fyzika | p06 poznÁvÁme vesmÍrem poznáváme vesmírem

→ JAK UVAŘIT KOMETU

Suroviny pro život?

METODIKA PRO UČITELE

PRACOVNÍ LISTY PRO ŽÁKY

PŘEDMĚT | KÓD

POZNÁVÁME VESMÍREM

fyzika | P06

poznáváme vesmírem

→ ÚVOD Komety jsou považovány za jakési „časové konzervy“, které v sobě ukrývají

informace o počátcích sluneční soustavy. Abychom porozuměli tomu, čím

komety jsou, odkud pocházejí a jaký měly vliv na vývoj Země, je třeba vědět,

z čeho se skládají. Tento pokus a doprovodné školní aktivity společně

s následnou diskuzí přibližují žákům chemické složení komet. V materiálu také

naleznete dodatečné aktivity a náměty k diskuzi týkající se dopadů těles na

zemský povrch a výpočtů kinetické energie s tím spojených (kvůli odhadu

účinků dopadu na Zemi či jiné planety).

Základní informace strana 3

Souvislosti

Pokus – Jak uvařit kometu

strana 4

strana 12

Diskuze strana 14

Rozšířená diskuze strana 18

Závěr strana 21

Pracovní listy

Mise Evropské kosmické agentury

Slovníček pojmů

Odkazy

strana 22

strana 23

strana 31

strana 32

poznáváme vesmírem – mlžná komora | P03a 3

→ JAK UVAŘIT KOMETU Kometa = suroviny pro život?

ZÁKLADNÍ INFORMACE Věk studentů: 14–18 let Typ aktivity: demonstrační pokus (předvedený učitelem) a žákovské aktivity Náročnost: jednoduché Doba přípravy pro učitele: 20 minut Doba potřebná pro demonstraci pokusu: 30 minut Doba celé lekce (demonstrační pokus, pokus žáků, výpočty, diskuse): 2 vyučovací hodiny (90 minut) Cena materiálu: cca 500 Kč Místo provedení: uvnitř budovy (prostorná, dobře větraná učebna) i venku Zvláštní pomůcky: suchý led (pevný oxid uhličitý) – teplota je nižší než -78 °C

Žáci by už měli znát

1. rovnici pro výpočet kinetické energie

2. infračervené záření

3. složení živých organismů

Propojení s ostatním učivem

Fyzika

kinetická energie

zákon zachování energie

fázové přechody (změny skupenství)

srážky těles

oběžné dráhy (ve sluneční soustavě)

fázové přechody (změny skupenství)

Astronomie

poloha a podstata asteroidů a komet

části komety (jádro, koma, ohon z prachu a iontů)

důsledky srážek vesmírných těles ve sluneční soustavě

souvislost mezi kometami a Kuiperovým pásem a Oortovým oblakem

vesmírné sondy zkoumající objekty ve sluneční soustavě

Chemie

soustavy látek a jejich složení

biochemie – prvky a sloučeniny nezbytné pro živé organismy - proteiny

Popis programu

Při tomto pokusu učitel se studenty v učebně

napodobí vznik jádra komety. Druhy použitých

surovin přesně odpovídají těm, které se nacházejí

v jádrech skutečných komet, jak dokládají poznatky

získané na základě spektroskopie a údajů

poskytnutých družicemi při průletu kolem několika

komet.

Žáci se naučí

1. Žáci pochopí základní rozdíl mezi kometami a

asteroidy.

2. Žáci se dozvědí, z čeho se skládají komety.

3. Žáci se naučí provádět základní výpočty související

s přeměnami energie, k nimž dochází, když se komety

nebo asteroidy střetnou s planetou.

↑ Videonahrávka Vaříme kometu (VP06). Viz oddíl Odkazy.

Budete také potřebovat

http://www.esa.int/spaceinvideos/Videos/2014/10/Cooking_a_comet_ingredients_for_life_-_classroom_demonstration_video_VP06


→ SOUVISLOSTI Co jsou komety?

Komety jsou malá ledová tělesa, která vznikají především ve dvou oblastech sluneční soustavy (Obrázek 1).

Krátkoperiodické komety (tj. ty s dobou oběhu* kratší než 200 let) vznikají z Kuiperově pásu, diskovitém

shluku zmrzlých pozůstatků hmoty z období utváření sluneční soustavy, který se nachází těsně za oběžnou

drahou Neptunu. Za oblast vzniku dlouhoperiodických komet (tj. těch s dobou oběhu až desítky tisíc let) se

považuje kulovité mračno zmrzlé hmoty na samém okraji naší sluneční soustavy známé pod názvem

Oortův oblak. Vzhledem k tomu, že Oortův oblak se rozprostírá až do vzdálenosti několika tisíc

astronomických jednotek (AU)*, je příliš daleko na to, aby ho bylo možné pozorovat přímo. Je však možné

sledovat dráhu nějaké dlouhoperiodické komety zpět v čase, a tak určit místo jejího vzniku (Obrázek 2).

Komety, podobně jako planety sluneční soustavy, většinou

obíhají Slunce po stálých drahách. Tělesa v Kuiperově pásu

mohou být nicméně ovlivněna gravitačním polem velkých

planet (Jupiter, Saturn, Uran a Neptun) a tělesa v Oortově

oblaku gravitačními poruchami* způsobenými gravitací

blízkých hvězd mimo sluneční soustavu. Vzniklé odchylky

mohou změnit oběžné dráhy těchto malých zmrzlých těles

a vymrštit je na cestu směřující přímo do středu sluneční

soustavy.

Jak se tato tělesa přibližují ke Slunci, začínají se zahřívat, a

led, který obsahují, začíná sublimovat*. Ze zahřívající se

komety se uvolňují plyny a prach a vytvářejí řídkou, ale

rozsáhlou atmosféru kolem původní komety zvanou koma

(Obrázek 3). Původní (stále tuhé) těleso se v této fázi

nazývá jádro komety.

Jak se kometa přibližuje stále blíž ke Slunci, působí na

koma zvyšující se intenzita slunečního záření a slunečního

větru*, což vede k uvolňování částic z komy směrem od

slunce (vzhledem k jádru komety) a vzniká působivý ohon,

s nímž si kometu většinou spojujeme. Nicméně, jen velmi

zřídka se stává, že ohony jsou tak jasné, že jsou

pozorovatelné ze Země i za denního světla.

* Astronomická jednotka (AU) je průměrná vzdálenost mezi Zemí a Sluncem, nebo také poloměr zemské oběžné dráhy, tj.

zhruba 150 milionů kilometrů. V astronomii se používá pro vyjádření vzdáleností ve Sluneční soustavě, protože jednotky běžně

používané na Zemi jsou malé a čísla by pak byla příliš velká.

* Doba oběhu je čas potřebný k dokončení jednoho oběhu komety okolo slunce. Je to podobné jako se Zemí. Ta oběhne slunce

jednou za 1 rok.

* Gravitační poruchy neboli gravitační perturbace jsou změny oběžné dráhy vesmírného tělesa (např. planety nebo komety)

způsobené působením gravitačních polí jiných vesmírných těles (např. velkých planet nebo jiných hvězd).

* Sluneční vítr je proud částic se značnou energií (plazma), který do všech směrů vyzařuje svrchní část sluneční atmosféry.

Obsahuje převážně protony a elektrony.

* Sublimace je proces, při kterém látka přechází z pevného skupenství přímo do skupenství plynného, aniž by prošla kapalnou

fází. Když pak dojde k opětovnému zchlazení plynu, vytvářejí se zpravidla pevné usazeniny.

Obrázek 1

↑ Fotografie komety Hale-Bopp pořízená v Chorvatsku.

poznáváme vesmírem – vaříme kometu | P06 5

Obrázek 2

↑ Oběžné dráhy některých komet ve sluneční soustavě.


Ne každá kometa má tak působivý ohon jako ta na obrázku 1 a zdaleka ne pokaždé je možné komety

pozorovat ze Země. To, jak dobře ohon komety uvidíme, záleží na velikosti jejího jádra a jeho složení, jak

blízko se kometa Slunci přiblíží a kolikrát už kolem něj proletěla. Jakmile se dostane za bod své nejkratší

vzdálenosti od Slunce (perihélium*), kometa se opět začne vracet do vzdálenějších a chladnějších oblastí

sluneční soustavy. Během každého průletu kolem Slunce ovšem ztratí část své hmoty.

Z matematického hlediska se komety pohybují po eliptických drahách kolem Slunce, které se nachází

v jednom z jejich ohnisek. Jen komety se značně protáhlými (excentrickými) oběžnými drahami mají

perihelia dostatečně blízko ke Slunci, aby je bylo možné pozorovat ze Země. V periheliu zároveň dosahují

komety maximální oběžné rychlosti. Následkem toho jsou viditelné vždy jen poměrně krátce, obvykle se

jedná pouze o maličký zlomek z celkové doby, kterou potřebují k jednomu oběhu kolem Slunce. Po projití

periheliem se kometa začne vzdalovat od Slunce a její rychlost se postupně zmenšuje vlivem sluneční

gravitace, která nyní působí proti směru pohybu komety. Nejnižší rychlosti dosahují v aféliu*, v nejzazším

bodě své dráhy, odkud se pak zrychleným pohybem opět začnou vracet ke Slunci.

Chcete-li se o eliptických drahách a oběžných drahách komet dozvědět víc, podívejte se na materiál ESA:

Poznáváme vesmírem – Vykutálené elipsy – materiály pro učitele a studentské aktivity | P02 (viz kapitolu

Odkazy).

* Afélium je bod na oběžné dráze ležící nejdál od Slunce.

* Perihélium je bod na oběžné dráze ležící nejblíže Slunci.

* Rázová vlna (komety) je rozhraní mezi částicemi komy a slunečním větrem. Rázová vlna se vytváří, protože je rychlost komety

vůči proudění slunečního větru nadzvuková. Rázová vlna vytváří za kometou brázdu, podobně jako motorový člun za sebou

vytváří brázdu na vodní hladině. V rázové vlně je vysoká koncentrace iontů, které zde vznikají v důsledku interakce s

magnetickým polem Slunce. Tyto ionty vytváří plazma, které zpětně zakřivuje magnetické pole kolem komety a vytváří za

kometou plynný/plazmatický/ionizovaný ohon.

Obrázek 3

↑Anatomie komety. Sluneční vítr, záření, rázová vlna*, jádro, koma, prachový ohon, ohon tvořený plazmou a plyny


Srážky těles ve sluneční soustavě

Obrázek 2 ukazuje oběžné dráhy tří různých komet, které se všechny kříží s oběžnými drahami planet. To

by mohlo vést k představě, že srážky mezi kometami a planetami jsou nevyhnutelné. Ke srážkám občas

dochází, ale nejsou tak časté, jak by se na první pohled mohlo zdát. Je tomu tak proto, že dráhy komet

prolétajících Oortovým oblakem jsou značně skloněné vůči rovině, ve které kolem Slunce obíhají planety

(tzv. rovina ekliptiky). Dojem, že oběžné dráhy některých komet přímo protínají oběžné dráhy planet, je

způsobený perspektivou a je zavádějící. Například dráha komety Siding Spring (C/2013 A1) při vstupu do

perihélia v r. 2014 svírala s rovinou oběhu Země značný úhel (Obrázek 4).

Existují ovšem přesvědčivé důkazy o tom, že planety se s kometami a asteroidy pravidelně (z hlediska

geologického času) srážejí. Srážky s jinými vesmírnými tělesy mají na svědomí většinu kráterů, které

můžeme pozorovat na povrchu měsíců a planet sluneční soustavy. Nejčastěji ke srážkám docházelo

v období krátce po vzniku sluneční soustavy (tzv. Pozdní velké bombardování), ale dochází k nim občas i

v současnosti.

V roce 1994 dopadlo na povrch Jupiteru velké množství zbytků komety Shoemaker-Levy 9 (D/1993 F2).

Největší pozorovaná stopa po dopadu měla průměr několik tisíc kilometrů. Měl ji na svědomí fragment

komety označovaný G, o rozměru jen několik kilometrů. Důsledek této srážky je vidět na obrázku 5, který

ukazuje sekvenci několika snímků pořízených Hubbleovým dalekohledem.

Obrázek 4

↑ Průlet komety Siding Spring (C/2013 A1) sluneční soustavou.


Obrázek 5

↑ Sekvence záběrů zachycující průběh dopadu fragmentu G na povrch Jupiteru (označeno modrou elipsou).


Asteroidy

Komety nejsou jediné objekty, které se se Zemí nebo jinými tělesy sluneční soustavy mohou srazit. V pásu

ležícím mezi oběžnými drahami Marsu a Jupiteru (obrázek 6) se nacházejí velká tělesa tvořená různými

horninami a kovy – asteroidy (neboli planetky). Protože asteroidy vznikaly mnohem blíž ke Slunci než

komety, obsahují méně lehkých prvků. Skládají se především z různých kovů, oxidů kovů, nerostů a

křemičitanů. Komety oproti tomu obsahují větší množství lehčích prvků, jako jsou uhlík, vodík, kyslík, dusík,

fosfor a síra, což umožňuje vznik některých sloučenin, např. vody, metanu a oxidu uhličitého.

Největší známé asteroidy jsou Vesta a Pallas, které mají průměr přes 500 km. Obrázek 7 ukazuje srovnání

velikostí některých asteroidů a komet. Nepravidelně tvarované asteroidy na obrázku 7 jsou mnohem menší

než Vesta a Pallas, ale řada z nich je pořád výrazně větší než zobrazená jádra komet.

* Librační centra (Lagrangeovy body) představují v jakékoli oběžné soustavě místa, v nichž mohou tělesa obíhající v rámci této

soustavy vůči sobě zachovávat stabilní pozici. Těchto center je pět. Více se dozvíte ve videonahrávce ESA: Poznáváme

vesmírem – Gravitační studně - videonahrávka | VP04 (viz oddíl Odkazy).

Obrázek 6

↑ Nákres zachycující výskyt asteroidů ve sluneční soustavě. Většina asteroidů se nachází v Hlavním pásu mezi oběžnými drahami

Marsu a Jupiteru. Další rozsáhlé skupiny asteroidů představují Jupiterovi trojáni nalézající se v trvalých pozicích na oběžné dráze

Jupitera v tzv. libračních centrech (Lagrangeovy body)* L4 a L5.


Srážky se Zemí

Protože na Zemi probíhají tektonické a erozní procesy, přestávají být krátery vytvořené dopady jiných těles

po několika milionech let patrné. Díky geologické analýze podpovrchových hornin a dalším postupům lze

nicméně bývalé krátery vzniklé v důsledku srážek s vesmírnými tělesy odhalit. Na začátku 90. let 20. století

se tak podařilo potvrdit teorii, podle které zhruba před 65 miliony let narazil do Země v oblasti dnešního

Yucatánu v Mexiku asteroid nebo kometa o průměru asi 10 km. Tato srážka měla za následek vznik kráteru

o průměru více než 150 km. Následná změna globálního klimatu byla jednou z hlavních příčin jednoho

z největších vymírání druhů v geologické historii Země. Jednalo se o tzv. Vymírání na konci křídy (též

Vymírání K-T), které vedlo k definitivnímu vyhynutí dinosaurů, kteří se nově vzniklým podmínkám

nedokázali přizpůsobit.

Menší a dosud viditelné krátery vznikaly i v mnohem bližší minulosti. Jde například o Meteor Crater (známý

také jako Barringerův kráter) v USA ve státě Arizona (viz obrázek 8).

Obrázek 7

↑ Srovnání velikostí asteroidů a komet.


Meteor Crater vznikl přibližně před 55 000 lety

následkem dopadu asteroidu složeného převážně z

niklu a železa v oblasti plání dnešní Arizony v USA.

Náraz vytvořil kráter o hloubce téměř 200 m a

průměru 1,5 km. Úlomky asteroidu jsou roztroušené

po okolní krajině.

V roce 1908 došlo k výbuchu asteroidu nebo komety o

předpokládaném průměru přes 50 m ve výšce zhruba

5-10 km nad odlehlou zalesněnou oblastí poblíž řeky

Tunguska v dnešním Krasnojarském kraji v Rusku.

Ačkoli nedošlo k dopadu tohoto asteroidu či komety na

zemský povrch, síla výbuchu zlámala stromy na ploše

2000 km2 lesa (obrázek 9).

Obrázek 8

↑ Vlevo: Meteor Crater, Arizona, USA. Vpravo: Meteor Crater na snímku pořízeném z Mezinárodní vesmírné stanice.

Obrázek 9

↑ Stromy vyvrácené následkem tunguského výbuchu.


→ PŘÍPRAVA POKUSU Jak uvařit kometu

Při tomto pokusu učitel demonstračně napodobí vznik jádra komety. Druhy použitých surovin přesně odpovídají těm, které se nacházejí v jádrech skutečných komet.

Pokud budou pokus provádět žáci, doporučujeme vzhledem k bezpečnosti a ceně surovin použít jejich menší množství např. v plastových kelímcích. Je důležité, aby žáci dostali jasné pokyny a dodržovali bezpečnostní a zdravotní zásady, které jim musí být před experimentem sděleny. Pokyny pro studenty naleznete ve studentském pracovním listu následujícím za popisem pokusu.

Pomůcky pevný oxid uhličitý – suchý led: asi 600 g *

voda (asi 0,75 l)

velké plastové pytle na odpadky

10 polévkových lžic hlíny (hlína by neměla být hrudkovitá)

1 polévková lžíce uhelného nebo grafitového prachu (lze připravit i rozetřením dřevěného uhlí)

2–3 polévkové lžíce whisky, vodky nebo červeného vína (metanolová/etanolová složka) anebo 1,5 polévkových lžic ethanolu

několik kapek sójové omáčky (organická složka), případně fitness přípravek s aminokyselinami

několik kapek čisticího prostředku (amoniaková složka): např. prostředek na okna s amoniakem nebo barva na vlasy s amoniakem anebo přímo amoniaku

velká plastová mísa

kbelík na odpad

dřevěná lžíce

ochranný štít

polystyrenová nádoba vhodné velikosti na uchování oxidu uhličitého

termoizolační ochranné rukavice

bezpečnostní brýle pro všechny účastníky pokusu (i pokud pokus přímo neprovádějí)

ochranný laboratorní plášť

odměrky

* 600 g suchého ledu odpovídá cca 0,75 l pelet. Pokud máme k dispozici bloky suchého ledu, roztlučeme je v hadru

kladivem (vždy v ochranném oděvu a brýlích). V případě bloků či plátků použijeme: 3/5 - 4/5 plátku o hmotnosti 0,8 kg (210 x 125 x 20 mm)

1/8 - 1/7 bloku o hmotnosti 5 kg (210 x 125 x 125 mm)

1/4 bloku o hmotnosti 2,4 kg (210 x 125 x 60 mm)

Obrázek A1

↑ Příprava na pokus.


Bezpečnostní pokyny

Při manipulaci se suchým ledem vždy používejte ochranné rukavice a bezpečnostní brýle, popř. ochranný štít. Suchého ledu se nedotýkejte holýma rukama a zabraňte kontaktu s jakoukoliv částí těla, neochutnávejte ho, ani ho nepolykejte. Důsledně žákům vysvětlete zásady bezpečnosti a také v jaké vzdálenosti od pokusu by se měli nacházet vzhledem k tomu, že kometa může při přípravě začít „prskat“. Uvědomujte si, že oxid uhličitý ve vysokých koncentracích může způsobovat dušení, kontakt s pevným oxidem uhličitým může způsobit omrzliny. Pevný oxid uhličitý sublimuje. Při vyšších koncentracích působí dusivě.

Nádobu se suchým ledem neuzavírejte těsně – mohlo by dojít k prudkému úniku plynu nebo dokonce výbuchu nádoby!

Po skončení pokusu odneste kometu do dobře větraného venkovního prostředí mimo dosah studentů.

Nikdy neuchovávejte suchý led (ani vytvořenou kometu) v domácí chladničce. Pokus provádějte v dobře větraném prostoru.

Pracovní postup

Seznamte se prosím s doprovodným videem ESA: Poznáváme vesmírem – Jak uvařit kometu –

videonahrávka | VP06.

1. Vyložte mísu pytlem na odpadky. Doporučujeme vložit mísu do pytle a jako vystýlku použít horní vrstvu

pytle. Po pokusu se tak komety snáze zbavíte. Dbejte na to, aby pytel dobře přiléhal ke stěně mísy.

2. Přidávejte následující suroviny: vodu, hlínu, uhelný prach, víno/alkohol, čisticí prostředek a sójovou

omáčku. Jedná se o ekvivalenty některých složek skutečné komety. Dobrovolníci z řad přihlížejících se

mohou zapojit s přidáním některých přísad. Vše dobře promíchejte dřevěnou vařečkou (kovová by po

přidání suchého ledu dosti studila).

3. Do směsi přidejte suchý led. Vše promíchejte dřevěnou lžící. Je užitečné zvolit si pomocníka, který vám

bude mísu během míchání naklánět. Poté za použití termoizolačních ochranných rukavic hněťte kometu asi

30 vteřin, dokud z materiálu nevznikne jeden kus. Pokud kometa nedrží pohromadě, přidejte trochu vody.

Příliš na materiál netlačte, ať se kometa nerozlomí.

4. Po skončení pokusu nechte kometu v míse. Pytel na odpadky z mísy opatrně stáhněte tak, aby kometa

zůstala uvnitř pytle. Ten vložte do kbelíku. Je důležité nechat pytel s kometou otevřený, aby z něj mohly

unikat plyny. Odneste kbelík někam do venkovního otevřeného prostoru, kam nemají přístup nepovolané

osoby. Nevyhazujte kometu hned po pokusu do popelnice! Nejprve je nutné nechat vysublimovat suchý

led! Všechen suchý led by měl vysublimovat do 24 hodin.

Tip: pokud pokus provádíte ráno, studenti se mohou odpoledne přijít podívat, jak se kometa změnila.

Opakování, matka dokonalých komet! Chcete-li dosáhnout co nejlepších výsledků, vyplatí se pokus si

několikrát vyzkoušet, než ho předvedete studentům.


DISKUZE

Do jaké míry použité suroviny představují látky, které se nacházejí v jádrech skutečných komet? Jaké z toho plynou závěry pro existenci života na naší planetě?

První spektroskopická pozorování komet se uskutečnila na konci 19. a začátku 20. století. Spektroskopie*1astronomům umožnila začít dešifrovat chemické složení kometárních kom. Tato raná pozorování odhalila přítomnost dvouatomových molekul uhlíku C2, sodných kationtů a celé řady dalších molekul obsahujících uhlík, kyslík a dusík.

V roce 1950 představil americký astronom Fred Whipple nový model popisující jádro komet. Whippleův koncept „špinavé sněhové koule“ předpokládal, že komety mají ledové jádro složené ze stopových množství prachu a hornin a především je tvoří voda, oxid uhličitý, metan a amoniak. Pozorování ze Země i z vesmíru (ze sond a družic) později Wippleův model potvrdila. Došlo jen k několika malým úpravám, jelikož se ukázalo, že kometární jádra jsou větší a tmavší, než jak je model popisoval.

Nedávný výzkum komety 103P/Hartley ukázal, že voda v ní obsažená má stejný poměr množství izotopů deuteria

(izotop vodíku, jehož jádro obsahuje proton a neutron; „běžný“ vodík obsahuje jen jeden proton) a vodíku

jako pozemské oceány. Jednalo se o velice významný objev. Jak víme, voda je pro život klíčová molekula. Pro vznik života je voda zásadní. Dopady komet v rané pozemské historii mohly být hlavním zdrojem původní vodní zásoby na Zemi.

Další významnou skutečností je přítomnost uhlíku v kometách, jelikož všechen život, tak, jak ho známe, je založený na sloučeninách uhlíku. I tato klíčová přísada pro vznik života na Zemi se na ní mohla dostat při srážkách s kometami.

Sójová omáčka v námi stvořené kometě představuje aminokyseliny a jejich prekursory*, které se v kometách taktéž nacházejí. V roce 2004 se během mise NASA Stardust podařilo odebrat vzorky prachu z komy komety 81P/Wild a dopravit je na Zemi. Analýza tohoto prachu odhalila přítomnost glycinu, nejjednodušší aminokyseliny. Jednalo se o objev kolosálního významu. Aminokyseliny jsou stavební kameny proteinů. Jsou tedy také stavebními kameny každého živého organizmu. Nález těchto organických molekul (chemický vzorec NH2-CH2-COOH) na jiném vesmírném tělese než na Zemi by vědcům otevřel možnost uvažovat o tom, že možná některé látky, z nichž na naší planetě vznikl život, se na Zemi dostaly před miliardami let po srážce s kometou.

Dále, kromě pevného oxidu uhličitého, který používáme při pokusu, spektroskopie odhalila v komách komet i další látky (molekuly). Některé z nich naleznete v tabulce 1.

* Spektroskopie je metoda, která zkoumá interakci (či jinými slovy vzájemné působení) látek a světla. Analýzou světla pohlceného nebo vyzařovaného objekty (třeba i velmi vzdálenými) je schopna určit chemické složení těchto objektů. * Prekursory jsou látky (v zásadě reaktanty), z nichž vznikají či mohou vznikat aminokyseliny.


Co je suchý led?

Suchý led je pevný oxid uhličitý – CO2, který se za běžného tlaku a teploty

vyskytuje v plynném skupenství.

Díky sublimaci, procesu, během kterého oxid uhličitý přechází z pevného

skupenství rovnou do skupenství plynného, vzniká kometární koma.

Opačný proces se nazývá desublimace. Za běžného atmosférického tlaku se

oxid uhličitý změní z plynu rovnou na pevnou látku (tzv. suchý led) při

teplotě -78oC.

Co je onen bílý kouř, který pozorujeme během pokusu?

Jak se během pokusu zvyšuje teplota suchého ledu nad -78 oC, sublimuje

oxid uhličitý do podoby chladného plynu. Ten pak ochlazuje vodní páru

přítomnou v okolním prostředí. Ta kondenzuje a vytváří husté bílé páry,

které při pokusu pozorujeme.

Co způsobuje prudké unikání plynů v průběhu pokusu?

Jak během pokusu vzniká napodobenina jádra komety, působí na sebe dva protichůdné procesy. Tekutá

voda se dostává do styku se suchým ledem, který má teplotu nižší než -78 oC. Následkem toho kapalná

voda mrzne a vytváří kolem suchého ledu, jakýsi „ledový krunýř“. Jelikož je ale uvnitř tohoto krunýře suchý

led ve styku s látkou teplejší než -78 oC, začíná sublimovat. Přechod suchého ledu do plynného skupenství

s sebou nese až 600 násobné zvětšení objemu. Proto sublimující ložiska suchého ledu občas prorazí vodní

ledový krunýř okolo jádra komety. Proto důrazně doporučujeme používat při pokusu ochranný laboratorní

plášť, termoizolační rukavice a zejména bezpečnostní brýle, aby případně odletující úlomky nevletěly do

oka

Jaký tvar a jakou velikost mají jádra komet?

Řada blízkých průletů* vesmírných sond přinesla informace o různých tvarech a velikostech kometárních

jader. Mezi tyto průlety patří mise Giotto (ESA – kometa 1P/Halley a kometa 29P/Grigg-Skjellerup),

Stardust (NASA – kometa 81/PWild a kometa 9P/Tempel), Deep Impact (NASA – kometa 9P/Tempel a

kometa 103P/Hartley) a Rosetta (ESA – kometa 67P/Churyumov-Gerasimenko*). Obrázek A2 zachycuje ve

stejném měřítku jádro komety 103P/Hartley měřící v podélné ose asi 2,2 km a jádro komety 9P/Tempel

s nejdelším rozměrem 7,6 km. Předběžná měření provedená v průběhu mise ESA Rosetta při příletu ke

kometě 67P/Churyumov-Gerasimenko potvrdila, že její jádro měří v nejširším místě 4,1 km.

* Průlet označuje v astronomické terminologii situaci, při které vesmírná sonda nebo loď proletí v malé vzdálenosti od nějakého

vesmírného tělesa. Pokud přitom průlet využije ke změně dráhy a rychlosti svého letu, hovoříme o gravitačním manévru nebo

tzv. gravitačním praku.

* 68/P Churyumov-Gerasimenko je kometa nesoucí jméno dvou jejích objevitelů: ukrajinských vědců Klyma Čurjumova a

Světlany Gerasimenkové.

Tabulka 1

CH2=CH2 ethylen

NH3 Amoniak

CH4 Methan

C2H6 Ethan

C2H5NH2 Ethylamin

O2 Kyslík

CH3OH Metanol

NH2CH2OH Aminomethanol

H2O2 peroxid vodíku

H2 Vodík

CH3COOH kyselina octová

CH3NH2 Metylamin

HCCH Acetylen

HCN kyanovodík


Obrázek 7 ukazuje jádra několika komet ve srovnání se snímky asteroidů a některých měsíců sluneční

soustavy pořízených během blízkých průletů (až do roku 2010) různých vesmírných sond.

Proč mají ohony různých komet tak rozdílné tvary?

Tvar a vzhled ohonu komety závisí na interakci mezi slunečním větrem a slunečním zářením a materiálem,

který se z jádra komety uvolňuje. Většinou jsou vidět dva ohony směřující každý trochu jiným směrem.

Jeden směřuje vždy přímo od Slunce. Jedná se o plazmatický nebo iontový ohon. Ultrafialové záření

přicházející ze Slunce totiž ionizuje plyny v komě. Tyto ionizované částice jsou pak unášeny slunečním

větrem směrem od Slunce. Prachový ohon je lehce zakřivený ve směru, ze kterého komet přiletěla

(obrázek A3). Protože jsou rozdíly mezi intenzitou slunečního záření, rotací jádra komety a rychlostí

unikajících plynů obrovské, můžeme pozorovat velké množství různě tvarovaných ohonů komet.

Obrázek A2

↑ Srovnání velikostí jádra komety 9P/Tempel a komety 103P/Hartley.


Jak dlouho vydrží jádro komety?

Při každém průletu perihéliem ztrácí kometa část hmoty, z níž

je složena (těkavý oxid uhličitý a vodu, dále prach) a

zanechává za sebou stopu tvořenou různými zbytky. Z toho

vyplývá, že každé jádro může absolvovat omezený počet

průletů perihéliem, než se vyčerpají zásoby jeho těkavých

látek. Jako extrémní příklad nám může posloužit kometa

2012/S1 ISON patřící k tzv. „lízačům Slunce“, která měla

absolvovat svůj první těsný průlet perihéliem

koncem listopadu r. 2013 (obrázek A4). Podle některých

optimistických předpovědí mělo jít o nejjasnější kometu 21.

století. Podle detailních pozorování, která byla provedena

v den, kdy měla kometa procházet periheliem, se však

kometa pravděpodobně rozpadla vlivem tepelného a

slapového působení Slunce, ještě dříve než dosáhla perihelia.

Tuto teorii později potvrdilo i pozorování Hubbleovým

dalekohledem.

Obrázek A3

↑ Nákres ukazující dva kometární ohony a průběh změny tvaru ohonu během průletu komety kolem Slunce.

Obrázek A4

↑ Těsný průlet komety 2012/S1 ISON kolem Slunce,

jak ho zaznamenal satelit SOHO společné mise ESA a

NASA 28. - 30. listopadu 2013.


Jaké jevy mohou ovlivnit oběžnou dráhu komety, když se přiblíží těsně ke

Slunci?

Jak se kometa přibližuje ke Slunci, začnou se těkavé látky v ní obsažené (např. oxid uhličitý a voda) zahřívat

a unikat v podobě plynu, což může fungovat jako reakční pohon. Unikající plyn totiž stejnou silou, jakou je

z jádra vytlačován, na jádro působí v opačném směru (Newtonův zákon akce a reakce) a slabě na něj tedy

tlačí. Následkem toho může docházet k drobné změně oběžné dráhy komety a také periody jejího oběhu

kolem Slunce, jak je kometa vychýlena ze své původní dráhy letu. Vzhledem k tomu, že většina jader rotuje

(pravděpodobně kolem více os – otáčí se zároveň dopředu i do stran), mohou se tyto změny drah

u jednotlivých komet zásadně lišit.

Rozšířená diskuze – mohou někdy komety nebo asteroidy narazit do Země?

Za využití údajů získaných během jaderných výbuchů provedených od roku 1945 řadou států a na základě

znalosti rovnice pro výpočet kinetické energie si můžeme udělat dobrou představu o velikosti tělesa, které

vytvořilo tzv. Meteor Crater.

Energie jaderných zbraní se měří v kilotunách (kt) – 1 kt odpovídá energii uvolněné při výbuchu 1000 tun

TNT. 1 kt = 4,2 · 1012 J.

Atomové bomby svržené na Hirošimu a Nagasaki (obrázek A5) měly každá sílu cca 20 kt.

Obrázek A5

↑ Vlevo: oblak vznášející se nad Hirošimou po výbuchu první atomové bomby. Vpravo: atomové bombardování Nagasaki.


Aby vznikl kráter o velikosti Meteor Crater v hornině, která se v oblasti nachází, musela by být síla výbuchu

asi 2,5 Mt (2500 kt), což odpovídá zhruba 125 hirošimským bombám. Podle jednoho počítačového modelu

letělo těleso v okamžiku srážky se Zemí rychlostí asi 12,8 km · s-1. To už je dost informací na to, abychom

mohli vypočítat přibližnou hmotnost a z ní i velikost letícího objektu.

Krajina kolem Meteor Crater je poseta mnoha úlomky vesmírného tělesa, které ho vytvořilo. Analýza jejich

složení ukázala, že objekt se skládal z 92 % železa, 7 % z niklu a zbylé 1 % tvořily sloučeniny křemíku a další

prvky). Průměrná hustota tělesa tak byla asi 7000 kg · m-3 (v podstatě hustota železa – 7800 kg.m-3, ale

těleso není tak kompaktní jako např. blok železa).

Na základě těchto informací je možné provést následující výpočet (za předpokladu, že se veškerá kinetická

energie letícího tělesa přeměnila v energii výbuchu, který vytvořil kráter):

1. Výchozí hodnoty:

kinetická energie, EK = 2500 kt

rychlost meteoritu, v = 12,8 km · s-1

1 kt = 4,2 · 1012 J

hustota meteoritu, ρ = 7000 kg · m-3

2. Převeďte energii nutnou k vytvoření kráteru na jouly.

E = 2500 kt = 2500 · 4,2 · 1012 J = 1,05 · 1016 J; EK = E

3. Za využití vzorce pro výpočet kinetické energie zjistěte hmotnost letícího tělesa.

EK = ½ mv2; m - hmotnost

Ze vztahu pro Ek vyjádříme m:

m = (2EK)/v2 = (2 · 1,05 · 1016 J)/(12 800 m · s-1)2 = 128 · 106 kg = 128 000 t = 128 · 106 kg

4. Za využití vzorce pro výpočet hustoty () zjistěte objem (V) letícího tělesa.

m = .V,

V = m/ = (128 · 106 kg)/(7000 kg · m3) = 1,83 · 104 m3

5. Za předpokladu, že letící těleso bylo kulové, použijte vzorec pro výpočet objemu koule a spočítejte

poloměr meteoritu. (V jednodušším případě můžete také předpokládat, že těleso mělo tvar krychle).

Vkoule = (4/3) · π · r3, kde r je poloměr tělesa

vyjádříme r:

r3 = 3·V/(4·π) = (3 · 1,83 · 104 m3)/(4 · π) = 4371 m3

a tedy r = 3r3 = 16,4 m


Žáci se mohou následně v diskusi zaměřit na zjednodušení a odhady použité při předchozích výpočtech a diskutovat jejich vliv na výsledek. Mezi tato zjednodušení např. patří:

Předpoklad 100% přeměny kinetické energie na energii nutnou pro tvorbu kráteru. Ve skutečnosti by se část kinetické energie přeměnila také na jiné formy energie, jako jsou zvuk či ohřev atmosféry.

Nejistota rychlosti dopadu. Tato hodnota byla odvozena ze zkoumání dopadového kráteru a mohla by být nepřesná, což by vedlo k nesprávnému výpočtu velikosti meteoritu.

Vliv úhlu dopadu. Množství materiálu, které se během dopadu vypaří nebo vymrští, závisí na úhlu dopadu. Úhel dopadu, jakožto výchozí hodnota pro výpočet, možná nebyl stanoven přesně (byl pouze odhadnut), a to může zásadním způsobem ovlivnit výsledky výpočtů. Tyto úvahy je možné dále rozvíjet „experimentováním“ s různými úhly dopadu za využití simulátoru dopadů Down2Earth (viz níže oddíl Odkazy).

Internetový simulátor dopadů Down2Earth

Down2Earth (viz oddíl Odkazy) je internetový výukový simulátor dopadů, který studentům umožňuje

nastavovat různé parametry dopadu, jako složení letícího tělesa (asteroid nebo kometa), úhel dopadu,

velikost, typ horniny na místě dopadu i samotné místo dopadu. Studenti mohou zkusit předpovědět vliv

těchto faktorů na velikost kráteru a spojit si je s energetickými proměnami během dopadu. Své odhady si

potom mohou prověřit ve virtuálním prostředí simulátoru.

→ ZÁVĚR Studium komet představuje zajímavý rámec, s nímž lze spojit výuku mnoha různých témat od podstaty a

vlivu gravitačních polí a s nimi souvisejících oběžných drah kosmických těles, přes koncept energie a

kinetické energie, výpočty hodnot kinetické energie a energetických přeměn až po kometární spektroskopii

a podmínky vzniku života. Naše fascinace těmito ledovými tělesy otevírá celou řadu příležitostí se něco

naučit.


Jak se vaří minikometa

Při tomto pokusu si můžete vyrobit napodobeninu jádra komety. Použijete k tomu běžně dostupné

suroviny, které však odpovídají hlavním skupinám látek, které se nacházejí v jádrech skutečných komet.

Některé z použitých surovin, jako třeba suchý led, mohou být nebezpečné – učitel vám podrobně vysvětlí,

jak s nimi zacházet.

Pomůcky

suchý led – pevný oxid uhličitý (asi 80 g) *

voda (asi 100 ml)

malé plastové pytle na odpadky

3 kávové lžičky hlíny (dbejte na to, aby hlína nebyla hrudkovitá a měla rovnoměrnou konzistenci)

1 kávová lžička uhelného nebo grafitového prachu

1 kávová lžička whisky, vodky nebo červeného vína (metanolová/etanolová složka), popř. přímo denaturovaného ethanolu

několik kapek sójové omáčky (organická složka)

několik kapek čisticího prostředku (amoniaková složka): např. prostředek na okna s amoniakem nebo barva na vlasy s amoniakem anebo přímo amoniaku

plastový kelímek na 1 použití

kbelík na odpad

kávová lžička

polystyrenová nádoba na uchování oxidu uhličitého

termoizolační ochranné rukavice

bezpečnostní brýle pro všechny účastníky pokusu, laboratorní štít pro žáka připravujícího kometu

ochranný laboratorní plášť pro žáka připravujícího kometu

* 80 g suchého ledu odpovídá cca 100 ml pelet. Pokud máme k dispozici bloky suchého ledu, roztlučeme je v hadru kladivem

(vždy v ochranném oděvu a brýlích). V případě bloků či plátků použijeme:

1/10 plátku o hmotnosti 0,8 kg (210 x 125 x 20 mm)

1/60 bloku o hmotnosti 5 kg (210 x 125 x 125 mm)

1/30 bloku o hmotnosti 2,4 kg (210 x 125 x 60 mm)

Pracovní postup

1. Vyložte plastový kelímek pytlem na odpadky a postupně do něj přidávejte následující suroviny: vodu, hlínu, uhelný prach, víno/alkohol, čisticí prostředek a sójovou omáčku. Jedná se o ekvivalenty některých složek skutečné komety. Vše dobře promíchejte kávovou lžičkou.

2. Přidejte suchý led. Směs promíchejte. Poté za použití ochranných rukavic hněťte kometu asi 30 vteřin, dokud z materiálu nevznikne jeden kus. Příliš na materiál netlačte, ať se kometa nerozlomí.

3. Po skončení pokusu nechte kometu v pytli na odpadky a ten vložte do kbelíku, který vám poskytne učitel.


Výpočet hmotnosti, rychlosti a energie komety

V následujících otázkách budete zjišťovat hmotnost, rychlost a energii komet. K výpočtům použijte následující údaje.

hmotnost Slunce mS = 2 · 1030 kg

hustota ledu ρ = 1000 kg · m-3

gravitační konstanta G = 6,67 · 10-11 N · m2 · kg-2

Otázky

1. Kometa má kinetickou energii 4,5 · 1013 J. Pohybuje se rychlostí 34 km · s-1. Vypočítejte její hmotnost.

2. Velká kometa o hmotnosti 5,2 · 108 kg právě těsně minula Zemi a jen se otřela o její atmosféru. V okamžiku měření dosahovala rychlosti 49 km s-1.

a) Spočítejte kinetickou energii komety (v J).

b) Je-li energie uvolněná při výbuchu 1 kilotuny TNT 4,2 · 1012 J, kolik energie (v kt TNT) by se uvolnilo při nárazu této komety do Země.

c) Po tomto těsném průletu došlo ke změně hmotnosti a dráhy komety. Navrhněte, proč k tomu došlo.

3. Kometa obíhá po eliptické dráze kolem Slunce. Nejvíce se ke Slunci přiblíží na vzdálenost 4,9 · 1010 m. V tomto bodě se pohybuje rychlostí 8,9 · 104 m · s-1. Na svou pouť se vydala z Oortova oblaku, daleko za drahou Neptunu. Jaká je její rychlost, když se nachází ve vzdálenosti 1,5 · 1011 m od Slunce (tj. přibližně ve vzdálenosti oběžné dráhy Země od Slunce)?

4. Jaký vliv podle vás měly nárazy komet a asteroidů na Zemi a na vývoj života na Zemi v průběhu její historie?


→ Mise Evropské vesmírné agentury Giotto

Doba oběhu komety 1P/Halley je zhruba 75,5 let (přesný údaj se mění oběh od oběhu v závislosti na úniku

plynů z komety a gravitačních perturbacích). Tato kometa je poblíž perihélia ze Země viditelná pouhým

okem a první záznamy o jejím pozorování pocházejí už z roku 240 př. n. l. Tyto záznamy později umožnily

astronomům stanovit dráhu letu komety 1P/Halley na základě oněch několika měsíců, kdy se nachází v

blízkosti perihélia a je tedy viditelná. Jedno z nejslavnějších pozorování komety 1P/Halley je zaznamenáno

na tapisérii z Bayeux, která zachycuje Bitvu u Hastings r. 1066 a dobytí Anglie Normany (obrázek 10).

Naposledy se kometa 1P/Halley přiblížila ke Slunci v r. 1986. Bylo to poprvé po začátku kosmického věku*.

Sonda Evropské kosmické agentury (ESA) s názvem Giotto (obrázek 11) tehdy proletěla kolem jádra

komety na vzdálenost menší než 600 km a pořídila přitom historicky první snímky kometárního jádra

(obrázky 12 a 13). Pozorování proměnila vědecké porozumění těmto ledovým tělesům.

Giotto zjistila, že povrch jádra je velice tmavý, černější než uhlí. Na základě toho vědci usoudili, že jádro

pokrývá vrstva prachu. Údaje ze sondy také ukázaly, že poměr výskytu lehkých prvků v kometě 1P/Halley je

podobný jejich výskytu ve Slunci, z čehož vyplývá, že kometa se skládá ze stejného materiálu, ze kterého

vznikla sluneční soustava.

Sekvence fotografií na obrázku 12 zachycuje stále detailnější obraz jádra komety, jak se k němu sonda

postupně

*Vypuštěním první družice (Sputnik) do vesmíru roku 1957 se započal kosmický výzkum. Období od vypuštění Sputniku nazýváme „kosmický věk“.

Obrázek 10 a 11

↑ Vlevo: Vyobrazení komety 1P/Halley na tapisérii z Bayeux.

↑ Vpravo: Sonda Giotto před testem simulujícím působení slunečního záření.


Obrázek 12

↑ Jádro komety 1P/Halley na snímcích ze sondy Giotto v okamžiku jejího největšího přiblížení.

Obrázek 13

↑ Fotografie jádra komety 1P/Halley pořízená sondou Giotto.


Obrázek 14 popisuje nejvýraznější útvary viditelné na snímku jádra komety 1P/Halley (obrázek 13). Je

vidět, jak z povrchu jádra tryskají proudy částic kometární hmoty tvořící jakési prachové gejzíry. Je to

způsobeno rychlou sublimací některých látek na povrchu a těsně pod povrchem jádra. Tlak těchto

rozpínajících se nestálých látek postupně narůstá, až nakonec prudce unikají ve formě plynu.

Obrázek 14

↑ Popis nejvýraznějších útvarů viditelných na snímcích komety 1P/Halley pořízených sondou Giotto.


SOHO – Solární a heliosférická observatoř

Solární a heliosférická observatoř, též SOHO, je společná sonda ESA a NASA sbírající údaje o Slunci ze

vzdálenosti 1,5 milionu kilometrů od Země (obrázek 15). Nachází se v bodě, ve kterém ji kombinace

gravitačních sil Slunce a Země nutí obíhat ve stabilní pozici na spojnici Slunce a Země. Z tohoto umístění

má SOHO ničím nezakrytý výhled na Slunce a může tedy provádět měření 24 hodin denně.

SOHO byla navržena za účelem zkoumání vnitřní struktury Slunce, vnějších částí jeho atmosféry (koróna) a

původu slunečního větru. Od roku 1995, kdy byla sonda vypuštěna, provedla pozorování celého slunečního

cyklu a zásobuje vědce cennými údaji, které jim pomáhají porozumět výkyvům sluneční aktivity

z dlouhodobého hlediska.

Ze svého jedinečného pozorovacího postavení má SOHO také možnost sledovat tisíce komet prolétajících

v těsné blízkosti kolem Slunce (tzv. „lízačů Slunce“), mezi nimi i kometu 2012/S1 ISON, která vstoupila do

svého perihélia v r. 2013. SOHO je zároveň jedním z nejúspěšnějších objevitelů komet a od svého

zprovoznění jich odhalila už více než 2700.

Obrázek 15

↑ Vizualizace družice SOHO.


Kometa 103P/Hartley a Herschel

V roce 2009 vypustila ESA Herschelovu vesmírnou observatoř (obrázek 16), na jejíž palubě se nacházel

nejsilnější infračervený dalekohled, který kdy byl do vesmíru vypuštěn. Jednalo se o první observatoř

schopnou zaznamenávat světelné spektrum od infračervených až po submilimetrové vlnové délky.

Herschelova pozorování v oblasti infračerveného vlnění pronikla mnohem dále, než se do té doby podařilo

jakémukoli jinému přístroji. Prozkoumal prašné i mrazivé, blízké i vzdálené oblasti vesmíru, které běžně

nejsou vidět.

V roce 2010 provedl Herschel spektroskopické pozorování komety 103P/Hartley a zaznamenal úniky

značného množství vody z jejího jádra (na obrázku 17 vyznačeno červenou a bílou barvou). Pozorování

probíhala, když byla kometa v perihéliu (nejblíže Slunci).

Spektroskopická měření přístrojem HIFI umístěným na palubě Herschela umožnila odhadnout poměr

množství deuteria (tzv. „těžký vodík“ - atomy vodíku, které ve svém jádru obsahují jak proton, tak neutron)

a vodíku ve vodě, která unikala z jádra komety (obrázek 18). Ukázalo se, že voda na této konkrétní kometě

má, na rozdíl od jiných komet, stejný poměr atomů deuteria a vodíku, jaký se nachází v oceánech na Zemi.

To poskytlo první přímý důkaz na podporu teorie, že voda na Zemi pochází ze stejného zdroje jako ta

v kometách.

Obrázek 16

↑ Vizualizace Herschelovy infračervené vesmírné

observatoře.

Obrázek 17

↑ Kometa 103P/Hartley, jak ji zaznamenal přístroj PACS

na palubě Herschelovy infračervené vesmírné observatoře.


Rosetta

Mise ESA s názvem Rosetta odstartovala v roce 2004 na svou 10 let trvající pouť ke kometě

67P/Churyumov-Gerasimenko, na jejímž konci se měla pokusit o přistání na kometárním jádru.

Hlavním cílem mise Rosetta je pomoci pochopit vznik a vývoj sluneční soustavy. Složení komety totiž odráží

složení molekulárního mračna, ze kterého před více než 4,6 miliardami let vzniklo Slunce a planety sluneční

soustavy. Hloubková analýza komety 67P/Churyumov-Gerasimenko tak poskytne zásadní informace pro

pochopení toho, jak naše sluneční soustava vznikla.

Existují přesvědčivé důkazy o tom, že komety sehrály klíčovou roli ve vývoji planet, protože srážky s nimi

byly v dobách rané sluneční soustavy mnohem běžnější než dnes. Komety například mohly na Zemi

dopravit vodu. Chemická analýza vody na kometě 67P/Churyumov-Gerasimenko by měla ukázat, zda jsou

její charakteristiky stejné jako u vody v pozemských oceánech, podobně jako u komety Hartley. Kromě ledu

a prachu obsahují komety mnoho složitých molekul včetně těch organických, které mohly sehrát zásadní

roli ve vývoji života na Zemi.

Aby se Rosetta dostala ke kometě, musela provést několik gravitačních manévrů, při nichž využila

gravitační sílu jiného vesmírného tělesa k vlastnímu zrychlení (obrázek 19). Při své cestě dál do vesmíru

musela Rosetta využít takovéhoto gravitačního praku celkem čtyřikrát – třikrát prolétla v blízkosti Země a

jednou Marsu. Každý z těchto manévrů změnil kinetickou energii Rosetty, a tedy i její rychlost a tvar

eliptické oběžné dráhy.

Obrázek 18

↑ Následkem přítomnosti jednoho neutronu navíc v jednom z atomů vodíku v molekule vody vykazuje těžká voda při spektrální analýze nižší hodnoty.


Vzhledem k tomu, že cesta Rosetty měla trvat velice dlouho, vstoupila sonda v červnu 2010 do

hibernačního režimu, aby se šetřilo energií a palivem a snížily se provozní náklady. Skoro všechny elektrické

přístroje na Rosettě se vypnuly s výjimkou počítače a několika topných těles.

V lednu 2014 Rosettin naprogramovaný vnitřní „budík“ sondu opatrně vzbudil, aby se začala připravovat na

setkání s kometou 67P/Churyumov-Gerasimenko. Po probuzení došlo k aktivaci všech 11 vědeckých

přístrojů a 10 přistávacích zařízení a jejich přípravě k vědeckému pozorování. Poté byla provedena série

deseti důležitých řídících manévrů, aby se rychlost sondy snížila a srovnala s rychlostí komety a sonda se

tak dostala na stejnou eliptickou oběžnou dráhu.

Poté co sonda 6. 8. 2014 přiletěla ke kometě 67P/Churyumov-Gerasimenko, zahájila sérii dalších manévrů,

kterými se dostala na „oběžnou dráhu“ kolem kometárního jádra. Z této pozice mohly Rosettiny přístroje

provádět detailní vědecký výzkum komety a zkoumat a mapovat její povrch s nebývalou přesností (obrázek

20).

Obrázek 19

↑ Vesmírná sonda Rosetta Evropské kosmické agentury se k cíli své cesty dostala za využití několika gravitačních praků.


Po několikaměsíčním období mapování a

analyzování jádra komety vypustila 12. 11. 2014

Rosetta přistávací modul Philae, aby přistál na

kometě. Kotvící manévr za pomoci harpun a šroubů

do ledu se nepodařil a sonda skončila nezajištěná

na místě bez dostatku slunečního svitu. Přesto se

podařilo provést téměř kompletně první sérii

plánovaných měření. Philae analyzoval strukturu a

složení komety za použití 10 různých přístrojů

včetně vrtačky na odebrání vzorků z povrchu a

spektrometrů*. V červnu 2015 došlo k opětovnému

navázání kontaktu s přistávacím modulem Philae.

Komunikace je ovšem komplikovaná a závisí na

aktuální pozici Rosetty, která její signál přeposílá

k Zemi, a také na dalších faktorech. Obrázek 21

ukazuje představu umělce o přistání Philae na

povrchu.

Po vyslání přistávacího modulu bude Rosetta kometu

dále doprovázet na její eliptické oběžné dráze.

Rosetta bude společně s kometou zrychlovat po dráze

směrem k vnitřním oblastem sluneční soustavy a bude

zblízka pozorovat a studovat proces postupného

zahřívání ledového jádra, jak se kometa bude dostávat

blíž a blíž ke Slunci.

* Spektrometr je přístroj pro měření spekter. V podstatě nám říká, jaké záření (konkrétně jaké vlnové délky) bylo měřenou látkou pohlceno nebo vyzářeno. Vzhledem k tomu, že soubor těchto pohlcených anebo vyzářených vlnových délek je pro danou látku charakteristický, lze ze spektra určit, o jakou látku se jedná.

Obrázek 20

↑ Složenina 4 fotografií z fotoaparátu NAVCAM z

19. 9. 2014 zobrazující kometu 67P/Churyumov-Gerasimenko.

Rosetta se tehdy nacházela 28,6 km od komety.

Obrázek 21

↑ Přistávací modul Philae poskytnul unikátní informace o

povrchu a vnitřní struktuře komety.


→ PŘÍLOHA Slovníček pojmů Afélium je bod na oběžné dráze ležící nejdál od Slunce. Astronomická jednotka (AU) je průměrná vzdálenost mezi Zemí a Sluncem, nebo také poloměr zemské oběžné dráhy, tj. zhruba

150 milionů km.

Doba oběhu je čas potřebný k dokončení jednoho oběhu kolem hvězdy nebo planety.

Gravitační perturbace jsou změny oběžné dráhy vesmírného tělesa (např. planety nebo komety) způsobené působením

gravitačních polí jiných vesmírných těles (např. velkých planet nebo jiných hvězd).

Librační centra (Lagrangeovy body) představují v jakékoli oběžné soustavě místa, v nichž mohou tělesa obíhající v rámci této

soustavy vůči sobě zachovávat stabilní pozici. Těchto center je pět. Více se dozvíte ve videonahrávce ESA: Poznáváme vesmírem

– Gravitační studně – videonahrávka | VP04 (viz oddíl Odkazy).

Perihélium je bod na oběžné dráze ležící nejblíže Slunci.

Průlet označuje v astronomické terminologii situaci, při které vesmírná sonda nebo loď proletí v malé vzdálenosti od nějakého vesmírného tělesa. Pokud přitom průlet využije ke změně dráhy a rychlosti svého letu, hovoříme o gravitačním manévru nebo tzv. gravitačním praku. Rázová vlna (komety) je rozhraní mezi částicemi komy a slunečním větrem. Rázová vlna se vytváří, protože je rychlost komety

vůči proudění slunečního větru nadzvuková. Rázová vlna vytváří za kometou brázdu, podobně jako motorový člun za sebou

vytváří brázdu na vodní hladině. V rázové vlně je vysoká koncentrace iontů, které zde vznikají v důsledku interakce s

magnetickým polem Slunce. Tyto ionty vytváří plazma, které zpětně zakřivuje magnetické pole kolem komety a vytváří za

kometou plynný/plazmatický/ionizovaný ohon.

Retrográdní pohyb planet je zdánlivý pohyb planet na noční obloze v opačném směru, než se běžně pozoruje. K jevu dochází v

určitých planetárních konstelacích díky tomu, že pozorovatel stojí na Zemi, která se sama pohybuje.

Sluneční vítr je proud částic se značnou energií (plazma), který do všech směrů vyzařuje svrchní část sluneční atmosféry.

Obsahuje převážně protony a elektrony.

Spektrometr je přístroj pro měření spekter. V podstatě nám říká, jaké záření (konkrétně jaké vlnové délky) bylo měřenou látkou pohlceno nebo vyzářeno. Vzhledem k tomu, že soubor těchto pohlcených anebo vyzářených vlnových délek je pro danou látku charakteristický, lze ze spektra určit, o jakou látku se jedná. Sublimace je proces, při kterém látka přechází z pevného skupenství přímo do skupenství plynného, aniž by prošla kapalnou fází. Když pak dojde k opětovnému zchlazení plynu, vytvářejí se zpravidla pevné usazeniny.

Odkazy

Rosetta Stránky ESA věnované Rosettě: www.esa.int/rosetta

Blog ESA věnovaný Rosettě: blogs.esa.int/rosetta/

Videonahrávky a animace věnované Rosettě: www.esa.int/spaceinvideos/Missions/Rosetta

Obrázky Rosetty: www.esa.int/spaceinimages/Missions/Rosetta/(class)/image

Údaje o Rosettě včetně časového plánu mise: www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Rosetta/Rosetta_factsheet

Jak to zatím bylo: www.esa.int/spaceinvideos/Videos/2014/01/Rosetta_the_story_so_far

Hon na kometu: www.esa.int/spaceinvideos/Videos/2014/01/Chasing_a_comet

Dvanáct let putování vesmírem: www.esa.int/spaceinvideos/Videos/2013/10/Rosetta_s_twelve-year_journey_in_space

Rosetta obíhá kolem komety: www.esa.int/spaceinvideos/Videos/2014/01/Rosetta_s_orbit_around_the_comet

Jak obíhat kolem komety: www.esa.int/spaceinvideos/Videos/2014/08/How_to_orbit_a_comet

Komety Článek ESA o kometách pro děti: www.esa.int/esaKIDSen/SEMWK7THKHF_OurUniverse_0.html

Stránky ESA věnované Rosettě (technické informace): www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Rosetta

Stránky ESA věnované sondě Giotto: sci.esa.int/giotto/

Stránky ESA věnované Rosettě: www.esa.int/rosetta

Článek ESA o vesmíru pro děti: www.esa.int/esaKIDSen/SEMYC9WJD1E_OurUniverse_0.html

http://www.esa.int/rosetta

http://www.esa.int/spaceinvideos/Missions/Rosetta

http://www.esa.int/spaceinimages/Missions/Rosetta/(class)/image

http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Rosetta/Rosetta_factsheet

http://www.esa.int/spaceinvideos/Videos/2014/01/Rosetta_the_story_so_far

http://www.esa.int/spaceinvideos/Videos/2014/01/Chasing_a_comet

http://www.esa.int/spaceinvideos/Videos/2013/10/Rosetta_s_twelve-year_journey_in_space

http://www.esa.int/spaceinvideos/Videos/2014/01/Rosetta_s_orbit_around_the_comet

http://www.esa.int/spaceinvideos/Videos/2014/08/How_to_orbit_a_comet

http://www.esa.int/esaKIDSen/SEMWK7THKHF_OurUniverse_0.html

http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Rosetta

http://www.esa.int/rosetta

http://www.esa.int/esaKIDSen/SEMYC9WJD1E_OurUniverse_0.html


Giotto Přehledové stránky o sondě Giotto: www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Giotto_overview

Herschel Stránky ESA věnované Herschelově vesmírné observatoři: www.esa.int/herschel

Pocházejí pozemské oceány z komet?: www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Herschel/Did_Earth_s_oceans_

come_from_comets

SOHO Stránky ESA věnované SOHO: soho.esac.esa.int

Videonahrávka těsného průletu komety ISON kolem Slunce pořízená družicí ESA/NASA SOHO: sci.esa.int/soho/54346-

soholasco- view-of-comet-ison-27-30-november-2013/

Srážky se Zemí Simulátor dopadů Down2Earth: education.down2earth.eu/

Výukové materiály Poznáváme vesmírem ESA: Poznáváme vesmírem – Gravitační studně – videonahrávka | VP04:

www.esa.int/spaceinvideos/Videos/2014/07/Gravity_wells_-_classroom_demonstration_video_VP04

ESA: Poznáváme vesmírem – Vykutálené elipsy – materiály pro učitele a studentské aktivity | P02:

esamultimedia.esa.int/docs/edu/P02_Marble-ous_ellipses_teacher_guide.pdf

ESA: Poznáváme vesmírem – Vykutálené elipsy – videonahrávka | VP02:

www.esa.int/spaceinvideos/Videos/2014/07/Marble-ous_ellipses_-_classroom_demonstration_video_VP02

ESA: Poznáváme vesmírem – Jak uvařit kometu – videonahrávka | VP06:

www.esa.int/spaceinvideos/Videos/2014/10/Cooking_a_comet_ingredients_for_life_-

_classroom_demonstration_video_VP0

poznáváme vesmírem – jak uvařit kometu | P06

http://esero.scientica.cz/education/55-jak-uvarit-kometu

http://www.esa.int/Education/Teach_with_Rosetta/Cooking_a_comet_-

_ingredients_for_life_Teach_with_space_P06

ESERO kancelář uvítá jakékoli komentáře a zpětnou vazbu

[email protected]

Vyrobilo ESA Education Všechna práva vyhrazena © Evropská vesmírná agentura 2014

Překlad do češtiny

ESERO Česká republika

http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Giotto_overview

http://www.esa.int/herschel

http://www.esa.int/spaceinvideos/Videos/2014/07/Gravity_wells_-_classroom_demonstration_video_VP04

http://www.esa.int/spaceinvideos/Videos/2014/07/Marble-ous_el

http://www.esa.int/spaceinvideos/Videos/2014/07/Marble-ous_el

http://esero.scientica.cz/education/55-jak-uvarit-kometu

http://www.esa.int/Education/Teach_with_Rosetta/Cooking_a_comet_-_ingredients_for_life_Teach_with_space_P06

http://www.esa.int/Education/Teach_with_Rosetta/Cooking_a_comet_-_ingredients_for_life_Teach_with_space_P06

fyzika | p06 poznÁvÁme vesmÍrem poznáváme vesmírem

Documents