KOSMONAUTICKÉ ZAJÍMAVOSTI - NEPILOTOVANÉ MISE
(4. čtvrtletí 2002)
Delta 4
V průběhu října a listopadu 2002 bylo na startovním komplexu 37B na Cape
Canaveral Air Station velmi rušno. Před uskutečněním prvního startu zde totiž
probíhaly závěrečné zkoušky rakety Delta 4 ve variantě Medium+ (4,2), tj.
s aerodynamickým krytem o průměru 4 m a se dvěma urychlovacími stupni GEM 60.
V pondělí 14. 10. byla provedena poslední zkouška odpočítávání ke startu
rakety Delta 4. Zkouška tentokráte proběhla hladce, i když v T-38 s došlo
k jejímu přerušení pro špatně nastavený limit startovního tlaku
v nádržích rakety. Technikům se podařilo tento drobný problém rychle vyřešit
a při opakování odpočítávání v T-8,5 s převzal řízení operace řídící
počítač, který dal o 3 s později příkaz k zážehu hlavního kryogenního
motoru rakety RS-68. V T-0 s se začal motor vypínat, celkem při zkoušce pracoval 5 s.
Předběžná prohlídka získaných dat ukázala, že zkouška byla úspěšná.
Podrobnější studium získaných dat poskytlo informaci o tom, jaká byla skutečná
úroveň hluku a vibrací na startovní rampě a v jejím okolí během zkoušky. Kromě
toho byla provedena detailní kontrola motoru a jeho výkyvného závěsu, aby bylo
jisté, že je vše v pořádku před nadcházejícím startem. Motor RS-68, použitý na
této raketě má číslo 20003 a již před dodáním společnosti Boeing s ním
byly provedeny čtyři zkušební zážehy v celkové délce 561 s chodu motoru.
Podotkněme, že motor je případě nutnosti schopen osmi startů s celkovou dobou chodu
1200 s. Při typickém letu rakety pracuje ale pouhých 240 s. Rezerva v době chodu
dovoluje přebírací zážehy případně dovoluje přerušení startu na startovním
komplexu při chodu motoru, aniž je třeba motor měnit.
Dne 21. 10. dorazil na startovní komplex další první stupeň CBC rakety Delta
4-Medium, který zde bude integrován s druhým stupněm a aerodynamickým krytem o
průměru 4 m. Tato raketa by měla startovat počátkem příštího roku
s vojenskou družicí DSCS A3 (Defense Satellite Communications System), která bude
zabezpečovat telekomunikace na velmi vysokých frekvencích pro Bílý dům, americká
velvyslanectví a vojenské telekomunikace.
V úterý 5. 11. dorazila na startovní komplex 37B družice Eutelsat W5, která
byla připravována ke startu v hale společnosti Astrotech v Titusville na
Floridě. Družice o startovní hmotnosti 3170 kg, překrytá aerodynamickým krytem,
dorazila na speciálním dopravníku pod pohyblivou servisní věž, odkud byla jeřábem
vyzvednuta na věž a připevněna ke 2. stupni rakety. Integrace družice s 2. stupněm
rakety byla pozdržena o několik dní, neboť inženýři společnosti Pratt &
Whitney vyjasňovali určité problémy s kvalitou lopatek turbočerpadel motorů RL-10,
které se objevily při jejich výrobě v tomto roce. Ukázalo se totiž, že na
lopatkách turbočerpadla jednoho motoru se při inspekci po zkušebnímu zážehu
zjistily vlasové trhlinky. Společnost Pratt & Whitney si je však jistá, že motor
RL-10B-2, který bude použit při prvním vzletu rakety Delta 4, je bez defektů, neboť
byl vyroben již v roce 1998. Jak se zdá, problémy s kvalitou výroby lopatek
turbočerpadel se týkají jen asi 20 kusů motorů RL-10, vyrobených v roce 2002.
Společnost Boeing chtěla uskutečnit start rakety mezi 14 – 16. 11., ale pro
špatné počasí na Floridě a pro další menší technické problémy se nakonec dlouho
očekávaný start uskutečnil až dne 20. 11. V T-8,5 s převzal řízení startu rakety
Delta 4 počítač. V T-20 s byl aktivován systém natáčení trysek obou zavěšených
urychlovacích stupňů, v T-3 s se zažehl hlavní motor RS-68 stupně CBC. V T-0
(22.39 UT) došlo k zážehu obou urychlovacích stupňů, byly odpáleny čtyři
výbušné nýty, držící raketu na startovní rampě a současně se začala od rakety
odtahovat tři ramena ze startovní věže. V T+30 s se začala raketa natáčet
do letového kursu nad Atlantský oceán, v T+65 s prošla raketa fází
maximálního dynamického tlaku při přechodu do nadzvukového režimu letu. V T+ 1
min 45 s došlo k odhození obou vyhořelých urychlovacích stupňů. T+2 min
14 s: výška 37 km, vzdálenost 82 km, rychlost 1,64 km/s. T+3 min 33 s: počátek
vychlazování kryogenního motoru RL-10B-2 před startem. T+3 min 50 s: výška 91 km,
vzdálenost 286 km, rychlost 4,2 km/s. T+4 min: snížení tahu motoru RS-68 ze 101% na
58% jako příprava na ukončení jeho činnosti, ke které došlo o 10 s později.
V T+4 min 20 s se od rakety oddělil stupeň CBC spolu s mezistupňovou
konstrukcí jako jeden celek a pak byl vysunut koncový nástavec trysky motoru RL-10B-2
do pracovní polohy. V T+4 min 30 s došlo k zážehu motoru horního
kryogenního stupně rakety a za půl minuty byl odhozen aerodynamický kryt, chránící
družici Eutelsat W5. T+8 min 5 s: výška 258 km, vzdálenost 1376 km, rychlost 5,6 km/s.
T+11 min: výška 298 km, vzdálenost 2224 km, rychlost 6,5 km/s.
V T+13 min 40 s došlo k vypnutí motoru 2. stupně rakety (SECO 1), po
asi 2 min ohlásila společnost Boeing parametry parkovací dráhy druhého stupně
s družicí: výška 180 – 578 km, sklon dráhy k rovníku 27,28°. Současně
bylo sděleno, že se během letu přepnul hydraulický systém řízení motoru na
záložní a drobná rotace stupně před SECO 1 byla zvládnuta řídícími
orientačními motory stupně. V T+23 min 38 s došlo ke druhému zážehu
motoru RL-10B-2. Telemetrii funkce motoru sledovala stanice na ostrově Ascension v
Atlantském oceánu. Zážeh trval do T+28 min 28 s. Jak bylo oznámeno, raketa uvedla
družici na přechodovou dráhu ke geostacionární o výšce 562 – 35777 km a sklonu
13,6°. K oddělení družice W5 došlo v T+37 min 46 s.
Úspěšný start prvního exempláře rakety Delta 4 byl důkazem pečlivosti
předstartovní přípravy rakety, podobně jako tomu bylo v případě rakety Atlas
5. Neúspěch při prvním startu by totiž nebyl pro raketu dobrou vizitkou při jejím
vstupu na trh raketových nosičů komerčních družic, na kterém je v současné
době silná konkurence tvořená raketami jako Atlas 5, Ariane 5, Proton či Zenit.
Asi měsíc po úspěšném startu prvního exempláře rakety Delta 4 byla na
startovní rampě 37B vztyčena druhá raketa Delta 4 Medium v konfiguraci bez dvou
urychlovacích stupňů navěšených na první stupeň. Raketa by měla odstartovat
počátkem února se zmíněnou družicí DSCS A3.
Atlas 5
První start rakety Atlas 5 se úspěšně uskutečnil koncem srpna (L+K 78
(2002) č. 22, s. 1492) a na startovním komplexu 41 se v budově pro vertikální
integraci nosiče VIF (Vertical Integration Facility) již připravuje Atlas 5-002. Při
obou startech jde o základní variantu rakety Atlas 5 bez urychlovacích motorů na TPL,
zavěšených na první stupeň CCB. Je to způsobeno i tím, že se příprava nového
urychlovacího stupně na TPL společnosti Aerojet opozdila. Při zkušebním zážehu v
březnu tr. došlo k problému ve spoji mezi pláštěm spalovací komory a tryskou
motoru. Motor tehdy pracoval nominálně asi 30 s, ale pak se kolem trysky objevily
plameny a měřící přístroje zaregistrovaly pokles tlaku ve spalovací komoře a
současně i pokles tahu motoru. Společnost Aerojet se rozhodla přepracovat technické
řešení spoje zejména zesílením tepelné izolace spoje a těsnosti vložením dvou
těsnících O-kroužků místo jednoho. Tak se spoj mezi komorou a tryskou stal
odolnější jak proti tlakovému, tepelnému i mechanickému namáhání. Po několika
zkouškách na modelech motoru se nakonec ve středu 30. 10. uskutečnila první
kvalifikační zkouška letového modelu motoru. Motor o délce 20,1 m, který je zatím
největším monolitickým motorem se spalovací komorou z jednoho bloku, byl umístěn na
zkušební stav horizontálně a pracoval 92 s. Dosažená úroveň tahu se nacházela
mezi 1425 kN a 1950 kN. Druhá kvalifikační zkouška motoru urychlovacího stupně byla
úspěšně provedena v polovině prosince 2002. Mezi tím se na startovním komplexu
zkoušelo připevňování makety urychlovacího stupně k prvnímu stupni rakety
Atlas 5-002 opatřenému z důvodů nácviku obsluhy aerodynamickým krytem o průměru
5,4 m. Předpokládá se, že by se start rakety Atlas 5 s urychlovacím stupněm na TPL
mohl uskutečnit v prvním čtvrtletí roku 2003.
Ariane 5
Další modernizovanou raketou, jejíž start se očekával na podzim roku 2002, byla
západoevropská raketa Ariane 5 (L+K 78 (2002) č. 8, s. 512). Její zkoušky
probíhaly v Kourou již od ledna loňského roku. Raketa, nesoucí název Ariane 5 ECA
(Etage Cryotechnique “A”), nebo též neoficiálně nazývaná “Ariane 10 tun”,
má řadu zdokonalení a konstrukčních zjednodušení, dovolujících snížení její
výrobní ceny. Konstrukční úpravy začaly již na úrovni obou návěsných
urychlovacích stupňů EAP (Etage d´Accéleration a Poudre), jejichž motory jsou
tvořeny třemi segmenty. První segment S-1 obsahuje o 2430 kg TPL více než u původní
varianty. Hvězdicový profil centrálního kanálu zrna TPL u tohoto segmentu dovoluje
rychlé hoření pohonné látky. Proto během prvních 20 s hoření dosáhne motor
maximálního tahu 7,08 MN (viz http://www.arianespace.com/site/launcher/future_sub_index.html).
Později klesá tah na průměrných 5,06 MN tahu. Dále jsou tyto urychlovací stupně
opatřeny novou výtokovou tryskou s méně součástmi, dovolující snadnější a
levnější výrobu. Dalším významným zdokonalením této nové verze rakety je
výkonnější motor Vulcain 2 na prvním kryogenním stupni rakety. Motor Vulcain 2
společnosti Snecma byl též upraven tak, aby spaloval směs kyslíku a vodíku bohatší
na kyslík a při poněkud vyšším pracovním tlaku než motor Vulcain 1. Tím se
dosáhlo zvýšení tahu motoru na 1,35 MN (ve vakuu). U centrálního stupně bylo ovšem
třeba zvětšit kapacitu kyslíkové nádrže o 15 000 kg tj. na 148 000 kg kapalného
kyslíku. To se podařilo snížením přepážky mezi kyslíkovou a vodíkovou nádrží
o 64 cm. Nadto pro dopravu kapalného kyslíku do motoru bylo třeba výkonnějšího
kyslíkového čerpadla, které vyvinula italská firma FiatAvio. Turbočerpadlo je
schopné dosáhnout 13 000 ot/min a tlaku 16,1 MPa. Dalším zdokonalením motoru Vulcain
2 je expanzní nástavec výtokové trysky švédské firmy Volvo Aero, který umožňuje
vstřik plynů, vzniklých při pohonu turbočerpadel, do hlavního proudu spalin a tak
zvyšuje účinnost motoru ve vyšších výškách. Specifický impuls motoru Vulcain 2
se tak zvyšuje o 30 Ns/kg oproti motoru Vulcain 1.
Nejvýznamnější změnou nové varianty rakety Ariane 5 je kryogenní druhý stupeň
ESC-A (Etage Supérieure Cryotechnique) s motorem HM-7B společnosti Snecma,
vyzkoušeným na raketách Ariane 4. Tato zdokonalení umožňují zvýšení nosné
kapacity rakety při současném vypouštění dvou družic z dosavadních 5900 kg na 10
000 kg na dráhu přechodovou ke geostacionární. Aerodynamický kryt o průměru 5,4 m
dovoluje vynášení i velmi objemných družic. Celková startovní hmotnost rakety
Ariane 5 ECA po všech úpravách tak dosáhla hodnoty 780 000 kg.
Další zvýšení kapacity rakety na 12 000 kg bude dosaženo v roce 2006
zavedením nového kryogenního stupně ESC-B s motorem Vinci o tahu asi 3×
vyšším než má motor HM-7B, který nadto bude schopný restartu.
V rámci předstartovních příprav rakety byl dne 18. 10. kompletně zkoušen
celý postup plnění rakety pohonnými látkami s odpočítáváním včetně
několikavteřinového zážehu motoru Vulcain 2. Zdálo by se tedy, že nic nezabrání
úspěšnému startu, plánovanému na 29. 11. Odpočítávání proběhlo bez potíží,
ale těsně před spuštěním motoru Vulcain 2 centrálního stupně řídící
počítač automaticky zastavil odpočítávání ke startu. Nejprve bylo oznámeno, že
nedošlo ke správnému odtažení ramen startovní věže, dodávajících kapalný
kyslík a vodík do druhého stupně rakety. Později však bylo sděleno, že počítač
řídící start pouze nezaregistroval spuštění zažehovačů vodíku umístěných pod
tryskou motoru Vulcain 2, ale že ramena na startovní věži se správně odtáhla.
Zažehovače spalují vodík, použitý před startem k vychlazení motoru proto, aby při
startu nedošlo k jeho hromadění pod tryskou motoru a k jeho nekontrolovatelnému
vznícení. Z rakety byly vypuštěny kryogenní pohonné látky, ale díky již
odtaženým ramenům bylo nutné odčerpávat kryogenní pohonné látky větracími
potrubími a tak tato procedura trvala 25 hodin. Poté byla raketa převezena do
montážní haly, aby se vyjasnily příčiny problému se zažehovači vodíku. Dva z
nich byly vyměněny a konečně dne 11. 12. byla raketa opět připravena na startovním
komplexu ELA 3. Start se tentokráte uskutečnil bez problémů a raketa Ariane 5 (let
157) se zvedla ze startovního stolu ve 22. 21 UT. První náznak určitých potíží se
objevil v T+86 s letu, kdy telemetrie ukázala slabý pokles tlaku v systému
chlazení motoru Vulcain 2. Let však pokračoval ještě bez větších problémů,
neboť oba návěsné urychlovací stupně pracovaly bezchybně. V T+2 min 17
s byly oba urychlovací stupně EAP odhozeny. Mezi T+2 min 58 s a T+3 min 6
s byly pozorovány zatím nespecifikované anomálie v chodu motoru Vulcain 2,
které též vedly k problémům se řízením letu rakety. V T+3 min 7
s ve výšce asi 150 km byl odhozen aerodynamický kryt a současně řídící
středisko zaregistrovalo vychýlení rakety z její trajektorie. Motor Vulcain 2
sice stále pracoval, ale raketa se stále více odchylovala ze svého kursu a ztrácela
výšku. Proto byl dán v T+7 min 35 s povel k destrukci rakety, která se
v ten okamžik nacházela ve výšce 69 km nad Atlantským oceánem ve vzdálenosti
800 – 1000 km od místa startu. Při havárii tak byly ztracené obě družice, které
raketa nesla. Šlo o družici pro přímé televizní vysílání Hot Bird 7 společnosti
Eutelsat a technologickou telekomunikační družici Stentor francouzské kosmické
agentury CNES. Celková hmotnost obou družic byla sice jen 5560 kg, ale pro demonstraci
“desetitunové” nosnosti rakety byl při tomto zkušebním letu přidán balast tak,
aby celkové vynášené zatížení rakety dosáhlo 8266 kg.
Na tiskové konferenci ve čtvrtek 12. 12. v ranních hodinách oznámil prezident
společnosti Arianespace Jean-Yves Le Gall, že 13. 12. bude ustanovena komise pro
vyšetření příčin havárie. Le Gall upozornil, že první prohlídka telemetrických
dat zatím nedává informaci o příčinách havárie. Je možné, že vznikly problémy
ve funkci motoru Vulcain 2, spekulovalo se (Le Monde 14. 12. 2002), že mohlo dojít k
odlomení části expanzní části trysky motoru či že v motoru existoval nějaký
vadný svár. Kromě toho došlo po oddělení aerodynamického krytu k výpadku obou
inerciálních plošin řídícího systému. Před vyšetřovací komisí tedy stál
náročný úkol rychle zjistit, k jaké závadě došlo. Prioritou vyšetřování byla
snaha zjistit, zda tento neúspěšný start může nějak ovlivnit vypuštění
kometární sondy ESA Rosetta. I když by se při startu sondy mělo použít klasické
rakety Ariane 5G, bylo rozhodnuto přípravy ke startu pozdržet.
Dne 6. 1. odevzdala vyšetřovací komise zprávu o pravděpodobných příčinách
havárie rakety Ariane 5 ECA, let 157. Komise konstatovala, že v počáteční fázi
letu došlo k porušení těsnosti chladícího systému trysky motoru Vulcain 2,
patrně vznikem trhliny v jejím chladícím potrubí. Tryska se tak přehřála a
zřejmě došlo k jejímu poškození, což se projevilo nerovnováhou tahu motoru.
Po odhození urychlovacích stupňů nebylo tedy možné raketu řídit. Podle názoru
komise byla havárie způsobena tím, že nebyla důkladně studována dodatečná
mechanická napětí působící na trysku za letu rakety, i když jde o problém těžko
simulovatelný při pozemních zkouškách. Protože se tento problém u motoru Vulcain 1
nevyskytoval, navrhuje komise, aby byla tryska motoru Vulcain 2 upravena s využitím
zkušeností, získaných s motorem Vulcain 1 a aby byl proveden rozbor možností,
jak při pozemních zkouškách simulovat zatížení působící na trysku motoru Vulcain
2 za letu. Společnost Arianespace akceptovala doporučení komise a začala s jejich
realizací tak, aby raketa Ariane 5 ECA byla připravena k dalšímu letu
v druhé polovině tohoto roku. Nadto byla ustanovena komise, která rozhodne o
vypuštění sondy Rosetta do 14. 1. V každém případě by sonda Rosetta měla
odstartovat do konce ledna tak, pokud má být správně navedena na dráhu, která ji
přivede na setkání s kometou Wirtanen.
Družice TDRS-I
Družice TDRS-I, vyrobená společností Boeing je druhou ze tří telekomunikačních
družic nové generace, která bude součástí primárního telekomunikačního systému
organizace NASA. Ovšem krátce po vypuštění družice 8. 3. na dráhu přechodovou ke
geostacionární pomocí rakety Atlas 2A se ukázalo, že na apogeovém motoru družice je
zablokovaný ventil, který zabránil správné natlakování jedné ze dvou nádrží
s pohonnými látkami. Bez této nádrže nebyla družice schopná dosáhnout
geostacionární dráhy. Pozemnímu středisku společnosti Boeing v El Segundo
v Kalifornii, doplněnému specialisty z NASA, se však podařilo obejít
zablokovaný ventil a vždy natlakovat nádrž tak, aby bylo možné zažehnout na
nějakou dobu apogeový motor. V průběhu posledních 4 měsíců se tak podařilo
uskutečnit sérii zážehů apogeového motoru tak, že družice dosáhla
geostacionární dráhy. Poslední zážeh motoru se uskutečnil v pondělí 30. 9. (NASA
News 02-188). Po dosažení geostacionární dráhy družice rozevřela své antény a
bude podrobena asi osmitýdenním zkouškám. Pak bude předána do operačního provozu
organizaci NASA, která ji pod názvem TDRS-9 zařadí do své telekomunikační sítě.
Družice TDRS (Tracking and Data Relay Satellite) organizace NASA zachycují hlasovou
komunikaci, data a TV z kosmických raketoplánů, Mezinárodní kosmické stanice
ISS a dalších družic a tyto informace přenášejí pozemnímu středisku. Toto
spojení je přirozeně dvoucestné a dovoluje pozemnímu středisku posílat informace
posádkám v kosmickém prostoru. Další družice tohoto typu, TDRS-J, úspěšně
odstartovala dne 4. 12. opět pomocí rakety Atlas 2A. Před startem byly přirozeně
učiněny dodatečné zkoušky palivového systému apogeového motoru družice tak, aby
se podobná závada neopakovala. Podotkněme, že při tomto startu bylo použito
posledního exempláře rakety Atlas 2A, který je nejméně výkonným z verzí Atlas 2.
Společnost Lockheed Martin plánuje ještě 5 startů raket Atlas 2AS, opatřených
urychlovacími motory na prvním stupni a poté se bude využívat pouze variant Atlas 3 a
Atlas 5.
Integrovaný plán kosmické dopravy organizace NASA
V listopadu měla NASA na základě posouzení jednotlivých předložených
návrhů od tří kontraktorů (Boeing, Lockheed Martin a tým firem Northrop Grumman a
OSC) učinit důležité rozhodnutí o tom, jak bude vypadat její budoucí vícenásobně
použitelný kosmický nosič (viz L+K 78 (2002) č. 14, s. 939), který by měl
být realizován v rámci kosmické iniciativy NASA známé pod názvem SLI (Space
Launch Initiative). V úterý 22. 10. však NASA oficiálně oznámila, že tuto
oponenturu zatím odkládá. NASA totiž čelila tlaku Kongresu USA zejména pro
nevyjasněnou celkovou cenu Mezinárodní kosmické stanice. Jak známo, v roce 2001
sdělila NASA Kongresu USA, že náklady na výstavbu Mezinárodní kosmické stanice ISS
(International Space Station) by mohly být ještě o minimálně 600 mil. USD vyšší,
než se předpokládalo. Kongres na to reagoval tím, že stanovil cenu stanice na 25 mld.
USD a nakonec prosadil výměnu generálního ředitele NASA (L+K 78 (2002) č. 1,
s. 36). Nový generální ředitel S. O´Keefe nastoupil s úkolem, že bude přesně
určovat a řídit výdaje na Kosmickou stanici a ostatní kosmické programy NASA.
Další kritika Kongresu se zaměřila na skutečnost, že posádka Mezinárodní
kosmické stanice je v současnosti závislá na kosmické lodi typu Sojuz, která
funguje jako záchranný člun pro rychlou evakuaci posádky v případě nějaké
havárie. Současně je tím i počet členů posádky ISS omezen kapacitou lodi Sojuz.
Vzhledem k nákladnosti investice, jakou ISS je, není tedy vědecká kapacita
stanice plně využita. Možnou a relativně rychlou alternativou k odstranění
této závislosti na lodi Sojuz by mohl být vývoj nové pilotované kosmické lodi,
vynášené klasickými jednorázově použitelnými raketami. NASA proto začala jednat
s oběma výrobci EELV, tj. se společnostmi Lockheed Martin a Boeing, zda by bylo
možné používat těžkých variant raket Atlas 5 a Delta 4 k vynášení kosmické
lodi s astronauty k ISS. Že k takovému vyjednávání NASA došlo, bylo
naznačeno na letošním výročním sympoziu na kosmodromu Cape Canaveral dne 29. 10.
2002. NASA tedy vzala v úvahu tuto kritiku Kongresu a s využitím studií
získaných v rámci SLI a připravila nový komplexní přístup k realizaci
svých současných a budoucích potřeb v oblasti kosmické dopravy. Ve svém
oficiálním prohlášení (NASA News 02-216) ze dne 8. 11. 2002 informovala NASA o svém
novém integrovaném plánu kosmické dopravy ISTP (Integrated Space Transportation Plan).
Plán je tvořen třemi hlavními programy: Plán prodloužení používání kosmického
raketoplánu, vytvoření tzv. orbitálního kosmoplánu (Orbital Space Vehicle) a
technologie kosmických nosičů příští generace (Next Generation Launch Technology).
Dne 13. 11. poslal Prezident Bush Kongresu dodatek ke svému návrhu rozpočtu na
rozpočtový rok 2003, kterým by se měl nastartovat plán ISTP v rámci NASA.
V tomto dodatku se předpokládá přesun některých položek v rámci
původního rozpočtu SLI tak, aby se celkový rozpočet NASA ve výši 15 mld USD
nezměnil. Ve výhledu na další léta však NASA uvažuje o následujících výdajích:
Na zdokonalování flotily kosmických raketoplánů tak, aby je bylo možné využívat
do roku 2020 bude potřeba 1,6 mld USD. V průběhu příštích deseti let vydat asi
15,2 mld USD tak, aby kosmické raketoplány mohly létat pětkrát ročně místo
současných čtyř letů. Tím by se uspíšilo dokončení montáže Mezinárodní
stanice případně by bylo možné uskutečnit i další mise. Do roku 2006 uvolnit 6,6
mld USD na dokončení základní výstavby kosmické stanice včetně uzlu č. 2
v roce 2004, ke kterému budou připojeny evropský a japonský modul. Biologický a
fyzikální výzkum na Mezinárodní kosmické stanici podpořit částkou 1,8 mld USD. Na
vývoj technologií kosmických nosičů příští generace uvolnit 2,4 mld USD. Tyto
vícenásobně použitelné kosmické nosiče by měly být koncipovány tak, aby náklady
i trvání přípravy k novému letu byly nižší než u současného kosmického
raketoplánu. Jde ovšem o dlouhodobý program a nelze očekávat, že by takový nový
kosmický dopravní prostředek letěl před rokem 2015. Zde by se mělo navázat na
studie, vytvořené v rámci SLI. Je tedy otázkou, zda se podaří organizaci NASA
přesvědčit Kongres o nezbytnosti těchto výdajů. Ze zde zmíněných navrhovaných
výdajů se na první pohled zdá, že NASA žádá o zvýšení svého rozpočtu. NASA
však informuje pouze Kongres, jak naloží se svým stávajícím a předpokládaným
rozpočtem v blízké budoucnosti a nežádá o nějaké dramatické zvýšení
svého celkového rozpočtu. Zmíněné náklady by se měly ušetřit na jiných
původně plánovaných programech NASA.
Velice aktuálním úkolem, který teď stojí před NASA je vývoj nové kosmické
lodi pro dopravu posádky na Mezinárodní kosmickou stanici tzv. orbitálního
kosmoplánu (Orbital Space Vehicle). Jeho koncepce je zatím nejasná, ale mělo by jít o
vícenásobně použitelnou kosmickou loď pro 10 astronautů vynášenou jednorázově
použitelnými kosmickými nosiči. Technická koncepce kosmoplánu by měla být
dokončena v roce 2004 a v rozpočtu na rok 2003 je na tento návrh vyčleněno
2,4 mld USD. Kosmoplán by měl zahájit svou činnost v období mezi 2008 – 2010.
Studie této nové kosmické lodi by měla být součástí SLI, jehož cíle
se nyní přehodnocují. NASA se proto pokouší přesvědčit Kongres, aby schválil
přesun kolem 2 mld. USD z budoucího asi pětiletého rozpočtu SLI na vývoj této
nové kosmické lodi, která by se tak mohla stát i alternativou NASA ke kosmickému
raketoplánu pro dopravu posádek i nákladu k ISS. Kdyby Kongres USA tento návrh
organizace NASA schválil, podle odhadů NASA by závislost na kosmických lodích typu
Sojuz mohla skončit kolem roku 2010.
V rámci stále probíhající iniciativy SLI udělila NASA dne 20. 11. 2002
dvěma společnostem kontrakty na vývoj technologií pro letové demonstrátory.
Společnost Boeing získala na 301 mil. USD na vývoj letového demonstrátoru X-37.
V rámci kontraktu by měly proběhnout další zkoušky automatického přistávacího
systému a vývoj prototypu transportní orbitální lodi. Její letové zkoušky v atmosféře
jsou plánovány na rok 2004 a k orbitálnímu letu by mohlo dojít v roce
2006, kdy by měl být demonstrátor X-37 dopraven na nízkou oběžnou dráhu raketou
Delta 2. Demonstrátor X-37 (L+K 77 (2001) č. 11, s. 719) bude sloužit
ke zkouškám pokročilých řídících, navigačních a pohonných systémů či tepelné
ochrany lodi s použitím materiálů, odolných vůči vysokým teplotám a s možností
vícenásobného použití. Má délku 8,25 m a rozpětí 4,5 m. Zkušební demonstrátor
je konstruován v Phantom Works společnosti Boeing v Palmdale v Kalifornii.
Jeho trup i konstrukce křídel jsou vytvořeny z uhlíkového kompozitu, který
může pracovat při teplotách asi o 40° C vyšších než hliníková konstrukce raketoplánu.
To dovoluje použití o něco lehčí a tenčí tepelné ochrany demonstrátoru.
Na zkoušky technologií přerušení startu na startovním komplexu a záchrany
posádky udělila NASA společnosti Lockheed Martin kontrakt ve výši 53 mil. USD. Na
demonstrátoru pro simulaci přerušení startu by se s použitím figurín
s přístroji měly zkoušet pohonné jednotky záchranných systémů, padákové a
jiné přistávací techniky.
Zkoušky makety japonského bezpilotního raketoplánu a start H-2A
Dne 18. 10. oznámila NASDA, že uskutečnila první pokus s maketou HSFD (High
Speed Flight Demonstrator) vícenásobně použitelného bezpilotního raketoplánu.
Maketa je zmenšenou verzí navrhovaného raketoplánu Hope-X, který by měl startovat na
raketě H-2A a dopravovat náklad na Mezinárodní kosmickou stanici. Předpokládá se,
že při návratu po průletu atmosférou bude Hope-X přistávat jako linkové letadlo.
Ovšem vývoj raketoplánu Hope-X, který byl zahájen 80. létech, stále trpěl
nedostatkem financí, až byl odložen (viz L+K 76 (2000) č. 2, s. 104; č. 23, s.
1560). Podle mluvčího organizace NASDA H. Inueho bylo cílem současných pokusů s
maketou raketoplánu pouze získávání dat pro budoucí projekty. H. Inue nespekuloval o
tom, zda se jedná o znovuoživení programu Hope-X.
Maketa raketoplánu poháněná proudovým motorem odstartovala z letiště na
Vánočním ostrově (součást Oceánie v Tichém oceánu) patřícímu Republice
Kiribati, kde má NASDA sledovací stanici. Dostoupala do výšky asi 600 m, kde
poletovala rychlostí kolem 200 km/hod. Poté klouzavým letem přistála zpět na
letištní ploše. Celý let trval 10 min. Při prvním letu se zkoušel navigační
systém letounu využívající družicového navigačního systému GPS a jeho
automatická pilotáž. Maketa má velikost asi čtvrtiny budoucího raketoplánu, je 3,8
m dlouhá a má hmotnost 735 kg.
Další zkouška makety raketoplánu se uskutečnila v pondělí 4. 11. Maketa
vystoupala do výšky kolem 2500 m, odkud začala klesat pod úhlem 13°. Při klesání
dosáhla rychlosti 342 km/hod. Úhel 13° je strmější než jaký používají proudová
letadla. Je to dáno tím, že návratová tělesa mají menší rozpětí křídel pro snížení
atmosférického odporu. Při příští zkoušce by měla maketa vystoupat do výšky
kolem 5000 km a pak program zkoušek přejde do druhé fáze, ve které bude NASDA
spolupracovat s francouzskou kosmickou agenturou CNES, která zabezpečí
shazování makety z balónu, který vystoupá do výšek kolem 30 km.
Dne 14. 12. 2002 již po čtvrté úspěšně odstartovala raketa H-2A ze startovního
komplexu Jošinobu na ostrově Tanegašima. Raketa poprvé vzlétla jižním směrem,
aby na heliosynchronní dráhu o výšce kolem 800 km a sklonu k rovníku 98,6°
vynesla své hlavní užitečné zatížení – družici ADEOS-2 (Advanced Earth Observing
Satellite –2) pro dálkový průzkum Země o hmotnosti asi 4000 kg. Po navedení
na dráhu byla družice ADEOS-2 přejmenována na Midori-2. Kromě to byly při tomto
vzletu dopraveny na oběžnou dráhu tři malé družice. Čtyři úspěšné starty rakety
H-2A jsou tedy příslibem toho, že se japonský kosmický program postupně dostává
z krize, způsobené dvěma neúspěchy předchozí rakety H-2 při jejích posledních
dvou startech.
Asteroidy v blízkosti Země
NASA a americká Národní vědecká nadace (National Science Foundation) se dohodly
vybudovat pozemní teleskop pro hledání asteroidů přibližujících se na své dráze
k Zemi, tzv. objektů NEO (Near Earth Objects), které by se v budoucnosti mohly
srazit se Zemí. Mělo by jít o teleskop se zrcadlem o průměru 6 m, schopný
zjišťovat objekty o průměru 300 m. Teleskop by jednou za týden prohlížel celou
oblohu na rozdíl od současných teleskopu, které jednou za čas prohlédnou jen malý
vybraný úsek oblohy. Náklady na pořízení teleskopu by mohly činit od 125 do 150
mil. USD. Teleskop je součástí úkolu, který dostala NASA od Kongresu USA nalézt a
identifikovat do roku 2008 na 90% objektů NEO o průměru 1 km a více, které by mohly
potenciálně ohrožovat Zemi. Zatím NASA identifikovala na 619 potenciálně
nebezpečných asteroidů či komet z odhadovaného počtu 1000 – 1200.
Do programu sledování objektů NEO se také chce zapojit organizace ESA. Zatím se
uvažuje o asi 6 návrzích projektů. V rámci těchto projektů by se jednak
vyhledávaly asteroidy pomocí sond na dráhách kolem Slunce nebo by se sondy
přibližovaly k asteroidům a zjišťovaly jejich složení pro vyhodnocení jejich
potenciálního nebezpečí při kolizi se Zemí. Případně by pozorování asteroidů
těmito sondami umožnilo vyhodnocení možností technik změn jejich drah.
K odhadu pravděpodobnosti dopadu velkých asteroidů na Zemi přispívá i
studie, publikovaná v Nature dne 21. 11. 2002. Americko-kanadský výzkumný tým
využil dat z vojenských družic, původně určených pro detekci jaderných
explozí nebo startů raket. Družice, které jsou schopné registrovat záblesky
infračerveného záření, mohou zaznamenat i tepelné záblesky, vzniklé explozemi
malých asteroidů, které se rozpadají průletem v horních vrstvách atmosféry.
Během posledních 8 let bylo těmito družicemi zaregistrováno na 300 takových dopadů
malých asteroidů o průměrech od 1 do 10 m. Tato statistika ukázala, že asi jednou
ročně dopadne do atmosféry Země asteroid, uvolňující energii ekvivalentní 5
kilotunám TNT. Jednou za 4 roky dopadá na Zemi asteroid ekvivalentní 25 kilotunám TNT.
Naposledy byl takový dopad zaregistrován v červnu 2002 nad Středozemním mořem.
Pravděpodobnost dopadu asteroidu o průměru 30 – 50 m, který má energii
ekvivalentní 10 megatunám TNT, dochází podle nové studie jednou za 400 až 1000 let.
Do této kategorie těchto objektů se řadí dopad asteroidu do oblasti Tunguska
v roce 1908. Prof. P. Brown z Ontarijské univerzity, který je prvním autorem
zmíněné studie v Nature, však varuje, že právě publikovaná studie je
založená na statistice dopadů za osm let a je tedy jen jistým odhadem, který bude
dále potřeba zpřesňovat.
Sondy Stardust a NEAR Shoemaker
Dne 2. 11. 2002 v 04.50 UT prolétla sonda Stardust ve vzdálenosti 3300 km od
asteroidu Annefrank. Kamera sondy automaticky snímala asteroid při relativní rychlosti
průletu 7 km/s. Při vyhledávání asteroidu se zkoušel optický navigační systém.
Vzhledem k úhlu mezi asteroidem, sondou a Sluncem byl odhadovaný jas asteroidu Annefrank
na spodní úrovni, kterou je kamera schopná zaregistrovat. Skutečně asi ještě 12 hod
před setkáním kamera sondy asteroid nezaregistrovala. Proto řídící středisko
vyslalo na sondu povel, aby kamera používala delší expoziční doby. Nakonec asi 20
min před nejbližším setkáním optický navigační systém asteroid zaregistroval a
automaticky jej sledoval po dobu asi 30 min. Snímky, získané při průletu ukazují,
že asteroid je těleso nepravidelného tvaru pokryté krátery a má průměr asi 8 km
(2× větší než se odhadovalo). Sběrač prachu zůstal při průletu kolem asteroidu
vysunut a také monitor koncentrace prachových částic byl v činnosti.
Neočekávalo se však, že by se ve vzdálenosti průletu sondy kolem asteroidu nějaký
prach z asteroidu nacházel. Tohoto setkání bylo využito ke zkouškám navigačních
procedur, které budou sondou použity o 14 měsíců později při průletu kolem komety
Wild-2.
Dne 10. 12. 2002 byl učiněn pokus o komunikaci se sondou NEAR Shoemaker, která se
nachází na povrchu asteroidu 433 Eros od února 2001 (viz L+K 77 (2001) č. 6, s.
380). V tento okamžik se asteroid Eros nacházel asi 138 mil. km od Země a během
posledních tří měsíců byly panely slunečních článků sondy vystaveny
slunečnímu záření. Pomocí sledovací antény systému DSN v Goldstone v Kalifornii
se technici nejprve snažili zachytit nosnou frekvenci vysílače sondy. Když ji
nezachytili, pokusili se vyslat sondě povel, aby vyslala informaci o tom, zda přežila
22 měsíců pobytu na povrchu asteroidu při teplotách kolem
-170°C a dlouhé období tmy. Přes 12 hodin trvající úsilí o komunikaci však
sonda zůstala němá takže zřejmě vliv velmi nízké teploty nepřežila. Cílem pokusu
o komunikaci bylo zjistit, zda by sonda a její systémy mohly překonat dlouhý
pobyt na nehostinném povrchu asteroidu.
Sonda Galileo
Před zahájením svého 35. obletu planety Jupiter sonda Galileo dne 5. 11. v 06.19 UT
prolétla kolem měsíce Amalthea ve výšce 160 km. Jelikož přitom současně
prolétávala ve vnitřní oblasti magnetosféry Jupitera se silnou radiací, řídící
středisko celkem ani nebylo překvapeno, že došlo k přepnutí sondy do
bezpečnostního režimu asi 16 min po průletu kolem měsíce, kdy byla měření sondy
přerušena. Jelikož tvar a kráterový povrch měsíce Amalthea již byl kamerou sondy
pozorován, kamera sondy byla vypnutá. Hlavním úkolem sondy při tomto průletu mělo
být měření radiace ve vnitřních radiačních pásech planety. Dále sonda měla
provést první měření velikosti a rychlosti prachových částic v planetárním
prstenci Jupiteru. Asi 64 min po průletu kolem měsíce Amalthea prolétla sonda ve
vzdálenosti 71 400 km od horní části oblačné atmosféry Jupiteru a tak zahájila
svůj poslední oblet planety po dráze, která ji dne 21. září 2003 zavede do
atmosféry planety. Sonda má již téměř vyčerpánu zásobu pohonných látek nutných
k řízení kurzu sondy. Tento řízený zánik sondy odstraní riziko, že by
neřízená sonda mohla v budoucnu dopadnout na měsíc Europa, v jehož moři se
možná skrývá nějaký život.
Asi 11 hod po obletu měsíce Amalthea opustila sonda Galileo oblast nebezpečného
záření a řídící středisko připravilo novou sérii povelů, které by měly sondu
přepnout do normálního provozu a umožnit přehrávku zaregistrovaných naměřených
dat z palubního magnetofonu sondy. Dne 13. 11. ohlásilo řídící středisko sondy
v JPL, že sonda obnovila své normální operace. Její palubní magnetofon se však
nepodařilo uvést do provozu. Technici v řídícím středisku zjistili, že silná
radiace poškodila diodu v elektronice, řídící chod motoru palubního
magnetofonu. Zkusili odstranit radiační poškození tak, že přes diodu pouštěli
elektrický proud a tím zahřívali materiál diody. Zahřátím vlastně docházelo k
vyžíhání materiálu diody, při kterém se odstraňovaly strukturní poruchy v
krystalové mřížce jejího polovodičového materiálu, způsobené zřejmě dopadem
vysoce energetických protonů. Po 83 hodinách žíháni se dosáhlo takového
zlepšení, že bylo možné magnetofon uvést do chodu. Řídící středisko
předpokládá, že se bude v přehrávání dat pokračovat asi do poloviny ledna
letošního roku. Připomeňme, že se palubní magnetofon sondy stal kritickým pro
úspěch celé mise sondy poté, co se nepodařilo zcela otevřít směrovou anténu
sondy, která by přenášela měřena data v reálném čase. Při průletech kolem
měsíců Jupitera se tedy naměřená data nahrávala na palubní magnetofon a pak se
třeba měsíce přehrávala méně výkonnou záložní anténou sondy na Zemi.
Data, týkající se dráhy sondy po průletu kolem měsíce Amalthea byla analyzována
s cílem zjistit, do jaké míry měsíc ovlivnil dráhu sondy a tak odhadnout hmotnost
měsíce. Ze zjištěné změny dráhy při průletu byla určena hmotnost měsíce
Amalthea a s použitím známých rozměrů i jeho hustota. Překvapujícím zjištěním
bylo, že se hustota měsíce blíží hustotě vody. Soudí se tudíž, že měsíc je
pouze shlukem balvanů s řadou dutin. Dosavadní teorie vzniku Jupiterových měsíců
předpokládala, že měsíce blíže Jupitera jsou hustší a skutečně čtyři
největší Jupiterovy měsíce této teorii vyhovují s nejhustším Io, s jádrem
tvořeným kompaktními horninami, obsahujícími železo. Amalthea do této teorie
nezapadá, neboť její hustota je daleko menší než hustota měsíce Io.
Jak již bylo zmíněno, spekuluje se o možné přítomnosti života v oceánu pod
ledovým krunýřem Jupiterova měsíce Europa. Tyto spekulace se opírají o snímky,
získané právě sondou Galileo. Sonda získala během svého letu kolem Jupiteru řadu
snímků ledového povrchu tohoto měsíce. Porovnání snímků, získaných 28. 6. 1996
a 31. 5. 1998 ukazuje, že na severní oblasti povrchu ledového krunýře vznikly
načervenalé skvrny o průměru asi 10 km. Předpokládá se, že jde o oblasti, ve
kterých se ledový krunýř místně zahřívá od “teplejších” proudů v oceánu
pod ledovým povrchem měsíce (vznik těchto teplejších proudů se vysvětluje
slapovými silami při oběhu Europy kolem Jupiteru). Vznik těchto skvrn též
naznačuje, že oceán pod ledovým krunýřem je hlubší, než se čekalo. Současné
odhady tloušťky ledového krunýře Europy činí asi 20 km s hloubkou oceánu
kolem 6 km, jak bylo zveřejněno na výročním setkání Americké geologické
společnosti v Denveru dne 30. 10. 2002. Na tomto setkání též padl návrh, že daleko
elegantnější metodou výzkumu ledového krunýře Europy je umístění několika
geofonů na povrchu ledového krunýře. Geofon je vlastně elektronické ucho, které
registruje zvuky praskajícího ledu a seismické vlny v ledovém krunýři. Tyto vlny se
očekávají vždy, když Europa dosáhne nejvzdálenější oblast své dráhy kolem
Jupiteru, který oběhne vždy jednou za 3,5 dne. Europa sice stále míří k Jupiteru
stejnou stranou, ale v nejvzdálenějším úseku dochází k libračnímu pohybu v
důsledku slapových sil a tudíž ke vzniku slapových napětí v ledovém krunýři. Z
měření seismických vln a jejich šíření pak lze přesně určit jak tloušťku
ledového krunýře tak i hloubku oceánu pod ním. Tato metoda se osvědčila i na Zemi
při studiu arktické ledové pokrývky. Nevýhodou této metody v pozemských
podmínkách je ovšem generace zvuků v důsledku pozemských větrů. Využití geofonů
je jednodušší metodou např. ve srovnání se sondou, která by led vrtala nebo tavila,
jak bylo zmíněno v L+K 78 (2002), č. 9, s. 584.
Sonda Cassini
I když sonda Cassini dorazí ke svému cíli, planetě Saturn až 1. 7. 2004, planeta
začíná být pozorovatelná jejími kamerami. Při inženýrských testech dne 21. 10.
2002 byl Saturn snímán různými filtry a tak vznikla mozaika planety pozorované
ze vzdálenosti 285 mil. km. V této době je na jižní polokouli planety léto
a Slunce se nachází nad 27° jižní šířky. Z této vzdálenosti jsou vidět prstence
planety, ale detaily, pozorované sondou Voyager 2, jako je struktura prstenců
či struktura oblačnosti Saturnu ještě pozorovatelné nejsou. Jediný měsíc, rozlišitelný
z této vzdálenosti je měsíc Titan, do jehož atmosféry vstoupí 14. 1. 2005 atmosférická
sonda Huygens, nesená sondou Cassini.
Měsíc Titan je současně studován i pomocí pozemských teleskopů na vrcholku
havajského vulkánu Mauna Kea. Desetimetrový teleskop W. M. Keck II a teleskop Gemini
North s průměrem 8 m, vybavené adaptivní optikou, pozorovaly v období 18 – 21.
12. 2001 oblast jižního pólu měsíce Titan. Použití adaptivní optiky znamená, že
pružné zrcadlo teleskopu svojí deformací rychle reaguje na poruchy, způsobené
turbulencí zemské atmosféry (atmosférická turbulence je zodpovědná za známé
mihotání hvězd při jejich pozorování z povrchu Země). S adaptivní optikou je tak
možné pozorovat ze Země objekty na Titanu, vzdáleném 1,3 mld km, které mají
velikost 300 km. Touto technikou se tak poprvé podařilo pozorovat v atmosféře Titanu
oblaka, podobná pozemským letním bouřkovým mrakům. Tato oblaka na Titanu jsou však
složená z metanu. Analýza snímků dokonce naznačila, že se v oblasti jižního pólu
tohoto měsíce nachází jasná oblast, interpretovaná jako velká ledová vyvýšenina
Mars
Na základě množství fotografií povrchu planety Mars, získaných sondami v
posledních letech se řada vědců při pohledu na povrchové útvary, připomínající
vyschlá koryta řek či dna dávných moří, domnívá, že kdysi bylo klima na Marsu
takové, že zde byla voda v kapalném stavu, ve které se případně mohl nacházet i
život. Nová studie vědců z univerzity Colorado a z Amesova výzkumného
střediska NASA však s touto zatím přijímanou hypotézou polemizuje. Podle nich koryta
řek vznikla před 3,5 miliony let, ve stejnou dobu, jako jsou velké impaktní krátery
na povrchu Marsu. Nová hypotéza tedy předpokládá, že podnebí Marsu bylo stále
studené a suché. Voda existovala vždy ve formě ledu v podpovrchové vrstvě. Při
dopadech asteroidů se povrch místně zahřál a podpovrchový led roztál a vzniklá
voda způsobila místní záplavy. Vzhledem k nedostatku CO2
v atmosféře, který by mohl způsobit skleníkový efekt, se pak povrch znovu
ochladil a voda zmrzla. I kdyby Mars nebyl planetou s oceánem vody, není
vyloučeno, že se voda uchovala pod povrchem planety ve formě ledu, jak již bylo
dříve oznámeno na základě měření neutronového a gama spektrometru na sondě Mars
Odyssey (L+K 78 (2002) č. 15-16, s. 1069), který zaregistroval přítomnost
značného množství vodíku na jižní polokouli Marsu. Podle nové hypotézy by ovšem
Mars nebyl místem s ideálními podmínkami pro vznik či uchování života.
Přítomnost vody v jižní polární čepičce Marsu naznačují i měření
přístroje THEMIS sondy Mars Odyssey, který studuje povrchové změny teploty planety
při střídání dne a noci. Při východu Slunce se písek a prach zahřívají
nejrychleji, skály pomaleji a nejpomaleji vodní led. Na základě srovnávání
zahřívaní jednotlivých lokalit v blízkosti jižní polární čepičky usuzuje T.
Titus z U.S. Geological Survey, že okraj jižní polární čepičky je obklopen pásem
vodního ledu o šířce mezi 1 – 10 km. Led je však pokrytý prachovou vrstvou
tloušťky 2 – 7 mm. Obě zmíněné studie vyšly v elektronické verzi vědeckého
časopisu Science z 5. 12. 2002.
Voda jako možné vysvětlení vzniku tmavých tenkých pruhů na svazích marsovských
kráterů byla též zmíněna v diskusi na výročním setkání Americké geofyzikální
unie dne 9. 12. 2002 v San Francisku. Tmavé tenké pruhy na svazích kráterů byly
pozorovány již na snímcích povrchu Marsu, získaných sondami Viking Orbiter.
Tehdejší vysvětlení předpokládalo pád kamenů po svazích kráterů či sesuv
prachové laviny. Na druhé straně se zdá, že tyto tmavé pruhy se nachází v
oblastech bývalé vulkanické činnosti s předpokládaným výskytem podpovrchového
ledu. Podle J. C. Ferrise z U.S. Geological Survey by mohl být vznik těchto pruhů
důsledkem výtrysků vody, vzniklé dlouhodobým zahříváním podpovrchového ledu
tepelnými ložisky v hloubce planety, na povrch. Voda v atmosféře Marsu rychle
vysublimuje, ale nechá za sebou vymleté koryto, pozorovatelné z oběžné dráhy jako
tmavý pruh. Taková geologická činnost by mohla existovat i v současnosti, jak o tom
svědčí porovnání fotografií, získaných sondou Mars Global Surveyor, která
detailně zmapovala povrch Marsu se snímky ze sondy Mars Odyssey. Na snímcích malého
kráteru v oblasti Mangala Valles, pořízených sondou Mars Odyssey jsou na jeho svazích
viditelné takové tmavé pruhy, zatímco v roce 1999 sonda Mars Global Surveyor tam nic
takového neviděla. Je však třeba říci, že vysvětlení vzniku těchto pruhů
pomocí tekoucí vody je zatím jen hypotetické a tudíž vznik těchto povrchových
útvarů na svazích některých marsovských kráterů zatím zůstává záhadou.
Na již zmíněném výročním setkání Americké geofyzikální unie byla též prezentována
mapa rozložení depozitů vodíku v podpovrchové vrstvě Marsu, získané neutronovým
a gama spektrometrem na sondě Mars Odyssey v období mezi únorem a listopadem
2002. Zdá se, že velké množství vodíku se nachází v oblasti Arabia Terra a v
rovníkové oblasti kolem 180° východní délky.
Nobelova cena za fyziku 2002 za rentgenovou astronomii
V letošním roce byl Nobelovou cenou za fyziku odměněn Riccardo Giacconi, nazývaný
“otec rentgenové astronomie” za průkopnické příspěvky k astrofyzice, které
vedly k objevu kosmických rentgenových zdrojů. Giacconi objevil první rentgenové
hvězdy v 60tých létech a zasloužil se o realizaci prvních rentgenových observatoří
NASA 70tých let, což byly družice Uhuru (Explorer 42) a HEAO-2 (High Energy Astronomy
Observatory). Na základě kontraktů NASA realizoval pozorování rentgenových zdrojů,
které se v současnosti interpretují jako černé díry. V roce 1976 navrhl Giacconi
organizaci NASA, aby byly zahájeny projektové práce velkého rentgenového teleskopu.
Tyto práce se rozběhly v roce 1977 v rámci programu, nazývaného Advanced X-ray
Astrophysic Facility, který byl v roce 1998 přejmenován na rentgenovou observatoř
Chandra (Chandra X-ray Observatory).
R. Giacconi získal polovinu letošní Nobelovy ceny za fyziku. O druhou polovinu se
dělí R. Davis a M. Koshiba za jejich výzkum v oblasti kosmických neutrin.
Podrobnosti o letošních Nobelových cenách lze nalézt na adrese http://www.nobel.se.
Rentgenová observatoř Chandra
Při pozorování galaxie NGC 720 ve vzdálenosti asi 80 mil. světelných let od Země
zjistila observatoř Chandra, že jádro galaxie je obklopeno oblakem prachu ve tvaru
protáhlé elipsy, jejíž osa je orientována odlišně od orientace snímku galaxie v
optické oblasti spektra. Vzhledem k tomu, že prach je udržován v tomto tvaru a
neexpanduje, předpokládá se, že na něj působí dodatečná gravitační síla,
odpovídající hmotnosti asi 10× větší než je hmotnost pozorovaných hvězd v
galaxii. Tato dodatečná hmotnost odpovídá rozložení skryté nezářivé hmoty (dark
matter) v galaxii. Toto rozložení skryté hmoty má tudíž i eliptický tvar, který
kopíruje i pozorovaný oblak prachu, zářící v rentgenové oblasti spektra. Data,
získaná pozorováním galaxie, též korespondují teoriím, podle kterých je skrytá
nezářivá hmota tvořena pomalu se pohybujícími částicemi, které na sebe a na
“normální” hmotu působí pouze gravitační silou. Toto pozorování je tedy v
rozporu s alternativní teorií gravitace, tzv. modifikovanou newtonovskou dynamikou
(MOND), navrženou M. Milgromem z Weitzmanova institutu v Izraeli. Teorie MOND modifikuje
gravitační teorii tak, že se lze obejít bez skryté hmoty (o alternativní teorii MOND
se lze poučit v přehledném článku M. Milgroma v Scientific American (August 2002) s.
42 – 52). Podrobnosti o pozorování galaxie NGC 720 jsou publikovány v časopise The
Astrophysical Journal (20. 9. 2002) týmem autorů v čele s D. Buote.
Observatoř Chandra je též používána k pozorování planet v rentgenovém spektru.
Podobně jako v případě Venuše (L+K 78 (2002) č. 4, s. 242), i u planety Mars
dochází vlivem dopadajícího rentgenového záření ze Slunce k excitaci kyslíkových
atomů ve výškách asi 120 km nad jeho povrchem. Excitované kyslíkové atomy se ihned
vracejí do svého základního stavu a přitom emitují fluorescenční rentgenové
záření, charakteristické pro excitovaný atom. Výsledky pozorování byly
zveřejněny 8. 11. 2002, ale vlastní pozorování planety Mars bylo uskutečněno již
dne 4. 7. 2001, kdy se Mars nacházel nejblíže ke Slunci a jen 70 mil. km od Země.
Rentgenová observatoř Newton
Díky pozorování rentgenové observatoře organizace ESA Newton se poprvé podařilo
změřit poměr hmotnosti a poloměru neutronové hvězdy. Pozorováním neutronové
hvězdy v binárním systému EXO 0748-676 v souhvězdí Volans (Létající ryba) v
Mléčné dráze ve vzdálenosti asi 30 000 světelných let bylo možné zjistit posun
rentgenového spektra záření procházejícího velice tenkou atmosférou této
neutronové hvězdy. Díky neobyčejně silnému gravitačnímu působení neutronové
hvězdy dochází ve spektru záření k silnému gravitačnímu “rudému posuvu”
spektra. Působením silné gravitace neutronové hvězdy ztrácí totiž záření v
jejím okolí energii a tak klesá jeho frekvence. Z analýzy rentgenového záření,
procházejícím okolím hvězdy bylo zjištěno, že se v jejím okolí nachází
těžké prvky, např. železo. Porovnáním spektra železa z okolí hvězdy s
rentgenovým spektrem železa na povrchu Země bylo tedy možné zjistit jaký je posuv
spektra, způsobený gravitací neutronové hvězdy. Změřený gravitační rudý posuv,
který činí 0,35, je přímo určován poměrem hmotnosti hvězdy k jejímu poloměru,
který v případě neutronové hvězdy v systému EXO 0748-676 dává 0,152 sluneční
hmotnosti na 1 km. Tak se dá odhadnout hmotnost neutronové hvězdy, jejíž průměr
bývá z jiných měření odhadován na 10 km. Na základě těchto parametrů bude
možné pokusit se odhadnout jakou formou hmoty je tvořen vnitřek neutronové hvězdy,
zda jde například o nějakou exotickou formu složenou z kvarků, což jsou stavební
elementy protonů a neutronů. Podle autorů pozorování, publikovaného v časopise
Nature ze 7. 11. 2002, byly již činěny pokusy změřit gravitační rudý posuv,
předpovídaný Einsteinovou obecnou teorií relativity, ale teprve rentgenová
observatoř dovolila měřit tento posuv způsobený gravitací v okolí neutronové
hvězdy. Taková měření mohla být provedena pouze v binárním systému neutronové
hvězdy s doprovodnou hvězdou, ze které neutronová hvězda strhuje hmotu, která
přitom vyzařuje intenzivní rentgenové záření, ozařující blízké okolí
neutronové hvězdy.
Hubbleův kosmický teleskop HST
Důkazem toho, že černé díry o hmotnostech mezi 3,5 až 15 hmotností Slunce
vznikly kolapsem jader masivních hvězd je i černá díra GRO J1655-40, která se
pohybuje po eliptické dráze kolem centra naší Galaxie rychlostí asi 111 km/s
relativně vůči okolním hvězdám. Její dráhu se podařilo určit ze snímků HST,
získaných v období let 1995 až 2001. I když se tato černá díra pohybuje zdánlivě
směrem k naší sluneční soustavě ze směru souhvězdí Štíra, nachází se nyní ve
vzdálenosti asi 6000 světelných let od Země a odhaduje se, že se v nejbližších 230
mil. let nepřiblíží k Zemi více než na vzdálenost asi 1000 světelných let. Na
rozdíl od masivních černých děr v centrech galaxií se tato černá díra nazývá
černou dírou hvězdného typu, která vznikla kolapsem hvězdy snad ve vnitřním disku
naší galaxie a byla přitom odtud vymrštěna. Je doprovázena hvězdou, která ji
obíhá jednou za 2,6 dne a černá díra z ní postupně odebírá a urychluje materiál,
který pak září a vytváří tak jakýsi mikrokvasar. Detaily pozorování této
černé díry lze nalézt v článku od autorů F. Mirabela a R. Mignaniho, který vyšel
v časopise Astronomy and Astrophysics 19. 11. 2002.
Černá díra ve středu naší galaxie
Měření rychlostí pohybu hvězd kolem středu Mléčné dráhy jasně naznačovaly,
že se zde patrně nachází centrální černá díra. Dosud ale nebylo možné vyloučit
i alternativní vysvětlení, jako třeba nakupení nějakých zvláštních hvězd nebo
elementárních částic. Střed naší galaxie se nachází v souhvězdí Střelce
(Sagittarius) ve vzdálenosti “pouhých” 26 000 světelných let. Tým astronomů z
Max-Planckova institutu pro fyziku mimozemských objektů studoval pohyb hvězdy
označované jako S2. Je to nejbližší pozorovatelná hvězda kolem rádiového a
rentgenového zdroje SgrA*, který též patřil mezi kandidáty na onu černou díru ve
středu galaxie. Sledování pozemskými dalekohledy v posledních 10 létech zjistila,
že v blízkosti SgrA* (řádově 10 světelných dnů) je soustředěna hmotnost asi 2,6
mil. × větší než je hmotnost našeho Slunce. Zdálo se tedy, že SgrA* je minimálně
průvodcem předpokládané černé díry. S použitím adaptivní optiky v 8,2 m
teleskopu na observatoři Paranal se však zjistilo, že hvězda S2 obíhá kolem SgrA* po
eliptické dráze s oběžnou dobou 15,2 roku. Je to tedy důkaz, že SgrA* je onou
hypotetickou černou dírou ve středu naší galaxie. Z nějakých důvodů tato černá
díra pohlcuje relativně málo okolního materiálu. Okolí této černé díry totiž
nezáří tak intenzivně, jak by se očekávalo vzhledem k hmotnosti tohoto objektu.
Podrobnosti o tomto pozorování lze nalézt v časopise Nature (17. 10. 2002).
(lek)
Při přípravě těchto Zajímavostí byly ještě použity další informace z
internetových bulletinů:
www.spacefligthnow.com , www.spacedaily.com , www.space.com
(říjen – prosinec 2002).
Publikováno v Letectví a kosmonautika 79 (2003) č. 2, s. 110; č. 3,
s. 174; č. 4, s. 254.
Na MEK byl tento článek publikován se svolením autora.
Aktualizováno: 28.02.2003
[ 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/200204.htm)
