(2. čtvrtletí 2002)

Jak bylo zmíněno v L+K 78 (2002) č. 8, s. 513, dopravní loď ATV (Automated Transfer Vehicle) je konstruována organizací ESA jako zásobovací loď pro Mezinárodní kosmickou stanici ISS.

Strukturální a tepelný model ATV je v současné době zkoušen ve středisku ESTEC organizace ESA v Noordwijku v Nizozemí. Mechanické zkoušky zahrnovaly jednak chování ATV při akustickém zatížení, kdy byl model vystaven stejné úrovni hluku, jakou způsobují čtyři motory Concorde při startu. Po vibračních testech následovala rázová zkouška, ověřující chování ATV při rázech vznikajících oddělováním stupňů rakety Ariane 5. Dne 9. 4. byl tento zkušební exemplář ATV představen veřejnosti. V polovině letošního roku proběhnou zkoušky elektrických systémů a do konce roku se bude pokračovat v prověřování letového programového vybavení řídícího počítače ATV.

Francouzská kosmická agentura CNES je zodpovědná za vývoj a provoz pozemního řídícího střediska ATV. Vývoj a výstavba řídícího střediska probíhá od září 2001 a potrvá do května 2003. Řídící středisko bude jednak monitorovat telemetrii ATV, analyzovat získaná data a převádět je do vizuální formy. Dále bude zajišťovat řízení modulu, ověřování správného provedení operací a archivaci dat do databází. K tomu účelu bude mít řídící středisko k dispozici server pro telemetrii a řízení pracující v reálném čase, server pro analýzu a zpracování dat. S těmito servery bude spolupracovat řada pracovních stanic, ze kterých bude mít obsluha střediska možnost přístupu ke všem datům, zobrazovaným ve standardní grafické podobě. Projekt střediska předpokládá využívání operačních systémů Windows 2000 a Solaris 2.8 a systému Oracle 9i pro zpracování dat.

ATV bude létat bez posádky a podobně jako ruská automatická nákladní loď Progress se bude automaticky spojovat se stanicí ISS. Bude sloužit jednak k dopravě nákladu, jako pohonný modul umožňující zvýšit dráhu stanice (výška dráhy stanice denně klesá asi o 200 m díky odporu atmosféry) a dále jako případný útulek astronautů, neboť její nákladový prostor je tlakovaný.

První let ATV se předběžně plánuje na rok 2004. První letový exemplář dopravní lodi ATV ponese název “Jules Verne” na počest známého francouzského autora vědecko-fantastických románů z 19. století.

Při příležitosti 75. výročí Lindberghova non-stop přeletu Atlantského oceánu zopakoval vnuk C. Lindbergha, Erik Lindbergh dne 1. 5. let svého dědečka v letadle Lancair Columbia 300 a přistál na pařížském letišti Le Bourget za 17 hod po startu. Jeho dědečkovi to trvalo 33,5 hod. Organizátoři této akce při této příležitosti propagovali i Nadaci ceny X (X Prize Foundation), jejímž viceprezidentem je i Erik Lindbergh. Nadace udělí cenu ve výši 10 mil. USD té soukromé skupině, která bude schopná bezpečně dopravit 3 osoby do výšky 100 km a zpět v dopravním prostředku, schopném zopakovat takový let do dvou týdnů. O tuto cenu soutěží 21 týmů. Kanadská skupina vystavovala během letu E. Lidbergha maketu své rakety Canadian Arrow (modifikace německé V2) nejprve na Rockefeller Plaza a později v Central Parku.

Jedním z týmů v soutěži o Cenu X je i ruská společnost Mjasičev. Ta připravuje pro soutěž letoun S-21, který by měl do výšky 100 km dopravit 3 osoby. Letoun je 7,7 m dlouhý s rozpětím 5,58 m. Ze země S-21 odstartuje na hřbetě dopravního letounu M-55 a po odpoutání zapálí apogeový motor na TPL, aby tak dosáhl plánované výšky. Po jejím dosažení provede letoun otočku tak, aby přistál v místě startu. Cena za tento let byla stanovená na 100 000 USD.

Naopak o Cenu X nesoutěží kalifornská společnost XCOR Aerospace působící v Mojave. Tato společnost se zabývá vývojem bezpečných, spolehlivých a vícenásobně použitelných raketových motorů a dopravních prostředků, využívajících k pohonu raketových motorů. Společnost v současnosti experimentuje s letounem EZ-Rocket, poháněným dvěma raketovými motory (viz L+K 77 (2001), č. 22, s. 1487 a L+K 78 (2002), č. 1, s. 40). V budoucnosti by dokonalejší varianta takového letounu mohla dopravovat platící kosmické turisty do výšek kolem 100 km. Koncem dubna oznámila společnost XCOR, že ve výprodeji zakoupila některé technologie zaniklé společnosti Rotary Rocket. Jde jednak o raketový motor o tahu 25 kN, pracující s kombinací kapalný kyslík a kerosín se spalovací komorou regenerativně ochlazovanou kapalným kyslíkem. Tento motor ostatně vyvinula firma XCOR právě pro Rotary Rocket. Dále si XCOR zakoupila technologie motoru pracujícího s peroxydem vodíku. Mezi dalšími inovacemi, které XCOR získala jsou návrhy a zkušební data kompozitní nádrže na kapalný kyslík a technologie vstřikovačů raketových motorů. Kromě toho zakoupila i foto a video archív společnosti Rotary Rocket. Společnost XCOR si pro své raketové motory vyvíjí i pístová čerpadla. Ta jsou výhodnější pro použití u raketových motorů menšího výkonu, neboť zmenšování turbočerpadel, běžně používaných u výkonných raketových motorů, je obtížné a drahé. Výhodou pístového čerpadla je i to, že jej lze rychle zastavit a rychle uvézt do provozu.

Ve středu 15. 5. byla raketa Atlas 5 znovu převezena na startovní rampu komplexu 41 na mysu Canaveral ke druhé zkoušce odpočítávání ke startu. Při skutečném startu se bude raketa dopravovat z budovy pro vertikální integraci rakety VIF (Vertical Integration Facility) na startovní rampu 12 hodin před startem.

Naplnění rakety kapalným kyslíkem proběhlo bez problémů, ale před dokončením plnění stupně Centaur kapalným vodíkem vznikl nečekaný problém. Po prvním zkušebním odpočítávání v březnu technici poněkud změnili nastavení plnících ventilů, neboť se domnívali, že se tím plnící procedura vylepší. Změna však způsobila zvýšení tlaku v nádrži těsně před jejím naplněním. Tato skutečnost vedla řídící počítač k zastavení plnícího procesu. Když už odpočítávání trvalo již 14 hodin, rozhodlo vedení startovních operací ukončit zkoušku a vypustit z rakety kryogenní pohonné hmoty. Po rozboru vzniklé situace tedy technici znovu upravili nastavení ventilů a zkouška se opakovala v pátek 16. 5. Tentokráte šlo všechno podle plánu. Odpočítávání se zastavilo nejprve v T-4 min. s plánovaným 10 minut trvajícím přerušením a pak se pokračovalo do T-45 s, kdy se odpočítávání znovu zastavilo, aby si obsluhující tým nacvičil odstraňování případných problémů těsně před startem. Pak se odpočítávání vrátilo znovu na T-4 min. V pátek večer byl nácvik skončen, kryogenní KPL byly z rakety odčerpány. V sobotu 17. 5. byl z prvního stupně odčerpán kerosin RP-1 a následující den byla raketa znovu převezena ze startovní rampy do budovy VIF.

První zkušební start nové rakety Atlas 5 s telekomunikační družicí Hot Bird 6 pro přímé TV vysílání se v současnosti odsunul na konec července či začátek srpna, aby bylo více času pro přípravu družice.

Program SLI (Space Launch Initiative) organizace NASA má za cíl vytvoření koncepce vícenásobně použitelného systému americké kosmické dopravy druhé generace (kosmický raketoplán je vícenásobně použitelným systémem první generace). V rámci tohoto programu je třeba jednak zvýšit spolehlivost a bezpečnost systému se současným snížením ceny kosmické dopravy. V průběhu dubna probíhala počáteční oponentura architektury transportního systému a použitých technologií (viz NASA News 02-77, Air et Cosmos č. 1843 (17. 5. 2002) s. 38). Architekturou systému se rozumí jednak návrh vícenásobně použitelného kosmického nosiče pro dopravu ze Země na oběžnou dráhu, dále kosmického tahače pro transport mezi oběžnými dráhami či horních stupňů pro umísťování družic na zvolené dráhy, zajištění pozemních a letových operací včetně jejich přípravy a plánování a konečně i podpůrná infrastruktura jak na Zemi tak v kosmickém prostoru. Na oponentuře předložily tři týmy (Boeing, Lockheed Martin a společný tým firem Northrop Grumman a OSC) asi patnáct návrhů možných architektur takového vícenásobně použitelného systému. Další taková oponentura se bude konat v listopadu, kdy se z různých návrhů vyberou dvě až tři architektury k dalšímu rozpracování. Výběr konečné varianty architektury a vývoj nového kosmického dopravního prostředku 2. generace by mohl v optimistickém případě začít v polovině tohoto desetiletí. Cílem je snížení nákladů na dopravu 1 kg na oběžnou dráhu z dnešních asi 20 000 USD na 2000 USD se zajištěním dostatečné spolehlivosti (1 havárie na 5000 startů). Zejména o variantu bezpilotního vícenásobně použitelného nosiče projevilo zájem i Letectvo USA (NASA News 02-87), neboť takový prostředek by měl v budoucnu nahradit současné jednorázově použitelné nosiče USAF.

Předkládané koncepce kosmického nosiče vesměs počítají s dvoustupňovým pohonným systémem, využívajícím motorů buď poháněných kerosínem nebo vodíkem případně kombinací kerosínu na jednom stupni a vodíku na druhém. Od kompozitních nádrží se zatím upustilo, předpokládají se hliníkové nádrže. V pilotovaných verzích budou mít kosmické dopravní prostředky systémy pro záchranu posádky.

Společnost Lockheed Martin uvažuje ve všech svých pěti návrzích o kombinaci kyslík-kerosin na prvním stupni a v jednom případě i na druhém stupni. Boeing navrhuje tuto kombinaci ve třech návrzích z pěti. V návrzích společností Lockheed Martin a Boeing jsou první a druhý vícenásobně použitelný stupeň umístěny paralelně včetně užitečného zatížení. Koncepce firem Northrop Grumman a OSC počítá ve dvou ze svých pěti návrhů se startem kosmického dopravního prostředku z letadlového nosiče. Společnost OSC dále navrhuje koncepci tzv. Kosmického taxi. Jde o prostředek dopravy posádky na stanici, kde by současně plnil funkci záchranného prostředku CRV. Na oběžnou dráhu by byl dopravován buď vícenásobně použitelným dopravním prostředkem nebo klasickou raketou Delta-4H.

Některé představené koncepce nosiče připomínají navrhované varianty kosmického raketoplánu z let 1970 - 72, kdy se uvažovalo, jak vůbec bude kosmický raketoplán vypadat. Zájemci o historii vývoje raketoplánu se o tom mohou poučit se ze série stále zajímavých článků doc. J. Koláře na toto téma publikovaných v L+K 47 (1971) č.1 a L+K 49 (1973) č. 2-6, případně v knize D. R. Jenkinse: Space Shuttle – The History of Developing the National Space Transportation System (1996).

Od 14 do 16 května zorganizovala Francouzská aeronautická a astronautická asociace AAAF ve Versailles 16. mezinárodní sympozium o kosmických pohonech, kterého se zúčastnilo na 400 specialistů z této oblasti (Air et Cosmos č. 1844 (24. 5. 2002) s. 38). Z hlavních témat sympozia jmenujme: nové požadavky na budoucí kosmické transportní mise a jejich architektury, kapalinové raketové motory a nové kapalné pohonné látky, raketové motory na tuhé pohonné látky, materiály a konstrukce raketových motorů, jejich spolehlivost a bezpečnost, kombinované aerobní motory a scramjety. Z fyzikálních kosmických pohonů se probíraly elektrické a nukleární pohony (kombinovaný nukleární elektrický pohon, nukleární magnetohydrodynamický pohon, využití antiprotonů v pohonných systémech), či solární termální pohon. Na sympoziu se hovořilo i o iniciativě NASA “Průlom ve fyzice kosmického pohonu” (Breakthrough Propulsion Physics). Detailní informace o programu lze nalézt na adrese http://propulsion2002.aaaf.asso.fr a jistě bude zajímavé prohlédnout si případný sborník publikovaných příspěvků ze sympozia. V dalším uvedeme některé informace o jednání sympozia, které byly dostupné v tisku publikovaných komentářích k průběhu sympozia.

V sekci klasických raketových motorů představili hlavní světoví výrobci z USA, Evropy a z Ruska své dokončené či navrhované projekty nových motorů. Firma Rocketdyne po dokončeném motoru RS-68, který se poprvé představí při prvním startu rakety Delta-4 v srpnu t.r., studuje další motory v rámci technologií vícenásobně použitelného nosiče – SLI. Jde např. o kryogenní motor RS-83 o tahu 2,9 MN či RS-84 pracující s kombinací kapalný kyslík-kerosín. Pratt & Whitney spolu s firmou Aerojet studují různé varianty ruských motorů RD-180 či NK-33. Francouzská firma Snecma jednak vyvíjí kryogenní restartovatelný motor Vinci pro horní stupeň rakety Ariane 5 a dále motor Vulcain 3 o tahu 1,5 MN pro zesílenou Ariane 5, který bude připraven v roce 2010. Dále jde o vícenásobně použitelný kryogenní motor Veda/MC-2000E o nominálním tahu 2 MN s regulovatelným tahem v rozmezí 50-120%, určený pro urychlovací stupně. Motor by měl být schopen pracovat až 30 000 s, což odpovídá 25 misím. Spolu s ruskou konstrukční kanceláří z Voroněže pracuje Snecma na vícenásobně použitelném motoru Volga/MX-4000 o tahu 4 MN pro urychlovací stupně, který pracuje s kombinací kapalný kyslík-metan. Tato kombinace má oproti klasické kombinaci kapalný kyslík-kerosín určité výhody, např. větší chladící kapacitu, vyšší stabilitu hoření a cenu asi 2,5× nižší. Motor bude mít tah regulovatelný v rozmezí 50-120% a životnost 15 000 s, což stačí na 20 letů.

Konstrukční kancelář raketových motorů z Voroněže představila celou plejádu svých raketových motorů. Pro první stupeň rakety Angara je vyvíjen vysokotlaký motor RD-0155 s kombinací kyslík-kerosín o tahu 850 kN. Pro druhý stupeň Angary se připravuje motor RD-0124, což je zdokonalená varianta osvědčeného RD-0110 o tahu 300 kN. Tento motor bude od roku 2003 využíván na nosičích Sojuz-2 a Sojuz-ST. Pro horní stupně raket Proton-M a Angara se připravují kryogenní raketové motory. Modifikací dozná i motor 11D58MD o tahu 80 kN s kombinací kapalný kyslík-kerosín, používaný na stupni DM raket Proton a Sea Launch. Dále tato kancelář uvažuje o budoucích pohonech s využitím laserů či jaderné energie (Air et Cosmos č. 1845 (31. 5. 2002) s. 40).

Asijští výrobci raketových motorů se na sympoziu též prezentovali svými projekty. Specialisté japonské organizace NASDA připravují pro novou verzi rakety H2A204 s nosností 6000 kg na dráhu přechodovou ke geostacionární (GTO) motor LE-7A s novým kyslíkovým turbočerpadlem a prodlouženou tryskou. Raketa, která bude k dispozici po 2004, též bude mít čtyři urychlovací stupně SRB-A na TPL místo dvou u současné varianty rakety H2A.

Indie uvažuje o vývoji vlastní rakety s nosností ekvivalentní Ariane-5. Architektura tohoto nosiče ostatně raketu Ariane 5 připomíná: první kryogenní stupeň L110 budoucí rakety GSLV Mark-3 je doplněn dvěma urychlovacími stupni S200 na TPL (současná raketa GSLV má centrální stupeň na TPL a urychlovací stupně na KPL). Horní stupeň C25 bude opět kryogenní s motorem vlastní výroby o tahu 95 kN. Celková startovní hmotnost rakety bude 629 000 kg a nosnost 4500 kg na GTO (10 000 kg na nízkou oběžnou dráhu). Raketa by mohla být připravená k prvnímu startu kolem roku 2007.

Organizace ESA si nechala udělat fyzikální studii týkající se oblasti modifikace gravitace a případné možnosti využití tohoto jevu ke kosmickému pohonu. Studie konstatuje, že k tomu by bylo potřeba nějak manipulovat hmotou tělesa, tj. nějak těleso “odhmotnit” vzhledem ke gravitačnímu působení. Některé návrhy, které předpokládaly souvislost mezi gravitačním polem a elektromagnetickým polem, selhávají na tom, že takto generované gravitační síly jsou zanedbatelně malé. Studie končí doporučením nestudovat ani tak “modifikaci gravitace” z hlediska případných aplikací v oblasti kosmického pohonu, ale spíše se věnovat studiu gravitace jako takové v rámci základního výzkumu. V této souvislosti se cituje i případ registrovaných anomálií v dráhách sond Pioneer 10, 11, Galileo či Ulysses, kdy se zdá, jakoby tyto sondy byly brzděné velice slabou konstantní silou, vyvolávající jejich zbrždění o velikosti 8,5×10^-8 cm/s2. Nejprve bude samozřejmě nutné tato data, získaná z telemetrie sond, znovu prověřit, než se bude hledat nějaké teoretické vysvětlení (Air et Cosmos č. 1846 (7. 6. 2002) s. 39).

O kosmickém výtahu jako o dopravním prostředku na oběžnou dráhu kolem Země či Marsu uvažovali spisovatelé sci-fi románů A. C. Clarke (Rajské fontány, Odeon 1982) a K. S. Robinson (Red Mars, Bantam Spectra 1993). Kosmický výtah využívá kabel, spuštěný z družice na geostacionární dráze, který tak zůstává ve stacionární poloze vůči danému bodu na zemském rovníku. Díky zemské přitažlivosti a odstředivé síle, působící na jeho horním konci zůstává lano napnuté. Největším problémem je přirozeně nalézt superpevný materiál, ze kterého by bylo možné takový kabel vyrobit. Fyzik B. Edwards ze společnosti Eureka Scientific v Berkeley v Kalifornii již třetím rokem pracuje na problematice kosmického výtahu v rámci grantu, uděleného Institutem pro pokročilé koncepce (Institute for Advanced Concepts) organizace NASA. Edwards se domnívá, že takovým vysoce pevným materiálem bude kompozit, obsahující uhlíkové trubicové nanostruktury. Tyto nanostruktury jsou útvary válcovitého tvaru o nanometrových průměrech, tvořené atomy uhlíku v šestičetném (hexagonálním) uspořádání. Lze si je představit jako původně rovinu tvořenou atomy uhlíku v hexagonálním uspořádání, která se stočí do válcové plochy. Na koncích válcové plochy jsou vazby uhlíků uzavřeny dalšími uhlíky tak, že je válcová plocha uzavřena polokulovými plochami. První trubicové nanostruktury měly délku pouhý 1 mikrometr a průměr až několik desítek nanometrů. Stěny trubicových nanostruktur mohou být tvořeny 2 – 50 vrstvami. Trubicová nanostruktura se tak podobá ruské “matrjošce”. Zmíněné nanostruktury mají vysokou pevnost v tahu, kolem 130 GPa. Lano, vytvořené z takového materiálu, by mělo asi 100x vyšší pevnost než ocelové lano nehledě na to, že by bylo asi 6x lehčí (La Recherche 307 (1998) č. 3, s. 50). Trubicové nanostruktury se tedy zdají být natolik perspektivní, že se vynakládá značné úsilí k vytvoření technologií pro přípravu nanotrubic větších délek.

První výsledky tohoto úsilí se již dostavily. Výzkumní pracovníci z Rensselaerova Polytechnického Institutu v Troy (stát New York) oznámili, že se jim podařilo modifikovat technologii chemického nanášení materiálu z par (chemical vapor deposition) tak, že získali nanotrubice s jednovrstevnou stěnou o délce až 20 cm (viz H. W. Zhu et al. Science 296, č. 5569 (3. 5. 2002) s. 884). Při řízeném nanášení dochází k dobrému uspořádávání uhlíku a tak jsou vznikající nanotrubice dobře orientované. Tato technologie je tedy dalším krokem k přípravě superpevných kabelů nebo naopak mikrokabelů pro elektrické přístroje či mechanicky robusních prvků elektrochemického pohonu umělých svalů.

Podle představy B. Edwardse by bylo nejprve třeba vypustit na nízkou oběžnou dráhu asi 20 000 kg kabelu s navijáky, které by pak byly dopraveny dalším stupněm na geostacionární dráhu. Odtud by lano bylo spuštěno na zemský povrch a připevněno na plošině, podobné startovní plošině společnosti Sea Launch a zakotvené na rovníku v Tichém oceánu. Pak by pomocí kabelu šplhala na geostacionární dráhu další zařízení táhnoucí další a další kabely tak, aby nakonec vzniklo výsledné pevné lano, schopné unést užitečné zatížení určené pro dopravu na geostacionární dráhu.

Jedním z úkolů výzkumného programu družice ISO (Infrared Space Observatory) kosmické agentury ESA bylo i první systematické hledání asteroidů ve hlavním pásmu asteroidů mezi Zemí a Marsem sledováním jejich infračerveného záření. Družice pracovala od listopadu 1995 do května 1998, ale teprve nyní jsou zveřejňována zpracovaná pozorování asteroidů v rámci programu IDAS (ISO Deep Asteroid Search). E. F. Tedesco a F-X. Desert sledovali pomocí družice ISO vybrané úseky hlavního pásu asteroidů a zjistili, že v centrální části pásma je hustota asi 160 asteroidů o průměru větším než 1 km na plochu oblohy, viditelnou ze Země pod prostorovým úhlem 1o × 1o. Podle modelu, který tito astronomové vytvořili, pak bylo možné odhadnout celkovou populaci takových asteroidů na počet asi 1,1 – 1,9 mil. V hlavním pásmu asteroidů. Tento odhad se asi o 100% liší od odhadů na základě optických pozorování asteroidů, podle kterých se v hlavním pásmu nachází mezi 740 000 až 860 000 asteroidy. Vysvětlení tohoto rozdílu podle E. Tedeska spočívá v tom, že opticky lze pozorovat jen asteroidy, které odráží sluneční světlo, ale nikoliv ty tmavé, které světlo spíše absorbují. Takové asteroidy jsou však velice dobře vidět na infračervených vlnových délkách, neboť se díky absorbovanému záření více zahřívají. Své výsledky pozorování publikovali astronomové E. F. Tedesco a F.-X. Desert v dubnovém čísle časopisu The Astronomical Journal. Poznamenejme, že k 28. 3. 2002 bylo katalogizováno zatím jen 39 462 asteroidů hlavního pásma, ale tento počet v současnosti rychle roste.

Kromě sledování asteroidů pozemskými prostředky se bude pokračovat i v jejich průzkumu pomocí kosmických sond. Japonská sonda MUSES-C, jejíž vypuštění se plánuje na konec roku, by měla v polovině roku 2005 přilétnout k asteroidu 1998 SF36, který se přibližuje k dráze Země a pokusit se získat vzorky jeho povrchu. Sonda bude během svého letu poháněna iontovým motorem, napájeným elektrickou energií generovanou slunečními články. Bude vybavena autonomním navigačním a řídícím systémem pro přibližování a let ve formaci s asteroidem. Při letu sondy ve formaci s asteroidem by mělo pyrotechnické zařízení vypálit do povrchu asteroidu náložku, jejímž impaktem by z povrchu měla vylétnout řada úlomků. Speciální sběrné zařízení ve formě rohu se pokusí zachytit některé úlomky a umístit je do návratového pouzdra. Předpokládá se získání asi 1 g vzorků. V roce 2007 by se sonda měla dostat do blízkosti Země a její pouzdro se vzorky povrchu by mělo přistát v oblasti Woomera v Austrálii.

Výzkum dvou největších známých asteroidů, kterými jsou Vesta a Ceres, bude úkolem pro připravovanou sondu Dawn organizace NASA v rámci programu Discovery. Sonda by měla startovat v roce 2006 a během 9 let trvající mise by se pomocí iontového pohonu měla dostat na oběžné dráhy těchto asteroidů ve výškách 800 km, případně sestoupit na dráhu ve výšce 100 km. Předpokládá se, že výzkum těchto asteroidů přinese informace o vzniku sluneční soustavy. Podrobnosti o připravované misi Dawn lze nalézt na internetové adrese: http://www-ssc.igpp.ucla.edu/dawn/. Kdykoliv se hovoří o asteroidech, vynoří se otázka asteroidů, které se na své dráze přibližují do blízkosti dráhy Země. Jde o tzv. objekty NEO (Near Earth Objects), o kterých jsme již několikrát zmiňovali (viz např. L+K 78 (2002) č. 9, s. 580). V dubnu tr. se ve sdělovacích prostředcích začalo mluvit o asteroidu 1950 DA, který byl objeven Lickovou observatoří v roce 1950 a pak se o něm 50 let nehovořilo. Až v březnu 2001 prolétl kolem Země ve vzdálenosti asi 21× větší než je vzdálenost Měsíce od Země. Při tomto průletu byl sledován radary s použitím velkých antén sítě DSN organizace NASA a radioteleskopem v Arecibo (Portoriko). Sledování pomocí radaru dává nejlepší informaci o přesné dráze asteroidu. Výpočty, které braly v úvahu i faktory jako vliv slunečního záření či gravitační působení od asi 7000 nejbližších asteroidů, ukázaly, že je určitá možnost srážky tohoto asteroidu o průměru asi 1 km se Zemí v roce 2880 (podrobněji viz článek autorů J. Giorgini a ostatních v časopise Science 296 (5. 4. 2002) s. 136). Vše ovšem záleží na tom, jak přesný je odhad působení všech zmíněných vlivů na dráhu asteroidu, což bude zřejmě přesně známo až při průletech asteroidu kolem Země v letech 2809, 2840 a 2860. Mezi tím by stačilo například poprášit povrch asteroidu křídou, aby se změnily jeho odrazivé schopnosti nebo na něj nechat dopadnout sluneční plachetnici, která by také změnila jeho povrchovou odrazivost. Tím by neabsorboval tolik slunečního záření a jeho dráha by nebyla tolik ovlivňována tzv. Jarkovského efektem, kdy osvětlená část asteroidu absorbuje více slunečního záření a tudíž i více emituje tepelné záření než neosvětlená strana. Tím na asteroid působí nepatrný rozdíl hybností na osvětlené a neosvětlené straně, který během staletí může ovlivnit dráhu asteroidu (viz L+K 78 (2002) č. 3, s. 173).

Řada asteroidů protínajících dráhu Země tvoří tzv. binární asteroidy, kde menší z dvojice obíhá větší asteroid. První binární asteroid 2000 DP107 byl objeven v září 2000 radioteleskopem NASA v Goldstone. Menší těleso o průměru asi 300 m obíhá kolem většího o průměru 800 m a při oběhu natáčí k většímu tělesu stále stejnou stranu stejně jako Měsíc při oběhu naší Země. Zatím bylo mezi objekty NEO objeveno pět binárních asteroidů. Teoretické i simulační modely naznačují, že ke vzniku binárních asteroidů dochází při těsnějším průletu (až do vzdálenosti kolem 16 000 km) asteroidu kolem vnitřních planet země či Marsu. Vlivem gravitačních sil tak může dojít k rozpadu asteroidu na dvě tělesa.

Průlet asteroidu 2002 EM7 kolem Země dne 8. 3. upozornil na nebezpečí od asteroidů typu Aten, které se nacházejí na dráhách kolem Slunce většinou uvnitř dráhy Země. Tuto oblast v okolí Slunce lze nazvat “slepou skvrnou” pozemských teleskopů, neboť ji lze pozorovat jen za dne a lze vidět jen nejjasnější asteroidy. Ke zmapování této oblasti by mohla ideálně přispět kosmická sonda Gaia organizace ESA, která by mohla pozorovat oblasti v blízkosti Slunce z dráhy situované mezi dráhou Země a Marsu. Vypuštění sondy Gaia se však neuskuteční před rokem 2010.

Se sledováním asteroidů je spojen i návrh amerického zákona o udělení odměny amatérským astronomům, kteří buď sami objeví asteroid, křižující dráhu Země nebo jej lokalizují rozborem zveřejněných dat. Návrh zákona, nesoucí název astronauta C. Conrada, předložil republikán D. Rohrabacher. Jedním z hlavních cílů tohoto zákona, označovaného jako House Resolution 4613, je též podchycení zájmu mladých lidí o vědu a o americký kosmický program. Zákon byl pojmenován na počest astronauta Charlese “Pete” Conrada, který zahynul 8. 7. 1999 při havárii motocyklu.

V posledních desetiletích je všeobecně přijímána hypotéza, že postupné vyhynutí dinosaurů před 65 mil. lety bylo důsledkem změny životních podmínek na Zemi po dopadu většího asteroidu. V loňském roce provedený výzkum však naznačuje, že dopad jiného asteroidu před asi 251 mil. léty naopak způsobil vyhynutí konkurenčních druhů dinosaurů koncem období trias a tak přispěl k dominantnímu postavení těchto plazů na zemském povrchu v jurském období. Svědčí o tom nález koncentrace iridia v usazeninách, která je asi třikrát vyšší než jeho průměrná koncentrace (i když nedosahuje výše koncentrace iridia ve vrstvách 65 mil. let starých). Nárůst koncentrace iridia je doprovázen i nárůstem koncentrace kapradinových spor, o nichž se věří, že jejich výskyt je důsledkem zotavování po impaktu. Výsledky těchto studií jsou shrnuty v práci P. E. Olsena a spolupracovníků v časopise Science 296 (17. 5. 2002) s. 1305.

Kosmické velitelství USA (US Space Command) registruje vojenskými radary všechny úlomky na oběžných drahách kolem Země, které jsou větší než 10 cm. NASA monitoruje menší objekty, které nelze sledovat individuálně, ale které stále mohou být nebezpečné kosmickým tělesům. Podle odhadů NASA je na oběžných drahách na 100 000 úlomků o rozměrech mezi 1 cm a 10 cm a desítky milionů ještě menších úlomků. V Johnsonově kosmickém středisku NASA pracuje od roku 1979 oddělení pro sledování kosmických úlomků, které modeluje pohyb malých úlomků a vytváří statistické modelování pravděpodobností výskytu úlomků o velikostech větších než 2 mm, které nelze sledovat radary. Pravděpodobnostní předpovědi jsou založeny na optických pozorováních těchto úlomků. Využívá se jich při plánování dat a časů startů kosmických raketoplánů. Proto také program sledování úlomků s rozpočtem asi 3 mil. USD je financován z programů kosmického raketoplánu a Mezinárodní kosmické stanice. Vzhledem k tomu, že je financování Mezinárodní kosmické stanice v posledním období velice napjaté, objevily se zprávy, že NASA od 1. 10. zastaví financování programu sledování kosmických úlomků (zpráva UPI z 19. 4. 2002). Ukazuje se však, že tato zpráva byla předčasná, neboť NASA nalezla 3 mil. USD na financování tohoto programu i pro příští rok (NewScientist.com news service 29. 4. 2002). I když se v rámci programu sledování kosmických úlomků NASA snaží předcházet vzniku těchto úlomků, jejich množství stále roste. Například v loňském roce explodovalo na oběžných drahách devět těles, což značně přispělo ke znečistění kosmického prostoru v okolí Země kosmickým “smetím”.

Pozorování družice IMAGE (Imager for Magnetopause to Aurora Global Exploration) poprvé prokázala ochrannou roli vrstvy atmosféry ve výškách mezi 300 – 1000 km před účinky kosmických bouří, tj. výronů nabitých částic slunečního větru, vznikajících zejména při slunečních protuberancích. Částice slunečního větru přilétají průměrnou rychlostí 400 km/s a jsou zachycovány zemským magnetickým polem, takže nedopadnou přímo do atmosféry. Mají však stále velkou energii a tak podél magnetických siločar teče značný elektrický proud a tím se do horních vrstev atmosféry předává značná energie ve formě tepla. Vrstva vnější atmosféry (ionosféry) odvádí toto teplo do kosmického prostoru a tak chrání spodní vrstvy zemské atmosféry před značným zahříváním. Družice IMAGE zjistila (NASA News 02-84), že teplem dochází k ionizaci kyslíku a tyto ionty jsou vyvrhovány do vnějšího prostoru. Tak se tepelná energie odvádí mimo atmosféru. Při typické kosmické bouři přichází ionosféra tímto mechanizmem i o několik tun hmoty.

Jako další možnost detailního studia vlastností a procesů probíhajících v zemské atmosféře se překvapivě nabízí monitorování časových signálů systému družic GPS. Na německé družicí Champ (Challenging Minisatellite Payload) a na argentinské SAC-C jsou speciální antény, zaměřené na zemský horizont, které monitorují signály družic systému GSP, tak jak vycházejí či zapadají za zemským horizontem. Měření malých časových zpoždění s přesností na několik triliontin vteřiny, způsobených průchodem signálu GSP atmosférou před zachycením těmito družicemi dovoluje získat přesné profily hustoty atmosféry, tlaku, teploty a vlhkosti. Lze tak získat i třírozměrné zobrazení fyzikálních vlastností jak zemské stratosféry (kolem 50 km nad zemským povrchem) tak i zemské ionosféry. Jde o relativně levnou technologii, která zřejmě najde v budoucnosti své rozšíření. Data z družic SAC a Champ jsou distribuována informačním systémem JPL (GPS Environmental and Earth Science Information System) na adrese http://genesis.jpl.nasa.gov/.

Velice malé komety, které nejsou ve větší vzdálenosti od Slunce pozorovatelné pozemskými teleskopy se prozradí teprve při průletu v těsné blízkosti naší nejbližší hvězdy. Tyto komety jsou však při takovém průletu viditelné v zorném poli širokoúhlého spektrometrického koronografu LASCO C3 sondy SOHO. Koronograf zakrývá sluneční disk a dovoluje pozorovat jak sluneční koronu, tak prostor v okolí Slunce. V průběhu 6 let činnosti sondy bylo pomocí koronografu objeveno na 420 komet. Jelikož jsou všechny snímky sondy SOHO volně přístupné veřejnosti na adrese http://sohowww.nascom.nasa.gov/, může si kdokoli, kdo může využívat Internet, stahnout snímky získané sondou v reálním čase a účastnit se objevování nových komet. To byl i případ čínského amatérského astronoma Xing Ming Zhou, který oznámil objev nové komety C/2002 G3 (SOHO) dne 12. 4. Jde o novou kometu, která nepatří do žádné známé skupiny komet. Kometa byla poprvé viditelná v koronografu LASCO 11. 4. a bylo ji možné pozorovat do 20. 4. Na své dráze se kometa přiblížila ke Slunci na nejkratší vzdálenost 12, 3 mil. km dne 17. 4. (NASA News 02-71). Podrobnější informace o kometách, které skončily ve Slunci lze ještě nalézt na adrese http://sungrazer.nascom.nasa.gov/.

V průběhu posledních tří měsíců mapovaly neutronový spektrometr a spektrometr gama záření sondy Mars Odyssey povrch planety Mars a hledaly přítomnost vodíku, indikátoru existence vody na této planetě. Získaná předběžná data naznačují (NASA News 02-99), že by se pod povrchem Marsu mohlo nacházet značné množství vody, kterou by bylo možné v budoucnu využít pro potřeby pilotované expedice. Jelikož gama spektrometr je schopen registrovat vybuzené gama záření z hloubky 1m pod povrchem Marsu, bylo možné odhadnout, že vrstva bohatá na vodní led se nachází asi 60 cm pod povrchem planety na 60o jižní šířky a asi 30 cm pod povrchem na 75o jižní šířky. Množství hmotnosti ledu je asi 20 - 50% celkové hmoty měřené vrstvy. Měření byla prováděna na jižní polokouli, kde je teď letní období. Na severní polokouli budou měření prováděna za několik měsíců, až se odpaří povrchová vrstva tuhého CO2, která v zimě pokrývá velké oblasti severní polokoule od polárních oblastí do asi 60o severní šířky. Porovnání získaných výsledků s měřeními z povrchu Měsíce získanými podobným neutronovým spektrometrem ukazují, že je na Marsu někde 10×, někde až asi 1000× více vody než na Měsíci. Předběžné výsledky měření množství vody na Marsu byly publikovány v elektronické verzi časopisu Science z 30. 5. 2002 (Science Express Reports 10.1126/science.1073722, 1073541, 1074025 a 1073616 na adrese http://www.sciencemag.org/scienceexpress/recent.shtml). V čele řady spoluautorů těchto zpráv je vedoucí programu gama spektrometru W. Boynton, podrobnosti o spektrometru jsou na adrese http://mars.jpl.nasa.gov/odyssey/.

Dne 4. 6. došlo ze sondy k vysunutí 6 m dlouhého teleskopického nosníku, na jehož konci se nachází čidlo gama záření. Vysunutí proběhlo hladce během asi 10 min. Vysunutím se zvětší citlivost čidla, které nebude ovlivňováno parazitním gama zářením z konstrukce sondy. Čidlo tak bude moci rozeznat na povrchu planety kromě vodíku i další prvky jako železo, hliník, draslík, chlor, thorium a uran. Kromě spektrometru gama záření nese sonda ještě detektory vysokoenergetických neutronů a neutronový spektrometr, které též budou využívány k mapování chemického složení povrchu.

Sonda bude provádět podobné mapování chemického složení povrchu planety po několik dalších let. Tak se podaří získat mapu nejen rozložení vodního ledu pod celým povrchem planety, ale také složení povrchových lávových vrstev, množství nejvíce se vyskytujících prvků na povrchu a též sezónní změny v usazování pevného CO2 na pólech během letního a zimního období. V získání podrobného rozložení hornin na povrchu Marsu pomůže i snímkování povrchu Marsu pomocí infračervené kamery. Rozložení teploty povrchu totiž odpovídá fyzikálním rozdílům ve vlastnostech povrchových hornin plynoucích z jejich chemické odlišnosti. Z těchto map bude možné soudit na geologickou historii planety.

Získané zajímavé výsledky zejména odhadu množství podpovrchového ledu na planetě charakterizoval vědecký pracovník NASA z programu výzkumu Marsu J. Garvin slovy: “Mars nikdy neopomene překvapit....”.

Existence vody ve formě ledu pod povrchem Marsu nepochybně ovlivní i výzkumný program sond připravovaných ke studiu Marsu v nejbližší budoucnosti. Zástupci ESA hned prohlásili, že jejich sondy programu Mars-Express budou schopné pomocí radaru MARSIS zkoumat z oběžné dráhy kolem planety podpovrchové struktury do značné hloubky, mluví se i o kilometrových hloubkách. Stejně i kamery budou z oběžné dráhy detailně studovat rozložení povrchových minerálů. Modul Beagle 2, který přistane v oblasti Marsova rovníku, by měl hledat i známky případného života, ukrytého v hloubkách do 1,5 m pod povrchem. Americký program Mars Exploration Rover 2003 předpokládá, že dvojice roverů, vysazených na povrch Marsu se soustředí na vliv vody v geologické minulosti planety na složení a vlastnosti povrchových hornin v místě přistání či existenci podpovrchové vody v místě přistání. Kromě toho chemická analýza hornin v místě přistání bude sloužit ke kalibraci dat chemického složení povrchu planety, získaných z oběžné dráhy. Pro výzkumné rovery, které odstartují v létě 2003, připravuje laboratoř JPL nástroj pro geologická studia odolných hornin na povrchu Marsu. Na vybranou skálu přiloží rover svůj manipulátor s kruhovou bruskou RAT (Rock Abrasion Tool), která během 30 min až 3 hodin podle odolnosti materiálu odstraní diamantovými “zuby” povrchovou vrstvu horniny o průměru 45 mm do hloubky 5 mm. Takto exponovanou podpovrchovou horninu bude zkoumat jak kamera sledující texturu horniny, tak přístroj na chemickou analýzu umístěné na manipulátoru. Tak bude možné studovat nezvětralou horninu a usuzovat na její geologický původ. Před dalším broušením budou “zuby” brusky očistěny, aby se další broušená hornina neznečistila úlomky předchozí broušené horniny. Předpokládá se, že by bruska RAT mohla obrousit až 10 vybraných hornin. Před startem však bude ještě nutné vyzkoušet, zda brusný nástroj vydrží vibrace při startu a dopad sondy na povrch Marsu. Také ještě není jasné, jak bude působit prach vznikající broušením na kameru roveru či na sluneční články. Kolem brusky bude patrně ještě umístěn protiprachový kryt, částečně chránící rover před zvířeným prachem.

Podle dat, získaných sondou Mars Global Surveyor, se zdá, že na severní polární čepičce Marsu se nachází více vodního ledu než tuhého CO₂ a na jižní polární čepičce je tomu naopak. Jedním z důvodů pro tuto skutečnost je větší průměrné převýšení terénu na jižní polokouli, což nutilo vodu téci na sever. Není to však jediný důvod, záleží též i na tom, jak je atmosféra Marsu zahřívána slunečním zářením. Vlastní mechanizmus kontrolující tvorbu pevného CO₂ na obou polárních čepičkách však zatím není úplně jasný a jeho studium je úkolem pro sondu Mars Odyssey.

Další snímky řady drobných erosí způsobených koryt na kraji stěny kráteru Kaiser (46,6o s.š. a 341,4o z.d.) získala během ledna sonda Mars Global Orbiter. Vznik pozorované erose se interpretuje jako působení nějaké tekutiny, snad vody nebo kapalného CO2. Podobný charakter mají i snímky okrajů impaktního kráteru Newton.

Snímky bývalých vulkánů Ceraunius Tholus a Uranius Tholus ukazují, že vulkanická činnost na Marsu skončila již v dávné minulosti. Svědčí o tom totiž staré impaktní krátery, nacházející se na těchto vulkánech.

Od svého startu 7. února 1999 urazila sonda Stardust jeden a půl oběhu na své eliptické dráze kolem Slunce. Dne 18. dubna se sonda nacházela ve svém nejvzdálenějším bodě dráhy od Slunce (aphelion), tj. 2,72 astronomické jednotky od Slunce (407 mil. km), asi ve středu pásma asteroidů. V lednu 2004 prolétne sonda kolem komety Wild 2, aby zde pomocí svého prachového kolektoru získala vzorky kometárního prachu a v roce 2006 je dopravila na Zemi. Zatím sonda pracuje bez problémů.

Dne 2. 3. se síti DSN sledovacích stanic NASA podařil kontakt se sondou Pioneer 10, když se Země nacházela v zorném poli směrové antény sondy. Se sondou byla přerušena komunikace, neboť se nepodařilo zorientovat její směrovou anténu směrem k Zemi. Signál k sondě byl vyslán 1. 3. ze stanice v Goldstone a po 22 hodinách byla odpověď sondy zachycena anténou o průměru 70 m u Madridu. Sonda, která se nacházela ve vzdálenosti 79,9 astronomických jednotek (11,9 mld km), je tedy stále operační. Její izotopový tepelný generátor dodává stále dostatek elektrické energie k napájení palubního přijímače a vysílače a k provozu teleskopu prof. Van Allena pro měření intenzity kosmického záření. I když vědecká mise sondy Pioneer 10 byla oficiálně ukončena 31. 3. 1997, Amesovo výzkumné středisko NASA občas sondu sleduje pro zkoušení nových komunikačních technologií, použitelných pro případné budoucí mezihvězdné mise. Kromě toho je signál ze sondy používán jako zkušební signál pro rádioteleskopy, vyhledávající případné signály cizích civilizací v rámci programu SETI. Sonda Pioneer 10, vypuštěná 3. 3. 1972, míří k souhvězdí Aldebaran ve vzdálenosti 68 světelných let, kam by mohla dorazit za asi 2 mil. let.

Dvojče sondy Pioneer 10, sonda Pioneer 11, vypuštěná 6. 4. 1973, poprvé zkoumala planetu Saturn v průběhu srpna a září 1979. Její izotopový tepelný generátor však degradoval velmi rychle a od října 1995 již se sondou nebylo navázané žádné spojení.

Dne 3. 4. se uskutečnila malá korekce dráhy sondy Cassini na její dráze k planetě Saturn. Motor sondy o tahu 445 N pracoval 9,8 s a dráhu sondy o hmotnosti kolem 5000 kg jen trochu upravil. Hlavním účelem manévru byla kromě změny dráhy i údržba pohonného systému. Pracovníci řídícího střediska nechtějí, aby interval mezi dvěma zážehy hlavního motoru sondy byl větší než 1 rok. Jde již o 13. zážeh hlavního motoru od startu sondy v říjnu 1997. Při tomto manévru byla použitá nová procedura, dovolující zjednodušení přípravy manévru. Jde o nové programy, které budou používány při změnách dráhy sondy na oběžné dráze kolem Saturnu. Ke dni 28. 4. sonda již urazila na 3 mld km.

Sonda je v dobrém technickém stavu. Zamlžování optiky kamery sondy, pozorované v minulém roce, se podařilo prakticky odstranit zahřátím optiky na 4° C a udržováním této teploty po dobu 60 dnů v průběhu března a dubna tr. Optimální pracovní teplota kamery je -90° C.

Po provedení servisních oprav a po uvolnění Hubbleova kosmického teleskopu z raketoplánu Columbia dne 9. 3. byly asi tři týdny prováděny zkoušky HST na oběžné dráze. Po jejich ukončení byl HST prohlášen za provozuschopný. Kalibrace jednotlivých přístrojů však trvala do začátku května. Nové panely slunečních článků teď dodávají o 27% více elektrické energie než předchozí, což zhruba zdvojnásobí elektrický příkon, který bude k dispozici vědeckým přístrojům. Nová zdokonalená přehledová kamera ACS (Advanced Camera for Surveys) také dodávala kalibrační snímky vybraných hvězd ve velice dobré kvalitě a počátkem května byla připravena k práci. Kamera je mnohem citlivější než největší pozemské teleskopy, obraz pozorovaného objektu je zachycován 16 mil. obrazových elementů (pro srovnání digitální snímek typické spotřebitelské kamery obsahuje 2 – 4 mil. obrazových elementů). Porovnání kalibračních snímků spirální galaxie UGC 10214 ve vzdálenosti 420 mil. světelných let v souhvězdí Draka, pořízených kamerou ACS a širokoúhlou planetární kamerou 2 ukazuje, že ACS má oproti širokoúhlé planetární kameře 2 dvojnásobnou rozlišitelnost a pětinásobnou citlivost.

Ihned po obnovení provozu dalekohledu bylo možné zahájit rutinní vědecká pozorování s přístroji, které na HST byly již dříve, tj. se zobrazovacím spektroskopem a s širokoúhlovou a planetární kamerou 2.

Při servisní misi 3B byl znovu oživen infračervený spektrometr NICMOS (Near-Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer). Původně byla jeho čidla umístěna v kontejneru, chlazeným tuhým dusíkem, jehož zásoba měla vydržet 4 roky. Dusík se však odpařoval asi 2× rychleji než se předpokládalo a tak od ledna 1999 byl přístroj mimo provoz. Aby se tato situace neopakovala, NASA spolu s USAF navrhla nový mechanický chladící systém, který pracuje podobně jako domácí lednice. Expanzně vychlazovaný plynný neon je miniaturními turbinami o vysokých otáčkách (aby nedocházelo ke kmitům HST) proháněn kolem infračervených čidel, která jsou tak udržována na provozní teplotě. Po instalaci bylo chladící zařízení spuštěno dne 18. 3. Spektrometr NICMOS se sice vychlazoval déle, než se čekalo, ale 11. 4. se čidla konečně ochladila na provozní teplotu 77o K. Dne 19. 4. byl přístroj zkušebně zapnut. Nejprve byl studován okraj prachového disku jádra galaxie NGC 4013. V infračervené oblasti spektra bylo možné v prachovém disku kolem jádra galaxie rozeznat prstenec hvězd o poloměru asi 720 světelných let. Podobně v prachových oblacích Kuželové mlhoviny NGC 2264 bylo možné pozorovat detaily prachové struktury různých hustot a teplot, ve kterých dochází ke vzniku hvězd. Astronomové si tak pochvalují možnost znovu využívat tento přístroj, jehož pomocí lze vidět detaily, nepřístupné pozorováním na vlnových délkách viditelného spektra.

V roce 1997 určili astronomové z měření rychlosti expanze Vesmíru, změřené teleskopem HST, věk Vesmíru na 13 – 14 mld let. Tyto odhady jsou však komplikované tím, že expanze Vesmíru není stejnoměrná. Díky neznámé repulsivní síle, snad způsobené přítomností nezářivé temné hmoty, se v současnosti expanze Vesmíru zrychluje. Je tedy zajímavé tento odhad nějak nezávisle ověřit. Takovou metodou může být pozorování bílých trpaslíků v naší galaxii. Jde o staré hvězdy, ve kterých již dávno skončila nukleární reakce a zbyla jen hustá uhlíková sféra. Vzhledem k tomu, že bílý trpaslík vychládá předvídatelnou rychlostí, lze tvrdit, že čím je hvězda starší, tím je chladnější. Změřením povrchové teploty takové hvězdy je tedy možné odhadnout i její stáří. V jistém smyslu jde o vesmírné “hodiny”. H. Richter se spolupracovníky z University ve Vancouveru zaměřil na hledání starých hvězd ve hvězdném shluku M4 v naší galaxii, vzdáleném asi 7000 světelných let ve směru souhvězdí Štíra. Kosmický teleskop sledoval shluk M4 po 8 dní s 67 denní periodou. To dovolilo zaregistrovat i nejchladnější hvězdy, mající 30. hvězdnou velikost. Odhadnuté stáří těchto hvězd tedy odpovídá stáří Vesmíru, určenému z měření rychlosti jeho expanze.

V posledních několika letech se snažili astronomové vysvětlit záhadné záblesky gama záření GRB (Gamma-ray bursts) a spojit je s kolapsem velmi masivních hvězd. Teprve detailní pozorování zablesku GRB 011121 dovolilo zjistit, že se zdroj záření vznikl v místech, kde jsou zbytky supernovy. Záblesk byl objeven družicí BeppoSAX v listopadu 2001 a brzy byl lokalizován do vzdálenosti 5 mld světelných let ve směru souhvězdí Chameleon. Tato oblast pak byla pozorována HST který v tomto prostoru skutečně nalezl pozůstatky po explozi supernovy. Teoretici spekulují, že GRB vzniká v okamžiku formování černé díry při kolapsu supernovy a interakcí rotující černé díry s okolním materiálem, zbylým po supernově. Zda je tomu tak však bude ještě nutné prokázat detailním studiem procesu kolapsu například prostřednictvím měření vzniklého gama záření. Existují totiž ještě další hypotézy, vysvětlující vznik GRB exotickými jevy jako je srážka dvou neutronovách hvězd či kolize neutronové hvězdy s černou dírou. Měření gama záření GRB je však obtížné, neboť záblesk trvá krátce, typicky méně než minutu. Situace se ještě trochu komplikuje tím, že nedávno byly objeveny zábledky rentgenového záření, jejichž spektrální profil je stejný jako u GRB, ale energie záření jsou nižší, posunuté do rentgenového spektra. Dalo by se tedy říci, že rentgenové záblesky vznikly podobným mechanizmem jako GRB. Určitou nadějí na získání odpovědí na tyto otázky snad přinese vypuštění družice NASA Swift Gamma Ray Burst Explorer v příštím roce, která ponese teleskopy na současné měření záření v gama, rentgenové a optické oblasti spektra.

Podle některých teorií rentgenových záblesků je plynový prstenec rotací černé díry též uváděn do rotace a současně je ionizován. Kolem černé díry tak vzniká silné magnetické pole (efekt dynama), které je ovšem též strhováno rotací materiálu a tak dochází k tomu, že jsou magnetické siločáry někde zhušťovány, což vede k místnímu zvýšení energie magnetického pole. Tato energie se pak uvolňuje a interakcí s plynným materiálem způsobuje rengenové záblesky různých energií či přímo některé částice vystřeluje do okolního prostoru jako obrovský urychlovač. Registrace tohoto záření pak dovoluje usuzovat na fyzikální procesy v okolí černých děr.

Rentgenová observatoř Chandra při studiu záření tzv. eliptických galaxií NGC 4697, NGC 4649 a NGC 1553 zjistila, že se v nich nachází neobyčejně velké množství černých děr a neutronových hvězd. Znamená to, že vznik těchto galaxií byl velmi dramatický. Ukazuje se též, že jsou v těchto galaxiích černé díry a neutronové hvězdy součástí binárních systémů. Znamená to, že v minulosti obsahovaly tyto galaxie shluky masivních hvězd, které zkolabovaly do formy pozorovaných neutronových hvězd a černých děr. V těchto shlucích si pak vzniklé neutronové hvězdy a černé díry snadno našly hvězdného průvodce.

V poslední době problematika tmavé nezářivé hmoty (dark matter) astronomy velice zajímá. Pomocí efektu gravitační čočky se A. Taylor z Edinburghu pokusil zmapovat dvojrozměrné rozložení skryté nezářivé hmoty ve shluku Abell 901/2, který má průměr 10 mil. světelných let a obsahuje shluky Abell 901a, 901b a 902. Analýzou pozorování na 50 000 galaxií Taylor zjistil, že nezářivá hmota je koncentrována nejen v místech shluků, ale místa těchto shluků jsou ještě navíc propojena “kosmickými vlákny” tvořenými nezářivou hmotou, která jakoby propojovala oblasti koncentrace skryté hmoty. Ve skutečnosti tato vlákna skryté hmoty, spojující shluky skryté hmoty mají třírozměrnou strukturu a naznačují, že rozložení hmoty ve Vesmíru má charakter tzv. “kosmické sítě” (viz A. Taylor, odesláno do Phys. Rev Lett. 2002, astro-ph/0111605 a dále Gray, Taylor et al. Astrophysical Journal 568 (2002) s. 141-162, astro-ph/0111288).

Principiální otázkou je, z čeho je tato skrytá hmota složená, když tvoří na 90% veškeré hmoty ve Vesmíru a přitom není přímo pozorovatelná. Odpověď na tuto otázku může naznačit poz na základě změřených dat rování, které sice přímo skryté hmoty netýká, ale může s ní souviset. Rentgenovská observatoř Chandra sledovala dvě hvězdy RXJ1856.5-3754 a 3C58, které vykazují neobvykle vysokou hustotu. Hvězda RXJ1856 září jako těleso o teplotě 700 000oC a podle pozorování HST má průměr asi 11,3 km. To je příliš málo na to, aby šlo o klasickou neutronovou hvězdu. Proto se J. Drake z Harvardova-Smithsonianova Centra pro astrofyziku domnívá, že jde o hvězdu, složenou nikoliv z neutronů, ale z kvarků, jejichž existence byla na Zemi prokázána v urychlovačích elementárních částic o vysokých energiích (detaily jsou uvedeny v časopise The Astrophysical Journal z 20. 6. 2002).

Pozorování hvězdy 3C58 pomocí observatoře Chandra také přinesla neočekávané výsledky. O 3C58 se předpokládá, že jde o neutronovou hvězdu vzniklou při explozi supernovy, pozorované čínskými a japonskými astronomy v roce 1181. Nepodařilo se však zaregistrovat předpokládané rentgenové záření hvězdy a tak se odhaduje, že hvězda má teplotu pod 1 000 000oC, což je podstatně nižší než předvídá standardní model neutronové hvězdy. Zdá se tedy opět, že neutronová hvězda není čistě neutronová, ale že jsou zde ještě menší částice, například opět kvarky (dodatečné informace o tomto pozorování lze nalézt na adrese http://chandra.harvard.edu/). Podobně studium rentgenového spektra neutronové hvězdy může přinést informace o jejím gravitačním poli. Pomocí mřížkového rentgenového spektrometru observatoře Chandra bylo studováno rentgenové spektrum neutronové hvězdy 1E1207.4-5209, která je v centru plynové obálky po výbuchu supernovy ve vzdálenosti asi 7000 světelných let. V rentgenovém spektru byly pozorovány dva absorbční pásy, které se interpretují jako důsledek interakce rentgenového záření z okolí neutronové hvězdy s heliovými ionty v silném magnetickém poli neutronové hvězdy, které je snad asi 10¹⁵× intenzivnější než je zemské magnetické pole. K takové interakci ale dochází jen pro určité vlnové délky záření. Proto se soudí, že vlnová délka rentgenového záření je v silném gravitačním poli neutronové hvězdy, které je asi 10¹¹× intenzivnější než je zemské gravitační pole, zvětšena (dochází tak ke snížení energie záření). Na základě změřených dat se odhaduje, že vlivem gravitačního pole došlo ke zvětšení vlnové délky rentgenového záření o 17%. Touto metodou by se tedy dala určovat velikost gravitačního pole neutronové hvězdy a tudíž by se dalo soudit na její hustotu a složení. To by tak přispělo k odpovědi na otázku, zda je neutronová hvězda skutečně spíše složená ze subnukleárních částic (piony, kaony či kvarky).

Tato pozorování včetně otázky o původu skryté nezářivé hmoty naznačují, že Vesmír má pro nás připraveno ještě značné množství záhad. Není to ovšem překvapující, neboť asi o 90% Vesmíru vlastně zatím nic nevíme.

(lek)

Při přípravě těchto Zajímavostí byly ještě použity další informace z internetových bulletinů:
www.spacefligthnow.com , www.spacedaily.com , www.space.com (duben – červen 2002).

Tyto “Kosmonautické zajímavosti” byly publikovány v L+K 78 (2002) č. 14, s. 936 – 940; č. 15-16, s. 1069 - 1073.

Dne 7. 6. byli akcionáři společnosti Arianespace seznámeni se stavem hospodaření této společnosti v roce 2001. Byli nuceni konstatovat, že hospodaření společnosti skončilo se ztrátou 194 mil. EUR, která se tak připočítává ke ztrátě 242 mil. EUR v roce 2000. Bylo konstatováno, že se situace společnosti v nejbližší době nezlepší, neboť analytici průzkumu trhu očekávají prudký pokles poptávky po vypouštění komerčních telekomunikačních družic. Po roce 2003 se očekává tak 5 až 10 kontraktů na vypuštění komerčních družic ročně a k tomu přistoupí i zvýšená konkurence v oblasti nových nosičů, kdy na americké straně budou k dispozici nové nosiče Atlas 5 a Delta 4. Předpokládá se, že se stav trhu nezlepší před rokem 2009.

V letošním roce si společnost Arianespace zatím nevede špatně. Společnost úspěšně vypustila 7 družic pomocí 6 raket Ariane 4 a tři družice dvěma starty raket Ariane 5. Pro srpnový start rakety Ariane 5 se počítá s dalšími dvěma družicemi.

Finanční problémy společnosti Arianespace byly na pořadu jednání Rady organizace ESA 12 – 13. 6. v Montrealu (Air et Cosmos č. 1848 (21. 6. 2002) s. 38). ESA zřejmě od roku 2005 bude kupovat minimálně 3 rakety Ariane 5 (jedna raketa Ariane 5 bude určená pro vynášení ATV) a 2 rakety Vega ročně pro zabezpečení vynášení užitečných zatížení jednotlivých členských zemí. Zatím taková užitečná zatížení nebyla početná např. ve srovnání s USA, kde vládní družice představují většinu amerických startů a komerční starty jsou jen doplňkovou aktivitou. Není ovšem vyloučeno, že v příštích deseti letech bude potřeba vynášet západoevropské vojenské družice a to buď patřící jednotlivým státům či v rámci organizace NATO. Přirozeně, že o tyto zakázky má společnost Arianespace zájem (Air et Cosmos č. 1849 (28. 6. 2002) s. 64). Půjde patrně o připravované německé družice pro radarový průzkum SAR-Lupe či francouzské družice pro optický průzkum Helios-2. V období 2003 – 2007 by se měly startovat připravované telekomunikační družice zemí Evropské unie: francouzské Syracuse-3, britské Skynet-5, či italské Sicral, případně další belgické a německé.

Výkonnost rakety Ariane 5 bude zvýšena použitím kryogenního horního stupně ESC-A (L+K 78 (2002), č. 8, s. 512) při letu AR 517 v říjnu tr. (v červnu proběhly v Kourou dvě zkoušky plnění makety stupně ESC-A pohonnými látkami). Další zvýšení výkonu se dosáhne v roce 2006 nasazením ESC-B, schopného vícenásobného zážehu. V roce 2004, od letového exempláře AR 527, by měla společnost Arianespace dosáhnout snížení výrobních nákladů o 50%. Na prosinec bylo odloženo rozhodnutí Rady ohledně programu budoucích nosičů. Tento program, který měl za cíl jednak další zdokonalování současných nosičů Ariane 5 a Vega a případný vývoj budoucích vícenásobně použitelných nosičů, tak začíná mít minimálně zpoždění, nedojde-li k jeho případné modifikaci.

Dále Rada ESA souhlasila s implantací ruského nosiče Sojuz v CSG v Kourou. Náklady na tento projekt se odhadují na 275 mil. EUR, z nichž by 145 mil. EUR měl dodat západoevropský průmysl, 110 mil. EUR Rusko a 20 mil. EUR se získá v Guayaně na místních daních. Rada ESA však nejednala o konkrétním zabezpečení těchto financí, které budou muset získat zainteresované státy a Evropská komise. Na první pohled je toto rozhodnutí Rady ESA poněkud ve sporu s předpokládanou pomocí společnosti Arianespace, ale jde o politické rozhodnutí. Rusko si tímto souhlasem podmiňovalo další spolupráci s ESA v oblasti budoucích vícenásobně použitelných raketových nosičů. ESA si od této spolupráce s Ruskem slibuje udržet krok se současným americkým programem SLI. Toto rozhodnutí organizace ESA by mohlo vést Rusko k opuštění rusko-australského projektu výstavby rovníkového startovního komplexu na australském Vánočním ostrově (Christmas Island), odkud měla startovat modifikovaná raketa Sojuz, nazývaná Aurora (viz L+K 77 (2001), č. 15-16, s. 1055). Ovšem v současné době stále probíhají rusko-australská jednání o kosmodromu na Vánočním ostrově a tak tato otázka ještě není uzavřená.

Rada ESA naopak nedospěla k žádnému rozhodnutí ohledně realizace družicového navigačního systému Galileo (L+K 78 (2002), č. 9, s. 580), neboť tento projekt by chtěly řídit jak Německo tak Itálie. Do říjnového zasedání Rady ESA tak bude potřebná řada politických jednání k dosažení dohody.

Na programu jednání Rady nebylo dokončování výstavby kosmické stanice ISS. O té se jednalo na zvláštní schůzce partnerských zemí v Paříži 3. června. Generální ředitel NASA S. O´Keefe zde s partnery sestavil plán prací do další schůzky koncem tr. Ukazuje se, že nakonec všichni partneři zredukují své ambice ve srovnání s původními plány výstavby stanice. Redukovaná verze ISS by nakonec mohla být dokončena někdy v roce 2004, ale stále není jasné, bude-li stálou posádku tvořit tři nebo šest astronautů.

V souvislosti se zasedáním Rady ESA je třeba připomenout, že již v květnu tr. na zasedání vědeckého výboru organizace ESA došlo k restrukturalizaci vědeckého plánu organizace v důsledku rozpočtových omezení (Air et Cosmos č. 1845 (31. 5. 2002) s. 41). Nový program, nazývaný “Kosmická vize 2020”, se zaměřuje na tři oblasti: výzkum sluneční soustavy (sem patří např. mise Rosetta, Mars Express/Beagle-2 či BepiColombo/Solar Orbiter), astronomie (v rámci které se ESA bude podílet i na realizaci nového kosmického teleskopu nové generace NGST organizace NASA) a na základní fyzikální výzkum. Z programu výzkumu sluneční soustavy však z rozpočtových důvodů vypadl projekt výzkumu Venuše “Venus Express”.

(lek)

Publikováno v L+K 78 (2002) č. 17, s. 1155 - 1157.