V minulém období jsem si musel dokonce vybírat co se do seriálu dostane, a co nikoliv, jinak by délka posledního dílu překročila veškeré únosné meze. Na některé zajímavosti se tedy proto už nedostalo. S potěšením kvituji, a jistě i vy budete, že v posledním dvouměsíční se situace uklidnila, a nemusel jsem tedy opakovat variantu s vyřazováním některých výsledků. Vše co se objevilo na oficiální stránce ESA jako fotografie bylo zařazeno. Dnes se proto podíváme na dvě zajímavé galaxie, mlhovinu, známou supernovu či zcela nový typ objektů, o nichž jsme zde ještě nehovořili. Začneme ale u jedné dosti pozoruhodné hvězdy.

WHL0137-08

„A tobě, Frodo Pytlíku, dávám světlo Eärendila, naší nejmilovanější hvězdy. Nechť je ti světlem v temnotě, až všechna ostatní světla pohasnou.” Těmito slovy předává svůj dar hobitu Frodu Pytlíkovi nejmocnější a dle názoru trpaslíka Gimliho nejkrásnější (i když maršál Éomer by nesouhlasil) elfka Středozemě Galadriel. Eärendil byl půlelf a otec Elronda, který si později vzal za manželku dceru Galadriel Celebrían. Kromě toho měl Eärendil v držení Silmaril, jeden z bájných a velmi zářivých klenotů s nímž se plavil po moři a posléze i po obloze ve své lodi Vingilot.

Proč tady rozebíráme Tolkienová Pána prstenů a Silmarillion, říkáte si. Je to proto, že v roce 2022 objevili astronomové pomocí Hubbleova dalekohledu něco vskutku pozoruhodného, nejvzdálenější hvězdu. Až do té doby držela rekord MACS J1149 Lensed Star 1 (přezdívaná též Ikarus) se vzdáleností 9,34 miliardy světelných let. Objevil ji také Hubbleův teleskop v roce 2018. Nový objev téhož přístroje ji ovšem odsunul na druhé místo a to dosti výrazně. Novou držitelku rekordu totiž od nás dělí celých 12,9 miliardy světelných let.

Nově objevená nejstarší a nejvzdálenější hvězda nese oficiální název WHL0137-LS, dostala však také přezdívku Earendel. Jde o staroanglické slovo pro jitřenku nebo vycházející světlo. Pokud se vám zdá, že je toto slovo velmi podobné jménu Tolkienovy postavy, Eärendil, měli byste úplnou pravdu. Americká astronomka Michelle Thaler, pracující v Goddardově kosmickém středisku NASA, potvrdila, že odkaz na Tolkiena byl zcela záměrný.

Jestli se vám zdá podivné, že dokážeme spatřil hvězdu vzdálenou 12,9 miliardy světelných let, když většinou vidíme v této vzdálenosti jako dosti slabé objekty i celé galaxie, uvažujete docela správně. Musíme vzít ovšem v úvahu existenci jevu předpovídaného obecnou teorií relativity a to je tzv. gravitační čočka. Pokud máme v popředí nějaký hmotný objekt, jako je například galaxie nebo celá kupa galaxií, objekty ležící z našeho pohledu za ním jsou tzv. čočkovány.

Vlivem gravitace objektu v popředí, tzv. gravitační čočky, dochází k zesílení signálu vzdálených čočkovaných objektů, které se nám tedy zdají jasnější. Současně dochází také k jejich deformaci, proto je často nevidíme jako jeden bod či jednu plošku, ale můžeme spatřit vícenásobné obrazy nebo rovnou protáhlé útvary ať už ve tvaru rovných čar nebo částí kruhu. Gravitačních čoček existuje několik typů, my se tím ale nebudeme nyní dále podrobněji zabývat. Řekněme si jen to, že objekty typu hvězdy Earendel by bez gravitačního čočkování nebylo možné spatřit.

Jak už jsem totiž naznačil, jednotlivá hvězda vzdálená 12,9 miliardy světelných let je dosti slabý zdroj. Máme ale štěstí, že mezi námi a jí leží kupa galaxií WHL0137-08, která působí jako gravitační čočka a soustředí světlo hvězdy, tak, že se nám dle numerických simulací jeví tisíckrát až čtyřtisíckrát jasnější, než bychom ji viděli bez přítomnosti gravitační čočky.

A protože známe hvězdu, není divu, že dokážeme lokalizovat i její mateřskou galaxii oficiálně nazývanou WHL0137-zD1. Opět se ale můžeme setkat i s přezdívkou a tou je Sunrise Arc, což odkazuje na její vzhled, kdy ji gravitační čočka deformovala do tvaru velmi dlouhého srpku. Vzhledem k tomu, že Earendel se nachází uvnitř této galaxie, nemělo by nás překvapit, že je tato vzdálena také 12,9 miliardy světelných roků. Kromě toho jde o gravitační čočkou nejsilněji zvětšenou známou galaxii.

Takto vzdálenou hvězdu tedy vidíme, dokážeme o ní ale říci něco konkrétnějšího? Trochu překvapivě se ukazuje, že ano. Zdá se, že Earendel je hvězda spektrálního typu B, má hmotnost asi 50-100 slunečních hmot (M_S), povrchovou teplotu nejméně 20 000 Kelvinů a je oproti Slunci cca milionkrát svítivější. To znamená, že nejpozději za několik milionů let pravděpodobně exploduje jako supernova. Existuje možnost, i když to astronomové nepředpokládají, že by Earendel mohl být hvězdou populace III, což znamená, že by obsahoval jen vodík a helium a žádné těžší prvky.

Hvězda Earendel i její mateřská galaxie jsou zkrátka zajímavé ve všech ohledech, není proto divu, že se stala také cílem JWST. Na snímku z přístroje NIRCam ovšem jako první pravděpodobně zaujme velmi jasná a nápadná hvězda z naší Galaxie s charakteristickými osmi (ano, opravdu jich je osm) difrakčními hroty. To nejzajímavější se však, jako obvykle, skrývá v pozadí.

Galaxie Sunrise Arc je poměrně nenápadná, vidíme ji v pravé dolní části obrázku, míří k ní jeden z difrakčních hrotů jasné hvězdy nahoře (ten na cca páté hodině). Můžeme si přitom všimnout, že galaxie je vidět jako dlouhý podlouhlý útvar, přičemž v ní lze spatřit několik světlých teček. Tři z nich jsou jediná kulová hvězdokupa ve věku asi deseti milionů let, jež se nám díky gravitační čočce promítá jako několikanásobný odraz. Tato je gravitačně vázána a proto patrně existuje i dnes. Díky ní můžeme více probádat původ kulových hvězdokup a pochopit jejich vznik v Mléčné dráze.

Astronomové odhalili také hvězdotvorné oblasti staré jen asi pět milionů let, která se jeví jako protáhle útvary. Zatímco se ostatní objekty vidíme ve více obrazech, Earendel se i přes enormní zvětšení gravitační čočkou a navzdory skvělé optice Webbova dalekohledu stále jeví jako jediný světlý bod. Z toho mohou odvodit, kolikrát byl daný objekt čočkou zvětšen a tedy i určit poměrně přesně jeho velikost. Vědí tedy, že se jedná o hvězdu, která navíc předchozí rekord vylepšila velmi výrazně.

V okolí vidíme množství dalších galaxií. Zejména ve středu snímku se nachází mnoho bližších galaxií u nichž snadno rozpoznáme spirální či eliptickou strukturu. Ty jsou součástí bližší čočkující gravitačně vázané kupy. Naopak vzdálenější galaxie na pozadí se nám jeví jen jako červené deformované flíčky. Spatřit je lze převážně při okrajích fotografie.

El Gordo

Galaktická kupa oficiálně pojmenovaná jako ACT-CL J0102-4915 leží od nás asi 7,6 miliardy světelných let daleko ve směru souhvězdí Fénixe na jižní obloze. Jedná se o dosud největší, či přesněji řečeno nejhmotnější objevenou kupu galaxií. Původní odhad hovořil o hmotnosti ekvivalentní třech biliardám M_S, což už činilo potíže standardnímu kosmologickému modelu ΛCDM. Později byla hmotnost upřesněna na 2,1 biliardy M_S, což už je se standardní kosmologií zcela v souladu. Z důvodu obří hmotnosti se této struktuře někdy říká El Gordo, což ve španělštině znamená tlustý nebo velký.

El Gordo objevily rentgenová observatoř Chandra a Atacama Cosmology Telescope (ACT) nacházející se v Chile v nadmořské výšce 5190 metrů, kousek pod vrcholem hory Cerro Toco. Pozdější pozorování observatoře Chandra a čtveřice dalekohledů VLT uístěných opět v Chile, avšak na observatoři Cerro Paranal, ukazují, že se El Gordo skládá ze dvou podkup galaxií, které se srážející rychlostí několika milionů kilometrů za hodinu. El Gordo je tedy svou strukturou podobná jako známý Bullet Cluster, jenž posloužil jako jeden z nejspolehlivějších důkazů existence temné hmoty ve vesmíru.

Na počátku srpna došlo k uveřejnění snímků Webbova dalekohledu zaměřených právě na kupu El Gordo. Na krásné fotografii pořízené přístrojem NIRCam si můžete všimnout mnoha stovek galaxií náležejících právě k této kupě, z nichž některé dosud nikdy astronomové neviděli v tak detailním pohledu. Snímky VLT, Chandry nebo Hubbleova teleskopu je totiž takto skvěle nezobrazily. Kromě toho se na obrázku objevují i dlouhé jasné čáry, které by snad někdo mohl považovat za stopy meteorů nebo družic Starlink.

Nejedná se ovšem o meteory a tím spíše ne o družice, nýbrž o vzdálené objekty ležící daleko za kupou El Gordo. Ta totiž funguje jako gravitační čočka a zesiluje a deformuje obraz vzdálených za ní ležících objektů. Dva nejvýraznější příklady čočkovaných objektů vidíme vyobrazeny na dvou menších fotkách A a B umístěných napravo od celkového snímku. V něm pak bílými čtverečky vidíme umístění daných objektů na pozadí galaxií kupy El Gordo.

Písmeno A označuje dlouhou tenkou čáru, což je ve skutečnosti vzdálená galaxie, která byla takto protažena vlivem deformace gravitační čočkou. Této galaxii říkáme La Flaca neboli Thin One a jde o objekt vzdálený téměř 11 miliard světelných let. V blízkosti této galaxie se členům týmu Prime Extragalactic Areas for Reionization and Lensing Science (PEARLS), stojícím za tímto výzkumem podařil ještě jeden velmi zajímavý a důležitý objev, který navíc nikdo příliš neočekával.

Nedaleko La Flaca identifikovali další galaxii čočkovitého tvaru. Když se ale podívali pořádně, zjistili, že galaxie sama není to nejlepší. Dokázali totiž najít trojitý (vlivem gravitační čočky deformovaný) obraz jedné jediné hvězdy. Jedná se o červeného obra, kterému dali přezdívku Quyllur, což je v kečuánštině výraz pro hvězdu. Quyllur je první červený obr nalezený ve vzdálenosti více než 1 miliardy světelných let. Detekce takového objektu je možná pouze v infračervené oblasti. Webbovu dalekohledu se to podařilo poprvé, ale jak vědci doufají, rozhodně ne naposledy.

Také objekt popsaný písmenem B je vzdálená galaxie zkreslená gravitační čočkou. Deformace tu však zkroutila galaxii do úplně jiného tvaru, než v případě objektu A. Zde vidíme spíše něco ve stylu rybářského háčku obklopujícího dvě světlejší a jasnější galaxie. Povšimněte si také, že galaxie A i B, podobně jako mnohé další objekty na pozadí jsou zabarveny do oranžova či dočervena, jak je to u vzdálených objektů obvyklé.

V záběru máme rovněž celou řadu dalších objektů, které sice nejsou natolik nápadné jako ty popsané výše, avšak jejich zajímavost je podobná. Kupříkladu se podařilo spatřit pět galaxií vzdálených 12,1 miliardy roků, které jsou zřejmě součástí právě se rodící galaktické kupy. Existuje navíc dalších 12 kandidátů, což znamená, že kupa by mohla mít dohromady 17 členů. Dost možná tak právě před našima očima sledujeme vznik velmi vzdálené mladé kupy.

Nový snímek odhaluje dosud neznámé vzdálené galaxie, ale také některé objekty bohaté na prach. To velmi pomůže ke studiu vzniku a efektů kosmického prachu. Kromě jasných kosmologických přínosů, které je zde zbytečné zmiňovat bychom si měli připomenout i to, že díky gravitační čočce můžeme zjistit mnohé podrobnosti i o čočkující kupě El Gordo, například si lépe potvrdit její hmotnost, nebo prozkoumat rozložení temné hmoty uvnitř ní a v jejím blízkém okolí. Tento výsledek JWST je tak nakonec dalším triumfem Einsteina a jeho obecné relativity.

M51

Mezi známější zástupce Messierova katalogu patří zajisté i Vírová galaxie, která nese označení M51. V roce 1773 ji objevil sám autor katalogu Charles Messier. Najdeme ji ve směru souhvězdí Honicích psů ve vzdálenosti 23 milionů světelných let od Země. V roce 1845 u ní irsko-anglický astronom William Parsons objevil spirální strukturu, stala se tak první známým objektem tohoto vzhledu. Později se přidaly další a této třídě objektů se začalo říkat spirální mlhoviny. Ve 20.letech minulého století bylo zjištěno, že jde ve skutečnosti o jiné galaxie, jak popisuji podrobně v článku o kosmologii.

Nás ale teď bude dál zajímat M51. Ta je zajímavá i tím, že jde o jednu z nejjasnějších spirálních galaxií na obloze, její magnituda je 8,4 a je tudíž viditelná i v menším triedru. Proto patří mezi hojně vyhledávané cíle amatérských astronomů z celého světa. Na první pohled zaujme svým vzhledem, který je specifický tím, že v těsné blízkosti samotné M51 najdeme ještě jednu menší galaxii (NGC 5195) s níž se M51 vzájemně ovlivňuje. Kromě toho se právě u Vírové galaxie podařilo nedávno učinit pozorování, které by mohlo naznačovat objev první exoplanety mimo naši vlastní Galaxii.

Není tedy divu, že právě M51 byla i cílem pozorování Webbova dalekohledu. Na nádherném snímku přístroje MIRI si hned na první pohled můžeme všimnout jasně patrné spirální struktury galaxie. Na rozdíl od mnoha jiných spirálních galaxií má M51 svá spirální ramena krásně vyvinutá a velmi pravidelná, jak ostatně lze na obrázku vidět. Jak je vám snad zřejmé, nevidíme celou galaxii, ale pouze její výsek.

Uprostřed si můžeme povšimnout jasného jádra, které září bíle a modře vlivem jasných hvězd a prachu zde přítomného. Nedaleko od centrální oblasti jsou potom vidět vírovité struktury trochu připomínající odtékající vodu.  Za pozornost ale stojí i oblasti více vzdálené od jádra, tedy spirální struktura galaxie. Vidíme střídající se světlá vlákna a tmavé prázdné dutiny, což vyvolává dojem vlnění šířícího se spirálními rameny. Patrné jsou také nažloutlé kompaktní oblasti, což jsou otevřené hvězdokupy, místa, v nichž se rodí nové hvězdy.

Jak už jsme si řekli, galaxie M51 (někdy též NGC 5194) má souputníka v podobě menší galaxie NGC 5195. Proto se někdy označují i jako M51A (velká spirální galaxie) a M51B (její souputník). Protože je vzdálenost této dvojice galaxií tak nízká, jde o jeden z nejlépe prozkoumaných párů vzájemně na sebe působících galaxií. Proč jsem se ale vrátil k NGC 5195? Předpokládá se totiž, že právě ona je částečně rovněž odpovědná za tak výraznou, pravidelnou a majestátní spirální strukturu u M51.

Pozorování galaxie M51 provedl JWST v rámci vědeckého programu FEAST (Feedback in Emerging Extragalactic Star Clusters). Jeho hlavním cílem je pochopit něco, čemu se odborně říká hvězdná zpětná vazba. Jde o termín, který používáme k popisu toho, jak nově vzniklé hvězdy uvolňují energii do okolního prostředí, z nějž se samy utvořily. To je zásadní parametr při snaze určit rychlost vzniku nových hvězd a taktéž při vytváření přesných modelů zrodu mladých hvězd. Astronomové tento proces touží pochopit zejména mimo Mléčnou dráhu, odkud už máme informací vcelku dost.

Program FEAST tedy studuje hvězdné porodnice nacházející se v cizích galaxiích. Některá pozorování už dovolily observatoře jako ALMA nebo Hubbleův teleskop, avšak možnosti JWST jsou výrazně širší. Můžeme pozorovat rané fáze vývoje hvězd a to jak tyto objekty svítí nebo to, jak interagují s okolním plynem a prachem. A podívat se velmi podrobně dokážeme i na hvězdokupy z nichž vznikají a prozkoumat též zrod samotných těchto otevřených hvězdokup.

V neposlední řadě mohou astronomové díky JWST taktéž zjistit, jak rychle dokáží hvězdy vyčistit své okolí od plynu či kolik času jim zabere rozšířit po svém okolí těžší prvky než vodík a helium. Nutno navíc poznamenat, že se zvláště tyto parametry mohou mezi jednotlivými galaxiemi poměrně významně lišit.

Galaxii M51 nasnímal i přístroj NIRCam. No jeho fotografii vidíme mnohem ještě výrazněji, než u obrázku z MIRI, jádro galaxie a jeho okolí. Struktury v centrální oblasti viditelné ve středním infračerveném záření jsou zde přezářené světlem objektů nacházejících se poblíž galaktického středu.I ve vzdálenějších oblastech si můžete mezi snímky MIRI a NIRCam všimnout výrazných rozdílů, spirální struktura vypadá dosti odlišně.

NIRCam zachycuje tmavě červeně vlákna teplého prachu, zatímco světleji červeně, oranžově a žlutě ionizovaný plyn mladých otevřených hvězdokup, míst zrodu hvězd. Zde se právě dobře projevuje vliv hvězdné zpětné vazby, jež výrazně ovlivňuje vzhled galaxie. V důsledku toho se vytvořila zřetelná síť jasných uzlů, kde se nejvíce koncentruje hmota a naopak tmavších bublin výrazně prázdnějšího prostoru. Pro úplnost dodejme, že existuje též snímek složený z fotografií obou přístrojů.

Všechny zjištěné poznatky nám umožní mnohem lépe pochopit kterak v galaxiích dochází k tvorbě nových hvězd, v jak dlouhých časových měřítcích dochází k obohacení galaxie k těžší prvky či za jak dlouho mohou vznikat planety a hnědí trpaslíci (zvláštní objekty s hmotnosti na rozhraní mezi planetami a hvězdami). Informace o nichž jsme hovořili jsou důležité i z hlediska možnosti vzniku života. V okamžiku, kdy hvězda od sebe odfoukne veškerý plyna prach už totiž není v jejím okolí dostatek materiálu pro zformování planet, a tím pádem se u nich ani nemůže vytvořit život, jak jej známe.

NGC 6822

Zhruba desetkrát blíže než M51, ve vzdálenosti 1,6 milionu světelných let, nalezneme galaxii NGC 6822. Jedná se o poměrně malou galaxii, její průměr dosahuje jen 7000 světelných let. Podobně jako Magellanovy oblaky, i ona patří do Místní skupiny galaxií, ostatně Magellanovu oblaku je svou strukturou dosti podobná. Také se jedná o nepravidelnou galaxii.

Na rozdíl od Magellanových oblaků známých již řadu staletí byla ale NGC 6822 objevena až v roce 1884 americkým astronomem Edwardem Barnardem. Proto se jí také někdy říká Barnardova galaxie. Našli byste ji ale i pod označením IC 4895 nebo Caldwell 57. Pokud byste ji chtěli sami spatřit, museli byste zaměřit svůj středně velký astronomický dalekohled (její magnituda je 9,9) do souhvězdí Střelce, konkrétně do jeho severovýchodní části, kde Střelec hraničí se souhvězdím Orla.

Ačkoliv se o tom v současné době moc nemluví, NGC 6822 hrála naprosto klíčovou úlohu v historii kosmologie. Právě zde totiž Edwin Hubble našel v polovině 20. let minulého století 15 proměnných hvězd, z nichž 11 bylo cefeid. Díky tomu mohl určit mnohé charakteristiky galaxie, včetně její vzdálenosti. Tu určil na 700 000 světelných let. Oproti skutečnosti tedy vzdálenost výrazně podcenil, avšak důležité bylo, že šlo o hodnotu více než dvakrát větší oproti Shapleyovu předpokládanému rozměru celého vesmíru, 300 000 světelným rokům.

Když Hubble navíc později provedl podobná měření i pro velkou spirální galaxii M31 v Andromedě a M33 v Trojúhelníku, definitivně tím ukončil tzv. Velkou debatu mezi astronomy Curtisem a Shapleyem v její historicky nejzásadnější otázce a to je velikost vesmíru a povaha tzv. spirálních mlhovin. Hubble určil, že tyto mlhoviny jsou ve skutečnosti samostatné galaxie, které leží daleko za hranicemi Mléčné dráhy.

Je příhodné, že se na NGC 6822 téměř přesně sto let po Hubbleovi zaměřil i Webbův teleskop, konkrétně jeho přístroj NIRCam. Na jím pořízeném snímku nevidíme celou galaxii, ale pohled dovnitř galaxie. Většina hvězd viditelných v rozsáhlém hvězdném poli tedy náleží do NGC 6822. Všimnout si však můžeme i několika jasnějších hvězd s typickými difrakčními hroty, které leží v popředí a patří do Mléčné dráhy. A při pozorném pohledu můžeme spatřit naopak i vzdálenější objekty, stovky a tisíce galaxií na pozadí.

Ty nás ale teď zajímat nebudou, zaměříme se na samotnou galaxii NGC 6822. Tu NIRCam pracující v blízké infračervené oblasti ukazuje v nebývalých detailech. Na první pohled určitě zaujmou četné červené oblasti. Jedná se o oblaka plynu a prachu, která galaxií prostupují. Ve viditelné části spektra by přes tato oblaka nebylo vidět, ale infračervená oblast je ideální pokud se chceme podívat dovnitř, na samotné hvězdy.

Povšimněte si, že vidíme některé hvězdy zabarvené do modra. Jde o ty nejjasnější a nejzářivější hvězdy v galaxii. Naopak hvězdy zabarvené do červena mají nižší povrchovou teplotu a jsou méně zářivé. Kousek vlevo od středu snímku si můžete všimnout také velmi jasného modrého objektu, který připomíná kouli. Jedná se o kulovou hvězdokupu, jež obsahuje statisíce hvězd.

SN 1987A

Věděli byste, kdy naposledy jste mohli ze Země spatřit na vlastní oči supernovu? Nebylo to zase tak dávno, jak si možná myslíte. V Mléčné dráze skutečně žádná supernova, alespoň pokud víme, od 17. století neexplodovala. Nicméně to neplatí pro Velký Magellanův oblak, blízkou malou galaxii. Právě v ní explodovala na počátku roku 1987 supernova SN 1987A.

Šlo opravdu o pozoruhodnou a neopakovatelnou podívanou. Poslední supernova v Mléčné dráze, kterou lidé spatřili na vlastní oči totiž byla ta Keplerova počátkem 17. století, popřípadě možná ta v Kassiopeii koncem 17. století, u ní se uvádí jedno dodnes sporné pozorování. Od té doby ale nic. Jedna supernova v galaxii M31 sice dosáhla koncem 19. století šesté magnitudy a tedy byla teoreticky viditelní pouhým okem, ale na její spatření byste museli mít úplně ideální světelné podmínky.

To SN 1987A dosáhla dokonce magnitudy 2,9 a šlo ji tedy pozorovat poměrně bezpečně. Starší z vás si možná ještě mohou tuto událost pamatovat. Ačkoliv, museli byste mít velké štěstí, jak známo, z tehdejšího Československa se tak snadno vycestovat nedalo a supernova nebyla ze střední Evropy viditelná. Vybuchla totiž v galaxii Malé Magellanovo mračno, která se nachází na rozhraní souhvězdí Mečouna a Tabulové hory na jižní obloze v blízkosti jižního nebeského pólu. Pro její pohodlné pozorování byste tedy ideálně měli být alespoň v blízkosti rovníku.

Objevili ji 24. února 1987 Ian Shelton a Oscar Duhalde, astronomové z observatoře Las Campanas v Chile a nezávisle na nich také amatérský astronom Albert Jones z Nového Zélandu. Jednalo se u supernovu typu II, tedy typ vzniklý z velmi hmotné hvězdy na konci jejího života, která vybuchla ve vzdálenosti 168 000 světelných let od nás. Událost nebyla pozorována jen elektromagneticky, ale povedlo se zachytit i několik neutrin, což (mimo jiné) vedlo k Nobelově ceně za fyziku pro rok 2002 pro Raymonda Davise a Masatoši Košibu.

Později byla supernova, respektive její pozůstatky, pozorovány celou řadou pozemních i kosmických observatoří. Není proto divu, že se na ni podíval i Webbův dalekohled. Nedávno zveřejněná fotografie z přístroje NIRCam představuje první, avšak zcela jistě ne poslední, pozorování. I samo o sobě je však dosti důležité, protože nám ukazuje, jak se supernova a její pozůstatky vyvíjely v průběhu času.

Na fotografii vidíte celou strukturu, kterou SN 1987A vytvořila. Uprostřed je patrná formace, která připomíná klíčovou dírku. Ta je tvořena plynem a prachem vyvrženými při explozi supernovy. Zdejší materiál je tak horký a hustý, že jej nedokážeme prohlédnout ani v blízké infračervené oblasti. Proto vidíme v samotném středu snímku tmavou strukturu.

„Klíčovou dírku“ ve středu obklopuje světlý prstenec, který je jakýmsi rovníkem celé soustavy. Spojuje také dvě slabší struktury vnějších prstenců, které se táhnou nahoru a dolů od středu a dohromady připomínají přesýpací hodiny. Jasný rovníkový prstenec byl vytvořen desítky tisíc let před samotným výbuchem, v době, kdy velmi hmotná hvězda vyvrhovala materiál. V tomto pásu ovšem vidíte také jasnější a světlejší bíle zbarvené oblasti. Jde o horké skvrny vzniklé v okamžiku, kdy centrální prstenec zasáhla rázová vlna po výbuchu supernovy.

Několik takových oblastí nyní i najdeme mimo centrální pás a to v místech, kde rázová vlna ze supernovy dosahuje okolního materiálu. Supernova SN 1987A je z vědeckého hlediska velmi významná, neboť jak už jsme si řeklo, šlo o první takto jasnou a blízkou supernovu za několik posledních staletí. Ze strany JWST se tedy můžeme do budoucna těšit na řadu dalších zajímavých a přínosných výsledků.

Prstencová mlhovina

V našem seriálu už jsme se setkali s Jižní prstencovou mlhovinou. Kromě ní ale existuje i Severní prstencová mlhovina, správně řečeno jen Prstencová mlhovina, jelikož slovo severní v názvu ve skutečnosti není. Ta se označuje též jako M57 či NGC 6720 a leží ve směru souhvězdí Lyry jen asi 2 300 světelných let od Země. Jedná se tak o jednu z dosti blízkých planetárních mlhovin (zdůrazňuji, že s planetami nemají nic společného, jméno dostaly proto, že se dřívějším astronomům při pozorování jevily podobně jako planety).

Současně jde též o jednu z mlhovin nejznámějších. Bývá častým cílem pozorování a to i mezi amatérskými astronomy. Dosahuje magnitudy přibližně 8,8, takže se sice dá spatřit i v menším dalekohledu, tam se ale jeví jen jako slabá hvězdička. Pro spatření větších detailů již potřebujeme dalekohled alespoň střední velikosti.

Vůbec první pozorování pochází od Charlese Messiera, který ji objevil v roce 1779 a následně ji zařadil do svého katalogu. Friedrich von Hahn nalezl v roce 1800 centrální hvězdu mlhoviny, její přítomnost však definitivně potvrdil až o 86 let později maďarský astronom Gothard. V průběhu uplynulých staletí byla mlhovina mnohokrát pozorována a studována, pravděpodobně nejslavnější fotografie ale pochází z Hubbleova kosmického teleskopu.

Nedávno ale Prstencovou mlhovinu pozoroval i JWST a to hned dvěma přístroji, NIRcam a MIRI. Došlo tedy k pozorování v blízkém i středním infračerveném záření. A to v nebývalých detailech. Uprostřed mlhoviny je mateřská hvězda, kterou ale nevidíme. Jak této umírající hvězdě postupně dochází palivo, odhazuje své vrstvy, čímž utváří typickou planetární mlhovinu. Nakonec odhodí všechny vrstvy a stane se z ní hvězdný dědeček známý jako bílý trpaslík (o nich podrobněji někdy příště).

V samotném středu mlhoviny najdeme především velmi horký plyn. Obklopuje jej hlavní prstenec, v němž pozorujeme zejména molekuly na bázi uhlíku, většinou polycyklické aromatické uhlovodíky.  Vně hlavního prstence najdeme asi deset soustředných pásů, které hlavní, nejznámější a nejfotografovanější část mlhoviny obklopují. Snímek přístroje NIRCam také nádherně ukazuje složité vláknité struktury prvního vnějšího prstence.

Předpokládá se, že se tyto vnější oblouky zformovaly díky interakci mateřské hvězdy s jejím hvězdným společníkem o nižší hmotnosti, který obíhá ve vzdálenosti srovnatelné se vzdáleností trpasličí planety Pluto od Slunce. Když studujeme M57, děláme tak vlastně jakousi astronomickou archeologii. A to ještě více než je v astronomii, kde tak jako tak sledujeme minulost, obvyklé. Díváme se totiž na zbytky, jež po sobě mateřská hvězda zanechává.

Současně však sledujeme i vznik něčeho nového. V mlhovině totiž dokážeme rozlišit asi 20 000 hustých globulí. Co je to globule, ptáte se? Jedná se o úplně první vývojové stádium hvězdy. V určitých malých částech mlhoviny se materiál vlivem vnějších vlivů (exploze blízké supernovy, srážka galaxií…) zahustí a následně dojde k jeho volnému pádu směrem ke středu v důsledku fungování gravitace. To je ona globule.

Jak ve středu globule roste tlak a teplota, časem se vyrovná gradient tlaku vliv gravitace a smršťování objektu se zastaví. V této fázi můžeme poprvé hovořit o protohvězdě. Globule je tedy předhvězdné stádium, jímž si prošla každá hvězda. Pokud bychom chtěli použít biologické přirovnání (jistěže velmi volné a dosti nepřesné) pak bychom protohvězdu mohli označit za novorozence a globule by v tom případě byl plod v těle matky. Takových globulí pozorujeme v mlhovinách obrovské množství.

Snímek z MIRI pořízený ve střední infračervené oblasti ukazuje mlhovinu trochu jinak. Více detailů je vidět jak v centrální bublině u samotné hvězdy, tak především ve vnějších soustředných kruzích, které zde mnohem o dost více vyniknou, ale zato za nimi nejsou vidět vzdálenější objekty z hlubšího vesmíru.

V základech jsou si ale fotografie z obou přístrojů velmi podobné, ukazují mlhovinu M57 jako objekt trochu připomínající lehce zdeformovaný gumový cvičební kroužek nebo možná spíše trochu protaženou a stlačenou koblihu. Mlhovina totiž není pochopitelně objekt dvourozměrný, nýbrž trojrozměrný. Její skutečný tvar je tedy sféroid, který je na pólech poněkud stlačený a naopak v oblasti rovníku protažený.

Tvar M57 při pohledu ze Země je tedy dán tím, že se na mlhovinu díváme téměř přesně shora, tedy uprostřed vidíme její pól a naopak centrální prstenec a ony soustředné pásy se vyskytují v rovníkových oblastech. Pokud bychom viděli mlhovinu z jiného úhlu, vypadala by poněkud odlišně.

Herbigovy – Harovy objekty

Než se pustíme do popisu dalšího výsledku Webbova teleskopu, musíme si alespoň stručně představit jednu celou třídu objektů, o nichž jsme prozatím v našem seriálu, ale ani v žádném dalším z mých článků, nehovořili. Jedná se o Herbigovy – Harovy objekty (HH objekty). Jde o poměrně malé, mlhovinám podobné, objekty, které jsou vytvořeny v průběhu první fáze života (trvá obvykle jen několik tisíc let) mladé hvězdy. Utvářejí se tím, že mladá hvězda z polárních oblastí vyvrhne plyn o hmotnosti několika Zemí, který se pak rychlostí v řádu stovek kilometrů za sekundu šíří do okolního prostoru, většinou souběžně s rotační osou hvězdy.

HH objekty se často vyskytují v oblastech, kde dochází k velmi bouřlivé tvorbě nových hvězd. Známe dokonce případy, kdy kolem jediné hvězdy pozorujeme několik takových objektů. Je ovšem nutné poznamenat, že HH objekty mají z astronomického hlediska doslova jepičí život, délka jejich trvání dosahuje totiž jen stovek roků. Už v průběhu dosti krátkých časových úseků dochází k jejich viditelným proměnám, když se dostávají dále os mateřské hvězdy a poté i do mezihvězdného prostoru. Hubbleův dalekohled dokonce pozoroval jejich vývoj odehrávající se v řádu jednotek let.

První HH objekt nalezl ve druhé polovině 19. století astronom Sherburne Burnham. Následující desetiletí byly ovšem na okraji zájmu. Teprve ve 40. letech minulého století je podrobně prozkoumali americký astronom George Herbig a jeho mexický kolega Guillermo Haro, kteří nezávisle na sobě zkoumali hvězdotvorbu v galaxiích a zjistili, že tyto objekty jsou vedlejším produktem vzniku nových hvězd. Po Herbigovi a Harovi pojmenoval tyto objekty slavný sovětský astrofyzik Viktor Ambarcujman.

Původně se myslelo, že HH objekty obsahují hvězdy s vysokou svítivostí, poté se přemýšlelo o protohvězdách, nakonec však odborníci dospěli k závěru, že HH objekty tvoří právě materiál, jenž vyvrhly mladé hvězdy. Tento koliduje s mezihvězdným plynem, čímž utváří rázovou vlnu. Později bylo zjištěno, že HH objekty úzce souvisí s akrečními disky, které obklopují mladé hvězdy. Jedná se o úzké disky z plynu a prachu, které hvězdu obíhají a probíhají v nich dosti zajímavé fyzikální procesy.

Jak jejich vnitřní vrstvy rychle rotují, generují emise úzkých svazků částečně ionizovaného plazmatu (v blízkosti hvězdy je ionizace asi 30 %), které směřují kolmo na rovinu disku. Známe je též jako polární výtrysky. Když tyto výtrysky interagují s okolním prostředním, vede to právě ke vzniku HH objektů. Hmotnost HH objektů se obvykle pohybuje v řádu 1 – 20 hmotností Země, teplota mezi 8 000 – 12 000 Kelviny a rychlost pohybu obvykle kolem 100 km/s. Skládají se převážně z vodíku a helia, na těžší prvky nepřipadá ani jedno procento hmotnosti. HH objektů dnes známe asi 400, z toho asi 80 % se nachází u dvojhvězd nebo vícenásobných systémů.

HH 211

Na Herbigův – Harův objekt číslo 211 se v uplynulém období soustředila pozornost vědců pozorujících na Webbově teleskopu. A není divu. HH 211 je velmi zajímavý svým vzhledem, jde totiž o bipolární jet, jelikož vidíme výtrysk z obou pólů mateřské hvězdy. Nachází se navíc jen asi 1000 světelných let daleko v souhvězdí Persea. Jde tak o jeden z nejbližších a současně nejmladších HH objektů, pro Webbův teleskop tudíž představuje mimořádně vhodný cíl.

HH 211 je výronem hmoty z protohvězdy třídy 0. Jedná se o typ protohvězd z nichž se později vyvinou hvězdy podobné našemu Slunci. V tuto chvíli jde ale o objekt starý jen několik tisíciletí a jeho hmotnost se pohybovala v řádu jednotek procent našeho Slunce. Objekty, jako je tento jsou stále uzavřeny v mračnech molekulárního plynu a prachu, ve kterých vznikly. Infračervené záření těmito mračny dobře proniká, proto jsou právě infračervené observatoře při studiu těchto objektů vhodné.

Snímek přístroje NIRcam ukazuje HH 211 v bezprecedentním rozlišení, to je totiž asi desetkrát vyšší, než u jakéhokoli dalšího přístroje, který objekt pozoroval. Vlevo dole a vpravo nahoře vidíme velmi zřetelně polární výtrysky hmoty, jakož i rázové vlny, vznikající při srážkách materiálu výtrysků s okolním prostředím. Ve vnitřních částech vidíme vcelku jasně, že se výtrysky kroutí, každý přesně zrcadlově symetricky oproti tomu druhému. To naznačuje, že by mateřský objekt mohla být dvojhvězda.

Webbův dalekohled podrobně studoval strukturu výtrysků a našel zde molekuly jako oxid uhelnatý, oxid křemičitý nebo molekulární vodík. Tím potvrdil měření dalších astronomických observatoří, které viděly struktury podobné dutinám v oblastech největší koncentrace molekulárního vodíku a oxidu uhelnatého. Oxid křemičitý se naopak vyskytuje hlavně v centrální oblasti objektu u začátků obou polárních výtrysků. V těchto oblastech totiž neexistuje nic, co by dokázalo molekuly rozbít na atomy či ionty.

Výzkumníci dále určili, že rychlost výtrysku u HH 211 je ve srovnání s jinými podobnými objekty u více vyvinutých protohvězd, které mají podobné výtrysky, poměrně pomalá. Pohybuje se jen kolem hodnoty asi 80 kilometrů za sekundu. Výzkum HH 211 už dokonce, na rozdíl od jiných pozorování Webbova teleskopu, prošel recenzním řízením, a je publikován v prestižním časopisu Nature.

Závěr

Prvním Herbigovým – Harovým objektem probíraným v našem seriálu jsme tedy úspěšně zakončili 7. díl. Následující pokračování vyjde někdy v průběhu prosince, přesný termín však prozatím slibovat nechci. Uvidíme kolik nových fotografií a dalších výsledků bude do konce listopadu ještě uveřejněno. Už teď ale mohu přislíbit některé velmi zajímavé věci. Určitě se podíváme na jednu kilonovu, která byla zdrojem letos pozorovaného extrémně zářivého gama záblesku. Vrátíme se i k exoplanetám. A možná se dostane i na Malý Magellanův oblak.

Poznámky autora

1. Opět se musím omluvit, že nový díl vyšel o něco později, než jste zvyklí. Zpoždění bylo dáno vlivem přípravy velmi náročného článku o kvantové mechanice.
2. Své sestře Šárce velmi děkuji za povolení použít její malbu Eärendila.

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://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/6/6f/James_Webb_Space_Telescope_2009_bottom.jpg
• https://s3.amazonaws.com/cms.ipressroom.com/401/files/202306/6488d413a138355f67116ee4_Icarus750/Icarus750_3d1c320c-9403-4602-b0dc-1e802f7752ac-prv.jpg
• https://www.roe.ac.uk/~heymans/website_images/Gravitational-lensing-galaxyApril12_2010-1024×768.jpg
• https://www.star-facts.com/wp-content/uploads/2022/05/Earendel-star.webp
• https://www.star-facts.com/wp-content/uploads/2022/05/Earendel-and-the-Sunrise-Arc-galaxy.webp
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/sunrisearc2.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/sunrisearc1.jpg
• https://images.twnmm.com/c55i45ef3o2a/39PezYc8GEifhm3c2RUaDb/ac3a325a88801a4228b70a29fecb341f/Earendil-farthest-star-ever-seen-NASA-ESA-BWelch-JHU-DCoe-APagan-STScI.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/bd/The_Atacama_Large_Millimeter_submillimeter_Array_%28ALMA%29_by_night_under_the_Magellanic_Clouds.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://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/0d/A_gargantuan_collision_ACT-CL_J0102-4915.jpg
• https://stsci-opo.org/STScI-01EVVKSYE801KZ8C7XSQ6SVHFF.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/elgordo1.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/elgordo2.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/c5/M51map.png
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/02/M51_Hubble_Remix.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/6/6a/M51Sketch.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/potm2308c.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/potm2308b.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/potm2308a.jpg
• https://images.news18.com/ibnlive/uploads/2023/09/news18-bl-zb.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/5/54/Sagittarius_IAU.svg/800px-Sagittarius_IAU.svg.png
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/ee/Barnard%27s_Galaxy.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/b/b0/NGC_6822_%28NIRCam_image%29_%28potm2307c%29.jpg/1920px-NGC_6822_%28NIRCam_image%29_%28potm2307c%29.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/potm2309a.jpg
• https://cdn.mos.cms.futurecdn.net/7D6eoCgose7gqsahwBaujP.jpg
• https://cdn.spacetelescope.org/archives/images/screen/opo9719b.jpg
• https://cdn.spacetelescope.org/archives/images/thumb700x/opo0409b.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/SN1987a-1.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2320f.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/9/9d/Vega_in_lyra.svg/800px-Vega_in_lyra.svg.png
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2320b.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2320c.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2320a.jpg
• https://static.wixstatic.com/media/d8a647_f18d640784b64effb26d489dccec07c0~mv2_d_5902_4095_s_4_2.jpg/v1/fill/w_1000,h_694,al_c,q_85,usm_0.66_1.00_0.01/d8a647_f18d640784b64effb26d489dccec07c0~mv2_d_5902_4095_s_4_2.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/3/3e/HST_HH47_image.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2319a.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2322b.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2322a.jpg
• https://pweb.cfa.harvard.edu/sites/default/files/associated_media/base_397.jpg