Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 12 (vyšlo 21. března, ročník 12 (2014)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

ATLAST – kosmologické aspekty

Petr Panchártek

...pokračování

Výzkum velkorozměrových struktur

Jednou z důležitých oblastí využití bude průzkum utváření galaxií. Víme, že se galaxie formují a vyvíjejí, ale víme málo o tom, jak to skutečně proběhlo. Fyzikální procesy zahrnují interakce mezi baryonovouBaryon – elementární částice složená ze tří kvarků s různým barevným nábojem. Výsledná barva je „bílá“. Baryony podléhají silné interakci a patří proto mezi hadrony. Baryony složené z kvarků první generace (d, u) dělíme na nukleony se spinem rovným 1/2 (proton a neutron) a delta baryony se spinem rovným 3/2 (4 částice s různým nábojem). Baryony obsahující s kvark nazýváme hyperony. Nejznámějším je lambda hyperon. Hyperony byly hojně zastoupené v raných vývojových fázích vesmíru, často hovoříme o hyperonovém plynu. Dnes vznikají interakcí kosmického záření s horními vrstvami atmosféry a umíme je vytvořit uměle na urychlovačích.  hmotou v galaxiích a energií uvolněnou při zrodu a zániku hvězd. Také umíme popsat děje v mezigalaktickém plynu v prostoru mezi galaxiemi a zahrnout do popisu i temnou hmotuTemná hmota – hmota ve vesmíru nebaryonové povahy, která není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá gravitačnímu zákonu aplikovanému na viditelnou hmotu. Podle posledních odhadů na základě pozorování existuje ve vesmíru 5 % baryonové hmoty, 27 % temné hmoty a 68 % temné energie. Existuje několik hypotetických částic, které jsou vhodnými kandidáty na částice temné hmoty, dosud však nebyly objeveny. Termín „temná hmota“ zavedl v roce 1933 Fritz Zwicky, když zjistil, že se členové Kupy galaxií ve Vlasech Bereniky pohybují v průměru rychleji, než by odpovídalo gravitačním účinkům viditelné látky. Existují také teorie, které se pokoušejí vysvětlit rotační křivky galaxií a pohyby galaxií v kupách jiným způsobem než temnou hmotou., která ve struktuře dominuje a určuje základní gravitační potenciál. Fyzikální popis dějů, které stojí za formováním a vývojem galaxií, vyžaduje širokou škálu pozorování od nejstarších struktur v současném blízkém vesmíru až do epochy, v níž se rodily první hvězdy. ATLAST bude poskytovat data potřebná k vyřešení tohoto úkolu, a to v rozsahu kosmologického červeného posuvu až do z < 3, kdy ve vesmíru neustále překotně vznikaly a zanikaly hvězdy, a galaxie se vyvíjely do svých současných tvarů.

Vesmírný dalekohled ATLAST nové generace

Umělecká vize vesmírného dalekohledu ATLAST nové generace. Zdroj: Redorbit.

Temná hmota – hmota ve vesmíru nebaryonové povahy, která není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá gravitačnímu zákonu aplikovanému na viditelnou hmotu. Podle posledních odhadů na základě pozorování existuje ve vesmíru 5 % baryonové hmoty, 27 % temné hmoty a 68 % temné energie. Existuje několik hypotetických částic, které jsou vhodnými kandidáty na částice temné hmoty, dosud však nebyly objeveny. Termín „temná hmota“ zavedl v roce 1933 Fritz Zwicky, když zjistil, že se členové Kupy galaxií ve Vlasech Bereniky pohybují v průměru rychleji, než by odpovídalo gravitačním účinkům viditelné látky. Existují také teorie, které se pokoušejí vysvětlit rotační křivky galaxií a pohyby galaxií v kupách jiným způsobem než temnou hmotou.

Temná energie – entita zodpovědná za zrychlenou expanzi vesmíru, která byla objevena na konci roku 1998 (Saul Perlmutter, Adam Riess). Temná energie tvoří 68 % hmoty a energie ve Vesmíru. Hustota temné energie je velmi málo proměnná v čase i v prostoru, pokud vůbec. Nejnadějnějším kandidátem na temnou energii je energie vakuových fluktuací.

Baryonová látka – látka složená převážně z baryonů, tj. částic tvořených třemi kvarky. K nejvýznamnějším zástupcům baryonů patří proton a neutron, které jsou součástí jader atomů. Nejpodstatnější složkou baryonové látky je atomární látka, volných baryonů je ve vesmíru málo. Odhaduje se, že baryonová složka tvoří 5 % celkové hmoty-energie ve vesmíru.

ATLAST umožní sledování mezigalaktického prostředí v ultrafialové oblasti spektra, v níž lze sledovat interakci mezigalaktického plynu s jednotlivými galaxiemiGalaxie – kompaktní seskupení hvězd, hvězdných asociací, otevřených a kulových hvězdokup, mezihvězdné látky a temné hmoty. Galaxie se liší svou strukturou (spirální, eliptické, nepravidelné,…), vyzařovaným výkonem (neaktivní, aktivní, rádiové, Seyfertovy,…) a zejména svojí hmotností. Hmotnost je udávána v miliardách až stovkách miliard hmotností Slunce. Galaxie jsou obvykle součástmi vyšších celků, jako jsou kupy, nadkupy, vlákna a stěny.. Pro porozumění galaktickému vývoji je klíčové poznat, jak se plyn vlévá do galaxií a jak galaxie na toto obohacování reagují. Galaktický růst závisí na typu galaxie a na místech, v nichž ke střetu s plynem dochází. Při střetu s látkou galaktického haló se plyn může zahřívat nebo může přitékat ve „studeném režimu“ ve formě úzkých vláken. Plyn může být z galaxie také slapovými silami vytrháván. Sledujeme pak průběžné přelévání plynu z na plyn bohatých trpaslíků do obřích galaxií. Veškerý pohyb mezigalaktického plynu má pozorovatelné důsledky. Teorie může být ověřována na rozložení plynu v kosmickém prostoru. Okolí galaxií lze pozorovat spektroskopicky. Úkolem pozorovatelů je získat dostatečně velké datové soubory s potřebným spektrálním rozlišením, na jejichž základě by bylo možné rozeznat a popsat průběh jednotlivých dějů. Počet vhodných zdrojů dostupných pro prokazatelné měření absorpčních čar vůči pozadí je v současné době omezen citlivostí dnešních přístrojů (HST/COS).

Mezigalakticiký plyn

Mezigalaktický plyn vytváří s postupem času spolu s ostatní baryonovou látkou a temnou hmotou kosmickou síť. Distribuci plynu ovlivňují ve velkém měřítku rázové vlny, které mohou pocházet například z výbuchů supernov. Rozložení plynu je zobrazeno pomocí teploty. Levý obrázek nezahrnuje vliv supernov, na pravém byl do modelu přidán vliv rázových vln. Zdroj: Princeton.

Pomocí projektu ATLAST bude moci být vytvořena velmi podrobná třírozměrná mapa rozložení plynu a kovů obklopujících velkorozměrové struktury. Takto získané výsledky budou následně porovnávány s matematickými simulacemi a budou hledány takové numerické modely, které nejlépe odpovídají pozorované skutečnosti. ATLAST umožní mnohem přesněji, než to bylo možné dosud, zmapovat okolí kvazarůKvazar – objekty objevené v roce 1963, mají malé úhlové rozměry (<1″) a obrovský zářivý výkon v celém spektru (1035 až 1040 W). Kvazary se nacházejí ve velkých kosmologických vzdálenostech, jejich světlo je poznamenáno rozpínáním vesmíru a spektrum je výrazně posunuté k červenému konci. Energetická bilance odpovídá vyzařování celých galaxií. Jde o zárodky budoucích galaxií, v jejichž středu se nachází obří černá díra s charakteristickým výtryskem hmoty. a vzdálených galaxií spolu se vzdáleným mezigalaktickým prostředím a přesněji přiřadit záření vzdálených zdrojů k záření mezigalaktického kontinua. Bude tak možné určit rozložení plynu ve velmi vzdálených oblastech. Dalším z možných cílů projektu ATLAST bude systematické měření blízké galaktické koróny a okolí blízkých galaktických kupKupy galaxií – největší gravitačně vázané objekty ve vesmíru tvořené třemi hlavními složkami:
 – stovkami galaxií obsahujícími hvězdy, plyn a prach,
 – obrovskými mraky horkých plynů,
 – temnou hmotou zatím neznámé povahy.
Galaxie se liší svou strukturou (spirální, eliptické, nepravidelné,…), vyzařovaným výkonem (neaktivní, radiové, Seyfertovy,…) a zejména svojí hmotností. Hmotnost je miliardy až stovky miliard Sluncí.
. Zde bude možné přímo sledovat tvorbu těžkých prvků ve hvězdných porodnicích, v blízkosti supernov a v emisních mlhovinách. V těchto oblastech již dnes předpokládáme a pozorujeme náznaky procesů, které potvrzují obohacování mezigalaktického prostředí těžkými prvky a koloběh těchto látek v galaxiích. ATLAST by mohl být schopen, jako první přístroj v historii, podrobně pozorovat hvězdný vývoj ve stovkách galaxií mimo Místní skupinu. Poznání galaktického vývoje je spjato s poznáním zákonitostí hvězdného vývoje. Dnešní trpasličí galaxieTrpasličí galaxie – objekt sestávající z hvězd a mezihvězdné látky. Jsou v něm zastoupeny hvězdy ve všech fázích hvězdného vývoje, tedy objekty nejrůznějšího stáří. Proto je lze spektroskopicky odlišit od obřích kulových hvězdokup, ve kterých se nachází jen velmi staré hvězdy. Nicméně některé trpasličí galaxie kulové hvězdokupy obsahují. Dnes známé trpasličí galaxie jsou gravitačně vázány na velké spirální galaxie a jejich hmotnost dosahuje až setiny hmotnosti mateřské galaxie, zpravidla je v rozmezí 109÷1010 MS. Jde o celkovou hmotnost, tj. atomární látku i temnou hmotu. Poměr obou složek se liší případ od případu. Objekty jsou často nepravidelného tvaru., které považujeme za stavební kameny velkých galaxií, jako je například Mléčná dráha, jsou ale velmi odlišné od drobných zárodečných galaxií v dalekém a tedy velmi mladém vesmíru. Pokud se nám podaří zmapovat galaktický vývoj v podrobnostech hvězdných populací, snad se nám také podaří lépe porozumět strukturování látky ve vesmíru na velkorozměrových škálách.

Blízký vesmír

Blízký vesmír – zobrazena je oblast o velikosti hrany 24 MpcParsek – jednotka vzdálenosti, tzv. paralaktická sekunda. Jde o vzdálenost, ze které by velká poloosa dráhy Země kolem Slunce byla vidět pod úhlem jedné obloukové vteřiny. Číselně je 1 pc = 30×1012 km, což je zhruba 3,26 světelného roku. Často používanými násobky jsou kiloparsek (kpc) a megaparsek (Mpc).. Okruhy, v nichž bude možné solární systémy s požadovanou přesností určit v intervalu do 100 hodin pozorovacího času, jsou znázorněny barevnými kružnicemi: pro HST – žlutá, JWST – oranžová, ATLAST 8 m – zelená a ATLAST 16 m – fialová. Velké spirální galaxie, podobné například M31, jsou označeny modře, obří eliptické galaxie jsou oranžové a trpasličí galaxie znázorňují malé zelené puntíky. Zdroj: NASA.

Pozorování temné hmoty

ATLAST by mohl být velmi přínosným přístrojem také ve výzkumu temné hmoty. Trpasličí sférické galaxie (dSph – dwarf Spheroidal galaxies), které jsou díky slabému svitu nejobtížněji pozorovatelnými galaktickými objekty vůbec, jsou ke zkoumání vlastností temné hmoty mimořádně vhodné. Jsou totiž tvořeny převážně temnou hmotou. Poměr temné hmoty vůči svítící látce je zde 10 až 100krát vyšší, než jaký je pozorován u typických velkých svítících galaxií, jako je například M31 nebo Mléčná dráha. V blízkém okolí Místní skupiny jsou galaktičtí trpaslíci poměrně hojní, dosud jich bylo nalezeno 19 a tento počet jistě není konečný. Nejpodivnějším dosavadním zjištěním při průzkumu trpaslíků je, že všech těchto devatenáct satelitů, které pokrývají z hlediska svítivosti interval v rozsahu více než čtyři řády, obklopuje haló temné hmoty se zhruba stejnou hmotností asi deseti milionů Sluncí. Tato hmotnost se přitom nachází vždy ve zhruba stejně velké oblasti, kterou lze vymezit na zhruba 300 pcParsek – jednotka vzdálenosti, tzv. paralaktická sekunda. Jde o vzdálenost, ze které by velká poloosa dráhy Země kolem Slunce byla vidět pod úhlem jedné obloukové vteřiny. Číselně je 1 pc = 30×1012 km, což je zhruba 3,26 světelného roku. Často používanými násobky jsou kiloparsek (kpc) a megaparsek (Mpc)., v jejímž středu je pak usazena slabě svítící trpasličí galaxieTrpasličí galaxie – objekt sestávající z hvězd a mezihvězdné látky. Jsou v něm zastoupeny hvězdy ve všech fázích hvězdného vývoje, tedy objekty nejrůznějšího stáří. Proto je lze spektroskopicky odlišit od obřích kulových hvězdokup, ve kterých se nachází jen velmi staré hvězdy. Nicméně některé trpasličí galaxie kulové hvězdokupy obsahují. Dnes známé trpasličí galaxie jsou gravitačně vázány na velké spirální galaxie a jejich hmotnost dosahuje až setiny hmotnosti mateřské galaxie, zpravidla je v rozmezí 109÷1010 MS. Jde o celkovou hmotnost, tj. atomární látku i temnou hmotu. Poměr obou složek se liší případ od případu. Objekty jsou často nepravidelného tvaru.. Schopnost temné hmoty vytvářet v prostoru struktury by měla být určena její teplotou. Předpokládáme, že horká temná hmota se bude schopna koncentrovat do mnohem řidších oblastí než studenější temná hmota, která vytvoří mnohem hustší galaktické haló. Pokud ale u objektů tvořených temnou hmotou skutečně dochází ke změně koncentrace v závislosti na vzdálenosti od jádra, pak by bylo možné strukturu temné hmoty dopočítat ze statistického zastoupení kinetické a potenciální složky energie. Znamená to, že detailním pozorováním sférických trpasličích galaxií v blízkém vesmíru bychom mohli mnohem přesněji porozumět dynamickému chování temné hmoty a určit ještě i mnohé jiné její vlastnosti.

Trpasličí galaxie

Známé trpasličí galaxie Místní skupiny v závislosti hmotnosti v objemu centrálních 300 pc na jasu svítivé složky. Prakticky všechny takto velké oblasti u všech známých trpasličích galaxií obsahují temné hmoty zhruba stejně (hmotnost odpovídá 10 milionům Sluncí), bez ohledu na zářivý výkon svítící složky galaxie. Zdroj: NASA.

ATLAST: technický přehled

Projekt ATLAST probíhá v současné době ve třech souběžných konceptech. V prvé řadě je testována možnost vynést do vesmíru osmimetrový dalekohled s monolitickým zrcadlem (dále jen ATLAST–8m). Pro tuto možnost jsou již dnes poměrně dobře zvládnuté technologie výroby samotného dalekohledu, nevýhodou je jeho velikost a neskladnost při dopravě do vesmíru. Druhou cestou je velký skládací dalekohled o apertuřeApertura – využitelný průměr čočky objektivu, primárního zrcadla dalekohledu nebo jiného optického zařízení.16,8 metru (dále jen ATLAST–16m), který by byl sestaven z menších zrcadel, podobně jako například Keckovy dalekohledyKeck – Dvojice obřích, pohyblivých segmentovaných dalekohledů. Jsou umístěny na hoře Mauna Kea na Havajských ostrovech v nadmořské výšce 4 123 metrů. Každé zrcadlo je tvořeno 36 šestiúhelníkovými segmenty a má průměr 10 metrů. Keckovy dalekohledy byly uvedeny do provozu v letech 1993 a 1996.. Tento koncept by mohl otestovat budoucí možnosti a omezení spojená s velmi velkými vesmírnými observatořemi. Něco na způsob „kam až jsme schopni zajít a co si můžeme technologicky dovolit“. ATLAST–16m by měl pokrýt celý rozsah dnešních UVOIR (UltraViolet, Optical, InfraRed) observatoří, tedy v rozsahu vlnových délek 110–2 500 nm. Návrh optického systému je omezen difrakcí na vlnové délce 500 nm a celý teleskop by měl pracovat při zhruba pokojové teplotě někde mezi 280–290 K. Oba výše zmíněné koncepty jsou plně závislé na nově vyvíjeném nosiči Ares V, což je raketa primárně koncipovaná pro měsíční projekt Orion od NASANASA – National Aeronautics and Space Administration, americký Národní úřad pro letectví a kosmonautiku, byl založen prezidentem Eisenhowerem 29. července 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.. Třetí koncept počítá se segmentovaným a tedy opět složitelným primárním zrcadlem o apertuře 9,2 m (ATLAST–9,2m), který je kompatibilní s novou generací nosných raket EELV (Evolved Expendable Launch Vehicle). Všechny tři koncepty přímo navazují na prozatím velmi rozpačitě ukončený a zakonzervovaný projekt JWSTJWST (James Webb Space Telescope) – vesmírný dalekohled Jamese Webba, následovník HST připravovaný třemi kosmickými agenturami: americkou NASA, evropskou ESA a kanadskou CSA. Dalekohled vynese do vesmíru evropská nosná raketa Ariane. Bude umístěn do Lagrangeova bodu L2 soustavy Země-Slunce. Plánované rozměry segmentovaného zrcadla jsou 6,5 m. Vypuštění dalekohledu je neustále odkládáno, poslední termín byl stanoven na rok 2019..

Jedinou možností, jak dopravit ATLAST–8m a ATLAST–16m do vesmíru, je nově vyvíjená těžká raketa Ares V, jejíž plné využití je naplánováno už pro rok 2019. Ares V by měla být schopna vynést užitečné zatížení o hmotnosti 65 tun v prostoru o průměru 8,8 m až do Lagrangeova boduLagrangeovy 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 sond určených k pozorování vzdáleného vesmíru do Lagrangeova bodu L2 soustavy Země-Slunce, který je vzdálený od Země 1 500 000 km ve směru od Slunce (WMAP, Planck, Herschel). Naopak, do bodu L1 soustavy Země-Slunce se umísťují sondy určené pro monitorování Slunce (například SOHO). Lagrangeův bod L3 soustavy Země-Slunce leží opačné straně Slunce, nepatrně dále, než je oběžná dráha Země. Body L4 a L5 neleží na spojnici obou těles, ale tvoří s nimi rovnostranné trojúhelníky. L2 soustavy Země – Slunce. Ares V je prozatím navržena a testována jako dvoustupňová. První stupeň s desetimetrovým tubusem v průměru a výškou 21,7 metru, je na bocích doplněn ještě dvěma pomocnými motory. Druhý stupeň bude mít průměr 8,8 metrů a 17,2 metrů vysokou aerodynamickou obálku o objemu užitečného zatížení 860 m3, což je téměř trojnásobek objemu nákladového prostoru raketoplánu. NASA zvažuje ještě jako další možnost větší úsek, který by měřil 26 metrů na výšku s objemem 1 410 m3.

Ares V

Navrhovaná raketa Ares V, vyvíjená pro cestu na Měsíc v projektu Orion, by mohla posloužit i jako nosič pro projekt ATLAST. Na obrázku je vykreslena brzy po startu. Zdroj: NASA.

Osmimetrový dalekohled s monolitickým zrcadlem

Koncept ATLAST–8m využije jako nosiče osmimetrového monolitického zrcadla celý nákladový prostor rakety Ares V. Obrovská hmotnostní kapacita Ares V výrazně snižuje náklady a riziko tím, že konstrukce celého dalekohledu by se až po okraj vešla do nákladového prostoru. ATLAST–8m by mohl být provozován po roce 2025. ATLAST–8m používá koncept optické lavice, podobně jako tomu je u HSTHST (Hubble Space Telescope) – Hubblův vesmírný dalekohled. Největší dalekohled na oběžné dráze kolem Země, kde byl v roce 1990 umístěn do výšky 614 km. Průměr primárního zrcadla je 2,4 m. Z hlediska kosmologie je zajímavý HST Key Project (klíčový projekt HST), který v roce 1999 posloužil k prvnímu přesnému určení Hubbleovy konstanty. V lednu 2004 NASA zrušila servisní mise k tomuto unikátnímu přístroji, nicméně v roce 2006 bylo rozhodnuto o poslední servisní misi, která měla proběhnout v roce 2008. Mise byla kvůli závadě na dalekohledu odložena a uskutečnila se v květnu 2009., který má pevně nastavenu vzdálenost mezi primárním a sekundárním zrcadlem. Za primárním zrcadlem je přístrojový blok o průměru 4 m a výšce 4,5 m. Do tohoto modulu, kam se promítá Cassegrainovo ohniskoCassegrainovo ohnisko – paprsky jsou po odrazu na hlavním parabolickém zrcadle odraženy zpět hyperbolickým vydutým zrcadlem do otvoru v hlavním zrcadle, do tzv. Cassegrainova ohniska., jsou umístěny detektory. Sluneční clona, která tvoří tubus dalekohledu, je napjata na kostře tvořené rovnostrannými trojúhelníky. Clona zajišťuje jednak tepelnou stabilitu přístroje a také současně zabraňuje nežádoucímu svitu ve vstupu do optické soustavy. Sluneční clona stabilizuje dalekohled na teplotě 135 K a aktivní zónové vytápění zvyšuje jeho teplotu na (280±0,1) K. Konstrukce primárního zrcadla, zejména jeho hmotnost, tvarová tuhost a tepelná kapacita, zajišťuje tepelnou stabilitu pro 1 nm nepřetržitě v trvání 500 hodin. Návrh ATLAST–8m tak předpokládá výjimečnou stabilitu obrazu pro dlouhodobá pozorování bez ohledu na vlastní pohyby nebo náklon vůči Slunci a jiným intenzivně zářícím zdrojům. Celá sestava by měla mít hmotnost 59 tun.

ATLAST-8m

Vlevo je ATLAST–8m složen v nákladovém pouzdře rakety Ares V. Uprostřed je dalekohled v pracovní poloze po rozbalení sluneční clony. Vpravo je pohled na uspořádání přístrojů a optické soustavy uvnitř tubusu. Zdroj: NASA.

Srovnání ATLAST-8m s HST

Porovnání osmimetrového vesmírného dalekohledu ATLAST s Hubblovým
vesmírným dalekohledem. Zdroj: Future of Things.

Větší apertury

Segmentové zrcadlo vesmírného dalekohledu je jedinou možnou architekturou pro dosažení apertury větší než 8 metrů. Porovnávány jsou dnes dva koncepty s aperturami o velikosti 9,2 m a 16,8 m, které jsou odvozeny z návrhu JWSTJWST (James Webb Space Telescope) – vesmírný dalekohled Jamese Webba, následovník HST připravovaný třemi kosmickými agenturami: americkou NASA, evropskou ESA a kanadskou CSA. Dalekohled vynese do vesmíru evropská nosná raketa Ariane. Bude umístěn do Lagrangeova bodu L2 soustavy Země-Slunce. Plánované rozměry segmentovaného zrcadla jsou 6,5 m. Vypuštění dalekohledu je neustále odkládáno, poslední termín byl stanoven na rok 2019.. ATLAST–9,2m využívá technologii již dříve vyvinutou pro misi JWST. Optická soustava je tvořena segmentovaným primárním zrcadlem, které se skládá z 36 šestiúhelníkových tenkých a velmi lehkých zrcadel, každé o velikosti 1,315 m dotýkajících se svými hranami. Segmenty jsou usazeny na šestiúhelníkových podporách s aktuátory podobně, jako je tomu u velkých pozemních segmentovaných dalekohledů. Celá sestava dalekohledu ATLAST–9,2m by měla mít hmotnost 15,7 tun. Balík o velikosti vnějšího průměru 6,5 m, do něhož je složeno primární zrcadlo, se spolu s přístroji, podobně jako tomu bylo v případě návrhu JWST, vejde do nákladového prostoru modernizované nosné rakety EELV (Evolved Expendable Launch Vehicle). Modernizovaná nosná raketa EELV s aerodynamickým pouzdrem potřebné velikosti, s přepravní kapacitou více než 15 tun je dnes ale stále ještě ve fázi plánování.

Přepravní a pracovní skladba

Vlevo je v přepravní skladbě zabalená optická soustava dalekohledu 9,2 metru. Barevně jsou zvýrazněny jednotlivé přístrojové bloky. Uprostřed je optická soustava rozevřena do pracovní polohy. Vpravo je navíc do sestavy přidána a rozvinuta sluneční clona. Zdroj: [1].

ATLAST–16m se také, podobně jako předchozí ATLAST–9,2m, skládá z 36 šestiúhelníkových segmentů, které jsou uspořádány stejně jako v devítimetrové verzi. V tomto případě ale každý segment má rozměr 2,4 m a výsledkem je primární zrcadlo odpovídající kruhové ploše s průměrem 16,8 metrů. Hmotnost ATLAST–16m lze udržet v rámci nosnosti rakety Ares V. Hmotnost tohoto obřího stroje by neměla překročit 30 tun. Je to možné zejména díky nízké plošné hmotnosti materiálu zrcadel, která činí obdivuhodných 15 kg/m2.

ATLAST-16m

Vlevo je složená optická sestava dalekohledu o velikosti primárního zrcadla v průměru 16,8 metru. Uprostřed je tentýž stroj rozbalen, ale sluneční clona a protizávaží ke zmírnění solárního momentu nejsou zobrazeny. Vpravo je úplná sestava dalekohledu se sluneční clonou a protizávažím – „ocasem papírového draka“. Zdroj: ArXiv.

Zrcadla

Porovnání velikosti primárních zrcadel vesmírných dalekohledů. Hubblův dalekohled (HST) je na oběžné dráze od roku 1990. Vesmírný dalekohled Jamese Webba (JWST) sice podstatně zvětšil plochu, prozatím je ale jeho osud značně nejistý. Napravo jsou návrhy vesmírného dalekohledu ATLAST: osmimetrový s monolitickým zrcadlem a šestnáctimetrový se segmentovaným zrcadlem. Zdroj: [5].

Stavba šestnáctimetrové verze dalekohledu ATLAST. Zdroj: NASA.

Závěr

Technologický plán projektu ATLAST byl spuštěn roku 2011 a je rozdělen do celkem šesti období. Pro každou etapu je prozatím plánován jeden rok a, pokud vše poběží podle plánu, všechny potřebné technologie by měly být k dispozici v roce 2017. Plán zahrnuje zvládnutí technologie primárního zrcadla, vývoj detektorů a zejména stínění velmi jasných zdrojů nutné pro sledování velmi slabých objektů v jejich bezprostřední blízkosti. Dalšími etapami je zvládnutí architektury celkové sestavy a volba nosné rakety. Zda v případě primárního zrcadla půjde o monolit nebo o segmentovanou sestavu, to by mělo být známo zhruba v polovině projektu, tedy v době, kdy bude nutné rozhodnout o nosné raketě. Uvedení do provozu projektu ATLAST v kosmickém prostoru je odhadováno na rozmezí někdy mezi léty 2025 a 2032. ATLAST by měl být, na základě zkušeností s předchozími vesmírnými observatořemi, umístěn na nízkou oběžnou dráhu poměrně blízko k Zemi, což by umožnilo pravidelné servisní mise, nutné pro udržení v provozu po dobu nejméně 20 let.

Představa mise osmimetrového dalekohledu NASA. Zdroj [2].

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage