Od posledního dílu našeho seriálu uplynula už opravdu dlouhá doba. Za to se musím omluvit. Každopádně bohužel dřívější frekvence článek seriálu každé dva měsíce je pro mě bohužel zcela neudržitelná, takže jsem se rozhodl k tématu přistoupit trochu jinak. Místo abychom rozebírali každý jednotlivý výzkum nebo fotografii, budu probírat jen ty nejdůležitější, nejzásadnější a ty, které mě z nějakého důvodu zaujmou. Může jít třeba o zcela zásadní vědecké výsledky, popřípadě o rekordní pozorování, první měření daného jevu a podobně.

Dneska začneme od Sluneční soustavy a budeme pokračovat dále a dále do čím dál hlubšího vesmíru až k těm nejvzdálenějším objektům.

Nový měsíc Uranu

Sluneční soustavě se obvykle ve svých článcích nevěnuji, ale dnes musíme udělat výjimku. Přece jen, nový měsíc některé z osmi planet našeho systému se nepovede objevit každý den. A v tomto případě jde navíc pro JWST dokonce o premiéru, tento kosmický teleskop totiž kupodivu dosud žádný měsíc u planety Sluneční soustavy neobjevil. A protože se říká, že některé věci jsou nejkrásnější pouze, když jsou poprvé (např. první taneční, první polibek anebo první občanský průkaz), určitě si nová práce pozornost a zmínku v našem seriálu určitě zaslouží.

V únoru 2025 objevil díky přístroji NIRCam nový měsíc tým astronomů, který vedla americká astronomka ze Southwest Research Institute v San Antoniu v Texasu Maryame El Moutamid. Své výsledky oznámili vědci v srpnu letošního roku. Jde o 29. známý měsíc Uranu, prozatím označovaný jako S/2025 U1. Časem pochopitelně získá standardní název, který musí schválit Mezinárodní astronomická unie (IAU). V případě Uranu je zvykem měsíce pojmenovávat po postavách z her slavného anglického dramatika 16. a 17. století Williama Shakespearea, popřípadě dalšího anglického dramatika 18. století Alexandra Popea. Spoluobjevitel Mark Showalter se v rozhovoru vyjádřil, že se o názvu diskutuje, zatím však prý objevitelé nemají ani užší okruh favorizovaných jmen.

Měsíc by měl mít průměr asi 8-10 kilometrů a také dosti nízké albedo, proto je v infračervené oblasti jeho zdánlivá magnituda 25,5, což je nesmírně málo, proto zůstal mimo možnosti rozlišení Hubbleova teleskopu nebo sondy Voyager 2, která dosud jako jediná lidská sonda Uran navštívila. Nachází se dosti blízko planety, jde o třetí nejbližší dosud známý měsíc a spadá tak do skupiny vnitřních měsíců, jako 14. dosud známý člen. Hlavní poloosa jeho dráhy je asi 56 250 kilometrů a planetu obíhá po téměř kruhové dráze jednou za 9 a půl hodiny. Astronomové se domnívají, že se pravděpodobně zformoval zhruba v téže vzdálenosti od planety, kde je i dne. Podobně jako měsíce Cordelia a Ophelia tak obíhá nedaleko prstence Epsilon, jedenáctého nejvzdálenějšího prstence Uranu.

Polární záře na Neptunu

Polární záře neboli aurora, je jedním z nejkrásnějších úkazů, který můžete na obloze vidět. Lidé za ní běžně jezdí do severních oblastí, v našem případě nejčastěji do Skandinávie a opravdu to stojí za to. Tyto události byly pozorovány odnepaměti, první doložený záznam je ze staré Číny a možná se vyobrazení polárních září nachází i v jeskynních malbách Kromaňonců starých desítky tisíc let. V mýtech se objevují různá vysvětlení, původní obyvatelé Severní Ameriky se například domnívali, že polární záře představuje duchy jejich zemřelých přátel tančící na obloze. Fyzikální vysvětlení poskytl norský fyzik Kristian Birkeland počátkem 20. století. Víme tak, že jsou polární záře důsledkem poruch magnetosféry Země, které způsobil sluneční vítr. Polární se jim říká proto, že se nejčastěji vyskytují v polárních oblastech poblíž polárních kruhů. Výskyt v nižších zeměpisných šířkách je výjimečný.

Astronomy velmi zajímají polární záře na jiných planetách. Už dříve se povedlo detekovat polární záře na Jupiteru, Saturnu i Uranu, ale u Neptunu dlouho ne. Museli jsme si počkat až na Webbův teleskop. První data byla získána v červnu 2023 pomocí přístroje NIRSpec. Podařilo se naměřit spektrální čáru kationtu H3+, který se tvoří mimo jiné právě v polárních zářích. V březnu 2025 byly zveřejněny další výsledky včetně fotografií pořízených Webbovým a Hubbleovým dalekohledem. Polární záře zde vidíte jako azurově zbarvené plochy. Na první pohled si ovšem můžete povšimnout něčeho zvláštního, polární záře se na Neptunu vyskytují i poblíž rovníku, je to jako kdybyste pozorovali polární záři třeba v Ugandě nebo Keni. To by na Zemi mohlo nastat jen v případě mimořádně silné solární bouře.

Neptun nicméně má, jak víme od roku 1989 díky měření sondy Voyager, zvláštní magnetické pole, které je od rotační osy planety skloněno o 47 stupňů. Magnetické póly se tak nachází daleko od pólů zeměpisných. Navíc není dominantní dipólová složka, ale objevují se i složky popsatelné kvadrupólovým či oktupólovým polem. Polární záře se díky tomu mohou vyskytovat i v zeměpisných šířkách, kde se na Zemi za normálních okolností vůbec neobjevují. První měření polárních září u Neptunu přispívá do skládačky informací, které o polárních zářích planet máme, pomůže lépe pochopit interakci magnetického pole Neptunu s částicemi vyslanými Sluncem a také poskytne nové možnosti, jak zkoumat atmosféru ledových obrů.

Nyní už také tušíme, proč se dosud polární záře u Neptunu nepodařilo pozorovat. Jejich četnost byla totiž počítána z dat sondy Voyager týkajících se teploty horní části atmosféry planety. A jak se zjistilo, tato vrstva atmosféry se od té doby ochladila o několik set stupňů. Nižší teplota by pak způsobila i slabší a méně časté polární záře. Nyní už proto víme, že se horní vrstva atmosféry může výrazně změnit i za 36 let, a i když se planeta nachází tak daleko od Slunce. Nyní astronomové chtějí získat data z celého jedenáctiletého slunečního cyklu a rádi by zjistili, jak se v závislosti na tom mění atmosféra a polární záře Neptunu. Doufají, že by mohli vysvětlit zvláštní magnetické pole planety a jeho sklon vůči rotační ose.

Celá situace navíc ukazuje, jak smutné je, že dosud Neptun (totéž v bleděmodrém platí pro Uran) prozkoumala jedna jediná sonda, která byla navíc průletová, a tak mohla zkoumat planetu velmi krátce. To, že Uran ani Neptun dosud nenavštívily žádné další sondy, které by zkoumaly planety samotné, jejich atmosféry, magnetická pole, měsíce a prstence, osobně považuji za velkou chybu. Sondy, které by tyto dvě planety dlouhodobě zkoumaly v řádu několika let a třeba by provedly i výsadky přistávacích modulů na některých zajímavých měsících, jako je Triton, by byly skutečně potřeba a dovolím si říci, že je velká ostuda, že se žádná takováto mise zatím neuskutečnila.

Alfa Centauri

Jaká je nám nejbližší hvězda? Znáte taky tuto otázku? Tato otázka je ve skutečnosti špatně položena a často má za úkol zmást či dokonce tazatele přímo nachytat a vyprovokovat „špatnou“ odpověď. Jakmile totiž někdo vypálí, že to je Proxima Centauri, dotyčný se obvykle tazateli vysměje s tím, že to je přece Slunce. Problém je, že otázka nedefinuje, co to je nám. Nám dvěma, kteří se o tom bavíme? Nebo nám jako lidstvu? Nebo nám jako Sluneční soustavě? Pochopitelně Zemi nejbližší hvězda je Slunce a Sluneční soustavě nejbližší hvězda je Proxima Centauri. Další velmi blízkou hvězdou je Alfa Centauri, což je ve skutečnosti dvojhvězda a s Proximou tvoří dokonce trojhvězdu. Proxima je, a ještě dlouho bude o něco bližší, což ovšem bohužel nezabrání některým i poměrně významným popularizátorům vědy, kteří jsou zváni na veřejné debaty, aby tvrdili, že nejbližší hvězda je Alfa Centauri a bohužel ani v tom, aby na tomto svém tvrzení trvali i poté, kdy je astronomové na jeho chybnost upozorní. Tak totiž musíme chápat to, že příslušný text nebyl opraven.

A bohužel není pravdivé ani tvrzení dotyčného popularizátora, že u dané nejbližší hvězdy byla konečně nalezena planeta. Jednoduše proto, že jak jsme si už řekli, Slunci nejbližší hvězdou je Proxima Centauri a u ní už známe dvě planety a o existenci třetí se debatuje. V každém případě je ovšem pravda, že JWST nedávno pozoroval systém Alfy Centauri a výsledky nejsou nezajímavé. Nejdříve si ovšem řekněme, že snahy najít u Alfy Centauri jsou velmi staré, dlouho však nepřinášely žádné plody. V roce 2021 byla detekována kandidátská planeta u Alfy Centauri A. Ta by měla obíhat zhruba ve vzdálenosti 1,1 astronomické jednotky, takže kousek dál od hvězdy, než obíhá naše Země kolem Slunce. Její doba oběhu by byla asi jeden rok a hmotnost někde mezi Neptunem a Saturnem. Tato planeta však bohužel nebyla následnými pozorováními potvrzena a mohlo jít o artefakt či chybu měření.

Tím, že je totiž Alfa Centauri tak blízká a současně i dosti jasná, jde o čtvrtou nejjasnější hvězdu noční oblohy (po Siriu, Canopu a Arcturu), je potvrzení případných planet velmi obtížné. Je dosti složité je ve světle hvězdy najít. Pak ovšem přišel na scénu Webbův dalekohled. V srpnu 2024 provedl pomocí přístroje MIRI první pozorování, jimiž se povedlo detekovat zdroj světla ve vzdálenosti dvou astronomických jednotek od hvězdy. Poměrně brzy se povedlo také potvrdit, že nejde ani o objekt v pozadí (galaxii), ani v popředí (planetka), ale ani o oblak plynu a zřejmě ani ne o chybu měření. Náročnost pozorování nejlépe ilustruje to, že i když pochopitelně MIRI odblokoval světlo Alfy Centauri A koronografem, vědecký tým musel ještě odečíst rušící světlo z nedaleké Alfy Centauri B, pak teprve se jim povedlo 10 000krát slabší pravděpodobnou planetu identifikovat.

Pokud se přítomnost planety potvrdí, šlo by o nejbližší planetu v obyvatelné zóně u hvězdy podobné Slunci. Říkám pokud, protože věc ještě není zcela jasná. Po prvotním nadšení přišly potíže. Další pozorování z února a dubna 2025 nezjistila nic zajímavého. Vědci proto zapojili numerické simulace, do nichž zahrnuli předchozí pozorování kandidátů na planety u Alfy Centauri A pozorované před érou Webba, nová data JWST a také to, jaké dráhy by byly stabilní či naopak nestabilní vzhledem k tomu, že je nedaleko Alfa Centauri B. Zjistili, že v únoru a dubnu 2025 by se planeta měla pohybovat příliš blízko mateřské hvězdy, takže není překvapivé, že MIRI i s koronografem nic neviděl. Zdá se totiž, že se planeta pohybuje po eliptické dráze s nejbližším bodem ve vzdálenosti jedné astronomické jednotky ke hvězdě, a naopak nejvzdálenějším bodem dvě astronomické jednotky od hvězdy.

Studie z roku 2025 určuje hmotnost planety na 90-150 hmot Země, poloměr by měl být srovnatelný s Jupiterem a oběžná doba dva až tři roky. Povedlo se stanovit i excentricitu oběžné dráhy, ta by měla být 0,4, což už je docela protažená elipsa. Pro srovnání, největší excentricitu ve Sluneční soustavě má z planet Merkur a to 0,2. I když tedy planeta zasahuje do obyvatelné zóny, jde o plynného obra a život nám známého typu bychom zde tedy téměř jistě nenašli. Pravděpodobnější by byl u případných měsíců této planety. Každopádně, i když už zase někteří lidé na internetu psali o této planetě s jistotou, jako by její existence byla potvrzena, tak tomu není. I v tomto případě jsou nutná další měření, která přítomnost planety ověří. Pokud by se však potvrdila, šlo by o velmi zajímavý svět.

TRAPPIST-1

Jedním z nejznámějších planetárních systémů v naší Mléčné dráze je systém u hvězdy TRAPPIST-1. Mateřská hvězda je velmi chladný červený trpaslík spektrálního typu M8V, jeho zvláštní jméno odkazuje na dvojici belgických optických dalekohledů TRAPPIST určených k pozorování tranzitů exoplanet. Jeden dalekohled se nachází na observatoři La Silla v Chile, druhý na observatoři Oukaïmeden v Maroku, což je výhodné, neboť je takto pokryta severní i jižní hvězdná obloha. Oba dalekohledy jsou řízeny na dálku z centra v belgickém městě Liège. Hvězda samotná vzdálená od nás 40,7 světelného roku byla objevena roku 1999 týmem astronoma Johna Gizise. Název TRAPPIST má ovšem proto, že právě dalekohledy TRAPPIST u ní objevily první dvě planety.

Dnes je u červeného trpaslíka TRAPPIST-1 známo sedm planet. Kromě naší Sluneční soustavy a systému Kepler-90, které mají 8 známých planet, jde o soustavu s nejvíce známými planetami. Z toho tři nebo čtyři planety by mohly být v tzv. obyvatelné zóně, oblasti kolem hvězdy, kde může existovat kapalná voda, a tudíž by se tma mohl vyskytovat i život. Planety e a f patrně opravdu leží v obyvatelné zóně, planety d a g se nachází spíše na jejím okraji. Byť samozřejmě je to dosti spekulativní, definice obyvatelné zóny totiž nepočítá například s různými formami oblačnosti, které by obyvatelnost dané planety silně ovlivnily.

Nás teď bude zajímat planeta TRAPPIST-1 d, tu objevil belgický astronom Michaël Gillon právě s pomocí dalekohledů TRAPPIST. Jde o druhou nejméně hmotnou planetu systému, má hmotnost 0,38 hmot Země a třetí nejbližší mateřské hvězdě po planetách b a c, svoji hvězdu oběhne jednou za 4 dny. To se může zdát velmi blízko, ale tím, že je mateřská hvězda červený trpaslík, a navíc velmi chladný, logicky je i posunutá obyvatelná zóna výrazně blíže k hvězdě oproti hvězdám slunečního typu. Protože TRAPPIS-1 d leží na hranici obyvatelné zóny, vědce velmi zajímalo, jestli by mohla mít atmosféru, což by případně mohlo umožnit vznik a vývoj života.

Bohužel nové výsledky JWST z roku 2025 nejsou příliš pozitivní. U této planety nebyly zaznamenány žádné stopy atmosféry. Nejpravděpodobnější je proto možnost, že TRAPPIST-1 d atmosféru nemá. Méně pravděpodobné, avšak stále možné jsou i varianty s poměrně specifickou atmosférou. Jednou z možností je velmi tenká atmosféra složená z oxidu uhličitého, podobná atmosféře planety Mars. Další možností je velmi vysoká oblačnost, což by tato studie také nezaznamenala. Hlavní vědkyně projektu Caroline Piaulet-Ghorayeb uvádí, že sice u této planety atmosféra stále existovat může, ale bude velmi těžké ji najít a bude to vyžadovat použití jiných detekčních metod. Nicméně varianta, že jde o holou skálu bez atmosféry je dle dostupných dat nejpravděpodobnější.

14 Herculis c

58,4 světelných let daleko ve směru souhvězdí Herkula se nachází hvězda 14 Herculis. Jde o hvězdu spektrálního typu K, tedy menší a chladnější než naše Slunce. Tato hvězda má dvě známé exoplanety, první z nich byla objevena už v roce 1998, druhá byla poprvé pozorována roku 2005 programem ELODIE na observatoři Haute-Provence v jihovýchodní Francii, a to metodou radiálních rychlostí. Tehdy ovšem byla pouze kandidátem, definitivně se ji podařilo potvrdit až v roce 2021. Na potvrzení planety měla klíčový podíl observatoř Gaia, která změřila sklon a její hmotnost, bylo zjištěno, že se planeta rovná hmotností asi sedmi Jupiterům. Jde tedy o dosti velkého plynného obra.

V roce 2025 se na planetu zaměřil i Webbův dalekohled, který ji pomocí přístroje NIRCam přímo zobrazil. Ve středu snímku vidíme pěticípou hvězdičkou označenou polohu hvězdy, oranžový flek pak ukazuje polohu planety 14 Herculis c. Webbův dalekohled je dostatečně výkonný, aby mohl planety pozorovat i přímo, alespoň ty bližší, stále však jde o jednu z prvních jím přímo zobrazených exoplanet. Ukazuje se navíc, že má planeta teplotu 275 K, což je necelé dva stupně Celsia, společně s planetou Epsilon Indi Ab, kterou také přímo zobrazil Webb, jde o dvě nejchladnější přímo pozorované exoplanety. JWST také změřil parametry planety. Zjistilo se, že je vzdálena asi 15 astronomických jednotek od hvězdy, obíhá po dosti excentrické dráze a je méně jasná, než bychom čekali, což by mohlo naznačovat poměrně složitou dynamiku její atmosféry.

TWA 7 (CE Antliae)

Dalekohled Jamese Webba už pozoroval přímo několik exoplanet, vždy však šlo o planety, které už byly známy dříve a objevily je jiné teleskopy, ať už pozemní či kosmické. To se ale nyní možná změnilo, díky pozorování hvězdy CE Antliae, známé též jako TWA 7. Tato hvězda byla objevena teprve v roce 1999. Je totiž poměrně malá a slabá, její spektrální typ je M1, takže patří mezi červené trpaslíky. TWA 7 je proměnnou hvězdou typu T Tauri a je také velmi mladá, má jen asi 6,4 milionu roků. Proto také není divu, že u ní Hubbleův teleskop brzy po objevu našel cirkumstellární disk. V roce 2016 byl disk pozorován znovu a byla definitivně potvrzena jeho existence. Disk později pozorovaly také teleskopy VLT na vrcholu Cerro Paranal v Chile, soustava radioteleskopů ALMA, která se nachází také v Chile a znovu též Hubbleův kosmický dalekohled.

Nedávno se na tuto hvězdu zaměřil též Webbův dalekohled. Tým pod vedením francouzské astronomky Anne-Marie Lagrange z Observatoire de Paris-PSL a Université Grenoble-Alpes využila přístroj MIRI pracující ve střední infračervené oblasti. S jeho pomocí detekovali slabý zdroj vzdálený od hvězdy asi 50 astronomických jednotek. Ten je jasně rozlišitelný od vzdálenějších objektů v pozadí a nachází se v mezeře v jednom ze tří prachových prstenců, které se kolem hvězdy nachází. Zjištěné parametry zdroje jako jsou jeho jasnost, barva, vzdálenost a poloha v rámci systému by odpovídaly planetě, což by navíc dobře vysvětlovala některé klíčové aspekty cirkumstellárního disku.

První analýza ukazuje, že tato planeta by měla mít hmotnost rovnající se asi třetině hmoty Jupiteru, teplotu asi 320 Kelvinů a zdá se také, že dosti často interaguje s materiálem disku. Kolem své hvězdy by měla planeta oběhnout jednou za 550 let. Prozatím je však planeta stále nepotvrzená, plánují se další měření, které mají její existenci a status potvrdit. Pokud by se potvrdilo, že jde skutečně o planetu, šlo by o historicky první případ, kdy JWST objevil planetu metodou přímého zobrazení. Současně by šlo také o první případ, kdy bychom v prachovém disku (též někdy disk trosek) u hvězdy pozorovali planetu. Předpokládá se, že takové planety existují, neboť různé mezery a prstence v discích známe, ale planeta nebyla dosud v prachovém disku detekována. JWST tak může přispět k lepšímu pochopení exoplanet a vývoje prachových disků u mladších hvězd.

K2-18 b

Planeta K2-18 b je od nás vzdálena 124 světelných let, nachází se ve směru souhvězdí Lva a v roce 2015 ji objevil americký teleskop Kepler určený k hledání exoplanet v rámci své prodloužené mise K2. K2-18 b je více než osmkrát hmotnější než naše Země, řadíme ji tak do skupiny sub-Neptunů, téměř jistě totiž nemá pevný povrch. Co do velikosti je její průměr asi 2,6násobkem průměru Země. Mateřská hvězda K2-18 je červený trpaslík spektrálního typu M2V, tedy o něco větší a teplejší než TRAPPIST-1. Planeta b se nachází v obyvatelné zóně a svou hvězdu oběhne jednou za 33 dní. Zajímavé je, že od své hvězdy přijímá přibližně stejné množství světla jako přijímá Země od Slunce, proto také vědce dosti zajímá.

Už v roce 2019 bylo díky pozorování Hubbleova teleskopu zjištěno, že atmosféra K2-18 b obsahuje vodní páru, což přilákalo ještě větší zájem astronomů. To bylo potvrzeno o rok později díky nové analýze dat z Hubbleova a Spitzerova dalekohledu. Na základě toho se někteří vědci domnívali, že by mohlo jít o tzv. hyceánskou planetu, typ planety s velkým množstvím vody na povrchu i v atmosféře. V roce 2023 se na tuto planetu zaměřil nový dalekohled Jamese Webba. Nalezl zde metan a oxid uhličitý, ale též některé další sloučeniny. Kupodivu nebyla detekována vodní pára, ukázalo se, že znaky dříve považované za vodní páru měl spíše na svědomí metan. Což ovšem nemusí znamenat, že voda na planetě není přítomna. Vzápětí se rozhořely spory ohledně interpretace napozorovaných údajů.

Každopádně, nejzajímavější zjištění z roku 2023 bylo to, že se v atmosféře povedlo najít stopy sloučeniny známé jako dimethylsulfid. Tu na Zemi produkují pouze biologické procesy, tedy život. Mnozí už začali slavit objevení mimozemského života, ale tak jednoduché to samozřejmě není. Věc má hned několik háčků. Předně je třeba si uvědomit, že to, co platí na Zemi nemusí nutně platit i jinde ve vesmíru, tuto sloučeninu klidně mohou produkovat i nebiologické procesy. Navíc byla detekce této sloučeniny statisticky dosti slabá a brzy se objevily práce, které její přítomnost na K2-18 b zcela zpochybnily. V roce 2025 se nám ovšem dimethylsulfid s novým měřením JWST vrátil, přesně podle hesla „vyhodíš-li ho dveřmi, vrátí se ti oknem“.

V dubnu přišlo nové pozorování, které dimethylsulfid opět vrací do hry. Pochopitelně přišla opět i velkohubá prohlášení o pravděpodobném životě, což mnoho vědců kritizovalo a NASA dokonce vydala prohlášení, že možný objev jediné biosignatury skutečně neznamená objev mimozemského života. A bohužel další problémy zde zůstávají. Pokud by pozorování bylo skutečné a koncentrace dimethylsulfidu by byla taková jaké odpovídá měření JWST, muselo by ho na K2-18 b být přítomno asi dvacetkrát více než na Zemi. Navíc má dimethylsulfid poměrně krátkou životnost, což by naznačovalo, že jsou na planetě procesy, které jeho množství udržují stabilní, a tedy doplňují další dimethylsulfid do atmosféry. Pak je ovšem otázka, odkud se tam dimethylsulfid bere? Vytvořil ho život?

No, spíše ne. Několik význačných astrobiologů, například Sarah Hörst z univerzity Johnse Hopkinse, prakticky ihned poukázalo na laboratorní experimenty, které ukazují, že se dimethylsulfid může tvořit i bez života. Kosmolog Ethan Siegel zase prakticky ihned zpochybnil detekci samu, označil důkazy pro přítomnost dimethylsulfidu na K2-18 b za přinejlepším velmi chabé. Další výzkum zase ukázal, že tvrzení o detekci dimethylsulfidu vychází z neúplných modelů a že ve skutečnosti jiné chemické látky, například propyn, vysvětlují naměřené údaje lépe. Jiná studie zase hovoří o tom, že pozorování JWST nevykazuje žádné silné statistické důkazy pro žádnou sloučeninu. Nová analýza dat původního týmu se zaměřila na 650 možných plynů, s tím, že nejlépe vyhází právě dimethylsulfid, diethylsulfid a methakrylonitril. Obě další sloučeniny jsou složitější a na Zemi se též nemohou tvořit nebiologicky.

I tato analýza však byla podrobena kritice. Zaměřuje se totiž jen na jednotlivé chemické látky a molekuly, ale nezkoumá možnost, že je výsledné pozorování dáno vlivem několika různých sloučenin. Navíc další analýza, která kombinovala data z přístrojů MIRI, NIRISS a NIRSPec nalezla pro přítomnost dimethylsulfidu ve spektru K2-18 b jen velmi málo důkazů. Někteří vědci toto považují za důkaz, že dimethylsulfid v atmosféře K2-18 b vůbec není přítomen. Ale i kdyby zde přítomen byl, další studie naznačuje, že by jeho přítomnost bylo možné vysvětlit abioticky. Výzkumníci také mluví o tom, že pro definitivní rozhodnutí by bylo zapotřebí pozorovat alespoň 25 přechodů planety před svou mateřskou hvězdou. Lze tak očekávat ještě další zajímavé výsledky.

Bullet Cluster

Často dostávám otázku, jestli a jak může Webbův dalekohled pomoci v pátrání po temné hmotě. Ano, může pomoci, ale spíše nepřímo. Díky práci průkopníků jako byli Fritz Zwicky či Vera Rubin dnes již víme, že temná hmota ve vesmíru existuje, ale stále nevíme, čím přesně je tvořena. Dříve vědci sázeli na tzv. MACHOs, nejedná se o přehnaně sebevědomé a arogantní muže, ale o masivní kompaktní halo objekty, zkrátka velké astronomické objekty, které jsou ale příliš slabé, než abychom je mohli běžně pozorovat. Mohlo jít o bludné planety, hnědé trpaslíky, neutronové hvězdy, černé díry apod. Dnes už ale víme, že tyto objekty mohou zodpovídat jen za několik procent temné hmoty. Většinu tvoří tzv. WIMPy, slabě interagující masivní částice. O jaké částice jde bohužel nevíme, pátrání stále probíhá.

Jedním z nejpřesvědčivějších důkazů, který pro existenci temné hmoty máme je kupa galaxií známá jako Bullet Cluster (a též další jí podobné). Nejde vlastně o jedinou kupu galaxií, ale o dvě srážející se galaktické kupy. Různé složky obou kup, hvězdy, mezihvězdný plyn a temná hmota, se v průběhu srážky chovají odlišně, což nám umožňuje je studovat odděleně. Dobře vidíme, že hvězdy galaxií obou kup nebyly srážkou příliš ovlivněny a pokračovaly ve svém letu, byť gravitačně zpomalené. Plyn obou kup představuje většinu jejich baryonické hmoty. Horký plyn obou kup interaguje elektromagneticky, proto se zpomaluje podstatně více než hvězdy. Bullet Cluster ovšem obsahuje i temnou hmotu, již jsme detekovali díky gravitačnímu čočkování. Temná hmota se nesráží. Většina hmoty obou kup je v oblasti s temnou hmotou, nikoliv oblasti plynu, kde se soustředí běžná hmota.

Jelikož je tato kupa vzdálená 3,8 miliardy světelných let ve směru souhvězdí Lodního kýlu pro astrofyziky velmi důležitá, zaměřil se na ni i JWST. Temnou hmotu přímo pozorovat nemůže, ale může nám říci více o obou srážejících se kupách. Pohled JWST ukazuje centrální část Bullet Clusteru, přičemž Webb díky svým schopnostem zachytil i mnoho vzdálených objektů na pozadí. A to je velmi důležité. Díky gravitačnímu čočkování totiž dokážeme stanovit množství a rozložení hmoty v těchto dvou vzájemně interagujících kupách. Tým fyziků změřil tisíce galaxií na snímku, aby mohl důkladně změřit hmotnost Bullet Clusteru. Díky tomu se výzkumníkům povedlo výrazně zpřesnit naše informace o rozložení hmoty v této kupě. To nám přináší další potvrzení měření temné hmoty, které díky této kupě máme.

Earendel

S velkou slávou bylo oznámeno nalezení nejvzdálenější známé hvězdy, kterou od nás dělí téměř 13 miliard světelných let, čímž předchozí rekord překonává téměř dvojnásobně. Tato hvězda získala název Earendel podle slavného námořníka Earendila z Tolkienova díly. Onen Earendil je otcem Elronda známého z knih Pána Prstenů a stejnojmenné filmové trilogie Petera Jacksona, jakož i trilogie Hobit od téhož autora. Earendil zachránil jeden z bájných klenotů Silmarillů vytvořených elfským kovářem Feanorem před zkázou na konci prvního věku při Bitvě hněvu proti temnému pánu Morgothovi a jeho vojskům. Nyní s ním pluje po obloze na své lodi Vingiloth. Silmaril je nesmírně jasně zářící drahokam, proto také tato hvězda dostala jméno Earendel podle jeho nositele.

Earendel má být hvězda vzdálená 12,9 miliardy světelných let. Jde o hvězdu, která vznikla brzy po Velkém třesku, takže je velmi hmotná a zářivá. Její spatření je možné jen díky silnému gravitačnímu čočkování. Jak totiž víme, gravitační čočky zakřivují a zesilují světlo vzdálených objektů, které potom vidíme v různých deformovaných tvarech částí oblouků, křížů nebo dokonce prstenců. A díky silným gravitačním čočkám můžeme také spatřit velmi vzdálené objekty, které bychom jinak neviděli. Mezi ně patří i Earendel, jehož světlo gravitační čočka zesílila několik tisíckrát, zvláště v některých oborech spektra bylo toto zesílení velmi výrazné, navíc se nachází blízko místa, kde je efekt gravitační čočky nejsilnější, proto jej mohl spatřit už Hubbleův dalekohled a posléze i JWST. Vše se tedy zdálo být jasné. Ale v poslední době se ukazuje, že je to možná přece jen trochu jinak.

Studie publikovaná 31. července letošního roku totiž ukazuje, že možná došlo k chybné identifikaci. Vzdálenost 12,9 miliardy světelných let sedí. Nicméně tým astronomů se na základě nových měření JWST domnívá, že spíše než samostatnou hvězdou či dvojhvězdou by Earendel mohl být velmi vzdálenou hvězdokupou, seskupením většího počtu hvězd. Skupina pod vedením amerického astronoma Massima Pascaleho z University of Arizona v Tusconu zjistila, že Earendel vykazuje podobné kulovým hvězdokupám v místní části vesmíru. Mohlo by tak jít o kulovou hvězdokupu v rané fázi svého vývoje, což by i odpovídalo, vypadá zhruba tak, jak bychom od takto mladé kulové hvězdokupy očekávali. Pokud by tomu tak bylo, není ani tak zvláštní, že jej vidíme, známe totiž i podobně staré kulové hvězdokupy.

Původně se zdálo, že by Earendel měl být velmi hmotná hvězda se zářivým výkonem asi milionkrát větším, než má naše Slunce. Objeven byl i náznak chladnější doprovodné hvězdy. Následná práce však ukázala, že by Earendel mohl být ještě větší, proto se Pascale a jeho kolegové zaměřili na scénář hvězdokupy. Jak jsme si řekli, Earendel by podle napozorovaných dat mohl být hvězdokupou. Nicméně dostupné údaje k rozhodnutí podle Briana Welche z University of Maryland a jednoho z původních objevitelů Earendela na rozhodnutí nestačí. Nová studie totiž zvažovala jen možnost hvězdokupy, vědci neprovedli analýzu dalších možností, proto je dle Welche její výpovídací hodnota omezená, byť samotné pozorování bylo podle něj provedeno dobře. Bude tak nutné počkat na další data, ať už z JWST či jiných přístrojů. Zejména by mohlo rozhodnout pozorování skrze mikročočkování.

JADES-GS-z-13-1

Složitý název je něco, na co jsme si už u vzdálených galaxií zvykli. Tuto galaxii JADES-GS-z-13-1 pozoroval slavný kosmologický program JADES (JWST Advanced Deep Extragalactic Survey). Díky němu jsme získali údaje o velkém množství galaxií v raném vesmíru, včetně některých vůbec nejvzdálenějších. Mezi ně se řadí i galaxie JADES-GS-z-13-1 objevená přístrojem NIRCam, u které se zdálo, že má rudý posuv 12,9. Protože však známe případy, kdy se hodnota rudého posuvu následnými přesnějšími měřeními prudce sníží, zaměřili se astronomové v čele s Jorisem Witstokem z Univerzity v Cambridgi v Anglii na další pozorování galaxie pomocí přístroje NIRSpec. A nové měření původní výsledky prakticky potvrdilo, naměřený rudý posuv byl 13,05. To odpovídá vzdálenosti asi 13,45 miliardy světelných let.

Přitom se však podařilo objevit i něco jiného, mimořádně jasnou emisi vodíku. Možná si řeknete, že na tom nic zvláštního není, raný vesmír se přece skládal převážně jen z vodíku a helia, a tudíž bylo vodíku více než dostatek. A to je pravda. V tomto případě jde ale o velmi specifickou emisi vodíku. Jde o tzv. Lyman-α emisi vyzařovanou atomy vodíku. Tomu odpovídá zcela typická a jasně rozpoznatelná spektrální čára, která je pro astronomii velmi důležitá a vědci ji dokáží snadno poznat. A právě emise Lyman-α je u této galaxie oproti očekáváním astrofyziků výrazně silnější. Jde totiž o to, že raný vesmír obsahoval obrovské množství neutrálního vodíku, tedy neutrálních atomů vodíku. Tento neutrální vodík obklopoval galaxie i další objekty a působil jako jakási kosmická mlha. To znamená, že pro záření z takto vzdálených galaxií představoval neutrální vodík velkou překážku.

Později se tato „mlha“ rozplynula při procesu zvaném reionizace, který byl dokončen asi miliardu let po velkém třesku. Ale 350 milionů let po Velkém třesku na to bylo ještě moc brzy. Tehdy by totiž neměl existovat dostatek mladých zářivých hvězd, které by byly schopné svým zářením neutrální vodík ionizovat. U takto vzdálené galaxie bychom proto rozhodně neměli takto silné emise Lyman-α (ani jiné) zaznamenat. To by mělo být možné až po (téměř) úplné reionizaci asi miliardu let po Velkém třesku. Tento výsledek proto astronomy velmi překvapil a má značné důsledky pro naše chápání raného vesmíru. Je možné, že budeme muset upravit modely toho, kdy k reionizaci došlo. Zatím ale máme jen toto měření čáry Lyman-α, nevíme ani, co bylo zdrojem této emise.

Možná šlo o první generaci hvězd, která se v raném kosmu vytvořila. Takovéto velmi masivní, horké, zářivé a jasné hvězdy mohly kolem celé galaxie vytvořit bublinu ionizovaného vodíku. Možná je ale zdrojem emise aktivní galaktické jádro s jednou z prvních supermasivních černých děr, které generují obrovské množství energie. To by mohlo napovědět více o vzniku a formování supermasivních černých děr v raném vesmíru. Pro definitivní rozhodnutí budou nutná další měření, která nelze provést bez JWST. Bez JWST by totiž nebylo možné galaxii takto dobře nasnímat, a ani získat její spektrum. Tým stojící za těmito výsledky plánuje další pozorování JADES-GS-z-13-1, která by měla odhalit více o povaze této galaxie a původu takto nečekaně silné Lyman-α a tím i říci detailnější informace o reionizaci našeho vesmíru, což je období, o němž víme stále dosti málo.

Malé červené tečky

Webbův dalekohled objevil dokonce celou novou třídu objektů. Jde o tzv. Little Red Dots (LRD). Tento termín nemá prozatím ekvivalent v češtině, ale myslím, že můžeme použít prostý překlad, tedy Malé červené tečky. JWST je objevil hned na počátku své činnosti, objev byl oznámen již v březnu 2024. Zatím nejsou příliš dobře prozkoumány, tím, že jsme je totiž objevili dost nedávno, nemáme zatím příliš velkou statistiku těchto objektů, jen několik stovek. Konkrétně na konci ledna jsme znali 341 objektů typu LRD. Je bohužel dosti náročné je spatřit, většina teleskopů je pozorovat nikdy nemůže, a i pro JWST jsou na samotné hranici možného.

Co o nich tedy víme? Bohužel moc toho není. Prozatím jsme dokázali identifikovat LRD ve vzdálenosti 13,2 až 12,2 miliardy světelných let. To znamená, že existovaly ve vesmíru starém 600 až 1600 milionů let po Velkém třesku. Většina ovšem spadá spíše do staršího období a pozorujeme je právě ve vzdálenosti 13,2 miliardy světelných let nebo lehce méně. LRD jsou také mimořádně kompaktní objekty. Zatímco Mléčná dráha má průměr 87 400 světelných let, naprostá většina LRD není větší než 500 světelných let a poměrně značná část není větší než 150 světelných let.

Víme tedy, co za LRD stojí? Zatím ne zcela jistě, ale máme určité hypotézy. Možnost, která bývá považována za nejpravděpodobnější říká, že LRD jsou zárodky primordiálních galaxií, konkrétně raný typ aktivních galaktických jader obsahujících ve svém středu supermasivní černou díru. Tato hypotéza dobře vysvětluje některé vlastnosti LRD, problém však je, že LRD nemají stejné vlastnosti jako známá bližší aktivní galaktická jádra. Kupříkladu vypadají všechny hodně podobně, variabilita jejich vzhledu a vlastností je dosti nízká. Navíc se zdá, že nevyzařují rentgenové záření, a i jejich infračervené spektrum se od aktivních galaktických jader liší.

Nová hypotéza z června 2025 říká, že by mělo jít o mimořádně hmotné hvězdy populace III, první generaci hvězd, která vznikala po Velkém třesku. Tyto hvězdy nemají obsahovat žádné prvky těžší než vodík a helium. V případě LRD by jejich hmotnost musela být asi milion hmotností Slunce a museli bychom je pozorovat v posledních tisíciletích jejich života. Tyto hvězdy jsme nikdy předtím neviděli, ale numerické simulace říkají, že co do svítivosti a měřených spekter by měly být objektům typu LRD velmi podobné. Autoři se také domnívají, že tyto hvězdy jsou přímými předky supermasivních černých děr, což vysvětluje vývoj těchto objektů v raném vesmíru.

Není to však jediná a široce přijímaná hypotéza. Spekuluje se třeba i o kvazi hvězdách. Navíc hypotéza aktivních galaktických jader stále není vyloučena, naopak je neustále v mainstreamu a je stále ze všech vysvětlení těchto objektů nejoblíbenější. I pro tuto hypotézu totiž existují poměrně silné důkazy. Například mají LRD ve spektru široké Balmerovy čáry, což hovoří právě ve prospěch aktivních galaktických jader. Tato možnost také dobře vysvětluje červenou barvu objektů danou obrovským množstvím plynu a prachu, který obklopuje centrální černou díru a postupně do ní padá. Přitom vytváří disk, který nazýváme akrečním. Vysvětlení skrze aktivní galaktická jádra nasvědčuje i to, že se podařilo změřit rychlost pohybu plynu kolem centrálního tělesa a ta dosahuje až 3,2 milionu kilometrů za hodinu, což akreci na černou díru velmi podporuje.

Jak jsme si však už řekli, jsou i vlastnosti LRD, které se skrze černé díry a aktivní galaktická jádra vysvětlují obtížně. Proto ještě není o celé věci rozhodnuto, nutná budou další pozorování. Zbývá navíc i vysvětlit, proč nepozorujeme LRD i ve starším a bližším vesmíru a zda nemohou v blízkém vesmíru existovat třeba nějaké jejich analogie nebo jim podobné objekty.

Nejvzdálenější galaxie (MoM-z14)

Donedávna jsme si říkali, že nejvzdálenější známou galaxií v našem vesmíru je JADES-GS-z14-0, kterou objevil projekt JADES pomocí Webbova teleksopu. To už ovšem není pravda. Webbův dalekohled totiž znovu překonal sám sebe. V květnu 2025 totiž byla objevena galaxie MoM-z14, která předchozí rekord zlomila a drží ho i dnes, koncem srpna 2025. Tým výzkumníků, kteří pracovali s Webbovým dalekohledem vedl americký astronom Rohan Naidu z Massachusettského technologického institutu (MIT). Galaxie je extrémně slabá, proto ji předchozí dalekohledy jako Spitzer či Hubble nebyly schopny detekovat.

MoM-z14 má rudý posuv 14,4, což znamená, že se vlnová délka jí vyzářeného světla za dobu letu směrem k nám prodloužila 14,4krát. Tomuto rudému posuvu odpovídá vzdálenost 13,52 miliardy světelných let. To znamená, že tato galaxie existovala již ve vesmíru starém 280 milionů let neboli 280 milionů let po Velkém třesku. Na svou vzdálenost a mládí je MoM-z14 nezvykle kompaktní a zářivá, zdá se, že prochází obdobím bouřlivé tvorby nových mladých hvězd, což generuje velké množství fotonů ionizujících její okolí. Hmotnost galaxie je asi 100 milionů hmot Slunce, což zhruba odpovídá hmotnosti Malého Magellanova mračna, známé trpasličí galaxie, která obíhá Mléčnou dráhu a je viditelná na jižní hvězdné obloze.

Hubbleovo napětí

Slyšeli jste už někdy o pojmu Hubbleovo napětí? Jde o velký problém současné kosmologie. Edwin Hubble a Georges Lemaître ve 20. letech minulého století zjistili, že čím je od nás galaxie vzdálenější, tím rychleji se vzdaluje, a to v důsledku rozpínání vesmíru. I když to platí jen pro vzdálenější galaxie, jelikož v našem bezprostředním sousedství je rychlost expanze kosmu nízká a převládají tak vzájemné pohyby gravitačně vázaných galaxií. Nicméně ve větších vzdálenostech hraje Hubbleův-Lemaîtrův zákon zásadní úlohu. Koeficient úměrnosti tohoto zákona se nazývá Hubbleova konstanta. Zde je ještě potřeba vyjasnit jednu věc. Často se říká, že Hubbleova konstanta není konstantou, ale to je mírně nepřesné. V daném konkrétním okamžiku je Hubbleova konstanta skutečně konstantní. Ale v průběhu času se mění. Hubbleův parametr, tedy aktuální hodnota Hubbleovy konstanty je tedy dnes jiný, než byl třeba před deseti miliardami let.

Hodnotu Hubbleovy konstanty vyjadřujeme v kilometrech za sekundu na Megaparsek. Dejme tomu, že je hodnota Hubbleovy konstanty 100 km/s/Mpc (čistě hypotetický příklad). To znamená, že galaxie, která je vzdálena 100 megaparseků se od nás vzdaluje rychlostí 100 kilometrů za sekundu. Parsek je jednotka vzdálenosti rovnající se vzdálenosti 3,26 světelného roku. Megaparsek je milion parseků, tedy 3 260 000 světelných let.

A v čem přesně tedy spočívá onen problém? Hodnotu Hubbleovy konstanty můžeme měřit různými způsoby. Dva základní jsou měření skrze supernovy typu Ia a měření přes reliktní záření. Potíž je, že obě metody nám dávají jiné výsledky. Pro supernovy to bývají hodnoty kolem 73 km/s/Mpc, zatímco pro reliktní záření kolem 67 km/s/Mpc. Tento rozdíl se může zdát malý a bezvýznamný, jenže je to více než je u obou metod chyba měření, takže tento rozdíl skutečně existuje. A zatím nevíme, co s tím. Oba typy měření jsou totiž poměrně spolehlivé, takže je nemůžeme jen tak odmítnout. Samozřejmě by se stále mohla ukázat v jednom typu měření nějaká systematická chyba, vysvětlením by však mohla být i nová fyzika. Astronomové si dělali naděje, že právě JWST by mohl tento nesoulad odstranit. Jenže první měření se zdála spíše krizi prohlubovat.

Nyní však přišla nová naděje. V květnu 2025 byla publikována nová studie vědeckého týmu pod vedením kanadsko-americké astrofyzičky Wendy Freedman působící na Chicagské univerzitě a na observatořích Carnegie v Kalifornii a Las Campanas v Chile. Její tým využil data měření hvězd z Webbova a Hubbleova dalekohledu a získal hodnotu 70,4 km/s/Mpc. A to už je, když započteme chyby měření, v souladu s výsledky získané z reliktního záření. Nový výsledek tedy může znamenat velký průlom a současně zmírňuje Hubbleovo napětí. Ale definitivní to pochopitelně není. Budou třeba další měření.

Ideální by bylo zapojit i gravitační vlny, neboť hodnota Hubbleovy konstanty získaná z gravitačních vln by poskytla třetí nezávislou metodu měření, která by mohla vznést do věci více světla. Pokud by se ukázalo, že je hodnota Hubbleovy konstanty z gravitačních vln bližší jedné ze dvou hodnot uvedených výše, bylo by to znamení, že je třeba hledat nějakou chybu nebo nesrovnalost u druhé metody, která poskytuje výsledky vzdálenější měřením z gravitačních vln. Prozatím proběhly dva pokusy gravitační vlny do problému zapojit, obě měření jsou bližší hodnotám získaným z reliktního záření. Je však na místě opatrnost. Šlo o první pokusy a v jednom případě navíc nevíme, zda měřený optický zdroj odpovídal gravitačními vlnami detekované srážce černých děr. Musíme tak vyčkat na další měření observatoří LIGO, VIRGO a KAGRA, popřípadě kosmických detektorů.

Závěr

To je pro dnešek a nový díl našeho seriálu všechno. Budu se těšit u dalších článků i u dalšího dílu seriálu o výsledcích Webbova dalekohledu. Avšak vzhledem k výše popsaným změnám nemohu přislíbit, kdy nový díl vyjde. Bude to tehdy, až bude dost nových zajímavých výsledků na alespoň kratší článek. Nemůžu ani slíbit, jak bude článek vypadat. Zřejmě bude zase obecný a zaměřený víceméně na všechny činnosti JWST, ale pokud by například zase vyšla nějaká zajímavá galerie jednoho typu objektů, jako to nedávno bylo s galaxie, může se objevit článek věnovaný tomuto.

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://cdn.mos.cms.futurecdn.net/NQRzVz58E3xE3i4Jvopew5-1200-80.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/uranus-moon-S2025U1.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/2/29/Voyager_spacecraft.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2507a.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/c6/The_bright_star_Alpha_Centauri_and_its_surroundings.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2515b.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2515c.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2516a.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/f7/PIA21424_-_The_TRAPPIST-1_Habitable_Zone.jpg/1920px-PIA21424_-_The_TRAPPIST-1_Habitable_Zone.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/14Herculis-c.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2512.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2321a.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2321b.jpg
• https://www.universetoday.com/article_images/strongest-hints-yet-of-1.jpg
• https://www.esa.int/var/esa/storage/images/esa_multimedia/images/2007/07/the_bullet_cluster2/10084622-2-eng-GB/The_Bullet_Cluster.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/bullet-cluster.jpg
• https://www.star-facts.com/wp-content/uploads/2022/05/Earendel-and-the-Sunrise-Arc-galaxy.webp
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2505d.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2505c.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/littlereddots.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/2/28/Little_red_dot_galaxy_stamps_20_unlabeled.jpg/1024px-Little_red_dot_galaxy_stamps_20_unlabeled.jpg
• https://bigthink.com/wp-content/uploads/2025/01/LRD_subsample.jpg?w=2068
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/e1/MoM-z14_Naidu_et_al._2025.png
• https://lweb.cfa.harvard.edu/~dfabricant/huchra/hubble/h1920.jpg
• https://www.universetoday.com/article_images/tension.png
• https://universe-review.ca/I02-07-Hubble2024.png