Pokud jste v poslední době sledovali vývoj kolem Vesmírného teleskopu Jamese Webba, mohli jste si všimnout, že zajímavých výsledků byla celá řada. A protože už uplynula dostatečně dlouhá doba od našeho posledního setkání nad tímto tématem, je na čase se znovu podívat na výsledky tohoto úžasného kosmického přístroje. Čeká nás cesta z nejvzdálenějších končin vesmíru, až po relativně blízké okolí naší Sluneční soustavy. Aby se však článek udržel v aspoň trochu rozumném rozsahu, musel jsem chtě nechtě, dva původně zamýšlené body vynechat. Pokud patříte mezi jejich fanoušky a mrzí vás to, že se na ně nedostalo, nezbývá než se omluvit. Někdo jiný by na mém místě patrně vybíral jinak.

JADES-GS-z14-0

V nedávné době se Webbův dalekohled opět dostal i do povědomí širší veřejnosti, když se objevila zpráva o nalezení další extrémně vzdálené galaxie. Kosmologie a průzkum velmi raného vesmíru totiž skutečně patří ke klíčovým úkolům JWST. Proto se tomuto výzkumu věnuje i mnoho projektů, o nichž jsme už i v minulosti hovořili, ať je to CEEERS, UNCOVER, GLASS nebo JWST Advanced Deep Extragalactic Survey (JADES). Právě z tohoto projektu pocházejí nová zajímavá data o tom, jak vypadaly galaxie, hvězdy, plyn či černé díry v době vesmírného úsvitu, v éře, kdy se začaly formovat první větší kosmické struktury.

Nedávno zveřejněný snímek ukazuje pohled do hlubokého vesmíru, přesto na něm na první pohled zaujme samozřejmě něco docela jiného. No je to ona namodralá hvězda s typickými difrakčními hroty v levém dolním rohu snímku. Tato hvězda náleží do Mléčné dráhy a jen náhodou se vyskytuje v místě, kde se snímal hluboký vesmír. Se vzdálenějšími objekty však nic společného nemá. Kromě ní vidíme na obrázku ještě několik podobných slabších hvězd, ale především tisíce velmi vzdálených galaxií. Malé načervenalé objekty jsou ty galaxie, které jsou od nás velmi vzdáleny. Ty nejzajímavější a nejvzdálenější objekty jsou však na fotografii téměř nepostřehnutelné.

Proto je ostatně v horní části vpravo výřez, jinak bychom si vůbec neuvědomili, že tato galaxie je na celém snímku nejzajímavější a přešli bychom ji jako nějakou šmouhu či vadu materiálu. To by ale byla chyba. Ve skutečnosti jde o extrémně vzdálenou galaxii nazvanou JADES-GS-z14-0. Snímek samotný byl pořízen přístrojem NIRCam, který vytipovával vhodné cíle (z prvních 650 milionů let života vesmíru jich našli několik set) pro podrobnější průzkum spektrografem NIRSpec. JADES-GS-z14-0 vybrali vědci jako vhodný objekt pro podrobnější průzkum. Zdálo se totiž na první pohled, že by měla mít rudý posuv vyšší než 14, byla však překvapivě až moc jasná a navíc se zdálo, jakoby byla součástí nějakého většího celku.

V lednu 2024 získali vědci spektrum této galaxie a mohli určit rudý posuv (prodloužení vlnové délky na straně přijímače) na 14,3. Z toho plyne, že se vlnová délka světla vyzářeného touto galaxií za dobu letu směrem k nám prodloužil 14,3 krát. Tento rudý posuv odpovídá vzdálenosti 13,5 miliardy světelných roků. Tato galaxie tak existovala ve vesmíru starém jen asi 300 milionů let. Ukazuje se, že galaxie JADES-GS-z14-0 je na tuto obří vzdálenost výrazně více svítivá než bychom očekávali. Podařilo se i stanovit její průměr a to na asi 1600 světelných let. To je dost velký rozměr na to, abychom mohli říci, že pozorované světlo pochází z mladých masivních a velmi zářivých hvězd, nikoliv z blízkosti centrální a rostoucí supermasivní černé díry.

Z výše uvedeného vyplývá, že má galaxie hmotnost několika stovek milionů hmot Slunce. Logicky se musíme ptát, jak mohla vzniknout takto hmotná galaxie tak brzy po Velkém třesku. Z barvy objektu lze také říci, že část pozorovaného světla je ovlivněna mezihvězdným prachem. V galaxii se rovněž podařilo pozorovat poměrně silné emisní čáry kyslíku. Přítomnost takto těžkého prvku v této době jasně říká, že v galaxii muselo v době, kdy ji pozorujeme, už zemřít a vybuchnout jako supernovy poměrně značné množství velmi masivních hvězd. JADES-GS-z14-0 tak vypadá dosti odlišně od galaxií předpovězených teoretickými modely. S Webbem nás tak v kosmologii čekají ještě mnohá překvapení a zajímavé objevy.

Nové měření ještě neprošlo recenzním řízením, které by mohlo odhalit všechny potenciální zdroje chyb, takže je stále na místě jistá opatrnost. Pokud se však výsledek potvrdí, půjde o nejstarší dosud zaznamenanou galaxii. I když je možné, že za tu dobu než bude recenzní řízení ukončeno a výsledek bude publikován v prestižním vědeckém časopise, podaří se objevit ještě vzdálenější galaxii.

GN-z11

Před začátkem éry Webbova teleskopu byla nejvzdálenější známou galaxií GN-z11. Ta byla objevena v roce 2015 za pomoci Hubbleova dalekohledu. Nachází se v souhvězdí Velké medvědice a vykazuje rudý posuv 10,6, což odpovídá vzdálenosti asi 13,38 miliardy světelných let. Pozorovali jsme ji tedy v kosmu starém 420 milionů roků. O své prvenství nejvzdálenější potvrzené galaxie sice GN-z11 už přišla, stále však zůstává zajímavým a důležitým objektem. Proto se na ni zaměřil i JWST, který nedávno pořídil pomocí přístroje NIRCam snímek hlubokého pole, v němž se nachází i tato extrémně vzdálená galaxie.

GN-z11 je mimořádně zajímavou galaxií. Přestože je totiž velmi daleko, je dosti svítivá, vidíme ji jako výrazně světlejší než bychom měli. Proč? To bylo astronomům dlouhou dobu záhadou. Teď však možná máme konečně odpověď. Astronomové studující tuto galaxii pomocí Webbových dat odhalili, že v jejím centru se zřejmě nachází supermasivní černá díra, která ve velkém pohlcuje okolní materiál a tím roste. Vědci byli schopni detekovat extrémně hustý plyn, běžně známý z okolí jiných supermasivních černých děr pohlcujících velké množství materiálu. Tento objev znamená, že GN-z11 přece jen znovu drží jeden rekord, hostí totiž nejvzdálenější známou aktivní supermasivní černou díru.

Navíc výše uvedené není jediný důkaz, který astronomové mají k dispozici. Zjistili i to, že se v galaxii nachází ionizované chemické prvky, opět typické pro okolí supermasivních černých děr. Kromě toho pozorovali i velmi silný galaktický vítr. Takovéto velmi rychlé větry jsou obvyklé v případě, kdy máme v galaxii supermasivní černou díru. Právě jen takto hmotný objekt dokáže vygenerovat dostatek energie pro to, aby mohl silné galaktické větry pohánět. A v neposlední řadě je nutno říci, že fotografie získané přístrojem NIRCam také mnohé napoví. Jádro galaxie je zde vidět v barvách očekávatelných od akrečního disku obklopujícího rostoucí černou díru.

Celkově se má za to, že supermasivní černá díra v GN-z11 dosahuje hmotnosti asi dvou milionů hmot Slunce. Je tedy asi poloviční oproti černé díře v jádru Mléčné dráhy. Jedním dechem je však nutno dodat, že zatímco náš Sagittarius A* měl na svůj růst 13,8 miliardy roků, černá díra v GN-z11 takto vyrostla jen za 400 milionů let. Tato černá díra v GN-z11 navíc aktivně pohlcuje hmotu, takže je velmi svítivá.

Kromě černé díry zaujala GN-z11 i z dalšího důvodu. V halu, které galaxii obklopuje nalezli totiž pomocí přístroje NIRSpec shluk plynného helia. Zajímavé na něm je, že obsahuje pouze helium, takže je poměrně kompaktní a nedotčený jinými příměsemi. Tento objev potvrzuje teoretické předpoklady a numerické simulace, které existenci podobných oblaků plynu, z nichž se později mohly utvořit kulové hvězdokupy, předpovídaly. Vědci chtějí GN-z11 v budoucnu prozkoumat podrobněji. Mohli by totiž potvrdit, že podobnými procesy vznikají bájné hvězdy populace III.

Jedná se o hvězdy, o nichž víme, že musely existovat, ale zatím je nikdo nikdy nedokázal přímo spatřit. Jde o vůbec první hvězdy, které se v našem kosmu utvořily. Díky tomu byl raný vesmír, do té doby procházející obdobím tzv. temného věku opět prozářen. Hvězdy populace III by měly být extrémně hmotné, svítivé a horké. Navíc se očekává, že budou obsahovat jen dva prvky, které vznikly nukleosyntézou velkého třesku, vodík a helium (typické by měly být přítomností ionizovaného helia). Všechny ostatní prvky se utvořily teprve pozdějšími procesy, mimo jiné právě v těchto hvězdách. Také tento výzkum byl proveden v rámci projektu JADES.

ZS7

Souhvězdí Sextantu ležící na nebeském rovníku je od nás sice občas vidět, avšak většina lidí o něm zřejmě nikdy neslyšela. A není se čemu divit. Jde o mladé a malé souhvězdí, které toho moc pozoruhodného neobsahuje. Nyní v něm ale Webbův dalekohled odhalil něco velmi zajímavého. Nahlédl zde do hlubin kosmu, a do doby, kdy byl vesmír ještě velmi mladý. Nedíval se sice tak daleko, jako třeba u GN-z11, ale přesto viděl první miliardu let existence kosmu. I zde však na snímku získaném v rámci projektu JWST PRIMER zaujme na první pohled něco jiného, konkrétně tedy jasné hvězdy Mléčné dráhy s typickými difrakčními hroty vlevo nahoře a vpravo dole.

Pro to nejzajímavější musíme zazoomovat v centrální části snímku, kde kousek vpravo nahoře od namodralé spirální galaxie leží galaktický systém ZS7, který je od nás vzdálený asi 13,05 miliardy světelných let. Pozorujeme ho tedy v době, kdy byl vesmír starý jen nějakých 750 milionů roků. Takto vzdálené galaxie vídáme poměrně běžně, v tomto případě jde ale o systém dvou vzájemně se slučujících galaxií. Jde vůbec o nejvzdálenější systém podobného typu a nejvzdálenější splynutí dvou černých děr, které jsme dosud zachytili.

Supermasivní černé díry známe po celém vesmíru a obsahuje je ve svém středu každá slušná galaxie. Tyto černé díry hrají zásadní roli při vývoji galaxií, bez nic by galaxie mohly jen těžko existovat a i pokud by se zformovaly, vypadaly by úplně jinak. Supermasivní černé díry mohou mít hmotnost až desítky miliard hmot Slunce, stále se ale neví úplně jistě, jak přesně probíhal jejich růst. Vzhledem k tomu, že jsme našli i dosti velké černé díry existující už miliardu let po Velkém třesku, je jasné, že přinejmenším v některých případech se tyto objekty musely zvětšovat velmi rychle. Systém ZS7 by o těchto procesech mohl mnohé napovědět.

Díky Webbovu teleskopu našli vědci v tomto systému důkazy o supermasivních černých dírách velmi podobným způsobem, jako tomu bylo u GN-z11. Jiný kosmický dalekohled by zde přítomnost aktivní černé díry vůbec nezaznamenal, a i pokud snad ano, zdálo by se, že je zde jen jedna. Webb má ale dříve netušené možnosti a tak dokáže zjistit, že jsou zde černé díry dvě. Hmotnost jedné z nich je 50 milionů hmot Slunce, druhá je zřejmě řádově podobně hmotná, ale nedokážeme to určit tak přesně, kvůli hustému plynu, který ji obklopuje. Nové pozorování ukazuje, že supermasivní černé díry byly důležité byly velmi důležité pro vývoj galaxií už od samotného počátku existence kosmu.

Systém ZS7 také vnáší světlo do problému růstu supermasivních černých děr. Ty mohly získávat hmotnost pochopitelně akrecí materiálu, kterého bylo v raném vesmíru k dispozici výrazně více než dnes, ale právě i slučováním s jinými černými dírami. Odhalení, že tento proces mohl být pro růst supermasivních černých děr klíčový už v první miliardě let kosmu je pro astrofyziky zásadní. Uvědomme si, že galaxie byly v raném vesmíru menší než dnes, kupříkladu zde hovoříme o ekvivalentu přibližně Velkého Magellanova mračna. Supermasivní černá díra desetkrát větší než Sagittarius A* tak mohla a musela vývoj systému zásadně ovlivnit. A pokud se dvě takovéto galaxie srazily a vznikla ještě větší černá díra, ovlivnění by pak bylo ještě mnohokrát větší.

Pozorování je navíc důležité ještě z jednoho důvodu. Při splynutí černých děr totiž vznikají gravitační vlny, které je možné, alespoň v principu, detekovat. Pozemní observatoře umí najít jen gravitační vlny z hvězdných černých děr, ale už se chystají kosmické interferometry schopné měřit vlny ze supermasivních černých děr, jako příklad uveďme evropsko-americký projekt LISA nedávno schválený Evropskou kosmickou agenturou. Pro projekt LISA je přitom nové Webbovo pozorování velmi dobrá zpráva. Ukazuje totiž, že jsou podobné systémy oproti dřívějšímu očekávají častější. LISA tak zřejmě bude pozorovat splynutí černých děr velmi často, nejspíše bude i nutné upravit teoretické modely z nichž vědci observatoře LISA vycházejí.

NGC 5468

NGC 5468 je spirální galaxií přechodného typu, což znamená, že ji nelze zařadit ani mezi běžné spirální galaxie, ale ani mezi spirální galaxie s příčkou, leží od nás 130 milionů světelných let ve směru souhvězdí Panny. Jde o souhvězdí známe ze zvěrokruhu, navíc druhé největší na noční obloze. Není proto divu, že v něm najdeme spoustu zajímavých objektů, mimo jiné právě i galaxii NGC 5468. Jde o poměrně typickou spirální galaxii, kterou vidíme k nám obrácenou čelem. Vyniknou tak čtyři výrazná spirální ramena s mladými modrými hvězdami a fialovými hvězdotvornými oblastmi. Střed galaxie je nažloutlý a zřetelně jasnější než zbytek galaxie.

V minulosti už NGC 5468 pozoroval Hubbleův dalekohled, který v ní dokázal rozpoznat proměnné hvězdy typu cefeidy, které jsou nesmírně důležité pro určování vzdáleností v našem vesmíru. Jak totiž odhalila americká astronomka Henrietta Swan-Leavitt, u cefeid existuje vztah mezi periodou a svítivostí. Jinými slovy, pokud dokážeme určit periodu cefeidy, můžeme pak vcelku snadno, podle daného vzorce, dopočítat její absolutní magnitudu, tedy to, jak jasnou bychom ji viděli ze vzdálenosti 10 parseků (32,6 světelného roku). Zdánlivou magnitudu každé cefeidy lze změřit a z toho pak vypočítat absolutní magnitudu. Tím se nám otevírá okno pro vcelku přesné měření vzdáleností bližších vesmírných objektů.

Právě tento objev umožnil určit, že jsou ve vesmíru i jiné galaxie než Mléčná dráha a určit jejich vzdálenost. Navíc dovolil i odhalení skutečnosti, že se kosmos rozpíná. Cefeidy jsou ovšem použitelné jen do určité vzdálenosti, která se pohybuje právě kolem 100 milionů světelných let, cefeidy nalezené Hubbleovým dalekohledem u NGC 5468 jsou už opravdu hodně vzdáleny. Díky tomu mohla být provedena kalibrace se supernovami typu Ia, což jsou další objekty, pomocí nichž lze měřit vzdálenosti v kosmu, ovšem hodí se naopak pro větší měřítka. Díky tomuto srovnání víme, že jsou naše měření alespoň řádově správná.

Na obrázku vidíme srovnání měření Hubbleova a Webbova dalekohledu pro jednu hodně vzdálenou cefeidu. Ačkoliv je poznat, že jsou oba obrázky dosti rozmazané, protože je cílový objekt malý, vzdálený a hodně přiblížený, hned je také vidět, že je Webbův snímek mnohem kvalitnější a ostřejší. A to je důležité, neboť cefeida lépe vynikne. Naopak můžeme také snáze rozlišit potenciální zdroje šumu v okolí. I když tak vidíme oba obrázky dosti rozpixelované a víme, že každý pixel představuje jednu nebo více hvězd, poznáme toho z Webbova snímku výrazně více. Existuje tak i slušná šance, že Webb nalezne ještě nějakou vzdálenější cefeidu, což použití této metody opět o něco rozšíří a umožní to lépe proměřit vzdálenosti v našem kosmu.

M 82

Jedna z nejslavnějších nepravidelných galaxií, to je M 82 v souhvězdí Velké medvědice. V roce 1774 ji objevil německý astronom Johann Bode a společně s nedalekou M 81 patří do menší skupiny galaxií M 81. Leží asi 12 milionů světelných let daleko a dosahuje průměru 40 000 světelných let, oproti Mléčné dráze je tedy zhruba poloviční. M 82 je vděčným cílem různých astronomických observatoří, takže není divu, že ji zachytil i Webbův dalekohled, a to pomocí přístroje NIRCam. Kromě nepravidelného tvaru je totiž M 82 známá i jako tzv. hvězdotvorná galaxie, jinými slovy se zde velmi rychle tvoří nové hvězdy. Webb se podíval i do středu galaxie, aby viděl, jak se zde formují hvězdy a jak tato aktivita ovlivňuje celou galaxii.

Když už jsme hovořili o nezvykle velké aktivitě, M 82 tvoří nové hvězdy desetkrát rychleji než naše M 82. Díky tomu, že se Webb zaměřil na centrální oblast galaxie, víme více o fyzikálních podmínkách, které stojí za tím, že se zde tak rapidně rodí nové hvězdy. U M 82 je navíc výhoda, že ji v minulosti snímkovaly i například Hubbleův nebo Spitzerův dalekohled, takže můžeme dobře porovnat nová data z Webbu se staršími měřeními zmíněných teleskopů. Hvězdotvorné oblasti jsou často, a pro M 82 to platí obzvlášť, zahaleny prachem, takže je velmi obtížné si je detailně prohlédnout. Infračervené záření je pro tyto případy ale obzvláště užitečné, čili JWST mohl nahlédnout za oponu těchto fyzikálních procesů. Sice je i tak na snímku NIRCam vidět prach, přesto astronomové získali mnohé cenné informace.

Podíváme-li se ke středu galaxie, vidíme nazelenalé skvrnky, které značí vyšší koncentraci železa. Většinou jde o zbytky po výbuších dávných supernov. Načervenalé skvrnky zase ukazují oblasti, kde se vyskytuje molekulární vodík, který je ozářený světlem mladých horkých hvězd. Podíváte-li se na snímek podrobně, povšimnete si množství bodových zdrojů, každý z nich je hvězda nebo hvězdokupa. To ukazuje Webbovy skvělé schopnosti, které umožní určit například přibližný počet hvězdokup této galaxie. Nad a pod rovinou galaktického disku pak ještě vidíme červená vlákna, což jsou proudy plynu, které galaktický vítr pohání pryč od jádra galaxie.

Právě galaktický vítr byl jedním z hlavních výzkumných témat vědců kteří za tímto pozorováním stáli. Chtěli prozkoumat odkud přesně vítr pochází, jak vzniká a také se dozvědět, jak s ním interagují různé složky galaxie. NIRCam použil ke sledování galaktického větru v M 82 molekuly polycyklických aromatických uhlovodíků které tvoří velmi malá prachová zrna. Ta dobře přežijí nižší teploty, ale při zvýšení teploty poměrně rychle erodují a ničí se. Díky tomu mohli astronomové spatřit strukturu červených vláken, která dobře ukazuje na směr proudění galaktického větru. Tato struktura sahá od centrální oblasti galaxie, kde se tvoří hvězdy až daleko od jádra.

Navíc se ukázalo, že existuje významná podobnost mezi strukturou emise polycyklických aromatických uhlovodíků a strukturou horkého ionizovaného plynu. To vědce poněkud překvapilo, neboť polycyklické aromatické uhlovodíky by neměly přežít takto extrémní podmínky. Mají proto za to, že nestále dochází k jejich doplňování, což ovšem dosavadní modely nepodporují, takže bude třeba provést další výzkum. To se ovšem týká i problematiky vzniku hvězd, nová data vyvolávají řadu otázek.

Více se možná dozvíme v dalším výzkumu, který právě probíhá a je už blízko svému cíli. Vědecký tým díky tomu získá velkoplošné snímky celé galaxie M 82, jakož i spektroskopická měření, díky nimž budou vědět přesné stáří hvězdokup a prozradí nám, jak dlouho trvá formování hvězd i každá jeho jednotlivá fáze. Díky tomuto výzkumu snad lépe pochopíme nejen hvězdotvorné galaxie a galaktický vítr, ale i procesy odehrávající se v raném vesmíru, protože podobně jako M 82 se chovají některé galaxie vyskytující se v mladém kosmu.

NGC 6440

Kulové hvězdokupy jsou nám už dobře známé objekty. Tvoří je statisíce nebo miliony hvězd uspořádané do kulového tvaru, proto ostatně získaly i svůj název. V těchto hvězdokupách nalezneme mnohé z nejstarších hvězd naší Galaxie, některé i výrazně starší než 10 miliard let. Kulové hvězdokupy nejsou rozloženy po obloze rovnoměrně, ale výrazně se koncentrují na určitých místech, což vypovídá mnohé o pohybu Mléčné dráhy. Navíc se tyto objekty nevyskytují ve vnitřním galaktickém disku blízko jádra, ale spíše na periferii Galaxie. Jednou z takových hvězdokup je i NGC 6440 na kterou se v nedávné době zaměřil Webbův dalekohled.

Tuto kulovou hvězdokupu vzdálenou 28 000 světelných let od Slunce objevil na konci 19. století slavný britský astronom německého původu William Herschel. NGC 6440 leží ve směru souhvězdí Střelce, což je i souhvězdí, kde se nachází střed Mléčné dráhy. Jak jsme si řekli, kulové hvězdokupy jsou velká seskupení hvězd vázaná gravitací. Vzdálenost mezi jednotlivými hvězdami je v takovémto uskupení asi jeden světelný rok, což je podstatně méně než ve vnitřní části Galaxie. Stačí si vzpomenout na naše okolí. Nejbližší hvězda je vzdálena 4,2 světelného roku, další dvě 4,3 a už čtvrtou nejbližší hvězdu od nás dělí téměř šest světelných let.

Onen jeden světelný rok je ovšem vzdálenost průměrná, někdy, zvláště ve středu hvězdokupy mohou být vzájemné vzdálenosti hvězd i výrazně nižší, například v řádu rozměru Sluneční soustavy. NGC 6440 je na kulovou hvězdokupu dosti hmotná a bohatá na kovy, což jsou v astronomii všechny prvky těžší než helium. Vznikla a obíhá v galaktické výduti, což je dosti hustá a téměř kulová oblast starých hvězd obklopujících jádro Galaxie. Proto ji ostatně také vidíme ve směru souhvězdí Střelce. Nový snímek byl získán přístrojem NIRCam v rámci programu pro výzkum hvězd v kulových hvězdokupách.

Zvláštní důraz je kladen na pulsary, což je jeden z typů neutronových hvězd, pozůstatku po výbuchu velmi hmotné hvězdy hlavní posloupnosti. Pulsary mají velmi silné magnetické pole a navíc se rychle otáčejí kolem své osy. Z magnetických pólů vysílá pulsar elektromagnetické emise, které posléze pozorujeme jako pravidelné pulsy, jejichž frekvence závisí na rychlosti otáčení pulsaru. Známe i pulsary točící se vcelku způsobně, naopak však víme i o pulsaru, který se za jedinou sekundu otočí 716 krát. A možná existují i rychleji rotující objekty, má se zato, že teoretický limit je 1500 otáček za sekundu, pak už by se začala rotace sama zpomalovat.

Zatímco na snímku Webbova dalekohledu si můžeme všimnout některých jasných hvězd s difrakčními hroty, pro vědce jsou však cennější nově získaná data. Poprvé se podařilo pozorovat množství helia a kyslíku u jednotlivých hvězd kulové hvězdokupy a navíc se i povedlo zjistit, že je množství těchto prvků u různých hvězd odlišné. Do budoucna tak snad bude možné zkoumat další kulové hvězdokupy a jejich hvězdy v galaktické výduti. Takový výzkum byl dříve velmi obtížní jednak kvůli oblakům mezihvězdného prachu ležícím mezi námi a cílovými objekty, jednak kvůli tomu, že hvězdy v cílovém objektu nebylo možné dostatečně dobře rozlišit.

NGC 604

Jednou z mála větších galaxií Místní skupiny je spirální galaxie M 33 nacházející se v malém souhvězdí Trojúhelníku na severní obloze. Se svým průměrem 60 000 světelných let je o něco menší než Mléčná dráha nebo M 31 v Andromedě. Protože je však za dobrých podmínek viditelná pouhým okem, je se svými 2,73 miliony světelných roků nejvzdálenějším objektem viditelným setrvale na noční obloze (občas je vidět i vzdálenější objekt, ale to je vždy přechodný stav, například jde o extrémně vzdálený gama záblesk).

Protože je M 33 docela blízko, dokážeme v ní rozlišit jednotlivé detaily, například hvězdotvorné regiony. Jedním z nich je i NGC 604, jejíž detaily nám Webb nyní ukazuje. V prachových obálkách se tady nachází přes 200 velmi hmotných, žhavých hvězd spektrálního typu O nebo B, všechny v rané fázi svého života. Zvláště hvězdy typu O mohou být i stokrát hmotnější než naše Slunce. Najít oblast s takovým množstvím takto hmotných hvězd je v blízkém vesmíru výjimečné, pro představu, v Mléčné dráze pravděpodobně žádný podobný region neexistuje. Pozorování v M 33 je tedy pro astronomy zcela zásadní, neboť mohou vidět extrémně hmotné hvězdy v takto mladém věku.

A snímku si na první pohled můžete všimnout velkých bublin v mezihvězdném materiálu. Tytu dutiny vytvořily hvězdné větry z mladých a jasných hvězd. Jejich ultrafialové záření pak ionizuje okolní plyn, který se jeví jako bílá a namodralá záře. Z dutin pak vybíhají načervenalá a naoranžovělá vlákna. Právě oranžová značí přítomnost chemických látek známých jako polycyklické aromatické uhlovodíky. Tyto sloučeniny jsou velmi důležitou součástí mezihvězdného materiálu a hrají významnou úlohu při formování hvězd a planet. Jak přesně však v kosmu vznikly dosud nevíme. Tmavší červená pak znamená přítomnost molekulárního vodíku, z něhož se primárně tvoří nové hvězdy.

MIRI ukazuje na středních vlnových délkách ještě trochu jiný pohled na toto 3,5 milionu let staré a 1300 světelných let velké mračno. V tomto případě vidíme výrazně méně hvězd, jelikož ty září ve střední infračervené oblasti mnohem méně. Pokud už nějakou hvězdu vidíme, jsou to hlavně červení obři nebo veleobři, hvězdy mnohokrát hmotnější než Slunce na konci svého života, které jsou relativně chladné. O to zřetelnější jsou ale mračna chladného plynu a prachu, pro jejichž pozorování jsou tyto vlnové délky zcela ideální. Přítomnost polycyklických aromatických uhlovodíků zde symbolizuje modrá barva. Povšimněte si ještě, že na pozadí hvězdotvorného regionu jsou vidět i některé vzdálenější galaxie.

NGC 1333

Reflexní mlhoviny mají svůj název proto, že odrážejí světlo blízké hvězdy nebo hvězd. Zdroj světla zde není dostatečně silný k ionizaci plynu jako v případě emisních mlhovin, ale rozptyl světla dostačuje ke zviditelnění prachu v mlhovině. Tyto objekty bývají často místem, kde se tvoří nové hvězdy. Reflexní mlhovinou je i NGC 1333, která se nachází ve známém a poměrně velkém souhvězdí Persea. Nyní se na NGC 1333 zaměřil i Webbův dalekohled, který ji důkladně prozkoumal ve střední infračervené oblasti za pomoci přístroje MIRI.

Týmu vědců stojících za tímto výzkumem se podařilo v mlhovině identifikovat celou řadu zajímavých molekul. Některé jsou jednoduché, jiné už poměrně složité. Ty se navíc podařilo objevit i u protohvězd, velmi mladých zárodků budoucích hvězd, které ještě nezažehly fúzní reakci a tedy nepřešly do fáze hlavní posloupnosti. Přítomnost komplexních organických molekul (COM) byla u protohvězd předpovězena numerickými modely už mnoho desetiletí zpátky, ale až dosud chyběl jasný důkaz potvrzující jejich přítomnost. Některé observatoře sice objevily jisté náznaky, ale na opravdu konečné potvrzení jsme si museli počkat až do doby činnosti Webba.

Dřívější program Early Release Science Ice Age objevil rozmanité typy ledů v chladných oblastech molekulárních mračen, současný projekt James Webb Observtions of Young ProtoStars (JOYS+) potvrdil přítomnost COM v mezihvězdných částečkách ledu. V pevné fázi se tak podařilo detekovat etanol, kyselinu octovou, či acetaldehyd. Původ COM je jedna z věcí, která už dlouho trápí odborníky na astrochemii. Předpokládá se, že reakce na povrchu studených prachových zrn mohou vést ke vzniku složitých molekul. Několik COM detekovaných nyní v pevné fázi bylo dříve nalezeno i ve fázi plynné. Předpokládá se tedy, že pocházejí ze sublimace ledových zrn.

Pro ty co nevědí, sublimace je fázový přechod, kdy dochází ke změně skupenství látky. A to tak, že tato látka přejde z pevného skupenství do plynné fáze rovnou, tedy bez mezistupně tání na kapalinu. Detekce COM v ledu tedy astronomům dává naději, že časem budou moci pochopit původ ještě větších organických molekul existujících v kosmickém prostoru. Mluví-li se o rozdílech mezi pozemní a kosmickou astronomií, je třeba zmínit, že by tento výzkum neměl natolik dobré výsledky nebýt odborníků z astrofyzikální laboratoře v Leidenu, kteří provedli klíčová měření, pomocí nichž se pak kalibrovaly výsledky získané z Webba.

Vědce také zajímá, v jaké míře dochází k transportu COM na rané planety v pozdější fázi vývoje protohvězd. Ledové částečky se totiž do protoplanetárního disku přenášejí efektivněji než mezihvězdný plyn. Ledové částečky se tak mohou dostat do komet a planetek a ty zase mohou narazit do formujících se planet. COM se tak mohou stát klíčovými ingrediencemi pro rozvoj potenciálního života na mladých exoplanetách. Astronomové identifikovali i některé jednodušší molekuly, například formaldehyd, kyselinu mravenčí či oxid siřičitý.

Zejména poslední jmenovaný je dosti důležitý, protože dovoluje prozkoumat kolik síry je k dispozici v protohvězdách. Navíc se ukazuje, že sloučeniny obsahující síru hrály nesmírně důležitou roli v jednoduchých chemických reakcích na rané Zemi. Možná nám tento výzkum pomůže lépe pochopit i náš původ. Kromě toho se podařilo detekovat ještě záporné ionty, které jsou zase podstatné pro složitější chemické reakce probíhající při vyšších teplotách.

Jedna z protohvězd mlhoviny IRAS 2A má obzvláště nízkou hmotnost. Pro astrofyziky je tedy velmi zajímavá, neboť může připomínat prostředí, které bylo přítomno v rané fázi vývoje Sluneční soustavy. Jinými slovy, chemické sloučeniny zde nalezené mohly existovat i v mladé Sluneční soustavě a následně se dostat na naše planety včetně Země. A to právě primárně přes planetky a komety, jejich se mohou stát součástí. Při rané fázi vývoje, popřípadě i v éře pozdního těžkého bombardování se pak tyto molekuly mohly se svými hostitelskými tělesy dostat na Zemi. Výzkum JWST však může odhalit mnohem více, je působivé, že dnes už dokážeme zkoumat chemii částeček mezihvězdného ledu až na úroveň kyanidů a dalších složitých chemických látek.

Mlhovina Koňská hlava

Velmi vděčnými objekty pro pozorování i fotografování jsou mlhoviny. Jednou z nejznámějších je mlhovina Koňská hlava, která je také moje nejoblíbenější mlhovina. Jde o poměrně malou temnou mlhovinu ležící v souhvězdí Oriona a to přímo pod (na jih) hvězdou Alnitak, nejvýchodnější hvězdou Orionova pásu. Ovšem pozor, nejvýchodnější je ta ze tří hvězd pásu, která je z našeho pohledu nejvíce vlevo. Mlhovinu nacházející se od nás 1376 světelných roků objevila v roce 1888 americká astronomka Williamina Fleming, členka slavné skupiny Harvardských počítaček.

Mlhovina Koňská hlava, náležející do rozsáhlejšího komplexu molekulárního mračna Orion B, je dobře známa ze snímků Hubbleova teleskopu, nebo nově observatoře Euclid. Jelikož jde o objekt dosti zajímavý, zaměřil se na něj i Webbův dalekohled, který pořídil pomocí přístrojů NIRCam a MIRI krásné obrázky v blízké a střední infračervené oblasti. Díky tomu vidíme mlhovinu, přesněji řečeno tedy její část v dříve netušené kvalitě. Jak víme, mlhovina vznikla díky kolabujícímu oblaku mezihvězdného materiálu a je tak dobře viditelná, protože ji osvětluje velmi blízko ležící masivní hvězda.

Původně byl i v okolí Koňské hlavy plyn a prach, ten už se ale vlivem působení blízkých hvězd rozptýlil. Naproti tomu pilíř mlhoviny stále drží pohromadě, protože je tvořen poněkud pevnějším, erozi lépe odolávajícím materiálem. Nicméně i on se brzy rozpadne, astronomové odhadují, že se tak stane asi za pět milionů let. To bude definitivní konec krásné mlhoviny Koňská hlava. Do té doby je však rozhodně co zkoumat. JWST se zaměřil na horní okraj charakteristické struktury mlhoviny. Koňská hlava je jednou z oblastí, která je dobře známa masivním působením fotodisociace. Ultrafialové záření mladých hmotných hvězd silně ovlivňuje chemismus zdejšího materiálu a působí jako důležitý zdroj tepla.

Oblasti fotodisociace se vyskytují v místech, kde je mezihvězdný plyn dostatečně hustý, aby zůstával neutrálním, ale současně tak málo hustý, že umožní pronikání ultrafialového světla z mladých, horkých a zářivých hvězd. Tato místa jsou mimořádně zajímavá, jelikož jejich pozorování nám umožní zkoumat fyzikální a chemické procesy zodpovídající za vývoj mezihvězdné hmoty v celé naší Galaxii a nepřímo i v celém kosmu. A to po téměř celou dobu jeho života, od období zlatého věku, kdy se nejrychleji tvořily nové hvězdy, až po současný stav.

Vzhledem k relativní blízkosti a dobře rozlišitelné struktuře je Koňská hlava ideální objekt pro studium oblastí fotodisociace a toho, jaká byla evoluce chemických vlastností mezihvězdného plynu. Jde také o přímo ideální objekt pro měření toho, jak interaguje záření s mezihvězdnou hmotou. Přístroje NIRCam a MIRI odhalily poprvé strukturu okraje mlhoviny a to ve velkém detailu. Objevily navíc síť zvláštních útvarů ve tvaru proužků, které se táhnou kolmo k přední části oblasti fotodisociace a obsahují částice prachu a ionizovaný plyn. Díky novým snímkům mohou také astronomové lépe pochopit, proč má mlhovina zrovna takovýto tvar.

Mlhovina koňská hlava bude zkoumána i v budoucnu, například za použití spektroskopických dat z přístroje NIRSpec, tak, aby bylo možné stanovit fyzikální a chemické vlastnosti materiálu pozorovaného v rámci celého objemu mlhoviny. S Koňskou hlavou se tak v našem seriálu zřejmě nesetkáváme naposledy.

WASP-43 b

Projekt Wide Angle Search for Planets (WASP) pracující se dvěma teleskopy v Jihoafrické republice a na Kanárských ostrovech stojí za objevem značného množství exoplanet. Jednou z nich je i WASP-43 b, která obíhá kolem hvězdy WASP-43 vzdálené 284 světelných let ve směru souhvězdí Sextantu. Mateřská hvězda WASP-43 je spektrální typ K, takže je menší a chladnější než naše Slunce. Planeta je přesto extrémně zahřátá, protože obíhá svou hvězdu velmi blízko. Je to totiž tzv. horký Jupiter, plynný obr, který se nachází velmi blízko své hvězdě. V tomto případě trvá oběh hvězdy jen lehce přes 19 hodin, což WASP-43b řadí mezi planety s nejkratší oběžnou dobou, byť absolutní rekord nedrží.

Protože jde o mimořádně zajímavý svět, zaměřil se na něj i Webbův teleskop, který provedl průzkum pomocí přístroje MIRI ve střední infračervené oblasti. MIRI pořídila hlavně světelnou křivku. WASP-43b byla totiž nalezena tranzitní metodou. Planeta z našeho pohledu přechází přes kotouček své hvězdy, což způsobí drobné zatmění a zeslabení jasu hvězdy, které je viditelné. Světelná křivka ukazuje celý průběh oběhu. Mimochodem, povšimněte si, že na světelné křivce je viditelné i sekundární zeslabení přicházejícího světla (byť výrazně menší). To je dáno tím, že nejvíce světla ze systému přichází v okamžiku, kdy planeta může odrážet světlo hvězdy. Pokud je ale planeta přímo za hvězdou, žádné světlo odrážet nemůže a dojde k druhotnému zatmění.

WASP-43 b je přitom tak blízko své hvězdě, že je slapově uzamčená v tzv. vázané rotaci. Jinými slovy, planeta je ke své hvězdě natočena stále stejnou stranou a má tedy jasně rozlišenou a neměnnou denní a noční stranu. Proto se systém jeví nejjasnější v okamžiku, kdy je zahřátá denní strana natočená směrem k dalekohledu. To je právě v okamžiku těsně před a těsně po onom sekundárním zatmění, tudíž těsně před tím než planeta zajde za svou hvězdu a těsně poté co z poza jejího kotoučku vyjde. Naopak, když je planeta otočená k teleskopu noční stranou, systém se jeví jako méně jasný, což kulminuje před primárním hlubokým tranzitem a těsně po něm, kdy nám planeta ukazuje jen svou chladnější noční stranu.

Poté co planeta opustí kotouček hvězdy posunuje se na svém oběhu stále dále, systém se opět rozjasňuje, jak planeta ukazuje stále více ze své denní strany. To ostatně dobře ukazuje i graf obsahující přes 8 000 měření středního infračerveného světla na vlnové délce 5 až 12 mikrometrů. Všechna tato data JWST získal během jediného 24 hodin dlouhého pozorování. Astronomové dnes už umějí odečíst světlo hvězdy, díky čemuž mohou vypočítat kolik přesně světla přichází ve které fázi oběhu z viditelné strany exoplanety. Úžasné je, že tyto rozdíly jsou extrémně malé, jen 0,004 %, přesto je MIRI dokáže rozpoznat.

A díky tomu, že množství vyzářeného infračerveného světla daného objektu souvisí přímo s jeho teplotou (obecně platí, že čím je předmět teplejší, tím více infračerveného záření na středních vlnových délkách vydává), mohli astronomové vypočítat průměrnou teplotu v různých místech „povrchu“ (WAST-43 b to plynný obr) a následně i vytvořit teplotní mapu této planety. Z teplotní mapy plyne jasně, že je zde velký rozdíl mezi denní a noční stranou. To už jsme si ostatně řekli výše a nemělo by nás to vzhledem k vázané rotaci planety překvapit. Věc však může být ještě trochu složitější, protože jak víme například i ze Země, přesné rozložení teplot závisí i na tom, zda má planeta oblačnost a jak rychlé větry v atmosféře vanou.

Z pozorování MIRI plyne, že denní strana planety WASP-43 b vykazuje teplotu asi 1250 stupňů Celsia, zatímco noční strana 600. Mohlo by vás překvapit, že strana, která je neustále odvrácena od hvězdy je tak teplá. Nicméně planeta disponuje silnými větry, které transportují teplo z denní strany na noční a také mohutnou oblačností, jež zase brání úniku tepla do okolního vesmíru. Není proto divu, že i polokoule planety, na níž je trvale noc dosahuje teplot vyšších než i ta nejteplejší planeta Sluneční soustavy (Venuše).

Teplotní mapa mohla bát pořízena jen díky úsilí mnoha vědců, kteří detailně analyzovali data o změnách teploty a jasu planety v průběhu celého jejího objevu. Podařilo na jim navíc určit to, že nejteplejším místem planety není bod získávající nejvíce záření od mateřské hvězdy (subhvězdný bod, kde je hvězda nejvýše na obloze), ale oblast, která je posunutá o sedm stupňů směrem na východ. Mohli byste se ptát, jak je to možné. Vysvětlení je ale poměrně jednoduché. Mohou za to silné rovníkové větry, které vanou v atmosféře WASP-43 b rychlostí až 8000 kilometrů za hodinu. V jejich důsledku se horký vzduch pohybuje horizontálním směrem k východu a nejvíce energie vyzáří až právě sedm stupňů východně od místa, kde dopadá nejvíce světla z mateřské hvězdy.

WASP-107 b

Další planetou objevenou projektem WASP je WASP-107 b. Nachází se asi 210 světelných roků od nás a to ve směru souhvězdí Panny. WASP-107 je malá a relativně chladná hvězda, její planeta je naopak relativně hmotná, v naší soustavě by se nejvíce blížila Neptunu. Její charakteristiky jsou ale mnohem zajímavější. Tak například, pokud jde o objem, dosahuje asi 80 % velikosti Jupitera, přitom však má jen asi 10 % jeho hmotnosti. Z tohoto důvodu jde o planetu, která patří na čelní příčky mezi známými planetami s nejnižší hustotou. Také její dráha je pozoruhodná. Od své hvězdy je vzdálena 0,055 astronomické jednotky a jeden oběh jí trvá 5,7 dne. I to je samo o sobě zajímavé, ale ještě by to nebylo to nejdivnější.

Planeta je také slapově uzamčena, má vázanou rotaci, takže ukazuje mateřské hvězdě vždy jen jednu polokouli. Otáčí se totiž stejně rychle, jako jí trvá oběh kolem hvězdy. Jedna strana je tedy neustále osvětlena, zatímco na druhé, té odvrácené, je věčná tma. Také je na mírně eliptické dráze. Na ní ovšem nemohla vzniknout. Astronomové mají za to, že planeta vznikla dále od své hvězdy a vzájemným působením s druhou planetou systému WASP-107 c odmigrovala do současné pozice. WASP-107 c má retrográdní oběh, tedy obíhá svou hvězdu proti směru její rotace, je na vysoce excentrické dráze a jeden oběh jí trvá 1 088 dní. Ani jedna z planet nebyla zobrazena přímo, zato se však na WASP-107 b zaměřilo několik kosmických observatoří.

Nejprve to byl Hubbleův dalekohled, následně i James Webb pomocí přístrojů NIRCam, NIRSPec a MIRI. Tato pozorování ukázala, že má planeta zřejmě relativně velké jádro, které je obklopeno plynným vodíkem a heliem. Tento obal má sice, díky slapovému ohřevu jádra, velký objem, avšak dosti malou hmotnost. Mimochodem, už jen to, že je v atmosféře exoplanety helium a my to víme by vás mělo zarazit. WASP-107 b je první planeta mimo Sluneční soustavu, u níž se helium povedlo detekovat. Spektra získaná při novém výzkumu však ukazují i jiné podivuhodné skutečnosti.

Transmisní spektrum bylo získáno přístrojem NIRCam během 8 a půl hodiny dlouhého okna před tranzitem, během tranzitu a po něm. Tím, že porovnáme jas světla filtrovaného přes atmosféru exoplanety s ničím nerušeným světlem hvězdy samotné, můžeme určit, které vlnové délky infračerveného světla atmosféra WASP-107 b blokuje. Každý atom nebo molekula blokuje různou kombinaci vlnových délek elektromagnetického záření, takže díky tomu můžeme poměrně přesně určit složení atmosféry. V tomto spektru vidíme jasný důkaz přítomnosti vody (pík vlevo), metanu, oxidu siřičitého, oxidu uhelnatého (větší pík vpravo) a především oxidu uhličitého (hlavní největší pík kousek vpravo od středu).

Tato data astronomům umožní odhadnout vnitřní teplotu planety, ale i hmotnost jejího jádra. Druhé spektrum nám ukazuje kombinaci dat z Hubbleova dalekohledu a z Webbových přístrojů NIRCam, NIRSpec a MIRI. Každý přístroj pozoroval v asi 10 hodin dlouhém okně před přechodem planety přes hvězdu, během něj a po něm. Výsledky jsou podobné jako u spektra samotného NIRCamu. Přibyl nám tady ale jeden výrazný pík oxidu siřičitého (vpravo od středu) a především zcela vpravo pík čpavku neboli amoniaku. Jde o vůbec první pozorování této sloučeniny v atmosféře exoplanety v historii. Tento výsledek přitom krásně ukazuje to, jak důležitá je součinnost různých kosmických observatoří.

Závěr

Dnešní díl našeho seriálu je u konce. Ale nemusíte se obávat, pokud máte rádi Webbův teleskop a jeho výsledky, dočkáte se brzy dalšího dílu. V červenci totiž byly před dvěma lety zveřejněny první jeho fotografie, takže si toto výročí připomeneme. Nebude to ovšem díl obyčejný, protože si nebudeme jen procházet výsledky, ale dočkáte se i něčeho speciálního. Čeho? Na to si holt budete muset počkat.

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.nasa.gov/sites/default/files/thumbnails/image/webb_reflected_light.jpg
• https://archive.stsci.edu/files/live/sites/mast/files/home/hlsp/jades/_images/JADES_horizontal_greens_onwhite.png?t=tn2400
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/jades5.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/jades4.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/jades6.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/1/13/Ursa_Major_IAU.svg/800px-Ursa_Major_IAU.svg.png
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/42/Distant_galaxy_GN-z11_in_GOODS-N_image_by_HST.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2406d.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2406a.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2406b.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/e/e6/Sextans_IAU.svg/800px-Sextans_IAU.svg.png
• https://primer-jwst.github.io/images/primer_v6_trimmed.png
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2413a.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2413b.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/f5/Virgo_IAU.svg/800px-Virgo_IAU.svg.png
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2408a.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2408b.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2410d.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2410c.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2410b.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/5/54/Sagittarius_IAU.svg/800px-Sagittarius_IAU.svg.png
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/potm2404d.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/potm2404a.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/8/81/Triangulum_IAU.svg/800px-Triangulum_IAU.svg.png
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2407a.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2407b.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/b/b8/Perseus_IAU.svg/800px-Perseus_IAU.svg.png
• https://miri.strw.leidenuniv.nl/wp-content/uploads/2023/04/JOYS-logo-color.png
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2409a.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2409b.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/ff/Orion_IAU.svg/800px-Orion_IAU.svg.png
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2411a.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2411e.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2411c.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/f/f7/Sw8cams.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/WASP43b-1.jpg
• https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/How_to_find_an_extrasolar_planet
• https://stsci-opo.org/STScI-01HW67TSYSFN87ZN7YW0Z0PKKG.jpg
• https://stsci-opo.org/STScI-01HW67Y486XMEGEWWQ2JXEJM9G.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2414a.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2414c.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2414b.jpg