Umělecké zobrazení Vesmírného dalekohledu Jamese Webba (zdroj NASA).

Dne 25. prosince 2021 byl vypuštěn na oběžnou dráhu okolo Země Vesmírný dalekohled Jamese Webba. V lednu následujícího roku se pak postupně přemístil do Lagrangeova bodu L2, který je ideální pro pozorování vzdáleného vesmíru a umožňuje co nejvíce omezit vliv záření ze Země i Slunce. To je v případě tohoto dalekohledu klíčové. Pracuje totiž v infračerveném oboru světla, což je oblast elektromagnetického záření, kde září Země velmi významně. Zároveň došlo k úspěšnému rozvinutí zrcadla, které bylo při vypouštění složeno. Dalekohled bylo také potřeba ochladit na velmi nízkou provozní teplotu. Podrobný popis vypuštění dalekohledu, jeho cesty do Lagrangeova bodu L2 a jeho přípravy na pozorování a potenciál jsou popsány v článku před rokem. První fotografie pořízené Webbovým dalekohledem byly veřejnosti představeny 11. července 2022.

Porovnání fotografie stejné oblasti (kupy galaxií SMACS 0723) pomoci Hubblova a Webbova dalekohledu. Webbův dalekohled má průměr 6,5 m a u Hubblova dalekohledu je to 2,4 m. Díky posunu Webbova dalekohledu do infračervené oblasti se v něm dramaticky zvýrazní objekty s velkým rudým posuvem. Připomeňme ještě, že barvy u fotografie z Webbova dalekohledu jsou umělé (zdroj NASA).

Infračervené kamery – klíčové přístroje

V druhé půli roku tak organizace NASA uveřejnila celou řadu nádherných fotografií i zajímavých spekter pořízených infračervenými přístroji dalekohledu. Klíčovými zařízeními pro pořizování fotografií i spekter jsou NIRCam (Near Infrared Camera) a MIRI (Mid-Infrared Instrument). NIRCam je kamera pro studium záření v blízké infračervené oblasti, tedy vlnových délek, které navazují na hranici červené viditelné oblasti 0,6 μm a prodlužující se až po hodnotu 5 μm.

Porovnání obrázku z kamery MIRI (delší vlnová délka a větší rudý posuv) ve střední infračervené oblasti a kamery NIRCam v blízké infračervené oblasti (kratší vlnová délka a menší rudý posuv). Jde opět o kupu galaxií SMACS 0723 (zdroj NASA).

Kamera MIRI pak pracuje ve střední infračervené oblasti, což jsou vlnové délky od 5 μm až po hodnoty 27 μm. U tohoto přístroje nesmí teplota překročit hodnotu 6 K a je třeba využívat při jejím chlazení helium. Dalším důležitým přístrojem je i spektrometr pro blízkou infračervenou oblast NIRSpec (Near Infrared Spectrograph), který realizuje spektra v blízké infračervené oblasti. Srovnání obrazu z NIRCam a MIRI umožňuje vylovit a identifikovat objekty s tím nejvyšším rudým posuvem. Ty jsou zvýrazněny v MIRI a méně patrné v NIRCam.

Velice důležité je připomenout, že barvy na obrázcích z NIRCam a MIRI jsou umělé. Pokud by byly skutečné, neviděli bychom je. Posun od modré přes žlutou k červené zobrazuje přechod od krátkých vlnových délek k těm stále delším. Navíc se oblasti spektra z NIRCam a MIRI nepřekrývají a u všechny detekované vlnové délky jsou u MIRI delší než u NIRCam . Znamená to, že objekty, které jsou v NIRCam zobrazeny jako rudé, mohou být v MIRY i modré.

Přístrojová sestava infračervené kamery NIRCam (zdroj NASA).

Rudý posuv – nejvzdálenější objekty

Klíčová role pozorování v infračerveném oboru je dána tím, že žijeme v rozpínajícím se vesmíru. Čím je galaxie od nás dále, tím se kvůli rozpínání vesmíru od nás rychleji vzdaluje. Pozorujeme tak kosmologický rudý posuv. Světlo galaxií se tak s růstem jejich vzdálenosti přesouvá do stále červenější oblasti viditelného spektra. Postupně se tak dostává pryč z viditelné červené části k delším infračerveným vlnovým délkám. A stále větší rudý posuv je stále více zvýrazňuje v kameře MIRI.

Vztah mezi měřeným rudým posuvem z a vzdáleností v miliardách světelných let. Červená přerušovaná čára ukazuje vzdálenost, kterou urazilo světlo s daným rudým posuvem, a tedy i doba, která od jeho vyzáření uplynula. Černá plná čára ukazuje „současnou“ vzdálenost objektu, který záření vyzářil, od nás. Zobrazený vztah platí v případě správnosti Standardního kosmologického modelu se stářím vesmíru 13,8 miliard let. (Zdroj Wiki)

Pokud platí, že za rudým posuvem stojí rozpínání vesmíru, lze z jeho hodnoty určit, jaká doba uplynula od vyzáření světla. A pochopitelně, jaké stáří vesmíru bylo v době, kdy světlo zkoumaný objekt vyslal v našem směru. Objekty s velmi velkým rudým posuvem tak pozorujeme ve velmi raných fázích vývoje vesmíru. Pomocí pozorování objektů s různým rudým posuvem se tak dá zkoumat evoluce kup galaxií, galaxií a hvězd. Relativní posun vlnové délky se označuje jako z. Vztah mezi vzdáleností objektu ve vesmíru a rudým posuvem z závisí na kosmologickém modulu. Na obrázku je tato závislost pro Standardní kosmologický model ΛCMD, který zahrnuje temnou hmotu a energii. Jeho stáří je v současné době odhadováno na 13,8 miliard let. Současný pohled na kosmologii a podrobný popis Standardního kosmologického modelu je v dřívějším článku.

Jak dalekohled zvětšit – čočkování

Velmi vzdálené objekty (galaxie) jsou velmi slabé, a tak velmi těžko pozorovatelné. Zlepšení možnosti jejich pozorování přináší gravitační čočkování. V tomto případě velmi hmotná kupa galaxií vytváří čočku obrovského vesmírného dalekohledu. Připomeňme, že hlavní část hmoty kupy galaxie tvoří mezigalaktický plyn, v samotných galaxiích je jen velmi malá část její hmotnosti.

Snímek části prvního hlubokého pole Webbova dalekohledu. Jde o kupu galaxií SMACS 0723. Na snímku je i velký počet velmi vzdálených galaxií přiblížených gravitačním čočkováním. (Zdroj NASA).

Gravitační pole vytvářené kupou galaxií tak ovlivňuje dráhu světla ze vzdálených objektů a vytváří jev gravitačního čočkování. Taková gravitační čočka nemá sice ideální „vybroušení“ a v jí vytvořeném obrazu je řada optických defektů, ale vytváří přímo kolosální dalekohled. Obraz objektu je pak vlivem optických vad několikanásobný a často i ve formě různých oblouků.

Potvrzením, že dva různé oblouky pozorované na snímku kupy galaxií SMACS 0723 jsou zobrazením jednoho vzdáleného objektu, je jejich stejný rudý posuv (zdroj NASA).

Jako přiklad může posloužit jedna z prvních fotografií Webbova dalekohledu. Mluví se o ní jako o „Prvním hlubokém poli Webbova dalekohledu“. Na fotografii je kupa galaxií SMAC 0723. V ní jsou tisíce galaxií a také nám přibližuje velký počet velmi vzdálených galaxií za kupou. Obrázek byl pořízen kamerou NIRCAM a složen z fotografií v různých vlnových délkách, které se pořizovaly 12,5 hodiny. Světlo ze samotné kupy galaxií k nám letělo 4,5 miliardy let. Čočkováním se nám však zobrazují galaxie, ze kterých k nám letělo světlo déle než 13 miliard let.

Některé z galaxií za kupou se zobrazují vícekrát ve formě obloučků. Že různé obloučky jsou obrazem jedné galaxie potvrzuje i jejich spektrum, které ukazuje na stejný rudý posuv i složení, potvrdila stejná hodnota rudého posuvu a blízké složení potvrzené pomocí jejich spekter.

Pozorování vzdálenějších a vzdálenějších galaxií za kupou galaxií SMACS 0723. Jejich vzdálenost se určuje z jejich rudého posuvu. Na snímku jsou příklady čtyř galaxií s postupně rostoucí vzdáleností: 11,3, 12,6, 13,0 a 13,1 miliard světelných let. (Zdroj NASA).

V některých jiných případech, kdy můžeme různé obloučky vzniklé čočkováním jednoho objektu pozorovat dlouhodobě, můžeme u nich pozorovat vzájemný posun změn intenzity. Ten je způsoben tím, že světlo putuje po trochu jiné dráze i s trochu odlišnou délkou.

Nejmladší galaxie – blízko stěny reionizace

Podle současného standardního kosmologického modelu měly zhruba 200 milionů let po začátku rozpínání vesmírů začít vznikat hvězdy a galaxie a jejich zářením došlo k reionizaci plynu ve vesmíru

Extrémní rudý posuv byl pozorován pomocí hrany Lymanovy série. Byly tak objeveny čtyři extrémně vzdálené galaxie, jejich rudý posuv z je 10,38, 11,58, 12,63 a 13,20. Jejich poloha v poli JADES je ukázána v levé části obrázku (zdroj NASA).

Nejvzdálenější galaxie, které v principu nyní můžeme pozorovat, vznikly těsně po tomto období reionizace. A právě pomocí Webbova dalekohledu se podařilo pozorovat několik galaxií, které vznikly v době kratší než 400 milionů let po začátku rozpínání vesmíru. Jejich kosmologický posuv z je větší než 10. Začínáme tak pozorovat opravdu ty první generace hvězd a galaxií.

Pozorování velmi vzdálených galaxií je možné jen ve směru mimo rovinu naší Galaxie, nejlépe ve směru jejich pólů. Proto už pro Hubbleův dalekohled se vybralo ultra hluboké pole pro pozorování velmi vzdálených galaxií v blízkosti jižního pólu naší Galaxie v souhvězdí Pece v blízkosti souhvězdí Sochaře na jihozápad od Orionu.

Směrem k severnímu pólu ekliptiky míří další pole pro studium velmi vzdálených galaxií. Jeho označení je JWST PEARLS (Prime Extragalactic Areas for Reionization and Lensing Science). (zdroj NASA).

Anglická zkratka pro ně je HUDF (Hubble Ultra Deep Field). Právě rozšíření tohoto pole bylo vybráno pro pozorování velmi vzdálených galaxií pomocí Webbova dalekohledu. Jeho anglická zkratka je JADES (James Webb Space Telescope Advanced Deep Extragalactic Survey). Právě zde leží i zmiňovaná kupa galaxií SMACS 0723. Rozměr pole JADES je okolo 46 čtverečných úhlových minut

Evoluce galaxií – „zelené hrášky“

Pozorování galaxií v různých vzdálenostech, i těch největších, není samoúčelné. Srovnání vlastností galaxií, které vznikly v různých stádiích vývoje vesmíru nám, umožňuje poznat evoluci galaxií i hvězd.

Pomocí gravitačního čočkování kupy galaxií SMACS 0723 se podařily objevit tři velmi kompaktní intenzivní galaxie typu zelený hrách (GPs). (Zdroj NASA).

Právě to, že rané galaxie jsou jiné, je jedním z důkazů, že se vesmír vyvíjí a vznikl před nějakou dobou. V roce 2007 byly během analýzy snímků přehlídky SDSS (Sloan Digital Sky Survey) objeveny velmi kompaktní svítivé galaxie zářící v zeleném až modrém oboru. Začaly je označovat jako zelený hrách GPs (Green Peas). Jejich rozměr je menší než 16 300 sv. l. Jejich rudý posuv z byl mezi 0,112 a 0,360.

Zobrazení spekter kompaktních galaxií označovaných jako „zelený hrách“. Nahoře jsou dvě relativně blízké objevené projektem SDSS a dole tři velmi vzdálené, které objevil Webbův dalekohled. Spektrum u každého je posunuto o rudý posuv galaxie. Je tak vidět, že lze pozorovat stejné linky (zdroj NASA).

Probíhá v nich velmi intenzivní formování hvězd a tyto galaxie mají nízkých obsah těžších prvků. Obsah kyslíku je v nich jen zhruba 20 % jeho obsahu v naší Galaxii. V této přehlídce se vyskytovaly jen velmi vzácně, jen v 0,1 % případů.

Pomocí gravitačního čočkování kupy galaxií SMACS 0723 se podařilo pozorovat několik velmi vzdálených takových galaxií. Kvůli kosmologickému rudému posuvu jsou v infračervené oblasti. V tomto případě se rudý posuv tří objevených hrachových galaxií pohyboval mezi hodnotami 7,5 až 8,6.

Rozdíl u pozorování kompaktní galaxie typu zelený hrách. Nalevo je relativně blízká galaxie pozorovaná přehlídkou SDSS a napravo velmi vzdálená pozorovaná Webbovým teleskopem (zdroj NASA).

Jelikož se podařilo najít tak brzy několik takových galaxií, vypadá to, že v raném vesmíru byl jejich výskyt daleko častější. U nich je obsah těžkých prvků ještě nižší a u kyslíku klesá až k hodnotám okolo 2 % jeho podílu v naši Galaxii. Podrobné studium těchto raných galaxií by mohlo pomoci při studiu evoluce galaxií v závislosti na postupné změně chemického složení vesmírné hmoty.

Studium okolí velmi vzdáleného a aktivního kvazaru SDSS J165202.64+172852.3 umožňuje studovat vznik protokupy galaxií. Různá barva je v tomto případě spojena s různou relativní rychlostí (posuvem vlnové délky) vůči hodnotě u kvazaru (zdroj NASA).

V raném vesmíru se vytvářely i kupy galaxií. Předpokládá se, že velmi vzdálený kvazar SDSS J165202.64+172852.3, je vlastně takovou protokupou galaxií. Kvazar, ze kterého k nám světlo letělo 11,5 miliard let, byl objeven již zmíněnou přehlídkou SDSS. Z rozdílu v hodnotě Dopplerova posuvu lze studovat pohyby hmoty i v této kupě galaxií. Využily se k tomu čáry ionizovaného kyslíku a pozorování v různých oblastech spektra Hubblovým dalekohledem i Dalekohledem Jamese Webba. Lze tak studovat pohyby plynu okolo velmi aktivního kvazaru a vznikající rázové vlny iniciující zrod hvězd a formování galaxií. Můžeme tak přímo studovat vznik kup galaxií v raném vesmíru.

Záběr skupiny pěti galaxií Stephanův kvintet pořízený Webbovým dalekohledem. Gravitační interakce mezi galaxiemi vede k vytváření rázových vln v plynu a intenzivní tvorbě hvězd (zdroj NASA).

Právě v době dvě až tři miliardy let po začátku rozpínání našeho vesmíru probíhala nejintenzivnější tvorba hvězd. A právě toto velmi bouřlivé a pro vývoj našeho vesmíru důležité období umožní Webbův dalekohled velmi intenzivně studovat.

Kolébky vzniku a evoluce hvězd

Webbův dalekohled pořídil i velmi krásné záběry skupin galaxií a jejich gravitační interakce, která vede až k jejich splynutí. Stejně jako u zmiňované vznikající kupy galaxií a dramatických procesech intenzivní tvorby hvězd před deseti až dvanácti miliardami let dochází i zde k srážkám plynu a prachu, vzniku rázových vln a podmínek pro intenzivní tvorbu hvězd.

Splynutí dvou galaxií v systému II ZW 96 studované Webbovým dalekohledem (zdroj NASA).

Příkladem může být Stephanův kvintet, který je ve vzdálenosti 300 milionů světelných let. Jedna z pěti galaxií je v gravitačním poli dalších destruována a vznikající rázové vlny v doprovodných srážkách plynu a prachu vedou k intenzivní tvorbě hvězd.

Podobné procesy probíhají i u dalších systému, u kterých dochází ke splynutí galaxií a v jeho průběhu k vytvoření rázové vlny v plynu a prachu, která vede k intenzivní produkci hvězd.

Mlhovina Carina v souhvězdí Lodní kýl. Jde o další kolébku hvězdné tvorby. Infračervené záření zviditelní rodící se hvězdy a umožní je vidět i přes vrstvy plynu (zdroj NASA).

Webbův teleskop pořídil například velmi pěkný snímek splynutí dvou galaxií II ZW 96 v souhvězdí Delfína. Tento systém je ve vzdálenosti 500 milionů světelných let, a i v něm probíhá bouřlivá produkce hvězd.

Intenzivní produkce hvězd probíhá i v prachoplynových mlhovinách, ve kterých také vznikají rázové vlny. Mezi takovými objekty, které v tomto roce studoval Webbův dalekohled, je mlhovina Carina v souhvězdí Lodního kýlu. Infračervené záření umožňuje v některých spektrálních oblastech proniknutí záření rodících se hvězd i přes vrstvy plynu a prachu, které jsou zdrojem materiálu pro jejich stavbu.

Pozorování zrodu desetitisíců nových hvězd v mlhovině Tarantule (30 Doradus), která je jednou z kolébek velmi intenzivní produkce hvězd (zdroj NASA).

Desetitisíce nových hvězd vznikají i v mlhovině Tarantule, kterou Webbův teleskop studoval také. Umožnil nahlédnout i do Pilířů stvoření složených z chladného prachu a plynu, které v roce 1995 objevil Hubblův dalekohled. Dá se předpokládat, že vyřeší řadu otázek, jak v průběhu miliónů let probíhá v těchto útvarech intenzivní tvorba hvězd.

Zrod planetárních systémů a pozorování atmosféry exoplanet

Spolu s hvězdami vznikají i planetární soustavy. Ty září dominantně v infračerveném oboru. Webbův teleskop pořídil snímky protohvězdy v mlhovině L1527.

Pilíře stvoření byly poprvé pozorovány v roce 1995 Hubblovým dalekohledem. I zde probíhá bouřlivá produkce nových hvězd (zdroj NASA).

Právě pozorování v infračerveném oboru umožňuje zahlédnout tuto rodící se hvězdu přes vrstvy plynu a prachu. Je velmi pravděpodobné, že v tomto případě vzniká i nová planetární soustava a nové exoplanety.

Protoplanetární disky a exoplanety září dominantně v infračerveném oboru. V této oblasti spektra je také možné pozorovat emisní a absorpční čáry řady významných atomů a molekul. Můžeme je tak využít k jejich identifikaci. Webbův teleskop tak pozoroval planetu Bocaprins (WASP 39b), která je u hvězdy v souhvězdí Panny ve vzdálenosti 700 světelných let od Země. Objevena byla v roce 2011.

Webbův dalekohled umožňuje zviditelnit protohvězdu uvnitř temné prachové a plynové mlhoviny L1527. Pozorujeme tak zrod hvězdy a pravděpodobně i planetárního systému zdroj NASA).

Jde o typ horký Jupiter, i když její hmotnost je blíže Saturnu. Hmotnost má 0,28 M_J a Poloměr 1,27 R_J, z toho plyne poměrně nízká střední hustota 180 kg/m³. Mateřská hvězda je o chlup menší než Slunce a je spektrální třídy G. Obíhá pouze 0,0486 astronomické jednotky od mateřské hvězdy, což je devětkrát méně, než je tomu u Merkuru, a perioda oběhu je zhruba čtyři dny. Teplota jejího povrchu je tak 900°C. Pomocí Webbova dalekohledu se podařilo první komplexní měření složení atmosféry této planety. Ve spektru byly pozorovány čáry SO₂, Na, K, H₂O, CO₂, CH₄, CO, H₂S a dalších molekul a atomů.

Jde o první takto detailní studium exoplanetární atmosféry. Podrobná analýza přítomnosti různých molekul by mohla vrhnout světlo na proces vzniku velkých planet dopady planetesimál v raném stádiu formování planetární soustavy.

První pozorování složení atmosféry exoplanety pomocí Webbova dalekohledu. Jde o horkého Saturna s označením WASP 39b, která dostala jméno Bocaprins (zdroj NASA).

Mohlo by to také zodpovědět otázku, zda planeta vznikla ve větší vzdálenosti od hvězdy a do její blízkosti se dostala později nebo vznikla v místě současné polohy. Zvláště důležité je studium přítomností prvků a molekul potřebných ke vzniku života.

Studium tvorby hvězd v galaxii Kolo vozataje zobrazená pomocí Webbova dalekohledu. Tato galaxie je v souhvězdí Sochaře ve vzdálenosti 500 milionů světelných let (zdroj NASA).

Nedávno objevil Webbův dalekohled svou první novou exoplanety. Přesnější formulace je, že potvrdil náznaky její existence pozorované přístrojem TESS. Zatím má prozatímní označení LHS 475b. Velmi zajímavé je, že její poloměr je zhruba stejný jako u Země a jde o planetu typu kamenné Země. Její mateřská hvězda je rudý trpaslík ve vzdálenosti 40,7 světelných let od Země, v souhvězdí Oktantu. Je velmi blízko k mateřské hvězdě, její doba oběhu je pouhé dva dny. Na povrchu panuje velmi vysoká teplota a pravděpodobně nemá téměř žádnou atmosféru.

Fantastická budoucnost kosmologie

První snímky Webbova dalekohledu jsou jen slabým náznakem jeho obrovského potenciálu. V následujících letech nabere obrovskou statistiku pozorování projevů evoluce vesmíru.

Tedy evoluce vzniku a vývoje kup galaxií, galaxií, hvězd a exoplanetárních systémů. Bude možné sledovat podrobně vliv měnícího se chemického složení vesmíru. Již nyní naše znalosti podle mého názoru jasně vylučují všechny kosmologické modely, které neobsahují extrémně horký a hustý počátek.

Observatoř Very C. Rubin na hoře El Peňón v Čile (zdroj Vera C. Rubin Observatory/NSFA/AURA).

Webbův dalekohled vyloučí kosmologické hypotézy podobné té, kterou jsem rozebíral v jednom dřívějším článku, ještě přesvědčivěji. Pokud by totiž neexistoval velmi horký počátek našeho vesmíru, nemohlo by být jeho chemické složení ve vzdálené minulosti tak dramaticky odlišné. Nepozorovali bychom tak dramatické rozdíly mezi galaxiemi a hvězdami v extrémně vzdálené minulosti a v současné době.

V současné době se dokončuje teleskop Very C. Rubinové v observatoři na hoře El Peňón v Čile. Jde o největší dalekohled, průměr jeho zrcadla je 8,4 m, který bude realizovat celooblohové přehlídky. Umožní mu to excelentní CCD kamera o průměru 64 cm a rozlišením 3 Gpixelů, která bude chlazená na -100°C. Na rozdíl od Webbova nebo Hubblova teleskopu, které pokrývají pouze velmi malý výsek oblohy, toto zařízení pokryje až 8,5 čtverečných úhlových stupňů. Slibuje tak extrémní pokrok v sledování velkoškálové struktury vesmíru v kosmologických vzdálenostech a pochopení jevů, které nyní vysvětlujeme jako temnou hmotu a energii.

Webbův dalekohled a Observatoř Very C. Rubinové jsou jen příklady zařízení uváděných do provozu. Je celá řada dalších, která nám poskytnou klíčová kosmologická data. Je tak jasné, že se v kosmologii můžeme těšit na opravdu bouřlivý vývoj a vyřešení a upřesnění celé řady klíčových otázek. V přehledech, které mám každoročně pro Kosmologickou sekci ČAS, tak určitě budu mít i v budoucnu o čem referovat.

Přehledová přednáška o kosmologických novinkách na začátku tohoto roku:

2023: https://www.youtube.com/watch?v=w9_iuO4ZVXg

Přednášky v předchozích letech:

2022: https://www.youtube.com/watch?v=Updc2Bup1hI

2021: https://www.youtube.com/watch?v=cANTfQVUl-c

2020: https://www.youtube.com/watch?v=MvLedFjP4z0

2019: https://www.youtube.com/watch?v=KszFTjhmeKQ

2018: https://www.youtube.com/watch?v=3diodejrth4

Podrobněji o symetriích:

https://www.youtube.com/watch?v=Cka1b8BGRsg

a temné hmotě:

https://www.youtube.com/watch?v=gJjd6kpRxQo