Vážení čtenáři, dámy a pánové. V prosinci loňského roku odstartoval do kosmického prostoru na raketě Ariane 5 vesmírný dalekohled Jamese Webba, dlouho vyvíjený a toužebně očekávaný infračervený teleskop, vlajková loď astronomie tohoto desetiletí. Po úspěšném přeletu do okolí Lagrangeova bodu L2 soustavy Slunce – Země, rozložení a kalibraci dalekohledu a zkouškách přístrojů začala konečně vědecká pozorování. Jejich první výsledky jsme si zde již představili v článcích z 12., respektive 13. července. Velmi si vážíme toho, že Váš zájem o tento špičkový kus techniky a jeho objevy neustal. Z toho důvodu, a také kvůli tomu, že lze důvodně očekávat další významné objevy posunující o velký kus naše současné poznání, jsme se rozhodli přistoupit k seriálu, který bude v pravidelných intervalech pokrývat nejzajímavější dění kolem Webbova dalekohledu.

Nudně, nutně a stručně na úvod o novém seriálu

Společně se teď budeme u nových dílů scházet zhruba jednou za dva až tři měsíce, podle toho, jak na tom budu časově, a podle množství uvolněných dat. Dovolím si poznamenat, že se, až na velké výjimky, budu vyhýbat snímkům objektů v rámci Sluneční soustavy. Jednak z důvodu úspory místa a jednak kvůli tomu, že mne osobně toto téma nezajímá tak moc (a ani o něm tolik nevím), jako jiné oblasti Webbova výzkumu. Ale nebojte se, o výsledky z našeho hvězdného systému pochopitelně nepřijdete, bude se jim podrobněji věnovat třeba Dušan Majer.

V prvním dílu nového seriálu se již nebudeme zabývat ani snímky zveřejněnými 12. července, o nichž jsme informovali s Martinem Gembecem v článku, který můžete brát jako nultý díl našeho seriálu. Objevily se zde sice některé nové informace, jež v článku nepokrýváme, vrátíme se k nim však v kratším samostatném článku nepatřícím do této série. Ale dost bylo řečí, pojďme se podívat na výsledky zveřejněné od poloviny července. Hned na úvod poruším o kousek výše zmíněné pravidlo, když se zaměříme na fotografii Neptunu, brzy však uvidíte, že pro to máme dobrý důvod.

Bůh moří Neptun

Poměrně značná část pozorovacího času Webbova dalekohledu je věnovaná studiu objektů naší Sluneční soustavy. Teleskop nemůže pozorovat Zemi, ani jiné objekty, které jsou od Slunce stejně daleko nebo dokonce blíže. Může se však zaměřit třeba na Mars nebo jakékoliv vzdálenější těleso. Proto v nedávné době sledoval nejvzdálenější planetu našeho systému – ledový obr Neptun.

Výsledky této kampaně už podrobně rozebírá v článku z konce září Dušan Majer. My se proto zaměříme pouze na jeden snímek zachycený přístrojem NIRCam. Jedná se o fotografii na níž se sice vyskytují Neptun i jeho velký měsíc Triton, ani jeden z nich však na fotografii zcela nedominuje. Přestože je totiž ve srovnání se Zemí Neptun dosti velká planeta, leží současně velmi daleko. Na zmíněném snímku vidíme Neptun společně s objekty vzdálenějšího vesmíru.

Povšimnout si můžeme zejména stovek galaxií. Ty jsou sice extrémně vzdálené, zároveň však hodně velké, některé z nich proto působí téměř stejně majestátně jako náš ledový obr. Nápadná je zejména velmi jasná galaxie v levém dolním rohu obrázku. Jde o spirální galaxii s příčkou vzdálenou asi 1,2 miliardy světelných let, která až dosud pozornosti vědců unikala. Galaxiím tohoto typu často dominují mladé horké hvězdy vykazující namodralou barvu. Nejinak je tomu i v tomto případě.

Fantomová galaxie M74

Objektem zájmu se pro Webbův dalekohled stala také M74, někdy nazývaná Fantomová galaxie. Jde o typickou spirální galaxii s výraznými rameny vzdálenou zhruba 35 milionů světelných let ve směru souhvězdí Ryb. Dosahuje asi poloviční velikosti oproti Mléčné dráze a je plošně poměrně málo jasná, proto jde pro amatérské astronomy o nejhůře pozorovatelný objekt Messierova katalogu. Naopak pro profesionální astronomy se jedná o téměř ideální cíl, jelikož galaxie na obloze vykazuje poměrně značnou úhlovou velikost a navíc je pro pozorování ze Země velmi vhodně natočena.

Na snímku pořízeném přístrojem MIRI vidíme velmi pěkně centrální oblast galaxie. Ihned si všimneme volného pohledu do středu galaxie. Není zde přítomen plyn, který by zakrýval výhled, lze proto spatřit centrální hvězdokupu. Výrazná jsou i majestátní spirální ramena. Galaxie M74 se díky svým velmi zřetelným a dobře rozlišitelným spirálním ramenům stává častým cílem vědců studujících původ a složení spirálních galaxií. Řada jiných galaxií má totiž svou strukturu dosti rozmazanou.

Toto pozorování Webbova teleskopu je součástí širší observační kampaně jejíž hlavní cíl představuje dozvědět se více informací o formování hvězd v našem vesmírném sousedství. Proto Webb postupně nasnímá 19 blízkých hvězdotvorných galaxií. Ty již pozoroval Hubbleův dalekohled a také některé velké pozemní optické teleskopy a radioteleskopy, ale kvalitní infračervené fotografie z Webbu umožní přesné stanovení místa vzniku hvězd nebo určení stáří a hmotnosti zdejších hvězdokup. A především, kombinace dat z přístrojů pracujících v rámci celého elektromagnetického spektra dovolí specialistům získat mnohem lepší přehled, než údaje z jediného, byť skvělého zařízení.

Snímek Webbova teleskopu obzvláště vynikne při srovnání s fotografií téže oblasti pořízenou Hubbleovým dalekohledem. Hubble ukazuje starší červené hvězdy více ve středu galaxie a naopak mladší modré hvězdy ve spirálních ramenech a dále potom místa nejaktivnější tvorby nových hvězd, červené bubliny HII oblastí. Webb naopak zdůrazňuje spíše oblaka plynu a prachu ve spirálních ramenech galaxie a hustou hvězdokupu ve středu.

Krásná kombinace obrazů obou přístrojů potom ukazuje červenou barvou chladnější oblasti prachu ve spirálních ramenech, oranžová značí teplejší prach a modrá mladé a jasné hvězdy ve spirálních ramenech. Starší hvězdy nacházející se poblíž jádra, jež vidíme azurově až zeleně, způsobují zvláštní a trochu tajemnou záři z galaktického středu. HII bubliny, kde se nejvíce tvoří nové hvězdy jsou potom naznačeny růžově.

Galaxie IC 5332

Nejnovější galaxií na níž se zaměřil Webbův teleskop je spirální galaxie IC 5332 vzdálená necelých 30 milionů světelných let. Pokud jde tedy o velikost celého vesmíru, nachází se v podstatě za rohem. IC 5332 leží na jižní hvězdné obloze ve směru souhvězdí Sochaře, které u nás nad obzor sice vychází, avšak jen velmi málo, z našich končin je prakticky nepozorovatelné. Mimochodem, souhvězdí Sochaře je zajímavé tím, že se v něm nachází jižní galaktický pól.

IC 5332 je vcelku běžná spirální galaxie, jakých ve vesmíru najdeme miliardy. Na obloze dosahuje zdánlivé magnitudy 10,5, lze ji proto pozorovat i středně velkými astronomickými dalekohledy. V minulosti ji nasnímal i Hubbleův dalekohled, není tedy překvapení, že se na ni zaměřil i Webb. Přestože je zajímavé oba snímky porovnat, musíme si uvědomit, že se dosti liší, neboť Hubble pozoroval ve viditelném světle, zatímco Webb použil infračervené záření středních vlnových délek.

Na obrázku z Webbova dalekohledu hned na první pohled zaujme několik věcí. Předně je to dobře viditelná a výrazná pavučina plynu a prachu. U fotografie z Hubbleova dalekohledu ve viditelném a ultrafialovém oboru zřetelně vidíme typická spirální ramena, na která jsme zvyklí od jiných galaxií. Avšak u snímku z MIRI si lze spíše všimnout mimořádně komplexních tvarů vytvořených mračny plynu a prachu vyzařujícími infračervené záření. I tady pozorné oko tuší spirálový tvar, ovšem o poznání méně výrazný než u staršího snímku z Hubbleova dalekohledu. A můžeme se zaměřit i na dosti nevýrazné jádro. Lze proto vcelku snadno určit, že centrální supermasivní černá díra nevykazuje zvýšenou aktivitu a IC 5332 tudíž není ani kvasarem ani jiným typem aktivní galaxie.

Galaxie kolo od vozu

Nejzajímavější dosud Webbem nasnímanou galaxií je ale bezesporu galaxie Kolo od vozu. Nachází se 500 milionů světelných let od Slunce ve směru souhvězdí Sochaře. Její průměr činí asi 145 000 světelných let a dosahuje zdánlivé magnitudy 15,2. Pro její pozorování už tedy potřebujeme alespoň středně velký astronomický dalekohled.

Galaxie vykazuje dosti zvláštní vzhled, skládá se totiž ze dvou částí, menšího světlejšího vnitřního kruhu a naopak rozlehlého vnějšího kruhu, který je méně jasný, zato však výrazně barevný. Podivný zjev vznikl jako důsledek srážky dvou galaxií před zhruba 400 miliony roky. Pro srovnání, nejstarší rostliny, konkrétně mechy, se na zemské souši objevily před asi 460 miliony lety, nejstarší hmyz pochází z období před 350 miliony lety a první dinosauři vznikli až v období před asi 250 miliony roky.

Ale zpět k naší galaxii. Zajímavé je, že i po srážce zůstala zachovaná velká část vzhledu původní velké spirální galaxie, včetně vcelku zřetelně patrné spirální struktury. Spirální ramena vybíhající z vnitřního menšího kruhu připomínají paprskový výplet kola, což společně s celkovým tvarem objektu dalo galaxii její název.

Na počátku srpna se na galaxii kolo od vozu zaměřil Webbův dalekohled, když provedl snímkování přístroji NIRCam a MIRI. Složený snímek v blízkém i středním infračerveném záření zobrazuje data z MIRI červeně, zatímco část z NIRCam vidíme modře, oranžově a žlutě.

Povšimněte si, že červeně jsou zbarvena především výše zmíněná spirální ramena galaxie a také prakticky celý její vnější okraj. Tuto barvu v galaxii Kolo od vozu, ale také v nedaleké doprovodné galaxii, způsobují mračna prachu bohatá na uhlovodíky. Uprostřed záplavy červených shluků prachu ale můžeme vidět také množství modrých teček reprezentujících buď jednotlivé mladé hvězdy, nebo celé kapsy v nichž se nové hvězdy rodí. Snímek také jasně ukazuje rozdíl mezi populací starých hvězd poblíž jádra, kde se nachází i spoustu hustého prachu, a mladšími hvězdami mimo galaktický střed.

Samostatný snímek z MIRI ukazuje galaxii kolo od vozu poněkud odlišně, ale neméně zajímavě. Poněkud více vynikají oba prstence, jasný vnitřní, ale i vnější, u nějž pozorujeme množství míst, kde vznikají nové hvězdy. Naopak oblast mezi oběma prstenci ukazuje MIRI výrazně méně jasně než kompozitní snímek, přesto zde lze zaznamenat velké množství hvězd i hvězdokup.

Infračervené záření středních vlnových délek zřetelně lokalizuje místa shluků prachu bohatého na uhlovodíky a další chemické látky. Ve vnějším prstenci představuje nejjasnější místo oblast blízko pravého dolního rohu, což způsobuje vysoká koncentrace mladých horkých hvězd. Ty ovlivňují okolní prach tvořený převážně uhlovodíky a vyvolávají jeho jasnou oranžovou záři. Nicméně prach ve spirálních ramenech připomínajících paprsky kola je tvořen převážně silikáty, což jsou chemické sloučeniny vyskytující se hojně i na Zemi, přesněji řečeno v zemské kůře.

Dá se říci, že se galaxie kolo od vozu nachází v přechodné fázi. Po zmíněné srážce se prozatím vyvinula do pozorovaného tvaru, ale zda se jedná o podobu definitivní nikdo s jistotou neví. Data z Webbova dalekohledu však dovolí mnohem lépe pochopit minulost galaxie, což v konečném důsledku povede ke zpřesnění modelů vývoje v blízké i vzdálenější budoucnosti.

Arachnofobici pryč aneb vesmírná tarantule

V naší Galaxii se nachází spousta míst zrodu nových hvězd, z nichž nejznámější je patrně Orlí mlhovina M16 v souhvězdí Hada, která obsahuje proslulé Sloupy stvoření. Nicméně nejjasnější a největší hvězdná porodnice v Místní skupině se nenachází ani v Mléčné dráze, ani v dalších větších spirálních galaxiích M31 v Andromedě nebo M33 v Trojúhelníku, ale v menší galaxii Velký Magellanův oblak.

Nepravidelná trpasličí galaxie vzdálená od nás asi 170 000 světelných let je jednou z mnoha satelitních galaxií Mléčné dráhy. Na obloze ji najdeme na rozhraní souhvězdí Tabulové hory a Mečouna, obě leží blízko jižního nebeského pólu, ze střední Evropy tedy tuto galaxii nikdy spatřit nemůžeme. Velký Magellanův oblak je zajímavý díky mnohým astronomickým úkazům. V roce 1987 zde vybuchla poslední supernova viditelná pouhým okem, SN 1987A a nachází se tu také zmíněná jasná oblast tvorby nových hvězd známá jako mlhovina Tarantule.

Tato mlhovina představuje nejjasnější objekt Velkého Magellanova oblaku a je skutečně obří, její průměr činí 1000 světelných let. Protože jde o velmi aktivní oblast tvorby nových hvězd, nacházejí se zde některé z největších, nejvíce horkých a nejzářivějších známých hvězd. Mlhovinu studovali astronomové velmi důkladně již dříve, nedávno se na ni ale zaměřil i Webbův dalekohled, který provedl pozorování hned trojicí svých přístrojů.

NIRCam pořídil velmi pěkný a také hodnotný snímek, jenž ukazuje desítky tisíc velmi mladých nedávno vzniklých hvězd, ale také strukturu a složení prachu a plynu tvořících mlhovinu. Tyto mladé horké hvězdy vidíme jako jasné světle modré body, mezi nimi můžeme spatřit i hvězdy, které jsou zdánlivě červené. Jedná se o objekty dosud zahalené prachem mlhoviny. Tyto hvězdy může NIRCam detekovat díky tomu, že disponuje skvělým rozlišením v blízkém infračerveném záření.

Ve středu obrázku si povšimněte dutiny vytvořené zářením skupiny horkých mladých hvězd, které jsou na fotografii také vidět jako modře zářící body. Uprostřed hvězdokupy, jež leží v centrální dutině vpravo od středu lze spatřit hustý shluk plynu, jeden z posledních zbytků mlhoviny, který mladé hvězdy svým zářením a hvězdným větrem ještě nerozfoukaly.

V horní části centrální dutiny se nachází starší hvězda, u níž ihned zaujme osm charakteristických difrakčních hrotů, artefakt konstrukce dalekohledu. Horní svislý hrot hvězdy téměř přímo ukazuje na výraznou bublinu v prachovém oblaku. V ní se nachází další mladá hvězda stále obklopená prachem. Tento hvězdný novorozenec bublinu čím dál více vyfukuje a začíná si v materiálu mlhoviny vytvářet vlastní dutinu.

Právě tato bublina se stala cílem druhého z přístrojů NIRSpec, který změřil chemické složení okolí hvězdy. Atomární kyslík, na obrázku modře, se objevuje v bezprostřední blízkosti mladé hvězdy a také mimo bublinu, zatímco v bublině se vyskytuje molekulární vodík (zeleně) a komplexní uhlovodíky (červeně). To ukazuje, že tato bublina je vrcholem hustého sloupu plynu a prachu vystřelovaného zářením z hvězdokupy mladých horkých hvězd, které se nachází vpravo dole.

Mlhovinu Tarantule pozoroval i přístroj MIRI na delších vlnových délkách. Tento snímek je také zajímavý, byť po pravdě řečeno o něco méně působivý než fotografie z NIRCam. Ačkoliv je však jedním z úkolů Webba dělat krásné snímky, zajisté to není úkol hlavní. Tím je pochopitelně špičková věda. A to snímek splňuje bezezbytku, ukazuje totiž mlhovinu v úplně jiném světle než NIRCam.

Na snímku jsou mnohem méně patrné mladé horké hvězdy, naopak na významu získává zářící plyn a prach. Právě prachová mračna zobrazená modrou a fialovou barvou, jejichž jas způsobují přítomné uhlovodíky, dominují tomuto obrázku. Oproti snímku z NIRCam si lze také povšimnout, že mlhovina je zdánlivě více rozmazaná. To je dáno tím, že infračervené záření středních vlnových délek umožňuje nahlédnout hlouběji do prachových mračen.

Viditelné jsou třeba některé ze zárodků nových hvězd, tzv. protohvězdy, které ještě nestihly odfouknout prach kolem sebe. Nachází se proto uvnitř zvláštních útvarů připomínajících zámotky. Také ony časem způsobí erozi okolního materiálu a začnou více utvářet vzhled mlhoviny. Tyto protohvězdy můžeme vidět třeba ve velmi jasné oblasti nahoře kousek nalevo od středu snímku.

Jiná místa, jako například lokalita kolem pravého dolního rohu, jsou dosti tmavá. Jedná se o oblasti s největší hustotou prachu, jimiž nemohou proniknout ani infračervené paprsky středních vlnových délek. Právě zde se hvězdy tvoří v současnosti, popřípadě se budou tvořit v blízké budoucnosti. Vraťme se ještě ke snímku pořízeném NIRCam, na němž můžeme spatřit materiál zbarvený do rezava. Jde o chladnější plyn, přičemž barva nám napovídá, že je mlhovina v těchto místech bohatá na složitější uhlovodíky. Právě z tohoto materiálu se vytvoří další hvězdy.

Kam může vést skleníkový efekt aneb atmosféra WASP-39 b

První důkaz přítomnosti oxidu uhličitého v atmosféře planety mimo naši Sluneční soustavu přineslo pozorování exoplanety WASP-39 b. Ta byla objevena tranzitní metodou (pozorování přechodu planety přes disk hvězdy) v roce 2011 v rámci mezinárodního projektu Wide Angle Search for Planets (WASP). Nachází se ve směru souhvězdí Panny asi 700 světelných let od Slunce. Mateřská hvězda spadá do hlavní posloupnosti a do spektrální třídy G, stejně jako naše Slunce, WASP-39 je ovšem o něco málo menší.

Planeta WASP-39 b patří do kategorie horkých Jupiterů, jde o plynného obra, který obíhá velmi blízko své hvězdě, v tomto případě 7 milionů kilometrů daleko. Jeden oběh trvá o něco málo více než čtyři dny. Na planetě panují pekelné podmínky, teplota stoupá až na 900 °C. Zatímco WASP-39 b dosahuje poloměru 1,27 krát vyššího než je poloměr Jupiteru (R_J), hmotnost planety je pouze asi čtvrtinou hodnoty Jupiteru (0,28 M_J). V důsledku toho má planeta extrémně nízkou hustotu jen 0,19 g/cm³, zatímco se hustota Jupiteru dostává až na hodnotu 1,33 g/cm³.

Atmosféru této exoplanety zkoumali odborníci již v roce 2018, mimo jiné pomocí Hubbleova a Spitzerova dalekohledu. Tehdy zde nalezli molekuly vodní páry, sodíku a draslíku. Avšak mnohem přesnější a detailnější průzkum provedl Webbův dalekohled. Že byla hned jako druhý cíl pro stanovení spektra exoplanety vybrána právě WASP-39 b není náhoda. Vzhledem ke krátké oběžné době a tedy častým přechodům před mateřskou hvězdou a s ohledem na velký objem atmosféry totiž představuje pro podobný výzkum téměř ideální cíl.

K pozorování planety použil vědecký tým přístroj NIRSpec, tedy Near-Infrared Spectrograph, který je už dle názvu vhodný pro získávání spektroskopických dat ze vzdálených objektů. Něco takového je malý zázrak a to jakým způsobem mohou experti získat informace o chemickém složení objektů, na které si nikdy nebudou moci fyzicky sáhnout si můžete přečíst v článku, v němž jsme s Martinem Gembecem rozebírali první zveřejněné snímky Webbova dalekohledu.

Nyní nám postačí vědět, že různé chemické látky (v tomto případě plyny) absorbují různé vlnové délky elektromagnetického záření. Potom pouze potřebujeme analyzovat světlo vyzářené hvězdou, které prochází atmosférou planety napříč celým elektromagnetickým spektrem. Díky tomu lze určit přesné chemické složení daného objektu.

Právě to astronomové provedli u WASP-39 b, když měřili velmi jemné rozdíly v jasu na vlnových délkách 3 až 5,5 mikrometru. Na vlnové délce 4,1 až 4,6 mikrometru nalezli velmi jasný pík oxidu uhličitého. Toto zjištění je velmi důležité, neboť jde o první důkaz přítomnosti CO₂ na některé z exoplanet. Molekuly oxidu uhličitého nám mohou napovědět více o původu a následném vývoji sledované exoplanety.

Výsledek Webbova dalekohledu také znamená velký příslib do budoucna. Natolik kvalitní pozorování na těchto vlnových délkách je zásadní pro budoucí měření přítomnosti oxidu uhličitého, vodní páry nebo metanu na mnoha dalších exoplanetách. Podle zjištění astronomu to vypadá, že by Webb měl stačit i na určení spektra atmosfér u menších kamenných planet.

Pestrobarevná tečka aneb přímé zobrazení planety HIP 65426 b

Extrasolární planety, tedy planety u jiných hvězd, známe už tři desetiletí. Právě tolik času totiž uplynulo od objevu prvního známého tělesa tohoto druhu. Poprvé přímo zobrazit planetu u jiné hvězdy se podařilo o 12 let později. A dnes se pohybuje počet přímo zobrazených planet v řádu nižších desítek. Vzhledem k parametrům Webbova dalekohledu se očekávalo, že umožní přímo pozorovat některé bližší a jasnější exoplanety.

Není proto divu, že jeden z prvních cílů pro nový vesmírný teleskop bylo právě přímé zobrazení některé z exoplanet. Jako vhodný cíl zvolili vědci těleso HIP 65426 b objevené v roce 2017 přístrojem SPHERE na Evropské jižní observatoři. Hvězda HIP 65426 se nachází 385 světelných let od Slunce ve směru souhvězdí Kentaura. V systému známé jedinou planetu, plynného obra s poloměrem 1,41 R_J a hmotností 7,1 M_J. Planeta tedy není obyvatelná, ale i kdyby byla, vznikla teprve před asi 15 až 20 miliony roky, takže by se na ní život stejně nestihl vyvinout. Hvězdu a její planetu dělí 92 astronomických jednotek. Právě to z ní, společně s velikostí, činí vhodný objekt pro snímkování.

To provedl Webbův dalekohled pomocí instrumentů NIRCam a MIRI, které jsou vybaveny koronografy blokujícími světlo mateřské hvězdy. Bez těchto clon by bylo pozorování velmi obtížné, neboť je světlo planety několik tisíc krát slabší než světlo hvězdy ve střední infračervené oblasti a dokonce 10 000 krát slabší v blízké infračervené oblasti.

Webbův dalekohled pořídil snímek HIP 65426 b na čtyřech vlnových délkách a to 3,0 a 4,4 mikrometru (NIRCam) a 11,4 a 15,5 mikrometru (MIRI). Na každém ze čtyř snímků vypadá planeta mírně odlišně kvůli tomu, že různé přístroje dalekohledu zachytávají a zpracovávají světlo odlišným způsobem. Výše jsme zmínili, že světlo mateřské hvězdy, jejíž umístění označuje na každém snímku bílá pěticípá hvězda, odstranil koronograf. To však není zcela přesné, neboť koronograf dokáže odstranit „pouze“ větší část jasu hvězdy, zbytek se odečte při zpracování fotografie. Důležité je ještě poznamenat, že na snímcích z NIRCam můžeme vidět zvláštní útvary jakoby související s planetou. Jedná se ovšem o artefakty optiky teleskopu, nikoliv reálně existující útvary v systému poblíž planety.

První přímé zobrazení planety z kosmického prostoru provedl už dříve Hubbleův vesmírný teleskop, Webb tedy prvenství v tomto případě nezískal. Přesto je tento výsledek nesmírně důležitý. Ne snad ani kvůli samotnému výzkumu planety HIP 65426 b, byť i ten není bez významu, ale především díky tomu, že nám naplno ukazuje budoucí možnosti Webbova dalekohledu a rovněž naznačuje cestu pro další výzkum ve vzdálenější budoucnosti prováděný pomocí pokročilejších vesmírných observatoří.

Závěr

Webbův vesmírný dalekohled sice provádí vědecká měření teprve několik měsíců, už nyní ale jasně ukázal své možnosti. Výsledky, které jsme si tady dnes představili jsou bezesporu podivuhodné a podstatné, přesto představují jen malou ochutnávku toho, na co se můžeme těšit v příštích týdnech, měsících a letech. Pevně věřím, že seriál, jehož první díl právě končí, bude vycházet ještě řadu roků a ukážeme si v něm množství přelomových objevů.

Použité a doporučené zdroje

• ESA Webb: https://esawebb.org/
• NASA Web: https://webb.nasa.gov/
• Webb Telescope: https://webbtelescope.org/
• WASP Planets: https://wasp-planets.net/
• SPHERE ESO: http://www.eso.org/sci/facilities/paranal/instruments/sphere.html

Zdroje obrázků

• https://www.esa.int/var/esa/storage/images/esa_multimedia/images/2022/01/webb_wallpaper/23901370-1-eng-GB/Webb_wallpaper_pillars.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2205b.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2214d.jpg
• https://cdn.spacetelescope.org/archives/images/screen/potw2235a.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/potm2208a.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/potm2208c.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/potm2208b.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/potm2209a.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/potm2209b.jpg
• https://cdn.spacetelescope.org/archives/images/screen/opo9636a1.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2211a.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2211b.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/2/2b/Eagle_Nebula_from_ESO.jpg/1200px-Eagle_Nebula_from_ESO.jpg
• https://cdn.spacetelescope.org/archives/images/screen/heic1402b.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2212a.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2212d.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2212b.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2212c.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2213a.jpg
• http://www.exoplanetkyoto.org/exohtml/WASP-39_b_Orb.png
• https://cdn.spacetelescope.org/archives/images/screen/heic1804b.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2213c.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2213b.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/1/12/Primera_foto_planeta_extrasolar_ESO.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/1/14/The_unusual_exoplanet_HIP_65426b_%E2%80%94_SPHERE%27s_first.jpg
• https://blogs.nasa.gov/webb/wp-content/uploads/sites/326/2022/08/STSCI-J-p2022-HIP65426b-f-1528×1130-1.png