KOSMONAUTICKÉ ZAJÍMAVOSTI – NEPILOTOVANÉ MISE
(1. čtvrtletí 2003)
Havárie kosmického raketoplánu Columbia se sice do aktuálních
nepilotovaných kosmických misí ihned nepromítla, ale nepochybně se její důsledky
projeví v programech případných budoucích vícenásobně použitelných prostředků
kosmické dopravy. Lze například očekávat, že takové vícenásobně použitelné prostředky
budou vybaveny tepelnou ochranou nového typu s vnější krycí vrstvou z žárupevné
oceli, která odstraní jednu ze slabin současného tepelného štítu raketoplánu
– křehkost keramických dlaždic. Nový typ tepelné ochrany byl již vyvíjen v rámci
zrušeného programu X-33 a bude zkoušen v programu demonstrátoru X-37, jak se
o tom zmiňujeme v odstavci o kosmické dopravě.
Kosmická doprava
V návrhu rozpočtu organizace NASA na rok 2004 se klade důraz na nové iniciativy
NASA v oblasti kosmického transportu jak na oběžnou dráhu kolem Země tak pro
využití k nepilotovaným meziplanetárním letům. Jde kosmickou iniciativu SLI (Space
Launch Initiative) v rámci které by měl být zahájen vývoj tzv. vícenásobně
použitelného orbitálního kosmoplánu (Orbital Space Vehicle) vynášeného na
oběžnou dráhu klasickými jednorázově použitelnými nosiči (L+K 79 (2003)
č. 3, s. 174). Kosmoplán by měl sloužit jednak k dopravě posádky na Mezinárodní
kosmickou stanici ISS a dále jako záchranná loď pro posádku v případě nouze. Na
kosmoplán se předpokládá v rozpočtu asi 0,5 mld USD, další polovina miliardy by se
vynaložila na různé technologické programy související s vývojem kosmických
nosičů příští generace. V NASA News 03-073 z 18. 2. lze nalézt základní
požadavky, které by měl splňovat tento kosmoplán, který by měl sloužit jednak pro
dopravu posádky na ISS, pro rychlou záchranu posádky a pro dopravu nákladu. Není zde
však definováno, zda půjde skutečně o okřídlenou kosmickou loď, jak by snad
naznačoval její název nebo o návratovou kabinu typu kosmické lodi Apollo. Teprve
další vývoj tohoto programu ukáže, pro kterou variantu se NASA nakonec rozhodne.
Počátkem dubna udělila NASA společnostem Boeing, Lockheed Martin a týmu složenému
ze společností OSC a Northrop Grumman celkem 135 mil. USD na studie pro definici
systémových specifikací a realizovatelnosti návrhů orbitálního kosmoplánu, které
NASA zhodnotí v říjnu tr. v rámci systémové oponentury kosmoplánu. Tím bude
položen základ pro další konkretizaci projektu (NASA News C03-1). Další podrobnosti
o orbitálním kosmoplánu lze nalézt na adrese http://www.slinews.com/.
Již nyní se ukazuje, že i vývoj demonstrátoru X-37, který pro NASA vyvíjí
společnost Boeing, se prodraží. Pro jeho dopravu na nízkou oběžnou dráhu nebude
možné použít původně předpokládanou raketu Delta 2 (L+K 79 (2003) č. 3, s.
174), ale výkonnější a tím i dražší nosič třídy Atlas 5 nebo Delta 4.
Demonstrátor X-37 bude zkoušet i nový typ vícenásobně použitelné tepelné ochrany,
kde je vnitřní izolační vrstva chráněna vnějšími vícevrstevnými voštinovými
kovovými panely z žárupevné chromniklové oceli Inconel 617. Výhodou kovového
pokrytí je větší pevnost oproti křehčímu keramickému pokrytí současného
raketoplánu, či ochrana proti mikrometeoritům a kosmickým úlomkům, které může
kosmická loď na oběžné dráze potkat. Další výhodou je i ochrana spodní
izolační vrstvy proti vlhkosti. Současný pórovitý keramický štít raketoplánu
může absorbovat atmosférickou vlhkost či dešťovou vodu. Při předstartovních
přípravách je proto vždy nutné napouštět keramické dlaždice štítu činidly,
chránícími před nasáknutím vody, což je časově značně náročné. Nadto kovové
krycí panely jsou připevňovány mechanicky a tak bude snadné je sejmout k inspekci či
k opravě. Jistou nevýhodou kovové tepelné ochrany, nazývané někdy ARMOR (Adaptable,
Robust, Metallic, Operable, Reusable), je její větší hmotnost ve srovnání s
keramickou tepelnou ochranou
Kolem iniciativy NASA, týkající se nukleárních systémů se před zveřejněním
návrhu rozpočtu NASA vyrojily v americkém tisku spekulace, že bude souviset s
vyhlášením programu NASA týkajícího se pilotovaného letu na Mars. Způsobil to
článek, zveřejněný v Los Angeles Times ze 17. 1. Reportér listu P. Pae z
rozhovoru, který listu poskytl generální ředitel NASA O´Kefee, došel k
předčasnému závěru, že program pilotovaného letu k Marsu bude brzy vyhlášen. NASA
názor reportéra listu opravila, neboť ředitel O´Kefee ve svém rozhovoru hovořil o
nukleární iniciativě NSI (Nuclear Systems Initiative) jen v tom smyslu, že bude
sloužit k obnově vývoje radioisotopových termoelektrických generátorů RTG a dále
nukleárních reaktorových technologií použitelných pro robotický průzkum zejména
vzdálených planet. Tento program NASA, nazývaný projekt Prométheus, se v první fázi
spíše zaměří na vývoj nové generace RTG a později i na nukleární reaktory,
schopné dodávat energii například i pro iontové pohony. Takový iontový pohon,
využívající jako zdroje elektrické energie nukleární reaktor, bude výkonnější
než současné iontové motory, napájené slunečními články, měnícími sluneční
energii na elektrickou. Tento pokročilý iontový pohon by pak mohl být použit pro
dopravu sondy “Jupiter Icy Moons Orbiter” k průzkumu velkých ledových Jupiterových
měsíců Europy, Ganymeda a Kallisto někdy kolem roku 2011. Znovu podotkněme, že se
nejedná o vývoj nukleárního motoru pro pilotované lety k Marsu takového typu, jako
byl kdysi program NERVA.
V roce 2004 by na NSI mělo připadnout kolem 93 mil. USD a do roku 2008 celkově na
2,1 mld. USD. Nukleární iniciativu NASA přivítal i prezident Marsovské společnosti
Robert Zubrin. Podle Zubrina iontové motory napájené nukleární energií dovolí
zvýšit užitečná zatížení, dopravovaná k Marsu ve srovnání se ztíženími
dopravovanými klasickými chemickými motory. Nadto nukleární reaktory jako zdroje
elektrické energie jsou nepostradatelné pro výstavbu budoucí výzkumné základny na
povrchu Marsu.
Delta 4
I druhý start rakety Delta 4 Medium byl s napětím očekáván. Sice šlo o nejméně
výkonnou variantu z rodiny raket Delta 4, ale raketa měla za úkol vynést na dráhu
přechodovou ke geostacionární (GTO) telekomunikační družici Amerického vojenského
letectva DSCS 3-A3 o hmotnosti kolem 1244 kg, doplněnou apogeovým stupněm IABS o
hmotnosti kolem 1488 kg pro cirkularizaci geosynchronní dráhy. Delta 4 Medium se
skládá z prvního stupně CBC s kryogenním motorem RS-68 (ale bez dalších
urychlovacích stupňů, připojených k CBC) a druhým stupněm, odvozeným ze stupně
pro variantu Delta 3. Také tento stupeň je kryogenní a je poháněn motorem RL-10B-2.
Užitečné zatížení je umístěné pod aerodynamickým krytem o průměru 4 m.
Maximální nosnost rakety Delta 4 Medium na GTO je 4210 kg. Start byl důležitý proto,
že šlo o první z objednávky vynesení 22 družic vojenského letectva. Připomeňme,
že rakety Delta 4 a Atlas 5 byly vyvinuty v rámci programu EELV (Evolved Expendable
Launch Vehicle), který si objednalo Americké ministerstvo obrany pro zajištění
spolehlivého a levného vypouštění vojenských družic. Rakety Delta 4 a Atlas 5 se
vzájemně zálohují, aby nedošlo k výpadku v kosmické dopravě, kterou tyto rakety
budou zajišťovat.
Dne 11. 3. tedy raketa vzlétla ze startovního komplexu 37B na Cape Canaveral Air
Station. Odpoutání rakety od startovní rampy probíhalo pomaleji, než při prvním
startu v listopadu loňského roku, jelikož poměr tahu motoru RS-68 ku hmotnosti celé
rakety je u této varianty pouze 1,2. Proto byla řada diváků, sledujících start,
překvapena, když se po zážehu motoru RS-68 ocitla spodní část stupně a motor v
plamenech. Podle společnosti Boeing však šlo o plameny spalovaného vodíku,
použitého k vychlazování motoru před startem. Plameny motoru neuškodily, neboť
motor s turbočerpadlovým systémem dopravy pohonných látek a jeho připojení ke
spodní části CBC jsou překryty tepelným ochranným štítem. U prvního startu nebyla
tato situace dobře pozorovatelná neboť tehdy šlo o raketu Delta 4 Medium se dvěma
urychlovacími stupni, připojenými k CBC. Raketa jednak odstartovala rychleji a plameny
byly méně viditelné, neboť byly přezářené pracujícími urychlovacími stupni.
Není ale vyloučeno, že firma Boeing ještě učiní opatření pro eliminaci tohoto
efektu.
Po 42 minutách byla družice v hodnotě asi 210 mil. USD v pořádku dopravena na GTO
a oddělila se od druhého stupně rakety. Operaci oddělování družice bylo možné
sledovat v řídícím středisku na Cape Canaveral prostřednictvím televizních kamer,
namontovaných na 2. stupni rakety. Mezi 13. 3. a 15. 3. byl několikrát zažehnut
stupeň IABS, který se pak od družice oddělil.
Další družice DSCS bude vypuštěna stejnou variantou rakety v červenci. Do konce
roku by se měly uskutečnit ještě dva další starty raket Delta 4. V září to bude
první demonstrační let rakety Delta 4 Heavy, u které jsou k centrálnímu stupni
CBC připojeny po stranách dva další CBC. Tato nejsilnější varianta z rodiny
raket Delta 4 by měla mít nosnost 13 130 kg na GTO. Užitečné zatížení je
umístěno pod aerodynamický kryt o průměru 5 m. (Další podrobnosti o raketách Delta
4 lze nalézt na internetové stránce společnosti Boeing: http://www.boeing.com/defense-space/space/delta/delta4/delta4.htm).
Prosincový start rakety Delta 4 je určen pro vynesení tajného užitečného
zatížení pro Národní průzkumný úřad NRO. Jelikož se start uskuteční z
Vandenberg AFB na západním pobřeží USA, půjde zřejmě o průzkumnou družici na
polární dráze. Stupeň CBC rakety Delta 4, určené k prvnímu startu ze západního
pobřeží USA dorazil do nové montážní haly pro horizontální předstartovní
přípravu na startovním komplexu SLC 6 již 19. 1. Zde počká asi dva měsíce na
druhý stupeň rakety, se kterým zde bude spojen. Koncem března byly dokončeny
finální zkoušky odklápění obslužných ramen startovní věže a pak bude využito
rakety ke komplexním zkouškám celého startovního komplexu SLC 6. Jelikož vojenská
užitečná zatížení mají přednost, přesunula společnost Boeing komerční start
brazilské telekomunikační družice Estrela do Sul 1 své pobočce Sea Launch.
Pro snížení výrobní ceny raket Delta se rozhodla Společnost Boeing dne 27. 2.
oznámila, že od roku 2004 bude výroba všech typů raket Delta soustředěna do závodu
ve městě Decatur v Alabamě. Rakety Delta 2 se doposud vyráběly ve městě Pueblo
(Colorado). Jinak se předpokládá, že i klasická raketa Delta 2 dozná určitého
vylepšení. Použití výkonnějších urychlovacích stupňů GEM-46 na prvním stupni
rakety Delta 2 zvýší její nosnost. Motory GEM-46 (o průměru 46 palců) s
vylehčenými spalovacími komorami, vyrobenými z uhlíkového kompozitu, byly vyvinuty
pro variantu Delta 3. S prvním startem takové zesílené rakety Delta 2-Heavy se
počítá v dubnu tr. při vynesení kosmického infračerveného teleskopu SIRTF (Space
InfraRed Telescope Facility) organizace NASA na oběžnou dráhu. Při tomto startu bude
použito 9 urychlovacích stupňů GEM-46, navěšených na první stupeň rakety Delta 2.
Ariane 4
Dne 15. 2. ve 2 hodiny UT odstartovala ze startovního komplexu ELA 2 v Kourou ve
Francouzské Guyaně raketa Ariane 4 ke svému 159 letu. Ve své nejvýkonnější
variantě AR 44L, tj. se čtyřmi návěsnými urychlovacími stupni na kapalné pohonné
látky (KPL), připevněnými k prvnímu stupni rakety vynesla na dráhu přechodovou ke
geostacionární telekomunikační družici Intelsat 907 o hmotnosti 4680 kg. Byl to již
74. po sobě následující úspěšný start rakety Ariane 4. Na první pohled by se tedy
zdálo, že šlo jen o další rutinní start rakety Ariane 4, kdyby se tentokráte
nejednalo o poslední let této velmi úspěšné rakety. Proto stojí zato zmínit zde
úspěšnou bilanci této rakety, která zahájila svou činnost v roce 1988
v návaznosti na předchozí varianty Ariane 1 – 3. Během své úspěšné
činnosti startovala raketa Ariane 4 celkem 116× a na oběžnou dráhu vynesla na 158
primárních užitečných zatížení a 24 vedlejších. Celková hmotnost, dopravená na
oběžnou dráhu raketami Ariane 4, činila více než 400 000 kg. Spolehlivost rakety
činila 97,4%. Raketa Ariane 4 byla k dispozici v 6 variantách tak, aby bylo
možné zvolit optimální variantu pro dané užitečné zatížení. Základní verze
Ariane 40 startovala 7× a jejím maximálním užitečným zatížením byla družice
Spot 4 o hmotnosti 2800 kg, vynesená při 107 letu. Raketa Ariane 42P se 2 zavěšenými
urychlovacími stupni na tuhé pohonné látky (TPL) startovala 15× a při 57. letu
vynesla své maximální užitečné zatížení – družici Galaxy 4 o hmotnosti 3063
kg. Raketa Ariane 44P se 4 zavěšenými urychlovacími stupni na TPL startovala také
15×. Jejím rekordním užitečným zatížením byla družice Eurasiasat 1 o hmotnosti
3577 kg (let 137). Ariane 42L se dvěma zavěšenými urychlovacími stupni na KPL
vzlétla 13× a její maximální užitečné zatížení byla družice N-Star 110 o
hmotnosti 3572 kg, vynesená při letu 133. Celkem 26× vzlétla Ariane 44LP se dvěma
urychlovacími stupni na KPL a se dvěma na TPL. Při letu 95 vynesla své maximální
užitečné zatížení, tvořené dvojicí družic Thaicom 3 a BSat1A o celkové
hmotnosti 4330 kg. Konečně již zmíněná verze Ariane 44L startovala celkem 40× a
její maximální užitečné zatížení tvořily družice AfriStar a GE 5 o celkové
hmotnosti 4947 kg. Jak je vidět z této statistiky, zveřejněné společností
Arianespace (viz http://www.arianespace.com ),
raketa Ariane 44L startovala nejčastěji, neboť v posledních létech hmotnost
telekomunikačních družic postupně vzrůstala. To je také důvod ukončení činnosti
této jinak úspěšné rakety. Společnost Arianespace bude dále vynášet
telekomunikační družice pomocí nové rakety Ariane 5, která doposud uskutečnila 16
startů, z čehož ovšem byly 4 neúspěšné, včetně posledního, kdy byla zkoušená
nová varianta Ariane 5 ECA. S raketou Ariane 4 skončil svou činnost i startovní
komplex ELA 2. Zatím se počítá s tím, že by se v jeho zařízení
skladovaly elementy raket Vega či Sojuz, které by mohly v budoucnu startovat
z Kourou.
Ariane 5
Jak již bylo zmíněno (viz L+K 79 (2003) č. 2, s. 111) komise,
vyšetřující příčiny havárie rakety Ariane 5 ECA dne 11. 12. 2002 došla
k závěru, že v důsledku mechanických napětí, působících na trysku motoru
Vulcain 2 prvního stupně rakety došlo k porušení chladícího systému trysky motoru
s únikem chladícího média – kapalného vodíku a k následnému tepelnému
poškození jeho trysky. Raketa se tak stala po odhození urychlovacích stupňů na TPL
dále neovladatelnou a musela být dálkově zničená. Tato havárie ovlivnila i
plánovaný start kometární sondy ESA Rosetta, který bylo nutné uskutečnit do konce
ledna tr., aby bylo možné sondu navést na dráhu, na které by došlo k jejímu
setkání s kometou Wirtanen. Podrobnější popis sondy Rosetta a její původní letový
plán a vědecký program byl již popsán např. v L+K 79 (2003) č. 1, s. 24 či
v Bulletinu ESA (2002) č. 112, s. 10 – 37. I když sondu Rosetta měl vypustit starší
a již vyzkoušený model rakety Ariane 5G osazený na prvním stupni motorem Vulcain 1,
organizace ESA se rozhodla ustanovit ještě další komisi, která měla do 14. 1.
posoudit, zda je možné sondu bezpečně vypustit. Komise však rozhodla, že bude
bezpečnější odložit start sondy neboť podle jejího názoru bude třeba provést
podrobnější posouzení kvalifikace všech systémů rakety Ariane 5 k letu. Podle
názoru specialistů sonda odstartuje k novému cíli nejdříve za rok. Proto bylo
rozhodnuto sondu zakonzervovat. Technici vyčerpali pohonné látky z jejích nádrží a
z přistávacího modulu odstranili kotvící harpuny.
Výzkumný tým projektu Rosetta ovšem hned začal s výběrem nové komety pro sondu.
Na zasedání Vědeckého programového výboru ESA ve dnech 25-26. 2. bylo prezentováno
devět možných modifikací vědeckého programu sondy Rosetta, z nichž byly
k dalšímu studiu vybrány tři. Dva z nich se týkají letu ke kometě
Churjumov-Gerasimenko buď v únoru 2004 nebo o rok později, třetí modifikace letového
programu se počítá se startem k původně uvažované kometě Wirtanen v lednu 2004. V
obou případech by se využívalo urychlení sondy průletem kolem nějaké planety. Při
volbě komety Churjumov-Gerasimenko jako cíle sondy by bylo třeba upravit programové
vybavení přistávacího modulu sondy na kometě, neboť tato kometa je hmotnější než
kometa Wirtanen. I když se stále uvažuje o raketě Ariane 5 jako o primárním nosiči
sondy Rosetta, jako záložní nosič je zmiňována i raketa Proton. I když konečné
rozhodnutí o cíli a letovém profilu sondy bude učiněno nejpozději v květnu 2003,
neoficiálně se hovoří o letu sondy Rosetta ke kometě Churjumov-Gerasimenko v únoru
2004.
Podle organizace ESA bude znovuuvedení rakety Ariane 5 ECA stát asi 450 mil. EUR,
které zaplatí asi hlavně Francie. Společnost Arianespace by v rámci zprovoznění
raket Ariane 5 pro komerční účely ráda uskutečnila dva demonstrační starty. První
demonstrační start rakety Ariane 5 ECA bez komerčního užitečného zatížení se
neočekává před rokem 2004.
Naopak po novém prověření motoru Vulcain 1, jeho výtokové trysky a jeho
bezpečnostních konstrukčních rezerv se očekává obnovení startů základní
varianty rakety Ariane 5G. Na počátek dubna byl naplánován start rakety Ariane 5 (let
č. 160) se dvěma telekomunikačními družicemi InSat 3A a Galaxy XII. Obnovení letů
raket Ariane 5G dovolí i vypuštění technologické sondy SMART-1 (Small Missions for
Advanced Research and Technology) organizace ESA k Měsíci v červenci tr. SMART-1 bude
dodatečným užitečným zatížením o hmotnosti kolem 207 kg, které bude uvolněno z
horního stupně rakety Ariane 5 na dráze přechodové ke geostacionární (GTO) po
vypuštění dvou komerčních telekomunikačních družic. Z GTO pomocí vlastního
iontového motoru bude sonda zvyšovat asi rok svoji dráhu tak, až bude zachycena
gravitačním polem Měsíce a dalším manévrováním přejde na svou operační
oběžnou dráhu kolem Měsíce. Zde bude dalších 6 měsíců studovat povrchové
složení měsíčních hornin s větším rozlišením, než měla sonda Clementine (L+K 78
(2002) č. 22, s. 1496).
Počátkem března bylo oznámeno, že si společnost Orbital Recovery Corp. vybrala
jako primární nosič pro svůj připravovaný kosmický tahač SLES raketu Ariane 5.
Kosmický tahač SLES (Spacecraft Life Extension System) o hmotnosti 500 – 800 kg by
měl být vynášen jako další užitečné zatížení. Úkolem tahače bude jednak
doprava družic, které zůstaly na nízké oběžné dráze, na geosynchronní dráhu a
dále prodloužení životnosti družic již na geostacionární dráze třeba o dalších
10 let. SLES by pro takovou družici na konci životnosti zajišťoval pohonnou,
navigační a řídící jednotku, což by dovolilo družici pokračovat v její
činnosti. První start tahače SLES by se mohl uskutečnit kolem roku 2005. Společnost
Orbital Recovery Corp. zatím identifikovala na 40 současných telekomunikačních
družic, které jsou kandidáty pro její služby.
ATV “Jules Verne”
Koncem ledna se výstavba automatické dopravní lodi ATV (Automated Transfer Vehicle)
(viz L+K 78 (2002) č. 8, s. 513) organizace ESA nacházela v dokončovací fázi,
kdy bylo na 90% konstrukce již vyrobeno. V deseti evropských zemích včetně Ruska jsou
vyráběny díly k dalším exemplářům ATV, kterých v první sérii bude celkem
osm. Kromě toho probíhají zkoušky technologických modelů jednotlivých systémů
lodi. V zařízení pro simulování funkcí lodi v Les Mureaux u Paříže se zkouší
řídící systém lodi za nominálních i nestandardních letových podmínek. V březnu
se zde zkoušela elektronika stykovacího zařízení a systému pro přečerpávání
pohonných látek, dodaných firmou Energija z Ruska. V Turinu probíhá montáž
tlakového modulu ATV, kde bude umístěn náklad a kde bude i pracovní prostor pro
kosmonauty. V červnu k tomuto modulu bude připojeno i ruské zařízení, odzkoušené v
Les Mureaux. V říjnu bude tlakový modul odeslán do dílem společnosti Astrium v
Brémách, kde se od srpna 2002 pracuje na pohonném modulu ATV. V srpnu tr. přibude ke
zmíněným dílům i modul s letovou avionikou a to vše by mělo být smontováno do
listopadu 2003. V lednu 2004 by již loď ATV měla být ve zkušebnách organizace ESA v
Noordwijku (Nizozemí) kde proběhnou komplexní zkoušky celé lodi a to jak vibrační
tak funkční a kvalifikační. V červnu 2004 by měla být loď ATV odeslána do Kourou.
Původní plán letů k ISS předpokládal vypuštění lodi ATV pomocí rakety Ariane 5
dne 27. 9. 2004. Vzhledem k tomu, že se celý plán letů ke stanici ISS bude měnit,
není tedy jasné, kdy se první let ATV bude skutečně realizovat.
Raketa Vega
Dne 25. 2. podepsalo konsorcium ELV, tvořené italskou společností FiatAvio a
Italskou kosmickou agenturou ASI s organizací ESA kontrakt pro dokončení vývoje
rakety Vega. Kontrakt na vývoj rakety Vega má hodnotu kolem 200 mil. USD, z nichž 65%
zaplatí Itálie. Kromě toho podepsala společnost FiatAvio s francouzskou kosmickou
agenturou CNES další kontrakt v hodnotě 50 mil. USD na výrobu motorů P80 na TPL,
které budou použitelné jednak jako první stupeň rakety Vega a současně jako
urychlovací stupně rakety Ariane 5. Pro starty raket Vega bude upraven startovní
komplex ELA 1. Betonová základna startovní rampy spolu s kanály pro odvod spalin
z motoru zůstane zachována, ale bude třeba zkonstruovat novou mobilní servisní
věž. S úpravami startovního komplexu ELA 1 se začne asi letos v létě. První raketa
Vega by měla připravena ke startu v roce 2006 a poté by mohla létat asi 3-4× do roka.
Raketa bude mít tři stupně na TPL a bude doplněná čtvrtým stupněm na KPL,
schopným manévrování, který dopraví užitečné zatížení na finální dráhu.
Raketa by měla být schopná vynést družici o hmotnosti do 1500 kg na kruhovou
polární dráhu ve výši 700 km. Společnost Arianespace, která bude raketu Vega
provozovat a komercializovat doufá, že se tato raketa na trhu menších užitečných
zatížení prosadí i vedle konkurentů jako je americká raketa Taurus či ruská Rokot.
Snahou výrobce rakety - konsorcia ELV a provozovatele - společnosti Arianespace je
snížení výrobních i operačních nákladů rakety Vega oproti raketě Taurus o asi
15%.
Družice Astra 1K
Telekomunikační družice Astra 1K (model Spacebus 3000B3S společnosti Alcatel
Space) byla se svou hmotností 5250 kg gigantem mezi komerčními telekomunikačními
družicemi. Před jejím vlastníkem a provozovatelem lucemburskou společností SES
Global stál tedy problém, jaký optimální nosič zvolit k jejímu vypuštění. Raketa
Ariane 4 nepřipadala v úvahu, neboť její nosnost na dráhu přechodovou ke
geostacionární (GTO) na družice této hmotnostní kategorie již nestačí. Před
společností SES tedy nakonec stála volba mezi raketou Proton M s nějakým horním
stupněm nebo raketou Ariane 5. Raketa Ariane 5 by mohla družici umístit na dráhu GTO o
výšce 200 – 36 000 km se sklonem 3° k rovníku, odkud by stačilo dodat družici
přírůstek rychlosti 1480 m/s vlastním apogeovým motorem. Družice měla dostatečnou
rezervu PL, která by ji zajistila životnost na dráze asi 6 let a dalších 13 let by
zajistil iontový pohon družice. Nevýhodou volby Ariane 5 jako nosiče však byla
skutečnost, že v kapacitě rakety zbývalo ještě nevyužitých 1200 kg nosnosti a
nebylo možné nalézt vhodnou družici jako druhé užitečné zatížení. Jelikož
zakoupení celé rakety Ariane 5 pro vynesení družice Astra 1K bylo pro společnost SES
drahé, přiklonila se k nosiči Proton K, doplněným horním stupněm Blok DM-3
ruské firmy Energija. Tento nosič, komercionalizovaný mezinárodní společností pro
vypouštění družic ILS (International Launch Services), vynese na GTO do 5500 kg
užitečného zatížení. Start družice Astra 1K se tedy uskutečnil 25.listopadu 2002
raketou Proton-K/DM-3 z kosmodromu Tjuratam (Bajkonur). Raketa Proton K pracovala
bezchybně a také první zážeh motoru stupně DM-3 proběhl bez problémů a družice
se dostala na nízkou parkovací dráhu. Odtud měla být dvěma zážehy motoru stupně
DM-3 převedena na GTO, ale při druhém zážehu došlo v práci motoru stupně DM-3 k
anomálii a nakonec se družice Astra 1K předčasně oddělila. Družice svým apogeovým
motorem zvýšila svou dráhu na výšku 217 – 362 km, kde vyčkávala rozhodnutí
společnosti SES o jejím dalším osudu. Družice Astra 1K v hodnotě kolem 280 mil.
EURO, zahrnující konstrukci družice, její vypuštění, činnost na dráze a pojistku,
by se na geostacionární dráhu principiálně mohla dostat sama pomocí svého
apogeového motoru, ale za cenu značného snížení životnosti. Protože družice byla
plně pojištěná, rozhodla se nakonec společnost SES Global pro řízený zánik
družice, který se uskutečnil 10. 12. 2002. Mezi tím byla v Rusku vytvořena Státní
komise pro vyšetření selhání rakety Proton-K/DM-3, která předala svou zprávu
ruské vládě dne 20. 1. 2003. Komise konstatovala, že třístupňová raketa Proton-K
společnosti Chruničev pracovala bezchybně a že příčinou neúspěšného startu byl
stupeň DM-3 společnosti Energija. Komise se domnívá, že před druhým zážehem
motoru stupně DM-3 se v plynovém generátoru pohánějícím turbočerpadla motoru
stupně DM-3 nahromadilo nadměrné množství pohonných látek. Při startu motoru pak
došlo k zapálení nadbytečných pohonných látek v odvodu plynů z plynového
generátoru a tudíž i k jeho vyřazení z funkce. Není zcela jasné, jak k tomu došlo,
ale komise se domnívá, že příčinou bylo buď ucpání odvodů pohonných látek z
hlavního přívodního potrubí pohonných látek do generátoru po prvním zážehu,
nebo že došlo k nedovření ventilu dodávky pohonných látek do injektoru plynového
generátoru z důvodu znečistění pohonných látek. Komise poukázala na podobnost
této havárie s předchozími selháními stupně DM-3 a doporučila společnosti
Energija, aby zdokonalila testování a výrobní kontrolu stupně jakož i technologii
přípravy pohonných látek.
Společnost Lockheed Martin, která je majoritním vlastníkem společnosti ILS spolu
se svým hlavním ruským partnerem, firmou Chruničev, vyrábějící rakety Proton,
uvažuje o tom, že by se v rámci ILS uskutečnil již jen jeden start rakety Proton se
stupněm Blok DM. Všechny následující starty by již využívaly stupně Briz-M,
který vyrábí firma Chruničev. Poslední start kombinace Proton-K/DM-3 by měl vynést
telekomunikační družici AMS-9 společnosti SES Americom. Tento start se měl
uskutečnit počátkem února, ale byl ještě odložen. Vše záleží na tom, zda
nezávislá komise ILS akceptuje nález ruské komise o příčině selhání DM-3 a
rozhodne se při startu družice AMS-9 použít či nepoužít tento stupeň.
Družice Artemis
Technologická komunikační družice Artemis (Advanced Relay and Technology Mission
Satellite) evropské kosmické agentury ESA byla vypuštěna raketou Ariane 510 v
červenci 2001 a z důvodů selhání motoru Aestus horního stupně EPS rakety zůstala
na příliš nízké dráze (L+K 77 (2001) č. 23, s. 1553). Analýza situace
družice ukázala, že bude možné dopravit družici na geostacionární dráhu jejím
iontovým motorem. Družice byla nejprve umístěna svým manévrovacím motorem na KPL na
kruhovou dráhu o výšce 31 000 km (L+K 78 (2002) č. 2, s. 104). V únoru
loňského roku se začal při manévrování družice Artemis začal používat nový
program pro řízení družice a iontový motor družice začal zvyšovat dráhu družice
o 15 km denně. I když se tato činnost zdá být rutinní záležitostí, řídícímu
středisku společnosti Telespazio však přinášela značné pracovní zatížení,
neboť se zkoušely další optimalizační procedury, které měly za cíl co
nejefektivněji využívat malý tah iontového motoru. V říjnu loňského roku nadto
nastalo období, kdy po řadu oběhů kolem Země procházela družice zemským stínem
každé dvě hodiny. Družice během průletu zemským stínem vypínala iontový motor a
orientovala se anténami k Zemi. To bylo pro operátory v řídícím středisku také
nerutinní činností. Koncem prosince 2002 již ke geostacionární dráze zbývalo kolem
700 km. Když se koncem ledna 2003 nacházela družice několik km pod geostacionární
dráhou, její oběh kolem Země již trval několik týdnů. Přitom bylo třeba nastavit
oběžnou dráhu tak, aby družice plynule dosáhla pracovního místa na geostacionární
dráze nad 21,5°. Poslední lednový týden byly uskutečněny dva zážehy chemických
orientačních motorků družice takže se pohyb družice vůči zemskému povrchu
zpomalil na několik úhlových stupňů za den. Dne 5. 2. oznámila organizace ESA, že
družice Artemis dosáhla geostacionární dráhy. Celá operace záchrany družice stála
organizaci ESA 21 mil. USD. Na tiskové konferenci 18. 2. oznámil C. Mastracci, ředitel
aplikačních programů ESA, že organizace ESA může ze svého rozpočtu financovat
činnost družice Artemis do konce roku. Potom bude zřejmě na nějakou dobu pronajata
nějaké soukromé společnosti pro komerční využívání. Zájem o další
využívání družice projevila společnost Telespazio. Dne 19. 3. bylo oznámeno, že
družice Artemis zajistila z geostacionární dráhy první přenos dat, získaných
družicí Envisat pro dálkový průzkum Země. Data byla předána přímo do centra
ESRIN pro zpracování dat, které se nachází nedaleko Říma. Využívání přenosu
dat přes družici Artemis odlehčí práci sledovacímu středisku v Kiruně, které
může s družicí Envisat komunikovat jen po 10 oběhů z denních 14 oběhů a to pouze
10 min z každého oběhu, který sledovací stanice v Kiruně vidí. Jelikož oběžná
doba družice je 100 min, zbylá data je třeba nahrávat na palubní magnetofony. Naopak
družice Artemis může s družicí Envisat komunikovat na každém z jejích 14 oběhů
za den a to podstatně delší dobu. Tato skutečnost bude významná zejména při
přenášení velkého množství dat, získávaných radarem se syntetickou aperturou na
Envisatu. S přenosem dat z družice SPOT 4 prostřednictvím laserového optického
přenosového systému bude započato v dubnu tr. S družicí Artemis se počítá i při
letech ATV či pro přenos dat z modulu Columbus organizace ESA po jeho připojení k
Mezinárodní kosmické stanici ISS.
Voda na Marsu
Otázka existence vody na planetě Mars je ve vědeckém tisku stále diskutována. Na
řadě fotografií povrchu Marsu lze rozeznat útvary, připomínající koryta bývalých
řek. Někdy taková koryta však náhle začínají a končí a nejsou vidět menší
koryta případných přítoků. Pomocí výškových dat, získaných laserovým
výškoměrem na sondě Mars Global Surveyor bylo možné pomocí počítačových
simulací “zviditelnit” tok případných řek na Marsu v rovníkové oblasti
mezi středními jižními a severními šířkami. Výšková topografie prokázala, že
řadu fragmentů pozorovaných koryt je možné propojit a že řada koryt končí v
povrchových depresích, která tvořila jezera a která byla postupně zanášena
sedimenty. Co se týče vzniku řek, někteří vědci argumentují tím, že byly
vytvořeny z podzemních vodních zdrojů. Stále nejasnou otázkou však zůstává
vysvětlení, jak dlouho takový říční systém na povrchu Marsu mohl existovat a za
jakých klimatických podmínek. Potvrzením této studie bude studium naplavenin a
usazenin v povrchových terénních depresích. Z oběžné dráhy lze pomocí systému
THEMIS na sondě Mars Odyssey lze kombinací snímků povrchu ve viditelném a
infračerveném světle pozorovat v depresích komplexní systém vrstev hornin, které
sem mohly být naneseny buď vodou, vulkanickou činností, dopadem asteroidů či
větrnou erozí. Poznamenejme, že THEMIS (Thermal Emission Imagin System) sleduje
povrchové změny teploty hornin při střídání dne a noci. Různé druhy hornin se
zahřívají či vychládají různě rychle a tak lze usuzovat na mineralogické
složení povrchu. Například v oblasti Ganges Chasma ve Valles Marineris byly na dně a
na stěnách kaňonu nalezeny lávové vrstvy bohaté na minerál olivín. Jelikož
olivín se vlivem vlhkosti rozpadá, musela být tato oblast suchá po dlouhou dobu. Na
druhé straně gama spektrometr sondy Mars Odyssey nalezl na severní polokouli Marsu
značné množství vodního ledu, smíchaného s pevným povrchovým materiálem. Zatím
ale není zcela jasné, jak se tam takové množství ledu dostalo. Je ale nutné
připomenout, že gama spektrometr nedetekuje přímo led, ale jen vodík. Že jde o
vodík jako součást vodního ledu je interpretace získaných dat. Další zajímavostí
je rozložení železa v povrchových horninách. I když se předpokládá, že právě
železo je zodpovědné za načervenalou barvu Marsova povrchu, nalezená koncentrace
železa neodpovídá odstínům zbarvení Marsova povrchu, pozorovaným ve viditelném
světle. To je tedy další otázka, čekající na vysvětlení.
Současná planeta Mars má chladné a suché klima. Otázkou je, zda tomu tak bylo i v
minulosti. Planetologové předpokládají, že planety jako Venuše, Země či Mars měly
asi stejné množství CO2 v atmosféře, což díky “skleníkovému
efektu” vedlo k teplejšímu klimatu. Ale Mars v současnosti už tolik CO2 v
atmosféře nemá. Potvrzují to i pozorování polárních čepiček Marsu. Sonda Viking
zjistila, že na severní polární čepičce kondenzuje v zimním období asi jen
metrová vrstva pevného CO2 a většina materiálu pod touto vrstvou je vodní
led. Naopak do současnosti se předpokládalo, že jižní polární čepička je
tvořena většinou tuhým CO2. Pozorování jižní polární čepičky sondou
Mars Global Surveyor však ukázala vznik kruhových útvarů o hloubce kolem 8 m, které
v průběhu času narůstaly do průměrů až 1 km. Jejich hloubka se však v průběhu
jejich rozšiřování nezvětšovala. A. Ingersoll a S. Byrne vysvětlují toto
pozorování v elektronickém vydání časopisu Science ze 14. 2. 2003 tak, že pouze
horní vrstva jižní polární čepičky je tvořena tuhým CO2 o tloušťce
kolem 8 m a pod touto vrstvou je již vrstva vodního ledu. Při teplotě tání CO2
je vodní led ještě tuhý a netaje, proto se hloubka kruhových proláklin nezvětšuje,
ale rostou jen do šířky. To ovšem znamená, že na Marsu není tolik CO2,
jak se původně předpokládalo. To by také vylučovalo jedno z navrhovaných
vysvětlení o vzniku řady malých koryt, vymletých na svazích některých kráterů.
Podle jedné teorie mohl být systém těchto malých koryt vymletý výtrysky
zkapalněného CO2 z podzemních ložisek (L+K 77 (2001) č. 13, s.
874). Není-li na Marsu dostatek CO2, je toto vysvětlení nepravděpodobné,
neboť pozorovaný systém koryt je nedávného data. Ani původní vysvětlení,
předpokládající výtrysky vody z podzemních nádrží je značně nepravděpodobné
(L+K 76 (2000) č. 18, s. 1223). S elegantním vysvětlením vzniku tohoto systému
koryt na svazích kráterů na povrchu Marsu přichází Prof. P. Christensen z Arizonské
univerzity v článku publikovaném v elektronické verzi časopisu Nature z 19. 2. 2003.
Christensen předpokládá, že pozorovaný systém koryt je vymílán vodou, vznikající
táním sněhových vrstev a vytékající zespodu takových sněhových nánosů. Sníh
taje v místech, kde byl chráněn před rychlým vypařením v řídké atmosféře
planety. Na snímku impaktního kráteru , nacházejícího se na 43° j.š. a 214° v. d.
je možné vidět soustavu koryt na méně stíněném svahu kráteru, kde sníh již
odtál. Na severní stěně kráteru, orientovaného k jižnímu pólu, koryta teprve
vznikají, neboť zde sněhové vrstvy ještě neroztály. Christensen dále
předpokládá, že sníh vzniká v chladnějších klimatických obdobích a při
zahřívání atmosféry postupně taje.
Analýza rádiového sledování sondy Mars Global Surveyor pracovníky JPL (NASA News
03-094 z 6. 3. 2003) dovolila určit přesnou dráhu sondy kolem Marsu. Z této dráhy se
dal určit vliv slapových sil, kterými působí Slunce na planetu Mars při jejím
oběhu. Když se tato pozorování ještě zkombinovala s precesí Marsovy rotační osy,
zjištěné sondou Mars Pathfinder bylo možné odvodit, že železné jádro planety Mars
není ještě úplně tuhé, ale že alespoň jeho část je v kapalném stavu (poloměr
jádra planety Mars se odhaduje asi na polovinu poloměru celé planety podobně jako u
Venuše nebo Země). Pokud se tato zjištění potvrdí, bude třeba vysvětlit, proč u
Marsu s rotujícím železným vodivým kapalným jádrem nevzniká planetární
magnetické pole. Právě z neexistence magnetického pole Marsu se dříve usuzovalo na
to, že Mars kovové jádro nemá (viz Z. Kopal: Vesmírní sousedé naší planety
(Academia Praha 1984) s. 147). Později se tento názor začal přehodnocovat, což
měření posledních sond potvrzují (novější informace např. o zemském dynamu viz:
Vesmír 77 (1998) č.2, s. 82 (http://www.vesmir.cz/98-zeme/zeme.htm
)).
Jupiter
Velice citlivá kamera sondy Cassini objevila při průletu kolem planety Jupiter
plynový oblak, nacházející se po celé dráze měsíce Europa kolem Jupiteru (NASA
News 03-094). Předpokládá se, že tento protáhlý oblak vznikl bombardováním
ledového povrchu Europy nabitými ionty z planety Jupiter. Oblak na dráze měsíce
Europa je podobný oblaku na dráze měsíce Io. Oblak vytvořený Io je ovšem
vulkanického původu. Ukazuje se však, že obě plynová mračna měsíců Io a Europa
podobně interagují s magnetosférou Jupiteru. Předchozí sondy plynový oblak na dráze
měsíce Europa neviděly. Jeho zviditelnění umožnila až kamera registrující
záření excitovaných neutrálních atomů, kterou nese sonda Cassini k planetě Saturn.
Sonda Cassini sledovala při svém průletu kolem Jupiteru i strukturu jeho atmosféry.
Ta je tvořena systémem rovnoběžných pruhů (kolmých na osu rotace planety)
dělících se dále na tmavší pásy, střídající se světlejšími zónami. V
tmavších pásech byly pozorovány bouřkové systémy, které se prozrazovaly bílými
oblaky. Z toho se soudí, že v těchto pásech jsou stoupavé atmosférické proudy,
zatímco ve světlejších zónách jsou proudy sestupné.
Při svém průletu kolem Jupiteru koncem roku 2000 získala sonda Cassini v průběhu
6 měsíců před a po průletu asi 26 000 snímků atmosféry, měsíců i prstence této
planety. Záběry prstence byly získány při takovém úhlu osvětlení, že bylo z
jejich rozptylu slunečního světla možné zjistit, že jsou tvořeny částicemi
nepravidelného tvaru. Vznikly patrně erozí povrchu malých měsíců Metis a Adrastea
dopadem mikrometeoritů. Oba tyto měsíce se nachází v blízkosti prstenců a nadto
úhlový sklon drah obou měsíců odpovídá vertikální tloušťce prstence (NASA News
03-95).
Sonda MAP
Od října 2001 se nachází sonda MAP (Microwave Anisotropic Probe) pro studium
anisotropie mikrovlnného reliktního záření v libračním bodě L2 asi 1,5 mil. km od
Země tak, že je Zemí chráněna před slunečním zářením (L+K 78 (2002) č.
2, s. 108). Z této pozice tak může sonda velice přesně měřit polohové rozložení
velice nepatrných teplotních odchylek v reliktním záření, jehož střední
teplota je 2,73°K. Předpokládá se, že reliktní záření zachycuje stav Vesmíru asi
300 - 500 milionů let po jeho vzniku, kdy se stal natolik průhledný, že jím záření
mohlo volně procházet.
O prvních výsledcích, získaných sondou informovala NASA na tiskové konferenci 11.
2. Byla zde zveřejněna mapa hvězdné oblohy ve formě tepelných variací reliktního
záření. Tyto tepelné variace též odpovídají i variacím hustoty hmoty v
počátečním Vesmíru a tudíž i zárodkům budoucích hvězd a galaxií. Data
naznačují, že první hvězdy začaly vznikat asi 200 mil. let po vzniku Vesmíru při
Velkém třesku. Dále ze zveřejněných dat vyplývá, že stáří našeho Vesmíru je
13,7 miliard let s chybou 1%. Měření sondy MAP též přispějí k přesnějšímu
pochopení procesu exponenciálního rozpínání Vesmíru v okamžiku do 1 s po jeho
vzniku. Kromě toho změřená data dále naznačují, že atomy normální hmoty tvoří
asi 4% hmoty Vesmíru. Další 23% je blíže neznámá “chladná nezářivá hmota”
(dark matter) a zbývajících 73% tvoří tzv. “tmavá energie” (L+K 77 (2001)
č. 25-26, s. 1776), o které se v současnosti předpokládá, že je zodpovědná za
nynější urychlování Vesmíru (L+K 78 (2002) č. 10, s. 664). NASA na této
tiskové konferenci též oznámila, že sonda MAP byla přejmenována na počest nedávno
zemřelého kosmologa Davida Wilkinsona z Princetonské university na WMAP. Pro úplnost
připomeňme, že poprvé bylo reliktní záření identifikováno v roce 1965 (před tím
bylo považováno jen za šum aparatur) a teprve počátkem 90. let minulého století
byla zjištěna jeho anisotropie pomocí družice COBE (Cosmic Backgrownd Explorer)
organizace NASA. Družice COBE byla schopná zjistit variace teploty o velikosti 10-5°K,
sonda WMAP je ještě citlivější, může určovat teplotní odchylky o velikosti až 35
miliontin stupně od průměrné teploty reliktního záření.
Sonda Pioneer 10
Dne 22. 1. 2003 zachytily sledovací stanice komunikační sítě DSN (Deep Space
Network) organizace NASA pro sledování sond v meziplanetárním prostoru poslední
slabý signál rádiomajáku sondy Pioneer 10, ale žádná telemetrická data. Poslední
telemetrická data byla zachycena 27. 4. 2002 a při následujících dalších třech
kontaktech se sondou již telemetrie nepřišla. Při dalším pokusu o kontakt dne 7. 2.
2003 se již sonda odmlčela. Podle inženýrů NASA se radioisotopové zdroje elektrické
energie sondy Pioneer 10 se již po více než 30 letech provozu vyčerpaly. Připomeňme
si zde krátce historii letu sondy Pioneer 10, která byla skutečným průkopníkem ve
výzkumu meziplanetárního prostoru (NASA News 03-082). Start sondy o hmotnosti 270 kg se
uskutečnil pomocí rakety Atlas-Centaur dne 2. března 1972. Raketa byla doplněna
ještě přídavným motorem na TPL, který sondě udělil rychlost 14,5 km/s. Sonda se
tak stala nejrychlejším tělesem, opouštějícím Zemi. Asi za 12 hod minula dráhu
Měsíce a dráhu Marsu překonala za 82 dní. Dne 15. 7. 1972 vstoupila sonda do pásu
asteroidů, který překonala počátkem roku 1973. Dne 3. 12. 1973 prolétla sonda kolem
planety Jupiter, přinesla první detailnější snímky této planety a provedla
měření fyzikálního prostředí (magnetické pole Jupiteru, radiační pásy) v jejím
okolí. Průletem kolem Jupiteru získala sonda rychlost kolem 36,4 km/s. Po průletu
kolem Jupiteru sonda pokračovala v měření intenzity částic slunečního větru v
této části meziplanetárního prostoru a intenzity kosmického záření. V roce 1983
překonala sonda dráhu Pluta a pokračovala ve vědeckých měřeních ve vnějších
oblastech sluneční soustavy až do oficiálního konce své mise dne 31. 3. 1997. Potom
NASA se sondou navazovala občasná spojení s cílem zkoušení nových
telekomunikačních technologií, vyvíjených pro budoucí kosmické mise NASA. Při
posledním kontaktu 22. 1. 2003 se sonda nacházela ve vzdálenosti 12,2 mld. km od Země
(tj. asi 82 AU (astronomických jednotek)) a signál sondy překonal tuto vzdálenost za
11 hod a 20 min. Sonda Pioneer 10 pokračuje na své pouti mezihvězdným prostorem
směrem ke hvězdě Aldebaran v souhvězdí Býka (Taurus) ve vzdálenosti 68 světelných
let, kam dorazí za asi 2 mil. let. Na zlaté desce tam nese poselství o tom, kdo jsme my
obyvatelé planety Země, ve které části Mléčné dráhy se nacházíme a datum, kdy
mise začala. Informace o sondě Pioneer 10 lze nalézt na adrese: http://spaceprojects.arc.nasa.gov/Space_Projects/pioneer/Pnhome.html
.
Hubbleův kosmický teleskop HST
Na rok 2004 se předběžně plánuje další servisní mise k HST, která by měla
dalekohled udržet v provozu až do roku 2010, kdy by měl být nahrazen novým
teleskopem, nazvaným podle bývalého generálního ředitele NASA Jamese Webba.
Servisní mise v roce 2004 je podle současných plánů NASA poslední. Americký kongres
si však od NASA vyžádal studii nákladů a potenciálních vědeckých přínosů
případné další servisní mise k HST v roce 2007. Taková servisní mise by
zajistila, že HST bude operační do doby, kdy bude Webbův kosmický teleskop (JWST)
spolehlivě na oběžné dráze. Není totiž vyloučeno, že rozpočet na Webbův
kosmický teleskop bude v období let 2005 – 2007, kdy budou práce na teleskopu
vrcholit, přetažen o stovky milionů USD. V takovém případě není nějaký časový
skluz v realizaci JWST vyloučen. Připomeňme, že JWST je projekt, na kterém s NASA
spolupracuje i ESA. Bude mít primární zrcadlo o průměru 6 m, které bude složeno až
na oběžné dráze (viz L+K 78 (2002) č. 23, s.1562). Teleskop by měl být
citlivý i na infračervené záření, což by mělo dovolit studovat objekty ve velmi
vzdáleném Vesmíru. Tato pozorování by mohla přispět například k odpovědi na
otázku, zda první hvězdy vznikaly ve shlucích či individuálně a jaký byl
mechanizmus jejich vzniku. V počátečním Vesmíru musely totiž hvězdy vznikat jen z
vodíku a hélia a teprve fyzikálními procesy v nich vznikaly těžší prvky.
Záblesky gama záření
Záblesky gama záření GRB (Gamma Ray Burst) jsou až 100× jasnější než
vzplanutí supernovy a obvykle jsou velice krátké, trvají mezi několika milisekundami
do 100 s. Dohasínání takového záblesku pak může doznívat až několik dní buď
ještě v rentgenovém či optickém spektru. Snahou astronomů je zaregistrovat takový
záblesk co nejrychleji, aby bylo možné získat co nejvíce dat z doznívání záblesku
a tak se dozvědět více o fyzikálním původu objektu a procesu, který vznik takového
záblesku způsobil (viz též L+K 78 (2002) č. 4, s. 241). Např. rentgenová
observatoř Chandra byla schopná sledovat po 21 hodin doznívání záblesku GRB 020813
(zaregistrovaného dne 13. 8. 2002) a tak bylo možné zjistit složení prvků,
uvolněných do kosmického prostoru při explozi supernovy. Šlo převážně o křemík
a síru. Zatím se předpokládá, že při kolapsu jádra velmi masivní hvězdy
(kolapsar) se vytváří velmi rychle rotující černá díra a vnější vrstvy
původní hvězdy byly vymrštěny do okolí a vytváří tak obálku černé díry.
Rotující černá díra je obklopena rotujícím diskem okolní hmoty. Systém černé
díry a hmotného disku vytváří lokalizovaný proud ionizovaných částic,
vyletujících ve směru osy rotace systému (viz též L+K 78 (2002) č. 10, s.
664). Náraz těchto velice rychle se pohybujících částic s pomaleji se pohybující
obálkou hmoty vymrštěné při vzniku supernovy vytvoří nejprve záblesk GRB,
lokalizovaný do úzkého kužele, který pak určitou dobu doznívá. Zajímavou
skutečností bylo zjištění, že mezi výbuchem supernovy se současným kolapsem
jádra hvězdy do černé díry a vznikem GRB došlo k dvouměsíčnímu zpoždění.
Důvod pro toto zpoždění není zatím znám.
Pro co nejrychlejší zjišťování GRB byla učiněna následující opatření: na
oběžné dráze jsou umístěné družice, registrující GRB. Mezi ně patří družice
HETE (High-Energy Transient Explorer) organizace NASA schopná lokalizovat zdroj GRB a
předat jeho souřadnice pozemní koordinační síti GRB, která je distribuuje
automatickým pozemním teleskopům. O fungování celého tohoto systému informuje i
NASA News 03-107 na příkladu gama záblesku GRB 021004, který se objevil 4. 10. 2002.
Družice HETE zjistila a lokalizovala záblesk a informovala síť pozorovatelů během
několika vteřin, kdy záblesk ještě dozníval. Doznívání začal pozorovat
automatický teleskop ve Wako v Japonsku, který začal sledovat označenou oblast oblohy
193 s po vzniku záblesku. Nakonec se pozorování dohasínání záblesku
účastnilo na 50 observatoří v Kalifornii, Austrálii v Asii a Austrálii. Záblesk GRB
021004 byl zajímavý tím, že dohasínání o značné energii záření trvalo ještě
asi 30 min po vzniku záblesku. Analýza výsledků naznačuje, že získaná data
podporují výše zmíněný model kolapsaru, kdy došlo ke zhroucení masivní hvězdy v
černou díru. Hmotnost hvězdy se odhaduje asi na 15 hmotností Slunce. Sledování
doznívání záblesku GRB 021004 bylo zajímavé ještě tím, že během dohasínání
došlo náhle ke zvýšení intenzity záblesku a dále že při dohasínání měnilo
pozorované světlo barvu. Pro tato dvě pozorování zatím není známé vysvětlení.
Detaily pozorování záblesku GRB 021004 byly popsány v časopise The Astrophysical
Journal Letters z 1. 2. a 20. 2. 2003.
Velice intenzivní záblesk GRB 030329 byl zaregistrován družicí HETE dne 29. 3.
Jelikož jeho rudý posuv je 0,168, odhaduje se jeho vzdálenost na asi 2 mld.
světelných let, což je relativně blízko (většina GRB vzniká rannějším
Vesmíru). Záblesk trval asi 30 s a ještě asi hodinu po záblesku jeho doznívání
odpovídalo intenzitě záření hvězdy 12. hvězdné velikosti.
K detekci a lokalizaci GRB též přispívá astrofyzikální observatoř INTEGRAL
(International Gamma Ray Observatory) organizace ESA vypuštěná v říjnu 2002.
Observatoř INTEGRAL zatím zaregistrovala každý měsíc jeden GRB záblesk (např.GRB
030227), který se realizoval v části prostoru právě sledovaném jejími čtyřmi
přístroji (spektrometr, gama teleskop, rentgenový monitor a optická kamera). Na
konstrukci observatoře INTEGRAL se podíleli i specialisté z Astronomického ústavu AV
ČR (viz článek R. Hudce v Čs. Čas. Fyz. 52 (2002), č. 4, s. 218).
Detekce skryté nezářivé hmoty
Existuje sice řada nepřímých důkazů o tom, že skrytá nezářivá hmota (dark
matter) ve Vesmíru existuje, ale její detekce by byla základním krokem v poznání
stavby našeho Vesmíru. Aby bylo možné navrhnout a zkonstruovat takový detektor tzv.
chladné skryté nezářivé hmoty, které ve Vesmíru asi 23%, je nutné mít fyzikální
představu o tom, jaký typ částic takovou hmotu tvoří. Astronomická pozorování a
částicová fyzika obecně naznačují, že částicemi skrytou nezářivou hmotu nemohou
tvořit protony, neutrony či černé díry, vzniklé z protonů a neutronů. Standardní
model částicové fyziky tak nedává odpověď na tuto otázku. Je však možné hledat
odpověď v rozšíření Standardního modelu, což jsou supersymetrické teorie.
Supersymetrie postuluje, že ke každé známé elementární částici existuje její
těžší “superpartner”. Elementární částicí tvořící skrytou nezářivou
hmotu by mohla být hypotetická částice, zvaná neutralino, která je nejlehčí ze
“superčástic” a na kterou se těžší superčástice mohou rozpadat. Je stabilní a
nenese náboj takže na ni nepůsobí elektromagnetické pole (tj. ani světlo). Teorie
předpokládá, že s normální hmotou neutralino interaguje nejen gravitačně, ale i
tzv. slabou nukleární interakcí. Proto je naděje, že by neutralino mohlo předávat
energii normální hmotě a tak projevit svou existenci. Jelikož skrytá nezářivá
hmota dominuje naší galaxii, lze předpokládat, že difunduje mezihvězdným prostorem
jako plyn. Jelikož naše sluneční soustava obíhá střed naší galaxie, Mléčné
dráhy, rychlostí 220 km/s, lze předpokládat, že Země prolétává oblakem této
nezářivé hmoty. Podle teorie lze spočítat, že se v jednom kilogramu normální hmoty
uskuteční za jeden den 0,0001 – 0.1 srážek se skrytou nezářivou hmotou. Takové
srážky lze v podstatě registrovat a to buď jako zvýšení teploty detektoru nebo
prostřednictvím ionizace atomů detektoru. Uvažuje se tedy o detektorech operujících
při teplotách 25 milikelvinů, které mají dostatečnou citlivost pro zjištění
zvýšení teploty v různých částech detektoru. Detektor by se skládal z
individuálních detektorů o hmotnostech do 1 kg, které by tvořily dostatečnou
hmotnost pro detekci signálu. Kinetická energie atomů látky, získaná srážkou s
neutralinem, by se projevila jako zvýšení teploty systému. První detektor tohoto
typu, umístěný v dole v Minnesotě, by měl být letos uveden do provozu. Druhá
zmíněná metoda je využití kinetické energie atomu, získané srážkou se skrytou
hmotou, na ionizaci okolních atomů. Např. v kapalném xenonu je možné popsaným
procesem vybudit tzv. scintilační záření, které lze registrovat. Pro zvýšení
citlivosti je nutné detektory chránit před kosmickým zářením a vyčistit je od
radioaktivních příměsí. Očekává se i sezónní variace signálu, kdy v letním
období (na severní polokouli) bude signál o několik procent silnější, neboť se
orbitální rychlost Země přidává k oběžné rychlosti naší planetární soustavy
kolem středu Mléčné dráhy a tak proud skryté nezářivé hmoty bude větší. Naopak
v zimním období (na severní polokouli) se oběžná rychlost Země odčítá od
rychlosti planetární soustavy a signál bude nižší.
Případná registrace skryté nezářivé hmoty na základě modelu supersymetrické
teorie by tak byla významným výsledkem, který by jednak ověřil platnost supersymetrické
teorie a jednak by objevil 23% hmoty Vesmíru. Nepodaří-li se nic objevit, bude
třeba hledat nové teorie. Podrobněji o detekci skryté nezářivé hmoty se lze
poučit v článku “Hledání skryté hmoty” (The Search for Dark Matter) publikovaném
v Scientific American (2003), č. 3, s. 50-59, jehož autorem je D. B. Cline.
(lek)
Při přípravě těchto Zajímavostí byly ještě použity další informace z internetových
bulletinů:
www.spacefligthnow.com , www.spacedaily.com , www.space.com
(leden – březen 2003).
Publikováno v časopise Letectví a Kosmonautika 79 (2003) č. 11, s. 700
- 703; č. 12, s. 766 - 769; č. 13, s. 868 - 869.
Na MEK byl tento článek publikován se svolením autora.
Aktualizováno: 23.07.2003
[ 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/200301.htm)
