(4. čtvrtletí 2003)

Orbitální kosmoplán

Americký orbitální kosmoplán OSP (Orbital Space Plane) je zatím plánován jako prostředek, který bude sloužit k dopravě či v případě nutnosti k záchraně kosmonautů na Mezinárodní orbitální stanici ISS. Co se týče jeho koncepce, ještě nebylo rozhodnuto, půjde-li pouze o návratovou kabinu typu kosmické lodi Apollo nebo o okřídlenou kosmickou loď případně nějaký hybrid těchto dvou variant. Předpokládá se, že OSP bude již od roku 2008 posádce ISS k dispozici jako záchranná kosmická loď (s dobou životnosti 9 měsíců) a že bude schopen dopravy posádky na stanici a jejího návratu od roku 2012. Plánuje se, že OSP bude vynášen do kosmu jednorázově použitelnými raketami Atlas 5 nebo Delta 4. OSP bude vybaven záchranným systémem, umožňujícím záchranu posádky během startu a celého motorického letu k orbitální stanici. Při návratu posádky od stanice bude OSP schopen návratu zemskou atmosférou i bez aktivního řízení po balistické dráze. Předpokládaná cena vývoje OSP do roku 2009 se pohybuje mezi 11 a 13 mld. USD.

V aerokosmických kruzích USA probíhala široká diskuze o koncepci OSP. Kritikové OSP ve formě návratové kabiny argumentují, že jde o návrat do 60. let minulého století. Na druhé straně vývoj návratové kabiny by mohl být celkem rychlý. Záchranný systém, který nesla kabina Apollo, byl schopen pracovat od startu až do velkých výšek. Také v případě, že by se USA rozhodly vrátit se na Měsíc, by byla návratová kabina vhodná a celkem by šlo o nejjednodušší řešení. Pokud by se uvažovalo o výpravách dále než na Měsíc, pak by stálo zato volit komplexnější kosmický dopravní prostředek. Koncepce OSP bude nepochybně také ovlivněna případným rozhodnutím americké administrativy o budoucích cílech americké kosmonautiky. Agenturní zpráva UPI z 8. 1. 2004 naznačuje, že by takové zásadní rozhodnutí mohlo být v nejbližší době učiněno.

Prioritním požadavkem, který OSP musí splňovat, je zabezpečení posádky v případě přerušení startu. Pro zkoušky záchranného systému vyvinula firma Lockhed Martin tzv. demonstrátor pro záchranu posádky při přerušení startu PAD (Pad Abort Demonstrator). Jde o těleso o hmotnosti kolem 15 000 kg, délky 10,2 m a průměru, který se mění od 3 do 4,5 m (viz NASA News 03-359). Demonstrátor by měl být letově stabilní i bez komplexního systému řízení polohy a měl by zajistit bezpečné podmínky pro návrat posádky pomocí padákového systému. Jeho letový profil spočívá asi v 5 s trvajícím motorovém letu, kdy se PAD po přerušení startu odděluje od raketového nosiče. Přitom na posádku působí přetížení asi 6 – 8× vyšší než normální gravitační zrychlení. Po motorovém letu následuje klouzavý let a padákový systém se otvírá při snížení rychlosti na 0,3 rychlosti zvuku. Stabilitu demonstrátoru zkoušela firma Lockheed Martin ve svém vysokorychlostním aerodynamickém tunelu v Grand Paririe v Texasu během září a října. V listopadu a prosinci 2003 proběhlo v Marshallově letovém středisku NASA 14 zkušebních zážehů motoru RS-88 o tahu 250 kN, kdy se celkem realizovalo 55 s chodu motorů. Motor RS-88, poháněný kapalným kyslíkem a etylalkoholem, vyvinula firma Rocketdyne Propulsion and Power patřící společnosti Boeing.

První série padákových zkoušek demonstrátoru se uskutečnila 9. 12. 2003 v armádním zkušebním prostoru u města Yuma v Arizoně. Paleta o hmotnosti 12 500 kg, simulující tvar a hmotnost demonstrátoru, byla shazována z výšky 3 km. Přitom byla zkoušena funkce stabilizačního padáku o průměru 24 m a čtyř hlavních padáků o průměru 47 m každý. Další zkoušky jednotlivých částí záchranného sytému budou zkoušeny ještě v roce 2004.

Kompletní letové zkoušky demonstrátoru se plánují na rok 2005, kdy model záchranné kabiny bude oddělen pomocí čtyř motorů RS-88 od makety OSP a přistane na čtyřech hlavních padácích. Kabina bude obsahovat figuríny s přístroji pro sledování průběhu záchranného letu a jeho vlivu na posádku.

O získání kontraktu se uchází jednak společnost Boeing a dále konsorcium vedené firmou Lockheed Martin spolu s Northrop Grumman, ke kterému se 14. 10. připojila i firma Orbital Sciences Corporation.

Vývoj nového výkonného iontového motoru

V rámci projektu Prometheus vyvíjí NASA výkonný iontový motor, vhodný pro mise ke vzdáleným planetám. Jde o iontový motor HiPEP (High Power Electric Propulsion), kde ionizace pracovní látky xenonu je zabezpečována mikrovlnným ohřevem o příkonu 12 kW. Tato metoda oproti ionizaci, používané v dosavadních iontových motorech dovoluje zvětšení ionizační komory a tudíž i zvětšení objemu ionizovaného plynu. Elektrony jsou z plazmatu odváděny a zbylé ionty proudí ke konci ionizační komory, kde jsou dvě kovové mřížky s rozdílem potenciálů 6kV. Tímto potenciálem jsou kladné xenonové ionty urychleny na rychlost 60 000 – 80 000 m/s (což je i hodnota získaného specifického impulsu motoru). Nadto zvětšení objemu ionizovaného plynu dovolí i zvýšení tahu.

První zkouška modelu tohoto iontového motoru se uskutečnila ve vakuové komoře Glennova výzkumného střediska NASA v listopadu 2003. Jde o první ze série zkoušek, které mají prokázat vhodnost takového motoru pro výzkum sluneční soustavy. V průběhu vývoje se počítá se zvyšováním příkonu až na 25 kW. Je zřejmé, že dlouhodobě lze takové příkony při kosmických misích zajišťovat například nukleárním energetickým zdrojem. Proto je iontový pohon v rámci projektu Prometheus součástí programu Nukleárního elektrického pohonu (NEP) organizace NASA.

Sledovací síť DSN

V letošním roce byla ve sledovací síti kosmických sond DSN (Deep Space Network) organizace NASA provedena řada zdokonalení. Tato opatření byla potřebná proto, že pomocí této sítě je zajišťováno řízení a registrace dat od řady meziplanetárních sond, které jsou v současnosti na svých vědeckých misích. Pomocí systému antén, umístěných nedaleko Madridu ve Španělsku, u města Canberra v Austrálii a poušti Mojave v Kalifornii je zajištěno celodenní sledování vybraných sond. Mezi misemi, sledovanými touto sítí jsou sondy Mars Exploration Rover (MER), sonda Stardust pro sběr meziplanetárního a kometárního prachu, sonda Cassini-Huygens letící k Saturnu a sonda Genesis pro sběr částic slunečního větru. Každý z anténních komplexů ve zmíněných lokalitách obsahuje jednu anténu o průměru 70 m, jednu vysokoziskovou anténu o průměru 34 m, minimálně jednu 34 m anténu s orientovatelnými vysílacími svazky a anténu o průměru 26 m.

Jednou z významných zdokonalení systému DSN byla výstavba nové antény u Madridu. Anténa má průměr 34 m a zahájila svou operační činnost 1. 11. 2003. Tato anténa zvýší sledovací kapacitu roverů MER asi o 70 hod týdně v periodách, kdy je Mars viditelný z Madridu. Jde asi o 33% zvýšení kapacity sledovacího místa, které činilo před uvedením nové antény do provozu asi 270 sledovacích hodin týdně.

Další zdokonalení byla provedena i u dalších antén. Šlo zejména o schopnost současně přijímat a registrovat signály od více sond. Dále byly starší vysílače nahrazeny modernějšími a výkonnějšími.

NASA se též podílela na financování zdokonalení rádioteleskopu s anténou o průměru 64 m u města Parkes v Austrálii, který sice patří australské výzkumné organizaci CSIRO, ale po vylepšení může vypomáhat síti DSN při sledování kritických misí. Hlavním zdokonalením teleskopu byla montáž mikrovlnného systému dovolujícího příjem v pásmu X, běžně používanému při kosmických misích. Výkonnost teleskopu byla zvýšena obložením jeho parabolické antény kovovými panely.

Kosmická turistika

Společnost XCOR Aerospace požádala dne 11. 11. 2003 Federální letecký úřad USA (Federal Aviation Administration (FAA)) o udělení licence pro komerční kosmické starty pro svůj technologický demonstrátor. Jak známo, společnost XCOR vyvíjí raketové letadlo EZ-Rocket, které by dopravovalo cestující do výšek kolem 100 km (viz L+K 78 (2002), č. 1, s. 40). Jeho konstruktérem je R. Rutan. XCOR Aerospace nesoutěží o Cenu X.

O tuto cenu naopak soutěží společnost Scaled Composites s letounem SpaceShipOne jehož konstrukci navrhl B. Rutan (bratr R. Rutana). Jak jsme minule informovali, poslední klouzavý let letounu SpaceShipOne v září vykazoval po oddělení od nosného letadla White Knight aerodynamické nestability. Proto bylo nezbytné upravit zadní část letounu SpaceShipOne a po úpravách se dne 17. 10. přistoupilo k dalšímu klouzavému letu. Chování letounu SpaceShipOne bylo celou dobu zkoušky sledováno TV kamerou v reálném čase. Po zkoušce bylo konstatováno, že se úpravy letounu osvědčily. Dalším cílem zkoušky bylo testování systému zažehování hybridního motoru letounu, i když motor ještě za letu zažehnut nebyl. Pro jistotu se úpravy letounu SpaceShipOne zkoušely při klouzavých letech ze 14. a 19. 11. Jinak v tiskovém prohlášení společnosti Scaled Composites z 29. 11. byly dementovány pověsti o tom, že by se ke stému výročí letu bratří Wrightů měl uskutečnit první let letounu SpaceShipOne na hranici kosmu (viz L+K 79 (2003), č. 24, s.1600). Přesto však stále kolovaly spekulace, že by se letoun, poháněný hybridním raketovým motorem, měl v nejbližší době pokusit překonat rychlost zvuku.

Další, 7. zkouška dne 4. 12., se podobala předchozím zkouškám, jen řízení převzal místo Mike Melvilla zkušební pilot Brian Binnie. Kromě toho byl za klouzavého letu uskutečněno kompletní přezkoušení pohonného systému, kdy hybridním motorem proudil chladný N₂O. Tato zkouška naznačovala, že se blíží první motorová zkouška letounu SpaceShipOne. Nikoliv náhodou bylo pro první motorovou (celkově osmou) zkoušku zvoleno datum 17. 12. 2003, na které připadlo 100. výročí letu bratří Wrightů. Po odhození od nosného letounu White Knight nad pouští Mojave v Kalifornii ve výšce kolem 14 km zažehl pilot B. Binnie hybridní raketový motor a letoun SpaceShipOne začal strmě stoupat. Po 9 s již překročil rychlost zvuku. Po 15 s letu byl motor vypnut a letoun se pohyboval rychlostí kolem 1,2 M (cca 1470 km/hod) a pokračoval ve stoupání pod úhlem 60°. Letoun vystoupal setrvačností až do výšky asi 20,4 km a pak začal klesat. Pilot přestavil aerodynamické prvky letounu do tvaru s maximálním aerodynamickým odporem a v této konfiguraci klesal asi další minutu. Pak přešel opět do klouzavého letu a po 12 minutách zahájil přistání na přistávací dráze na Mojave. Přistání však nebylo úplně hladké. Po dosednutí na dráhu povolilo levé přistávací kolo podvozku a letoun vybočil z přistávací dráhy doleva a dráhu opustil. Naštěstí poškození letounu bylo malé a snad i jednoduše opravitelné.

V každém případě se během tohoto letu podařilo dosáhnout plánovaného cíle, tj. vyzkoušení raketového motoru za letu a překonat zvukovou bariéru. To ocenil i sponzor tohoto projektu, Paul Allen, spoluzakladatel společnosti Microsoft. Při příležitosti tohoto letu P. Allen oficiálně potvrdil, že spolupracuje s B. Rutanem na realizaci letounu SpaceShipOne již od března 2001.

Další tým, soutěžící o Cenu X, kanadský Canadian Arrow, uskutečnil 21. 11. 2003 první zážeh svého raketového motoru, repliky motoru německé rakety A4/V2. Motor, poháněný kapalným kyslíkem a ethylakoholem, vyvinul tah kolem 285 kN se spotřebou paliva 113 kg/s.

Do soutěže se nově zapojila skupina HARC (High Altitude Research Corp.) z Huntsville (Alabama), která dne 22. 11. 2003 představila svou kosmickou kabinu Liberator a informovala o zkouškách svého raketového motoru. Konstrukční návrh motoru získala společnost ze zrušeného projektu raketového nosiče. Kabina Liberator by měla být urychlována startovním stupněm se dvěma motory o tahu 53,4 kN každý, které spalují kapalný kyslík a kerosín. Skupina HARC předpokládá vzlet rakety z plošiny na mořské hladině v Mexickém zálivu případně z oblasti Virgin Islands. Při startovní hmotnosti kolem 4500 kg by měla posádka kabiny Liberátor startovat se zrychlením 2,5 g, které v průběhu letu vzroste až na 5 g. Minutu po startu, ve výšce asi 30 km skončí oba motory svou činnost a startovní stupeň se oddělí a přistane na padácích. Kabina Liberator pak bude pokračovat setrvačností do maximální výšky kolem 107 km, které dosáhne ve třetí minutě po startu. Za 4 min 45 s po startu se na kabině rozevřou aerodynamické brzdy. Asi 7,5 min po startu již kabina sníží svou rychlost na podzvukovou a měla by se nacházet ve výšce asi 10 km. Pak se rozevře padák a kabina by měla přistát na mořskou hladinu asi 15 km od místa startu. Připomeňme, že skupina HARC se koncem roku 2000 pokusila o získání ceny CATS (Cheap Access to Space) pro nevládní organizace, v rámci které se mělo dopravit užitečné zatížení o hmotnosti 2 kg do výšky 200 km. Start rakety z balónu se tehdy nevydařil. Než bylo možné přistoupit k opakování pokusu, termín k získání ceny CATS vypršel a tak se jí nepodařilo žádnému ze soutěžících týmů získat (podrobnosti viz L+K 77 (2001) č.2, s. 106).

Organizátoři Ceny X předpokládají, že by o vítězi soutěže mohlo být rozhodnuto za 7 – 10 měsíců.

V průmyslových kruzích, ve kterých se uvažuje o kosmické turistice při letech na suborbitální dráhu, převládá názor, že bude výhodnější zařazovat letouny, poháněné raketovým motorem, do kategorie suborbitálních vícenásobně použitelných raketových nosičů. Od FAA by se pak žádala licence na jejich provoz spíše v této kategorii než v kategorii komerčních letadel, kde získání licence je náročné a drahé. FAA již má vypracovaný systém udělování licencí na provoz jednorázově použitelných raketových nosičů pro komerční účely i pro provoz vícenásobně použitelných raketových nosičů. V letošním roce FAA již vypracovala metodiku udílení licencí pro provoz suborbitálních raketových nosičů.

H-2A

Zahájení činnosti nové japonské kosmické agentury JAXA (Japan Aerospace Exploration Agency), která vznikla 1. 10. 2003 (L+K 79 (2003) č. 24, s.1601), zatím bylo doprovázeno několika nezdary. Nejprve došlo ke ztrátě družice pro dálkový průzkum Země Midori 2 a dne 29. 11. se nezdařil start rakety H-2A. Úkolem posledního letu rakety H-2A bylo vypuštění dvou průzkumných družic IGS-2a a IGS-2b (Information Gathering Satellites) pro optický a radarový průzkum týkající se zejména vojenských aktivit Severní Koreje.

Start se uskutečnil ze startovního komplexu Jošinobu na ostrově Tanegašima v 04.33 UT. Během prvních 100 s letu je raketa urychlována dvěma velkými urychlovacími motory na tuhé pohonné látky SRB-A, které jsou dlouhé 15 m a mají průměr 2,5 m a bez pohonných látek mají hmotnost 10 400 kg. Podle letového plánu jsou po vyhoření odhazovány v T+1 min 20 s. Podle informací o letu se však jeden z urychlovacích stupňů neoddělil a zůstal zavěšen na prvním stupni rakety. Jeho hmotnost a aerodynamický odpor tak brzdil let celé rakety. V T+6 min došlo k oddělení prvního stupně i s motorem SRB-A a druhý stupeň začal normálně pracovat, ale nacházel se v nižší než předpokládané výšce a měl i nižší rychlost. V T+11 min sice druhý stupeň dosáhl výšky 422 km, která byla blízká plánované výšce na konci práce 2. stupně, ale dosažená rychlost byla nízká a tak bylo zřejmé, že se stabilní oběžné dráhy nedosáhne. Řídící středisko tedy vyslalo signál pro zničení rakety.

Agentura JAXA ihned sestavila komisi pro vyšetření příčin neoddělení urychlovacího stupně SRB-A. Podle neoficiálních zpráv se ale naznačuje, že došlo za letu k přerušení kabelu pro předání povelu k oddělení urychlovacího stupně. Kabel byl pravděpodobně přepálen horkými plyny, které k němu nějak pronikly. Specialisté agentury JAXA spekulují, že mohlo dojít buď k prasknutí spalovací komory nebo propálení trysky jednoho motoru SRB-A a unikající spaliny následně způsobily i destrukci oddělovacího mechanismu stupně.

Další start rakety H-2A byl plánován na počátek roku 2004 s družicí MTSAT 1R (Multi-functional Transport Satellite) japonského ministerstva dopravy, určené ke sledování a řízení letecké dopravy. Zatím je jasné, že start této družice bude odložen do doby, až bude jasné, co neúspěšný start rakety způsobilo. V rámci vyšetřování bylo dne 24. 12. 2003 zahájeno pátrání po zbytcích rakety H-2A na dně Tichého oceánu pomocí dálkově ovládané ponorky, schopné sestoupit do hloubek kolem 6 km.

Poslední Titan 2

Když zpravodajské agentury informovaly, že dne 18. 10. vzlétla ze startovního komplexu SLC-4W na základně Vandenberg AFB raketa Titan 2 s vojenskou meteorologickou družicí DMSP, zdálo by se, že jde jen o běžný start. Ovšem shodou nejrůznějších potíží, které se při přípravách ke startu hromadily a tak vedly k dalším odkladům, došlo k tomu, že se vypuštění družice opozdilo téměř o tři roky. Je tedy zřejmé, že o rutinní start nešlo. Kromě toho to byl, i díky tomuto zpoždění, poslední exemplář rakety Titan 2, který vzlétl. Mohlo by tedy být zajímavé připomenout si události, které tomuto startu předcházely.

Poprvé byla družice DMSP 5D-3-F16 (poslední číslo označuje pořadí vypuštěného exempláře družice typu 5D-3) umístěná na balistickou raketu Titan 2 (23G-9), upravenou na družicový nosič, na startovní rampě SLC (Space Launch Complex) 4W v prosinci 2000. Datum startu bylo naplánováno na 20. 1. 2001. Ten den se vše chýlilo ke startu, ale odpočítávání bylo zastaveno v T-3 min pro problém na pozemním zařízení startovní rampy. Start byl tedy odložen na následující ráno. Druhé odpočítávání se zastavilo v T-28 s, když řídící počítač zaregistroval, že se jeden z ventilů palivového systému rakety neotevřel správně. Později se ukázalo, že ventil pracoval dobře, ale pouze indikátor jeho otevření tuto událost nezaregistroval natolik rychle, aby se tak stalo v tolerancích počítače. Jelikož startovní okno trvalo jen 10 min, už se další pokus o start nestihl. Když se ten den snažili technici na rampě přistavit pohyblivou obslužnou věž k raketě, čidla zaregistrovala ve vzduchu malé koncentrace hydrazinového paliva. K tomu, aby bylo možné odstranit malý únik paliva, bylo rozhodnuto opět start odložit na následující ráno. Ovšem v průběhu noci zjistila pozemní kontrola, že navigační jednotka IMU (Inertial Measurement Unit) družice DMSP se začala chovat eraticky: nejprve vysadily gyroskopy IMU, později se hlavní elektrický zdroj přepnul z hlavního na záložní. IMU hraje důležitou roli při řízení orientace družice při chodu jejího motoru Star 37, který po oddělení od nosiče na suborbitální dráze slouží k dopravě družice na oběžnou dráhu. Proto bylo během února 2001 nutné vyčerpat hydrazinové palivo z nádrží orientačních motorů družice, sejmout družici z nosiče a vrátit ji do montážní haly. Tam se zjistilo, že již při montáži družice došlo k poškození jejího kabelového rozvodu, což ve svých důsledcích vedlo i k problémům s IMU. Další datum startu bylo určeno na listopad 2001, ale bylo potřebí dalšího odkladu vzhledem k netěsnosti těsnění turbočerpadel na 1. stupni rakety Titan 2. Tato netěsnost byla důsledkem ročního čekání na start – raketa byla na startovním komplexu již od října 2000. Družice znovu dorazila na startovní komplex koncem roku 2001 a USAF určilo jako datum startu 1. únor 2002. Ovšem při přípravách družice v polovině ledna 2002 se ukázalo, že jeden ze čtyř stabilizačních motorů družice vykázal netěsnosti při vakuovém testu. Stabilizační motory družice o tahu kolem 450 N jednak zajišťují oddělování družice od raketového nosiče a dále zabezpečují orientaci družice při motorovém přechodu ze suborbitální na orbitální dráhu. Družice tedy byla podruhé sejmuta z raketového nosiče a v montážní hale bylo nutné vyměnit celý pohonný systém družice, neboť jeho inspekce zjistila znečistění produkty chemické reakce vzduchu s hydrazinem. Ke kontaminaci zřejmě došlo po prvním vyprázdnění nádrží družice v průběhu února 2001. Startovní rampu však bylo nutné uvolnit pro start družice NOAA-17 (ten se s úspěchem uskutečnil 24. 6. 2002 pomocí rakety Titan 2 (23G-14)) a tak bylo třeba raketu Titan 2 (23G-9) odvézt. Znovu byla na startovní komplex dopravena 6. 10. 2002. Mezi tím se ukázalo, že obvody na mikrovlnném zobrazovacím čidle družice DMSP F17 nebyly dobře sletovány. Pro jistotu bylo rozhodnuto, že stejné čidlo na družici DMSP F16 bude prověřeno a zkontrolováno. Vzhledem k dalšímu očekávanému odkladu byla tedy raketa Titan 2 znovu odvezena ze startovní rampy, aby uvolnila místo dalšímu startu, tentokráte družice Coriolis (start 6. 1. 2003 raketou Titan 2 (23G-4)). Družice DMSP F16 se nakonec vrátila na startovní komplex až v srpnu 2003 s předpokládaným datem startu v polovině září. Ani toto datum startu se nevyužilo pro problémy s gyroskopem navigačního systému rakety Titan 2. Konečně bylo datum startu určeno na 15. říjen 2003. Pro nepříznivé počasí a problém při testování navigační jednotky rakety byl start opět odložen. Nakonec se ale počasí zlepšilo, technické problémy byly překonány a tak konečně v sobotu 18. 10. v 16. 17 UT raketa Titan 2 vzlétla. Za 6 min 30 s se na suborbitální dráze o maximální vzdálenosti 890 km od Země družice od rakety oddělila a v 16.31 UT byl zažehnut motor Star 37, který družici dopravil na heliosynchronní polární dráhu o výšce 850 – 856 km se sklonem 98,8°. USAF má na oběžné dráze dvě primární operační meteorologické družice typu DMSP (Defense Meteorological Satellite Program) a starší dosluhující družice stejného typu jsou používány jako záložní. Družice mají oběžnou dobu kolem 101 min a nad libovolným bodem na povrchu Země prolétají dvakrát denně. Konstelace družic tak každých 6 hodin dodává globální informaci o počasí na celé Zemi. Kromě toho velitelé vojenských sil mají možnost obdržet meteorologická data na tzv. “taktické terminály” přímo z družice při jejím přeletu nad velitelstvím.

Další start letového exempláře F17 meteorologické družice DMSP typu 5D-3 se plánuje na duben 2005 pomocí rakety Delta 4 ze startovního komplexu SLC 6 na Vandenberg AFB a následující exemplář F18 by měl startovat v říjnu 2007 raketou Atlas 5 z upraveného komplexu SLC 3E opět na Vandenberg AFB.

Raketa Titan 2 (23G-9) je jedna ze 14 mezikontinentálních balistických raket, vyřazených po roce 1980 ze služby. Původně byla v pohotovosti jako nosič nukleárních hlavic v období od 1967 do 1986 v podzemním silu na McConnell AFB v Kansasu. Poté byla upravena na raketový nosič menších užitečných zatížení. Úpravy spočívaly v nahrazení navigačního systému dokonalejším, zesílením čelní konstrukce druhého stupně a přizpůsobením pro vynášení družic, které jsou překryty aerodynamickým krytem s vnějším průměrem 3 m rovným průměru rakety.

Šlo o poslední 25. start rakety Titan 2, která sloužila jako nosič družic či kosmických lodí. Je třeba připomenout, že v rámci programu Gemini bylo rakety Titan 2 použito ke startu dvou nepilotovaných a 10 pilotovaných kosmických lodí Gemini. Poslední 14. upravená raketa Titan 2 již nebude použita ke kosmické misi, neboť USAF pro ni nenalezlo užitečné zatížení. Raketa bude patrně využita jako muzejní exponát v muzeu USAF na Wright Paterson AFB v Ohiu jako historická připomínka éry kosmických raket Titan 2.

Západní startovní komplex SLC 4W na letecké základně Vandenberg AFB na pobřeží Tichého oceánu byl používán od roku 1960. Tímto startem tudíž ukončil svou činnost. Výrobce raket Titan, společnost Lockheed Martin, v rámci kontraktu USAF ve výši 3 mil. USD v průběhu příštích dvou let startovní komplex deaktivuje. Budou z něj sejmuty vysokotlaké přívody pracovních plynů a systém plnění pohonných hmot pro rakety Titan 2 a komplex bude definitivně opuštěn. Nedaleký Východní startovní komplex SLC 4E pro mohutné rakety Titan 4B bude naposledy použit v únoru 2005 při vynesení tajné družice Národního úřadu pro průzkum NRO. Poté bude SLC 4E též deaktivován. V roce 2007 nechá USAF z bezpečnostních důvodů strhnout startovní a pohyblivé obslužní věže na obou SLC 4W a 4E. To bude definitivní konec éry kosmických raketových nosičů Titan 2 a Titan 4, jejichž roli převezmou moderní nosiče Delta 4 a Atlas 5, vyvinuté pro USAF v rámci programu efektivnějších jednorázově použitelných raketových nosičů EELV (Evolved Expendable Launch Vehicle).

Atlas 2AS

Dne 2. 12. odstartovala ze startovního komplexu 3 East na základně Vandenberg raketa Atlas 2AS-Centaur a vynesla na oběžnou dráhu kolem Země užitečné zatížení pro Národní úřad pro průzkum NRO. Na první pohled šlo o standardní let s osvědčenou raketou nesoucí družice, o kterých bylo oznámeno pouze to, že jde o družice, patřící do systému NOSS (Naval Ocean Surveillance System). V rámci tohoto družicového systému jde o sledování tisíců civilních lodí po celém světě s cílem zjistit, zda některá z nich by mohla být použita pro teroristické útoky, proti USA. Ovšem pro amatéry, sledující starty tajných družic, bylo zajímavé zjistit, zda při tomto startu byly vyneseny na dráhu 2 nebo 3 družice. Při jedenácti misích NOSS v létech 1971 – 1996 byly vždy současně vynášeny tři družice, které určovaly polohu lodí triangulací. Tyto družice byly vynášeny mohutnými raketami Titan 4. V roce 1999 bylo na základně Vandenberg vybudováno nové zařízení NRO pro přípravu průzkumných družic. Zde byly v roce 2001 připraveny ke startu další družice systému NOSS, které byly vyneseny tentokráte raketou typu Atlas 2AS-Centaur. Tyto rakety byly dosud využívány k vynášení družic na geostacionární dráhu a nikoliv na nižší dráhy, které využívá NRO pro své mise. Nadto se ukázalo, že při startu v září 2001 byly na oběžnou dráhu dopraveny pouze dvě družice a nikoliv tři. Spekulovalo se tehdy, zda nedošlo k poruše a třetí družice se od stupně Centaur neoddělila. Amatéři sledovali, jak se obě družice dostávaly na operační dráhu. Nejprve se nacházely ve vzdálenostech 1500 km, ale postupně se přiblížily na vzdálenost 60 km, což je asi optimální vzdálenost pro lokalizaci lodě se dvěma družicemi.

Start dne 2. 12. 2003 byl tedy amatéry opět se zájmem sledován, aby se zjistilo, kolik družic bude na oběžné dráze uvolněno. Dvěma zážehy stupně Centaur se užitečné zatížení dostalo na dráhu o výšce 1100 – 1200 km se sklonem 63,4° a zde byly nakonec uvolněny opět jen dvě družice. Protože se nepředpokládá, že by v obou případech došlo ke stejné závadě, jde patrně o změnu systému detekce a lokalizace lodí za pomoci pouze dvou družic.

Start z 2. 12. byl i posledním startem rakety Atlas 2AS-Centaur ze základny Vandenberg. Startovní komplex 3 East bude adaptován na vypouštění raket Atlas 5. Během roku 2004 by měly proběhnout základní stavební úpravy, zejména rozšíření současných kanálů pro odvod spalin z raketových motorů při startu rakety a zvýšení pohyblivé startovní věže asi o 10 m. Současně konstrukce na obslužné věži, dovolující přístup k jednotlivým částem stojící rakety budou upraveny na průměr rakety Atlas 5. Na rozdíl od Cape Canaveral, kde se rakety Atlas 5 montují na pohyblivé plošině uvnitř montážní budovy a na startovní rampu jsou dopravovány několik hodin před startem, se na základně Vandenberg bude užívat klasická příprava ke startu, kde je raketa montována přímo na startovní rampě, chráněná pohyblivou montážní věží. Předpokládá se, že startovní komplex pro rakety Atlas 5 bude připraven někdy v druhé polovině roku 2005.

Start rakety Atlas 2AS-Centaur byl ještě zajímavý i tím, že se uskutečnil téměř přesně 40 let po prvním použití prvních kryogenních motorů RL10A-3 dne 27. 11. 1963. Připomeňme, že společnost Pratt & Whitney, která motory RL10 vyrábí, zatím vyvinula 9 modelů těchto motorů. Zatímco první typy RL10A-3, používané na raketách Atlas-Centaur II měly tah kolem 80 kN, současná série RL10A-4 dosahuje tahu asi 92,5 kN a varianta RL10B-2 s vysunovatelným expansním nástavcem trysky z uhlíkového kompozitu dosahuje tahu až 110 kN. V současné době vyvíjí firma Pratt & Whitney další variantu tohoto motoru, RL60, s tahem 300 kN (L+K 79 (2003) č. 23, s. 1532). Při letech v kosmickém prostotu na 350 motorů uskutečnilo kolem 625 zážehů a pracovalo asi 555 hod.

Přímo v den stého výročí prvního letu motorem poháněného letadla bratří Wrightů, 17. 12. 2003, odstartovala ze startovního komplexu 36B na mysu Canaveral raketa Atlas 3B a vynesla na dráhu přechodovou ke geostacionární telekomunikační družici UFO-11 pro americké námořní síly. Ani při tomto startu kryogenní motor RL10A-4 stupně Centaur nezklamal.

Program X-43 s náporovým pohonem

Organizace NASA zahájila svůj program vývoje náporových motorů s nadzvukovým spalováním (scramjet) pod názvem Hyper-X již v roce 1996. Tento program měl za úkol převést technologie náporových motorů z laboratorních zkoušek do letových experimentů. Proto byl zkonstruován demonstrátor X-43A pro zkoušky nadzvukového spalování v motoru za skutečného letu. Aby vůbec došlo nastartování režimu nadzvukového spalování v motoru X-43A, je třeba, aby byl demonstrátor urychlen na nadzvukovou rychlost. Proto byl demonstrátor o hmotnosti kolem 1400 kg umístěn na modifikovanou raketu Pegasus společnosti Orbital Science Corporation (OSC), jejímž úkolem bylo urychlit těleso X-43A na zhruba sedminásobnou rychlost zvuku.

První pokusný let se uskutečnil 2. 6. 2001. Raketa Pegasus byla odhozena z upraveného letadlového nosiče B-52 asi ve výšce 7,2 km. Motor rakety Pegasus se zažehl asi 5 s po odpoutání od B-52 a podle plánu po 8 s horizontálního letu začal nabírat výšku. V tom okamžiku však začala raketa ztrácet stabilitu a došlo k oscilacím konstrukce. V důsledku vzniku velkých aerodynamických tlaků došlo k odlomení řídící aerodynamické plochy a tudíž i ke značnému odklonu od plánované dráhy. Bylo tedy nutné zničit raketu dálkovým povelem. Trosky i s tělesem X-43A dopadly do Tichého oceánu, kde se nachází v hloubce asi 360 m. Nebyl učiněn pokus jej vylovit.

NASA hned po havárii ustanovila vyšetřovací komisi pro zjištění příčin havárie rakety Pegasus (L+K 76 (2001) č. 15-16, s. 1054). Tato komise vydala o výsledcích svého vyšetřování zprávu v červenci 2003, jejíž část, určená veřejnosti se nachází na adrese: http://www.nasa.gov/pdf/47414main_x43A_mishap.pdf . Komise nenalezla jedinou příčinu havárie, ale konstatuje, že řídící systém rakety nebyl schopen vést raketu po plánované dráze. V tepelné izolaci rakety Pegasus a jejích křídel byly totiž učiněny změny, ale tyto změny nebyly dodatečně vyzkoušeny v aerodynamickém tunelu a pro řídící systém se použilo dat, získaných na modelech před těmito změnami. Úprava tepelné izolace ale vedla ke změnám aerodynamických vlastností rakety Pegasus a její konstrukce tak byla vystavena aerodynamickému zatížení převyšujícímu bezpečnostní koeficienty. Zpráva naznačuje, že kdyby NASA věnovala přípravě prvního letu X-43A větší pozornost, jistě by sama zjistila kritické chyby v úpravách rakety. I když se to ve zprávě tedy přímo neříká, program X-43A tedy opět trpěl nedostatkem financí, což přispělo k tomu, že se potřebné zkoušky v aerodynamickém tunelu neprovedly v dostatečném rozsahu.

Závěry a doporučení komise umožnily, aby NASA mohla pokračovat v experimentech a naplánovat druhý pokus s tělesem X-43A. NASA měla totiž k dispozici ještě dva další exempláře tělesa X-43A, které byly pro zkoušky s nadzvukovým spalováním vyrobeny. Cílem druhé zkoušky bylo zejména otestování funkce náporového motoru s nadzvukovým spalováním. Teprve při zkoušce třetího tělesa je plánováno dosažení desetinásobné rychlosti zvuku.

Z bezpečnostních důvodů bylo rozhodnuto, že se druhý pokus s tělesem X-43A uskuteční nad oblastí Tichého oceánu v blízkosti jižní Kalifornie, kde působí Vojenské námořní středisko pro zkoušky zbraňových systémů. Po ukončení pokusu těleso dopadne do moře, kde se potopí.

Před uskutečněním druhé zkoušky se 26. 1. 2004 uskutečnil zkušební let nosiče B-52 se zavěšenou soustavou Pegasus a X-43A jako příprava před vlastní zkouškou, plánovanou na 21. 2. Ovšem při přípravách ke zkoušce došlo dne 11. 2. k anomálii ve chování ovladače aerodynamického kormidla rakety Pegasus, který jej náhle vychýlil do krajní polohy až k mechanické zarážce s takovou silou, že výsledné kroutící momenty dosáhly hodnot převyšujících hodnoty, na které byl systém kvalifikován. Bylo proto rozhodnuto odložit letovou zkoušku až na březen s tím, že ovladač bude vyměněn a že bude nutné zjistit, proč k tomuto chování došlo. Dále technici využili odkladu k vyladění a optimalizaci autopilota rakety Pegasus na základě posledních zkušebních dat.

Nakonec bylo vše k druhému pokusu připraveno ke konci března a druhá letová zkouška byla naplánována na 27. 3. Toho dne tedy upravený bombardér B-52B odstartoval ze základny Edwards AFB v Kalifornii a zamířil nad Tichý oceán. Ve 22.00 UT, když se nacházel ve výšce 12 km a ve vzdálenosti asi 80 km od pobřeží, došlo k odhození zavěšené rakety Pegasus s tělesem X-43A. Po 5 s volného pádu byl zažehnut motor rakety Pegasus, která pak začala stoupat. Po 80 s motor rakety Pegasus dohořel ve výšce 28,5 km při rychlosti asi 2,22 km/s (kolem 6,5 Mach). V tom okamžiku byl spuštěn náporový motor tělesa X-43A. Přenášená data potvrzovala další urychlování tělesa vlastním pohonem a též dosažení zhruba sedminásobné rychlosti zvuku na konci činnosti motoru, která skončila po 10 s vyčerpáním zásoby vodíkového paliva, plánované pro tento let. Řízení letu pak získalo další dodatečná data z klouzavého letu X-43A k mořské hladině a jeho dopadu do Tichého oceánu 10 min. po startu ve vzdálenosti asi 720 km od kalifornského pobřeží.

Již 31. 3. bylo provedeno předběžné zpracování dat, získaných za letu. Data potvrzují, že scramjet skutečně urychloval těleso X-43A při rychlosti v okolí 7 Mach (přesné hodnoty rychlosti nebyly přímo zveřejněné, hodnoty, uváděné v této informaci jsou tedy jen odhady). Úspěchem bylo i oddělení rakety Pegasus za působení vysokých dynamických napětí, působících na dvě osově nesymetrická tělesa. Na základě prohlídky dat se ovšem též konstatovalo, že došlo k jistým odlišnostem v chování tělesa za skutečného letu od předpokládaného chování, odvozeného z měření v aerodynamickém tunelu. To potvrzuje nezbytnost letových testů těchto strojů.
NASA i USAF si od pohonu s použitím náporových motorů slibují možnost efektivnější dopravy do kosmického prostoru, neboť při využití atmosférického kyslíku není nutné vybavovat dopravní prostředky nádržemi s okysličovadlem. V současnosti však není zcela zřejmé, budou-li zkoušky s těmito motory v nejbližší budoucnosti pokračovat. V říjnu 2003 NASA sice udělila firmě Allied Aerospace Industries kontrakt ve výši 150 mil. USD na vývoj nového demonstrátoru X-43C (NASA News C03-II). Těleso X-43C mělo nést nový náporový motor pracující jak v režimu podzvukového (ramjet), tak nadzvukového (sramjet) spalování. Místo vodíkového paliva by byl náporový motor poháněn uhlovodíkovým palivem využívaným k ochlazování motoru.

Ovšem v rámci nové orientace NASA vyhlášené prezidentem Bushem dne 14. 1., podle které by mělo dojít k obnovení pilotovaných letů na Měsíc a případně dále, bylo z finančních důvodů nutné, aby NASA změnila své priority a zreorganizovala svůj výzkumný program. Proto NASA dne 18. 3. oznámila ukončení některých svých programů, souvisejících s vývojem vícenásobně použitelných kosmických dopravních prostředků a také vývoj zmíněného nového demonstrátoru X-43C.

Ramjet: nasávání   difuzor   spalovací  tryska
        vzduchu               komora
        

Scramjet: nasávání   spalovací    tryska
          vzduchu     komora
        

Slunce

V průběhu října vznikla na Slunci dvě dynamická centra, kde docházelo ke shlukování slunečních skvrn. Ze slunečních skvrn vystupují siločáry magnetického pole Slunce nad jeho povrch a mohou tak být zdrojem výronu slunečního plazmatu. Jedno z těchto center vytvořilo velkou sluneční skvrnu, asi 10× větší než Země. Specialisté ze Střediska pro kosmické prostředí americké organizace NOAA (National Oceanic and Atmospheric Administration) proto předpokládali, že v této oblasti, označované jako Oblast 486, vznikne sluneční protuberance. Sonda SOHO skutečně zaregistrovala dne 21. 10. dvě mohutné protuberance, doprovázené erupcemi, při kterých vylétlo ze Slunce směrem k Zemi množství nabitých částic. Ovšem další a to jedna z nejmohutnějších protuberancí vznikla 29. 10. a výron sluneční hmoty, který tuto protuberanci doprovázel, shodou okolností opět mířil k Zemi. Dopadající nabité částice mohou mít negativní vliv na geostacionární telekomunikační družice, na šíření rádiových vln atmosférou Země, případně na pozemní elektrická vedení. Jejich zvýšená koncentrace v zemském magnetickém poli vede ke vzniku polárních září.

Někdy může nastat i případ, že magnetické pole přilétajících shluků nabitých částic slunečního větru lokálně kompenzuje zemské magnetické pole. V oblasti zkompenzovaného magnetického pole pak nabité částice dopadají do horní atmosféry a budí ultrafialové záření, které je pro lidské oko neviditelné. Může jej však zaregistrovat ultrafialové čidlo některé z družic. Tato situace nastala počátkem prosince 2003, kdy ultrafialové čidlo na družici IMAGE pro studium magnetopauzy a výzkum polárních září takovou ultrafialovou polární záři zaregistrovalo. Současně konstelace čtyř družic Cluster, pohybující se na dráhách nad dráhou družice IMAGE zjistila, že v místech detekce ultrafialové polární záře proudí nerušeně do zemské atmosféry proud slunečních iontů. Tato pozorování ukazují, že nejen že může docházet ke kompenzaci zemského magnetického pole na jeho hranici ve výškách kolem 60 000 km, ale že taková kompenzace může přetrvávat celé hodiny. Zemské magnetické pole tedy není zcela neprodyšným štítem proti slunečnímu větru, ale naštěstí je doplňováno hustou zemskou atmosférou.

Observatoř SOHO, nacházející se v libračním bodě L1 ve vzdálenosti asi 1,5 mil. km od Země na spojnici Země – Slunce, byla z bezpečnostních důvodů uvedena do bezpečnostního módu, kdy jsou vypnuty její vědecké přístroje. Také astronauti, nacházející se v tomto období na Mezinárodní kosmické stanici ISS, se přesunuli do té části stanice, poskytující maximální ochranu před radiací. Shodou okolností dne 25. 10. japonská družice pro dálkový průzkum Země AEOS 2 (Midori 2) se nejprve přepnula do bezpečnostního módu a přestala vysílat vědecká data. Později došlo k nepravidelnostem v komunikaci družice s pozemní stanicí a pak k úplnému přerušení přijmu telemetrie z družice. Na tiskové konferenci dne 31. 10. oznámili představitelé japonské kosmické agentury JAXA, že se s družicí Midori 2 už nepodařilo navázat žádné další spojení a že družice je ztracena. Pravděpodobným důvodem selhání družice je porucha v elektrickém systému napájení družice ze slunečních článků. Příčinou této poruchy může být zvýšená sluneční aktivita, ale není to zcela jisté. Při geomagnetické bouři, která vznikla dne 29. 10. jako důsledek masivní sluneční erupce, došlo i na další japonské retranslační družici DRTS (Data Relay Test Satellite), známé pod jménem Kodama, k přepnutí do bezpečnostního módu. Družice Kodama zabezpečuje z geostacionární dráhy přenos dat z družic na nižších drahách do pozemního střediska. Naštěstí družice stále komunikuje s pozemním střediskem a tak je naděje na obnovení její činnosti po skončení geomagnetické bouře.

Ovšem aktivní oblast 486 na Slunci se neuklidnila ani počátkem listopadu. Naopak, 4. 11. zde došlo k jedné z nejmohutnějších zatím registrovaných erupcí. Jasnost této protuberance na rentgenových vlnových délkách byla označena jako X28. Částice, které byly touto protuberancí uvolněny ze sluneční koróny, opouštěly sluneční povrch rychlostí 2300 km/s. Rentgenové detektory na družici GOES, která sluneční aktivitu monitoruje ze zemské oběžné dráhy, byly zahlceny. Naštěstí erupce nemíří přímo na Zemi, která tak byla tentokráte od přímých důsledků erupce částečně uchráněna. Poznamenejme, že podle intenzity rentgenového záření jsou protuberance označované písmenem X velice silné a značně ovlivňují i procesy v horních vrstvách zemské atmosféry, což vede například ke komunikačním problémům a dlouhodobým radiačním bouřím. Protuberance označované písmenem M jsou střední síly a jejich vliv na zemi se omezuje jen na polární oblasti. Protuberance typu C jsou slabé, bez významnějších účinků na Zemi.

Vliv protuberance ze 4. 11. byl zaregistrován i kosmickými sondami. Nabité částice dostihly sondu Mars Express a na 15 hodin zahltily dvě hvězdná čidla sondy. Naštěstí se tato okolnost obešla bez trvalých následků a když klesla intenzita radiace, čidla opět pracovala bez poruch.

Sonda Cassini zaregistrovala rádiové vlny, emitované elektrony z protuberance. Elektromagnetické záření, emitované elektrony, dostihlo sondu, nacházející se ve vzdálenosti asi 8,7 AU (1AU je rovna vzdálenosti Země – Slunce, tj. asi 150 mil. km), za 69 min. Jak se energie elektronů snižuje, snižuje se i frekvence vysílaných vln.

Pro specialisty na sluneční aktivitu však není příliš překvapující, že se sluneční aktivita, doprovázená protuberancemi a erupcemi náhle zvýšila v období, kdy od maxima sluneční činnosti, opakujícího se s periodou 11 let, uplynulo již asi 3,5 roku. Z historických záznamů se ukazuje, že velké protuberance mohou vznikat i po slunečním maximu. Jsou důsledkem dokončování reorientace slunečního magnetického pole, tj. záměny severního a jižního magnetického pólu. Tato reorientace nastává postupným vznikem domén opačné polarity. Ovšem i po dokončení reorientace magnetického pole mohou v některých oblastech zůstávat domény opačné magnetické orientace, které zanikají se vznikem protuberancí. Vznik protuberancí v rovníkových oblastech Slunce přímo souvisí s výskytem slunečních skvrn. Při reorientaci jsou ovšem pozorovány nestability a protuberance i v blízkosti slunečních pólů. Tuto sluneční aktivitu sleduje od roku 1996 již zmíněná sonda SOHO.

Ostatně přesné mechanizmy vedoucí ke vzniku slunečních erupcí se zatím neznají, a tak k nim vlastně může dojít kdykoliv. Rentgenové sluneční záření je sledováno zatím jen 35 let, což jsou vlastně jen tři sluneční cykly a tak zatím nelze vyvodit dobré statistické závěry z tak málo pozorování.

Další dlouhodobá pozorování sluneční aktivity zajišťuje ze vzdálené dráhy kolem Slunce, vedoucí nad jeho póly, sonda Ulysses (Odyseus). Ta zahájila svůj první oběh kolem Slunce v roce 1992 a skončila jej v roce 1998. V tomto časovém období bylo Slunce klidné, ale po roce 1998 se sluneční aktivita zintensivnila, jak se blížilo její maximum, dosažené na přelomu let 2000/2001. Sonda pozorovala i tzv. sluneční vítr, proud nabitých částic emitovaný ze Slunce, který dolétá daleko za dráhy vnějších planet a za rezervoár periodických komet, známý jako Kuiperův pás. Tam končí oblast ovlivňovaná Sluncem, tzv. heliosféra, která je vyplněna částicemi slunečního větru. Na hranici heliosféry dochází k vyrovnání tlaku slunečního větru a mezihvězdného prostředí a to je reálná hranice našeho slunečního systému. V této oblasti rychlost slunečního větru klesá, neboť se zde částice slunečního větru sráží s meziplanetární hmotou. Specialisté předpokládají, že jde o značně turbulentní zónu, která se prozradí změnami v koncentraci nabitých částic a změnami v magnetickém poli. Očekává se, že nějaké informace o této oblasti přinese sonda Voyager 1. Odborníci soudí, že se Voyager 1 v současnosti v této hraniční oblasti heliosféry nachází.

Data ze sondy Ulysses dále ukázala, že sluneční koróna je strukturovaná a sluneční vítr vyletuje podél hranic těchto struktur. Překvapivým zjištěním bylo i to, že rychlost vyletujících částic slunečního větru je nepřímo úměrný teplotě koróny. To je zcela neočekávané zjištění, neboť teorie zatím očekávala úměrnost mezi rychlostí částic a teplotou koróny. Výsledky pozorování sondy Ulysses byly publikovány v časopise Science ze 14. 11. 2003, str. 1165 týmem autorů, který vedl L. Lanzerotti.

Intenzivní sluneční aktivity se projevily i v minulosti. Legendární je mohutná sluneční erupce z 1. 9. 1859 (NASA News 03-344). Magnetická porucha ze Slunce tehdy částečně zkompenzovala zemské magnetické pole a množství elektricky nabitých částic proniklo do horní atmosféry Země. To ovlivnilo telegrafní sítě jak v USA tak v Evropě, na některých sítích došlo díky zvýšení indukovaného elektrického napětí došlo zkratům, případně k následným požárům. Ovšem v té době se telegraf používal teprve 15 let a telegrafní společnosti ještě s těmito efekty neměly zkušenosti. V březnu 1989 zase sluneční bouře, slabší než z roku 1959, způsobila výpadek elektrické rozvodní sítě elektrárny Hydro-Quebec v Kanadě na 9 hodin. Sluneční bouře v roce 1994 způsobila poruchy dvou telekomunikačních družic a přerušila přenos televize a rozhlasu po celé Kanadě.

Voda na Měsíci

Sonda Prospektor zaregistrovala v roce 1998 pomocí svého neutronového spektrometru velké koncentrace vodíku zejména v oblastech měsíčních pólů (L+K 75 (1999), č. 18, s. 1168). Spekulovalo se, že by tento vodík se mohl nacházet ve formě ledu v tlustých vrstvách na dnech kráterů v okolí pólu, kam nikdy nedopadá sluneční záření. Pro ověření této hypotézy se použilo sondáže měsíčního povrchu rádioteleskopem v Arecibo na vlnové délce 70 cm, která proniká do hloubky až 5 m pod povrch. Rádioteleskop sondoval dna kráterů Shoemaker a Faustini na jižním měsíčním pólu a kráter Hermite a menší krátery v oblasti kráteru Peary na severním měsíčním pólu. Tato sondáž však nepřinesla pozitivní výsledek, žádná souvislá vrstva ledu (kolem 1 m) v měsíčních polárních oblastech zatím nebyla nalezena. Podobný výsledek byl již před časem získán na observatoři Arecibo při použití rádiových vln na délce 12 cm, pronikajících asi do metrové hloubky pod měsíční povrch. Radarová sondáž pro hledání ledu je výhodná díky tzv. koherentnímu zpětnému odrazu. Rádiové vlny totiž prochází snadno vrstvou ledu v blízkosti teploty tání a silně se odráží na poruchách a nepravidelnostech v ledové vrstvě. Naopak měsíční hornina radarové vlny silně absorbuje a neposkytuje tak silný zpětný odraz. Detaily radarové sondáže rádioteleskopem v Arecibo jsou popsány týmem badatelů, který vede B. Campbell v článku nazvaném “Long-Wavelength Radar Probing of the Lunar Poles”, který vyšel v časopise Nature (13. 11. 2003). V závěru článku se konstatuje, že pokud na měsíčních pólech led skutečně existuje, nepůjde o souvislé vrstvy ledu, které byly rádioteleskopem v Arecibo pozorovány například ve stíněných kráterech na Merkuru. Na Merkuru jsou totiž vrstvy o tloušťce kolem 1 m pod tenkou vrstvou prachu. Rozdíl mezi Merkurem a Měsícem je snad v tom, že na Měsíc dopadlo méně komet s ledovým jádrem než na Merkur nebo že Měsíc neudrží na svém povrchu led tak, jako Merkur. Led na Měsíci může tedy být zřejmě pouze rozptýlen v měsíční hornině. K vyjasnění této otázky by snad mohla přispět sonda SMART 1, speciálně určená k hledání vody na Měsíci.

Aktuální výsledky radarové sondáže a hledání vody na Měsíci vyvolaly patřičný zájem mezi účastníky 5. setkání Mezinárodní skupiny pro výzkum Měsíce ILEWG (International Lunar Exploration Working Group), která se v polovině listopadu konala na Hawaji. Náleziště ledu na Měsíci by mohly totiž být zdrojem vzduchu a vody pro případnou obyvatelnou měsíční základnu. Otázku vody by též mohlo definitivně rozřešit vyslání automatické sondy do oblasti měsíčních pólů. Jiným návrhem, diskutovaným na setkání, byla možnost vybudování automatické observatoře na povrchu Měsíce, tvořené rádioteleskopy na submilimetrových vlnách. Tyto teleskopy by měly za cíl tzv. “molekulární astronomii”, tj. sledování organických molekul v prachových mezigalaktických oblacích. Zatím bylo zjištěno na 120 organických molekul a předpokládá se, že by mohly materiálem, ze kterého snad někde v Galaxii vznikl i život.

Na setkání zazněla i myšlenka, aby NASA obnovila lety na Měsíc. P. Spudis z Laboratoře aplikované fyziky v Marylandu obhajoval tuto myšlenku hlavně z toho důvodu, že po mezinárodní kosmické stanici nemá NASA další program v oblasti pilotovaných kosmických letů a bez významnějšího cíle budou pilotované lety stagnovat. Let na Mars je podle P. Spudise zatím technicky příliš náročný a nelze očekávat, že se na něj v příštím desetiletí získají finance.

Sondy k Marsu

Japonská sonda Nozomi (Naděje) odstartovala k planetě Mars již v červenci 1998. Motorický manévr při průletu sondy kolem Země v prosinci 1998 měl sondu uvést na takovou dráhu, aby k Marsu dorazila již v říjnu 1999. Porucha ventilu manévrovacího motoru však způsobila, že se manévr neuskutečnil podle plánu a nadto došlo ke ztrátě paliva. Proto se pokusil řídící tým sondy nalézt náhradní trajektorii (viz L+K 79 (2003) č. 19, s. 1264), která však prodloužila cestu sondy kosmickým prostorem. To se sondě stalo osudným, neboť sluneční protuberance v dubnu 2002 způsobila zkrat v části systému dodávky elektrické energie. Řídící středisko vynaložilo velké úsilí nalézt způsob, jak sondu na dálku opravit tak, aby bylo možné spustit hlavní manévrovací motor sondy, ale do 9. 12. 2003 se nápravu problémů nepodařilo nalézt. Toto datum bylo totiž kritické k tomu, aby bylo započato s ohříváním motoru sondy tak, aby bylo možné dne 14. 12. zahájit brzdící manévr, který by sondu uvedl na oběžnou dráhu kolem Marsu. Řídícímu středisku se nakonec podařilo pomocí orientačních motorů sondy upravit dráhu tak, aby byla jistota, že nesterilizovaná sonda bezpečně mine planetu Mars. Sonda tedy dne 14. 12. prolétla ve vzdálenosti asi 1000 km nad povrchem Marsu a pokračuje v letu na své dráze kolem Slunce. K nezdarům provázejícím vznik japonské kosmické agentury JAXA se tak přidal další neúspěch.

Dráha sondy Mars Express organizace ESA byla volena tak, aby po oddělení přistávacího modulu Beagle 2 tento modul pokračoval v letu tak, aby vstoupil do atmosféry Marsu. K oddělení přistávacího modulu došlo podle plánu dne 19. 12. 2003 v 08.31 UT. Oddělení bylo provedeno odpálením výbušného nýtu, který uvolnil oddělovací pružinový mechanismus modulu. Přitom došlo jednak k oddělení elektrického konektoru mezi sondou Mars Express a modulem Beagle 2, uvedení modulu do rotace a jeho oddělení. Jelikož modul nemá vlastní manévrovací motor, přesnou trajektorii, navádějící modul Beagle 2 do atmosféry Marsu zajistil motor sondy Mars Express. V okamžiku oddělení a ani následující dvě hodiny nebyla ze sondy Mars Express telemetrická data. Když byl příjem telemetrie obnoven, po asi půl hodiny trvající analýze dat byli inženýři v Řídícím středisku ESA v Darmstadtu schopni potvrdit, že modul Beagle 2 se od sondy v pořádku oddělil. Snímky z monitorovací kamery na palubě sondy Mars Express toto oddělení též potvrdily. Dne 20. 12. provedla sonda Mars Express další motorický manévr, který ji uvedl na dráhu, vhodnou k navedení na oběžnou dráhu kolem Marsu. K úspěšnému navedení sondy Mars Express na oběžnou dráhu pak došlo dne 25. 12. 2003 v 03.21 UT po motorickém manévru v délce 34 min. Rozbor dat ukázal, že se sonda Mars Express zachytila na oběžné dráze kolem Marsu o výšce 3585 – 188 000 km se sklonem 13°. I když největší vzdálenost dráhy byla asi 10× větší, než bylo plánováno, bylo dosažení oběžné dráhy kolem Marsu velkým úspěchem organizace ESA.

Mezi tím přistávací modul Beagle 2 mířil k plánovanému místu přistání v oblasti Isidis Planitia, kam měl podle plánu přistát dne 25. 12. kolem 02.54 UT. S prvním zachycením signálu od modulu Beagle 2 se počítalo téhož dne v 05.15 UT. Zachycení a předání signálu měla zprostředkovat sonda Mars Odyssey organizace NASA, která nad místem přistání přelétala. Ovšem žádný signál od přistávacího modulu se nepodařilo zachytit ani 25. 12., ani v následujících dnech. Specialisté ESA proto začali měnit dráhu orbitální sondy Mars Express tak, aby bylo možné zachytit případné signály modulu Beagle 2. Sonda Mars Express je schopná komunikovat s přistávacím modulem na velmi vysokých (UHF) frekvencích. Asi 4 min trvající zážeh manévrovacího motoru sondy dne 30. 12. 2003 změnil dráhu sondy na polární a další 5 min trvající zážeh dne 4. 1. 2004 snížil výšku dráhy na 250 – 40 000 km. Významným datem pro navázání spojení s modulem Beagle 2 byl 7. leden, kdy orbitální sonda Mars Express měla přelétnout přímo nad předpokládaným místem přistání ve výšce 315 km. Ovšem ani tehdy se však žádný signál z modulu Beagle 2 nepodařilo zachytit.

V každém případě se předpokládá, že sonda Mars Express bude koncem ledna uvedena na operační dráhu o výšce 300 – 11 000 km, ze které její stereoskopická kamera s vysokým rozlišením bude schopná provádět třírozměrnou kartografii povrchu Marsu a její radar, pronikající až 4 m pod povrch planety, bude hledat podpovrchovou vodu či led. Další spektrometry budou studovat povrchové mineralogické složení planety a její atmosféru.

Kosmický infračervený teleskop Spitzer

Jak se předpokládalo (L+K 79 (2003) č. 23, s.1536), koncem října 2003 zahájil kosmický infračervený teleskop NASA svou vědeckou činnost. Původně nazývaný zkratkou SIRTF (Space Infrared Telescope Facility), byl organizací NASA pojmenován jako Spitzerův kosmický teleskop na počest Lymana Spitzera. L. Spitzer (1914 – 1997) se zabýval na Princetonské universitě fyzikou plazmatu mezihvězdnou hmotou a hvězdnou dynamikou. V roce 1946 přišel jako první s myšlenkou umístit velké teleskopy pro studium kosmu mimo atmosféru Země. Tato myšlenka se začala naplňovat vypuštěním velkých observatoří NASA, jako byl např. Hubbleův kosmický teleskop. Na tiskové konferenci dne 18. 12. tedy oznámil generální ředitel NASA S. O´Keefe přejmenování teleskopu SIRTF na Spitzerův kosmický teleskop a představil novinářům první snímky kosmických objektů, získané tímto teleskopem v infračervené oblasti spektra. Například v emisní mlhovině IC 1396 bylo možné rozlišit vnitřní strukturu prachových oblaků díky jejím teplotním rozdílům a objevit horké zárodky vznikajících hvězd. Podobně bylo možné zjistit vznikající hvězdy v prachových oblastech spirálních ramen spirální galaxie Messier 81. Data, získaná z galaxie, vzdálené kolem 3,25 mld. světelných let, ukázala přítomnost vody a malých organických molekul ještě v době před odhadovanou dobou vzniku života na Zemi. Více podrobností o Spitzerově kosmickém teleskopu a jeho výsledcích lze nalézt na internetové adrese http://www.spitzer.caltech.edu/ .

Sonda Stardust

V polovině listopadu 2003 se sondě Startdust podařilo poprvé vyfotografovat svůj cíl, kometu 81P/Wild-2 ze vzdálenosti 25 mil. km. Snímek byl získán navigační kamerou sondy a pro navigátory v Laboratoři tryskového pohonu (JPL) v Pasadeně to bylo celkem překvapení, neboť první snímek komety čekali až počátkem prosince. Dne 18. 11. bylo pozorování komety potvrzeno další sérií navigačních snímků. Toto včasné pozorování komety dovolilo navigátorům přesnější naplánování korekčních manévrů sondy. Na rozdíl od jiných těles sluneční soustavy je obtížné pomocí pozemských optických teleskopů určit přesně dráhu komety, neboť při přibližování ke Slunci nelze pozorovat jádro komety, ale oblak vodních par a prachu, obklopující kometu. Dále dráha komety není v této fázi určována pouze gravitační silou, ale únik plynů z jádra působí na jádro i reaktivní silou, vychylující ji z předpověditelné dráhy.

Korekční manévr sondy byl uskutečněn 3. 12. 2003 s cílem uskutečnit těsný průlet ve vzdálenosti asi 300 km od jádra komety, majícího průměr asi 5,4 km. Sonda vstoupila do kometární kómy – oblaku plynů a prachu, obklopujícího kometu – dne 31. 12. 2003. Těsný průlet se uskutečnil podle plánu dne 2. 1. 2004 v 19.22 UT ve vzdálenosti asi 230 km od kometárního jádra. V tom okamžiku se sonda nacházela ve vzdálenosti 389 mil. km od Země a pohybovala se vůči jádru komety relativní rychlostí 6,1 km/s. Při průletu byla sonda zasažena dvěma výrony prachu a vodní páry z jádra komety, jak o tom svědčí snímky z navigační kamery, kterých sonda pořídila celkem 72. Sonda těsný průlet kolem jádra komety přežila zejména zásluhou ochranných štítů, chránících jak tělo sondy tak její panely se slunečními články. Bez těchto štítů by byla sonda pravděpodobně zničená. Podle telemetrických dat byla první vrstva masivního vícevrstevného štítu proražena asi na 10 místech. Naštěstí další vrstvy štítu již proraženy nebyly.

Primárním úkolem sondy bylo získání vzorků prachových částic z komety. Proto byla sonda vybavena dvoustranným lapačem prachu o průměru 35 cm, který byl z návratového pouzdra sondy vysunut před vstupem sondy do kometární kómy. Na každé straně lapače se nachází 132 buněk, vyplněných aerogelem. Aerogel je porézní křemen (SiO₂) o hustotě ~5 mg/cm³. Jedna strana lapače prachu již byla použita pro zachycování meziplanetárního prachu, druhá část pak byla orientována ve směru pohybu sondy před přiblížením k jádru komety. Je jisté, že lapač zachytil na miliony prachových částic, neboť čidla sondy registrovala dopady částic i na plášť sondy. Kromě lapače, který získával vzorky prachu pro další analýzu na Zemi, měla sonda hmotový spektrometr, schopný okamžitě analyzovat další jím zachycené prachové částice.

Několik minut po těsném průletu kolem jádra komety nasměrovala sonda svou směrovou anténu k Zemi a po asi 30 hodin vysílala data, získaná při průletu. Asi 6 hodin po průletu byl lapač prachu zatažen do návratového pouzdra sondy.

Po průletu kómou komety Wild-2 sonda pokračuje v letu sluneční soustavou a v lednu 2006 se přiblíží k dráze Země. Od sondy se oddělí návratové pouzdro, které dopraví na Zemi nasbíraný prach jak z meziplanetárního prostoru tak z okolí komety. Chemický rozbor získaných částic kometárního prachu může něco naznačit o historii vzniku planetárního systému naší sluneční soustavy někdy před 4,5 mld. let. Komety a planety vznikaly ve stejném období, ale zatímco u planet docházelo v průběhu doby k řadě geologických změn, předpokládá se, že v případě komet k takovým změnám nedocházelo. Komety by tedy měly být nositeli informace o složení materiálu, ze kterého se planety našeho planetárního systému vytvořily.

Kosmický teleskop gama záření Integral

Dne 17. 10. 2003 tomu byl rok, co byla na oběžnou dráhu vypuštěna observatoř organizace ESA, zvaná Integrál a nesoucí na palubě teleskop gama záření. Během své činnosti zaregistrovala laboratoř nový typ kosmického objektu, označovaný jako IGRJ16318-4848 a tvořený binárním systémem složeným buď z neutronové hvězdy nebo černé díry a doprovázené masivní hvězdou. Díky své gravitaci černá díra nebo neutronová hvězda strhuje z doprovodné hvězdy množství plynů, jehož část vytváří kolem neutronové hvězdy zahřátý disk, který září v širokém spektrálním rozsahu vlnových délek od gama záření do viditelného a infračerveného záření. Na rozdíl od jiných podobných systémů, kterých bylo v okolí naší Galaxie zjištěno na 300, je však zjištěný binární systém zřejmě ponořen do hustého oblaku chladného plynu, který pohlcuje kromě vysokoenergetického gama záření ostatní vlnové délky a tak je binární systém neviditelný pro ostatní typy detektorů kromě observatoře Integral. Pro ověření tohoto pozorování byl objekt IGRJ16318-4848 ještě sledován i rentgenovou observatoří XMM-Newton organizace ESA, která je schopná registrovat rentgenové záření o krátké vlnové délce. Pozorování observatoře XMM-Newton skutečně potvrdila, že je pozorovaný objekt skryt uvnitř plynné obálky, která propouští fotony o energii nad 10 keV. Proto pozorování rentgenového a gama záření s nižší energií takový typ objektů nemohla zjistit. Objekt IGRJ16318-4848 byl objeven koncem ledna 2003 a od té doby observatoře Integral a XMM-Newton již objevily další dva podobné kosmické objekty.

Observatoř Integrál sleduje i rentgenové signatury těžších chemických prvků, které se v naší Galaxii postupně vytvářely od dob jejího vzniku pře asi 12 mld. let, kdy byla oblakem vodíku a hélia. V dnešní době je jeden z těchto těžších prvků, radioaktivní hliník, rozšířen po celé Galaxii. Při rozpadu na hořčík se vyzařuje gama záření o energii 1809 keV. Observatoř Integral se zejména soustředila na místa s vyšší koncentrací radioaktivního hliníku, který patrně vznikl ve hvězdách, které později zanikly jako supernovy. Jelikož poločas rozpadu radioaktivního hliníku je asi 1 mil. let, lze tak odhadnout, kolik hvězd zaniklo v nedávné minulosti naší Galaxie. Tento odhad lze vylepšit i sledováním rozpadu radioaktivního železa, které vzniká pouze v jádře supernov. Pokud zdroje koncentrací radioaktivního hliníku a železa koincidují, jde jistě o pozůstatek supernovy. Nevýhodou sledování radioaktivního železa je to, že intenzita jeho záření je asi 6× slabší než intenzita záření radioaktivního hliníku.

Observatoř Integral sledovala i lokalizaci antihmoty v naší Galaxii, která se prozrazuje gama zářením o energii 511 keV. Antihmota v Galaxii vzniká při velmi energetických procesech, v supernovách, urychlených svazcích hmoty v okolí neutronových hvězd a černých děr, záblescích gama záření či srážkách kosmického záření s prachovými oblaky v Galaxii. Předběžná data z Integralu naznačují, že v centru Galaxie je patrně značná koncentrace antihmoty vzniklá patrně z více zdrojů, neboť její charakteristické záření není lokalizováno.

Zde zmiňované výsledky pozorování observatoře Integral byly publikovány ve speciálním listopadovém čísle časopisu Astronomy a Astrophysics ročníku 2003. Připomeňme, že observatoř Integral (International Gama Ray Astrophysic Observatory) je společným programem všech členských států ESA, ke kterým se připojila i NASA, Polsko a Česká republika prostřednictvím Astronomického ústavu AV ČR. Podrobnosti o přístrojích observatoře Integral a o jejím vědeckém programu lze nalézt na adrese http://sci.esa.int/integral/ .

Detekce kosmického záření o vysokých energiích

Dne 21. 10. byl v Argentině umístěn stý povrchový detektor kosmického záření. Je součástí systému detektorů, rozmístěných od sebe ve čtvercové mříži ve vzdálenostech asi 1,5 km od sebe. Systém detektorů tvoří tzv. Observatoř Pierra Augera, která bude sloužit k registraci kosmického záření o vysokých energiích nad 10¹⁹ eV. Současné teorie zatím vysvětlují původ kosmického záření o nižších energií, původ záření o takové energii je zatím nejasný. Kosmické záření tvoří obvykle energetické protony či těžší ionty, přiletující z kosmického prostoru. Pravděpodobnost dopadu částic o takových energiích do atmosféry Země je malá. Proto je třeba vybudovat systém detektorů na velké ploše. Každý detektor obsahuje asi 12 m³ destilované vody. Částice o vysokých energiích, které dopadnou do zemské atmosféry vytvoří spršky sekundárních částic, které se pak sráží s molekulami vody v detektorech a tyto srážky budí tzv. Čerenkovovo záření, registrované fotočidly. Každý detektor je napájen elektřinou ze slunečního článku a získaná data jsou automaticky vysílána k dalšímu zpracování. Jak již bylo zmíněno, pravděpodobnost registrace vysokoenergetického kosmického záření je velmi malá. Proto po dokončení v roce 2005 bude Observatoř Pierre Augera obsahovat na 1600 povrchových detektorů, umístěných na ploše kolem 3000 km² v oblasti argentinské pampy Amarilla asi 1000 km západně od Buenos Aires. Registrace kosmického záření povrchovými detektory bude doplněna několika ultrafialovými teleskopy s vysokým rozlišením, které budou simultánně registrovat ultrafialové záření, vybuzené sprškami sekundárních částic v atmosféře. Některé teleskopy jsou vybaveny 12 zrcadly uspořádanými po obvodu kruhu tak, že detekují záření nad místním horizontem v zorném úhlu 360°. Jelikož má každé zrcadlo rozměr 3,6 m × 3,6 m, je skládáno z menších segmentů. Detektory ultrafialového záření však mohou pracovat za temných nocí, kdy jejich činnost není rušena např. měsíčním svitem.

Observatoř Pierre Augera v Argentině, která bude registrovat kosmické záření, dopadající na jižní zemskou polokouli bude doplněna stejným systémem detektorů ve státě Utah v USA pro detekci záření, které dopadá na severní zemskou polokouli.

Mezinárodní projekt Pierre Auger Observatory o rozpočtu 55 mil. USD je řízen americkou Fermiho laboratoří pro studium elementárních částic v urychlovačích (Fermi National Accelerator Laboratory, zkráceně Fermilab) a účastní se jej na 20 dalších států. Jedním z těchto států je i Česká republika, která je v projektu zastoupena Společnou laboratoří optiky Fyzikálního ústavu AV ČR a University Palackého v Olomouci. Společná laboratoř optiky zabezpečuje výrobu zrcadel pro zmiňované ultrafialové teleskopy. Další podrobnosti o projektu lze nalézt na adrese http://www.auger.org/ a o české účasti na http://www-hep2.fzu.cz/~auger/.

Nové centrum Národního aerokosmického muzea ve Washingtonu

Americké Národní aerokosmické muzeum Smithsonianské nadace ve Washingtonu vybudovalo nové centrum pro trvalé umístění řady letadel a rozměrných kosmických objektů. Centrum, nesoucí název Stephen F. Udvar-Hazy Center bylo postaveno jižně od hlavního terminálu Dullesova mezinárodního letiště ve Washingtonu. Jeho hlavním součástí je hala o ploše 70 611 m² ve které bude umístěno na 200 letadel, doplněná pozorovací věží, ze které bude možné sledovat letecký provoz na Dullesově letišti. Pro asi 135 kosmických objektů zde byl vystavěn Kosmický hangár Jamese S. McDonnella. Mezi vystavovanými objekty zde bude raketoplán Enterpise, který sem byl dopraven již kolem 20. 11. 2003 a kosmická stanice Skylab. Dále zde budou návštěvníkům k dispozici archivy, kino a přirozeně i prodejna dárků a knih s leteckou a kosmonautickou tématikou. Centrum bylo otevřeno dne 15. 12. 2003 v rámci oslav prvního letu motorem poháněného letadla zkonstruovaného bratry Wrightovými. Ovšem Kosmický hangár bude pro návštěvníky otevřen až v roce 2004, neboť k datu otevření se nestihlo nainstalovat všechny exponáty. Kromě toho raketoplán Enterprise bude třeba celkově restaurovat a znovu namontovat části konstrukce náběžné hrany křídla, které si inženýři vypůjčili pro provádění zkoušek účinku dopadu kusů pěnové izolace na náběžnou hranu raketoplánu v rámci vyšetřování havárie raketoplánu Columbia (viz L+K 79 (2003), č. 4, s. 208 a č. 7, s.437).

Restaurovaná bude i kosmická kabina Gemini 6, ve které astronauti Schirra a Stafford uskutečnili v prosinci 1965 první setkání na oběžné dráze s kosmickou lodí Gemini 7, pilotovanou astronauty Bormanem a Lovellem. Kabina Gemini 6 putovala od té doby po různých výstavách a taki bude třeba odstranit počínající korozi. Kromě toho makety některých letových přístrojů budou nahrazeny skutečným zařízením ze sbírek Aerokosmického musea. Opravu a restauraci kabiny Geminy 6 svěřilo Muzeum osvědčenému restaurátorskému týmu v Kansas Cosmosphere and Space Center v Hutchinsonu (viz L+K 69 (1993), č. 5, s. 322), který se osvědčil při řadě restaurací kosmických objektů, například kabiny Mercury - Liberty Bell 7, se kterou letěl V. Grissom na suborbitální dráhu v roce 1961 a která po letu skončila na dně Atlantského oceánu, odkud byla vylovena až za 38 let (L+K 76 (2000), č. 16, s. 1032).

(lek)

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

www.spacefligthnow.com , www.spacedaily.com , www.space.com (říjen – prosinec 2003) a Space News This Week.