Od našeho posledního setkání u seriálu o teleskopu Jamese Webba už uplynula poměrně dlouhá doba, od setkání u posledního standardního dílu uteklo času ještě více. Je tedy nejvyšší čas se podívat na něco nového. Ani v uplynulých měsících Webbův teleskop rozhodně neměl klidné období, pozorování probíhala zběsilým tempem a bylo zveřejněno množství velmi zajímavých výsledků. Některé přišly až v srpnu a nyní na začátku září, dostanou se tak až do dalšího dílu seriálu, nebo se jim budeme věnovat samostatně. Na co se dnes ale můžeme těšit? Podíváme se na dvě fascinující mlhoviny, protohvězdu, mladou hvězdu s akrečním diskem i jednu zajímavou exoplanetu, jejíž existenci JWST potvrdil. Začneme ale jako obvykle v dalekém vesmíru, konkrétně u kvasarů a galaxií.

Kvasar J1131-1231

Gravitační čočky a kvasary patří už mezi stálice Webbova teleskopu. Nově se podařilo nasnímat jeden takový objekt v souhvězdí Poháru. Toto souhvězdí leží na jižní hvězdné obloze těsně u nebeského rovníku a patří mezi původních 48 Ptolemaiových souhvězdí. Podle legendy má představovat pohár řeckého boha světla či Slunce Apollóna. Mezi Ptolemaiovými souhvězdími však Pohár zastává poněkud zvláštní postavení. Jde totiž o souhvězdí malé a také velmi slabé, nejjasnější hvězda má magnitudu 3,57, což z ní činí jednu z nejméně jasných nejvýraznějších hvězd souhvězdí. Souhvězdí navíc neobsahuje ani mnoho mlhovin či blízkých galaxií.

Naproti tomu se zde odehrály dva významné gama záblesky, jeden trvající 270 sekund byl v době objevu, v roce 2001 dokonce nejdelším zaznamenaným zábleskem. Nás teď ale zajímá hlavně kvasar RX J1131-1231, který rovněž leží ve směru tohoto souhvězdí a to asi 6 miliard světelných let daleko. Jako každý kvasar, i tento má aktivní supermasivní černou díru s akrečním diskem z materiálu do díry padajícího. Akreční disk je poměrně malý a vyzařuje silné emise rentgenového záření. Z toho plyne, že tato černá díra musí mít velmi rychlou rotaci. Později se u této černé díry jako u vůbec prvního objektu tohoto typu podařilo změřit rychlost rotace.

Pozorování kvasaru RX J1131-1231 by ovšem nebylo možné bez velké eliptické galaxie, která leží v popředí, a to v jedné linii (z našeho pohledu, při pohledu z jiných částí vesmíru by tato gravitační čočka neexistovala, zato by však pozorovatelé spatřily čočky jiné, které zase nevidíme my) se vzdálenějším kvasarem. Díky tomu vzniká poměrně unikátní seskupení, které umožňuje existenci efektu gravitační čočky. Ta zesiluje a ohýbá světlo vzdáleného kvasaru. Uprostřed snímku tak vidíme čočkující eliptickou galaxii, zatímco kolem ní lze spatřit prstenec se čtyřmi jasnými obrazy jediného kvasaru RX J1131-1231. Efekt gravitační čočky je zde dokonce tak silný, že způsobuje časové zpoždění. Jinými slovy, na jednom obraze vidíme kvasar tak, jak vypadal o něco dříve než na jiných obrazech. Obecně je RX J1131-1231 jeden z nejlépe prozkoumaných čočkovaných kvasarů.

Pozorovaly jej už třeba observatoře Chandra či Hubble a nyní se přidal i Webbův teleskop. Toto pozorování pomocí přístroje MIRI ve střední infračervené oblasti bylo provedeno v rámci programu na studium temné hmoty. Tato záhadná substance, které je ve vesmíru několikanásobně více než běžné hmoty dosud odolává pokusům o přesné určení její povahy, ačkoliv se většina vědců shodne, že by mělo jít o nějaký typ elementárních částic. Webbova pozorování umožní studovat temnou hmotu v nebývalém detailu.

A dovolí i lépe prozkoumat historii vývoje černých děr. Z informace, že se černá díra v tomto kvasaru otáčí téměř polovinou rychlosti světla můžeme určit, že se tato černá díra zvětšovala především srážkami s jinými černými dírami, nikoliv postupnou akrecí menšího množství materiálu. V takovém případě by totiž náhodně polykala materiál z různých směrů a její rotace by měla být výrazně pomalejší. Tím by Webbův dalekohled mohl pomoci k objasnění dalšího z nevyřešených fyzikálních problémů.

Supernovy projektu JADES

O projektu JADES už jsme v našem seriálu mluvili mnohokrát. Jde o jeden ze zásadních projektů JWST zaměřený na kosmologii, který už získal spoustu skvělých výsledků týkajících se raných galaxií. Pozorování probíhá na jižní obloze v rámci souhvězdí Pece. Před nedávnem byly uveřejněny další informace z tohoto programu, které se tentokrát věnují supernovám. Supernovy jsou velmi zářivé, výkonné a jasné výbuchy hvězd, které vznikají v podstatě dvěma základními mechanismy. Buď se jedná o staré hmotné hvězdy na konci života, popřípadě bílé trpaslíky ve dvojici s hvězdou hlavní posloupnosti, které explodují při překročení tzv. Chandrasekharovy meze označující maximální možnou hmotnost bílého trpaslíka.

Ať tak, či onak, nejvzdálenější známé supernovy do doby startu Webbova teleskopu objevily Hubbleův teleskop a pak též několik špičkových pozemních observatoří. Jejich vzdálenost byla kolem 10 miliard světelných let, maximálně lehce přes tuto hranici. To se ovšem nyní zcela zásadně změnilo. Díky datům z projektu JADES dokázali vědci v raném vesmíru identifikovat desetkrát více supernov oproti dřívějším přehlídkám. Některé z nich jsou supernovy typu Ia, což jsou právě supernovy vzniklé z bílých trpaslíků, což je skvělé, protože právě tyto supernovy nám mohou velmi výrazně pomoci lépe pochopit zákonitosti rozpínání vesmíru. Vybuchují totiž vždy, když bílý trpaslík dosáhne téže hmotnosti, slouží tak jako standardní svíčky.

Velmi vzdálené supernovy se dobře prohlížejí v infračerveném záření, které je Webbovou doménou, jelikož se díky rozpínání kosmu jejich světlo posunulo právě do této části elektromagnetického spektra. Snímky programu JADES obsahují mnoho supernov vzdálených více než 11 miliard světelných roků, nejvzdálenější dosud identifikovaná je supernova vzniklá z hmotné hvězdy, jež vybuchla v době, kdy bylo vesmíru jen 1,8 miliardy let, což odpovídá vzdálenosti 12 miliard světelných let. Tyto fázi vědci označují jako mladý dospělý, respektive náctiletý vesmír, v budoucnu by se rádi podívali ještě dále do fází dětského, ba dokonce batolecího kosmu.

Najít supernovy se podařilo díky tomu, že cílové pole v Peci Webb prohlédl jednou a následně podruhé zhruba o rok později. Díky tomu se podařilo identifikovat zdroje, které se na mladším snímku nově objevily, či naopak ty, které zmizely. Na jediné fotografii zobrazující malý kousek oblohy pak vědci identifikovali 83 vzdálených supernov. Ty na obrázku vidíte označeny zelenými kroužky. Povšimněte si, že jsou rozmístěny náhodně, v jejich distribuci není žádný zřetelný vzor. Některé jsou blízko k jiným zdrojům, jiné naopak vidíme o samotě. Kromě supernov si lze na snímku všimnout i celé řady namodralých, či bílých zdrojů. To nejsou hvězdy, ale vzdálené galaxie, z nichž každá je domovem miliard hvězd.

Druhý snímek ukazuje právě ono porovnání fotografií pořízených v roce 2022 a 2023 a to pro tři konkrétní vzdálené galaxie. Šipky pak ukazují místa, kde se objevily či zmizely jednotlivé zdroje, které na starším (novějším) snímku nejsou viditelné. Písmeno z pak označuje rudý posuv, tedy to, o kolik se od doby vyzáření po dobu letu směrem k nám prodloužila vlnová délka světla. Hodnota z rovná 3,8 odpovídá vzdálenosti asi 11,8 miliardy světelných let, z se rovná 2,8 pak asi 11,2 miliardy světelných let. V tuto chvíli jde o jedny z nejvzdálenějších supernov, ale jak už víme, existuje naděje, že se povede najít ještě výrazně vzdálenější supernovy.

SPT0615-JD1

Pozorování vzdálených objektů není výsada Webba, podobná pozorování prováděly už Spitzer či Hubble. Právě tyto observatoře viděly i trpasličí galaxii SPT0615-JD1, vůbec nejvzdálenější galaxii, jaká byly pozorována díky gravitačnímu čočkování. Čočkujícím objektem je bližší kupa galaxií SPT-CL J0615-5746 s rudým posuvem 0,97, což odpovídá vzdálenosti 8 miliard světelných let, sama čočkovaná trpasličí galaxie SPT0615-JD1 má pak rudý posuv 10,2, a tedy je vzdálena asi 13,3 miliardy světelných let. Oba objekty leží pochopitelně z našeho pohledu v jedné přímce, jinak by čočkování nefungovalo. A to konkrétně v souhvězdí Malíře na jižní obloze. To z Česka viditelné není, pro jeho pozorování byste museli třeba na Floridu či sever Afriky.

Nyní si SPT0615-JD 1 prohlédl i Webbův dalekohled, a to svým přístrojem NIRCam pracujícím v blízké infračervené oblasti. Výsledkem je pozorování odhalující nejstarší dosud známé hvězdokupy, které existovaly už v době, kdy byl vesmír starý asi 500 milionů let. Víme, že mladé galaxie vypadaly o dost jinak než galaxie dnešní, hvězdotvorba v nich probíhala velmi rychle a generovaly obrovské množství ionizujícího záření. Pomocí Webbova dalekohledu mohli astronomové nejen lépe prozkoumat samotnou čočkovanou galaxii, ale navíc v ní najít i pět masivních hvězdokup, které pocházejí z tak raných okamžiků vesmíru, že tento dosáhl na pouhá 3 % dnešního věku.

Díky Webbovu teleskopu tak mohou specialisté pozorovat vznik a vývoj raných hvězd a hvězdokup a také jejich distribuci v prostoru. To je zajímavé tím spíše, že jde o velmi malou galaxii, která dosahuje průměru jen 2500 světelných let. Snímky JWST ji ukazují v nebývalém detailu a kvalitě. Na širším snímku vidíme hluboké pole s množstvím galaxií různých barev, vzdáleností i tvarů. Velká část z nich patří k čočkující kupě SPT-CL J0615-5746, ale jsou tam i galaxie bližší, či naopak vzdálenější. Kromě toho zde vidíme i několik hvězd Mléčné dráhy (to jsou ty s typickými osmi difrakčními hroty). Mezi jasnými objekty si můžeme všimnout různých protáhlých obloukovitých útvarů. To jsou právě obrazy vzdálených čočkovaných galaxií.

V detailu je pak ukázána čočkovaná galaxie SPT0615-JD i s pěti hvězdokupami (spodní oblouk), to je ta trpasličí galaxie vzdálená 13,3 miliardy světelných let a také jedna bližší čočkovaná galaxie (horní oblouk) s rudým posuvem 2,6 a tomu odpovídající vzdálenosti něco přes 11 miliard světelných roků. Tím, že jsou obě natolik přiblíženy výřezu zcela dominují, žádné jiné objekty zde nevidíme a za nimi je jen temnota vesmíru. Jak bude činnost JWST pokračovat, můžeme se také těšit na přibývající počet podobných snímků.

Krabí mlhovina

Jedou z nejznámějších mlhovin je Krabí mlhovina v souhvězdí Býka. Toto severní zvířetníkové souhvězdí se jmenuje podle bájného býka, v něhož se přeměnil hlavní řecký Bůh Zeus, aby unesl krásnou princeznu Európu, s níž měl později několik synů. Inu, jak se praví, kdyby byl Zeus věrný svojí manželce, objem řecké mytologie by se smrskl na třetinu. A i hvězdné nebe by bylo mnohem chudší. Krabí mlhovina, která v Býkovi leží má rovněž význačné místo mezi astronomickými objekty, v legendárním Messierově katalogu jí totiž patří první post, označujeme ji tak jako M1. Tato často fotografovaná mlhovina vznikla při explozi supernovy v roce 1054 našeho letopočtu, která byla dobře viditelná i ze Země, a to dokonce pouhým okem za dne.

Supernovu tehdy pozorovali arabští či čínští astronomové, a existují i určité nepotvrzené zdroje o pozorování z Evropy. Supernova vznikla z masivní hvězdy na konci života a šlo zřejmě o typ II. Každopádně byla viditelná 23 dní za dne a 653 dní, tedy téměř dva roky, v noci. Mlhovina vzniklá jako pozůstatek této exploze byla objevena samotným Messierem v roce 1774 a v roce 1968 objevili astronomové v jejím centru pulsar, rychle rotující neutronovou hvězdu, která je pozůstatkem původní vybuchlé hvězdy. Krabí mlhovinu snímaly již observatoře Chandra, Hubble, Spitzer a jiné. Nakonec se přidal i Webb se snímkem přístroje NIRCam v blízké infračervené oblasti. Teď se přidal i přístroj MIRI ve středních infračervených vlnách.

I přesto, že je M1 už prozkoumaná ze všech stran a úhlů, stále si uchovává svá tajemství. Dosud třeba nevíme přesně jaká hvězda tehdy explodovala a jak výbuch probíhal. V tom ale Webb může pomoci. Jeho špičkové infračervené přístroje totiž umí odhalit strukturu a chemické složení mlhoviny, což napoví mnohé o historii tohoto 6500 světelných let vzdáleného objektu. Víme, že jádro původní hmotné hvězdy zkolabovalo na pulsar, zatímco vnější vrstvy byly odhozeny do okolního prostoru a vytvořily právě dnes pozorovanou mlhovinu. Ta se samozřejmě v průběhu času mění, centrální pulsar je sice na poměry hvězd maličký (cca 20 km), ale zato velmi rychle rotuje a má extrémně silné magnetické pole, okolní materiál tak významně ovlivňuje.

Je rovněž známo, že složení M1 je poměrně neobvyklé a výbuch asi vykazoval nižší energii, než je u supernov obvyklé. Uvažovalo se proto, zda o vzácný typ supernovy s méně vyvinutým jádrem složeným z kyslíku, neonu a hořčíku, nikoliv železa. Hmotnost této supernovy měla být jen 8 až 10 hmot Slunce a její výkon měl být oproti běžnému stavu asi desetinový, což bylo vypočítáno na základě množství vyvrženého materiálu a jeho současné rychlosti. Hypotéza o zvláštním typu supernovy má však své mouchy, nesedí zejména vysoká rychlost pulsaru. Poznání supernov navíc za poslední roky hodně pokročilo, dnes se má proto za to, že i běžnější supernovy se železným jádrem mohou produkovat nízkoenergetické exploze, jako tomu bylo v tomto případě.

To tedy alespoň za předpokladu, že má hvězda dostatečně nízkou hmotnost, což v tomto případě zřejmě splněno bylo. Fyzikové si však chtěli být jistější, a tudíž zaměřili JWST na dvě oblasti uvnitř mlhoviny, v místech, kde vidíme vlákna plynu a prachu. Pokud by hypotéza o netypickém typu supernovy byla správná, poměr niklu a železa měl být značně odlišný od našeho Slunce, které má tyto prvky z přechozích generací hvězd. Data z přelomu 80. a 90. let se zdála být s tímto modelem v souladu. Spektroskopy Webbova teleskopu však ukázaly trochu jiný obrázek. Poměr niklu vůči železu je od Slunce sice skutečně odlišný, ale jen mírně, vůbec ne tak moc, jak se zdálo dříve.

Nově naměřené hodnoty jsou sice stále v souladu s hypotézou supernovy s netypickým jádrem, nevylučují však již ani více očekávanou supernovu s železným jádrem. Pro skutečné rozlišení obou hypotéz budou nutná další pozorování. Kromě tohoto speciálního výzkumu pozorovali astronomové také mlhovinu jako celek, aby lépe porozuměli distribuci prachu v mlhovině a detailům vyzařování synchrotronového záření. Snímky MIRI poprvé umožnily prozkoumat prachové emise mlhoviny ve vysokém rozlišení. Porovnáním s daty Herschelova dalekohledu se vědcům podařilo zjistit, že nejteplejší prach (byť stále velmi chladný) obsahují nejvzdálenější vlákna mlhoviny, zatímco chladný prach se koncentruje v blízkosti centra M1.

Hadí mlhovina

Na rozdíl od Krabí mlhoviny, na Hadí mlhovinu se Webbův dalekohled podíval vůbec poprvé. Jak už nám radí název, tuto mlhovinu hledejme v souhvězdí Hada, jedno z původních Ptolemaiových souhvězdí. Představuje hada, kterého nese bůh lékařství Asklépios. I on je na obloze znázorněn, a to jako souhvězdí Hadonoše. Tato dvě souhvězdí spolu úzce souvisejí a Hadonoše rozděluje souhvězdí Hada na dvě části, hlavu hada (Serpens Caput) a ocas hada (Serpens Cauda). Jde o jediné souhvězdí, které je takto rozděleno na více částí. V Hadovi najdeme třeba známou Orlí mlhovinu obsahující legendární Sloupy stvoření, nebo nejjasnější kulovou hvězdokupu severního nebe – M5.

Nás však teď zajímá především Hadí mlhovina, která se nachází 1300 světelných let od Země ve směru ocasu hada. Jde o velkou hvězdotvornou oblast, která je však velmi mladá. Asi jen jeden nebo dva miliony let, což je z astronomického pohledu nic. Byť například pro evoluci lidského druhu to samozřejmě neplatí. Například před milionem let moderní člověk ještě neexistoval, zato byl běžný druh homo erectus. Ve středu snímku JWST je pak dobře viditelná hustá skupina jasných mladých hvězd, jež později snad dosáhnou i hmotnosti našeho Slunce. Tato skupina je stará jen 100 000 let, což je přibližně doba kdy se lidé šířili z Afriky na sever podél Nilu a pak do oblasti Blízkého východu.

Hadí mlhovina je mlhovinou reflexní, takže nevyzařuje vlastní světlo, ale jde „jen“ o oblak plynu a prachu, jenž odráží světlo blízkých hvězd, uvnitř i vně mlhoviny samotné. Na snímku Webba tedy vše, co vidíme, dokážeme spatřit právě díky odraženému světlu hvězd. Vlákna a chomáče různých barev jsou viditelná díky osvětlení od hvězd tvořících se uvnitř mlhoviny. Ty části, které jsou hodně do oranžova pak ukazují lokality, kde se nejvíce vyskytuje kosmický prach. Hadí mlhovinu už dříve studovaly jiné teleskopy, zejména Hubbleův, který zde pořídil třeba známou fotografii netopýřího stínu. Teď se do mozaiky přidal i Webb se svým snímkem z přístroje NIRCam v blízké infračervené oblasti.

Kromě výše zmíněného pohledu do mlhoviny, prozkoumání prachu a mladých hvězd, což je také hodnotné, našli vědci i zvláštní protohvězdné výtoky. Jde o výrony hmoty, které vypustily právě se rodící hvězdy, které se pak ve vysoké rychlosti srazily s blízkým plynem a prachem. Podobné útvary byly pozorovány již dříve, obvykle však mají v rámci jedné oblasti různou, víceméně náhodnou orientaci. Nikoliv však zde. V této části Hadí mlhoviny jsou všechny umístěny ve stejném směru. Něco podobného očekávali astronomové již delší dobu, ale až díky skvělým pozorovacím vlastnostem JWST se podařilo pozorování realizovat, což je skvělé, neboť nám to může prozradit mnohem více o tom, jak se rodí hvězdy.

Směr hvězdných výtoků totiž úzce souvisí s rotací hvězdy, respektive protohvězdy. Nové hvězdy se, jak známo, tvoří z mračna mezihvězdného plynu a prachu. Když se, vlivem nějakého vnějšího impulsu, začne část mračna otáčet, ve středu se postupně tvoří zhuštěnina, která na sebe nabaluje čím dál více materiálu, až se vytvoří protohvězda. Ta rotuje rychleji než původní oblak, protože je menší a hustější a jak víme, musí dojít k zachování momentu hybnosti systému. Současně se kolem protohvězdy vytvoří disk, jenž transportuje materiál z okolního oblaku na hvězdu a tím jí přidává na hmotnosti. Tomuto disku říkáme akreční. Z tohoto disku se také mohou tvořit kolem protohvězdy planetesimály, zárodky planet a z nich pak i samy planety.

Nás teď však více zajímá skutečnost, že i protohvězdy mají poměrně silné magnetické pole, které vede k tomu, že se část materiálu do dvou výtrysků, které vedou ze severního a jižního magnetického pólu protohvězdy, kolmo vůči akrečnímu disku, který je naopak v rovině rovníku. Na snímku NIRCam jde tyto výtrysky identifikovat podle jasně červených pruhů, což však nejsou samotné výtrysky, ale rázové vlny vzniklé při interakci výtrysku s okolním plynem a prachem. Červená barva značí přítomnost molekulárního vodíku (H₂) a oxidu uhelnatého (CO). K podobným pozorováním se JWST dobře hodí, protože se tyto mladé hvězdy a jejich výtrysky lépe ukazují v infračervené oblasti, zatímco ve viditelném světle téměř nejdou spatřit.

Zajímavé je, že se směr výronů hmoty může v průběhu času změnit. Jedním z mechanismů je třeba situace, kdy máme fyzickou dvojhvězdu. Hvězdy totiž ve vícenásobných skupinách vznikají běžně. Stav, kdy je Slunce osamocené je spíše výjimka. Když tedy dvě hvězdy obíhají kolem sebe, respektive spíše kolem společného těžiště, může docházet ke změně jejich orientace v prostoru a tím i ke změně směru výronů hmoty. To, a ještě mnohem více ukáže i další výzkum. V tuto chvíli astronomové plánují pozorovat Hadí mlhovinu přístrojem NIRSpec, aby zjistili, jaké je její chemické složení. To pomůže lépe porozumět formování hvězd a planet a odhalí nám, jaké těkavé chemické látky přežijí první fázi formování těchto objektů.

ISO-Chal-147

Jednou z nejvýznamnějších hvězdotvorných oblastí je velké molekulární mračno Chameleon pojmenované podle stejnojmenného malého souhvězdí na jižní obloze. Kromě něj částečně přesahuje i do souhvězdí Oktantu, Rajky, Mouchy a Lodního kýlu. Od nás je tato oblast nepozorovatelná, leží blízko jižního nebeského pólu, takže byste pro její spatření museli být blízko rovníku. Mračno Chameleon se skládá z několika menších regionů, hlavními jsou temná mračna Chameleon I, II a III. Jde současně o jednu z nejbližších hvězdotvorných oblastí, od Slunce ji dělí jen něco kolem 600 světelných let. O mračnu Chameleon I jsme si už ve třetím díle seriálu povídali, dnes se ale zaměříme na jeden konkrétní objekt tohoto regionu.

Astronomové totiž použili Webbův dalekohled, konkrétně přístroj MIRI pracující ve střední infračervené oblasti, ke studium mladé hvězdy ISO-Chal-147, která má kolem sebe disk, jako to ostatně u takto mladých hvězd bývá velmi časté. V takovýchto discích je dostatek plynu a prachu pro tvorbu planet, proto také mluvíme o protoplanetárních discích. Obecně se podle modelů uznávaných v současnosti očekává, že se u velmi málo hmotných hvězd budou tvořit mnohem snáze kamenné terestrické planety než plynní obři. To dokládá třeba příklad systému TRAPPIST-1, kdy pozorujeme u červeného trpaslíka hned sedm kamenných planet, o nichž se očekává, že jsou chemickým složením podobné Zemi.

Nová data tvrzení, že disky malých hvězd se mohou vyvíjet jinak, než disky hmotných hvězd skutečně podporují. Studiem této problematiky se zabývá program MINDS, který si klade za cíl pochopit spojitost mezi chemickým složením hvězdy a vlastnostmi exoplanet. Právě v rámci tohoto projektu byla zkoumána i hvězda ISO-Chal-147, která má velmi nízkou hmotnost, jen asi desetinovou oproti našemu Slunci. Vědcům se povedlo zjistit, že disk této hvězdy je bohatý na uhlík, a to zejména blízko hvězdy. To by mohlo být dáno tím, že je uhlík relativně lehký a byl tedy odstraněn z větších kusů pevného materiálu. Uhlovodíkových molekul nejrůznějších typů je zde přítomno velké množství.

To je dosti zajímavé, protože dříve se zde podařilo detekovat pouze acetylen. Ale není divu, atmosféra totiž emise uhlovodíků poměrně spolehlivě blokuje, takže objev jiných druhů molekul umožnily až citlivé přístroje JWST. MIRI nahlédl do protoplanetárího disku a pořídil spektrum, které ukazuje to, jak moc je disk na uhlík bohatý. Celkem se podařilo identifikovat třináct různých molekul obsahujících uhlík, a to až po nejsložitější benzen (C₆H₆). Kromě toho se podařilo nalézt největší plně nasycený uhlovodík mimo naši Sluneční soustavu etan (C₂H₆), dále etylen (C₂H₄), propyn (C₃H₄) nebo radikál CH₃, ve všech případech v protoplanetárním disku vůbec poprvé.

Tyto sloučeniny již byly detekovány ve Sluneční soustavě, například v kometách Lovejoy či Čurjumov-Gerasimenkova, ale u cizí hvězdy je to něco zcela nového. Navíc v případě hvězdy, která se tak liší od našeho Slunce, takže i tvorba planet probíhá dosti jinak. Výsledky programu MINDS mají velký potenciál velmi výrazně posunout astrochemii, zvláště pak v případě nejvnitřnějších částí (0,1 AU) daných hvězdných systémů. V případě malých hvězd se totiž zdá, že se obvyklé chemické složení těchto částí disku velmi liší od hvězd podobných Slunci, kde dominují molekuly obsahující kyslík, jako je voda (H₂O) nebo oxid uhličitý (CO₂). Takto malé hvězdy musíme brát jako samostatnou a unikátní třídu objektů.

Specialisté chtějí nyní využít úžasných schopností Webbova teleskopu, který je schopen zachytit a identifikovat celou řadu složitých molekul u objektu vzdáleného několik stovek světelných let, a rádi by rozšířili statistiku. Chtěli by pozorovat větší množství protoplanetárních disků u takto malých hvězd, což umožní lepší pochopení hned několika jevů. Předně nám to pomůže identifikovat kde a jak se tyto molekuly v hvězdných systémech tvoří, dále také lépe prozkoumáme tyto pro nás exotické oblasti a lépe poznáme, jak se v nich formují planety. Díky tomu budeme více rozumět tomu, jak se tvoří terestrické planety a jak se tvořila i naše soustava, ale porozumíme více i tvorbě kamenných planet odlišného typu, než je naše Země.

Epsilon Indi Ab

Souhvězdí Indiána je malé souhvězdí na jižní hvězdné obloze nacházející se poblíž jižního nebeského pólu, takže je ze střední Evropy neviditelné. Abyste ho spatřili, museli byste cestovat tisíce kilometrů na jih, alespoň do oblasti Sahelu v Africe, jižní Indie nebo jihovýchodní Asie. Ale ostatně, stejně byste nic moc zajímavého nespatřili. Nejjasnější hvězda dosahuje magnitudy 3,11 a na nějaké objekty hlubšího vesmíru je souhvězdí také dosti chudé. Známé je naopak něčím, co na vlastní oči (ani malým dalekohledem) spatřit nemůžete, a to je blízká exoplaneta. Ta se nachází v hvězdném systému Epsilon Indi, který se skládá z hvězdy hlavní posloupnosti, oranžového trpaslíka spektrálního typu K a dvou hnědých trpaslíků. Právě kolem hvězdy hlavní posloupnosti obíhá obří plynná planeta.

Její přítomnost ovšem definitivně potvrdil až právě Webbův dalekohled. Do té doby byla existence planety považována za pravděpodobnou, nikoliv však jistou. Díky JWST se ji však povedlo přímo zobrazit, a tak o její přítomnosti už nemůže být pochyb. Mateřská hvězda Epsilon Indi A vykazuje podobné stáří jako naše Slunce, avšak s tím, že je o něco chladnější. A co víme o samotné planetě? Jak už jsme si řekli, jde o plynného obra, který je o něco hmotnější, větší a teplejší než Jupiter, ale jinak je naší největší planetě dosti podobný, nejpodobnější ze všech dosud přímo zobrazených exoplanet.

Je třeba si uvědomit, že přímé zobrazení Epsilon Indi Ab, jak se planeta značí (Epsilon Indi A označuje hlavní hvězdu systému, písmeno b pak udává, že jde o první známou planetu hvězdy) nebylo vůbec nic snadného. Mladé planety těsně po svém vzniku vyzařují značné množství tepla, ale staré planety již z velké části vychladly a hledají se obtížně. Většina jejich záření spadá do střední infračervené oblasti, což je doména Webbova teleskopu. Přístroj MIRI se tak opět mohl uplatnit. Nicméně potřeba bylo i dobré prostorové rozlišení, k čemuž zase dobře posloužila optická soustava JWST v čele s 6,5 metrů velkým primárním zrcadlem.

Epsilon Indi Ab je dvanáctá nejbližší potvrzená exoplaneta a nejbližší exoplaneta hmotnější než Jupiter. Od Slunce systém Epsilon Indii totiž dělí pouze 12 světelných roků. Vědecký tým stojící za pozorováním si tuto hvězdu nevybral náhodně, ale právě podle dřívějších slibných výsledků metody radiálních rychlostí, jež silně naznačovala přítomnost planety. Přímé zobrazení tedy bylo očekávané, ale planeta má oproti předpokladům jinou oběžnou dráhu a také je o něco hmotnější a více vzdálená od mateřské hvězdy. I její atmosféra je jiná, než se čekalo. Protože je planeta slabá na kratších vlnových délkách, mohla by atmosféra obsahovat hodně metanu a oxidu uhličitého i uhelnatého, které tyto vlnové dálky absorbují.

A co více, Epsilon Indi Ab je také jednou z nejchladnějších dosud zaznamenaných exoplanet, její povrchová teplota se odhaduje jen na 2 stupně Celsia. Je tak jen o něco málo teplejší než plynné planety Sluneční soustavy a chladnější než všichni známí hnědí trpaslíci. Díky tomu mohou vědci studovat složení atmosféry planety, která je velmi podobná Jupiteru. A vzrušující je to i z toho důvodu, že fiktivní planeta u Epsilon Indi se objevuje v mnoha dílech science fiction, například v legendárním univerzu Star Trek. Nyní však astronomové mají k dispozici skutečnou planetu v tomto systému. V budoucnu by u ní měl JWST pořídit další spektroskopická a fotometrická pozorování a astronomové doufají i v nalezení dalších podobných planet.

Protohvězda L1527

V posledním dnešním bodě se vrátíme k jedné protohvězdě, o níž jsme zde už dříve mluvili. Jde o objekt LHS 1527, právě vznikající hvězdu ležící 450 světelných let od nás v molekulárním mračnu Taurus, které leží, jak už název napovídá, v souhvězdí Býka. Toto souhvězdí zvěrokruhu leží na severní hvězdné obloze a je poměrně dobře známé i běžné veřejnosti. Ani ne tak kvůli své nejjasnější hvězdě Aldebaran, jakož spíše díky dvěma jasným otevřeným hvězdokupám Hyády a Plejády. V Býkovi se nachází i slavná Krabí mlhovina M1 (viz výše) a též již zmíněná hvězdotvorná oblast, molekulární mračno Taurus, což je nejbližší místo, kde vznikají velké hvězdy. O mračnu Taurus i jeho významu jsme už hovořili v minule, teď nás bude zajímat jen naše protohvězda.

L1527 byla objevena v roce 2012 radioteleskopy na Havajských ostrovech a v Kalifornii. Její věk je pouhých asi 100 000 roků. Později ji pozorovaly i další observatoře, mimo jiné i JWST, který v roce 2022 použil přístroj NIRCam. Nyní se přidalo pozorování ve střední infračervené oblasti přístrojem MIRI. Na snímku vidíme uprostřed jasnou bílou oblast, což je místo, kde se schovává vlastní protohvězda. Ta ani ještě nestihla zažehnout jadernou fúzní reakci. Jak však na sebe nabaluje okolní materiál, dochází k jejímu zahušťování a smršťování jádra, což nakonec povede k tomu, že se fúze zažehne. Vidíme, že protohvězda vyvrhuje nad a pod sebe velké množství materiálu.

Oblast, kterou vidíme bíle obsahuje směs polycyklických aromatických uhlovodíků, ionizovaného plynu i dalších molekul. Dále od protohvězdy přechází barva materiálu do modré a vidíme zde také zřetelné vláknité struktury. To je místo, kde dominují právě polycyklické aromatické uhlovodíky. Přímo ve středu snímku vidíme ještě menší červenou oblast obklopující protohvězdu a to zejména vpravo a vlevo. Jedná se o místo, kde se nejvíce koncentruje plyn a prach. Tuto červenou oblast ve vodorovném směru rozděluje tenká šedá linie. Nejde o vadu snímku, ale o viditelný akreční disk protohvězdy, z něhož tato nabírá materiál ke svému bouřlivému a masivnímu růstu.

Protohvězda stárne, nabaluje další a další materiál a blíží se k zažehnutí fúzní reakce. Když k tomu nakonec dojde, začne její hvězdný vítr tuto část molekulárního mračna tlačit pryč od ní a mnoho struktur, jež zde vidíme bude zničeno. Hvězda samotná se vymaní z mračna a bude pak mnohem jasnější a lépe viditelná pro naše teleskopy. Mimochodem, povšimněte si, že oblast kolem přesýpacích hodin materiálu vyvrhovaného protohvězdou není zcela černá, ale občas ji projasní nějaký zářící bod. Jedná se o různé, v tomto směru se vyskytující, hvězdy a galaxie, které Webb rovněž dovede zachytit.

Závěr

Tím se dostáváme ke konci dnešního dílu. Ale nebojte se, novinek kolem JWST je tolik, že už brzy se dočkáte dalšího dílu seriálu, jakož i několika samostatných článků zaměřených především na kosmologické výsledky tohoto přístroje. Ty jsou totiž opravdu zajímavé.

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://science.nasa.gov/wp-content/uploads/2023/06/jwst-spacecraftpotentialtargetsmontageflip-1200px-4-jpg.webp?w=1200
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/a/ad/Crater_IAU.svg/1024px-Crater_IAU.svg.png
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/dd/Space_telescopes_measure_black_hole%27s_spin_cropped.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/potm2406a.jpg
• https://archive.stsci.edu/files/live/sites/mast/files/home/hlsp/jades/_images/JADES_horizontal_greens_onwhite.png?t=tn2400
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/a/ae/Fornax_IAU.svg/1024px-Fornax_IAU.svg.png
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/JADES2.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/JADES7.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/JADES8.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/8/8b/Pictor_IAU.svg/800px-Pictor_IAU.svg.png
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2418d.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2418c.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/e/e9/Taurus_IAU.svg/800px-Taurus_IAU.svg.png
• https://live.staticflickr.com/4216/34772959113_33be174401_c.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2326d.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2417a.jpg
• https://chandra.harvard.edu/photo/2018/crab/crab_w22.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/2/2d/Serpens_Caput_IAU.svg/800px-Serpens_Caput_IAU.svg.png
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/2/2e/Serpens_Cauda_IAU.svg/800px-Serpens_Cauda_IAU.svg.png
• https://stsci-opo.org/STScI-01EY0Y5VFKNNG1MQ68S1GB03QM.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2415a.jpg
• https://paac.ppc.ac.in/wp-content/themes/paac-theme/constellation/img/Chamaeleon.jpg
• https://cdn.astrobin.com/thumbs/9nPiQJWwrwwT_620x0_YU5xgF4r.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2303a.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2416a.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2416b.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/0/0c/Indus_IAU.svg/1024px-Indus_IAU.svg.png
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/6/67/Epsilon_Indi.png
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2421a.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/b/bf/Sun_from_Epsilon_Indi.png/1280px-Sun_from_Epsilon_Indi.png
• https://esahubble.org/media/archives/fitsimages/screen/davidedemartin_5.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/4e/Herschel%E2%80%99s_view_of_the_Taurus_molecular_cloud_ESA384012.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2219a.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/L1527-1.jpg