Dlouho očekávaný a mnohokrát odložený start vesmírného dalekohledu Jamese Webba se nyní plánuje na 18. prosince 2021. Jak všichni doufáme, jde snad o termín konečný a věříme, že vzlet na raketě Ariane 5 bude úspěšný. Astrofyzikové konečně dostanou do rukou nejpokročilejší vesmírnou observatoř, ne nadarmo označovanou za vlajkovou loď astronomie příštího desetiletí. Většinu článku, které jste o tomto pozoruhodném projektu četli na našem webu se týkala technických a konstrukčních aspektů, odkladů startu, testování či ekonomického pozadí, méně jste se však dočetli o neméně zajímavém aspektu – o tom vědeckém. Webbův teleskop, nástupce velmi úspěšného Hubbleova dalekohledu, by měl totiž změnit náš pohled na mnoho otázek kosmologie, astrofyziky i astronomie, proto si dnes představíme možnosti dalekohledu a oblasti výzkumu, jimž by se měl zejména věnovat.

Historie projektu

Návrh na nový vesmírný dalekohled pochází z roku 1996, projekt tehdy nesl označení New Generation Space Telescope (NGST), měl mít primární zrcadlo o průměru 8 metrů a stát asi 500 milionů dolarů. Časem se zrcadlo zmenšilo, zato rozpočet výrazně nabobtnal. A to až na aktuální sumu 9,66 miliardy dolarů. V roce 2002 teleskop dostal současné jméno podle Jamese E. Webba, administrátora NASA z let 1961-1968, kdy probíhala hlavní část souboje se Sovětským svazem.

Původní koncept hovořil o vypuštění v roce 2007, jak je ovšem u kosmonautiky dosti obvyklé, došlo k několika odkladům termínu startu, nakonec až na závěr letošního roku. V posledních měsících a letech prochází dalekohled důkladnými zkouškami. Kromě NASA se na projektu podílejí také Kanadská kosmická agentura (CSA) a Evropská kosmická agentura (ESA).

Dalekohled Jamese Webba po technické stránce

Na rozdíl od Hubbleova vesmírného dalekohledu pracujícího převážně ve viditelné části elektromagnetického spektra, bude Webbův teleskop fungovat v blízkém a středním infračerveném záření, v rozmezí 0,6 až 28 μm, což je užitečné pro pozorování velmi vzdálených objektů v raném vesmíru s vysokým rudým posuvem a také pro sledování těles, která vzhledem ke své nízké povrchové teplotě vyzařují podle Planckova zákona primárně právě v infračervené oblasti. Tyto vlnové délky se navíc velmi obtížně studují ze Země a nejsou dostupné ani pro zmíněný Hubbleův dalekohled.

Aby totiž šlo použít tuto oblast EM spektra, je nutné přístroj chladit na dosti nízké teploty, jinak by infračervené záření samotného teleskopu znemožnilo pozorování. Platí přitom, že čím vyšší je vlnová délka, tím nižší je teplota, na niž je třeba dalekohled chladit. Nabízí se pochopitelně použití chladícího média, například tekutého helia, které je ale velmi drahé a vzácné, a navíc omezuje životnost observatoře na měsíce, v lepším případě kratší jednotky let, dokud chladící médium plní svoji funkci. Doplnění nového velmi chladného helia by bylo nesmírně obtížné.

Poněvadž ale astronomicko-fyzikální komunita stála o delší životnost Webbova dalekohledu, bylo chlazení vyřešeno kombinací speciálních kryogenních chladičů a pasivního chlazení, jež zajišťuje onen ikonický rozměrný pětivrstvý štít, chránící přístroj před zářením ze Slunce. Výhodu v tomto případě představuje právě blízké infračervené záření, v němž pracuje většina přístrojů teleskopu, díky čemuž stačí dalekohled chladit na příjemnou teplotu 39 Kelvinů (minus 234,15 °C).

Průměr primárního zrcadla dalekohledu je 6,5 metru. Stejně jako u jiných velkých observatoří není zrcadlo jednotné, ale skládá se z šestiúhelníkových segmentů, u Webbova dalekohledu jich najdeme osmnáct. Každý segment má hmotnost 20 kg a tvoří jej pozlacené beryllium. Celková plocha zrcadla je 25,4 m².

Teleskop vynese raketa Ariane 5, použitá jako součást příspěvku ESA k tomuto projektu. Dalekohled bude umístěn v blízkosti libračního centra L2 soustavy Země-Slunce, asi půldruhého milionu km od Země směrem od Slunce, což umožní oběh kolem Slunce synchronní se Zemí.

Po přeletu do blízkosti bodu L2 proběhne zhruba půl roku dlouhá fáze testování systémů a zprovozňování dalekohledu. Po ní bude následovat 5 let základní mise, které lze ale prodloužit až na dvojnásobek v rámci rozšířené mise. A teď se již pojďme podívat, co by Webbův dalekohled mohl a měl sledovat a proč tato témata fyziky a astronomy zajímají.

Objekty Sluneční soustavy

Často se zmiňuje očekávaný obří přínos projektu pro otázky fundamentální fyziky. Může ale Webbův dalekohled pozorovat i objekty v naší Sluneční soustavě? Ano a někoho možná překvapí, že v některých případech je pro to dokonce velmi vhodný. Přesněji řečeno, nelze s ním pozorovat Slunce, Merkur, Venuši, Zemi a ani další objekty, které jsou od něj směrem ke Slunci. Naopak ale může pozorovat Mars, plynné a ledové obry, trpasličí planety a další malé objekty našeho systému.

Už jsme si řekli, že zvolená infračervená část spektra je vhodná mimo jiné pro sledování těles s nízkou povrchovou teplotou. Webbův dalekohled bude proto velmi užitečný například při zkoumání objektů Kuiperova pásu, a to nejen Eris, Makemake, či mnoha dalších zatím nenavštívených kosmickými sondami, ale i Pluta, kolem nějž v červenci 2015 prolétla New Horizons.

Těšit se můžeme také na pozorování komet, planetek nebo měsíců obřích planet. Nově získaná data mohou poskytnout další vodítka nutná pro objasnění původu naší planetární soustavy, některé hypotézy vzniku a vývoje Sluneční soustavy, například známý model z Nice či hypotéza deváté planety, budou, doufejme, důkladně prověřeny, jiné dokonce vyloučeny.

Extrasolární planety

O existenci planet mimo Sluneční soustavu uvažovali učenci již ve starověku, kupříkladu Epikúros ze Samu tvrdil, že existuje nekonečné množství světů podobných Zemi i zcela odlišných. V raném novověku předpokládali existenci exoplanet například Giordano Bruno či Isaac Newton. Prokázat existenci vzdálených planet však v té době nebylo možné.

První pokusy o detekci exoplanet se datují do 19. století. Avšak astronomové pracující na této problematice byli dlouhou dobu považováni spíše za podivíny než za skutečné vědce, zejména kvůli dlouhému seznamu falešných a odvolaných objevů.

A tak byly první planety mimo Sluneční soustavu nalezeny až v 90. letech minulého století a ta první, k údivu téměř všech odborníků, u pulsaru. Pulsary jsou hvězdy v závěrečné fázi vývoje, pozůstatky mohutných výbuchů supernov. Astronomové se proto domnívali, že případné planety by tento výbuch zničil nebo odmrštil pryč se soustavy. Nicméně v roce 1992 publikovali Aleksander Wolszczan a Dale Freil nezpochybnitelný důkaz nálezu první exoplanety u pulsaru PSR B1257+12. O tři roky později objevili Michel Mayor a Didier Queloz první planetu u hvězdy hlavní posloupnosti (51 Pegasi), za což získali v roce 2019 Nobelovu cenu za fyziku.

Dnes je známo již 4858 planet u jiných hvězd i mnoho tisíc dalších kandidátů. Bouřlivému rozvoji této oblasti astronomického výzkumu velmi pomohly kosmické sondy, především dalekohled Kepler. V tuto chvíli pracuje na oběžné dráze observatoř CHEOPS a plánují se i další mise ARIEL a PLATO. Od „pouhých“ objevů planet a zjištění několika základních parametrů se přistoupilo k pokročilejším cílům, jako je hledání měsíců exoplanet, katalogizace nalezených objektů nebo zkoumání atmosfér.

I v této oblasti by nám měl Webbův dalekohled přinést zajímavé objevy. Bude například možné pozorovat planety velmi populární a úspěšnou tranzitní metodou. Pokud planeta prochází před svou mateřskou hvězdou, dojde ke snížení jasu hvězdy, přičemž z toho, o kolik jas klesne lze určit velikost planety. Webb navíc dokáže pozorovat i světlo hvězdy procházející atmosférou tranzitující planety, z čehož může udělat základní chemickou analýzu atmosféry, a dokonce určit, zda je na planetě přítomna voda. Tu považujeme za sloučeninu klíčovou pro přítomnost života. Hledání vhodných podmínek pro život je totiž jedním z hlavních cílů projektu.

Dalekohled bude díky pozorovanému infračervenému záření rovněž umět detekovat planetární systémy kolem nedaleko ležících hvězd. Blízké velké planety může dokonce pozorovat i metodou přímého zobrazení, ačkoliv se na těchto tělesech nedá očekávat detekce žádných velkých podrobností. Webb také dokáže sledovat formování mladých planetárních soustav.

Aby mohl splnit výše zmíněné úlohy, disponuje koronografem, jenž umožňuje odstínit světlo mnohokrát jasnějších mateřských hvězd. Díky tomu lze potom spatřit i výrazně slabší planety nebo protoplanetární disky tyto hvězdy obíhající.

Temná hmota

Hvězdy a planety lidstvo zná a pozoruje v podstatě od nepaměti. Postupně jsme navíc objevili další objekty jako jsou galaxie, černé díry, neutronové hvězdy či kvasary. Mohlo by se tak zdát, že o složení vesmíru víme téměř vše. Již od počátku 20. století se však ukazuje, že by šlo o velmi mylný dojem.

První náznaky existence temné hmoty pocházejí dokonce již z konce 19. století od Lorda Kelvina. Ten odhadl hmotnost Mléčné dráhy a určil, že se liší od hmotnosti viditelných hvězd. Henri Poincaré, slavný francouzský fyzik a matematik, použil v roce 1906 poprvé pojem temná hmota. Počátkem 20. let minulého století postuloval existenci temné hmoty i Jacobus Kapteyn z Nizozemska, který k tomuto závěru poprvé dospěl na základě určování rychlostí hvězd.

O 10 let později jeho krajan Jan Oort pozoroval okolí naší Galaxie. Také on zjistil nesoulad mezi hmotností viditelných objektů a hmotností nutnou k udržení systému. Nový důkaz existence temné hmoty na úrovni kup galaxií poskytl slavný a poněkud svérázný švýcarský fyzik Fritz Zwicky na základě pozorování kupy galaxií v souhvězdí Vlasů Bereniky. Moderní věda jeho pozorování poupravila, počítal totiž s chybnou velikostí Hubbleovy konstanty, základ je ale správně, většina hmoty je skrytá.

Trvalo dalších téměř 40 let, než byla přítomnost temné hmoty prokázána i na úrovni naší Galaxie. Zasloužili se o to Vera Rubin, Kent Ford a Kenneth Freeman. Na přelomu 60. a 70. let pozorovali rychlost rotace Mléčné dráhy, respektive rychlost oběhu těles kolem centra galaxie, a jednoznačně ukázali na rozpor mezi očekávaným a pozorovaným výsledkem. Rotační křivka galaxie by měla se vzdáleností od středu nejdříve růst až do určitého maxima, kde se očekávalo obrácení trendu a následný pokles křivky. To se ale neděje, naopak, rychlost rotace stále roste. Tento výsledek byl později potvrzen i pozorováními dalších galaxií, kde byla detekována stejná závislost.

Mimochodem, možná vás poněkud překvapuje, že objekty nejblíže jádru galaxie neobíhají nejrychleji, jak to známe z naší Sluneční soustavy, kde oběžná rychlost planet postupně klesá se vzdáleností od Slunce. Naproti tomu u galaxií hvězdy i ve větších vzdálenostech od jádra obíhají stejně rychle nebo dokonce rychleji než objekty blízko jádra. Nejedná se o chybu, ale poukazuje to na jiné rozložení hmotnosti v galaxiích, respektive planetárních soustavách.

Podle výsledků ze sondy Planck je ve vesmíru asi 5 % běžné hmoty a asi 27 % temné hmoty. Ke zbylým 68 % se dostaneme v příští podkapitole. Jak temnou hmotu vysvětlit? To nikdo s jistotou neumí. První základní možností byly tzv. MACHO objekty (masivní halo objekty). Mezi ně by patřily například černé díry, hnědí trpaslíci, mračna plynu a prachu nebo filamenty mezi galaxiemi. Jak se však ukázalo, MACHO objekty mohou vysvětlit pouze velmi malou část chybějící hmoty.

Dnes se tedy preferuje možnost tzv. WIMPů neboli slabě interagujících hmotných částic. Které částice by to mohly být se také neví s jistotou. Spekuluje se nejčastěji o axionech, o nichž jsme hovořili již v článku o S. Weinbergovi, a které byly původně předpovězeny pro vysvětlení silného CP problému, nevyřešeného problému ve fyzice, spočívajícího v otázce, zda silná jaderná síla narušuje CP symetrii (C – symetrie mezi hmotou a antihmotou, P – parita, stranová symetrie).

Druhá nadějná možnost operuje se supersymetrickými partnery, hypotetickými částicemi předpovídanými teoriemi supersymetrie. Běžné částice jsou buď fermiony (poločíselný spin) či bosony (celočíselný spin), supersymetrické částice by měly být k těmto částicím opačné. Tedy například k fotonu, který je boson by měl existovat fermionový partner (fotino). Prozatím ale nikdo neví, zda tyto částice opravdu existují a vysvětlují temnou hmotu.

Axiony i supersymetrické částice jsou předmětem intenzivního bádání. Po axionech pátrá rentgenová observatoř Chandra, jakož i pozemní astrofyzikální observatoře. Superpartnery hledají pro změnu částicové detektory a urychlovače částic. S výjimkou stanovení limitů hmotnosti a četnosti jsou bohužel veškeré snahy o nalezení těchto částic prozatím bezvýsledné.

Co nám k temné hmotě může říci Webbův dalekohled? Inu, temnou hmotu samotnou téměř jistě neuvidí. Může ale vidět její účinky. Za prvé, Webb může důkladně zkoumat vývoj galaxií, což umožní porovnat pozorovaný vývoj s teoretickými modely, určit množství a parametry temné hmoty a lépe pochopit její význam pro vývoj galaxií.

Za druhé, pomocí gravitačního čočkování, lze vypočítat množství hmoty v čočkující galaxii. Gravitační čočka je jev, kdy bližší objekt funguje jako čočka, ohýbá světlo vzdálenějšího objektu a umožňuje nám jej spatřit lépe či výrazněji, v některých případech by bez čočky nešel vidět vůbec. Jelikož nám čočka umožní dopočíst celkovou hmotnost objektu (obvykle galaxie) v popředí, a protože známé hmotnost viditelných objektů v dané galaxii, lze určit chybějící hmotnost způsobenou temnou hmotou. Webbův dalekohled je pro pozorování gravitačních čoček velmi vhodný, neboť může dělat ostré snímky značně vzdálených objektů a měřit třeba i jen drobné odchylky.

Temná energie

Říkáte si, dobře máme tu temnou hmotu, nic dalšího nás už překvapit nemůže. Ale chyba lávky. V 90. letech astrofyzikové ve dvou skupinách paralelně prováděli pozorování supernov typu Ia, aby zjistili, jakým tempem se zpomaluje rozpínání vesmíru. Supernovy typu Ia vznikají při přetékání hmoty z hvězdy hlavní posloupnosti (objekty svítící díky fúzi vodíku) na bílého trpaslíka (závěrečné stádium vývoje lehčích hvězd), který může mít maximálně 1,44 hmotnosti Slunce, neboť překročení této hodnoty zvané Chandrasekharova mez znamená explozi. Každý bílý trpaslík je při výbuchu stejně hmotný a uvolní zhruba stejné množství energie. A jelikož zdánlivou hvězdnou velikost už víme z pozorování, můžeme ze známých údajů určit vzdálenost supernovy. Pomocí supernov typu Ia lze tedy vcelku dobře měřit vzdálenosti ve vesmíru. Tento typ supernov je navíc nejenergetičtější ze všech hvězdných výbuchů, průměrná supernova zvládne přezářit všechny ostatní hvězdy v mateřské galaxii dohromady, astronomové je tedy dokáží nalézt i v extrémních vzdálenostech mnoha miliard světelných let, což z nich činí ideální standardní svíčky, objekty užívané pro určování kosmických vzdáleností.

Členové Supernova Cosmology Project a High-Z Supernova Search Team provedli řadu pozorování různými přístroji včetně Hubbleova dalekohledu a dospěli k šokujícímu zjištění. Rozpínání vesmíru se nezpomaluje, ale právě naopak zrychluje. Před několika miliardami let přestala rychlost expanze vesmíru klesat, došlo k obratu, a od té doby se tempo rozpínání stále zvyšuje. Tyto výsledky byly potvrzeny nejen pozdějšími podrobnějšími měřeními supernov typu Ia, ale i z reliktního záření, které zbylo ve vesmíru jako pozůstatek velkého třesku a z velkorozměrových struktur vesmíru. Proto získali v roce 2011 Saul Permutter, Brian Schmidt a Adam Riess, hlavní autoři původního měření rozpínání vesmíru pomocí supernov typu Ia, Nobelovu cenu za fyziku.

Co zrychlování expanze způsobuje? Znáte-li odpověď, Nobelova cena vás nemine. U temné hmoty máme alespoň vážné kandidáty, po nichž intenzivně pátráme. V tomto případě je naše nevědomost mnohem větší. Temná energie, jak příčinu zrychlené expanze nazýváme, tvoří oněch 68 % hmoty/energie vesmíru. Existuje několik možných vysvětlení. První varianta, špatné porozumění gravitaci se většině fyziků moc nezamlouvá a neodpovídá příliš dobře ani dalším důkazům zrychlování rozpínání našeho vesmíru.

Druhá verze operuje s účinky páté, dosud neznámé, základní fyzikální síly. Jak patrně víte, rozlišujeme čtyři základní interakce, gravitační, elektromagnetickou, silnou a slabou jadernou. Náznaky existenci páté síly, tzv. kvintesence, se sice občas objeví, možná si vzpomenete na nedávná tvrzení skupiny z Maďarska o nalezení nové interakce nicméně spolehlivé a jednoznačné důkazy dosud chybí.

Poslední možnost je nejpřitažlivější, bohužel i ona má výrazné vady na kráse. Jedná se o energii vakua. Energie vakua vám možná zní podivně, pokud jste se ve škole učili, že vakuum má nulovou energii. Kvantová teorie pole nám ale říká, že vakuum je stav s nejnižší možnou, ale nikoliv nulovou, energií, i ve vakuu se totiž stále dějí jisté procesy, zejména vznik párů virtuálních částic a antičástic.

Vakuová energie by měla být všudypřítomnou základní energií vesmíru. Můžeme ji rovněž označit jako kosmologickou konstantu (Λ), původně zavedenou a poté zase opuštěnou Albertem Einsteinem. Energie vakua je zcela nezávislá na velikosti vesmíru, protože v daném objemu vzniká neustále stejný počet virtuálních párů částic a antičástic. Tato substance by mohla přirozeně vysvětlit zrychlené rozpínání vesmíru, avšak naneštěstí je tu velký problém. A když říkám velký, myslím tak velký, že si to ani nedokážete představit, konkrétně 120 řádů. Takhle obří je totiž nesoulad mezi hodnotou hustoty energie vakua předpovězenou teorií a pozorovanou v experimentech.

Co s tím? Zatím nevíme. Je tu stále naděje, že se obří rozpor podaří vysvětlit. Stejně tak je šance, že se uplatní některé z výše zmíněných hlavních řešení problému nebo některé další, které jsem dosud nezmínil. Objevila se hypotéza označující temnou hmotu a temnou energii za projev stejné neznámé látky nebo myšlenka postulující rozpad temné hmoty na temnou energii.

Více odpovědí se snad dočkáme od vesmírného dalekohledu Nancy Roman, který bude pozorovat množství supernov i galaxií a měl by odhalit více vlastností temné energie i informace o budoucím vývoji vesmíru. Webbův dalekohled bude v tomto případě spíše pomocným přístrojem, očekávat bychom měli sice méně pozorování supernov, ale zato slabších a vzdálenějších. Webb proto může dodat důležité doplňkové údaje. Případně by též mohl pozorovat další vzdálené supernovy typu Ia, tím upřesnit parametry rozpínání vesmíru a napovědět více o povaze temné energie.

Vznik a vývoj hvězd

Podobr HD 140283 (občas přezdívaný Metuzalémova hvězda) vzdálený 202 světelných let od Země v souhvězdí Váhy je nejstarší známou hvězdou s odhadovaným věkem asi 13,7 miliardy let. Vesmír by měl ale, podle sondy Planck, existovat asi 13,8 miliardy let. Kdyby oba údaje představovaly skutečnost, máme problém, neboť sonda Planck zároveň říká, že 100 milionů let po vzniku vesmíru ještě žádné hvězdy existovat neměly. Zachrání nás však patrně chyba obou měření. Zatímco určení stáří vesmíru 13,813 miliardy let má chybu plus minus jen 38 milionů let, u věku hvězdy HD 140283 představuje chyba plus minus celých 700 milionů let. A skutečně, nejnovější odhady už dobu vzniku zmíněné hvězdy poněkud revidují.

Tím se dostáváme k důležité otázce, kdy ve vesmíru vznikly první hvězdy. Podle sond zkoumajících reliktní záření se nejstarší hvězdy zformovaly z hustotních fluktuací několik set milionů let po vzniku vesmíru. To znamenalo osvětlení vesmíru poprvé po několika stech milionech let tzv. temného období, přičemž očekávaná hodnota rudého posuvu nejstarších svítících objektů je 17.

Pro představu, druhá nejstarší známá galaxie má rudý posuv (z) 9,11, odpovídající vzdálenosti 13,26 miliard světelných let, nejstarší galaxie je vzdálená 13,39 miliard světelných let (z = 11,09). Hodnota rudého posuvu reliktního záření potom dosahuje velikosti 1100! Pozorováním takto vzdálených světů se přitom díváme hluboko do minulosti. Čím vzdálenější je sledovaný objekt, tím delší čas k nám letělo vyzářené světlo, a tím je na nasnímaném obrázku mladší. Kvůli rozpínání vesmíru se viditelné nebo ultrafialové světlo emitované dalekými tělesy posunulo do infračervené části spektra, což Webbův dalekohled předurčuje jako ideální přístroj k řešení podobných úkolů. Ale zpět ke hvězdám.

Hvězdy běžně dělíme na populace, podle chemického složení a obsahu těžších prvků, a generace, podle doby vzniku. Trochu nelogicky jsou nejstarší hvězdy řazeny do 1. generace, ale do III. populace. Slunce je tedy naopak hvězdou 3. generace, ale I. populace. Metuzalémova hvězda je přitom hvězdou II. populace, neboť nejstarší hvězdy III. populace jsou zatím pouze předpovězeny, avšak nenalezeny. Předpokládá se jejich extrémní velikost, vysoká povrchová teplota a hmotnost snad až tisíckrát vyšší než hmotnost Slunce. Kvůli tomu se dá očekávat i velmi krátký život, snad jen dva miliony let, zakončený výbuchem supernov.

Náznaky pozorování nejstarších hvězd ve vesmíru se objevily v minulém desetiletí. Astronomové pod vedením Davida Sobrala použili soustavu čtyř osmimetrových teleskopů VLT v Chile, dalekohled Subaru na Havajských ostrovech a také Hubbleův vesmírný dalekohled k pozorování vzdálených galaxií a u několika je překvapila zjištěná jasnost. Galaxie CR7 je dokonce třikrát jasnější oproti jiným známým galaxiím z tohoto období. Analýza navíc prokázala, že v nejzářivější části galaxie nejsou přítomny žádné prvky těžší než vodík a helium. To poukazuje na možnou přítomnost hvězd III. populace, v nichž těžší prvky jako uhlík nebo kyslík teprve vznikly.

A právě tyto nejstarší hvězdy III. populace by měl hledat dalekohled Jamese Webba. Případný úspěch by neznamenal jen potvrzení správnosti našich představ o vzniku prvků ve vesmíru a evoluci hvězd, mohl by též vnést světlo do otázky doby zformování prvních hvězd ve vesmíru. Ačkoliv víme, že první hvězdy nevznikly později než několik set milionů let po velkém třesku a díky sondě Planck i zhruba tušíme dobu (asi 400-500 milionů let), další důkazy například v podobě pozorování velmi starých hvězd ve vzdálených oblastech vesmíru dosud chybí.

Zkoumání vzniku prvních hvězd je důležité i symbolicky. Právě v nich vznikly atomy těžších prvků, z nichž je v konečném důsledku složena Země a všechny živé organismy v biosféře, včetně nás. Nakonec tedy de facto objevujeme i vlastní historii. „Zapomeňte na Ježíše, to hvězdy se obětovaly abychom mohli žít,“ pravil známý popularizátor a fyzik Lawrence M. Krauss.

Webbův dalekohled by měl také sledovat vývoj hvězd až do fáze, kdy se kolem nich počaly formovat prachoplynové disky, které daly následně vzniknout planetárním systémům. V podkapitole o exoplanetách jsem zmínil, že je Webb vybaven koronografem. Díky odstínění světla jasnější hvězdy bude tedy možné spatřit nejen již hotové planetární soustavy jakéhokoliv stáří a složení, ale i ty v různých stádiích vzniku, ať už by se jednalo o „pouhé“ akreční disky nebo o rodící se zárodky planet. To by mohlo znovu pomoci pochopení evoluce naší vlastní soustavy a planety.

Vznik a vývoj galaxií

Ještě počátkem 20. století nebylo jisté, zda existují jiné galaxie než Mléčná dráha. V roce 1920 proběhla Velká debata mezi astronomy Harlowem Shapleyem a Heberem Curtisem týkající se mimo jiné povahy tzv. spirálních mlhovin. Až o několik let později prokázal Edwin Hubble nade vší pochybnost, že spirální mlhovina M31 v Andromedě je ve skutečnosti jiná galaxie, když v ní dokázal identifikovat samostatné proměnné hvězdy, cefeidy, u nichž mohl změřit vzdálenost. Od té doby bylo identifikováno mnoho miliard dalších galaxií a sám Hubble zavedl klasifikaci galaxií používanou dodnes, když rozlišil galaxie spirální, spirální s příčkou, eliptické, čočkové a nepravidelné, z nichž většina má ještě několik podtypů.

Galaxie ovšem neexistují samy o sobě, skládají se do skupin galaxií, v jedné takové, zvané Místní skupina galaxií jsme i my. Větší struktury se nazývají kupy a nadkupy. Běžná nadkupa může obsahovat i stovky tisíc jednotlivých galaxií, přičemž náš typ, velká spirální galaxie, není úplně běžná. Nejhojnější jsou malé až trpasličí nepravidelné galaxie. Existují naopak i daleko větší galaxie, většinou ty eliptické. V pozorovatelném vesmíru existuje podle nejnovějších odhadů nejméně dvě stě miliard galaxií.

Tyto nejsou v prostoru a v čase rozmístěny náhodně, ale ani pravidelně, jak by možná někdo mohl očekávat. Známé kosmologické simulace ukazují, že kupy a nadkupy galaxií tvoří vlákna (filamenty), mezi nimiž se nacházejí poměrně značné bubliny v podstatě prázdného prostoru. V těchto místech lze sice občas najít nějakou osamocenou galaxii, většina se jich ale nalézá ve zmíněných vláknech mezi jednotlivými bublinami. Často se lze setkat s přirovnáním oněch velkorozměrných struktur vesmíru k neuronové síti nebo k pletivu hub. Některé galaktické filamenty mají obří rozměry, přes miliardu světelných let, a jsou tak největšími známými strukturami ve vesmíru.

Studium velkorozměrových struktur je pro kosmology velmi podstatné. Informace o nich lze získat z reliktního záření, ale i pozorování samotných struktur má potenciál přinést důležité poznatky. Například rozložení filamentů a bublin prázdnoty poukazuje na počáteční podmínky ve vesmíru a způsob formování kup galaxií. Se vznikem galaxií a kup galaxií v raném vesmíru navíc úzce souvisí temná hmota. Již tehdy jí bylo mnohem více než běžné hmoty, je tedy pochopitelné, že hrála důležitou roli a posloužila jako jádra na něž se nabalovala běžná hmota.

Nejstarší známá galaxie GN-z11 se zformovala asi 400 milionů let po vzniku vesmíru. Z pozorování reliktního záření víme, že již v té době byly ve vesmíru přítomny hustotní fluktuace, a právě z nich se později vytvořily první objekty a struktury vesmíru. Jak k tomu ale došlo není dosud známo. Víme ale, že galaxie GN-z11 je, zcela v souladu s modely vývoje galaxií, velmi odlišná od naší. Obsahuje jen asi setinu hvězd, zato tvorba nových hvězdných objektů probíhá dvacetkrát rychleji než v Mléčné dráze.

A právě v pátrání po prvních galaxiích by nám Webbův dalekohled mohl velmi pomoci, uvidí totiž ještě více do minulosti a také 10 až 100krát slabší objekty než Hubbleův dalekohled. Měl by proto vidět část historie vesmíru, kterou jsme zatím nemohli pořádně prozkoumat, jelikož je příliš mladá pro sondy zkoumající reliktní záření a moc stará pro Hubbleův dalekohled. Jak a kdy se z hustotních fluktuací v chladnoucím vesmíru zformovaly první galaxie zůstává záhadou, Webb nám ale, jak věříme, pomůže tuto otázku objasnit.

Dle současných teorií vývoje galaxií by mělo jít o velmi dynamické, bouřlivé a jasné procesy. V době vzniku bylo proto elektromagnetické záření z těchto událostí emitováno v ultrafialové části spektra, dnes je však posunuto do infračerveného oboru, optimálního pro nový teleskop. Navíc infračervené záření vcelku dobře prochází mračny mezihvězdného prachu, což pozorování dále usnadňuje.

Prozatím není ani známo jaké galaxie vznikly nejdříve, byť odborníci předpokládají, že šlo o diskovité spirální galaxie, zatímco velké eliptické galaxie vznikly jejich spojováním. Ve spirálních galaxiích se obvykle tvoří nové hvězdy, ve větších eliptických galaxiích tomu tak již není. I naše Galaxie je na cestě k tomu, aby tvořit hvězdy přestala, jednak nás čeká za několik miliard let srážka s M31, jednak dochází plyn potřebný k tvorbě nových hvězd. I vývoj galaxií od nejmladších zárodků až po současné obří spirální, a ještě větší eliptické galaxie je téma pro dalekohled Jamese Webba.

V jádrech většiny galaxií předpokládají nynější modely přítomnost superhmotných černých děr. Pochopit vznik a evoluci této kategorie černých děr, případně jejich souvislost s temnou hmotou, může také objasnit mnohé o vývoji galaxií, což je ale úkol pro jiné budoucí observatoře.

Velký třesk

Může nám Webbův dalekohled říci něco o velkém třesku potažmo vzniku vesmíru? Ano i ne. Pokud jde o přímé pozorování raných fází vesmíru co nejblíže jeho vzniku, mnohem důležitější byly observatoře Prognoz 9, COBE, WMAP a Planck, které měly za cíl studovat přímo reliktní záření, oddělené od látky 380 000 let po vzniku vesmíru. Reliktní záření nám pomohlo získat celou řadu užitečných informací o vzniku a vývoji vesmíru a přineslo silný důkaz ve prospěch teorie velkého třesku. Tak daleko ale Webbův dalekohled nedohlédne.

A neuvidí ani období před oddělením reliktního záření, neboť byl v té době vesmír pro elektromagnetické záření neprůhledný. Chceme-li se podívat blíže k okamžiku počátku, musíme se soustředit na dosud neobjevená reliktní neutrina, oddělená od látky v čase asi 1 sekundy po vzniku vesmíru nebo na rovněž ještě nepozorované reliktní gravitační vlny, jež umožní nahlédnout až do okamžiku 10^-35 sekundy po počátku. A leccos odhalily i simulační experimenty na urychlovačích částic, v nichž se specialisté mohli podívat na procesy odehrávající se ve vesmíru starém 10^-13 sekundy.

Avšak jak bylo zmíněno výše, Webb může odhalit některá tajemství temné hmoty a energie, jakož i pomoci pochopit vznik a vývoj galaxií a případně dalších velkorozměrových struktur vesmíru. Popsaná pozorování klíčových fyzikálních fenoménů totiž snad podpoří či naopak vyvrátí mnohé kosmologické modely a hypotézy. Lze rozumně očekávat, že získaná data kupříkladu o temné hmotě umožní zavrhnout některý kosmologický model jako chybný. Ačkoliv tedy Webbovým dalekohledem nelze spatřit velmi mladý vesmír a jeho počátek, přesto o něm díky tomuto úžasnému přístroji patrně získáme řadu zajímavých a důležitých poznatků.

Závěr

Od vesmírného dalekohledu Jamese Webba můžeme očekávat velké kosmologické a astrofyzikální objevy. Snad se očekávání naplní a dočkáme se i nějakého velkého objevu. V jaké oblasti se neodvažuji odhadovat, neboť pravděpodobně všechny velké objevy mají společnou svoji nepředvídatelnost. Nezbývá než si přát, aby prosincový start, nedojde-li k dalšímu odkladu, proběhl bez problémů. Jistě se u něj sejdeme při živě a česky komentovaném přenosu. A potom již jen přejme fyzikům z celého světa mnoho hodin úspěšných pozorování.

Poznámky autora

1. Za korekturu a užitečné postřehy k textu děkuji Jeleně L. Příplatové, své kolegyni z Českého klubu skeptiků Sisyfos a spoluorganizátorce přednáškového cyklu Pátečníci. Všechny chyby však pochopitelně padají na mou hlavu.
2. Omlouvám se za delší odezvu od posledního článku, podařilo se mi poškodit disk s asi stovkou rozepsaných stran, část se podařilo zachránit, část postupně dopisuji. Mohu ale přislíbit brzy další článek, který je již hotový a prochází korekturou.

Použité a doporučené zdroje

Webbův dalekohled NASA: https://www.jwst.nasa.gov/content/webbLaunch/index.html
JWST na anglické Wikipedii: https://en.wikipedia.org/wiki/James_Webb_Space_Telescope
FAQ ohledně Webbova dalekohledu: https://www.jwst.nasa.gov/content/about/faqs/faq.html
Hubbleův teleskop NASA: https://www.nasa.gov/mission_pages/hubble/main/index.html
Sonda Planck ESA: https://www.esa.int/Enabling_Support/Operations/Planck
Evropská jižní observatoř: https://www.eso.org/public/

Zdroje obrázků

https://images.newscientist.com/wp-content/uploads/2021/09/13165709/pri199591609.jpg
https://pbs.twimg.com/media/ELXcjNDWoAAhd6v?format=jpg&name=large
https://www.flickr.com/photos/nasawebbtelescope/37594108385/in/album-72157663894470244/
https://s.hdnux.com/photos/01/21/62/31/21440090/3/1200×0.jpg
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/0f/Lhborbits.png
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/f7/Artist_impression_of_the_exoplanet_51_Pegasi_b.jpg/1280px-Artist_impression_of_the_exoplanet_51_Pegasi_b.jpg
https://i.ytimg.com/vi/3yij1rJOefM/maxresdefault.jpg
https://www.researchgate.net/profile/Andrew-Mao-2/publication/312524607/figure/fig1/AS:452176024739840@1484818573073/A-light-curve-showing-the-transit-method-of-detecting-exoplanets.png
http://annesastronomynews.com/wp-content/uploads/2012/02/The-Coma-Cluster-by-Adam-Block.jpg
https://scx2.b-cdn.net/gfx/news/hires/2011/coulddarkmat.jpg
https://images.newscientist.com/wp-content/uploads/2019/06/14160539/macs_lg.jpg
https://astrobiology.nasa.gov/uploads/filer_public_thumbnails/filer_public/e8/fc/e8fc19cf-3783-4c7c-b6c6-2d756448ced3/chandra_hero.jpg__1240x510_q85_crop_subject_location-620%2C254_subsampling-2.jpg
https://www.sciencealert.com/images/2021-08/einseint-ring-inset.jpg
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/b1/Record-breaking_supernova_in_the_CANDELS_Ultra_Deep_Survey.jpg
https://www.alcf.anl.gov/sites/default/files/styles/965×543/public/Lattice%20QCD_Sugar_0.jpg?itok=AxWR7sbc
https://map.gsfc.nasa.gov/media/990350/990350b.jpg
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/48/Wfirst_beauty1_prores_1920x1080.mov_.00_00_17_16.still003_crop.jpg
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/2/26/Oldest_star_in_solar_neighbourhood.jpg/1024px-Oldest_star_in_solar_neighbourhood.jpg
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/a/a7/MaunaKea_Subaru.jpg
https://www.esa.int/var/esa/storage/images/esa_multimedia/images/2007/01/planck_in_space/9880824-3-eng-GB/Planck_in_space_pillars.jpg
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/9/9d/HL_Tau_protoplanetary_disk.jpg
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/8/8c/Andromeda_Galaxy_560mm_FL.jpg/1024px-Andromeda_Galaxy_560mm_FL.jpg
https://faculty.wcas.northwestern.edu/enectali-figueroa-feliciano/images/millenium-698×260.jpg
https://www.astro.cz/images/obrazky/original/131403.jpg
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/8/80/Elliptical_galaxy_IC_2006.jpg/1024px-Elliptical_galaxy_IC_2006.jpg
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/8/8a/Hubble_sequence_photo.png
https://www.esa.int/var/esa/storage/images/esa_multimedia/images/2013/03/planck_cmb/12583930-4-eng-GB/Planck_CMB.jpg