S Webbem za hlubokým nebem – 6. díl

Minulé dva měsíce byly na počet zveřejněných objevů a snímků Vesmírného dalekohledu Jamese Webba mimořádně bohaté. A není divu, vždyť v červenci uplynul právě jeden rok od uveřejnění vůbec prvních snímků tohoto pozoruhodného přístroje na nichž bylo hluboké pole v souhvězdí Létající ryby, dále dvě mlhoviny (Jižní prstencová a Carina), soustava galaxií Stephanův kvintet a exoplaneta WASP-96b. K těmto fotografiím se ale vracet nebudeme, byť zejména na první hluboké pole trochu navážeme. V dnešním díle se totiž budeme většinu času pohybovat velmi daleko od domova, protože množství důležitých zveřejněných dat ke kosmologii bylo enormní.

Extended Groth Strip Field

Jedno z hlubokých polí, jež nese výše zmíněný poměrně komplikovaný název, leží na hranici souhvězdí Velké medvědice a Pastýře. Původně tuto protáhlou oblast o délce 70 obloukových minut a šířce 10 obloukových minut nasnímal Hubbleův kosmický dalekohled od června 2004 do března 2005. Pole se jmenuje podle Edwarda Grotha, což je americký fyzik a emeritní profesor na Princetonské univerzitě ve státě New Jersey. Groth byl jedním z klíčových vědců přístroje WFPC na Hubbleově teleskopu.

Pozorování hlubokého pole Hubbleovým dalekohledem ale po vědecké stránce vedli Marc Davis z Kalifornské univerzity v Berkeley a Sandra Faber z Kalifornské univerzity v Santa Cruz. Oblast obsahuje přinejmenším 50 000 galaxií, z nichž mnohé jsou velmi mladé. V roce 2011 se pole stalo cílem programu AEGIS v jejímž rámci jej pozorovalo množství pozemních i kosmických observatoří. Za všechny jmenujme alespoň Spitzerův a Hubbleův teleskop nebo observatoř Chandra.

Hned jakmile se podařilo uvést do provozu Webbův teleskop, stalo se víceméně jasnou věcí, že jedním z cílů bude i toto hluboké pole. To se skutečně stalo v loňském roce v rámci programu The Cosmic Evolution Early Release Science, jednoho z hlavních vědeckých projektů prvního pozorovacího cyklu, jenž získal přes 77 hodin pozorovacího času. Právě z něj pocházejí údaje o některých z nejvzdálenějších pozorovaných galaxií.

Na složeném snímku získaném díky přístroji NIRCam (každé jedno políčko zabíral Webb o něco méně než hodinu) vidíme pohled do hlubokého vesmíru, i když na první pohled spíše zaujmou hvězdy naší Mléčné dráhy s difrakčními hroty, popřípadě bližší spirální a eliptické galaxie zabarvených dobíla nebo dorůžova. Kupříkladu kousek napravo od středu snímku je seskupení několika jasných spirálních galaxií ležících velmi blízko sobě. U některých bližších galaxií umíme dokonce i rozeznat jednotlivé kulové hvězdokupy.

To nejpodstatnější, co ihned upoutalo pozornost odborníků, se nám ale schovává v pozadí. Jedná se o velmi vzdálené a dosud neznámé galaxie, Webb je odhalil jako první. Hned jedenáct jich leží dokonce přes 13 miliard světelných let daleko. Celkem obsahuje fotografie asi 100 000 galaxií. Pokud nemáte co dělat, můžete se pokusit najít ty nejvzdálenější z nich jevící se jako malinké červené tečky. Skutečně tam jsou. My si je ale dále ukážeme podrobněji i bez hledání. Astronomové totiž použili též přístroj NIRSPec a jejich zjištění patří mezi ty vůbec nejzajímavější zveřejněné v minulých měsících.

CEERS 3, 23 a 24

Sedm vzdálených galaxií ve výše popsaném hlubokém poli vykazuje stáří přinejmenším 13,2 miliardy světelných let. Na přiloženém obrázku vidíme detailní pohled na tři z nich, CEERS 3, 23 a 24, a k tomu také jejich polohu v rámci celkového pohledu na Extended Groth Strip Field (ten je zcela nahoře). Povšimněte si prosím, že na detailním záběru jsou uvedené galaxie načervenalé a rozmazané.

V pravé části obrázku pak vidíme spektra všech tří galaxií pořízená přístrojem NIRSpec. Zde jsou na první pohled patrné některé podstatné spektrální čáry, přičemž vodík je zde označen červeně, zatímco kyslík modře. Zvláště důležité jsou tři emisní čáry objevující se vpravo. Jde o jednu čáru vodíku za níž následují dvě čáry ionizovaného kyslíku. Sami ovšem vidíte, že tyto tři čáry se neobjevují vždy na totožné vlnové délce, ale jejich pozice ve spektru se mění. Proč se mění? Protože ne všechny galaxie jsou od nás stejně daleko a ne každá se vůči nám pohybuje stejnou rychlostí.

To je nesmírně důležité, neboť podle toho mohou astronomové určit rudý posuv dané galaxie. A když známe hodnotu rudého posuvu, víme též to, kdy daný objekt světlo vyzářil. Z toho pak lze relativně snadno dovodit kdy galaxie světlo vyzářila a tudíž jak daleko se nachází. Zjistilo se, že bližší CEERS 3 od nás dělí 13,2 miliardy světelných let, zatímco vzdálenější CEERS 23 a 24 nalezneme ve vzdálenosti 13,3 miliardy světelných let. Když se podíváme na to, jak málo jasné se nám galaxie jeví a jak malé jsou na snímku z NIRCam, není divu, že na objev čekaly až do spuštění JWST.

CEERS 1019

Stejně daleko jako CEERS 3, tedy 13,2 miliardy světelných let, se nachází ještě jedna z objevených galaxií označovaná jako CEERS 1019. Na malém obrázku nahoře vlevo vidíme její podobu, všimněte si opět rozmazání a červené barvy (s opravdu lehce nalezenými částmi vlevo a vpravo od jádra), na větším obrázku nahoře pak vidíme její polohu v rámci snímaného hlubokého pole. Galaxie CEERS 1019 je kromě značné vzdálenosti zajímavá ještě jednou věcí. Obsahuje totiž nejvíce vzdálenou supermasivní černou díru, kterou se dosud podařilo objevit.

Vzhledem ke vzdálenosti galaxie existovala tato černá díra v kosmu starém jen asi 600 milionů let. Pozoruhodné jsou i zjištěné parametry. Její hmotnost je ekvivalentní devíti milionům hmot Slunce. Připomeňme si, že naše černá díra Sagittarius A* má hmotnost asi 4,6 milionu hmot Slunce a jiné velmi vzdálené černé díry dosahují stovek milionů až miliard hmot Slunce, jsou však o něco mladší. I když je černá díra v CEERS 1019 tak lehká, není snadné vysvětlit jak vznikla. Pozitivní je však už její objev. Vědci věděli, že by takto malé černé díry měly v raném kosmu existovat, avšak důkaz chyběl.

Otázkou zůstává, jak dlouho CEERS 1019 zůstane primát galaxie s nejvzdálenější známou černou dírou. Astronomové prověřují i další potenciální objevy černých děr v raném vesmíru, zdá se totiž, že by se menší supermasivní černé díry mohlo podařit nalézat častěji jsme dříve mysleli. Ať tak či onak, ukazuje se, že černá díra v CEERS 1019 je sice celkem malá, avšak současně mimořádně šikovná v konzumaci okolního materiálu. Hvězdy, prach i plyn požírá velkou rychlostí, dokonce tak obrovskou, že větší už to ani podle teoretických modelů pro takto hmotnou černou díru nejde.

V dolní části obrázku (na začátku této podkapitoly) vidíme graf získaný přístrojem NIRSpec. Zaměřme se nejprve na bílou čáru. Ta zobrazuje získaná data. Všimněte si zejména výrazného píku těsně za hodnotu 4,7 mikrometru, to je pík vodíku. Barevné křivky pak označují dva modely vysvětlující podobu naměřených dat, pro jejich plné vysvětlení musíme totiž uvažovat více zdrojů. Spodní žlutá křivka odpovídá rychlému víření plynu v akrečním disku tvořeném materiálem obíhajícím černou díru, zatímco horní fialová křivka odpovídá pomalejšímu plynu v galaxii utvářenému emisemi rodících se hvězd.

Pozoruhodné je, že se odborníkům podařilo určit, které spektrální čáry pochází od samotné černé díry, respektive jejího okolí a které má na svědomí hostitelská galaxie. Díky tomu mohli stanovit kolik materiálu černí díra polyká a jak rychle se v mateřské galaxii tvoří hvězdy. Tempo hvězdotvorby je přitom závratné. To může souviset s poněkud neobvyklým vzhledem objektu zmíněným výše. CEERS 1019 ukazuje hodně struktury a jeví se dokonce jako tři jasné shluky, ne pouze jeden. Možná tedy vidíme v raném vesmíru srážku galaxií, jež podporuje zrod nových hvězd.

Možná vás to překvapí, ale CEERS 1019 se ve skutečnosti podařilo objevit dříve než Webb odstartoval do kosmického prostoru. Již roku 2015 našli astronomové v souhvězdí Pastýře pomocí Keckových dalekohledů na Havajských ostrovech vzdálenou galaxii pojmenovanou jako EGSY8p7. Jde právě o CEERS 1019. Odborníci stojící za projektem CEERS mimo jiné potvrdili u tohoto objektu původně avizované, avšak tehdy poněkud spekulativní, emise vodíku (spektrální čára Lyman-alfa).

Aktivní černou díru ovšem předchozí pozorování nespatřila, byť se tušilo, že by nějaká v galaxii být přítomna mohla. V tomto případě jde čistě o objev Webbova dalekohledu, jehož data hovoří zcela jasně, což očekáváme i u dalších potenciálních kandidátů. Ukázalo se také, že tato černá díra kolem sebe koncentruje hodně plynu, který vyzařuje velké množství světla. Kromě toho se podařilo identifikovat linie kyslíku, díky nimž můžeme říci, že hvězdy v CEERS 1019 jsou v rámci tehdy existujících galaxií zcela typické.

CEERS 746 a 2782

Ale to stále ještě není všechno! Astronomům se podařilo v rámci projektu CEERS objevit i další dvě zajímavé galaxie, CEERS 746 a CEERS 2782. Jejich vzdálenost není tak extrémní jako u CEERS 1019, ale stále je značná. CEERS 746 leží ve vzdálenosti 12,8 miliardy světelných let, CEERS 2782 je o trochu blíže, 12,7 miliardy světelných let, existovaly tedy v již kosmu starém 1,0 a 1,1 miliardy let.

Na přiloženém snímku vidíme nahoře jejich lokalizaci v hlubokém poli Extended Groth Strip Field. Dole vlevo si můžeme prohlédnout jejich podobu v detailu (z NIRCam) a dole vpravo se pak ukazují jejich spektra (z NIRSpec), v nichž jsou zvýrazněny emisní čáry vodíku, kyslíku, helia a železa. Povšimněte si, že tyto čáry nejsou u obou galaxií na stejné vlnové délce, ale jsou posunuty v závislosti na hodnotě rudého posuvu, respektive na vzdálenosti dotčeného objektu. Důležitá je zejména první čára vodíku nalevo následovaná dvěma čarami ionizovaného kyslíku.

Černé díry u CEERS 746 i CEERS 2782 mají společnou nízkou hmotnost, která dosahuje jen asi 10 milionů hmot Slunce. Jejich černé díry jsou o něco málo těžší oproti černé díře v CEERS 1019, ale jen zanedbatelně. Stále jde o dosti lehké objekty srovnatelné hmotností se Sagittariem A*. V jiných aspektech se od sebe ovšem obě díry liší. Zatímco černá díra u CEERS 746 disponuje poměrně jasným a zřetelným akrečním diskem s velkým množstvím prachu, což může naznačovat překotnou tvorbu nových hvězd, u černé díry v CEERS 2782 prach v podstatě úplně chybí.

Tyto tři konkrétní černé díry mohou mít značný vliv na naše pochopení vzniku a vývoje černých děr velkých hmotností v jádrech galaxií. Zvláště pak na to, jak tyto supermasivní černé díry rostly v první miliardě let života vesmíru, což je období o němž zatím nevíme ani zdaleka dost. Kromě otázek spojených s jejich vznikem a tím jak nabíraly hmotu se také můžeme leccos dozvědět o éře reionizace. Možná, že supermasivní černé díry pomáhaly ionizovat neutrální plyn a čistily tak okolí svých galaxií.

Detekcí takto vzdálených černých děr otevřel Webbův dalekohled v podstatě úplně novou oblast výzkumu, nic podobného totiž ještě nedávno možné nebylo, dosud se museli vědci při bádání v této oblasti spoléhat zejména na teorii a numerické simulace. Všechny tři dnes popsané černé díry existovaly v době reionizace a na jejím konci. Proto je detekce těchto objektů velkým úspěchem. Lze nicméně očekávat, že Webb v následujících měsících a letech objeví celou řadu podobných galaxií a černých děr, neboť infračervená oblast spektra je pro tyto výzkumy ideální.

Další obrázek názorně ilustruje srovnání tří nově nalezených supermasivních černých děr CEERS 746, 1019 a 2782 ve srovnání s detekcemi ostatních observatoří. Na svislé ose máme hmotnost, na vodorovné ose věk vesmíru. Fialová oblast zobrazuje objevy jiných dalekohledů, žluté tečky pak tři výsledky projektu CEERS (uvnitř koleček se ukazuje vzhled jednotlivých hostitelských galaxií). Sami vidíte, že především CEERS 1019 se všem ostatním černým dírám dost vymyká.

Ale možná jen dočasně, vědci se nyní domnívají, že menších supermasivních černých děr bude hodně a jen čekají na objev. Ten by přitom bez Webba možný nebyl. Viděli bychom jen galaxie s masivní tvorbou hvězd, které přitom nejsou tak obohacené o těžší prvky jako objekty v našem okolí, ale černé díry bychom neměli šanci odhalit. Dost možná se dočkáme značného rozšíření a upravení modelů evoluce černých děr.

Kvasar SDSS J0100+2802

O kvasarech jsme již podrobně hovořili v jednom z minulých článků, zajímají-li vás podrobnosti o jejich objevu, povaze a mechanismus fungování, odkážu vás právě tam. Teď si jen řekněme, že se jedná o jeden typ aktivních galaktických jader. V jádru mateřské galaxie se nachází supermasivní černá díra, která má kolem sebe akreční disk materiálu, jenž černou díru obíhá, postupně do ní padá a tím generuje energii pohánějící kvasar.

Tyto objekty jsou extrémně jasné, mnohdy přezáří celou domovskou galaxii. Velká část kvasarů rovněž leží velmi daleko, v raném vesmíru totiž panovaly ideální podmínky pro jejich vznik a fungování. Stejně je tomu i u extrémně zářivého kvasaru SDSS J0100+2802, který téměř přesně na hranici souhvězdí Ryb a Andromedy. Přísluší mu rudý posuv 6,3, čemuž odpovídá vzdálenost 12,8 miliardy světelných let. Jinými slovy, tento kvasar existoval již miliardu let po Velkém třesku.

Nedávno se na SDSS J0100+2802 zaměřil Webbův dalekohled. Výsledkem je nádherný snímek hlubokého vesmíru obsahující více než 20 000 galaxií. Mnohé z nich jsou tak vzdálené, že je vidíme jako jednotlivé body (nejvzdálenější galaxie jsou dočervena a dooranžova). A kde je sám kvasar ptáte se? Téměř přesně uprostřed středu snímku. Jde o onen načervenalý objekt, který se jeví jako hvězda s typickými difrakčními hroty. Ostatně proto se i těmto objektům říká kvazistelární. Na rozdíl od hvězd Mléčné dráhy v popředí ale není namodralý a jeví se o něco menší.

Kvasar SDSS J0100+2802 dosahuje neuvěřitelných hodnot svítivosti. Pro srovnání, svítivost Slunce převyšuje 100 000 000 000 000 krát a svítivost všech hvězd Mléčné dráhy dohromady 40 000 krát. Není tedy divu, že absolutní magnituda objektu dosahuje hodnoty minus 31,7. Kvasar pohání černá díra o hmotnosti asi 12,4 miliardy hmot Slunce, která je tak obrovská, že kdyby se ocitla na místě Slunce, její průměr by překonal oběžnou dráhu Pluta hned sedmkrát.

Mimořádná svítivost kvasaru v tomto případě astronomům velmi dobře posloužila, neboť kvasar osvětluje galaxie a plyn ležící mezi ním a dalekohledem. Odborníci proto analyzovali 117 mladých galaxií ležících na obloze v blízkosti kvasaru, zvláště důkladně pak 59, které se nachází před ním. U nich navíc prostudovali i plyn existující v jejich okolí. Jedná se o objekty vyskytující se ve vesmíru starém jen asi miliardu let těsně před koncem éry reionizace, kdy došlo k ionizaci neutrálního plynu světlem prvotních hvězd a v kosmu se tak objevilo ionizované plazma (existuje dodnes).

Období reionizace, při němž zažil vesmír dosti bouřlivé změny, je dosud opředeno mnoha záhadami, fyzikové neví ještě zcela přesně, co se během něj dělo. Co je však jisté, že na počátku těsně po vzniku byla hmota v kosmu nesmírně hustá a horká, postupem času však docházelo k jejímu chladnutí, až 380 000 let po počátku nastalo její oddělení od záření (to dnes pozorujeme jako reliktní záření). Nastala éra temnoty. Z již utvořených shluků hmoty se ale tvořily první hvězdy, které vesmír opět osvítily. Následně opět došlo k opětovnému zahřání a ionizaci plynu existujícího v prostoru.

Webbův dalekohled ukázal, že má co říci i k tomuto tématu. Fyzikové zjistili, že k reionizaci značně přispívají mladé galaxie, které do okamžiku měření dokázaly plně ionizovat plyn až do vzdálenosti dvou milionů světelných let, což je zhruba vzdálenost mezi Mléčnou dráhou a velkou spirální galaxií M31 v Andromedě. Každá galaxie tak měla kolem sebe jakousi bublinu ionizovaného plazmatu. Ty se postupně během milionů let zvětšovaly až se nakonec všechny spojily a došlo k reionizaci plynu v celém objemu pozorovatelného vesmíru.

Výsledek pochází z projektu Emission-line galaxies and Interstellar Gas in the Epoch of Reionization (EIGER). Zkratka odkazující na slavnou horu ve Švýcarsku pochopitelně není náhodná. Projekt EIGER využívá Webbův dalekohled k získání snímků a dat ze šesti polí, z nichž každé je soustředěno na jeden kvasar. Nicméně už výsledky získané z prvního snímku pořízeného přístrojem NIRCam překonávají očekávání a mohly by stačit na dosti silné závěry samy o sobě.

Na složeném snímku pořízeném opět přístrojem NIRCam vidíme v šesti políčkách galaxie (ve třech případech dvojice galaxií) ležících blízko kvasaru SDSS J0100+2802. Na první pohled je patrné, že se jedná o vzdálené objekty, jednak podle načervenalé barvy, jednak podle nezvyklého tvaru. Tyto galaxie totiž vypadají dosti odlišně od těch, které vidíme v blízkém vesmíru. Jsou totiž nezvykle hrudkovité a protáhlé.

Kromě toho jde o mladé galaxie v nichž se ve velkém tvoří nové hvězdy. Ty jsou navíc dle dat z Webbova dalekohledu velmi hmotné, zvláště ve srovnání s hvězdami v našem sousedství, proto lze očekávat v těchto galaxiích množství explozí supernov. Tyto exploze by případně Webb také mohl pozorovat, ale už jen to, že dokáže v každé jednotlivé galaxii rozeznat struktury je fascinující.

Kvasar J0305-3150

Velmi vzdálený kvasar detekovali i astronomové v rámci programu A SPectroscopic survey of biased halos In the Reionization Era (ASPIRE), který obdržel v rámci prvního cyklu téměř 66 hodin pozorovacího času. Jak už název napovídá, i zde se měření zaměřují především na epochu reionizace. Hlavním cílem je studium kosmického prostředí v okolí nejstarších černých děr. Celkem by mělo být v rámci ASPIRE nasnímáno 25 kvasarů přítomných ve vesmíru starém miliardu let nebo méně.

Na snímku pořízeném přístrojem NIRCam vidíme kvasar J0305-3150 a to v pravé části fotografie, kousek doleva a dolů od celkem jasné a velké bílé galaxie. Přestože je kvasar extrémně vzdálený, leží od nás téměř 13 miliard světelných let daleko, jeví se nám jako menší načervenalá hvězda, lze u něj tedy pozorovat typické difrakční hroty. Supermasivní černá díra dodává objektu takovou jasnost, že v podstatě zcela zastiňuje svou mateřskou galaxii.

Zajímavé ale je, že tento kvasar není ve vesmíru sám. Astronomové totiž spatřili deset galaxií ve vláknitém uspořádání, které je ukotveno právě kvasarem J0305-3150. Struktura je dlouhá tři miliony světelných let (tedy o něco více než je vzdálenost mezi Mléčnou dráhou a galaxií M33 v Trojúhelníku) a očekává se, že se postupem času vyvine do velké kupy galaxií podobné třeba blízkým a známým kupám v Panně nebo ve Vlasech Bereniky.

Současně je třeba poznamenat, že toto vlákno tvoří jakýsi náznak a počátek tzv. kosmické pavučiny. Galaxie totiž nejsou v kosmu uspořádány náhodně. Tvoří pochopitelně kupy galaxií, jaké zmiňujeme výše, ale na skutečně velkých rozměrech jsou uspořádány právě do struktury podobné pavučině. Jedná se o dlouhá vlákna v nichž je soustředěna hmota (běžná i temná), která prochází celým pozorovatelným vesmírem a na místech, v nichž se kříží dochází k nejvyšší koncentraci hmoty. Naopak mezi vlákny pavučiny se nachází tzv. bubliny prázdnoty v nichž není v podstatě téměř žádná hmota.

O souvislostech mezi temnou hmotou a strukturou vesmíru na velkých škálách by se dalo hovořit dlouze, ale na to nemáme prostor. Omezíme se tedy už jen na to, že v prvních stovkách milionů let existence kosmu nebyla kosmická pavučina příliš patrná, tvořila se totiž relativně pomalu a pozvolna. Až v následujících etapách vývoje se stávala stále důležitější a zřetelnější, jak hrála pořád důležitější roli gravitace, která způsobovala další a další shlukování hmoty.

I když odborníci očekávali v raném vesmíru nalezení nějakých podobných struktur, byli překvapeni tím, jak dlouhé, dobře viditelné a přitom tenké je pozorované vlákno. Současně jde o první strukturu tohoto typu u níž se podařilo prokázat napojení na kvasar. O formování kosmické pavučiny už leccos víme, vědci programu ASPIRE si jako cíl stanovili začlenit do této skládačky též supermasivní černé díry. Jim již věnovali celou studii, o ní ale více někdy příště v samostatném článku.

GOODS-S Field

Od prvního nasnímání Hubbleova hlubokého pole v roce 1995 se právě hluboká pole stala častým cílem mnoha kosmických observatoří. Mezi tato pole se řadí i Great Observatories Origins Deep Survey (GOODS). Jedná se o dvojici hlubokých polí, jedno na severní hvězdné obloze (GOODS-N) a druhé na jižní (GOODS-S), která studovalo hned několik velkých observatoří ESA a NASA, jako je například Hubbleův dalekohled, Spitzerův dalekohled, observatoř Chandra či teleskop XMM-Newton.

Jižní pole GOODS-S, ležící v souhvězdí Pece, se nedávno stalo také cílem další velké observatoře, Webbova teleskopu. A to v rámci programu JWST Advanced Deep Extragalactic Survey (JADES). Jde o jeden z největších projektů prvního roku vědecké činnosti dalekohledu, jenž získal rovnou 32 dní pozorovacího času. Cílem programu je hlavně studium slabých a vzdálených galaxií raného vesmíru. Přestože výsledky stále přicházejí a ještě dlouho přicházet budou, JADES si již připsal mnohé zajímavé výsledky, například nalezení některých z nejstarších známých galaxií.

Webbův dalekohled nám tak skrze program JADES udává nový pohled na vznik a vývoj prvních hvězd a galaxií v raném kosmu. K tomu velmi pomáhá i nedávno uveřejněný snímek GOODS-S obsahující přes 45 000 galaxií. Jen v rámci této malé oblasti vesmíru, kterou na snímku vidíme, objevili vědci projektu JADES množství mladých galaxií existujících ve vesmíru starém jen stovky milionů let, což je výrazně více, než se před startem JWST čekalo. Některé z těchto galaxií se objevují v éře reionizace (viz výše)  a vykazují neobvyklé silné emisní čáry způsobené tvorbou velkého množství masivních a horkých hvězd.

Před několika dny zveřejnil tým Webbova dalekohledu ještě jeden snímek pocházející z pole GOODS-S. To vidíme v levé části obrázku. Vpravo je pak detail menší oblasti použité při tomto konkrétním výzkumu. V tomto případě specialisté studovali velmi vzdálený kosmický prach. Oblaka kosmického prachu složená ze zrn různé velikosti jsou nesmírně důležitá pro tvorbu nových hvězd a planet. Prach také pohlcuje světlo určitých vlnových délek, což činí potíže při pozorování, současně to však dovoluje určit pomocí absorpčních spekter chemické složení prachu.

V našem okolí i v galaxiích až do rudého posuvu 3 pozorujeme obvykle zrna prachu bohatá na uhlík, která absorbují nejvíce ultrafialové záření o vlnové délce 217,5 nanometrů. Tato zrna jsou tvořena jednak polycyklickými aromatickými uhlovodíky (PAH), jednak miniaturními částečkami grafitu o velikosti nanometrů. PAH jsou nicméně poměrně složité molekuly a očekává se, že jejich formování v mladém vesmíru by mělo zabrat přinejmenším miliardu let.

Astronomy proto trochu překvapilo, když našli prachová zrna bohatá na uhlík s rudým posuvem 7, což odpovídá vzdálenosti zhruba 13 miliard světelných let. Navíc se ukázalo, že vykazují dosti podobný chemický podpis jako prachová zrna v bližších částech kosmu. Ovšem jen obdobný, pík absorpce totiž není na 217,5, ale na 226,3 nanometrech. Takto malý rozdíl může být dán chybou měření, může ale také ukazovat na rozdílné složení kosmického prachu v raném vesmíru. Mohlo by se jednat například o velmi malá zrna grafitu nebo diamantů.

Není zcela jasné, jak se mohou podobné částečky prachu tvořit, ale odborníci nejčastěji sázejí na výbuchy supernov a nebo nesmírně horké a hmotné Wolfovy-Rayetovy hvězdy. Již vytvořená zrna navíc zřejmě dokáží přežít bouřlivou smrt své mateřské hvězdy. Nyní je třeba tyto modely propojit s našimi znalostmi fungování raného vesmíru. Ať už to ale dopadne jakkoliv, přínos Webba při studiu původu prachu v prvních stamilionech let kosmu je nepopiratelný.

Tým stojící za popsaným výzkumem připodobňuje zlepšení citlivosti poskytnuté Webbem k tomu, že byste dalekohled o průměru 4 centimetrů vyměnili za osmimetrový dalekohled s adaptivní optikou, jaký známe například z Evropské jižní observatoře v Chile. Fyzikové plánují další studium již získaných dat ve spolupráci s teoretiky, kteří stojí za modely produkce prachu v prvotních galaxiích. Těšit se můžeme i na další pozorování. Už teď se ale ukazuje, že vývoj objektů v raném vesmíru byl rychlejší, než jsme si dříve mysleli.

JADES-GS-z6

V rámci prohlídky GOODS-S se astronomům podařilo identifikovat (také pomocí NIRCam) i mimořádně zajímavou galaxii, jež získala název JADES-GS-z6. Na přiložené fotografii vidíte v bílém čtverečku její lokalizaci v rámci hlubokého pole. Označení odkazuje na rudý posuv galaxie o hodnotě 6. Teď si možná říkáte, co je na tom tak úžasného, vždyť si přece z minulých článků vybavíme galaxie s rudým posuvem 11, ale i 12. Nezapomínejme však, že i rudý posuv 6 odpovídá vzdálenosti něco kolem 12,8 miliard světelných let.

JADES-GS-z6 navíc úzce souvisí s výše zmíněným výzkumem prachu. Odborníci totiž u této galaxie zjistili její značné zakrytí kosmickým prachem. Ve srovnání s jinými podobně vzdálenými objekty tak vykazuje výrazně vyšší metalicitu (kovy jsou v astronomii všechny prvky těžší, než helium). Můžete si rovněž všimnout, že JADES-GS-z6 vypadá mezi ostatními galaxiemi té éry poněkud nezvykle. Nejeví se totiž načervenale, ale právě naopak vidíme zabarvení domodra a dozelena. Navíc barevný gradient je u ní dosti výrazný. Za to může odpovídat specifické uspořádání hvězd a prachu uvnitř galaxie.

NGC 3256

Z extrémně vzdálených končin se teď přesuneme mnohem blíže domovu, konkrétně ke galaxii NGC 3256, která leží od Země „pouhých“ 122 milionů světelných let ve směru souhvězdí Plachet. Náleží k nadkupě Hydra-Kentaur, nejbližší nadkupě kromě naší vlastní nadkupy v Panně. Průměr NGC 3256 činí zhruba 40 000 světelných let, oproti Mléčné dráze je tedy více jak dvakrát menší. Její zdánlivá magnituda dosahuje hodnoty 11,3, lze ji tedy vcelku bez problémů spatřit v běžném astronomickém dalekohledu.

NGC 3256 náleží mezi tzv. pekuliární galaxie. Jedná se o speciální typ galaxií, které vznikly srážkou dvou jiných galaxií. Snímek tohoto objektu pořízený přístroji MIRI a NIRCam ukazuje na první pohled poklidný systém se spirálními rameny. Ten je ale výsledkem dávného kosmického dramatu, když došlo k čelní srážce dvou podobně hmotných spirálních galaxií. A to před zhruba 500 miliony roky. Pro srovnání, v té době probíhalo nejstarší období prvohor zvané kambrium, v němž se na Zemi objevili první zástupci trilobitů.

Kromě jasných hvězd z naší Galaxie v popředí pravděpodobně ihned zaujmou nápadné červené a oranžové oblasti. Ty obsahují mladé hvězdy vzniklé při splynutí obou mateřských galaxií nebo těsně poté. Zdejší mladé hvězdy ozařují malá prachová zrna, která pak vyzařují infračervené záření ideální pro Webbův dalekohled. Ten díky tomu může tyto oblasti zachytit s nevšedními detaily.

Pozorování NGC 3256 astrofyzikům pomůže lépe pochopit procesy fungující při srážkách galaxií. Nebo přesněji řečeno při splynutích. Když se setkají dvě galaxie, nedochází k příliš bouřlivým jevům typu srážky jednotlivých hvězd. Mezi hvězdami je totiž spousta prázdného prostoru, takže se galaxie spíše vzájemně prolnou a jejich hvězdy se minou. Tím pochopitelně není řečeno, že v určitých případech nemůže k nějaké srážce hvězd dojít, ale není to moc často.

Co se však vzájemně sráží a jinak ovlivňuje je plyn a prach. Splynutí dvou galaxií tedy ovlivnilo materiál, který je nutný k tvorbě nových hvězd. Dávná kolize zažehla velmi masivní hvězdotvorbu, která přetrvává dodnes. Její projevy lze spatřit právě ve zmíněných oranžových a červených částech fotografie. Mladé hvězdy září nejsilněji v infračervené části spektra, což je pro účely Webbova teleskopu velmi vhodné. V tomto oboru lze totiž prohlédnout mračna plynu a prachu, která leží kolem hvězd a zatemňují nám výhled. Webb tak může zdejší hvězdy a jejich evoluci důkladně prostudovat.

Nové pozorování provedl Webbův dalekohled v rámci programu, který se zaobírá fyzikou hvězd a růstem černých děr. Astronomové doufají, že jim pomůže lépe porozumět splývání galaxií a celkově lépe probádat galaktickou evoluci. Současně dovolí získaná data více pochopit tvorbu hvězd v průběhu srážky galaxií a těsně po ní. To nám pomůže poznat více do hloubky naše vesmírné okolí a především zdejší hvězdotvorné galaxie.

NGC 6946

U galaxií ještě chvíli zůstaneme, přesuneme se ale o více než 100 milionů světelných let blíže k domovu a také na severní hvězdnou oblohu. Zde, na rozhraní souhvězdí Kefea a Labutě leží ve vzdálenosti asi 18 milionů světelných let spirální galaxie NGC 6946. Někdy je uváděna i pod názvem Caldwell 12, jakožto součást Caldwellova katalogu vytvořeného sirem Patrickem Caldwellem Moorem jakožto doplněk známějšího Messierova katalogu.

NGC 6946 leží blízko roviny Mléčné dráhy, proto je do značné míry zastíněna mezihvězdným materiálem naší Galaxie. Neznáme proto jistě její skutečný rozměr, odhaduje se ale, že průměr činí něco kolem 75 000 světelných let. Jde také o poměrně jasný objekt, dosahuje magnitudy 9,7, takže ji lze spatřit i v triedru. Větší dalekohled pak nabídne i pohled na její spirální strukturu.

Kromě výše zmíněných jmen se NGC 6946 občas říká také Firework Galaxy, což by se dalo doslovně přeložit jako Ohňostrojová galaxie. Čím si vysloužila takové přízvisko? Zatímco u běžných galaxií se vyskytuje v průměru jedna supernova za století, u NGC 6946 se mezi roky 1917 a 2017 podařilo pozorovat rovnou deset supernov! A to v letech 1917, 1938, 1948, 1968, 1969, 1980, 2002, 2004, 2008 a 2017. Nejjasnější z nich SN 1980K dosáhla magnitudy 11,4. Tento fakt dělá z NGC 6946 jednu z na supernovy nejbohatších známých galaxií.

Není tedy divu, že se právě tato galaxie stala cílem Webbova dalekohledu, konkrétně jeho přístroje MIRI. Na zveřejněných snímcích vidíme v bílých rámečcích okolí supernov SN 2004et (v levé části snímku – šestiúhelníkový vzhled je důsledkem tvaru Webbova zrcadla) a SN 2017eaw (v pravé části snímku) značné množství prachu. To potvrzuje domněnku, že právě supernovy měly hlavní úlohu v rozšíření prachu po raném vesmíru.

Pro pozorování prachu jsou střední infračervené vlny na nichž pracuje MIRI přímo ideální. Díky tomu dokážeme detekovat jak chladnější prach, který je zde znázorněn červeně, tak teplejší prach ukázaný modrou barvou. Ve studiu prachu a jeho souvislosti se supernovami je toto pravděpodobně nejzásadnější výsledek od doby pozorování SN 1987A ve Velkém Magellanovu mračnu v únoru 1987, u níž astronomové našli nově vznikající prach.

U SN 2004et našli odborníci prach o hmotnosti asi 5 000 hmot Země, což se blíží množství prachu zaznamenaného u SN 1987A, proto se na snímcích Webbova dalekohledu jeví jasnější, než SN 2017eaw. Právě supernova z roku 2017 dnes vykazuje vyšší teplotu a detekujeme u ní menší množství prachu, z toho důvodu na snímku MIRI vypadá modřeji. Ale fyzikové očekávají, že za 13 let bude její vzhled podobný jako v případě její starší kolegyně SN 2004et.

Pozorování NGC 6946 a jejích supernov vzniklo v rámci programu Are Supernovae Dust Factories? Ten měl v rámci prvního cyklu Webbova dalekohledu přidělených téměř 15 hodin pozorovacího času. Mimochodem, možná by vás zajímalo, co vidíme na obou částech snímku v okolí supernov. Jde o části galaxie NGC 6946, kde tmavá místa jsou převážně prázdná místa, bílé potom vidíme shluky prachu a červeně a modře jednotlivé hvězdy nebo shluky hvězd.

PDS 70

Velmi mladá proměnná hvězda typu T Tauri leží asi 370 světelných let od Země ve směru souhvězdí Kentaura. Jedná se o poměrně malou hvězdu spektrálního typu K7, jež dosahuje hmotnosti 0,76 hmotnosti Slunce. Je také relativně mladá, vznikla před přibližně 5,4 miliony roky. Protoplanetární disk této hvězdy byl poprvé předpokládán již v roce 1992, zobrazit se jej však podařilo až o 14 let později pomocí dalekohledů VLT na Evropské jižní observatoři.

V roce 2012 objevili astronomové v protoplanetárním disku velkou mezeru, sahající až do vzdálenosti zhruba 65 astronomických jednotek, což se považovalo za náznak přítomnosti rodících se planet. Ty se skutečně podařilo objevit a přímo zobrazit zásluhou teleskopů VLT v letech 2018 a 2019. Planeta PDS 70 b s hmotností trojnásobku Jupiteru má teplotu asi 900 stupňů Celsia a atmosféru s oblačností. Jeden oběh mateřské hvězdy jí zabere 123 let. PDS 70 c dosahuje dokonce sedmi a půl násobku hmotnosti Jupitera a jeden oběh jí zabere 191 let.

Nedávno se na tento planetární systém zaměřil Webbův dalekohled, konkrétně přístroj MIRI pracující ve středních infračervených délkách. A výsledek skutečně stál za to. U PDS 70 se mu podařilo najít vodu, či přesněji řečeno vodní páru. Vodu se daří detekovat leckde v kosmickém prostoru poměrně běžně a dokonce už známe i protoplanetární disky u nichž jsme nalezli vodu. Přesto tento objev astronomy poněkud překvapil.

Hvězda PDS 70 je totiž stará 5,4 milionu let, což je u hvězdy dost málo, ale naopak pro protoplanetární disk je to vcelku hodně. Alespoň pokud se bavíme o přítomnosti vody. Odborníci se domnívali, že mladá hvězda způsobí svou velmi bouřlivou aktivitou to, že její záření a hvězdný vítr odfoukne plyn a prach z centrální části protoplanetárního disku, popřípadě se tento pospojuje na větší objekty. Postupem času jeho obsah v disku klesá.

S ohledem na to, že jsme dosud znali vodu jen z okrajových částí starších protoplanetárních disků, ale až dosud se nikdy nepovedlo vidět vodu v jejich centrálních částech, si specialisté mysleli, že se bude voda chovat do určité míry podobně jako plyn a prach. Myšleno v tom smyslu, že by rovněž neměla přežít drsné prostředí poblíž mladé hvězdy. Zde by potom vzniklo suché prostředí.

Nový výzkum nám může velmi pomoci v pochopení toho, jak se voda dostala do centrálních částí Sluneční soustavy a možná dokážeme i určit, zda podobné procesy fungují i u vzdálených hvězd. Nezapomínejme navíc, že voda je naprosto nezbytná pro život, jak jej známe. Vodní pára u PDS 70 byla přitom objevena asi 160 milionů km od hvězdy (150 milionů km daleko obíhá Země), v místě, kde by se mohly formovat kamenné planety. To se ještě nikdy u podobného systému vědcům nepodařilo.

U PDS 70 jsme prozatím žádné tvořící se nebo dokonce již vytvořené kamenné planety v centrální části systému nezaznamenali. Suroviny nutné pro jejich vznik nicméně jsou v soustavě přítomny, astronomové detekují poměrně značné množství malých prachových zrn. A pokud se tvoří či začnou tvořit, budou mít k dispozici dostatek vody již od počátku své existence.

Zatím nevíme, odkud se voda u PDS 70 vzala. Je možné, že se molekuly vody tvoří v místě, kde je pozorujeme, a to spojováním atomů kyslíku a vodíku. Varianta je ale také to, že dochází k transportu prachových částic pokrytých ledem z chladnější vnější části soustavy do centrálních oblastí. Zde by potom docházelo k sublimaci ledu a tvorbě vodní páry. To je představitelné, avšak pokud by tomu tak bylo, astronomy by to poměrně překvapilo, jelikož by zrnka prachu musela překonat mezeru v disku vytvořenou obřími planetami.

Otázkou je i to, jak může voda přežít tak blízko své hvězdy. Ultrafialové záření, které je v této části soustavy dosti intenzivní by mělo molekuly vody rozbít a rozložit. V tomto případě již také vědci navrhli řešení spočívající v tom, že plyn a prach slouží jako štít, který brání tomu, aby došlo ke zničení molekul vody. O PDS 70 se taky možná nebavíme naposledy, vědecký tým stojící za pozorováním pomocí MIRI chce systém prozkoumat i přístroji NIRCam a NIRSpec. Některé otázky, které si tu dnes pokládáme možná budeme zanedlouho umět zodpovědět lépe.

Závěr

Exoplanetami u PDS 70 se loučíme s dnešním dílem našeho seriálu. Další díl vyjde opět za dva měsíce, to je někdy kolem 15. října. Ale nebojte se, myslím, že ještě předtím si budeme o Webbově dalekohledu povídat i v jiných článcích, novinek je totiž skutečně celá řada.

Poznámky autora

1. Přijměte prosím moji omluvu, za to, že nový díl vyšel o něco později, než jste zvyklí. Materiálu bylo tentokrát opravdu hodně a trvalo mi proto trochu déle jej zpracovat.
2. Stejně tak se omlouvám za to, že došlo vůbec poprvé k vynechání některých snímků a výsledků ze seriálu (prozatím vždy se mi do textu vešlo všechno, nikdy jsme ještě nic vynechat nemuseli, až dnes poprvé). Pokud by tomu tak nebylo, mohli bychom se dostat klidně na dvojnásobnou délku textu.
3. S ohledem na to, co je uvedeno v bodě 2. Pokud bych měl čas a chuť na zpracování, stáli byste někdy o častější frekvenci seriálu? Tedy jednou za měsíc? Rozhodně to nemohu slíbit pokaždé, spíše by šlo o občasné případy, v závislosti na mém čase. Dávám ke zvážení proto, že by se tím případně narušil zavedený dvouměsíční systém.
4. Bod 3. by připadal do úvahy možná často kolem 12. a 13. července, kdy je výročí zveřejnění prvních vědeckých snímků z Webba. Pokud bych neměl už čas na zvláštní vydání seriálu, stáli byste případně třeba o speciální výroční článek s nějakými novými objevy a daty? Byť by třeba nešlo o klasický díl seriálu?

Použité a doporučené zdroje

• ESA Webb: https://esawebb.org/
• NASA Web: https://webb.nasa.gov/
• Webb Telescope: https://webbtelescope.org/
• ESA Hubble: https://esahubble.org/

Zdroje obrázků

• http://static.ddmcdn.com/gif/jwst-art-670×440-150421.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/57/Hubble_Groth_strip_diagram.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/47/Hubble-ExtendedGrothStrip.jpg
• https://ceers.github.io/images/CEERS_white.png
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/CEERS1.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/CEERS5.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/CEERS3.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/9/96/EHT_Saggitarius_A_black_hole.tif/lossy-page1-800px-EHT_Saggitarius_A_black_hole.tif.jpg
• https://minio.nplus1.ru/app-images/766525/64178a7427d04_img_desktop.png
• https://astronomynow.com/wp-content/uploads/2023/07/070623_ceers2.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/d2/EGSY8p7_por_el_Hubble_y_Spitzer.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/CEERS4.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/2/29/Reion_diagram.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/CEERS6.jpg
• https://astrobites.org/wp-content/uploads/2015/05/cover.png
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/3/38/Artist%27s_rendering_ULAS_J1120%2B0641.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/EIGER1.jpg
• https://www.syfy.com/sites/syfy/files/styles/scale_960_no_scale/public/wire/legacy/black_hole_accretion_disk.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/8/88/Conditions_During_the_Era_of_Reionization_%28Illustration%29_%282023-122%29.jpg
• https://stsci-opo.org/STScI-01FC924Y7JKMHZENNDDY35YK05.png
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/EIGER2.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/aspire3.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/aspire1.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/9/9d/Structure_of_the_Universe.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/d7/GOODS-South_field.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/JADES2.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2317a-h1dd3n.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2317c.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/7/7f/A_cosmic_couple.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2317b.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/potm2306b.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/potm2306a.jpg
• https://www.cv.nrao.edu/~jhibbard/TSeq/N3256.gif
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/5e/SpiralGalaxy_NGC6946.jpg
• https://stsci-opo.org/STScI-01H3D2ZAENPGHYDDAJ48SMQ6C9.png
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/dustysupernovae1.jpg
• https://aasnova.org/wp-content/uploads/2019/04/fig1-12.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2318a.jpg
• https://cdn.eso.org/images/screen/eso2111b.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/1/1c/PDS_70.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2318b.jpg
• https://earthsky.org/upl/2021/07/PDS-70-c-circumplanetary-disk-moons-ALMA-ESO-2.jpg