety
H2A204 s nosností 6000 kg na dráhu přechodovou ke geostacionární (GTO) motor
LE-7A s novým kyslíkovým turbočerpadlem a prodlouženou tryskou. Raketa, která
bude k dispozici po 2004, též bude mít čtyři urychlovací stupně SRB-A na TPL
místo dvou u současné varianty rakety H2A.
Indie uvažuje o vývoji vlastní rakety s nosností ekvivalentní Ariane-5.
Architektura tohoto nosiče ostatně raketu Ariane 5 připomíná: první kryogenní
stupeň L110 budoucí rakety GSLV Mark-3 je doplněn dvěma urychlovacími stupni S200 na
TPL (současná raketa GSLV má centrální stupeň na TPL a urychlovací stupně na KPL).
Horní stupeň C25 bude opět kryogenní s motorem vlastní výroby o tahu 95 kN. Celková
startovní hmotnost rakety bude 629 000 kg a nosnost 4500 kg na GTO (10 000 kg na nízkou
oběžnou dráhu). Raketa by mohla být připravená k prvnímu startu kolem roku
2007.
Organizace ESA si nechala udělat fyzikální studii týkající se oblasti modifikace
gravitace a případné možnosti využití tohoto jevu ke kosmickému pohonu. Studie
konstatuje, že k tomu by bylo potřeba nějak manipulovat hmotou tělesa, tj. nějak
těleso “odhmotnit” vzhledem ke gravitačnímu působení. Některé návrhy, které
předpokládaly souvislost mezi gravitačním polem a elektromagnetickým polem,
selhávají na tom, že takto generované gravitační síly jsou zanedbatelně malé.
Studie končí doporučením nestudovat ani tak “modifikaci gravitace” z hlediska
případných aplikací v oblasti kosmického pohonu, ale spíše se věnovat studiu
gravitace jako takové v rámci základního výzkumu. V této souvislosti se
cituje i případ registrovaných anomálií v dráhách sond Pioneer 10, 11, Galileo
či Ulysses, kdy se zdá, jakoby tyto sondy byly brzděné velice slabou konstantní
silou, vyvolávající jejich zbrždění o velikosti 8,5×10-8 cm/s2. Nejprve
bude samozřejmě nutné tato data, získaná z telemetrie sond, znovu prověřit,
než se bude hledat nějaké teoretické vysvětlení (Air et Cosmos č. 1846 (7. 6. 2002)
s. 39).
“Kosmický výtah”
O kosmickém výtahu jako o dopravním prostředku na oběžnou dráhu kolem Země či
Marsu uvažovali spisovatelé sci-fi románů A. C. Clarke (Rajské fontány, Odeon 1982)
a K. S. Robinson (Red Mars, Bantam Spectra 1993). Kosmický výtah využívá kabel,
spuštěný z družice na geostacionární dráze, který tak zůstává ve
stacionární poloze vůči danému bodu na zemském rovníku. Díky zemské
přitažlivosti a odstředivé síle, působící na jeho horním konci zůstává lano
napnuté. Největším problémem je přirozeně nalézt superpevný materiál, ze
kterého by bylo možné takový kabel vyrobit. Fyzik B. Edwards ze společnosti Eureka
Scientific v Berkeley v Kalifornii již třetím rokem pracuje na problematice
kosmického výtahu v rámci grantu, uděleného Institutem pro pokročilé koncepce
(Institute for Advanced Concepts) organizace NASA. Edwards se domnívá, že takovým
vysoce pevným materiálem bude kompozit, obsahující uhlíkové trubicové
nanostruktury. Tyto nanostruktury jsou útvary válcovitého tvaru o nanometrových
průměrech, tvořené atomy uhlíku v šestičetném (hexagonálním) uspořádání. Lze
si je představit jako původně rovinu tvořenou atomy uhlíku v hexagonálním
uspořádání, která se stočí do válcové plochy. Na koncích válcové plochy jsou
vazby uhlíků uzavřeny dalšími uhlíky tak, že je válcová plocha uzavřena
polokulovými plochami. První trubicové nanostruktury měly délku pouhý 1 mikrometr a
průměr až několik desítek nanometrů. Stěny trubicových nanostruktur mohou být
tvořeny 2 – 50 vrstvami. Trubicová nanostruktura se tak podobá ruské
“matrjošce”. Zmíněné nanostruktury mají vysokou pevnost v tahu, kolem 130 GPa.
Lano, vytvořené z takového materiálu, by mělo asi 100x vyšší pevnost než ocelové
lano nehledě na to, že by bylo asi 6x lehčí (La Recherche 307 (1998) č. 3, s.
50). Trubicové nanostruktury se tedy zdají být natolik perspektivní, že se
vynakládá značné úsilí k vytvoření technologií pro přípravu nanotrubic
větších délek.
První výsledky tohoto úsilí se již dostavily. Výzkumní pracovníci z
Rensselaerova Polytechnického Institutu v Troy (stát New York) oznámili, že se jim
podařilo modifikovat technologii chemického nanášení materiálu z par (chemical vapor
deposition) tak, že získali nanotrubice s jednovrstevnou stěnou o délce až 20 cm (viz
H. W. Zhu et al. Science 296, č. 5569 (3. 5. 2002) s. 884). Při řízeném
nanášení dochází k dobrému uspořádávání uhlíku a tak jsou vznikající
nanotrubice dobře orientované. Tato technologie je tedy dalším krokem k přípravě
superpevných kabelů nebo naopak mikrokabelů pro elektrické přístroje či mechanicky
robusních prvků elektrochemického pohonu umělých svalů.
Podle představy B. Edwardse by bylo nejprve třeba vypustit na nízkou oběžnou
dráhu asi 20 000 kg kabelu s navijáky, které by pak byly dopraveny dalším stupněm na
geostacionární dráhu. Odtud by lano bylo spuštěno na zemský povrch a připevněno na
plošině, podobné startovní plošině společnosti Sea Launch a zakotvené na rovníku
v Tichém oceánu. Pak by pomocí kabelu šplhala na geostacionární dráhu další
zařízení táhnoucí další a další kabely tak, aby nakonec vzniklo výsledné pevné
lano, schopné unést užitečné zatížení určené pro dopravu na geostacionární
dráhu.
Asteroidy
Jedním z úkolů výzkumného programu družice ISO (Infrared Space Observatory)
kosmické agentury ESA bylo i první systematické hledání asteroidů ve hlavním pásmu
asteroidů mezi Zemí a Marsem sledováním jejich infračerveného záření. Družice
pracovala od listopadu 1995 do května 1998, ale teprve nyní jsou zveřejňována
zpracovaná pozorování asteroidů v rámci programu IDAS (ISO Deep Asteroid Search). E.
F. Tedesco a F-X. Desert sledovali pomocí družice ISO vybrané úseky hlavního pásu
asteroidů a zjistili, že v centrální části pásma je hustota asi 160 asteroidů o
průměru větším než 1 km na plochu oblohy, viditelnou ze Země pod prostorovým
úhlem 1o × 1o. Podle modelu, který tito astronomové vytvořili, pak bylo možné
odhadnout celkovou populaci takových asteroidů na počet asi 1,1 – 1,9 mil. V hlavním
pásmu asteroidů. Tento odhad se asi o 100% liší od odhadů na základě optických
pozorování asteroidů, podle kterých se v hlavním pásmu nachází mezi 740 000 až
860 000 asteroidy. Vysvětlení tohoto rozdílu podle E. Tedeska spočívá v tom, že
opticky lze pozorovat jen asteroidy, které odráží sluneční světlo, ale nikoliv ty
tmavé, které světlo spíše absorbují. Takové asteroidy jsou však velice dobře
vidět na infračervených vlnových délkách, neboť se díky absorbovanému záření
více zahřívají. Své výsledky pozorování publikovali astronomové E. F. Tedesco a
F.-X. Desert v dubnovém čísle časopisu The Astronomical Journal. Poznamenejme, že k
28. 3. 2002 bylo katalogizováno zatím jen 39 462 asteroidů hlavního pásma, ale tento
počet v současnosti rychle roste.
Kromě sledování asteroidů pozemskými prostředky se bude pokračovat i v jejich
průzkumu pomocí kosmických sond. Japonská sonda MUSES-C, jejíž vypuštění se
plánuje na konec roku, by měla v polovině roku 2005 přilétnout k asteroidu 1998
SF36, který se přibližuje k dráze Země a pokusit se získat vzorky jeho povrchu.
Sonda bude během svého letu poháněna iontovým motorem, napájeným elektrickou
energií generovanou slunečními články. Bude vybavena autonomním navigačním a
řídícím systémem pro přibližování a let ve formaci s asteroidem. Při letu sondy
ve formaci s asteroidem by mělo pyrotechnické zařízení vypálit do povrchu asteroidu
náložku, jejímž impaktem by z povrchu měla vylétnout řada úlomků. Speciální
sběrné zařízení ve formě rohu se pokusí zachytit některé úlomky a umístit je do
návratového pouzdra. Předpokládá se získání asi 1 g vzorků. V roce 2007 by
se sonda měla dostat do blízkosti Země a její pouzdro se vzorky povrchu by mělo
přistát v oblasti Woomera v Austrálii.
Výzkum dvou největších známých asteroidů, kterými jsou Vesta a Ceres, bude
úkolem pro připravovanou sondu Dawn organizace NASA v rámci programu Discovery. Sonda
by měla startovat v roce 2006 a během 9 let trvající mise by se pomocí iontového
pohonu měla dostat na oběžné dráhy těchto asteroidů ve výškách 800 km,
případně sestoupit na dráhu ve výšce 100 km. Předpokládá se, že výzkum těchto
asteroidů přinese informace o vzniku sluneční soustavy. Podrobnosti o připravované
misi Dawn lze nalézt na internetové adrese: http://www-ssc.igpp.ucla.edu/dawn/.
Kdykoliv se hovoří o asteroidech, vynoří se otázka asteroidů, které se na své
dráze přibližují do blízkosti dráhy Země. Jde o tzv. objekty NEO (Near Earth
Objects), o kterých jsme již několikrát zmiňovali (viz např. L+K 78 (2002)
č. 9, s. 580). V dubnu tr. se ve sdělovacích prostředcích začalo mluvit o asteroidu
1950 DA, který byl objeven Lickovou observatoří v roce 1950 a pak se o něm 50 let
nehovořilo. Až v březnu 2001 prolétl kolem Země ve vzdálenosti asi 21× větší
než je vzdálenost Měsíce od Země. Při tomto průletu byl sledován radary s
použitím velkých antén sítě DSN organizace NASA a radioteleskopem v Arecibo
(Portoriko). Sledování pomocí radaru dává nejlepší informaci o přesné dráze
asteroidu. Výpočty, které braly v úvahu i faktory jako vliv slunečního záření či
gravitační působení od asi 7000 nejbližších asteroidů, ukázaly, že je určitá
možnost srážky tohoto asteroidu o průměru asi 1 km se Zemí v roce 2880
(podrobněji viz článek autorů J. Giorgini a ostatních v časopise Science 296
(5. 4. 2002) s. 136). Vše ovšem záleží na tom, jak přesný je odhad působení
všech zmíněných vlivů na dráhu asteroidu, což bude zřejmě přesně známo až
při průletech asteroidu kolem Země v letech 2809, 2840 a 2860. Mezi tím by
stačilo například poprášit povrch asteroidu křídou, aby se změnily jeho odrazivé
schopnosti nebo na něj nechat dopadnout sluneční plachetnici, která by také změnila
jeho povrchovou odrazivost. Tím by neabsorboval tolik slunečního záření a jeho
dráha by nebyla tolik ovlivňována tzv. Jarkovského efektem, kdy osvětlená část
asteroidu absorbuje více slunečního záření a tudíž i více emituje tepelné
záření než neosvětlená strana. Tím na asteroid působí nepatrný rozdíl hybností
na osvětlené a neosvětlené straně, který během staletí může ovlivnit dráhu
asteroidu (viz L+K 78 (2002) č. 3, s. 173).
Řada asteroidů protínajících dráhu Země tvoří tzv. binární asteroidy, kde
menší z dvojice obíhá větší asteroid. První binární asteroid 2000 DP107 byl
objeven v září 2000 radioteleskopem NASA v Goldstone. Menší těleso o průměru asi
300 m obíhá kolem většího o průměru 800 m a při oběhu natáčí k většímu
tělesu stále stejnou stranu stejně jako Měsíc při oběhu naší Země. Zatím bylo
mezi objekty NEO objeveno pět binárních asteroidů. Teoretické i simulační modely
naznačují, že ke vzniku binárních asteroidů dochází při těsnějším průletu
(až do vzdálenosti kolem 16 000 km) asteroidu kolem vnitřních planet země či Marsu.
Vlivem gravitačních sil tak může dojít k rozpadu asteroidu na dvě tělesa.
Průlet asteroidu 2002 EM7 kolem Země dne 8. 3. upozornil na nebezpečí od asteroidů
typu Aten, které se nacházejí na dráhách kolem Slunce většinou uvnitř dráhy
Země. Tuto oblast v okolí Slunce lze nazvat “slepou skvrnou” pozemských
teleskopů, neboť ji lze pozorovat jen za dne a lze vidět jen nejjasnější asteroidy.
Ke zmapování této oblasti by mohla ideálně přispět kosmická sonda Gaia organizace
ESA, která by mohla pozorovat oblasti v blízkosti Slunce z dráhy situované mezi
dráhou Země a Marsu. Vypuštění sondy Gaia se však neuskuteční před rokem 2010.
Se sledováním asteroidů je spojen i návrh amerického zákona o udělení odměny
amatérským astronomům, kteří buď sami objeví asteroid, křižující dráhu Země
nebo jej lokalizují rozborem zveřejněných dat. Návrh zákona, nesoucí název
astronauta C. Conrada, předložil republikán D. Rohrabacher. Jedním z hlavních cílů
tohoto zákona, označovaného jako House Resolution 4613, je též podchycení zájmu
mladých lidí o vědu a o americký kosmický program. Zákon byl pojmenován na počest
astronauta Charlese “Pete” Conrada, který zahynul 8. 7. 1999 při havárii motocyklu.
V posledních desetiletích je všeobecně přijímána hypotéza, že postupné
vyhynutí dinosaurů před 65 mil. lety bylo důsledkem změny životních podmínek na
Zemi po dopadu většího asteroidu. V loňském roce provedený výzkum však naznačuje,
že dopad jiného asteroidu před asi 251 mil. léty naopak způsobil vyhynutí
konkurenčních druhů dinosaurů koncem období trias a tak přispěl k dominantnímu
postavení těchto plazů na zemském povrchu v jurském období. Svědčí o tom nález
koncentrace iridia v usazeninách, která je asi třikrát vyšší než jeho průměrná
koncentrace (i když nedosahuje výše koncentrace iridia ve vrstvách 65 mil. let
starých). Nárůst koncentrace iridia je doprovázen i nárůstem koncentrace
kapradinových spor, o nichž se věří, že jejich výskyt je důsledkem zotavování po
impaktu. Výsledky těchto studií jsou shrnuty v práci P. E. Olsena a spolupracovníků
v časopise Science 296 (17. 5. 2002) s. 1305.
Kosmické “smetí”
Kosmické velitelství USA (US Space Command) registruje vojenskými radary všechny
úlomky na oběžných drahách kolem Země, které jsou větší než 10 cm. NASA
monitoruje menší objekty, které nelze sledovat individuálně, ale které stále mohou
být nebezpečné kosmickým tělesům. Podle odhadů NASA je na oběžných drahách na
100 000 úlomků o rozměrech mezi 1 cm a 10 cm a desítky milionů ještě menších
úlomků. V Johnsonově kosmickém středisku NASA pracuje od roku 1979 oddělení pro
sledování kosmických úlomků, které modeluje pohyb malých úlomků a vytváří
statistické modelování pravděpodobností výskytu úlomků o velikostech větších
než 2 mm, které nelze sledovat radary. Pravděpodobnostní předpovědi jsou založeny
na optických pozorováních těchto úlomků. Využívá se jich při plánování dat a
časů startů kosmických raketoplánů. Proto také program sledování úlomků s
rozpočtem asi 3 mil. USD je financován z programů kosmického raketoplánu a
Mezinárodní kosmické stanice. Vzhledem k tomu, že je financování Mezinárodní
kosmické stanice v posledním období velice napjaté, objevily se zprávy, že NASA od
1. 10. zastaví financování programu sledování kosmických úlomků (zpráva UPI z 19.
4. 2002). Ukazuje se však, že tato zpráva byla předčasná, neboť NASA nalezla 3 mil.
USD na financování tohoto programu i pro příští rok (NewScientist.com news service
29. 4. 2002). I když se v rámci programu sledování kosmických úlomků NASA snaží
předcházet vzniku těchto úlomků, jejich množství stále roste. Například v
loňském roce explodovalo na oběžných drahách devět těles, což značně přispělo
ke znečistění kosmického prostoru v okolí Země kosmickým “smetím”.
Vnější magnetosféra – zemský štít proti kosmickým bouřím
Pozorování družice IMAGE (Imager for Magnetopause to Aurora Global Exploration)
poprvé prokázala ochrannou roli vrstvy atmosféry ve výškách mezi 300 – 1000 km
před účinky kosmických bouří, tj. výronů nabitých částic slunečního větru,
vznikajících zejména při slunečních protuberancích. Částice slunečního větru
přilétají průměrnou rychlostí 400 km/s a jsou zachycovány zemským magnetickým
polem, takže nedopadnou přímo do atmosféry. Mají však stále velkou energii a tak
podél magnetických siločar teče značný elektrický proud a tím se do horních
vrstev atmosféry předává značná energie ve formě tepla. Vrstva vnější atmosféry
(ionosféry) odvádí toto teplo do kosmického prostoru a tak chrání spodní vrstvy
zemské atmosféry před značným zahříváním. Družice IMAGE zjistila (NASA News
02-84), že teplem dochází k ionizaci kyslíku a tyto ionty jsou vyvrhovány do
vnějšího prostoru. Tak se tepelná energie odvádí mimo atmosféru. Při typické
kosmické bouři přichází ionosféra tímto mechanizmem i o několik tun hmoty.
Jako další možnost detailního studia vlastností a procesů probíhajících
v zemské atmosféře se překvapivě nabízí monitorování časových signálů
systému družic GPS. Na německé družicí Champ (Challenging Minisatellite Payload) a
na argentinské SAC-C jsou speciální antény, zaměřené na zemský horizont, které
monitorují signály družic systému GSP, tak jak vycházejí či zapadají za zemským
horizontem. Měření malých časových zpoždění s přesností na několik triliontin
vteřiny, způsobených průchodem signálu GSP atmosférou před zachycením těmito
družicemi dovoluje získat přesné profily hustoty atmosféry, tlaku, teploty a
vlhkosti. Lze tak získat i třírozměrné zobrazení fyzikálních vlastností jak
zemské stratosféry (kolem 50 km nad zemským povrchem) tak i zemské ionosféry. Jde o
relativně levnou technologii, která zřejmě najde v budoucnosti své rozšíření.
Data z družic SAC a Champ jsou distribuována informačním systémem JPL (GPS
Environmental and Earth Science Information System) na adrese http://genesis.jpl.nasa.gov/.
Objev komety prostřednictvím Internetu
Velice malé komety, které nejsou ve větší vzdálenosti od Slunce pozorovatelné
pozemskými teleskopy se prozradí teprve při průletu v těsné blízkosti naší
nejbližší hvězdy. Tyto komety jsou však při takovém průletu viditelné
v zorném poli širokoúhlého spektrometrického koronografu LASCO C3 sondy SOHO.
Koronograf zakrývá sluneční disk a dovoluje pozorovat jak sluneční koronu, tak
prostor v okolí Slunce. V průběhu 6 let činnosti sondy bylo pomocí
koronografu objeveno na 420 komet. Jelikož jsou všechny snímky sondy SOHO volně
přístupné veřejnosti na adrese http://sohowww.nascom.nasa.gov/,
může si kdokoli, kdo může využívat Internet, stahnout snímky získané sondou
v reálním čase a účastnit se objevování nových komet. To byl i případ
čínského amatérského astronoma Xing Ming Zhou, který oznámil objev nové komety
C/2002 G3 (SOHO) dne 12. 4. Jde o novou kometu, která nepatří do žádné známé
skupiny komet. Kometa byla poprvé viditelná v koronografu LASCO 11. 4. a bylo ji možné
pozorovat do 20. 4. Na své dráze se kometa přiblížila ke Slunci na nejkratší
vzdálenost 12, 3 mil. km dne 17. 4. (NASA News 02-71). Podrobnější informace o
kometách, které skončily ve Slunci lze ještě nalézt na adrese http://sungrazer.nascom.nasa.gov/.
Mars – led pod povrchem planety
V průběhu posledních tří měsíců mapovaly neutronový spektrometr a
spektrometr gama záření sondy Mars Odyssey povrch planety Mars a hledaly přítomnost
vodíku, indikátoru existence vody na této planetě. Získaná předběžná data
naznačují (NASA News 02-99), že by se pod povrchem Marsu mohlo nacházet značné
množství vody, kterou by bylo možné v budoucnu využít pro potřeby pilotované
expedice. Jelikož gama spektrometr je schopen registrovat vybuzené gama záření
z hloubky 1m pod povrchem Marsu, bylo možné odhadnout, že vrstva bohatá na vodní
led se nachází asi 60 cm pod povrchem planety na 60o jižní šířky a asi 30 cm pod
povrchem na 75o jižní šířky. Množství hmotnosti ledu je asi 20 - 50% celkové
hmoty měřené vrstvy. Měření byla prováděna na jižní polokouli, kde je teď
letní období. Na severní polokouli budou měření prováděna za několik měsíců,
až se odpaří povrchová vrstva tuhého CO2, která v zimě pokrývá velké
oblasti severní polokoule od polárních oblastí do asi 60o severní šířky.
Porovnání získaných výsledků s měřeními z povrchu Měsíce získanými
podobným neutronovým spektrometrem ukazují, že je na Marsu někde 10×, někde až asi
1000× více vody než na Měsíci. Předběžné výsledky měření množství vody na
Marsu byly publikovány v elektronické verzi časopisu Science z 30. 5. 2002
(Science Express Reports 10.1126/science.1073722, 1073541, 1074025 a 1073616 na adrese http://www.sciencemag.org/scienceexpress/recent.shtml).
V čele řady spoluautorů těchto zpráv je vedoucí programu gama spektrometru W.
Boynton, podrobnosti o spektrometru jsou na adrese http://mars.jpl.nasa.gov/odyssey/.
Dne 4. 6. došlo ze sondy k vysunutí 6 m dlouhého teleskopického nosníku, na jehož
konci se nachází čidlo gama záření. Vysunutí proběhlo hladce během asi 10 min.
Vysunutím se zvětší citlivost čidla, které nebude ovlivňováno parazitním gama
zářením z konstrukce sondy. Čidlo tak bude moci rozeznat na povrchu planety kromě
vodíku i další prvky jako železo, hliník, draslík, chlor, thorium a uran. Kromě
spektrometru gama záření nese sonda ještě detektory vysokoenergetických neutronů a
neutronový spektrometr, které též budou využívány k mapování chemického
složení povrchu.
Sonda bude provádět podobné mapování chemického složení povrchu planety po
několik dalších let. Tak se podaří získat mapu nejen rozložení vodního ledu pod
celým povrchem planety, ale také složení povrchových lávových vrstev, množství
nejvíce se vyskytujících prvků na povrchu a též sezónní změny v usazování
pevného CO2 na pólech během letního a zimního období. V získání podrobného
rozložení hornin na povrchu Marsu pomůže i snímkování povrchu Marsu pomocí
infračervené kamery. Rozložení teploty povrchu totiž odpovídá fyzikálním
rozdílům ve vlastnostech povrchových hornin plynoucích z jejich chemické
odlišnosti. Z těchto map bude možné soudit na geologickou historii planety.
Získané zajímavé výsledky zejména odhadu množství podpovrchového ledu na
planetě charakterizoval vědecký pracovník NASA z programu výzkumu Marsu J. Garvin
slovy: “Mars nikdy neopomene překvapit....”.
Existence vody ve formě ledu pod povrchem Marsu nepochybně ovlivní i výzkumný
program sond připravovaných ke studiu Marsu v nejbližší budoucnosti. Zástupci
ESA hned prohlásili, že jejich sondy programu Mars-Express budou schopné pomocí radaru
MARSIS zkoumat z oběžné dráhy kolem planety podpovrchové struktury do značné
hloubky, mluví se i o kilometrových hloubkách. Stejně i kamery budou z oběžné
dráhy detailně studovat rozložení povrchových minerálů. Modul Beagle 2, který
přistane v oblasti Marsova rovníku, by měl hledat i známky případného života,
ukrytého v hloubkách do 1,5 m pod povrchem. Americký program Mars Exploration Rover
2003 předpokládá, že dvojice roverů, vysazených na povrch Marsu se soustředí na
vliv vody v geologické minulosti planety na složení a vlastnosti povrchových hornin
v místě přistání či existenci podpovrchové vody v místě přistání. Kromě
toho chemická analýza hornin v místě přistání bude sloužit ke kalibraci dat
chemického složení povrchu planety, získaných z oběžné dráhy. Pro výzkumné
rovery, které odstartují v létě 2003, připravuje laboratoř JPL nástroj pro
geologická studia odolných hornin na povrchu Marsu. Na vybranou skálu přiloží rover
svůj manipulátor s kruhovou bruskou RAT (Rock Abrasion Tool), která během 30 min až 3
hodin podle odolnosti materiálu odstraní diamantovými “zuby” povrchovou vrstvu
horniny o průměru 45 mm do hloubky 5 mm. Takto exponovanou podpovrchovou horninu bude
zkoumat jak kamera sledující texturu horniny, tak přístroj na chemickou analýzu
umístěné na manipulátoru. Tak bude možné studovat nezvětralou horninu a usuzovat na
její geologický původ. Před dalším broušením budou “zuby” brusky očistěny,
aby se další broušená hornina neznečistila úlomky předchozí broušené horniny.
Předpokládá se, že by bruska RAT mohla obrousit až 10 vybraných hornin. Před
startem však bude ještě nutné vyzkoušet, zda brusný nástroj vydrží vibrace při
startu a dopad sondy na povrch Marsu. Také ještě není jasné, jak bude působit prach
vznikající broušením na kameru roveru či na sluneční články. Kolem brusky bude
patrně ještě umístěn protiprachový kryt, částečně chránící rover před
zvířeným prachem.
Podle dat, získaných sondou Mars Global Surveyor, se zdá, že na severní polární
čepičce Marsu se nachází více vodního ledu než tuhého CO2 a na jižní
polární čepičce je tomu naopak. Jedním z důvodů pro tuto skutečnost je větší
průměrné převýšení terénu na jižní polokouli, což nutilo vodu téci na sever.
Není to však jediný důvod, záleží též i na tom, jak je atmosféra Marsu
zahřívána slunečním zářením. Vlastní mechanizmus kontrolující tvorbu pevného
CO2 na obou polárních čepičkách však zatím není úplně jasný a jeho
studium je úkolem pro sondu Mars Odyssey.
Další snímky řady drobných erosí způsobených koryt na kraji stěny kráteru
Kaiser (46,6o s.š. a 341,4o z.d.) získala během ledna sonda Mars Global Orbiter.
Vznik pozorované erose se interpretuje jako působení nějaké tekutiny, snad vody nebo
kapalného CO2. Podobný charakter mají i snímky okrajů impaktního kráteru Newton.
Snímky bývalých vulkánů Ceraunius Tholus a Uranius Tholus ukazují, že
vulkanická činnost na Marsu skončila již v dávné minulosti. Svědčí o tom totiž
staré impaktní krátery, nacházející se na těchto vulkánech.
Sondy Stardust a Pioneer 10
Od svého startu 7. února 1999 urazila sonda Stardust jeden a půl oběhu na své
eliptické dráze kolem Slunce. Dne 18. dubna se sonda nacházela ve svém
nejvzdálenějším bodě dráhy od Slunce (aphelion), tj. 2,72 astronomické jednotky od
Slunce (407 mil. km), asi ve středu pásma asteroidů. V lednu 2004 prolétne sonda
kolem komety Wild 2, aby zde pomocí svého prachového kolektoru získala vzorky
kometárního prachu a v roce 2006 je dopravila na Zemi. Zatím sonda pracuje bez
problémů.
Dne 2. 3. se síti DSN sledovacích stanic NASA podařil kontakt se sondou Pioneer 10,
když se Země nacházela v zorném poli směrové antény sondy. Se sondou byla
přerušena komunikace, neboť se nepodařilo zorientovat její směrovou anténu směrem
k Zemi. Signál k sondě byl vyslán 1. 3. ze stanice v Goldstone a po 22
hodinách byla odpověď sondy zachycena anténou o průměru 70 m u Madridu. Sonda,
která se nacházela ve vzdálenosti 79,9 astronomických jednotek (11,9 mld km), je tedy
stále operační. Její izotopový tepelný generátor dodává stále dostatek
elektrické energie k napájení palubního přijímače a vysílače a k provozu
teleskopu prof. Van Allena pro měření intenzity kosmického záření. I když
vědecká mise sondy Pioneer 10 byla oficiálně ukončena 31. 3. 1997, Amesovo výzkumné
středisko NASA občas sondu sleduje pro zkoušení nových komunikačních technologií,
použitelných pro případné budoucí mezihvězdné mise. Kromě toho je signál ze
sondy používán jako zkušební signál pro rádioteleskopy, vyhledávající
případné signály cizích civilizací v rámci programu SETI. Sonda Pioneer 10,
vypuštěná 3. 3. 1972, míří k souhvězdí Aldebaran ve vzdálenosti 68 světelných
let, kam by mohla dorazit za asi 2 mil. let.
Dvojče sondy Pioneer 10, sonda Pioneer 11, vypuštěná 6. 4. 1973, poprvé zkoumala
planetu Saturn v průběhu srpna a září 1979. Její izotopový tepelný generátor
však degradoval velmi rychle a od října 1995 již se sondou nebylo navázané žádné
spojení.
Sonda Cassini
Dne 3. 4. se uskutečnila malá korekce dráhy sondy Cassini na její dráze k planetě
Saturn. Motor sondy o tahu 445 N pracoval 9,8 s a dráhu sondy o hmotnosti kolem 5000 kg
jen trochu upravil. Hlavním účelem manévru byla kromě změny dráhy i údržba
pohonného systému. Pracovníci řídícího střediska nechtějí, aby interval mezi
dvěma zážehy hlavního motoru sondy byl větší než 1 rok. Jde již o 13. zážeh
hlavního motoru od startu sondy v říjnu 1997. Při tomto manévru byla použitá nová
procedura, dovolující zjednodušení přípravy manévru. Jde o nové programy, které
budou používány při změnách dráhy sondy na oběžné dráze kolem Saturnu. Ke dni
28. 4. sonda již urazila na 3 mld km.
Sonda je v dobrém technickém stavu. Zamlžování optiky kamery sondy, pozorované v
minulém roce, se podařilo prakticky odstranit zahřátím optiky na 4° C a
udržováním této teploty po dobu 60 dnů v průběhu března a dubna tr. Optimální
pracovní teplota kamery je -90° C.
Kosmický teleskop HST
Po provedení servisních oprav a po uvolnění Hubbleova kosmického teleskopu z
raketoplánu Columbia dne 9. 3. byly asi tři týdny prováděny zkoušky HST na oběžné
dráze. Po jejich ukončení byl HST prohlášen za provozuschopný. Kalibrace
jednotlivých přístrojů však trvala do začátku května. Nové panely slunečních
článků teď dodávají o 27% více elektrické energie než předchozí, což zhruba
zdvojnásobí elektrický příkon, který bude k dispozici vědeckým přístrojům.
Nová zdokonalená přehledová kamera ACS (Advanced Camera for Surveys) také dodávala
kalibrační snímky vybraných hvězd ve velice dobré kvalitě a počátkem května byla
připravena k práci. Kamera je mnohem citlivější než největší pozemské
teleskopy, obraz pozorovaného objektu je zachycován 16 mil. obrazových elementů (pro
srovnání digitální snímek typické spotřebitelské kamery obsahuje 2 – 4 mil.
obrazových elementů). Porovnání kalibračních snímků spirální galaxie UGC 10214
ve vzdálenosti 420 mil. světelných let v souhvězdí Draka, pořízených kamerou
ACS a širokoúhlou planetární kamerou 2 ukazuje, že ACS má oproti širokoúhlé
planetární kameře 2 dvojnásobnou rozlišitelnost a pětinásobnou citlivost.
Ihned po obnovení provozu dalekohledu bylo možné zahájit rutinní vědecká
pozorování s přístroji, které na HST byly již dříve, tj. se zobrazovacím
spektroskopem a s širokoúhlovou a planetární kamerou 2.
Při servisní misi 3B byl znovu oživen infračervený spektrometr NICMOS
(Near-Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer). Původně byla jeho čidla
umístěna v kontejneru, chlazeným tuhým dusíkem, jehož zásoba měla vydržet 4 roky.
Dusík se však odpařoval asi 2× rychleji než se předpokládalo a tak od ledna 1999
byl přístroj mimo provoz. Aby se tato situace neopakovala, NASA spolu s USAF navrhla
nový mechanický chladící systém, který pracuje podobně jako domácí lednice.
Expanzně vychlazovaný plynný neon je miniaturními turbinami o vysokých otáčkách
(aby nedocházelo ke kmitům HST) proháněn kolem infračervených čidel, která jsou
tak udržována na provozní teplotě. Po instalaci bylo chladící zařízení spuštěno
dne 18. 3. Spektrometr NICMOS se sice vychlazoval déle, než se čekalo, ale 11. 4. se
čidla konečně ochladila na provozní teplotu 77o K. Dne 19. 4. byl přístroj
zkušebně zapnut. Nejprve byl studován okraj prachového disku jádra galaxie NGC 4013.
V infračervené oblasti spektra bylo možné v prachovém disku kolem jádra galaxie
rozeznat prstenec hvězd o poloměru asi 720 světelných let. Podobně v prachových
oblacích Kuželové mlhoviny NGC 2264 bylo možné pozorovat detaily prachové struktury
různých hustot a teplot, ve kterých dochází ke vzniku hvězd. Astronomové si tak
pochvalují možnost znovu využívat tento přístroj, jehož pomocí lze vidět detaily,
nepřístupné pozorováním na vlnových délkách viditelného spektra.
V roce 1997 určili astronomové z měření rychlosti expanze Vesmíru, změřené
teleskopem HST, věk Vesmíru na 13 – 14 mld let. Tyto odhady jsou však komplikované
tím, že expanze Vesmíru není stejnoměrná. Díky neznámé repulsivní síle, snad
způsobené přítomností nezářivé temné hmoty, se v současnosti expanze Vesmíru
zrychluje. Je tedy zajímavé tento odhad nějak nezávisle ověřit. Takovou metodou
může být pozorování bílých trpaslíků v naší galaxii. Jde o staré hvězdy, ve
kterých již dávno skončila nukleární reakce a zbyla jen hustá uhlíková sféra.
Vzhledem k tomu, že bílý trpaslík vychládá předvídatelnou rychlostí, lze tvrdit,
že čím je hvězda starší, tím je chladnější. Změřením povrchové teploty
takové hvězdy je tedy možné odhadnout i její stáří. V jistém smyslu jde o
vesmírné “hodiny”. H. Richter se spolupracovníky z University ve Vancouveru
zaměřil na hledání starých hvězd ve hvězdném shluku M4 v naší galaxii,
vzdáleném asi 7000 světelných let ve směru souhvězdí Štíra. Kosmický teleskop
sledoval shluk M4 po 8 dní s 67 denní periodou. To dovolilo zaregistrovat i
nejchladnější hvězdy, mající 30. hvězdnou velikost. Odhadnuté stáří těchto
hvězd tedy odpovídá stáří Vesmíru, určenému z měření rychlosti jeho expanze.
Záblesky gama záření, černé díry a neutronové hvězdy
V posledních několika letech se snažili astronomové vysvětlit záhadné
záblesky gama záření GRB (Gamma-ray bursts) a spojit je s kolapsem velmi masivních
hvězd. Teprve detailní pozorování zablesku GRB 011121 dovolilo zjistit, že se zdroj
záření vznikl v místech, kde jsou zbytky supernovy. Záblesk byl objeven družicí
BeppoSAX v listopadu 2001 a brzy byl lokalizován do vzdálenosti 5 mld světelných let
ve směru souhvězdí Chameleon. Tato oblast pak byla pozorována HST který v tomto
prostoru skutečně nalezl pozůstatky po explozi supernovy. Teoretici spekulují, že GRB
vzniká v okamžiku formování černé díry při kolapsu supernovy a interakcí
rotující černé díry s okolním materiálem, zbylým po supernově. Zda je tomu tak
však bude ještě nutné prokázat detailním studiem procesu kolapsu například
prostřednictvím měření vzniklého gama záření. Existují totiž ještě další
hypotézy, vysvětlující vznik GRB exotickými jevy jako je srážka dvou neutronovách
hvězd či kolize neutronové hvězdy s černou dírou. Měření gama záření GRB je
však obtížné, neboť záblesk trvá krátce, typicky méně než minutu. Situace se
ještě trochu komplikuje tím, že nedávno byly objeveny zábledky rentgenového
záření, jejichž spektrální profil je stejný jako u GRB, ale energie záření jsou
nižší, posunuté do rentgenového spektra. Dalo by se tedy říci, že rentgenové
záblesky vznikly podobným mechanizmem jako GRB. Určitou nadějí na získání
odpovědí na tyto otázky snad přinese vypuštění družice NASA Swift Gamma Ray Burst
Explorer v příštím roce, která ponese teleskopy na současné měření záření v
gama, rentgenové a optické oblasti spektra.
Podle některých teorií rentgenových záblesků je plynový prstenec rotací černé
díry též uváděn do rotace a současně je ionizován. Kolem černé díry tak vzniká
silné magnetické pole (efekt dynama), které je ovšem též strhováno rotací
materiálu a tak dochází k tomu, že jsou magnetické siločáry někde zhušťovány,
což vede k místnímu zvýšení energie magnetického pole. Tato energie se pak
uvolňuje a interakcí s plynným materiálem způsobuje rengenové záblesky různých
energií či přímo některé částice vystřeluje do okolního prostoru jako obrovský
urychlovač. Registrace tohoto záření pak dovoluje usuzovat na fyzikální procesy v
okolí černých děr.
Rentgenová observatoř Chandra při studiu záření tzv. eliptických galaxií NGC
4697, NGC 4649 a NGC 1553 zjistila, že se v nich nachází neobyčejně velké množství
černých děr a neutronových hvězd. Znamená to, že vznik těchto galaxií byl velmi
dramatický. Ukazuje se též, že jsou v těchto galaxiích černé díry a neutronové
hvězdy součástí binárních systémů. Znamená to, že v minulosti obsahovaly tyto
galaxie shluky masivních hvězd, které zkolabovaly do formy pozorovaných neutronových
hvězd a černých děr. V těchto shlucích si pak vzniklé neutronové hvězdy a černé
díry snadno našly hvězdného průvodce.
Tmavá nezářivá hmota ve Vesmíru
V poslední době problematika tmavé nezářivé hmoty (dark matter) astronomy velice
zajímá. Pomocí efektu gravitační čočky se A. Taylor z Edinburghu pokusil zmapovat
dvojrozměrné rozložení skryté nezářivé hmoty ve shluku Abell 901/2, který má
průměr 10 mil. světelných let a obsahuje shluky Abell 901a, 901b a 902. Analýzou
pozorování na 50 000 galaxií Taylor zjistil, že nezářivá hmota je koncentrována
nejen v místech shluků, ale místa těchto shluků jsou ještě navíc propojena
“kosmickými vlákny” tvořenými nezářivou hmotou, která jakoby propojovala
oblasti koncentrace skryté hmoty. Ve skutečnosti tato vlákna skryté hmoty, spojující
shluky skryté hmoty mají třírozměrnou strukturu a naznačují, že rozložení hmoty
ve Vesmíru má charakter tzv. “kosmické sítě” (viz A. Taylor, odesláno do Phys.
Rev Lett. 2002, astro-ph/0111605 a dále Gray, Taylor et al. Astrophysical Journal 568
(2002) s. 141-162, astro-ph/0111288).
Principiální otázkou je, z čeho je tato skrytá hmota složená, když tvoří na
90% veškeré hmoty ve Vesmíru a přitom není přímo pozorovatelná. Odpověď na tuto
otázku může naznačit poz na základě změřených dat rování, které sice přímo
skryté hmoty netýká, ale může s ní souviset. Rentgenovská observatoř Chandra
sledovala dvě hvězdy RXJ1856.5-3754 a 3C58, které vykazují neobvykle vysokou hustotu.
Hvězda RXJ1856 září jako těleso o teplotě 700 000oC a podle pozorování HST má
průměr asi 11,3 km. To je příliš málo na to, aby šlo o klasickou neutronovou
hvězdu. Proto se J. Drake z Harvardova-Smithsonianova Centra pro astrofyziku domnívá,
že jde o hvězdu, složenou nikoliv z neutronů, ale z kvarků, jejichž existence byla
na Zemi prokázána v urychlovačích elementárních částic o vysokých energiích
(detaily jsou uvedeny v časopise The Astrophysical Journal z 20. 6. 2002).
Pozorování hvězdy 3C58 pomocí observatoře Chandra také přinesla neočekávané
výsledky. O 3C58 se předpokládá, že jde o neutronovou hvězdu vzniklou při explozi
supernovy, pozorované čínskými a japonskými astronomy v roce 1181. Nepodařilo se
však zaregistrovat předpokládané rentgenové záření hvězdy a tak se odhaduje, že
hvězda má teplotu pod 1 000 000oC, což je podstatně nižší než předvídá
standardní model neutronové hvězdy. Zdá se tedy opět, že neutronová hvězda není
čistě neutronová, ale že jsou zde ještě menší částice, například opět kvarky
(dodatečné informace o tomto pozorování lze nalézt na adrese http://chandra.harvard.edu/). Podobně studium
rentgenového spektra neutronové hvězdy může přinést informace o jejím
gravitačním poli. Pomocí mřížkového rentgenového spektrometru observatoře Chandra
bylo studováno rentgenové spektrum neutronové hvězdy 1E1207.4-5209, která je v centru
plynové obálky po výbuchu supernovy ve vzdálenosti asi 7000 světelných let. V
rentgenovém spektru byly pozorovány dva absorbční pásy, které se interpretují jako
důsledek interakce rentgenového záření z okolí neutronové hvězdy s heliovými
ionty v silném magnetickém poli neutronové hvězdy, které je snad asi 1015×
intenzivnější než je zemské magnetické pole. K takové interakci ale dochází jen
pro určité vlnové délky záření. Proto se soudí, že vlnová délka rentgenového
záření je v silném gravitačním poli neutronové hvězdy, které je asi 1011×
intenzivnější než je zemské gravitační pole, zvětšena (dochází tak ke
snížení energie záření). Na základě změřených dat se odhaduje, že vlivem
gravitačního pole došlo ke zvětšení vlnové délky rentgenového záření o 17%.
Touto metodou by se tedy dala určovat velikost gravitačního pole neutronové hvězdy a
tudíž by se dalo soudit na její hustotu a složení. To by tak přispělo k odpovědi
na otázku, zda je neutronová hvězda skutečně spíše složená ze subnukleárních
částic (piony, kaony či kvarky).
Tato pozorování včetně otázky o původu skryté nezářivé hmoty naznačují, že
Vesmír má pro nás připraveno ještě značné množství záhad. Není to ovšem
překvapující, neboť asi o 90% Vesmíru vlastně zatím nic nevíme.
(lek)
Při přípravě těchto Zajímavostí byly ještě použity další informace z internetových
bulletinů:
www.spacefligthnow.com , www.spacedaily.com , www.space.com
(duben – červen 2002).
Tyto “Kosmonautické zajímavosti” byly publikovány v L+K 78 (2002) č. 14,
s. 936 – 940; č. 15-16, s. 1069 - 1073.
Arianespace a organizace ESA
Dne 7. 6. byli akcionáři společnosti Arianespace seznámeni se stavem hospodaření
této společnosti v roce 2001. Byli nuceni konstatovat, že hospodaření
společnosti skončilo se ztrátou 194 mil. EUR, která se tak připočítává ke
ztrátě 242 mil. EUR v roce 2000. Bylo konstatováno, že se situace společnosti
v nejbližší době nezlepší, neboť analytici průzkumu trhu očekávají prudký
pokles poptávky po vypouštění komerčních telekomunikačních družic. Po roce 2003
se očekává tak 5 až 10 kontraktů na vypuštění komerčních družic ročně a
k tomu přistoupí i zvýšená konkurence v oblasti nových nosičů, kdy na
americké straně budou k dispozici nové nosiče Atlas 5 a Delta 4. Předpokládá
se, že se stav trhu nezlepší před rokem 2009.
V letošním roce si společnost Arianespace zatím nevede špatně. Společnost
úspěšně vypustila 7 družic pomocí 6 raket Ariane 4 a tři družice dvěma starty
raket Ariane 5. Pro srpnový start rakety Ariane 5 se počítá s dalšími dvěma
družicemi.
Finanční problémy společnosti Arianespace byly na pořadu jednání Rady organizace
ESA 12 – 13. 6. v Montrealu (Air et Cosmos č. 1848 (21. 6. 2002) s. 38). ESA
zřejmě od roku 2005 bude kupovat minimálně 3 rakety Ariane 5 (jedna raketa Ariane 5
bude určená pro vynášení ATV) a 2 rakety Vega ročně pro zabezpečení vynášení
užitečných zatížení jednotlivých členských zemí. Zatím taková užitečná
zatížení nebyla početná např. ve srovnání s USA, kde vládní družice
představují většinu amerických startů a komerční starty jsou jen doplňkovou
aktivitou. Není ovšem vyloučeno, že v příštích deseti letech bude potřeba
vynášet západoevropské vojenské družice a to buď patřící jednotlivým státům
či v rámci organizace NATO. Přirozeně, že o tyto zakázky má společnost
Arianespace zájem (Air et Cosmos č. 1849 (28. 6. 2002) s. 64). Půjde patrně o
připravované německé družice pro radarový průzkum SAR-Lupe či francouzské
družice pro optický průzkum Helios-2. V období 2003 – 2007 by se měly
startovat připravované telekomunikační družice zemí Evropské unie: francouzské
Syracuse-3, britské Skynet-5, či italské Sicral, případně další belgické a
německé.
Výkonnost rakety Ariane 5 bude zvýšena použitím kryogenního horního stupně
ESC-A (L+K 78 (2002), č. 8, s. 512) při letu AR 517 v říjnu tr. (v červnu
proběhly v Kourou dvě zkoušky plnění makety stupně ESC-A pohonnými látkami).
Další zvýšení výkonu se dosáhne v roce 2006 nasazením ESC-B, schopného
vícenásobného zážehu. V roce 2004, od letového exempláře AR 527, by měla
společnost Arianespace dosáhnout snížení výrobních nákladů o 50%. Na prosinec
bylo odloženo rozhodnutí Rady ohledně programu budoucích nosičů. Tento program,
který měl za cíl jednak další zdokonalování současných nosičů Ariane 5 a Vega a
případný vývoj budoucích vícenásobně použitelných nosičů, tak začíná mít
minimálně zpoždění, nedojde-li k jeho případné modifikaci.
Dále Rada ESA souhlasila s implantací ruského nosiče Sojuz v CSG v
Kourou. Náklady na tento projekt se odhadují na 275 mil. EUR, z nichž by 145 mil.
EUR měl dodat západoevropský průmysl, 110 mil. EUR Rusko a 20 mil. EUR se získá v
Guayaně na místních daních. Rada ESA však nejednala o konkrétním zabezpečení
těchto financí, které budou muset získat zainteresované státy a Evropská komise. Na
první pohled je toto rozhodnutí Rady ESA poněkud ve sporu s předpokládanou pomocí
společnosti Arianespace, ale jde o politické rozhodnutí. Rusko si tímto souhlasem
podmiňovalo další spolupráci s ESA v oblasti budoucích vícenásobně
použitelných raketových nosičů. ESA si od této spolupráce s Ruskem slibuje
udržet krok se současným americkým programem SLI. Toto rozhodnutí organizace ESA by
mohlo vést Rusko k opuštění rusko-australského projektu výstavby rovníkového
startovního komplexu na australském Vánočním ostrově (Christmas Island), odkud měla
startovat modifikovaná raketa Sojuz, nazývaná Aurora (viz L+K 77 (2001), č.
15-16, s. 1055). Ovšem v současné době stále probíhají rusko-australská
jednání o kosmodromu na Vánočním ostrově a tak tato otázka ještě není
uzavřená.
Rada ESA naopak nedospěla k žádnému rozhodnutí ohledně realizace družicového
navigačního systému Galileo (L+K 78 (2002), č. 9, s. 580), neboť tento projekt
by chtěly řídit jak Německo tak Itálie. Do říjnového zasedání Rady ESA tak bude
potřebná řada politických jednání k dosažení dohody.
Na programu jednání Rady nebylo dokončování výstavby kosmické stanice ISS. O té
se jednalo na zvláštní schůzce partnerských zemí v Paříži 3. června.
Generální ředitel NASA S. O´Keefe zde s partnery sestavil plán prací do další
schůzky koncem tr. Ukazuje se, že nakonec všichni partneři zredukují své ambice ve
srovnání s původními plány výstavby stanice. Redukovaná verze ISS by nakonec
mohla být dokončena někdy v roce 2004, ale stále není jasné, bude-li stálou
posádku tvořit tři nebo šest astronautů.
V souvislosti se zasedáním Rady ESA je třeba připomenout, že již
v květnu tr. na zasedání vědeckého výboru organizace ESA došlo
k restrukturalizaci vědeckého plánu organizace v důsledku rozpočtových
omezení (Air et Cosmos č. 1845 (31. 5. 2002) s. 41). Nový program, nazývaný
“Kosmická vize 2020”, se zaměřuje na tři oblasti: výzkum sluneční soustavy (sem
patří např. mise Rosetta, Mars Express/Beagle-2 či BepiColombo/Solar Orbiter),
astronomie (v rámci které se ESA bude podílet i na realizaci nového kosmického
teleskopu nové generace NGST organizace NASA) a na základní fyzikální výzkum.
Z programu výzkumu sluneční soustavy však z rozpočtových důvodů vypadl
projekt výzkumu Venuše “Venus Express”.
(lek)
Publikováno v L+K 78 (2002) č. 17, s. 1155 - 1157.
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/200202.htm)
