Po 33 letech měli odborníci novou šanci odhalit další střípky tajemství Merkuru - planety Slunci nejbližší. Země sice není jedinou planetou, kde se střídají roční období, ale o tom snad někdy jindy. Teď zůstaneme u pozemského kalendáře a našeho středoevropského jara. V minulých měsících jsme na technetu poněkud zanedbávali kosmickou techniku, pracující v prostoru sluneční soustavy a je nejvyšší čas to napravit.
14. ledna 2008 sonda MESSENGER (MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry, and Ranging) uskutečnila první ze tří průletů kolem této planety před navedením na oběžnou dráhu v březnu 2011.
Planetu Merkur doposud navštívila jediná sonda, Mariner 10. Ta odstartovala 3. listopadu 1973 a zamířila nejdříve k planetě Venuši. Poté proletěla celkem třikrát kolem Merkuru - 29. března 1974, 21. září 1974 a 16. března 1975.
Při všech průletech mohla být bohužel pozorována pouze jedna strana planety a navíc v době, kdy byl Merkur nejdále od Slunce. Mariner 10 se během průletů nad planetou dostal do vzdálenosti 703 km, respektive 48069 km a 327 km nad povrchem.
Pořídil tak fotografie přibližně 45% povrchu planety, objevil její tenkou atmosféru a magnetické pole a potvrdil, že Merkur má z planet nejvyšší hustotu díky svému rozsáhlému železnému jádru.
Sonda MESSENGER je sedmou sondou v programu NASA "Discovery", který si klade za cíl studovat sluneční soustavu levnějšími a rychleji zkonstuovanými sondami pod heslem“rychleji, levněji, lépe“.
Postavila a provozuje ji Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory v Marylandu. Původně měla odstartovat již v březnu 2004, ale z důvodu testování programového zabezpečení systému byla nakonec vypuštěna až 3. srpna 2004 raketou Delta II.
Nejprve se pohybovala po heliocentrické dráze blízké dráze Země, aby 2. srpna 2005 uskutečnila gravitační manévr u Země: v 19:13 UT prolétla ve vzdálenosti 2347 km nad centrálním Mongolskem. Poté se dostala na eliptickou dráhu, po níž proletěla dvakrát kolem Venuše (24. října 2006 ve vzdálenosti 2990 km od povrchu a 5. června 2007 v 23:08 UT ve vzdálenosti 338 km), s celkovou změnou rychlosti o 6,7 km/s.
Druhý průlet kolem Venuše byl kritickým milníkem celé cesty a mj. při něm bylo zaznamenáno víc než 600 snímků a asi 6 Gb dat, přičemž pozorování byla koordinována s činností evropské družice Venus Express.
Výsledná heliocentrická dráha ve vzdálenosti 0,332 AU až 0,745 AU poté vedla k Merkuru. Poprvé se k cílové planetě přiblížila 14. ledna 2008 a nyní jí setkání čeká ještě dvakrát, 6. října 2008 a 29. září 2009. Po těchto třech gravitačních manévrech se konečně 18. března 2011 stane první umělou družicí Merkuru. Doba systematického základního výzkumu z polární oběžné dráhy ve výšce 200 až 15200 km je plánována na jeden rok.
Tříose stabilizovaný Messenger má rozměry 1,4×1,85×1,3 m s dvojicí panelů fotovoltaických baterií o rozměrech 1,50×1,65 m s rozpětím 6 m, dodávajících 2 kW elektrické energie v blízkosti Merkuru a dobíjejících akumulátorové baterie o kapacitě 23 Ah.
Vzhledem k blízkosti Slunce je třeba zajistit dostatečnou tepelnou ochranu sondy. Z boku proto sondu kryje protisluneční clona z keramické tkaniny (několik vrstev kaptonu a nextelu) o rozměrech přibližně 1,8×2,4 m. Těleso sondy tak může pracovat při pokojové teplotě kolem 20 °C, zatímco vnější vrstva ochranného štítu se zahřívá až na 370 °C.
Hmotnost sondy byla při startu 1066 kg; z toho 450 kg tvořila konstrukce a asi 600 kg pohonné látky. Pro velké korekce dráhy je vybavena motorem o tahu 660 N na dvousložkové KPL (hydrazin a oxid uhličitý). Pro stabilizaci a drobné korekce dráhy má 16 motorů na jednosložkové KPL (hydrazin) o tahu po 22 N a 4,4 N.
Orientaci v prostoru zjišťují kamery pro sledování hvězd, inerciální plošina a šest detektorů Slunce a zajišťují především čtyři silové setrvačníky. Telekomunikační systém s několika anténami pro různé fáze letu pracuje v pásmu X (8 GHz, rychlost přenosu 9,9 bit/s až 104 kbit/s), povelový systém pracuje ve stejném pásmu s rychlostí přenosu povelů 7,8 až 500 bit/s). Sonda je řízena počítačem s dvojici procesorů RAD6000.
Merkur, nejmenší a nejhustší z terestrických planet zůstává i po staletích skromných poznávání velmi lákavým cílem. Od sondy Messenger očekáváme podstatný pokrok při geologickém a mineralogickém výzkumu, měření magnetického pole a mapování povrchu.
Na přístrojové plošině sondy se nachází dvojice kamer. Širokoúhlou tvoří krátkofokální refraktor s průměrem objektivu 30 mm a se zorným polem 10,5°, který poskytne barevná zobrazení (12 monochromatických filtrů pokrývá spektrální obor 400 až 1100 nm, tedy viditelnou a blízkou infračervenou).
Ohnisková délka přístroje je 79 mm (f/5). Rozlišení z výšky 200 km je 72 m/pixel, z výšky 15000 km je 5,4 km/pixel. Úzkoúhlá dlouhofokální kamera (reflektor Ritchie-Chretienova typu s ohniskovou délkou 550 mm (f/18) se zrcadly korigujícími sférickou aberaci) umožňuje každé 4 s pořídit kompletní černobílý záběr s rozlišením 5,9 m/pixel z výšky 200 km a 390 m/pixel z výšky 15000 km.
Každý CCD detektor zaznamenává 12 bit/pixel a dobu expozice je možno měnit buď ručně nebo automaticky v rozmezí 1 ms až 10 s. Před odvysíláním snímku je obraz na palubě komprimován. Spolu kamerami funguje i laserový výškoměr s pracovní vlnovou délkou 1064 nm, měřící vzdálenost k povrchu s přesností ±0,3 m až na vzdálenost 1000 km.
Na přístrojové plošině směřující k povrchu planety jsou rovněž další aparatury, jejichž úkolem je komplexní chemická analýza. Gamma a neutronový spektrometr umožní sestavit globální mapu prvkového složení povrchového materiálu planety dnes a v historii.
Během roční mise se očekává přenos 3,9 Gb dat. Experiment sestává ze dvou přístrojů. Gama spektrometr zaznamenává diskrétní emisní čáry záření gama vyvolané dopadem galaktických kosmických paprsků na prvky (mj. O, Mg, S, Si, Na, Ca, Fe, H) a vznikající přirozeným radioaktivním rozpadem (K, Th a U) do hloubky 10 cm pod povrchem.
Gama scintilátor z jodidu cesia je přímo napojen na fotodiodu. Rozsah registrovaných energií je 0.3 až 10 MeV. Neutronový spektrometr se scintilátory o ploše 8000 mm2 detekuje nízkoenergetické neutrony produkované bombardováním kosmickými paprsky a moderované horninami bohatými na vodík až do hloubky 0,4 m). Cílem měření je registrace vodíku a dalších prvků s nízkými atomovými čísly.
Aktivační analýzu prvků Mg, Al, Si, S, Ca, Ti, Fe povrchového materiálu provádí rentgenový spektrometr s energetickým rozsahem 1 až 10 keV. Dále je na palubě spektrometr (v ultrafialové, viditelné a infračervené části spektra) pro určování chemického složení plynů v atmosféře s prostorovým rozlišením při okraji planety 25 km a k detekci silikátových minerálů obsahujících Fe a Ti povrchových horninách (pyroxen, olivín a ilmenit, prostorové rozlišení 3 km).
Na výklopné tyči o délce 3,6 m je citlivý magnetometr pro studium magnetického pole. Spektrometr energetických částic a plazmy bude zkoumat složení a charakteristiky nabitých částic kolem Merkuru za účelem studia magnetosféry planety.
Messenger se tak pokusí odhalit jednu ze záhad Merkuru. Víme totiž, že kromě Země je jedinou terestrickou planetou s vlastním globálním magnetickým polem (a nyní potvrzeným dipolovým charakterem). Ale proč je asi 100x slabší, než zemské?
Při prvním gravitačním manévru u Merkuru 14. ledna t.r. prolétl Messenger v 12:05 UT ve výšce 203 km nad povrchem a minul bod zacílení o pouhých 8 km. Tentokrát měla sonda ještě příliš velkou rychlost, než aby mohla být energeticky výhodně navedena na oběžnou dráhu.
Část pánve Caloris v tzv. nepravých barvách jako světle oranžová oblast, zaplněná sopečným materiálem s nízkým obsahem železa. Bílé šipky označují polohy mladého terénu, jehož složení zhruba odpovídá pánvi Caloris. Na vnějším okraji pánve Caloris se nachází malé sopečné lokality,ozn. černými šipkami. Modré oblasti představují starší kamenitý terén, který může být bohatší na nerost ilmenit, obsahující železo, i titan.
Průletu však bylo využito i pro získání vědeckých informací: celkem bylo na Zemi předáno asi 500 Mbyte dat (vč. 1213 snímků) z palubní paměti. V době maximálního přiblížení se sonda nacházela ve stínu Merkuru, takže podrobné snímkování povrchu jsme si museli odříci – ale krátce před nejtěsnějším přiblížením a zejména po něm se podařilo získat skvělá zobrazení části (21%) dosud nezkoumaného povrchu.
Hned z prvních fotografií bylo zjištěno, že na této planetě hrál významnou roli vulkanismus. Například pánev Caloris o rozloze přes milion čtverečních kilometrů je zcela vyplněna hladkými pláněmi, které mají vulkanický původ. Tento materiál je podobný bazaltům v oblasti tzv. moří na povrchu Měsíce. Avšak na rozdíl od Měsíce obsahují hladké planiny na Merkuru velmi málo železa.
Zatím jsme měli možnost zkoumat tři různé typy terénu: jedná se o relativně hladký terén s vysokou odrazivostí, středně kráterovaný terén a materiál s nízkou odrazivostí.“ Při předběžném zpracování snímků odborníky zaujal mj. kráter, přezvaný Pavouk (Spider).
Vypadá jako indikace sopečné činnosti, která v minulosti probíhala na této planetě. Spider je vytvořen ze stovky úzkých rýh, vycházejících z jediného místa (jakoby z těla pavouka) ve středu pánve Caloris, vzniklé impaktem před více než 3,8 miliardy let.
Je zřejmé, že geologická minulost povrchu byla mnohem složitější, než jsme se domnívali. Také její vztah k existenci jádra, které tvoří 60% hmotnosti planety je zřejmě výraznější, než jsme předpokládali. Povrchový materiál je velmi chudý na železo – ovšem nevylučujeme, že ve skutečnosti je „ukryto“ v chemické struktuře minerálů, jako je ilmenit a jen je spektrometr sondy není schopen rozpoznat.
V každém případě podrobné studium vulkanických hornin na povrchu nám poskytne aspoň letmý pohled do pláště planety. Rychlý postup předběžného zpracovávání pořízených snímků vedl už v dubnu nomenklaturní komisi Mezinárodní astronomické unie (IAU) ke schválení nových jmen zejména pro některé typy útvarů na Merkuru, objevených na snímcích poprvé.
Soustava příkopů (latinsky fossa, mn. číslo fossae) rozbíhajících se na malém území uprostřed pánve Caloris se bude jmenovat Pantheon Fossae a další z této kategorie dostanou jména podle významných architektonických děl.
Útesy a zlomy (latinsky rupes) na Merkuru budou pojmenovány podle lodí slavných objevitelů; příkladem je Beagle Rupes, podle lodi přírodovědce Charlese Darwina. Krátery už tradičně dostávají názvy podle slavných umělců, hudebníků a spisovatelů – kdo od nynějška najde na mapě kráter Neruda, nechť se neraduje: jde o chilského básníka Pabla Nerudu.
Byly také pořízeny první barevné snímky povrchu Merkuru, kombinované ze záběrů jedenácti úzkopásmovými filtry od viditelného po infračervené světlo, tedy 430 – 1000 nm. „Oči“ sondy MESSENGER „vidí“ mnohem barevněji než lidské oko (380 – 740 nm) a s rozlišením až 110 m/pixel jsou záběry desetkrát lepší, než kdysi.
„Díky vyššímu rozlišení snímků vypadá Merkur jako zcela nová planeta, která si zaslouží další výzkum,“ říká jeden z odborníků. Celkově nyní známe asi polovinu povrchu s rozlišením lepším než 5 km/pixel. Sonda přinesla i první exaktní informace o nabitých částicích v okolí planety, jejich interakci se slunečním větrem a vazbě na chemické složení povrchu.
Tak bude vypadat 2. průlet Messengeru
A zatím, co vědci začínají výsledky výzkumu interpretovat, technici provedli 19. března t.r. v 19:30 UT ve vzdálenosti 103 mil. Km od Země velkou korekci dráhy DSM-3 změnou rychlosti o 72 m/s tak, aby v březnu 2011 došlo ke splnění hlavního cíle sondy…
V průběhu tohoto manévru byla sonda poprvé zkušebně uvedena do pomalého natáčení, což je operace, se kterou se počítá při navádění na dráhu kolem Merkuru. Druhý průlet nad Merkurem letos v říjnu umožní studovat opačnou stranu planety než v lednu.
Již za necelých sto dní (6.10. maximální přiblížení v 9h 17min 43 s UT) se tedy vědci mohou těšit na záplavu nových informací. S korekcí DSM-4 se počítá 6.12.2008 jako přípravou před třetím průletem kolem Merkuru a po posledním manévru DSM-5 dne 29.11.2009 už sonda zamíří na definitivní dráhu kolem planety. V plánu letu je ještě rovněž tucet malých korekcí letu, na něž bude stačit systém korekčních motorků.
Doufejme, že mise s plánovaným rozpočtem přibližně 430 milionů dolarů bude i nadále probíhat úspěšně podle plánu a přinese mnoho zajímavých objevů. V srpnu 2013 má startem začít projekt BepiColombo.
Program připravovaný ve spolupráci Evropské kosmické agentury ESA a Japonské kosmické agentury JAXA počítá s tím, že v roce 2019 se umístí na oběžnou dráhu kolem Merkuru dvojice sond, která se bude věnovat především mapování planety a studiu magnetosféry. Už dnes víme, na kterých experimentech se buou podílet i čeští vědci…
VENUS EXPRESS
Planetární sonda pro systematický průzkum Venuše byla na cytherocentrickou dráhu (tedy na dráhu družice planety Venuše) navedena změnou rychlosti o 1,3 km/s hlavním motorem dne 11.dubna 2006 s plánovanou životností do loňského podzimu a nyní už pracuje v prodlouženém čase.
Na meziplanetární pouť ji vynesla ruská nosná raketa Sojuz-FG/Fregat 9. listopadu 2005. Měla počáteční hmotnost 1270 kg a na zakázku ESA ji zkonstruovalo konsorcium firem EADS, vedené společností Astrium (dříve Matra Marconi).
Mise byla připravována od roku 2001 na základě projektu Mars Express a používá v podstatě modifikované konstrukce a částečně též záložních modifikovaných systémů a přístrojů. Se stavbou se začalo souběžně se závěrečnou přípravou obdobně postavené sondy Mars Express.
Tříose stabilizovaná sonda se základním tělesem tvaru kvádru o rozměrech 1,5×1,8×1,4 m je vybavena dvěma panely fotovoltaických GaAs článků o celkové ploše 5,7 m2, dodávajících u Země minimálně 800 W elektrické energie (u Venuše až 1400 W) a dobíjejících 3 lithiumsulfonylové akumulátorové baterie s kapacitou 3×22,5 Ah.
Na palubu sondy se vešlo 93 kg přístrojů. Je to především německá širokoúhlá multispektrální mapující kamera pro pořizování snímků v ultrafialové, viditelné a blízké infračervené oblasti spektra a italsko-francouzský mapující spektrometr pro viditelnou a blízkou infračervenou oblast pro studium chemického složení atmosféry ve výškách pod 40 km a ke zjišťování pohybu mraků.
Dále italský Fourierův spektrometr pro studium chemického složení atmosféry, její teploty ve výškách 0 až 10 km a 55 až 100 km a lokálních variací teploty povrchu planety (který se však pro poruchu skeneru nikdy nepodařilo uvést do provozu); francouzsko - belgicko – ruský spektrometr Spica-V/SOIR pro studium chemického složení atmosféry planety ve třech kanálech: ultrafialovém (spektrální šířka 0,11 – 0,31 µm), infračerveném (0,7 – 1,7 µm) a kanálu pro sledování Slunce přes atmosféru Venuše v oblasti 1,8 – 4 µm; švédský analyzátor plazmatu ASPERA-4 v okolí planety a rakouský tříosý magnetometr pro studium změn magnetického pole slunečního větru při jeho interakci s planetární atmosférou.
Kromě toho je využíváno sledování signálu nosné frekvence palubních vysílačů k řadě vědeckých pozorování (německý experiment), mj. k upřesnění parametrů gravitačního pole a struktury atmosféry Venuše.
Vysílače sondy pracují v pásmu X (8,4 GHz) a S (2,3 GHz), povelový přijímač pracuje v pásmu S (2,1 GHz). Pro spojení s pozemními stanicemi se užívá pevné parabolické antény o průměru 1,3 m. Naměřená data jsou zaznamenávána do velkokapacitní polovodičové paměti palubního počítače s kapacitou 12 Gbit.
Orientace sondy je zjišťována hvězdnými čidly, laserovými měřicími gyroskopy a hrubými čidly Slunce, jako výkonné prvky systému stabilizace a orientace slouží silové setrvačníky a 8 trysek na dvousložkové kapalné pohonné látky o tahu 8×10 N, které mají zásoby ve dvou nádržích o celkové kapacitě 570 kg společně s hlavním motorem o tahu 400 N, který sloužil k navedení na oběžnou dráhu kolem Venuše.
Dne 4. června 2006 byl zahájen rutinní výzkum na definitivní oběžné dráze ve výšce 250 až 66000 km s oběžnou dobou 24 h, vedoucí nad oběma póly planety. Protože vzdálenost mezi Zemí a Venuší se průběžně mění, upravuje se podle toho i režim vysílání.
Minimální vzdálenost nastává kolem tzv. dolní konjunkce (Venuše je přibližně na spojnici Země – Slunce v poloze před Sluncem) a tehdy může být rychlost přenosu maximální (tj. až 228 kb/s). Naopak při horní konjunkci, kdy jsou planety nejdále od sebe, je potřeba snížit přenosovou rychlost na 22 kbit/s tj. pouhou desetinu.
Počátkem září 2007 sonda Venus Express dokončila 500 dnů činnosti na oběžné dráze kolem Venuše a formálně ukončila primární fázi výzkumu, plánovanou na dobu přibližně dvou otoček Venuše.
I když se sonda musí vyrovnávat s poměrně náročnými kosmickými podmínkami, aparatura (kromě zmíněného Fourierova spektrografu) zůstává ve skvělém stavu a planeta skýtá stále mnoho nových námětů ke studiu, takže ESA rozhodla původní projekt prodloužit minimálně o dalších 500 dní; to výhledově umožňuje získat ještě dalších 1 terabitů dat.
Nejzajímavější poznatky se týkají procesů v atmosféře a infračervený spektrometr SOIR snad pomůže rozklíčovat záhadu kolem mimořádně intenzivního skleníkového efektu u této planety. Jedním ze způsobů zkoumání atmosféry Venuše je totiž i pozorování západů Slunce za planetou, díky čemuž lze rozlišit jednotlivé vrstvy a zastoupení plynů v plynovém obalu planety.
K údivu všech byla měřením zjištěna neznámá spektrální čára 3.3 µm, ke které nebylo možno přiřadit žádnou z běžných molekul. Identickou čáru pozorovali i odborníci při výzkumu Marsu. Atmosféru na Marsu i na Venuši tvoří z 95% oxid uhličitý (i když na Venuši je atmosférický obal podstatně hustší).
Nezávislé týmy z Ruska, Francie a USA potvrdily, že hledanou látkou je vzácná molekula CO2, v níž je jeden kyslíkový atom standardní (8 protonů a 8 neutronů), zatímco druhý je izotop s 8 protony a 10 neutrony.
Tato těžší varianta oxidu dokáže absorbovat více energie, než klasický oxid uhličitý a protože v atmosféře Venuše je ho snad až 250 000x více, než na Zemi (kde tvoří pouhé jedno procento z celkového množství CO2), může být jeho příspěvek ke skleníkovému efektu na Venuši rozhodující.
ULYSSES
Neuvěřitelných 18 let už obíhá kolem Slunce sonda Ulysses (Odysey), velkolepý společný projekt ESA a NASA, na němž se podíleli odborníci z USA a Německa, Velké Británie, Švýcarska a Itálie…Cílem bylo studium Slunce a jeho okolí uvnitř heliosféry v průběhu letu po dráze téměř kolmé k rovině ekliptiky.
Sonda se tak jako první a zatím jediný lidský výrobek dostávala nad oba sluneční póly, jejichž studium bylo doposud prostřednictvím sond (pohybujících se v oblasti roviny dráhy planet) nemožné.
Plánovanou životnost překročila téměř čtyřnásobně a plán výzkumu byl optimisticky rozšířen až do konce roku 2009, ale z technických hlášení o stavu sondy bylo od počátku roku zřejmé, že letošní rok už Ulysses nepřežije.
Radioizotopové termoelektrické baterie, které sondu zásobují energií, totiž za téměř dvě desítky let degradovaly z původního příkonu asi 280 W na minimum, které sotva stačí na několik přístrojů a vysílač – a především na temperování palivové soustavy s hydrazinem pro prostorovou orientaci.
Pokud teplota hydrazinu klesne pod 2 °C, palivo zamrzne, sonda se stane neovladatelnou a nebude schopna zajistit orientaci k Zemi. Známky anomálií ve spojení se Zemí byly zřejmé již v polovině ledna, sonda byla v dalších měsících vesměs v klidovém stavu a odborníci z ESA i NASA se proto dohodli na ukončení činnosti k 1. červenci 2008 – každým dnem tedy mohou technici oznámit ukončení dlouhého toku informací, které sonda odesílá nyní už jen v reálném čase…
Ulysses před startem
Ulysses svou konstrukcí od firmy Dornier na první pohled připomíná sondu Pioneer 10 nebo 11, avšak s hmotností asi třikrát větší (970 kg). Nese 55 kg přístrojů, mezi nimiž ale chybí kamera – a snad proto novináři věnovali sondě relativně málo pozornosti. Sluší se to tedy aspoň závěrem výpravy trochu napravit.
Ke startu došlo 9. 10. 1990 z raketoplánu Discovery STS-41. 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 gravitačním prakem „vržena“ Jupiterem zpět ke Slunci a to po heliocentrické dráze již s unikátním sklonem 80,2° ke slunečnímu rovníku a s oběžnou dobou 6,2 roků, aféliem ve vzdálenosti asi 5,4 AU od Slunce a periheliem ve vzdálenosti 1,34 AU.
Dráha byla zvolena tak, že první průlet proběhl nad jižním pólem Slunce (26.06. až 5.11.1994), v březnu 1995 prolétl Ulysses perihéliem a po necelém roce následoval průlet nad pólem severním (19.06. až 29.09.1995).
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, ovšem vzdálenost afélia Ulyssea odpovídá vzdálenosti Jupiteru od Slunce. Dráha sondy vedla pak znovu nad jižní pól (6.09.2000 až 16.01.2001), v květnu 2001 Ulysses prolétl periheliem a 31.08.2001 až 10.12.2001 znovu nad severním polem.
V červnu 2004 se sonda nacházela opět v aféliu a začal tak třetí oběh kolem Slunce, jen s nepatrně nižším sklonem. Od 17.11.2006 do 3.04.2007 prolétal Ulysses nad jižním pólem (7.02.2007 dosáhl nejvyšší heliografické šířky), v srpnu 2007 se nacházel v periheliu a od 30. 11.2007 do 15.03.2008 byl znovu detailně sledován severní pól, právě v době slunečního minima...
Ulysses byl vybaven deseti komplexy vědeckých přístrojů ke studiu velmi širokého spektra dějů souvisejících se sluneční činností: slunečního magnetického pole, slunečních rádiových a plazmových vln, vlivu slunečního větru na nejrůznější složky meziplanetární hmoty, studia slunečních a meziplanetárních energetických částic, galaktického kosmického záření a také neobvyklých složek kosmického záření.
Další přístroje sloužily pro vyšetřování kosmického prachu a mezihvězdného neutrálního plynu, slunečního rentgenového záření a gama záblesků. Již při prvním obletu Slunce byly získány komplexní údaje o slunečním větru a meziplanetárním prostředí.
Obecně lze říci, že rychlost slunečního větru v heliografických šířkách nad 30° je kolem 750 km/s a to na obou polokoulích. Také byla zjištěna ustálená perioda 26 dní ve vyzařování urychlovaných částic, s níž se mění tlak slunečního větru.
Poměrně malé jsou také výkyvy v intenzitě kosmického záření vzhledem k heliografické šířce. Prokazatelně zvýšená intenzita galaktického záření je v oblasti pólů oproti měřením nad rovníkem.
Výjimečně relativně nižší intenzita v letech 1992 až 1993 je interpretována jako dočasný efekt, způsobený doznívajícím maximem sluneční činnosti a blížícím se nástupem slunečního minima, při němž se intenzita přicházejícího galaktického záření ustálila.
Dráha Ulysses kolem Slunce
Nejde však jen o studium samotného Slunce, ale Ulysses se zasloužil o dosud nejrozsáhlejší výzkum meziplanetárního prostředí zaměřený na vliv Slunce a to z hlediska prostorového i časového.
Výsledky vedly k zpřesnění prostorových modelů meziplanetárního prostředí v měřítku vysoko nad a pod ekliptikou, až dosud jen mlhavě odhadovaných na základě experimentálních dat od sond, pohybujících se v rovině oběžných drah planet.
Ulysses nebyl přímo určen pro studium komet, avšak jeho dráha to shodou okolností umožnila. Například v květnu 1996 sonda prolétla rozsáhlým chvostem komety Hyakutake ve vzdálenosti asi 3,5 AU od jejího jádra a iontovým spektrometrem byl odhalen kometární původ registrovaných iontů: kometární chvost byl bohatý na ionty kyslíku a uhlíku a na rozdíl od slunečního větru tu bylo minimum dusíku a neonu.
V heliosféře bylo pomocí Ulyssea objeveno také prostorové rozložení prachu, který se pravděpodobně pohybuje v závislosti na sluneční aktivitě. Je možné, že některé souvislosti budou nalezeny teprve po pečlivé analýze porovnáním s poznatky jiných přístrojů zkoumajících heliosféru, zejména sond Voyager I a II, které již překročily terminační vlnu a získaly data z okrajových částí sluneční soustavy.
Odkazy:
http://messenger.jhuapl.edu
http://www.nasa.gov/missions
http://www.www.esa.int
http://www.lib.cas.cz/space.40/INDEX1.HTM
http://www.kosmo.cz
