V americké NASA připravují další z ambiciózních projektů, který dostal název TPF neboli Terrestrial Planet Finder, což v češtině znamená „Hledač planet pozemského typu“. Půjde o unikátní dvojici spolupracujících přístrojů. Prvním z nich bude koronograf TPF-C, dalekohled ve vizuálním a ultrafialovém oboru, který dokáže zaclonit světlo centrální hvězdy (aby nerušilo) a prohledávat její okolí. Druhým přístrojem bude výkonný interferometr TPF-I v infračerveném oboru. Skládá se ze čtyř dalekohledů letících v pevné formaci a senzoru. Koronograf by měl startovat někdy kolem roku 2016 a interferometr kolem roku 2019. Základním cílem velkolepého projektu je prohledání okolí 150 nejbližších hvězd, vyhledávání oblastí vhodných pro život a nalezení planet podobných naší Zemi.
 |
| TPF koronograf (nalevo) a interferometr (napravo). 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. Koronograf – původně přístroj k pozorování koróny Slunce, ve kterém je vlastní povrch Slunce zakryt, aby nerušil pozorování. Koronograf se používá i k pozorování okolí hvězd. Samotná hvězda je zakryta a koronograf zobrazuje její okolí, například protoplanetární disky nebo planety. Interferometr – soustava dvou a nebo více antén, ze kterých se signál přivádí do jednoho místa, kde interferuje (sčítají se amplitudy vln). Jsou-li v protifázi, může dojít k vyrušení výsledné vlny. V detekčním přístroji se zaznamenává intezita vlny, která je kvadrátem amplitudy. Čím větší je základna interferometru, tím vyšší je jeho rozlišovací schopnost. |
| Koronograf (TPF-C) |
Základní součástí koronografu je dalekohled s eliptickým primárním zrcadlem o rozměru 8×3,5 metru. Jde o mimoosový Cassegrainův systém s ohniskovou vzdáleností 146 metrů! Vzdálenost mezi primárním a sekundárním zrcadlem bude 12 metrů, jeho velikost 83×37 cm. Terciární zrcadlo je rovinné. Primární i sekundární zrcadlo se bude deformovat soustavou aktuátorů podle okamžité potřeby. Bude tak možné reagovat na průhyby způsobené rotací sondy nebo manévrováním sondy.
 |
 |
| Zrcadlo | Rozměr (m) | Poloměr křivosti (m) |
| Primární | 8×3,5 | 26,8 |
| Sekundární | 0,83×0,37 | 3 |
| Terciární | 0,14×0,09 | ∞ |
| Základní optické části koronografu. Zrcadla jsou značena modře. Chod paprsků je mimoosový. |
Primární zrcadlo bude uloženo v komoře vyhřívané na pokojovou teplotu. Je to proto, aby pracovalo za stejných podmínek jako při odlití. Celý koronograf bude obklopen stínícím protislunečním štítem tvaru komolého kuželu, jehož průměr základny je úctyhodných 16 metrů a výška 14 metrů. Za slunečním štítem jsou panely slunečních baterií a panel kompenzující vliv slunečního větru. Celková délka soustavy tak dosáhne 37 metrů. Celé toto monstrum o velikosti 16×37 metrů se přitom musí při startu vejít do nákladního prostoru o velikosti 4,5×16 m a hmotnost nesmí přesáhnout 6 200 kg. Koronograf bude schopen prozkoumávat hvězdy od spektrální třídy F po spektrální třídu K a měl by být schopen detekovat i planetu poloviční velikosti naší Země (při stejném albedu). Spektrální rozsah přístroje bude 500÷800 nm. Start je plánován na rok 2016 a to pomocí nosné rakety Ariane V nebo Delta IV Heavy.
 |
| Koronograf TPF-C. Patrný je protisluneční štít, panely slunečních baterií a kompenzátor slunečního větru. Zdroj: NASA. |
 |
| Počítačová simulace obrazu vzdálené galaxie gravitačně čočkované mezilehlým oblakem temné hmoty. Širokoúhlá kamera na TPF-C dokáže zobrazit i oblasti ionizovaného vodíku. Zdroj: Simon Dedeo, Ed Sirko, Princeton University. |
| Interferometr (TPF-I) |
Interferometr byl navržen pro práci ve střední části infračerveného spektra, kde je větší kontrast mezi planetou a hvězdou než ve viditelném oboru. Má-li ovšem mít IR dalekohled stejnou rozlišovací schopnost jako optický, musí mít primární zrcadlo desetkrát až dvacetkrát větší rozměr. Tak velké zrcadlo by bylo obtížné vyrobit a dopravit do kosmu a proto se rozhodlo o konstrukci interferometru, který kombinuje signál z několika zdrojů. I v IR oboru je svit hvězdy výrazně větší než planety a proto musí být interferometr nastaven tak, aby ve směru hvězdy nastalo minimum interferenčního obrazce. Přítomnost planety potom známým způsobem deformuje interferenční obrazec. Interferometr se bude skládat ze čtyř dalekohledů se zrcadly o průměru 4 metry spojených buď lineárně (základna 60÷150 m) nebo do tvaru X (základna 40÷100 m). Základní vlnový rozsah bude 7÷13 μm, v ideálním případě od 5 μm až do 17 μm. Každé rozšíření spektrálního rozsahu s sebou přináší možnosti sledovat další důležité emisní a absorpční čáry. Úhlová rozlišovací schopnost interferometru by měla dosáhnout až 0,05″.
 |
| Dvě možné geometrie čtyř dalekohledů a senzoru (žlutě). Lineární uspořádání může mít rozměry 60÷150 m, uspořádání typu X rozměry 40÷100 m. |
| Parametr | základní hodnota | ideální hodnota |
| Průměr zrcadel | 4 m | 4 m |
| Rozsah | 7÷13 μm | 5÷17 μm |
| Úhlové rozlišení | 75″ | 50″ |
| Spektrální rozlišení λ/Δλ | 20 | 40 |
| Zorné pole | 1″ při 12 μm | 1″ při 12 μm |
| Užitečné pole | ±45° ve směru od Slunce | ±45° ve směru od Slunce |
| Ukazatelé života | H2O, O3 | H2O, O3, CO2, CH4 |
| Trvání mise | 5 let | 10 let |
| Umístění | L2 Země-Slunce | L2 Země-Slunce |
 |
| Lineární varianta interferometru. Zdroj: NASA. |
 |
| Testy fázování optických paprsků interferometru. Optická lavice na Arizonské univerzitě. |
| Závěr |
Ambicióznímu projektu TPF je věnována řada konferencí, nejbližší proběhne v listopadu 2006 v Pasadeně. Vědci doufají nejen v detekci planet podobných Zemi, ale zařízení by mělo spolehlivě odhalit i sloučeniny nutné pro život nebo produkované životem samotným. Půjde o nejcitlivější infračervenou observatoř světa a tak lze také očekávat detailní prozkoumání chladných míst ve vesmíru. Přípravy projektu jsou v plném proudu, včetně vývoje speciálních robotů umožňujících simulovat manévry sondy v kosmu. Doufejme, že se americké NASA podaří tento mimořádně zajímavý projekt uskutečnit.
 |
| Základní diagram srovnávací planetologie. Zanesena je hmotnost a poloměr planet Jupiter, Uran, Saturn a Země spolu s křivkami, které odpovídají rovnovážné hmotnosti a poloměru chladné sféry vyrobené z látky určité střední atomové hmotnosti. Předpokládá se, že TPF doplní tento diagram o mnoho extrasolárních planet. Zdroj: Zapolsky & Salpeter, 1969. |
Aktuátor – elektrostatický nebo hydraulický podpůrný prvek deformovatelného zrcadla, který zajišťuje jeho tvarové změny v závislosti na řídícím signálu. Podmínkou je, aby změny tvaru zrcadla probíhaly s vyšší frekvencí než změny v obrazu, který je adaptivní optikou opravován.
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 pouhých 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.
Spektrální třída – rozdělení hvězd podle charakteristik jejich spekter do základních tříd W, O, B, A, F, G, K, M, L, T. Nejteplejší, modrofialové hvězdy mají spektrum označené W, nejchladnější hvězdy spektrálních tříd M, L a T jsou červené. Spektrální třída odpovídá zejména povrchové teplotě hvězdy.
Albedo – míra odrazivosti povrchu tělesa. Jde o poměr dopadajícího a odraženého elektromagnetického záření vyjádřený zpravidla v procentech nebo desetinných číslech. Pokud není specifikováno jinak, jde o viditelné světlo a kolmý dopad. Například albedo sněhu je 90 % (0,9), Země 31 % (0,31) a Měsíce 12 % (0,12).
Ariane – nosná raketa využívaná Evropskou kosmickou agenturou. Její název pochází z francouszkého přepisu jména mytologické postavy Ariadne. Nosič byl vyvíjen od 70. let dvacátého století. První úspěšný start Ariane 1 proběhl v roce 1979. Dnes je k dispozici nosič Ariane 5 s výškou 52 metrů, průměrem 5,4 metru, celkovou hmotností 745 tun a užitečným nákladem 6 tun. Rakety startují ze základny Kourou ve Francouzské Guajaně.
Gravitační čočka – efekt gravitační čočky předpověděl A. Einstein v roce 1936. Hmotný objekt (zpravidla velká galaxie) ležící mezi zdrojem záření a pozorovatelem zakřivuje světelné paprsky podobně jako skleněná čočka v laboratoři. Jsou-li objekty dokonale na přímce, vznikne jako obraz vzdálené galaxie tzv. Einsteinův prstenec. Jsou-li objekty mírně vyosené, vznikne buď oblouk nebo několikanásobný obraz vzdálené galaxie či kvazaru.
Rozlišení spektroskopu – je dáno podílem vlnové délky pozorovaného světla a nejmenšího rozdílu vlnových délek monochromatických vln stejné intenzity, které prvek ještě rozliší. U hranolu závisí r. s. na disperzi materiálu, ze kterého je vyroben a na absolutní velikosti jeho základny. U difrakční mřížky je r. s. tím větší, čím je větší řád spektra, ve kterém provádíme měření a čím je větší počet vrypů mřížky.
Lagrangeovy body – pět bodů v sousedství dvou obíhajících hmotných těles, ve kterých je gravitační a odstředivá síla vyrovnána. Polohu těchto bodů poprvé vypočítal italsko-francouzský matematik Joseph-Louse Lagrange. Velmi výhodné je například umístění sondy do Lagrangeova bodu L2 soustavy země-Slunce, který je vzdálený od Země 1 500 000 km ve směru od Slunce (WMAP, Planck, Herschel, TPF).
