V premiérovém dílu našeho seriálu S Webbem za hlubokým nebem jsme si představili první várku zajímavých snímků a vědeckých dat z největšího současného dalekohledu pracujícího v kosmickém prostoru. Většina pozorovaných objektů z premiérového dílu se nacházela na jižní hvězdné obloze. V aktuálním pokračování se více zaměříme i na severní hvězdnou oblohu, kde se rovněž nachází množství cílů vhodných pro pozorování. Čeká nás dnes několik galaxií, hvězd a protohvězd, začneme ale u extrémně vzdálených objektů raného vesmíru.

MACS0647

Hned první zveřejněný snímek nového moderního astronomického dalekohledu z 12. července zobrazoval kupu galaxií, která působí jako gravitační čočka a zesiluje obraz vzdálenějších jinak neviditelných objektů. Nyní pořídil Webbův teleskop podobný snímek, tentokrát na kupě galaxií MACS0647.7+7015 ležící asi 7 miliard světelných let od Slunce ve směru souhvězdí Žirafy. Kupu pozoroval již Hubbleův dalekohled, který zde pomocí gravitační čočky našel objekt MACS0647-JD s rudým posuvem 10,7 (vlnová délka záření se za dobu letu k nám prodloužila 10,7 krát), čemuž odpovídá vzdálenost asi 13,3 miliardy světelných let. Šlo tak o jeden z nejvzdálenějších známých objektů našeho vesmíru.

Webb se zaměřil na stejné místo oblohy a pořídil krásný a vědecky hodnotný snímek této galaktické kupy, na němž je patrný i MACS0647-JD. Gravitační čočka tentokrát dokonce způsobila, že se obraz objektu objevil samostatně na třech různých místech fotografie. Tyto tři obrazy jsou zvětšeny v pravé části snímku a označeny jako JD 1, JD 2 a JD 3. Jejich lokalizaci v hlavní části obrázku pak ukazují bílé rámečky s číselným označením. Že se jedná o tři obrazy téhož objektu lze zjistit poměrně snadno spektroskopickým měřením, které určí a porovná jejich chemické složení.

Povšimněte si prosím, že MACS0647-JD vypadá poněkud zvláštně. Podíváte-li se totiž podrobně na tři snímky vpravo, zjistíte, že se zdá jako bychom ve skutečnosti viděli dva objekty. Není dosud zcela jasné na co přesně se díváme, může se jednat o dva větší shluky hvězd ve stejném objektu, může ale také jít o dvě interagující nebo se dokonce srážející galaxie. V takovém případě by šlo o nejstarší zaznamenané splynutí dvou galaxií.

Abell 2744

Další snímek kupy galaxií čočkující vzdálenější objekty zveřejnil tým Webbova dalekohledu v polovině listopadu. V popředí vidíme kupu Abell 2744 nazývaný též „Pandor Cluster“ podle Pandory z řeckých bájí. Tato kupa se nachází asi 4 miliardy světelných let daleko ve směru souhvězdí Sochaře na jižní hvězdné obloze. To ve středu Evropy vychází nad obzor jen velmi nízko a jen po dosti omezenou dobu, takže je od nás prakticky nepozorovatelné. Nicméně i kdyby od nás šlo vidět lépe, kupa Abell 2744 je tak slabá, že bychom ji pouhým okem nebo menšími dalekohledy stejně vidět nemohli.

Kupa samotná, přestože krásná, zde ovšem posloužila především jako gravitační čočka zesilující obraz velmi vzdálených galaxií. Na přiloženém obrázku z přístroje NIRCam máme vyznačeny konkrétně dvě extrémně daleké galaxie. První z nich, na snímku uprostřed nahoře, vykazuje rudý posuv 10,5, čemuž odpovídá vzdálenost něco málo přes 13,4 miliardy světelných let. Druhá z galaxií (obrázek uprostřed dole) by měla mít rudý posuv dokonce 12,5, což značí vzdálenost asi 13,44 miliardy světelných let. Obě galaxie jsou na původním obrázku s kupou Abell 2744 jen malými tečkami, proto je jejich pozice vyznačena bílými čtverci.

Takto vzdálené galaxie jsou oproti Mléčné dráze nebo dalším blízkým galaxiím ve většině parametrů velmi odlišné. Kupříkladu jejich hmotnost a velikost dosahuje oproti současným galaxiím jen zhruba jednotek procent. Neobsahují také žádné prvky těžší než vodík a helium. Zato se v nich nachází velké množství plynu z nějž se mimořádně rychle tvořily nové hvězdy, které se ovšem od současných hvězd také dosti lišily. Protože je tvořil jen vodík a helium, nabývaly výrazně větší hmotnosti a rovněž byly podstatně zářivější, než dnešní hvězdy. Existuje dokonce naděje, že díky Webbovu dalekohledu spatříme bájné hvězdy populace III, první hvězdy, které po velkém třesku vznikly v raném vesmíru.

Zatímco až dosud dokázali astronomové najít jen několik galaxií s rudým posuvem vyšším než 10, nyní se zdá, že díky Webbovu dalekohledu budou mít k dispozici stovky až tisíce podobných objektů. To dovolí nejen vytvořit mnohem lepší statistiku pozorovaných mladých galaxií, ale především umožní více prozkoumat jejich parametry a vzájemné odlišnosti. Zdá se, že se ve velmi raném vesmíru začaly galaxie formovat možná už 100 milionů let po velkém třesku. Mnoho galaxií bylo zřejmě také oproti očekávání výrazně zářivějších.

Tato měření znamenají možnou nutnost přepracování našich modelů vzniku a vývoje prvotních galaxií. Avšak na rozdíl od přesvědčení některých lidí žádným způsobem neohrožují platnost teorie velkého třesku. K tomu se ale vrátíme později v kratším samostatném článku.

Kvasar SDSS J165202.64+172852.3

Webb se zaměřil i na kvasar porušující základní Cimrmanovu zásadu pedagogiky, jeho název je totiž nezapamatovatelný. Přesto je však mimořádně zajímavý. Nachází se 11,5 miliardy světelných let daleko a leží ve směru souhvězdí Herkula. Vzhledem k extrémní vzdálenosti vykazuje už dosti značný rudý posuv o hodnotě 2,94.

Hubbleův dalekohled se zaměřil na oblast v souhvězdí Herkula a ve viditelné a blízké infračervené oblasti zde získal krásný snímek hlubokého vesmíru s množstvím bližších i vzdálenějších galaxií a s kvasarem SDSS J165202.64+172852.3 přesně ve středu záběru. Další obrázek ukazuje v levé části také původní Hubbleův snímek, v pravé polovině lze ovšem vidět výřez ukazující detail zmíněného kvasaru. Tento podrobný záběr a spektroskopickou analýzu provedl Webbův teleskop.

Velký barevný obrázek kvasaru pořídil NIRSpec. Skládá se ze čtyř úzkopásmových snímků vytvořených v režimu integrální spektroskopie, který dovoluje získat nejlepší informace o jednom konkrétním objektu, byť vzdáleném miliardy světelných let. Tyto úzkopásmové snímky ukazují emise dvojitě ionizovaného kyslíku, jehož emisní čára běžně leží ve viditelném světle. Vlnová délka této čáry je asi 500 nm, což odpovídá zhruba hranici mezi modrou a zelenou. Jenže vzhledem ke vzdálenost kvasaru a značnému rudému posuvu došlo i k posunutí této spektrální čáry až do infračervené oblasti.

Každá barva zde představuje relativní rychlost plynného ionizovaného kyslíku. Červená a žlutá ukazují plyn vzdalující se od kvasaru směrem od nás, modrá naopak značí, že se plyn od kvasaru vzdaluje ve směru k nám. Zelená barva potom znamená, že relativní rychlost plynu vůči nám zůstává nulová. Vzhledem k nám je plyn stabilní, nevzdaluje se, ani se nepřibližuje.

Zcela vpravo vidíme čtyři malé fotografie, které přestavují uvedené úzkopásmové snímky. Tentokrát ale samostatně, nikoliv zkombinované dohromady jako na středním obrázku. Význam barev je totožný jako na složeném snímku. Nahoře tedy vidíme plyn vzdalující se od kvasaru směrem od nás rychlostí 700 km/s, pod ním žlutě plyn vzdalující se stejným směrem zhruba poloviční rychlostí, zeleně plyn, který se k nám ani nepřibližuje, ani se od nás nevzdaluje a nakonec zcela dole i plyn vzdalující se od kvasaru ve směru k nám rychlostí 350 km/s.

IC 1623

Ani dnes se nevyhneme srážejícím se galaxiím. Zatímco v minulém díle jsme hovořili o galaxii Kolo od vozu vzniklé v minulosti srážkou dvou galaxií, dnes se zaměříme na galaxie IC 1623 A a B (IC značí Index Catalogue z roku 1895, doplněk k New General Catalogue (NGC) z roku 1888). Ty se nacházejí asi 270 milionů světelných let od nás ve směru souhvězdí Velryby. Objevil je v roce 1897 americký astronom Lewis Swift, stejný muž který o 35 let dříve spoluobjevil kometu 109P/Swift-Tuttle, mateřské těleso dnes asi nejpopulárnějšího meteorického roje Perseidy.

Zajímavé srovnání ukazuje záběry z Hubbleova dalekohledu a z přístrojů NIRCam a MIRI na Webbově teleskopu. Vedle sebe máme srovnané fotografie pořízené ve viditelném světle, blízkém a středním infračerveném záření. Hubble a NIRCam ukazují především splývající galaxie jako celek a jejich srážkou pokroucená spirální ramena, ačkoliv NIRCam už trochu více zdůrazňuje i galaktické centrum.

Jádro nově se formující galaxie, kde dochází i ke slučování centrálních supermasivních černých děr a formování jedné výrazně větší a masivnější černé díry, však více vynikne až na pravém snímku z MIRI. Kromě toho střední infračervené vlny zvýrazňují i oblasti tvorby mladých hvězd, zahřátý plyn a prach a také slabě zářící mezihvězdný materiál.

V běžných spirálních galaxiích se hvězdy rodí relativně zřídka, srážka dvou galaxií obvykle vyvolá velmi bouřlivou vlnu vzniku nových hvězd. Konkrétně v IC 1623 se hvězdy formují asi dvacetkrát rychleji než v naší Mléčné dráze. V takovém případě hovoříme o hvězdotvorné galaxii. Většina známých galaxií s vysokou mírou tvorby nových hvězd se právě sráží s jinou galaxií či kolem jiné galaxie aspoň velmi blízko prolétá. Hvězdotvorná galaxie ovšem obvykle poměrně rychle spotřebuje zásoby materiálu potřebného pro zrod nových hvězd, období hvězdotvornosti proto obvykle trvá vcelku krátkou dobu.

Webbův kompozitní snímek z přístrojů NIRCam a MIRI ukazuje mimořádně detailně plyn používaný jako palivo ve hvězdných porodnicích. Kromě toho si můžete všimnout osmi dosti výrazných difrakčních hrotů typických spíše pro hvězdy naší galaxie. Ty se většinou takto zřetelně objevují jen u jasnějších objektů. Webb ale díky tomu, že používá infračervené záření dokáže prohlédnout materiál zakrývající oblast nedaleko galaktického středu. Ta se ukázala natolik zářivá a kompaktní, aby se při jejím pozorování tyto difrakční hroty objevily.

Galaxii IC 1623 měli astronomové v hledáčku již dříve, studovali ji mnoha přístroji včetně Hubbleova dalekohledu. V pozorování však překáželo množství prachu neprůhledného pro viditelné světlo. Práce v infračerveném oboru a dobré rozlišení předurčují Webb ke sledování takovýchto objektů. IC 1623 je navíc v infračerveném záření obzvláště jasná, hodí se tedy kromě vlastního výzkumu i pro testování schopností přístrojů a optiky Webbova dalekohledu při studiu velmi zářivých galaxií.

ZW 96 II

Druhým párem srážejících se galaxií zachycených Webbovým dalekohledem byl objekt ZW 96 II, někdy též II ZW 96. Jedná se o dvojici slučujících se galaxií ležících asi 500 milionů světelných let od nás ve směru souhvězdí Delfína, které se nachází poblíž nebeského rovníku. I zde už dříve došlo ke snímkování Hubbleovým dalekohledem.

Na obrázku pořízeném přístroji NIRCam a MIRI můžete ihned vidět dosti neuspořádaný tvar obou objektů, což je pro galaxie ve fázi slučování obvyklé. Dobře patrná jsou velmi jasná jádra obou galaxií mezi nimiž se nachází pásy hvězdotvorných oblastí. Právě ty jsou pro Webbův teleskop ideálním cílem, neboť výzkum vývoje hvězd patří mezi základní úkoly projektu. Kromě toho vidíme i spirální ramena, které jsou ovšem vlivem srážky dosti pokroucená.

Tato dvojice galaxií je navíc velmi jasná v infračervené části spektra. Jejich svítivost je asi 100 miliard krát vyšší než u Slunce. Nové pozorování spadá do obsáhlejšího programu průzkumu galaxií a prostředí, která se v nich nachází a to včetně splynutí dvou nebo více galaxií. Vzhledem k tomu, že všechny cíle pozorovacího programu již pozoroval Hubbleův dalekohled nebo pozemní observatoře, získají vědci velmi cenné srovnání dat z více teleskopů. Snímky navíc dobře ukazují schopnost Webba zobrazit neobyčejné detaily při studiu i poměrně vzdálených a komplexních objektů.

Wolf-Lundmark-Melotte

Mléčná dráha není součástí žádné větší kupy galaxií, nýbrž menšího uskupení známého jako Místní skupina galaxií. Ta obsahuje jen tři větší spirální galaxie, naši Mléčnou dráhu, galaxii v Andromedě (M31) a galaxii v Trojúhelníku (M33). Kromě velkých galaxií ale obsahuje Místní skupina i řadu menších trpasličích galaxií. Množství z nich obíhá kolem větších spirálních galaxií. Máte-li rádi Star Wars, možná víte, že velká spirální galaxie světa Star Wars má několik menších satelitních galaxií. Nejinak je tomu i u Mléčné dráhy, kde se ale počet satelitů nepohybuje v jednotkách, ale dostává se až na číslo 68. Mezi nejznámější satelitní galaxie patří třeba Magellanova oblaka na jižní obloze.

Kromě toho ovšem obsahuje Místní skupina i další menší galaxie, které nejsou satelity žádné z větších galaxií. Mezi takové patří i nepravidelná galaxie Wolf-Lundmark-Melotte (WLM), kterou objevil v roce 1909 německý astronom Max Wolf a její zařazení mezi cizí galaxie potvrdili švédský vědec Knut Lundmark a britský odborník Philibert Melotte.

Galaxie WLM leží asi 3 miliony světelných let daleko ve směru souhvězdí Velryby. Dosahuje zdánlivé magnitudy 11, takže ji lze pozorovat středními astronomickými dalekohledy. Již v minulosti ji sledovalo množství vesmírných observatoří, za všechny jmenujme Spitzerův a Hubbleův teleskop.

Nyní byla vybrána i k pozorování Webbovým dalekohledem a to v rámci výzkumu zaměřeného na hvězdné populace. WLM představuje příhodný cíl pro výzkum, protože téměř neinteraguje s jinými galaxiemi v Místní skupině a je relativně izolovaná. Přitom se na kosmické poměry nachází velmi blízko, což Webbovu dalekohledu umožňuje rozlišit jednotlivé hvězdy, ale současně dostatečně daleko na to, aby teleskop zachytil najednou velké množství hvězd.

Hlavním důvodem proč si astronomové vybrali právě WLM je ale to, že obsahuje plyn s velmi malým podílem prvků těžších než vodík a helium. Jde proto o materiál relativně podobný plynu z něhož se tvořily galaxie v raném vesmíru. V galaxii se i teď tvoří nové hvězdy, které v průběhu života syntetizují těžší prvky, zatímco starší hvězdy zanikají jako supernovy a tím uvolňují atomy těžších prvků do okolí. Jenže právě mohutné výbuchy supernov jsou natolik silné, že dokáží tento materiál z galaxie úplně odstranit pomocí mechanismu odborně známého jako galaktické větry.

Webbův dalekohled skutečně pořídil snímek galaxie WLM pomocí přístroje NIRCam. Na první pohled pravděpodobně zaujme vpravo nahoře velmi jasná hvězda z naší Galaxie s typickými osmi difrakčními hroty. Slabší hvězdy patří právě ke galaxii WLM, jež není vidět na snímku celá, jako jsme zvyklí z jiných obrázků vzdálenější galaxií, ale vidíme detail pouze na část galaxie. Na pozadí potom můžeme vidět spoustu galaxií ve vzdálenějším vesmíru.

Fotografie dobře demonstruje schopnost Webba rozlišit u bližších galaxií jednotlivé hvězdy. Těch vidíme velké množství a to všech možných velikostí, hmotností, teplot, stáří a barev. Lze si všimnout i oblaků plynu tvořícího v galaxii mlhoviny. Ačkoliv se díváme na pěknou fotografii, musíme si zachovat vědomí, že hlavním úkolem stále zůstává vědecký výzkum.

U WLM jde astronomům především o to prozkoumat jednotlivé hvězdné populace a pochopit vznik a vývoj hvězd v této galaxii. Hvězdy s nízkou hmotností mohou žít miliardy nebo dokonce biliony let, některé hvězdy v galaxii proto existují pravděpodobně už od doby jejího vzniku ve velmi mladém vesmíru. Proto má nyní prioritu prozkoumání a určení vlastností méně hmotných hvězd, což nám umožní pochopit vývoj hvězd i galaxie v (i velmi vzdálené) minulosti.

Studium WLM slouží jako vhodný doplněk ke zkoumání velmi vzdálených galaxií s výrazným rudým posuvem. Tyto galaxie vidíme přímo ve stádiu vzniku nebo alespoň dosti mladé, naproti tomu u WLM můžeme zkoumat velmi staré hvězdy v našem bezprostředním okolí. Kromě toho tato pozorování slouží též ke kontrole kalibrace přístroje NIRCam a srovnání se snímky Hubbleova dalekohledu k ověření přesnosti a správnosti astronomických měření.

Wolfovy-Rayetovy hvězdy

Pokud jste nikdy neslyšeli o Wolfových-Rayetových (WR) hvězdách, nezoufejte. Musím připustit, že na našem webu jsme o tomto typu objektů neinformovali snad nikdy. Stručně řečeno jde o extrémně hmotné hvězdy hlavní posloupnosti, tedy hvězdy ve stádiu dospělosti. Podobně jako jsou u řady lidských populací nejčastěji zastoupeni lidé v produktivním věku, tedy ani ti příliš staří, ani příliš mladí, jsou u hvězd nejvíce zastoupeny právě ty na hlavní posloupnosti.

Mezi lidmi najdeme takové, jenž žijí bouřlivě a rychle a kteří zemřou mladí a rovněž takové, jenž žijí konzervativněji, avšak výrazně déle. WR hvězdy představují v hvězdné populaci první skupinu. Jejich hmotnost může dosahovat 25 až 60 hmotností Slunce (M_S) a teplota 25 000 až 100 000 Kelvinů. Platí za to ovšem vysokou cenu, jejich život trvá obvykle méně než milion let. To se člověku může zdát hodně, avšak je třeba si uvědomit, že jejich protipóly, červení trpaslíci, žijí i stovky nebo dokonce tisíce miliard let, tedy až milionkrát déle.

Pamatujete-li si ještě na náš článek o prvních snímcích z Webbova dalekohledu, možná si vybavíte i můj úvod do spektroskopie a spektrálních typů hvězd. Běžně rozlišujeme typy O, B, A, F, G, K a M. Nicméně Wolfovy-Rayetovy hvězdy mají vlastní spektrální typ W nazvaný nikoliv podle francouzského astronoma Charlese Wolfa, nýbrž podle toho, že spektrální čáry jednotlivých chemických látek jsou u těchto hvězd vzhledem k jejich vysoké teplotě široké (anglicky wide).

Podle zastoupení nejčastějšího prvku ve spektru rozeznáváme dva typy Wolfových-Rayetových hvězd, C (uhlík) a N (dusík). A právě pro zastoupení těžších prvků ve vesmíru jsou Wolfovy-Rayetovy hvězdy velmi důležité. Na konci svého života vybuchují jako supernovy nebo dokonce hypernovy, čímž uvolňují do okolního prostoru množství jader těžkých prvků. Může nicméně dojít také k přímé přeměně na černou díru, bez mezistupně supernovy či hypernovy.

Wolf-Rayet 140

Na jednu z typických WR hvězd, konkrétně WR 140, se zaměřil také Webbův dalekohled. WR 140 se nachází asi 5600 světelných let od Slunce ve směru souhvězdí Labutě. Dosahuje zdánlivé magnitudy 6,85, lze ji tedy pozorovat i menším astronomickým dalekohledem. Ve skutečnosti se ovšem WR 140 nalézá v dvojhvězdném systému, jejím společníkem je také velmi zářivá hvězda spektrální třídy O.

Snímek Webbova teleskopu krásně ukazuje výsledek interakce obou složek dvojhvězdného systému. Podivné soustředné útvary viditelné kolem centrální jasné hvězdy jsou ve skutečnosti prachové prstence vytvořené působením obou těles. Když se k sobě hvězdy zhruba jednou za osm let hodně přiblíží, dochází setkání hvězdných větrů (proud částic uvolňovaný z každé hvězdy). To vede právě k vytvoření prachových prstenců, jež vidíme na obrázku. Jedná o pohled do minulosti tohoto hvězdného systému podobně jako letokruhy ukazují historii každého stromu.

Už jsme si řekli, že Wolfovy-Rayetovy hvězdy žijí velmi bouřlivě a krátce. Generují mimořádně silné a intenzivní hvězdné větry, díky nimž dokáží vyvrhnout do okolí extrémně velké množství materiálu. Konkrétně WR 140 mohla pomocí hvězdného větru odvrhnout až polovinu své původní hmotnosti.

Hvězdy v dnešním vesmíru mají poměrně velkou metalicitu, neboli obsah těžších prvků. Astronomové jsou v tomto poněkud zvláštní, za kovy označují cokoliv těžšího než helium, bez ohledu na chemické vlastnosti. Při vyvrhování tak velkého množství hmoty pochopitelně dochází k tomu, že se uvolňuje nejen vodík, jakožto zdaleka nejběžnější prvek v kosmu, ale i řada těžších prvků (obvykle původně ležících hluboko pod povrchem hvězdy), které v okolním prostoru reagují s vodíkem a vytvářejí zmíněný prach. K jeho tvorbě potřebujeme i těžší prvky, jde proto o netriviální proces možný jen za určitých specifických podmínek.

Astronomové sice znají řadu WR hvězd tvořících prach, ale žádnou další, jež by tvořila takové krásné pravidelné obrazce. To je dáno tím, že se WR 140 nalézá v systému s další hvězdou a také tvarem její oběžné dráhy. Kdyby totiž byla oběžná dráha kruhová, mohla by WR 140 tvořit prach neustále. Jenomže se jedná o poměrně protáhlou elipsu. Díky tomu dochází k tvorbě prachu pouze kolem okamžiku největšího přiblížení obou hvězd, které se v nejbližším bodě potkávají zhruba na vzdálenost jedné astronomické jednotky, tedy na podobnou vzdálenost v jaké obíhá Země kolem Slunce.

Důležité je ještě poznamenat, že hvězdný vítr uklidil v okolí WR 140 zbytkový materiál, se kterým by se jinak tvořící se prachové prstence srazily. To je důvod, proč nejsou pozorované prstence rozbité, rozmazané nebo rozptýlené, ale mají pěkný pravidelný tvar. Těchto prstenců lze na obrázku spatřit sedmnáct. Pravděpodobně však existují i další, nicméně ty jsou už natolik daleko od mateřské hvězdy a tak slabé a rozptýlené, že je nedokáže zobrazit ani přístroj MIRI pracující ve střední infračervené oblasti, která je pro pozorování chladných objektů, jakými jsou prachové prstence, nejvhodnější.

Ačkoliv se to tak podle popsané exotičnosti nemusí jevit, výzkum WR hvězd může přestavovat nesmírně důležitý prvek při snaze o pochopení našeho původu. Když mocné hvězdné větry WR hvězd vyčistí danou oblast, může se vymetený materiál hromadit na kraji vyfoukané bubliny. Zde má potenciál se zahušťovat a vytvářet složitější objekty, zejména hvězdy a planety. Takový scénář by mimo jiné mohl vysvětlit vznik Slunce a Sluneční soustavy.

Údaje z Webbova dalekohledu nás v tomto ohledu posunují o pěkný kus kupředu. Přinášejí dosud nejlepší důkaz o tom, že WR hvězdy vyvrhují v hvězdném větru rovněž atomy uhlíku, klíčového prvku pro život. Z nich se poté vytvářejí molekuly prachu bohaté na uhlík. Ty mohou v mezihvězdném prostoru setrvat a následně dodávat materiál pro stavbu hvězd a planet. Nutno podotknout, že zatím vidíme nedostatek WR hvězd. Dle odhadu astronomů by jich mělo v Mléčné dráze ležet nejméně několik tisíc, dosud jich ale známe jen 600. Tento rozpor prozatím nebyl spolehlivě vysvětlen.

Sloupy stvoření

Sloupy nebo též pilíře stvoření tvořící součást větší Orlí mlhoviny (M16, NGC 6611) v souhvězdí Hada, vzdálené od nás asi 5 700 světelných let, známe všichni už z úchvatných snímků Hubbleova teleskopu. Jedná se o jedno z nejznámějších míst v naší Galaxii, v níž se rodí nové hvězdy. Později se na oblast zaměřily i další kosmické observatoře, třeba Herschelův a Spitzerův dalekohled či teleskop Chandra. Každý přístroj operuje na trochu jiných vlnových délkách, což dává různé pohledy na tuto zajímavou a fotogenickou oblast. Není divu, že svým kouskem přispěl do mozaiky i Webbův dalekohled.

Při pohledu z přístroje NIRCam připomínají Sloupy stvoření mohutné věže tyčící se ze zbytku okolní mlhoviny, již vidíme dole. Sloupy samotné jsou tvořeny napůl průhledným prachem a plynem. Zde se tvoří nové mladé hvězdy, které se postupně vyklubávají ze zámotků, v nichž vznikly. Zvolna pokračuje proces jejich formování, přičemž hvězdy dále rozfoukávají okolní plyn a prach. Sloupy stvoření se tedy v průběhu času celkem zásadně mění.

Na několika místech si lze povšimnou velmi jasně červených oblastí připomínajících rozžhavenou lávu. Jde o výtrysky ze stále se tvořících protohvězd. Tyto zárodky hvězd bývají dosti aktivní a pravidelně uvolňují výtrysky hmoty, které posléze reagují s materiálem mlhoviny, kupříkladu právě s prachem a plynem ve sloupech stvoření. Zmíněné oblasti jsou nejlépe viditelném na úplném konci prostředního a pravého pilíře a jednu výraznou najdeme (na rozdíl od Peroutkova článku) i v samotné mlhovině vlevo dole. Protohvězdy, které tyto nápadné oblasti tvoří, vznikly podle odhadů astrofyziků jen před několika stovkami tisíc let a než dorostou do dospělosti, již u hvězd nazýváme hlavní posloupností, potrvá to ještě několik milionů let.

Mimo mlhovinu i Sloupy stvoření můžeme spatřit řadu velmi jasných načervenalých hvězd se zřetelnými osmi difrakčními hroty, na které jsme už u Webbova dalekohledu zvyklí. Tyto hvězdy původně také vznikly uvnitř mlhoviny, podobně jako výše zmíněné protohvězdy.

Jednotlivé atomy a molekuly mlhoviny na sebe vzájemně působí gravitační silou, jinými slovy se tedy přitahují a shlukují. Obecně jde o dosti pomalý děj, neboť molekuly plynu a prachu mají velmi malou hmotnost a navíc jsou rozmístěny poměrně daleko od sebe. Shlukování hmoty ale mohou urychlit nezávislé vnější děje, třeba blízký průlet hvězdy nebo nedaleký výbuch supernovy. Postupem času se vytvoří jednotlivá gravitační centra přitahující další materiál. Jde o chladná a hustá (ve srovnání s okolím) prachoplynová mračna zvaná globule.

Globule na sebe postupně nabalují další materiál. Jak přibývají molekuly, roste i množství pohybu a interakcí mezi částicemi a tím i teplota shluku, až se vytvoří poměrně velká koule zhruba o velikosti Sluneční soustavy zvaná protohvězda. Poté se začne prudce ohřívat jádro protohvězdy, což vede k pozvolnému promíchávání materiálu v objektu. Protohvězda ještě nemá dostatečnou teplotu, aby mohla svítit ve viditelném světle, vyzařuje nejvíce v infračervené oblasti.

Protohvězda na sebe nabaluje čím dál více materiálu, který tím pádem začne v okolní mlhovině ubývat. Část hmoty také odfoukne nově vzniklý hvězdný vítr. Zárodek hvězdy proto nemůže růst neomezeně, i ty největší mají maximální hmotnost kolem 60 hmot Slunce. Zatímco však hmotnost dále růst nemůže, gravitační kontrakce pokračuje a hvězdu stále více zahřívá. V určitém okamžiku dojde k zažehnutí termojaderné fúze.

Teplota v nitru hvězdy je už dostatečná ke slučování jader lehkých prvků. V tomto okamžiku také dojde k zastavení gravitační kontrakce, neboť energie vzniklá fúzní reakcí je dostatečná k vyrovnání gravitačního tlaku a udržuje hvězdu v dlouhodobě stabilním stavu. Tento okamžik je nesmírně důležitý, neboť znamená konec stádia protohvězdy a vznik skutečné hvězdy hlavní posloupnosti.

Právě k tomu dochází i v Orlí mlhovině a Sloupech stvoření. Zmíněné načervenalé jasné hvězdy jsou velmi mladé hvězdy hlavní posloupnosti, jež už zažehly termojadernou reakci a jejich hvězdný vítr vyčistil prostor kolem nich. K tomu dojde i v případě dalších vznikajících hvězd, které jsou prozatím ve stádiu protohvězdy a zabalené v zámotku plynu a prachu. V astronomicky krátkém čase i ony zažehnou fúzní reakci a odfouknou materiál ze svého okolí. Sloupy stvoření jsou předurčeny k zániku.

Povšimněte si ještě jedné zajímavé věci. Oproti jiným snímkům nejsou na pozadí vidět v podstatě žádné objekty vzdálenějšího vesmíru, jako galaxie či kvasary. To je dáno přítomností mezihvězdného média tvořeného plynem a prachem, které blokuje pohled do vzdálenějších částí našeho kosmu. Kromě toho je mezihvězdný prach osvícen množstvím mladých hvězd uvolněných ze zámotků v mlhovině. V celkovém součtu dochází k zablokování pohledu do částí Galaxie i vesmíru umístěných z našeho pohledu za Sloupy stvoření a naopak zdůraznění dění právě v této oblasti Orlí mlhoviny.

Zajímavý pohled na tuto oblast přináší i přístroj MIRI pracující na středních infračervených vlnách. Ty jsou velmi vhodné pro pozorování prachu, ale mnohem méně se hodí k pozorování hvězd, ty totiž v této části spektra obvykle příliš nezáří a lze je detekovat spíše pomocí ultrafialového, viditelného nebo blízkého infračerveného světla. Proto se může zdát, že na obrázku téměř chybí hvězdy.

Střední infračervené záření také dobře ukazuje rozložení a hustotu prachu. Nahoře lze spatřit jasnou červenou oblast připomínající písmeno V. Zde je prach dosti rozptýlený. Naopak v levém dolním rohu můžeme spatřit zřetelně šedá mračna, v nichž je prach nejhustší a má nejnižší teplotu. Právě tady nevidíme téměř žádné hvězdy, ani jiné objekty, jen prach.

Sloupy stvoření jsou pozoruhodným dílem přírody a vděčným cílem kamer mnoha astronomických observatoří. Současně velmi pomáhají odborníkům na vznik a vývoj hvězd. Díky nim lze upřesnit současné modely hvězdné evoluce. Webbův teleskop posune poznání zase o kousek dále, když dovolí výrazně preciznější určení jednotlivých zdejších hvězdných populací. Navíc pomůže identifikovat a lokalizovat mračna plynu a prachu a také určit přesně stanovit jejich hustotu a složení.

Protohvězda L1527

V polovině listopadu uveřejnili odborníci snímek protohvězdy L1527. Jde se o právě vznikající hvězdu nacházející se asi 450 světelných let od Slunce v molekulárním mračnu Taurus. Tato mračna mohou disponovat vysokou hmotností až několika milionu Sluncí, avšak jejich hustota bývá poměrně nízká. Molekulární se jim říká proto, že se v nich tvoří molekuly, z toho v naprosté většině molekuly vodíku – H₂. Výjimečně se objeví i těžší molekuly, například oxid uhelnatý. Jediná molekula CO však připadá asi na 10 000 molekul vodíku. Můžeme zde ale najít třeba i molekuly kyanovodíku či vody.

Molekulární mračna jsou velmi důležitá z hlediska tvorby hvězd a planetárních soustav. Právě z nich totiž mohou tyto objekty vznikat. Přesný mechanismus jsme si už popsali výše v části o Sloupech stvoření. Důležité je vědět, že podle mlhovinové hypotézy navržené poprvé v roce 1734 Emanuelem Swedenborgem a rozpracované o několik desetiletí později Immanuelem Kantem a Pierrem de Laplacem podobným způsobem vzniklo i naše Slunce a náš planetární systém.

Molekulární mračno Taurus se nachází na rozhraní souhvězdí Býka (latinsky Taurus) a Vozky (Auriga). Vědcům se v něm již podařilo najít celou řadu protoplanetárních disků, protohvězd a mladých hvězd. Mezi ně se v roce 2012 zařadila i L1527 objevená sítěmi radioteleskopů Submillimeter Array na Havajských ostrovech a Combined Array for Research in Millimeter-wave Astronomy v Kalifornii.

V době svého objevu byla L1527 nejmladší známá hvězda, její věk určili astronomové původně na pouhých 300 000 let (porovnej s 4 600 000 000 roky u Slunce). Pro představu, před 300 000 roky ještě pravděpodobně neexistoval homo sapiens ani homo neanderthalensis, zato se zde vyskytovaly dřívější druhy rodu homo, jako homo erectus, homo heidelbergensis a homo rhodesiensis.

Dnes už ale víme, že skutečný věk L1527 je dokonce jen 100 000 let. Pomůžeme si opět pohledem do historie člověka. Před 100 000 roky anatomicky moderní lidé již existovali a zřejmě právě někdy v této době opustili jejich první zástupci Afriku a migrovali do Asie. Neandertálci a Denisované, s nimiž se moderní lidé křížili, již také žili. V dnešní Indonésii právě tehdy možná dožívali úplně poslední zástupci velmi úspěšného druhu Homo erectus, jehož příslušníci obývali povrch země téměř 2 miliony let. A na ostrově Flores (rovněž Indonésie) jsou do této doby datovány nejstarší nálezy malého druhu Homo floresiensis proslulého ostrovním nanismem. Z toho důvodu se mu občas říká Hobit.

Velmi mladou protohvězdu L1527 pozorovali později odborníci třeba ještě s další sítí radioteleskopů ALMA v Chile. Nyní se na ni, respektive na její okolí zaměřil i Webbův dalekohled. Protohvězdu samotnou totiž nevidíme, je schovaná uprostřed mračna připomínajícího tvarem přesýpací hodiny.

Okolí protohvězdy je viditelné pouze v infračerveném světle, představuje tudíž ideální cíl pro Webbův dalekohled. Na snímku z přístroje NIRCam si v centrální nejužší části „přesýpacích hodin“ povšimněte tmavého pásu trochu zastiňujícího velmi jasný střed mračna. Tento pás je velký asi jako naše Sluneční soustava a jednou by se z něj mohly vytvořit planety. Podobné fotky jsou pro nás velmi cenné, neboť ukazují, jak mohla vypadat Sluneční soustava a okolí Slunce v raných fázích svého vývoje.

Dále od hvězdy vidíme oblaka prachu zbarveného do modra a oranžova, která naznačují místa dutin vzniklých při reakci materiálu odhazovaného protohvězdou s okolním prostředím. Modrá barva ukazuje oblasti, kde je vrstva prachu nejtenčí. Místa s vyšším obsahem prachu znemožňují určitým vlnovým délkám záření unikat, proto tyto lokality vidíme zbarvené do oranžova. Ještě dále od centra lze spatřit vlákna molekulárního vodíku utvořená při dávnějších výronech hmoty z protohvězdy.

Šokové vlny a turbulence v okolním materiálu účinně brání ve vzniku dalším hvězdám, které by se jinak z přilehlého mračna tvořily. Protohvězda L1527 si zabírá většinu materiálu pro sebe a zatím stále ještě roste. V tuto chvíli dosahuje jen asi 20 – 40 % hmotnosti Slunce a dosud nezažehla fúzní reakci. Jak na sebe nabaluje další materiál, který k ní po spirále padá a vytváří akreční disk, dochází ke stlačování jejího jádra. Tím se teplota jádra zvyšuje a v blízké době lze očekávat spuštění termojaderné fúze.

Závěr

Uzavřeli jsme další dva měsíce činnosti Webbova dalekohledu, které byly plné podivuhodných objevů a pozorování, přesto ale mnohé snímky stále slouží i jako testy pro budoucí, ještě důležitější výzkumy, kterýc bychom se měli dočkat v nadcházejících měsících a letech.

Povšimněte si, že v tomto dílu našeho seriálu vůbec nedošlo na exoplanety. To bychom si nad mohli měrou vrchovatou nahradit v dalších dílech, lze totiž očekávat hodně zajímavé výsledky z pozorování planet v našem hvězdném okolí, ale i těch vzdálenějších. Dočkáme se ale bezesporu i mnoha dalších významných měření a rovněž velkého množství nádherných fotografií.

Poznámky autora

1. S ohledem na množství zveřejňovaných fotografií a novinek budeme i nadále držte dvouměsíční periodu vydávání nových dílů seriálu. Dalšího dílu se tedy dočkáte v únoru.
2. Nové díly budou vždy vycházet kolem 12. dne daného měsíce (v rozmezí několika dní), jako připomínka prvních zveřejněných snímků v červenci letošního roku.
3. Uzávěrka aktuálního dílu je vždy na konci předešlého měsíce, aby bylo možné v klidu dokončit opravy a dodat fotografie. Kupříkladu pro tento díl byla uzávěrka 30. listopadu. Všechny výsledky zveřejněné mezi 1. prosincem a datem vydání článku se objeví až ve třetím dílu seriálu. Úplně stejně to platí pro všechny budoucí díly.
4. Čekání na další díly seriálů si budete moci občas zpříjemnit nějakým mým dalším článkem o některém aspektu výzkumu souvisejícího s Webbovým dalekohledem. Snad v lednu by například mohl vyjít článek o tom, zda Webbův dalekohled vyvrátil teorii velkého třesku.

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://imageio.forbes.com/specials-images/imageserve/6376565c596e69d0db2d6c11/James-Webb-Space-Telescope/0x0.jpg?format=jpg&crop=1666,780,×140,y251,safe&width=960
• https://cdn.spacetelescope.org/archives/images/thumb700x/heic1217b.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/MACS0647a.jpg
• https://cdn.spacetelescope.org/archives/images/thumb700x/heic1111b.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2220c.jpg
• https://cdn.spacetelescope.org/archives/images/screen/heic1506c.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2217c.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2217b.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2217a.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/potm2210c.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/potm2210a.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/potm2210b.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/potm2211c.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/potm2211a.jpg
• https://earthsky.org/upl/2018/12/localgrp-1.gif
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/01/The_WLM_galaxy_on_the_edge_of_the_Local_Group.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/WLMa.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/WLMb.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/5d/WLM_Globular_Cluster.png
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/7/7f/A_cosmic_couple.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/3/3e/Carina_Nebula_around_the_Wolf%E2%80%93Rayet_star_WR_22.jpg
• https://1gr.cz/fotky/idnes/22/102/vidw/VSE96bf21_pia25431_e2_starsizesdiagram_1041.jpg
• https://stsci-opo.org/STScI-01G5AHYPH9990P1M3B6TX0M57R.png
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/WR140a.jpg
• https://cdn.forumcomm.com/dims4/default/aabed2f/2147483647/strip/true/crop/684×890+0+0/resize/840×1093!/quality/90/?url=https%3A%2F%2Fforum-communications-production-web.s3.amazonaws.com%2Fbrightspot%2F7a%2F3a%2Fbd08fab44aeb8dee50eb2d8ab944%2Fwolf-rayet-140-finder.jpg
• https://www.cam.ac.uk/sites/www.cam.ac.uk/files/shorthand/234641/eozWXEhEMn/assets/kf5AWZcKz2/yinuo_1-750×530.jpg
• https://cdn.spacetelescope.org/archives/images/thumb700x/heic1501a.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2216b.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/2/2b/Eagle_Nebula_from_ESO.jpg/1200px-Eagle_Nebula_from_ESO.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2218d.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/pillarsofcreation_composite.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2218c.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/4/4e/Herschel%E2%80%99s_view_of_the_Taurus_molecular_cloud_ESA384012.jpg/1920px-Herschel%E2%80%99s_view_of_the_Taurus_molecular_cloud_ESA384012.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/8/87/LocalSpur.png
• https://cdn.sci.news/images/2012/12/image_765.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2219a.jpg
• https://www.universetoday.com/wp-content/uploads/2022/11/protostar-filaments.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/titan2.jpg