Kupa galaxií MACS0416 na kombinovaném snímku z výsledku spojení infračerveného snímku Webbova teleskopu a viditelného snímku z Hubblova dalekohledu. Umělé barvy umožňují zobrazit celé spektrum od infračervené až po viditelnou oblast. Dlouhé vlnové délky jsou červené a krátké vlnové délky jsou modré. Extrémně červené objekty jsou ty s extrémním rudým posuvem (zdroj NASA).

O úspěších Webbova teleskopu v oblasti kosmologických pozorování se už na Oslovi referovalo několikrát (zde, zde, zde a zde). Práce v infračerveném oboru je klíčovou výhodou tohoto dalekohledu při studiu extrémně vzdálených objektů z raného stádia našeho Vesmíru. Rudý posuv přesunuje spektrum a maximum intenzity právě do infračervené oblasti. V této oblasti spektra se tak zvýrazní právě velmi vzdálené objekty. Nejlepší podmínky pro pozorování mimogalaktických objektů je ve směru pólů naší Galaxie. Zde nejméně vadí svit blízkých hvězd a dalších objektů a absorpce plynu rozloženého v rovině naší Galaxie. Ty nejvzdálenější nám umožňuje přiblížit gravitační čočkování velmi masivních kup galaxií, které leží mezi nimi a námi. Fungují jako čočka obrovského vesmírného dalekohledu, který zvyšuje intenzitu extrémně vzdálených objektů a přibližuje je.

Fotometrické a spektrometrické určení rudého posuvu a vzdálenosti

Určování rudého posuvu a vzdálenosti galaxií se realizuje dvěma způsoby. První jednodušší je fotometrický. V tomto případě se zjišťuje pomocí využití několik, většinou pěti, filtrů intenzita pozorovaného objektu v různých oblastech spektra. V případě zvětšujícího se rudého posuvu pozorujeme přesun maxima intenzity k delším vlnovým délkám. Tato metoda je jednodušší na získání pozorování i jeho zpracování. Stačí k tomu i nižší intenzita a tím i kratší doba expozice. Jednoduchost je však spojena s větší nejistotou a menší přesností určení rudého posuvu. Je větší pravděpodobnost i relativně velké chyby. Při využití této metody musíme mít jistou představu o spektru objektu. Pokud je mylná, může to vést i k velké chybě určení rudého posuvu.

Druhou metodou je spektrometrické zjištění velikosti rudého posuvu. V tomto případě se musí nabrat spektrum, V něm se najdou a identifikují spektrální čáry, emisní nebo absorpční, a na jejich základě se určí rudý posuv. Tato metoda je daleko spolehlivější a přesnější. Je však potřeba vyšší intenzita a tím i pro slabší zdroje delší doby nabírání spekter.

Většinou se tak pomocí fotometrické metody určí předběžné hodnoty rudých posuvů a vyberou kandidáti na velmi vzdálené objekty. Do jisté míry je fotometrickou metodou i pouhý pohled na fotografie z Webbova teleskopu. Nejvzdálenější objekty jsou ty, které mají červenou barvu. Připomeňme, že barvy na těchto fotografiích jsou umělé. Teleskop totiž pozoruje infračervené záření, které naše oko nevidí. Ovšem červená barva reprezentuje jeho dlouhovlnnou oblast. U vybraných potenciálních kandidátů na velmi vzdálené objekty se pak pomocí spektrometru a dostatečně dlouhé expozice získají spektra a přesnější a spolehlivější hodnoty rudého posuvu a vzdálenosti objektu.

První zprávy o rekordních vzdálenostech se tak objevují na základě fotometrických měření. Ty je třeba brát s rezervou a spíše počkat na spektrometrické potvrzení. Je také dobře, když se daný objekt podaří analyzovat více nezávislými skupinami.

Vztah mezi vzdáleností objektu a jeho rudým posuvem určený za předpokladu platnosti Standardního kosmologického modelu ΛCDM. Červená přerušovaná čára ukazuje vzdálenost v miliardách světelných let, 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. (Zdroj Wiki)

Fotometrická měření se realizují pomocí zařízení NIRCam (Near InfraRed Camera), což je kamera pro blízkou infračervenou oblast (vlnová délka 0,8 – 5,0 µm), která může pořizovat fotografie s využitím několika filtrů. Pro spektrometrická měření v blízké infračervené oblasti se pak využívá spektrometr NIRSpec (Near InfraRed Spectrograph. Pro fotometrická měření pro středněvlnné a dlouhovlnné infračervené záření (vlnová délka 5,0 – 30,0 µm) se využívá přístroj MIRI (Mid-InfraRed Instrument).

Určení vzdálenosti z rudého posuvu

Pokud změříme velikost rudého posuvu, můžeme z ní získat vzdálenost pozorovaného objektu. Potřebujeme však k tomu znalost průběhu rozpínání našeho Vesmíru v historii. Ten můžeme zjišťovat přímo měřením rudých posuvů objektů, jejichž absolutní svítivost známe a z jejich měřené svítivosti můžeme určit jejich vzdálenost. Vlastnosti našeho Vesmíru a průběh jeho rozpínání lze zjišťovat z celé řady dalších měření. Na jejich základě se pak s využitím fyzikálních teorií popisujících gravitační interakci, kterou je Obecná teorie relativity, a strukturu hmoty, kterou je Standardní model hmoty a interakcí, vypracoval Standardní kosmologický model. Protože zmíněné fyzikální teorie nepopisují vlastnosti světa v extrémních podmínkách, které měl Vesmír na těch nejranějších fázích svého vývoje, jsou ve Standardním kosmologickém modelu i komponenty, které v Obecné teorii relativity a Standardním modelu hmoty a interakcí nejsou. Jde o temnou hmotu a temnou energii. Takový model se také označuje jako ΛCDM kosmologický model, kde Λ znamená právě temnou energii a CDM temnou hmotu (Cold Dark Matter). Současný ΛCDM kosmologický model předpovídá stáří našeho Vesmíru 13,8 miliard let a jeho složení z 4,9 % normální hmoty, 25,9 % temné hmoty a 69,2 % temné energie.

Pomocí tohoto modelu a jeho popisu průběhu rozpínání vesmíru pak můžeme určit z rudého posuvu vzdálenost daného objektu. Nejčastěji se udává vzdálenost, kterou urazilo světlo, které nyní detekujeme. Ta se opírá o známou konečnou hodnotu rychlosti světla. Světlo z nejvzdálenějších pozorovaných galaxií k nám letělo přes 13 miliard let. Druhou veličinou, kterou můžeme vzdálenost objektu udávat, je současná vzdálenost galaxií. V průběhu letu světla objektu k našim dalekohledům se vesmír neustále rozpínal a skutečná současná vzdálenost mezi námi a objektem je násobně větší, než je vzdálenost, kterou námi zachycené světlo muselo překonat. Souvislost mezi rudým posuvem a těmito dvěma různými vzdálenostmi je zobrazeno v přiloženém grafu.

Sestava FGS/NIRISS určená pro spektrometrii v blízké infračervené oblasti (zdroj NASA).

Programy pozorování na Webbově teleskopu

Popsané jevy využívá celá řada vědeckých skupin a programů, které Webbův teleskop využívají. Popišme si některé z těch nejvýznamnějších. Program CEERS (Cosmic Evolution Early Release Science Survey) je zaměřený na pozorování pole EGS (Extended Groth Strip) o rozloze zhruba 100 úhlových minut. To se nachází v blízkosti Velkého vozu v oblasti, která je daleko od roviny Galaxie. Snaží se o pozorování extrémně vzdálených objektů.

Program JADES (JWST Advanced Deep Extragalactic Survey) je zaměřen na dvě pole využívané vesmírnými přístroji NASA v čele s Hubblovým teleskopem pro studium extrémně vzdálených objektů. Prvním bylo Hubble Deep Field (GOODS-N) v souhvězdí Velké medvědice na severní obloze, druhým pak Hubble Ultra Deep Field (GOODS-S) v souhvězdí Pece na jižní obloze. Obě oblasti jsou v blízkosti galaktických pólů a umožňují bez rušivých vlivů záření naší Galaxie pozorovat extragalaktické objekty. V první fázi pozorování Webbova teleskopu dostal tento projekt jednu z nejdelších částí pozorovacího času teleskopu. S využitím expozic až 130 hodin se podařilo pomocí zařízení NIRCam dosáhnout objekty až s limitní 30. magnitudou a realizovat fotometrické určení rudého posuvu. Pro zhruba 5000 objektů pak bylo možné realizovat spektrometrická pozorování pomocí přístroje NIRSpec

GLASS (Grism Lens-Amplified Survey from Space) je program zaměřený na využití deseti velmi hmotných kup galaxií ke gravitačnímu čočkování. Vzniklý velký vesmírný dalekohled se využívá k získání spekter extrémně vzdálených galaxií. Program pracoval i s využitím Hubblova teleskopu a nyní začal využívat i Webbův dalekohled.

UNCOVER (Ultradeep NIRSpec NIRCam ObserVation before the Epoch of Reionization) využívá známou velmi hmotnou kupu Abell 2744 s přezdívkou Pandora v souhvězdí Sochaře pro gravitační čočkování velmi vzdálených galaxií.

Program EIGER (Emission-line galaxies and Intergalactic Gas in the Epoch of Reionization) je zaměřena na studium galaxií ozářených extrémně vzdálenými kvasary. Lze tak pomocí emisních čar vznikajících tímto ozářením studovat plyn v okolí galaxií a stupeň jeho ionizace. V plánu je studovat galaxie v době reionizace a tím i její průběh. Zároveň je možné studovat vlastností prostředí okolo kvazaru a aktivní černé díry, kterou obsahuje. Projekt se zaměřuje na šest oddělených polí, které obsahují jasný velmi vzdálený kvasar.

Spektrum galaxie GN-z11 upřesnilo, že má rudý posuv z = 10,60 a také zvýšený obsah dusíku (zdroj A. J. Bunker et al: arXIV:2302.07256v2).

PEARLS (Prime Extragalactic Areas for Reionization and Lensing Science) se zaměřuje na několik oblastí, kde lze studovat pomocí čočkování extrémně vzdálené galaxie.

Nejvzdálenější galaxie

Řada ze zmiňovaných programů tak soupeří v objevech velmi vzdálených galaxií. Podívejme se na současnou situaci v hledání těch nejvzdálenějších. Velmi aktivní je v této oblasti program JADES. Jedním z jeho výsledků je spektroskopické potvrzení velké vzdálenosti jasné galaxie GN-z11 publikované v květnu 2023. Ta byla objevena už pomocí Hubblova dalekohledu a patří k těm nejvzdálenějším, které tento dalekohled pozoroval. Nová přesnější spektroskopie pomocí Webbova teleskopu upřesnila její rudý posuv z = 10,60, který odpovídá pozorování galaxie zhruba 430 milionů let po zahájení rozpínání, a zároveň ukázala na zvýšený obsah dusíku.

Ještě dále se dostal projekt CEERS. Ten u objektu, kterému dal přezdívku Maisie napřed určil fotometrický rudý posuv z = 11,8 a později jeho hodnotu spektrometricky upřesnil na z = 11,4. Pozorujeme ji v době, kdy bylo stáří našeho Vesmíru okolo 390 milionů let. Pojmenování galaxie dostala podle dcery vedoucího projektu, která v době jejího objevu slavila 9. narozeniny.

Spektra velmi vzdálených galaxií měřená projektem JADES. Úplně nahoře je galaxie JADES-GS-z13-0 s rudým posuvem z = 13,2 (zdroj NASA).

Potvrzeným rekordmanem je galaxie JADES-GS-z13-0, u které byl spektrometrickým měřením potvrzen rudý posuv z = 13,2. Jde zatím o nejvzdálenější objekt s velmi dobře potvrzeným rudým posuvem. Podrobněji jsou vlastnosti čtyř galaxií s rudým posuvem od z = 10,3 po 13,2 rozebrány v článku v časopise Nature Astronomy.

Další rekordmany dodal program UNCOVER, který studuje galaxie gravitačně čočkované kupou Pandora (Abell 2744) a spektrometricky potvrdil rudé posuvy objektů UNCOVER-z12 a UNCOVER-z13 na hodnoty z = 12,39 a 13,08, což znamená jejich pozorování v době, kdy bylo stáří Vesmíru 350 a 330 milionů let. Podrobně je měření a jeho interpretace popsána v Astrophysical Journal Letters. Základní charakteristikou těchto galaxií je jejich relativně malá hmotnost v řádu 10⁸ hmotností Slunce, mají malý obsah prvků těžších než vodík a helium, jsou mladé a probíhá zde intenzivní produkce hvězd.

Zatím nejvzdálenější galaxie programu UNCOVER (zdroj UNCOVER/NASA).

Celou řadu dalších kandidátů na velmi vzdálené objekty má JADES, UNCOVER a třeba i CEERS. Zatím určené rudé posuvy u objektů CEERS ukazují u jedenácti z nich rudé posuvy překračující hodnotu z = 13, například galaxie CEERS 3, CEERS 23 a CEERS 24 mají rudé posuvy z = 13,2, 13,3 a 13,3. Je tak vidět, že seznam rekordmanů v budoucnu velmi rychle poroste, jak bude probíhat ověřování a zpřesňování naměřených hodnot.

Jak bylo zmíněno, je posuzování rekordních vzdáleností náročné. Objevuje se celá řada kandidátů na velmi vzdálené objekty ve fotometrických měřeních, ovšem bez dostatečně přesné spektrometrie jde pouze o odhady a do tabulek rekordmanů je předčasné je zapisovat. Taková tabulka je třeba na wikipedii. Obrovský potenciál pro hledání extrémně vzdálených galaxií ukazuje i to, že programy využívající Webbův teleskop pro tyto účely našly pomocí fotometrické metody již tisíce potenciální kandidátů pro rudé posuvu odpovídající stáří vesmíru v době emise světla galaxie menšímu než 650 milionů let.

Na závěr si ukážeme zajímavou práci publikovanou na serveru arXiv. Zde jde sice také o ranou galaxii, ale její spektrometricky potvrzený rudý posuv je pouze 9,5. Pozorujeme ji tak v době 510 milionů let po Velkém třesku. V tomto případě se pro čočkování využívá kupa galaxií RX J2129. Ta je v souhvězdí Vodnáře a její vzdálenost je 3,2 miliardy let. Gravitační čočkování vede ke vzniku tří zobrazení galaxie, která jsou od sebe docela daleko. Samotná galaxie je velmi kompaktní a s malým obsahem těžších prvků, probíhá v ní velmi prudká tvorba hvězd. To jsou typické charakteristiky galaxií v raných etapách vývoje vesmíru.

Zkombinovaný obraz kupy galaxií RX J2129 ze snímků Webbova teleskopu a Hubblova dalekohledu. Kroužky G1, G2 a G3 jsou vyznačeny tři zobrazení galaxie s rudým posuvem z = 9,51 (zdroj NASA).

Jak se určují hmotnosti galaxií

Webbův teleskop se zabývá i hledáním velmi vzdálených a také velmi hmotných galaxií. Pro takové hledání je klíčové určení hmotnosti pozorované galaxie. V tomto případě se dá využít k určení pouze vyzařované světlo. Na základě svítivosti v oblasti maxima ve spektru, které je spojeno s vyzařováním těch nejsvítivějších velmi hmotných hvězd se dá udělat odhad jejich počtu. Na základě rozložení hmotnosti hvězd lze pak získat celkový počet hvězd v galaxii a jejich hmotnost i odhad celkové její hmotnosti.

Kritickým bodem, který určuje nejistotu u získané hodnoty hmotnosti, je rozdělení počátečních hmotností hvězd, tzv. IMF (Initial Mass Function). Zavedení IMF funkce je spojeno se jménem jednoho z nejvýznamnějších astrofyziků Edwinem Ernestem Salpeterem Ten byl jedním z prvních, který se snažil s využitím nových poznatků v oblasti jaderné fyziky a jaderných reakcí popsat evoluci hvězd a její závislosti na jejich hmotnosti. Právě hmotnost hvězdy určuje vnitřní teplotu, která se dosahuje, a jaderné reakce, které v jejím nitru mohou probíhat, i jejich intenzitu.

Je jasné, že přesnost určení hmotnosti galaxie je kriticky závislá na přesnosti určení IMF, která má hlavně v oblasti nižších hmotností velmi velké nejistoty. Hvězdy s nízkou hmotností svítí jen velmi málo a zjištění jejich počtu i v naší Galaxii je velmi náročnou úlohou. I určení rozdělení počátečních hmotností hvězd IMF pro naší Galaxii a další současné galaxie je tak realizováno se značnou nejistotou a je stále třeba pracovat na jeho zpřesňování. Dalším problémem při určování funkce IMF pro galaxie z raných etap vývoje vesmíru je, že vlivem evoluce vesmíru a změně jeho složení se může tato funkce se stářím vesmíru měnit. A znalost tohoto vývoje funkce IMF v průběhu stárnutí vesmíru nám zatím chybí. V raném vesmíru chyběly těžké prvky a podíl různých jaderných reakcí ve hvězdách se bude velmi lišit. Chyběl by v nich CNO cyklus. Dá se předpokládat, že v raných galaxií může být větší podíl velmi hmotných a intenzivních hvězd zářících dominantně v oblasti spektra s kratší vlnovou dálkou.

V současných pracích se většinou používají standardní dříve získaná rozdělení počátečních hmotností hvězd IMF a to může vést k tomu, že odhady hmotností velmi vzdálených galaxií mohou být systematicky nadhodnocené. V raném vesmíru, kde bylo minimum těžších prvků, mohl být větší podíl velmi hmotných hvězd. Při analýze rekordů v hmotnostech raných galaxií a náznacích rozporů mezi Standardním kosmologickým modelem a příliš vysokou hmotností velmi raných galaxií je tak potřeba se podívat na to, jaká funkce IMF byla využita, a jaké jsou systematické nejistoty, ke kterým při určování hmotnosti vede.

Příklady rozdělení počátečních hmotností hvězd IMF. Ukazuje se Salpeterovo rozdělení a Chabrierovo rozdělení (zdroj Van Dokkum et al, Nature Astronomy 8, 119-125, 2024).

Pozorování velmi hmotných a velmi vzdálených galaxií

Mezi těmi velmi vzdálenými galaxiemi jsou i takové, které mají velmi vysokou hmotnost. Na začátku roku 2023 byla publikována práce v Nature, která popisuje šest kandidátů na velmi hmotné galaxie s hmotností větší než 10¹⁰ hmotností Slunce s rudým posuvem z = 7,4 – 9,5, které tak vidíme jen 500 až 700 milionů let od začátku rozpínání našeho Vesmíru. Pokud by odhadnuté hmotnosti odpovídaly realitě, mohlo by to znamenat nutnost revize našich představ evoluce galaxií. Je však třeba připomenout, že v tomto případě se hmotnost galaxie získávala pouze z intenzity čar záření vodíku a intenzity produkované velmi svítivými hvězdami. Je tak velmi citlivá na použitou funkci IMF popisující rozdělení počátečních hmotností hvězd.

Pro určení hmotnosti velmi vzdálených galaxií lze využít také toho, jak jejich gravitační pole čočkuje vzdálené galaxie za nimi. Taková studie vyšla v říjnu 2023 v časopise Nature Astronomy. V tomto případě velmi hmotná kompaktní galaxie s rudým posuvem z = 1,9 svým gravitačním polem čočkuje vzdálenou galaxii s rudým posuvem z = 3,0. Čočkováním vytváří z obrazu vzdálené galaxie dokonalý uzavřený prstenec, který se označuje jako Einsteinův prstenec. Z jeho vlastností a tvaru lze zjistit hmotnost čočkující galaxie. Hmotnost čočkující galaxie byla oceněna na 6,5∙10¹¹ hmotností Slunce. Zároveň lze pomocí intenzity světla ze svítivých hvězd a s využitím rozdělení počátečních hmotností hvězd IMF získat hmotnost spojenou s hvězdami, ta je 1,1∙10¹¹ hmotností Slunce při využití Chabrierovy IMF. Velmi hmotná galaxie je již v klidné fázi, bouřlivou hvězdnou produkci už má za sebou. Jde tak o galaxii, která vznikla a vyvíjela se velmi krátce po vzniku našeho Vesmíru. Jde tak o významný zdroj poznatků o rychlosti evoluce prvních galaxií.

Velmi hmotná galaxie JWST-ER1, která vlivem čočkování vytváří tzv. Einsteinův prstenec (zdroj Van Dokkum et al, Nature Astronomy 8, 119-125, 2024)

Nejvzdálenější galaktické černé díry

V jádrech galaxií se vyskytují obří superhmotné galaktické černé díry s hmotnostmi jednotky až desítky milionů hmotností Slunce. Hlavně v počátečních stádiích vývoje galaxií u nich může docházet k velmi intenzivní interakci s hmotou v jejich okolí. Pří akreci okolní hmoty dochází k jejímu ohřevu na velmi vysoké teploty a emisi záření i s velmi krátkými vlnovými délkami. Tyto velmi aktivní galaktická jádra obsahující obří černé díry jsou zodpovědné za aktivní galaxie včetně kvasarů.

Také Webbův teleskop se snaží identifikovat tyto černé díry. Mohl by pomoci osvětlit průběh vzniku prvních takových černých děr a jejich evoluci. V současné době existující superhmotné černé díry měly dostatek času pro svůj vznik akrecí objektů hvězdného typu. Ovšem objevená existence aktivních superhmotných černých děr v jádrech kvazarů s rudým posuvem větším než z = 6 a v nedávné době i větším než z = 7 se dostává do tak raných dob vývoje vesmíru, že na jejich vznik akrecí objektů hvězdných hmotností se nedostává čas. Je tak třeba hledat alternativní možnosti jejich produkce, například přímým kolapsem centrální části galaxie. Ta by vedla k velmi rychlému vzniku velké černé díry a ta by pak dostatečně rychle mohla akrecí narůst do podoby superhmotné černé díry. Podobně by mohly iniciovat rychlý vznik obří černé díry velmi hmotné hvězdy vznikající ve velmi rané fázi vývoje galaxie v jejím jádře. Pro objasnění existence obřích černých děr a pochopení průběhu jejich vzniku je tak třeba studovat co největší počet takových objektů, a to v době co nejblíže počátku vesmíru. Zároveň by nám to umožnilo pochopení role těchto velmi intenzivně zářících objektů v procesu reionizace.

Pozorování nejvzdálenější obří galaktické černé díry CEERS 1019 (zdroje Webbův teleskop/NASA).

V březnu 2023 byla publikována práce programu CEERS věnovaná nalezení a studiu nejvzdálenější aktivní obří černé díry. Objevená černá díra označená jako CEERS 1019 s rudým posuvem z = 8,7 existovala 570 milionů let po Velkém třesku. Galaxie byla objevena Hubblovým teleskopem a přesný rudý posuv byl určen pomoci Keckova dalekohledu. Nyní byla velice podrobně zkoumána pomoci přístrojů Webbova teleskopu. Ten umožňuje pozorování emisních čar produkovaných při akreci hmoty na černou díru i v případě, kdy intenzita záření hvězd v galaxii dominuje a překrývá záření jejího aktivního jádra. Pomocí Webbova teleskopu se podařilo analyzovat celou řadu emisních čar vznikajících v nitru galaxie. Identifikovalo se tak aktivní jádro galaxie, které je tvořeno právě obří černou dírou. Na základě získaných dat byla odhadnuta hmotnost galaktické černé díry okolo 9 milionů hmotnosti Slunce a celé galaxie pak okolo 3 miliard hmotností Slunce. Jde o důležitý krok ve studiu velmi raných galaktických černých děr.

Pozorování nejvzdálenějšího aktivního jádra galaxie a obří černé díry v galaxii UHZ1 (zdroj NASA).

Na podzim roku 2023 pak byla publikována práce o ještě vzdálenější galaktické černé díře v kvasaru spojeném s galaxií UHZ1. Galaxie se nachází ve směru kupy galaxie Pandora (Abell 2744), která je ve vzdálenosti 3,5 miliard světelných let. Tato kupa gravitačně čočkuje zmíněnou galaxii UHZ1. Tentokrát se identifikace opírá o pozorování infračerveného záření pomocí Webbova teleskopu a rentgenového záření pomocí sondy Chandra. V tomto případě je pozorovaný rudý posuv z = 10,1 a pozorované záření bylo vysláno v době pouhých 470 milionů let po začátku rozpínání našeho Vesmíru. Intenzivní vyzařované rentgenové záření ukazuje na velmi aktivní akreci hmoty na černou díru, jejíž hmotnost je 10⁷ – 10⁸ hmotností Slunce. V tomto případě jde o velmi silný argument pro nutnost existence přímého kolapsu a rychlé produkce zárodku obří černé díry.

Galaxie studované pomocí projektu EIGER (zdroj NASA).

Studium reionizace pomocí velmi vzdálených kvasarů

Velmi vzdálené kvazary, které jsou velmi aktivní a svítivé, lze využít pro studium galaktického i mezigalaktického prostředí a stupně ionizace plynu, který se v něm nachází. Pokud je mezihvězdný (mezigalaktický) plyn ozařován světlem velmi vzdáleného kvasaru, je možné určit podle jeho absorpčních a emisních čar stupeň jeho ionizace. Lze tak studovat i vývoj v období reionizace a začátků tvorby hvězd. Na takové studie se zaměřuje program EIGER. V nedávné studii využíval velmi svítivý kvasar SDSS J0100+2802 na hranicích souhvězdí Ryb a Andromedy, který má rudý posuv 6,30, což odpovídá vzdálenosti 12,8 miliard světelných let. Pozorování spolupráce EIGER i v tomto případě potvrdilo existenci černé díry v centru této aktivní galaxie a intenzivní akreci hmoty na ni (zde).

Zároveň se využilo intenzivní vyzařování kvasaru, které prochází hmotou mezi kvasarem a námi a intenzivně osvětluje své okolí. Z absorpce a následné emise tohoto záření lze studovat stupeň ionizace plynu, kterým záření kvasaru prochází. Pokud se tak studují galaxie, které leží mezi kvasarem a námi, a jejich okolí, lze zjistit, do jaké míry je galaktický a mezigalaktický plyn ionizovaný. Lze tak studovat pozdní etapu reionizace vesmíru a vliv pozorovaných galaxií na jeho průběh.

Pomoci gravitačního čočkování bylo pozorováno sedm galaxií, které tvoří vázaný systém a patří do tvořící se protokupy s rudým posuvem z = 7,9 (zdroj NASA).

Tým analyzoval 117 galaxií, které pozorujeme ve blízkosti kvasaru, který osvětluje jejich okolí. Existovaly tak v době, kdy bylo stáří vesmíru necelou miliardu let, tedy v době, kdy se období reionizace chýlilo ke svému závěru. Soustředily se na 54 galaxií, které leží před kvasarem. Analýza dat prokázala, že mezigalaktický plyn je plně ionizován do vzdálenosti okolo 2 miliony světelných let od studovaných galaxií.

Pozorování vzniku a vývoje kup galaxií

Program GLASS publikoval studium sedmice galaxií, které na základě rychlostí získaných ze spekter tvoří vázaný systém s rudým posuvem z = 7,9 (odpovídá stáří vesmíru v té době 650 milionů let). Rozptyl rychlostí ve směru k nám určený pomocí Dopplerova posuvu nepřekračuje 1100 km/s. Galaxie vidíme díky gravitačnímu čočkování kupou Pandora (Abell 2744). Galaxie patří do protokupy, jejíž celková hmotnost by mohla být až 10¹⁵ hmotností Slunce a mohla by se postupně v dalším vývoji vesmíru přeměnit v obří kupu podobnou známé kupě ve Vlasech Bereniky. Zatím jde o nejvzdálenější pozorovanou protokupu.

Trpasličí galaxie Prskavka je obklopena kulovými hvězdokupami, které postupně pohlcuje (zdroj NASA).

Pozorování velmi vzdálených kulových hvězdokup

Daří se pozorovat nejen extrémně vzdálené galaxie a aktivní galaktické černé díry, ale také menší objekty. Mezi ně například patří kulové hvězdokupy. Jejich větší počet je pozorován současně s trpasličí galaxií Prskavka (Sparkler), okolo níž jich lze nalézt okolo dvaceti. Název Prskavka dostala právě podle jiskřiček kulových hvězdokup, které ji obklopují. Vidět ji opět můžeme jen díky čočkování kupou galaxií, tentokrát je to SMACS 0723 ve vzdálenosti 4,6 miliardy světelných let v souhvězdí Létající ryby. Vzdálenost Prskavky je 9 miliard světelných let. Jedná se tak o jedny z nejvzdálenějších kulových hvězdokup, které se nám daří pozorovat. Systém je velmi zajímavý i z hlediska studia vývoje galaxií. Nachází se v době, kdy se postupně připravuje a realizuje pohlcování zmíněných kulových hvězdokup, z nichž každá obsahuje okolo milionu hvězd. Podrobné studium spekter těchto objektů umožní poznat dynamiku a další vlastnosti celého systému a tím i proces tvorby hvězd, kulových hvězdokup a galaxií.

Kupa RX J2129 ve Vodnáři gravitačně čočkuje galaxii, u které tak vidíme tři zobrazení. V ní explodovala supernova Ia typu, jejíž zjasnění proběhlo v každém zobrazení v jiném čase (zdroj NASA).

Pozorování velmi vzdálených hvězd

Gravitační čočkování nám umožňuje pozorovat i extrémně vzdálené jednotlivé jasné hvězdy. Musí jít o velmi jasné hvězdy a zároveň přiblížené gigantickými vesmírnými dalekohledy využívajícími gravitační čočkování s objektivem vytvářeným velmi hmotnou kupou galaxií. Nejjasnějšími objekty hvězdného typu jsou supernovy. Proto právě ty pozorujeme v těch největších vzdálenostech.

Zobrazení těchto gigantických vesmírných dalekohledů není dokonalé a obrázek vzdálené galaxie je tak zdeformovaný. Někdy tak, že je možné pozorovat několikanásobný obraz dané galaxie. Pokud v zobrazované galaxii vybuchne supernova, její světlo letí u každého zobrazení jinak dlouhou cestou a do Webbova teleskopu dopadne v různou dobu. Výbuch supernovy tak můžeme pozorovat několikrát.

V létě 2022 Webbův teleskop pozoroval supernovu Ia typu AT 2022riv. Jako čočka gigantického gravitačního teleskopu fungovala kupa galaxií RX J2129 ve Vodnáři, která je ve vzdálenosti 3,2 miliard světelných let. Samotná supernova a její mateřská galaxie měly rudý posuv z = 1,52. V daném případě pozorujeme tři různá zobrazení mateřské galaxie i supernovy Ia. V druhém zobrazení nastal výbuch supernovy o 320 dní později než u prvního a u třetího to bylo dokonce o 1000 dní později. V principu tak můžeme napozorovat u pozdějších zobrazení to, co jsme nestihli u prvních.

Z rudého posuvu lze získat vzdálenost mateřské galaxie i supernovy. Absolutní svítivost je pro supernovy Ia typu stejná. Lze tak zjistit míru zjasnění, kterou gravitační čočkování přináší a testovat vlastnosti kupy galaxií, která je způsobuje.

Obrázek oblouku vzniklého pomocí gravitačního čočkování, které realizuje velmi hmotná kupa WHL0137-08. Je vidět zářivý oblouk „Sunrise Arc“ i s velmi jasnou hvězdou Earendel. (Zdroj NASA).

Pomocí Webbova teleskopu se podařilo pozorovat i extrémně vzdálené hvězdy na hlavní posloupnosti. Zajímavým příkladem takového pozorování je snímek velmi hmotné a jasné hvězdy typu B, která má dvakrát vyšší povrchovou teplotu a je milionkrát svítivější než Slunce. Hvězda se nachází v galaxii, jejíž obraz je gravitačním čočkováním pomocí kupy galaxií WHL0137-08 roztažen do obrazu, který se označuje jako Sunrise Arc. Extrémně velké přiblížení, které tento obrovský vesmírný dalekohled umožňuje, zviditelnilo i zmíněnou hvězdu Earendel, která se v této galaxii nachází. Název je staroanglicky Jitřenka a odkazuje na díla Tolkiena. Tuto galaxii a hvězdu pozorujeme ve vzdálenosti okolo 12,8 miliard světelných let. Zároveň s ní pozorujeme v této galaxii zářící místa intenzivní tvorby hvězd i kulové hvězdokupy, které jsou tak ještě dále než zmíněné v systému Prskavka.

Dosavadní rekord držela hvězda pozorovaná Hubblovým teleskopem ve vzdálenosti něco přes 9 miliard světelných let. Ten zahájil pozorování extrémně vzdálených hvězd v roce 2018 pozorováním modrého veleobra s přezdívkou Icarus. Ten měl rudý posuv z = 1,49 a vzdálenost od nás 9,4 miliard světelných let. Gravitační čočkování zajistila kupa galaxií MACS J1149+2223. V tomto případě pomohlo zesílení mikročočkováním jinou hvězdou v čočkující kupě galaxii.

Webbův teleskop má i dalšího kandidáta na velmi vzdálenou hvězdu. Jde o rudého veleobra s teplotou povrchu 3 500 K, jehož rudý posuv z = 2,2 a je tak ve vzdálenosti 10,7 miliard světelných let. Dostal přezdívku Quyllur. Byl nalezen při výzkumu jedné z nejhmotnějších kup galaxií ACT-CL J0102-4915, která má přezdívku El Gordo. Nachází se ve vzdálenosti 7,6 miliardy světelných let. I zde pomohlo mikročočkování kompaktním objektem. Výzkum této kupy a nalezení Quyllura je popsáno v článku z října 2022. V této studii je popsána celá dalších řada objektů přiblížených gravitačním mikročočkováním. Podrobná analýza zobrazení vzdálených objektů pomocí čočkování kupou lze využít i k analýze struktury této kupy. U kupy El Gordo lze získat velmi cenné informace, protože jde ve skutečnosti o srážku dvou kup galaxií. To potvrzuje vyzařování rentgenového záření. Celková hmotnost by měla být okolo 2,1∙10¹⁵ hmotností Slunce a kupa by měla obsahovat 2100 galaxií.

Rudý veleobr Quyllur byl nalezen díky gravitačnímu čočkování velmi hmotnou kupou galaxií El Gordo (zdroj NASA).

Velmi vzdálenou obří hvězdu nám přibližuje gravitační čočkování velmi hmotné kupy galaxií MACS0416. Jde ve skutečnosti opět o srážku dvou kup galaxií a jejich vzdálenost je 4,3 miliardy světelných let a hmotnost 10¹⁵ hmotností Slunce. Galaxie s hvězdou Mothra pozorujeme v době 3 miliardy let po začátku rozpínání Vesmíru. Zjasnění gravitačním čočkováním je v tomto případě větší než čtyři tisíce násobné. Tak velké zesílení je dáno i dodatečným gravitačním čočkováním mikročočkou v podobě objektu s hmotností v řádu desítek až stovek tisíc hmotností Slunce.

Obří hvězda s přezdívkou Mothra nacházející se v galaxii velmi silně přiblížené pomocí gravitačního čočkování (zdroj NASA, ESA, CSA, STScl).

V konkrétním případě by mohlo jít o kulovou hvězdokupu. Toto mikročočkování vede k relativně rychlým (v řádů dní, měsíců, …) změnám intenzity obrazu čočkovaného objektu. Pozorování takových přechodů mikročočkujících kompaktních objektů před hvězdami či jinými kompaktními objekty a krátkodobějších zjasnění je velmi důležitou metodou pro pozorování velmi vzdálených hvězd.

Závěr

Webbův teleskop znamená dramatický průlom v cestě za nejvzdálenějšími objekty našeho Vesmíru. Využití infračervené oblasti spektra umožňuje pozorovat objekty s extrémně velkými rudými posuvy. Lze velmi efektivně využít velké přírodní teleskopy využívající čočkující kupy galaxií i mikročočkování pomocí menších objektů. Odkryla se tak možnost pozorovat tisíce galaxií existujících v době, kdy bylo stáří vesmíru menší než 650 milionů let a reionizace teprve probíhala. Tyto galaxie mají nižší obsah prvků těžších než vodík a hélium a probíhá v nich velmi intenzivní tvorba hvězd. Nashromáždění široké kolekce těchto raných galaxií umožní studovat jejich evoluci v počátečních stádiích vývoje našeho Vesmíru. A to i vývoje černých děr, které se nacházejí v jejich jádrech. Lze tak také studovat reálný průběh procesu reionizace.

Daří se pozorovat i vznik vázaných systémů galaxií – protokup galaxií. Pomůže nám to pochopit, jak vznikaly v současné době existující monstrózní kupy, jako je kupa Virgo nebo Coma Berenici. Pochopení vytváření hierarchické struktury je velmi důležitým krokem při cestě k vybudování pravdivého kosmologického modelu.

Daří se také pozorovat stále větší počet stále vzdálenějších menších systémů, jako jsou třeba kulové hvězdokupy, i jednotlivých hvězd. Postupně se tak dostáváme k první generaci hvězd, která měla minimální obsah prvků těžších než vodík a hélium. Můžeme reálně pozorovat, jak se jejich vlastnosti liší od těch současných a jak se postupně evoluce hvězd vyvíjí.

V článku je popsáno jen několik úspěchů, které se podařilo pomocí Webbova teleskopu dosáhnout. A i na nich je vidět obrovský potenciál, který tento přístroj má, a jak dramaticky ovlivní naše poznání vývoje vesmíru a náš kosmologický model. V nejbližších letech se tak opravdu můžeme těšit na řadu zajímavých objevů.

Redakce si dovolila připojit video z autorovy nové přednášky o kosmologických novinkách v roce 2023 pro Kosmologickou sekci ČAS