Dne 25. prosince 2021 startovala raketa Ariane 5, která vynesla největší a nejsložitější vesmírný dalekohled. Začalo tak velmi složité měsíční období, kdy bylo potřeba složený dalekohled rozložit a také přesunout do jeho pracovní polohy. Webbův teleskop by měl být chráněný od pozadí záření ze Slunce i ze Země. Potřebuje tak polohu se stabilní polohou vůči Slunci a Zemi. Bude tak pracovat ve stabilním umístění v Lagrangeově (libračním) bodu L2. Jde o polohu, kde se vyrovnávají gravitační síly Slunce a Země tak, že zde může malé těleso udržet stabilní pozici vůči nim. Librační bod L2 je na opačné straně od Země, než se nachází Slunce. Tato poloha je ideální pro pozorování vzdáleného vesmíru a nejméně zde vadí záření Slunce a Země. První sondou, která zde pracovala, byla WMAP, která studovala reliktní záření.

 

V současné době jsou zde dvě fungující astronomické observatoře. První je satelit Gaia, který určuje s velmi vysokou přesností polohu a pohyb hvězd a měří tak s dosud nevídanou přesností jejich paralaxy a tím i vzdálenosti. Jde tak také o klíčovou vesmírnou observatoř pro kosmologická pozorování. Druhou je družice Spektr RG, která se zaměřuje na studiu rentgenovského záření z vesmíru. I tento satelit je velkým přínosem pro kosmologii. Nyní se k nim připojí i Dalekohled Jamese Webba.

 

Dne 19. ledna 2022 se podařilo u Webbova dalekohledu plně dokončení rozvinutí primárního i sekundárního zrcadla do konečného nastavení a pokračoval v cestě ke svému konečnému umístění.

 

Dalekohled pracuje v oblasti infračerveného záření. Je tak třeba zajistit, aby konstrukce dalekohledu i ostatní části v jeho okolí měly dostatečně nízkou teplotu, aby toto tepelné záření nevyzařovaly. To je důvodem, proč je teleskop chlazen pomocí tekutého hélia na velmi nízkou teplotu. Zároveň je chráněn před Slunečním zářením stínícím štítem. Odvést teplo z vesmírného zařízení, které je umístěno ve vakuu, lze pouze vyzařováním. Pokud na ně nějaké záření dopadá, je potřeba, aby co největší jeho část byla odražena a co nejmenší absorbována. Absorbovaná část přispívá k ohřevu a tepelné záření přijatou energii emituje. Štít o ploše 300 m² je konstruován z řady vrstev, které zajišťují dramatické omezení transportu tepla mezi jeho dvěma vnějšími povrchy. I při teplotě jeho povrchu ve směru ke Slunci okolo 100 °C tak bude teplota jeho povrchu směrem k dalekohledu -230 °C. Samotný teleskop je tak chráněn před září Slunce i tepelným zářením.

Primární zrcadlo dalekohledu je složeno s osmnácti segmentů šestiúhelníkového tvaru, které dohromady vytváří opět šestiúhelník. Průměr jeho opsané kružnice je pak 6,5 m. Vnitřní segment chybí a v jeho místě je umístěno terciální zrcadlo a další přístroje. Velký důraz byl při konstrukci kladen na co nejnižší hmotnost. Segmenty jsou vyrobeny z beryllia O-30-H. Na zadní straně je žebroví, materiál mezi ním pro vylehčení chybí. U zrcadla se tak docílila měrná hmotnost 14 kg/m². U Hubblova teleskopu je řádově vyšší. Na povrch zrcadla byla nanesena vrstva zlata o tloušťce 100 nm. Celková upravená plocha je 26,3 m². Část je však zastíněná sekundárním zrcadlem a pracovní plocha je tak 25,4 m². Pracovní teplota zrcadla byla udržována mezi hodnotami -223 °C až -245 °C. Připomeňme, že průměr Hubblova teleskopu je 2,4 m a plocha 4,5 m².

 

Předchůdci Webbova teleskopu

Problémem při sledování vesmíru v infračervené oblasti spektra je pohlcování tohoto záření hlavně vodními parami. Pozorovat se tak dá buď z vesmíru nebo pomocí pozemských dalekohledů umístěných ve vysokých nadmořských výškách ve specifických suchých klimatických podmínkách. Takové astronomické observatoře jsou na havajských horách nebo vysokých pohořích Jižní Ameriky.

Ve vesmíru byl předchůdcem Webbova teleskopu Spitzerův dalekohled. Toto zařízeni bylo vysláno na heliocentrickou dráhu velmi blízkou dráze Země, od které se postupně pomalu vzdaluje. Průměr jeho zrcadla je 0,85 m. Vypuštěn byl 25. srpna 2003. Dne 15. května 2009 se vyčerpala zásoba tekutého hélia pro chlazení. Teleskop pak pracoval v teplém omezeném režimu, kdy zaznamenával pouze krátkovlnnou blízkou infračervenou oblast, až do 30. ledna 2020.

Na zemském povrchu se provádějí měření v infračervené oblasti pomocí velkých dalekohledů umístěných ve vysokohorských observatořích se suchým klimatem. Několik zařízení se intenzivně využívá na dvojici dalekohledů Gemini na Havaji. Tyto teleskopy mají každý průměr 8,1 m. Zařízení NIRI (Near-Infrared Imager) je na severním dalekohledu a IGRINS (Immersion GRating INfrared Spectrometer) na tom jižním. Pomocí těchto zařízení se získala celá řada zajímavých informací právě o exoplanetách.

 

Pohled na první galaxie a hvězdy

Velkou výhodou pozorování v infračervené oblasti spektra, která se projeví hlavně v kosmologii, je možnost identifikovat a vidět ty nejvzdálenější galaxie a hvězdy. Vzhledem ke konečné rychlosti světla, jsou to právě ty, které tvořily první generace hvězd a galaxií po Velkém třesku. Byly většinou masivnější, svítivější a s větší teplotou. Zářily tak intenzivně v modré až ultrafialové oblasti spektra. Ovšem kosmologický rudý posuv jejích světlo posunul k červeným až infračerveným vlnovým délkám. Pokud se tak mezi galaxiemi hledají ty nejvzdálenější, které se narodily těsně po Velkém třesku, tak na sebe upozorňuji právě červenou barvou.

 

Ve svém programu Hubble Ultra Deep Field se Hubblův teleskop dívá do malé oblasti ve směru souhvězdí Velké medvědice, to znamená kolmo na rovinu naší Galaxie. V tomto směru je minimum hvězd z Galaxie a také plynu a prachu. Lze tak dohlédnout velmi hluboko do našeho vesmíru. Na získaných fotografiích je tak velký počet velmi vzdálených galaxií. Ty nejvzdálenější se hledají podle červené barvy získané kosmologickým rudým posuvem.

 

První hvězdy by se od těch současných měly významně lišit. V té době by mělo být prvkové složení vesmíru odlišné od toho současného. Měly by v něm být pouze ty nejlehčí prvky, kterými jsou vodík a hélium. Ty těžší by měly vzniknout právě až v prvních generacích hvězd. V prvních hvězdách tak nemohl probíhat CNO cyklus, byly hmotnější a svítivější. Měly také vyšší teploty a zářily více v oblasti kratších vlnových délek.

Pozorování vzdálených hvězd a galaxií pomocí infračerveného dalekohledu nám tak poskytne informaci o evoluci těchto objektů, a tedy i o evoluci vesmíru. Infračervené záření s tepelným spektrem nám také může přinést informaci o rozložení, teplotě a dalších vlastnostech vesmírného prachu.

 

Rozhodnutí mezi kosmologickými modely

Právě měření v infračervené oblasti by mohlo rozhodovat mezi různými kosmologickými modely. Mohou testovat konkurenční modely k Velkému třesku. Jako příklad lze zmínit model kolegy Václava Vavryčuka. Jeho představa je, že ve vesmíru probíhají oscilace, ale neprošel velmi horkou a hustou fází a exotickými formami hmoty. Pozorované mikrovlnné pozadí tak není reliktním zářením, ale jde o tepelné záření dané stále trvající termodynamickou rovnováhou hmoty a záření. V jeho modelu je opacita prachu a plynu vyplňujícího vesmír taková, že nedošlo k oddělení hmoty a záření. Důsledkem toho je, že v jeho vesmíru se nemění složení hmoty, i první hvězdy na začátku rozpínání musí obsahovat těžké prvky a neměli bychom pozorovat evoluci hvězd či galaxií, případně jenom v omezené míře. Zároveň by extragalaktický prach měl být v našem vesmíru poměrně homogenně a izotropně rozložen, takže způsobuje, že vesmír izotropně září v  oblasti jeho současného tepelného záření. Tím by mělo být mikrovlnné záření pozadí.

Z předchozího popisu modelu plyne, že na základě budoucích infračervených měření Webbova dalekohledu by mělo padnout rozhodnutí o platnosti tohoto modelu. Pokud se potvrdí, že se první hvězdy liší od těch současných a neobsahují těžké prvky a pozorujeme evoluci hvězd a galaxií, tak je model kolegy Vavryčuka vyvrácen. Stejně tak může rozhodnout o platnosti modelu velmi přesné měření rozložení infračerveného záření extragalaktického prachu a jeho vlastností. Je tak jasné, že právě Webbův teleskop může o modelu definitivně rozhodnout.

 

Pozorování planet a planetárních soustav

Další důležitou oblastí, na kterou se Dalekohled Jamese Webba zaměří, je studium planetárních systémů u jiných sluncí. Planety i prachové disky rodících se planetárních soustav září intenzivně v oblasti tepelného infračerveného oboru. Naopak centrální hvězda září velice intenzivně v oblasti viditelného spektra, v infračervené oblasti je pak její intenzita nižší. V infračervené oblasti tak nejsou planety a planetární prach tolik přezářeny centrální hvězdou. Pomocí spektra pak lze zjistit teplotu planety. Spitzerův dalekohled tak například jako první pozoroval vývoj počasí a teplot atmosféry u obří plynové exoplanety HD 189733b. V infračerveném oboru pak září některé důležité prvky a chemické sloučeniny. Dá se tak využít ke studiu exoplanetárních atmosfér a určování jejich složení.

 

Další oblastí je studium primordiálních hvězd, u kterých se zatím nezapálily termojaderné reakce. V té době zvyšuje jejich teplotu pouze gravitační kontrakce, při které se uvolňuje a přeměňuje na teplo gravitační potenciální energie. Tyto hvězdy září dominantně v infračerveném oboru. I ty tak dokáže vylovit a studovat právě infračervený dalekohled. Můžeme se tak těšit na značný pokrok při studiu exoplanet a nalezení těch, které obsahují atmosféry vhodné pro zrod života. Stejně tak lze čekat rozšíření našich znalostí raných stádií vývoje hvězd.

 

Závěr

Úspěšné vynesení Webbova dalekohledu do vesmíru a jeho úspěšné rozbalení do konečné podoby a pokračující cesta do finální pozice je obrovským příslibem. Ještě sice bude trvat řadu týdnů, než se jej podaří úplně připravit a otestovat před začátkem pozorování, ale probuzení tohoto potenciálního zlomu v kosmologickém pozorování už se blíží. Máme se tak opravdu na co těšit.

 

Už po šesté jsem měl novoroční přednášku o kosmologických novinkách pro Kosmologickou sekci ČAS. První část povídání byla věnována právě Webbově teleskopu. Celá přednáška, kde bylo rozebráno ještě pět dalších kosmologický témat z minulého roku je zde:

 

 

Napsáno pro servery Osel a Kosmonautix.