Novinky - červen 2010

2010-06-30 - Extrasolární planety

Nové zařízení na lov cizích Zemí

Mnozí astronomové pevně věří, že se v naší galaxii nachází mnoho světů podobných naší Zemi. I kdyby opravdu existovaly, nemůžeme je snadno objevit. K dnešnímu dni už je zaregistrováno více než 400 exoplanet, žádná z nich se ale Zemi nepodobá a na žádné z nich si nemůžeme představit příhodné podmínky pro život ve formě, jak ho známe.
Problém detekce cizích Zemí spočívá v tom, že se jedná o velmi malá tělesa, která se pohybují blízko centrální hvězdy. Světlo hvězdy je desetmiliónkrát silnější než blízké planety a tudíž světlo planety v záři hvězdy zcela zaniká. Nadějí pro optické odhalení takových planet teď přinesl přístroj vyvinutý Stefanem Martinem (JPL) a A. J. Boothem (dříve JPL, dnes Sigma Space Corp.). Zařízení nazvané "nulling interferometer" pozoruje vesmír v infračerveném spektrálním oboru, v němž jsou planety výraznější. Sestává ze čtyř oddělených teleskopů. Výstupy z nich jsou uspořádány tak, že se záření hvězdy vlnovou interferencí (teoreticky) zcela vyruší. "Jsme schopni hvězdu zeslabit - v podstatě vypnout," vysvětluje princip Martin.
Myšlenka využít interference na vynulování záření není nová, zařízení sestrojené Martinem a Boothem je však desetkrát až stokrát účinnější, než tomu bylo u dosavadních konstrukcí. Poprvé v něm byly zkombinovány čtyři teleskopy zapojené do párů. Potlačení světla hvězdy dovoluje lépe pozorovat objekty v jejím bezprostředním okolí - a o slabý svit blízké planety nám právě jde.
Nulovací interferometrie není jediným způsobem, kterým by se daly extrasolární Země objevit. Momentálně se ve vesmíru pohybuje družice Kepler, která je hledá pomocí měření světla hvězdy, které se nepatrně zeslabí, pokud před jejím diskem přechází neviditelná planeta. Další metodou je koronografie, při níž je snaha hvězdu vůči pozorovateli odstínit, aby vynikly slabě svítící planety. Na zahájení čeká mise SIM Lite, v níž se budou měřit malé výkyvy polohy hvězdy vyvolané gravitačním účinkem obíhajícího tělesa. Je samozřejmé, že všechny uvedené metody jsou ze samé podstaty efektivnější pro velmi hmotné planety, kroužící velmi blízko hvězdy. Očekává se ale, že na hranici detekovatelnosti by mohly být i planety blížící se velikostí Zemi. Popsaná interferometrická metoda je z tohoto hlediska velmi perspektivní a autoři unikátního zařízení čekají, že by mohla odhalit stovky extrasolárních planet. Do vesmíru by se mohla dostat jako pokračovatel současných projektů Kepler a SIM Lite. Prozatím se má systém vyzkoušet v podmínkách blížícím se budoucímu nasazení.

2010-06-30 - Voyager 2

12 tisíc dnů na cestě

Kosmická sonda Voyager 2 právě dokončila 12 tisíc dnů pobytu v kosmickém prostoru. Znamená to, že už skoro 33 roků nepřetržitě pracuje a vysílá cenná data - nyní už z nejvzdálenějších míst sluneční soustavy.
Dvě sondy Voyager byly původně určeny k průzkumu obřích planet a jsou vůbec nejdéle pracujícími kosmickými aparaturami. Voyager 2 startoval 1977-08-20. Voyager 1 o několik dní později 1977-09-05, byl však naveden na rychlejší dráhu a k planetám se dostal dříve. Obě tělesa jsou momentálně i nejvzdálenějším fungujícím lidským výrobkem. Pohybují se v oblasti hranic heliosféry, tedy jakési pomyslné bubliny, která odděluje prostor sluneční soustavy od mezihvězdného prostoru. Do něho by se měl dostat Voyager 1 přibližně do pěti let, Voyager 2 o něco později.
Voyager 2 dosud procestoval 21 miliard km a nachází se asi 14 miliard km od Slunce. Rádiový signál, šířící se rychlostí světla, potřebuje na překonání vzdálenosti mezi Zemí a sondou 12.8 hodiny. Voyager 1 má za sebou 22 miliard km a od Slunce ho dělí 17 miliard km. Jubilejní 12000. den v kosmu oslaví 2010-07-13.

2010-06-29 - Deep Impact / EPOXI

Manévr u Země

Kosmická sonda Deep Impact se v neděli 2010-06-27 přiblížila k Zemi. Navigační tým připravil průletovou trajektorii tak, aby změna dráhy, která byla způsobena pohybem v zemském gravitačním poli, zavedla sondu letos na podzim do blízkosti periodické komety Hartley 2.
V okamžiku největšího přiblížení se sonda pohybovala 30400 km nad jižním Atlantikem. Průletem zvýšila rychlost přibližně o 1.5 km/s.
EPOXI je označení prodloužené mise sondy Deep Impact. Je odvozeno od dvou hlavních cílů, které byly definovány po splnění hlavního úkolu, čímž bylo pozorování srážky umělého projektilu s kometou Tempel 1. Tyto cíle mají názvy EPOCh [=Extrasolar Planet Observation and Characterization] a DIXI [=Deep Impact Extended Investigation].
2010-11-04 se uskuteční průlet kolem komety Hartley 2. Kometu bude zkoumat trojice přístrojů na palubě - dva teleskopy s digitální barevnou kamerou a infračervený spektrometr.

2010-06-29 - Cassini

Status Report (2010-06-16 až 2010-06-22)

Prozatím poslední signály z Cassini dorazily na sledovací stanici Goldstone 2010-06-22. Podle telemetrických dat zůstává sonda ve skvělé kondici a všechny subsystémy pracují podle předpokladů.
2010-06-18 v 03:29 UT se uskutečnila úprava dráhy OTM-253 [=Orbit Trim Maneuver]. Malé motorky RCS [=Reaction Control Subsystem] pracovaly t=18.875 s a změnily rychlost letu o Δv=0.025 m/s. Všechny systémy hlásily po manévru, který měl za cíl upravit trajektorii před průletem T70 kolem Titanu, nominální funkci.
V souvislosti s nadcházejícím těsným setkáním s Titanem byly 2010-06-18 zapojen záložní sluneční senzor SSA-B [=Sun Sensor Assembly] a byl uzavřen kryt hlavního raketového motoru. Téhož dne minula sonda necíleně měsíc Rhea a o den později měsíčky Pan a Polydeuces. Z vědeckých aktivit probíhal zákrytový experiment, při němž rádiová aparatura sondovala celý systém prstenců a ionosféru a atmosféru Saturnu. Spektrometr CAPS naváděl přístroje ze sady MAPS [=Magnetospheric and Plasma Science] v rámci studia prstenců a měsíců tak, aby se daly zkoumat termální ionty v magnetosféře a rozložení elektronů.
2010-06-20 minula sonda ve vzdálenosti pouhých 880 km a relativní rychlostí 5.9 km/s Titan (průlet T70). Jednalo se o vůbec nevětší přiblížení k největšímu měsíci za celou dobu mise. Nejnižší bod trajektorie se nacházel nad 82° s.š. Po dobu několika hodin letu kolem nejnižšího bodu byla v činnosti i záložní inerciální jednotka IRU-B [=Inertial Reference Unit] a akcelerometr. V síti DSN [=Deep Spece Network] byly pro průlet rezervovány mimořádné 2 hodiny pro příjem signálu v reálném čase. Data získaná v reálném čase i ze záznamu ukázala, že raketové motorky byly zapínány častěji, než se čekalo. To by svědčilo o vyšší hustotě atmosféry.
Prioritní měření se v případě T70 týkala studia magnetického pole. Měření magnetometrem mělo přispět k řešení sporu o tom, zda u Titanu existuje vlastní magnetické pole. Ultrafialový spektrograf UVIS [=Ultraviolet Imaging Spectrograph] prováděl pozorování hvězd při zákrytu za Titanem. Zkoumaný profil mezi 300 a 2400 km vyplňuje mezeru nepokrytou infračerveným spektrometry CIRS [=Composite Infrared Spectrometer] a INMS [=Ion and Neutral Mass Spectrometer]. Byly získány nové informace o chemických vlastnostech a aerosolech v těchto výškách. Spektrometr VIMS [=Visual and Infrared Mapping Spectrometer] společně s přístrojem UVIS krátce po okamžiku největšího přiblížení sledoval zákryt slunce a poté zhotovil mozaiku snímků oblasti Adiri s rozlišením 20 km/pixel. Kamery ISS [=Imaging Science Subsustem] pracující s viditelným světlem a spektrometr VIMS se rovněž soustředily na Adiri a další dva dna snímkovaly Titan kvůli studiu pohybu oblačnosti. Přístroje ze souboru RPWS [=Radio and Plasma Wave Science] měřily termální plazmu v ionosféře měsíce a v jeho bezprostředním okolí. Pátraly po blescích v atmosféře a sledovaly interakce magnetosfér Titanu a Saturnu.

2010-06-28 - Jupiter / Europa

Sběr fosílií na povrchu Europy

Pokud je na Europě skutečně život, jak si myslí někteří astrobiologové, mohli bychom jeho pozůstatky sbírat přímo na povrchu a nemuseli bychom se provrtávat ledovou obálkou. Jak je to možné, vysvětluje Richard Greenberg z University of Arizona, Planetary Laboratory v Tucsonu.
Europa má přibližně stejný rozměr jako Měsíc. Je pokryta globálním oceánem s hloubkou kolem 160 km. Oceán obaluje ledová krusta neznámé tloušťky, někteří astronomové soudí, že by mohla být jen několik kilometrů silná. Porovnáním se Zemí, kde platí pravidlo, že kde je voda, je i život, mnozí vědci jsou už řadu let přesvědčeni, že některé Jupiterovy měsíce mohou být příhodné pro existenci živých organismů. Podle posledních bádání je oceán na Europě nasycen kyslíkem v takové míře, že by "uživil" milióny tun vodních organismů pozemského typu.
K pátrání po životě na Europě byla svého času navržena velkorysá robotická sonda, která by pronikla vnější ledovou obálkou. Mluvilo se o tom, že by se ledem protavila a oceán by pak zkoumala jakási miniponorka. S touto vizí byl navržen několikastupňový plán. Prvním krokem byla umělá družice Europy v horizontu asi 18 roků. Za dalších 10 až 20 let měl přistávací aparát stanout na povrchu, aby zjistil, co se dá od ledového příkrovu očekávat. Nakonec, možná až o další desítky let později, by se měl konečně uskutečnit pokus o provrtání ledu a proniknutí do prostor s tekutou vodou.
Podle Greenberga, jak to popsal v knize "Unmasking Europa", není potřeba pronikat ledem a pozůstatky mořského života dokáže najít i aparát na ledovém povrchu. Nikdo nečeká, že by se organismy záměrně prodíraly na povrch, ale existují procesy, které by je tam vynesly i proti jejich vůli.
Textura (vzhled kráterů a prasklin) povrchu Europy ukazují, že pozorovaný ledový krunýř není starší než nějakých 50 mil. let. Z toho pro nás vyplývá, že se časem zcela přeformovává. Tento proces má na svědomí gravitační účinek obřího Jupitera. Slapové síly jsou zde tisíckrát silnější, než účinky Měsíce na zemské vodstvo. Hmota Europy je gravitačním působením neustále hnětena a při tom vzniká teplo a ledový příkrov puká.
Prasklinami proniká na povrch měsíce a okamžitě mrzne čerstvá voda z hloubky. Kolem puklin se zvedají ledové lemy o výškách kolem 100 m. V některých místech zůstává po jistou dobu ledová přikrývka zeslabená. Při těchto pochodech se tvoří chaotický terén, který může představovat kolem 40% veškeré ledové přikrývky a v němž dochází k promíchávání hmoty ze spodních a horních vrstev. Pokud se do této hmoty připlete živý organismus, může nechtěně cestovat až na samý povrch ledové skořápky. Vzorky z hlubin se tak mohou objevit zcela nahoře. A zde je šance, že budou objeveny, aniž by bylo nutné krkolomně pronikat pod kilometrovou vrstvu ledu.
Nejperspektivnější místem pro příštího prospektora je proto logicky místo nejmladších trhlin v ledu. Trhlin, které přetínají starší útvary. Není vyloučeno, že se dokonce nalezne trhlina, která ještě nebude zcela uzavřená. Zde se bude nacházet nejmladší led z hlubin a možná i dokonce čerstvě vyvěrající voda.
Jestliže se některý mikroorganismus dostane na povrch Europy, nemůže zde přežít. Silná a neustálá radiace z Jupitera rychle rozbije složitější organické molekuly, jako jsou např. proteiny. Jejich stopy se ale mohou identifikovat. Jestliže bychom se navíc dokázali zavrtat jen pár metrů pod povrch, dostali bychom se do prostředí, v němž už může život přečkat. I když na povrchu Europy nebo těsně pod ním stopy života přesto nenajdeme, zbývá pořád ještě naděje, že v oceánu v hloubce několika kilometrů je ho plno.

2010-06-28 - Extrasolární planety

Superbouře na exoplanetě

"HD209458b není rozhodně místo pro slabé povahy. Studiem jedovatého oxidu uhelnatého jsme s velkou jistotou objevili důkaz supervětru, vanoucího rychlostí 5000 až 10000 km/h," komentoval nejnovější výsledek bádání spojeného týmu astronomů z Leiden University (Nizozemsko), Netherlands Institute for Space Research (Nizozemsko) a Massachussetts Institute of Technology (USA) jeho vedoucí Ignas Snellen.
HD209458b je extrasolární planeta o hmotnosti přibližně 60% hmotnosti Jupitera a nachází se ve vzdálenosti 150 světelných let v souhvězdí Pegasa. Obíhá kolem hvězdy podobné Slunci ve vzdálenosti asi dvanáctiny vzdálenosti Slunce-Země. Povrch je velmi silně zahříván a na osvětlené straně dosahuje teplota 1000°C.
Planeta se obrací ke svému slunci stále stejnou stranou a proto je jedna polokoule mnohem žhavější než druhá. Na Zemi způsobují velké rozdíly teplot prudké proudění atmosféry a vše nasvědčuje tomu, že podobně je tomu i na zmíněné exoplanetě.
Objekt HD209458b byla první exoplaneta, u níž byl pozorován transit před mateřskou hvězdou s periodou 3.5 dní. Vědci na ni zamířili spektrograf CRIRES instalovaný na dalekohledu VLT [=Very Large Telescope] na observatoři ESA v Chile. Spektrograf analyzoval chemické prvky v atmosféře planety během pětihodinové kampaně, kdy planeta přecházela před diskem hvězdy. Tento spektrograf je jediným přístrojem, který dokáže detekovat spektrální čáry oxidu uhelnatého s vysokou přesností. S touto citlivostí se mohla změřit rychlost pohybu molekul oxidu uhelnatého na základě Dopplerova efektu. Při tomto experimentu se podařilo dosáhnout několika významných prvenství. V prvé řadě je to přímé měření rychlosti exoplanety na oběžné dráze. Obvykle se určuje hmotnost exoplanety podle toho, jak se gravitačním účinkem kývá centrální hvězda kolem rovnovážné polohy, přičemž se hmotnost hvězdy odhaduje. V tomto případě se mohl přesně změřit pohyb planety a zpětně dopočítat jak hmotnost planety, tak i hvězdy.
Druhým prvenstvím je změření množství uhlíku v atmosféře planety. Jak se zdá, zastoupení uhlíku na HD209458b je stejné jako na Jupiteru a Saturnu. To by svědčilo o podobném vzniku. Použitá metoda se zdá být velmi perspektivní. V budoucnosti bychom mohli studovat atmosféry planet podobných Zemi a z toho usuzovat na možnosti existence života.

2010-06-25 - Extrasolární planety

Exoplaneta přistižena v pohybu

Francouzští astronomové poprvé dokázali přímo vysledovat pohyb extrasolární planety z jedné strany hvězdy na druhou. Zmíněná planeta má dosud nejmenší oběžnou dráhu ze všech přímo zachycených planet. Nachází se skoro tak daleko od mateřské hvězdy jako Saturn od Slunce.
Vědci soudí, že se mohla zformovat podobným způsobem, jako obří planety v našem systému. Jelikož je hvězda velmi mladá, objev by měl dokazovat, že obří planety se mohou tvořit uvnitř protoplanetárního disku už během několika miliónů let, což je z astronomického hlediska jen okamžik.
Hvězda Beta Pictoris, o které se mluví, je mladá jen 12 miliónů let, což je doba třitisíckrát kratší, než je stáří Slunce. V porovnání se Sluncem je její hmotnost jen 75%. Nachází se 60 světelných let daleko v souhvězdí Malíře (Pictor) a je známá jako typický příklad hvězdy obklopené prachovým diskem. Dřívější pozorování objevila deformace disku, druhý nakloněný disk a komety padající do hvězdy.
"To všechno byly nepřímé, ale jednoznačné důkazy přítomnosti masívní planety a nynější pozorování to definitivně prokázala," říká vedoucí výzkumného týmu Anne-Marie Lagrange[ová]. "Protože se jedná o mladou hvězdu, naše výsledky dokazují, že se obří planety mohou formovat uvnitř disku v časovém rozpětí kratším než několik miliónů let."
Poslední pozorování ukazovala, že se disk kolem hvězdy rozptýlí za pár miliónů let a kondenzace velkých planet se musí tudíž odehrát v kratším období. Beta Pictoris jasně dokazuje, že je to možné.
Tým objevitelů používal přístroj NAOS-CONICA (resp. NACO) namontovaný na 8.2 m teleskopu v observatoři ESA VLT [=Very Large Telesope] v Chile. Bezprostřední okolí Beta Pictoris bylo monitorováno v letech 2003, 2008 a 2009. V roce 2003 bylo uvnitř disku registrováno slabé zjasnění, ale nebylo možné vyloučit, že se jedná jen o obraz hvězdy v pozadí. Na nových snímcích pořízených v roce 2008 a na jaře 2009 světlý bod zmizel. Na záběrech z podzimu 2009 se ale podobný bod objevil na opačné straně hvězdy. Objekt-planeta se mezitím skryla za hvězdou, nebo byla přezářena světlem hvězdy, když se pohybovala před ní. Z toho všeho vyplývá, že pozorujeme exoplanetu, která se pohybuje kolem hvězdy Beta Pictoris. Z pozorování se rovněž dá odvodit velikost oběžné dráhy.
Exoplanety se podařilo zachytit přímo na snímcích asi v desíti případech. Planeta u Bety Pictoris (označená jako Beta Pictoris b) má dosud nejmenší oběžnou dráhu. Leží v rozmezí 8 až 15 astronomických jednotek AU (1 AU=vzdálenost Země od Slunce, tj asi 150 mil. km), což odpovídá přibližně vzdálenosti Saturnu od Slunce.
"Krátká perioda planety dovoluje zaznamenat úplný oběh za 15 až 20 roků. Další studia beta Pictoris b nám dají neocenitelný pohled na fyziku a chemismus atmosféry obří planety." dodává další člen týmu Mickael Bonnefoy.
Planeta má hmotnost asi devíti Jupiterů, což je správná hodnota ve správném místě, aby vysvětlila deformace plynoprachového disku. Objev tudíž trochu připomíná nález planety Neptun, která byla predikována na základě gravitačních účinků na dráhu Uranu.
"Společně s planetami objevenými u mladých hmotných hvězd Fomalhaut a HR8799, je existence Beta Pictoris b dalším důkazem, že "Superjupitery" mohou být častým vedlejším produktem tvorby planet u masívnějších hvězd," připojuje se třetí člen týmu Gael Chauvin. Takové planety narušují disk kolem hvězdy a vytvářejí struktury, které jsou už pozorovatelné pozemskými prostředky jako např. Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), což je špičkový přístroj, který vybudovala ESA se svými partnery.
Mezitím bylo zachyceno několik dalších podobných kandidátů, nacházejí se ale dál od mateřské hvězdy než Beta Pictoris b. Pokud bychom je přemístili do Sluneční soustavy, kroužily by někde za drahou Neptunu. Proces jejich vzniku je patrně poněkud odlišný, než v případě Bety Pictoris.
"Nedávné přímé snímky exoplanet - mnohé byly získány pomocí VLT - ilustrují různost planetárních soustav," končí Lagrange[ová]. "Mezi nimi je Beta Pictoris b nejslibnějším případem planety, která se mohla zformovat stejným způsobem, jako obří planety Sluneční soustavy."

2010-06-23 - Mars

Chybějící organické sloučeniny

Současné úsilí o nalezení stop minulého nebo současného života na Marsu zahrnuje kromě jiného i pokusy o identifikaci organických sloučenin - jako jsou například proteiny - v horní vrstvě půdy. Zatím se žádaný výsledek nedostavil a nepřítomnost takovýchto chemických látek zůstává záhadou. V článku v časopise Astrobiology je publikována nová teorie, která vysvětluje, co se s těmito molekulami mohlo stát.
Oproti Zemi, kde rostliny a jiné organizmy mění oxid uhličitý a vodu na organické sloučeniny pomocí fotosyntézy, autoři popisují opačný postup na Marsu. Oxidy železa, které dávají Marsu červenou barvu, vyvolávají fotokatalýzu. Oxidy železa využívají energie ultrafialového záření absorbovaného v řídké atmosféře planety a vyvolávají oxidaci organických sloučenin obsahujících uhlík, přičemž se vyvíjí oxid uhličitý a další plyny, např. metan. V článku jsou uvedeny důvody, proč není reálné, abychom na Marsu v horní vrstvě půdy objevili proteiny, aminokyseliny a podobné uhlíkaté sloučeniny. Nemůžeme tudíž ani činit závěry ohledně bývalého či současného života na Marsu.
Organické látky jsou přítomny na mnoha místech sluneční soustavy, ale na Marsu, který se v mnohém podobá Zemi, chybějí. Proč? Možná je na vině zmíněný zvláštní chemismus, který organické molekuly rozkládá na jednodušší chemické sloučeniny. Na povrchu Marsu funguje jakýsi samočisticí efekt. Pokud tomu tak skutečně je, a to je třeba prokázat dalším zkoumáním, můžeme nějaké organické sloučeniny očekávat jen hlouběji pod povrchem. Do těchto míst se můžeme podívat nejdříve v roce 2018, kdy se k Marsu vydá společná mise ESA-NASA vybavená vrtacím zařízením.

2010-06-22 - Cassini

Status Report (2010-06-09 až 2010-06-15)

Prozatím poslední signály z Cassini dorazily na sledovací stanici Goldstone 2010-06-15. Podle telemetrických dat zůstává sonda ve skvělé kondici a všechny subsystémy pracují podle předpokladů.
Náplň činností vědeckého vybavení v uplynulém týdnu zahrnovala kalibraci magnetometru při rotaci sondy kolem osy X. Plazmový spektrometr CAPS [=Cassini Plasma Spectrometer] byl kalibrován pro detekci elektronů a dále naváděl přístroje ze souboru MAPS [=Magnetospheric and Plasma Spectrometer], které měřily projevy účinků slunečního větru v polární oblasti a studovaly kilometrové zdroje radiace na Saturnu. Stejné přístroje mimo to sledovaly hranice magnetosféry na ranní straně v různých radiálních vzdálenostech od planety. Detektor prachu CDA [=Cosmic Dust Analyzer] zachycoval po dobu 29 hodin mezihvězdný prach.
Kompozitní spektrometr CIRS [=Composite Infrared Spectrometer] měřil zastoupení kyslíkových sloučenin H2O a CO2 ve stratosféře jako funkci geografické šířky. Saturn byl sledován po dobu dvou úplných otáček, přičemž se měřila teplota v horní troposféře a v tropopauze s prostorovým rozlišením asi 2° v šířce i délce.
Kamery ISS [=Imaging Science Subsystem] byly kalibrovány zaměřením na hvězdy 77 a 78 Tau v souhvězdí Býka. Nato pokračovaly v kampani sledování oblačnosti na Titanu ze vzdálenosti asi 3.3 mil. km. Rádiová aparatura prošla prověrkou připravenosti na zákrytové experimenty plánované na 2010-06-18.
2010-06-13 v 09:59 UT se uskutečnila v apoapsidě korekce dráhy OTM-252 [=Orbit Trim Maneuver]. Hlavní motor byl v činnosti t=7.21 s a změnil rychlost letu o Δv=1.24 m/s. Všechny systémy hlásily nominální funkci.

2010-06-17 - Jupiter / Io

Možnosti života na Io

Kdykoliv se hovoří o mimozemském životě ve Sluneční soustavě, téměř vždy se zmiňuje Jupiterův měsíc Europa. U Jupitera by za jistých okolností mohl kroužit i jiný obydlený ostrov - měsíc Io.
Io je nepatrně větší než náš Měsíc a ze čtyř největších přirozených jupiterových satelitů (Galileovy měsíce) se pohybuje po nejnižší oběžné dráze kolem planety. Obrovské gravitační síly neustále hnětou hmotu měsíce a vytvářejí z něho nejaktivnější známé vulkanické těleso. Gravitace Jupitera zvedá a stlačuje pevnou kůru v rozmezí až 100 m a při tom se třením uvolňují obrovská kvanta tepelné energie.
Výtrysky sopečné hmoty vystupují až 300 km nad povrch. Žár v bezprostředním okolí vulkánů dosahuje až 1600°C a udržuje lávu v tekutém stavu. Dál od sopky teplota prudce klesá a povrch má v průměru pouhých -130°C. Zde se rozprostírají sněhová pole zmrzlého oxidu siřičitého. Io je doslovně zemí ohně a ledu. Životu na Io se všeobecně dávají jen malé šance, protože se měsíc pohybuje v oblasti silné radiace produkované Jupiterem. Na jeho povrchu nebyly detekovány žádné organické molekuly a řídká atmosféra neobsahuje vodu. Všechny tyto okolnosti svádějí ke kategorickému závěru, že na Io nemůže život existovat.
Nelze však vyloučit, že podmínky na Io byly v dávné minulosti mnohem příznivější. Pakliže zde život kdysi vznikl, je možné, že se dochoval až do dneška. Aspoň tak to tvrdí Dirk Schulze-Makuch, astrobiolog z Washington State University. "Život na povrchu je nemožný, ale pokud půjdete hlouběji do skály, může to být zajímavé."
Počítačové modely vycházejí z toho, že měsíc Io vznikl v oblasti kolem Jupitera, kde se nacházelo množství vodního ledu. Teplo měsíce mohlo vyrobit vodu v tekutém stavu a to už činí možnost vzniku života nadějnější. Při srovnání s ledovými měsíci Europa a Ganymede musel mít Io po vzniku relativně spoustu vody. Jupiterova radiace byla schopná během několika miliónů let veškerou povrchovou vodu zlikvidovat. Případný život měl jedinou možnost se uchýlit do podzemí, kde se mohla voda i nadále vyskytovat. Zároveň mohla geotermální aktivita a sloučeniny síry zásobovat mikroby dostatečným množstvím energie. Případné organické látky, které existovaly na povrchu v dobách vodním pokrývky, nebo které pronikly později na povrch z podzemí, rozložila pronikavá radiace.
Lávové proudy mají schopnost vytvářet spletitou síť kanálů a dutin v podzemí. Organický život je může používat jako ideální prostředí pro svoji existenci. V podzemí je radiace odstíněna, může se zde udržovat přiměřená stálá teplota a vyskytuje se zde potrava v podobě sloučenin síry. Na zemi se v lávových kavernách mikroby vyskytují - od ledových dutin na Islandu až po pískem naplněné kanály v Saúdské Arábii.
Prvotní polévka, z níž se mohl uvařit život na Io, měla za základ vodu. Časem se ale podmínky měnily a organismy by musely začít pracovat s jiným rozpouštědlem. Jedním z nich by mohl být sirovodík, který se vyskytuje v tekutém stavu v rozmezí teplot -86 až -60°C. Rozpouští řadu látek, včetně mnohých organických sloučenin. Dalším rozpouštědlem mohl být oxid siřičitý nebo kyselina sírová.
Ačkoliv prioritou výzkumu Jupiterova systému jsou Europa a Ganymede, Io nelze s klidným svědomím vyloučit z plánu dalších misí. Život na Io je krajně nepravděpodobný, vyloučit se ale nedá.

2010-06-15 - Cassini

Status Report (2010-06-02 až 2010-06-08)

Prozatím poslední signály z Cassini dorazily na sledovací stanici Goldstone 2010-06-08. Podle telemetrických dat zůstává sonda ve skvělé kondici a všechny subsystémy pracují podle předpokladů.
2010-06-03 minula sonda necíleně (bez optimalizace trajektorie) měsíce Helene, Calypso, Pandora, Tethys a Rhea.
2010-06-04 byl po průletu oblastí se zvýšenou prašností otevřen kryt hlavního raketového motoru (cyklus 60).
Dne 2010-06-05 v 02:26 SCET minula Cassini ve výšce 2044 km a relativní rychlostí 5.9 km/s měsíc Titan (průlet T69). Nejmenší výšky bylo dosaženo nad 87° s.š. Hlavní pozorování prováděl mapovací spektrometr pracující ve viditelném a infračerveném oboru VIMS [=Visual and Infrared Mapping Spectrometer], který se soustředil na oblast jezer v severní polární oblasti. Získána byla mozaika snímků prostoru Kraken Mare, aby se zjistilo, zda se severní polární čepička, která před nedávnem zmizela, znovu neobjevila. Severní oblast Adiri byla snímkována s rozlišením 10 km/pixel. Radar prováděl radiometrická a skaterometrická měření celého měsíce. Magnetometr zkoumal okraj magnetického ohonu Titanu. Přístroj MIMI [=Magnetospheric Imaging Instrument] měřil příspěvek energetických iontů a elektronů do atmosféry. Vhodná příležitost se naskytla i pro zkoumání neutrálních atomů. Experimenty ze souboru RPWS [=Radio and Plasma Wave Science] studovaly termální plazmu v ionosféře a v okolí měsíce, hledaly bouřkové projevy v atmosféře a sledovaly interakce mezi magnetosférou Titanu a Saturnu. Kamery ISS [=Imaging Science Subsystem] pořídily mozaiku severozápadní části Adiri a spolu se zařízením VIMS pozorovaly stranu měsíce odvrácenou od Saturnu od severního pólu až k rovníku. Oba přístroje sledovaly oblaka a změny v jejich rozložení po dva dny po největším přiblížení. Kompozitní spektrometr CIRS [=Composite Infrared Spectrometer] mapoval sezónní změny teploty a složení atmosféry. Na atmosféru se podíval i spektrograf UVIS [=Ultraviolet Imaging Spectrograph], který přehlédl celý disk Titanu ve vzdálené a extrémní ultrafialové oblasti. Sbíral spektrální a prostorové informace o emisích dusíku, hélia a absorpcích jednoduchých uhlovodíků a vlastnostech aerosolů.
2010-06-07 bylo rozhodnuto zrušit plánovanou korekci dráhy OTM-251 [=Orbit Trim Maneuver].
Kromě vědeckých pozorování při průletu kolem Titanu se další výzkum v tomto týdnu zaměřil na sledování prstenců přístroji ISS, CIRS a VIMS. Tato zařízení společně zkoumala měsíček Pandora při relativně blízkém setkání na vzdálenost 97166 km. VIMS sledoval zákryt hvězdy Omicron Seti (Mira) za prstenci. Prstenec A fotografovaly kamery ISS a všechny optické přístroje se věnovaly pozorování Rhey při necíleném průletu.

2010-06-14 - Hayabusa

Hayabusa se vrátila

Návratová schránka se od hlavního bloku sondy oddělila v neděli 2010-06-13 v 10:51 UT. Do atmosféry Země vstoupila o tři hodiny později v 13:51 UT. Modul padající atmosférou byl na nočním nebi pozorován jako svítící stopa meteoru následovaná v nevelké vzdálenosti sprškou žhavých úlomků mateřského tělesa. Bezprostředně po plánovaném přistání se na základně Woomera v Austrálii, kam měla schránka dosednout, rozběhly pátrací práce. Posádka vrtulníku ji objevila na předpokládaném místě v 14:56 UT, takřka přesně o půlnoci japonského času. Vedle ležící schránky spočíval i padák. Vyzvednuta byla následujícího dne 2010-06-14 v 07:08 UT, v odpoledních hodinách místního času.
Kromě nejdůležitější komponenty sestupového aparátu, což byla pochopitelně schránka s horninou z asteroidu Itokawa (doufejme!), měla JAXA zájem i o prozkoumání tepelného štítu, který se po hlavním zbrzdění ve výšce odhazoval. Pátrání po něm bylo podstatně obtížnější, přesto i tento kousek se podařilo objevit poměrně rychle 2010-06-14 v 05:00 UT.

2010-06-13 - Dawn

Rekordní urychlení

Uprostřed pásu asteroidů pokračuje v letu ke dvěma jeho největším objektům sonda NASA pojmenovaná Dawn {=Úsvit}. Je dlouhodobě urychlována iontovým motorem a právě v minulých dnech překonala dosavadní rekord ve velikosti změny rychlosti dosažené motory kosmického plavidla.
Předchozím rekordmanem byla další americká sonda Deep Space 1, rovněž vybavená iontovými motory, která byla mimochodem prvním plavidlem na meziplanetární dráze efektivně používajícím tuto technologii. Rekord padl v neděli 2010-06-05, když Dawn zaznamenala Δv=4.3 km/s v součtu za celé trvání mise.
Velikost možné změny rychlosti reprezentuje základní parametr schopnosti manévrovat. Největší urychlení dostává sonda už při startu ze Země zásluhou nosné rakety. Po oddělení od posledního, resp. urychlovacího stupně už veškeré další operace závisejí na vlastním motoru či motorech. Dawn má tři iontové motory ale v činnosti je vždy jen jeden. Motory mají malý tah, ale mohou pracovat velice dlouhou dobu. Do této chvíle byly v činnosti celkem 620 dní a spotřebovaly pouze 165 kg pracovní látky - xenonu. Do konce mise trvající osm plus jeden rok bude potřeba, aby motory pracovaly asi 2000 dní, neboli 5.5 roku a celková změna rychlosti dosáhne 38620 km/h (10.7 km/s).
Pro lepší představu o výkonu iontových motorů poslouží srovnání s pozemskou realitou. Pokud bychom "stlačili plyn" až k podlaze, urychlili bychom sondu z nuly na 100 km/h za čtyři dny. Za tuto dobu bychom ale spotřebovali jen asi 1 kg paliva.
Cílem sondy Dawn jsou asteroid Vesta a trpasličí planeta (podle nové definice - dříve rovněž asteroid) Ceres. Vesta bude zkoumána v letech 2011 a 2012. Sonda se pak přemístí k druhému objektu a výzkum dovrší v roce 2015.

2010-06-11 - Hayabusa

Dva dny před přistáním

Dobrodružná odysea kosmické sondy Hayabusa se definitivně blíží ke svému konci. Speciální tým je připraven vyzvednout přistávací kapsli, která by měla dosednout v neděli 2010-06-13 v nočních hodinách v Austrálii na polygonu Woomera. V minulých dnech provedly motorky Hayabusi poslední opravy dráhy. Podle sdělení agentury JAXA byly úspěšné a sonda míří do cílové oblasti.
Korekce dráhy TCM-3 [=Trajectory Correction Maneuvre] se uskutečnila 2010-06-05 v 04:44 UT ve vzdálenosti 3.6 mil. km od Země. Poslední úprava trajektorie byla vykonána 2010-06-09 v 06:00 UT, kdy se Hayabusa přiblížila již na 1.9 mil. km. Z technických operací je na řadě již jen oddělení návratové schránky od hlavního tělesa a sestup do australské pouště.

2010-06-08 - Saturn / Titan

Že by život?

Dva nové dokumenty, uveřejněné v těchto dnech a vycházející z měření kosmické sondy Cassini, popisují poměrně složité chemické procesy na povrchu Titanu. I když se dají vysvětlit "nebiologicky", někteří vědci připouštějí, že tyto pochody mohou ukazovat na primitivní exotickou formu života nebo na předchůdce životních projevů. Podle astrobiologů pozorované procesy splňují dvě důležité podmínky potřebné pro život založený na metanu.
Jedna zpráva, zveřejněná v časopise Icarus popisuje molekuly vodíku, které klesají v atmosféře a na povrchu měsíce mizí. Druhý článek vyšel v Journal of Geophysical Research a mapuje uhlovodíky na povrchu Titanu a všímá si nepřítomnosti acetylénu.
Chybějící acetylén je velmi důležitý, protože se jedná o chemickou sloučeninu, která by byla - podle Chris McKaye, astrobiologa v NASA Ames Research Center - nejvýhodnějším zdrojem energie metanového života. Dá se to interpretovat i tak, že se cosi na Titanu acetylénem krmí. McKay ale zároveň zdůrazňuje, že proudy vodíku jsou pro teorii života ještě významnější, protože všechny předpokládané mechanismu počítají se spotřebou vodíku. Vodík má pro hypotetický metanový život stejný význam, jako kyslík pro pozemšťany.
Život založený na metanu je zatím jen ve fázi teorie. Vědci dosud nezaznamenali žádnou formu takových organismů, i když na Zemi známe z vodního prostředí řadu mikrobů, které využívají metan, nebo ho produkují jako odpad. Na Titanu voda jako kapalné prostředí nepřichází v úvahu, protože jsou zde teploty kolem 90 K (-180°C). Seznam možných náhradních kapalin je krátký - tekutý metan a podobné molekuly jako např etan.
Zmíněný objev vodíku v atmosféře Titanu dobře zapadá do úvah o možném životě. Měření infračerveným spektrometrem CIRS [=Composite Infrared Spectrometer] a hmotovým spektrometrem INMS [=Ion and Neutral Mass Spectrometer] popisují hustotu vodíku na různých místech atmosféry a na povrchu. Předchozí teorie předpokládaly, že molekuly vodíku, vznikající štěpením acetylénu a metanu ultrafialovým slunečním zářením, se rozloží víceméně rovnoměrně v různých vrstvách atmosféry.
Autor druhé studie, Darrell Strobel z Johns Hopkins University, objevil v hustotě vodíku nerovnoměrnost, kterou vysvětluje tím, že molekuly vodíku klesají k povrchu ve srovnatelném množství, v jakém unikají do okolního vesmíru. Na povrchu měsíce však mizí. Molekulární vodík v atmosféře prakticky chemicky nereaguje a jako lehký prvek by měl naopak "plavat" v nejhořejší vrstvě atmosféry a odtud unikat do prostoru. Kam se na Titanu ztrácí?
Podle Strobela není pravděpodobné, že by se vodík shromažďoval v nějakých dutinách nebo pod povrchem. Povrch měsíce je tak studený, že by se jen obtížně dala provést zpětná přeměna molekul vodíku a acetylénu na metan. Dalo by se možná uvažovat o nějakém dosud neznámém minerálním katalyzátoru, který by takovou chemickou reakci umožnil.
Mapování přítomnosti uhlovodíků, které vedl Roger Clark z U.S. Geological Survey, probíhalo za pomoci spektrometru VIMS [=Visual and Infrared Mapping Spectrometer]. Vědci očekávali, že interakce chemických sloučenin v atmosféře se slunečním zářením dá vzniknout acetylénu, který bude klesat k povrchu a pokryje ho. Cassini ale na povrchu Titanu žádný acetylén nenašla.
Sonda Cassini navíc nezaznamenala vodní led, ale na druhou stranu detekovala benzen a další organický materiál, který ještě nebyl exaktně rozpoznán. Je možné, že organické sloučeniny pokrývají vodní led filmem o tloušťce alespoň několik milimetrů. Na některých místech může být vrstva ještě silnější. Led zůstává ukrytý pod kapalným metanem a etanem, kteréžto sloučeniny vytvářejí dokonce říční toky a vyplňují jezera. Chemizmus atmosféry na Titanu je ve znamení organických sloučenin, které prší na povrch a tam se chovají jako voda na Zemi. Procesy jsou to velmi dynamické.
Nepřítomnost acetylénu na povrchu se dá vysvětlit, aniž bychom si museli pomáhat biologií. Je možné, že sluneční nebo kosmické paprsky mění acetylén v ledových aerosolech v atmosféře na složitější molekuly, které dopadají na povrch a které se už jako acetylén neprojevují. Biologická vysvětlení, vycházející z utopické představy cizího života konzumujícího acetylén, zůstává jen poslední šancí, kdyby všechny ostatní teorie selhaly. Poslední objevy jsou však tak jako tak překvapující. Mise Cassini pokračuje a snad se dozvíme další podrobnosti.

2010-06-07 - Cassini

Status Report (2010-05-25 až 2010-06-01)

Prozatím poslední signály z Cassini dorazily na sledovací stanici Madrid 2010-06-01. Podle telemetrických dat zůstává sonda ve skvělé kondici a všechny subsystémy pracují podle předpokladů.
2010-05-28 v 11:00 UT se uskutečnila korekce OTM-249 [=Orbit Trim Maneuver]. Jednalo se o manévr v apoapsidě dráhy, který měl doladit trajektorii před průletem kolem Titanu (T69). Hlavní raketový motor byl v činnosti t=62.428 s a změnil rychlost letu o Δv=10.762 m/s. Všechny subsystémy hlásily nominální funkci.
Vědecká činnost uplynulého týdne, která byla částečně omezena kvůli svátkům (Memorial Day), zahrnovala měření kyslíkových sloučenin infračerveným spektrometrem CIRS v atmosféře Saturnu. Ultrafialový spektrometr UVIS sledoval zákryty hvězd a přístroj CDA [=Cosmic Dust Analyzer] analyzoval mezihvězdný prach. Kamery ISS [=Imaging Science Subsystem] a přístroje CIRS a VIMS pozorovaly osvětlenou stranu prstenců a speciálně prstenec F. Přístroje ze souboru MAPS [=Magnetospheric and Plasma Science] prováděly vlastní výzkumy po dobu 9 hodin.
Kromě vlastní vědecké činnosti proběhla u magnetometru a přístrojů MAPS kalibrace. U ultrastabilního oscilátoru, který je součástí aparatury RS [=Radio Science] byly zjišťovány aktuální charakteristiky. Údržba proběhla i u další části RS a v systému ISS byla kalibrována širokoúhlá kamera.
K další úpravě dráhy došlo 2010-06-01. Korekci OTM-250 provedly malé raketové motorky RCS [=Reaction Control Subsystem], které byly zažehnuty v 21:00 UT. Po době hoření t=29.25 s změnily rychlost letu o Δv=36.28  mm/s. Všechny systémy se chovaly podle očekávání.

2010-06-07 - Extrasolární planety

Polámaný nebeský mechanismus

Tým astronomů z University of Texas, vedený Barbarou McArthur[ovou], ohlásil objev planetárního systému, v němž dvě planety obíhají společné slunce pod velmi nakloněnými drahami. Pozorování takto "polámané" planetární mechaniky bude mít silný dopad na teorii vývoje planetárních soustav a zároveň ukazuje, jak některé katastrofické události mohou narušit oběhy planet už poté, co se planetární systém vytvořil.
Objev znamená, že se studium extrasolárních systémů komplikuje. Astronomové už nemohou automaticky předpokládat, že se planety pohybují v jedné rovině.
Překvapující nález má na svědomí kosmický dalekohled Hubble HST, jehož pozorování byla zkombinována s dalšími pozemskými. Teleskopy sledovaly blízkou hvězdu Upsilon Andromedae (u And). McArthur[ová] o objevu referovala na shromáždění Americké astronomické společnosti a byl publikován v časopise Astrophysical Journal z 2010-06-01.
Zhruba deset let už astronomové vědí o třech planetách podobných Jupiteru kroužících kolem žlutobílého trpaslíka Upsilon Andromedae. Hvězda se podobá našemu Slunci a je 44 světelných let daleko. Oproti Slunci je poněkud mladší, trochu hmotnější a mírně jasnější. McArthur[ová] mj. určila hmotnosti dvou planet  - objektů c a d. Roviny oběžných drah těchto těles jsou skloněny přibližně o 30°. kromě toho objevila stopy čtvrté oběžnice, označené e, která se pohybuje ve velké vzdálenosti od prvních tří.
Soustava u And se patrně vytvořila stejným způsobem jako solární systém, později ale se vyvíjela odlišně. Všeobecně se má za to, že planety vznikají ze stejného rotujícího oblaku plynů, z něhož zkondenzovala centrální hvězda. Planety jsou vedlejším produktem tvorby hvězd. V naší planetární soustavě všech osm planet udržuje dráhu v původní rovině rotace plynového mračna.
Za divnou situací u u And by mohlo stát několik scénářů s gravitací v hlavní roli. Uvádí se interakce planet migrujících dovnitř soustavy, vypuzení tělesa vzájemným působením planet nebo porucha způsobená binárním hvězdným společníkem u And B. Není jasné, zda rušivé účinky měly původ uvnitř soustavy nebo zda pocházely zvnějšku, například od hvězdy míjející soustavu v bezprostřední blízkosti.

2010-06-03 - Rosetta

Status Report (2010-05-08 až 2010-05-21)

Časový interval uvedený v titulku představoval dva týdny letových operací. Posledními testy byla podle plánu zakončena etapa prověrek užitečného zatížení PC12 [=Payload Check-out]. Uskutečnily se rovněž přípravné operace před průletem kolem asteroidu Lutetia.
Rádiový kontakt byl udržován výhradně prostřednictvím sledovací stanice ESA New Norcia (NNO) v Austrálii.
Závěrečné zkoušky v rámci PC12 absolvovaly přístroje COSIMA a ROSINA (2010-05-10) a přistávací modul Philae (2010-05-11 a 2010-05-12). V průběhu uvedených testů byly krátkodobě zapojeny i další přístroje kvůli sledování případných interferencí. U kamerového systému OSIRIS se uskutečnila hvězdná kalibrace. Další rádiové seance byly věnovány monitorování stavu subsystémů a sledování trajektorie letu. Monitor radiace SREM pokračoval v rutinním měření.
Dne 2010-05-21 se sonda nacházela 303.7 mil. km (2.03 AU) od Země, což reprezentovalo 1013 s (16 min 53 s) doby letu rádiového signálu v jednom směru. Vzdálenost ke Slunci činila 347.88 mil. km (2.32 AU). 2010-05-14 překonala Rosetta vlastní rekord 2.26 AU od Slunce, který platil od 2008-12-17. Do okamžiku setkání s asteroidem v červenci si bude moci zaznamenat další dva milníky. Nejprve překoná největší vzdálenost od Slunce dosaženou sondou napájenou solárními články (prozatím je rekordmanem sonda NASA Stardust - 2.72 AU) a později svůj vlastní rekord vzdálenosti od Země (3.25 AU).
Rosetta se blíží k místu setkání s planetkou Lutetia. Podle posledních údajů k nejtěsnějšímu přiblížení dojde 2010-07-10 v 15:44:53 UT. Sonda je konfigurována do normálního letového módu, v němž zůstane až do začátku hibernace v červnu 2011. Navigační kampaň mající za cíl zjistit skutečnou polohu Lutetie začne koncem května. Podílet se na ní budou pozemní stanice ESA (síť ESTRACK) a NASA (DSN). Navigační kamera a hlavní kamera OSIRIS na palubě sondy budou od 2010-05-31 fotografovat asteroid dvakrát týdně.

2010-06-02 - Hayabusa

Hayabusa se vrací domů

I když se to před několika lety zdálo jako nereálné přání, dnes všichni zainteresovaní odborníci věří, že se přistávací pouzdro sondy Haybusa vrátí po sedmileté cestě vesmírem v pořádku domů. Jestliže se nestane nic nepředvídaného, vstoupí do zemské atmosféry v neděli 2010-06-13 kolem 23:00 JST (14:00 UT) a dosedne v jižní Austrálii v areálu raketové střelnice Woomera (Woomera Prohibited Area). Japonská kosmická agentura už obdržela od australských úřadů povolení k provedení této operace.
Úspěšný návrat byl podmíněn správnou funkcí iontových motorů jak při dlouhodobé činnosti, tak při následujích korekcích, které se uskutečnily v dubnu a květnu.
Dlouhodobá několika měsíční práce iontového pohonu skončila 2010-03-27. Následovala kontrola výsledné trajektorie a 2010-03-31 bylo potvrzeno, že prochází cílovým koridorem, jak bylo naplánováno. Aby se dosáhlo ještě lepšího navedení, byly vypočítány další menší, i když několikadenní motorické korekce, které byly rozložené na několik termínů v dubnu až červnu.
První úprava TCM-0 [=Trajectory Correction Maneuver] se uskutečnila mezi 2010-04-04 a 2010-04-06 ve vzdálenosti 24 mil. km od Země. Druhá korekce TCM-1 byla na programu mezi 2010-05-01 a 2010-05-04. Manévr TCM-2 přišel na řadu mezi 2010-05-24 a 2010-05-27. To už se Hayabusa pohybovala jen 9 mil. km od Země. Zatímco tyto korekce naváděly sondu "jen" do správné vzdálenosti 200 km od Země, v dalších dvou termínech pro TCM-3 a TCM-4, které jsou ještě před námi, půjde už o co nejpřesnější zacílení do přistávací oblasti. TCM-3 se uskuteční 7 dní (4 mil. km) a TCM-4 pak 3 dny (2 mil. km) před návratem.
Poslední den před přistáním se nejprve zvýší teplota uvnitř návratového pouzdra. To se oddělí od mateřského tělesa tři hodiny (asi 40 tis. km) před vstupem do atmosféry. Jak už bylo uvedeno, vstoupí do zemské atmosféry 2010-06-13 kolem 14:00 UT. Aerodynamické brzdění a následný sestup na padáku jsou rozpočítány na další hodinu. Teprve pak bude možno zhodnotit, zda let skončil úspěšným přistání a ještě o něco později, zda pouzdro skutečně obsahuje vzorek horniny z asteroidu Itokawa.
Podle prozatím poslední zprávy z 2010-05-31 vyfotografovala Hayabusa 2010-05-12 soustavu Země s Měsícem pomocí CCD senzoru, který je součástí sledovače hvězd. Obě tělesa byla zachycena jako dva body zřetelně od sebe vzdálené. Zdánlivá hvězdná velikost Země byla m=-8.3 a Měsíce m=-4.6.

2010-06-01 - Cassini

Status Report (2010-05-19 až 2010-05-25)

Prozatím poslední signály z Cassini dorazily na sledovací stanici Canberra 2010-05-25. Podle telemetrických dat zůstává sonda ve skvělé kondici a všechny subsystémy pracují podle předpokladů.
Vědecký program uplynulého týdne zahrnoval blízké pozorování oblačnosti na Titanu při malém fázovém úhlu, pozorování Japeta, hvězdnou kalibraci a studium Encelada, kde byly mapovány plyny v okolí měsíce. Všechny tyto činnosti zajišťoval systém ISS [=Imaging Science Subsystem]. Analyzátor kosmického prachu CDA [=Cosmic Dust Analzyer] registroval prach pocházející z mezihvězdného prostředí ISD [=Interstellar Dust]. Úkolem bylo zachytit alespoň 100 zrnek ISD a 10 jich podrobit analýze složení. Spektrometr CAPS [=Cassini Plasma Spectrometer] naváděl přístroje ze souboru MAPS [=Magnetosphere and Plasma Science] a společně pozorovaly interakce slunečního větru s magnetosférou a průvodní jevy nad póly Saturnu. Radar byl kalibrován zaměřením na mikrovlnné zdroje záření. Podobně byl kalibrován spektrometr VIMS [=Visual and Infrared Mapping Spectrometer] zaměřením na tři referenční hvězdy.
2010-05-20 minula sonda ve výšce 1400 km relativní rychlostí 5.9 km/s měsíc Titan. K největšímu přiblížení došlo na 49° j.š. Průlet označený T68 byl pátým, který byl věnován studiu gravitačního pole kolem měsíce, což mimo jiné slouží k přesnému stanovení geoidu tělesa. Gravitačního měření se dá také využít k potvrzení nebo vyvrácení domněnky o tekutém oceánu pod povrchem. Během souvislého 17 hodinového měření si sledování rádiového signálu postupně předávaly stanice DSS Madrid, Goldstone a Canberra.
Kompozitní infračervený spektrometr CIRS [=Composite Infrared Spectrometer] využil příhodné trajektorie letu a podnikl měření nad nejjižnějšími oblastmi nad 80° j.š. Měřeny byly teploty a profil složení atmosféry. CIRS pak společně s ISS pokračovaly v monitorování oblaků a jejich vývoje v průběhu jednoho dne po průletu. Spektrograf UVIS [=Ultraviolet Imaging Spectrograph] studoval atmosféru Titanu ve vzdálené ultrafialové oblasti. Magnetometr se zaměřil na ohon magnetosféry Titanu poblíž měsíce. Přístroj MIMI [=Magnetospheric Imaging Instrument] měřil energetické ionty a elektrony vstupující do atmosféry. Aparatura RPWS [=Radio and Plasma Wave Science] měřila termální plazmu v ionosféře měsíce a v okolí, hledala bouřkové projevy v atmosféře a zkoumala interakce magnetosfér Titanu a Saturnu.
Dne 2010-05-23 v 11:30 UT se uskutečnila korekce dráhy OTM-248 [=Orbit Trim Maneuver]. Hlavní raketový motor pracoval t=4.94 s a změnil rychlost letu o Δv=0.84 m/s. Všechny subsystémy vykazovaly nominální funkci.

Archiv:

1. Aktuální novinky
2. Květen 2012
3. Duben 2012
4. Březen 2012
5. Únor 2012
6. Leden 2012
7. Prosinec 2011
8. Listopad 2011
9. Říjen 2011
10. Září 2011
11. Srpen 2011
12. Červenec 2011
13. Červen 2011
14. Květen 2011
15. Duben 2011
16. Březen 2011
17. Únor 2011
18. Leden 2011
19. Prosinec 2010
20. Listopad 2010
21. Říjen 2010
22. Září 2010
23. Srpen 2010
24. Červenec 2010
25. Červen 2010
26. Květen 2010
27. Duben 2010
28. Březen 2010
29. Únor 2010
30. Leden 2010
31. Prosinec 2009
32. Listopad 2009
33. Říjen 2009
34. Září 2009
35. Srpen 2009
36. Červenec 2009
37. Červen 2009
38. Květen 2009
39. Duben 2009
40. Březen 2009
41. Únor 2009
42. Leden 2009
43. Prosinec 2008
44. Listopad 2008
45. Říjen 2008
46. Září 2008
47. Srpen 2008
48. Červenec 2008
49. Červen 2008
50. Květen 2008
51. Duben 2008
52. Březen 2008
53. Únor 2008
54. Leden 2008
55. Prosinec 2007
56. Listopad 2007
57. Říjen 2007
58. Září 2007
59. Srpen 2007
60. Červenec 2007
61. Červen 2007
62. Květen 2007
63. Duben 2007
64. Březen 2007
65. Únor 2007
66. Leden 2007
67. Prosinec 2006
68. Listopad 2006
69. Říjen 2006
70. Září 2006
71. Srpen 2006
72. Červenec 2006
73. Červen 2006
74. Květen 2006
75. Duben 2006
76. Březen 2006
77. Únor 2006
78. Leden 2006
79. Prosinec 2005
80. Listopad 2005
81. Říjen 2005
82. Září 2005
83. Srpen 2005
84. Červenec 2005
85. Červen 2005
86. Květen 2005
87. Duben 2005
88. Březen 2005
89. Únor 2005
90. Leden 2005
91. Prosinec 2004
92. Listopad 2004
93. Říjen 2004
94. Září 2004
95. Srpen 2004
96. Červenec 2004
97. Červen 2004
98. Květen 2004
99. Duben 2004
100. Březen 2004
101. Únor 2004
102. Leden 2004
103. Prosinec 2003
104. Listopad 2003

Reakce čtenářů (číst/přidat)

Počet reakcí: 25
Poslední: 2013-03-21 14:07:23