(4. čtvrtletí 2001)

D. Goldin, který řídil organizaci NASA od 1. 4. 1992, se k 17. 11. 2001 rozhodl tuto organizaci opustit. Oficiální zpráva NASA 01-191 spíše vyzdvihuje kladné stránky téměř desetiletého působení D. Goldina v této funkci a nezmiňuje příčiny a důvody Goldinovy rezignace. Podle komentáře W. Harwooda, publikovaného na www.spacenews.com dne 17. 10. se dává tato demise do souvislosti s financováním mezinárodní kosmické stanice. V létě roku 2001 došli experti NASA k závěru, že v průběhu následujících pěti let bude rozpočet programu stanice překročen o 5 miliard USD. Když se začalo mluvit o překročení rozpočtu ISS, pověřil v průběhu léta 2001 D. Goldin komisi, složenou z odborníků mimo NASA, aby prověřili účetnictví a styl řízení programu ISS organizace NASA (NASA News 01-152). Zpráva, publikovaná 1. 11., skutečně kritizuje NASA za nedostatky ve financování programu a zejména za podhodnocování předpokládaných nákladů. Blízká budoucnost by měla přinést rozhodnutí o dalším vývoji stanice. Na druhé straně komise ocenila technickou úroveň stanice i důraz, kladený na její bezpečný provoz.

NASA se tedy rozhodla odložit výstavbu dalšího obytného modulu a záchranné lodi pro 6 – 7 astronautů. V důsledku toho bude v nejbližší budoucnosti stanice obydlena pouze tříčlennou permanentní posádkou a tak nebude zatím možné využívat jejích výzkumných kapacit, na které byla původně konstruována.

Na druhé straně je třeba připomenout, že jen díky Goldinově energii se mezinárodní kosmická stanice vůbec začala realizovat. Někteří čtenáři si možná pamatují, že výstavbu kosmické stanice vyhlásil v roce 1984 prezident Reagan ve své zprávě o stavu Unie. V průběhu deseti let v období 1984 – 1994 se projekt stanice předělával devětkrát a NASA na projekt stanice tehdy spotřebovala 10 mld USD, aniž se vlastně vyrobil nějaký její díl, který by byl později použit při její výstavbě. Teprve pod Goldinovým řízením NASA se program kosmické stanice dostal do stádia výstavby a ta se stala operační kosmickou laboratoří, která může být permanentně obyvatelná. Goldin sám se domnívá, že posádky, působící na ISS, vlastně připravují budoucí pilotovaný let na Mars tím, že lékařské experimenty a studium vlivu záření na organizmus přinesou informace, potřebné k realizaci pilotovaného letu k Marsu a zpět.

Goldin též klade důraz na iniciativu SLI (Space Launch Initiative), v rámci které by se v příštích pěti letech měl studovat kosmický dopravní prostředek nové generace. Podle jeho názoru je též nutné zcela privatizovat provoz raketoplánů tak, aby si NASA uvolnila ruce pro jiné programy. Podle jeho názoru počáteční stádium privatizace, kdy Boeing a Lockheed Martin vytvořily společnou společnost USA (United Space Alliance) spíše než aby soutěžily, není tím nejlepším a nemělo by se v budoucnu opakovat.

Při příležitosti odchodu D. S. Goldina z funkce generálního ředitele NASA mu francouzská vláda udělila za zásluhy o rozšiřování francouzsko-americké kosmické spolupráce jedno z nejvyšších francouzských vyznamenání – řád Důstojníka Čestné legie.

Goldinova rezignace přišla den poté, co zástupce generálního ředitele NASA pro pilotované lety J. Rothenberg oznámil svůj odchod do důchodu s platností od 15. 12. 2001. J. Rothenberg byl ve vedení NASA zodpovědný za všechny lety raketoplánů a veškeré operace mezinárodní kosmické stanice. Počátkem listopadu se rozhodl i E. A. Frankle, vedoucí právník NASA, že také odejde do důchodu k 28. 12. 2001. Odchod těchto vysokých představitelů NASA tedy signalizuje, že v této organizaci dochází ke generační výměně.

Dne 13. 11. byl prezidentem G. Bushem jmenován Sean O´Keefe jako nový generální ředitel organizace NASA. O´Keefe byl dosud zástupcem ředitele Úřadu pro management a rozpočet OMB (tento úřad je poradním orgánem prezidenta při přípravě rozpočtu a vyhodnocuje rozpočtové priority). Od O´Keefeho se zřejmě očekává, že dosáhne zlepšení finančního řízení programu výstavby ISS.

První astronautický kongres tohoto století a v pořadí již 52. kongres IAF se konal v Toulouse od 1. do 5.října 2001. Byl však poznamenán tragickou explozí továrny na hnojiva AZF z 21. 9. (z aerokosmických podniků, soustředěných v Toulouse, byly výbuchem nejvíce poškozeny některé budovy továrny na výbušniny SNPE, která se nacházela v těsném sousedství AZF. SNPE vyrábí pro rakety Ariane 5 chloristan amonný pro její urychlovací stupně na TPL a monometylhydrazin pro stupeň EPS). Nadto v důsledku událostí v New Yorku z 11. září se kongresu neúčastnila většina amerických delegátů.

Kongres zahájil francouzský ministr pro výzkum a technologie R.-G. Schwartzenberg, který při té příležitosti připomenul tři hlavní priority, kterými se bude muset organizace ESA v nejbližší době zabývat: udržení konkurenceschopnosti raket Ariane na světovém trhu vypouštění družic, čehož lze dosáhnout zejména snížením výrobních nákladů na úrovni dodavatelů a výrobce, rozhodnutí o vývoji systému evropských navigačních družic Galileo a konečně o systému globálního sledování životního prostředí v rámci programu ESA nazývaném EarthWatch.

Z velkých mezinárodních programů byla na prvním místě v centru pozornosti výstavba mezinárodní kosmické stanice ISS. Vlastně všechny kosmické agentury zápasí s nedostatkem financí. NASA bude řešit svůj problém nedostatku financí zřejmě po nástupu nového administrátora. Japonský modul Kibo se odkládá na rok 2004 a evropský Columbus na 2005. Zřejmě dojde k náhradě universálního spojovacího modulu UDM za ruský modul Zarja-2 (tj. FGB-2).

Také americký program výzkumu Marsu je poznamenán finanční situací NASA. V současné době studuje NASA možnost odkladu všech projektů plánovaných po roce 2007 o dva roky. To znamená, že například mise sběru vzorků marsovských hornin by tak sklouzla na období 2013-2014 s návratem vzorků na Zemi v roce 2017.

Kromě velkých kosmických programů se pozornost delegátů kongresu soustředila i na používání minidružic k vědeckým či komerčním misím. V této oblasti byla silně reprezentována velká Británie, zastoupená hned třemi společnostmi, specializujícími se na výrobu mikrodružic. Je to známá společnost SSTL (Surrey Satellite Technology Ltd), QuinetiQ (která se odštěpila od výzkumné agentury ministerstva obrany) Astrium Ltd, která se specializuje na vývoj malých družic pro vědecké, technologické a komerční mise za nízkou cenu. Zmíněné tři společnosti vyvíjí mikrodružici o hmotnosti 120 kg, odvozenou z modelu Uosat společnosti SSTL, která by měla sloužit k dálkovému průzkumu Země a pořizovat snímky zemského povrchu s rozlišením 2,5 m. Družice, jejíž vědecké zařízení vyvíjí QinetiQ, je financovaná společně britským ministerstvem obrany a britským kosmickým centrem. Družice by měla být vypuštěna v roce 2004. Jinak společnost SSTL v Guilfordu připravuje asi dvanáct dalších mikrodružic. Je to například turecká družice Biltensat pro sledování povrchu Země s rozlišením 12 m. Družicový systém DMC-1 (Disaster Minitoring Constelation) pro sledování oblastí, postižených katastrofami, bude tvořen čtyřmi mikrodružicemi o hmotnostech 100 kg s kamerami o rozlišení 32 m a pátou družicí (hmotnost 120 kg) s kamerou o rozlišení 4 m. SSTL také studuje projekt geostacionární minidružice Gemini o hmotnosti 400 kg s 6 – 12 převaděči, odvozené z modelu Uosat-12 za cenu 35 mil. euro.

Společnost QuinetiQ se specializuje na technologické mikrodružice. Pro program sledování objektů v blízkosti Země NEO (Near Earth Objects) navrhuje mikrosondu Simone (Spacecraft Intercept Mission to an Object Near Earth), poháněnou iontovým elektrickým motorem, která by po vynesení raketou Ariane 5 prováděla průzkum asteroidů.

Konečně Astrium Ltd se podílí jednak na vývoji přistávací sondy Beagle-2. Dále vyvíjí radarovou mikrodružici MicroSAR s rozlišením 5-10 m.

Francouzská odbočka Marsovské společnosti, zvaná Asociace planety Mars (APM) uspořádala od 28. do 30. září v Paříži první evropskou konferenci této společnosti.

V první části konference se probíraly otázky cesty k Marsu. Pro dopravu materiálu na oběžnou dráhu kolem Země by bylo možné použít varianty rakety Ariane 5 s pěti motory Vulcain na prvním stupni, ke kterému by kromě dvou urychlovacích stupňů na TPL byly přidány ještě čtyři urychlovací stupně SRB raketoplánu. Tak by bylo možné zvýšit nosnost rakety až na 140 000 kg na nízkou oběžnou dráhu. Další sekce konference se věnovala problémům spojeným s pobytem expedice na povrchu Marsu. Zatím není jasné, co představuje dlouhodobý pobyt posádky na povrchu Marsu se sníženou gravitací 0,39 g. Dále se probíraly zkušenosti získané v rámci pobytu na antarktické základně (tzv. Haughton Mars Project), byly zmíněny též otázky modulární architektury vhodné pro výstavbu obyvatelných prostor na povrchu Marsu.

Celá další sekce byla věnována možnému výskytu života na Marsu a s tím související otázce, kam zmizela voda, o které se předpokládá, že se na povrchu Marsu kdysi nacházela.

O plánech robotického výzkumu povrchu Marsu včetně použití balónů v atmosféře planety hovořili zástupci organizací CNES a ESA a dalších aerokosmických firem.

Na závěr konference vyjádřil A. Ducrocq názor, že by přistání člověka na Marsu nemělo být chápáno jen jako výlet bez budoucnosti, ale jako počátek lidské trvalé přítomnosti na této planetě (Toto poselství A. Ducrocqa, který byl známým francouzským propagátorem kosmonautiky, lze chápat i jako jeho odkaz svým pokračovatelům – zemřel ve svých 80 letech v říjnu 2001).

V polovině listopadu se v Ediburghu konalo zasedání Rady ESA na úrovni ministrů pro vědu a technologii, zodpovědných v 15 členských státech a v Kanadě za kosmický výzkum. Ze zasedání Rady vyplynulo, že organizace ESA chce těsněji spolupracovat se zeměmi Evropské unie. Proto podporuje vývoj a realizaci evropského navigačního systému Galieo. Tento systém by měl být hlavní komponentou celoevropské dopravní politiky. Dalším okruhem spolupráce s Evropskou unií je podíl na programu globálního monitorování životního prostředí GMES (Global Monitoring for Environment and Security). ESA se zde podílí sledováním zemského povrchu, kde lze registrovat jak změny životního prostředí tak přírodní i jiné katastrofy. Program GMES byl zahrnut do řady dalších misí v rámci iniciativy EarthWatch organizace ESA.

Delegáti se též rozhodli podpořit zdokonalování evropského družicového nosiče Ariane. Rakety Ariane jsou totiž páteří nezávislého přístupu organizace ESA do kosmického prostoru.

Co se týče programu mezinárodní kosmické stanice ISS, organizace ESA chce dostát svým závazkům v tomto programu a očekává, že i NASA udělá totéž.

V oblasti mezinárodních vztahů konstatovala Rada ESA, že se další evropské státy zajímají o členství v této organizaci. Nedávno vyjádřilo Řecko zájem o členství v této organizaci. Vzrůstá spolupráce se zeměmi střední a východní Evropy. Spolupráce ESA však přerůstá i hranice Evropy. V roce 2000 byla obnovena dlouhodobá dohoda Kanady o spolupráci s organizací ESA, existuje spolupráce s USA, Japonskem a Ruskem. Nejsou vyloučeny další kontakty s dalšími zeměmi v Asii či Latinské Americe.

Ministři též položili důraz na snahu ESA o koordinaci komunikace mezi evropskými zeměmi v oblasti výukových programů pro mládež, kterou je tak možné informovat o prospěšnosti kosmického výzkumu.

Během posledních několik let došlo k řadě selhání jak při vypouštění družic, tak během činnosti družic na oběžné dráze. Problémy u řady komerčních družic měly značný dopad na společnosti, zabývající se pojišťováním družic. Například několik telekomunikačních družic modelu Boeing 601 (původně HS 601 firmy Hughes) bylo ztraceno v důsledku zkratu v obvodech palubního řídícího systému. V současné době vznikají u větších družic série Boeing 702 problémy s panely slunečních článků, které v průběhu funkce družice vedou ke snižování dodávky elektrické energie systémům družice. Na družici PAS-7 společnosti PanAmSat došlo počátkem roku 2001 ke zkratu na panelech slunečních článků v okamžiku, kdy se družice vynořila ze zemského stínu, a tím i k permanentní ztrátě elektrické energie. Podobné problémy mělo dalších asi 12 družic stejného modelu FS1300 firmy Loral. Jako důsledek těchto problémů vykazovaly pojišťovací společnosti roční ztráty mezi 400 – 600 mil. USD. Nadto, jako důsledek teroristických útoků z 11. 9. 2001, je řada pojišťovacích společností vystavena množství žádostí o pojistné plnění, což snižuje kapitál, který je k dispozici pro jiné pojistky. Kombinace všech těchto efektů způsobuje, že v současné době řada pojišťovacích společností přechází na lukrativnější pojistky než je pojišťování startů a provozu komerčních telekomunikačních družic. Společnosti, které zatím ještě starty a provoz družic pojišťují, přirozeně zvyšují poplatky na pojištění. Například jedna z velkých pojišťovacích společností, Munich Re, zvýšila poplatky na pojištění startu o 50% a na pojištění provozu družice na oběžné dráze o 75%. Pojišťovací společnosti se též obávají, že tím, jak řada výrobců snížila dobu výroby telekomunikační družice z 36 měsíců na 12 měsíců může docházet k větší frekvenci výrobních defektů. Jiným problémem jsou konstrukční chyby, vedoucí pak k systematickým selháním celých sérií družic. Další pojišťovací problémy patrně nastanou v roce 2002, kdy se do provozu zavádějí nové typy družicových nosičů Atlas 5, Delta 4 a zdokonalená varianta Ariane 5. Očekává se, že bude obtížné nalézt pojišťovací společnosti pro prvních pět startů těchto nových nosičů.

Jako reakci na postoj pojišťovacích společností přichází společnost Boeing s iniciativou pro zdokonalování kontroly jakosti na výrobních linkách. Pro každou linku výroby modelů 376, 601 a 702 bude jmenován manažér, zodpovědný za jakost výroby. Zavádí se nový program pro kontrolu kvality a spolehlivosti družic, zvaný “Six Sigma”. Konečně bude jmenován šéfinženýr, zodpovědný přímo prezidentu společnosti, který bude mít právo provádět namátkové kontroly na výrobní lince a analyzovat zjištěné anomálie.

Dne 29. 10. se v Austrálii uskutečnil pokus s letem náporového motoru s nadzvukovým spalováním, tzv. scramjetu. Náporový motor byl navržen a vyroben pracovníky University of Queensland v Brinsbane. Sondážní raketa Terrier-Orion americké firmy Astrotech měla vynést náporový motor, poháněný vodíkem, do výšky asi 40 km. Zde se měl odhodit aerodynamický kryt rakety a náporový motor (o délce asi 1.6 m) měl začít padat a zvyšovat svou rychlost. Asi ve výšce 36 km měl dosáhnout rychlosti 7,6× vyšší než rychlost zvuku (tj. 7,6 M) a zde mělo dojít k zahájení práce motoru. Rozbor získaných výsledků však ukázal, že pro problémy s nosičem nedošlo k zážehu motoru. Při dopadu na zem došlo ke zničení náporového motoru. Vyšetřující komise předá svou zprávu kolem 20. 11. 2001 a na základě jejích závěrů se rozhodne, uskuteční-li se další pokus se scramjetem během prosince.

Připomeňme, že podobný experiment s americkým hypersonickým zkušebním tělesem X-43A, uskutečněný v červnu 2001 s modifikovaným nosičem Pegasus, se také nezdařil. Vyšetřovací komise se však domnívá, že v tomto případě nelze identifikovat jedinou příčinu neúspěchu. Komise prověřovala aerodynamiku rakety Pegasus a její systém řízení (u rakety Taurus, také provozované společností OSC, byl neúspěch letu v září 2001 způsoben zaseknutím táhla řízení vektoru tahu 2. stupně na asi 5 s po jeho zážehu. Podle OSC se však stejně plánuje použití dokonalejšího systému řízení 2. stupně).

V červnu a v červenci 2001 se v USA uskutečnily dva jiné pokusy s motorem scramjet. Asi 10 cm velké modely scramjetu, umístěné na špičce titanových střel, byly vystřeleny z přibližně 39 m dlouhého kanónu rychlostí 7,1 M. Jejich motory, spalující uhlovodíkové palivo, byly zažehnuty asi na 30 ms. Takto poháněné projektily urazily za tento okamžik 78 m.

O příčinách neúspěšného letu rakety Ariane 510 bylo informováno v L+K 76 (2001), č. 23, s. 1553. Zde se zmíníme ještě o některých podrobnostech ze zprávy vyšetřovací komise, týkajících se problémů, vzniklých při zážehu motoru Aestus stupně EPS rakety Ariane 510. Při zahájení dodávky monometylhydrazinu do spalovací komory během prvních 400 ms nebyl dodržen směšovací poměr s okysličovadlem N₂O₄ a v komoře došlo k asi dvojnásobně rychlejšímu nárůstu tlaku, než za normálních podmínek. Ve spalovací komoře tak došlo po dobu 4 s k nestabilitám hoření o vysokých frekvencích. Spalovací komora se přehřála a monometylhydrazin, který komoru ochlazuje průtokem chladícími kanálky kolem spalovací komory a pak vstupuje do vstřikovače (injektoru) se začal měnit na páru. Jeho množství, vstupující do spalovací komory se snížilo a vznikla tak nadspotřeba okysličovadla. Zvýšená teplota monometylhydrazinu nadto způsobila, že kanálky chladícího okruhu praskly směrem do spalovací komory. Motor by za těchto okolností měl explodovat, ale pevnost regenerativního chladícího systému explozi zabránila. Pokles tlaku par paliva v chladícím systému vedl k obnovení proudění chladnějšího monometylhydrazinu chladícím systémem a směšovací poměr se poněkud zlepšil. Motor tak fungoval až do spotřebování N₂O₄. Specifický impuls motoru však klesl o 18 – 20%. Družice Artemis tedy nebyla zničena proto, že spalovací komora motoru vydržela pracovní režim daleko mimo standardní normu. Důvodem havárie bylo tedy mechanické působení mezi přívodem pohonných látek a motorem Aestus. Na zkušebním stavu k podobné situaci nikdy nedošlo, neboť zde byly nádrže z bezpečnostních důvodů umístěny mimo zkušební stav. Proto vlastně stupeň nebyl nikdy zkoušen za podmínek, blízkých letovým. Proto byl zkušební stav upraven a zdokonalen systém kontroly dodávky pohonných látek během zážehu motoru. Kvalifikační komise, posuzující stav úprav stupně EPS a připravenost rakety Ariane 511 k letu se sešla 24. 11. Přesné datum startu zatím nebylo oznámeno, ale počítá se s ním počátkem roku 2002.

Koncem listopadu 2001 družice Artemis pohybovala na parkovací dráze ve výšce 31 000 km s oběžnou dobou 19 hod. Další zvyšování dráhy se uskuteční pomocí nového iontového motoru, pro jehož pohon si družice nese 20 kg xenonu. Ovšem pro zvyšování dráhy na úroveň geostacionární dráhy o výšce 36 000 km je třeba nahrát do palubního počítače nový řídící program, vyvíjený výrobci iontového motoru, kterými jsou ESA a společnosti Alenia a Astrium. Po ověření programu se předpokládalo zahájení zvyšování dráhy družice iontovým motorem před Vánocemi.

Jak známo, družice Artemis je též vybavena terminálem systému Silex pro mezidružicové optické komunikace s použitím laseru. Další terminál tohoto systému byl umístěn na družici SPOT 4 vypuštěné v roce 1998 a pohybující se na heliosynchronní dráze o výšce 832 km. V týdnu od 19. do 22. 11. 2001 se uskutečnil experiment o přenos dat mezi družicemi Artemis a SPOT 4 prostřednictvím systému Silex. Během čtyř oběhů družice SPOT 4 byl z terminálu Silex na družici Artemis vyslán optický svazek, skanující předpokládanou oblast, ve které se měla družice SPOT 4 nacházet. Když byl navázán kontakt, družice SPOT 4 vyslala k družici Artemis svůj signál. Ta přestala skanovat a navázala s družicí SPOT 4 optické spojení, které udržovala po naprogramovanou dobu mezi 4 a 20 minutami. Při optickém spojení byla přenášena data rychlostí 50 Mb/s. Konfigurace družic však nebude optimální, pokud Artemis nedosáhne geostacionární dráhy. Pak nastane operační fáze, kdy družice Artemis bude s družicí SPOT 4 komunikovat 5krát denně a tím se podstatně sníží čas mezi získáním snímku a jeho přenosem do řídícího střediska. Zatím jsou snímky ukládány do paměti družice SPOT 4 a řídícímu středisku jsou předávány při přeletu některé z pozemních stanic.

V rámci programu zdokonalování raket Ariane 5 byla 21. 11. 2001 uskutečněna v Kourou kvalifikační zkouška motoru vylepšeného urychlovacího stupně na TPL. Na pevném zkušebním stavu BEAP byl umístěn stupeň ve skutečné velikosti a byl zažehnut na 125 s. Hlavními cíly tohoto testu byla kvalifikace upraveného předního segmentu S1 motoru, nové konstrukční úpravy trysky a vyhodnocení vlivu stárnutí na stav TPL.

Dodaný urychlovací stupeň, použitý při zkoušce, byl v kompletní letové konfiguraci. Měl hmotnost 275 000 kg, z toho 240 000 kg TPL). Byl vybaven řídícím systémem, předním aerodynamickým krytem, krytem trysky, hydraulikou řízení trysky, zažehovačem, třemi segmenty S1 (26 000 kg TPL), S2 (107 000 kg TPL) a S3 (107 000 TPL s připojenou tryskou.

Přední segment S1 motoru obsahoval o 2200 kg více paliva. V okamžiku startu dodává tento segment na 50% tahu celého stupně a přidání pohonné látky zvýší nosnost rakety na dráhu přechodovou ke geostacionární o 200 kg. Urychlovací stupně se zvýšeným množstvím paliva se objeví u raket Ariane 5, s jejichž výrobou se začne v červenci 2002.

Tryska a její ovládací hydraulický systém byly zjednodušeny tak, že počet dílů byl snížen z 20 na 13. Zejména se jednalo o součástky vysokotlakého hydraulického systému. Nová tryska by se měla být součástí urychlovacích stupňů raket Ariane 5 od roku 2004.

Při zkoušce byl použit zadní segment S3, vyrobený před 6 lety.

V L+K 76 (2001), č. 22, s. 1487 jsme informovali o první letové zkoušce letounu EZ-Rocket kalifornské společnosti XCOR Aerospace. Dne 12. 11. uskutečnil konstruktér a vysloužilý zkušební pilot R. Rutan druhou letovou zkoušku s tímto letadlem. Dva raketové motory o tahu 2kN každý pracovaly při zkoušce 127 s a dopravily letoun do výšky 2700 m. Z této výšky pak letoun přistál klouzavým letem. Celkem zkouška trvala 8 min., 35 s. EZ-Rocket je prvním soukromě vyrobeným raketovým letadlem a jeho cena je asi 500 000 USD. Cílem společnosti je konstrukce letounu s vyšším výkonem, které by v budoucnu mohlo zajišťovat rutinní a spolehlivou suborbitální dopravu do výšky kolem 95 – 100 km, kde by bylo možné provádět vědecké experimenty v mikrogravitaci a dopravovat tam platící cestující, toužící nahlédnout do kosmického prostoru.

I když se společnost XCOR Aerospace neúčastní soutěže o Cenu X, o tuto cenu naopak usiluje britská společnost Starchaser a její zakladatel Steve Bennett. Bennett založil program Starchaser v roce 1992 nejprve jako zkušební program pro experimentování s raketami. V soukromou společnost s ručením omezeným se Starchaser stal v prosinci 1998 a jejím prvořadým úkolem je nyní získání Ceny X (Cenu X a prémii 10 mil. USD získá jedinec nebo nevládní organizace, schopná bezpečně dopravit tři osoby do výšky nejméně 100 km a bezpečně je dopravit na zem dvakrát během dvou týdnů). Společnost Starchaser již zkonstruovala několik raket, poslední Nova je 11 m vysoká a má hmotnost 747 kg. Je poháněná motorem na TPL o tahu 40 kN. Cílem pokusu s touto raketou bylo zkoušení mobilní startovní věže, aerodynamiky rakety (během 6 s dosáhne rychlosti 222 m/s), řídícího systému (palubní počítač využívající družicového navigačního systému GPS), telemetrie a padákový návratový systém.

Těchto cílů se prakticky podařilo dosáhnout při zkušebním startu dne 22 listopadu, kdy raketa Nova odstartovala z pláže v Morecambe Sands, v Cartmel Wharf, Cumbria. Raketa vystoupila do výšky 1688,8 m. Podle S. Bennetta bylo dosaženo při pokusu asi 85% úspěchu.

Pro pokus o získání Ceny X však bude nutné zkonstruovat mohutnější raketu Thunderbird o výšce asi 16 m a průměru 2,4 m, která bude poháněna kapalinovým raketovým motorem spalujícím kapalný kyslík a kerosin. Startovní hmotnost se třemi osobami bude asi 20 000 kg a plánovaný dostup nad 100 km. Předpokládaná dosažená maximální rychlost by měla být 1900 m/s. Vybraní tři astronauti se již připravují na první start, který je předběžně plánovaný na srpen 2003

Poloha družice ESA pro dálkový průzkum Země ERS-2 byla na oběžné dráze určována pomocí šesti orientačních setrvačníků. Jak postupně končila životnost těchto setrvačníků, kladli si specialisté ESA a společnosti Astrium otázku, jak prodloužit životnost družice v případě, až selže poslední setrvačník, potřebný k orientaci družice. U družice, vypuštěné v roce 1995, pracoval v lednu 2000 pouze jeden takový setrvačník, který selhal 13. 1. 2001. specialisté se rozhodli využívat k určení orientace družice dat, získávaných z digitálního čidla pro určování polohy zemského horizontu. Po pětiletých zkušenostech s prací tohoto čidla se ukázalo možné získat informace o změnách natočení a vybočení družice z původního stavu. Informaci o klopení družice je možné získávat ze změn signálu z radaru na palubě družice. Aby bylo možné rychle použít data získaná z čidla horizontu a z radarových měření, byl vytvořen model dynamického chování družice ERS-2, dovolující praktické udržování polohy družice během vědeckých měření. Družice má přirozeně i hmotnostní setrvačníky, udržující družici v nastavené orientaci během měření.

Jak jsme již v tomto časopise před časem informovali (L+K 76 (2000) č. 11, s. 719) NASA se v rámci programu výzkumu exotických kosmických pohonů, nazývaným “Průlom ve fyzice kosmických pohonů” rozhodla ověřit i hypotézu ruského vědce E. Podkletnova z 90. let minulého století, který tvrdil, že naměřil snížení velikosti gravitačního zrychlení v blízkosti rotujícího diskového supravodiče v magnetickém poli asi o 2% (L+K 74 (1998), č. 14, s. 1018). Základní myšlenkou, která vedla specialisty z NASA k provádění těchto experimentů, byl předpoklad, že všechny síly v přírodě spolu nějak souvisí a tudíž existuje i vztah mezi silou elektromagnetickou a gravitační. Na druhé straně oponenti tohoto experimentu tvrdili, že zrovna tento experiment není tou cestou, jak případnou souvislost mezi zmíněnými silami prokázat. Zdá se, že oponenti měli pravdu. Specialistům Marshallova kosmického letového střediska NASA se po pěti letech úsilí zatím nepodařilo potvrdit Podkletnovy výsledky. Na projekt bylo vynaloženo asi 600 000 USD. I přes negativní výsledky však projekt ještě pokračuje.

Sonda 2001 Mars Odyssey dorazila k planetě Mars 24. 10. a na 02.26 UT byl naplánován brzdící manévr pro uvedení sondy na oběžnou dráhu kolem této planety. Před zážehem hlavního manévrovacího motoru na sondě probíhaly následující operace:

V 02.08 UT byly spuštěny katalytické ohřívače pro aktivaci trysek orientačních motorků před zahájením jejich činnosti. Během motorického manévru budou udržovat správnou orientaci sondy.

V 02.12 UT byly na sondě pyrotechnicky otevřeny ventily přívodů paliva a okysličovadla od nádrží k brzdícímu motoru. Palivový systém byl natlakován.

V 02.19 UT byla komunikace se sondou přepnuta ze směrové vysoce ziskové antény na všesměrovou. Sonda přestala vysílat vědecká data a začala vysílat pouze nosný signál.

V 02.21 UT se sonda orientuje do polohy vhodné pro zážeh brzdícího motoru.

V 02.26 UT nastává okamžik zážehu brzdícího motoru. Jelikož sonda při brzdícím zážehu nevysílá telemetrii ale jen nosnou vlnu, technici v řídícím středisku sledují změnu frekvence nosné vlny (tj. odpovídající podle Dopplerova principu změně rychlosti sondy), což je indikace, že motorický brzdící manévr začal.

V 02.33 UT bylo potvrzeno, že sonda zahájila plánovaný 20 min. trvající zážeh brzdícího motoru. Během manévru spotřebuje brzdící motor sondy o tahu 695 N na 263 kg KPL.

V 02.36.42 UT vstoupila sonda do stínu planety Mars a rádiové spojení je přerušeno. Motor sondy však stále pracuje a jeho činnost skončí podle plánu v 02.46 UT. Bude-li sonda navedena na plánovanou dráhu, její signál by měl být znova na Zemi zachycen v 02.56 UT.

Po ukončení motorického manévru se sonda zorientuje tak, aby po výstupu z Marsova stínu její směrová anténa mířila k Zemi.

V 02.56 UT byl přesně podle předpokladu zachycen signál směrové antény sondy. Znamená to, že se brzdící manévr zdařil a sonda se nachází na plánované dráze kolem planety Mars. Data týkající se detailů brzdícího manévru, která byla zaznamenaná v palubním počítači jsou vysílána na Zemi, takže řídící středisko bude moci zkontrolovat detaily manévru. V řídícím středisku panovala nadšená nálada, neboť předchozí dvě sondy, vyslané k Marsu, skončily neúspěchem. D. Goldin komentoval tento úspěch slovy: “Je to příjemnější než před několika lety, není-liž pravda?”

V 04.02 UT začala v JPL v Pasadeně tisková konference. Bylo zde potvrzeno, že se sonda dostala na protáhlou eliptickou dráhu kolem Marsu o periodě 19,9 hod a výšce 300 – 28 000 km.

Během asi 70 dní se pomocí aerodynamického brždění sonda převede na kruhovou dráhu o periodě 2 hod a výšce 400 km, která je optimální pro provádění plánovaných měření. Této dráhy bude dosaženo počátkem ledna 2002, kdy také bude zahájena primární vědecká mise sondy.

S aerodynamickým bržděním bylo započato v pátek 26. 10. Ve středu 24. 10. byly na sondě zapnuty spektrometr gama záření a neutronový spektrometr. Tyto přístroje by měly pomoci při lokalizaci podpovrchové vody na Marsu, pokud tam existuje.

První snímek povrchu Marsu pomocí systému pro zobrazování tepelných emisí THEMIS byl získán 28. 10. Šlo o širokoúhlý pohled na jižní neosvětlenou polokouli Marsu z nejvzdálenějšího místa na oběžné dráze sondy kolem Marsu ve výšce 22 000 km. Snímek v infračerveném spektru, který je součástí kalibrace systému THEMIS, má demonstrovat “noční vidění” kamerového systému sondy. Jinak snímek pokrývá oblast o rozměru kolem 6500 km s rozlišením 5,5 km na obrazový element v místě přímo pod sondou. Teplota jižní polární čepičky Marsu činila -120oC. Snímek hranice jižní polární čepičky ve viditelném spektru, získaný 2. 11., má rozlišení asi 1 km na obrazový element a zobrazuje některé detaily této hranice. V oblasti polární čepičky jsou vidět i mlhy v atmosféře. I tento snímek slouží jako kalibrace kamerového systému. Byl pořízen jedním z pěti filtrů kamery, určených pro viditelné světlo.

Kolem 13. 11. bylo započato s hlavní fází aerodynamického brždění sondy. Předběžná brzdící fáze probíhala dobře, sonda snížila svou nejmenší vzdálenost k povrchu Marsu na 110 km, které sonda dosahuje na severním pólem planety. Oběžná doba sondy kolem planety činila v té době 15 hod. Dne 1. 12. 2001 již byla oběžná doba sondy kolem Marsu snížena na 10 hod., nejmenší vzdálenost od povrchu planety činila 103 km a nejvzdálenější 15 300 km.

Přesnější vyhodnocování získaných dat o asteroidech v naší sluneční soustavě ukázalo, že zde existuje jen asi 700 000 asteroidů, které jsou tak velké, že by mohly svým pádem na Zemi ohrozit naší civilizaci. Tyto asteroidy, které se nachází v pásu asteroidů, mají průměr větší než 1 km. Dřívější studie odhadovaly tento počet až na dva miliony. Z pásu asteroidů se vydělila skupina, zvaná NEO (Near Earth Objects), tj. asteroidy přibližující se k dráze Země a o kterých se předpokládá, že by se mohly někdy v budoucnu srazit se Zemí. Přesnější odhad pravděpodobnosti dopadu takového asteroidu na Zemi vychází na základě těchto nových dat jako 1:1500 na periodu 100 let. Tato pravděpodobnost je tedy menší, než byl původní pesimističtější odhad ( v asi rok staré zprávě britské komise pro NEO lorda Sanisburyho (L+K 76 (2000), č. 24, s. 1631) je uváděn odhad srážky jako 1:1000 během 100 let).

Nová studie byla provedena v rámci projektu “Digitální sledování oblohy” (www.sdss.org), na kterém participovala řada amerických, evropských a japonských universit. Projekt byl financován Sloanovou Nadací (Alfred E. Sloan Foundation).

Není však vyloučeno, že nějaký asteroid dopadl na Zemi naposledy téměř před 100 lety, dne 30. 6. 1908 do oblasti Tunguzky. Těleso však nedopadlo na povrch Země, ale explodovalo v atmosféře. Odhaduje se, že energie exploze byla ekvivalentní 10 mil. tun TNT. Jelikož se v místě nálezu nenalezly žádné zbytky dopadlého tělesa, spekulovalo se, že by mohlo jít o jádro komety, složené převážně z ledu. Jiná možnost, o které se v současné době uvažuje, je asteroid vypadající jako slepenec materiálů o hustotě blízké hustotě vody. Asteroidem takového typu je například asteroid Mathilde, pozorovaný sondou Near-Shoemaker v roce 1997.

Zajímavou otázkou je, jakým mechanizmem se velké asteroidy mohou dostat z pásma asteroidů na dráhy, které by je mohly přivést k Zemi. Na tuto otázku se pokouší odpovědět nová studie americko-česko-francouzského týmu, který vede Dr. W. Bottke z Univerzity v Boulderu (Colorado). Pozorované neobvyklé dráhy některých asteroidů jsou vysvětlovány na základě tzv. Jarkovského radiačního efektu. Tento jev, navržený asi před 100 lety předpokládá, že těleso, pohybující se v kosmickém prostoru je zahříváno dopadajícím slunečním zářením. Tato získaná energie je pak postupně vyzařována. Jelikož záření nese hybnost, působí tak na těleso jako reaktivní síla. Tato síla je sice nepatrná, ale působí-li po stovky milionů let, některé asteroidy se mohou dostat na nestabilní rezonanční dráhy a přejít tak na dráhy, které je mohou přiblížit k Zemi. Vědecký tým použil počítačových simulací k tomu, aby ukázal, že se určitá skupina asteroidů mohla dostat na jejich současné dráhy. Jedním z asteroidů, jehož dráha se takto mohla vyvíjet je i asteroid 433 Eros, nedávno studovaný sondou NEAR Shoemaker. Studie o dynamickém působení radiace na skupiny asteroidů byla publikována ve vědeckém časopise Science z 23. 11. 2001. Českými spoluautory studie jsou prof. D. Vokrouhlický DrSc a Dr. M. Brož z Astronomického ústavu Karlovy university.

V současném období se sonda Ulysses pohybuje nad severními šířkami slunečního disku. Její měření ukazují, že se sluneční aktivita uklidňuje, neboť změna magnetické polarity Slunce se již dokončila (Vždy jednou za 11 let dochází k tomu, že se vyměňuje polarita slunečního severního a jižního pólu procesem postupného vznikání magnetických domén opačné magnetizace. Přitom je magnetické pole Slunce porušené a dochází tak ke vzniku častých protuberancí). To se projevuje právě v oblasti severních slunečních šířek, kde se teď sluneční bouře neprojevují a sluneční vítr, tj. proud nabitých částic, začal opět vyletovat z oblasti severního pólu. Proces ale není ukončen. V rovníkových oblastech Slunce se ještě magnetické pole zcela nestabilizovalo a probíhají zde sluneční bouře. Podle pozorování sondy SOHO ani oblast jižních slunečních šířek není úplně magneticky stabilizována, neboť z této oblasti zatím sluneční vítr nevyletuje, jak by se očekávalo v periodě slunečního klidu v analogii se severním pólem Slunce. V oblastech s porušeným slunečním magnetickým polem sonda SOHO nadto pozorovala pozoruhodná oblaka plynů, padající na povrch Slunce ze vzdáleností až dvojnásobného slunečního průměru. Na první pohled jde o neočekávanou událost vzhledem k tomu, že tato oblaka padají rychlostí kolem 50-100 km/s proti slunečnímu větru vyletujícímu ze Slunce značnou rychlostí. Pozorování však ukazují, že tato pozorovaná oblaka plynu jsou zachycena magnetickým polem. Jde o magnetická pole, jehož siločáry vytvořily při protuberancích smyčky, které opustily povrch Slunce. Později tyto siločáry kolabují zpět na Slunce a strhávají sebou i ionizovaný plyn.

Rovníkové protuberance sleduje i sonda SOHO z libračního bodu L1 mezi Zemí a Sluncem. Přitom sonda občas pozoruje i komety, které skončí svou existenci dopadem na Slunce, jako tomu bylo i v případě pozorování komety, zveřejněné 25. 10. Kometa, zahřívaná slunečním zářením, uvolňuje vodu a prach. Voda se rozkládá na atomy kyslíku a vodíku, které interagují s plazmatem sluneční koróny. Prach, uvolněný z jádra komety rozptyluje viditelné světlo a proto je jasně vidět na snímcích přístroje LASCO sondy SOHO.

Během posledních 28 let sledovala družice IMP 8 (Interplanetary Monitoring Platform) z protáhlé dráhy kolem Země o výšce přibližně mezi 190 000 - 240 000 km chování slunečního větru. Pozorování družice poprvé ukázala, že proud nabitých částic nevyletuje ze Slunce se stejnou průměrnou rychlostí, ale tato rychlost, mezi 400 – 450 km/s, záleží i na místě na Slunci, odkud tyto částice vyletují. Vzhledem k tomu, že v roce 2000 došlo na družici k poruše magnetometru, bylo rozhodnuto skončit s provozem družice a přesunout finanční prostředky na více efektivní vědecké mise. Poslední povely byly na družici vyslány 28. 10. 2001.

Sonda SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) sleduje pomocí dopplerovského čidla rychlosti a směry šíření a odrazy vln, existujících na povrchu a v podpovrchové vrstvě Slunce (tzv. sluneční seismologie). Vlny vznikají při sluneční konvekcí, kdy horký materiál od středu Slunce putuje k jeho povrchu. Proto se dopplerovské čidlo hodí i ke studiu konvekce v okolí slunečních skvrn. Již dlouho je známo, že sluneční skvrny jsou místa, kde existuje koncentrace magnetického pole. Toto intenzivní magnetické pole brání přítoku energie z horkého vnitřku Slunce ke skvrně. Skvrna se tak stává chladnější než okolí skvrny, kde není taková intenzita magnetického pole. Chladnější materiál ve skvrně se tak stává hustší a klesá od povrchu asi do hloubek kolem 5000 km pod sluneční povrch. Tím je do uvolněného objemu v centru skvrny vtahován okolní plazmat spolu s magnetickými siločárami, které obsahuje a tak dochází k obnově koncentrovaného magnetického pole a cyklus se opakuje. Tento cyklický proces je schopen stabilizovat sluneční skvrny na delší dobu a v podstatě je analogický vzniku hurikánů na Zemi. Teplý pozemský oceán totiž ohřívá vzduch v blízkosti jeho povrchu, který stoupá a současně vtahuje do centra okolní vzduch. Dochází tak k cirkulaci vzduchu, která čerpá energii, nashromážděnou ve vodě. Takto vzniklé proudění je stabilní, dokud se hurikán nepřenese nad chladnější vodu nebo pevninu.

O pozorování cirkulace plazmatu v okolí sluneční skvrny bylo informováno v NASA News 01-216. Popsaná pozorování však nevysvětlují, co se děje v hloubkách kolem těch 5000 km, kde již magnetické pole skvrny není tak intenzivní (tj.magnetické siločáry již nejsou tak husté) a chladnější materiál se promíchává s horkým materiálem přicházejícím z nitra Slunce.

Ke studiu částic, tvořících sluneční vítr, je určena sonda Genesis. Ta by měla v průběhu 29 měsíců z dráhy v okolí libračního bodu L1 získat vzorky těchto částic. Dne 16. 11. v 19.08 UT provedla sonda Genesis motorický manévr, který ji umístil na periodickou dráhu kolem Lagrangerova bodu L1 mezi Sluncem a Zemí asi 1,5 mil km od Země. Dne 30. 11. byl otevřen kontejner, obsahující sběrač částic. Ten byl vysunut a tak začal svou činnost. Iontové a elektronové monitory zahájily svou činnost již před několika měsíci a podávaly informace o rychlosti, hustotě teplotě a přibližném složení iontů ve slunečním větru. Sběrač částic je tvořen mozaikou materiálů jako diamant, zlato, křemík či safír, které mají za úkol zachytit částice slunečního větru. Speciální sběrač je určen pro zachycování iontů kyslíku a dusíku ve slunečním větru. Po skončení sběru částic by se sonda měla vrátit v září 2004 k Zemi. Návratový kontejner by měl přistát na padáku a ještě za letu atmosférou zachycen vrtulníkem, aby náraz dopadu na zem nepoškodil získané vzorky.

Po třech měsících cesty kosmickým prostorem dorazila sonda MAP (Microwave Anisotropic Probe - podrobnosti o sondě lze nalézt na internetové adrese map.gsfc.nasa.gov.) dne 1. 10. 2001 do svého pozorovacího místa v libračním místě L2. Librační bod L2 se nachází na ose Slunce – Země asi 1,5 mil. km od Země směrem od Slunce. Sonda se tedy pohybuje po takové dráze, že se Země stále nachází mezi sondou a Sluncem. Tím jsou citlivá čidla sondy odstíněna od slunečního záření a bude tak možné s velkou citlivostí proměřovat anizotropní rozložení mikrovlnného reliktního záření, které je pozůstatkem po Velkém třesku, kdy náš Vesmír vznikl. Sonda byla nejprve vynesena na protáhlou eliptickou dráhu kolem Země a po sérii manévrů prolétla kolem Měsíce tak, že byla urychlena na dráhu k bodu L2. Z tohoto místa bude sonda provádět měření celé dva roky (bod L2 je tzv. kvazistabilní polohou, takže je nutné čas od času vrátit sondu do tohoto bodu korekčním motorickým manévrem. Sonda kolem bodu L2 vykonává periodický pohyb (libruje)). Předpokládá se, že první mapa rozložení reliktního záření celé oblohy bude získána v prosinci 2002. Průměrná intenzita reliktního záření odpovídá teplotě 2,73 K, ale sonda MAP díky vysoké citlivosti jejích čidel by měla být schopná zjistit teplotní odchylky 35 miliontin stupně od tohoto průměru. Výsledky těchto měření by měly přispět k pochopení fyzikálních procesů při vzniku Vesmíru.

Technologická sonda Deep Space 1, která byla vypuštěná 24. 10. 1998, měla původně pracovat jen 11 měsíců. Jejím hlavním úkolem bylo testování 12 nových kosmických technologií, například pohon xenonovým iontovým motorem či autonomní navigační systém. Při své misi sonda prolétla 28. 7. 1999 kolem asteroidu 9969 Braille. Poté byla její mise prodloužena tak, že 22. 9. 2001 mohla pořídit zdařilé snímky jádra komety Borrelly. Mise sondy Deep Space 1 byla nakonec ukončena 18. 12. 2001, kdy byl vypnut iontový motor sondy, který během své činnosti (pracoval na 16 000 hodin) spotřeboval asi 90% zásob xenonu (celkem 81,5 kg při startu). Sonda se pohybuje na eliptické heliocentrické dráze mezi dráhami Země a Marsu. Její přijímač zůstal zapnut pro případ, kdy někdo chtěl v budoucnu se sondou ještě komunikovat.

Zatímco se sonda 2001 Mars Odyssey přibližovala k planetě, sonda Mars Global Surveyor a HST sledovaly vývoj mohutné písečné bouře, která během posledních tří měsíců zachvátila celý povrch Marsu. Bouře tohoto rozsahu vzniká, když se Mars nejvíce přibližuje ke Slunci. Bylo proto zajímavé sledovat její dynamiku. Sluneční záření na různých místech planety lokálně zahřívá atmosféru Marsu, obsahující rozptýlený prach. Vznikají tak prachové bouře, které vynáší prach do vyšších vrstev atmosféry. Povrch planety mezi tím vychládá, větry ztrácí svou energii a prach pozvolna klesá na povrch. Ovšem při největším přiblížení ke Slunci dochází k tomu, že sluneční záření prochází pročištěnými horními vrstvami atmosféry až do jejích spodních vrstev a znovu zahřívá atmosféru obsahující prach. Bouře se tak znovu oživují a postupně zachvacují větší a větší oblasti povrchu planety.

To je i příklad prachové bouře v oblasti Claritas/Syria, která existovala již od prvních červencových dnů. Bouře se postupně tlumila, ale během září znovu získala na síle. Místní bouře podobného typu se postupně spojují a tak se rozšiřují po povrchu Marsu.

Posledních 25 let se předpokládá, že v minulosti bylo na Marsu množství vody, která je zodpovědná za pozorované obrovské kanály, vyhloubené jakoby vodními záplavami. Jde vlastně o analogii, odvozenou ze situace na Zemi. O teoriích formace Marsova povrchu vodními záplavami bylo informováno i na těchto stránkách (např. L+K 77 (2001) č. 3, s. 175). Na základě těchto úvah jsou jako místa přistání budoucích sond volena předpokládaná dna zaniklých oceánů, kde by se měly hledat fosílie po bývalém marsovském životě. Dr. N. Hoffman však přišel s teorií, že pouze “vodní model” je nedostačující a předpokládá existenci kombinace vody a kapalného CO₂. Podle jeho názoru výrony kapalného CO₂ či směsi kapalného a tuhého CO₂ z podzemních “kapes” mohou napodobit erosivní působení vodních záplav (viz L+K 77 (2001) č. 13, s. 874). Můžeme se tedy těšit, jaké výsledky přinese průzkum povrchu Marsu pomocí přistávacích sond, zejména z hlediska hledání přítomnosti vody.

Ačkoliv Mars nemá globální magnetické pole jako má Země, měření sondy MGS ukázala, že na povrchu Marsu jsou oblasti velice silně zmagnetované – magnetické pole je zde asi desetkrát silnější než na Zemi. Takové oblasti mají i svou “mini-magnetosféru”, chránící povrch před dopadem energetických slunečních nabitých částic. Takové pole je registrováno magnetometrem sondy až do výšek, odpovídajících třetině planetárního poloměru. Všechny oblasti , vykazující silné povrchové magnetické pole, se nachází na jižní polokouli Marsu, která je geologicky starší, než severní polokoule. Předpokládá se, že v těchto oblastech se zachovaly pozůstatky Marsova magnetického pole, když vnitřní mechanizmus vytváření magnetického pole (tzv. planetární dynamo) vymizel (V případě Země je zemské magnetické pole vytvářeno rotací roztaveného vodivého kovového jádra).

Připomeňme, že sonda MGS (Mars Global Surveyor) začala pracovat na dráze kolem Marsu dne 12. 9. 1997. Dne 5. 11. 2001 vyslala na Zemi svůj 100 000 snímek. (Pro srovnání: orbitální části sond Viking 1 a 2 získaly během své operační činnosti na dráze kolem Marsu v období let 1976 – 80 dohromady na 55 000 snímků).

Když v roce 1996 oznámila skupina výzkumníků NASA, že v marsovském meteoritu, označovaném jako ALH84 001 byly nalezeny fosílie magnetotaktilních bakterií, vyvolalo toto oznámení nejprve vlnu vzrušení jak mezi vědeckou tak širší veřejností. Postupně byl tento nález dále prověřován a postupně se objevovaly i kritické hlasy. Výzkumníci NASA tvrdili, že řetízky nanokrystalů magnetitu (Fe₃O₄) v meteoritu ALH84 001 jsou strukturně dokonalé a dobře orientované, že mohly být vytvořené jen jako produkt činnosti bakterií, nikoliv nějakým neorganickým procesem (L+K 76 (2001) č. 3, s. 175). Zdokonalení technik transmisní elektronové mikroskopie v posledních několika letech dovolilo studovat třírozměrný tvar nanokrystalů. Dokonalejší pozorování sice ukázalo, že řetízky magnetitu nejsou zase tak dobře uspořádané, jak se původně předpokládalo. Ovšem jednoznačný důkaz o tom, zda jsou řetízky nanokrystalů magnetitu v meteoritu ALH84001 původu organického nebo neorganického zatím dát nelze. Přesto tato i další zkoumání vrhají na nález tzv. “bakteriálních fosílií” určitou skepsi. Zatím se totiž nepodařilo jednoznačně prokázat, že pozorované řetízky nanokrystalů magnetitu mohly vzniknout jenom biologickými procesy.

Ve dnech 17 a 18 října se v JPL v Pasadeně uskutečnilo pracovní setkání pro výběr míst přistání pro expedici výzkumných roverů MER (Mars Expedition Rovers), které by k Marsu měly vzlétnout někdy v polovině roku 2003. Pracovní setkání identifikovalo čtyři možná místa přistání v oblastech Melas Chasma, Terra Meridiani, Gusev Crater a Athabaska Valis/Elysium. Jde o místa, která jsou jednak zajímavá z vědeckého hlediska a přistání na nich není příliš riskantní. Z těchto čtyř míst budou nakonec vybrána dvě definitivní místa přistání pro dvě sondy. Pro přistání obou sond byla zvolena technika, která se osvědčila v případě sondy Mars Pathfinder: po aerodynamickém vstupu sond do řídké Marsovy atmosféry se nejprve rozevře brzdící padák a před impaktem se zažehnou brzdící rakety. Pak se nafouknou vzduchové polštáře (airbagy), které zajistí vskutku měkké přistání roverům. Tyto rovery budou mít větší pohyblivost ve srovnání s roverem Sojourner a urazí až 100 m za marsovský den. Mise obou roverů by měla začít v lednu 2004 a trvat minimálně 90 dní.

Dne 2. listopadu zveřejnila NASA výběr deseti experimentů, které budou umístěny na orbitální sondě kolem Marsu Mars Reconnaisance Orbiter, která odstartuje k planetě v srpnu 2005. Jde jednak o experimenty původně připravené pro ztracenou sondu Mars Climate Orbiter, ke kterým byly přidány stereoskopický barevný zobrazovací systém s vysokým rozlišením, hyperspektrální spektrometr pro mapování výskytu minerálů s cílem zjistit mineralogické indikátory přítomnosti vody, podpovrchový sondovací radar a měření gravitačních anomálií. Sondu vyvine a vyrobí společnost Lockheed Martin.

Pro budoucí výzkum Marsu se uvažuje s různými typy robotů. Pokud by se podařilo na Marsu objevit podzemní zdroje vody, bylo by vhodné na toto místo vyslat řadu malých roverů, vybavených manipulátory, schopnými hrabat do terénu brázdy a odebírat vzorky (NASA News 01-208). Byly by napájeny sluneční energií, kterou by jim do výkopu odrážela centrální řídící jednotka reflektrorem. Pomocí manipulátorů by se takový rover mohl dostat i z výkopu či jiné terénní nerovnosti, pokud by do ní spadl. Jiné typy malých robotů, které jsou vyvíjeny ve střediscích NASA, by mohly létat jako mechanický hmyz. Tuto ideu ostatně již nějakou dobu rozvíjí vojenská výzkumná agentura DARPA pro pozemské účely průzkumu a sledování. Problematika letu hmyzu, vybaveného mávajícími křídly je dost komplexní. Hmyz musí mávat křídly velice rychle, aby vytvářel v okolí křídel víry, které vytvářejí vztlakovou sílu. Této typ létání však dovoluje hmyzu rychle vzlétnout či měkce dosednout a za letu rychle měnit směr letu, čehož se dosáhne změnou frekvence mávání každého křídla. Pro mávající křídlo mechanického hmyzu je vyvíjen tzv. “chemický sval”, získávající energii z kapalného chemického zdroje. Zatím byl připraven prototyp takového svalu s frekvencí stahů 70 Hz, což by k letu stačilo. Při práci svalu vzniká i elektrická energie využitelná k napájení palubních systémů robota a plyn, uvolňovaný pohonem svalu lze využít k řízení aparátu. Na Marsu by řadu exemplářů takového mechanického hmyzu mohl vypustit povrchový rover. Mechanický hmyz by mohl zkoumat okolní terén do vzdáleností kolem 200 m a navádět rover do zajímavých terénních oblastí. Hmyzí roboty by se vracely zpět na rover, kde by byly znovu plněny pohonnou látkou k dalšímu průzkumu.

Jelikož se tvrdí, že by čas od času mohla voda vyvěrat z úbočí marsovských kaňonů (L+K 76 (2000), č. 18, s. 1224), vyvíjejí se ve střediscích NASA i prototypy robotů, které by mohly šplhat po strmých svazích a hledat tam případnou vodu (NASA News 01-251). Šlo by o variantu roverů, z nichž dva by se zakotvily na kraji úbočí a spouštěly by dolů do údolí třetí rover. Všechny tři roboty musí automaticky koordinovat svou činnost a sledovat mechanické napětí ve spouštěcím kabelu tak, aby spouštěný rover měl zajištěnou stabilitu. V loňském roce byl také v JPL vyzkoušen samostatný robot, který byl schopen šplhat po písčitém terénu se sklonem 40°-50°. V budoucnu by tedy různé typy autonomních robotů mohly prozkoumat velice odlišné marsovské terénní morfologie.

Jak už bylo na těchto stránkách řečeno (L+K 77 (2001) č. 12, s. 785), NASA předpokládá, že se v budoucnosti pilotovaný let k planetě Mars stejně jednou uskuteční. Nakonec to v jistém smyslu potvrdil i astronaut Eugen Cernan na setkání s veřejností v pražském Planetáriu dne 28. 10., kdy ve výzvě k mladé generaci uvedl, že dalším velkým cílem pilotované kosmonautiky bude planeta Mars. Podle Cernana je to cíl realizovatelný, který nadto může veřejnost nadchnout pro jeho uskutečnění.

Dne 16. 10. v 01.23 UT prolétla sonda Galileo ve vzdálenosti asi 181 km nad jižní polární oblastí měsíce Io. Asi v 15.00 UT získala sonda asi 70% všech plánovaných vědeckých dat. Získaná data budou vysílána na Zemi v průběhu dalších asi tří měsíců. Na první pohled se zdálo, že i kamera pracovala tentokrát bez poruch, ale kvalitu získaných fotografií bude možné posoudit až po jejich odvysílání na Zemi. Magnetická měření měla za úkol zjistit, zda, existuje-li vlastní magnetické pole měsíce Io. Při průletu nad severním pólem měsíce žádné vlastní magnetické pole nebylo zjištěno. Nakonec neexistence vlastního magnetického pole Io byla potvrzena i průletem nad jižním pólem měsíce Io. Bylo zjištěno pouze magnetické pole Jupiteru, protínající Io. V tomto magnetickém poli v okolí pólů Io byly registrovány ionizované částice, které vznikají jako důsledek vulkanické činnosti měsíce a jsou zde zachycovány. Podobně zaznamenala sonda Galileo elektrické proudy podél siločar Jupiterova magnetického pole v oblastech vulkanické činnosti. Materiál, který se v důsledku erupcí dostane do výšek až 100 km nad povrch měsíce, zde zjevně ovlivňuje elektrickou vodivost.

Asi ještě třicet měsíců potrvá sondě Cassini, než dorazí k planetě Saturn a dojde k oddělení atmosférické sondy Huygens, která zamíří do atmosféry Saturnova měsíce Titan. Po startu sondy Cassini zjistilo, že původní profil dráhy sondy Huygens by vedl k velké relativní rychlosti obou sond a takovému posunutí frekvence ze sondy vysílaných dat, že by toto vysílání bylo mimo frekvenční rozsah přijímačů sondy Cassini. Došlo by tak ke ztrátě cenných dat z atmosférické sondy Huygens. Proto byl profil dráhy sondy Huygens změněn (L+K 77 (2001) č. 15-16, s. 1055) a v období 16-17. 11. a 19-20. 11. 2001 byly prováděny komunikační zkoušky, jejímž úkolem bylo ověřování, zda při změněné misi budou přijímače sondy Cassini schopné zachycovat vysílání sondy Huygens, jejíž rychlost bude bržděna atmosférou Titanu. Pro tuto zkoušku bylo v centru ESOC organizace ESA vyvinuto speciální zařízení, které vysílalo zkušební signály na sondu Huygens prostřednictvím antény systému DSN organizace NASA v Goldstone. Počítače sondy Huygens měly za úkol formátovat tato přijatá data, poslat do počítačů sondy Cassini, které je opět vyslaly k analýze na Zemi. Testovací signály byly vytvořeny tak, aby duplikovaly signály, které bude Huygens vysílat při svém sestupu atmosférou Titanu. Signál, vysílaný z Goldstone, musel ještě vzít v úvahu frekvenční posun, způsobený současnou rychlostí sondy Cassini. Ta se od Země vzdaluje rychlostí 20 km/s.

Po zkouškách s přenosem dat mezi oběma sondami se v čtyřicetidenním období po 26. 11. 2001 uskutečnil další experiment, ve kterém sonda Cassini hrála důležitou roli. Šlo o pokus zaregistrovat gravitační vlny. Sonda Cassini po tuto dobu vysílala signál na vysoké frekvenci, který byl zachycován sítí stanic DSN organizace NASA. Pokud by naší sluneční soustavou procházela gravitační vlna určité vlnové délky, změnila by na zlomek vteřiny vzdálenost mezi Zemí a sondou a též její rychlost. Změna rychlosti je pak registrovatelná Dopplerovým efektem. Použití vyšších frekvencí dovoluje potlačovat šum způsobovaný na nižších frekvencích slunečním větrem. Gravitační experiment na sondě Cassini, který bude několik měsíců vyhodnocován, je komplementární k programu měření gravitačních vln LIGO na Zemi. LIGO (Laser Interferometer Gravitational wave Observatory) je tvořen dvěma na sebe kolmými 2,5 km kilometrů dlouhými interferometry, jejichž délka se také nepatrně mění dopadem případné gravitační vlny (L+K 75 (1999) č. 11, s. 720). Vzhledem k podstatně menší délce pozemského interferometru vzhledem ke vzdálenosti mezi Zemí a sondou Cassini je gravitační experiment Cassini citlivý na gravitační vlny s vlnovou délkou asi milionkrát větší než mohou registrovat interferometry LIGO. Experiment Cassini se uskutečnil v době, kdy se Země nachází na spojnici mezi Sluncem a sondou a tím jsou dále minimalizovány poruchy rádiového spojení. Experiment se bude opakovat ještě dvakrát v následujících dvou letech.

Pozorování povrchu asteroidu Ceres pomocí HST na ultrafialových vlnových délkách dovolilo rozlišit povrchové útvary o průměru 50 km. Na povrchu asteroidu byla pozorována tmavá skvrna o průměru asi 250 km. Jde patrně o impaktní kráter, který byl nazván Piazzi na počest sicilského astronoma G. Piazziho, který 1. 1. 1801 Ceres objevil. K definitivní identifikaci pozorované tmavé skvrny bude třeba provést pozorování povrchu Ceresu s větším rozlišením a s možností sledovat jeho povrch v průběhu jeho devítihodinnové doby rotace. Těleso, které tento kráter vytvořilo mělo asi 25 km v průměru. Pozorování pomocí HST též dovolila upřesnit, že Ceres je lehce zploštělý s poloměrem mezi 930 a 970 km. Kolem Slunce oběhne za 4,6 roku.

Pomocí HST se také podařilo provést první chemickou analýzu atmosféry planety mimo naší sluneční soustavu. Tato planeta obíhá Slunci podobnou hvězdu HD 209458 sedmé hvězdné velikosti ve vzdálenosti 150 světelných let v souhvězdí Pegasa. Planeta má hmotnost asi 220× hmotnosti Země a sklon její dráhy způsobuje, že se planeta dostane mezi hvězdu a Zemi. Planeta je ideální pro mnohanásobná pozorování, neboť oběhne hvězdu jednou za 3,5 dne. Nachází se totiž ve vzdálenosti asi 6 mil. km od hvězdy a kromě toho je její atmosféra zahřívána na 1100o C. Když planeta přechází před hvězdou, zakrývá ji a intenzita světla hvězdy klesá. Analýza světla, prošlého atmosférou planety ukazuje, že planeta je primárně plynná, podobně jako Jupiter. Pomocí spektrometru HST bylo zjištěno, že se v atmosféře planety nachází sodík (NASA News 01-232). Pozorování tohoto typu by v budoucnosti mohla být využita k přímé detekci života mimo Zemi, neboť principiálně dovolují zjišťovat v atmosférách extrasolárních planet plyny, vytvářené metabolizmem živých organizmů. Dosud se astronomům podařilo objevit na 80 planet, obíhajících blízké hvězdy.

Tým vedený specialisty společnosti Lockheed Martin Space Systems navrhl Goddardově kosmickému letovému středisku NASA projekt Kosmického teleskopu další generace NGST (Next Generation Space Telescope). Nový teleskop by měl mít lehké rozkládací zrcadlo o průměru 6 m, optimalizované pro pozorování v infračerveném spektru. Teleskop by byl vybaven citlivými infračervenými detektory tak, aby bylo možné sledovat objekty asi 400× slabší, než mohou pozorovat současné kosmické infračervené laboratoře. Aby byla zajištěna citlivost infračervených detektorů, měl by být teleskop umístěn do libračního bodu L2 ležícího na spojnici Země - Slunce ve vzdálenosti asi milion km od Země na opačné straně od Slunce. Tím nebudou detektory zahřívány slunečním zářením.

Ze studia mikrovlnného reliktního záření se ví, jak Vesmír vypadal, když byl starý méně než milion let a z dalších pozorování víme, jak Vesmír vypadal od stáří 10 - 12 miliard let do současnosti (stáří vesmíru se odhaduje na asi 14 mld let). Ovšem pozorování období vývoje vesmíru od stáří milionu let do několika miliard let jsou velice řídká. HST pozoroval jednu galaxii ve vzdálenosti 13,4 mld světelných let (rudý posuv 5,58) jen díky tomu, že její světlo bylo ještě asi 30× zesíleno efektem gravitační čočky. Jako gravitační čočka působil shluk galaxií Abell 2218 ve vzdálenosti 2 mld světelných let (rudý posuv 0,18), jehož hmotnost je tvořena hmotností asi 10 000 galaxií, obsažených ve shluku. Období vývoje Vesmíru ve zmíněném období do asi 2 mld let je zajímavé, neboť tehdy docházelo k vytváření hvězd a hvězdných galaxií, které pozorujeme v současnosti. To potvrzuje i ona nepředstavitelně vzdálená galaxie, pozorovaná HST – její hmotnost je na galaxii malá, je přibližně 100 000× menší než je hmotnost naší Mléčné dráhy a jde o objekt o průměru asi 500 světelných let ve srovnání s průměrem Mléčné dráhy, který činí zhruba 100 000 světelných let. Budoucí teleskop NGST by tedy měl objasnit otázky o tvaru vesmíru, o vývoji galaxií, o vzniku a vzájemném působení hvězd a planetárních systémů, o rozložení hmoty ve Vesmíru a konečně přispět k vyjasnění problému nezářivé skryté hmoty ve Vesmíru.

Rentgenová observatoř Chandra organizace NASA získala zajímavý snímek pozůstatku supernovy G292.0+1.8 v souhvězdí Kentaura, obsahující ve svém středu pulsar. Na snímcích observatoře Chandra je vidět rychle expandující plynovou obálku o průměru 36 světelných let a obsahující množství prvků jako kyslík, neon, hořčík, křemík a síru. G292.0+1.8, která explodovala asi před 1600 lety, je jedna ze tří známých supernov v naší Galaxii, bohatých na kyslík. Její plynová obálka patří mezi deset nejjasnějších známých pozůstatků po supernovách. Pozorování tohoto typu jsou důležitá, neboť jsou důkazem spojitosti mezi explozemi supernov a neutronových hvězd (pulzarů), vzniklých při explozích supernov.

Detaily pozorování byly publikovány v časopise Astrophysical Journal Letters z 1. 10. 2001.

Pozorování eliptické galaxie NGC 4636 v rentgenovém spektru záření ukazuje, že od centrální masivní černé díry tryskají dva oblouky plynu, které mají asi o 10 mil. stupňů vyšší teplotu než okolní plyn, obklopující galaxii. Pozorované oblouky jsou zřejmě hrany rázových vln, šířících se rychlostí asi 700 km/s. Tyto rázové vlny vznikly mohutnou explozí při urychlování plynu padajícího do centrální černé díry. Předpokládá se totiž, že v galaxii NGC 4636 dochází k periodickému cyklu, kdy během několika milionů let se plynová obálka kolem hvězd v galaxii ochladí natolik, že přestane expandovat a začne padat do černé díry. Při pádu materiálu do černé díry se část plynů znovu ohřeje a exploduje, znovu ohřeje plynná obálka galaxie je tak znovu zahřáta a cyklus se opakuje.

Observatoř Chandra studuje nejen rentgenové záření pulzarů či galaxií, ale získala i pohled na planetu Venuši v rentgenovém spektru. V rentgenovém spektru vypadá Venuše podobně jako v optickém spektru, tj. má obvykle tvar srpku. Viditelnost Venuše v optickém spektru je dána odrazem slunečního záření od mraků ve výškách od 50 do 70 km a tento odraz je spíše jasnější uprostřed srpku než na jeho kraji. Rentgenový obraz Venuše je dán fluorescencí než odrazem. Rentgenové záření Slunce je totiž pohlcováno zejména kyslíkovými a uhlíkovými atomy ve výškách mezi 120 a 140 km. Pohlcením slunečního rentgenového záření jsou u atomů C a O vyraženy elektrony z vnitřních elektronových slupek, ale téměř okamžitě dochází k zaplnění vzniklých děr po elektronech. Tento proces vede k vyzáření fluorescenčního rentgenového záření. Jelikož se fluoreskující atomy nachází ve vyšších atmosférických výškách, je Venuše v rentgenovém spektru jasnější na okraji srpku. Pozorování Venuše observatoří Chandra je také technologickou zajímavostí. Jiné družicové observatoře zatím nemohly dobře pozorovat Venuši v rentgenovém spektru, neboť úhlová vzdálenost Venuše od Slunce při pohledu ze Země nikdy nepřesáhne 48o a tak je pro hvězdná čidla družic obtížné sledovat navigační hvězdy v takové blízkosti Slunce a tudíž správně zorientovat družice na Venuši (NASA News 01-236).

Záblesky gama záření GRB (Gamma Ray Burst) trvají obvykle jen vteřiny a tak je obtížné je zaregistrovat a přímo měřit jejich charakteristiky. Přesto signalizují, že se kdesi ve Vesmíru uvolnilo velké množství energie (L+K 75 (1999) č. 11, s. 720). Po záblesku GRB lze pozorovat tzv. dohasínání, které trvá i několik týdnů a astronomové toto dohasínání mohou pozorovat jako jasný objekt v optickém teleskopu. Pozorování takového dohasínání na optických vlnových délkách dává astronomům důležité informace o tom, co způsobuje tyto zatím záhadné záblesky, o nichž se zatím předpokládá, že vznikají při explozích velmi hmotných hvězd či kolapsem dvou neutronových hvězd či dokonce kolapsem dvou černých děr. Pozorování takového optického dohasínání však není zcela samozřejmé, neboť GRB vznikají v oblastech s velkou hustotou prachu a plynu, mnohdy pohlcujícím viditelné světlo. I když astronomové již zaregistrovali na tisíc záblesků gama záření, jejich dohasínání na optických vlnových délkách se podařilo jen asi ve 20 případech. Proto bylo zajímavé, že se podařilo zjistit takové optické dohasínání po GRB ze dne 21. 9. 2001 (označení GRB 010921). V ten den družice HETE organizace NASA zjistila a identifikovala pozici GRB v souhvězdí Ještěrka (NASA News 01-218). Stejný objekt pozorovala i italská družice BeppoSAX a sonda Ulysses na oběžné dráze nad slunečními póly. Tak se podařilo získat přesné souřadnice tak, aby do tohoto místa bylo možné zaměřit pozemské teleskopy. Během dalších pozorování v říjnu 2001 se podařilo pomocí pětimetrového teleskopu na Mt. Palomar určit rudý posuv objektu a tudíž i jeho vzdálenost na asi 5 mil. světelných let od Země. Družice HETE (High Energy Transient Explorer) byla vypuštěna na oběžnou dráhu kolem Země 9. 10. 2000 s cílem detekovat a lokalizovat polohy vysokoenergetických gama záblesků.

Další GRB byl zaregistrován 21. 11. 2001 sondami Ulysses u Slunce, Mars Odyssey na oběžné dráze kolem Marsu a družicí BeppoSAX kolem Země. Díky registraci pomocí tří tak vzdálených aparátů se podařilo lokalizovat zdroj GRB 011121 do souhvězdí Chameleona na jižní obloze. Čtyřmetrovým teleskopem na observatoři Cerro Tololo v Chile se dne 23. 11. podařilo určit rudý posuv objektu 0,3, odpovídající vzdálenosti 4 mil. světelných let. Šlo o zatím nejbližší zaregistrovaný GRB, ale na rozdíl od vzdálenějších nebyl tak energetický. Zřejmě to svědčí o tom, že gama záření je vyzařováno ve dvou svazcích podobně jako u pulzarů.

Jak již bylo několikrát v našem časopise zmíněno (L+K 76 (2000) č.18, s.1225, L+K 77 (2001) č. 25-26, s.1776), pouze malé množství hmoty v galaxiích září a většina zbývající hmoty je před naším pozorováním skryta, neboť neemituje žádné záření. Tato tzv. “skrytá nezářivá hmota” nebo též “tmavá hmota” je zatím neznámého složení, ale předpokládá se, že alespoň část této hmoty může být tvořena masivními kompaktními objekty, nazývanými pracovně MACHO (massive compact objects), mezi které by mohly patřit některé neutronové hvězdy, chladní hnědí trpaslíci, černé díry různých rozměrů nebo prostě shluky nejrůznějších úlomků hornin a ledu planetárních rozměrů. V roce 1986 přišel vědecký tým z univerzity v Princetonu s myšlenkou, že pokud je část skryté hmoty ve formě objektů typu MACHO, mohla by jejich přítomnost být zaregistrována prostřednictvím jejich gravitačního vlivu na světlo, přicházející od vzdálených hvězd. Pokud by objekt MACHO nacházející se v Mléčné dráze či jejím okolí zakryl světlo přicházející od hvězd například z Velkého Magellanova oblaku, pak by objekt MACHO působil na toto světlo jako tzv. gravitační mikročočka a zvýšil by na nějakou dobu jas světla, přicházejícího od vzdálené hvězdy. V závislosti na hmotnosti objektu a jeho vzdálenosti od Země by doba zjasnění objektu mohla trvat dny či týdny. Na základě této hypotézy se v roce 1991 spojili astronomové z Centra pro částicovou astrofyziku v Národní laboratoři Lawrence Livermore s australskými vědci ke spolupráci na tzv. projektu MACHO. S použitím teleskopu na observatoři na Mont Stromlo v Austrálii bylo započato s monitorováním jasnosti hvězd ve Velkém Magellanově oblaku po dobu 8 let. První efekt gravitačního zjasnění byl objeven v roce 1993 a později ještě na dalších dvacet pozorování zjasnění od gravitačních mikročoček (gravitační mikročočkou se nazývá gravitační efekt objektu typu MACHO, který je podstatně menší ve srovnání s efekty gravitačních čoček tvořených daleko masivnějšími shluky galaxií). Získané výsledky ukázaly, že v Mléčné dráze a jejím okolí je řada objektů MACHO. Pro dokonalejší pozorování efektu gravitační mikročočky použil tým projektu MACHO kosmického teleskopu HST. Pomocí HST bylo opakováno pozorování efektu gravitační mikročočky, pozorovaného před 6 lety. Šlo o zjasnění a změnu spektra světla, přicházejícího od hvězdy z Velkého Magellanova oblaku. V přicházejícím spektru světla od hvězdy, která patří do hlavní posloupnosti byly zjištěny absorpční čáry způsobené trpaslíkem typu M. Prokázalo se tak, že se tento trpaslík nachází ve vzdálenosti asi 600 světelných let a má hmotnost 5-10% hmotnosti Slunce. Tato první pozorování tmavé hmoty typu objektu MACHO byla publikována ve vědeckém časopise Nature z 6. 12. 2001. Ukazuje se tedy, že tento typ tmavé hmoty není tak úplně nepozorovatelný. Další výzkum objektů typu MACHO může ukázat, jaká část skryté nezářivé hmoty v okolí naší galaxie existuje ve formě objektů typu MACHO.

(lek)

Další použité zdroje:

Air et Cosmos (2001) č. 1806 – 1815.

Internetové bulletiny:

www.spacefligthnow.com (9.10., 10.10., 11.10., 16.10., 17.10., 24.10., 25.10., 31.10., 1.11., 2.11., 6.11., 7.11., 10.11., 12.11., 13.11., 15.11., 16.11., 18.11., 20.11., 21.11., 22.11., 4.12., 10.12., 19.12.)

www.spacedaily.com (5.9., 12.11., 21.11.)

www.space.com (10.10., 23.10., 30.10., 31.10., 2.11., 6.11., 7.11., 13.11., 5.12.)

NASA News 01-188, 01-191, 01-193, 01-197, 01-201, 01-202, 01-208, 01-213, 01-214, 01-216, 01-218, 01-220, 01-232, 01-236, 01-238, 01-252.

Publikováno v časopise Letectví a Kosmonautika 78 (2002) č. 1, s. 36 - 40; č. 2, s. 104 - 108; č. 3, s. 172 - 173; č. 4, s. 240 – 242.