fyzika P06 poznáváme vesmírem JAK UVAŘIT KOMETU Suroviny pro život?

fyzika | P06

Evropská kosmická agentura

poznáváme vesmírem – jak uvařit kometu


poznáváme vesmírem → JAK UVAŘIT KOMETU Suroviny pro život? Instrukce pro učitele a pracovní listy

esa

→ 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 zjistit, z čeho se skládají. Tento pokus a doprovodné školní aktivity společně s následnou diskuzí přibližují studentům chemické složení komet. Naleznete zde také dodatečné aktivity a náměty k diskuzi týkající se dopadů těles na zemský povrch a výpočtů kinetické energie s tím spojených. Základní informace

strana 3

Souvislosti

strana 4

Pokus – Jak uvařit kometu

strana 12

Diskuze

strana 14

Rozšířená diskuze

strana 18

Závěr

strana 21

Pracovní listy

strana 22



Mise Evropské kosmické agentury

strana 24

Giotto

strana 24

SOHO

strana 27

Kometa 103P/Hartley a Herschel

strana 28

Rosetta

strana 29

Příloha

strana 32

Slovníček pojmů

strana 32

Odkazy

strana 33



→ JAK UVAŘIT KOMETU Suroviny pro život? ZÁKLADNÍ INFORMACE

Budete také potřebovat

Věk studentů: 14–18 let

↑ Videonahrávka Jak uvařit kometu. Viz oddíl Odkazy.

Typ aktivity: pokus předvedený učitelem a školní aktivita

Náročnost: jednoduché

Propojení s ostatním učivem

Doba přípravy pro učitele: 20 minut

Fyzika     

Doba potřebná pro provedení pokusu: 20 minut až 1 hodina Cena materiálu: nízká (do 250 Kč) Místo provedení: uvnitř budovy (prostorná, dobře větraná učebna)

kinetická energie zákon zachování energie fázové přechody (změny skupenství) srážky těles oběžné dráhy (ve sluneční soustavě)

Zvláštní pomůcky: suchý led (pevný oxid uhličitý o teplotě nižší než ‐78 °C)

Astronomie  

Studenti by už měli znát 1. rovnici pro výpočet kinetické energie



2. princip spektroskopie a infračervené záření





Učební přínos 1. Studenti pochopí základní rozdíl mezi kometami a asteroidy. 2. Studenti se dozvědí, z čeho se skládají komety.

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 

fázové přechody (změny skupenství)

3. Studenti se naučí provádět základní výpočty přeměn energie, k nimž dochází, když se komety nebo Popis pokusu asteroidy střetnou s planetou. 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 průlety družic kolem několika komet.



→ SOUVISLOSTI Co jsou komety? Komety jsou malé ledové světy, které 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). Obrázek 1 ↑ Fotografie komety Hale‐Bopp pořízená v Chorvatsku. Komety 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 perturbacemi způsobenými pohyby jiných hvězd. Tyto odchylky mohou občas změnit oběžné dráhy těchto malých zmrzlých světů a vymrštit je na cestu směřující do středu sluneční soustavy. Jak se tato tělesa přibližují ke Slunci, začínají se zahřívat a led, který obsahují, začíná sublimovat. Původní těleso se v této fázi nazývá jádro. Ze zahřívajícího se jádra se uvolňují plyny a prach a vytvářejí řídkou, ale rozsáhlou atmosféru zvanou koma (Obrázek 3). Jak se kometa přibližuje stále blíž ke Slunci, působí na koma zvyšující se intenzita slunečního záření a slunečního větru, což vytváří působivý ohon, s nímž si kometu většinou spojujeme. 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. Doba oběhu je čas potřebný k dokončení jednoho oběhu. 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 plynného, aniž by prošla kapalnou fází. Když pak dojde k opětovnému zchlazení plynu, vytvářejí se zpravidla pevné usazeniny.



Obrázek 2 (Jupiter, vzdálenost od Slunce: 5,2 AU; kometa 67P/Churyumov‐Gerasimenko, doba oběhu: 6,5 let; Kuiperův pás, vzdálenost od Slunce: 30‐50 AU; kometa 1P/Halley, doba oběhu: 75,5 let; Oortův oblak, vzdálenost od Slunce: několik tisíc AU; kometa Siding Spring (C/2013 A1), odhadovaná doba oběhu: miliony let) ↑ Oběžné dráhy komet ve sluneční soustavě.



Obrázek 3 (sluneční vítr, záření; rázová vlna; jádro; koma; ohon tvořený plyny a plazmou; ohon tvořený prachem) ↑ Anatomie komety. 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 chladnějších oblastí sluneční soustavy. Během každého průletu kolem Slunce ztratí část své hmoty. Komety mají eliptickou oběžnou dráhu a Slunce se nachází v jednom z jejích ohnisek. Následkem toho jsou viditelné vždy jen krátce – v době, kdy se pohybují v oblasti svého perihelia. V případě komet se značně eliptickou oběžnou drahou to představuje pouze zlomek z celkové doby, kterou potřebují k jednomu oběhu kolem Slunce. Většinu své existence tráví postupným zpomalováním, jak se od Slunce vzdalují směrem k aféliu, a následným zrychlujícím se návratem k perihéliu působeným gravitační silou Slunce. Chcete‐li se o eliptických drahách a oběžných drahách komet dozvědět víc, podívejte se na 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. Rázová vlna (komety) je rozhraní mezi ionty kometární komy a slunečním větrem. Rázová vlna se vytváří, protože relativní oběžná rychlost komety i rychlost proudění slunečního větru je nadzvuková. Rázová vlna vytváří za kometou brázdu, která směřuje stejným směrem jako sluneční vítr. V rázové vlně je vysoká koncentrace kometárních iontů, které jsou ve formě plazmatu formovány magnetickým polem Slunce. Výsledkem je, že se magnetické pole zakřivuje kolem komety a vytváří za kometou plynný/plazmatický/ionizovaný ohon. Perihélium je bod na oběžné dráze ležící nejblíže Slunci.



Srážky těles ve sluneční soustavě Obrázek 2 ukazuje oběžné dráhy tří různých komet, které se všechny zdají křížit oběžné dráhy planet. To by mohlo vést k představě, že srážky mezi kometami, asteroidy a planetami jsou nevyhnutelné. Pravdou ale je, že dráhy komet prolétajících Oortovým oblakem jsou značně nakloněné vůči rovině, ve které kolem Slunce obíhají planety (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). Obrázek 4 (oběžná dráha Jupiteru; oběžná dráha komety Siding Spring (C/2013 A1)) ↑ Průlet komety Siding Spring (C/2013 A1) sluneční soustavou.

Existují ovšem přesvědčivé důkazy o tom, že planety se s kometami a asteroidy pravidelně (z hlediska geologického času) srážejí. Srážky s jinými 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 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, který měl rozměr jen několika kilometrů. Důsledek této srážky je vidět na obrázku 5, který ukazuje sekvenci několika snímků pořízených Hubbleovým dalekohledem.



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 Hlavním pásu planetek ležícím mezi oběžnými drahami Marsu a Jupiteru (obrázek 6) se nacházejí velká tělesa tvořená různými horninami a kovy – asteroidy. 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 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. Obrázek 6 (Venuše, Země. Merkur, Mars, Jupiter) ↑ 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. * 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 7 ↑ Srovnání velikos asteroidů a komet. 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 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. 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 8 ↑ Vlevo: Meteor Crater, Arizona, USA. Vpravo: Meteor Crater na snímku pořízeném z Mezinárodní vesmírné stanice. Meteor Crater vznikl přibližně před 55 000 lety následkem dopadu asteroidu složeného 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 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 9 ↑ Stromy vyvrácené následkem tunguského výbuchu.



Jak uvařit kometu 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. Až budou pokus provádět studenti, použijí menší množství surovin v plastových kelímcích. Je důležité, aby studenti dostali jasné pokyny a dodržovali bezpečnostní a zdravotní zásady. Pokyny pro studenty naleznete ve studentském pracovním listu následujícím za popisem pokusu. Pomůcky 

suchý led (asi 0,75 l v nejmenších dostupných granulích)



voda (asi 0,75 l)



velké plastové pytle na odpadky



10 polévkových lžic (4 velké dřevěné lžíce) hlíny (dbejte na to, aby hlína nebyla hrudkovitá, ale měla rovnoměrnou konzistenci)



1 polévková lžíce uhelného nebo grafitového prachu



2‐3 polévkové lžíce whisky, vodky nebo červeného vína (metanolová/etanolová složka)



několik kapek sójové omáčky (organická složka)



několik kapek čisticího prostředku (amoniaková složka)



velká plastová mísa



kbelík na odpad



dřevěná lžíce



čirý ochranný štít



polystyrenová nádoba na uchování oxidu uhličitého



termoizolační ochranné rukavice



bezpečnostní brýle pro všechny účastníky pokusu



ochranný laboratorní plášť pro demonstrátora (na přání)



odměrky

Obrázek 11 (whisky/vodka/víno, uhelný/grafitový prach, hlína, sójová omáčka, mísa vyložená pytlem na odpadky, dřevěná lžíce, bezpečnostní brýle, ochranné rukavice, voda, suchý led) ↑ Příprava na pokus.



Zdraví a bezpečnost 

Při manipulaci se suchým ledem vždy používejte ochranné rukavice a bezpečnostní brýle. Suchého ledu se nedotýkejte, neochutnávejte ho ani ho nepolykejte. Důsledně studentům vysvětlete zásady bezpečnosti a také v jaké vzdálenosti od pokusu by se měli nacházet vzhledem k tomu, že kometa může „prskat“.



Nádobu se suchým ledem neuzavírejte těsně – mohlo by dojít k prudkému úniku plynu!



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



Nikdy neuchovávejte suchý led 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 přidáním některých přísad. Vše dobře promíchejte dřevěnou lžící. 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 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 prostoru, kam nemají přístup nepovolané osoby. Suchý led by měl z komety 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 komety se uskutečnila na konci 19. a začátku 20. století. Spektroskopie astronomům umožnila začít dešifrovat chemické složení kometárních kom. Tato raná pozorování odhalila přítomnost dvouatomárního uhlíku, sodíkových iontů a celé řady 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 hlavně z těkavých látek, jako jsou voda, oxid uhličitý, metan a amoniak. Pozorování ze Země i vesmíru 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 (těžká voda) a vodíku jako pozemské oceány. Jednalo se o velice významný objev. Jak víme, voda je pro život klíčová molekula. Je to univerzální rozpouštědlo, které umožňuje rozpouštění celé řady chemických sloučenin. Vědci věří tomu, že 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 sem mohla dostat při srážkách s kometami. Sójová omáčka představuje aminokyseliny a jejich předchůdce, které se v kometách 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 glycerinu, nejjednodušší aminokyseliny. Jednalo se o objev kolosálního významu. Aminokyseliny jsou stavební kameny proteinů. Jsou tedy stavebními kameny každého živého organizmu. Nález těchto organických molekul (chemický vzorec C2H5NO2) na jiném vesmírném tělese než na Zemi by vědcům otevřel provokativní možnost, že možná některé látky, z nichž na naší planetě vznikl život, se sem dostaly před miliardami let po srážce s kometou. Kromě oxidu uhličitého, který používáme při pokusu, spektroskopie odhalila v komách komet i další plyny. Některé z nich naleznete v tabulce 1.



Tabulka 1 C2H4

NH3

CH4

C2H6

C2H5NH2

O2

CH3OH

Eten/etylen

amoniak

metan

etan

etylamin

kyslík

metanol

NH2CH2OH

H2O2

H2

CH3COOH

CH3NH2

C2H2

HCN

vodík

kyselina octová

metylamin

acetylen

kyanovodík

metanolamin peroxid vodíku

↑ Plyny nalezené v jádrech komet. Co je suchý led? Suchý led je zmrzlý oxid uhličitý – CO2, který se za běžného tlaku a teploty vyskytuje v plynném skupenství. Díky procesu sublimace, během kterého oxid uhličitý přechází z pevného skupenství rovnou do plynného, vzniká kometární koma. Opačný proces se nazývá desublimace. Za běžného atmosférického tlaku se oxid uhličitý změní z plynu rovnou na pevnou látku a vytvoří tak 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 do podoby studeného plynu. Ten pak ochlazuje vodní páru přítomnou v okolním prostředí a ta kondenzuje a vytváří hustá bílá mračna, která 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 ‐78oC, začíná sublimovat. Přechod suchého ledu do plynného skupenství s sebou nese až 600 násobné zvětšení objemu. Proto sublimující ložiska suchého ledu občas výbušně prorazí vodní ledový krunýř obepínající jádro. Proto důrazně doporučujeme používat při pokusu ochranný laboratorní plášť, termoizolační rukavice a bezpečnostní brýle. 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‐Gerasimeko). 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‐Gerasimeko 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.



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. Obrázek A2 ↑ Srovnání velikos jádra komety 9P/Tempel a komety 103P/Hartley. 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 ionizuje plyny v komě. Tyto ionizované částice jsou pak unášeny slunečním větrem pryč od Slunce. Prachový ohon je lehce zakřivený ve směru, ze kterého komet přiletěla (obrázek A3). Protože jsou rozdíly mezi intenzitou slunečního záření, rotací jádra a rychlostí unikajících plynů obrovské, můžeme pozorovat ohromné množství různě tvarovaných ohonů komet.



Obrázek A3 (rázová vlna; jádro; koma; ohon tvořený plyny/plazmou; ohon tvořený prachem) ↑ Nákres ukazující dva kometární ohony a průběh změny tvaru ohonu během průletu komety kolem Slunce. Jak dlouho vydrží jádro komety? Při každém průletu perihéliem ztrácí kometa nestálé látky (například oxid uhličitý a vodu) a 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 nestálých látek. Jako příklad nám může posloužit kometa 2012/S1 ISON patřící k tzv. „lízačům Slunce“, která absolvovala svůj první těsný průlet perihéliem v r. 2013 (obrázek A4). Zdá se, že kometa 2012/S1 ISON přestala chrlit plyn a prach krátce před svým průletem 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 nestálé 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 (třetí Newtonův zákon) 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 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 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 % ze železa a ze 7 % z niklu (zbylé 1 % tvořily sloučeniny křemíku a další stopové prvky). Průměrná hustota tělesa byla asi 7000 kg ∙ m‐3. 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 vstupní rychlost, 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. EK = 2500 kt = 2500 ∙ 4,2 ∙ 1012 J = 1,05 ∙ 1016 J 3. Za využití vzorce pro výpočet kinetické energie zjistěte hmotnost letícího tělesa. EK = ½ mv2 vyjádřeno pro m: m = (2EK)/v2 = (2 ∙ 1,05 ∙ 1016 )/(12 800 m ∙ s‐1)2 = 128 ∙ 106 kg = 128 000 t 4. Za využití vzorce pro výpočet hustoty zjistěte objem letícího tělesa. Jelikož hmotnost = hustota ∙ objem, pak objem = hmotnost/hustota = (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. Jinou možností by bylo předpokládat, že těleso mělo tvar krychle. objem koule = (4/3) ∙ π ∙ r3 vyjádřeno pro r: r3 = (3 ∙ 1,83 ∙ 104 m3)/(4 ∙ π) = 4371 m a tedy r = 16,4 m



Studenti se mohou následně zaměřit na omezení a nejistoty týkající se předpokladů použitých při předchozích výpočtech. Mezi ně patří: 

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



Nejistota dopadové rychlosti. Tato hodnota byla odvozena ze zkoumání starého 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/vymrští závisí na dopadovém úhlu. Jelikož řada výchozích hodnot byla odvozena právě na základě těchto údajů, velikost úhlu dopadu zásadním způsobem ovlivňuje výsledky výpočtů. Tyto úvahy je možné dále rozvíjet experimentováním s různými úhly dopadu za využití simulátoru dopadů Down2Earth (viz dole oddíl Odkazy).

Internetový simulátor dopadů Down2Earth Down2Earth (viz oddíl Odkazy) je internetový výukový simulátor dopadů, který studentům umožňuje nastavovat různé parametry dopadu, jako třeba 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 pro výuku mnoha různých témat od gravitačních polí a oběžných drah, přes kinetickou energii a energetické přeměny až po kometární spektroskopii a vznik života. Naše fascinace těmito ledovými světy otevírá celou řadu příležitostí něco se naučit.



Jak se vaří minikometa Při tomto pokusu napodobíte vznik 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 (asi 100 ml)



voda (asi 100 ml)



malé plastové pytle na odpadky



3 kávové lžičky hlíny



1 kávová lžička uhelného nebo grafitového prachu



1 kávová lžička whisky, vodky nebo červeného vína (metanolová/etanolová složka)



několik kapek sójové omáčky (organická složka)



kapka čisticího prostředku (amoniaková složka)



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



ochranný laboratorní plášť pro demonstrátora (na přání)

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 vody a suchého ledu 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 zkoumat 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 kilotun energie 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 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. 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 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). Obrázek 10 ↑ Vyobrazení komety 1P/Halley na tapisérii z Bayeux. Obrázek 11 ↑ Sonda Giotto před testem simulujícím působení slunečního záření. 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 přibližovala.



Obrázek 12 ↑ Jádro komety 1P/Halley na snímcích ze sondy Gio o v okamžiku jejího největšího přiblížení. Obrázek 13 ↑ Fotografie jádra komety 1P/Halley pořízená sondou Giotto.



Obrázek 14 (jasná aktivní skvrna, prachové gejzíry, údolí, kopce, kráter, centrální prohlubeň, směr ke Slunci, ozářená hora, osa rotace, jasná aktivní oblast, rozhraní mezi dnem a nocí) ↑ Popis nejvýraznějších útvarů viditelných na snímcích komety 1P/Halley pořízených 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 nestálých látek na povrchu a těsně pod povrchem jádra. Tlak těchto rozpínajících se nestálých látek postupně narůstá, až nakonec prudce unikají ve formě plynu.



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 ↑ Představa umělce o družici SOHO.



Kometa 103P/Hartley a Herschel V roce 2009 vypustila ESA Herschelovu infračervenou 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. Obrázek 16 ↑ Představa umělce o Herschelově infračervené vesmírné observatoři. Obrázek 17 ↑ Kometa 103P/Hartley, jak ji zaznamenal přístroj PACS na palubě Herschelovy infračervené vesmírné observatoře. V roce 2010 provedl Herschel spektroskopické pozorování komety 103P/Hartley na vzdálených infračervených vlnových délkách 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). Infračervená spektroskopická měření přístrojem HIFI umístěným na palubě Herschela umožnila odhadnout poměr množství deuteria („těžký vodík“ ‐ atomy vodíku, které ve svém jádru obsahují jak proton, tak neutron) a vodíku ve vodě, která unikala z jádra komety (tj. poměr normální vůči „těžké“ vodě; 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 18 (normální voda: kyslík, vodík, vodík, H218O; těžká voda: kyslík, vodík, deuterium, D2O; intenzita (mk); rychlost (km ∙ s‐1)) ↑ Následkem přítomnosti jednoho neutronu navíc v jednom z atomů vodíku v molekule vody vykazuje těžká voda při spektrální analýze nižší hodnoty. 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 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. 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 19 (start, 2. 3. 2004; 1. průlet kolem Země, 4. 3. 2005; průlet kolem Marsu, 25. 2. 2007; 2. průlet kolem Země, 13. 11. 2007; 3. průlet kolem Země, 13. 11. 2009; průlet kolem asteroidu Šteins, 5. 9. 2008; průlet kolem asteroidu Lutetia, 10. 7. 2010; přepnutí do hibernačního režimu, 8. 7. 2011; cesta Rosetty; oběžná dráha komety; ukončení hibernačního režimu, 20. 1. 2014; potkávací manévry, květen – srpen 2014; setkání s kometou, 6. 8. 2014; přistání modulu Philae, 12. 11. 2014; kometa nejblíže Slunci, 13. 8. 2015; oficiální ukončení mise, 31. 12. 2015) ↑ Vesmírná sonda Rose a Evropské kosmické agentury se k cíli své cesty dostala za využití několika gravitačních praků. 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 přistávací 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 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. 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. Komunikace s Philae je ovšem komplikovaná a závisí na aktuální pozici Rosetty, která její signál přeposílá k Zemi, a na dalších faktorech. Obrázek 21 ukazuje představu umělce o přistání Philae na povrchu. Obrázek 21 ↑ Přistávací modul Philae poskytne unikátní informace o povrchu a vnitřní struktuře komety. 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 rozkládá světlo na jeho jednotlivé vlnové složky, a tak umožňuje měřit vlastnosti světelného zdroje.



→ 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. 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 ionty kometární komy a slunečním větrem. Rázová vlna se vytváří, protože relativní oběžná rychlost komety i rychlost proudění slunečního větru je nadzvuková. Rázová vlna vytváří za kometou brázdu, která směřuje stejným směrem jako sluneční vítr. V rázové vlně je vysoká koncentrace kometárních iontů, které jsou ve formě plazmatu formovány magnetickým polem slunce. Výsledkem je, že se magnetické pole zakřivuje kolem komety a vytváří za kometou plynný/plazmatický/ionizovaný ohon. Retrográdní pohyb planet je zdánlivý pohyb planet na noční obloze směřující v opačném směru, než pohyb běžně pozorovaný. K jevu dochází v určitých planetárních konstelacích díky tomu, že pozorovatel stojí na Zemi, která se sama pohybuje. (pozn. překl.) Sluneční vítr je proud částic se značnou energií (plazma), který do všech směrů vyzařuje svrchní část sluneční atmosféry. Obsahuje převážně protony a elektrony. Spektrometr rozkládá světlo na jeho jednotlivé vlnové složky, a tak umožňuje měřit vlastnosti světelného zdroje. Sublimace je proces, při kterém látka přechází z pevného skupenství přímo do 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 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_VP06



poznáváme vesmírem – jak uvařit kometu | P06 www.esa.int/education Pro ESA vytvořila National Space Academy, Spojené království Ilustrace Kaleidoscope Design, Nizozemí Vyrobilo Vzdělávání ESA Všechna práva vyhrazena © Evropská kosmická agentura 2014



fyzika P06 poznáváme vesmírem JAK UVAŘIT KOMETU Suroviny pro život?

Recommend Documents