KOSMICKÉ AKTUALITY - NEPILOTOVANÉ MISE
(1. čtvrtletí 1999)
Delta 4 (EELV)
Minulý rok byl velmi významný pro vývoj nové verze rakety Delta 4, která byla
Letectvem USA přijata jako jedna ze dvou variant programu rozvinutého jednorázově
použitelného raketového nosiče EELV (viz L+K 75 (1999) č. 5, s. 309).
Zkouškám kompletní konfigurace nosiče bylo věnováno na 700 hodin v aerodynamických
tunelech v USA, Kanadě a ve Francii. Firma Boeing provede rozsáhlou rekonstrukci
startovního komplexu 37 na mysu Canaveral (Cape Canaveral Air Station ) tak, aby zde bylo
možné provádět montáže a vypouštění této rakety. Rekonstrukce předpokládají
vybudování nové vypouštěcí rampy s pevnou startovní věží a s pojízdnou
montážní konstrukcí. Vyrostou zde i nové montážní haly pro integraci nosiče
v horizontální poloze stejně jako zkušební střediska. Druhý startovní komplex
pro rakety Delta 4 bude vybudován na základně Vandenberg.
Ve městě Decatur v Alabamě vznikne továrna pro výrobu společného
urychlovacího stupně rakety CBC (common booster core) tak, aby již v březnu 2000
opustil první exemplář stupně výrobní halu.
Výroba motoru RS-68 pro stupeň CBC bude zajišťována v továrně firmy
Rocketdyne Propulsion & Power, filiálky Boeingu, umístěné v Canoga Park
v Kalifornii. V továrně společnosti v El Paso v Texasu budou
vyráběny elektrické komponenty nosiče. Továrna v Pueblu v Koloradu bude
vyrábět horní stupeň nosiče a je zodpovědná za celkovou výrobní kompletaci
kompletního nosiče Delta 4.
Delta 3
Dne 22.3. se uskutečnila zkouška kompletního odpočítávání rakety Delta 3
včetně tankování pohonných látek. Raketa je tak připravena ke druhému startu, při
kterém by měla na oběžnou dráhu vynést telekomunikační družici Orion 3, kterou
vyrobila společnost Hughes. Jak známo (L+K 74 (1998) č. 22, s. 1765), první
start rakety Delta 3 skončil neúspěchem pro problémy s řídícím systémem
tří urychlovacích stupňů, připojených k prvnímu stupni rakety. Hlavní změnou
tedy byla úprava řídícího systému. Kromě toho byly na druhém stupni rakety
provedeny další úpravy na vysunovací trysce kryogenního motoru RL10B-2. Detailní
analýzy totiž ukázaly, že za jistých podmínek by se nemusel nástavec trysky motoru
správně vysunout, což by přirozeně vedlo ke ztrátě výkonu motoru. Tyto dodatečné
úpravy vedly k jistému zpoždění druhého startu rakety Delta 3, původně
plánovaného na únor tr.
Dne 6. 4. bylo již vše připraveno ke druhému startu rakety Delta 3, ale v T-1
min. bylo odpočítávání definitivně zastaveno, neboť se do té doby nepodařilo
vyřešit problémy se sledovacím radarem bezpečnostního systému. Start byl odložen
až na 21. 4., neboť do té doby jsou na Cape Canaveral Air Station očekávány další
starty raket jako např. Titan 4B a Atlas. Všechny tyto starty zabezpečuje jeden
bezpečnostní systém a pro každý typ rakety je třeba tento systém a systém
sledování telemetrie překonfigurovat k čemuž je vždy zapotřebí až 48 hod. To
je důvodem pro tak dlouhý odklad. Z toho je též zřejmé, že pro komerční
rozvoj kosmodromu na Cape Canaveral bude nezbytné zdokonalit jeho technické a podpůrné
vybavení, jak o tom začíná diskutovat stát Florida a Letectvo USA.
Bude-li vypuštění družice Orion 3 úspěšné, s dalším startem se
předběžně počítá v červenci tr. s 12 družicemi Globalsat.
X-33
V rámci vývoje technologického demonstrátoru X-33 byly intensivně zkoušeny i
kovové dlaždice tepelné ochrany, jejichž úkolem je chránit dopravní prostředek
při návratu z oběžné dráhy během průletu atmosférou. Kovové dlaždice
překrývají tepelnou izolaci a snadněji se udržují ve srovnání se současnou
tepelnou izolací raketoplánu. Nadto jsou odolné proti vlhkosti zatímco dlaždice
současné tepelné ochrany raketoplánu je třeba po každém letu chránit proti
vlhkosti speciálním napuštěním. Dále dovolují snadnější montáž a demontáž.
Testy ukázaly, že tento typ tepelné ochrany je vhodný do teplot až 1000° C.
Zkoušky ve vysokoteplotních a vysokorychlostních aerodynamických tunelech simulovaly
prostředí, kterému bude tato tepelná ochrana vystavena ve výšce asi 100 km a při
rychlostech kolem 13 M. Systém tepelné ochrany X-33 byl uznán schopným letu již
koncem minulého roku. Ověřovací zkoušky orientačního systému X-33, který je
tvořen osmi raketovými motorky, byly též dokončeny.
Koncem loňského roku se však vznikly výrobní problémy s jednou ze dvou
kompozitních nádrží na kapalný vodík, což zřejmě způsobí asi sedmiměsíční
skluz s dokončením letového exempláře technologického demonstrátoru X-33,
s jehož prvním letem se nyní počítá v létě roku 2000. Ukázalo se, že
ochranná vrstva na vnitřní straně nádrže byla poškozena při tepelném zpracování
v autoklávu firmy Lockheed-Martin. Ochranná vrstva, patrně vlivem přílišného
zahřátí, popraskala a pokryla se bublinami, takže jí bude nutné odstranit a nahradit
novou. Druhá nádrž na kapalný vodík však již úspěšně prošla posledním osmým
cyklem tepelného zpracování v autoklávu a je v pořádku. Zpoždění
nastalo i ve výrobě motoru s aerodynamickou expansí (aerospike), neboť
subdodavatelé firmy Rocketdyne se opožďují s dodávkami jeho jednotlivých
dílů.
Dne 5.3. informovala organizace NASA spolu se společností Lockheed-Martin o
dokončeném vypouštěcím zařízení pro X-33 a o jeho operačním středisku.
Výstavba byla dokončena během předpokládaných 12 měsíců.
X-34
Společnost Orbital Science Corporation (OSC) dokončila montáž prvního exempláře
technologického demonstrátoru vícenásobně použitelného nosného prostředku X-34 a
22. 2. jej odeslala do Drydenova zkušebního střediska v Kalifornii. K němu se
časem připojí další dva exempláře. Na demostrátoru X-34 budou zkoušeny nové
technologie jako je celokompozitní konstrukce draku, kompositní nádrže pohonných
látek, materiály tepelné ochrany konstrukce, autonomní řídící a přistávací
systémy. X-34 je 17,5 m dlouhý s rozpětím křídel 8,5 m a bude startovat,
podobně jako raketa Pegasus, z modifikovaného letadla L-1011. Je poháněn motorem
Fastrac, se kterým dosáhne rychlostí 2,5-2,7 M. Motor Fastrac používá již
vyzkoušené části a zjednodušené výrobní technologie tak, aby jeho cena vedla ke
snížení startovních nákladů. Motor má klasickou konstrukci, kde plynový generátor
pohání turbinu, ke které jsou připojena dvě čerpadla na kapalný kyslík a kerosin
(RP-1). První zážeh kompletního motoru se uskutečnil 11. 3. na zkušebním stavu
Stennisova střediska NASA. Motor pracoval 20 s na plný tah 300 kN. Další
exemplář X-34 bude osazen motorem NK-39 Aerojet-Samara, se kterým se plánuje
dosažení rychlostí 5-8 M. Již v tomto roce budou s X-34 zahájeny zkoušky
přibližovací a přistávací fáze. Poté bude následovat dalších 26 letů
v rámci současného kontraktu v hodnotě 85 mil. USD mezi OSC a NASA. Cílem
programu X-34 je dokázat, že lze ekonomicky provozovat vícenásobně použitelný
kosmický nosný prostředek, obsluhovaný malým pozemním týmem. Kromě toho je tento
program pokračováním výzkumu dosahování velkých rychlostí a výšek, prováděný
před 30 lety raketoplánem X-15 organizace NASA.
X-38
Dne 6.3. byla uskutečněna další zkouška přistávacího manévru tělesa X-38,
které je prototypem budoucí záchranné lodi určené pro posádku budoucí
Mezinárodní kosmické stanice ISS. Těleso X-38, umístěné pod křídlem upraveného
bombardéru B-52, bylo shozeno ve výšce asi 10 km nad pouští Mojave a během 12 min.
přistálo na povrchu vyschlého Rogersova jezera. Tento druhý prototyp je již vybaven
ovladatelnými řídícími plochami a palubním řídícím systémem. V poslední
fázi letu však X-38 přistál na obdélníkovém padáku - parafoilu. Další zkoušky
se plánují každé dva měsíce do konce roku. X-38 bude shazováno z výšek kolem
12 km a doba volného letu bude asi 1 min. První zkouška v kosmickém prostoru se
plánuje na rok 2001. X-38 bude vyneseno na oběžnou dráhu raketoplánem a po brzdícím
manévru raketovým motorem vnikne do atmosféry a po zbrždění přistane na padáku.
Sea Launch
Mezinárodní společnost Sea Launch a její snahu o snížení nákladů na
vynášení telekomunikačních družic pomocí raket Zenit, startujících
z plovoucí vypouštěcí plošiny přiblížil čtenářům L+K článek doc.
Kusáka vyšlý v loňském roce (L+K 74 (1998) č. 19, s. 1560, č. 20, s.
1628 a č. 21, s. 1696). První start rakety Zenit s dynamickou maketou družice
HS-702 se uskutečnil z vypouštěcí plošiny Odyssey, zakotvené na rovníku na
154° z.d. dne 28. 3. a byl úspěšný. Maketa družice se dostala na dráhu přechodovou
ke geostacionární, čímž byla demonstrována schopnost celého systému vypouštění
rakety z plovoucí plošiny. Maketa byla vybavena 130 čidly pro měření řady
parametrů, například úrovně hluku a vibrací, působících na družici
v průběhu letu. Pamětníkům však není třeba připomínat, že mezinárodní
společnost Sea Launch vlastně zdokonalila systém italské vypouštěcí základny San
Marco, zakotvené v 60 a 70 létech u pobřeží Keni, ze které startovaly rakety Scout
(B. Růžička, L. Popelínský: Rakety a kosmodromy, Naše vojsko, Praha 1986).
Titan 4B
Návrat rakety Titan 4B do operační služby se uskutečnil po 8 měsících od
havárie rakety Titan 4A loni v srpnu. Vyšetřovací komise zjistila, že
nejpravděpodobnější příčinou havárie byly poškozené kabely v blízkosti
baterie, napájející řídící systém rakety. Letectvo USA provedlo korektivní
opatření a 2.2. povolilo další starty raket typu Titan. K prvnímu startu po
havárii, určenému k vynesení družice DSP (Defence Support Program) na
geostacionární dráhu, byla použita raketa Titan 4B-27. Základ rakety tvořila
dvoustupňová raketa Titan se dvěma návěsnými zdokonalenými urychlovacími motory
SRMU (Solid Rocket Motor Upgrade) na TPL. Třetí stupeň tvoří IUS (Inertial Upper
Stage), ke kterému je upevněna družice DSP-19. Stupeň IUS i s družicí jsou
překryty aerodynamickým krytem délky 16,8 m o průměru 5 m. Start rakety se
uskutečnil 9. 4. velice hladce a za 9 minut se IUS s družicí nacházely na
parkovací dráze. Zážeh prvního stupně IUS se uskutečnil podle plánu 90 min po
startu a uvedl družici na protáhlou eliptickou dráhu. Co se stalo potom není zatím
úplně jasné. Buď k zážehu druhého stupně IUS asi 6,5 hod po startu nedošlo
nebo se nezdařil a tak družice zůstává na protáhlé dráze, zcela nevhodné pro
její misi. Kosmické velitelství USAF vytvořilo vyšetřovací komisi vedenou plk. M.
Mantzem, velitelem 821. kosmické skupiny, která by měla určit příčiny nesprávné
funkce IUS. Kromě toho Vojenské letectvo USA zkoumá, zda bude možné dosáhnout
geostacionární dráhy vlastním motorem družice.
Družice DSP-19 vyrobená společnostmi TRW a Aerojet je vybavená systémem 6000
infračervených čidel. Z geostacionární dráhy by měla sledovat starty
balistických raket a provádět včasnou výstrahu proti nim, sledovat starty
družicových nosičů a provádět detekci nukleárních zkoušek. Systém družic DSP,
kterých bylo zatím vypuštěno 18, poskytl cenné informace během války v Iráku při
zjišťování startů raket Scud. Systém DSP navázal na družicový systém MIDAS
(Missile Defence Alarm System) 60. let, který též registroval starty raket
infračervenými čidly.
Telekomunikační družicový systém Iridium
Družicový systém Iridium, který zajišťuje spojení mobilními telefony, přenos
dat a operátorovou vyhledávací službu (paging) v libovolném místě na světě
prostřednictvím stejnojmenné družicové sítě, zápolí v současné době
s určitými problémy. Na jedné straně jde o programové problémy
s přenosnými telefony a relativně vysoké ceny za poskytované služby a na druhé
straně o spolehlivost družicového systému. Systém je operační s 66 družicemi.
Konsorcium Motorola/Lockheed vypustilo na oběžné dráhy již celkem 86 družic systému
Iridium včetně záložních a náhradních družic za exempláře, které selhaly.
Zatím selhalo celkem 12 družic (jen v létech 1997/98 to bylo 8 družic, za které
pojišťovny vyplatily 236,4 mil. USD) a to z nejrůznějších příčin. Důvody
selhání tkví jednak v tom, že se z cenových důvodů nedělaly tak
důkladné testy a používalo se levnějších součástek a dále se s uvedením
systému do operačního provozu dost spěchalo, aby se tak podařilo předstihnout
konkurenční systémy, např. Globalsat. Některé z družic se podařilo převést
na nižší dráhy, aby se tak zkrátila doba jejich setrvávání na oběžné dráze,
ale tento manévr se nepodařilo provést pro všechny nefunkční družice. Některé
z těchto družic tak zvyšují koncentraci “kosmického smetí” na nízkých
oběžných drahách. Výrobce družic, firma Motorola, nasadila asi 100 pracovníků na
analýzu zjištěných poruch a jejich odstraňování. Proto též odložila start
dalších dvou náhradních exemplářů družic Iridium, které měla vynést čínská
raketa CZ-2C/SD, na neurčito.
Cena X
Jeden ze zakládajících členů nadace Ceny X a známý spisovatel sci-fi románů A.
C. Clark propaguje na stránkách časopisu Space News (10 (1999), č.4, s.15)
soutěž o Cenu X, která bude i s prémií 10 mil. USD udělena tomu soukromníkovi
či soukromé společnosti, kdo první realizuje raketu schopnou dopravit turisty na kraj
kosmického prostoru v okolí Země. Cena X je podle Clarka prvním krokem vidět
naší Zemi z okna kosmického hotelu, jak o tom psal téměř před 30 léty
v románu 2001: Kosmická odysea. O podmínkách Ceny X bylo referováno v L+K 73
(1997) č. 21, s. 1397.
Příprava krystalového proteinu viru chřipky v mikrogravitaci
Při letu raketoplánu v květnu 1996 (mise STS-77) byl v mikrogravitaci
pěstován krystalový protein chřipkového viru. Proteinový krystal, připravený
v mikrogravitaci, je dokonalejší a lze jej připravit ve větším množství,
kterého je zapotřebí k určení tzv. “molekulární mapy” viru. Krystaly, připravované
v podmínkách zemské gravitace nejsou obvykle tak velké a tak dobře uspořádané
jak by bylo potřeba pro přesná rentgenová strukturní měření. Znalost detailů
uspořádání proteinu přispívá k nalezení vhodných léků, které zamezují šíření
nákazy virem chřipky. Těchto informací využívá farmaceutická společnost Johnson
& Johnson Company k vývoji inhibitorů neuraminidasy, které blokují
stejnojmenný enzym, spojený s šířením chřipkového viru. Výhodou těchto
inhibitorů je skutečnost, že mohou preventivně působit proti různým kmenům chřipkových
virů na rozdíl od selektivních vakcín. Vzhledem k tomu, že v USA ročně
onemocní různým typem chřipky na 20 až 40 mil. obyvatel, vyplatí se takový výzkum
provádět. Souhrnné informace o materiálovém výzkumu organizace NASA v mikrogravitaci
lze nalézt na internetovské adrese http://microgravity.msfc.nasa.gov/.
Slunce
Sonda SOHO, o jejíž dramatické záchraně bylo informováno na stránkách L+K 74
(1998) č. 22, s. 1765, se opět dostala do potíží, když koncem minulého roku selhal
poslední z jejích gyroskopů, sloužících pro určování její orientace. Po
selhání gyroskopu začala sonda udržovat svou orientaci pomocí stabilizačních
motorků, což vedlo k narůstající spotřebě pohonných látek. Proto byla sonda
uvedena do nouzové polohy a v průběhu ledna inženýři organizace ESA a firmy
Matra Marconi Space navrhli program, umožňující udržovat orientaci sondy bez
informací z orientačních gyroskopů. Informace o poloze sondy jsou získávány
pomocí hvězdného čidla a pomocí nového programu řídící počítač sondy ovládá
stabilizační setrvačníky sondy. Sonda začala znovu pracovat dne 4. 2. s pomocí
nového programu. Organizace ESA a NASA doufají, že sonda bude studovat procesy na
povrchu Slunce až do roku 2003. Zejména její pozorování aktivity Slunce v roce
2000, kdy se očekává maximum vzniku slunečních skvrn, bude velice důležité.
Sonda SOHO přispěla k objasnění mechanizmu vzniku slunečního větru. Těsně
pod povrchem Slunce existují velké oblasti, ve kterých proudí materiál
v magnetických polích. Zjednodušeně si lze představit tyto oblasti jako
“dlaždice”, mezi kterými jsou mezery. Mezerami mezi oblastmi vyletují nabité
částice. Tyto vyletující částice pak vytváří tzv. “sluneční vítr”.
Rychlost vyletujících částic dosahuje u povrchu Slunce 1 - 2 mil. km/hod.
Podrobnější informace o těchto pozorováních byly publikovány 5. 2. v časopise
Science.
Asi dva roky trvající systematické pozorování povrchu Slunce teleskopem pro
měkké gama záření umístěném na japonské vědecké družici Yohkoh (Yoko,
předstartovní název Solar A) přineslo zajímavé výsledky, týkající se možnosti
předpovídání vzniku tzv. koronárních erupcí, při kterých je do okolí Slunce
uvolňováno množství elektricky nabitých částic. Pozorování povrchu ukázala, že
existuje souvislost mezi vznikem povrchové struktury ve tvaru písmene S, nazývané
též “sigmoid” a vznikem erupce v tomto místě během několika dnech od vzniku
sigmoidu. Sigmoidy jsou patrně výsledkem zkrutových nestabilit slunečních
magnetických polí. Siločáry takto porušených magnetických polí začnou vytvářet
smyčky vystupující z povrchu Slunce, které pak do prostoru uvolňují velké
množství nabitých částic, zářících v měkkém gama spektru. Při erupcích
dosahují částice rychlostí až 500 km/s a mohou tak poškodit družice na oběžné
dráze kolem Země. Proto včasné varování přicházející několik dnů před vznikem
slunečních erupcí je velice důležité pro společnosti, provozující zejména
telekomunikační družice. Sigmoidy nejsou jedinými pozorovanými strukturami na povrchu
Slunce. Jiné struktury, které jsou symetrické ve tvaru připomínajícím motýlka,
většinou nevedou ke slunečním erupcím a nejsou tedy tak nebezpečné. Zmíněná
pozorování a jejich rozbor jsou předmětem publikace ve vědeckém časopise
Geophysical Research Letters z 15. 3. 1999.
Mars
V návrhu rozpočtu organizace NASA na rok 2000 se objevily i dvě tzv. mikromise
k planetě Mars. Jde jednak o umístění malé telekomunikační družice NASA na
nízkou dráhu kolem Marsu a dále vypuštění malého robotického letadla o hmotnosti
10 - 15 kg a rozpětí křídel 1,5 - 2,5 m do atmosféry Marsu pro studium budoucích
míst pro přistání sond pro sběr vzorků povrchu Marsu. Vzhledem k tomu, že by
tyto mikromise byly vynášeny jako přívažek při letu některé rakety Ariane 5,
neměla by jejich hmotnost přesáhnout 200 kg. Jelikož by NASA vypuštěním miniletadla
do atmosféry Marsu chtěla oslavit 100. výročí prvního letu bratří
Wrightových, dostává se mise nadto již teď do jisté časové tísně. Aby se tedy
miniletadlo dostalo do atmosféry Marsu v roce 2003, tj. 100 let po prvním letu
bratří Wrightových, musela by minimise odstarovat již v listopadu 2002.
Povrch Marsu je též pozorován kosmickým teleskopem HST jak na optických tak na
infračervených vlnových délkách s rozlišením asi 22 km. Tato pozorování
dovolují usuzovat na mineralogické složení velkých oblastí povrchu Marsu. Např.
klasické “jasnější oblasti” jsou složeny převážně z hematitu (a-Fe2O3),
většinou ve formě jemného prachu, který na Zemi vzniká působením vody a tepla na
železo obsahující minerály.
Naopak “tmavé oblasti” obsahují pyroxen, který se dostal kdysi na povrch
vulkanickou činností.
Nové snímky povrchu Marsu s rozlišením asi kolem 3 m, získané sondou Mars
Global Surveyor, umožňují dělat závěry o dřívější vulkanické činnosti této
planety. Zdá se, vulanická aktivita byla asi desetkrát větší, než se původně
odhadovalo. Vyhodnocení četnosti kráterů v okolí bývalých sopek ukazuje, že
zde na 100 km2 připadá jeden impaktní kráter. Z tohoto údaje se
odhaduje, že vytékající láva musela zaplnit staré krátery tak asi v období
před 40 až 100 mil. lety.
Uran
Pozorování planety Uran pomocí HST ukazují tuto planetu jako velice dynamický
svět s velmi jasnými oblaky. Tato oblaka, patrně složená z krystalů metanu
kondenzují, když teplejší bubliny plynu vystoupají ze spodních oblastí atmosféry
do jejích horních vrstev. Film, vytvořený z řady záběrů planety též jasně
ukázal kmity prstence. Kmity jsou zřejmě způsobeny kombinovaným působením
gravitačního pole planety a jejích měsíců. Připomeňme, že osa rotace Uranu je jen
o 8° odchýlená pod jeho rovinu oběžné dráhy. To znamená, že téměř jednu
čtvrtinu Uranova roku (tj. 84 pozemských let) Slunce svítí buď na jeden nebo na
druhý pól planety. V roce 2007 bude Slunce ozařovat Uranův rovník.
Meziplanetární sondy
V současné době se v meziplanetárním prostoru nachází několik sond
v různých fázích svého letu.
Sonda Galileo uskutečnila 31.1. další z průletů kolem Jupiterova
měsíce Europa, tentokráte ve vzdálenosti 1495 km. Asi 4 hod. po průletu se sonda
přepnula do bezpečnostního (nouzového) stavu a teprve 11. 2. se jí podařilo
převést do operačního stavu a bylo započato s přehráváním dat, získaných
během průletu. Specialisté v letovém středisku JPL se domnívají, že na
rozdíl od předchozích problémů během průletů kolem Europy jde tentokráte spíše
o programovou záležitost. Rozbor dat, získaných během průletu kolem Europy ukázal,
že na povrchu tohoto měsíce vzniká H2O2 v důsledku
bombardování ledu energetickými částicemi z Jupiterových radiačních pásů.
Ovšem jakmile se H2O2 vytvoří buď se opět rozpadne vlivem
působení ultrafialového záření nebo reaguje v kontaktu s jinými látkami
na povrchu. Kromě H2O2 zaregistroval infračervený spektrometr
sondy ještě CO2, SO2 a led. Informace o těchto pozorováních
byla publikována 26. 3. v časopisu Science. Jinak bylo zjištěno, že Europa má
velice řídkou kyslíkovou atmosféru, podobně jako měsíc Ganymed. Naopak měsíc
Kallisto má řídkou atmosféru, složenou převážně z CO2 a Io z SO2.
Koncem ledna sonda Mars Global Surveyor ukončila další fázi aerodynamického
brždění v atmosféře Marsu a nacházela na dráze o výšce 113 - 551 km a sklonu
93,1° . Poté byla nejmenší vzdálenost sondy od povrchu Marsu zvýšena tak, aby sonda
již atmosférou neprolétávala a sonda byla převedena na dráhu 384 - 406 km se sklonem
93° . Dne 19. 2. byla sonda převedena na svou finální mapovací dráhu, která je
kruhová o výšce 367 km. Dráha je volena tak, aby Surveyor přelétával zvolenou
oblast Marsu vždy ve stejný lokální čas. To umožní efektivnější interpretaci
atmosférických a povrchových měření, neboť bude možné lépe sledovat dlouhodobé
trendy v sezónních změnách atmosféry a povrchu, zejména formování
písečných dun. Sledování případného vzniku a pohybu písečných dun vlivem větru
bude velice zajímavé, neboť by se tak prokázalo, že ke vzniku nových dun dochází i
v atmosféře 100krát řidší než je zemská atmosféra u hladiny moře. Znalosti
o formování dun jsou důležité z hlediska bezpečnosti budoucích robotických či
pilotovaných misí na planetu Mars.
První fáze mapování povrchu Marsu byla zahájena 8. 3. Teprve 29. 3. byla
úspěšně vysunuta směrová anténa o průměru 1,5 m na konci asi 2 m dlouhé
teleskopické tyče. Anténa zůstala dlouho nevysunutá, neboť během letu sondy se
zjistilo, že podobný vysunovací mechanizmus na jiné družici nefungoval. Technici se
proto rozhodli, že během prvních 21 dní bude uskutečněna tzv. minimální mise
fotografování povrchu Marsu, při které zůstala anténa rozevřená na boku sondy
(během letu sondy k Marsu nebyla anténa rozevřená, aby nedošlo k její
kontaminaci zplodinami manévrovacího motoru). Pro přenos dat bylo tudíž vždy nutné
přerušit měření a natočit celou sondu tak, aby anténa mířila k Zemi.
Rozevření antény tak zjednoduší přenos dat k Zemi. I když povrch Marsu byl
fotografován řadou předchozích kosmických sond, Mars Global Surveyor získává
snímky s vyšší rozlišitelností. Data a snímky jsou po 24 hod. zaznamenávány
na pevné disky a jednou denně vysílány na Zem. Jednou za tři dny se vysílá
“živě”, bez záznamu rychlostí 43 - 80 kbit/s.
Sonda Lunar Prospector snížila dne 29. 1. svou dráhu na vzdálenost pouhých
24 - 37 km nad měsíčním povrchem. Předběžná analýza dat o chemickém složení
povrchových vrstev Měsíce získaných sondou potvrzuje výsledky, získané zkoumáním
měsíčních vzorků, které ukazují na značné podobnosti v mineralogickém
složení Země a Měsíce. Data z gravitačních měření, která jsou
v souladu s magnetickými měřeními, ukazují, že hmotné jádro Měsíce má
poloměr mezi 220 - 450 km a jeho hmotnost činí asi 2-4% celkové hmotnosti Měsíce.
Tyto údaje jsou interpretovány v tom smyslu, že podporují hypotézu o vzniku
Měsíce v důsledku srážky Země s jiným tělesem sluneční soustavy (L+K 74
(1998) č. 9, s. 889). Země již tehdy měla své železné jádro zformované a Měsíc
vznikl shlukováním vzniklých úlomků, chudých na železo, vytržených
z vnějších zemských slupek. Teorie vzniku Měsíce jako důsledku kolize Země s
jiným tělesem byla propracovávána řadu let [1,2], ale teprve měření sondy Lunar
Prospector jí dodaly větší důvěryhodnost. Výsledky získané sondou a jejich
souvislost se zmíněnou teorií vzniku Měsíce byly prezentovány na 30. měsíční a
planetární vědecké konferenci v Houstonu a zde tato současná teorie o vzniku
Měsíce získala publicitu i v denním tisku (viz např. MF DNES, 18. 3. 1999).
Sonda NEAR sice zatím neletí ve formaci s asteroidem 433 Eros, ale během
průletu (L+K 75 (1999) č. 7, s. 449) kolem tohoto asteroidu získala řadu
fotografií jeho povrchu. Z nich se dají určit rozměry asteroidu, který se podobá
elipsoidu o maximální délce 33 km a průměru 13 km. Z průletu byla určena i hustota
asteroidu 2,7 g/cm3. Eros má tak stejnou hustotu jako asteroid Ida a
dvojnásobnou ve srovnání s asteroidem Mathilde. Fotografie povrchu ukazují asi 20
km dlouhou brázdu, patrně stopa po dávném impaktu. Dále jsou zde vidět dva krátery
o průměrech 8,5 a 6,5 km a řada menších impaktních kráterů, svědčících o tom,
že Eros má ve srovnání s asteroidem Ida mladší povrch. Prof. J. Veverka z
Cornellovy university v New Yorku, který je vedoucím vědeckého týmu sondy NEAR, se
domnívá, že vysoká hustota spolu s morfologií povrchu svědčí o tom, že asteroid
Eros je spíše homogenní těleso odlomené impaktem od většího tělesa a nikoliv jen
shluk různých úlomků, jakým se zdá být asteroid Mathilde.
Sonda Cassini, která je na cestě k planetě Saturn, přešla dne 11. 1.
samovolně do tzv. bezpečnostního stavu. Jde o stav, který mají naprogramován
všechny robotické sondy NASA a který je ochranou před neplánovanými aktivitami,
které vznikají v důsledku náhodných okolností a mohly by vést
k nežádoucí aktivitě sondy, např. k provádění nechtěných manévrů a
tím i spotřebování pohonných látek. V bezpečnostním stavu sonda vypíná své
přístroje a čeká na povely ze Země. Dne 15. 1. vyslali technici na sondu signály,
které aktivovaly některé její přístroje a natočily její 4 m anténu k Zemi.
Dále byl vyslán povel k provedení kalibrace všech systémů sondy. Při kontrole
bylo zjištěno, že přechod sondy do nouzového stavu byl způsoben chybnou
interpretací signálu od čidla, registrujícího referenční hvězdu orientačního
systému. Jak se sonda otáčela, dostala se hvězda nenadále do kraje zorného pole
čidla, což bylo interpretováno jako chybná orientace sondy a proto sonda přešla do
bezpečnostního stavu. Sonda je však stále ve spojení se Zemí buď přes
vysokoziskovou anténu o průměru 4 m nebo prostřednictvím všesměrové antény. Než
se sonda vydá na svou cestu k Saturnu, prolétne podruhé kolem planety Venuše
letos 24. června a poté 18. srpna kolem Země.
Na cestě k Marsu se v současné době nachází sondy Mars Climate
Orbiter, Mars Polar Lander a japonská sonda Nozomi. Sonda Mars Polar Lander
uskutečnila koncem ledna svou první korekci dráhy, která ji navedla na přesnější
dráhu k Marsu a odchýlila od dráhy třetího stupně rakety Delta 2, který
planetu mine. Sonda je v denní komunikaci s pozemními stanicemi DSN. Dne 21.
1. se sonda nacházela ve vzdálenosti 5,2 mil. km od Země.
Sondě Nozomi se však let k Marsu prodlouží. Pro poruchu motoru
nepodařilo napoprvé provést správně korekční manévr při průletu sondy
v blízkosti Země dne 20. 12. 1998 (L+K 75 (1999) č. 7, s. 449). Manévr se
povedl až o den později, ale za cenu vyšší spotřeby pohonných látek. Sonda se sice
dostala na dráhu, která by ji dovedla v říjnu tr. k Marsu, ale nemá již
dostatek paliva pro uskutečnění brzdícího manévru. Jakmile byla specialistům
japonského Ústavu pro kosmické a aeronautické vědy (ISAS) situace sondy zřejmá,
začali zkoumat, zda jsou ještě i jiné možnosti setkání s planetou Mars, než
v letošním říjnu. Podle výsledků analýzy různých drah, zveřejněné 13. 1.
se ukazuje, že se sonda, pohybující se po velice protáhlé elipse, přiblíží
k Marsu v roce 2000, 2002, 2003 a 2006. První dvě možnosti byly vyloučeny,
neboť stále vyžadují příliš mnoho paliva. Nakonec byla vybrána možnost zachycení
na dráze kolem Marsu v prosinci 2003. Mezi tím sonda ještě dvakrát prolétne
kolem Země a to v prosinci 2002 a červenci 2003, než se konečně vydá na cestu
k Marsu. Sonda je natolik robusní, že by měla vydržet téměř pětiletou cestu
kosmickým prostorem. Starosti působí pouze mechanizmus vysunutí tyče
s magnetometrem, který se bude aktivovat až po uvedení sondy na oběžnou dráhu
kolem Marsu. Zatím není jasné, zda mechanismus nezamrzne po 65 měsíců trvající
cestě. Jednou z výhod prodloužení mise bude delší doba činnosti sběrače
kosmického prachu, který patrně přinese více vědeckých dat.
Za kometárním prachem se vydala i sonda Stardust, úspěšně vypuštěná dne
7. 2. Sonda se pohybuje po protáhlé eliptické dráze, která jí přivede k Zemi
15. 1. 2001. Průletem kolem Země se její dráha a rychlost změní tak, aby se setkala
s kometou Wild-2 dne 2. 1. 2004. V okamžiku setkání se budou obě tělesa
nacházet ve vzdálenosti 1,9 astronomické jednotky od Slunce. Rychlost sondy je volena
tak, aby prolétávala oblakem prachu v okolí komety relativní rychlostí 6,1 km/s.
Tak snad zůstane sonda nepoškozena i když je ještě chráněna proti úlomkům
v okolí komety speciálním krytem. Pomocí palubní kamery bude sonda navedena na
vzdálenost asi 150 km od jádra komety, aby tak bylo možné získat vzorky kometárního
prachu z okolí jádra. Vzorky prachu, což jsou prachová zrnka o průměru menším
než mikrometr, budou zachycovány do inertního pórovitého křemičitého aerogelu
umístěného na držáku ve tvaru tenisové rakety. Po průletu oblakem kometárního
prachu bude držák s aerogelem vsunut do návratového pouzdra sondy. Předpokládá
se, že bude zachycen asi jeden miligram prachu. Letoví specialisté samozřejmě
připouštějí, že těsné přiblížení k jádru komety je značně riskantní
fází letu, neboť se přesně neví, s jak velkými úlomky se zde může sonda
srazit. Meziplanetární prach bude zachycován do druhé strany aerogelu na druhé
straně držáku v období od října 1999 do března 2000 a od května do října
2002. Jelikož každé zrnko prachu zanechá za sebou při zachycení do aerogelu stopu,
bude možné rozlišit, jde-li o kometární či meziplanetární prach. Dalším rizikem
mise je návrat sondy na Zemi dne 16. 1. 2006. Sonda oddělí návratové pouzdro se
vzorkem kometárního prachu ve vzdálenosti asi 110 000 km od Země. Pouzdro o průměru
asi 80 cm vlétne do zemské atmosféry rychlostí kolem 12,5 km/s a po zbrždění by
mělo přistát na padáku na území vojenské základny v poušti státu Utah. Aby
pouzdro správně přistálo, musí být navedení do návratového koridoru značně
přesné. Pokud vše dobře dopadne a pouzdro šťastně přistane, nepředpokládá se,
že by bylo nutné uložit získaný vzorek do karantény, podobně jako tomu bylo se
vzorky získanými při letech Apollo. Prachová zrnka se totiž budou sterilizovat sama
vysokou teplotou, která vznikne při zachycení zrnka v aerogelu zbržděním jeho
relativní rychlosti 6,1 km/s (nepředpokládá se však, že vzniklá teplota bude tak
velká, aby došlo ke změnám v morfologii částic). Na zbytku sondy, která bude
dále pokračovat v letu meziplanetárním prostorem, jsou umístěny dva
křemíkové čipy s vyleptanými jmény asi 1 mil. obyvatel Země, kteří svá
jména poslali konstruktérům sondy prostřednictvím Internetu. Mezi nimi je i 58 214
jmen vojáků padlých ve Vietnamu, uvedených na Památníku vietnamských veteránů ve
Washingtonu. Životnost čipů je asi 1 miliarda let.
Jedním z 12 technologických experimentů, které nese sonda Deep Space-1, je i
automatický navigační systém, známý jako AutoNav. Jeho úkolem je lokalizace sondy
v planetární soustavě pomocí snímání známých asteroidů a vzdálených
hvězd, jejichž pozice AutoNav zná. Navigační systém pak porovná skutečné polohy
s plánovanými a podle toho zadá iontovému pohonnému systému tahový režim a
dobu funkce. Přitom AutoNav bere v úvahu, kolik energie mohou produkovat sluneční
články podle vzdálenosti od Slunce a započítává i energetickou konzumaci sondy,
neboť s rostoucí vzdáleností od Slunce roste i spotřeba elektrické energie
potřebné pro zahřívání některých systémů sondy. Pokud iontový pohonný systém
pracuje, AutoNav sleduje letový profil sondy a každých 12 hodin upravuje směr a
velikost tahu iontového motoru. Dne 12. 12. 1998 byl iontový pohon zastaven a AutoNav
orientoval svou kameru tak, aby mohl snímat polohy asteroidů a hvězd. Získané snímky
byly též vyslány do řídícího střediska, kde budou sloužit k optimalizaci
programového vybavení, nutného pro zpracování těchto snímků navigačním
systémem. Po této fázi byl iontový motor opět spuštěn a pracoval do 5. 1., kdy byla
skončena první aktivní pohonná fáze letu sondy Deep Space 1. Během této fáze motor
pracoval 850 hod. a uskutečnil 59 pracovních cyklů, kdy z různých důvodů
došlo k přerušení práce motoru a k jeho novému spuštění. 12. 1., kdy se
sonda nacházela ve vzdálenosti přes 17 mil. km, byl uskutečněn telekomunikační
experiment, kterého se účastnily i stanice DSN (Deep Space Network). Vysílání sondy
v pásmu Ka (od 12 do 40 GHz) bylo zachycováno přijímací stanici
v Goldstone v Kalifornii. Toto frekvenční pásmo je asi 4x vyšší než dosud
používaná pásma pro spojení se sondami ve vzdáleném meziplanetárním prostoru a
dovoluje přenášet větší kapacitu informací při menším výkonu a bude výhodné
pro spojení s budoucími sondami. V červenci tr. se má sonda přiblížit
k asteroidu s označením 1992 KD, který by měla vyfotografovat ze
vzdálenosti asi 10 km. Aby bylo možné uskutečnit toto setkání, byla dne 16.3.
zahájena nová pracovní fáze iontového motoru, která potrvá do 26. dubna.
HST a vzdálené galaxie
Mezinárodní tým astronomů, pracující s kosmickým teleskopem HST, objevil
řadu malých hvězdných shluků v centrální oblasti gigantické eliptické
galaxie NGC 1316, která se nachází v jižním souhvězdí Fornax. Takové shluky
bývají obvyklé ve spirálních galaxiích podobných naší Mléčné dráze, ale
zřídka jsou pozorovány v eliptických galaxiích. Astronomové předpokládají,
že tyto malé hvězdné shluky jsou pozůstatkem jiné galaxie, kterou NGC 1316 pohltila
někdy v průběhu posledních 100 milionů let. Pozorované shluky jsou totiž
příliš staré nato, aby vznikly při galaktické kolizi. Dalšími známkami pohnuté
minulosti této galaxie jsou prachová oblaka, vzniklá po kolizi, která padají do
středu galaxie, ve které je pravděpodobně masivní černá díra, která je současně
i silným rádiovým zdrojem. Studium takových malých hvězdných shluků, které není
možné pozorovat pozemskými teleskopy, přispívá k pochopení procesů
formování a vývoje galaxií.
Ovšem dva ze 6 stabilizačních gyroskopů HST selhaly a třetí pracuje nespolehlivě
a očekává se, že vysadí do tří měsíců. Pro zabezpečení vědeckých měření
sice stačí, aby byly tři stabilizační gyroskopy provozuschopné, ale pak by již
nebyla záloha v případě selhání dalšího gyroskopu. Proto NASA zvažuje
vyslání mimořádné opravárenské mise k HST v říjnu tohoto roku, tj. asi
o rok dříve, než se původně plánovalo. Problémem je dát do souladu tento
neplánovaný let k HST se současným plánem letů raketoplánů v říjnu a
prosinci tr. k postupně budované Mezinárodní kosmické stanici ISS.
Záblesky kosmického gama záření
Intensivní záblesky gama záření, nazývané též GRB (Gamma Ray Burst) jsou
registrovány observatořemi na oběžné dráze velice často. Proto jsou
v současné době středem zájmu jak astronomů tak médií. Svědčí o tom i
velice informativní článek ing. K. Pacnera v MF DNES (30. 1. 1999). Obvykle takové
záblesky přichází náhle a na velmi krátkou dobu. Proto byl velmi zajímavým
záblesk GRB, který nastal 23. 1. a který trval natolik dlouho, že bylo možné
pozorovat jeho zdroj i opticky. Záblesk zaznamenala nejprve na oběžné dráze
Comptonova observatoř gama záření organizace NASA. Jeho intensita postupně narůstala
a palubní počítač observatoře byl schopen určit přibližnou polohu zdroje a vyslal
o tom informaci do Sítě pro souřadnice GRB v Goddardově letovém středisku NASA,
odkud byla tato informace ihned distribuována do všech astronomických observatoří na
celém světě. Tato informace dorazila i do řídícího počítače automatizovaného
experimentu pro optické vyhledávání ROTSE (Robotic Optical Transient Search
Experiment) v Los Alamos v Novém Mexiku. Systém, který byl ve vhodné poloze pro
pozorování, začal okamžitě natáčet teleskop do udaného směru, ve kterém se měl
zjištěný zdroj GRB nacházet. Již 22 s po vyslání informace z Comptonovy
laboratoře byl získán první optický snímek, na kterém byla vidět nová hvězda
s narůstajícím jasem. Za dalších 5 s nastalo maximum a jasnost hvězdy
dosáhla 9. hvězdné velikosti (tj. asi 16 krát slabší, než je možné vidět pouhým
okem, i když již amatérským teleskopem by bylo možné objekt pozorovat). Za 8 minut
po počátečním pozorování již intenzita hvězdy klesla asi 1000 krát ve srovnání
s maximální jasností. Událost byla též zaregistrována přístroji družice
BeppoSAX, které byly schopné dát přesnější souřadnice zdroje. Asi tři hodiny po
události byl dohasínající zdroj GRB pozorován 1,5 m teleskopem na Mt. Palomar,
kterým se podařilo ještě více zpřesnit polohu zdroje. Další noc tedy bylo možné
pozorovat zdroj desetimetrovým teleskopem Keck II na Maua Kea (Havaj), který určil
vzdálenost zdroje na 9 mld. světelných let. Astronomové zatím přesně neví, co je
příčinou těchto záblesků gama, snad jde o srážku dvou neutronových hvězd, dvou
černých děr či kolapsu neutronové hvězdy. (Problematice gama záření neutronových
hvězd, magnetarů a zdrojů SGR (Soft Gamma Repeater) je věnován přehledný článek v
Physics Today [3]). Naštěstí pro nás pozemšťany se však takové události
odehrávají daleko od nás. Kdyby se zdroj nacházel v Mléčné dráze, jeho
optická složka by podle odhadu Dr. Alan Bunnera, vedoucího vědeckého programu studia
struktury a vývoje vesmíru organizace NASA, ozářila noční oblohu Země. Analýza
získaných měření naznačuje, že energie záření byla koncentrovaná do úzkého
svazku, který při své rotaci mířil několik desetin vteřiny k Zemi. Odhad
uvolněné energie ve svazku gama záření odpovídá asi stonásobku veškeré energie,
kterou vyzářilo naše Slunce za dobu své existence, tj. za asi 5 miliard let.
Neutrinová a gravitační astronomie
V průběhu posledních 50 let doplnili astronomové své optické dalekohledy i
pozorováními v neviditelné oblasti spektra, tj. v oblasti rádiových vln, X
a gama záření. Nyní budou tyto metody doplněny novými disciplinami - neutrinovou a
gravitační astronomií. Registraci neutrin, přicházejících z kosmického prostoru,
bude provádět systém detektorů AMANDA (Antarctic Muon and Neutrino Detector Array).
Síť detektorů je umístěna nedaleko výzkumné polární stanice americké Národní
vědecké nadace NSF na Jižním pólu v hloubce asi 2,5 km a jejím úkolem je
registrovat světelné záblesky vzniklé při srážce neutrin s jinými částicemi.
Připomeňme, že srážka neutrina s jinou částicí je velice vzácná, neboť neutrina
jsou částice neutrální pohybující se téměř rychlostí světla. Při různých
energetických procesech ve vesmíru jich však vzniká veliké množství. Podle F.
Halzena, který navrhl výstavbu observatoře AMANDA, ve vteřině, kdy čtenář čte
tyto řádky, jím proletí miliardy neutrin aniž mu nějak ublíží. Pokud dojde ke
srážce neutrina se subatomovou částicí v hustém antarktickém ledu, vybudí se
částice muon, která pokračuje v původní dráze neutrina a přitom září v
elektromagnetickém spektru. Z intenzity vzniklého záření lze soudit na teplotu,
hustotu a fyzikální procesy, probíhající v hvězdném tělese, které neutrino
vytvořilo. Nízkoenergetická neutrina přilétají ze Slunce nebo jsou generována
srážkami kosmického záření s horními vrstvami atmosféry. Vysoce energetická
neutrina přilétají z černých děr, z kolabujících hvězd nebo vznikají
současně s GRB. Detektory AMANDA byly umístěny v hloubce hustého a temného ledu
Antarktidy, aby byla jistota, že jakákoliv zaregistrovaná světelná intenzita je od
srážek neutrin. Jiné částice do těchto hloubek již nepronikají. Nadto
v Antarktidě nejsou zemětřesení a led v těchto hloubkách netaje takže
detektorům nehrozí nebezpečí mechanického poškození ani koroze.
Registrace gravitačních vln vznikajících například při gravitačním kolapsu
hvězd je úkolem nového zařízení LIGO, stavěného nedaleko města Hanford ve státě
Washington. Zařízení LIGO (Laser Interferometer Gravitational wave Observatory) je
tvořeno dvěma tunely o délce 2,5 km, které jsou na sebe kolmé. Tunely budou
procházet laserové paprsky, které spolu budou interferovat. Předpokládá se, že při
dopadu gravitační vlny se vlnová délka jednoho paprsku nepatrně protáhne a u
druhého se zkrátí. Tím se změní i registrovaný interferogram obou paprsků. I když
teoreticky jakýkoliv pohyb hmotného tělesa generuje gravitační vlny, lze očekávat,
že bude možné registrovat jen intenzivní gravitační vlny, vzniklé v průběhu
nějaké hvězdné katastrofy. S myšlenkou realizace měření gravitačního záření
přišel J. Weber v roce 1969 [4]. Tehdy umístil dva hmotné válce
v elastických závěsech do vzdálenosti 1000 km od sebe a předpokládal, že při
současném dopadu gravitační vlny na oba detektory bude možné nalézt koincidence
v registrovaných kmitech válců. Válce totiž stále kmitají jednak v
důsledku tepelných kmitů nebo chvěním okolí. Ukázalo se však, že tento i další
modely detektorů gravitačního záření neměly dostatečnou citlivost k detekci
gravitačních vln přicházejících z kosmického prostoru.
(ek)
Zpracováno podle Space News, 10, 1999, č. 1 - 13,
Air et Cosmos, 1998, č. 1686 -1696,
NASA News 99-8, 99-13, 99-24, 99-35, 99-38, 99-43, 99-47, 99-48.
Dále byly použity internetové informační bulletiny:
- FLORIDA Today Space Online: 011699, 012999, 020499, 021999, 022399, 022699, 022799,
030299, 031199, 031699, 031899, 032399, 032699, 032999, 041299.
- Jonathan´s Space Reports č.: 386 - 393.
Další literatura:
[1] A. P. Boss: The Origin of the Moon, Science 231 (24. January 1986),
s. 341.
[2] S. R. Taylor: The Origin of the Moon, American Scientist (1987), č. 9-10,
s. 469.
[3] L. Bildsten, T. Strohmayer: New Views of Neutron Stars, Physics Today
(1999), č. 2, s. 40.
[4] J. Weber: Evidence for Discovery of Gravitational Radiation, Phys. Rev.
Lett. 22 (1969) č. 24, s. 1320.
Vyšlo v časopise Letectví a kosmonautika 75
(1999) č. 9, s. 581 - 584; č. 10, s. 633 - 635;. č. 11, s. 720 – 721.
Na MEK byl tento článek publikován se svolením autora.
Aktualizováno: 26.10.2002
[ Obsah | Novinky v
kosmonautice | Články | Obsahy
L+K | Kosmonautické zajímavosti ]
Pokud není uvedeno jinak, jsou použité fotografie z NASA (viz. Using NASA Imagery) a dalších volně přístupných zdrojů.
(originál je na https://mek.kosmo.cz/novinky/kznl/199901.htm)
