Jan Toman

Koncem roku 1996 odstartovaly k Marsu tři kosmické sondy – americký Pathfinder a Mars Global Surveyor, třetí sondou byl ruský Mars ´96, který byl postavený ve spolupráci s Evropskou kosmickou agenturou ESA. Bohužel tato expedice skončila neúspěchem, sondu se nepodařilo po startu navést na meziplanetární dráhu a po několika dnech se zřítila do Tichého oceánu. Byla dodnes posledním pokusem Ruska o vyslání automatu k jiné planetě. ESA naproti tomu přišla s novým ambiciózním plánem na vyslání své vlastní, po sondách Giotto, Ulysses a Huygens čtvrté meziplanetární sondy. Úvodní studijní fáze byla završena koncem roku 1999, kdy byla schválena realizace a financování nového letu k Marsu.

Sonda Mars Express měla získat nové informace o vesmírném sousedovi naší planety jak z orbitální dráhy, tak i přímým měřením na povrchu, kam vysadila přistávací modul Beagle 2 (s lodí Beagle 1 v roce 1831 Charles Darwin prozkoumával méně známé zámořské oblasti naší Země).

Mateřská část sondy byla úspěšně navedena na oběžnou dráhu kolem Marsu, kde provádí plánovaná pozorování. Modul Beagle 2 se však z povrchu Marsu nikdy neozval. O možných příčinách selhání modulu i o doporučeních pro další mise si můžete přečíst v článku Beagle 2 - příběh ztracené mise (L+K 7/2004, L.Lejček).

Mars Express byla důležitou součástí flotily sond vyslané k Marsu v prvním desetiletí 21. století. Jedním z nejdůležitějších úkolů bylo zmapování podpovrchových zásob vody.

V jedenáctidenním startovním okně, otevírajícím se 1. června 2003 odstartoval dne 2. června 2003 v 17:45:24 UT z kosmodromu Bajkonur v Kazachstánu raketový nosič Sojuz-Fregat, který vynesl sondu na oběžnou dráhu kolem Země ve výšce 200 km (2003-022A). Zatímco tři nosné stupně Sojuzu zanikly po vyčerpání pohonných hmot v zemské atmosféře, druhý zážeh horního stupně Fregat navedl sondu na šestiměsíční dráhu k Marsu, potom se od ní rovněž oddělil. Prvním úkolem sondy poté bylo zorientovat se v prostoru pomoci slunečního čidla. Rovněž se vyklopily solární panely a byly zahájeny testy vědeckých přístrojů i jednotlivých podpůrných systémů. Informace byly předávány na stanice ESA v Perthu (Austrálie) a Kouru (Guayana) přes anténu s nízkým ziskem v blízkosti Země, později přes vysokoziskovou anténu, sloužící rovněž pro přenos dat od Marsu. Dva dny po startu, ve vzdálenosti 600 tisíc kilometrů od Země se uskutečnila první korekce dráhy. Sonda se v tu dobu pohybovala prostorem rychlostí 117 000 kilometrů za hodinu (32.5 km/s) vzhledem ke Slunci a 11 000 km/h (3.1 km/s) vzhledem k Zemi. Měla před sebou cestu dlouhou 400 milionů kilometrů.

Do blízkosti červené planety Mars Express přiletěl 25. prosince 2003 (brzy ráno UT). O měsíc dříve, v listopadu byly zahájeny přípravy k oddělení přistávacího pouzdra. Jeho přesné navedení zajistily korekční motorky mateřské sondy, samotné oddělení se uskutečnilo pouhých pět dnů před příletem k Marsu. Tato pozdní separace měla za úkol zajistit co nejvyšší přesnost dosažení zvolené cílové oblasti. Krátce po oddělení Beaglu 2 se poprvé zapálil hlavní motor sondy, který ji vyvedl z kolizního kursu s planetou. Další zapálení tohoto motoru (25.12.2003) navedlo sondu na protáhlou eliptickou dráhu kolem Marsu s apocentrem cca 150 tisíc kilometrů od planety, pericentrem 250 km a sklonem 87° k rovníku. Několikanásobná korekce postupně snížila apocentrum na 11 500 km při shodném pericentru. Po této dráze sonda obletěla planetu jednou za 6,7 hodiny, z čehož přibližně hodinu prováděla pozorování povrchu a atmosféry. Předpokládaná aktivní životnost byla po dobu jednoho martovského roku, tj. 687 dnů pozemských.

Tělo sondy Mars Express má tvar krychle o rozměrech 1,5x1,8x1,4 metru se dvěma protilehle umístěnými křídly solárních panelů o rozpětí 12 metrů. Její celková startovní hmotnost 1042 kg v sobě skrývá:
- vlastní konstrukci těla sondy o hmotnosti 439 kg,
- sedm přístrojů orbitální sekce vážících 116 kg,
- 427 kg dvousložkových pohonných hmot a
- přistávací pouzdro Beagle 2 vážící 60 kg.

Na straně sondy, která je orientovaná směrem ke Slunci je umístěna anténa s vysokým ziskem o průměru 1,8 metru. Z opačné strany jsou vysunuty dvě 20 metrů dlouhé dipólové antény patřící radarovému experimentu. Další dvojici stran zabírá hlavní pohonná jednotka o tahu 400 N, oproti ní je uchyceno přistávací pouzdro. V prostoru je sonda stabilizovaná ve třech osách pomoci osmi motorků s tahem 10N, umístěných v rozích těla sondy. Celková konstrukce je optimalizovaná s ohledem na výběr nosného prostředku – kombinace Sojuz/Fregat nebo americké Delty 2. Sluneční články o celkové ploše 11,42 čtverečních metrů zásobují sondu ve vzdálenosti 1,5 AU příkonem 660 W, systémy sondy pracují s napětím 28V. Hluchá místa při průletu nad noční stranou Marsu jsou vykryta pomoci tří baterii s celkovou kapacitou 64,8 Ah. Se Zemí sonda komunikuje v pásmu X (7,1 GHz) a S (2,1 GHz). Dvě UHF antény jsou určeny pro spojení s pouzdrem Beagle 2. Správnou činnost všech systémů kontrolují dvě jednotky CDU (Control and Data management Units), vědecká data jsou ukládána do pevné paměti s kapacitou 10 Gbitů. Tím nejdůležitějším na palubě sondy však je soubor sedmi vědeckých přístrojů:

1. ASPERA (Energetic Neutral Atoms Analyser)
   Atmosféra Marsu dnes je pouhým stínem oproti tomu, jaká byla před čtyřmi miliardami let, kdy byla svojí hustotou plně srovnatelná s atmosférou Země. Dnes je atmosférický tlak na povrchu pouhých 0,6% ve srovnání se Zemí. Kam se poděl všechen plyn tvořící kdysi atmosféru Marsu? Na to by nám měl právě odpovědět přístroj ASPERA. Jeho hlavním úkolem bude studovat interakci slunečního větru s vrchními složkami atmosféry. Zatímco naši planetu chrání magnetické pole, Mars takový štít nemá, na jeho povrchu se nachází pouze jakési ostrovy s lokálním magnetickým polem. Při interakci se neutrální částice ionizují a jsou strhávány – odváty pryč do kosmického prostoru. Současně však dochází k odpařování vody z povrchu, čímž zase atmosféra doplňuje ztráty. Zmapování těchto dějů by měl umožnit experiment ASPERA.
   Vedoucím experimentu je Rickard Lundin z Swedish Institute of Space Science, Kiruna – Švédsko.
2. HRSC (High/Super Resolution Stereo Colour Imager)
   Bude-li mise Mars Express úspěšná, bude určitě vedle přistávacího pouzdra Beagle 2 právě tento experiment mediálně nejúspěšnější. Jedná se o televizní kameru pracující v několika režimech:
   - Přehledové snímkování – barevné snímky s nižším rozlišením
   - 3D barevné snímkování s rozlišením 10 až 30 metrů na pixel
   - Režim s vysokým rozlišením až 2m na pixel
   Na jiných sondách byly sice umístěny kamery pro snímkování menších oblastí s vysokým rozlišením, nebo větších oblasti s rozlišením horším, těžko se však kombinovaly oba druhy zobrazení pro přesnou lokalizaci snímků s vysokým rozlišením. Narozdíl od nich kamera HRSC umí současně snímat povrch pod sebou oběma způsoby. Je to dáno konstrukcí základního zobrazovacího prvku kamery - maticí složenou z deseti kanálů tvořených prvky CCD (Charge Coupled Device). Jeden kanál z této matice je určený pro práci v režimu super resolution (rozlišení do 2m na pixel z výšky 300 km), ostatních devět snímá s nižším rozlišením. Z nich čtyři pracují v různých oblastech spektra a zbývajících pět je nastaveno tak, aby jejich zorné pole překrývalo plochu předchozího snímku, pořízeného pod jiným úhlem. Výsledkem by měla být povrchová mapa s prostorovým (3D) rozlišením vybraných lokalit tvořících celkem asi 1% plochy povrchu.
   Hmotnost kamery HRSC je 21,2 kg a vedoucím celého experimentu je Gerhhard Neukum z DLR Institut für Planetenerkundung, Berlín – Německo.
3. MaRS (Mars Radio Science Experiment)
   Při mnoha obězích kolem Marsu dojde k zákrytu sondy planetou, takže rádiové signály vyslané k Zemi budou po určitou dobu procházet jeho atmosférou. Průchodem rádiových vln atmosférou dojde ke změnám frekvence a fáze, což je možno vyhodnotit a získat tak informace o teplotě, tlaku a výšce vzduchové vrstvy. Další zajímavé poznatky můžeme získat o gravitačním poli planety. Při oběhu kolem planety na sondu působí různé anomálie v jejím gravitačním poli, souvisejícím s vnitřním uspořádáním. Tyto anomálie snižují nebo zvyšují rychlost sondy vzhledem ke sledovací stanici, což je možno rovněž měřit s velmi vysokou přesností. Zajímavé výsledky mohou být získány pomoci tohoto experimentu o sluneční koroně – atmosféře naší hvězdy. Vhodná doba pro tato pozorování nastává při konjunkci, tedy když sonda při pohledu ze Země je schovaná za Sluncem.
   Vedoucím experimentu MaRS je Martin Pätzold, Universität Köln – Německo.
4. MARSIS (Subsurface Sounding Radar/Altimeter)
   Do nedávné doby se mělo zato, že jedinou lokalitou Marsu s výskytem vodního ledu jsou jeho póly. Díky pětiletému mapování povrchu sondou Mars Global Surveyor víme, že podobných míst je mnohem víc. Jak velká část vody je na Marsu ukrytá z dřívějších dob? Právě na tuto otázku by nám měl odpovědět experiment MARSIS. Jde o radar, vysílající rádiové vlny o kmitočtu 1,3-5,5 MHz směrem k planetě pomoci 40 metrů dlouhé antény, která se vysune po zakotvení na orbitě kolem Marsu. Tato rádiová sondáž nám umožní poznat složení podpovrchových vrstev do hloubky přibližně pěti kilometrů. Kromě těch základních a nejdůležitějších údajů o zásobárnách vody, ať již v tekuté či tuhé formě, umožní nám tento přístroj zjistit například tloušťku písečných dun, či zjistit oblasti, kde se nad sebou nachází několik vrstev sedimentů různého složení. Nejpodrobnější mapa sestavená na základě údajů MARSIS bude zahrnovat oblast jižního pólu, neboť právě zde bude sonda prolétat povrchu Marsu nejblíže. Ze sedmihodinového oběhu kolem planety bude mapování věnováno přibližně 26 minut, kdy vzdálenost od planety klesne pod 800 kilometrů.
   Za experiment MARSIS zodpovídá Giovanni Picardi z Universita di Roma – Itálie.
5. OMEGA (IR Mineralogical Mapping Spectrometer)
   Dnešní v podstatě základní znalosti o chemickém složení povrchových vrstev Marsu by se měly rozšířit díky dalšímu přístroji sondy Mars Express – infračervenému mapovacímu spektrometru. Podstata funkce tohoto přístroje je založena na faktu, že různé látky pohlcují světlo s různou vlnovou délkou. OMEGA navíc umožní zmapovat absorbci slunečního světla, odraženého od povrchu Marsu. Tuto absorbci způsobují různé složky atmosféry, plyny a aerosoly.
   Přístroj o rozměrech malého televizoru a váze 29 kg využívá pro měření dvou kanálů. První ve viditelné oblasti (0,5 – 1,0µm), druhý v infračervené oblasti spektra (1,0 – 5,2 µm). Oba kanály obsahují teleskop, spektrometr a čočku pro zesílení světla dopadajícího na matici prvků CCD. Většina povrchu Marsu bude zmapovaná s rozlišením do 4 km, vybrané lokality (cca 2-5 % povrchu planety) až 300 metrů na pixel. Rozlišovací schopnost přístroje OMEGA je ve srovnání s podobnými zařízeními na jiných sondách bezprecedentní, těšit se můžeme nejenom na mapu chemického složení povrchu, ale rovněž na určení procentuelního zastoupení jednotlivých prvků.
   Vedoucím experimentu je Jean-Pierre Bibring z Institut d'Astrophysique Spatiale, Orsay – Francie
6. PFS (Planetary Fourier Spectrometer)
   Z měření kosmických sond a pozemských pozorování víme, že atmosféra Marsu je přibližně 100x slabší ve srovnání se Zemí, její teplota se pohybuje od -130°C na pólech v zimním období až do +25°C na rovníku v létě. Spousta informací nám však chybí. Neznáme například závislost teploty a tlaku na výšce, nebo jak se mění složení atmosféry v čase a mezi různými lokalitami. Pro zodpovězení těchto a dalších otázek bude na sondě právě přístroj PFS. Princip jeho činnosti je prakticky stejný jako u experimentu OMEGA – měření absorbce slunečního světla v atmosféře Marsu. Pracuje v oblasti 1,2 - 45µm, má tedy širší spektrální rozsah, ten je však vykoupený menší rozlišovací schopností. Předpokládá se, že během každého průletu pericentrem bude zaznamenáno 500 – 600 měření.
   Vedoucím experimentu je Vittorio Formisano, Instituto Fisica Spacio Interplanetario, Rome – Itálie
7. SPICAM (Ultraviolet and Infrared Atmospheric Spectrometer)
   - se skládá ze dvou senzorů. První, pro ultrafialovou oblast spektra s citlivostí v oblasti 118 – 320 nm, druhé čidlo je infračervený detektor citlivý v rozsahu 1 – 1,7 µm.
   Ultrafialový spektrometr může pracovat ve třech různých módech. V prvním je přístroj zaměřený přímo na střed planety a měří množství a vlastnost světla odraženého od povrchu (stejně jako předchozí přístroje), ve druhém sleduje zákryt zvolené hvězdy (nebo Slunce) za planetou, přičemž měří absorbci světla v atmosféře, třetí způsob měření je obdobný, nesleduje se ale zákryt hvězdy, nýbrž přístroj měří emisi nabitých částic v oblasti kolem 200 nm. Při prvním způsobu použití SPICAMu získáme v UV spektru informace o ozónu v atmosféře, IR detektor nám poskytne informace o množství vodní páry v atmosféře. Druhý způsob změří vertikální rozložení kysličníku uhličitého v atmosféře a třetí zmapuje ionosféru Marsu.
   Vedoucím experimentu SPICAM je Jean-Loup Bertaux, Service d'Aeronomie, Verrieres-le-Buisson ve Francii

Samostatnou kapitolu představuje pouzdro pro přistání na povrchu

Beagle 2.

Pět dnů před příletem k Marsu, 19. prosince 2003 se od mateřské sondy oddělilo přistávací pouzdro Beagle 2. Oddělení a stabilizaci rotací zajistí SUEM (Spinup and eject mechanism). Šlo o kritický bod celé výpravy, neboť bez úspěšného oddělení nebyla ani jedna z obou částí schopna úspěšně plnit zadané úkoly. Po pěti dnech samostatného letu vstoupil Beagle 2 rychlostí 23 000 kilometrů za hodinu (6.4 km/s) do vrchních vrstev atmosféry Marsu. Prvotní snížení rychlosti bylo dosaženo aerodynamickým bržděním, poté mělo dojít k vysunutí stabilizačního padáku a posléze i hlavního brzdícího padáku. Přibližně kilometr nad povrchem měl být padák odhozen a měly se nafouknout ochranné polštáře – airbagy, které měly utlumit náraz při dopadu na povrch.

Zda tato přistávací sekvence proběhla správně není jisté, protože Beagle 2 se z povrchu Marsu už nikdy neozval.

O možných příčinách selhání i o doporučeních pro další mise si můžete přečíst v článku Beagle 2 - příběh ztracené mise (L+K 7/2004, L.Lejček).

Po přistání na Marsu a sfouknutí airbagů měl Beagle 2 vypadat jako velký disk o hmotnosti necelých 30 kg. Nedlouho poté se měla odklopit horní část pouzdra, ze které se po vzoru okvětních lístků měly vyklopit do tří zbývajících stran panely slunečních baterii. Ze základny sondy se měla vysunout dvě ramena. Jedno s UHF anténou pro spojení s orbitální sekcí, to druhé – PAW (Payload Adjustable Workbench) mělo sloužit jako pohyblivá základna celé řadě přístrojů:

1. Stereo camera
   – dvě kamery na pohyblivém ramení mají jako hlavní úkol pořídit 3D model nejbližšího okolí. Díky jedné z těchto kamer získáme záběry povrchu krátce po přistání, ještě před vysunutím ramen a vyklopením baterii. Na samém konci ramene je umístěna třetí kamera – mikroskop s rozlišením až 4µm v různých oblastech spektra. Optika a elektronika prvních dvou kamer byla vyrobena ve Švýcarsku, mikroskop pochází z Max Planck Institute,  Lindau – Německo.
2. Mössbauer spectrometr
   pro zjištění chemického složení prachu a kamenů. Toto složení bude zjišťovat pomoci gama paprsků emitovaných zářičem (kobalt 57) a odražených zpět k čidlu. Dozvědět bychom se měli o stupni oxidace a množstevním zastoupení jednotlivých stupňů oxidovaného železa ve vzorcích.
3. X-ray spectrometr
   změří prvkové zastoupení pomocí radioaktivního zářiče (po dvou Fe55 a Ca109) zejména železa, křemíku, stroncia a potassia . Zjistit můžeme stáří a původ zkoumaných vzorků. Přístroj byl vyroben v University of Leicester, Velká Británie.
4. PLUTO (PLanetary Underground TOol - MOLE)
   – zařízení, které dodává sondě Beagle 2 jistou míru mobility. Jde o sondu pro výzkum povrchových vrstev až do hloubky 1,5 metru. Je schopné odebírat vzorky i pod velkými kameny, jaké jsou roztroušené po celém povrchu Marsu. Pod těmito kameny se podmínky nezměnily od dob, kdy ustala vulkanická a seismická činnost. Čili budeme se moci podívat zpět o několik miliard roků. Vzorky odebrané sondou budou dopraveny do minilaboratoře GAP k dalším rozborům. Plány počítají s odběrem prvního vzorku z hloubky 10-20 cm, druhý má dosáhnout až metr hluboko a třetí snad až o dalších padesát centimetrů hlouběji. Nedojde-li k poruše, mohl by takto být prozkoumán terén v okolí až tří metrů od Beaglu 2. Zařízení vyvinulo Technospacio – Itálie ve spolupráci s organizací Transmash – Rusko.
5. Corer/grinder
   Tak jako nám předchozí experiment umožní odběr sypkého materiálu, tento nám umožní odebrat vzorky přímo z tvrdého materiálu. Jedná se vlastně o miniaturní vrtačku pro odběr vzorku z balvanů poblíž přistávacího modulu. Zkoumaný vzorek bude nejdříve fixován čelistmi, poté bude odvrtáno asi 60 mg vzorku (při průměru vrtu do 4 mm a hloubce 1-2 cm). Počítá se přinejmenším se třemi odběry, které budou rovněž analyzovány v GAPu.

Všechny výše popsané přístroje se nachází na pohyblivém rameni, díky kterému budeme mít možnost provést průzkum nejbližšího okolí v různých směrech. Přímo na přistávací části se však také nachází přístroje. Jsou to:

6. Environmental sensors
   – soubor sedmi čidel, zaměřený na monitoring atmosféry a prostředí Marsu s ohledem na možnou existenci primitivních forem života.
1. Ultrafialové čidlo pro detekci UV záření v oboru 200-400nm
2. MAOS – jednotka pro měření množství oxidovaných částic v atmosféře
3. Detektor slunečních protonů a vysokoenergetických částic
4. Teplotní čidlo
5. Tlakové čidlo
6. Měření rychlosti a směru větru
7. Detektor částic prachu, měření jeho hmotnosti
7. GAP (Gas Analysis Package)
   – laboratorní jednotka pro žíhání pevných vzorků. Při postupném zvyšování teploty za přítomnosti kyslíku dochází ke slučování s uvolňovaným uhlíkem. Získaný kysličník uhličitý bude předávaný k analýze do hmotového spektrometru pro zjištění poměru izotopů 12C a 13C, uvolněném metanu a přítomností jiných plynů. Při 300 - 400°C organické látky hoří, při 600 - 700°C dochází k rozpadu uhlíkových sloučenin a při vyšší teplotě se uvolňuje plyn obsažený v pevných látkách. Jde o první pátrání po organických látkách na povrchu Marsu od roku 1976, kdy přistály sondy Viking 1 a 2. Výsledky tehdejších pokusů byly publikovány, viz. například v L+K článek A. Vítka “Na povrchu Marsu”.

Jako přistávací oblast pro sondu Beagle 2 byla nakonec vybraná Isidis Planitia, oblast nedaleko průsečíku 10°sev. šířky a 270° záp. délky, kde jsou jasně znatelné stopy prehistorických záplav. Půjde-li vše bez problémů, mohla by zde sonda pracovat po dobu jednoho martovského roku.

Bude – li mise sondy Mars Express úspěšná, bezpochyby se dočkáme odpovědí na mnohé otázky. Ale jak už to bývá, mnohem více nových se před námi objeví.

Jan Toman