(1. čtvrtletí 2001)

Arianespace

V lednu 2001 zveřejnila společnost Arianespace svou finanční bilanci za rok 2000. I když v roce 2000 realizovala Arianespace 12 startů raket Ariane při kterých bylo vypuštěno 15 družic jako hlavní užitečné zatížení (a kromě toho několik menších družic jako druhotné užitečné zatížení), vykázala společnost kupodivu ztrátu 200 mil. Euro. Podle J.-M. Luttona, generálního ředitele společnosti, je tato ztráta důsledkem několika faktorů. Prvním faktorem je poněkud vyšší výrobní cena prvních exemplářů raket Ariane 5, jejichž sériová výroba se teprve rozjíždí a dodatečné nepředpokládané náklady na kvalifikační lety AR502 a AR503 ve výši 100 mil. USD. Dále společnost prováděla v Kourou značné investice jako byla výstavba montážní budovy S5, jejíž amortizace se rozloží na 50 nosičů sérií P2 a P3. Kromě toho se ukazuje, že rakety Ariane 4 již nedovolují současné vypouštění dvou družic, a tak ztrácí na rentabilitě. Snahou společnosti Arianespace je tedy rychleji překlenout přechodové období současného využívání raket Ariane 4 (těch zbývá ještě 15) a Ariane 5 s vyšší nosnou kapacitou. Arianespace má zatím objednaných 28 exemplářů Ariane 5. V roce 2001 a 2002 jich bude vypuštěno po 5 exemplářích, v roce 2003 se počítá s 6 a v roce 2004 již s 8 starty Ariane 5. V roce 2000 získala společnost Arianespace 16 kontraktů na vypuštění telekomunikačních družic z 29, což je asi 55%. Na počátku roku tak měla Arianespace sjednáno 49 kontraktů v celkové hodnotě 4,45 mld Euro. Arianespace doufá, že i v roce 2001 získá kolem 15 kontraktů i přes skutečnost, že její ceny jsou poněkud vyšší, než má konkurence. Za vypuštění družice o hmotnosti 1000 kg si Arianespace účtuje kolem 40 mil. USD a za družici o hmotnosti 5500 kg 140 – 150 mil. USD (například vypuštění družice Insat 3B o startovní hmotnosti 2070 kg jako druhé družice na raketě Ariane 5 stálo Indii kolem 70 mil. USD).

Do roku 2001 vstoupila společnost Arianespace dobře. Lednový i únorový komerční start raket Ariane 4 ve variantách 44P (let 137) a 44L (let 139) s jednou a dvěma telekomunikačními družicemi se vydařil, stejně jako 8. 3. první letošní start rakety Ariane 509 let 140, nesoucí dvě telekomunikační družice. Přes tento dobrý začátek čeká společnost Arianespace do začátku června nucená tříměsíční pausa – další družice k vypuštění nejsou zatím připraveny.

Další zvýšení nosné kapacity rakety Ariane 5 bude dosaženo kryogenním restartovatelným horním stupněm Vinci, který dovolí vynášet dvě telekomunikační družice o celkové hmotnosti 12 000 kg. Vzhledem k technickým problémům a zejména v důsledku úsporných opatření ESA bude program kryogenního stupně financován až od listopadu 2001. Toto rozhodnutí způsobí asi roční zpoždění v realizaci stupně, který tak bude v provozu až v průběhu roku 2006.

Vega

Koncem roku 2000 organizace ESA formálně schválila program vývoje malého nosiče Vega a program demonstrátoru zdokonaleného stupně P80 na TPL. Třístupňová raketa Vega by měla vynášet malá užitečná zatížení do hmotnosti 1500 kg zejména na polární dráhy do výšek kolem 700 km. Vývoje rakety Vega se budou účastnit Belgie, Itálie, Nizozemí, Švédsko a Švýcarsko. Program P80 bude financován Belgií, Francií, Itálií a Nizozemím. Cílem tohoto programu je hlavně ověřování většiny technologií, potřebných pro budoucí zdokonalování urychlovacích stupňů rakety Ariane 5. Klíčovým bude vývoj spalovací komory P80 z kompozitního materiálu. Po dokončení vývoje bude P80 sloužit jako první stupeň nosiče Vega.

Titan 4B/Centaur

V dubnu 1999 byla vojenská telekomunikační družice Milstar 2-F1 (Military Strategic and Tactical Relay) dopravena na nepoužitelnou dráhu díky chybnému programu řídícího počítače stupně Centaur, kde byla nakonec opuštěna (L+K 75 (1999) č. 17, s. 1112). V průběhu roku 2000 byl ke startu připraven další exemplář této vojenské geostacionární družice Milstar 2-F2. S jejím startem se počítalo počátkem února, ale v průběhu ledna se objevily problémy s inerciální navigační jednotkou INU, která neprošla standardním přejímacím testem ve výrobním závodu firmy Honeywell. Jelikož byla tato jednotka INU stejná jako na raketě Titan 4B, připravované ke startu na mysu Canaveral, byl pro jistotu start odložen na neurčito, než se zjistí příčiny potíží. Nakonec se po několika týdnech zkoušek ukázalo, že problémy jsou pouze s posledním vyrobeným exemplářem INU a tak ani nebylo třeba měnit INU, již zamontovanou na raketě. Nové datum startu tak bylo určeno na sobotu 24. 2. V průběhu příprav ke startu však došlo k dalšímu odkladu, když se ukázalo, že v systému telemetrie prvního stupně rakety dochází k výkyvům elektrického napětí. Ke zjištění příčin bylo třeba dalšího odkladu a tak se konečně start rakety Titan 4B/Centaur (B-41) uskutečnil v úterý 27. 2. ze startovního komplexu LC40 na Cape Canaveral Air Station. I když průběh odpočítávání nebyl úplně nejhladší vzhledem k problémům na pozemním pomocném zařízení, ke startu nakonec došlo se zpožděním 2 hod. 23 min od počátku startovního okna (v délce asi 4 hod) ve 21.20 UT. Start tak velké rakety jako je Titan 4B je vždy imposantní. Je zahájen zážehem dvou urychlovacích stupňů, ze kterých, podobně jako u urychlovacích stupňů SRB raketoplánu proudí spaliny bílé barvy. Na rozdíl od SRB vydávají urychlovací stupně Titanu 4B hluboký dunivý tón. V T+2 min 20 s byl uskutečněn zážeh obou motorů centrálního stupně a v T+2 min 45 s došlo k oddělení obou urychlovacích stupňů. V T+4 min byl odhozen aerodynamický kryt z družice Milstar 2. Raketa se nacházela ve výšce 99,2 km a ve vzdálenosti 221 km od místa startu. V T+5 min dohořel 1. stupeň a oddělil se. V T+5 min 30 s došlo k zážehu druhého stupně, který ukončil svou činnost po dalších 4 minutách. První zážeh stupně Centaur v délce 1 min 50 s se uskutečnil v T+9 min 50 s. Druhý zážeh v délce 5 min 10 s následoval po 66 min a 35 s a stupeň Centaur přešel i s družicí Milstar 2 z nízké oběžné dráhy na dráhu přechodovou ke geostacionární. Geostacionární dráha byla cirkularizována třetím zážehem stupně Centaur v T+ 6 hod. 26 min. Po dosažení geostacionární dráhy byla družice Milstar 2-F2 oddělena a bude umístěna nad 90° z.d., kde bude podrobena funkčním zkouškám. Krátce po oddělení se na družici úspěšně rozevřely panely se slunečními články a vyklopily se její antény. Dne 12. 3. bylo poprvé zkoušeno nové telekomunikační zřízení družice MDR (Medium Data Rate) vyrobené firmou Boeing pro přenos a zpracování dat rychlostí 1,5 megabitů/s na velmi vysokých frekvencích (UHF), zabezpečené proti rušení. Družice Milstar 2 jsou určené k zajišťování nerušených vojenských telekomunikací od velení až k jednotkám na bitevním poli. Data jsou přijímána na jedné frekvenci a po zpracování vysílána na jiných frekvencích. Družice nese anténní systémy pro přímé mezidružicové spojení bez zprostředkování pozemními stanicemi. Družice Milstar též dovoluje spojení mezi válečnými loděmi, ponorkami či námořními základnami pomocí terminálů systému námořních telekomunikací na extrémně vysokých frekvencích. Družice Milstar 2-F2 stála asi 800 mil. USD a náklady na výrobu a start rakety Titan 4B/Centaur jsou vyčísleny částkou 455 mil. USD.

Telekomunikační systém Milstar 2 bude tvořen celkem 4 družicemi, z nichž další bude vypuštěna asi v prosinci tr. a další v září 2002.

Úterní start rakety Titan 4B byl již 31. startem rakety Titan 4 od roku 1989 a 13. startem s použitím horního kryogenního stupně Centaur. Na počest astronauta Virgila „Gus“ Grissoma byla raketa Titan 4B/Centaur pojmenována jako „Gus“. Astronaut Grissom byl prvním astronautem z USAF a před 34 lety zahynul při požáru kosmické lodi Apollo 1. Tuto událost si USAF stále připomíná. To inspirovalo kpt. R. Stephensena ze 45. kosmické perutě, zabezpečující provoz Cape Canaveral Air Station, aby raketu Titan 4B/Centaur, právě připravovanou ke startu, takto pojmenoval.

I letos 27. 1. se na Cape Canaveral uskutečnila vzpomínková ceremonie na Apollo 1 k připomenutí památky astronautů Grissoma,Whiteho a Chaffeeho. Této ceremonie se účastnila i manželka astronauta Betty Grissomová, které kapitán Stephenson předal kromě upomínkové koláže na astronauty i znak mise Titan 4B/Centaur – Milstar 2, kde v centru je znázorněna raketa Titan 4B/Centaur a nad ní je jméno „GUS“ na počest astronauta Grissoma. (Poznámka: Na druhé straně Betty Grissomová z osobních důvodů nesouhlasila s vyzdvižením kabiny Liberty Bell 7 ze dna Atlantského oceánu (viz L+K 76 (2000) č. 15-16, s. 1031), kterou pilotoval astronaut Grissom při suborbitálním letu dne 21. 7. 1961. Proto se ani neúčastnila slavnosti v Port Canaveral při příjezdu záchranné lodi s kabinou dne 21. 7. 1999. Této slavnosti se tehdy účastnil Lowell Grissom, mladší bratr astronauta V. I. Grissoma).

Delta 4

Dne 17. 3. bylo dosaženo dalšího kritického mezníku při vývoji budoucí rakety Delta 4 společnosti Boeing. V ten den byla uskutečněna první zkouška zážehu motoru RS-68, zabudovaného v kompletním letovém stupni CBC (Common Booster Core). Motor o tahu 3,28 MN, spalující kapalný vodík a kyslík jako pohonné látky, pracoval nominálně 15 s (pro srovnání - tah motoru raketoplánu SSME je kolem 2 MN). Při zkoušce byla testována funkce kompletního systému, tj. pohonný systém, hydraulika a avionika. Následující zkouška stupně z 2. 4. byla již rozsáhlejší. Nejprve bylo simulováno přerušení odpočítávání a pak jeho znovuobnovení. Vlastní zkouška motoru trvala 145 s až do vyčerpání kapalného vodíku v nádrži stupně, což řídící počítač stupně zaregistroval a motor vypnul. V průběhu chodu motoru byl tah motoru regulován v rozsahu od 58% do 101% nominálního tahu a byl zkoušen systém řízení stupně nakláněním motoru, tj. změnou orientace vektoru tahu motoru. Další zkoušky budou následovat tak, aby se první start rakety Delta 4 mohl uskutečnit počátkem roku 2002. Ve druhé polovině 2002 by měla být vynesena komerční brazilská telekomunikační družice Estrela do Sul (model Space Systems/Loral 1300 se 41 převaděči v pásmu Ku) pomocí varianty Delta 4 Medium Plus (4,2). Čísla v závorce označují průměr aerodynamického krytu (4 m) a počet (2) urychlovacích stupňů na TPL.

Program má ovšem určité zpoždění, způsobené problémy s turbočerpadly, které se vyskytly v průběhu zkoušek motoru RS-68 v průběhu loňského roku. Bylo nutné turbočerpadla upravit a takto upravený RS-68 byl intenzivně zkoušen na stavu, kde celkově pracoval na 1000 s. Zdá se tedy, že společnost Boeing překonala vzniklé potíže. K 23. 4. motory RS-68 pracovaly na stavu celkem 11 639 s, z toho např. motor č. 10108 sám dosáhl během řady testů celkové doby chodu 2450 s.

Stupeň CBC bude společný pro 5 variant rakety Delta 4, které budou schopné vynášet na dráhu přechodovou ke geostacionární užitečná zatížení od 4210 kg až do 13 130 kg. Připomeňme, že Delta 4 Medium bude mít jako první stupeň CBC a druhý stupeň z rakety Delta 3. Tři varianty Delta 4 Medium Plus (4,2), (5,2) a (5,4) se liší průměrem aerodynamického skrytu (4 m a 5 m) a počtem (2 nebo 4) urychlovacích stupňů na TPL. Konečně Delta 4 Heavy má k centrálnímu CBC upevněny po stranách další dva stupně CBC, zvětšený 2. stupeň rakety Delta 3 a aerodynamický kryt o průměru 5 m, používaný na raketách Titan 4.

GSLV

Projekt indického raketového nosiče GSLV (Geosynchronous Satellite Launch Vehicle), který má dopravovat družice o hmotnostech 2000 - 2500 kg na geostacionární dráhu, je velice ambiciózní. Třístupňová raketa o délce 49 m a startovní hmotnosti 401 000 kg má kolem centrálního prvního stupně na TPL zavěšeny čtyři urychlovací stupně s kapalnými pohonnými látkami (KPL) tvořenými kombinací N₂O₄ a nesymetrického dimetylhydrazinu. Motory Vikas těchto urychlovacích stupňů jsou analogií francouzských motorů Viking 2 raket Ariane 4. Na druhém stupni je použita stejná kombinace KPL jako na urychlovacích stupních, která pohání motor, který je opět variantou motoru Viking 4, používaným na Ariane 4. Třetí stupeň je kryogenní, používající jako KPL kapalný kyslík a vodík. Motor třetího stupně RD-56M byl Indii prodán Ruskem. Indie vyvíjela tento nosič asi 10 let a vynaložila na vývoj 305 mil. USD.

První pokus o start rakety GSLV s experimentální telekomunikační družicí GSAT-1 o hmotnosti 1540 kg byl naplánován na středu 28. 3. v 10.17 UT na startovním komplexu Sriharikota na východním pobřeží Indie u Bengálského zálivu. V T-4,6 s došlo k zážehu motorů čtyř urychlovacích stupňů. Startovní počítače, kontrolující motory, však zaregistrovaly, že jeden ze čtyř motorů Vikas nedosáhl požadovaného minimálního tahu 90% nominální hodnoty a tak v T-1 s před zážehem centrálního stupně přerušily start a začaly běžící motory vypínat. Pro přihlížející diváky to bylo nečekané překvapení, dokonce komentátor startu již oznámil, že se start uskutečňuje, neboť ho patrně zmýlil záblesk plamenů v okamžiku vypnutí motorů.

Další pokus o start byl přirozeně odložen. Jak potvrdil K. Kasturirangan, předseda Indické kosmické organizace ISRO, start byl odložen na neurčito, než bude zjištěna příčina anomálie. Nadto je obvyklé, že je-li start přerušen již s běžícími motory, technici je buď vyměňují za nové nebo znovu provádějí důkladnou předletovou kontrolu. K. Kasturirangan, který sledoval start z řídícího střediska, sdělil novinářům, že automatické přerušení startu potvrdilo, že celý bezpečnostní systém pracoval, jak měl. Přesto bylo přerušení startu přijato oficiálními indickými osobnostmi se zklamáním, neboť se zdálo, že nový pokus o start se může uskutečnit třeba až s několikaměsíčním zpožděním. K. Kasturirangan telefonoval indickému premiérovi a ujistil ho, že bude vyvinuto veškeré úsilí, aby vzniklá anomálie byla napravena. Ihned po přerušeném startu byly z nosiče odčerpány pohonné látky a motor, který způsobil problémy byl vymontován. Inspekce ukázala, že v důsledku chybného sváru na přívodním potrubí okysličovadla, který unikl kontrole, byl přívod okysličovadla částečně seškrcen a proto se nedosáhlo nominálního tahu motoru. Záblesk, pozorovaný při zastavení motorů, byl náhodný a způsobený vznícením části pěnové izolace na startovní rampě. Jelikož k poškození nosiče při tomto požáru nedošlo, bylo zřejmé, že bude možné uskutečnit další pokus o start ve velmi blízké době. Nakonec byl další pokus o start stanoven na středu 18. 4. V průběhu předstartovních příprav byl defektní motor přirozeně vyměněn.

Předstartovní přípravy probíhaly hladce a nakonec i vlastní start nosiče GSLV-D1, který se uskutečnil 18. 4. v 10.13 UT, byl takzvaně „čítankový“. Po 17 minutách letu byla družice GSAT-1 uvedena na dráhu přechodovou ke geostacionární. Družice GSAT-1 je experimentální telekomunikační družice pro zkoušky audiovisuálního digitálního přenosu a internetových služeb, které budou zajišťovány budoucími indickými družicemi.

Indie si od nosiče GSLV hodně slibuje, neboť by se chtěla aktivně zapojit do vynášení družic na geostacionární dráhu, což je trh, ovládaný v současnosti USA, Ruskem, evropskou společností Arianespace a Čínou. Cena za vypuštění družice na geostacionární dráhu pomocí GSLV se předpokládá asi 35 – 40 mil. USD, což by podle tvrzení indických představitelů mělo být o 25% méně, než jsou cenové nabídky konkurence.

Při vývoji tohoto nosiče se Indie dostala do sporu s USA, odkud původně chtěla v roce 1992 nakoupit kryogenní motory pro třetí stupeň. USA však na vývoz motorů vložila technologické embargo. O rok později se Indie obrátila na ruskou agenturu Glavkosmos se žádostí o zakoupení dvou exemplářů letových kryogenních motorů a převodu technologií. Washington znovu intervenoval proti této transakci na základě dohody s Ruskem o kontrole a nerozšiřování raketových technologií a tak byl nakonec kontrakt v roce 1993 zrušen. Indie získala první ruský kryogenní motor firmy Chruničev až v roce 1998. Předpokládá se, že první kryogenní motor indické licenční výroby bude k dispozici napřesrok.

Iridium

Ve středu 28. 3. byla obnovena činnost družicového telekomunikačního systému Iridium, o jehož likvidaci sestupem družic do atmosféry se ještě před rokem uvažovalo. Systém je tvořen 66 aktivními družicemi a 7 záložními družicemi umístěnými již na oběžné dráze. O systém, provozovaný firmou Iridium LLC, se po technické stránce stará společnost Boeing, která též zajistí vypuštění dalších 7 záložních družic v příštím roce. Od května 1997 bylo vypuštěno celkem 88 družic, ale některé po dosažení oběžné dráhy selhaly. Od června letošního roku bude firma Iridium LLC nabízet kromě hlasového spojení i přenos dat včetně přístupu na internet.

Jako budoucí klienty chce firma získat zejména ty společnosti, které operují v těch oblastech planety Země, kde ještě neexistuje pozemní telefonní síť. Jde o společnosti těžící naftu a plyn z podmořských ložisek, lesní společnosti, společnosti pro námořní a leteckou dopravu. Významným klientem firmy Iridium LLC je americké ministerstvo obrany, které vlastně systém Iridium zachránilo úvěrem ve výši 72 mil. USD. Zato může jeho 20 000 zaměstnanců neomezeně systém Iridium využívat. Firma podepsala smlouvu asi s 13 světovými distributory o prodeji přenosných terminálů firmy Motorola typu Satellite Series 9500 za zhruba 1000 USD. Od srpna letošního roku budou k dispozici modely Satellite Series 9505 s dalším příslušenstvím, které budou lehčí, ale za 1500 USD. V průběhu příštích 6 měsíců však budou mít zákazníci výhodu speciálního nižšího tarifu pro spojení přesahující dosah pozemní sítě mobilních telefonů.

Sluneční plachetnice Kosmos 1

Americká Planetární společnost spolu s ruskou organizací Kosmos Studio připravují ke zkoušce sluneční plachetnici, která by měla mít po rozevření na oběžné dráze formu osmi lopatkových křídel, pokrytých pohliníkovaným mylarem. Tyče lopatkových křídel, při startu složené, se po dopravě na oběžnou dráhu ve výšce 850 km rozloží nafouknutím. Celková plocha plachty by měla být 600 m². Lopatková křídla bude možné nezávisle natáčet, měnit tak působící sílu od tlaku slunečního záření a tak s plachetnicí manévrovat. Plachetnici vyrábí Babakinovo kosmické centrum. Na 26. dubna se plánovalo pokusné vypuštění plachetnice na suborbitální dráhu pomocí konvertované vojenské rakety Volna, vypuštěné z ponorky třídy Delta III z Barentsova moře. Zkouška se však odkládá na neurčito. Když totiž dorazila sluneční plachetnice z Babakinova střediska do Severomorsku blízko Murmansku, byla zde ještě prováděna pozemní zkouška rozevírání plachetnice a přitom došlo k poškození plachty zkušební plachetnice. Zkušební plachetnice byla dopravena zpátky k výrobci, kde bude opravena a znovu provedeny zkoušky rozevření plachetnice. Při suborbitálním letu se mělo zkoušet pouze rozevření dvou tyčí pro lopatková křídla, které bude snímat kamera. Získané filmy asi z půlhodinového letu by měly přistát pomocí nafukovacího tepelného štítu na Kamčatce. Skutečný let celé sluneční plachetnice, původně naplánovaný na konec letošního roku, může být v důsledku tohoto odkladu také opožděn.

X-33, X-34, X-37, X-40A

V úterý 6. 2. byly ve Stennisově kosmickém středisku NASA zahájeny zkoušky tandemu dvou raketových motorů XRS-2200 s lineárním centrálním tělesem (aerospike). První zkušební kalibrační zážeh v délce 1,1 s proběhl bez problémů. V průběhu letošního roku se předpokládalo uskutečnění ještě dalších 9-10 zkoušek dvojice motorů v délce chodu až do 230 s, což je doba jejich chodu při suborbitálním letu X-33. Ovšem již koncem minulého roku došlo k diskusi mezi společností Lockheed Martin a organizací NASA o restrukturalizaci projektu X-33 a jeho financování. Financování projektu X-33 bylo zajištěno dohodou mezi NASA a Lockheed Martin pouze do 31. 3. 2001. Program X-33 byl jednak financován společností Lockheed Martin a dále z programu NASA, nazývaného SLI (Space Launch Initiative), ze kterého NASA podporuje komerční firmy při vývoji nových kosmických dopravních prostředků, které bude NASA v budoucnosti potřebovat. Společnost Lockheed Martin předpokládala, že od NASA získá další podporu na pokračování vývoje X-33, ale nakonec NASA dne 1.3. oznámila (NASA News 01-31), že v rámci SLI se žádnou finanční podporou pro programy X-33 i X-34 nepočítá. Souvisí to také se skutečností, že nová americká administrativa provedla škrty v návrhu nového rozpočtu NASA na rok 2002, ve kterém programu SLI připadne 475 mil. USD místo předpokládaných 610 mil. USD.

Program X-33 byl zahájen v roce 1996 jako suborbitální demonstrátor budoucího jednostupňového vícenásobně použitelného kosmického dopravního prostředku. Původně NASA plánovala na program X-33 na 912 mil. USD a společnost Lockheed Martin se zavázala investovat do vývoje vlastních 212 mil. USD, ale v průběhu let se jí tato částka zvýšila na 357 mil. USD. Těžkou ranou pro program bylo prasknutí kompozitní nádrže na kapalný vodík v listopadu 1999 po zkoušce plnění nádrže. Vyšetřování ukázalo, že použitý kompozitní materiál není ještě vhodný pro výrobu nádrží na kapalný vodík. Lockheed Martin navrhovala zhotovení náhradních těžších nádrží na bázi hliníkových slitin, ale to znamenalo, že by se první zkušební start uskutečnil až v roce 2003. NASA nakonec usoudila, že předpokládané výsledky, které by zkoušky X-33 mohly přinést, nejsou takové, aby ospravedlnily vynaložené náklady.

Podobně i program X-34, zahájený též v roce 1996 společností OSC, byl zamýšlený jako levný prostředek pro zkoušení technologií, navrhovaných pro budoucí vícenásobně použitelné kosmické nosné prostředky. Model X-34 uskutečnil v roce 1999 několik zkušebních letů, při kterých zůstal zavěšený pod letounem L-1011. NASA ale požadovala další úpravy X-34 pro zvýšení spolehlivosti a bezpečnosti. To by vyžadovalo navýšení finanční podpory a tak NASA, podobně jako v případě X-34, od dalšího financování X-34 ustoupila. President společnosti OSC J.R. Thompson však obviňuje inženýry organizace NASA, že jejich požadavky na zvýšení bezpečnosti montáží záložních řídících systémů nemají nic společného s původním návrhem bezpilotního prototypu a to že nakonec vedlo k faktické likvidaci projektu. A. Stephenson, ředitel Marshallova kosmického střediska NASA, však tvrdí, že změny projektu, které NASA požadovala, jsou v současnosti základní politikou NASA, ke které se přistoupilo rozborem neúspěchů misí Mars Polar Lander a Mars Climate Orbiter v roce 1999. Organizace NASA vložila do projektu X-34 na 205 mil. USD. Podle Stephensona sice NASA z těchto programů získala řadu poznatků, ale nakonec uzavírá, „že současné technologie ještě nejsou natolik pokročilé, aby dovolily vytvoření nových vícenásobně použitelných prostředků s podstatným zvýšením bezpečnosti, spolehlivosti a současně za dostupnou cenu“.

Rozhodnutí NASA o zastavení financování programu X-33 způsobilo pozastavení dalších zkoušek již zmiňovaného tandemu motorů XRS-2200 ve Stennisově kosmickém středisku NASA. Další zkouška, plánovaná na 6.3. byla zrušena a technici ve středisku dostali od managementu NASA pokyn, aby další plánované zkoušky byly vyňaty z rozvrhu zkoušek. Divise Rocketdyne společnosti Boeing však jedná s NASA o uvolnění nějakých dodatečných financí na dokončení plánovaných zkoušek tandemu motorů XRS-2200, protože oba motory jsou stále připraveny na zkušebním stavu a stačilo by je spustit.

Ani společnost Lockheed Martin, ani firma OSC, které do vývoje projektů X-33 a X-34 vložily určité finance, by o ně nechtěly přijít. Proto oba tyto průmyslové subjekty hledají státní podporu z jiných státních zdrojů, například u USAF. Lockheed Martin by potřebovala k dokončení a k provedení prvního letu X-33 asi dva roky a několik stovek milionů USD. V USAF však vládne skepticizmus ohledně toho, zda bude Letectvo USA potřebovat v budoucnosti prostředek typu X-33. Program X-34 má pro USAF větší přitažlivost, neboť zkoušky v rámci tohoto programu by pomohly vyjasnit některé otázky provozu hypersonických či transatmosférických letounů. OSC by potřebovalo 3 – 5 mil. USD na tento rok, aby udrželo program X-34 při životě do rozpočtového roku 2003, kdy nejdříve by USAF mohlo tento program financovat, pokud by se pro něj rozhodlo. V tom případě by OSC navrhovala použít k pohonu X-34 ruského motoru NK-39 místo organizací NASA vyvíjeného motoru Fastrac, který je opožděn.

V souvislosti s tímto rozhodnutím NASA přerušit financování programů X-33 a X-34 je třeba připomenout, že NASA zrušila jen suborbitální demonstrátory, nikoliv třeba program X-37 pro zkoušení technologií manévrování na oběžné dráze a zejména návratu z oběžné dráhy s cílem zdokonalit vícenásobně použitelné systémy tepelné ochrany kosmických lodí. Současný systém tepelné ochrany raketoplánu je křehký a drahý na údržbu (po každém letu raketoplánu je třeba provést inspekci každé z více než 30 000 keramických dlaždic jeho tepelného štítu). V současné době probíhají zkoušky s maketou X-40A shazovanou z vrtulníku. X-40A o hmotnosti 1179 kg je tvarově shodná s demonstrátorem X-37 redukovaným na 85%. X-40A není vybavena tepelným štítem a při volném letu dne 14. 3. z výšky 4570 m, se zkoušel inerciální navigační systém integrovaný se systémem určování polohy za letu pomocí GPS. Bezpilotní maketa X-40A, řízená pouze přístroji, úspěšně přistála na základně Edwards AFB po přímém přibližovacím manévru.

Druhý volný let makety X-40A byl opakován 12. 4. Maketa byla vynesena armádním vrtulníkem Chinook do výšky 4587 m nad Drydenovo letové výzkumné středisko. Po uvolnění během dvouminutového letu dosáhla maketa rychlosti 128 m/s a před přistáním její řídící systém prováděl řadu manévrů. Po skončení programu letu maketa automaticky přistála.

X-43A

Experimentální náporový motor s nadzvukovým spalováním vodíku (scramjet) na tělese X-43A je v Drydenově letovém výzkumném středisku na základně Edwards AFB připravován k prvnímu nadzvukovému letu. Délka tělesa o hmotnosti 1400 kg je asi 3,6 m, průměr 0,76 m a rozpětí 1,5 m. Těleso X-43A bude upevněno na raketě Pegasus, která bude vypuštěna z upraveného bombardéru B-52. Pegasus urychlí těleso X-43A na sedminásobnou rychlost zvuku, které dosáhne ve výšce asi 28,5 km. Pak se těleso X-43A oddělí a začne vlastní zkušební let. Při rychlosti M=7, kdy začíná vlastní let X-43A, je díky aerodynamickému návrhu scramjetu vzduch vstupující do motoru stlačován. Vstřikovaný vodík svým spalováním dále urychluje výstupní plyny a tak scramjet získává tah, který urychlí těleso X-43A až na rychlost M=10. Po skončení letu dopadne X-43A do Tichého oceánu.

Zatím jsou plánovány tři lety X-43A. První dva lety by měly být zahájeny při rychlosti M=7, poslední při M=10. První samostatný let X-43A by se měl uskutečnit asi tři týdny po poletování B-52 se zavěšeným X-43A spojeným s raketou Pegasus, kdy budou testovány letové systémy - snad tedy v průběhu května.

Parní raketový motorek pro nanodružice

Specialisté z university v Tsinghua se zabývají problémem konstrukce malého parního raketového motorku pro nanodružice o hmotnosti kolem 1 kg. Motorek je tvořen dvěma křemíkovými podložkami. V jedné je vyleptán přívod vody a parní komůrka s titanovým odporem. Odpor je zahříván pulsy elektrického proudu. Ve druhé podložce, překrývající parní komůrku první podložky, je výtoková tryska. Motorek pracuje tak, že do parní komůrky je vstříknuta kapka vody, která se zahřeje teplem vzniklým v elektrickém odporu a přemění se v páru. Pára pak vytéká tryskou rychlostí asi 28 m/s. Použití vody je tak ekologickou alternativou k používání toxických pohonných látek typu hydrazinu.

O konstrukci podobného motorku se pokoušeli i specialisté na konstrukci mikrodružic v anglické firmě Surrey Satellite Technology. D. Gibbon, který je zde hlavním inženýrem - specialistou na otázky pohonu upozorňuje, že u těchto motorků vzniknou problémy s připojením k nádrži s vodou. Zejména vývoj vodotěsných ventilků, které se musí rychle otevřít a zavřít, je obtížný. Často při jejich provozu dochází k nadměrnému úniku vody, která se tak může vyčerpat během několika dní. Podrobnosti o čínském parním raketovém motorku byly publikovány v časopise New Scientist z 24. 3. 2001.

MHD efekty při obtékání těles ionizovaným plynem

V poslední době se objevují informace o magnetohydrodynamických (MHD) jevech při obtékání těles ionizovaným plynem – plazmatem. Při podzvukovém obtékání tělesa (koule)

ionizovaným plynem bylo zjištěno snížení čelního odporu tělesa. Zřejmě je to důsledek snížení viskozity prostředí, ve kterém se těleso pohybuje. Tento efekt je využitelný i v klasické podzvukové letecké dopravě – snížení čelního odporu o 1% dovoluje zvýšení nákladu o 10% (nebo lze letět dále a rychleji).

Při nadzvukovém proudění ionizovaného plynu je rázová vlna dále od tělesa, než při proudění v neionizovaném plynu. Je to tím, že ionizované plazma je v nerovnováze a před tělesem je jeho lokální teplota až 6krát vyšší, než by se očekávalo z klasické hydrodynamiky. V horké nerovnovážné oblasti plazmatu, kde je energie elektronů značně vysoká, se rázová vlna pohybuje rychleji než v neionizovaném plynu a proto je dále od tělesa. Těleso, obklopené plazmatem má jakoby nový zdánlivý (virtuální) tvar, lépe přizpůsobený poměrům proudění. Podle článku J. Mullinse: Plasma Magic (New Scientist, 28. 10. 2000) (viz též volný překlad článku pod názvem „Vyvolá plazma revoluci v letecké dopravě“ v Hospodářských novinách z 9. 1. 2001) by použití ionizovaného plynu v aerodynamice by tedy přineslo jednak (a) již zmíněné snížení čelního odporu jak při podzvukovém tak nadzvukovém letu a dále (b) pohlcování elektromagnetických vln či deformace radarové signatury na tělesech, obklopených plazmatem – těchto efektů lze využívat k elektromagnetickému maskování letadel a družic (Air et Cosmos č. 1770) a tudíž i k technologii tzv. „kradmých“ letounů. V případě družic by mohlo jít např. o jakýsi ochranný štít tvořený slabě ionizovaným plazmatem v jejich okolí, schopný zabránit dopadu záření v mikrovlnné oblasti na družici buď pohlcením tohoto záření nebo jeho odrazem (tato koncepce připomíná poněkud obranné štíty proti energetickému elektromagnetickému záření, tak často používané autory sci-fi románů).

V souvislosti s těmito informacemi se často zmiňuje i ruský projekt hypersonického letounu Ajax, o kterém se začalo hovořit již koncem 80. let a který má právě využívat magnetohydrodynamických efektů ionizovaného plazmatu v okolí letounu. Zde se zmíníme o koncepci letounu Ajax, jak je popisována v časopise Air et Cosmos č. 1777 (5.1. 2001). Ionizované plazma v okolí letounu má vznikat díky vysokému napětí, indukovanému v jeho čelní části. I při rychlosti 14 M je teplota vzduchu díky odporu totiž jen asi 4000° C, což ale na ionizaci nestačí. Elektrickou indukcí se v čelní části letounu vytvoří kanál ionizovaného plynu, který pak lze dále elektromagneticky ovlivňovat (ovládání mezní vrstvy). Je tedy možné letoun ovládat elektromagneticky a nahradit tak klasické aerodynamické řídící prvky. Ionizované plazma proniká i do motoru, část kinetické energie nabitých částic (elektrický proud) se v magnetohydrodynamickém generátoru mění na elektrickou energii, potřebnou k napájení ionizačních prvků. Nadto při výstupu ze spalovací komory lze plyny prohnat dalším magnetohydrodynamickým generátorem, který ionizovaný výtokový plyn může dále urychlit. Jako palivo se spíše použije obvyklý kerosin. Ten se míchá s H₂O₂ a prochází silně zahřívanými partiemi letounu. Ty jsou tak ochlazovány a současně dochází k tzv. „krakování“ paliva, které se mění na CO a H₂.

Maketa letounu Ajax byla sice vystavena na aerosalónu v Le Bourget v roce 1999, ale k realizaci projektu tohoto typu bude ovšem nutný značný pokrok v technologiích. Ruští inženýři slibovali už v roce 1999, že během několika let budou mít k dispozici plazmové generátory druhé generace o hmotnosti kolem 100 kg. Pro chlazení silně zahřívaných partií letounu jako je nosová část a náběžné hrany se uvažuje o použití porézních materiálů, kterými by protékalo chladící médium – kerosin. Tyto materiály by ovšem měly mít i značnou pevnost, aby vydržely mechanická napětí v důsledku silných magnetických polí, potřebných pro modifikaci mezní vrstvy. K vytvoření silných magnetických polí je zase třeba pokroku ve výzkumu a vývoji nových vysokoteplotních supravodičů. Zmíněné technologie jsou zajímavé nejen v oblasti kosmonautiky, ale v bližším horizontu zejména ve vojenském letectví. Naznačuje se, že některé z nich budou zahrnuty i do programu X-43A, jehož hlavním cílem je demonstrace funkce náporového motoru s nadzvukovým spalováním (scramjet), který ovšem spaluje vodík (i tento program je značně zpožděn – i když se o prvních zkušebních letech uvažovalo již v loňském roce, budou realizovány letos).

Problematiku obtékání těles plazmatem bude zřejmě možné studovat i v novém plazmovém aerodynamickém tunelu Scirocco italského aerokosmického výzkumného střediska CIRA u města Capua v Itálii, který vybudovala ESA spolu s italským ministerstvem pro výzkum. Tunel obsahuje obloukový zdroj plazmatu o výkonu 70MW a vzniklé plazma prochází tryskou o výstupním průměru 2 m, kam lze vkládat například systémy tepelné ochrany návratových kosmických těles ve skutečné velikosti a zkoušet je po dobu až 30 min, což je přibližně doba, potřebná k sestupu z oběžné dráhy. Tunel Scirocco byl poprvé vyzkoušen 13. 3., kdy bylo vytvořeno plazma z ionizovaného argonu o teplotě 6200°C pohybující se rychlostí 4 km/s. Tunel projde ročním obdobím operačních zkoušek. Výstavba tunelu byla zahájena již v roce 1995 s cílem zkoušet aerokosmické materiály a struktury při vysokých teplotách.

Přistání na asteroidu

Sonda NEAR – Shoemaker prováděla vědecká měření a snímkování povrchu asteroidu 433 Eros již od 14. února 2000. O jejích výsledcích jsme naše čtenáře několikrát informovali, naposledy v L+K 76 (2000) č. 11, s. 716. Sonda během svého ročního pobytu na oběžné dráze kolem Erosu získala na 160 000 snímků, některé pak ze vzdálenosti asi 5 km, kam sonda sestoupila v říjnu 2000. Vědecký program, při kterém se podařilo získat asi 10´ více dat než se předpokládalo, byl splněn již koncem ledna 2001 a sondě docházelo palivo do manévrovacích motorů. Vedení projektu NEAR z Laboratoře aplikované fyziky na John Hopkins University se rozhodlo zkusit navést sondu na sestupnou dráhu na povrch asteroidu a pokusit se o přistání sondy i když se v původním plánu ani taková eventualita nepředpokládala. Pokus o přistání byl stanoven na 12. 2. Sonda byla před tím navedena na kruhovou dráhu ve vzdálenosti 35 km od středu asteroidu (ten má přibližně tvar protáhlého elipsoidu o délce 33 km a průměru 13 km) a jako místo přistání byla vybrána oblast v centrální prohlubni asteroidu sedlovitého tvaru zvané Himeros. Tato oblast je celkem bez kráterů, ale se zbytky kamenů, terénními rýhami a prohlubeninami. J. Veverka z Cornellovy university, který je vedoucím týmu pro snímkování asteroidu, komentoval výběr místa přistání takto: „Některé pozorované kamenité úlomky vypadají, že se právě rozpadly na povrchu asteroidu. Jemný povrchový materiál jakoby klesal po úbočích vyvýšenin a zaplňoval dna kráterů, což je při tak malé gravitaci Erosu pozoruhodné. Je zde tedy řada záhad, na které je třeba podívat se zblízka“. Počítalo se, že poslední snímky získané sondou z výšky kolem 500m by měly mít rozlišení povrchových objektů asi 10 cm.

Sonda byla připravena k pokusu o přistání 12. února a asi 10 hodin před zahájením sestupu ještě informoval novináře o posledních detailech připravovaného manévru vedoucí mise NEAR Dr. Robert Farquhar z Laboratoře aplikované fyziky. Řekl, že cílem pokusu je přistát na povrchu relativní rychlostí 1 – 3 m/s. Podle Farquhara se taková rychlost přistávání nezdá být vysoká, ale z jeho osobních zkušeností parašutisty s výcvikem na padácích z 2. světové války není přistání rychlostí 3 m/s zase tak úplně měkkým.

Jelikož se na asteroidu nepřistává tak často, přibližme si průběh přistávacího manévru podle reportáže Justina Raye, zveřejněné v přímém přenosu na www.spaceflightnow.com v pondělí dne 12. 2.:

15.32 UT – byl skončen 20 s trvající zážeh manévrovacího motoru a tím byl zahájen sestup na povrch asteroidu, který by měl trvat 4,5 hod. Dráha byla zvolena tak, aby panely slunečních článků stále směřovaly ke Slunci. Telekomunikace se sondou byla zajištěna prostřednictvím směrové antény mířící k Zemi (asi 20° od spojnice sonda-Slunce), kamera sondy snímá povrch Erosu rychlostí 1 snímku za minutu. Během sestupu byla sonda sledována pozemními sledovacími stanicemi DSN (Deep Space Network) v Madridu a v Goldstone. V průběhu manévru se sonda nacházela ve vzdálenosti 17 – 18 světelných minut (asi 316 mil. km(* )).

16.05 UT – řídící středisko potvrzuje provedení 20 s trvajícího zážehu motoru.

17.15 UT – řídící středisko oznamuje příjem dat s detaily průběhu zážehu a navigačních snímků ze sondy, jejichž analýza upřesní polohu sondy po zážehu.

17.23 UT – navigační tým potvrzuje, že zážeh proběhl přesně podle předpokladů a že se sonda nachází na předpokládané dráze.

17.50 UT – rozbor navigačních snímků ukázal, že se plánovaná a skutečná poloha sondy lišila o 6 s, což pozemní kontroloři považují za „dobré“. Tento časový posuv odpovídá na získaných snímcích rozdílu dvou obrazových elementů.

18.30 UT –na sondu je vysíláno upřesnění časové sekvence prvního brzdícího zážehu.

19.01 UT – sonda je orientována k provedení prvního brzdícího zážehu. Bylo dokončeno vysílání upřesnění časové sekvence zážehu, která byla posunuta o 17 s pro optimalizaci sestupné trajektorie.

19.16 UT – zahájení prvního brzdícího zážehu v délce 151 s. Manévr je důležitý pro snížení rychlosti z asi 8,9 m/s na 2,2 m/s nutné pro „měkké“ přistání sondy na povrch asteroidu.

19.19 UT – ukončení brzdícího zážehu.

19.21 UT – zdá se, že brzdící manévr byl o zlomek procenta méně účinný, než se plánovalo, ale celkově probíhá let sondy dobře. Další brzdící zážeh se uskuteční asi za 10 min a bude trvat 5 min.

19.27 UT – laserový výškoměr sondy udal výšku sondy nad povrchem 5,4 km a sonda sleduje plánovaný profil letu.

19.29 UT – na Zemi dorazil první snímek, získaný po brzdícím manévru. Rozlišení je asi 60 cm. Na snímku je vidět řada balvanů, ale žádný čerstvý kráter.

19.31 UT – zahájení druhého brzdícího zážehu.

19.41 UT – další brzdící manévr je plánován za 6 minut a potrvá 6 min.

19.45 UT – do přistání zbývá již asi 20 min.

19.47 UT – třetí brzdící manévr by měl právě probíhat. Sonda nyní vysílá snímky rychlostí 2 záběrů za minutu.

19.50 UT – potvrzení zahájení třetího manévru. Aktuální výška asi 1,5 km, sonda sleduje plánovanou dráhu, přepíná se na konečnou naprogramovanou sekvenci povelů, jak bylo očekáváno.

19.52 UT – výška 1 km.

19.53 UT – sonda NEAR letí bočním směrem s kamerou orientovanou k povrchu asteroidu a míří k oblasti Himeros.

19.55 UT – třetí brzdící zážeh manévrovacího motoru je dokončen. Poslední brzdný manévr bude zahájen za 4 minuty a potrvá také 4 minuty.

19.56 UT – do přistání zbývá 10 minut.

19.58 UT – v tomto okamžiku by kamera sondy měla sejmout poslední snímek povrchu s předpokládaným rozlišením 10 cm.

20.00 UT – poslední čtvrtý brzdící zážeh motoru sondy, výška 350 m.

20.01 UT – jedny z posledních snímků ze sondy přináší detaily kamenů na povrchu asteroidu s rozlišením několika cm.

20.03 UT – do řídícího střediska stále přichází signál ze sondy.

20.04 UT – signál z rádiomajáku sondy, který stále ze sondy přichází, může naznačovat, že sonda zůstala po přistání nepoškozená a vysílá z povrchu.

20.06 UT – přistání se signálem – sonda NEAR Shoemaker se stala první sondou, která přistála na povrchu asteroidu, řídící středisko stále zachycuje signál rádiomajáku sondy (* * ).

20.17 UT – asi 10 min po přistání sondy. Příjem signálu ze sondy pokračuje, řídící středisko se snaží rekonfigurovat komunikační systém sondy s cílem získat skutečnou telemetrii sondy na povrchu asteroidu. Podle oznámení NASA byla šance udržet se sondou spojení ještě po přistání menší než 1%.

20. 19 UT – asi 2 min po rekonfiguraci komunikačního systému sondy začal příjem telemetrie sondy přes všesměrovou anténu s nízkou přenosovou kapacitou. Telemetrický signál přicházející ze sondy však byl silnější ve srovnání se signálem rádiomajáku.

20.24 UT – poslední snímky ze sondy před přistáním přináší povrchové detaily asteroidu s centimetrovým rozlišením.

20.26 UT – řídící středisko se snaží navázat se sondou dvoustranné spojení.

20.28 UT – podle výpočtů sonda dosedla na povrch asteroidu rychlostí 1,5 – 1,8 m/s.

20.30 UT – v řídícím středisku pokračuje oslava úspěšného přistání sondy. Protože kontrakt projektu NEAR končí až 14. 2., bude možné během zbývajících dvou dnů sítě DSN pro příjem telemetrických dat ze sondy. Na středu 14. 2. byla naplánována tisková konference s manažery a vědci projektu NEAR.

Takto byly tedy na internetu v přímém přenosu široké veřejnosti zprostředkovány aktuální informace z posledních fází letu sondy NEAR před jejím úspěšným měkkým přistáním na povrchu asteroidu Eros. Sonda přistála asi s tříminutovým zpožděním proti původnímu letovému plánu do místa, vzdáleného od plánovaného místa přistání o 200 m. Rozbor telemetrie ukázal, že při kontaktu s povrchem sonda ani příliš neposkočila, motor sondy se zřejmě vypnul v okamžiku jemného dopadu sondy.

Přenos snímků během přistávání sondy NEAR připomínal přistání sondy Ranger 7 na Měsíci 31. 7. 1961, kdy tato sonda přinesla na 4000 snímků stále se přibližujícího měsíčního povrchu před zničením po tvrdém dopadu. Po úspěšném přistání sondy NEAR se v řídícím středisku diskutovalo, zda by nestálo zato ještě krátkým zážehem motoru sondu zvednout z povrchu a změnit tak její orientaci po novém dopadu na povrch asteroidu. Nakonec se 13. 2. od tohoto záměru upustilo, neboť orientace sondy dovoluje využít jejích přístrojů, tj. rentgenového a gama spektrometru pro analýzu chemického složení povrchových hornin místa přistání. Nadto odhadovaná zbývající zásoba pohonné látky není vyšší než 8 kg.

Na tiskové konferenci ve středu 14. 2. bylo oznámeno prodloužení vědecké mise sondy NEAR na povrchu asteroidu Eros o 10 dní s cílem získat již zmíněné chemické složení povrchu a tím doplnit údaje o povrchovém složení asteroidu, získané z oběžné dráhy. Poznamenejme, že Eros patří mezi tzv. S-asteroidy, tvořené silikáty, bohatými na kovy (Fe, Al, Mg). Z přístrojů sondy byly tedy zapnuty pouze rentgenový a gama spektrometr. Magnetometr zůstal vypnut, neboť poslední měření ve výšce 120 m nad povrchem nezměřila žádné zbytkové magnetické pole.

Úspěšné přistání, či spíše „řízený sestup“, jak tento manévr raději nazývá R Farquhar, ukázalo, že přistání na asteroidech jsou možná i pro sondy, které nebyly pro tuto operaci konstruované. Dále bylo prokázáno, že matematický model navržený pro řízený sestup se osvědčil. Řada získaných snímků patrně odpoví na některé otázky týkající se vzniku asteroidu, ale nastolí patrně i další otázky, které bude nutné v budoucnosti vyjasnit.

(lek)

(* ) Dráha asteroidu 433 Eros je excentrickou elipsou která se v perihéliu přibližuje k dráze Země (např. v roce 1975 prolétl asteroid Eros ve vzdálenosti 22 mil. km od Země) a v aféliu přesahuje dráhu Marsu. Dne 12. 2. se asteroid nacházel v úseku své dráhy za dráhou Marsu. Jak se o tom zmiňoval i denní tisk, v té době šlo tedy o zatím nejvzdálenější těleso sluneční soustavy, na kterém měkce přistála pozemská sonda (za přistání se nepovažuje vlet atmosférického pouzdra, odděleného od sondy Galileo, do atmosféry Jupiteru v roce 1995).

(* * ) Zde je třeba poznamenat, že časy, uváděné v přímém přenosu jsou neoficiální. Jsou to časy, kdy byly podávány informace o provedených operacích. Sonda NEAR přistála na povrchu asteroidu v 19.44:35 UT. Signál, potvrzující přistání, dorazil na Zemi po 17 min 35 s, tj. ve 20.02:10 UT. Novinářům bylo přistání potvrzeno až o 4 min. později (viz Jonathan´s Space Report No. 447).

Další použité zdroje:

Internetové bulletiny: www.spacefligthnow.com/near/status.html, www.spacefligthnow.com (25.1.,14.2.), www.spacedaily.com (13.2.).

NASA News N01-05, 01-13, 1-20.

Tento příspěvek byl publikován samostatně v časopise Letectví a Kosmonautika 77 (2001) č. 6, s. 380 - 381

NEAR – Shoemaker

Po úspěšném měkkém přistání na asteroidu 433 Eros dne 12. 2., o kterém byli naši čtenáři informováni v L+K 77 (2001) č. 6, s. 380, byla mise sondy NEAR prodloužena o 10 dní. Cílem prodloužené mise bylo upřesnění chemického složení povrchu asteroidu. Sonda dosedla na povrch asteroidu tak, že se o povrch opírá dvěma ze čtyř panelů se slunečními články, v době přistání osvětlenými Sluncem a spodní hranou základny tak, že čidla rentgenového a gama spektrometru mířila k povrchu. Rentgenové čidlo registrovalo rentgenové záření hornin povrchu Erosu v rozsahu energií 1 – 10 keV, vyvolané dopadem gama záření ze slunečních erupcí. Gama čidlo spektrometru, citlivé na gama záření v rozsahu energií 0,3 – 10 MeV, měřilo spektra záření kyslíku a vodíku, indukované kosmickým zářením a dále přirozenou radioaktivitu prvků jako je uran nebo thorium. Z oběžné dráhy byla na povrchu asteroidu zjištěna přítomnost Mg, Si, Al, Ca, Ti a Fe. K překvapení vědců nebyla zjištěna přítomnost síry.

Spektrometr byl zapnut 15. 2. Podle telemetrie se spektrometr zahříval více než na oběžné dráze. Z toho se soudí, že je v kontaktu nebo v těsné blízkosti asteroidu, takže je ztížený odvod tepla, vznikajícího při funkci přístroje. Tento kontakt s povrchem však dovolil, aby získaná data byla asi 10´ přesnější než data, získaná z oběžné dráhy asteroidu. Přesnější data z povrchu dovolí i přesnější kalibraci dat získaných z oběžné dráhy, a tak i jejich interpretaci. Pro registraci přicházejících dat ze sondy se podařilo vyhradit i čas sledovacích stanic DSN. První spektra, přijatá z gama čidla dne 18. 2. vypadala dobře a s přijímáním dalších spekter se pokračovalo v průběhu následujícího týdne. Dne 23. 2. byla mise prodloužena ještě o další čtyři dny, aby se podařilo vyslat na Zemi prostřednictvím sítě DSN další naměřená spektra, která dovolí určit složení povrchové vrstvy do hloubky 10 cm. Jejich zpracování však potrvá řadu měsíců. Dne 28. 2. přijaly antény sítě DSN poslední signály ze sondy Eros a tím byla mise definitivně skončena. Mlčící sonda NEAR Shoemaker zůstává tedy opuštěná v místě svého přistání v jižní části sedlovité prolákliny Himeros, která se při letu asteroidu postupně odklání od Slunce a teplota zde bude klesat až na –150°C.

Sonda NEAR přinesla na 160 000 detailních snímků povrchu asteroidu, jejichž studium potrvá roky. Zatím však byla k publikaci připravena předběžná zpráva analýzy snímků s detaily povrchu o velikosti 1 m, zpracovaná týmem vědců z Cornellovy university, který vede P. Thomas. Na povrchu Erosu se nachází na 100 000 impaktních kráterů, z nichž řada malých je zasypána prachem či dalšími úlomky hornin. Předpokládá se, že k zasypávání dochází v důsledku seismických vln, vznikajících dopadem dalších objektů z pásma asteroidů mezi Marsem a Jupiterem. Vzhledem k malé gravitaci nedochází k rychlému útlumu těchto seismických vln a materiál, který je na povrchu se může snadno přesunovat a má tendenci zaplňovat povrchové nerovnosti. Tento mechanizmus může způsobit i zasypávání balvanů a kamenů na povrchu asteroidu. V některých oblastech se na čtverečním kilometru nachází až 25 balvanů o průměru 8 m a více. Kameny menších rozměrů jsou na povrchu všude. Asteroid Eros má pevné jádro, ale povrchová vrstva je tvořena směsí kamenů a sypkého materiálu. Někde byly pozorovány i trhliny o šířce 10 m a hloubce až 25 m, jejichž dno bylo pokryto úlomky hornin. Sonda NEAR tak důkladně zdokumentovala povrch asteroidu i složení jeho povrchových hornin. Ovšem asteroid Eros je jen jedním z mnoha dalších a pro vědce by bylo zajímavé porovnat jeho vlastnosti s vlastnostmi ostatních asteroidů. Asi nejzajímavějším by podle P. Thomase byl průzkum velkého asteroidu jako je Ceres o průměru 1000 km, ale o také výpravě se v nejbližší době zatím neuvažuje. Předběžná studie analýzy snímků z asteroidu Eros byla publikována ve vědeckém časopise Science z 20. 4. 2001.

Stardust

Jak se očekávalo, sonda Stardust prolétla dne 15. 1. v 11.15 UT kolem Země ve vzdálenosti 6012 km nad jižní Afrikou. Její rychlost přitom dosáhla 9,6 km/s. Následující den v 02.00 UT pak sonda prolétla kolem Měsíce ve vzdálenosti 98 000 km. Při tomto manévru přešla sonda z heliocentrické dráhy o parametrech 0,956 AU – 2,216 AU a sklonu k ekliptice 0° na jinou heliocentrickou dráhu o parametrech 0,983 AU – 2,285 AU a sklonu 3,7° . Tato dráha by měla sondu dovést v lednu 2004 ke kometě Wild 2. Příprava k tomuto manévru byla zahájena již 28. 11. 2000, kdy sonda uskutečnila první ze tří manévrů jemně upravující parametry dráhy sondy před jejím průletem. Dne 5. 12. byl uskutečněn minutový zážeh motoru sondy, který zajistil správnou orientaci sondy tak, aby při průletu byly panely slunečních článků správně orientovány. Poslední korekce byla uskutečněna 5. 1. 2001. Hned po průletu kolem Země byla komunikace se sondou převedena z nízkoziskové antény na středněziskový anténní systém s vyšší přenosovou rychlostí.

Jak známo, před průletem sondy museli řešit technici problém kontaminace ochranného skla před optikou navigační kamery nějakými nečistotami. Patrně k tomuto znečištění došlo při úniku plynů ze sondy po jejím vypuštění do vakua kosmického prostoru. Tyto nečistoty způsobily, že některé části navigačních snímků souhvězdí byly poněkud rozmazané. Technici z JPL se snažili odstranit tyto nečistoty zahříváním skla okénka. Jak se tato snaha zdařila, měly prokázat zkušební snímky severního pólu Měsíce ze vzdálenosti 108 000 km. Snímky sice ukázaly jisté zlepšení kvality obrazu, ale stále nejsou dokonalé. Znamená to, že plánované snímky povrchu jádra komety nebudou tak dobré, jak se původně očekávalo. Když se však vypnulo zahřívání skla okénka, okénko se opět začalo pokrývat povlakem, připomínajícím námrazu. Bude tedy třeba periodicky okénko zahřívat. Nadto se po snímkování Měsíce ukázalo, že se systém s filtry, umístěnými na kruhu, zasekl v poloze s nebarevným průhledným filtrem, používaným pro navigační účely. Ostatní filtry, dovolující snímání v různých barvách jsou tedy nepoužitelné. Tato situace naštěstí nemá vliv na další průběh mise, neboť navigaci lze provádět a černobílé snímkování kometárního jádra bude možné. Nepředpokládá se ostatně, že by jádro mělo výrazné barevné odstíny.

Po průletu sondy však přijatá telemetrie ukázala, že řídící počítač sondy interpretoval orientaci sondy na odletové dráze od Země jako nesprávnou a provedl zbytečný zážeh orientačních motorů.

Před příletem sondy k Zemi byl v říjnu vypnut přístroj na okamžitou analýzu zachyceného kometárního a mezihvězdného prachu CIDA (Comet and Interstellar Dust Analyzer), jehož činnost byla obnovena po průletu kolem Země. Tento přístroj, což je vlastně hmotový spektrometr, analyzuje zachycené částice prachu. Předběžné výsledky analýzy zatím zaregistrovaných 6 částic ukazují, že jsou hmotnější, než se očekávalo. Jde zřejmě o molekulární shluky.

Deep Space 1

Od 5. 3. byl do palubního počítače sondy Deep Space 1 přehráván nový program pro přesné zaměřování palubní kamery. Program bude řídit snímkování jádra komety Borrelly, se kterou se sonda má setkat v září letošního roku. Po přehrání byl počítač znovu spuštěn a program byl zkoušen, zda nedošlo při nahrávání na vzdálenost 318 mil. km k nějaké chybě. Sonda ukončila svou primární misi zkoušení nových technologií, např. iontového motoru sondy již v roce 1999. Sonda je vybavena dvěma kamerami. Jedna má klasické CCD elementy, druhá je vybavená detektory využívajícími nových technologií. Při obletu asteroidu Braille se však ukázalo, že nové detektory mají problémy s rozlišením tak tmavého tělesa, jako je Braille. Proto pro získání snímků komety Borrelly bude použita osvědčená CCD kamera. Nový program vyřazuje používání zkušební kamery.

Xenonový iontový motor sondy je stále funkční. Dne 21. 3. překonal hranici 10 000 pracovních hodin, což je daleko více, než se předpokládalo (úspěchem by prý byla činnost pouhých 200 operačních hodin). Předpokládá se, že během prodloužené mise bude pracovat až 14 000 hodin. Tento předpoklad je celkem oprávněný, neboť stejný motor v laboratoři pracoval 15 500 hodin.

Připomeňme, že v iontovém motoru je elektricky neutrální xenon nejprve ionizován, kladné ionty jsou pak urychlovány mezi dvěma mřížkami o vysokém rozdílu elektrického napětí, kolem 1,3 kV, na rychlost až 35 000 m/s a následně jsou tyto ionty neutralizovány, takže z motoru nakonec vytéká vysokou rychlostí elektricky neutrální xenon. Tah motoru, kolem 90 mN, je sice malý, ale jak bylo řečeno, může působit měsíce. Iontový motor sondy Deep Space 1 skutečně pracoval značnou část letu sondy, neboť se používá i pro udržování orientace sondy vůči hvězdám. Jeho výkon se pohyboval v rozmezí 520 W až 1900 W, částečně i v závislosti na vzdálenosti sondy od Slunce.

Galileo

Když koncem června loňského roku hvězdné čidlo sondy Galileo náhle přestalo na 8 hodin rozeznávat hvězdu Delta Velorum, všeobecně se mělo zato, že došlo k poruše čidla. Hvězda Delta Velorum ze souhvězdí jižní oblohy Vela (Plachta) patří mezi 50 nejjasnějších hvězd, je jasnější než Polárka a nebyla v seznamu proměnných hvězd. Delta Velorum je jedna ze 150 jasných hvězd, které čidlo sondy Galileo umí rozpoznat podle jasnosti a podle polohy vůči ostatním jasným hvězdám. Inženýra P. Fieselera z JPL však tato záhada nenechala v klidu a ten po týdenním úsilí a prověřování činnosti čidla došel k závěru, že čidlo je v pořádku. Pro jistotu poslal e-mail s dotazem na Americkou asociaci pozorovatelů proměnných hvězd, zda mají nějaká data o případných změnách jasnosti Delta Velorum. Porucha čidla se neopakovala, a tak se Fieseler věnoval aktuálnějším problémům a tento problém pustil z hlavy. Mezi tím se však Fieselerova zpráva dostala až k Sebastiánu Oterovi z Buenos Aires, který rád kontroluje uváděné jasnosti hvězd ve hvězdných katalozích a opravuje publikované chyby. Otero si již v roce 1997 všiml poklesu jasnosti hvězdy Delta Velorum a pak pozoroval tento pokles asi třikrát. V říjnu 2000 se spojil s Fieselerem a s pomocí dat z čidla sondy Galileo spočítali, že k poklesu jasu hvězdy dochází každých 45 dní. Tato perioda pak byla potvrzena pozorováními amatérských astronomů v Jižní Americe, Africe a Austrálii. Z poklesu jasnosti, který činí až 30%, se usuzuje, že objekt, který se pozoruje jako jasná hvězda jsou vlastně dvě hvězdy prakticky téže jasnosti, které se navzájem obíhají kolem společného těžiště. Vždy, když se jedna dostane před druhou a zakryje ji, dojde k poklesu jasnosti na několik hodin. Čidlo sondy je schopné rozeznat hvězdu Delta Velorum v době její obvyklé jasnosti, ale při poklesu se intenzita světla přicházející od hvězdy dostane pod hranici stanovenou programem a čidlo hvězdu neregistruje. Tímto způsobem přispěla sonda Galileo i ke studiu vzdálených hvězd, ačkoliv tuto činnost neměla ve svém programu.

Koncem prosince minulého roku se sonda Galileo nacházela ve vnitřní části Jupiterova systému a dne 28. 12. prolétávala v blízkosti měsíce Ganymed. Z asi 120 snímků, získaných kamerou sondy v tomto období, je jen polovina exponována správně. Další snímky jsou mnohdy bílé, jakoby kompletně saturované světlem. Podle telemetrie tyto snímky odpovídají okamžikům, kdy byly hlášeny problémy s kamerou. V období od 28. 12. do 1. 1. sonda hlásila selhání systémů kamery. Ovšem pokaždé byla činnost kamery obnovena buď palubním počítačem nebo na zásah řídícího střediska. Tyto výpadky kamery jsou vysvětlovány kumulativní expozicí elektronických komponent kamery, zejména zesilovače v obvodu, který zpracovává signály z čidel na bázi CCD elementů, intenzivním zářením v okolí Jupiteru. Funkce kamery byla obnovena několikanásobným vypnutím a zapnutím kamery a vynulováním její paměti. Je třeba podotknout, že za dobu 5 let, po které sonda Galileo pracuje v oblasti Jupiteru, byla vystavena třínásobné radiační dávce, než o které se při konstrukci sondy počítalo.

Na doporučení, kterého se dostalo organizaci NASA od planetárních vědců loni v červnu, byla mise sondy Galileo naposled prodloužena do srpna 2003. Dne 25. května letošního roku by sonda měla proletět ve vzdálenosti 123 km od povrchu měsíce Kallisto. Tímto průletem bude dráha sondy modifikována tak, aby postupně prolétla nad oběma polárními oblastmi měsíce Io v srpnu a v září 2001. V roce 2002 bude ukončena snímkovací část mise Galileo, ale bude se pokračovat ve studiu Jupiterova magnetického pole. V listopadu 2002 se Galileo přiblíží na zatím nejmenší vzdálenost k Jupiteru a prolétne asi 500 km od měsíce Amalthea. Tímto průletem bude upřesněna hmotnost a hustota tohoto měsíce. Galileo pak bude navedena na protáhlou dráhu, prolétne řídkým Jupiterovým prstencem, kde bude studovat hustotu prachových částic a v srpnu 2003 bude sonda navedena na finální dráhu, končící v atmosféře Jupiteru.

Cassini

Sonda Cassini prolétla 30. 12. 2000 ve vzdálenosti asi 9,7 mil. km. Přitom byly získány fotografie atmosférických útvarů Jupiteru s rozlišením 60 km. To přispěje ke studiu dynamiky vrstev v Jupiterově atmosféře. Bouře, pozorované na osvětlené straně Jupiteru, se ukázaly být zdrojem viditelných blesků, když přešly do neosvětlené části Jupiteru. Širokoúhlá kamera snímala záběry Jupiterovy atmosféry s použitím infračervených filtrů pro detekci metanu a polarizačních filtrů pro určení polarizace světla. Ukazuje se, že světlo, odrážené z oblastí pólů Jupiteru je polarizované a je rozptylováno na aerosolech. Rozbor měření ukazuje, že částice v oblastech pólů jsou jemnější než v rovníkových oblastech. Poprvé se podařilo získat snímky Jupiterova měsíce Himalia, nejjasnějšího z vnějších měsíců Jupiteru, ze vzdálenosti 4,4 mil. km. Snímky s rozlišením 27 km dovolily zjistit, že Himalia má průměr asi160 km a je nesférického tvaru. Zřejmě jde o zachycený asteroid nepravidelného tvaru. Předchozí snímky Himalie zaregistrovaly tento měsíc jen jako zářivý bod.

Hlavní anténa sondy, která se využívá ke komunikaci se Zemí a bude využita k získání radarové mapy Saturnova měsíce Titan, byla během průletu kolem Jupiteru zaměřena k této planetě a registrovala rádiové vlny generované Jupiterovými radiačními pásy. Radiační pásy jsou tvořené nabitými částicemi, zachycenými ve velmi intensivním Jupiterově magnetickém poli a pohybujícími se po spirálových dráhách podél magnetických siločar. Při takovém spirálovém pohybu částice září (tzv. synchrotronní záření) na úkor své kinetické energie. Určité vlnové délky, odpovídající méně energetickým částicím, lze registrovat i pozemskými teleskopy, ale nejkratší vlnové délky částic s vysokou energií lze obtížně rozlišit od tepelného záření Jupiterovy atmosféry. Při průletu mohla sonda Cassini sledovat tepelné a synchrotronní záření z jiných úhlů, než jak je to možné ze Země a identifikovala synchrotronní záření podle jeho polarizace. Ukazuje se, že nejintenzivnější radiace je ve vzdálenosti 300 000 km od Jupiteru a je značně vyšší, než se původně předpokládalo. Taková radiace by sice sama o sobě sondu nepoškodila, ale charakterizuje energii a koncentraci nabitých částic v okolí planety, které jsou pro sondu nebezpečné. Sonda Galileo se během svého letu do takové vzdálenosti k Jupiteru nepřiblížila. Tato měření jsou tedy důležitá pro konstrukci budoucí sondy do blízkosti Jupitera. Cílem další budoucí expedice do oblasti Jupiteru bude měsíc Europa, který je však od Jupiteru vzdálen přes 600 000 km. Ale i zde je značná radiace.

Ulysses

Sonda Ulysses (Odyseus) pracuje v kosmickém prostoru již 11. rok. V současné době se nachází v oblasti jižního slunečního pólu a začíná svůj druhý oběh Slunce po téměř polární dráze. V říjnu tr. začne studovat oblasti severního pólu Slunce. Sonda sleduje Slunce v periodě jeho maxima, a tak byla svědkem zajímavého úkazu, tj. změny orientace magnetických pólů Slunce. Ke změně polarity, či výměny orientace severního a jižního slunečního magnetického pólu nedošlo náhle, ale byl to komplexní proces, trvající několik měsíců. V průběhu tohoto procesu vznikaly oblasti (domény) s novou orientací magnetického pole, obklopené oblastmi se starou orientací. Postupně se domény s novou orientací zvětšovaly a v současné době původní sluneční severní magnetický pól je orientován k jižní sluneční polokouli. Tuto orientaci si sluneční magnetické pole zachová během následující jedenáctileté periody sluneční aktivity do roku 2012, kdy dojde k další změně orientace magnetického pole. Pro vědce, sledující sluneční činnost je to signálem, že maxima sluneční aktivity bylo dosaženo. Neznamená to, že by sluneční aktivita náhle klesla, spíše se bude postupně snižovat. Nelze tedy ani po dosažení maxima vyloučit vznik velkých protuberancí s uvolněním nabitých částic, které nepříznivě ovlivňují činnost meziplanetárních sond či družic na oběžné dráze kolem Země. A právě tato situace skutečně nastala. Jedna z největších slunečních protuberancí za posledních 25 let vznikla v pondělí 2. 4. v oblasti, ve které byla před tím pozorována obrovská sluneční skvrna. Při protuberanci jsou magnetickými poli nabité částice urychlovány na vysokou rychlost a jejich oblaka vyletují ze Slunce. Naštěstí v okamžiku vzniku protuberance vyletující oblak nabitých částic nemířil přímo k Zemi. Přesto došlo na osvětlené straně Země k poruchám rádiových komunikací, neboť ultrafialové a rentgenové záření ovlivnilo strukturu ionosféry. Další protuberance podobné intenzity vznikla 10. 4. a byla zaregistrována sondou SOHO a družicí TRACE. Tentokráte však byl oblak nabitých částic vyvržen směrem k Zemi. Vzniklá magnetická bouře ovlivnila primární orientační systém telekomunikační družice Telstar 4 společnosti Loral Skynet a na krátkou dobu ji vyřadila z provozu. Orientační systém družice totiž využívá zemského magnetického pole, do značné míry ovlivněného magnetickou bouří, a tak se osa družice rozkmitala. Řídící středisko muselo zorientovat družici orientačními motorky.

V neděli 15. 4. vznikla opět mohutná protuberance, následovaná sprškou vysoce energetických protonů, naštěstí mířících mimo Zemi. Erupce vzniklé v první polovině dubna způsobily polární záře, viditelné v zeměpisných šířkách až na úrovni Mexika. O sluneční protuberanci z 15. 4. byla informována i posádka na mezinárodní kosmické stanici ISS, aby monitorovala stav radiace. Podle lékařů však stav radiace nebyl takový, aby bylo nutné přistoupit k nějakým lékařským opatřením.

Mars Global Surveyor

Dne 18. 1. došlo na sondě Mars Global Surveyor k vypnutí jednoho ze tří setrvačníků zabezpečujícího orientaci sondy při její fotografické misi. Z telemetrie plyne, že v systémech setrvačníku došlo ke zkratu a tím i k permanentnímu rozepnutí pojistky, takže již nebude možné uvést setrvačník znovu do provozu. Byl tedy zapnut záložní setrvačník. Pokud by však vysadil ještě jeden ze setrvačníků, bylo by nutné orientovat sondu pomocí jejích manévrovacích motorů a její životnost by byla omezena zásobou paliva. Jinak dne 31. 1. ukončila sonda všechny vědecké cíle i mapování povrchu planety, které byly plánovány na celý marsovský rok (687 pozemských dní). Pokud bude sonda funkční, během příštích 14 měsíců se zaměří na pozorování potenciálních přistávacích oblastí, bude srovnávat roční sezónní změny, případně sledovat další zvolené objekty na povrchu planety. Bude-li sonda v dobrém technickém stavu ještě v lednu 2004, chtěli by ji technici z JPL a ze společnosti Lockheed Martin využít jako reléové stanice pro přenos telemetrie v průběhu přistávacího manévru sond s rovery (Mars Exploration Rover).

Mars Polar Lander

Jak je všeobecně známo, sonda Mars Polar Lander (MPL) byla 3. 12. 1999 navedena na přistávací manévr s cílem měkce dosednout v jižní polární oblasti Marsu. Se sondou však nebylo navázáno spojení po okamžiku předpokládaného přistání, a tak 17. 1. 2000 prohlásila JPL sondu za ztracenou. Osud sondy však stále zajímal pracovníky JPL, kteří nechali pořídit sondou Mars Global Surveyor v období mezi prosincem 1999 a únorem 2000 řadu snímků předpokládané přistávací oblasti s vysokým rozlišením. Tyto snímky dali k dispozici vládní agentuře NIMA (National Imagery and Mapping Agency) specializující se na analýzu zpravodajských fotografií, aby se pokusila zjistit, zda je možné zjistit, kde se sonda MPL nachází. Jde o velmi komplikovaný úkol, neboť sonda MPL má rozměr asi 2 m, což je jen nepatrně více než rozlišení nejostřejších snímků z MGS, které činí 1,4 m. Na snímku by tak sonda byla zobrazena jen jako několik obrazových elementů, takže definitivní lokalizace sondy je velice obtížná. Během asi 14 – 15 měsíců analýz se specialisté agentury NIMA domnívají, že sondu Mars Polar Lander, její padák a aerodynamický štít nalezli. Podle nich je sonda neporušená a stojí na svých třech přistávacích nohách na povrchu planety. NASA je však zatím skeptičtější. V své informaci (NASA News 01-52) podává NASA alternativní názor, že pozorovaný objekt je jen šumem, způsobeným systémem kamery sondy MGS a že k získání jistoty o lokalizaci sondy MPL bude potřeba dalšího společného úsilí specialistů NASA a NIMA a analýzy dalších snímků, které by MGS mohla získat v průběhu tohoto roku. Bohužel od sond, které budou bude v nejbližších letech snímkovat povrch Marsu, nelze čekat snímky s vyšším rozlišením. Sonda 2001 Mars Odyssey má rozlišení 18 m na obrazový element. I evropská sonda Mars Express, od níž se oddělí přistávací modul a rover Beagle 2, bude mít standardní rozlišení jen 10m na obrazový element a výjimečně 2m/obrazový element.

Voda na Marsu

Otázka přítomnosti vody na planetě Mars je stále aktuální. Snímkováním povrchových útvarů Marsu byla nalezena řada důkazů o tom, že se na povrchu planety vyskytovala v minulosti voda ve značném množství. Nevyjasněnou otázkou zůstává mechanizmus, jak se voda dostala na povrch. Vědci z Massachusettského technologického institutu předpokládají, že voda byla vázána v horninách pod povrchem Marsu. Magma, vzniklé při vulkanické činnosti, horniny roztavilo, vodu uvolnilo ve formě páry a vyneslo na povrch planety, kde voda opět zkondenzovala. Tuto hypotézu podporuje i nový mineralogický rozbor meteoritu o hmotnosti 5 kg vulkanického původu (typ marsovského meteoritu nazývaný shergotite), který byl z Marsu vymrštěn před 175 mil. léty. Byly v něm nalezeny krystalizované křemičité minerály, nazývané pyroxeny. Ty mohly vzniknout jen za přítomnosti vody dříve, než materiál budoucího meteoritu dosáhl povrchu Marsu. Odhaduje se, že při vzniku pyroxenů obsahoval materiál 1,8% vody. Zmíněné rozbory a jejich interpretace byly publikovány v časopise Nature z 25. 1. 2001.

Na řadě snímků povrchu Marsu jsou vidět povrchové kanály, připomínající vodou vymletá vyschlá koryta někdejších řek. Srovnání těchto snímků s radarovým zobrazením terénních útvarů pod ledem Antarktidy ukazuje, že pozemské ledem vytvořené útvary a marsovské kanály mají řadu shodných rysů. Marsovské útvary připomínají i další místa na zemském povrchu, kde se nacházely ledovce z poslední doby ledové. Není tedy vyloučeno, že voda, která se z nitra planety dostala na její povrch, zde zmrzla a vytvořila tak mohutné ledovce. Tato hypotéza byla publikována v časopise Geophysical Research Letters z 1. 2. 2001. Ovšem k jejímu potvrzení bude třeba znát důkladně klimatickou a geologickou historii planety.

Mezi odborníky stále probíhá diskuse o tom, jak asi vznikly na povrchu Marsu útvary, připomínající vodní koryta, jakoby vytrysklá z pramenů na svazích kráterů (L+K 76 (2000) č. 18, s. 1223). Útvary jsou velice mladé, jakoby stále na povrchu Marsu vznikaly i v současnosti. Byla navržena alternativní exotická hypotéza, že jsou tato koryta vymleta tříští či suspensí kapalného a tuhého CO₂. Předpokládá se, že se CO₂ dostal pod povrch planety, kde tlakem hornin zkapalněl. Odhaduje se, že dostatečný tlak by mohl být asi v hloubce kolem 100 m pod povrchem planety. Když pak kapalný CO₂ v důsledku nějakých geologických aktivit vytryskl na povrch, okamžitě se jeho část přeměnila na plyn a část ztuhla. Tříšť – směs kapalného a tuhého CO₂ – pak může vymlet pozorovaná koryta, podobně, jako se to pozoruje na svazích pozemských útesů, rozrytých sněhovou tříští či na svazích sopečných kráterů, kde jsou koryta vymleta suspenzí lávy a sopečného popela. Aby ovšem CO₂ zůstal pod povrchem kapalný, je též třeba dostatečně nízké okolní teploty. Jelikož nejchladnějšími oblastmi Marsu jsou jižní oblasti planety, vysvětluje to, proč se tyto útvary pozorují kolem jižního pólu. Problém samozřejmě není zdaleka definitivně vyřešen a zde zmiňovaná hypotéza je jen příspěvkem do diskuse k této otázce.

Pomocí laserového infračerveného výškoměru MOLA (Mars Orbiter Laser Altimeter) na sondě Mars Global Surveyor byly vytvořeny topografické mapy povrchu Marsu s 1 m přesností určení výšky povrchových útvarů (orbitální části sond Viking měřily s přesností jen asi 1 km). Tato přesnost měření umožnila zkoumat i záhadné rovinaté oblasti na severní polokouli Marsu. Vzhledem k tomu, že jde o velice ploché oblasti, vznikla teorie, že jde o dna bývalých oceánů, srovnaných vodou. Proměření výškového profilu okraje takového „moře“ v blízkosti pánve Utopia však naznačuje, že vznikl spíše tektonickou činností a nenese známky erozivního působení vody (tím ovšem teorie o existenci moře na povrchu Marsu není vyloučena). Z tohoto příkladu je zřejmé, že pochopení geologické historie Marsu si ještě vyžádá značného úsilí.

2001 Mars Odyssey a další sondy k Marsu

První planetární mise 21. století byla úspěšně zahájena v sobotu 7. 4. Raketa Delta 2 (typ 7925) úspěšně odstartovala v 15.02.22 UT ze startovní rampy 17A a v T+31 min 48 s se sonda 2001 Mars Odyssey oddělila od třetího stupně rakety, který ji navedl na dráhu k Rudé planetě. V 15.51 UT se sonda objevila nad místním horizontem sledovací stanice DSN u města Canberra v Austrálii, která se sondou navázala první kontakt. Stav sondy byl dobrý, panely slunečních článků se v pořádku rozevřely. V neděli 8.4. byla sonda převedena do operačního stavu.

Navigační tým z rozboru dráhy usoudil, že sonda byla navedena na správnou dráhu. První korekční manévr byl tedy zatím odložen. Ve čtvrtek 12. 4. se sonda 2001 Mars Odyssey nacházela ve vzdálenosti asi 1,5 mil km od Země a vůči Zemi se pohybovala rychlostí 3,3 km/s. Sonda dorazí k Marsu a bude navedena na jeho oběžnou dráhu dne 24. 10. Dne 19. 4. pořídila sonda kontrolní snímky Země ze vzdálenosti asi 3 mil. km ve viditelném a infračerveném spektru pro kalibraci systému THEMIS. Ze získané termální mapy byla odvozena teplota –50°C v oblasti zimní Antarktidy a 9°C v noční Austrálii. Tyto teploty dobře souhlasí s teplotami změřenými na antarktické stanici Vostok (-63°C) a v Austrálii (10°C). Řídící středisko bylo tedy s tímto testem spokojeno. Dne 23. 4. se sonda nacházela již ve vzdálenosti 4,6 mil. km od Země. Sonda se pohybuje po heliocentrické dráze o vzdálenostech 0,982 – 1,384 AU (AU neboli astronomická jednotka je střední vzdáleností mezi Sluncem a Zemí, 1AU=149,5 mil. km) se sklonem 3,05° k ekliptice.

Úkolem sondy 2001 Mars Odyssey, jejíž jméno bylo inspirováno známým románem A. C. Clarka „2001: Vesmírná odysea“, je mineralogické a chemické studium povrchu planety Mars, měření radiace v jejím okolí a pořízení atlasu celého povrchu planety se středním rozlišením (18 m na obrazový element (pixel)) ve viditelné oblasti světla. V infračervené oblasti bude pořízena termální mapa povrchu s rozlišením 100 m. Snímkování v infračervené, ale i ve viditelné oblasti spektra bude zajišťovat systém pro zobrazování tepelných emisí THEMIS (Thermal Emission Imaging System). Neutronový spektrometr bude zjišťovat stopy ledu v marsovských horninách, zatímco spektrometr gama záření, umístěný na 6 m dlouhém nosníku, bude zjišťovat chemické složení povrchových hornin. Další přístroj MARIE (Mars Radiation Environment Experiment), určený pro měření radiační úrovně v okolí sondy při letu k Marsu a na oběžné dráze, bude zjišťovat příspěvek radiace od Slunce a od kosmického záření. Tato měření budou užitečná pro návrh budoucích pilotovaných kosmických lodí s posádkou, zejména jakým radiačním štítem bude nutné takovou loď vybavit.

Provádění výzkumného programu sondy je plánováno na rok a cílem je charakterizace potenciálních míst sběru vzorků půdy a identifikace oblastí s minerály, svědčícími o přítomnosti vody v minulosti.

Americký program průzkumu Marsu se stále upřesňuje, též v závislosti na rozpočtu NASA. V nejbližších letech se zatím uvažuje jen o nepilotovaném průzkumu této planety. I když se současné škrty v rozpočtu NASA výzkumu Marsu nedotkly a dokonce na projekt MSRM (Mars Sample Return Mission) odběru vzorků marsovských hornin a jejich dopravě na Zemi bylo přiděleno více finančních prostředků, jeho realizace se odsouvá až k horizontu let 2011 až 2014. V nejbližší době se počítá s realizací dvojice pohyblivých roverů v roce 2003. Otázkou je, zda současné odstoupení ředitele programu výzkumu Marsu organizace NASA G. Scotta Hubbarda není částečně ovlivněno i zmíněnými úspornými opatření vedení NASA. Hubbard se domnívá, že se mu během ročního působení v této funkci podařilo reorganizovat program výzkumu Marsu po dvou neúspěšných misích a že dává přednost návratu do Amesova výzkumného střediska NASA v Kalifornii. Na jeho místo byl jmenován Orlando Figueroa, který pracuje v NASA již 22 let v nejrůznějších funkcích, naposledy jako ředitel odboru pro technologie, systémy a pokročilé koncepce.

Odklad americké mise MSRM může však nahrát ambicím organizace ESA, která třeba zváží realizaci britského návrhu levné mise získání marsovských vzorků kolem roku 2009. Britský návrh uvažuje o vyslání orbiteru na dráhu kolem Marsu. Z orbiteru by se pak oddělila sonda o hmotnosti asi 30 kg, která by vyvrtala robotickou rukou z hloubky asi 1 m vzorek o hmotnosti 200 g a umístila do pouzdra v sondě. Pomocí rakety by byla sonda vynesena na oběžnou dráhu, kde by byla zachycena orbiterem, který by sondu dopravil zpět na Zemi po dvou letech, kdy je konstelace Marsu a Země příznivá z hlediska energetiky návratu. Realizace tohoto návrhu vychází z technologií, vyvíjených pro britskou sondu Beagle 2, která by měla na povrchu Marsu přistát v roce 2003.

Měsíc

Analýza dat získaných sondou Lunar Prospector naznačují, že čas od času unikají z podpovrchových prostor Měsíce zbytky zachyceného plynu. Jsou uvolňovány při příležitostných otřesech Měsíce. Jelikož je Měsíc malé těleso a rychle vychladlo po svém vzniku, veškerá vulkanická aktivita zanikla již před miliardou let. Vznikající otřesy kůry Měsíce jsou tedy důsledkem tepelných kontrakcí. Tyto povrchové kontrakce pak mohou uvolnit zbytky plynů, většinou CO₂, po vulkanické činnosti, které zůstaly po miliony let zachycené v podpovrchových „kapsách“. Tento plyn může obsahovat radon, vznikající při radioaktivním rozpadu podpovrchového uranu. Radon lze dobře detekovat, neboť uvolňuje alfa částice, které lze registrovat pomocí spektrometrů alfa částic. Takové spektrometry byly již umístěné na servisních modulech kosmických lodí Apollo 15 a 16 a posléze i na sondě Lunar Prospector, která na polární oběžné dráze kolem Měsíce strávila 18 měsíců. Výsledky ukázaly, že k ventilaci podpovrchového plynu dochází ve třech oblastech přivrácené strany Měsíce a to zejména v kráteru Aristarchus, což je jeden z nejčerstvějších velkých kráterů na Měsíci v oblasti velkého lávového údolí. Další oblastí je Moře hojnosti (Mare Fecunditatis), kde měření Apolla zjistilo i přítomnost polonia a konečně třetí oblastí je oblast Sinus Medii asi uprostřed viditelného disku Měsíce. Místa, odkud plyny unikají jsou na hranicích moří, což jsou vlastně staré obří krátery, vyplněné lávou. Na odvrácené straně Měsíce nebyl žádný únik plynů zaregistrován, ale specialisty na geologii Měsíce to nepřekvapuje, neboť povrchová vrstva Měsíce je zde silnější a nejsou zde žádná lávová pole.

Povrch Venuše

Při radarovém průzkumu povrchu Venuše sondou Magellan byly získány snímky velkých povrchových oblastí, pokrytých systémem trhlin. Počítačové simulace, prováděné v Sekci geofyziky a planetární geologie JPL, měly za cíl nalézt fyzikální model vzniku sítě těchto trhlin zhruba hexagonálního či polygonálního vzoru. Simulace ukázaly, že takový typ sítě trhlin může vznikat při periodickém zahřívání a ochlazování povrchu v rozmezí asi 200° C po dlouhou dobu. Odhaduje se, že taková geologická doba, kdy došlo ke vzniku povrchových trhlin na Venuši, nastala před asi 700 mil. let. Jiné modely, předpokládající například zahřívání povrchu vulkanickou činností s tuhnutím lávy na povrchu, nedávají pozorovanou polygonální síť trhlin. Připomeňme, že v současném období je povrchová teplota Venuše asi 470° C a tlak na jejím povrchu kolem 9 MPa.

Ganymed

Snímky Jupiterova ledem pokrytého měsíce Ganymed, získané sondou Galileo a sondou Voyager (v roce 1970), dovolily vytvořit jejich kombinaci a tak získat stereoskopické snímky povrchu tohoto měsíce. Tyto snímky dovolily studovat zejména protáhlé pruhy rovného terénu světlejšího odstínu, pokrývajícího brázdy o hloubce asi 1 km ve starém, tmavším terénu, pokrytém krátery. Ze získaných stereoskopických snímků se zdá, že díky vulkanické činnosti před asi miliardou let došlo k erupci „lávy“, zde spíše ledové kaše, která zaplavila brázdy, z nichž jedna má délku až 900 km. Výsledky této fotografické studie jsou publikovány v časopise Nature z 1. 3. 2001.

Io

Povrch Jupiterova měsíce Io se díky neustávající vulkanické činnosti stále mění. Svědčí o tom porovnání snímků povrchu tohoto měsíce, získaných v určitém časovém odstupu. Například srovnání snímků lávového toku, nazývaného Amirani, získaných 11. 10. 1999 a 22. 2. 2000 dovolilo identifikovat vznik asi 23 nových lávových výtoků v průběhu časového odstupu 134 dní mezi oběma snímky. Lávové pole Amirani je nejrozsáhlejším na povrchu měsíce Io, pokrývá asi 640 km² a má délku 300 km. Při erupcích v oblasti Amirani je každou vteřinu vyvrženo asi 100 tun lávy, kterou tvoří roztavené sloučeniny síry a unikající SO₂. Tato pozorování jsou důležitá pro specialisty, kteří se snaží vytvořit modely, které by popisovaly vznik takového lávového pole.

Další kuriozitou povrchu měsíce Io jsou hory, dosahující výšek až 16 km. Původně se předpokládalo, že jsou vulkanického původu, ale rozbor stereoskopických snímků, vzniklých kombinací snímků získaných v průběhu misí Galileo a Voyager ukázal, že hory vznikly vrásněním povrchu jako důsledek tepelných a kompresivních pnutí, kterým je vystaven povrchový krunýř měsíce Io. Povrch je zahříván vyvrhovanou lávou, jejíž teplota dosahuje až 1800 K, což vede ke vzniku tepelného pnutí. Stlačování terénu vzniká poklesem povrchu ke středu měsíce. Kombinace těchto napětí pak podle planetárních geologů vede ke vzniku pozorovaných pohoří. Ta se nachází v oblastech, vzdálených od aktivních vulkánů.

(lek)

Další použité zdroje:

Air et Cosmos (2001) č. 1777 – 1786.

Internetové bulletiny:

www.spacefligthnow.com (16.1., 24.1., 25.1., 27.1., 28.1., 14.2., 18.2., 22.2., 26.2., 28.2., 1.3., 2.3., 4. 3., 13.3., 19.3., 20.3., 21.3., 22.3., 27.3., 28.3., 29.3., 30.3., 1.4., 6.4., 8.4., 9.4., 12.4., 15.4., 16.4., 18.4.).

www.spacedaily.com (24.1., 13.2., 21.2., 26.2., 19.3., 27.3., 28.3., 21.3.).

www.space.com (17.1., 22.1., 24.1., 7.2., 19.2., 21.2., 6.3., 9.3., 14.3., 26.3., 27.3., 7.4., 9.4., 16.4., 18.4., 19.4., 23.4., 24.4.).

NASA News N01-05, 01-06, 01-13, 01-20, 01-41, 01-51, 01-52, 01-66, 01-71, 01-74, 01-75, 01-81.

Publikováno v časopise Letectví a Kosmonautika 77 (2001) č. 11, s. 716 - 720; č. 12, s. 784 - 787; č. 13, s. 874 - 785.