Vesmírný dalekohled Jamese Webba už je ve službě více než rok a za tu dobu si vybudoval pevnou pozici mezi předními vědeckými observatořemi naší éry. Mnozí lidé už jakoby skoro zapomněli, že tento úžasný přístroj máme k dispozici, tak samozřejmá se už jeho činnost stává. Nikoliv však pro nás, my budeme dále sledovat jeho výsledky, které byly v uplynulém období opravdu mimořádně zajímavé. V dnešním dílu našeho seriálu se proto podíváme na několik z nich. Čeká nás výprava ke slavné blízké hvězdě s protoplanetárním diskem, vydáme se též do sousední galaxie či za zajímavými objekty na rozmezí mezi hvězdami a planetami. Zvláště v dnešním díle ale budeme věnovat docela velkou pozornost i vzdálenému vesmíru. A právě kosmologickými výsledky dnešní článek začneme.

CEERS – emise vodíku

Průzkum velmi vzdáleného vesmíru je jedním z hlavních poslání Webbova dalekohledu. Jak jsme se ostatně přesvědčili už v celé řadě článků. Programy jako UNCOVER, GLASS, JADES či CEERS mají za cíl zkoumat velmi vzdálené galaxie a další objekty, aby nám pověděly více o vzniku a vývoji prvních hvězd a galaxií, o reionizaci vesmíru a snad i o kosmologických parametrech našeho kosmu či naznačily něco o temné hmotě, bez níž by se prvotní struktury nemohly zformovat. A právě výsledkům z projektu CEERS se na úvod dalšího dílu budeme chvíli věnovat.

Studovat raný vesmír není jen tak. Je potřeba si uvědomit, že tehdejší galaxie, jakož i další objekty, se dosti lišily od těch dnešních. Dalším problémem je to, že se vesmír rozpíná, což vede k rudému posuvu, tedy prodloužení vlnové délky světla na straně přijímače. Objekty vyzářily světlo dejme tomu ve viditelné oblasti, ale jeho vlnová délka se za miliardy let několikrát prodloužila a dnes proto musíme tyto galaxie pozorovat v infračerveném záření. Když se díváme do dalekých končin kosmu, hledíme také do minulosti, vidíme galaxie takové, jaké byly před mnoha miliardami roků.

V mladých galaxiích docházelo k velmi intenzivní tvorbě nových hvězd, proto u nich honě pozorujeme tzv. Lyman-alfa emisi. Jde o světlo emitované na vlnové délce 121,567 nanometrů, které se uvolňuje když u atomu vodíku klesne elektron z excitovaného stavu číslo 2 do základního stavu číslo 1. V té době však galaxie obklopovalo obrovské množství neutrálního vodíku, mnohem více než vidíme v přítomnosti dnešních galaxií. A tento plyn velmi účinně absorbuje a rozptyluje Lyman-alfa emisi, jež by tak dnes neměla být vůbec pozorovatelná.

Přesto dnes takové emise u raných galaxií pozorujeme. Jak je to možné? Navrženo bylo mnoho hypotéz, žádná však nedokázala problém zcela uspokojivě vyřešit. Nová data z JWST však naznačují, jaké by mohlo být správné řešení této otázky. Raný vesmír pozoroval už Hubbleův kosmický dalekohled a byl v tom velmi úspěšný. Přece jen však měl nižší citlivost než Webb, proto nový teleskop některá jeho pozorování opravuje či zpřesňuje. Ukazuje se, že tam, kde Hubble viděl jednu větší galaxii je schopen Webb vidět kupu menších vzájemně se spojujících galaxií, jak ukazuje třeba obrázek galaxie EGSY8p7. V místě, kde předchozí pozorování viděla jednou galaxii rázem můžeme díky JWST spatřit galaxie tři.

NIRCam ukazuje, že jasnější galaxie z nichž jsou detekovány emise Lyman-alfa obklopuje množství menších a slabších galaxií. Jejich okolí je tak výrazně rušnějším místem než jsme očekávali. Důležité je přitom zejména to, že se tyto galaxie vzájemně ovlivňují s spojují se. Numerické simulace ukazují, že rychlé nahromadění velkého množství hmoty daného sloučením více galaxií vyvolalo mimořádně silné emise Lyman-alfa, což dovolilo vytvořit v okolí galaxií pásy vyčištěné od neutrálního vodíkového plynu. Díky tomu mohlo alespoň část záření uniknout absorpci a rozptylu a dorazit až do našich dalekohledů. Právě nové poznatky mají potenciál tento dlouholetý astronomický problém vyřešit. Odborníci stojící za tímto výzkumem plánují další pozorování raných galaxií, aby mohli tuto hypotézu potvrdit a zpřesnit modely týkající se vývoje galaxií.

CEERS – tvary galaxií

Astronomové se ovšem v rámci projektu CEERS zabývali i další zajímavou otázkou a to jsou tvary galaxií. To, jak galaxie vypadají řešil už ve 20. a 30. letech minulého století Edwin Hubble, jenž vytvořil známé klasifikační schéma, kterému se kvůli tvaru připomínajícímu naležato položené písmeno Y někdy říká ladička. Později Hubbleův dalekohled pozoroval velmi vzdálené galaxie a ukázal, že většina z nich má zvláštně protáhlý tvar, což z našeho blízkého okolí téměř neznáme.

Aby vědci pracující s Webbovým dalekohledem mohli vzdálené galaxie zkoumat, vybrali si několik oblastí, tzv. hlubokých polí, která cíleně a dlouhodobě pozorovali. Hlavní hluboké pole leží na severní obloze „nad“ ojem Velkého vozu v oblasti mezi souhvězdími Velké medvědice a Pastýře. To má tu výhodu, že zde intenzivně pozoroval Hubbleův teleskop v rámci programu CANDELS, takže je relativně snadné porovnat výsledky obou observatoří. Tato oblast se podle pozorování HST někdy též nazývá Extended Groth Strip Field.

V této části oblohy si vědci vybrali několik stovek galaxií, které detailně studovali a srovnávali výsledky Webbova a Hubbleova dalekohledu. Vybrané galaxie se nacházely ve vesmíru starém 600 až 6 000 milionů let. Ukázalo se, že v takto vzdálených oblastech jsou eliptické či spirální galaxie spíše výjimečné. Mohly se sice tvořit, ale minimálně v této části oblohy netvoří dominantní složku. Vesmíru v té době dominovaly ploché a protáhlé galaxie, jež vypadaly jako surfovací prkna nebo nudle. Tyto tvary jsou z našeho okolí neobvyklé, proto výzkumníky dosti zaskočilo, že ve vzdálenějších končinách vesmíru zřejmě tvoří 50 až 80 (v závislosti na vzdálenosti) procent všech galaxií.

Existovaly i kruhové zploštělé disky vypadající jako frisbee, ty však tvořily mnohem menší část celku. A kruhové galaxie, které připomínají míč jsou dnes v kosmu běžné, naopak tehdy byly zastoupeny s přehledem nejméně. Obrázek ukazuje všechny čtyři základní typy, jejich 3D modely a průřezy. Ukazuje se tedy, že řešení záhady Hubbleových pozorování bylo prosté. Hubble nic neopomněl, nedošlo ke zkreslení pozorování ani mu nic neuniklo. Takto prostě vzdálené galaxie skutečně vypadají. Výsledky Webbova dalekohledu jsou s dřívějšími výsledky Hubbleova teleskopu plně v souladu.

Proč vypadají vzdálené galaxie právě takto? To zatím nevíme. Musíme nicméně vzít v úvahu, že jde o výsledky předběžné. I když se zdají být velmi kvalitní a dobře podložené, bude ještě nutné provést další pozorování mnoha dalekých galaxií z jiných míst oblohy. Tato měření už nyní probíhají a snad nám odpoví na otázku, zda jsou prvotní Webbova měření skutečně spolehlivá a pokud ano, proč vypadaly tyto galaxie tak jak vypadaly.

SDSS J1226

Obří kupa galaxií SDSS J1226+2152 je velmi zajímavá, ale rozhodně by nepotěšila Járu Cimrmana, protože je její název nezapamatovatelný. Nachází se v souhvězdí Vlasů Bereniky na severní hvězdné obloze. Její galaxie jsou na tomto snímku ty, které vidíme jako poměrně velké a do bíla zabarvené. To ovšem není na tomto obrázku to zásadní. Spatřit tu lze i mnohem vzdálenější galaxie ležící ve směru za kupou SDSS J1226+2152. Za normálních okolností bychom je vidět nemohli, ale kupa funguje jako velké gravitační čočka, jež ohýbá a hlavně zesiluje světlo objektů ležících v pozadí.

Vzdálenější galaxie jsou zde zbarveny více do červena a mnohokrát je vidíme dosti protažené, právě jako efekt gravitační čočky. Nezřídka lze také spatřit více obrazů téhož objektu, opět vlivem deformace gravitační čočkou. Kousek nahoru a doprava od největší centrální eliptické galaxie kupy vidíme zajímavou galaxii SGAS J12265.3+215220. Jde právě o vzdálenější galaxii ležící daleko za kupou. Vzdálena je od nás asi 11,8 miliardy světelných let. Existovala tak ve vesmíru starém jen dvě miliardy let.

Astronomové tyto galaxie využívají ke zkoumání evoluce galaxií a také k tomu, aby zjistili jak vznikaly první hvězdy a jak vypadaly hvězdy v takto dalekých končinách vesmíru. I pro tuto galaxii platí, že by její sledování bez gravitační čočky bylo mimořádně obtížné. Pokud by vůbec vidět šla, pozorovali bychom ji jen jako malou šmouhu bez šance najít nějaké detaily existujících struktur. Díky JWST ovšem některé detaily rozlišit lze, můžeme se proto dívat kdy, kde a jak se v této galaxii hvězdy formovaly a jak se v průběhu času vyvíjely.

Zajímavé je, že když se podrobně zaměříte na tento snímek, zjistíte, že na něm nejsou žádné hvězdy. Všechno co vidíte, všechny body či skvrnky všech barev jsou galaxie. Ať už ty světlejší velké eliptické, či na okraji některé se spirální strukturou, jež náleží do kupy SDSS J1226+2152 a leží relativně (na kosmické poměry) blízko k nám, nebo ty do červena zabarvené mnohem vzdálenější, jež se při pohledu od nás shodou okolností promítají do blízkosti čočkující kupy. Vidíme zde galaxie všech tvarů, velikostí i vzdáleností, ale skutečně ani jednu hvězdu naší galaxie. Některé světlejší vzdálenější galaxie přitom patří do éry tzv. kosmického poledne, kdy se v kosmu nejintenzivněji tvořily nové hvězdy, což bylo v době asi tří miliard roků po Velkém třesku.

MACS J0138

Webbův dalekohled se podíval do vzdáleného vesmíru i na další objekty. Jedním z cílů byla také kupa galaxií MACS J0138.0-2155. Stejně jako v předchozím případě, i zde na snímku vidíme galaxie kupy samotné jako bílé objekty a vzdálenější galaxie pak zabarvené do červené. A i zde můžeme spatřit efekty gravitační čočky. Jako čočka zde slouží právě kupa MACS J0138.0-2155, která ovlivňuje obraz vzdálenějších galaxií ležících z našeho pohledu za ní.

Zvláště zajímavá je vzdálená čočkovaná galaxie nazývaná MRG-M0138, u níž je deformace způsobená gravitační čočkou zvláště dobře viditelná. Tuto galaxii proto nevidíme na snímku jednou, ale gravitační čočka vytváří hned pět jejích obrazů. To by ale ještě nebylo to nejlepší. V roce 2019 totiž astronomové zjistili, že na snímcích Hubbleova dalekohledu z roku 2016 dokáží v této galaxii identifikovat supernovu. Jen pro připomenutí, supernovy jsou buď výbuchy velmi hmotných hvězd na konci jejich života nebo výbuchy bílých trpaslíků, které přesáhnou tzv. Chandrasekharovu mez. Přiložený snímek z Hubbleova teleskopu ukazuje tuto supernovu nazývanou též Supernova Requiem. Jak je vidět, gravitační čočka vytváří hned tři obrazy této supernovy.

To samo o sobě bylo poměrně nečekané. Jenže v loňském roce se na kupu zaměřil Webbův dalekohled a astronomy čekalo další překvapení. Dokázali v té stejné galaxii MRG-M0138 najít ještě druhou supernovu. U takto vzdálené galaxie je už nalezení jedné supernovy, ale dva případy jsou už něco skutečně mimořádného. U této druhé supernovy vidíme prozatím tři její obrazy (opět efekt gravitační čočky), ale očekává se, že v roce 2035 by se měl objevit ještě obraz čtvrtý. Už teď je ale galaxie MRG-M0138 první známou galaxií, u níž jsme našli dvě superovy s vícenásobnými obrazy.

Velké Magellanovo mračno

Pouhým okem lze na noční obloze pozorovat jen několik málo galaxií. Na severní obloze to jsou M33 v Trojúhelníku a M31 v Andromedě, na jižní obloze pak dva Magellanovy oblaky – Malý a Velký. Ačkoliv tyto dvě trpasličí galaxie nesou jméno po portugalském objeviteli a mořeplavci Fernão de Magalhães (latinsky Magellanus), byly známy už dlouhá staletí předtím. Ve svém díle je například popisuje perský astronom Abdurrahmán ibn Umar as-Súfí žijící v 10. století ve městě Isfahan.

Vzhledem k tomu, že Magalhães se, jak známo, nechoval k domorodým obyvatelům zemí kolem nich proplouval příliš hezky (velmi eufemicky řečeno), vyzývá celá řada astronomů k přejmenování obou galaxií. Zvláště se toto téma objevilo před několika týdny, když byla zveřejněna vědecká práce obsahující náznaky, že tyto oblaky ve skutečnosti nejsou dva, nýbrž tři. Ten třetí nevidíme proto, že by měl být z našeho pohledu úplně přesně schovaný za Malým Magellanovým oblakem. Pokud tomu tak skutečně je, byla by to vhodná příležitost pro případné přejmenování.

V každém případě jsme o obou mračnech v našem seriálu již několikrát hovořili, třeba v souvislosti se supernovou SN 1987A, která vybuchla ve Velkém Magellanovu oblaku a dodnes jde o poslední supernovu viditelnou ze Země pouhým okem. A právě u Velkého Magellanova oblaku ještě chvíli zůstaneme. Jedná se o nepravidelnou trpasličí galaxii na jižní hvězdné obloze poblíž jižního nebeského pólu, konkrétně v souhvězdích Mečouna a Tabulové hory. Od nás je vzdálena asi 170 000 světelných let a její průměr je 30 000 světelných let. Ze všech významnějších a větších galaxií je Zemi nejblíže.

Vesmírný dalekohled Jamese Webba se už v minulosti na tuto galaxii několikrát podíval, nejnovější snímky ukazují mlhovinu N79 ležící v jihozápadní části galaxie, která není dosud příliš dobře probádaná. N79 je tzv. HII oblast. Toto značení může působit poněkud zmatečně, ale jde v zásadě o nejběžnější typ emisní mlhoviny vznikající ionizací vodíku, nejčetnějšího prvku nejen obecně, ale i nejhojněji zastoupeného prvku mezihvězdné hmoty. Takto ionizovaný vodík označujeme právě HII. V N79 bychom tedy našli velké množství ionizovaného vodíku.

Tato mlhovina má rozměr 1 650 světelných let a podobá se mlhovině Tarantule, další HII oblasti, jež se nachází na opačné straně Velkého Magellanova mračna. Obecně se přepokládá, že N79 je mladší verze mlhoviny Tarantule, kterou Webb také nedávno studoval. Nové výzkumy ukazují, že v rychlosti tvorby hvězd převyšuje N79 mlhovinu Tarantule za posledního půl milionu let dvojnásobně, což už je poměrně hodně.

V N79 se nachází tři obří molekulární mraky. Nový snímek z JWST se soustředí na ten jižní, nazývaný též S1. V horní části snímku vidíme centrální část mračna, jež je nesmírně jasná. To je dáno tím, že právě zde probíhá nejvíce ona intenzivní tvorba hvězd. Oblast je dokonce tak svítivá, že z ní vychází typických osm difrakčních hrotů, které jsou pro snímky Webbova dalekohledu typické. Respektive jsou obvyklé u fotografií jasných hvězd, nicméně v případě galaxií je příliš často nevidíme, jelikož většina galaxií je dosti vzdálená a plošně málo jasná.

Vzhledem k tomu, že snímek pořídil přístroj MIRI pracující na středních infračervených vlnách, lze v oblasti masivní tvorby hvězd vcelku zřetelně spatřit též zářící plyn a prach. Delší vlnové délky umožňují odhalit procesy odehrávající se uvnitř oblaků mezihvězdné hmoty. A to proto, na rozdíl od kratších vlnových délek nedochází v tomto případě k rozptylu signálu na prachových zrnech mlhoviny. Na snímku lze dokonce identifikovat několik protohvězd, které jsou stále uvnitř mlhoviny ve svých zárodečných kokonech.

Tyto hvězdotvorné oblasti, jako je právě N79 astronomy enormně zajímají, protože by měly být podobné oblastem v nichž se tvořily hvězdy v raném vesmíru, přesněji řečeno v době výše zmíněného kosmického poledne, kdy byla tvorba hvězd na historickém vrcholu, jenž už zřejmě nikdy nebude překonán. Proč se ale nezaměříme na hvězdotvorné regiony v Mléčné dráze jako jsou třeba mlhovina Carina či Orlí mlhoviny s legendárními Sloupy stvoření? To bychom sice rádi, jenže tyto oblasti mají, na rozdíl od N79, rozdílné chemické složení a nové hvězdy se v nich rodí výrazně pomaleji.

Studium hvězdotvorných regionů v naší Galaxii se samozřejmě také hodí, ale právě spíše z důvodu porovnání toho, jak probíhá tvorba hvězd v současnosti s tím, jak probíhalo formování hvězd v dávné minulosti. Právě té jsou regiony jako N79 nejlepšími analogy. Díky nim můžeme nahlédnout do podmínek raného vesmíru. Výzkum v rámci něhož snímek N79 vznikl slouží k lepšímu pochopení vzniku a vývoje hvězd, jejich obálek a disků. Díky Webbu můžeme poprvé detekovat protoplanetární disky u hvězd hmotnosti Slunce vzdálených nižší stovky tisíc světelných let.

Beta Pictoris

Jednou z nejznámějších hvězd oblohy je Beta Pictoris. A to i přesto, že je její magnituda jen 3,8, takže není příliš dobře okem viditelná a i přesto, že se nachází v malém a od nás zcela nepozorovatelném souhvězdí Malíře. V 80.letech byl totiž právě u této hvězdy objeven cirkumstelární disk. Protože jde o hvězdu velmi mladou, právě nyní se u ní formuje planetární soustava. Pokud se tedy bavíme o hvězdách potenciálně vhodných k tomu, aby hostily život nebo o protoplanetárních discích na nichž bychom mohli studovat vznik našeho systému, skloňovala se Beta Pictoris velmi často. Hvězda je od nás ovšem vzdálena 63 světelných let, takže není ani hypoteticky vhodná jako cíl pro případný mezihvězdný let.

U Beta Pictoris byl odhalen prachový disk vzniklý srážkami mezi planetesimálami, planetkami a kometami. Později, když už fungoval Hubbleův dalekohled, podařilo se s jeho pomocí objevit také druhý disk, který je vůči tomu prvnímu nakloněný. Spekuluje se, že za vznikem tohoto druhého disku by mohla být exoplaneta, jež odsává materiál z disku hlavního. Beta Pictoris je proto stále zajímavá k výzkumu a z toho důvodu se stala cílem pozorování Webbova teleskopu.

Ke studiu tohoto systému byly použity přístroje NIRCam a MIRI. Přestože již na podobných vlnových délkách byla Beta Pictoris studována, žádný přístroj neměl rozlišení jako JWST. Díky tomu se podařilo u sekundárního nakloněného disku podařit novou strukturu nazvanou kočičí ocas. Jakožto otrok několika koček musím konstatovat, že byl tento název zvolen velmi vhodně a kočičí bozi (tedy kočky) jsou s ním velmi spokojeni. Zajímavé je, že se tato struktura se objevila pouze v datech přístroje MIRI ve středním infračerveném záření.

Navíc se podařilo odhalit, že mezi primárním a sekundárním diskem existuje rozdíl v teplotě, což je pravděpodobně způsobeno rozdílným složením obou struktur. Sekundární disk a kočičí ocas je žhavější než materiál hlavního disku. Prach, který je zde přítomen je dosti tmavý, takže není dobře viditelný ve viditelné či blízké infračervené oblasti, zato ve střední infračervené oblasti je poměrně výrazný. Specialisté se domnívají, že materiál v sekundárním disku a kočičím ohonu připomíná strukturou materiál na povrchu komet a planetek ve sluneční soustavě, tedy je dosti porézní a obsahuje některé biogenní prvky. Měl by tedy být podobný například tomu, co přivezla sonda OSIRIS-Rex z planetky Bennu.

Větší záhadou je ale existence a tvar kočičího ohonu, podobné zakřivené struktury totiž u jiných hvězd zatím pozorovány nebyly. Vědci provedli celou řadu numerických simulací, aby se dopátrali co mohlo být příčinou vzniku tohoto zvláštního útvaru. Hlavní domněnka je prozatím ta, že je kočičí ohon způsoben prudkou produkcí prachu k níž mělo dojít jen asi před sto roky. Velké množství prachu vyprodukovala patrně nějaká srážka mezi dvěma či více objekty v protoplanetárním disku Beta Pictoris.

Prach vzniklý při této události se nejprve pohyboval po stejné dráze jako jeho původci, později se ale začal od dráhy zdroje či zdrojů odchylovat. Tlak záření hvězdy začal postupně vytlačovat menší prachové částice od hvězdy a to relativně vysokou rychlostí. Naproti tomu větší prachová zrna jsou vůči tomuto vlivu odolnější a lze je vytlačit výrazně obtížněji. Jak jsme si už řekli, kočičí ohon je dosti neobvyklá struktura a výzkumníkům se ji podařilo nasimulovat jen tak, že použili prach, jenž byl vytlačen hvězdou z disku velmi rychle. To opět naznačuje přítomnost materiálu podobnému tomu přivezenému z Bennu.

Astronomové se také domnívají, že ostrý a dosti velký úhel, který mezi sebou svírají disk a kočičí ohon je jen optická iluze způsobená kombinací zakřiveného tvaru ohonu a naší perspektivy. Ve skutečnosti by spolu měly disk a kočičí ocas svírat úhel jen asi pět stupňů. Alespoň to ukazuje preferovaný model. Ten také udává, že vzhledem k jasu ohonu lze odhadnout množství hmoty v něm jako ekvivalent velké planetky hlavního pásu asteroidů mezi Marsem a Jupiterem.

Verzi astronomů zkoumajících kočičí ohon by mohla nahrávat jedna pozorovaná anomálie z roku 2014. Soustava radioteleskopů ALMA nacházejících se v chilských Andách tehdy zachytila poblíž později objeveného kočičího ohonu zvýšený výskyt oxidu uhelnatého (CO). Víme, že záření hvězdy by mělo tuto chemickou sloučeninu rozložit plus minus za jedno století. To, že zde oxid uhelnatý stále vidíme by mohlo nasvědčovat tomu, že k předpokládané masivní srážce v disku skutečně došlo a také to, že se udála zhruba v době, kdy ji odborníci očekávali. Beta Pictoris bude určitě zkoumána i nadále a můžeme se od ní těšit na další zajímavé výsledky.

Hnědí trpaslíci W1935 a W2220

Objekty o nichž jsme v našem seriálu ještě nehovořili, to jsou hnědí trpaslíci. V 60. letech minulého století předpověděl teoreticky tuto zvláštní třídu objektů Shiv Kumar jakožto temné subhvězdné objekty potulující se vesmírem. Nějakou dobu nepanovala shoda ohledně jejich pojmenování. Termín černý trpaslík se používá pro vychladlého bílého trpaslíka v poslední fázi života (žádný takový ještě reálně neexistuje, k tomu dojde až za desítky miliard let) a červený trpaslík zase pro nejlehčí typ běžných hvězd hlavní posloupnosti. Astronomka Jill Tarter proto nakonec zvolila název hnědý trpaslík.

Tyto objekty totiž zpočátku své existence mohou vyzařovat světlo ve viditelné části, postupem času však chladnou a stávají se ve viditelném světle neviditelnými. Jejich detekce je pak poměrně obtížná. Nejde totiž o hvězdy, ale ani o planety, nýbrž o objekty ležící na hranici mezi těmito dvěma kategoriemi. Hnědí trpaslíci nemají dostatečný tlak ani teplotu k zažehnutí kompletní série termojaderných reakcí, podobně jako je tomu u běžných hvězd. Může se v nich sice slučovat deuterium na helium, ale ke slučování lehkých vodíků na deuterium nedochází. Proto není k dispozici ostatek deuteria a po jeho vyčerpání objekt již jen chladne. Logicky také nemůže dojít k fúzi těžších prvků z helia.

První hnědý trpaslík byl objeven v roce 1994. Zasloužili se o to astronomové z Kalifornského technologického institutu (Caltech) a z odborníci z univerzity Johnse Hopkinse. Samuel Durrance, David Golimowski, Keith Matthews, Tadashi Nakajima a Rebecca Oppenheimer našli v systému Gliese 229 vzdáleném 19 světelných let v souhvězdí Zajíce u hvězdy hlavní posloupnosti subhvězdného společníka, tento objev byl o rok později potvrzen a od té doby tak známe prvního hnědého trpaslíka Gliese 229B. Mimochodem, pokud je vám jméno Samuel Durrance povědomé, není to náhoda. Jde o ono Samuela Durrance, jenž se na americkém raketoplánu v rámci misí STS-35 a STS-67 podíval dvakrát do kosmického prostoru.

V téže době objevili astronomové ze Španělska také druhého hnědého trpaslíka nazvaného Teide 1 nacházejícího se v hvězdokupě Plejády. Od té doby bylo identifikováno téměř 2 000 hnědých trpaslíků. Nejbližším hnědým trpaslíkem, respektive jejich dvojící je systém Luhman 16 nacházející se v souhvězdí Plachet 6,5 světelného roku daleko. WISE 0855-0714 ležící 7,2 světelného roku od nás ve směru souhvězdí Hydry má povrchovou teplotu něco mezi minus 13 a minus 48 stupni Celsia a je tak nejchladnějším hnědým trpaslíkem. A u těchto objektů již byly dokonce spatřeny i exoplanety. Poprvé se tak stalo v roce 2004 u hnědého trpaslíka 2M1207 vzdáleného 170 světelných let ve směru souhvězdí Kentaura. Objev umožnily obří teleskopy VLT na observatoři Paranal v Chile, které jsou součástí Evropské jižní observatoře.

Není proto divu, že hnědí trpaslíci zajímali i vědce pracující s Webbovým dalekohledem. V rámci první fáze pozorování bylo zvoleno k podrobnějšímu studiu dvanáct těchto objektů. Nejvíce je však zaujlay dva W1935 (vzdálený 47 světelných let ve směru souhvězdí Střelce) a W2220, které se zdály být dosti podobné až téměř identické. U W1935 však byly pozorovány zvláštní emise metanu, což byl přesný opak toho, jak se metan choval u W2220. Čím je to způsobeno? To nevíme jistě, ale existuje tu jedna zajímavá možnost.

Objevily se totiž náznaky, že tato anomálie u W1935 by mohla být způsobena aurorou, neboli polární září, jaké známé ze Země i dalších těles Sluneční soustavy. Procesy způsobující tuto září u hnědého trpaslíka by mohly generovat emise metanu. W1935 je tak prvním kandidátem na polární záři s emisí metanu mimo Sluneční soustavu a rovněž nejchladnější kandidát téhož jevu mimo náš systém. Povrchová teplota W1935 je asi 100 stupňů Celsia.

Pokud je u W1935 skutečně polární záře, bude zajímavé zjistit mechanismus jejího vzniku. Ve sluneční soustavě odpovídá za polární záře pochopitelně Slunce, aurory jsou způsobeny částicemi slunečního větru a to platí v případě Země i vzdálenějších těles jako Jupiter či Saturn. U W1935 ale doprovodná hvězda chybí, takže pochopitelně nemůže způsobovat ani polární září. Je ale možné, že má tento hnědý trpaslík nějaký měsíc, který kolem něj obíhá. Pokud by byl měsíc geologicky aktivní, mohl by částice na mateřské těleso uvolňovat. Zatím přesně nevíme, ale výzkum pokračuje.

IC 348

Hvězdotvorný region IC 348 se nachází ve směru souhvězdí Persea téměř přesně 1000 světelných let daleko od nás. Skládá se z mlhoviny a asi 2 miliony let staré otevřené hvězdokupy. Tuto oblast již dříve studovalo množství kosmických observatoří, Spitzerův dalekohled například zjistil, že u asi 50 procent hvězd regionu se nachází cirkumstelární disky, přičemž nadpoloviční většina z nich jsou disky protoplanetární. Nemělo by nás tedy překvapit, že si oblast vybrali též astronomové pracující v rámci jednoho z projektů s přiděleným pozorovacím časem na Webbově teleskopu.

Odborníky konkrétně zajímal typ objektů známý jako hnědí trpaslíci, více podrobností se dočtete výše. Že jde o objekty na hranici mezi planetami a hvězdami už víme. Ale jak může být tato hranice tenká? Jak lehcí mohou být hnědí trpaslíci? Výzkumníci měli za cíl právě hledat co nejméně hmotné hnědé trpaslíky. Tyto objekty vznikají gravitačním kolapsem hmoty podobně jako plnohodnotné hvězdy, ale té hmoty není dost a proto se z nich hvězdy nestanou. Nejtěžší známý hnědý trpaslík (SDSS J0104+1535) má 90 hmotností Jupitera, což je dokonce více než má nejlehčí plnohodnotná hvězda spalující vodík, kterou je červený trpaslík EBLM J0555-57Ab, ten má totiž jen 85 hmot Jupitera a velikostně je srovnaný s planetou Saturn.

Jak tedy sami vidíte, jen samotná hmotnost nemusí, alespoň u horní hranice stupnice hmotnosti hnědých trpaslíků nic znamenat. Astronomy proto zajímalo, jak to bude vypadat u spodní hranice. Jaký nejlehčí hnědý trpaslík existuje? Aby vnesli do této záhady trochu světla, rozhodli se odborníci studovat právě region IC 348. Výhodou je skutečnost, že je na astronomické poměry velmi mladý. Přítomní hnědí trpaslíci by tak stále dosti jasně zářili v infračerveném světle. Specialisté i nejprve zobrazili centrální část oblasti pomocí přístroje NIRCam, podle předem daných parametrů si vytipovali kandidáty na hnědé trpaslíky a ty potom detailněji studovali přístrojem NIRSpec.

Webbův dalekohled a jeho vysoká citlivost v blízké infračervené oblasti byla pro tento výzkum klíčová, neboť díky tomu bylo možné pořídit dostatečně citlivé snímky a současné též i rozlišit hnědé trpaslíky od vzdálených galaxií v pozadí. Když absolvovali celý proces, dostali astronomové tři objekty, jež jsou pravděpodobně hnědými trpaslíky a jejichž hmotnost se pohybuje v řádu tří až osminásobku hmotnosti Jupitera. Podle následných simulací má nejmenší z těchto hnědých trpaslíků hmotnost jen asi troj nebo čtyřnásobku Jupiteru. A zde už se právě prolíná i s planetami, neboť z říše exoplanet známe i plynné obry těžší než je tato hranice.

Jak se mohli takto těžší, či spíše lehcí hnědí trpaslíci zformovat dosud nevíme. Vysvětlit vznik hvězd na hlavní posloupnosti je vcelku snadné, podobně je tomu i u plynných obrů u těchto hvězd. S tím nemají naše modely žádné větší problémy. Jak se ale může gravitačně zhroutit oblak materiálu a vytvořit objekt o hmotnosti jen troj nebo čtyřnásobku Jupitera, to je zatím záhada. Možnost, že by se takovýto hnědý trpaslík vytvořil právě v disku nějaké větší hvězdy sice existuje, v tomto případě ale není příliš reálná. Zdá se, že objekt skutečně vznikl podobně jako běžná hvězda.

Proč odborníci vylučují možnost, že by mohlo jít o obří plynné planety vypuzené gravitačními interakcemi z jejich systémů? Za prvé jsou takto velké planety přece jen dosti neobvyklé ve srovnání s jejich menšími a výrazně četnějšími sourozenci. Za druhé si musíme uvědomit, že většina hvězd v kosmu jsou hvězdy typu červený trpaslík, tedy takové, které mají relativně malou hmotnost. A u těch se takto obří planety obvykle nevykytují.

Pokud bychom v IC 348 identifikovali jen jeden takovýto objekt, mohli bychom tvrdit, že jde o výjimku prověřující pravidlo. Ano, výjimka podle latinského rčení pravidlo skutečně prověřuje, nikoliv potvrzuje. Z hlediska logiky je to celkem nepřekvapivé, protože takto to dává mnohem větší smysl. My jsme však takových objektů našli v tomto regionu více, takže je nepravděpodobné, že by všechny byly vyvržené obří exoplanety. Zvláště když ještě uvážíme, že jde o mladou hvězdokupu, kde by neměl být ani dostatek času na to, aby se takto velké planety zformovaly a pak byly vyraženy ze svých soustav.

S ohledem na to, že se hnědí trpaslíci hmotnostně překrývají jak s hvězdami, tak s exoplanetami, jsou velmi důležití pro studium obou skupin těchto objektů. Na dvou hnědých trpaslících nalezených v rámci tohoto výzkumu byly spektrální analýzou identifikovány stopy uhlovodíku, o jakou látku přesně šlo e ale zatím zjistit nepodařilo. Nicméně víme, že velmi podobný podpis detekovala i sonda Cassini u Saturnu. A aby toho nebylo málo, totéž se podařilo vidět i v mezihvězdném materiálu v naší Galaxii.

Nyní jsme si představili výsledky prvního výzkumu IC 348. Následovat ale budou další pozorování s potenciálem odhalit ještě menší a méně hmotné objekty. Očekává se nalezení těles s hmotností dvou Jupiterů a posléze bychom se měli dokonce dostat až na úroveň hmotnosti Jupiteru samotného. Na tisíc světelných let bychom tak měli identifikovat objekty o velikosti a hmotnosti naší největší planety. Další průzkum by měl odhalit také možné bludné planety, jež by se skutečně mohly v regionu nacházet, ale očekávají se spíše na okraji, nikoliv v centrální oblasti.

Závěr

Dnešní díl našeho seriálu je minulostí. Ale nezoufejte, s Webbovým dalekohledem se budete v mých článcích setkávat i nadále. Těšit se můžete i na další díl našeho seriálu, jež bude trochu výjimečný a měl by snad (raději ale nebudu slibovat nic jistě) vyjít již brzy.

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/thumb/4/47/James_Webb_Space_Telescope_2009_top.jpg/1280px-James_Webb_Space_Telescope_2009_top.jpg
• https://ceers.github.io/images/CEERS_white.png
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2402b.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2402a.jpg
• https://images.fineartamerica.com/images-medium-large-5/hubbles-galaxy-classification-royal-astronomical-societyscience-photo-library.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/57/Hubble_Groth_strip_diagram.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/CEERS9.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/CEERS7.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/d/d2/Coma_Berenices_IAU.svg/800px-Coma_Berenices_IAU.svg.png
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/potm2312a.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/supernova-encore3.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/supernova-encore2.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/5/5c/Dorado_IAU.svg/800px-Dorado_IAU.svg.png
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/SN1987a-1.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/e2/Large_Magellanic_Cloud_rendered_from_Gaia_EDR3.png
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/potm2401a.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/potm2401b.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/8/8b/Pictor_IAU.svg/800px-Pictor_IAU.svg.png
• https://exoplanets.nasa.gov/system/resources/detail_files/301_eso0842a.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/ef/HST_betaPictoris_comb.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2401a.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2401b.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/e0/Artist%E2%80%99s_conception_of_a_brown_dwarf_like_2MASSJ22282889-431026.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/7/78/Brown_Dwarf_Gliese_229B.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/4e/Pleiades_and_Teide_1.png
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/browndwarfs-aurora.jpg
• https://cff2.earth.com/uploads/2024/01/09102428/Brown-Dwarf-W1935_aurora-discovered_webb-telescope_NASA_1m.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/b/b8/Perseus_IAU.svg/800px-Perseus_IAU.svg.png
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2331a.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/6/66/Hubble_image_of_LRLL_54361_and_its_surroundings.tif/lossy-page1-942px-Hubble_image_of_LRLL_54361_and_its_surroundings.tif.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/3/36/Omicron_Persei.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2331b.jpg