Ani další dva měsíce činnosti Vesmírného dalekohledu Jamese Webba nebyly z pohledu výzkumu nezajímavé a bylo tedy rozhodně do našeho seriálu co vybírat. A myslím, že nové výsledky rozhodně nejsou nezajímavé. I dnes se podíváme do vzdálenějšího vesmíru, konkrétně na velmi vzdálenou kupu galaxií a její okolí. V tomto dílu se ovšem budeme hodně věnovat objektům v Mléčné dráze. Podíváme se na legendární Krabí mlhovinu, pozůstatek supernovy z 11. století, ale zejména na exoplanety a protoplanetární disky. Právě pozorování těchto objektů totiž zveřejněným výsledkům v uplynulém období vévodila. Začneme ale přece jen daleko od domova a to u jednoho velmi zajímavého gama záblesku.

GRB 230307A

Gama záblesky jsou jedním z hlavních témat současné astronomie vysokých energií. V minulosti jsme jim již věnovali dlouhý samostatný článek, ale i několik kratších článků s konkrétními objevy. 7. března letošního roku zaznamenali astronomové pomocí observatoře Fermi velmi zajímavý záblesk GRB 230307A, kde GRB odkazuje na gamma ray burst, čili gama záblesk, číselná kombinace pak označuje rok, měsíc a den pozorování a konečně písmeno A nám říká, že jde o první gama záblesk pozorovaný v daném dni. Celkově je GRB 230307A druhým nejjasnějším zábleskem zachyceným zábleskem za celou více než padesátiletou historii pozorování, asi tisíckrát jasnějším, než Fermi vidí obvykle.

Na záblesk se podíval, kromě specializovaných observatoří, také Webbův dalekohled. A to ne jen tak pro nic za nic. GRB 230307A zřejmě vznikl v důsledku srážky dvou neutronových hvězd, což je událost označovaná jako kilonova, protože je tisíckrát jasnější, než typická nova. Detektory gravitačních vln v té době byly bohužel mimo provoz, ale i tak jsme zjistili leccos zajímavého. Webb se na událost zaměřil mimo jiné proto, že při kilonovách vzniká množství velmi těžkých prvků, což může pomoci lépe pochopit jejich formování ve vesmíru a přiblížit i náš vlastní původ.

Díky Webbovu dalekohledu se podařilo poprvé v historii zachytit spektrum kilonovy v infračerveném záření, v tomto případě ze vzdálenosti 900 milionů světelných let. V něm se nám podařilo zachytit prvek s protonovým číslem 52, tedy Tellur. Pravděpodobně jsou ale přítomny i další těžké prvky, jako například jód, který je pro život na Zemi nezbytný. Století a půl po Mendělejevovi tak konečně máme více jasno v tom, kde a jak jednotlivé prvky vznikají. Je sice pravda, že srážky neutronových hvězd byly jako vhodné zdroje pro vznik velmi těžkých prvků vytipovány již dlouho, avšak potvrdit jejich úlohu v této oblasti se podařilo až dosti nedávno.

Kilonovy jsou totiž dosti vzácné, takže není lehké je pozorovat. GRB 230307A nám dosti pomohl v mnoha oblastech. Jednak zde máme spektroskopicky potvrzený vznik těžších prvků, jednak trval 200 sekund, což jej řadí mezi dlouhé záblesky. Ukazuje se tak, že alespoň malá část dlouhých gama záblesků nevzniká jako produkt nesmírně hmotných supernov nazývaných jako hypernovy či kolapsary, ale je způsobena jinými mechanismy. Právě proto se ihned po pozorování observatoří Fermi zaměřily na záblesk mnohé další observatoře v kosmu i na povrchu Země. Ukazuje se tak důležitost spolupráce a to jak mezi různými kosmickými agenturami, tak mezi pozemní a vesmírnou astronomií.

V tomto případě došlo k pozorování v gama, rentgenovém, optickém, infračerveném i rádiovém záření. Ukázalo se, že v optické a infračervené oblasti nebyl původce záblesku příliš jasný, zato však velmi výrazně červený, což je právě typickým znakem kilonovy. Exploze je v tomto případě velmi rychlá, materiál v okolí se také šíří velmi rychle. Jak se oblak rozpíná, materiál se poměrně záhy začne ochlazovat a tím se stane lépe viditelným v infračervené a optické části spektra. Nejvýrazněji červený se tak zdroj jeví dny až týdny po explozi.

Ze země by v tomto případě byl průzkum obtížný, proto astronomové využili přístroje NIRCam a NIRSpec Webbova dalekohledu. Spektrum má široké čáry, což ukazuje na zmíněnou vysokou rychlost materiálu, navíc se zde podařilo objevit tellur, prvek, který je na Zemi vzácnější než platina. Díky skvělým schopnostem JWST mohli vědci přesně určit místo, kde k události došlo. Dvě neutronové hvězdy se srazily asi 120 000 světelných let od jasné spirální galaxie. Dříve šlo o dvojhvězdu složenou z běžných hmotných hvězd, později ale došlo k tomu, že obě hvězdy explodovaly jako supernovy a změnily se v neutronové hvězdy, což vedlo k tomu, že byly vystřeleny ze své domovské galaxie pryč.

Navzdory dvěma mimořádným otřesům však systém zůstal gravitačně vázaný a obě hvězdy společně procestovaly ještě poměrně značnou vzdálenost, pro srovnání větší než je průměr Mléčné dráhy, než se o několik set milionů let později spojily a daly vzniknout námi pozorované kilonově. Odborníci si dělají naděje, že kvůli stále lepší technice na stále vyšším počtu dalekohledů budou v blízké době nacházet stále více kilonov. Doufají také, že by JWST mohl objevit ještě těžší prvky, než je tellur.

MACS 0416

Ani v uplynulém období nechyběl pohled do hlubokého vesmíru. Konkrétně šlo o kupu galaxií známou jako MACS 0416, která leží ve směru souhvězdí Eridanu, což je mimochodem šesté největší souhvězdí na obloze, jež ovšem leží na jižní obloze, takže je z Česka pozorovatelná jen jeho část a to ještě se značnými obtížemi. Kupa samotná leží od nás 4,3 miliardy světelných let a její hmotnost činí 10¹⁵ hmot Slunce. Ačkoliv, pokud hovořím o kupě, není to docela přesné, ve skutečnosti se totiž jedná o dvě vzájemně se srážející kupy, která nakonec splynou a vytvoří jedinou, ještě větší kupu.

Právě na kupu MACS 0416 se zaměřily společnými silami Webbův a Hubbleův dalekohled. Vznikl tak unikátní pohled do vzdáleného vesmíru obsahující množství úchvatných detailů. Celkově tak jde o jeden z nejkomplexnějších pohledů do kosmologických vzdáleností, jaké kdy v historii astronomie vznikly. To je možné právě jen díky spolupráci obou špičkových observatoří. Webbův dalekohled použil pro pořízení tohoto snímku přístroj NIRCam, na Hubbleově dalekohledu posloužily kamery WFC3 a ACS.

Na složené fotografii vidíme velké množství objektů kupy, ale též množství galaxií, které do kupy nenáleží. Povšimnout si můžeme i značného množství podivně roztažených zdrojů. Ty takto ve skutečnosti nevypadají, jde o důsledek toho, že kupa MACS 0416 zde funguje jako gravitační čočka. Zesiluje a deformuje tedy obrazy vzdálenějších zdrojů, které při pohledu od Země leží za ní. Tyto objekty bychom tedy jinak nikdy spatřit nemohli.

Původně nasnímal tuto kupu Hubbleův dalekohled v roce 2014 v rámci velmi ambiciózního programu Frontier Fields, jenž byl zaměřen na hledání velmi slabých a vzdálených galaxií. Webbův teleskop dokáže díky pozorování infračervené části spektra dohlédnout ještě dále. Mimo jiné i proto si astronomové vybrali za cíl právě tuto kupu, mají již totiž srovnání s výsledky HST. Na složeném snímku reprezentuje vlnovou délku 0,4 mikrometru (Hubble) modrá barva, zatímco délku 4,4 mikrometru (Webb) barva červená. Kromě toho byly použity i vlnové délky mezi těmito krajními hodnotami, ty jsou zde reprezentovány světlejšími odstíny modré, zelenou a světlejšími odstíny červené.

Často se debatuje o tom, zda jsou barvy fotografií z vesmírných observatoří relevantní, pokud nejsou ve viditelné části spektra. Naším okem bychom tyto objekty takto sice neviděli, přesto však v tomto případě barvy odpovídají něčemu skutečnému. Modré galaxie leží blíže nám a často v nich dochází k intenzivní tvorbě nových hvězd. Naopak červené galaxie jsou vzdálenější, popřípadě také ty s velkým množstvím kosmického prachu, neboť ten obvykle absorbuje modrou barvu světla jasných hvězd.

Přestože je tento snímek velmi krásný, má i svůj jasný vědecký smysl. Výzkumníci zde hledali tzv. přechodné jevy, tedy objekty, které v průběhu času pozorovatelně mění svoji jasnost. A úspěšně, na tomto obrázku nalezli čtrnáct takových objektů. Z toho dvanáct se nachází v pouhých třech galaxiích, jejichž obraz silně zvětšila gravitační čočka. Pravděpodobně by se mělo jednat o jednotlivé hvězdy nebo vícenásobné systémy hvězd, které byly čočkováním krátkodobě hodně zesíleny. Další dva přechodné jevy se nachází v méně zvětšených galaxiích, které leží na pozadí, nejsou však tak daleko jako čočkované objekty. U těchto dvou přechodných jevů jde zřejmě o supernovy.

Tento výsledek astronomy poněkud překvapil, nečekali tolik přechodných jevů viděných v jediném snímku. To naznačuje, že bychom při podrobnějším a delším průzkumu mohli podobných událostí detekovat mnohem více. Z dosud známých úkazů vyčnívá zejména jeden. Jde o systém, který se nachází v jedné ze silně čočkovaných galaxií vzdálené od nás asi 10,8 miliardy světelných let a zvětšené nejméně 4000 krát. Pozorovaná hvězdná soustava získala jméno Mothra. Připojila se tak ke stejným týmem dříve identifikované hvězdě nazvané Godzilla. Obě jména odkazují na monstra z japonské kinematografie.

Zajímavé je, že Mothra je viditelná i na devět let starém snímku Hubbleova teleskopu. To je dosti neočekávané, neboť pro takto masivní zvětšení je třeba naprosto přesné zarovnání obou objektů a byť se vůči sobě Země, kupa MACS 0416 a Mothra pohybují jen málo, i nepatrná změna by měla stačit na odstranění efektu. V popředí je však pravděpodobně nějaký další objekt, který dodává další zvětšení. Podle studie se jedná o těleso s hmotností 10⁴ až 10⁶ hmot Slunce, přesná podstata objektu však zůstává neznámá. Mohlo by jít třeba o kulovou hvězdokupu.

NGC 346

Magellanova oblaka jsou dvě blízké satelitní trpasličí galaxie nacházející se na jižní obloze. Pokud někdy budete na jižní polokouli, doporučuji se na ně podívat, jsou velmi dobře viditelná i pouhým okem. Malé Magellanovo mračno je to menší a vzdálenější z obou galaxií. Najdeme jej v souhvězdí Tukana, což je malé a jinak ničím zvlášť zajímavé souhvězdí. O Malém Magellanovu mračnu jsme na našem webu už mnohokrát hovořili, stejně jako o mlhovině NGC 346, tu jsme dokonce probírali v jednom z minulých dílů našeho seriálu.

Oproti Mléčné dráze disponuje Malé Magellanovo mračno menším podílem těžších chemických prvků, které vznikají při fúzní reakci ve hvězdách, při explozích supernov, či srážkami neutronových hvězd. S ohledem na to, že kosmický prach je převážně tvořený těžšími prvky jako je kyslík či křemík, očekávalo se dříve, že v Malém Magellanovu mračnu bude podstatně menší zastoupení oproti větším spirálním galaxiím. Nicméně oba snímky NC 346, jak lednový pořízený přístrojem NIRCam, tak aktuální z MIRI ukazují, že v této mlhovině je dostatek prachu.

Podíváme-li se podrobněji na snímek z MIRI, zaujmou nás na první pohled modrá vlákna. To je materiál obsahující křemičitany a polycyklické aromatické uhlovodíky (PAH). Červené oblasti pak reprezentují teplý prach zahřátý nejjasnějšími a nejhmotnějšími hvězdami mlhoviny. U levého okraje snímku přibližně uprostřed vidíme také zřetelný oblouk, který je způsoben odrazem světla hvězdy nalézající se ve středu oblouku (mimo fotografii). Podobné slabší oblouky lze nalézt i vlevo dole a vpravo nahoře.

Jasné skvrny a vlákna značí oblasti s vysokým počtem právě vznikajících zárodků hvězd zvaných protohvězdy. Výzkumníci zde detekovali 1001 zdrojů světla, většinu z nich tvoří právě protohvězdy a velmi mladé hvězdy, jež jsou stále zabaleny ve svých zámotcích prvotního materiálu, z něhož vznikly. Tím, že Webbův dalekohled nasnímal oblast v blízké i střední infračervené oblasti, mohli astronomové velmi přesně sečíst počet hvězd a protohvězd uvnitř mlhoviny. Díky tomu můžeme lépe pochopit procesy, které se ve vesmíru odehrávaly před miliardami let, v době tzv. kosmického poledne, kdy vznikalo největší množství hvězd.

Krabí mlhovina

Pokud bychom se astronomů a odborné veřejnosti zeptali, jaká je napadne mlhovina, měli-li by jmenovat pouze jednu, patrně by velké procento odpovědí zaujala Krabí mlhovina, která se nachází v souhvězdí Býka. Poprvé pozorována byla v roce 1731 anglickým lékařem a astronomem Johnem Bevisem. Později se tento objekt stal cílem pozorování mnoha pozemních a vesmírných observatoří. Mezi mlhovinami jí totiž patří čelní pozice. V Messierově katalogu nese označení M1, v katalogu NGC jí pak náleží číslo 1952.

A čím, že je tak výjimečná? Jedná se totiž o první mlhovinu, která byla rozpoznána jako pozůstatek supernovy. Konkrétně se jedná o pozůstatek supernovy SN 1054, kterou 4. července 1054 zaznamenali čínští a arabští astronomové. O něco později ji pozorovali také astronomové v Japonsku, Itálii a domorodí obyvatelé Severní Ameriky. Podle záznamů byla supernova tak jasná, že ji bylo možné celých 23 dní pozorovat pouhým okem i ve dne. 653 dní, tedy téměř dva roky, ji pak šlo pozorovat pouhým okem v noci.

Poté se dlouho o oblast nikdo nezajímal, až do objevu mlhoviny v roce 1731, o 42 let později ji pak Charles Messier zařadil do svého legendárního katalogu. Roku 1963 se podařilo objevit rentgenové záření pocházející právě z Krabí mlhoviny, jeho zdroj se nazývá jako Taurus X-1, kde Taurus odkazuje na souhvězdí Býka, X na anglický termín pro rentgenové záření, tedy X Rays a 1 značí, že jde o první podobný zdroj nalezený v tomto souhvězdí. V listopadu 1968 potom objevili odborníci pomocí dnes již bohužel neexistujícího radioteleskopu v Arecibu na Portoriku v srdci mlhoviny pozůstatek po hvězdě, která způsobila výbuch supernovy. Jedná se o pulsar nazývaný dnes jako Krabí pulsar. Ten se okolo své osy otočí třicetkrát za sekundu.

Vzhledem k těmto faktům není divu, že se na 6000 světelných let vzdálenou Krabí mlhovinu zaměřil i Webbův dalekohled. Sice jde o jeden z nejlépe prozkoumaných zbytků supernov, stále zde ale můžeme mnoho nového objevit. V tomto případě byly do pozorování zapojeny přístroje NIRCam a MIRI, které nejen, že pořídily úchvatný snímek, ale také pořídily vůbec nejpodrobnější mapu rozložení prachu uvnitř Krabí mlhoviny. Na obrázku složeném z fotografií obou přístrojů vidíme oranžově až červeně zajímavou strukturu vláken plynu, která některým lidem připomíná klec. Uvnitř pak můžeme žluto-bíle a nazelenale spatřit emise prachových zrn, což třeba Hubbleův dalekohled neuměl.

Uvnitř mlhoviny pak také vidíme něco, co nám může připomínat mlhu, slabý kouř či jiné podobné jevy. V tomto případě se jedná o tzv. synchrotronoé záření. Na první pohled se to může jevit složitě, ale jde v zásadě o to, že nabité částice (například protony či elektrony), které se pohybují relativistickými rychlostmi podél magnetických siločar, produkují emise, které se pak projevují výše popsaným způsobem. A jak to, že se zde částice urychlují na tak vysoké rychlosti? Za to může právě Krabí pulsar nacházející se v jádru mlhoviny. Pulsary obecně vykazují vysoká magnetická pole, nejinak je tomu i zde, proto dokáže pulsar částice extrémně urychlit. Synchrotronové záření se sice vyzařuje v celém spektru, ale v infračervené oblasti se jeví obzvláště výrazné.

Nedaleko středu fotografie vidíme tenké bílé paprsky, které nám dobře naznačují strukturu magnetického pole pulsaru, které má velký vliv na tvar a vzhled mlhoviny. Pulsar produkuje také silný hvězdný vítr, který rychle vytlačuje okolní prach a plyn ven k okrajům mlhoviny. Sám pulsar přitom nezůstává na místě, ale pohybuje se směrem k pravému hornímu okraji mlhoviny. Průzkum Krabí mlhoviny rozhodně nekončí, v tomto roce by měl znovu pozorovat tento objekt i Hubbleův kosmický teleskop. To umožní srovnat výsledky z obou předních astronomických observatoří a snad objevit něco nového. Krabí mlhovina má stále totiž co nabídnout.

Sagittarius C

Souhvězdí Střelce skýtá celou řadu zajímavostí. Tak například se v něm nachází velký počet kulových hvězdokup, popřípadě také některé dosti jasné hvězdy. Od nás je ovšem toto souhvězdí, patřící mezi souhvězdí zvěrokruhu poměrně těžké spatřit, leží totiž na jižní obloze, takže je viditelné pouze v létě a to ještě navíc dosti obtížně a ani ne celé. Pro lepší pozorovací podmínky je třeba zajet alespoň na jih Evropy. Tou nejzásadnější věcí na tomto souhvězdí je ovšem fakt, že se v něm nachází střed Mléčné dráhy. Už z minulých článků víme, že v samotném jádru leží objekt Sagittarius A*, což je vlastně supermasivní černá díra o hmotnosti 4 miliony hmot Slunce.

Nový snímek Webbova dalekohledu ukazuje další objekt náležející v širším smyslu slova do středu Galaxie. Sagittarius C leží asi 300 světelných let od centrální černé díry. Jedná se o součást hustého jádra Mléčné dráhy, oblast tvorby nových hvězd. Na obrázku z přístroje NIRcam vidíme asi půl milionu hvězd. Přibližně uprostřed je shluk protohvězd, zárodků hvězd, které stále rostou a nabírají hmotu. Protohvězdy jsou obvykle velmi aktivní, nejinak je tomu i zde, z toho důvodu si můžeme všimnout jasných výronů hmoty, které uprostřed temného mračna září jako oheň.

V jádru této mladé hvězdokupy leží již dříve známá protohvězda dosahující hmotnosti asi 30 hmot Slunce. Mračno s protohvězdami je přitom tak husté, že se hvězdy vzájemně stíní a mnoho z nich tak Webb nevidí. Zdá se tedy, jakoby tato oblast byla méně hustá, ve skutečnosti však jde o jedno z nejvíce zaplněných míst snímku. Povšimnout si lze i menších tmavých mračen, která vypadají jako díry v poli hvězd. Jde o oblasti v nichž se překotně tvoří nové hvězdy.

Webb také zachytil rozlehlou emisi ionizovaného vodíku, která obklopuje spodní okraj tmavého mračna, na obrázku ji vidíme azurově. Jedná se o důsledek energetických fotonů vyzařovaných mladými hmotnými hvězdami. Ovšem velikost této oblasti zachycené JWST je pro astronomy překvapení a bude si žádat podrobnější vysvětlení. Další průzkum se plánuje i u jehlovitých struktur v ionizovaném vodíku, které jsou nepravidelně rozmístěny po celé oblasti.

Galaktický střed je se vzdáleností asi 25 000 světelných hvězd dost blízko na to, aby mohl Webb studovat jednotlivé hvězdy. Díky tomu můžeme studovat vznik hvězd v pro nás poněkud nezvyklém a extrémním prostředí. Odborníci tak získají množství informací o tom, jak závisí tvorba hvězd na prostředí v němž vznikají. Můžeme se tak dozvědět třeba něco o tom, zda se blízko jádra Galaxie formují hvězdy výrazně hmotnější, než ty, které vznikají na periferii Mléčné dráhy, v jejích spirálích ramenech.

WASP-17b

Uplynulé období bylo mimořádně bohaté na exoplanety. Pojďme se tedy společně ponořit do světa planet u cizích hvězd. Sen dávných astronomů o nalezení a průzkumu vzdálených planet se totiž, mimo jiné i díky Webbově teleskopu, stává pomalu ale jistě realitou.

Začněme u planety WASP-17b. Pokud čtete můj seriál pravidelně, může vám toto jméno připadat povědomé, planety s označením WASP a přidaným číslem zde totiž neprobíráme poprvé. Název je odvozen od projektu Wide Angle Search for Planets, což dává zkratku WASP. Jedná se o program pro hledání exoplanet, do nějž je zapojeno několik institucí ze Spojeného království a Španělska. Pozorování probíhá na dvou hlavních observatořích, severní a jižní. Severní nalezneme na známé observatoři Roque de los Muchachos na ostrově La Palma na Kanárských ostrovech, jižní potom v Roggeveldských horách v Jihoafrické republice.

V rámci projektu WASP nalezli astronomové v roce 2009 planetu WASP-17b ležící u hvězdy WASP-17, která je od nás zhruba 1000 světelných let daleko. Najdeme ji ve známém souhvězdí Štíra, které je součástí zvěrokruhu a leží na jižní hvězdné obloze. Dosud je v systému známa jediná planeta a to právě WASP-17b. Ta je plynným obrem s dvojnásobkem průměru Jupiteru, avšak pouhou polovinou jeho hmotnosti. Svou hvězdu navíc oběhne za pouhé necelé čtyři dny, teplota na planetě tedy dosahuje 1550 Kelvinů, což ji řadí do kategorie tzv. horkých Jupiterů.

Právě na WASP-17b se nedávno zaměřil i Webbův dalekohled, jenž přitom použil pozorování ve střední infračervené oblasti, v akci tak byl přístroj MIRI. Díky němu se podařilo odhalit důkaz o přítomnosti křemene SiO₂ v oblacích exoplanety. Je to vůbec poprvé v historii, kdy jsme nalezli SiO₂ na exoplanetě, a rovněž poprvé, kdy jsme spatřili tento specifický druh oblaků na tranzitující exoplanetě. WASP-17b totiž byla objevena díky tomu, že z našeho pohledu přechází před diskem své mateřské hvězdy, což způsobuje mírné zeslabení světla hvězdy.

I při nynějším pozorování využili astronomové tranzit, právě tehdy přístroj MIRI pořídil spektrum, které lze spatřit na přiloženém obrázku. Webbův dalekohled pozoroval WASP-17 téměř deset hodin, díky čemuž nashromáždil téměř 1300 pozorování z doby před tranzitem, během něj i po něm. Množství světla blokovaného atmosférou planety bylo stanoveno tím, že se od množství emitovaného hvězdou odečetlo světlo, které atmosférou prošlo. Tento údaj ukazují bílé kruhy.

Fialová čára ukazuje model, jenž nejlépe odpovídá datům z observatoří Webb, Hubble a Spitzer, přičemž Hubble a Spitzer pokrývají kratší vlnové délky, takže jejich data na grafu vidět nejsou. Na vlnové délce 8,6 mikrometru vidíme velmi zřetelný pík. Ten je právě způsobený částicemi oxidu křemičitého, které blokují světlo hvězdy procházející atmosférou exoplanety. Přerušovaná žlutá křivka potom ukazuje jak by tato inkriminovaná část spektra vypadala, kdyby v atmosféře WASP-17b oxid křemičitý přítomen nebyl.

SZ Chamaeleontis

Na jižní obloze leží velmi malé a slabé souhvězdí Chameleona. To je od nás neviditelné, pro jeho pozorování byste se potřebovali dostat daleko na jih, nejlépe až do oblastí nedaleko rovníku. Nicméně o nic zásadního nepřicházíte, protože toto souhvězdí je pro běžné pozorovatele dosti nezajímavé. Alfa Chamaeleontis například dosahuje magnitudy pouze 4,05 a to je přitom nejjasnější hvězda souhvězdí. Patří tak k nejslabším alfám na obloze vůbec.

Přesto bychom při podrobnějším pohledu v Chamaleonovi leccos zajímavého našli. Tak třeba v roce 2008 pozoroval Spitzerův vesmírný teleskop pracující v infračerveném záření mladou hvězdu SZ Chamaeleontis. Jedná se o hvězdu dosti podobnou našemu Slunci. U ní Spitzer spatřil protoplanetární disk. To by samo o sobě ještě nebylo tak zajímavé, podobné disky jsme znali i u jiných hvězd. V tomto případě však vědci spatřili něco obzvláště zajímavého. Disk byl totiž narušován silným ultrafialovým zářením z mateřské hvězdy, což byl jev předvídaný astronomy na základě modelů, avšak nikdy neviděný ve skutečném světě u reálné hvězdy.

Běžně totiž protoplanetární disky narušuje spíše ještě silnější rentgenové záření. Tím, že zde pozorujeme analogický proces, ovšem se zářením ultrafialovým, mají planety více času na to, aby se zformovaly. Když však systém pozoroval o 15 let později Webbův dalekohled, nic zvláštního zde nespatřil. Spektrální čáry neonu nazývané neon II a III nevykazovaly, na rozdíl od měření Spitzera, který zachytil neobvykle vysokou koncentraci neonu, žádné zámky čehokoliv neobvyklého. Poměr neonu II a III byl zcela v rámci obvyklých úrovní. To znamená, že se zde nenašla žádná známka ultrafialového záření.

Možná si teď říkáte, že jde v případě Spitzera nebo Webba určitě o nějakou chybu měření. Byť to zcela vyloučit nelze, výsledky obou observatoří jsou velmi spolehlivé. Proto je mnohem pravděpodobnější, že se za dobu 15 roků, které dělí obě pozorování, skutečně situace ve hvězdném systému změnila. To je sice poměrně zajímavé, obvykle k takto významným změnám v takto krátkém čase nedochází, ale rozhodně ne nemožné. Nové pozorování je navíc velmi důležité pro pochopení údajů z dalších systémů a pro porozumění evoluci hvězdných soustav obecně.  Vzhledem k tomu, že právě z jednoho z protoplanetárních disků vznikla i naše Sluneční soustava, mohou tyto výsledky nakonec pomoci pochopit i náš vlastní původ.

Planety, ať už jakéhokoli typu, mohou vznikat z protoplanetárních disků. Musí k tomu však dojít poměrně rychle, dříve než disk stihne zničit intenzivní záření mateřské hvězdy. Jako indikátor toho, jaké záření převážně dopadá na disk a způsobuje jeho odpařování, používají astronomové právě druhý nejlehčí vzácný plyn – neon. V případě, že převládá ultrafialové záření, pozorujeme výraznou spektrální čáru neonu III, jako tomu bylo u Spitzerova teleskopu v roce 2008. Běžnější je však větší vliv rentgenového záření, což planetám poskytuje kratší okno pro vznik. Astronomové se domnívají, že takto zásadní změna v takto krátkém čase je způsobena hvězdným větrem, který absorbuje ultrafialové záření, ale na rentgenové záření nemá valný vliv a toto proto může poklidně dopadat na protoplanetární disk.

GK Tau a CI Tau

Na rozdíl od souhvězdí Chameleona je souhvězdí Býka velmi známé a dobře pozorovatelné i z českého území. Jde o poměrně velké souhvězdí náležející do zvěrokruhu s nejjasnější hvězdou Aldebaran, třináctou nejjasnější hvězdou oblohy. Její jméno je odvozeno (podobně jako u řady dalších hvězd) z arabštiny, konkrétně z výrazu Al Dabaran, což znamená Ten, který sleduje. Aldeberan patří mezi relativně blízké hvězdy, dělí jej od nás 65 světelných let. V souhvězdí Býka najdeme mimo jiné slavnou Krabí mlhovinu (viz výše) a dvojici velmi známých otevřených hvězdokup – Plejády a Hyády.

Nás dnes ale bude zajímat něco jiného. A to konkrétně dvojice velmi mladých hvězd GK Tauri a CI Tauri. GK Tauri tvoří binární systém s hvězdou GI Tauri. Systém od nás leží 421 světelných let a vyvinul se v molekulární mračnu Taurus o němž jsme již hovořili v jednom z předchozích dílů našeho seriálu. Obě složky systému ještě nedosáhly hlavní posloupnosti, tedy jakési fáze hvězdné dospělosti. Původně se astronomové domnívali, že GK Tauri má ještě jednoho blízkého společníka, data ze sondy Gaia však ukázaly, že jde ve skutečnosti o hvězdu, která leží ve větší vzdálenosti a jen náhodou se nám promítá do tohoto směru. CI Tauri, vzdálená od nás 520 světelných let, rovněž ještě nedosáhla hlavní posloupnosti. Obě naše hvězdy mají velmi jasný protoplanetární disk a CI Tauri i jednu potvrzenou exoplanetu.

Na obě hvězdy se zaměřil Webbův dalekohled a to se ukázalo jako dobrá volba. Pomocí přístroje MIRI odhalili odborníci důležitý příspěvek k poznání toho, jak vznikají planety. Podařilo se jim totiž pozorovat vodní páru, což potvrzuje dříve navržený fyzikální proces, kdy jsou pevné látky pokryté ledem unášeny z vnějších oblastí disku směrem dovnitř do zóny, kde vznikají kamenné planety. Vědci se již dlouho domnívají, že ledové částice se tvoří právě ve vnějších chladnějších vrstvách protoplanetárních disků. Podobně tomu mělo být i ve Sluneční soustavě, kde dodnes pozorujeme ve větší vzdálenosti od Slunce komety, což jsou v podstatě zárodky planet.

Hypotéza z níž astronomové vychází nám říká, že se částečky ledu dostávají z vnější části soustavy do vnitřní v důsledku tření o plyn a prach v disku. Tím, že migrují pak dodávají kamenným planetám pevné látky a vodu. Podle simulací by pak mělo nastat to, že když ledové částečky vstoupí do teplejší oblasti disku a překonají tzv. sněžnou čáru, mělo by se uvolňovat velké množství dosti chladné vodní páry. A to přesně Webb pozoroval. Mimochodem, sněžnou čáru možná znáte z meteorologie, kde označuje nadmořskou výšku, nad níž se drží trvalá sněhová pokrývka. V astronomii jde ovšem o označení hranice, kdy led přechází v páru. Směrem od sněžné čáry dovnitř je tak disk velmi chudý na těkavé látky, naopak směrem do vzdálenějších částí soustavy je disk na tyto látky bohatý a obsahuje velké množství ledu.

Pozorování obou hvězd a jejich protoplanetárních disků byla navržena tak, aby dokázala stanovit, zda mají protoplanetární disky ve své vnitřní oblasti, kde se tvoří kamenné exoplanety skutečně více vody, respektive vodní páry. To se očekávalo, pokud je mechanismus transportu ledových částeček dostatečně efektivní. A přístroj MIRI tato očekávání potvrdil, protoplanetární disky mají skutečně přebytek vody ve své vnitřní části. Tímto způsobem se tedy voda a další látky dostávají na kamenné planety. Ovšem pozor. To platí pouze pro kompaktní disky. Velké disky s mezerami fungují trochu jinak. U nich existují tlaková rozhraní, na nichž se částečky ledu shromažďují, což jejich migraci obvykle zcela nezastaví, ale poměrně významně zpomalí.

Vodní pára byla sice pozorován u GK Tauri i CI Tauri, ale už na první pohled si v datech obou hvězd lze všimnout zřetelného rozdílu. GK Tauri (na grafu nahoře) má oproti CI Tauri (dole) výrazný přebytek studené vodní páry. Toto pozorování přitom bylo možno uskutečnit pouze díky mimořádné citlivosti přístroje MIRI, který umí velmi precizně měřit spektra a to při velké škále různých teplot. Rozdíl mezi oběma protoplanetárními disky není přitom žádná náhoda. Zatímco disk u GK Tauri je velmi kompaktní, disk u CI Tauri je mnohem více prostorově roztažený, jsou v něm nejméně tři samostatné prstence hmoty a tím pádem také několik mezer. Migrace částeček ledu je zde proto výrazně obtížnější. Potvrzuje se tak předpokládaný rozdíl mezi oběma typy soustav.

XUE 1

Souhvězdí Štíra bylo už dnes zmíněno výše. Toto zvířetníkové souhvězdí jde od nás pozorovat jen velmi špatně, přesněji řečeno od nás není vidět celé, spatřit můžeme pouze jeho severní část a to ještě dosti obtížně. Pro pohodlnější pozorování bychom se potřebovali vydat alespoň do oblasti středomoří (Řecko, Itálie, Španělsko…). Tuto situaci shledávám dosti nešťastnou, neboť Štír a Střelec (další podobně umístěné souhvězdí zvěrokruhu) jsou obě mimořádně zajímavá.

Už nejjasnější hvězda souhvězdí, Antares je pozoruhodná. Jedná se o jednu z největších známých hvězd a též jedu z nejjasnějších hvězd oblohy. Zaujmout může také její název, ten je odvozen od výrazu anti-Ares, tedy protějšek Marsu. A není divu, že astronomové starověku pojmenovali tuto hvězdu právě tímto názvem. Antares totiž zaujme načervenalým zbarvením, které připomíná právě planetu Mars. Kromě toho nalezneme v souhvězdí Štíra několik kulových i otevřených hvězdokup, jakož i krásné mlhoviny.

Astronomové stojící za projektem eXtreme UV Enviroments (XUE) si pro první pozorování vybrali obří (průměr asi 400 světelných let) emisní mlhovinu Humr známou též jako NGC 6357 či mlhovina Vojna a mír, která od nás leží asi 7000 světelných let daleko. Obsahuje množství protohvězd v zámotcích, ale nedaleko svého středu také otevřenou hvězdokupu Pismis 24, v níž nalezneme některé z nejhmotnějších známých hvězd v Mléčné dráze. Nachází se zde několik hvězd, jejichž hmotnost se blíží až stonásobku hmotnosti našeho Slunce. Při těchto parametrech vykazují povrchovou teplotu kolem 45 000 K a průměr kolem 15 poloměrů Slunce.

Odborníky stojící za projektem v tomto případě ovšem zaujala spíše jedna ze slabších hvězd známá jako XUE 1. U ní pomocí přístroje MIRI pracujícího na středních infračervených vlnách pozorovali protoplanetární disk. Podařilo se jim zjistit, že podmínky, které obvykle panují v discích u málo hmotných mladých hvězd se mohou objevovat i v oblastech, kde se naopak tvoří velmi hmotné hvězdy a obecně potom i v širším rozmezí jednotlivých prostředí ve vesmíru. Konkrétně nás v tomto případě zajímaly zejména podmínky nutné pro tvorbu menších kamenných planet. Ty tak patrně mohou vznikat v širší škále prostředí, než jsme si dosud mysleli.

Ve vnitřní části protoplanetárního disku u XUE 1 odhalili astronomové celou řadu zajímavých chemických látek. Tak například jsme zde spatřili vodu. Jak jsme si dříve mysleli, že je voda v kosmu vzácná, dnes se naopak zdá, že je téměř všude kam se podíváme. Podařilo se zde objevit také kyanovodík, oxid uhličitý či oxid uhelnatý. Zajímavé je, že některé emise byly slabší, než předpovídaly numerické simulace. To může znamenat, že má protoplanetární disk oproti očekávaní menší poloměr.

Závěr

Dnes jsme se hodně zaměřili na exoplanety a protoplanetární disky a jeden takový mohu slíbit i do příštího, již devátého dílu. JWST totiž pozoroval slavný protoplanetární disk u hvězdy Beta Pictoris. Čeká nás ale třeba i pozůstatek po supernově v souhvězdí Kassiopeii, extrémně vzdálená supernova nebo měření hnědých trpaslíků.

Poznámky autora

1. Opět se musím omluvit, že nový díl vyšel o něco později, než jsem zamýšlel. A to jednak vůli poruše mého počítače, jednak kvůli značnému pracovnímu vytížení a také kvůli nemoci jednoho z mých kocourků.

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://www.nasaspaceflight.com/wp-content/uploads/2013/04/Z314.jpg
• https://aasnova.org/wp-content/uploads/2018/04/fig1-3.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2325c.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2325a.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2325d.jpg
• https://fermi.gsfc.nasa.gov/ssc/data/analysis/grb230307a_caveats.png
• https://www.researchgate.net/publication/372827910/figure/fig1/AS:11431281178533232@1690946315786/The-environment-of-GRB-230307A-a-The-false-color-image-combines-three-filters-from-JWST.ppm
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/6/6b/Eridanus_IAU.svg/800px-Eridanus_IAU.svg.png
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/eb/Hubble_Frontier_Fields_view_of_MACSJ0416.1%E2%80%932403.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2327a.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2327b.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2301d.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2324a.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2326d.jpg
• https://live.staticflickr.com/4216/34772959113_33be174401_c.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2326a.jpg
• https://chandra.harvard.edu/photo/2018/crab/crab_w22.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2328a.jpg
• https://www.universetoday.com/wp-content/uploads/2023/11/gcenter_rollover_525.jpg
• https://waspplanets.files.wordpress.com/2019/09/wasp-17b.png?w=684
• https://exoplanets.nasa.gov/exoplanet-catalog/5371/wasp-17-b/
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/WASP17b.jpg
• https://paac.ppc.ac.in/wp-content/themes/paac-theme/constellation/img/Chamaeleon.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/neonlines-ppdisk.jpg
• https://astrobiology.com/wp-content/uploads/2023/11/neon1.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/e/e9/Taurus_IAU.svg/800px-Taurus_IAU.svg.png
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/4e/Herschel%E2%80%99s_view_of_the_Taurus_molecular_cloud_ESA384012.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/1/1d/GKTauLightCurve.png/1200px-GKTauLightCurve.png
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/e4/CITauLightCurve.png
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/driftingpebbles-ppdisk-1.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/3/38/Scorpius_IAU.svg/800px-Scorpius_IAU.svg.png
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/1/1f/Cosmic_%E2%80%98Winter%E2%80%99_Wonderland.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2329c.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2329b.jpg