Astrotábor Vlčková 95 — jaký byl V pořadí již osmý astrotábor hvězdárny Zlín (počítaje i skromné začátky první průkopnické skupiny) se uskutečnil ve dnech 17. až 30. července 1995, opět v krásném prostředí Hostýnských vrchů poblíž Vlčkové. Zúčastnilo se jej 23 dětí, převážně členů Kroužku mladých astronomů naší hvězdárny. Spolu s nimi strávilo krásné dva týdny deset dospělých — 8 vedoucích, 2 kuchaři a další hosté. Nejmladšímu účastníku tábora bylo 22 měsíců (Tomáš Coufal, syn hlavního vedoucího), nejstarším táborníkem byl vážený host doc. Josip Kleczek. Byl to tábor výjimečný a zdařilý v mnoha ohledech.
Již začátek tábora byl částečně netradiční. Vzdálenost tábora od Zlína není natolik velká, aby ji táborníci nebyli schopni zdolat pěšky, ostatně jako i v jiných letech. Jen trasa byla nová. Je jen zarážející, jak mnozí objevují v bezprostředním okolí města neznámá místa. Během pěšího přesunu na tábor se ukázalo, že letošní dětský kolektiv bude lecčím mimořádný. Průběh tábora to pak jen potvrdil. Snad byla příčina v tom, že mezi táborníky bylo více začátečníků než v minulých letech.Již první večer a noc byly pracovní.Začátečníci se seznamovali s hvězdnou oblohou, s prací s přenosnými dalekohledy i s orientací na obloze, která má jiný obzor než ve Zlíně. Současně byl vyhlášen nosný program letošního tábora — dokonalá znalost oblohy, vyhledávání Messierovských objektů a jejich poznání. Velkým přínosem byl Karkoschkův Atlas hvězdné oblohy. Messierovské objekty byly oceněny bodovými hodnotami od 1 do 10 bodů dle jejich obtížnosti s přihlédnutím k ročnímu období. Druhým táborovým programem bylo pozorování proměnných hvězd. Zorné pole 3/95, strana 2
Nutno přiznat, že po dobu tábora přálo počasí — kromě dvou večerů jsme mohli každý večer pozorovat.
Přes den se táborníci zdokonalovali v teoretických znalostech z astronomie a příbuzných věd. Nebyl by to však letní tábor bez her či koupání, které k táborům neodmyslitelně patří. Blízkost lesa i vody tomu napomohly. Mezi nejúspěšnější hry patřilo např. rýžování zlata v místním potoce. Děti také prokázaly, že dokáží překonávat i dlouhé vzdálenosti. Celodenní výlet směřoval na Hostýn. Rychlost, s níž jsme dosáhli Hostýna, překvapila i vedoucí, kteří mají nějaký ten tábor za sebou. A celková délka celodenního výletu 31 km, předem oznámená, by odradila možná i polovinu táborníků. Děti zvládly i toto. Během tábora jsme na 3 dny mezi sebou uvítali vzácného přítele, doc. Josipa Kleczka, CSc., pro nás Jožku. Po tři dopoledne seznamoval zajímavým a netradičním způsobem děti s tajemstvím Slunce, sluneční energie, vzniku vesmíru, planet, měsíců. Zbytek dne poznával krásu okolních hor, večer s námi sledoval krásu oblohy. Dalším netradičním zážitkem byla návštěva divadla. Ve středu 19. 7. jsme se na Malé scéně zúčastnili představení divadla dětského souboru z anglického Greenwiche. V průběhu tábora jsme podnikli s nejlepšími pozorovateli z řad dětí dva noční výlety na zlínskou hvězdárnu, kde jsme získali unikátní záběry průchodu planetky kolem planetární mlhoviny Helix v souhvězdí Vodnáře pomocí CCD kamery. Pořízené snímky prokázaly schopnosti nového pozorovacího zařízení. Celý tábor probíhal v kamarádském ovzduší a všichni zúčastnění odjížděli v neděli 30. července neradi. Bylo to krásných 14 dní, které tak završily celoroční činnost kroužku mladých astronomů. Zdeněk Coufal Zorné pole 3/95, strana 3
Hermione ve zlínské CCD kameře V Zorném poli č.2/1995 byly z časopisu Sky & Telescope July 1995 přetištěny předpovědi průchodů planetky Germania kolem otevřené hvězdokupy M 21 ve Střelci a planetky Hermione kolem planetární mlhoviny Helix (NGC 7293) v souhvězdí Vodnáře. Ačkoliv M 21 má deklinaci jen o málo menší (−22,5◦ ) než Helix (−20,8◦ ), její nižší rektascenze prakticky znemožnila její pozorování. M 21 ve dnech kolem 15. 7., kdy se v těsné blízkosti pohybovala planetka Germania, kulminovala ještě za světla a po setmění se nacházela beznadějně skryta za příliš vysokým Mlhovina NGC 7293 Helix fotografovaná 8. 7. 1995 ve jihozápadním obzorem naší hvězdárny. Souhvězdí Vod2h 45m po dobu 200 sekund. náře ale v té době teprve vychází a tak byla reálná šance na úspěšné pozorování druhého úkazu. Štěstím pro nás byla také skutečnost, že mlhovinu Helix jsme fotografovali pouhých 20 dní před předpovězeným úkazem, v noci 7. 7. 1995, při prvních zkouškách naší nové CCD kamery (viz. snímek na poslední straně Zorného pole 2/95). Měli jsme tedy nejen referenční snímek oblasti kolem mlhoviny, ale také přesnou představu o zorném poli kamery a zkušenosti s viditelností mlhoviny mezi stromy zaclánějícími většinu našeho jižního obzoru. Největší přiblížení planetky Hermione k mlhovině HeSnímek exponovaný 27. 7. 1995 lix mělo nastat kolem 28. 7. 1995. V té době ale všichni v 0h 42m po dobu 300 sekund. zlínští astronomové pracovali na letní pozorovatelské exPlanetka Hermione označena pedici naší hvězdárny, kde je sice v porovnání se Zlínem křížkem. Kvalita snímku mnohem krásnější obloha, ale technické podmínky nedovypovídá o podstatně horších volují použít CCD kameru. Naštěstí z Vlčkové do Zlína podmínkách ve srovnání je jen kousek a tak nebyl žádný problém přijet v noci s předchozím snímkem. pozorovat na hvězdárnu. První noc z 26. na 27. červenec byly pozorovací podmínky znatelně horší než při pořizování referenčního snímku 7. července. Přesto byla planetka velmi dobře identifikovatelná. Tentokrát jsme ale neexponovali jen jeden snímek, ale sérii celkem sedmi expozic délky 300 sekund. Druhou noc z 27. na 28. července byly podmínky na hranici únosnosti. Hustý opar zacláněl vše kromě jasných hvězd. Přesto byla mlhovina Helix i planetka Hermione na snímcích dobře rozlišitelná, i když rozdíl jasu oblohy a jasu mlhoviny je možné odhadnout na několik desítek fotonů Kompozitní snímek zachycených jednotlivými obrazovými elementy CCD kaz 27. 7. 1995 elektronicky složený ze sedmi snímků mery po dobu 300sekundové expozice. Výsledný snímek s celkovou expozicí 35 minut. byl opět složen, tentokráte z pěti expozic délky 300 sekund. Zorné pole 3/95, strana 4
Bohužel viditelnost celé oblasti nad obzorem zlínské hvězdárny je asi jedna hodina, což odpovídá úhlovému pohybu planetky o jeden pixel. K zachycení planetky jako čárky by tedy bylo nutno akumulovat snímky v intervalu alespoň dvě hodiny. Schopnost CCD kamery zachycovat doslova jednotlivé fotony a schopnost počítačovým zpracováním odfiltrovat jas oblohy byly dvě nezbytně nutné podmínky pro zachycení mlhoviny Helix a planetky Hermione. Kdo má Snímek z 28. 7. 1995 nějaké zkušenosti s klasickým fotografováním podobných elektronicky složený z pěti objektů, dá nám zapravdu, že pouštět se do podobných pozorování za popsaných podmínek bez CCD by bylo jen snímků s celkovou expozicí 25 minut. plýtvání časem. Všechny snímky byly pořízeny CCD kamerou PXL-211 s objektivem Sonar 180/2,8.
Jak pracuje CCD Základní principy O principech zachycení světla fotografickou emulzí bylo mnoho napsáno a i na naší hvězdárně proběhlo mnoho přednášek. Méně je ale známo o principech práce elektronických světlocitlivých prvků — CCD. Tento článek by chtěl nejen stručně popsat základní principy práce CCD, ale i postupy a operace při pozorování s CCD kamerou PXL-211 na Zlínské hvězdárně.
Obr. 1: Schema CCD kamery a řídicích obvodů.
Zkratka CCD (Charge Coupled Device) může být přeložena jako nábojově vázaný prvek.Co to znamená ? Základem snímacího elementu je polovodičová (křemíková) destička.
Zorné pole 3/95, strana 5
Na této destičce jsou klasickými postupy používanými při výrobě integrovaných elektronických obvodů, jako např. dotace polovodiče ionty nebo nanášení vodivých kovových vrstev, vyrobeny vzájemně izolované oblasti schopné akumulovat elektrický náboj. Tento náboj vznikne v polovodiči po jeho osvětlení. V každé buňce se tedy s rostoucí dobou expozice hromadí v závislosti na osvětlení náboj. Kapacita buněk ale není neomezená. Obecně platí, že čím je buňka větší, tím větší náboj dokáže akumulovat. Velikost buňky ale přímo souvisí s rozlišovací schopností CCD čipu. U čipů s velkými buňkami bývá maximální kapacita buňky několik set tisíc elektronů, čipy s malými buňkami dokáží akumulovat jen desítky tisíc elektronů. Dynamická rozlišovací schopnost (rozsah rozlišitelných jasů) čipu je tedy v rozporu s úhlovým rozlišením. Izolace jednotlivých buněk ale není naprosto dokonalá. Přivedením elektrického napětí na řídicí elektrody na povrchu čipu lze vytvořit vodivé kanály mezi jednotlivými buňkami, kterými náboj může přetéct do vedlejších buněk. Práci CCD čipu lze tedy popsat takto: • Matice světlocitlivých elementů na povrchu čipu je vystavena světlu, zpravidla obrazu vytvořenému objektivem stejně jako fotocitlivá vrstva filmu. • Během expozice se v jednotlivých buňkách vytvoří náboj odpovídající intenzitě osvětlení jednotlivých buněk. • Po expozici je na řídicí elektrody čipu přivedeno napětí způsobící vždy přesun náboje jedné řady buněk (řádku matice) do vedlejší řady. Náboje z první řady buněk, která vedle sebe nemá další obrazovou řadu, přetečou do zvláštní vyčítací řady, zastíněné před dopadajícím světlem a tedy na počátku bez náboje. Stejným mechanismem, jako při posunu celých řad jsou náboje jednotlivých buněk vyčítací řady posouvány tentokráte ve směru sloupce. Náboj z krajní buňky (napětí tvořené nábojem) je zesílen a pomocí analogově-číslicového převodníku převeden na číselnou reprezentaci. • Číselná reprezentace velikosti náboje (a tedy jasu daného bodu) je přes nějaké rozhraní přenesena do počítače. Tento postup je opakován pro všechny buňky ve vyčítací řadě a pro všechny řady obrazové matice. Obraz vzniklý v CCD nemá „zafixovanou“ podobu jako např. chemicky pozměněná emulze filmu. Jedná se o čistou informaci, se kterou je nutno pracovat jako s jakoukoliv jinou elektronicky zpracovávanou informací. Samozřejmě není všechno tak jednoduché, jako by se mohlo zdát. Teoretický model má daleko k fyzikální realitě. Velkým problémem je vlastní šum čipu. Náboj v jednotlivých buňkách nevzniká jen dopadem světla, ale i tepelným pohybem atomů. Z tohoto důvodu je naprosto nemožné použít běžné komerční CCD čipy používané např ve video kamerách k astronomickým účelům. Maximální expoziční doba těchto čipů je asi 1/30 sekundy, pak šum přehluší vlastní signál. Z důvodů minimalizace vlastního šumu jsou všechny astronomické CCD kamery vybaveny Peltierovým chladičem, který ochladí čip asi o 20 ◦ C až 30 ◦ C pod okolní teplotu. Kvalitní kamery mají chladič dvoustupňový. Přesto je šum natolik velký, že je nutno s ním počítat při dalším zpracování snímku. Dalším problémem je fakt, že doba vyčítání není nekonečně krátká. Závisí na velikosti matice buněk a na rychlosti použitého A/D převodníku. V zásadě platí, že doba vyčítání musí být výrazně kratší než doba expozice, neboť i během posunu nábojů při vyčítání jsou buňky osvětleny. Tomuto lze zabránit použitím závěrky nebo speciálním CCD čipem, který rychle přesune obraz z osvětlené matice do vedlejší zakryté matice, odkud je pak relativně pomalu vyčítán. Takový čip je ale výrazně dražší. Např. naše kamera PXL-211 Zorné pole 3/95, strana 6
přečte celou matici 192×165 bodů asi za 1,7 sekundy. Pokud se snímá objekt několik desítek sekund, je doba vyčítání zanedbatelná a expozice během vyčítání je podprahová. Pro snímání planet nebo Měsíce s expoziční dobou zlomků sekund je ale tato kamera nepoužitelná. Noc na pozorovatelně Je to úžasný pocit sledovat, jak se při pozorování s CCD kamerou již po několika desítkách sekund expozice na monitoru objevují objekty, které jsou okem nespatřitelné a jejichž fotografování je velmi obtížné nebo v daných podmínkách nemožné. Přitom odpadá nejistota trvající až do vyvolání filmu — co jsme vlastně vyfotografovali a jak expozice dopadla. Okamžitě je možno zobrazit výsledek a případně posunout zorné pole, upravit expoziční čas a expozici opakovat. Ve zvláštních případech je dokonce možné pořídit několik kratších expozic a ty pak elektronicky složit. Postup práce budeme demonstrovat na fotografii difuzní mlhoviny NGC 281 v souhvězdí Cassiopeia, která je za normálních okolností bez speciálních filtrů jen těžko spatřitelná. Kameru je nutno zapnout určitou dobu před pozorováním. Podchlazení čipu způsobí i v letních měsících zamrznutí přední plochy čipu a je nutno počkat, až vrstvička ledu vysublimuje. Tato doba je různě dlouhá podle podmínek a osobně jsme se přesvědčili, že v zimě to může být opravdu velmi dlouho. Kameru PXL-211 připojíme k objektivu Sonar Obr. 2: Ideální histogram. 2,8/180 umístěném na montáži hlavního dalekohledu. Použití objektivů s delší ohniskovou vzdáleností není pro plošně velké objekty vhodné, neboť plocha čipu je jen asi 2,5×2,5 mm (viz. Zorné pole 2/95). Základní problémem je nastavení CCD kamery na zvolený objekt. Je nutno přesně ustavit dalekohled na vybranou jasnou hvězdu a tuto hvězdu nastavit také do středu CCD čipu. V tomto okamžiku nastupuje doslova kouzlení s objektivem. Řídicí program pracující na připojeném počítači je nutno přepnout do módu „focus“, kdy je periodicky exponováno a matice je vyčítána. Je-li hvězda dostatečně jasná, stačí expozice 0 sekund — pouze doba vyčítání čipu je dostatečná k naexponování hvězdy jako čáry k okraji čipu. Je-li dalekohled přesně ustaven a optické osy objektivu a dalekohledu jsou rovnoběžné, je vyhledávání dalších objektů již velmi jednoduché. Obr. 3: Surový snímek mlhoviny NGC 281. Exponujeme-li oblasti bohaté na hvězdy, např. v mléčné dráze, což je případ mlhoviny NGC 281, bývá v zorném poli několik hvězd jasnějších než asi 9 mag. Tyto hvězdy lze zachytit expozicí několik sekund, nejvýše desítek Zorné pole 3/95, strana 7
sekund. Na takovém zkušebním snímku nebude sice mlhovina vidět, ale budou vidět hvězdy v její blízkosti. Tak lze podle atlasu oblohy, např Astronomického atlasu hvězdné oblohy Ericha Karkoschky, přesně nastavit zorné pole. Pak stačí zvolit expoziční dobu a exponovat. Po 5 minutách expozice nevypadá snímek načtený do počítače přímo z CCD kamery většinou nijak dokonale. Mlhovina na něm dokonce ani není zřetelná. Důvodů je několik. Především tento snímek nemá upraven zobrazovaný rozsah hodnot. Kamera PXL-211 má 12ti bitový převodník. To znamená, že každý bod je převeden na číslo v intervalu 0 až 4 095. V žádném případě ale obraz nevypadá tak, že body s naexponovanou oblohou mají hodnotu 0 a nejjasnější hvězdy hodnotu 4 095. Poměrné množství bodů s různým jasem mívá charakterisObr. 4: Snímek NGC 281 s upraveným tický průběh a tento graf se nazývá histogram. Program při načtení snímku vyhledá nejtmavší rozsahem jasů. Mlhovina v prostřední části již začíná být viditelná. Zjasnění bod a přiřadí mu černou, naopak nejsvětlejšímu vlevo nahoře je způsobeno bodu přiřadí bílou. Jinými slovy všechny body nehomogenitou tepelného šumu čipu. tmavší než počátek intervalu budou černé a všechny body světlejší než konec intervalu budou bílé. Automatické přiřazení ale není vždy dostatečné (viz obr. 3), i když obraz zobrazený v celém intervalu jasů by byl naprosto nečitelný. Rozdíl hodnot mezi jasem oblohy a jasem objektu bývá často jen několik stovek nebo desítek hodnot. Fotografujeme-li mlhovinu, pak je vhodné, aby bílá barva měla hodnotu nejjasnějších patrií mlhoviny a ne nejjasnějších hvězd na snímku, které bývají podstatně jasnější jak mlhovina. Pak je vhodné upravit ručně rozsah zobrazovaných hodnot tak, aby body tmavší než přirozený jas oblohy byly černé a body jasnější než mlhovina byly bílé. Touto úpravou je zcela eliminován jas oblohy (viz obr. 4). Snímek je ale stále velmi špatný, posetý nápadně světlými body s výrazným zjasněním v levém horním rohu. Tyto poruchy jsou způsobeny tepelným šumem CCD čipu. Naštěstí tepelný šum je dobře reprodukovatelný. Stačí zakrýt objektiv a exponovat ještě jednou stejnou dobu temný snímek, v našem Obr. 5: Temný smímek. Zjasnění vlevo případě dalších 5 minut (viz obr. 5). Všimněte si, že rušivé jasné body i zjasnění nahoře i světlé body odpovídají snímku na obr 4. vlevo nahoře odpovídá kazům na snímku NGC 281 (obr. 4). Oba snímky jsou k dispozici v číslicové podobě a pro program je velmi snadné od naexponovaného snímku odečíst temný snímek. Výsledek můžete posoudit na obr. 6. V praxi je pořadí posledních dvou bodů úpravy snímku opačné. Odečtení temného snímku totiž pochopitelně zcela posune jasové hodnoty a je nezbytné znovu upravit Zorné pole 3/95, strana 8
rozsah jasů na základě histogramu. V takovém případě ale nelze dobře ukázat vzhled snímku porušeného tepelným šumem. Obrázek ještě není zcela dokonalý, poslední vady ale nelze dobře odstranit. Především úhlový průměr jasných hvězd je velmi velký. To je způsobeno „průsakem“ náboje do okolních buněk v případě přeexponování a korekcí jasového rozsahu. Aby mlhovina vynikla, byla bílá barva posazena nízko nad černou (asi 250 hodnot jasu) a parazitní světlo hvězd se tak jeví také bíle. U jasných hvězd si dále můžete povšimnout čárek směřujících od středu obrazu hvězdy dolů. Tento jev souvisí s mechanismem vyčítání buněk CCD čipu. Je-li buňka přesvícena (saturována), nepodaří se během posunu řádku veškerý náboj přesunout a zbytkový náboj se přičte k nové hodnotě. Tak se bílá barva Obr. 6: Mlhovina NGC 281 po odečtení objeví v několika následujících buňkách přesouva- temného snímku a úpravě histogramu. Srovnejte finální podobu s obr 3. ných přes saturovanou buňku. Tento jev nazývaný blooming (rozkvétání) některé kvalitnější (a také dražší) kamery, např. SBIG ST-6, dovedou eliminovat. Snímky pořídil kolektiv pozorovatelů hvězdárny Zlín. Pavel Cagaš
Nová mezinárodní kosmická spolupráce The International Space Station Program — tento nový, široce mezinárodní program program vesmírné spolupráce 13 států dostal v letošním roce velmi konkrétní rozměry. Cílem programu je vybudování stálé orbitální stanice. Ruská stanice Mir je na oběžné dráze již téměř deset let a postupem času bude třeba ji modernizovat a pro nepřerušený běh experimentů a výzkumů bude užitečné mít na nízké oběžné dráze alternativu. Nová stanice Space Station bude tedy druhou stálou vědeckou laboratoří v kosmu. The International Space Station Program je rozdělen do tří fází. Fáze I V prvé fázi programu budou společně Rusové a Američané pokračovat v programech Mir a Space Shuttle. Američtí astronauti a ruští kosmonauti budou pracovat na stanici Mir, budou se uskutečňovat společné výstupy do volného prostoru a prostřednictvím kombinovaných letů Space Shuttle a Miru se budou vyvíjet a testovat jednotlivé části budoucí Space Station. Američané tak získají zejména zkušenosti s dlouhodobými pobyty v kosmu, které byly na americké straně ukončeny posledním letem stanice Skylab v roce 1974. První fáze programu začala letem ruského kosmonauta Sergeje Krikaleva na raketoplánu Discovery v únoru 1994 (let STS-60). V únoru 1995, opět s raketoplánem Discovery (let STS-63), došlo k prvnímu těsnému přiblížení stanic Mir a Space Shuttle. Na stanici Mir se v té době nacházel kosmonaut Vladimírem Titov. Discovery se v rámci nácviku spojení s komplexem Mir přiblížil až na vzdálenost 37 stop (cca 11 metrů). Zorné pole 3/95, strana 9
V březnu 1995 se uskutečnil start ruské lodi Sojuz-TM21, která na stanici Mir vynesla na tříměsíční pobyt spolu se dvěma ruskými kosmonauty astronauta Normana Thagarda. Let byl ukončen o 115 dnů později, kdy se celá trojice vrátila na Zemi v raketoplánu Atlantis (let STS-71), který uskutečnil historicky první spojení stanic programů Mir a Space Shuttle.
Raketoplán Atlantis (STS-71) při spojování se stanicí Mir
Úkolem fáze I je vytvoření základů pro fázi II a III zejména v těchto oblastech: • Američané a Rusové společně pracují na Zemi i v kosmu, což vede k postupné integraci amerických a ruských systémů i vědeckých postupů. • „tréninkové“ lety Space Shuttle a Miru předem odhalí potenciální problémy při výstavbě stanice Space Station a tak se značně zmenší možná rizika při jejím budování. • je dostatek času pro přípravu technologií i výzkumných programů pro fáze II a III projektu. Fáze II a III Během fáze II, která začne v roce 1997, bude na oběžné dráze umístěn základní modul stanice Space Station spolu s laboratorním modulem USA. Tato laboratoř bude uvedena do provozu až na začátku fáze III, která bude podle předpokladů odstartována v roce Zorné pole 3/95, strana 10
1999. Hlavní náplní fáze II bude připravit a kompletně vybavit a oživit základ stanice a připravit jej na další rozšiřování. Fáze III bude znamenat postupné budování stanice z jednotlivých modulů. Během fáze III již na stanici bude stálá posádka. Orbitální stanice Mir Stanice Mir je v současné jediným prostorem na oběžné dráze, který je neustále obýván dvěma či třemi kosmonauty. Počet kosmonautů se může až na dobu jednoho měsíce zvětšit až na šest. Mir je první stanicí, u které se při konstrukci počítalo s dalším rozšiřováním. Základní modul o hmotnosti 20,4 tuny byl vypuštěn na oběžnou dráhu v únoru roku 1986. Tento modul poskytuje základní služby stanice — obytné prostory, základní podporu životních podmínek, energetických potřeb, jeho součástí je také základní vědecké vybavení. Modul má celkem šest spojovacích míst pro připojování rozšiřujících nebo zásobovacích modulů. Dvě se nacházejí v podélné ose modulu a slouží především pro připojení lodí Sojuz-TM a automatických zásobovacích lodí ProgressM. Tyto lodi není možné připojit na jiná místa stanice, a proto vždy zůstává jedno z těchto dvou axiálních spojovacích míst neobsazené. Další čtyři přípojná místa se nacházejí na přední části stanice, jsou umístěna radiálně a v současné době jsou obsazena následujícími moduly: • Kvant — byl připojen k základnímu modulu na jeho zadní přípojné místo v roce 1987, má hmotnost 11 tun a obsahuje dalekohled, podporu životních podmínek a zařízení pro výšková měření zemského povrchu. • Kvant 2 — byl připojen v roce 1989, jeho hmotnost činí 19,6 tun. Nese dva solární panely a vědecké vybavení. • Kristall — byl připojen naproti modulu Kvant 2 v roce 1990, jeho hmotnost je 19,6 tuny. Nese technologické a vědecké vybavení a speciální spojovací mechanismus pro připojování těžkých těles (cca 100 tun). Původně byl tento mechanismus vyvinut pro připojení programu raketoplánů programu Buran, nyní se tohoto mechanismu používá pro připojení raketoplánů Space Shuttle. • Spektr — byl vynesen raketou Proton z Bajkonuru 20. května 1995 a byl připojen místo modulu Kristall. Součástí modulu jsou čtyři solární panely a vědecké vybavení (včetně 800 kg technického vybavení pro následující mise Space Shuttle). Odpojený modul Kristall byl připojen na vedlejší přípojné místo. Další dva moduly s technickým vybavením Space Shuttle budou dále připojeny k Miru v letech 1995–6 v rámci pokračování fáze I programu Space Station: • Docking Module („přístaviště“) — modul bude vynesen v nákladovém prostoru raketoplánu Atlantis (STS-74) a bude připojen na speciální přípojné místo modulu Kristall. (viz výše popis modulu Kristall).Modul je konstruován jako spojka mezi raketoplány Space Shuttle a modulem Kristall stanice Mir. Součást Docking Module jsou dále dva solární panely pro zajištění energetické potřeby stanice Mir. • Priroda — vypuštění pomocí rakety Proton se připravuje na jaře 1996. Priroda bude připojena naproti modulu Kristall. Ponese mikrogravitační laboratoř a vybavení pro pozorování Země (včetně dalších 1100 kg USA vybavení). Po připojení Prirody bude mít stanice Mir hmotnost přes 100 tun a bude složena ze sedmi modulů, které byly na oběžnou dráhu vyneseny během deseti let. Martin Kolařík Zorné pole 3/95, strana 11
Přehled letů Space Shuttle fáze I • STS-60 Start: 3. února 1994 Přistání: 11. února 1994 První let fáze I programu Space Station.Na palubě Discovery byl jako palubní specialista přítomen ruský kosmonaut Sergej Krikalev. • STS-63 Start: 3. února 1995 Přistání: 11. února 1995 Raketoplán Discovery uskutečnil přibližovací manévr a dostal se až na 37 stop ke speciální připojovací jednotce modulu modulu Kristall. Na palubě Discovery byl jako palubní specialista Vladimir Titov. • STS-71 Start: 27. června 1995 Přistání: 7. července 1995 Raketoplán Atlantis startoval se sedmi členy posádky — pěti americkými astronauty a dvěma ruskými kosmonauty. Ve svém nákladovém prostoru měl moduly Spacelab a spojovací Orbiter Docking System. Orbiter Docking System sloužil jako spojka mezi Kristallem a raketoplánem Atlantis. Let STS-71 poprvé sloužil k výměně posádky na Miru. Atlantis vynesl na stanici kosmonauty Anatolije Solovjeva a Nikolaje Budarina a kosmonauty Genadije Strekalova, Vladimira Děžhurova a astronauta Normana Thagarda snesl zpět na Zemi. Tito tři astronauti přiletěli na Mir v lodi Sojuz-TM21, který startoval 14. března 1995 (viz výše Fáze I). Thagard spolu s jeho ruskými kolegy strávil na Miru 115 dnů. Thagard se stal dalším americkým astronautem, který od poslední mise Skylab v roce 1974 absolvoval dlouhodobý let. Raketoplán Atlantis byl k Miru připojen pět dnů. • STS-74 Plánovaný start: 11. 11. 1995 Plánované přistání: 19. 11. 1995 Atlantis ponese přípojný modul ruské výroby se dvěma spojovacími mechanismy. Jeho posádka pomocí mechanické ruky připojí modul k raketoplánu a po té se celá sestava spojí s modulem Kristall stanice Mir. Po dvou dnech společného letu se raketoplán odpojí a spojovací systém zůstane na modulu Kristall pro další plánovaná spojení Space Shuttle a Miru. Atlantis na Mir dopraví vodu, zásoby a technické vybavení, včetně dvou nových solárních panelů na výměnu. Zpět na Zemi raketoplán dopraví výsledky pokusů, přístroje na opravu a produkty vyrobené na stanici. • STS-76 Plánovaný start: březen 1996 Raketoplán Atlantis dopraví na pětiměsíční pobyt na stanici Mir astronautku Shannon Lucid, připojí se k Miru a zůstane připojen pět dní. Astronauti Linda Godwin a Rich Clifford vystoupí ze stanice Mir do volného prostoru a připevní na povrch spojovacího modulu čtyři přístroje. • STS-79 Plánovaný start: srpen 1996 Space Shuttle snese astronautku Lucid zpět na Zemi a místo ní na Mir přibližně na čtyři měsíce přibude astronaut John Blaha. • STS-81 Plánovaný start: prosinec 1996 Na Mir bude vynesen astronaut Jerry Linger a astronaut Blaha se vrátí na Zem. • STS-84 Plánovaný start: květen 1997 Odlet astronauta Lingera z letu STS-81, přílet dalšího, zatím neznámého astronauta. • STS-86 Plánovaný start: září 1997 Atlantis snese na Zem astronauta z letu STS-84 a dopraví na oběžnou dráhu americkoruský solární energetický modul. Aby mohl být tento modul připojen, bude nutné uskutečnit nejméně dva výstupy do volného kosmu. Modul bude vyrábět elektrickou energii Zorné pole 3/95, strana 12
„klasickým“ způsobem pomocí turbíny s připojeným generátorem. Turbína bude poháněna pracovní kapalinou ohřívanou sluneční energií. Zařízení by mělo dosahovat mnohem větší účinnosti než dosud používané fotovoltaické články. Modul byl vyvinut pro použití na Space Station a na Miru budou testovány jeho vlastnosti a funkčnost. Dalšími lety by se již měly začít na oběžnou dráhu vynášet jednotlivé části stanice Space station. Zatím však není k dispozici přesný harmonogram. Martin Kolařík
Pozorování a přednášky pro veřejnost Zlínská astronomická společnost pořádá každé první pondělí v měsíci přednášky pro veřejnost. Náplní přednášek jsou aktuální novinky z oboru astronomie a kosmonautiky, stejně tak jako nestárnoucí „klasická“ témata o planetách, Slunci a jiných tělesech a jevech souvisejících s astronomií. Pro školní rok 1995/96 jsou předběžně připravena následující témata: 4. prosince 1995 Ing. Josef Chlachula — Astronomie v Internetu 8. ledna 1996 Ing. Pavel Cagaš — Vznik a vývoj vesmíru 5. února 1996 Jan Měrka — Zdroje gama záření 4. března 1996 Radek Sychra — Moderní pozemské a kosmické dalekohledy 1. dubna 1996 Petr Stuchlík — Poslední let kosmického raketoplánu Všichni zájemci jsou srdečně zváni na hvězdárnu.
Astronomické kroužky v roce 1995/96 Každým rokem se na hvězdárně koncem září scházejí mladí zájemci o astronomii. V tento termín se vždy koná zahajovací schůzka astronomického kroužku a nejinak tomu bylo i tento rok. Na první schůzku sice přišlo pouze 6 účastníků, ale další pátky již ukázaly, že astronomie mezi mládeží dosud nevymizela. V současné době kroužek navštěvuje asi patnáct dětí a je pravděpodobné, že se jejich počet ještě zvýší. Nastane-li taková situace, rozdělí se současný kroužek na dva — pro pokročilé a pro začátečníky. Současný kroužek se koná každý pátek o půl sedmé večer a vede jej zkušená dvojice Zdeněk Coufal a Martin Kolařík. V kroužku se děti postupně naučí základní astronomické principy a údaje, získají přehled a orientaci na obloze během roku a samozřejmě své nabyté vědomosti budou moci ověřit vlastním praktickým pozorováním. Rok práce v kroužku posléze mohou mladí astronomové zakončit na astrotáboře 1996. Během let se postupně vytvořila silná skupina dětí, které již základní úrovně kroužků absolvovaly a mají zájem dále rozšířit své astronomické vědomosti. Pro tyto zájemce byl ustaven Astronomický Klub (též Kroužek č.3). Náplní Klubu budou zajímavá astronomická témata a jeho cílem bude pokud možno poznat celé téma co nejlépe. Součástí práce v Klubu budou i samostatná praktická pozorování. Termín schůzek klubu není zcela pevně Zorné pole 3/95, strana 13
stanoven, podle okolností a zrovna diskutovaného tématu bude upravován, aby vhodně pokryl potřeby jeho členů. Pevnějším bodem je pouze sobota 9.30, kdy by se měl Klub scházet ponejvíce. Vedoucím, či spíše „patronem“ Klubu je Martin Kolařík. První schůzka Klubu bude 28. 10. Všechny kroužky na hvězdárně jsou otevřeny dalším zájemcům a rozhodne-li se někdo, že by ho studování oblohy a vesmíru bavilo, rádi ho mezi námi přivítáme.
Galileo u cíle své cesty 7. prosince se Galileo definitivně přiblíží k Jupiteru a začne detailně zkoumat jak planetu samotnou, tak i systém měsíců spolu s prostorem v okolí planety. Sonda se na oběžnou dráhu Jupitera dostane díky gravitačnímu manévru při těsném průletu kolem měsíce Io. Bezprostředně bude následovat další korekce dráhy, aby bylo možné sledovat ze stacionární dráhy sondu, která bude klesat do atmosféry Jupitera. Po ukončení mise atmosférické sondy zůstane Galileo na místě asi tři měsíce a po té opět změní dráhu, tentokrát z prozaičtějších důvodů — silné elektromagnetické pole spolu s velkým množstvím nabitých částic by mohlo poškodit elektroniku sondy. Další dva roky bude Galileo doslova kličkovat mezi Jupiterem a jeho měsíci, aby o nich mohl postupně získat co nejvíce informací. Prvním měsícem v pořadí (pomineme-li těsný průlet kolem Io) bude v červnu 1996 Ganymed. Každý průlet kolem Ganymeda poněkud změní tvar dráhy sondy; průlety budou pečlivě sledovány a upravovány tak, aby se plánované „kličkování“ zdařilo. Takto Galileo kolem Ganymeda proletí čtyřikrát a bude vymrštěn na dráhu s těsným průletem kolem Callisto. Tento měsíc sonda obletí třikrát a podobným gravitačním způsobem upraví svou dráhu tak, aby se dostala k měsíci Europa, která bude také poctěna třemi průlety. Poslední z galileovských měsíců — Io zblízka zkoumán nebude opět kvůli nebezpečí radiačního poškození elektroniky sondy. Průlety kolem uvedených měsíců budou přibližně ve výškách 200 km nad jejich povrchy, což je asi 100×–300× větší přiblížení, než jakého dosáhly sondy Voyager. Galileo bude zkoumat jak chemické složení tak i geologické a geofyzikální poměry povrchu měsíců. Vždy po průletech kolem jednoho z měsíců (cca týden měření) sonda stráví určitý čas (cca měsíc) vysíláním naměřených dat na Zemi a teprve poté se začne věnovat dalšímu z měsíců. Během všech těchto manévrů bude sonda také průběžně snímat údaje o magnetosféře a rozložení prachu kolem Jupitera. Nejdříve však budou odvysílána data z atmosférické sondy na Zemi a zpět ze Země bude do sondy odvysílán nový software pro zpracování dat. Jedině tak bude umožněn přenos velkého množství dat prostřednictvím záložní antény s malým výkonem. Gravitační manévry u Jupitera by sice mohly pomoci rozevřít zaklesnuté paprsky hlavní antény, avšak úspěch tohoto pokusu je velmi nejistý. Galileovy dráhy v letech 1995–1997 Galileo bude postupně naveden na jedenáct různých eliptických drah s poloosami od 3 do 12 milionů kilometrů. Každá dráha při největším přiblížení sondy k Jupiteru obsahuje těsný průlet kolem jednoho z měsíců (viz výše). Pouze pátá dráha bude nevyužita — dojde ke konjunkci Země se Sluncem a se sondou nebude možné komunikovat. Io bude ze střední vzdálenosti zkoumán při každém z průletů, stejně tak jako ostatní měsíce. Zde se však bude jednat o „dálkový“ průzkum. Martin Kolařík Zorné pole 3/95, strana 14
Snímek Země z Galilea 11. prosince 1990
ZORNÉ POLE hvězdárny Zlín vydává Zlínská astronomická společnost, 760 01 Zlín. Vychází 4× ročně. Toto číslo připravil Martin Kolařík a Pavel Cagaš. Tiskne Knihovna Františka Bartoše ve Zlíně. Náklad 220 výtisků. Informace je možné získat osobně či telefonicky na zlínské hvězdárně (jen v pondělí a pátek večer, tel. +420 (67) 36945), nebo na elektronické adrese
[email protected]. Text časopisu byl zalomen a vysázen programem pdfTEX. „Podávání novinových zásilek povoleno Českou poštou, s.p. OZJM Ředitelství v Brně č.j. P/2-1817/97 ze dne 18.4.1997“. REG 370 507 193 Zorné pole 3/95, strana 15
