S Webbem za hlubokým nebem – 4. díl

V minulém dílu našeho seriálu o vesmírném dalekohledu Jamese Webba jsme věnovali poměrně velkou pozornost vzdálenějšímu vesmíru. Nejinak tomu bude i dnes, neboť hlavním obsahem nového pokračování bude především povídání o galaxiích a kupách galaxií. Nicméně dostane se i na kulovou hvězdokupu a především dvě extrasolární planety. Právě výzkum exoplanet byl totiž v minulém období onou pověstnou třešničkou na dortu, která ještě vyšperkovala další, samy o sobě velmi zajímavé výsledky.

Pandora cluster

Začneme ale u kupy galaxií Abell 2744 přezdívané též Pandora cluster. Najdeme ji na jižní obloze v souhvězdí Sochaře a již jsme se jí v našem seriálu podrobně věnovali ve 2. dílu. Nyní se objevila nová fotka oblasti v níž tuto kupu najdeme. Jde o vskutku krásný a působivý snímek vesmíru, jenž obsahuje podle odhadů asi 50 000 objektů. Na první pohled nás zřejmě ihned zaujme kousek vpravo od středu velmi jasná hvězda s charakteristickými osmi difrakčními hroty (ano, skutečně jich je osm), která patří do naší Galaxie.

Výrazné jsou také bílé zdroje obklopené jakýmsi mlhavým oparem rozprostřeny víceméně po celém snímku. To jsou právě objekty spadající do obří kupy galaxií Abell 2744 vzdálené od nás téměř čtyři miliardy světelných let. Tato kupa je tak masivní, že dosti zásadním způsobem deformuje prostoročas ve svém okolí. Z toho důvodu nám Pandora cluster slouží jako tzv. gravitační čočka, která ohýbá a zesiluje světlo ze vzdálených zdrojů.

Ony daleké zdroje, o kterých zde hovořím, rovněž vidíme na obrázku, a to jako červené a někdy dosti protažené objekty. Obvykle jde o nesmírně vzdálené galaxie s výrazným rudým posuvem (prodloužení vlnové délky na straně přijímače), což se velmi hodí kosmologům pro další studium. V některých případech je ještě nutné povahu zdrojů a jejich vzdálenost ověřit dalšími pozorováními. Na snímku jde například najít objekt, jenž se i přes efekt gravitační čočky stále jeví jako malá tečka. Je možné, že jde o samostatnou supermasivní černou díru vyskytující se v tehdy mladém vesmíru. Potřebujeme ale nezávislé potvrzení z jiných observatoří.

RX J2129

Můžeme se proto volně přesunout k jiné kupě galaxií, nazývané RX J2129. Ta se nachází asi 3,2 miliardy světelných let od nás ve směru souhvězdí Vodnáře. Kupa sama o sobě je sice zajímavá, ale podobně jako u předchozího bodu, i zde musíme zaměřit svou pozornost především na vzdálenější objekty v pozadí. RX J2129, stejně jako Pandora cluster, funguje jako gravitační čočka (viz. výše).

I zde si tedy můžeme všimnout načervenalých a podivně pokroucených objektů ležících kolem kupy RX J2129. Na snímku z Webbu na první pohled zaujme, kromě několika jasných hvězd Mléčné dráhy s typickými difrakčními hroty, především trojitý obraz jediné galaxie v pravé horní části snímku. Tato galaxie obsahuje jasnou supernovu, explodující hvězdu s extrémní svítivostí. Tuto konkrétní galaxii, již vidíme díky gravitační čočce trojitě, odhalil původně Hubbleův kosmický dalekohled. Astronomové se domnívali, že našli velmi užitečnou supernovu typu Ia, ale potřebovali svá měření ověřit.

Supernovy typu Ia jsou poměrně neobvyklým typem supernov. Na rozdíl od ostatních druhů totiž nejde o masivní hvězdy na konci svého života, ale o binární systémy bílých trpaslíků s hvězdami hlavní posloupnosti. Bilý trpaslík je malý a kompaktní, takže si přetahuje hmotu ze svého společníka. Protože bílý trpaslík může mít hmotnost maximálně 1,44 hmoty Slunce (tzv. Chandrasekharův limit), dojde při překročení této hranice k mohutné explozi. To je ona supernova typu Ia.

Vzhledem k tomu, že vznikají při překročení Chandrasekharova limitu, jenž je stejný pro všechny bílé trpaslíky, mají veškeré supernovy typu Ia podobný zářivý výkon a hodí se tudíž pro určování vzdáleností v kosmu. Stačí nám napozorovat danou supernovu a určit její zdánlivou jasnost. Současně i víme, kolik zhruba energie výbuch uvolní, můžeme proto určit též absolutní magnitudu a následně odvodit vzdálenost supernovy. Navíc supernovy typu Ia mají výhodu, že vydávají ze všech typů supernov nejvíce energie, lze je proto pozorovat na obrovské vzdálenosti.

Kromě toho umožní známá svítivost supernovy typu Ia astronomům detailně stanovit, jak přesně RX J2129 zvětšuje objekty na pozadí. Díky této znalosti by potom mohli dosti precizně určit hmotnost této konkrétní galaktické kupy. A aby toho nebylo málo, řekli jsme si, že gravitační čočka má vliv i na zjasnění objektů na pozadí. Supernova se známou jasností nám tudíž dovolí určit o jak přesně velký efekt jde.

Právě měření supernovy typu Ia bylo hlavním důvodem snímání této oblasti oblohy přístrojem NIRCam. Využit byl i přístroj NIRSpec a to za účelem možnosti srovnání této vzdálené supernovy s obdobnými objekty v našem blízkém okolí. To umožní potvrzení našich představ o správnosti postupů na měření vzdáleností ve vesmíru.

SDSS J1226+2149

Do třetice všeho dobrého, říká se. Nejinak je tomu i u gravitačních čoček. V nedávné době astronomové zveřejnili také třetí fotografii gravitační čočky. V popředí tentokrát vidíme masivní kupu galaxií SDSS J1226+2149 ležící ve směru souhvězdí Vlasů Bereniky asi 6,3 miliardy světelných let od nás. Tu na snímku pořízeném přístrojem NIRCam najdeme v pravé části a tvoří ji jasnější bílé galaxie.

Kolem nich lze spatřit načervenalé objekty, které vykazují zvláštní protažení do oblouku způsobené opět gravitační čočkou. Některé z čočkovaných červených galaxií jsou v extrémně velkých vzdálenostech. Dobrým příkladem je objekt přezdívaný jako kosmický mořský koník, jehož lze spatřit vlevo dole od jádra kupy galaxií, nedaleko středu snímku. Jde o jednu z nejvzdálenějších známých galaxií, kterou vidíme jen díky efektu gravitační čočky.

Musíme také poznamenat, že tak detailní informace o této konkrétní gravitační čočce máme díky Hubbleovu dalekohledu, který ji již dříve pozoroval. Jinak bychom o ní nemohli říci zdaleka tolik a především bychom ji nedokázali použít ke studiu vzniku a vývoje hvězd ve velmi mladém vesmíru, jen těsně po jeho vzniku. Právě to astronomové s pomocí Webbova dalekohledu udělali. Získali nejen tento nádherný snímek, ale i množství užitečných dat, která jsou stále ve fázi zpracování.

Astronomové však očekávají, že Webbův dalekohled i díky těmto pozorováním odhalí zcela nový pohled na raný vesmír a vznik prvních v něm přítomných hvězd. Experti se domnívají, že se podaří stanovit rychlost tvorby mladých hvězd a odhalit, jaké prostředí panovalo v nově vzniklých galaxiích těsně po velkém třesku.

NGC 1365

Od extrémně vzdálených galaxií se přesuneme ke galaxiím ležícím v podstatě naopak v našem vesmírném sousedství. V rámci programu Physics at High Angular resolution in Nearby Galaxies (PHANGS) prozkoumal Webbův dalekohled, respektive jeho přístroj MIRI, ve středních infračervených vlnových délkách 19 galaxií. Tři z nich si dnes podrobněji představíme.

První je spirální galaxie s příčkou NGC 1365, přezdívaná někdy též Great Barred Spiral Galaxy (velká spirální galaxie s příčkou). Objevil ji až v roce 1826 australský astronom James Dunlop, leží totiž na jižní hvězdné obloze v malém a relativně nevýrazném souhvězdí Pece. To je ze střední Evropy pozorovatelné pouze dosti krátce v prosinci, navíc vychází jen velmi nízko nad jižní obzor.

Abychom tedy galaxii NGC 1365 vzdálenou 56 milionů světelných let od nás mohli vidět, museli bychom se přesunout do nižších zeměpisných šířek. Zde bychom zahlédli i blízkou kupu galaxií v Peci, do níž NGC 1365 náleží. Do vzdálenosti 100 milionů světelných let má větší počet členů jen známá kupa v Panně. Přitom je třeba poznamenat, že s průměrem 215 000 světelných let je největším členem kupy v Peci eliptická galaxie NGC 1316. Avšak naše NGC 1365 s průměrem 205 000 světelných let patří na druhé místo. Je tedy zhruba dvakrát větší, než Mléčná dráha.

Hlavním důvodem pozorování této galaxie v rámci programu PHANGS bylo prozkoumání vzniku mladých hvězd a toho, jak tyto objekty ovlivňují vývoj svých domovských galaxií. U NGC 1365 MIRI ukazuje, že oblaka mezihvězdného plynu a prachu absorbovala světlo z formujících se hvězd, které vzápětí vyzářila zpět, ale v infračervené oblasti. V důsledku toho vidíme v mezihvězdném prostoru galaxie složitou síť vláknitých struktur a rozsáhlých dutin. Ty jsou důkazem přítomnosti mladých hvězd a toho, že dochází k uvolňování jejich energie po celé galaxii.

Až dosud nebylo možné tyto hvězdy zkoumat kvůli tomu, že byly při pohledu ze Země zakryty mezihvězdným materiálem. S příchodem Webba se to ale změnilo, neboť infračervená oblast je pro pozorování těchto objektů ideální.

Webbův dalekohled zachytil také několik dosud neznámých hvězdokup ve vnějších spirálních ramenech a rovněž menší množství velmi jasných hvězdokup poblíž jádra. To je samo o sobě velmi zajímavé, protože přímo v samém centru galaxie se schovává supermasivní černá díra o hmotnosti dvou milionů hmot Slunce. Podobnou černou díru známe i z Mléčné dráhy. Jenže tato díra rotuje téměř rychlostí světla a navíc dodává energii aktivnímu galaktickému jádru, které se zde nachází.

Na snímek z přístroje MIRI se nevejde nic jiného, než menší část této obří galaxie. Ihned si můžeme povšimnout jasného středu galaxie, o němž jsme hovořili výše. Jedná se o světlý podlouhlý ovál s úzkými difuzními rameny, která vystupují z centrální oblasti v obou užších koncích oválu. Z jádra vybíhá vlevo nahoře hlavní spirální rameno galaxie, v němž jsou dobře patrné černé bubliny materiálu vyfoukaného mladými hvězdami a kolem nich naopak jasné vláknité struktury plné hvězd.

NGC 1433

Druhou galaxií studovanou v rámci programu PHANGS je NGC 1433. Stejně jako NGC 1365 ji objevil roku 1826 Australan James Dunlop. Jde taktéž o spirální galaxii s příčkou, která je ovšem menší, než NGC 1365 a rovněž leží blíže, od nás ji dělí asi 46 milionů světelných let. Nachází se na jižní obloze v dalším z relativně malých a nevýrazných souhvězdích, kterému říkáme Hodiny. V Česku je toto souhvězdí reálně neviditelné, jen na konci listopadu vychází jeden stupeň nad jižní obzor. Pro skutečné pozorování je třeba dostat se aspoň na 20 stupeň severní šířky, což odpovídá třeba Sahaře.

Potom můžeme jako objekt 10 magnitudy spatřit právě galaxii NGC 1433. Tu nedávno snímal i přístroj MIRI umístěný na Webbově dalekohledu, díky němuž uviděli astronomové galaxii v úplně novém světle. Na první pohled nás zaujme jasné a světlé jádro zhruba uprostřed obrázku. Fotografie z Webbu ukazuje velmi jasnou dvojitou prstencovou strukturu, připomínající vodu obíhající odtok, což jsou ve skutečnosti dosti těsně svinutá spirální ramena vinoucí se do tvaru oválu kolem příčky galaxie. NGC 1433 spadá do kategorie tzv. Seyfertových galaxií, má aktivní galaktické jádro a jde o jednu z nejbližších podobných galaxií.

Dále od centra galaxie vidíme výraznou spirální strukturu, v níž můžeme najít stopy po působení velmi mladých hvězd. I zde lze totiž spatřit dutiny v mezihvězdném plynu a prachu vyfoukané těmito hvězdami. Velmi jasně vidíme naopak právě shluky plynu a prachu, které světlo z těchto hvězd absorbují a potom září velmi silně v infračervené oblasti. Snímek NGC 1433 z Webbova dalekohledu krásně a názorně ukazuje důležitou roli, kterou mají formující se hvězdy na strukturu galaxie ve velkém rozměru.

Snímek byl pomocí přístroje MIRI znovu pořízen tak, že galaxie zabírá celou zornou plochu detektorů a nic jiného se už do záběru nedostalo. Kromě výrazného středu si lze povšimnout bílého a světle modrého prachu, který z jádra vybírá. V okolí centra galaxie pozorujeme jemná vlákna prachu obklopující černé bubliny prázdnoty. Ve větší vzdálenosti pak vidíme ve struktuře prachu zřetelné barevné tečky jasných objektů. Zajímavé ovšem je, že u NGC 1433 nevidíme prachu ani zdaleka tolik, kolik bychom čekali, což by mohlo souviset s tím, že v nedávné době došlo k pohlcení jiné menší galaxie, či dokonce ke sloučení s jinou podobně velkou galaxií.

NGC 7496

Třetí z výrazných galaxií nasnímaných přístrojem MIRI na středních infračervených vlnách leží ze všech galaxií, jejichž snímky byly v poslední době zveřejněny, nejblíže naší planetě. Nachází se asi 24 milionů světelných let daleko a to ve směru souhvězdí Jeřába. Jedná se o další malé souhvězdí na jižní obloze, které je pro většinu běžných lidí u nás prakticky neznámé. Z Česka je totiž téměř neviditelné, po krátkou část roku vystupuje nad obzor pouze jeho nejsevernější část. Abyste viděli celé souhvězdí, museli byste se vypravit alespoň na sever Afriky.

Jeřáb jako malé souhvězdí neobsahuje ani moc výrazných objektů hlubšího vesmíru. Nejjasnější galaxie zde dosahují magnitudy 10. Z řady nevybočuje ani NGC 7496, která září na obloze jako hvězdička jedenácté magnitudy.

Na obrázku si můžeme povšimnout spirálních ramen galaxie a také zřetelné vláknité struktury a dutých bubliny. Ty jsou důkazem skutečnosti, že v galaxii existují velmi mladé hvězdy uvolňující energii do okolí. Vlnové délky na nichž přístroj MIRI pozoruje navíc umožňují detekci polycyklických aromatických uhlovodíků, sloučenin plnících zásadní roli při formování hvězd a planet. Na snímku galaxie NGC 7496 je vidíme většinou uvnitř nápadných velkých prachových oblastí v jednotlivých spirálních ramenech. V datech z pozorování NGC 7496 našli astronomové šest desítek kandidátů na nové otevřené hvězdokupy. Právě ty by mohly obsahovat nejmladší hvězdy v celé galaxii.

Pozoruhodné je i jádro galaxie NGC 7496 řadící se také mezi aktivní galaktická jádra. Proto vidíme střed galaxie natolik jasný, že si u něj lze všimnout dokonce charakteristických difrakčních hrotů typických pro hvězdy naší Mléčné dráhy, neboť je lze obvykle pozorovat jen u velmi jasných a blízkých objektů. Obří svítivost dodává centru NGC 7496 supermasivní černá díra, jež sedí v samém středu galaxie. Ta má kolem sebe spoustu materiálu tvořícího akreční disk. Právě fyzikální procesy odehrávající se v tomto disku uvolňují značné množství energie. V důsledku těchto dějů můžeme v okolí černé díry zaznamenat i galaktické větry a výtrysky hmoty.

M 92

V minulých měsících se dostalo i na kulové hvězdokupy. Tato masivní uskupení stovek tisíc až několika milionů hvězd reprezentuje M 92 objevená v roce 1777 Johannem Bodem a o čtyři roky později nezávisle Charlesem Messierem, který ji zařadil do svého slavného katalogu. M 92 se nachází 27 000 světelných let od Země (o něco málo více, než střed Mléčné dráhy) ve směru souhvězdí Herkula. Patří proto mezi nejsevernější kulové hvězdokupy, leží dokonce severněji, než slavnější M13 nacházející se ve stejném souhvězdí.

Na rozdíl od M 13 se pozoruje výrazně méně často, dosahuje 11 magnitudy a k jejímu spatření je nutný menší astronomický dalekohled. Průměr hvězdokupy dosahuje 109 světelných let. Zvláštní je na M 92 také to, že obsahuje velmi málo prvků těžších než vodík a helium, což signalizuje její značné stáří. Astronomové její věk odhadli na 13,18 miliardy roků, patří tudíž mezi nejstarší známé objekty v našem kosmu. Existovala již asi 620 milionů let po velkém třesku. Právě zde nacházíme nejstarší hvězdy (všechny vznikly zhruba ve stejné době), jež můžeme jasně rozlišit a určit jejich vlastnosti.

S ohledem na zajímavost této hvězdokupy není divu, že se právě ona stala jedním z prvních cílů Webbova dalekohledu po spuštění vědecké části mise. Teleskop ji snímal zhruba jednu hodinu již 20. června 2022 v rámci programu Early Release Science, který má kromě užitečných dat pro výzkum za úkol přinést astronomům také údaje, které jim pomohou plně pochopit možnosti nového přístroje a naučí je JWST co nejlépe a nejefektivněji používat. K tomu využívá zejména blízká uskupení hvězd, u nichž lze rozlišit jednotlivé objekty. Jedná se především o blízké kulové hvězdokupy či galaxie.

M 92 nasnímal přístroj NIRCam pracující v blízké infračervené oblasti. Místo astronomických dat na první pohled spíše zaujme nápadný svislý černý proužek, který rozděluje snímek na dva. Nejedná se o chybu měření, ani zpracování, nýbrž vlastnost přístroje NIRCam. Čipy jeho dvou dlouhovlnných detektorů jsou totiž odděleny mezerou, kterou na obrázku vidíme jako tento černý pruh. Jeho umístění navíc není náhodné, ale zakrývá jádro kulové hvězdokupy, které je i na tento typ objektů u M92 mimořádně jasné. Kromě toho je asi tisíckrát hustší, než oblast v okolí Slunce. Střed M92 je proto velmi těžké nafotit současně se slabšími okolními objekty, technici tudíž zvolili toto řešení.

V levé i pravé části snímku vidíme značné množství bodů různé barvy, velikosti a jasu. Většina z nich jsou hvězdy tvořící hvězdokupu. V M 92 se jich nachází asi 300 000, přičemž dohromady nabývají tvaru podobného kouli, proto také hovoříme o kulové hvězdokupě. Kdybychom se mohli přenést na hypotetickou planetu obíhající některou z hvězd v M 92, viděli bychom noční oblohu na níž by zářily tisíce hvězd, z nichž ovšem skoro každá by se nám jevila tisíckrát jasnější, než i ty nejjasnější hvězdy naší noční oblohy.

Už jsme mluvili o významu tohoto snímku pro lepší pochopení možností Webbova dalekohledu. Fotografie ale poslouží i astronomům. Díky tomu, že lze vidět na obrázku různé hvězdy v různých vzdálenostech od středu hvězdokupy, bude možné více porozumět pohybům hvězd a dalších objektů uvnitř kulových hvězdokup. A odborníci rovněž doufají, že díky novým měřením tento pohyb přesně namodelují a fyzikálně popíšou. M 92 již nyní známe poměrně dobře, proto nám slouží jako jakýsi referenční systém pro porovnání při studiu vývoje hvězd a hvězdokup. Jakékoliv další měření je tedy důležité i pro možnost lepšího porovnání M 92 s jinými méně probádanými objekty.

M 92 již dříve nasnímal Hubbleův kosmický dalekohled. Ve srovnání s ním je ovšem Webbův teleskop výrazně rychlejší, co trvalo u Hubblea stovky hodin pozorovacího času, zvládne Webb za jednotky hodin. A vzhledem k tomu, že Webb pracuje na delších vlnových délkách, má větší potenciál měřit slabší a méně jasné objekty. Díky tomu se u této kulové hvězdokupy povedlo rozlišit některé velmi malé hvězdy o hmotnosti jen 0,1 hmotnosti Slunce, což už se blíží hranici mezi hvězdou a hnědým trpaslíkem. Povzbudivé je i to, že vědci dokázali tyto hvězdy naměřit, aniž by se o to výrazně snažili, došlo k tomu v podstatě jen tak mimochodem.

Wolf-Rayet 124

Webbův dalekohled se občas zaměřuje i na jednotlivé hvězdy. Právě to se stalo i v případě Wolfovy-Rayetovy hvězdy 124 (WR 124). Wolfovy-Rayetovy hvězdy jsou dosti specifickým typem hvězd, který není příliš častý, zato však patří k nejvýraznějším. Jde o největší a nejhmotnější hvězdy hlavní posloupnosti, pro něž nestačí ani běžná spektrální klasifikace OBAFGKM (více o spektrální klasifikaci v nultém dílu našeho seriálu). O tomto typu hvězd by se dalo hovořit ještě dlouho, avšak s ohledem na jejich stručné představení v minulém dílu seriálu vás odkáži právě tam.

Nyní se tedy zaměříme jen na WR 124. Tuto hvězdu objevil v roce 1938 americký astronom Paul Merrill. Nachází se v malém souhvězdí severní hvězdné oblohy známém jaké Šíp. Její hmotnost odpovídá asi 33 násobku hmotnosti Slunce, poloměr je oproti Slunci větší téměř dvanáctkrát a povrchová teplota činí 45 000 K (u Slunce cca 5 500 K). Není tedy divu, že i svítivost WR 124 dosahuje obrovských hodnot, konkrétně je asi 150 000 krát vyšší, než u Slunce.

Pokud by byla WR 124 v našem okolí, viděli bychom ji proto jako mimořádně jasnou hvězdu. Její absolutní magnituda činí minus 6,58, což je výrazně více, než třeba zdánlivá jasnost Venuše a blíží se dokonce jasnosti nejzářivějších záblesků družic Iridium. Nicméně WR 124 je ve skutečnosti vzdálená více jak 15 000 světelných let. A jak víme z měření radiální rychlosti, ve skutečnosti se od nás ještě vzdaluje a to dosti vysokou rychlostí 200 kilometrů za sekundu. Na noční obloze ji proto vidíme jen jako hvězdu o magnitudě 12,2, k jejímu pozorování je tedy nutný dalekohled.

Z minula víme, že velmi hmotné hvězdy žijí dosti krátce, tomu odpovídá i stáří WR 124, které dosahuje jen asi 8 milionů let. Nejpozději za zhruba milion let potom exploduje jako supernova. V tuto chvíli detekujeme u WR 124 výraznou mlhovinu nazývanou někdy M1-67. Ta je tvořena materiálem vyvrženým z vnějších vrstev hvězdy a je dosti rozlehlá. Kdyby se nacházela ve Sluneční soustavě, dosahovala by až k planetě Saturn.

WR 124 byla již dříve studována kosmickými teleskopy, důkladně ji prohlédl třeba Hubbleův dalekohled. Nyní na tato pozorování navázal i Webb. Ačkoliv jde v tomto případě o objekt docela blízko době svého zániku, astronomy zajímají v tomto případě spíše věci kolem nového začátku. Jde o onu mlhovinu kolem WR 124. Ta obsahuje velké množství plynu a prachu, který se zde navíc stále tvoří. V tomto materiálu najdeme základní stavební kameny pozdější generace hvězd a planet, ale též dalších objektů a potenciálně i možného života. Hvězda prozatím vyvrhla materiál o hmotnosti asi desetinásobku hmoty Slunce.

Právě kosmický prach může Webb dobře prozkoumat, je totiž skvěle viditelný v infračerveném záření. A to je pro astronomy potěšitelné, neboť je prach z mnoha důvodů zajímá. Přispívá k tvorbě hvězd i planet a pomáhá k formování a shlukování větších molekul. Přitom ale ve vesmíru pozorujeme více prachu, než dokážeme vysvětlit teoretickými modely jeho tvorby.

Porozumět tomuto přebytku prachu nám mohou pomoci i snímky hvězdy WR 124 a jejího okolí z přístrojů NIRCam a MIRI. Dosud žádné observatoře nedokázaly nasbírat z tohoto konkrétního prostředí dostatek dat. Nyní ale bude možné probádat vznik prachu a důvod nalezeného přebytku přímo u vynikajícího zdroje. Navíc WR 124 může sloužit i jako analog prostředí existujícího v raném vesmíru, kdy extrémně hmotné hvězdy šířily po okolí těžké prvky, dnes viditelné kolem nás.

VHS 1256 b

Ne, nebavíme se zde o katalogovém čísle videokazety z půjčovny, ale o systému tří hnědých trpaslíků VHS J125601.92-125723.9, který byl objeven přehlídkovým programem VISTA Hemisphere Survey (odtud VHS). Zopakujme si jen, že hnědý trpaslík je objekt na pomezí mezi planetou a hvězdou. Nejedná se o planetu, na to je moc hmotný, ale na pravou hvězdu v níž dlouhodobě probíhá termojaderná fúze je zase moc lehký.

Název hnědý trpaslík zavedla astronomka Jill Tarter, aby tyto objekty odlišila od červených trpaslíků, což jsou sice malé, ale přesto standardní hvězdy. K tomu došlo už v 70. letech, kdy byla existence hnědých trpaslíků předpovídána pouze teoreticky. První těleso tohoto typu, Gliese 229B ovšem objevili až v roce 1994 astronomové Kalifornského technologického institutu a univerzity Johnse Hopkinse. Mimochodem, mezi objeviteli byl i jistý Samuel T. Durrance, který se jako palubní specialista v 90. letech zúčastnil dvou letů raketoplánů (STS-35 a STS-67).

Od té doby jsme podobných těles objevili již celou řadu. Mezi jinými právě i trojnásobný systém VHS J125601.92-125723.9, který leží 41 světelných let od Země ve směru souhvězdí Havrana. To je dosti malé souhvězdí na jižní hvězdné obloze, které ovšem patří mezi původních 48 souhvězdí rozlišovaných již starověkým astronomem Ptolemaiem (nebyl příbuzný panovnické dynastie).

V systému byla přehlídkovým programem 2MASS v roce 2015 identifikována také jedna exoplaneta, nazývaná obvykle VHS 1256-1257 b. Jde o plynného obra, který je výrazně větší, než planety Sluneční soustavy. Odhadovaná hmotnost činí asi 12 hmotností Jupiteru. Díky spektroskopickým měřením prováděným mimo jiné též Hubbleovým kosmickým dalekohledem máme o planetě již poměrně hodně informací.

Víme například, že se na planetě vyskytuje poměrně hodně uhlíku a že její teplota činí asi 1380 Kelvinů. Planeta má velmi dlouhou dobu oběhu, asi 10 000 let, a rovněž poměrně dlouhou dobu rotace, zhruba 22 hodin. Víme také, že se jasnost planety v čase poměrně zásadně mění. A rovněž excentricita oběžné dráhy je velmi vysoká, dosahuje hodnoty 0,76, kdy 0 je dokonalá kružnice a 1 je parabola. A není divu, neobíhá totiž jen jednu složku systému, ale rovnou dvě. S ohledem na to, že je od svých hvězd velmi daleko, nabízí se jako ideální cíl pro kosmické observatoře.

Právě proto se stala cílem přístrojů MIRI a NIRSpec na Webbově dalekohledu. Ty mohly do detailu planetu prozkoumat. Zjistily, že v průběhu času dochází ke stoupání, klesání, a mísení se oblaků v atmosféře. Navíc některé z mraků obsahují silikátový prach (ve spektru v oblasti kolem vlnové délky deset mikrometrů), který je velmi drobný. V závislosti na situaci může dosahovat velikosti srovnatelné s částečkami kouře, ale i podobných rozměrů jaké mají zrníčka písku.

Astronomové zde detekovali jasnější i tmavší skvrny, což prokazuje, že některé mraky jsou teplejší a pohybují se v nižší výšce, než jiné. V současnosti jde o nejvíce proměnlivou atmosféru mezi známými exoplanetami. Místní atmosféra se mění velmi rychle a počasí je tudíž na této planetě mimořádně proměnlivé. Avšak je třeba vědět, že horní vrstvy atmosféry planety dosahují až 830 stupňů Celsia, na rozdíl od Země je tedy i nejvyšší vrstva atmosféry dosti horká.

Planeta je proměnlivá mimo jiné proto, že se zformovala před pouhými 150 miliony lety. To se může zdát jako velmi mnoho, ostatně zhruba v té době žily na Zemi velmi známé a populární rody dinosaurů Stegosaurus, Allosaurus nebo Apatosaurus (dříve Brontosaurus). Nicméně z pohledu kosmologie, ale i geologie, se 150 milionů let jeví skoro jako okamžik.

Avšak vraťme se ještě k atmosféře u VHS 1256-1257 b. Tu astronomové pomocí přístrojů NIRSpec a MIRI podrobně prozkoumali. Na zachycení spektra jim přitom stačilo jen sedm hodin pozorovacího času, což při vědomí toho, jak daleko se planeta nachází a jak málo jasná je, krásně ilustruje schopnosti Webbova dalekohledu. Kromě silikátů se ve spektru povedlo identifikovat také vodní páru, oxid uhelnatý nebo metan. A našly se také stopy oxidu uhličitého. Co ovšem toto složení a přesné zastoupení zmíněných sloučenin znamená v tuto chvíli astronomové zkoumají. Je potřeba vytvořit nové přesnější modely.

Lze důvodně očekávat, že se výzkum této konkrétní, ale i dalších podobných planet díky tomuto Webbovu pozorování významně rozšíří a že i sám Webb bude pozorovat tyto objekty častěji. Žádný jiný přístroj totiž zatím nedokázal najednou získat tolik informací o jedné planetě. Navíc s ohledem na to, že je planeta tak daleko od svých hvězd, mohli ji astronomové pozorovat přímo, nikoliv za pomoci obvyklejších nepřímých metod. To opět dává nadějné vyhlídky do dalších let.

TRAPPIST-1 b

Říká se, že to nejlepší má být nakonec a v tomto případě to rozhodně platí. Zájemci o jeden z nejperspektivnějších a nejrychleji se rozvíjejících oborů astronomie, jímž bezesporu je výzkum exoplanet, se konečně dočkali. Došlo totiž ke zveřejnění výsledků pozorování z dnes již legendárního planetárního systému TRAPPIST-1.

Ten byl objeven v roce 2016 dvojicí belgických teleskopů Transiting Planets and Planetesimals Small Telescope (od toho zkratka TRAPPIST) umístěných na hoře La Silla v Chile. Systém se nachází 40,7 světelných let od Země ve směru souhvězdí Vodnáře. Mateřská hvězda je dosti chladný (na poměry hvězd, dosahuje povrchové teploty 2566 K) červený trpaslík. O něco zajímavější je ale planetární systém, který jsme u hvězdy našli.

Soustava TRAPPIST-1 obsahuje celkem sedm planet označených písmeny b, c, d, e, f, g a h (písmeno a se vynechává, náleží totiž mateřské hvězdě). Všechny planety jsou objekty terestrického typu, aspoň v základním přiblížení se tedy podobají naší Zemi. Tři ze sedmi planet se navíc nachází v obyvatelné zóně, kde může existovat voda v kapalném skupenství.

Vzhledem k tomu, že je ale hvězda málo hmotná a relativně chladná, nachází se obyvatelná zóna podstatně blíže hvězdě, než je tomu v případě Slunce. Tyto tři planety jsou sice objekty e, f a g, tedy vzdálenější ze známých planet, nicméně i planetě g trvá oběh hvězdy pouhých 12 dní. Život pozemského typu tedy u červeného trpaslíka TRAPPIST-1 spíše nehledejme. Soustava je ale i tak mimořádně zajímavá pro astronomy i astrobiology z pohledu vývoje planetárních systémů.

Není proto divu, že se na planety u hvězdy TRAPPIST-1 zaměřil i Webbův dalekohled. Nedávno došlo k uvolnění údajů u nejvnitřnější ze všech planet, tělese TRAPPIST-1b. To je planeta s hmotností 1,37 hmotnosti Země, jíž trvá oběh mateřské hvězdy jen jeden a půl dne. Planetu totiž dělí od hvězdy pouze 0,011 astronomické jednotky. TRAPPIST-1b sice dosahuje poněkud větší velikosti oproti Zemi, ale vykazuje podobnou hustotu, takže zřejmě má kamenné složení. Avšak velmi se liší tím, že nemá žádnou atmosféru, nebo alespoň právě na to ukazují nové výsledky přístroje MIRI.

Webbův dalekohled také změřil tzv. světelnou křivku hvězdy TRAPPIST-1 způsobenou její nejbližší planetou. TRAPPIST-1b totiž z našeho pohledu obíhá svou hvězdu téměř ideálně. Dostává se před ni, čímž dochází k zatmění světla hvězdy, ale i za ni což vyvolává tzv. sekundární zatmění. Jak je to možné? Inu, nejvíce světla od hvězdy k nám přichází v okamžiku, kdy se planeta nachází vlevo nebo vpravo od jejího kotouče. V tu chvíli k nám totiž přichází světlo hvězdy i světlo odražené od povrchu planety. Zatímco v okamžiku, kdy planeta zašla za hvězdu, přichází k nám jen světlo z hvězdy, ale už ne odražené světlo planety. Světelná křivka tedy dosahuje sekundárního minima.

To je vcelku důležité třeba proto, že astronomové dnes již dokáží odečíst výsledky z okamžiku, kdy k nám přichází pouze světlo hvězdy od výsledků, kdy měříme kombinované záření hvězdy i planety. Díky tomu mohou určit kolik světla pochází ze samotné planety a určit teplotu její denní strany. Obrázek názorně ukazuje všechna měření přístroje MIRI i jejich průměr, který lépe zobrazí případné změny v čase.

Důležité je si uvědomit, že v průběhu sekundárního minima poklesne jasnost jen asi o 0,1 %, MIRI tedy musí umět měřit i velmi drobné změny (v tomto případě změny o velikosti 0,027 %). Tento výsledek Webbova dalekohledu je historicky prvním měřením tepelné emise u takto malé terestrické extrasolární planety, jež je současně podobně chladná jako vnitřní planety Sluneční soustavy.

A jaká je tedy teplota planety TRAPPIST-1b? Napozorovaná data porovnali vědci s různými modely, které berou v potaz různé vlastnosti systému jako je teplota mateřské hvězdy, velikost a hustota planety, vzdálenost v níž planeta obíhá nebo třeba i to, zda má planeta atmosféru a jestli se na ní vyskytuje oblačnost. V případě planety TRAPPIST-1b připadají do úvahy dvě hodnoty teploty, mezi nimiž se muselo rozhodnout pozorováním.

Jestliže má planeta vázanou rotaci, tedy ukazuje hvězdě vždy pouze jedinou polovinu (podobně jako je tomu u našeho Měsíce), pak je teplota na denní straně planety asi 230 stupňů Celsia. V takovém případě zůstává teplo na denní části. Pokud by ale rotace vázaná nebyla a teplo se po planetě distribuovalo víceméně rovnoměrně, dosahovala by teplota denní strany jen 130 stupňů Celsia. Kdyby navíc měla atmosféra planety hodně oxidu uhličitého, naměřili bychom ještě nižší teplotu.

Jenže jak už víme, TRAPPIST-1b atmosféru nemá, správný model je tedy ten s teplotou rovnou 230 stupňům Celsia. To se může zdát hodně, ale nezapomeňme, že planeta obíhá své hvězdě podstatně blíže, než jakákoliv planeta naší soustavy. Pro srovnání teplota denní strany Merkuru sahá až ke 430 stupňům Celsia. Merkur je rovněž planeta bez atmosféry, jež má na povrchu pouze horniny. Od Slunce přitom dostává asi 1,6 krát více energie, než TRAPPIST-1b od své hvězdy.

Závěr

Právě novými údaji o jednom z nejzajímavějších známých planetárních systémů se s naším cyklem pro dnešek rozloučíme. U dalšího dílu se uvidíme opět zhruba za dva měsíce, tedy někdy kolem poloviny června letošního roku. Snad se dočkáme dalších podobně zajímavých výsledků.

Opravy a doplnění

• 15. 4. 2023 –⁠ 12:25 –⁠ Rozšířen popis u obrázku srovnávajícího Sluneční soustavu s planetárním systémem TRAPPIST-1 tak, aby byla jasnější velikost systému u hvězdy TRAPPIST-1 ve srovnání s naší soustavou.

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

• https://www.goodnewsnetwork.org/wp-content/uploads/2022/01/ESA-rendering-released-.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2220c.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2305a.jpg
• https://in-the-sky.org/images/constellations/con_AQR_000.png
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/potm2302a.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/potm2302b.jpg
• https://in-the-sky.org/images/constellations/con_COM_000.png
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/potm2303a.jpg
• https://in-the-sky.org/data/charts/FOR_1_sm.png
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/4a/VST_image_of_the_Fornax_Galaxy_Cluster.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2306e.jpg
• https://cdn.eso.org/images/wallpaper4/eso0024a.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/c8/Horologium_constellation_map-fr.png
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2306a.jpg
• https://www.universetoday.com/wp-content/uploads/2008/11/grus.gif
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2306c.jpg
• https://www.astronomy.com/-/media/Images/Magazine%20Articles/2019/August/ASYGL0819_01.jpg?mw=600
• http://www.astronomersdoitinthedark.com/images/product/images/M92-1260mm-West-20Da-NoFilt-800-2011-08-24—98of114x120-Final.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/1/1b/M92_Hubble_WikiSky.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/m92a.jpg
• https://cdn.spacetelescope.org/archives/images/wallpaper4/potw1449a.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/3/3e/Carina_Nebula_around_the_Wolf%E2%80%93Rayet_star_WR_22.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/7/7f/A_cosmic_couple.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2307c.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2307d.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/4/40/VISTA_at_Paranal_Eso0704b.tif/lossy-page1-1024px-VISTA_at_Paranal_Eso0704b.tif.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/7/7b/Samuel_Durrance.jpg
• https://in-the-sky.org/images/constellations/con_CRV_000.png
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2308a.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/bc/Journal.pone.0138352.g001A.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2308b.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/4/48/TRAPPIST_telescope_at_La_Silla_Eso1023e.jpg/1280px-TRAPPIST_telescope_at_La_Silla_Eso1023e.jpg
• http://planetary.s3.amazonaws.com/assets/images/exoplanets/20170222_trappist-lineup2.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/f7/PIA21424_-_The_TRAPPIST-1_Habitable_Zone.jpg/1280px-PIA21424_-_The_TRAPPIST-1_Habitable_Zone.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2309a.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2309b.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2309c.jpg