(1. čtvrtletí 2003)

Havárie kosmického raketoplánu Columbia se sice do aktuálních nepilotovaných kosmických misí ihned nepromítla, ale nepochybně se její důsledky projeví v programech případných budoucích vícenásobně použitelných prostředků kosmické dopravy. Lze například očekávat, že takové vícenásobně použitelné prostředky budou vybaveny tepelnou ochranou nového typu s vnější krycí vrstvou z žárupevné oceli, která odstraní jednu ze slabin současného tepelného štítu raketoplánu – křehkost keramických dlaždic. Nový typ tepelné ochrany byl již vyvíjen v rámci zrušeného programu X-33 a bude zkoušen v programu demonstrátoru X-37, jak se o tom zmiňujeme v odstavci o kosmické dopravě.

V návrhu rozpočtu organizace NASA na rok 2004 se klade důraz na nové iniciativy NASA v oblasti kosmického transportu jak na oběžnou dráhu kolem Země tak pro využití k nepilotovaným meziplanetárním letům. Jde kosmickou iniciativu SLI (Space Launch Initiative) v rámci které by měl být zahájen vývoj tzv. vícenásobně použitelného orbitálního kosmoplánu (Orbital Space Vehicle) vynášeného na oběžnou dráhu klasickými jednorázově použitelnými nosiči (L+K 79 (2003) č. 3, s. 174). Kosmoplán by měl sloužit jednak k dopravě posádky na Mezinárodní kosmickou stanici ISS a dále jako záchranná loď pro posádku v případě nouze. Na kosmoplán se předpokládá v rozpočtu asi 0,5 mld USD, další polovina miliardy by se vynaložila na různé technologické programy související s vývojem kosmických nosičů příští generace. V NASA News 03-073 z 18. 2. lze nalézt základní požadavky, které by měl splňovat tento kosmoplán, který by měl sloužit jednak pro dopravu posádky na ISS, pro rychlou záchranu posádky a pro dopravu nákladu. Není zde však definováno, zda půjde skutečně o okřídlenou kosmickou loď, jak by snad naznačoval její název nebo o návratovou kabinu typu kosmické lodi Apollo. Teprve další vývoj tohoto programu ukáže, pro kterou variantu se NASA nakonec rozhodne. Počátkem dubna udělila NASA společnostem Boeing, Lockheed Martin a týmu složenému ze společností OSC a Northrop Grumman celkem 135 mil. USD na studie pro definici systémových specifikací a realizovatelnosti návrhů orbitálního kosmoplánu, které NASA zhodnotí v říjnu tr. v rámci systémové oponentury kosmoplánu. Tím bude položen základ pro další konkretizaci projektu (NASA News C03-1). Další podrobnosti o orbitálním kosmoplánu lze nalézt na adrese http://www.slinews.com/.

Již nyní se ukazuje, že i vývoj demonstrátoru X-37, který pro NASA vyvíjí společnost Boeing, se prodraží. Pro jeho dopravu na nízkou oběžnou dráhu nebude možné použít původně předpokládanou raketu Delta 2 (L+K 79 (2003) č. 3, s. 174), ale výkonnější a tím i dražší nosič třídy Atlas 5 nebo Delta 4. Demonstrátor X-37 bude zkoušet i nový typ vícenásobně použitelné tepelné ochrany, kde je vnitřní izolační vrstva chráněna vnějšími vícevrstevnými voštinovými kovovými panely z žárupevné chromniklové oceli Inconel 617. Výhodou kovového pokrytí je větší pevnost oproti křehčímu keramickému pokrytí současného raketoplánu, či ochrana proti mikrometeoritům a kosmickým úlomkům, které může kosmická loď na oběžné dráze potkat. Další výhodou je i ochrana spodní izolační vrstvy proti vlhkosti. Současný pórovitý keramický štít raketoplánu může absorbovat atmosférickou vlhkost či dešťovou vodu. Při předstartovních přípravách je proto vždy nutné napouštět keramické dlaždice štítu činidly, chránícími před nasáknutím vody, což je časově značně náročné. Nadto kovové krycí panely jsou připevňovány mechanicky a tak bude snadné je sejmout k inspekci či k opravě. Jistou nevýhodou kovové tepelné ochrany, nazývané někdy ARMOR (Adaptable, Robust, Metallic, Operable, Reusable), je její větší hmotnost ve srovnání s keramickou tepelnou ochranou

Kolem iniciativy NASA, týkající se nukleárních systémů se před zveřejněním návrhu rozpočtu NASA vyrojily v americkém tisku spekulace, že bude souviset s vyhlášením programu NASA týkajícího se pilotovaného letu na Mars. Způsobil to článek, zveřejněný v Los Angeles Times ze 17. 1. Reportér listu P. Pae z rozhovoru, který listu poskytl generální ředitel NASA O´Kefee, došel k předčasnému závěru, že program pilotovaného letu k Marsu bude brzy vyhlášen. NASA názor reportéra listu opravila, neboť ředitel O´Kefee ve svém rozhovoru hovořil o nukleární iniciativě NSI (Nuclear Systems Initiative) jen v tom smyslu, že bude sloužit k obnově vývoje radioisotopových termoelektrických generátorů RTG a dále nukleárních reaktorových technologií použitelných pro robotický průzkum zejména vzdálených planet. Tento program NASA, nazývaný projekt Prométheus, se v první fázi spíše zaměří na vývoj nové generace RTG a později i na nukleární reaktory, schopné dodávat energii například i pro iontové pohony. Takový iontový pohon, využívající jako zdroje elektrické energie nukleární reaktor, bude výkonnější než současné iontové motory, napájené slunečními články, měnícími sluneční energii na elektrickou. Tento pokročilý iontový pohon by pak mohl být použit pro dopravu sondy “Jupiter Icy Moons Orbiter” k průzkumu velkých ledových Jupiterových měsíců Europy, Ganymeda a Kallisto někdy kolem roku 2011. Znovu podotkněme, že se nejedná o vývoj nukleárního motoru pro pilotované lety k Marsu takového typu, jako byl kdysi program NERVA.

V roce 2004 by na NSI mělo připadnout kolem 93 mil. USD a do roku 2008 celkově na 2,1 mld. USD. Nukleární iniciativu NASA přivítal i prezident Marsovské společnosti Robert Zubrin. Podle Zubrina iontové motory napájené nukleární energií dovolí zvýšit užitečná zatížení, dopravovaná k Marsu ve srovnání se ztíženími dopravovanými klasickými chemickými motory. Nadto nukleární reaktory jako zdroje elektrické energie jsou nepostradatelné pro výstavbu budoucí výzkumné základny na povrchu Marsu.

I druhý start rakety Delta 4 Medium byl s napětím očekáván. Sice šlo o nejméně výkonnou variantu z rodiny raket Delta 4, ale raketa měla za úkol vynést na dráhu přechodovou ke geostacionární (GTO) telekomunikační družici Amerického vojenského letectva DSCS 3-A3 o hmotnosti kolem 1244 kg, doplněnou apogeovým stupněm IABS o hmotnosti kolem 1488 kg pro cirkularizaci geosynchronní dráhy. Delta 4 Medium se skládá z prvního stupně CBC s kryogenním motorem RS-68 (ale bez dalších urychlovacích stupňů, připojených k CBC) a druhým stupněm, odvozeným ze stupně pro variantu Delta 3. Také tento stupeň je kryogenní a je poháněn motorem RL-10B-2. Užitečné zatížení je umístěné pod aerodynamickým krytem o průměru 4 m. Maximální nosnost rakety Delta 4 Medium na GTO je 4210 kg. Start byl důležitý proto, že šlo o první z objednávky vynesení 22 družic vojenského letectva. Připomeňme, že rakety Delta 4 a Atlas 5 byly vyvinuty v rámci programu EELV (Evolved Expendable Launch Vehicle), který si objednalo Americké ministerstvo obrany pro zajištění spolehlivého a levného vypouštění vojenských družic. Rakety Delta 4 a Atlas 5 se vzájemně zálohují, aby nedošlo k výpadku v kosmické dopravě, kterou tyto rakety budou zajišťovat.

Dne 11. 3. tedy raketa vzlétla ze startovního komplexu 37B na Cape Canaveral Air Station. Odpoutání rakety od startovní rampy probíhalo pomaleji, než při prvním startu v listopadu loňského roku, jelikož poměr tahu motoru RS-68 ku hmotnosti celé rakety je u této varianty pouze 1,2. Proto byla řada diváků, sledujících start, překvapena, když se po zážehu motoru RS-68 ocitla spodní část stupně a motor v plamenech. Podle společnosti Boeing však šlo o plameny spalovaného vodíku, použitého k vychlazování motoru před startem. Plameny motoru neuškodily, neboť motor s turbočerpadlovým systémem dopravy pohonných látek a jeho připojení ke spodní části CBC jsou překryty tepelným ochranným štítem. U prvního startu nebyla tato situace dobře pozorovatelná neboť tehdy šlo o raketu Delta 4 Medium se dvěma urychlovacími stupni, připojenými k CBC. Raketa jednak odstartovala rychleji a plameny byly méně viditelné, neboť byly přezářené pracujícími urychlovacími stupni. Není ale vyloučeno, že firma Boeing ještě učiní opatření pro eliminaci tohoto efektu.

Po 42 minutách byla družice v hodnotě asi 210 mil. USD v pořádku dopravena na GTO a oddělila se od druhého stupně rakety. Operaci oddělování družice bylo možné sledovat v řídícím středisku na Cape Canaveral prostřednictvím televizních kamer, namontovaných na 2. stupni rakety. Mezi 13. 3. a 15. 3. byl několikrát zažehnut stupeň IABS, který se pak od družice oddělil.

Další družice DSCS bude vypuštěna stejnou variantou rakety v červenci. Do konce roku by se měly uskutečnit ještě dva další starty raket Delta 4. V září to bude první demonstrační let rakety Delta 4 Heavy, u které jsou k centrálnímu stupni CBC připojeny po stranách dva další CBC. Tato nejsilnější varianta z rodiny raket Delta 4 by měla mít nosnost 13 130 kg na GTO. Užitečné zatížení je umístěno pod aerodynamický kryt o průměru 5 m. (Další podrobnosti o raketách Delta 4 lze nalézt na internetové stránce společnosti Boeing: http://www.boeing.com/defense-space/space/delta/delta4/delta4.htm). Prosincový start rakety Delta 4 je určen pro vynesení tajného užitečného zatížení pro Národní průzkumný úřad NRO. Jelikož se start uskuteční z Vandenberg AFB na západním pobřeží USA, půjde zřejmě o průzkumnou družici na polární dráze. Stupeň CBC rakety Delta 4, určené k prvnímu startu ze západního pobřeží USA dorazil do nové montážní haly pro horizontální předstartovní přípravu na startovním komplexu SLC 6 již 19. 1. Zde počká asi dva měsíce na druhý stupeň rakety, se kterým zde bude spojen. Koncem března byly dokončeny finální zkoušky odklápění obslužných ramen startovní věže a pak bude využito rakety ke komplexním zkouškám celého startovního komplexu SLC 6. Jelikož vojenská užitečná zatížení mají přednost, přesunula společnost Boeing komerční start brazilské telekomunikační družice Estrela do Sul 1 své pobočce Sea Launch.

Pro snížení výrobní ceny raket Delta se rozhodla Společnost Boeing dne 27. 2. oznámila, že od roku 2004 bude výroba všech typů raket Delta soustředěna do závodu ve městě Decatur v Alabamě. Rakety Delta 2 se doposud vyráběly ve městě Pueblo (Colorado). Jinak se předpokládá, že i klasická raketa Delta 2 dozná určitého vylepšení. Použití výkonnějších urychlovacích stupňů GEM-46 na prvním stupni rakety Delta 2 zvýší její nosnost. Motory GEM-46 (o průměru 46 palců) s vylehčenými spalovacími komorami, vyrobenými z uhlíkového kompozitu, byly vyvinuty pro variantu Delta 3. S prvním startem takové zesílené rakety Delta 2-Heavy se počítá v dubnu tr. při vynesení kosmického infračerveného teleskopu SIRTF (Space InfraRed Telescope Facility) organizace NASA na oběžnou dráhu. Při tomto startu bude použito 9 urychlovacích stupňů GEM-46, navěšených na první stupeň rakety Delta 2.

Dne 15. 2. ve 2 hodiny UT odstartovala ze startovního komplexu ELA 2 v Kourou ve Francouzské Guyaně raketa Ariane 4 ke svému 159 letu. Ve své nejvýkonnější variantě AR 44L, tj. se čtyřmi návěsnými urychlovacími stupni na kapalné pohonné látky (KPL), připevněnými k prvnímu stupni rakety vynesla na dráhu přechodovou ke geostacionární telekomunikační družici Intelsat 907 o hmotnosti 4680 kg. Byl to již 74. po sobě následující úspěšný start rakety Ariane 4. Na první pohled by se tedy zdálo, že šlo jen o další rutinní start rakety Ariane 4, kdyby se tentokráte nejednalo o poslední let této velmi úspěšné rakety. Proto stojí zato zmínit zde úspěšnou bilanci této rakety, která zahájila svou činnost v roce 1988 v návaznosti na předchozí varianty Ariane 1 – 3. Během své úspěšné činnosti startovala raketa Ariane 4 celkem 116× a na oběžnou dráhu vynesla na 158 primárních užitečných zatížení a 24 vedlejších. Celková hmotnost, dopravená na oběžnou dráhu raketami Ariane 4, činila více než 400 000 kg. Spolehlivost rakety činila 97,4%. Raketa Ariane 4 byla k dispozici v 6 variantách tak, aby bylo možné zvolit optimální variantu pro dané užitečné zatížení. Základní verze Ariane 40 startovala 7× a jejím maximálním užitečným zatížením byla družice Spot 4 o hmotnosti 2800 kg, vynesená při 107 letu. Raketa Ariane 42P se 2 zavěšenými urychlovacími stupni na tuhé pohonné látky (TPL) startovala 15× a při 57. letu vynesla své maximální užitečné zatížení – družici Galaxy 4 o hmotnosti 3063 kg. Raketa Ariane 44P se 4 zavěšenými urychlovacími stupni na TPL startovala také 15×. Jejím rekordním užitečným zatížením byla družice Eurasiasat 1 o hmotnosti 3577 kg (let 137). Ariane 42L se dvěma zavěšenými urychlovacími stupni na KPL vzlétla 13× a její maximální užitečné zatížení byla družice N-Star 110 o hmotnosti 3572 kg, vynesená při letu 133. Celkem 26× vzlétla Ariane 44LP se dvěma urychlovacími stupni na KPL a se dvěma na TPL. Při letu 95 vynesla své maximální užitečné zatížení, tvořené dvojicí družic Thaicom 3 a BSat1A o celkové hmotnosti 4330 kg. Konečně již zmíněná verze Ariane 44L startovala celkem 40× a její maximální užitečné zatížení tvořily družice AfriStar a GE 5 o celkové hmotnosti 4947 kg. Jak je vidět z této statistiky, zveřejněné společností Arianespace (viz http://www.arianespace.com ), raketa Ariane 44L startovala nejčastěji, neboť v posledních létech hmotnost telekomunikačních družic postupně vzrůstala. To je také důvod ukončení činnosti této jinak úspěšné rakety. Společnost Arianespace bude dále vynášet telekomunikační družice pomocí nové rakety Ariane 5, která doposud uskutečnila 16 startů, z čehož ovšem byly 4 neúspěšné, včetně posledního, kdy byla zkoušená nová varianta Ariane 5 ECA. S raketou Ariane 4 skončil svou činnost i startovní komplex ELA 2. Zatím se počítá s tím, že by se v jeho zařízení skladovaly elementy raket Vega či Sojuz, které by mohly v budoucnu startovat z Kourou.

Jak již bylo zmíněno (viz L+K 79 (2003) č. 2, s. 111) komise, vyšetřující příčiny havárie rakety Ariane 5 ECA dne 11. 12. 2002 došla k závěru, že v důsledku mechanických napětí, působících na trysku motoru Vulcain 2 prvního stupně rakety došlo k porušení chladícího systému trysky motoru s únikem chladícího média – kapalného vodíku a k následnému tepelnému poškození jeho trysky. Raketa se tak stala po odhození urychlovacích stupňů na TPL dále neovladatelnou a musela být dálkově zničená. Tato havárie ovlivnila i plánovaný start kometární sondy ESA Rosetta, který bylo nutné uskutečnit do konce ledna tr., aby bylo možné sondu navést na dráhu, na které by došlo k jejímu setkání s kometou Wirtanen. Podrobnější popis sondy Rosetta a její původní letový plán a vědecký program byl již popsán např. v L+K 79 (2003) č. 1, s. 24 či v Bulletinu ESA (2002) č. 112, s. 10 – 37. I když sondu Rosetta měl vypustit starší a již vyzkoušený model rakety Ariane 5G osazený na prvním stupni motorem Vulcain 1, organizace ESA se rozhodla ustanovit ještě další komisi, která měla do 14. 1. posoudit, zda je možné sondu bezpečně vypustit. Komise však rozhodla, že bude bezpečnější odložit start sondy neboť podle jejího názoru bude třeba provést podrobnější posouzení kvalifikace všech systémů rakety Ariane 5 k letu. Podle názoru specialistů sonda odstartuje k novému cíli nejdříve za rok. Proto bylo rozhodnuto sondu zakonzervovat. Technici vyčerpali pohonné látky z jejích nádrží a z přistávacího modulu odstranili kotvící harpuny.

Výzkumný tým projektu Rosetta ovšem hned začal s výběrem nové komety pro sondu. Na zasedání Vědeckého programového výboru ESA ve dnech 25-26. 2. bylo prezentováno devět možných modifikací vědeckého programu sondy Rosetta, z nichž byly k dalšímu studiu vybrány tři. Dva z nich se týkají letu ke kometě Churjumov-Gerasimenko buď v únoru 2004 nebo o rok později, třetí modifikace letového programu se počítá se startem k původně uvažované kometě Wirtanen v lednu 2004. V obou případech by se využívalo urychlení sondy průletem kolem nějaké planety. Při volbě komety Churjumov-Gerasimenko jako cíle sondy by bylo třeba upravit programové vybavení přistávacího modulu sondy na kometě, neboť tato kometa je hmotnější než kometa Wirtanen. I když se stále uvažuje o raketě Ariane 5 jako o primárním nosiči sondy Rosetta, jako záložní nosič je zmiňována i raketa Proton. I když konečné rozhodnutí o cíli a letovém profilu sondy bude učiněno nejpozději v květnu 2003, neoficiálně se hovoří o letu sondy Rosetta ke kometě Churjumov-Gerasimenko v únoru 2004.

Podle organizace ESA bude znovuuvedení rakety Ariane 5 ECA stát asi 450 mil. EUR, které zaplatí asi hlavně Francie. Společnost Arianespace by v rámci zprovoznění raket Ariane 5 pro komerční účely ráda uskutečnila dva demonstrační starty. První demonstrační start rakety Ariane 5 ECA bez komerčního užitečného zatížení se neočekává před rokem 2004.

Naopak po novém prověření motoru Vulcain 1, jeho výtokové trysky a jeho bezpečnostních konstrukčních rezerv se očekává obnovení startů základní varianty rakety Ariane 5G. Na počátek dubna byl naplánován start rakety Ariane 5 (let č. 160) se dvěma telekomunikačními družicemi InSat 3A a Galaxy XII. Obnovení letů raket Ariane 5G dovolí i vypuštění technologické sondy SMART-1 (Small Missions for Advanced Research and Technology) organizace ESA k Měsíci v červenci tr. SMART-1 bude dodatečným užitečným zatížením o hmotnosti kolem 207 kg, které bude uvolněno z horního stupně rakety Ariane 5 na dráze přechodové ke geostacionární (GTO) po vypuštění dvou komerčních telekomunikačních družic. Z GTO pomocí vlastního iontového motoru bude sonda zvyšovat asi rok svoji dráhu tak, až bude zachycena gravitačním polem Měsíce a dalším manévrováním přejde na svou operační oběžnou dráhu kolem Měsíce. Zde bude dalších 6 měsíců studovat povrchové složení měsíčních hornin s větším rozlišením, než měla sonda Clementine (L+K 78 (2002) č. 22, s. 1496).

Počátkem března bylo oznámeno, že si společnost Orbital Recovery Corp. vybrala jako primární nosič pro svůj připravovaný kosmický tahač SLES raketu Ariane 5. Kosmický tahač SLES (Spacecraft Life Extension System) o hmotnosti 500 – 800 kg by měl být vynášen jako další užitečné zatížení. Úkolem tahače bude jednak doprava družic, které zůstaly na nízké oběžné dráze, na geosynchronní dráhu a dále prodloužení životnosti družic již na geostacionární dráze třeba o dalších 10 let. SLES by pro takovou družici na konci životnosti zajišťoval pohonnou, navigační a řídící jednotku, což by dovolilo družici pokračovat v její činnosti. První start tahače SLES by se mohl uskutečnit kolem roku 2005. Společnost Orbital Recovery Corp. zatím identifikovala na 40 současných telekomunikačních družic, které jsou kandidáty pro její služby.

Koncem ledna se výstavba automatické dopravní lodi ATV (Automated Transfer Vehicle) (viz L+K 78 (2002) č. 8, s. 513) organizace ESA nacházela v dokončovací fázi, kdy bylo na 90% konstrukce již vyrobeno. V deseti evropských zemích včetně Ruska jsou vyráběny díly k dalším exemplářům ATV, kterých v první sérii bude celkem osm. Kromě toho probíhají zkoušky technologických modelů jednotlivých systémů lodi. V zařízení pro simulování funkcí lodi v Les Mureaux u Paříže se zkouší řídící systém lodi za nominálních i nestandardních letových podmínek. V březnu se zde zkoušela elektronika stykovacího zařízení a systému pro přečerpávání pohonných látek, dodaných firmou Energija z Ruska. V Turinu probíhá montáž tlakového modulu ATV, kde bude umístěn náklad a kde bude i pracovní prostor pro kosmonauty. V červnu k tomuto modulu bude připojeno i ruské zařízení, odzkoušené v Les Mureaux. V říjnu bude tlakový modul odeslán do dílem společnosti Astrium v Brémách, kde se od srpna 2002 pracuje na pohonném modulu ATV. V srpnu tr. přibude ke zmíněným dílům i modul s letovou avionikou a to vše by mělo být smontováno do listopadu 2003. V lednu 2004 by již loď ATV měla být ve zkušebnách organizace ESA v Noordwijku (Nizozemí) kde proběhnou komplexní zkoušky celé lodi a to jak vibrační tak funkční a kvalifikační. V červnu 2004 by měla být loď ATV odeslána do Kourou. Původní plán letů k ISS předpokládal vypuštění lodi ATV pomocí rakety Ariane 5 dne 27. 9. 2004. Vzhledem k tomu, že se celý plán letů ke stanici ISS bude měnit, není tedy jasné, kdy se první let ATV bude skutečně realizovat.

Dne 25. 2. podepsalo konsorcium ELV, tvořené italskou společností FiatAvio a Italskou kosmickou agenturou ASI s organizací ESA kontrakt pro dokončení vývoje rakety Vega. Kontrakt na vývoj rakety Vega má hodnotu kolem 200 mil. USD, z nichž 65% zaplatí Itálie. Kromě toho podepsala společnost FiatAvio s francouzskou kosmickou agenturou CNES další kontrakt v hodnotě 50 mil. USD na výrobu motorů P80 na TPL, které budou použitelné jednak jako první stupeň rakety Vega a současně jako urychlovací stupně rakety Ariane 5. Pro starty raket Vega bude upraven startovní komplex ELA 1. Betonová základna startovní rampy spolu s kanály pro odvod spalin z motoru zůstane zachována, ale bude třeba zkonstruovat novou mobilní servisní věž. S úpravami startovního komplexu ELA 1 se začne asi letos v létě. První raketa Vega by měla připravena ke startu v roce 2006 a poté by mohla létat asi 3-4× do roka. Raketa bude mít tři stupně na TPL a bude doplněná čtvrtým stupněm na KPL, schopným manévrování, který dopraví užitečné zatížení na finální dráhu. Raketa by měla být schopná vynést družici o hmotnosti do 1500 kg na kruhovou polární dráhu ve výši 700 km. Společnost Arianespace, která bude raketu Vega provozovat a komercializovat doufá, že se tato raketa na trhu menších užitečných zatížení prosadí i vedle konkurentů jako je americká raketa Taurus či ruská Rokot. Snahou výrobce rakety - konsorcia ELV a provozovatele - společnosti Arianespace je snížení výrobních i operačních nákladů rakety Vega oproti raketě Taurus o asi 15%.

Telekomunikační družice Astra 1K (model Spacebus 3000B3S společnosti Alcatel Space) byla se svou hmotností 5250 kg gigantem mezi komerčními telekomunikačními družicemi. Před jejím vlastníkem a provozovatelem lucemburskou společností SES Global stál tedy problém, jaký optimální nosič zvolit k jejímu vypuštění. Raketa Ariane 4 nepřipadala v úvahu, neboť její nosnost na dráhu přechodovou ke geostacionární (GTO) na družice této hmotnostní kategorie již nestačí. Před společností SES tedy nakonec stála volba mezi raketou Proton M s nějakým horním stupněm nebo raketou Ariane 5. Raketa Ariane 5 by mohla družici umístit na dráhu GTO o výšce 200 – 36 000 km se sklonem 3° k rovníku, odkud by stačilo dodat družici přírůstek rychlosti 1480 m/s vlastním apogeovým motorem. Družice měla dostatečnou rezervu PL, která by ji zajistila životnost na dráze asi 6 let a dalších 13 let by zajistil iontový pohon družice. Nevýhodou volby Ariane 5 jako nosiče však byla skutečnost, že v kapacitě rakety zbývalo ještě nevyužitých 1200 kg nosnosti a nebylo možné nalézt vhodnou družici jako druhé užitečné zatížení. Jelikož zakoupení celé rakety Ariane 5 pro vynesení družice Astra 1K bylo pro společnost SES drahé, přiklonila se k nosiči Proton K, doplněným horním stupněm Blok DM-3 ruské firmy Energija. Tento nosič, komercionalizovaný mezinárodní společností pro vypouštění družic ILS (International Launch Services), vynese na GTO do 5500 kg užitečného zatížení. Start družice Astra 1K se tedy uskutečnil 25.listopadu 2002 raketou Proton-K/DM-3 z kosmodromu Tjuratam (Bajkonur). Raketa Proton K pracovala bezchybně a také první zážeh motoru stupně DM-3 proběhl bez problémů a družice se dostala na nízkou parkovací dráhu. Odtud měla být dvěma zážehy motoru stupně DM-3 převedena na GTO, ale při druhém zážehu došlo v práci motoru stupně DM-3 k anomálii a nakonec se družice Astra 1K předčasně oddělila. Družice svým apogeovým motorem zvýšila svou dráhu na výšku 217 – 362 km, kde vyčkávala rozhodnutí společnosti SES o jejím dalším osudu. Družice Astra 1K v hodnotě kolem 280 mil. EURO, zahrnující konstrukci družice, její vypuštění, činnost na dráze a pojistku, by se na geostacionární dráhu principiálně mohla dostat sama pomocí svého apogeového motoru, ale za cenu značného snížení životnosti. Protože družice byla plně pojištěná, rozhodla se nakonec společnost SES Global pro řízený zánik družice, který se uskutečnil 10. 12. 2002. Mezi tím byla v Rusku vytvořena Státní komise pro vyšetření selhání rakety Proton-K/DM-3, která předala svou zprávu ruské vládě dne 20. 1. 2003. Komise konstatovala, že třístupňová raketa Proton-K společnosti Chruničev pracovala bezchybně a že příčinou neúspěšného startu byl stupeň DM-3 společnosti Energija. Komise se domnívá, že před druhým zážehem motoru stupně DM-3 se v plynovém generátoru pohánějícím turbočerpadla motoru stupně DM-3 nahromadilo nadměrné množství pohonných látek. Při startu motoru pak došlo k zapálení nadbytečných pohonných látek v odvodu plynů z plynového generátoru a tudíž i k jeho vyřazení z funkce. Není zcela jasné, jak k tomu došlo, ale komise se domnívá, že příčinou bylo buď ucpání odvodů pohonných látek z hlavního přívodního potrubí pohonných látek do generátoru po prvním zážehu, nebo že došlo k nedovření ventilu dodávky pohonných látek do injektoru plynového generátoru z důvodu znečistění pohonných látek. Komise poukázala na podobnost této havárie s předchozími selháními stupně DM-3 a doporučila společnosti Energija, aby zdokonalila testování a výrobní kontrolu stupně jakož i technologii přípravy pohonných látek.

Společnost Lockheed Martin, která je majoritním vlastníkem společnosti ILS spolu se svým hlavním ruským partnerem, firmou Chruničev, vyrábějící rakety Proton, uvažuje o tom, že by se v rámci ILS uskutečnil již jen jeden start rakety Proton se stupněm Blok DM. Všechny následující starty by již využívaly stupně Briz-M, který vyrábí firma Chruničev. Poslední start kombinace Proton-K/DM-3 by měl vynést telekomunikační družici AMS-9 společnosti SES Americom. Tento start se měl uskutečnit počátkem února, ale byl ještě odložen. Vše záleží na tom, zda nezávislá komise ILS akceptuje nález ruské komise o příčině selhání DM-3 a rozhodne se při startu družice AMS-9 použít či nepoužít tento stupeň.

Technologická komunikační družice Artemis (Advanced Relay and Technology Mission Satellite) evropské kosmické agentury ESA byla vypuštěna raketou Ariane 510 v červenci 2001 a z důvodů selhání motoru Aestus horního stupně EPS rakety zůstala na příliš nízké dráze (L+K 77 (2001) č. 23, s. 1553). Analýza situace družice ukázala, že bude možné dopravit družici na geostacionární dráhu jejím iontovým motorem. Družice byla nejprve umístěna svým manévrovacím motorem na KPL na kruhovou dráhu o výšce 31 000 km (L+K 78 (2002) č. 2, s. 104). V únoru loňského roku se začal při manévrování družice Artemis začal používat nový program pro řízení družice a iontový motor družice začal zvyšovat dráhu družice o 15 km denně. I když se tato činnost zdá být rutinní záležitostí, řídícímu středisku společnosti Telespazio však přinášela značné pracovní zatížení, neboť se zkoušely další optimalizační procedury, které měly za cíl co nejefektivněji využívat malý tah iontového motoru. V říjnu loňského roku nadto nastalo období, kdy po řadu oběhů kolem Země procházela družice zemským stínem každé dvě hodiny. Družice během průletu zemským stínem vypínala iontový motor a orientovala se anténami k Zemi. To bylo pro operátory v řídícím středisku také nerutinní činností. Koncem prosince 2002 již ke geostacionární dráze zbývalo kolem 700 km. Když se koncem ledna 2003 nacházela družice několik km pod geostacionární dráhou, její oběh kolem Země již trval několik týdnů. Přitom bylo třeba nastavit oběžnou dráhu tak, aby družice plynule dosáhla pracovního místa na geostacionární dráze nad 21,5°. Poslední lednový týden byly uskutečněny dva zážehy chemických orientačních motorků družice takže se pohyb družice vůči zemskému povrchu zpomalil na několik úhlových stupňů za den. Dne 5. 2. oznámila organizace ESA, že družice Artemis dosáhla geostacionární dráhy. Celá operace záchrany družice stála organizaci ESA 21 mil. USD. Na tiskové konferenci 18. 2. oznámil C. Mastracci, ředitel aplikačních programů ESA, že organizace ESA může ze svého rozpočtu financovat činnost družice Artemis do konce roku. Potom bude zřejmě na nějakou dobu pronajata nějaké soukromé společnosti pro komerční využívání. Zájem o další využívání družice projevila společnost Telespazio. Dne 19. 3. bylo oznámeno, že družice Artemis zajistila z geostacionární dráhy první přenos dat, získaných družicí Envisat pro dálkový průzkum Země. Data byla předána přímo do centra ESRIN pro zpracování dat, které se nachází nedaleko Říma. Využívání přenosu dat přes družici Artemis odlehčí práci sledovacímu středisku v Kiruně, které může s družicí Envisat komunikovat jen po 10 oběhů z denních 14 oběhů a to pouze 10 min z každého oběhu, který sledovací stanice v Kiruně vidí. Jelikož oběžná doba družice je 100 min, zbylá data je třeba nahrávat na palubní magnetofony. Naopak družice Artemis může s družicí Envisat komunikovat na každém z jejích 14 oběhů za den a to podstatně delší dobu. Tato skutečnost bude významná zejména při přenášení velkého množství dat, získávaných radarem se syntetickou aperturou na Envisatu. S přenosem dat z družice SPOT 4 prostřednictvím laserového optického přenosového systému bude započato v dubnu tr. S družicí Artemis se počítá i při letech ATV či pro přenos dat z modulu Columbus organizace ESA po jeho připojení k Mezinárodní kosmické stanici ISS.

Otázka existence vody na planetě Mars je ve vědeckém tisku stále diskutována. Na řadě fotografií povrchu Marsu lze rozeznat útvary, připomínající koryta bývalých řek. Někdy taková koryta však náhle začínají a končí a nejsou vidět menší koryta případných přítoků. Pomocí výškových dat, získaných laserovým výškoměrem na sondě Mars Global Surveyor bylo možné pomocí počítačových simulací “zviditelnit” tok případných řek na Marsu v rovníkové oblasti mezi středními jižními a severními šířkami. Výšková topografie prokázala, že řadu fragmentů pozorovaných koryt je možné propojit a že řada koryt končí v povrchových depresích, která tvořila jezera a která byla postupně zanášena sedimenty. Co se týče vzniku řek, někteří vědci argumentují tím, že byly vytvořeny z podzemních vodních zdrojů. Stále nejasnou otázkou však zůstává vysvětlení, jak dlouho takový říční systém na povrchu Marsu mohl existovat a za jakých klimatických podmínek. Potvrzením této studie bude studium naplavenin a usazenin v povrchových terénních depresích. Z oběžné dráhy lze pomocí systému THEMIS na sondě Mars Odyssey lze kombinací snímků povrchu ve viditelném a infračerveném světle pozorovat v depresích komplexní systém vrstev hornin, které sem mohly být naneseny buď vodou, vulkanickou činností, dopadem asteroidů či větrnou erozí. Poznamenejme, že THEMIS (Thermal Emission Imagin System) sleduje povrchové změny teploty hornin při střídání dne a noci. Různé druhy hornin se zahřívají či vychládají různě rychle a tak lze usuzovat na mineralogické složení povrchu. Například v oblasti Ganges Chasma ve Valles Marineris byly na dně a na stěnách kaňonu nalezeny lávové vrstvy bohaté na minerál olivín. Jelikož olivín se vlivem vlhkosti rozpadá, musela být tato oblast suchá po dlouhou dobu. Na druhé straně gama spektrometr sondy Mars Odyssey nalezl na severní polokouli Marsu značné množství vodního ledu, smíchaného s pevným povrchovým materiálem. Zatím ale není zcela jasné, jak se tam takové množství ledu dostalo. Je ale nutné připomenout, že gama spektrometr nedetekuje přímo led, ale jen vodík. Že jde o vodík jako součást vodního ledu je interpretace získaných dat. Další zajímavostí je rozložení železa v povrchových horninách. I když se předpokládá, že právě železo je zodpovědné za načervenalou barvu Marsova povrchu, nalezená koncentrace železa neodpovídá odstínům zbarvení Marsova povrchu, pozorovaným ve viditelném světle. To je tedy další otázka, čekající na vysvětlení.

Současná planeta Mars má chladné a suché klima. Otázkou je, zda tomu tak bylo i v minulosti. Planetologové předpokládají, že planety jako Venuše, Země či Mars měly asi stejné množství CO₂ v atmosféře, což díky “skleníkovému efektu” vedlo k teplejšímu klimatu. Ale Mars v současnosti už tolik CO₂ v atmosféře nemá. Potvrzují to i pozorování polárních čepiček Marsu. Sonda Viking zjistila, že na severní polární čepičce kondenzuje v zimním období asi jen metrová vrstva pevného CO₂ a většina materiálu pod touto vrstvou je vodní led. Naopak do současnosti se předpokládalo, že jižní polární čepička je tvořena většinou tuhým CO₂. Pozorování jižní polární čepičky sondou Mars Global Surveyor však ukázala vznik kruhových útvarů o hloubce kolem 8 m, které v průběhu času narůstaly do průměrů až 1 km. Jejich hloubka se však v průběhu jejich rozšiřování nezvětšovala. A. Ingersoll a S. Byrne vysvětlují toto pozorování v elektronickém vydání časopisu Science ze 14. 2. 2003 tak, že pouze horní vrstva jižní polární čepičky je tvořena tuhým CO₂ o tloušťce kolem 8 m a pod touto vrstvou je již vrstva vodního ledu. Při teplotě tání CO₂ je vodní led ještě tuhý a netaje, proto se hloubka kruhových proláklin nezvětšuje, ale rostou jen do šířky. To ovšem znamená, že na Marsu není tolik CO₂, jak se původně předpokládalo. To by také vylučovalo jedno z navrhovaných vysvětlení o vzniku řady malých koryt, vymletých na svazích některých kráterů. Podle jedné teorie mohl být systém těchto malých koryt vymletý výtrysky zkapalněného CO₂ z podzemních ložisek (L+K 77 (2001) č. 13, s. 874). Není-li na Marsu dostatek CO₂, je toto vysvětlení nepravděpodobné, neboť pozorovaný systém koryt je nedávného data. Ani původní vysvětlení, předpokládající výtrysky vody z podzemních nádrží je značně nepravděpodobné (L+K 76 (2000) č. 18, s. 1223). S elegantním vysvětlením vzniku tohoto systému koryt na svazích kráterů na povrchu Marsu přichází Prof. P. Christensen z Arizonské univerzity v článku publikovaném v elektronické verzi časopisu Nature z 19. 2. 2003. Christensen předpokládá, že pozorovaný systém koryt je vymílán vodou, vznikající táním sněhových vrstev a vytékající zespodu takových sněhových nánosů. Sníh taje v místech, kde byl chráněn před rychlým vypařením v řídké atmosféře planety. Na snímku impaktního kráteru , nacházejícího se na 43° j.š. a 214° v. d. je možné vidět soustavu koryt na méně stíněném svahu kráteru, kde sníh již odtál. Na severní stěně kráteru, orientovaného k jižnímu pólu, koryta teprve vznikají, neboť zde sněhové vrstvy ještě neroztály. Christensen dále předpokládá, že sníh vzniká v chladnějších klimatických obdobích a při zahřívání atmosféry postupně taje.

Analýza rádiového sledování sondy Mars Global Surveyor pracovníky JPL (NASA News 03-094 z 6. 3. 2003) dovolila určit přesnou dráhu sondy kolem Marsu. Z této dráhy se dal určit vliv slapových sil, kterými působí Slunce na planetu Mars při jejím oběhu. Když se tato pozorování ještě zkombinovala s precesí Marsovy rotační osy, zjištěné sondou Mars Pathfinder bylo možné odvodit, že železné jádro planety Mars není ještě úplně tuhé, ale že alespoň jeho část je v kapalném stavu (poloměr jádra planety Mars se odhaduje asi na polovinu poloměru celé planety podobně jako u Venuše nebo Země). Pokud se tato zjištění potvrdí, bude třeba vysvětlit, proč u Marsu s rotujícím železným vodivým kapalným jádrem nevzniká planetární magnetické pole. Právě z neexistence magnetického pole Marsu se dříve usuzovalo na to, že Mars kovové jádro nemá (viz Z. Kopal: Vesmírní sousedé naší planety (Academia Praha 1984) s. 147). Později se tento názor začal přehodnocovat, což měření posledních sond potvrzují (novější informace např. o zemském dynamu viz: Vesmír 77 (1998) č.2, s. 82 (http://www.vesmir.cz/98-zeme/zeme.htm )).

Velice citlivá kamera sondy Cassini objevila při průletu kolem planety Jupiter plynový oblak, nacházející se po celé dráze měsíce Europa kolem Jupiteru (NASA News 03-094). Předpokládá se, že tento protáhlý oblak vznikl bombardováním ledového povrchu Europy nabitými ionty z planety Jupiter. Oblak na dráze měsíce Europa je podobný oblaku na dráze měsíce Io. Oblak vytvořený Io je ovšem vulkanického původu. Ukazuje se však, že obě plynová mračna měsíců Io a Europa podobně interagují s magnetosférou Jupiteru. Předchozí sondy plynový oblak na dráze měsíce Europa neviděly. Jeho zviditelnění umožnila až kamera registrující záření excitovaných neutrálních atomů, kterou nese sonda Cassini k planetě Saturn.

Sonda Cassini sledovala při svém průletu kolem Jupiteru i strukturu jeho atmosféry. Ta je tvořena systémem rovnoběžných pruhů (kolmých na osu rotace planety) dělících se dále na tmavší pásy, střídající se světlejšími zónami. V tmavších pásech byly pozorovány bouřkové systémy, které se prozrazovaly bílými oblaky. Z toho se soudí, že v těchto pásech jsou stoupavé atmosférické proudy, zatímco ve světlejších zónách jsou proudy sestupné.

Při svém průletu kolem Jupiteru koncem roku 2000 získala sonda Cassini v průběhu 6 měsíců před a po průletu asi 26 000 snímků atmosféry, měsíců i prstence této planety. Záběry prstence byly získány při takovém úhlu osvětlení, že bylo z jejich rozptylu slunečního světla možné zjistit, že jsou tvořeny částicemi nepravidelného tvaru. Vznikly patrně erozí povrchu malých měsíců Metis a Adrastea dopadem mikrometeoritů. Oba tyto měsíce se nachází v blízkosti prstenců a nadto úhlový sklon drah obou měsíců odpovídá vertikální tloušťce prstence (NASA News 03-95).

Od října 2001 se nachází sonda MAP (Microwave Anisotropic Probe) pro studium anisotropie mikrovlnného reliktního záření v libračním bodě L2 asi 1,5 mil. km od Země tak, že je Zemí chráněna před slunečním zářením (L+K 78 (2002) č. 2, s. 108). Z této pozice tak může sonda velice přesně měřit polohové rozložení velice nepatrných teplotních odchylek v reliktním záření, jehož střední teplota je 2,73°K. Předpokládá se, že reliktní záření zachycuje stav Vesmíru asi 300 - 500 milionů let po jeho vzniku, kdy se stal natolik průhledný, že jím záření mohlo volně procházet.

O prvních výsledcích, získaných sondou informovala NASA na tiskové konferenci 11. 2. Byla zde zveřejněna mapa hvězdné oblohy ve formě tepelných variací reliktního záření. Tyto tepelné variace též odpovídají i variacím hustoty hmoty v počátečním Vesmíru a tudíž i zárodkům budoucích hvězd a galaxií. Data naznačují, že první hvězdy začaly vznikat asi 200 mil. let po vzniku Vesmíru při Velkém třesku. Dále ze zveřejněných dat vyplývá, že stáří našeho Vesmíru je 13,7 miliard let s chybou 1%. Měření sondy MAP též přispějí k přesnějšímu pochopení procesu exponenciálního rozpínání Vesmíru v okamžiku do 1 s po jeho vzniku. Kromě toho změřená data dále naznačují, že atomy normální hmoty tvoří asi 4% hmoty Vesmíru. Další 23% je blíže neznámá “chladná nezářivá hmota” (dark matter) a zbývajících 73% tvoří tzv. “tmavá energie” (L+K 77 (2001) č. 25-26, s. 1776), o které se v současnosti předpokládá, že je zodpovědná za nynější urychlování Vesmíru (L+K 78 (2002) č. 10, s. 664). NASA na této tiskové konferenci též oznámila, že sonda MAP byla přejmenována na počest nedávno zemřelého kosmologa Davida Wilkinsona z Princetonské university na WMAP. Pro úplnost připomeňme, že poprvé bylo reliktní záření identifikováno v roce 1965 (před tím bylo považováno jen za šum aparatur) a teprve počátkem 90. let minulého století byla zjištěna jeho anisotropie pomocí družice COBE (Cosmic Backgrownd Explorer) organizace NASA. Družice COBE byla schopná zjistit variace teploty o velikosti 10^-5°K, sonda WMAP je ještě citlivější, může určovat teplotní odchylky o velikosti až 35 miliontin stupně od průměrné teploty reliktního záření.

Dne 22. 1. 2003 zachytily sledovací stanice komunikační sítě DSN (Deep Space Network) organizace NASA pro sledování sond v meziplanetárním prostoru poslední slabý signál rádiomajáku sondy Pioneer 10, ale žádná telemetrická data. Poslední telemetrická data byla zachycena 27. 4. 2002 a při následujících dalších třech kontaktech se sondou již telemetrie nepřišla. Při dalším pokusu o kontakt dne 7. 2. 2003 se již sonda odmlčela. Podle inženýrů NASA se radioisotopové zdroje elektrické energie sondy Pioneer 10 se již po více než 30 letech provozu vyčerpaly. Připomeňme si zde krátce historii letu sondy Pioneer 10, která byla skutečným průkopníkem ve výzkumu meziplanetárního prostoru (NASA News 03-082). Start sondy o hmotnosti 270 kg se uskutečnil pomocí rakety Atlas-Centaur dne 2. března 1972. Raketa byla doplněna ještě přídavným motorem na TPL, který sondě udělil rychlost 14,5 km/s. Sonda se tak stala nejrychlejším tělesem, opouštějícím Zemi. Asi za 12 hod minula dráhu Měsíce a dráhu Marsu překonala za 82 dní. Dne 15. 7. 1972 vstoupila sonda do pásu asteroidů, který překonala počátkem roku 1973. Dne 3. 12. 1973 prolétla sonda kolem planety Jupiter, přinesla první detailnější snímky této planety a provedla měření fyzikálního prostředí (magnetické pole Jupiteru, radiační pásy) v jejím okolí. Průletem kolem Jupiteru získala sonda rychlost kolem 36,4 km/s. Po průletu kolem Jupiteru sonda pokračovala v měření intenzity částic slunečního větru v této části meziplanetárního prostoru a intenzity kosmického záření. V roce 1983 překonala sonda dráhu Pluta a pokračovala ve vědeckých měřeních ve vnějších oblastech sluneční soustavy až do oficiálního konce své mise dne 31. 3. 1997. Potom NASA se sondou navazovala občasná spojení s cílem zkoušení nových telekomunikačních technologií, vyvíjených pro budoucí kosmické mise NASA. Při posledním kontaktu 22. 1. 2003 se sonda nacházela ve vzdálenosti 12,2 mld. km od Země (tj. asi 82 AU (astronomických jednotek)) a signál sondy překonal tuto vzdálenost za 11 hod a 20 min. Sonda Pioneer 10 pokračuje na své pouti mezihvězdným prostorem směrem ke hvězdě Aldebaran v souhvězdí Býka (Taurus) ve vzdálenosti 68 světelných let, kam dorazí za asi 2 mil. let. Na zlaté desce tam nese poselství o tom, kdo jsme my obyvatelé planety Země, ve které části Mléčné dráhy se nacházíme a datum, kdy mise začala. Informace o sondě Pioneer 10 lze nalézt na adrese: http://spaceprojects.arc.nasa.gov/Space_Projects/pioneer/Pnhome.html .

Na rok 2004 se předběžně plánuje další servisní mise k HST, která by měla dalekohled udržet v provozu až do roku 2010, kdy by měl být nahrazen novým teleskopem, nazvaným podle bývalého generálního ředitele NASA Jamese Webba. Servisní mise v roce 2004 je podle současných plánů NASA poslední. Americký kongres si však od NASA vyžádal studii nákladů a potenciálních vědeckých přínosů případné další servisní mise k HST v roce 2007. Taková servisní mise by zajistila, že HST bude operační do doby, kdy bude Webbův kosmický teleskop (JWST) spolehlivě na oběžné dráze. Není totiž vyloučeno, že rozpočet na Webbův kosmický teleskop bude v období let 2005 – 2007, kdy budou práce na teleskopu vrcholit, přetažen o stovky milionů USD. V takovém případě není nějaký časový skluz v realizaci JWST vyloučen. Připomeňme, že JWST je projekt, na kterém s NASA spolupracuje i ESA. Bude mít primární zrcadlo o průměru 6 m, které bude složeno až na oběžné dráze (viz L+K 78 (2002) č. 23, s.1562). Teleskop by měl být citlivý i na infračervené záření, což by mělo dovolit studovat objekty ve velmi vzdáleném Vesmíru. Tato pozorování by mohla přispět například k odpovědi na otázku, zda první hvězdy vznikaly ve shlucích či individuálně a jaký byl mechanizmus jejich vzniku. V počátečním Vesmíru musely totiž hvězdy vznikat jen z vodíku a hélia a teprve fyzikálními procesy v nich vznikaly těžší prvky.

Záblesky gama záření GRB (Gamma Ray Burst) jsou až 100× jasnější než vzplanutí supernovy a obvykle jsou velice krátké, trvají mezi několika milisekundami do 100 s. Dohasínání takového záblesku pak může doznívat až několik dní buď ještě v rentgenovém či optickém spektru. Snahou astronomů je zaregistrovat takový záblesk co nejrychleji, aby bylo možné získat co nejvíce dat z doznívání záblesku a tak se dozvědět více o fyzikálním původu objektu a procesu, který vznik takového záblesku způsobil (viz též L+K 78 (2002) č. 4, s. 241). Např. rentgenová observatoř Chandra byla schopná sledovat po 21 hodin doznívání záblesku GRB 020813 (zaregistrovaného dne 13. 8. 2002) a tak bylo možné zjistit složení prvků, uvolněných do kosmického prostoru při explozi supernovy. Šlo převážně o křemík a síru. Zatím se předpokládá, že při kolapsu jádra velmi masivní hvězdy (kolapsar) se vytváří velmi rychle rotující černá díra a vnější vrstvy původní hvězdy byly vymrštěny do okolí a vytváří tak obálku černé díry. Rotující černá díra je obklopena rotujícím diskem okolní hmoty. Systém černé díry a hmotného disku vytváří lokalizovaný proud ionizovaných částic, vyletujících ve směru osy rotace systému (viz též L+K 78 (2002) č. 10, s. 664). Náraz těchto velice rychle se pohybujících částic s pomaleji se pohybující obálkou hmoty vymrštěné při vzniku supernovy vytvoří nejprve záblesk GRB, lokalizovaný do úzkého kužele, který pak určitou dobu doznívá. Zajímavou skutečností bylo zjištění, že mezi výbuchem supernovy se současným kolapsem jádra hvězdy do černé díry a vznikem GRB došlo k dvouměsíčnímu zpoždění. Důvod pro toto zpoždění není zatím znám.

Pro co nejrychlejší zjišťování GRB byla učiněna následující opatření: na oběžné dráze jsou umístěné družice, registrující GRB. Mezi ně patří družice HETE (High-Energy Transient Explorer) organizace NASA schopná lokalizovat zdroj GRB a předat jeho souřadnice pozemní koordinační síti GRB, která je distribuuje automatickým pozemním teleskopům. O fungování celého tohoto systému informuje i NASA News 03-107 na příkladu gama záblesku GRB 021004, který se objevil 4. 10. 2002. Družice HETE zjistila a lokalizovala záblesk a informovala síť pozorovatelů během několika vteřin, kdy záblesk ještě dozníval. Doznívání začal pozorovat automatický teleskop ve Wako v Japonsku, který začal sledovat označenou oblast oblohy 193 s po vzniku záblesku. Nakonec se pozorování dohasínání záblesku účastnilo na 50 observatoří v Kalifornii, Austrálii v Asii a Austrálii. Záblesk GRB 021004 byl zajímavý tím, že dohasínání o značné energii záření trvalo ještě asi 30 min po vzniku záblesku. Analýza výsledků naznačuje, že získaná data podporují výše zmíněný model kolapsaru, kdy došlo ke zhroucení masivní hvězdy v černou díru. Hmotnost hvězdy se odhaduje asi na 15 hmotností Slunce. Sledování doznívání záblesku GRB 021004 bylo zajímavé ještě tím, že během dohasínání došlo náhle ke zvýšení intenzity záblesku a dále že při dohasínání měnilo pozorované světlo barvu. Pro tato dvě pozorování zatím není známé vysvětlení. Detaily pozorování záblesku GRB 021004 byly popsány v časopise The Astrophysical Journal Letters z 1. 2. a 20. 2. 2003.

Velice intenzivní záblesk GRB 030329 byl zaregistrován družicí HETE dne 29. 3. Jelikož jeho rudý posuv je 0,168, odhaduje se jeho vzdálenost na asi 2 mld. světelných let, což je relativně blízko (většina GRB vzniká rannějším Vesmíru). Záblesk trval asi 30 s a ještě asi hodinu po záblesku jeho doznívání odpovídalo intenzitě záření hvězdy 12. hvězdné velikosti.

K detekci a lokalizaci GRB též přispívá astrofyzikální observatoř INTEGRAL (International Gamma Ray Observatory) organizace ESA vypuštěná v říjnu 2002. Observatoř INTEGRAL zatím zaregistrovala každý měsíc jeden GRB záblesk (např.GRB 030227), který se realizoval v části prostoru právě sledovaném jejími čtyřmi přístroji (spektrometr, gama teleskop, rentgenový monitor a optická kamera). Na konstrukci observatoře INTEGRAL se podíleli i specialisté z Astronomického ústavu AV ČR (viz článek R. Hudce v Čs. Čas. Fyz. 52 (2002), č. 4, s. 218).

Existuje sice řada nepřímých důkazů o tom, že skrytá nezářivá hmota (dark matter) ve Vesmíru existuje, ale její detekce by byla základním krokem v poznání stavby našeho Vesmíru. Aby bylo možné navrhnout a zkonstruovat takový detektor tzv. chladné skryté nezářivé hmoty, které ve Vesmíru asi 23%, je nutné mít fyzikální představu o tom, jaký typ částic takovou hmotu tvoří. Astronomická pozorování a částicová fyzika obecně naznačují, že částicemi skrytou nezářivou hmotu nemohou tvořit protony, neutrony či černé díry, vzniklé z protonů a neutronů. Standardní model částicové fyziky tak nedává odpověď na tuto otázku. Je však možné hledat odpověď v rozšíření Standardního modelu, což jsou supersymetrické teorie. Supersymetrie postuluje, že ke každé známé elementární částici existuje její těžší “superpartner”. Elementární částicí tvořící skrytou nezářivou hmotu by mohla být hypotetická částice, zvaná neutralino, která je nejlehčí ze “superčástic” a na kterou se těžší superčástice mohou rozpadat. Je stabilní a nenese náboj takže na ni nepůsobí elektromagnetické pole (tj. ani světlo). Teorie předpokládá, že s normální hmotou neutralino interaguje nejen gravitačně, ale i tzv. slabou nukleární interakcí. Proto je naděje, že by neutralino mohlo předávat energii normální hmotě a tak projevit svou existenci. Jelikož skrytá nezářivá hmota dominuje naší galaxii, lze předpokládat, že difunduje mezihvězdným prostorem jako plyn. Jelikož naše sluneční soustava obíhá střed naší galaxie, Mléčné dráhy, rychlostí 220 km/s, lze předpokládat, že Země prolétává oblakem této nezářivé hmoty. Podle teorie lze spočítat, že se v jednom kilogramu normální hmoty uskuteční za jeden den 0,0001 – 0.1 srážek se skrytou nezářivou hmotou. Takové srážky lze v podstatě registrovat a to buď jako zvýšení teploty detektoru nebo prostřednictvím ionizace atomů detektoru. Uvažuje se tedy o detektorech operujících při teplotách 25 milikelvinů, které mají dostatečnou citlivost pro zjištění zvýšení teploty v různých částech detektoru. Detektor by se skládal z individuálních detektorů o hmotnostech do 1 kg, které by tvořily dostatečnou hmotnost pro detekci signálu. Kinetická energie atomů látky, získaná srážkou s neutralinem, by se projevila jako zvýšení teploty systému. První detektor tohoto typu, umístěný v dole v Minnesotě, by měl být letos uveden do provozu. Druhá zmíněná metoda je využití kinetické energie atomu, získané srážkou se skrytou hmotou, na ionizaci okolních atomů. Např. v kapalném xenonu je možné popsaným procesem vybudit tzv. scintilační záření, které lze registrovat. Pro zvýšení citlivosti je nutné detektory chránit před kosmickým zářením a vyčistit je od radioaktivních příměsí. Očekává se i sezónní variace signálu, kdy v letním období (na severní polokouli) bude signál o několik procent silnější, neboť se orbitální rychlost Země přidává k oběžné rychlosti naší planetární soustavy kolem středu Mléčné dráhy a tak proud skryté nezářivé hmoty bude větší. Naopak v zimním období (na severní polokouli) se oběžná rychlost Země odčítá od rychlosti planetární soustavy a signál bude nižší.

Případná registrace skryté nezářivé hmoty na základě modelu supersymetrické teorie by tak byla významným výsledkem, který by jednak ověřil platnost supersymetrické teorie a jednak by objevil 23% hmoty Vesmíru. Nepodaří-li se nic objevit, bude třeba hledat nové teorie. Podrobněji o detekci skryté nezářivé hmoty se lze poučit v článku “Hledání skryté hmoty” (The Search for Dark Matter) publikovaném v Scientific American (2003), č. 3, s. 50-59, jehož autorem je D. B. Cline.

(lek)

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

www.spacefligthnow.com , www.spacedaily.com , www.space.com (leden – březen 2003).

Publikováno v časopise Letectví a Kosmonautika 79 (2003) č. 11, s. 700 - 703; č. 12, s. 766 - 769; č. 13, s. 868 - 869.