Dnes v odpoledních hodinách zveřejnila americká NASA několik dalších snímků a spekter napozorovaných Vesmírným dalekohledem Jamese Webba. Týkají se nejrůznějších odvětví astronomie, od výzkumu exoplanet, přes mlhoviny, až po kosmologii a výzkum objektů ve velmi vzdáleném vesmíru. Proto si společně prozradíme základní informace k těmto snímkům, ukážeme si čím jsou zajímavé a důležité, ale naznačíme si také na co se můžeme těšit v budoucnu. Nejprve se podívejme na jedno mimořádně zajímavé seskupení galaxií.

Stephanův kvintet

Édouard Stephan, objevitel Stephanova kvintetu.
Zdroj: https://upload.wikimedia.org/

Krásnou skupinu galaxií objevil v roce 1877 francouzský astronom Édouard Stephan. Jedná se o pětici jasných galaxií ve směru souhvězdí Pegase. Nejjasnější z celé pětice, galaxii NGC 7320 od nás dělí asi 39 milionů světelných let a se zbytkem skupiny nemá nic společného, kromě toho, že se při pohledu od Země promítá do téže oblasti. Další čtyři galaxie NGC 7317, NGC 7318a, NGC 7318b a NGC 7319 tvoří gravitačně vázaný systém, někdy nazývaný Hicksonova kompaktní skupina 92 (HCG 92). Tyto tedy vzájemně interagují a dvě z nich galaxie NGC 7318 a a b spolu dokonce kolidují. Čtveřice přitom leží od Slunce téměř desetkrát dále než pátá z galaxií, ve vzdálenosti asi 300 milionů světelných let.

Stephanův kvintet byl cílem astronomických pozorování dlouhá desetiletí, nyní však, díky Webbovu dalekohledu máme možnost si toto seskupení galaxií prohlédnout v netušených detailech. Snímek pořízený přístroji NIRSpec a MIRI představuje prozatím plošně největší fotografii Webbova teleskopu, již tvoří asi 150 milionů pixelů.

Nejde však jen o pěkné obrázky, byť i ty jsou pochopitelně důležité. Díky tomuto novému pozorování, které budou brzy následovat další podobné se můžeme dozvědět mnohem více o tom, jak se v kosmu vyvíjejí galaxie, a jak jsou pro evoluci hmoty ve vesmíru důležité vzájemné interakce jednotlivých galaxií. Stephanův kvintet se sice nachází stále ještě relativně blízko k nám, ale studium bližších galaxií může vědcům hodně ulehčit pochopit chování objektů a struktur ve velmi vzdáleném vesmíru.

Nový snímek Stephanova kvintetu.
Zdroj: https://www.nasa.gov/

Je proto důležité sledovat vzájemné ovlivňování a nakonec i splývání různých galaxií. To sice není ve vesmíru zcela výjimečné, ale jen málokdy a málokde mohou specialisté tyto jevy pozorovat tak dobře a podrobně jako právě zde. Jak už jsme si řekli, galaxie NGC 7318a a NGC 7318b se srážejí a tím vytváří vhodné podmínky pro masivní a intenzivní tvorbu nových hvězd. V kvintetu tudíž můžeme zřetelně spatřit jasné oblasti shluku milionů mladých hvězd, jakož i jakési hvězdné porodnice, kde se ve velkém rodí nové hvězdy. Lze si dále povšimnout, že v důsledku gravitačního působení mezi členy skupiny dochází k vytrhávání obří struktury plynu, prachu i hvězd z jednotlivých galaxií. A dobře patrné jsou též obří rázové vlny způsobené splýváním výše zmíněných galaxií.

Ještě jeden snímek Stephanova kvintetu. Tentokrát samostatně pořízený přístrojem MIRI.
Zdroj: https://ichef.bbci.co.uk/

V raném vesmíru, kdy k sobě byly struktury a objekty pochopitelně blíže než dnes, mohlo docházet k podobným srážkám galaxií výrazně častěji než dnes. Tím by bylo možné vysvětlit evoluci galaxií, ale také vznik a vývoj supermasivních černých děr a s nimi souvisejících kvasarů. Obří černé díry dnes v mnoha případech dosahují závratných hmotností a je tedy v zásadě jasné, že v jejich případě muselo docházet alespoň k nějakým srážkám s jinými galaxiemi a černými dírami. V raném vesmíru se také daleko běžněji vyskytovaly kvasary, tedy aktivní galaktická jádra poháněná materiálem padajícím do centrální černé díry.

Dokonce ještě teď má galaxie NGC 7319 aktivní galaktické jádro, v jehož srdci leží supermasivní černá díra o hmotnosti 24 milionů hmot Slunce. Aktuálně ovšem materiálu v centru galaxie ubývá, kvasar tedy slábne. Zato však má tato galaxie velmi rychlou tvorbu hvězd (1,98 hmotnosti Slunce za rok – Mléčná dráha má jen asi 1 hmotnost Slunce za rok). NGC 7319 Webb také podrobně probádal a našel horký plyn v galaktickém jádru či výrony hmoty poháněné černou dírou v zatím nejlepším rozlišení. A zaměřil se i na bližší galaxii NGC 7320, kde rozlišil dokonce jednotlivé hvězdy i jádro galaxie. A aby toho nebylo málo, přichází opět drobný nášup. Na pozadí snímku Stepahnova kvintetu jsou totiž tisíce vzdálených galaxií připomínající Hubbleovo hluboké pole.

Stručný úvod do spektroskopie

Auguste Comte
Zdroj: https://upload.wikimedia.org/

„Pokud jde o hvězdy, veškeré zkoumání, které nelze v konečném důsledku redukovat na jednoduchá vizuální pozorování jsou nám nutně odepřena. I když si dokážeme představit možnost určit jejich tvary, velikosti a pohyby, nikdy nebudeme žádným způsobem schopni studovat jejich chemické složení nebo mineralogickou strukturu. Naše znalosti o jejich atmosférách jsou nutně omezeny na jejich existenci a velikost. Nikdy nebudeme schopni určit jejich chemické složení nebo dokonce hustotu. Jakoukoli představu o skutečné teplotě různých hvězd považuji za navždy odepřenou.“ Takto se v roce 1835 vyjádřil slavný francouzský filosof a vědec Auguste Comte. Přesto jsme dnes obdrželi velmi zajímavé informace z Webbova dalekohledu. Právě ty informace, které Comte považoval za navždy odepřené.

Jak je to možné? Může za to jedna z nejvíce fascinujících metod astronomie a astrofyziky zvaná spektroskopie. Její původ najdeme již u sira Isaaca Newtona, který si povšiml, že lze světlo pomocí hranolu rozložit na jednotlivé barvy. Nejprve se pochopitelně jednalo pouze o viditelné světlo, později rozšířil skotský fyzik James Clerk Maxwell obor na celé elektromagnetické spektrum. Spektroskopie později sehrála naprosto zásadní roli při rozvoji kvantové mechaniky a i dnes má velký význam v celé řadě oborů. A v dnešní době, po pozorování prvních gravitačních vln, můžeme dokonce hovořit také o spektru gravitačního záření.

Význam spektroskopie pro astrofyziku

Joseph von Fraunhofer
Zdroj: https://upload.wikimedia.org/

Nás však nyní pochopitelně bude zajímat spektroskopie v jiném kontextu, totiž v tom, jak nám může pochopit složení a vlastnosti vzdálených objektů. Již v roce 1802 viděl anglický lékař William Hyde Wollaston ve spektru slunečního záření několik tmavých proužků, o nichž se domníval, že by mohlo jít o přirozené hranice mezi barvami. Znovu tyto zvláštní tmavé čáry pozoroval Němec Joseph von Fraunhofer, který 500 z nich klasifikoval a zejména si všiml, že se jedna z těchto čar nacházející se ve žluté části spektra shoduje s tehdy již známou jasnou čarou pozorovanou v plamenu svíčky. Ale co víc, Fraunhofer pozoroval podobné tmavé čáry i ve spektrech řady dalších jasných hvězd a navíc zaznamenal, že světlo z Venuše vykazuje podobné rysy jako světlo ze Slunce. Některé důležité body tedy věda znala již v době Comtova výroku.

Roku 1849 potom známý francouzský fyzik Léon Foucault ukázal, že jasné oranžové čáry pozorovatelné ve spektru, které vyzařuje jím navržená a zkonstruovaná oblouková lampa se shodují s některými tmavými čarami pozorovanými ve světlu Slunce. O 10 let později konečně přišel nejdůležitější průlom, když němečtí vědci Robert Bunsen a Gustav Kirchhoff jasně dokázali propojení mezi jednotlivými spektrálními čarami a chemickými prvky. Němečtí odborníci tedy otevřeli cestu k, podle Comta, nedosažitelným poznatkům a učinili tak jeden z nejdůležitějších objevů v historii vědy.

Emisní spektra všech prvků až po Einsteinium 99.
Zdroj: https://i.pinimg.com/

Veškeré chemické prvky, ale i další chemické látky mají totiž ve spektru specifický podpis, zjednodušeně porovnatelný s otiskem prstů. Podobně jako lze podle otisků prstů spolehlivě rozpoznat konkrétního jedince lidského druhu, je též možné podle pozorovaných spektrálních čar jednoznačně rozpoznat jakou chemickou látku pozorujeme. Můžeme tak určit chemické složení i u velmi vzdálených objektů. Podle posunu spektrálních čar ve spektru oproti standardnímu stavu potom i můžeme stanovit, zda se k nám daný objekt přibližuje či se od nás naopak vzdaluje, a jak velkou rychlostí. Toho se využívá například v kosmologii.

Druhy spekter

Typy spekter. A je spojité spektrum, B spektrum emisní, C představuje pásové spektrum a D spektrum absorpční.
Zdroj: https://upload.wikimedia.org/

V přírodě můžeme pozorovat několik typů spekter. Nejjednodušším druhem je spojité spektrum, v němž nevidíme žádné světlé ani tmavé čáry nebo pásy. Spojité spektrum lze získat třeba právě rozkladem bílého světla, jako to udělal Isaac Newton. Toto spektrum se většinou vyskytuje u pevných a kapalných těles s vysokou teplotou.

Jestliže vidíme sadu barevných spektrálních čar na tmavém pozadí, hovoříme o emisním spektru. Takové spektrum se tvoří při vzniku záření v určité látce. Opakem je absorpční spektrum, kdy naopak spatříme v barevném spektru tmavé (chybějící) čáry. Absorpční spektrum vzniká v případě, kdy světlo prochází danou látkou a část se jej pohltí.

Absorpční a emisní spektrum se vzájemně doplňují. Máme-li spektrum z téhož zdroje, pak jsou v místě, kde sledujeme v absorpčním spektru tmavé čáry u emisního spektra čáry v odpovídající barvě a naopak. Speciálním případem jsou pásová spektra, kde se vyskytují širší pruhy, což jsou vlastně vzájemně se překrývající a nerozlišitelné spektrální čáry. Pásová spektra obvykle najdeme u molekul.

Použití spektroskopie v astronomii a astrofyzice

Norman Lockyer, objevitel helia.
Zdroj: https://i.pinimg.com/

Sám Gustav Kirchhoff pozoroval čáry ve spektru slunečního záření a identifikoval jako první chemické složení našeho Slunce. V roce 1868 našel anglický astronom Joseph Norman Lockyer ve spektru Slunce čáru, která nepříslušela žádnému známému prvku. Uvědomil si, že objevil nový chemický prvek, který pojmenoval jako helium. Šlo o první novou látku objevenou pomocí spektroskopie a první prvek, jenž do té doby nebyl znám na Zemi.

Spektroskopie později sehrála v astronomii významnou roli v mnoha různých oblastech. Velmi známá je tzv. Harvardská spektrální klasifikace hvězd vytvořená Henry Draperem a významně zdokonalená Annie Cannon, WIlliaminou Fleming a Antonií Maury. Ta je založená na rozdělení hvězd do skupin podle odhadované povrchové teploty, která se určuje právě podle spektra. Hvězdy se podle této klasifikace dělí do skupin O, B, A, F, G, K, M (v poslední době byly přidány některé další typy, ale to teď můžeme zanedbat).

Harvardské počítačky někdy kolem roku 1900. Třetí zleva sedí trochu vzadu s lupou Antonia Maury, Henrietta Swan-Leavitt sedí uprostřed v popředí, za ní stojí Williamina Fleming.
Zdroj: https://upload.wikimedia.org/

Možná se podivujete nad podivným sestavením písmen. Dá se sice zapamatovat podle mnemotechnické pomůcky „Oh, Be a Fine Girl/Guy, Kiss Me“, avšak je dosti nelogické. Nejde o žádný skrytý systém podle převažujícího chemického prvku, jmen fyziků ba dokonce ani o špatný vtip nějakého šíleného vědce. Vysvětlení je mnohem prozaičtější. Při pozorování prvních hvězdných spekter si vědci všimli, že se v naměřených datech výrazně liší projevy vodíku.

Proto začali hvězdy klasifikovat podle intenzity Balmerovy série (jedna z typických sérií spektrálních čar vodíku). Toto členění začínalo písmenem A a končilo písmenem Q. Poté přišly na řadu další prvky, například vápník nebo sodík. Později se však ukázalo, že mnohé spektrální typy vůbec neexistují nebo se překrývají s jinými. Zůstalo tedy jen několik písmen v poměrně chaotickém pořadí.

Spektrální třídy hvězd a jejich teploty. Seřazeno od nejteplejší po nejchladnější. Slunce náleží do spektrální třídy G.
Zdroj: https://homepages.uc.edu/

Následně se ukázalo, že spektrum hvězdy úzce souvisí s její jasností. Abychom ovšem mohli stanovit reálnou jasnost nebo též absolutní magnitudu, musíme znát vzdálenost hvězdy. V roce 1909 objevil islandský astronom Ejnar Hertzsprung závislost absolutní magnitudy hvězdy na jejím spektrálním typu. Na stejném problému pracovali také Němec Hans Rosenberg a Američan Henry Norris Russell.

Hertzsprungův-Russelův diagram (někdy jen HR diagram). Všimněte si, že hvězdy kupodivu nezaplní rovnoměrně celý prostor diagramu, ale soustředí se do určitých míst.
Zdroj: https://upload.wikimedia.org/

Výsledkem je graf této závislosti obvykle nazývaný Hertzsprungův-Russellův (HR) diagram. V HR diagramu si pak můžeme všimnout nerovnoměrného rozložení hvězd, které se seskupují do několika skupin. Ty podle Morganovy—Keenanovy spektrální klasifikace (MKK) označujeme římskými číslicemi. Například naše Slunce je proto hvězdou spektrální třídy G2V. Patří tedy do základního spektrálního typu G, který dále rozlišujeme na 10 podskupin podle teploty, Slunce náleží do podskupiny číslo 2 a římské V potom označuje skupinu podle MKK, v tomto případě hvězdy hlavní posloupnosti.

Již tedy víme co to je spektroskopie, proč je pro astronomii důležitá a jaké má konkrétní využití. Můžeme se tedy pustit do detailnějšího rozboru výsledků z Webbova dalekohledu. Než tak však učiníme, rád bych abyste se ještě na chvíli zastavili a zkusili se nad celou spektroskopií zamyslet a docenit tento vědecký zázrak. Skutečnost, že dokážeme na vzdálenost tisíců světelných let jednoznačně rozlišit chemické složení a další charakteristiky objektů, které si nikdy nebudeme moci prohlédnout vlastníma očima z bezprostřední blízkosti nebo si na ně dokonce sáhnout, je fascinující. A fakt, že toto naše současná věda dokáže je hoden velkého obdivu.

Spektrum atmosféry exoplanety WASP-96b

Umělecká představa systému 51 Pegasi.
Zdroj: https://upload.wikimedia.org/

Kromě několika nádherných fotografií zveřejnil tým Webbova dalekohledu také informace o první pozorované exoplanetě. Tou je WASP-96b u hvězdy WASP-96 vzdálené asi 1150 světelných let ve směru souhvězdí Fénixe na jižní hvězdné obloze. Sama mateřská hvězda nijak nevybočuje ze zástupu jiných hvězd, kromě toho, že patří do spektrálního typu G, podobně jako naše Slunce nebo hvězda 51 Pegasi, u níž v roce 1995 Michel Mayor a Didier Queloz objevili první exoplanetu obíhající hvězdu hlavní posloupnosti.  Přesto se však WASP-96 od Slunce mírně odlišuje, řadíme ji totiž do spektrálního typu G8V, zatímco Slunce je hvězdou typu G2V, naše hvězda je tedy o něco teplejší a zářivější.

Jeden z dalekohledů systému WASP.
Zdroj: https://upload.wikimedia.org/

U hvězdy WASP-96 doposud astronomové detekovali pouze jednu planetu, jde právě o těleso WASP-96b. Objev učinili vědci v rámci projektu Wide Angle Search for Planet, zkráceně WASP, odtud tedy tento poněkud zvláštní název, písmeno b potom značí, že jde o první známou planetu u této hvězdy. Zatímco je však mateřská hvězda relativně podobná našemu Slunci, její oběžnice je spíše než Zemi podobná Jupiteru. Jde o obří plynnou planetu o hmotnosti asi 0,48 hmotnosti Jupiteru, ovšem její poloměr je asi 1,2 krát vyšší než poloměr Jupiteru, vykazuje tedy velmi nízkou hustotu. Obíhá také mnohem blíže než plynné planety naší soustavy, pouze 0,0453 astronomické jednotky od své hvězdy, již tedy oběhne jen asi za tři a půl dne. Teplota objektu proto dosahuje až 1285 Kelvinů, povrchovou teplotu Venuše tedy překonává téměř dvojnásobně.

Až dosud se zdálo, že ve spektru WASP-96b převládá sodík, což značilo téměř zcela bezoblačnou atmosféru. Zde ovšem vstupuje do hry Webbův dalekohled, který měl za úkol právě tento objekt, jako první ze všem exoplanet, prozkoumat. Teleskop dokázal nezávisle potvrdit přítomnost planety, když pozoroval typické zastínění mateřské hvězdy při přechodu planety přes její kotouč. To se odborně nazývá tranzitní metoda. Ale co více, dočkali jsme se také měření spektra atmosféry WASP-96b, které přineslo poněkud překvapivé výsledky neshodující se s dosavadními pozorováními. Ve spektru exoplanety totiž Webbův teleskop nalezl jasné známky molekul vody, a dokonce vodní páry. Avšak předložil taktéž důkazy silně naznačující přítomnost atmosférické oblačnosti, která tedy na tomto vzdáleném, divokém světě snad přece jen existuje.

Data z měření přechodu planety WASP-96 b před mateřskou hvězdou.
Zdroj: https://www.esa.int/

Planetu WASP-96 b pozoroval Webbův dalekohled 21. června po dobu asi 6,5 hodiny. Spektrum a světelnou křivku pořídil přístroj Near Infrared Imager and Slitless Spectrograph (NIRISS). Samotné pozorování je důležité nejen kvůli samotným vědeckým výsledkům, ale též jako příslib dalších objevů. Můžeme se těšit na studium mnoha dalších planet. Uvidíme spektra terestrických, Zemi podobných těles a také planet v obyvatelných zónách svých hvězd, v ideálním případě dokonce obojí.

Spektrum atmosféry exoplanety WASP-96 b. Bílé body označují měření včetně chyby. Modrá křivka představuje nejlepší model na základě naměřených dat, známých vlastností planety i její hvězdy Povšimněte si výrazných vyznačených píků vodní páry. Výška píků je ovšem nižší, než se předpokládalo, což značí přítomnost oblačnosti, která potlačuje charakteristické rysy vodní páry. Zajímavé také je, že výška píků souvisí s teplotou atmosféry, teplejší těleso vykazuje vyšší píky. Další charakteristiky, například přítomnost oblačnosti nebo mlhy můžeme odvodit podle tvaru různých částí měřené křivky.
Zdroj: https://stsci-opo.org/

Sice patrně nelze očekávat důkazy mimozemského života, chemické složení mnoha planet nicméně díky přístroji NIRISS poznáme velmi detailně. A to včetně biogenních prvků a dalších pro život důležitých prvků a sloučenin, jako jsou kyslík, uhlík, metan, oxid uhličitý či právě vodní pára. V prvním cyklu činnosti teleskopu má být exoplanetám věnována téměř čtvrtina pozorovacího času. Už nyní je zřejmé, že se bude zkoumat kupříkladu proslulý systém TRAPPIST-1 v souhvězdí Vodnáře vzdálený asi 39 světelných let. Vědci zde dosud nalezli sedm planet. Všechny jsou kamenné, tři leží dokonce v obyvatelné zóně, jejich sledování tedy může přinést důležité poznatky.

SMACS J0723.3-7327

Vraťme se ještě ke včerejšímu prvnímu zveřejněnému snímku kupy galaxií SMACS J0723.3-7327. Ten už včera pěkně popsal kolega Martin Gembec, nemá smysl se tedy opakovat v tom co na snímku vidíte. Nicméně i zde přišlo menší překvapení, když vědci z týmu kolem Webbova teleskopu uveřejnili měření emisních spekter ze čtyř velmi vzdálených galaxií. Nejbližší je vzdálená 11,3 miliardy světelných let, nejvzdálenější potom 13,1 miliardy. Což stále ještě nepřekonává GN-z11, kterou od nás dělí 13,4 miliardy světelných let, lze však očekávat, že postupem času Webb nalezne podobně vzdálené, možná i vzdálenější objekty.

Data ze spekter čtyř velmi vzdálených galaxií.
Zdroj: https://cdn.esawebb.org/

Spektrální data z Webbova dalekohledu ukazují u každé galaxie tři spektrální čáry, vždy ve stejném pořadí. Nejprve vidíme čáru příslušející vodíku, následují dvě čáry ionizovaného kyslíku. Na obrázku si můžete povšimnout toho, že jsou tyto spektrální linie různě posunuté. U nejbližší galaxie jsou posunuté doleva, u nejvzdálenější naopak velmi doprava. To ukazuje na vysoký rudý posuv extrémně vzdálených galaxií. Jde o další z důkazů ve prospěch teorie velkého třesku. Navíc emisní spektrální čáry takto vzdálených objektů dokázali vědci pozorovat vůbec poprvé, což dává naději, že bude možné určovat chemické složení i dosti vzdálených galaxií vcelku běžně. U nejvzdálenější z nasnímaných galaxií zveřejnili experti i detailnější rozbor spektra, ve kterém vidíme kromě vodíku a kyslíku rovněž neon. Spektra galaxií z této vzdálenosti a v takové kvalitě dosud neumožnil změřit žádný přístroj. Kosmologům pomohou nahlédnout do života prvních galaxií, jelikož získají představu o chemickém složení, teplotě a hustotě ionizovaného plynu uvnitř objektu. Díky tomu se dozvědí více o tom, kolik prachu galaxie obsahuje a jak přesně se tvoří její hvězdy.

Spektrum prozatím nejvzdálenější Webbem pozorované galaxie.
Zdroj: https://stsci-opo.org/ 

Ale to pořád ještě není všechno. Jak jste si přečetli již ve včerejším článku, snímek kupy SMACS J0723.3-7327 obsahuje kromě bližších galaxií z jmenované kupy sloužících jako gravitační čočka taktéž mnohem vzdálenější galaxie, právě ty pro něž specialisté uveřejnili výše zmíněné měření spekter. Vzdálenější objekty jsou bližší kupou čočkovány a poměrně často se zobrazují ve formě vícenásobných obrazů umístěných kolem centra kupy. Astronomové si povšimli jednoho případu, kdy lze vidět jeden oblouk tvořený dvěma objekty. Na první pohled jde o výraznou podobnost, oba objekty jsou v jediném oblouku a nápadně se podobají, mohlo by se tedy jednat o dva obrazy jediné galaxie. Ale pochopitelně to může být jen náhoda. Ve vědě totiž podezření nestačí. Rozhodují důkazy.

Vlevo detail z prvního uveřejněného snímku SMACS J0723.3-7327 ukazující oblouk se dvěma pozoruhodně podobnými objekty. Vpravo spektra obou galaxií prokazující, že jde ve skutečnosti o dvojnásobný obraz té stejné galaxie.
Zdroj: https://stsci-opo.org/

Webbův dalekohled kupu SMACS J0723.3-7327 dále sledoval, aby nashromáždil dostatečné množství dat. Přístroj NIRISS pořídil pro oba podezřelé objekty spektrální měření, jež poté výzkumníci porovnali. Výsledky hovořily samy za sebe. Grafy obou galaxií vykazovaly, v rámci chyby měření, vynikající shodu. To potvrzuje náznaky, podle nichž ve skutečnosti vidíme dva obrazy téhož objektu. Webbův teleskop navíc prokázal, že obě galaxie od nás leží 9,3 miliardy světelných let daleko. Což hypotézu o dvou obrazech dodává ještě více důvěryhodnosti. Popsaný příklad znovu ukazuje sílu nové vesmírné observatoře. Ačkoliv odborníci neměli původně v plánu tuto konkrétní galaxii zkoumat, nakonec se stala předmětem velmi pozoruhodného pozorování.

Ze života hvězd

Není náhodou, že jedněmi z hlavních cílů prezentovaných na prvních snímcích dalekohledu byly také mlhoviny. Mají velký potenciál vzbudit úžas v oku běžného diváka, a přitom schovávají tolik úžasných příběhů ze života hvězd. Ty se v mlhovinách rodí, žijí zde chvíli pospolu, aby následně místo svého vzniku opustily. Některé to ani nestihnou a zaniknou ve vesmírném ohňostroji výbuchu supernov. Jiné žijí dlouhé miliardy let a pak se jejich horní vrstvy rozptýlí do okolí formovány hvězdným větrem a zářením umírajícího jádra bývalé hvězdy. Vytvoří tzv. planetární mlhovinu.

NGC 3132, Jižní prstencová mlhovina

Zajímavým příkladem planetární mlhoviny, na kterou byl dalekohled zaměřen, je NGC 3132, nazývaná také Jižní prstencová mlhovina. Objevena byla roku 1835 známým astronomem Johnem Herschelem při jeho průzkumu jižní oblohy. Nachází se v souhvězdí plachty z bývalé Lodě Argonautů a se svojí deklinací mínus 40° u nás nevystupuje ani teoreticky nad obzor. Odhadovaná vzdálenost od nás je 2000 světelných roků a mračna mlhoviny se rozpínají rychlostí asi 15 km/s.

Jak už jsme si řekli, planetární mlhovina je zbytkem po hvězdě. Ta měla hmotnost podobnou hmotnosti našeho Slunce. I naše hvězda zhruba za 6 miliard roků skončí podobně. Předtím se z ní nakrátko stane červený obr, jako je nyní jasný Arkturus v souhvězdí Pastýře. Zbytek hvězdy, tedy její žhavé obnažené jádro, svítí uvnitř planetárních mlhovin jako bílý trpaslík.

Ovšem v Jižní prstencové mlhovině není tento trpaslík sám. Obíhá zde kolem společného gravitačního centra s další hvězdou. A tento průvodce bílého trpaslíka je zde zrovna dobře patrný, ale původce mlhoviny, samotné obnažené jádro bývalé hvězdy, je zahalen oblaky prachu. A to se právě povedlo krásně ukázat na snímcích JWST. Ten dokáže prohlédnout skrze mračna prachu, která bílého trpaslíka zastiňují. Jeví se dokonce na snímku úplně do červena.

Jižní prstencová mlhovina, NGC 3132, vlevo na snímku kamery NIRCam a vpravo MIRI. Snímky ukazují potenciál přístrojů dalekohledu Jamese Webba. Zdroj: nasa.gov

Dalekohled nám nabídl dva různé pohledy na stejný objekt. Především však s naprosto úchvatnými detaily. Tam, kde HST viděl pouze rozostřená oblaka hmoty, vidí JWST jemné struktury, které naznačují, že vnější obálky byly odhazovány na několikrát. Uvnitř mlhoviny vidíme mračna ionizovaných plynů znázorněná modrou barvou,  chladnoucí vnější vrstvy červenou. Najdeme zde i zrníčka prachu bohatá na vodík a uhlík. A dvojice hvězd uvnitř je nejlépe patrná až na středních vlnových délkách infračerveného záření. V oboru blízkém infračerveném, tedy skoro viditelném, je ještě jedna hvězda skryta za oblaky prachu.

Mlhovina Carina

Zcela jinou kategorií, a to i váhovou, je druhá fotografie mlhoviny Carina. Vlastně jen velmi malého výseku této mlhoviny. Oblasti fascinující svým rozhraním mezi oblastí horkého plynu a molekulárních mračen, kde se rodí nové hvězdy, která jsou erodována silným ultrafialovým zářením nově vzniklých hvězd. Je to takový kosmický útes, kde na jedné straně je velmi řídká oblast horkého plynu, jakási dutina, vyfoukaná hvězdným větrem, a na straně druhé, hustá mračna hmoty.

Část obří mlhoviny Carina na snímku kamery NIRCam JWST. Oblast přezdívaná Vesmírný útes je rozhraním mezi oblastí erodovanou silným ultrafialovým zářením horkých hvězd nahoře (mimo snímek) a chladnějších molekulárních oblak s intenzivní tvorbou hvězd. Zdroj: esawebb.org

V emisních mlhovinách se rodí nové hvězdy. Kolem nich pozorujeme protoplanetární disky, a tedy i nově vznikající soustavy, jako je ta naše. Pro nás je zajímavé, že JWST vidí i dovnitř hustých mračen, kde se rodí různě jasné hvězdy. Můžeme sledovat, jak se vzniklé hvězdy navzájem ovlivňují a jak asi vznikala kdysi i naše Sluneční soustava.

Ve středních vlnových délkách infračerveného spektra je prach prostupnější pro tepelné záření. Vidíme tak vznikající, nebo nově vzniklé hvězdy uvnitř mlhoviny nebo přímo protoplanetární disky. Snímek pořídila kamera MIRI. Zdroj: esawebb.org

Závěr

Ačkoliv byla dnes uveřejněná pozorování Webbova teleskopu velmi zajímavá, jednalo se pochopitelně o pouhou ochutnávku. Možnosti tohoto přístroje jsou výrazně vyšší. V následujících letech lze očekávat velkou záplavu podobných, ale i zajímavějších výsledků. Vědci oprávněně předpokládají, že Webbův dalekohled do značné míry změní pohled na kosmologii, galaktickou a extragalaktickou astrofyziku, temnou hmotu i energii nebo exoplanety. Do budoucna proto můžeme očekávat řadu pozoruhodných výsledků.

Použité zdroje

• Webb First Images NASA: https://www.nasa.gov/webbfirstimages
• Webb Telescope First Images: https://webbtelescope.org/news/first-images

Zdroje obrázků

• https://www.esa.int/var/esa/storage/images/esa_multimedia/images/2022/01/webb_wallpaper/23901371-1-eng-GB/Webb_wallpaper.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/47/%C3%89douard_Jean-Marie_Stephan.jpg
• https://www.nasa.gov/sites/default/files/styles/full_width/public/thumbnails/image/main_image_galaxies_stephans_quintet_sq_nircam_miri_final-1280.jpg?itok=HyMw6H_h
• https://ichef.bbci.co.uk/news/976/cpsprodpb/8E38/production/_125880463_miri.png
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/b/b3/Auguste_Comte.jpg/800px-Auguste_Comte.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/41/Joseph_v_Fraunhofer.jpg
• https://i.pinimg.com/originals/ff/e2/2f/ffe22fe99a68c38565b6b167051ee9e5.png
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/1/19/Spektrum_spojite_carove.png
• https://i.pinimg.com/474x/8a/ee/71/8aee71a0aa1b22d224ecf70e48cb36ea–royal-society-may-.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/5a/Astronomer_Edward_Charles_Pickering%27s_Harvard_computers.jpg
• https://homepages.uc.edu/~hansonmm/ASTRO/LECTURENOTES/W07/Stars/StarsDiffColors.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/6/6b/HRDiagram.png
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/f/f7/Artist_impression_of_the_exoplanet_51_Pegasi_b.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/f/f7/Sw8cams.jpg
• https://www.esa.int/var/esa/storage/images/esa_multimedia/images/2022/07/exoplanet_wasp-96_b_transit_light_curve/24348772-4-eng-GB/Exoplanet_WASP-96_b_transit_light_curve_article.png
  
• https://stsci-opo.org/STScI-01G7NBXK6M3XS7HYHXK1PA29R7.png
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2209d.jpg
• https://stsci-opo.org/STScI-01G7NJ03X5RXK5HRXNTP94K6Q4.png
• https://stsci-opo.org/STScI-01G7NGNYVB4M2K775W2EN3TGY6.png
• https://www.nasa.gov/sites/default/files/thumbnails/image/main_image_stellar_death_s_ring_miri_nircam_sidebyside-5mb.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/publicationjpg/weic2205a.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/publicationjpg/weic2205b.jpg