observatory.cz - Novinky z astronomie

Odyseus již napotřetí Slunce obkružuje I

Kosmonautika 17.3.2008 Ivan Havlíček
Základní informace o misi

Dnes, téměř rok po posledním průletu nad jižním slunečním pólem, evropskoamerická kosmická sonda Ulysses (Odyseus) spěje průletem nad severním slunečním pólem k dokončení svého třetího obletu kolem Slunce. Podle posledních zpráv spěje tato mise nezadržitelně také ke svému přirozenému konci díky nedostatku energie. Radioaktivní články, ze kterých sonda čerpá energii pro své přístroje, již nejsou dost silné, aby temperovaly palivovou soustavu s hydrazinem. Pokud teplota hydrazinu klesne pod 2 °C, palivo zamrzne a sonda se tak stane neovladatelnou. Ovladatelnost sondy zde znamená zejména polohování antény zajišťující komunikaci se Zemí. První známky tohoto stavu se objevily v polovině ledna 2008, kdy řídící tým sondy oznámil problémy v komunikaci. Sonda byla uvedena do úsporného režimu a technici se pokoušeli o její znovuuvedení do plného provozu. Podle zprávy z 22. února to dnes však vypadá na ukončení mise.

Sonda Ulysses vymalovaná kterak letí vesmírem. Zdroj: NASA.

NASA – National Aeronautics and Space Administration, americký Národní úřad pro letectví a kosmonautiku, založen byl v roce 1958. Jde o instituci zodpovědnou za kosmický program USA a dlouhodobý civilní i vojenský výzkum vesmíru. K nejznámějším projektům patří mise Apollo, která v roce 1969 vyvrcholila přistáním člověka na Měsíci, mise Pioneer, Voyager, Mars Global Surveyor a dlouhá řada dalších.
ESA – European Space Agency, Evropská kosmická agentura. ESA spojuje úsilí 15 evropských zemí na poli kosmického výzkumu. Centrální sídlo je v Paříži, pobočky v mnoha členských zemích. ESA byla založena v roce 1973 jako přímý následovník organizací ESRO a ELDO. Nejznámější nosnou raketou využívanou ESA je Ariane.
Slunce – nám nejbližší hvězda, patří k tzv. hvězdám hlavní posloupnosti. Je od naší Země 150 milionů km daleko, její průměr činí 1 400 000 km. Teplota na povrchu dosahuje 5 780 K, v centru 15 milionů K. Září výkonem 4×1026 W. Spálí při tom 700 milionů tun vodíku každou sekundu.

Ulysses je společným projektem ESA a NASA s cílem studovat Slunce a magnetosféru sluneční soustavy v průběhu letu po dráze téměř kolmé k rovině ekliptiky. Sonda se tak dostává nad oba sluneční póly, jejichž studium bylo doposud prostřednictvím sond pohybujících se v oblasti roviny dráhy planet nemožné. Ke startu mise došlo 9. 10. 1990 prostřednictvím raketoplánu Columbia. Sonda byla navedena nejprve k Jupiteru, jehož gravitace ji měla nasměrovat na heliocentrickou dráhu požadovaných parametrů. Po šestnácti měsících letu k největší planetě byla sonda 8. února 1992 ve 12:02 UT vržena Jupiterem zpět ke Slunci.

8. 2. 1992, průlet kolem Jupiteru. Tímto manévrem se dráha Ulyssea pozměnila
a sonda se od té doby pohybuje v rovině téměř kolmé na rovinu ekliptiky. Zdroj: NASA.

Po průletu kolem Jupiteru letí Ulysses po heliocentrické dráze se sklonem 80,2° ke slunečnímu rovníku, s oběžnou dobou 6,2 roků, afélium je ve vzdálenosti ~5,4 AU od Slunce a perihelium ~1,34 AU. Dráha byla zvolena tak, že první průlet proběhl nad jižním pólem Slunce a zhruba po roce následoval průlet nad pólem severním. Ulysses již dokončil dva úplné oblety a probíhá třetí, který je počítán od třetího průletu aféliem v červnu 2004.

První oblet kolem Slunce včetně dráhy od startu a průletu kolem Jupiteru. Při průletu nad polárními oblastmi Slunce je Ulysses viditelný v perspektivě 15° nad a pod ekliptikou. Zdroj: ESA.

Druhý oblet započal po 6,2 rocích od průletu kolem Jupiteru, tedy v dubnu 1998. Jupiter obíhá kolem Slunce za 11,86 roků, nečekal tedy na Ulyssea v témže místě, i když vzdálenost afélia Ulyssea odpovídá vzdálenosti Jupiteru od Slunce. Poloha Jupiteru v době průletu Ulyssea aféliem je patrná z obrázku. Zdroj: ESA.

Třetí oblet, který právě probíhá a ještě není dokončen. Označené datum 7. 2. 2007 je dnem, kdy observatoř dosáhla nejvyšší heliografické šířky. Průlet nad severní polární oblastí je označen světlým klínem od listopadu 2007 do března 2008. Zdroj: ESA.

Průlety polárními oblastmi jsou definovány oběžnou dráhou. Dráha byla navržena tak, aby sonda prolétala nad každou sluneční polokoulí vždy nad sedmdesátým stupněm heliografické šířky. Tento průlet měl pak trvat celkově alespoň 150 dní, aby byla mise prohlášena za úspěšnou. První čtyři průlety nad polárními oblastmi však trvaly o 468 dní déle, než tvůrci projektu očekávali.

# Oblast Max. šířka Počátek Konec
1 jih –80,2° 26. 6. 1994 5. 11. 1994
1 sever +80,2° 19. 6. 1995 29. 9. 1995
2 jih –80,2° 6. 9. 2000 16. 1. 2001
2 sever +80,2° 31. 8. 2001 10. 12. 2001
3 jih –79,7° 17. 11. 2006 3. 4. 2007
3 sever +79,8° 30. 11. 2007 15. 3. 2008
Tabulka průletů sondy Ulysses nad slunečními polárními oblastmi.

Vědecké instrumentárium

Ulysses je vybaven množstvím vědeckých přístrojů navržených ke studiu velmi širokého spektra dějů souvisejících se sluneční činností: slunečního magnetického pole, slunečních rádiových a plazmových vln, vlivu slunečního větru na nejrůznější částice meziplanetární hmoty, studia slunečních a meziplanetárních energetických částic, galaktického kosmického záření a také neobvyklých složek kosmického záření. Další přístroje jsou navrženy k vyšetřování kosmického prachu a mezihvězdného neutrálního plynu, slunečního RTG záření a gama záblesků. Rádiové experimenty jsou navrženy ke studiu sluneční korony a není vyloučena ani detekce gravitačních vln při komunikaci s pozemními stanicemi.

Přehled přístrojového vybavení sondy Ulysses. Popis v následující tabulce. Zdroj: NASA.

Přístroj Popis Konstrukce
WHM/FGM Vector Helium Magnetometer, Flux Gate Magnetometer. Sledování časových a prostorových změn magnetického pole Slunce. Rozsah 0,01 nT až 44 000 nT. A. Balogh, Imperial College, London (UK)
SWOOPS Solar Wind Observations Over the Poles of the Sun. Sledování iontů (0,26÷35 keV) a elektronů (0,8÷860 eV) D.J. McComas, South West Research Institute (USA)
SWICS Solar Wind Ion Composition Spectrometer. Zastoupení prvků a iontů, sledování teploty a rychlosti iontů slunečního větru výzkum radiových a plazmových vln. J. Geiss, Univ. of Bern (Švýcarsko)
G. Gloeckler, Univ. of Maryland (USA)
URAP Unified Radio & Plasma Wave Investigation. Plazmové vlny, sluneční radiové záblesky, měření koncentrace elektronů a elektrického pole v plazmových vlnách R.J. MacDowall, NASA/GSFC
(USA)
EPAC
GAS
Energetic PArticles Composition. Sledování energie iontů (EPAC) a neutrálních atomů hélia opouštějících Slunce (GAS). N. Krupp, MPAe, Lindau (Německo)
HI-SCALE Heliosphere Instrument for Spectra, Composition & Anisotropy at Low Energies. Sledování iontů a elektronů s nízkými energiemi (0,05÷5 MeV). L.J. Lanzerotti, AT&T Bell Labs., New Jersey (USA)
COSPIN COsmic Ray and Solar Particle INvestigation. Kosmické záření a ionty (0,3÷600 MeV na nukleon) a elektrony (4÷2000 MeV) vysokých energií. R.B. McKibben, Univ. of New Hampshire (USA)
GRB Gamma Ray Burst. Sluneční rentgenová vzplanutí gama záblesky z vesmíru. K. Hurley, UC Berkeley (USA)
DUST DUST. Výzkum prachových částic. H. Krüger, MPK, Heidelberg (Německo)
SCE Solar Corona Experiment. Sledování hustoty, rychlosti a turbulentních spekter ve sluneční koroně a slunečním větru. M.K. Bird, Univ. of Bonn (Německo)
GWE Gravitational Wave Experiment. Hledání Dopplerova posunu radiových signálů způsobeného gravitačními vlnami. B. Bertotti, Univ. of Pavia (Itálie)
Přehled přístrojového vybavení sondy Ulysses. Zdroj: ESA.

Pokračování (1/3)




Ekliptika – zdánlivá dráha Slunce na obloze. Průsečnice, v níž rovina dráhy Země kolem Slunce protíná světovou sféru. Rovina ekliptiky je rovinou oběžné dráhy Země.
Apocentrum – bod na eliptické dráze kolem centrálního tělesa, který je tomuto tělesu nejdále. Pro Slunce se používá výraz afélium, pro Zemi apogeum, pro Měsíc apoluna, pro hvězdu apoastrum.
b>Pericentrum – bod na eliptické dráze kolem centrálního tělesa, který je tomuto tělesu nejblíže. Pro Slunce se používá výraz perihélium, pro Zemi perigeum, pro Měsíc periluna, pro hvězdu periastrum.
AU – astronomická jednotka, střední vzdálenost Země od Slunce, 149 597 870 km. Používá se především pro určování vzdáleností ve sluneční soustavě.
Sluneční vítr – proud nabitých částic ze Slunce, které zaplavují celou sluneční soustavu. Zejména jde o protony, elektrony a alfa částice (jádra hélia). Typická rychlost částic u Země je kolem 500 km/s (rychlost zvuku v tomto prostředí je 50 km/s), teplota 3 eV (30 000 K) a koncentrace několik protonů v m3. Sluneční vítr objevil anglický astronom Richard Carrington v roce 1859, kdy bylo za půl dne po slunečním vzplanutí narušeno magnetické pole Země.
Kosmické záření – proud urychlených částic neznámého původu. Při interakci s atmosférou vzniká sprška mnohdy milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 1020 eV. Sprška z takové částice zasáhne na hranici atmosféry plochu o velikosti 1 km2 a na zemském povrchu se rozšíří na mnoho desítek km2. Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Viktorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 500 metrů. S rostoucí výškou stoupala ionizace atmosféry a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal V. Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku.
GRB – Gamma Ray Bursts, záblesky gama. Náhlá vzplanutí neznámé povahy v oboru gama. Dnes je jasné, že bude existovat více mechanizmů vzplanutí gama, která jsou pozorována jak v kosmologických vzdálenostech, tak přímo v naší Galaxii. K zábleskům gama dochází přibližně jednou denně a mají trvání od několika milisekund po několik stovek sekund. Může jít o vznik černé díry, splynutí dvou neutronových hvězd nebo o další, dosud neznámé mechanizmy.
Korona – vnější atmosféra Slunce volně přecházející do meziplanetárního prostoru. Teplota dosahuje až milionů stupňů Celsia, pravděpodobně je korona ohřívána rozpadem plazmových vln a lokálními rekonekcemi (přepojováním)magnetických silokřivek. K korona (kontinuum) je způsobena rozptylem slunečního světla na volných elektronech. F korona (Fraunhoferova) je způsobena rozptylem slunečního světla na prachových částicích padajících z meziplanetárního prostoru na Slunce, charakteristické jsou absorpční čáry. E korona (emisní) jsou emisní čáry způsobené přechody ve vysoce ionizovaných kovech. Tyto čáry jsou možné jen za vysokých teplot milionů kelvinů.
Gravitační vlna – periodicky se šířící zakřivení času a prostoru. Může vzniknout v okolí těles s nenulovým kvadrupólovým momentem, například kolem dvojice rotujících kompaktních hvězd. Právě tyto vlny by měly být nejběžnější a mít frekvenci zhruba 1 kHz.
Kosmonautika 17.3.2008 Ivan Havlíček