(4. čtvrtletí 2002)

Delta 4

V průběhu října a listopadu 2002 bylo na startovním komplexu 37B na Cape Canaveral Air Station velmi rušno. Před uskutečněním prvního startu zde totiž probíhaly závěrečné zkoušky rakety Delta 4 ve variantě Medium+ (4,2), tj. s aerodynamickým krytem o průměru 4 m a se dvěma urychlovacími stupni GEM 60.

V pondělí 14. 10. byla provedena poslední zkouška odpočítávání ke startu rakety Delta 4. Zkouška tentokráte proběhla hladce, i když v T-38 s došlo k jejímu přerušení pro špatně nastavený limit startovního tlaku v nádržích rakety. Technikům se podařilo tento drobný problém rychle vyřešit a při opakování odpočítávání v T-8,5 s převzal řízení operace řídící počítač, který dal o 3 s později příkaz k zážehu hlavního kryogenního motoru rakety RS-68. V T-0 s se začal motor vypínat, celkem při zkoušce pracoval 5 s. Předběžná prohlídka získaných dat ukázala, že zkouška byla úspěšná. Podrobnější studium získaných dat poskytlo informaci o tom, jaká byla skutečná úroveň hluku a vibrací na startovní rampě a v jejím okolí během zkoušky. Kromě toho byla provedena detailní kontrola motoru a jeho výkyvného závěsu, aby bylo jisté, že je vše v pořádku před nadcházejícím startem. Motor RS-68, použitý na této raketě má číslo 20003 a již před dodáním společnosti Boeing s ním byly provedeny čtyři zkušební zážehy v celkové délce 561 s chodu motoru. Podotkněme, že motor je případě nutnosti schopen osmi startů s celkovou dobou chodu 1200 s. Při typickém letu rakety pracuje ale pouhých 240 s. Rezerva v době chodu dovoluje přebírací zážehy případně dovoluje přerušení startu na startovním komplexu při chodu motoru, aniž je třeba motor měnit.

Dne 21. 10. dorazil na startovní komplex další první stupeň CBC rakety Delta 4-Medium, který zde bude integrován s druhým stupněm a aerodynamickým krytem o průměru 4 m. Tato raketa by měla startovat počátkem příštího roku s vojenskou družicí DSCS A3 (Defense Satellite Communications System), která bude zabezpečovat telekomunikace na velmi vysokých frekvencích pro Bílý dům, americká velvyslanectví a vojenské telekomunikace.

V úterý 5. 11. dorazila na startovní komplex 37B družice Eutelsat W5, která byla připravována ke startu v hale společnosti Astrotech v Titusville na Floridě. Družice o startovní hmotnosti 3170 kg, překrytá aerodynamickým krytem, dorazila na speciálním dopravníku pod pohyblivou servisní věž, odkud byla jeřábem vyzvednuta na věž a připevněna ke 2. stupni rakety. Integrace družice s 2. stupněm rakety byla pozdržena o několik dní, neboť inženýři společnosti Pratt & Whitney vyjasňovali určité problémy s kvalitou lopatek turbočerpadel motorů RL-10, které se objevily při jejich výrobě v tomto roce. Ukázalo se totiž, že na lopatkách turbočerpadla jednoho motoru se při inspekci po zkušebnímu zážehu zjistily vlasové trhlinky. Společnost Pratt & Whitney si je však jistá, že motor RL-10B-2, který bude použit při prvním vzletu rakety Delta 4, je bez defektů, neboť byl vyroben již v roce 1998. Jak se zdá, problémy s kvalitou výroby lopatek turbočerpadel se týkají jen asi 20 kusů motorů RL-10, vyrobených v roce 2002.

Společnost Boeing chtěla uskutečnit start rakety mezi 14 – 16. 11., ale pro špatné počasí na Floridě a pro další menší technické problémy se nakonec dlouho očekávaný start uskutečnil až dne 20. 11. V T-8,5 s převzal řízení startu rakety Delta 4 počítač. V T-20 s byl aktivován systém natáčení trysek obou zavěšených urychlovacích stupňů, v T-3 s se zažehl hlavní motor RS-68 stupně CBC. V T-0 (22.39 UT) došlo k zážehu obou urychlovacích stupňů, byly odpáleny čtyři výbušné nýty, držící raketu na startovní rampě a současně se začala od rakety odtahovat tři ramena ze startovní věže. V T+30 s se začala raketa natáčet do letového kursu nad Atlantský oceán, v T+65 s prošla raketa fází maximálního dynamického tlaku při přechodu do nadzvukového režimu letu. V T+ 1 min 45 s došlo k odhození obou vyhořelých urychlovacích stupňů. T+2 min 14 s: výška 37 km, vzdálenost 82 km, rychlost 1,64 km/s. T+3 min 33 s: počátek vychlazování kryogenního motoru RL-10B-2 před startem. T+3 min 50 s: výška 91 km, vzdálenost 286 km, rychlost 4,2 km/s. T+4 min: snížení tahu motoru RS-68 ze 101% na 58% jako příprava na ukončení jeho činnosti, ke které došlo o 10 s později. V T+4 min 20 s se od rakety oddělil stupeň CBC spolu s mezistupňovou konstrukcí jako jeden celek a pak byl vysunut koncový nástavec trysky motoru RL-10B-2 do pracovní polohy. V T+4 min 30 s došlo k zážehu motoru horního kryogenního stupně rakety a za půl minuty byl odhozen aerodynamický kryt, chránící družici Eutelsat W5. T+8 min 5 s: výška 258 km, vzdálenost 1376 km, rychlost 5,6 km/s. T+11 min: výška 298 km, vzdálenost 2224 km, rychlost 6,5 km/s.

V T+13 min 40 s došlo k vypnutí motoru 2. stupně rakety (SECO 1), po asi 2 min ohlásila společnost Boeing parametry parkovací dráhy druhého stupně s družicí: výška 180 – 578 km, sklon dráhy k rovníku 27,28°. Současně bylo sděleno, že se během letu přepnul hydraulický systém řízení motoru na záložní a drobná rotace stupně před SECO 1 byla zvládnuta řídícími orientačními motory stupně. V T+23 min 38 s došlo ke druhému zážehu motoru RL-10B-2. Telemetrii funkce motoru sledovala stanice na ostrově Ascension v Atlantském oceánu. Zážeh trval do T+28 min 28 s. Jak bylo oznámeno, raketa uvedla družici na přechodovou dráhu ke geostacionární o výšce 562 – 35777 km a sklonu 13,6°. K oddělení družice W5 došlo v T+37 min 46 s.

Úspěšný start prvního exempláře rakety Delta 4 byl důkazem pečlivosti předstartovní přípravy rakety, podobně jako tomu bylo v případě rakety Atlas 5. Neúspěch při prvním startu by totiž nebyl pro raketu dobrou vizitkou při jejím vstupu na trh raketových nosičů komerčních družic, na kterém je v současné době silná konkurence tvořená raketami jako Atlas 5, Ariane 5, Proton či Zenit.

Asi měsíc po úspěšném startu prvního exempláře rakety Delta 4 byla na startovní rampě 37B vztyčena druhá raketa Delta 4 Medium v konfiguraci bez dvou urychlovacích stupňů navěšených na první stupeň. Raketa by měla odstartovat počátkem února se zmíněnou družicí DSCS A3.

První start rakety Atlas 5 se úspěšně uskutečnil koncem srpna (L+K 78 (2002) č. 22, s. 1492) a na startovním komplexu 41 se v budově pro vertikální integraci nosiče VIF (Vertical Integration Facility) již připravuje Atlas 5-002. Při obou startech jde o základní variantu rakety Atlas 5 bez urychlovacích motorů na TPL, zavěšených na první stupeň CCB. Je to způsobeno i tím, že se příprava nového urychlovacího stupně na TPL společnosti Aerojet opozdila. Při zkušebním zážehu v březnu tr. došlo k problému ve spoji mezi pláštěm spalovací komory a tryskou motoru. Motor tehdy pracoval nominálně asi 30 s, ale pak se kolem trysky objevily plameny a měřící přístroje zaregistrovaly pokles tlaku ve spalovací komoře a současně i pokles tahu motoru. Společnost Aerojet se rozhodla přepracovat technické řešení spoje zejména zesílením tepelné izolace spoje a těsnosti vložením dvou těsnících O-kroužků místo jednoho. Tak se spoj mezi komorou a tryskou stal odolnější jak proti tlakovému, tepelnému i mechanickému namáhání. Po několika zkouškách na modelech motoru se nakonec ve středu 30. 10. uskutečnila první kvalifikační zkouška letového modelu motoru. Motor o délce 20,1 m, který je zatím největším monolitickým motorem se spalovací komorou z jednoho bloku, byl umístěn na zkušební stav horizontálně a pracoval 92 s. Dosažená úroveň tahu se nacházela mezi 1425 kN a 1950 kN. Druhá kvalifikační zkouška motoru urychlovacího stupně byla úspěšně provedena v polovině prosince 2002. Mezi tím se na startovním komplexu zkoušelo připevňování makety urychlovacího stupně k prvnímu stupni rakety Atlas 5-002 opatřenému z důvodů nácviku obsluhy aerodynamickým krytem o průměru 5,4 m. Předpokládá se, že by se start rakety Atlas 5 s urychlovacím stupněm na TPL mohl uskutečnit v prvním čtvrtletí roku 2003.

Další modernizovanou raketou, jejíž start se očekával na podzim roku 2002, byla západoevropská raketa Ariane 5 (L+K 78 (2002) č. 8, s. 512). Její zkoušky probíhaly v Kourou již od ledna loňského roku. Raketa, nesoucí název Ariane 5 ECA (Etage Cryotechnique “A”), nebo též neoficiálně nazývaná “Ariane 10 tun”, má řadu zdokonalení a konstrukčních zjednodušení, dovolujících snížení její výrobní ceny. Konstrukční úpravy začaly již na úrovni obou návěsných urychlovacích stupňů EAP (Etage d´Accéleration a Poudre), jejichž motory jsou tvořeny třemi segmenty. První segment S-1 obsahuje o 2430 kg TPL více než u původní varianty. Hvězdicový profil centrálního kanálu zrna TPL u tohoto segmentu dovoluje rychlé hoření pohonné látky. Proto během prvních 20 s hoření dosáhne motor maximálního tahu 7,08 MN (viz http://www.arianespace.com/site/launcher/future_sub_index.html). Později klesá tah na průměrných 5,06 MN tahu. Dále jsou tyto urychlovací stupně opatřeny novou výtokovou tryskou s méně součástmi, dovolující snadnější a levnější výrobu. Dalším významným zdokonalením této nové verze rakety je výkonnější motor Vulcain 2 na prvním kryogenním stupni rakety. Motor Vulcain 2 společnosti Snecma byl též upraven tak, aby spaloval směs kyslíku a vodíku bohatší na kyslík a při poněkud vyšším pracovním tlaku než motor Vulcain 1. Tím se dosáhlo zvýšení tahu motoru na 1,35 MN (ve vakuu). U centrálního stupně bylo ovšem třeba zvětšit kapacitu kyslíkové nádrže o 15 000 kg tj. na 148 000 kg kapalného kyslíku. To se podařilo snížením přepážky mezi kyslíkovou a vodíkovou nádrží o 64 cm. Nadto pro dopravu kapalného kyslíku do motoru bylo třeba výkonnějšího kyslíkového čerpadla, které vyvinula italská firma FiatAvio. Turbočerpadlo je schopné dosáhnout 13 000 ot/min a tlaku 16,1 MPa. Dalším zdokonalením motoru Vulcain 2 je expanzní nástavec výtokové trysky švédské firmy Volvo Aero, který umožňuje vstřik plynů, vzniklých při pohonu turbočerpadel, do hlavního proudu spalin a tak zvyšuje účinnost motoru ve vyšších výškách. Specifický impuls motoru Vulcain 2 se tak zvyšuje o 30 Ns/kg oproti motoru Vulcain 1.

Nejvýznamnější změnou nové varianty rakety Ariane 5 je kryogenní druhý stupeň ESC-A (Etage Supérieure Cryotechnique) s motorem HM-7B společnosti Snecma, vyzkoušeným na raketách Ariane 4. Tato zdokonalení umožňují zvýšení nosné kapacity rakety při současném vypouštění dvou družic z dosavadních 5900 kg na 10 000 kg na dráhu přechodovou ke geostacionární. Aerodynamický kryt o průměru 5,4 m dovoluje vynášení i velmi objemných družic. Celková startovní hmotnost rakety Ariane 5 ECA po všech úpravách tak dosáhla hodnoty 780 000 kg.

Další zvýšení kapacity rakety na 12 000 kg bude dosaženo v roce 2006 zavedením nového kryogenního stupně ESC-B s motorem Vinci o tahu asi 3× vyšším než má motor HM-7B, který nadto bude schopný restartu.

V rámci předstartovních příprav rakety byl dne 18. 10. kompletně zkoušen celý postup plnění rakety pohonnými látkami s odpočítáváním včetně několikavteřinového zážehu motoru Vulcain 2. Zdálo by se tedy, že nic nezabrání úspěšnému startu, plánovanému na 29. 11. Odpočítávání proběhlo bez potíží, ale těsně před spuštěním motoru Vulcain 2 centrálního stupně řídící počítač automaticky zastavil odpočítávání ke startu. Nejprve bylo oznámeno, že nedošlo ke správnému odtažení ramen startovní věže, dodávajících kapalný kyslík a vodík do druhého stupně rakety. Později však bylo sděleno, že počítač řídící start pouze nezaregistroval spuštění zažehovačů vodíku umístěných pod tryskou motoru Vulcain 2, ale že ramena na startovní věži se správně odtáhla. Zažehovače spalují vodík, použitý před startem k vychlazení motoru proto, aby při startu nedošlo k jeho hromadění pod tryskou motoru a k jeho nekontrolovatelnému vznícení. Z rakety byly vypuštěny kryogenní pohonné látky, ale díky již odtaženým ramenům bylo nutné odčerpávat kryogenní pohonné látky větracími potrubími a tak tato procedura trvala 25 hodin. Poté byla raketa převezena do montážní haly, aby se vyjasnily příčiny problému se zažehovači vodíku. Dva z nich byly vyměněny a konečně dne 11. 12. byla raketa opět připravena na startovním komplexu ELA 3. Start se tentokráte uskutečnil bez problémů a raketa Ariane 5 (let 157) se zvedla ze startovního stolu ve 22. 21 UT. První náznak určitých potíží se objevil v T+86 s letu, kdy telemetrie ukázala slabý pokles tlaku v systému chlazení motoru Vulcain 2. Let však pokračoval ještě bez větších problémů, neboť oba návěsné urychlovací stupně pracovaly bezchybně. V T+2 min 17 s byly oba urychlovací stupně EAP odhozeny. Mezi T+2 min 58 s a T+3 min 6 s byly pozorovány zatím nespecifikované anomálie v chodu motoru Vulcain 2, které též vedly k problémům se řízením letu rakety. V T+3 min 7 s ve výšce asi 150 km byl odhozen aerodynamický kryt a současně řídící středisko zaregistrovalo vychýlení rakety z její trajektorie. Motor Vulcain 2 sice stále pracoval, ale raketa se stále více odchylovala ze svého kursu a ztrácela výšku. Proto byl dán v T+7 min 35 s povel k destrukci rakety, která se v ten okamžik nacházela ve výšce 69 km nad Atlantským oceánem ve vzdálenosti 800 – 1000 km od místa startu. Při havárii tak byly ztracené obě družice, které raketa nesla. Šlo o družici pro přímé televizní vysílání Hot Bird 7 společnosti Eutelsat a technologickou telekomunikační družici Stentor francouzské kosmické agentury CNES. Celková hmotnost obou družic byla sice jen 5560 kg, ale pro demonstraci “desetitunové” nosnosti rakety byl při tomto zkušebním letu přidán balast tak, aby celkové vynášené zatížení rakety dosáhlo 8266 kg.

Na tiskové konferenci ve čtvrtek 12. 12. v ranních hodinách oznámil prezident společnosti Arianespace Jean-Yves Le Gall, že 13. 12. bude ustanovena komise pro vyšetření příčin havárie. Le Gall upozornil, že první prohlídka telemetrických dat zatím nedává informaci o příčinách havárie. Je možné, že vznikly problémy ve funkci motoru Vulcain 2, spekulovalo se (Le Monde 14. 12. 2002), že mohlo dojít k odlomení části expanzní části trysky motoru či že v motoru existoval nějaký vadný svár. Kromě toho došlo po oddělení aerodynamického krytu k výpadku obou inerciálních plošin řídícího systému. Před vyšetřovací komisí tedy stál náročný úkol rychle zjistit, k jaké závadě došlo. Prioritou vyšetřování byla snaha zjistit, zda tento neúspěšný start může nějak ovlivnit vypuštění kometární sondy ESA Rosetta. I když by se při startu sondy mělo použít klasické rakety Ariane 5G, bylo rozhodnuto přípravy ke startu pozdržet.

Dne 6. 1. odevzdala vyšetřovací komise zprávu o pravděpodobných příčinách havárie rakety Ariane 5 ECA, let 157. Komise konstatovala, že v počáteční fázi letu došlo k porušení těsnosti chladícího systému trysky motoru Vulcain 2, patrně vznikem trhliny v jejím chladícím potrubí. Tryska se tak přehřála a zřejmě došlo k jejímu poškození, což se projevilo nerovnováhou tahu motoru. Po odhození urychlovacích stupňů nebylo tedy možné raketu řídit. Podle názoru komise byla havárie způsobena tím, že nebyla důkladně studována dodatečná mechanická napětí působící na trysku za letu rakety, i když jde o problém těžko simulovatelný při pozemních zkouškách. Protože se tento problém u motoru Vulcain 1 nevyskytoval, navrhuje komise, aby byla tryska motoru Vulcain 2 upravena s využitím zkušeností, získaných s motorem Vulcain 1 a aby byl proveden rozbor možností, jak při pozemních zkouškách simulovat zatížení působící na trysku motoru Vulcain 2 za letu. Společnost Arianespace akceptovala doporučení komise a začala s jejich realizací tak, aby raketa Ariane 5 ECA byla připravena k dalšímu letu v druhé polovině tohoto roku. Nadto byla ustanovena komise, která rozhodne o vypuštění sondy Rosetta do 14. 1. V každém případě by sonda Rosetta měla odstartovat do konce ledna tak, pokud má být správně navedena na dráhu, která ji přivede na setkání s kometou Wirtanen.

Družice TDRS-I, vyrobená společností Boeing je druhou ze tří telekomunikačních družic nové generace, která bude součástí primárního telekomunikačního systému organizace NASA. Ovšem krátce po vypuštění družice 8. 3. na dráhu přechodovou ke geostacionární pomocí rakety Atlas 2A se ukázalo, že na apogeovém motoru družice je zablokovaný ventil, který zabránil správné natlakování jedné ze dvou nádrží s pohonnými látkami. Bez této nádrže nebyla družice schopná dosáhnout geostacionární dráhy. Pozemnímu středisku společnosti Boeing v El Segundo v Kalifornii, doplněnému specialisty z NASA, se však podařilo obejít zablokovaný ventil a vždy natlakovat nádrž tak, aby bylo možné zažehnout na nějakou dobu apogeový motor. V průběhu posledních 4 měsíců se tak podařilo uskutečnit sérii zážehů apogeového motoru tak, že družice dosáhla geostacionární dráhy. Poslední zážeh motoru se uskutečnil v pondělí 30. 9. (NASA News 02-188). Po dosažení geostacionární dráhy družice rozevřela své antény a bude podrobena asi osmitýdenním zkouškám. Pak bude předána do operačního provozu organizaci NASA, která ji pod názvem TDRS-9 zařadí do své telekomunikační sítě.

Družice TDRS (Tracking and Data Relay Satellite) organizace NASA zachycují hlasovou komunikaci, data a TV z kosmických raketoplánů, Mezinárodní kosmické stanice ISS a dalších družic a tyto informace přenášejí pozemnímu středisku. Toto spojení je přirozeně dvoucestné a dovoluje pozemnímu středisku posílat informace posádkám v kosmickém prostoru. Další družice tohoto typu, TDRS-J, úspěšně odstartovala dne 4. 12. opět pomocí rakety Atlas 2A. Před startem byly přirozeně učiněny dodatečné zkoušky palivového systému apogeového motoru družice tak, aby se podobná závada neopakovala. Podotkněme, že při tomto startu bylo použito posledního exempláře rakety Atlas 2A, který je nejméně výkonným z verzí Atlas 2. Společnost Lockheed Martin plánuje ještě 5 startů raket Atlas 2AS, opatřených urychlovacími motory na prvním stupni a poté se bude využívat pouze variant Atlas 3 a Atlas 5.

V listopadu měla NASA na základě posouzení jednotlivých předložených návrhů od tří kontraktorů (Boeing, Lockheed Martin a tým firem Northrop Grumman a OSC) učinit důležité rozhodnutí o tom, jak bude vypadat její budoucí vícenásobně použitelný kosmický nosič (viz L+K 78 (2002) č. 14, s. 939), který by měl být realizován v rámci kosmické iniciativy NASA známé pod názvem SLI (Space Launch Initiative). V úterý 22. 10. však NASA oficiálně oznámila, že tuto oponenturu zatím odkládá. NASA totiž čelila tlaku Kongresu USA zejména pro nevyjasněnou celkovou cenu Mezinárodní kosmické stanice. Jak známo, v roce 2001 sdělila NASA Kongresu USA, že náklady na výstavbu Mezinárodní kosmické stanice ISS (International Space Station) by mohly být ještě o minimálně 600 mil. USD vyšší, než se předpokládalo. Kongres na to reagoval tím, že stanovil cenu stanice na 25 mld. USD a nakonec prosadil výměnu generálního ředitele NASA (L+K 78 (2002) č. 1, s. 36). Nový generální ředitel S. O´Keefe nastoupil s úkolem, že bude přesně určovat a řídit výdaje na Kosmickou stanici a ostatní kosmické programy NASA. Další kritika Kongresu se zaměřila na skutečnost, že posádka Mezinárodní kosmické stanice je v současnosti závislá na kosmické lodi typu Sojuz, která funguje jako záchranný člun pro rychlou evakuaci posádky v případě nějaké havárie. Současně je tím i počet členů posádky ISS omezen kapacitou lodi Sojuz. Vzhledem k nákladnosti investice, jakou ISS je, není tedy vědecká kapacita stanice plně využita. Možnou a relativně rychlou alternativou k odstranění této závislosti na lodi Sojuz by mohl být vývoj nové pilotované kosmické lodi, vynášené klasickými jednorázově použitelnými raketami. NASA proto začala jednat s oběma výrobci EELV, tj. se společnostmi Lockheed Martin a Boeing, zda by bylo možné používat těžkých variant raket Atlas 5 a Delta 4 k vynášení kosmické lodi s astronauty k ISS. Že k takovému vyjednávání NASA došlo, bylo naznačeno na letošním výročním sympoziu na kosmodromu Cape Canaveral dne 29. 10. 2002. NASA tedy vzala v úvahu tuto kritiku Kongresu a s využitím studií získaných v rámci SLI a připravila nový komplexní přístup k realizaci svých současných a budoucích potřeb v oblasti kosmické dopravy. Ve svém oficiálním prohlášení (NASA News 02-216) ze dne 8. 11. 2002 informovala NASA o svém novém integrovaném plánu kosmické dopravy ISTP (Integrated Space Transportation Plan). Plán je tvořen třemi hlavními programy: Plán prodloužení používání kosmického raketoplánu, vytvoření tzv. orbitálního kosmoplánu (Orbital Space Vehicle) a technologie kosmických nosičů příští generace (Next Generation Launch Technology).

Dne 13. 11. poslal Prezident Bush Kongresu dodatek ke svému návrhu rozpočtu na rozpočtový rok 2003, kterým by se měl nastartovat plán ISTP v rámci NASA. V tomto dodatku se předpokládá přesun některých položek v rámci původního rozpočtu SLI tak, aby se celkový rozpočet NASA ve výši 15 mld USD nezměnil. Ve výhledu na další léta však NASA uvažuje o následujících výdajích: Na zdokonalování flotily kosmických raketoplánů tak, aby je bylo možné využívat do roku 2020 bude potřeba 1,6 mld USD. V průběhu příštích deseti let vydat asi 15,2 mld USD tak, aby kosmické raketoplány mohly létat pětkrát ročně místo současných čtyř letů. Tím by se uspíšilo dokončení montáže Mezinárodní stanice případně by bylo možné uskutečnit i další mise. Do roku 2006 uvolnit 6,6 mld USD na dokončení základní výstavby kosmické stanice včetně uzlu č. 2 v roce 2004, ke kterému budou připojeny evropský a japonský modul. Biologický a fyzikální výzkum na Mezinárodní kosmické stanici podpořit částkou 1,8 mld USD. Na vývoj technologií kosmických nosičů příští generace uvolnit 2,4 mld USD. Tyto vícenásobně použitelné kosmické nosiče by měly být koncipovány tak, aby náklady i trvání přípravy k novému letu byly nižší než u současného kosmického raketoplánu. Jde ovšem o dlouhodobý program a nelze očekávat, že by takový nový kosmický dopravní prostředek letěl před rokem 2015. Zde by se mělo navázat na studie, vytvořené v rámci SLI. Je tedy otázkou, zda se podaří organizaci NASA přesvědčit Kongres o nezbytnosti těchto výdajů. Ze zde zmíněných navrhovaných výdajů se na první pohled zdá, že NASA žádá o zvýšení svého rozpočtu. NASA však informuje pouze Kongres, jak naloží se svým stávajícím a předpokládaným rozpočtem v blízké budoucnosti a nežádá o nějaké dramatické zvýšení svého celkového rozpočtu. Zmíněné náklady by se měly ušetřit na jiných původně plánovaných programech NASA.

Velice aktuálním úkolem, který teď stojí před NASA je vývoj nové kosmické lodi pro dopravu posádky na Mezinárodní kosmickou stanici tzv. orbitálního kosmoplánu (Orbital Space Vehicle). Jeho koncepce je zatím nejasná, ale mělo by jít o vícenásobně použitelnou kosmickou loď pro 10 astronautů vynášenou jednorázově použitelnými kosmickými nosiči. Technická koncepce kosmoplánu by měla být dokončena v roce 2004 a v rozpočtu na rok 2003 je na tento návrh vyčleněno 2,4 mld USD. Kosmoplán by měl zahájit svou činnost v období mezi 2008 – 2010. Studie této nové kosmické lodi by měla být součástí SLI, jehož cíle se nyní přehodnocují. NASA se proto pokouší přesvědčit Kongres, aby schválil přesun kolem 2 mld. USD z budoucího asi pětiletého rozpočtu SLI na vývoj této nové kosmické lodi, která by se tak mohla stát i alternativou NASA ke kosmickému raketoplánu pro dopravu posádek i nákladu k ISS. Kdyby Kongres USA tento návrh organizace NASA schválil, podle odhadů NASA by závislost na kosmických lodích typu Sojuz mohla skončit kolem roku 2010.

V rámci stále probíhající iniciativy SLI udělila NASA dne 20. 11. 2002 dvěma společnostem kontrakty na vývoj technologií pro letové demonstrátory. Společnost Boeing získala na 301 mil. USD na vývoj letového demonstrátoru X-37. V rámci kontraktu by měly proběhnout další zkoušky automatického přistávacího systému a vývoj prototypu transportní orbitální lodi. Její letové zkoušky v atmosféře jsou plánovány na rok 2004 a k orbitálnímu letu by mohlo dojít v roce 2006, kdy by měl být demonstrátor X-37 dopraven na nízkou oběžnou dráhu raketou Delta 2. Demonstrátor X-37 (L+K 77 (2001) č. 11, s. 719) bude sloužit ke zkouškám pokročilých řídících, navigačních a pohonných systémů či tepelné ochrany lodi s použitím materiálů, odolných vůči vysokým teplotám a s možností vícenásobného použití. Má délku 8,25 m a rozpětí 4,5 m. Zkušební demonstrátor je konstruován v Phantom Works společnosti Boeing v Palmdale v Kalifornii. Jeho trup i konstrukce křídel jsou vytvořeny z uhlíkového kompozitu, který může pracovat při teplotách asi o 40° C vyšších než hliníková konstrukce raketoplánu. To dovoluje použití o něco lehčí a tenčí tepelné ochrany demonstrátoru.

Na zkoušky technologií přerušení startu na startovním komplexu a záchrany posádky udělila NASA společnosti Lockheed Martin kontrakt ve výši 53 mil. USD. Na demonstrátoru pro simulaci přerušení startu by se s použitím figurín s přístroji měly zkoušet pohonné jednotky záchranných systémů, padákové a jiné přistávací techniky.

Dne 18. 10. oznámila NASDA, že uskutečnila první pokus s maketou HSFD (High Speed Flight Demonstrator) vícenásobně použitelného bezpilotního raketoplánu. Maketa je zmenšenou verzí navrhovaného raketoplánu Hope-X, který by měl startovat na raketě H-2A a dopravovat náklad na Mezinárodní kosmickou stanici. Předpokládá se, že při návratu po průletu atmosférou bude Hope-X přistávat jako linkové letadlo. Ovšem vývoj raketoplánu Hope-X, který byl zahájen 80. létech, stále trpěl nedostatkem financí, až byl odložen (viz L+K 76 (2000) č. 2, s. 104; č. 23, s. 1560). Podle mluvčího organizace NASDA H. Inueho bylo cílem současných pokusů s maketou raketoplánu pouze získávání dat pro budoucí projekty. H. Inue nespekuloval o tom, zda se jedná o znovuoživení programu Hope-X.

Maketa raketoplánu poháněná proudovým motorem odstartovala z letiště na Vánočním ostrově (součást Oceánie v Tichém oceánu) patřícímu Republice Kiribati, kde má NASDA sledovací stanici. Dostoupala do výšky asi 600 m, kde poletovala rychlostí kolem 200 km/hod. Poté klouzavým letem přistála zpět na letištní ploše. Celý let trval 10 min. Při prvním letu se zkoušel navigační systém letounu využívající družicového navigačního systému GPS a jeho automatická pilotáž. Maketa má velikost asi čtvrtiny budoucího raketoplánu, je 3,8 m dlouhá a má hmotnost 735 kg.

Další zkouška makety raketoplánu se uskutečnila v pondělí 4. 11. Maketa vystoupala do výšky kolem 2500 m, odkud začala klesat pod úhlem 13°. Při klesání dosáhla rychlosti 342 km/hod. Úhel 13° je strmější než jaký používají proudová letadla. Je to dáno tím, že návratová tělesa mají menší rozpětí křídel pro snížení atmosférického odporu. Při příští zkoušce by měla maketa vystoupat do výšky kolem 5000 km a pak program zkoušek přejde do druhé fáze, ve které bude NASDA spolupracovat s francouzskou kosmickou agenturou CNES, která zabezpečí shazování makety z balónu, který vystoupá do výšek kolem 30 km.

Dne 14. 12. 2002 již po čtvrté úspěšně odstartovala raketa H-2A ze startovního komplexu Jošinobu na ostrově Tanegašima. Raketa poprvé vzlétla jižním směrem, aby na heliosynchronní dráhu o výšce kolem 800 km a sklonu k rovníku 98,6° vynesla své hlavní užitečné zatížení – družici ADEOS-2 (Advanced Earth Observing Satellite –2) pro dálkový průzkum Země o hmotnosti asi 4000 kg. Po navedení na dráhu byla družice ADEOS-2 přejmenována na Midori-2. Kromě to byly při tomto vzletu dopraveny na oběžnou dráhu tři malé družice. Čtyři úspěšné starty rakety H-2A jsou tedy příslibem toho, že se japonský kosmický program postupně dostává z krize, způsobené dvěma neúspěchy předchozí rakety H-2 při jejích posledních dvou startech.

NASA a americká Národní vědecká nadace (National Science Foundation) se dohodly vybudovat pozemní teleskop pro hledání asteroidů přibližujících se na své dráze k Zemi, tzv. objektů NEO (Near Earth Objects), které by se v budoucnosti mohly srazit se Zemí. Mělo by jít o teleskop se zrcadlem o průměru 6 m, schopný zjišťovat objekty o průměru 300 m. Teleskop by jednou za týden prohlížel celou oblohu na rozdíl od současných teleskopu, které jednou za čas prohlédnou jen malý vybraný úsek oblohy. Náklady na pořízení teleskopu by mohly činit od 125 do 150 mil. USD. Teleskop je součástí úkolu, který dostala NASA od Kongresu USA nalézt a identifikovat do roku 2008 na 90% objektů NEO o průměru 1 km a více, které by mohly potenciálně ohrožovat Zemi. Zatím NASA identifikovala na 619 potenciálně nebezpečných asteroidů či komet z odhadovaného počtu 1000 – 1200.

Do programu sledování objektů NEO se také chce zapojit organizace ESA. Zatím se uvažuje o asi 6 návrzích projektů. V rámci těchto projektů by se jednak vyhledávaly asteroidy pomocí sond na dráhách kolem Slunce nebo by se sondy přibližovaly k asteroidům a zjišťovaly jejich složení pro vyhodnocení jejich potenciálního nebezpečí při kolizi se Zemí. Případně by pozorování asteroidů těmito sondami umožnilo vyhodnocení možností technik změn jejich drah.

K odhadu pravděpodobnosti dopadu velkých asteroidů na Zemi přispívá i studie, publikovaná v Nature dne 21. 11. 2002. Americko-kanadský výzkumný tým využil dat z vojenských družic, původně určených pro detekci jaderných explozí nebo startů raket. Družice, které jsou schopné registrovat záblesky infračerveného záření, mohou zaznamenat i tepelné záblesky, vzniklé explozemi malých asteroidů, které se rozpadají průletem v horních vrstvách atmosféry. Během posledních 8 let bylo těmito družicemi zaregistrováno na 300 takových dopadů malých asteroidů o průměrech od 1 do 10 m. Tato statistika ukázala, že asi jednou ročně dopadne do atmosféry Země asteroid, uvolňující energii ekvivalentní 5 kilotunám TNT. Jednou za 4 roky dopadá na Zemi asteroid ekvivalentní 25 kilotunám TNT. Naposledy byl takový dopad zaregistrován v červnu 2002 nad Středozemním mořem. Pravděpodobnost dopadu asteroidu o průměru 30 – 50 m, který má energii ekvivalentní 10 megatunám TNT, dochází podle nové studie jednou za 400 až 1000 let. Do této kategorie těchto objektů se řadí dopad asteroidu do oblasti Tunguska v roce 1908. Prof. P. Brown z Ontarijské univerzity, který je prvním autorem zmíněné studie v Nature, však varuje, že právě publikovaná studie je založená na statistice dopadů za osm let a je tedy jen jistým odhadem, který bude dále potřeba zpřesňovat.

Dne 2. 11. 2002 v 04.50 UT prolétla sonda Stardust ve vzdálenosti 3300 km od asteroidu Annefrank. Kamera sondy automaticky snímala asteroid při relativní rychlosti průletu 7 km/s. Při vyhledávání asteroidu se zkoušel optický navigační systém. Vzhledem k úhlu mezi asteroidem, sondou a Sluncem byl odhadovaný jas asteroidu Annefrank na spodní úrovni, kterou je kamera schopná zaregistrovat. Skutečně asi ještě 12 hod před setkáním kamera sondy asteroid nezaregistrovala. Proto řídící středisko vyslalo na sondu povel, aby kamera používala delší expoziční doby. Nakonec asi 20 min před nejbližším setkáním optický navigační systém asteroid zaregistroval a automaticky jej sledoval po dobu asi 30 min. Snímky, získané při průletu ukazují, že asteroid je těleso nepravidelného tvaru pokryté krátery a má průměr asi 8 km (2× větší než se odhadovalo). Sběrač prachu zůstal při průletu kolem asteroidu vysunut a také monitor koncentrace prachových částic byl v činnosti. Neočekávalo se však, že by se ve vzdálenosti průletu sondy kolem asteroidu nějaký prach z asteroidu nacházel. Tohoto setkání bylo využito ke zkouškám navigačních procedur, které budou sondou použity o 14 měsíců později při průletu kolem komety Wild-2.

Dne 10. 12. 2002 byl učiněn pokus o komunikaci se sondou NEAR Shoemaker, která se nachází na povrchu asteroidu 433 Eros od února 2001 (viz L+K 77 (2001) č. 6, s. 380). V tento okamžik se asteroid Eros nacházel asi 138 mil. km od Země a během posledních tří měsíců byly panely slunečních článků sondy vystaveny slunečnímu záření. Pomocí sledovací antény systému DSN v Goldstone v Kalifornii se technici nejprve snažili zachytit nosnou frekvenci vysílače sondy. Když ji nezachytili, pokusili se vyslat sondě povel, aby vyslala informaci o tom, zda přežila 22 měsíců pobytu na povrchu asteroidu při teplotách kolem

-170°C a dlouhé období tmy. Přes 12 hodin trvající úsilí o komunikaci však sonda zůstala němá takže zřejmě vliv velmi nízké teploty nepřežila. Cílem pokusu o komunikaci bylo zjistit, zda by sonda a její systémy mohly překonat dlouhý pobyt na nehostinném povrchu asteroidu.

Před zahájením svého 35. obletu planety Jupiter sonda Galileo dne 5. 11. v 06.19 UT prolétla kolem měsíce Amalthea ve výšce 160 km. Jelikož přitom současně prolétávala ve vnitřní oblasti magnetosféry Jupitera se silnou radiací, řídící středisko celkem ani nebylo překvapeno, že došlo k přepnutí sondy do bezpečnostního režimu asi 16 min po průletu kolem měsíce, kdy byla měření sondy přerušena. Jelikož tvar a kráterový povrch měsíce Amalthea již byl kamerou sondy pozorován, kamera sondy byla vypnutá. Hlavním úkolem sondy při tomto průletu mělo být měření radiace ve vnitřních radiačních pásech planety. Dále sonda měla provést první měření velikosti a rychlosti prachových částic v planetárním prstenci Jupiteru. Asi 64 min po průletu kolem měsíce Amalthea prolétla sonda ve vzdálenosti 71 400 km od horní části oblačné atmosféry Jupiteru a tak zahájila svůj poslední oblet planety po dráze, která ji dne 21. září 2003 zavede do atmosféry planety. Sonda má již téměř vyčerpánu zásobu pohonných látek nutných k řízení kurzu sondy. Tento řízený zánik sondy odstraní riziko, že by neřízená sonda mohla v budoucnu dopadnout na měsíc Europa, v jehož moři se možná skrývá nějaký život.

Asi 11 hod po obletu měsíce Amalthea opustila sonda Galileo oblast nebezpečného záření a řídící středisko připravilo novou sérii povelů, které by měly sondu přepnout do normálního provozu a umožnit přehrávku zaregistrovaných naměřených dat z palubního magnetofonu sondy. Dne 13. 11. ohlásilo řídící středisko sondy v JPL, že sonda obnovila své normální operace. Její palubní magnetofon se však nepodařilo uvést do provozu. Technici v řídícím středisku zjistili, že silná radiace poškodila diodu v elektronice, řídící chod motoru palubního magnetofonu. Zkusili odstranit radiační poškození tak, že přes diodu pouštěli elektrický proud a tím zahřívali materiál diody. Zahřátím vlastně docházelo k vyžíhání materiálu diody, při kterém se odstraňovaly strukturní poruchy v krystalové mřížce jejího polovodičového materiálu, způsobené zřejmě dopadem vysoce energetických protonů. Po 83 hodinách žíháni se dosáhlo takového zlepšení, že bylo možné magnetofon uvést do chodu. Řídící středisko předpokládá, že se bude v přehrávání dat pokračovat asi do poloviny ledna letošního roku. Připomeňme, že se palubní magnetofon sondy stal kritickým pro úspěch celé mise sondy poté, co se nepodařilo zcela otevřít směrovou anténu sondy, která by přenášela měřena data v reálném čase. Při průletech kolem měsíců Jupitera se tedy naměřená data nahrávala na palubní magnetofon a pak se třeba měsíce přehrávala méně výkonnou záložní anténou sondy na Zemi.

Data, týkající se dráhy sondy po průletu kolem měsíce Amalthea byla analyzována s cílem zjistit, do jaké míry měsíc ovlivnil dráhu sondy a tak odhadnout hmotnost měsíce. Ze zjištěné změny dráhy při průletu byla určena hmotnost měsíce Amalthea a s použitím známých rozměrů i jeho hustota. Překvapujícím zjištěním bylo, že se hustota měsíce blíží hustotě vody. Soudí se tudíž, že měsíc je pouze shlukem balvanů s řadou dutin. Dosavadní teorie vzniku Jupiterových měsíců předpokládala, že měsíce blíže Jupitera jsou hustší a skutečně čtyři největší Jupiterovy měsíce této teorii vyhovují s nejhustším Io, s jádrem tvořeným kompaktními horninami, obsahujícími železo. Amalthea do této teorie nezapadá, neboť její hustota je daleko menší než hustota měsíce Io.

Jak již bylo zmíněno, spekuluje se o možné přítomnosti života v oceánu pod ledovým krunýřem Jupiterova měsíce Europa. Tyto spekulace se opírají o snímky, získané právě sondou Galileo. Sonda získala během svého letu kolem Jupiteru řadu snímků ledového povrchu tohoto měsíce. Porovnání snímků, získaných 28. 6. 1996 a 31. 5. 1998 ukazuje, že na severní oblasti povrchu ledového krunýře vznikly načervenalé skvrny o průměru asi 10 km. Předpokládá se, že jde o oblasti, ve kterých se ledový krunýř místně zahřívá od “teplejších” proudů v oceánu pod ledovým povrchem měsíce (vznik těchto teplejších proudů se vysvětluje slapovými silami při oběhu Europy kolem Jupiteru). Vznik těchto skvrn též naznačuje, že oceán pod ledovým krunýřem je hlubší, než se čekalo. Současné odhady tloušťky ledového krunýře Europy činí asi 20 km s hloubkou oceánu kolem 6 km, jak bylo zveřejněno na výročním setkání Americké geologické společnosti v Denveru dne 30. 10. 2002. Na tomto setkání též padl návrh, že daleko elegantnější metodou výzkumu ledového krunýře Europy je umístění několika geofonů na povrchu ledového krunýře. Geofon je vlastně elektronické ucho, které registruje zvuky praskajícího ledu a seismické vlny v ledovém krunýři. Tyto vlny se očekávají vždy, když Europa dosáhne nejvzdálenější oblast své dráhy kolem Jupiteru, který oběhne vždy jednou za 3,5 dne. Europa sice stále míří k Jupiteru stejnou stranou, ale v nejvzdálenějším úseku dochází k libračnímu pohybu v důsledku slapových sil a tudíž ke vzniku slapových napětí v ledovém krunýři. Z měření seismických vln a jejich šíření pak lze přesně určit jak tloušťku ledového krunýře tak i hloubku oceánu pod ním. Tato metoda se osvědčila i na Zemi při studiu arktické ledové pokrývky. Nevýhodou této metody v pozemských podmínkách je ovšem generace zvuků v důsledku pozemských větrů. Využití geofonů je jednodušší metodou např. ve srovnání se sondou, která by led vrtala nebo tavila, jak bylo zmíněno v L+K 78 (2002), č. 9, s. 584.

I když sonda Cassini dorazí ke svému cíli, planetě Saturn až 1. 7. 2004, planeta začíná být pozorovatelná jejími kamerami. Při inženýrských testech dne 21. 10. 2002 byl Saturn snímán různými filtry a tak vznikla mozaika planety pozorované ze vzdálenosti 285 mil. km. V této době je na jižní polokouli planety léto a Slunce se nachází nad 27° jižní šířky. Z této vzdálenosti jsou vidět prstence planety, ale detaily, pozorované sondou Voyager 2, jako je struktura prstenců či struktura oblačnosti Saturnu ještě pozorovatelné nejsou. Jediný měsíc, rozlišitelný z této vzdálenosti je měsíc Titan, do jehož atmosféry vstoupí 14. 1. 2005 atmosférická sonda Huygens, nesená sondou Cassini.

Měsíc Titan je současně studován i pomocí pozemských teleskopů na vrcholku havajského vulkánu Mauna Kea. Desetimetrový teleskop W. M. Keck II a teleskop Gemini North s průměrem 8 m, vybavené adaptivní optikou, pozorovaly v období 18 – 21. 12. 2001 oblast jižního pólu měsíce Titan. Použití adaptivní optiky znamená, že pružné zrcadlo teleskopu svojí deformací rychle reaguje na poruchy, způsobené turbulencí zemské atmosféry (atmosférická turbulence je zodpovědná za známé mihotání hvězd při jejich pozorování z povrchu Země). S adaptivní optikou je tak možné pozorovat ze Země objekty na Titanu, vzdáleném 1,3 mld km, které mají velikost 300 km. Touto technikou se tak poprvé podařilo pozorovat v atmosféře Titanu oblaka, podobná pozemským letním bouřkovým mrakům. Tato oblaka na Titanu jsou však složená z metanu. Analýza snímků dokonce naznačila, že se v oblasti jižního pólu tohoto měsíce nachází jasná oblast, interpretovaná jako velká ledová vyvýšenina

Na základě množství fotografií povrchu planety Mars, získaných sondami v posledních letech se řada vědců při pohledu na povrchové útvary, připomínající vyschlá koryta řek či dna dávných moří, domnívá, že kdysi bylo klima na Marsu takové, že zde byla voda v kapalném stavu, ve které se případně mohl nacházet i život. Nová studie vědců z univerzity Colorado a z Amesova výzkumného střediska NASA však s touto zatím přijímanou hypotézou polemizuje. Podle nich koryta řek vznikla před 3,5 miliony let, ve stejnou dobu, jako jsou velké impaktní krátery na povrchu Marsu. Nová hypotéza tedy předpokládá, že podnebí Marsu bylo stále studené a suché. Voda existovala vždy ve formě ledu v podpovrchové vrstvě. Při dopadech asteroidů se povrch místně zahřál a podpovrchový led roztál a vzniklá voda způsobila místní záplavy. Vzhledem k nedostatku CO₂ v atmosféře, který by mohl způsobit skleníkový efekt, se pak povrch znovu ochladil a voda zmrzla. I kdyby Mars nebyl planetou s oceánem vody, není vyloučeno, že se voda uchovala pod povrchem planety ve formě ledu, jak již bylo dříve oznámeno na základě měření neutronového a gama spektrometru na sondě Mars Odyssey (L+K 78 (2002) č. 15-16, s. 1069), který zaregistroval přítomnost značného množství vodíku na jižní polokouli Marsu. Podle nové hypotézy by ovšem Mars nebyl místem s ideálními podmínkami pro vznik či uchování života.

Přítomnost vody v jižní polární čepičce Marsu naznačují i měření přístroje THEMIS sondy Mars Odyssey, který studuje povrchové změny teploty planety při střídání dne a noci. Při východu Slunce se písek a prach zahřívají nejrychleji, skály pomaleji a nejpomaleji vodní led. Na základě srovnávání zahřívaní jednotlivých lokalit v blízkosti jižní polární čepičky usuzuje T. Titus z U.S. Geological Survey, že okraj jižní polární čepičky je obklopen pásem vodního ledu o šířce mezi 1 – 10 km. Led je však pokrytý prachovou vrstvou tloušťky 2 – 7 mm. Obě zmíněné studie vyšly v elektronické verzi vědeckého časopisu Science z 5. 12. 2002.

Voda jako možné vysvětlení vzniku tmavých tenkých pruhů na svazích marsovských kráterů byla též zmíněna v diskusi na výročním setkání Americké geofyzikální unie dne 9. 12. 2002 v San Francisku. Tmavé tenké pruhy na svazích kráterů byly pozorovány již na snímcích povrchu Marsu, získaných sondami Viking Orbiter. Tehdejší vysvětlení předpokládalo pád kamenů po svazích kráterů či sesuv prachové laviny. Na druhé straně se zdá, že tyto tmavé pruhy se nachází v oblastech bývalé vulkanické činnosti s předpokládaným výskytem podpovrchového ledu. Podle J. C. Ferrise z U.S. Geological Survey by mohl být vznik těchto pruhů důsledkem výtrysků vody, vzniklé dlouhodobým zahříváním podpovrchového ledu tepelnými ložisky v hloubce planety, na povrch. Voda v atmosféře Marsu rychle vysublimuje, ale nechá za sebou vymleté koryto, pozorovatelné z oběžné dráhy jako tmavý pruh. Taková geologická činnost by mohla existovat i v současnosti, jak o tom svědčí porovnání fotografií, získaných sondou Mars Global Surveyor, která detailně zmapovala povrch Marsu se snímky ze sondy Mars Odyssey. Na snímcích malého kráteru v oblasti Mangala Valles, pořízených sondou Mars Odyssey jsou na jeho svazích viditelné takové tmavé pruhy, zatímco v roce 1999 sonda Mars Global Surveyor tam nic takového neviděla. Je však třeba říci, že vysvětlení vzniku těchto pruhů pomocí tekoucí vody je zatím jen hypotetické a tudíž vznik těchto povrchových útvarů na svazích některých marsovských kráterů zatím zůstává záhadou.

Na již zmíněném výročním setkání Americké geofyzikální unie byla též prezentována mapa rozložení depozitů vodíku v podpovrchové vrstvě Marsu, získané neutronovým a gama spektrometrem na sondě Mars Odyssey v období mezi únorem a listopadem 2002. Zdá se, že velké množství vodíku se nachází v oblasti Arabia Terra a v rovníkové oblasti kolem 180° východní délky.

V letošním roce byl Nobelovou cenou za fyziku odměněn Riccardo Giacconi, nazývaný “otec rentgenové astronomie” za průkopnické příspěvky k astrofyzice, které vedly k objevu kosmických rentgenových zdrojů. Giacconi objevil první rentgenové hvězdy v 60tých létech a zasloužil se o realizaci prvních rentgenových observatoří NASA 70tých let, což byly družice Uhuru (Explorer 42) a HEAO-2 (High Energy Astronomy Observatory). Na základě kontraktů NASA realizoval pozorování rentgenových zdrojů, které se v současnosti interpretují jako černé díry. V roce 1976 navrhl Giacconi organizaci NASA, aby byly zahájeny projektové práce velkého rentgenového teleskopu. Tyto práce se rozběhly v roce 1977 v rámci programu, nazývaného Advanced X-ray Astrophysic Facility, který byl v roce 1998 přejmenován na rentgenovou observatoř Chandra (Chandra X-ray Observatory).

R. Giacconi získal polovinu letošní Nobelovy ceny za fyziku. O druhou polovinu se dělí R. Davis a M. Koshiba za jejich výzkum v oblasti kosmických neutrin. Podrobnosti o letošních Nobelových cenách lze nalézt na adrese http://www.nobel.se.

Při pozorování galaxie NGC 720 ve vzdálenosti asi 80 mil. světelných let od Země zjistila observatoř Chandra, že jádro galaxie je obklopeno oblakem prachu ve tvaru protáhlé elipsy, jejíž osa je orientována odlišně od orientace snímku galaxie v optické oblasti spektra. Vzhledem k tomu, že prach je udržován v tomto tvaru a neexpanduje, předpokládá se, že na něj působí dodatečná gravitační síla, odpovídající hmotnosti asi 10× větší než je hmotnost pozorovaných hvězd v galaxii. Tato dodatečná hmotnost odpovídá rozložení skryté nezářivé hmoty (dark matter) v galaxii. Toto rozložení skryté hmoty má tudíž i eliptický tvar, který kopíruje i pozorovaný oblak prachu, zářící v rentgenové oblasti spektra. Data, získaná pozorováním galaxie, též korespondují teoriím, podle kterých je skrytá nezářivá hmota tvořena pomalu se pohybujícími částicemi, které na sebe a na “normální” hmotu působí pouze gravitační silou. Toto pozorování je tedy v rozporu s alternativní teorií gravitace, tzv. modifikovanou newtonovskou dynamikou (MOND), navrženou M. Milgromem z Weitzmanova institutu v Izraeli. Teorie MOND modifikuje gravitační teorii tak, že se lze obejít bez skryté hmoty (o alternativní teorii MOND se lze poučit v přehledném článku M. Milgroma v Scientific American (August 2002) s. 42 – 52). Podrobnosti o pozorování galaxie NGC 720 jsou publikovány v časopise The Astrophysical Journal (20. 9. 2002) týmem autorů v čele s D. Buote.

Observatoř Chandra je též používána k pozorování planet v rentgenovém spektru. Podobně jako v případě Venuše (L+K 78 (2002) č. 4, s. 242), i u planety Mars dochází vlivem dopadajícího rentgenového záření ze Slunce k excitaci kyslíkových atomů ve výškách asi 120 km nad jeho povrchem. Excitované kyslíkové atomy se ihned vracejí do svého základního stavu a přitom emitují fluorescenční rentgenové záření, charakteristické pro excitovaný atom. Výsledky pozorování byly zveřejněny 8. 11. 2002, ale vlastní pozorování planety Mars bylo uskutečněno již dne 4. 7. 2001, kdy se Mars nacházel nejblíže ke Slunci a jen 70 mil. km od Země.

Díky pozorování rentgenové observatoře organizace ESA Newton se poprvé podařilo změřit poměr hmotnosti a poloměru neutronové hvězdy. Pozorováním neutronové hvězdy v binárním systému EXO 0748-676 v souhvězdí Volans (Létající ryba) v Mléčné dráze ve vzdálenosti asi 30 000 světelných let bylo možné zjistit posun rentgenového spektra záření procházejícího velice tenkou atmosférou této neutronové hvězdy. Díky neobyčejně silnému gravitačnímu působení neutronové hvězdy dochází ve spektru záření k silnému gravitačnímu “rudému posuvu” spektra. Působením silné gravitace neutronové hvězdy ztrácí totiž záření v jejím okolí energii a tak klesá jeho frekvence. Z analýzy rentgenového záření, procházejícím okolím hvězdy bylo zjištěno, že se v jejím okolí nachází těžké prvky, např. železo. Porovnáním spektra železa z okolí hvězdy s rentgenovým spektrem železa na povrchu Země bylo tedy možné zjistit jaký je posuv spektra, způsobený gravitací neutronové hvězdy. Změřený gravitační rudý posuv, který činí 0,35, je přímo určován poměrem hmotnosti hvězdy k jejímu poloměru, který v případě neutronové hvězdy v systému EXO 0748-676 dává 0,152 sluneční hmotnosti na 1 km. Tak se dá odhadnout hmotnost neutronové hvězdy, jejíž průměr bývá z jiných měření odhadován na 10 km. Na základě těchto parametrů bude možné pokusit se odhadnout jakou formou hmoty je tvořen vnitřek neutronové hvězdy, zda jde například o nějakou exotickou formu složenou z kvarků, což jsou stavební elementy protonů a neutronů. Podle autorů pozorování, publikovaného v časopise Nature ze 7. 11. 2002, byly již činěny pokusy změřit gravitační rudý posuv, předpovídaný Einsteinovou obecnou teorií relativity, ale teprve rentgenová observatoř dovolila měřit tento posuv způsobený gravitací v okolí neutronové hvězdy. Taková měření mohla být provedena pouze v binárním systému neutronové hvězdy s doprovodnou hvězdou, ze které neutronová hvězda strhuje hmotu, která přitom vyzařuje intenzivní rentgenové záření, ozařující blízké okolí neutronové hvězdy.

Důkazem toho, že černé díry o hmotnostech mezi 3,5 až 15 hmotností Slunce vznikly kolapsem jader masivních hvězd je i černá díra GRO J1655-40, která se pohybuje po eliptické dráze kolem centra naší Galaxie rychlostí asi 111 km/s relativně vůči okolním hvězdám. Její dráhu se podařilo určit ze snímků HST, získaných v období let 1995 až 2001. I když se tato černá díra pohybuje zdánlivě směrem k naší sluneční soustavě ze směru souhvězdí Štíra, nachází se nyní ve vzdálenosti asi 6000 světelných let od Země a odhaduje se, že se v nejbližších 230 mil. let nepřiblíží k Zemi více než na vzdálenost asi 1000 světelných let. Na rozdíl od masivních černých děr v centrech galaxií se tato černá díra nazývá černou dírou hvězdného typu, která vznikla kolapsem hvězdy snad ve vnitřním disku naší galaxie a byla přitom odtud vymrštěna. Je doprovázena hvězdou, která ji obíhá jednou za 2,6 dne a černá díra z ní postupně odebírá a urychluje materiál, který pak září a vytváří tak jakýsi mikrokvasar. Detaily pozorování této černé díry lze nalézt v článku od autorů F. Mirabela a R. Mignaniho, který vyšel v časopise Astronomy and Astrophysics 19. 11. 2002.

Měření rychlostí pohybu hvězd kolem středu Mléčné dráhy jasně naznačovaly, že se zde patrně nachází centrální černá díra. Dosud ale nebylo možné vyloučit i alternativní vysvětlení, jako třeba nakupení nějakých zvláštních hvězd nebo elementárních částic. Střed naší galaxie se nachází v souhvězdí Střelce (Sagittarius) ve vzdálenosti “pouhých” 26 000 světelných let. Tým astronomů z Max-Planckova institutu pro fyziku mimozemských objektů studoval pohyb hvězdy označované jako S2. Je to nejbližší pozorovatelná hvězda kolem rádiového a rentgenového zdroje SgrA*, který též patřil mezi kandidáty na onu černou díru ve středu galaxie. Sledování pozemskými dalekohledy v posledních 10 létech zjistila, že v blízkosti SgrA* (řádově 10 světelných dnů) je soustředěna hmotnost asi 2,6 mil. × větší než je hmotnost našeho Slunce. Zdálo se tedy, že SgrA* je minimálně průvodcem předpokládané černé díry. S použitím adaptivní optiky v 8,2 m teleskopu na observatoři Paranal se však zjistilo, že hvězda S2 obíhá kolem SgrA* po eliptické dráze s oběžnou dobou 15,2 roku. Je to tedy důkaz, že SgrA* je onou hypotetickou černou dírou ve středu naší galaxie. Z nějakých důvodů tato černá díra pohlcuje relativně málo okolního materiálu. Okolí této černé díry totiž nezáří tak intenzivně, jak by se očekávalo vzhledem k hmotnosti tohoto objektu. Podrobnosti o tomto pozorování lze nalézt v časopise Nature (17. 10. 2002).

(lek)

Při přípravě těchto Zajímavostí byly ještě použity další informace z internetových bulletinů:

www.spacefligthnow.com , www.spacedaily.com , www.space.com (říjen – prosinec 2002).

Publikováno v Letectví a kosmonautika 79 (2003) č. 2, s. 110; č. 3, s. 174; č. 4, s. 254.