4a. Dynamika letu umělých družic negravitační síly a kosmické počasí Aleš Bezděk

Transkript

1 4a. Dynamika letu umělých družic negravitační síly a kosmické počasí Aleš Bezděk Teoretická geodézie 4 FSV ČVUT 2017/2018 LS 1

2 Kosmická stanice Skylab ( ) Kosmická stanice vypuštěná NASA r Start provázela řada technických potíží Třikrát posádka: Začala novou éru výzkumu Slunce první X, UV spektra; rentgenové snímky sluneční koróny ukázaly, že koróna se dynamicky mění v periodách hodin či dnů i v klidovém období slunečního cyklu; předtím se předpokládalo, že je spíše statická Počátek družicové altimetrie první družicový altimetr 2

3 Parkovací dráha stanice Skylab ( ) Stanice neměla vlastní raketové motory, manévry zajišťovaly moduly Apollo (Service module). Poslední mise s lidskou posádkou v r zvýšila výšku stanice na parkovací dráhu km. Skylab měl vydržet na oběžné dráze minimálně do roku 1980, kdy měl vzlétnout raketoplán, aby stanici umístil na vyšší dráhu. Avšak program letů raketoplánu měl zpoždění (první start až v dubnu 1981). Snímek při odletu poslední posádky r

4 Nečekaný sestup a spad částí stanice Skylab ( ) Roku 1976 začal nový cyklus sluneční aktivity. Sluneční aktivita byla vyšší, než se čekalo, sestup stanice nastal dříve než bylo plánováno. Vlivem vysoké úrovně sluneční aktivity Skylab sestoupil neřízeně z oběžné dráhy již 11. června Operátoři NASA nastavili orientaci stanice tak, aby sestoupila na oceánem 1300 km jv. od Afriky, stanice ovšem sestoupila jinde, zbytky byly nalezeny jv. od Perthu v západní Austrálii. Největší nalezený kus: vzduchový tank, hmotnost 1,2 tuny 4

5 Problém dvou těles, keplerovská elipsa (opakování z minula) V rovině dráhy se družice pohybuje po elipse, jejíž tvar definují veličiny: a velká poloosa e excentricita Polohu družice na elipse určuje úhel zvaný θ pravá anomálie Významná místa na eliptické dráze: Apogeum bod nejdále od středu Země Perigeum bod nejblíže středu Země 5

6 Problém dvou těles, keplerovská elipsa v prostoru (opakování z minula) Rovníková soustava S r2 nerotující se Zemí osa x míří k jarnímu bodu Výstupný uzel místo, kde při letu družice protíná rovinu rovníku směrem vzhůru (N). Polohu oběžné dráhy v prostoru určují: i sklon dráhy Ω délka výstupného uzlu (RAAN=rektascenze výstupného uzlu) ω argument perigea 6

7 Skylab ( ): Dráhové elementy Na obrázku dráhové elementy z webu NASA: Počáteční hodnoty elementů se pomalu mění vlivem poruchových sil. Délka uzlu RAAN a argument perigea ω: sekulární změna vlivem zploštění Země (J2) Velká poloosa: sekulární snižování vlivem odporu atmosféry Nízká excentricita (10-3 ) kruhová dráha Vlivem odporu atmosféry se počáteční výška 440 km postupně snižovala Přestože stanice měla 77 tun a délku asi 20 m, dráhový průběh je velmi podobný jako pro menší družice. Je tomu zejména proto, že gravitační působení nezávisí na hmotnosti odpor atmosféry závisí na podílu S/m, kde S je plocha kolmo k rychlosti a m hmotnost družice 7

8 Kosmická stanice Skylab: začátek družicové altimetrie První družicový altimetr ( ): přesnost 1 2 m poprvé bylo možno vidět (změřit) tvar oceánského geoidu Obr: Výborná shoda altimetrických dat s geoidem u Portorika shoda na úrovni 20 m (chyba může být i na straně geoidu) Portorický příkop na dně, projevuje se v i gravitačně (na výšce geoidu) hranice Karibské desky a Severoamerické desky (subdukční zóna, vulkanizmus, vlna tsunami 1918, zemětřesení 2014) 8

9 Kosmické počasí Pojem je používán od 90. let, předtím: fyzika kosmického prostoru (space physics) Zabývá se fyzikou v kosmickém okolí Země, od výšky 100 km až k atmosféře Slunce. Popisuje fyzikální stav a dělá předpovědi podobně jako meteorologie. Sleduje se např. teplota, stav plazmatu, magnetické (mg.) pole, záření Základní zdroje energie: sluneční záření a sluneční vítr (stálý proud částic ze Slunce). Kosmické počasí má praktický dopad na lidské aktivity v kosmickém prostoru i na zemi v současnosti probíhá intenzivní výzkum. 9

10 Sluneční atmosféra Zdroj variací kosmického počasí: elmg. záření a částice slunečního větru. Zde zmíníme dvě vrstvy, důležité pro další výklad: Fotosféra Nejnižší vrstva sluneční atmosféry, viditelný povrch Slunce Jsou na ní vidět sluneční skvrny Tmavá barva skvrn kvůli nižší teplotě (4000 K) vzhledem k teplotě okolní fotosféry (5800 K). Koróna Vrchní atmosféra Slunce Viditelná při zatmění Slunce Vysoká teplota, miliony K Mechanizmus ohřevu není objasněn 10

11 Cyklus sluneční aktivity Počet slunečních skvrn se mění přibližně s periodou 11 let Cykly mají různou délku a různou amplitudu Cykly se číslují, v současnosti máme cyklus 24 Není jasné, zda se 11leté cykly projevují v troposféře, např. na klimatu, letokruzích apod. Maunderovo minimum: v období dokonce skvrny ze Slunce úplně zmizely 11

12 Motýlkový diagram Grafické znázornění posunu slunečních skvrn z vyšších heliografických šířek směrem k slunečnímu rovníku v průběhu jednoho cyklu sluneční činnosti. Pozorováním skvrn byla také objevena diferenciální rotace Slunce: perioda rotace na rovníku: dnů na 30. stupni severní/jižní šířky: 27 dnů na 80. stupni severní/jižní šířky: 30 dnů Motýlkový diagram umožňuje rozlišit skvrny starého a nového cyklu 12

13 Magnetické přepólování Slunce v 22letých cyklech Mg. polarita ve skvrnách pravidelně mění směr, pro jednu hemisféru je vždy opačná ve dvou po sobě následujících 11letých cyklech Slunce mění mg. polaritu s periodou 22 let Na obrázku motýlkový diagram včetně mg. polarity skvrn. Dva 11leté cykly sluneční aktivity dávají jeden 22letý cyklus mg. přepólování Slunce. Přes množství poznatků zatím cykly sluneční aktivity neumíme předpovědět. 13

14 Spektrum slunečního záření Celkový zářivý tok přes všechny vlnové délky je prakticky konstatní, 1,4 kw/m 2, variace jsou nižší než 0,3 %. Proto se v astronomii tento tok nazývá sluneční konstanta. Spektrum záření Slunce Atmosférou prochází jen viditelné světlo a část rádiových vln 99% energie spadá pod UV, VIS a IR Maximum leží ve viditelném světle, rozdělení rychle klesá směrem k kratším vln. délkám Časové variace nastávají v oblastech X, EUV, jsou však o 4-5 řádů nižší než maximum, takže nemají téměř žádný vliv na celkový zářivý tok Obdobné časové variace jsou pozorovány i v rádiové oblasti Časové variace v oborech X, EUV, radiovém mají téměř stejný průběh jako cyklus aktivity pro sluneční skvrny 14

15 Sluneční rádiový tok na 10,7 cm Z praktického hlediska je významný, lze ho totiž měřit na zemském povrchu Měří se denně od r v kanadské Ottawě Rádiový tok na 10,7 cm se používá jako index (zástupná veličina) pro změny intenzity v oblastech EUV a X, které lze měřit pouze na oběžné dráze Maximum sluneční aktivity přestože na Slunci je přítomno více skvrn, které méně září ve viditelném oboru, je celkový sluneční tok vyšší díky vyššímu toku X a EUV vyšší přítok EUV záření absorpce EUV v termosféře vyšší teplota termosféry vyšší hustota atmosféry větší odpor atmosféry rychlejší klesání družic Skylab: nový cyklus sluneční aktivity, který začal r. 1976, byl silnější než NASA očekávala, a způsobil předčasný sestup stanice 15

16 Sluneční vítr a iontový ohon komet Do poloviny 20. století se předpokládalo, že meziplanetární prostor je v podstatě vakuum, pouze s malým množstvím prachových částic. To se změnilo díky objasnění, proč mají komety dva typy ohonů: 1. částečně zakřivený plynoprachový ohon, který lze vysvětlit působením gravitace a tlaku slunečního záření 2. iontový ohon, pro jehož radiální orientaci od Slunce ale zpočátku nebylo vysvětlení. Existence iontového ohonu byla vysvětlena pomocí stálého toku plazmatu ze Slunce, který dnes nazýváme sluneční vítr. 16

17 Sluneční vítr Stálý tok nabitých částic z koróny obsahuje hlavně protony a elektrony hustota je 1 10 iontů a elektronů na cm 3, celkový náboj je neutrální (plazma) Rychlost slunečního větru je průměrně 500 km/s typicky je potřebí 3 4 dny, aby částice doletěly na Zemi 17

18 Coronal mass ejection (CME) Skylab byla první z družic, které dlouhodobě sledují sluneční korónu nad rušivou zemskou atmosférou. Vpravo vidíme postupně narůstající smyčky plynu, která se během několika hodin od Slunce odpoutává a odnáší z koróny miliony tun částic. Je to koronální výron hmoty (CME) typicky se pohybuje rychleji než sluneční vítr zasáhne-li CME Zemi, přinese velké množství energetických částic vzniká geomagnetické bouře 18

19 Magnetosféra Země Hraje ve fyzice kosmického prostoru významnou roli interakce s nabitými částicemi slunečního větru zachycení energetických částic v zemských radiačních pásech polární záře atd. Že mg. pole v blízkosti Země vypadá jako pole obrovského magnetu navrhl ve své knize De magnete (O magnetu) již v roce 1600 William Gilbert. Demonstroval zemské magnetické pole pomocí malé zmagnetizované koule, která se nazývá terrella. 19

20 Geomagnetické pole v blízkosti Země Polohy magnetických pólů: nejsou shodné se zeměpisnými póly, nejsou symetrické velké sekulární změny, od r do r se jižní mg. pól posunul o 3 k severovýchodu. v náhodných intervalech (statisíce let) se mění polarita geomg. pole objev pravidelných změn mg. pole (desková tektonika, existence oceánské hřbetů, atd.) se stal relativně nedávno, v 60. letech 20. století Dipólová aproximace: jednoduchá a celkem věrná reprezentace sklon dipólové osy 11 20

21 Radiační pásy Mg. pole funguje jako obrovská mg. láhev, která zadržuje mnoho nabitých částic. Složený pohyb nabitých částic gyrace (rotace) okolo lokální mg. siločáry oscilace podél dané mg. siločáry azimutální drift okolo Země (vzniká proud) Radiační pásy (Van Allenovy pásy): Objevila je r první americká družice Explorer 1 Obsahují částice s vysokou energií, jak ionty, tak elektrony. Jejich působení je připisováno mnoho poruch na družicových elektronických systémech, mohou ohrozit zdraví astronautů. 21

22 Jihoatlantická anomálie lokální zeslabení geomg. pole Geomg. pole je zde výrazně zeslabené body obratu pohybu nabitých částic leží níže v hustších vrstvách atmosféry mohou zasáhnout družice letící pod radiačními pásy. Zvláště při zvýšené sluneční aktivitě zde větší množství nabitých částic působí škody na palubních elektronických zařízeních. Obrázek ukazuje poruchy v paměti družice UoSAT-2. 22

23 Kdyby byla Země osamělá, geomg. pole by bylo přibližně dipólové. Vzdálené geomagnetické pole Interakce se slunečním větrem a meziplanetárním mg. polem uzavření geomg. pole do konečného objemu zvaného magnetosféra. Na straně ke Slunci leží hranice magnetosféry, magnetopauza. Na noční straně je magnetosféra válcovitě protažená a v analogii s kometami se jí říká magnetosférický ohon. Nejslabší geomg. pole je v okolí pólů (cusp), kde do magnetosféry vstupují částice slunečního větru. 23

24 Polární vysoká atmosféra Interakcí slunečního větru s magnetosférou se uvolňuje značné množství energie, s čímž souvisí např. polární záře či poruchy hustoty termosféry. V polární vysoké atmosféře rozlišujeme několik oblastí: Polární čepička (polar cap) Kruh okolo mg. pólu s typickým průměrem 30, centrum je posunuto o několik stupňů směrem k noční straně. Polární ovál (auroral oval) Prstencová plocha obklopující polární čepičku o šířce několika stupňů. Výskyt polárních září, disipace energie slun. větru. Je-li zvýšená geomg. aktivity, zvětšuje se šířka polárních oválů polární záře jsou vidět v nižších zem. šířkách. 24

25 Polární ovály: Země, Jupiter, Saturn 25

26 Polární záře Světelné záření polární vysoké atmosféry způsobené dopadem energetických částic. Výška: spodní hranice 100 km, horní hranice desítky až stovky km. Výskyt: v severním a jižním polárním oválu. Při silné geomg. aktivitě zasahují až do středních šířek. Na rozdíl od spojitého slunečního světla je tvořena pouze několika čarami a pásy. Jsou způsobeny dopadem elektronů do vysoké atmosféry. V atmosféře elektrony excitují atomy a ty při sestupu na základní hladinu vyzařují světlo. Na fotkách polární záře dne 20. listopadu 2003, foceno ze střechy Astronomického ústavu v Ondřejově. 26

27 Astronauti na ISS vyfotili zelenou polární záři nad jižním pólem 14/7/2011. Polární záře z ISS a ze země Stejnou záři vyfotili také pracovníci Amundsen-Scottovy základny v Antaktidě. 27

28 Atmosféra: rozdělení podle průběhu teploty Troposféra (do 10 km) pokles teploty s výškou, na povrchu střední teplota 15 C daná skleníkovým efektem Stratosféra (10-50 km) absorpce UV ozónem Mezosféra ( km) radiační ochlazování, abs. teplotní minimum 100 C Termosféra (nad 100 km) absorpce EUV vysoká teplota, cca 1000 C 28

29 Termosféra: závislost na cyklu sluneční aktivity Zdroj ohřevu: absorpce slunečního záření (zejm. EUV) na rozdíl od troposféry stavové veličiny závisí na cyklu sluneční aktivity Prùbì h teploty s výškou v termosféøe Fáze sluneèního cyklu, lok. èas minimum, noc prùmì rná atmosféra maximum, den v závislosti na fázi slunečního cyklu se mění odpor atmosféry, který působí na družice: v minimu je brzdění atmosférou menší v maximu družice sestupují rychleji Přes vysokou teplotu bychom se v termosféře neohřáli kvůli nízké hustotě (je to vakuum): ve výšce 100 km je tlak a hustota asi milióntina hodnot na zemském povrchu výška (km) exosféra vyšší termosféra nižší termosféra teplota ( C) 29

30 Hustota termosféry Významně ovlivňuje rychlost poklesu výšky družice. Termosféra je komplexní prostředí průměrná chyba modelů hustoty termosféry 15 %. Odpor atmosféry je zdroj největší nepřesnosti při předpovědích pohybu LEO družic. Dlouhodobé předpovědi dráhového vývoje a životnosti družic jsou zatíženy nejistotou. Na obrázcích typický průběh snižování výšky družice: Dráha se postupně cirkularizuje, snižuje se excentricita a velká poloosa, nakonec družice shoří v hustých vrstvách atmosféry (podobně i Skylab na str. 3). Postupné snižování výšky nad Zemí během letu družice Castor oběhy Castoru po 264 dnech povrch Země Výška v perigeu a apogeu družice Castor ( B) data: denní prùmì ry teorie STOAG 1000 apogeum perigeum výška nad zemí (km) E+1 a D / a DSRP 400 1E+2 první oběh (29/6/1975): hp=273 km, ha=1265 km E+3 posl. oběh (8/2/1979): hp=204 km, ha=343 km Jun Dec Jun Dec Jun Dec Jun Dec-78 30

31 Ionosféra Ionizovaná složka vysoké atmosféry. Přes stopový výskyt má důležité projevy: vliv na elmg. vlny (odraz, lom, změny polarizace) umožňuje tok elektrických proudů, což vede k poruchám mg. pole a elektrodynamické tvorbě tepla Ústav fyziky atmosféry AV ČR Provozuje ionosférickou observatoř v Průhonicích Postavili a vypustili družice řady Magion (na obr. je Magion 1) Družice řady Magion Československé a české malé družice. Sloužily ke komplexnímu zkoumání vlastností zemské magnetosféry a ionosféry. Vypuštěno celkem pět těchto družic (1978, 1989, 1991, 1995 a 1996), vždy v páru s většími družicemi sovětskými/ruskými. 31

32 Výškový profil ionosféry Výškový profil ionosférické elektronové hustoty: nosiče náboje tvoří jistou vrstvu maximum vrstvy je ve výšce km tloušťka vrstvy km Ionosféra je kvazineutrální směs plynů nesoucích náboj (plazma). Srovnáme-li hustotu iontů a elektronů n m s hustotou neutrální atmosféry n n vysoká atmosféra je pouze slabě ionizovaná, n m /n n á1. Typické hodnoty poměru ionizované a neutrální složky n m /n n : 10-2 na horní hranici ionosféry v 1000 km 10-3 v maximu ionosféry km 10-8 na spodní hranici kosmického prostoru ve výšce 100 km Odpor atmosféry, který brzdí družice, je dán hustotou neutrálních částic. 32

33 Geomagnetické bouře Porušení zemského mg. pole způsobená zvýšenou energií částic slunečního větru, oblak částic také nese mg. pole. Vyšší rychlost částic působí nárazovou vlnu. Způsobeny koronálním výronem hmoty (CME), koronální dírou či jiným mechanizmem zesilujícím sluneční vítr Obvykle trvají 1 3 dny a dochází při nich k disipaci několikanásobku běžně předávané energie V maximu slunečního cyklu je více CME. Do magnetosféry vstoupí množství ionizovaných částic, zemské mg. pole je stlačeno, mg. pole vykazuje poruchy. Polární ovály se rozšiřují polární záře sestupují od pólů směrem k rovníku. Narušená ionosféra poruchy v rádiovém spojení, GPS. 33

34 Magnetické bouře Planetární index Kp nejčastější charakteristika mg. aktivity charakterizuje mg. aktivitu pro celou Zemi hodnota je stanovena každé tři hodiny Kp<4 klidné geomg. pole Kp>4 narušené mg. pole Graf: geomg. bouře v noci října A skutečně, na webu: je řada fotografií polární záře právě z této noci. 34

35 Vlivy geomagnetických bouří na technické systémy Magnetické bouře Indukce velkých napětí a proudů v dlouhých vodičích (kabely vysokého napětí, ropovody) Často citovaný příklad je mg. bouře v březnu 1989, která způsobila výpadek energetického systému v kanadské provincii Québec (6 mil. odběratelů) na 9 hodin. Termosférické bouře Nárůst hustoty neutrální termosféry (až o stovky procent) zvýšení odporu atmosféry působícího na LEO družice změna dráhy vůči předpovězené např. zkrácení životnosti či jiné komplikace Ionosférické bouře Narušení běžného režimu odrazu rádiových vln na vrstvách ionosféry. Určování polohy pomocí GPS může být komplikováno (snížení přesnosti) nebo dokonce úplně znemožněno. Energetické částice Poruchy či škody na elektronických přístrojích na palubě družic Možné ohrožení zdraví lidí na oběžné dráze. Omezení komunikace přes póly (polar blackout). 35

36 Frekvence výskytu geomagnetických bouří Index Kp je logaritmická škála, dále se často používá lineární index Ap. Frekvence výskytu Kp za dva cykly ( ): 96 % Kp 5, 99,53 % Kp 7, 99,9 % Kp 8. Nejsilnější geomg. bouře, kdy je index Kp=9 se vyskytují extrémně výjimečně, silné mg. bouře velmi vzácně. 36

37 Zdroje informací o kosmickém počasí Řada serverů, například Spaceweather.com Stav Slunce: sluneční vítr, erupce, skvrny, radiový tok Stav geomagnetického pole: planetární index K, polární ovály Předpověď na nejbližší období Je možno zdarma dostávat ová upozornění, pokud se něco zajímavého děje. Např. polární záře nad ČR je viditelná zřídka (naposledy v roce 2003). Kosmickému počasí samozřejmě věnují velkou pozornost kosmické agentury (ESA, NASA, ) 37

38 Sestup kosmických stanic z oběžné dráhy Sestup je ovlivněn faktory: hustota atmosféry (závisí na sluneční aktivitě) tvar tělesa a jeho orientace korekční manévry (pokud jsou možné) Při vstupu do hustých vrstev atmosféry velký tepelný ohřev, aerodynamické namáhání rychlost na kruhové dráze: v=(μ/r) 1/2, kde μ=gm ve výšce 100 km: 7,8 km/s ~ 28 tis. km/hod teploty dosahují až 1500 C Orbitální stanice dochází k jejich destrukci, velká část shoří menší úlomky mohou dopadnout na zemský povrch Obr. dole: ESA Jules Verne Automated Transfer Vehicle (ATV), shoření při vstupu do atmosféry 29. září

39 Sestup velkých kosmických stanic z oběžné dráhy Skylab, hmotnost 80 tun snahy o korekci dráhy velká část úlomků dopadla v Austrálii nedaleko Perthu a způsobila řadu kráterů Saljut 7, hmotnost 40 tun snahy o korekci dráhy většina úlomků nakonec dopadla do Tichého oceánu, několik málo na území Argentiny Mir, hmotnost 120 tun zánik musel být řízen, manévry zajistila připojená nákladní loď Progress, která zanikla se stanicí většina trosek dopadla do Tichého oceánu mezi Austrálii a Jižní Amerikou největší části mohly vážit okolo 700 kg (pozn.: pro srovnání ISS má hmotnost 420 tun) 39

40 Comptonova gama observatoř: řízený sestup z oběžné dráhy CGRO, Compton Gamma Ray Observatory ve výšce 450 km pořizovala snímky nejenergičtějších procesů ve vesmíru (gama záblesky, výbuchy nov, supernov, atd.) na oběžné dráze od r hmotnost: 17 tun po selhání jednoho z palubních gyroskopů r rozhodla NASA o stažení z orbity z důvodu bezpečnosti (v případě selhání dalšího gyroskopu by stažení z orbity bylo mnohem obtížnější) pro NASA první řízený sestup stanice po Skylabu úspěšný řízený sestup 4. června 2000 zbytky dopadly do Tichého oceánu 40

41 Příklad: Tepelný štít u pilotovaných modulů Pilotované kosmické lodě jsou vybaveny tepelným štítem, který je chrání před účinky aerodynamického ohřevu při sestupu atmosférou Sojuz 28, Gubarev+Remek: pilotovaná kosmická loď Sojuz 28 start: 2. března 1978, délka letu 7.9 dne kosmonauti: Alexej A. Gubarev (SSSR) a Vladimír Remek (Československo) úspěšné spojení s orbitální stanicí Saljut-6 první let do vesmíru občana jiné národnosti než SSSR a USA Návratová kabina (obr.) sloužila jako pilotní kabina během startu, přistání a manévrech povrch kryt tepelným štítem při sestupu ve výši 9 km se otevřel brzdící padák před dosednutím ve výši 1 m sepnuly prachové motory určené pro měkké přistání průměr délka modulu: 2,65 2,2 m, hmotnost kg návratová kabina: k vidění v leteckém muzeu v Praze Kbelích 41

42 Čínská orbitální stanice Tiangong-1 (Nebeský palác) (česky: Tchienkung) na oběžné dráze od 29. září 2011 hmotnost 8500 kg, délka 10,4 m, průměr 3,35 m nejmenší dosud vypuštěná orbitální stanice hlavním úkolem: ověření připojení kosmické lodi v nepilotovaném i pilotovaném režimu a nácvik dlouhodobějších pobytů na oběžné dráze dvě pilotované kosmické lodě s posádkou se připojily na krátké pobyty 2012, 2013 od září 2017 zprávy o ztrátě kontroly nad stanicí mezinárodní komunita řeší neřízený zánik stanice 42

43 Čínská orbitální stanice Tiangong-1 (Nebeský palác) ESA, Tiangong-1 FAQ: As of mid-january 2018, the spacecraft was at about 280 km altitude in an orbit that will inevitably decay The Tiangong-1 space station will reenter Earth s atmosphere and burn up in March April Aktuální orbitální elementy: stanice nyní ve výšce 230 km během letu manévry zvyšující výšku manévry ustaly od konce roku 2015, kdy skončila operační fáze mise sklon drány 42,8 43

44 Čínská orbitální stanice Tiangong-1: neřízený sestup původně plánovaný řízený sestup stanice selhal, od března 2016 nelze stanici povelovat sklon dráhy 42,8 určuje pás povrchu, nad nímž stanice přelétá a kam tedy může dopadnout není možné exaktně předpovědět místo dopadu (komplexní tvar stanice, neznámá rotace) hmotnost 8.5 tuny srovnatelná s běžnými kosmickými loděmi, kterých shoří v atmosféře několik měsíčně (např. ESA s ATV, ruský Progress, americký Dragon) Většina stanice Tiangong-1 shoří v atmosféře, ale menší části by mohly dopadnout na povrch avšak pravděpodobnost zasažení je 10 milionkrát menší než být do roka zasažen bleskem dosud nebyl nikdo nikdy zasažen zbytkem kosmické lodi (ESA FAQ on Tiangong-1 reentry) 44

45 Aktualita, zpráva přišla 27/3/

46 Čínská orbitální stanice Tiangong-1 (Nebeský palác): skutečný sestup 2. dubna 2018, 2:15 SELČ zánik stanice v jižním Pacifiku (blízko ostrova Americká Samoa, v blízkosti časové hranice) obr. uprostřed a dole: odhad času a místa dopadu se zpřesňoval, ESA ke konci letu vydávala denní aktualizace náhlý pokles sluneční aktivity 29. dubna znamenal menší brzdění atmosférou, předpokládaný sestup stanice byl později asi o půl dne ( -1-reentry-how-esa-found-out/) 46