Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 28 – vyšlo 23. září, ročník 21 (2023) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

28/2023

Existují temné hvězdy?

Petr Kulhánek

Kdysi bývala móda vysvětlovat mnoho neznámých jevů za pomoci černých děrČerná díra – objekt, který kolem sebe zakřiví čas a prostor natolik, že z něho nemůže uniknout ani světlo. Část z nich vzniká kolapsem hvězdy v zá­vě­reč­ných fázích vývoje. Druhou skupinu tvoří obří černé díry sídlící v centrech galaxií. Rotující černé díry kolem sebe vytvářejí akreční disky látky a v ose rotace výtrysky vysoce urychlených částic. Paradoxně akreční disky i výtrysky, vznikající v bezprostředním okolí černé díry, velmi intenzivně vyzařují., něco ve stylu: „Kam čert nemůže, nastrčí černou díru“. Ty nám ovšem už poněkud zevšedněly, jejich projevy rutinně sledujeme jak elektromagneticky, tak v podobě gravitačních vlnGravitační vlna – periodicky se šířící zakřivení času a prostoru. Může vzniknout v okolí těles s nenulovým kvadrupólovým momentem, například kolem dvojice rotujících kompaktních hvězd. Právě tyto vlny by měly být nejběžnější a mít frekvenci od 0,1 mHz do 10 kHz. K první přímé detekci gravitačních vln došlo dne 14. září 2015. Gravitační záblesk ze splynutí dvou černých děr středních hmotností ve vzdálenosti 1,3 miliardy světelných roků zachytily oba americké přístroje LIGO. vzni­ka­jí­cích při sloučení těcto objektů. A tak se vynořila nová móda: vysvětlovat neznámé jevy za pomoci temné hmotyTemná hmota – hmota ve vesmíru nebaryonové povahy, která není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá gravitačnímu zákonu aplikovanému na viditelnou hmotu. Podle posledních odhadů na základě pozorování existuje ve vesmíru 5 % baryonové hmoty, 27 % temné hmoty a 68 % temné energie. Existuje několik hypotetických částic, které jsou vhodnými kandidáty na částice temné hmoty, dosud však nebyly objeveny. Termín „temná hmota“ zavedl v roce 1933 Fritz Zwicky, když zjistil, že se členové Kupy galaxií ve Vlasech Bereniky pohybují v průměru rychleji, než by odpovídalo gravitačním účinkům viditelné látky. Existují také teorie, které se pokoušejí vysvětlit rotační křivky galaxií a pohyby galaxií v kupách jiným způsobem než temnou hmotou. a temné energieTemná energie – entita zodpovědná za zrychlenou expanzi vesmíru, která byla objevena na konci roku 1998 (Saul Perlmutter, Adam Riess). Temná energie tvoří 68 % hmoty a energie ve vesmíru. Hustota temné energie je velmi málo proměnná v čase i v prostoru, pokud vůbec. Nejnadějnějším kandidátem na temnou energii je energie vakuových fluktuací.. Ono je to vlastně přirozené: pokud něčemu nerozumíme, pokoušíme se takový jev vysvětlit něčím jiným, co také nechápeme. A když to zavání mystičnem a tajemstvím, tak ještě lépe. V dnešním bulletinu se zaměříme na temné hvězdy, které obsahují temnou hmotu a mohly by objasnit nejen chování prvních hvězd, ale i podstatu přítomnosti obřích černých děr v jádrech galaxií. Některá z pozorování Dalekohledu Jamese WebbaJWST – James Webb Space Telescope, vesmírný dalekohled Jamese Webba, následovník Hubblova dalekohledu připravený třemi kosmickými agenturami: americkou NASA, evropskou ESA a kanadskou CSA. Dalekohled vynesla do vesmíru evropská nosná raketa Ariane na konci roku 2021. Je umístěn v Lagrangeově bodě L2 soustavy Země-Slunce. Průměr segmentovaného zrcadla je 6,5 m. Dalekohled je pojmenován po řediteli NASA, který Ameriku úspěšně dovedl k přistání na Měsíci. Dalekohled Jamese Webba je určený primárně pro pozorování v infračerveném oboru. minimálně této vizi neodporují. A co není zakázáno, je – alespoň v našich představách – povoleno.

Dalekohled Jamese Webba. Zdroj: NASA/JWST.

JWST – James Webb Space Telescope, vesmírný dalekohled Jamese Webba, následovník Hubblova dalekohledu připravený třemi kosmickými agenturami: americkou NASA, evropskou ESA a kanadskou CSA. Dalekohled vynesla do vesmíru evropská nosná raketa Ariane na konci roku 2021. Je umístěn v Lagrangeově bodě L2 soustavy Země-Slunce. Průměr segmentovaného zrcadla je 6,5 m. Dalekohled je pojmenován po řediteli NASA, který Ameriku úspěšně dovedl k přistání na Měsíci. Dalekohled Jamese Webba je určený primárně pro pozorování v infračerveném oboru. Temná hmota – hmota ve vesmíru nebaryonové povahy, která není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá gravitačnímu zákonu aplikovanému na viditelnou hmotu. Podle posledních odhadů na základě pozorování existuje ve vesmíru 5 % baryonové hmoty, 27 % temné hmoty a 68 % temné energie. Existuje několik hypotetických částic, které jsou vhodnými kandidáty na částice temné hmoty, dosud však nebyly objeveny. Termín „temná hmota“ zavedl v roce 1933 Fritz Zwicky, když zjistil, že se členové Kupy galaxií ve Vlasech Bereniky pohybují v průměru rychleji, než by odpovídalo gravitačním účinkům viditelné látky. Existují také teorie, které se pokoušejí vysvětlit rotační křivky galaxií a pohyby galaxií v kupách jiným způsobem než temnou hmotou. HUDF – Hubble Ultra Deep Field, snímek 11,5 čtverečných úhlových minut v souhvězdí Pece pořízený Hubblovým dalekohledem mezi 24. 9. 2003 a 16. 1. 2004, na němž je zachyceno zhruba 10 000 galaxií v nejrůznějších vývojových stádiích.

Temné hvězdy

Myšlenka existence temných hvězd pochází z roku 2007. Tehdy ji na svět přivedla trojice amerických fyziků: Douglas Spolyar, Katherine Freese a Paolo Gondolo. Temné hvězdy by měly obsahovat kromě normální atomární látky i podstatnou část temné hmotyTemná hmota – hmota ve vesmíru nebaryonové povahy, která není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá gravitačnímu zákonu aplikovanému na viditelnou hmotu. Podle posledních odhadů na základě pozorování existuje ve vesmíru 5 % baryonové hmoty, 27 % temné hmoty a 68 % temné energie. Existuje několik hypotetických částic, které jsou vhodnými kandidáty na částice temné hmoty, dosud však nebyly objeveny. Termín „temná hmota“ zavedl v roce 1933 Fritz Zwicky, když zjistil, že se členové Kupy galaxií ve Vlasech Bereniky pohybují v průměru rychleji, než by odpovídalo gravitačním účinkům viditelné látky. Existují také teorie, které se pokoušejí vysvětlit rotační křivky galaxií a pohyby galaxií v kupách jiným způsobem než temnou hmotou. a za jejich záření by mohl být odpovědný buď zcela, nebo jen částečně, ohřev látky způsobený temnou hmotou.

Tato myšlenka byla publikována v roce 2008 v prestižním americkém časopise Physical Review Letters. Otevřela diskuzi o tom, zda je termojaderná fúzeTermojaderná fúze – jaderná syntéza, při které se slučují lehčí prvky na prvky těžší a uvolňuje se energie. Jaderná fúze může probíhat tehdy, když jádra překonají odpudivé coulombovské síly a přiblíží se na dosah jaderných sil. K tomu je zapotřebí velkých tlaků a teplot. Přirozeným způsobem probíhá fúze v nitru hvězd. K praktickému využití na Zemi přicházejí v úvahu dvě reakce: slučování deuteria na helium nebo tritium a slučování tritia a deuteria na helium. jediným zdrojem energie hvězd. Alternativním zdrojem by mohl být ohřev látky temnou hmotou, k němuž může docházet hned několika způsoby. Prvním je obyčejná gravitační kontrakce, tentokrát temné hmoty, která s sebou gravitačně strhává ostatní látku a uvolněná potenciální energie se projeví jako teplo. Další možností je kinetický ohřev daný srážkami částic temné hmoty s běžnou látkou. Tyto srážky by měly podle našich představ probíhat pouze slabou interakcíSlabá interakce – interakce s konečným dosahem, který je přibližně 10^–17 m. Působí pouze na levotočivé kvarky a leptony. Polními částicemi jsou vektorové bosony W⁺, W⁻ a Z⁰ se spinem rovným jedné. Hmotnosti částic jsou v rozmezí (80÷90) GeV. Typickým slabým procesem je například beta rozpad neutronu. Teorie slabé interakce se nazývá kvantová flavourdynamika (QFD)., ale pokud by byly temné hvězdy velmi hmotné (autoři hovoří až o milionu Sluncí), mohl by být i takovýto mechanizmus životaschopný. Do třetice je tu dlouho diskutovaný fenomén anihilaceAnihilace – proces zániku částice a antičástice, při kterém se obě přemění na záření. O existenci antičástic poprvé teoreticky uvažoval Paul Adrien Maurice Dirac v roce 1928. částic temné hmoty. Pokud by byly částice temné hmoty samy sobě antičásticí, při jejich přímém střetu by došlo k anihilaci a vyzáření elektromagnetického kvanta, což by k ohřevu látky hvězdy bohatě stačilo. Jiní autoři uvažují o tom, že by temná hmota mohla obsahovat tzv. temné fotony a ty by opět mohly způsobit ohřev okolní atomární látky. Mechanizmů je tedy celá řada. Podotkněme, že o ohřevu temnou hmotou se neuvažuje jen u temných hvězd, ale některé vědecké skupiny ho považují za zdroj energie exoplanet, neutronových hvězd či dokonce plynu v mezihvězdném prostředí a tvrdí, že pro tuto hypotézu nalézají důkazy. Většinou jde ale jen o to, že experimenty jejich hypotéze neodporují, což rozhodně není důkaz, protože daný jev může být způsoben i jiným mechanizmem (z matematického hlediska jde o typickou záměnu ekvivalence a implikace: to, že jsme změřili, že objekt není zelený, není důkazem toho, že je červený). Některé studie se zabývají i opačným procesem – ohřevem temné hmoty, za který je zodpovědná obyčejná látka.

Temné hvězdy by podle autorů hypotézy mohly vznikat už v raném období vesmíru, kdy počáteční zhuštěniny plynu mohly obsahovat vysoké procento temné hmoty a nabalovat na sebe další temnou hmotu z okolí. Zárodky těchto prvních hvězd se mohly rozrůst do extrémní velikosti a dát vzniknout prvním temným hvězdám. Typická temná hvězda by se ve finále mohla stát objektem s hmotností milionu Sluncí, vyzařovat výkon miliardy Sluncí (temné hvězdy tedy vůbec nejsou temné), mít rozměry v desítkách astronomických jednotek a povrchovou teplotu řádově deset tisíc kelvinů. Mohlo by jít o novou fázi hvězdného vývoje alespoň některých hvězd. Obří temné hvězdy by také mohly posloužit jako zárodky černých děr, která nacházíme v jádrech téměř všech galaxií.

Umělecká vize temných hvězd. Zdroj: Astronomy/Roen Kelly, NSF.

Honba za nejvzdálenějšími objekty

Dívat se do nejvzdálenějších zákoutí vesmíru nám díky konečné rychlosti světla umožňuje pozorovat velmi mladé objekty raného vesmíru. K nejznámějším pozorovacím kampaním patří Hubblovo hluboké poleHDF I – Hubble Deep Field I. První ze série podrobných snímků malé části oblohy. Byl složen z 342 různých snímků pořízených HST v průběhu deseti dnů (18 až 28. 12. 1995 ) v souhvězdí Velké Medvědice. Doba expozice byla 15 až 40 minut. Snímky byly fotografovány v různých oborech spektra. Zobrazený výsek oblohy odpovídá velikostí malému penízku sledovanému ze vzdálenosti 25 m. Na snímcích bylo nalezeno 1 500 galaxií v různých stupních vývoje., které mělo řadu následovníků. U těchto snímků se na malém výseku oblohy, který je pozorován delší dobu, nacházejí až desetitisíce galaxií v nejrůznějších vývojových stádiích, včetně galaktických pulců – zárodků budoucích galaxií. Přímé zobrazení prvních hvězd je mimo možnosti stávající techniky. Zatím nejvzdálenější zobrazenou hvězdou je veleobr Ikaros, který byl pozorován v mateřské galaxii, z níž k nám světlo putovalo devět miliard roků. Šlo o pouhou chvilku, kdy byl obraz hvězdy náhodně zesílen gravitační čočkou – jednou z hvězd mezilehlé kupy, která zesílila signál faktorem 2000 (viz AB 28/2018).

Vzdálenosti objektů se zpravidla určují z jejich červeného kosmologického posuvuKosmologický posuv – posuv spektrálních čar k červenému konci spektra díky rozpínání vesmíru. Při rozpínání dochází nejen ke vzájemnému vzdalování galaxií, ale i k prodlužování vlnových délek záření. Spektrum vzdálených objektů ve vesmíru se tak jeví posunuté směrem k červené až infračervené oblasti. Kosmologický červený posuv je definován předpisem z = (λ − λ₀)/λ₀, kde λ₀ je vlnová délka spektrální čáry v okamžiku vyslání paprsku, λ je vlnová délka téže spektrální čáry v okamžiku zachycení paprsku. Malé kosmologické červené posuvy lze interpretovat pomocí Dopplerova jevu. U velkých posuvů závisí vzdálenost objektu na parametrech expanze vesmíru (Hubbleově konstantě, křivosti, procentuálním zastoupení temné energie atd.) a není jednoduché z naměřeného kosmologického posuvu vzdálenost přesně určit. Proto se většinou časové období udává pouze hodnotou naměřeného kosmologického posuvu.. Tato metoda je vynikající na středních kosmologických vzdálenostech. U extrémně vzdálených objektů (přes deset miliard světelných roků) závisí vypočtená vzdálenost velmi silně na použitém kosmologickém modelu. Proto se v odborných pracích většinou udává jen hodnota červeného kosmologického posuvu a nikoli přepočtená vzdálenost. V současnosti je nejlepším dalekohledem Vesmírný dalekohled Jamese WebbaJWST – James Webb Space Telescope, vesmírný dalekohled Jamese Webba, následovník Hubblova dalekohledu připravený třemi kosmickými agenturami: americkou NASA, evropskou ESA a kanadskou CSA. Dalekohled vynesla do vesmíru evropská nosná raketa Ariane na konci roku 2021. Je umístěn v Lagrangeově bodě L2 soustavy Země-Slunce. Průměr segmentovaného zrcadla je 6,5 m. Dalekohled je pojmenován po řediteli NASA, který Ameriku úspěšně dovedl k přistání na Měsíci. Dalekohled Jamese Webba je určený primárně pro pozorování v infračerveném oboru., který s přehledem pozoruje objekty s kosmologickým posuvem větším než deset. Navíc pozoruje v infračervené oblasti, což usnadňuje pozorování objektů, jejichž signál byl posunut k červenému konci spektra.

Extrémně vzdálené objekty jsou pozorovány mj. v rámci přehlídky JADES (JWST Advanced Deep Extragalactic Survey), která zobrazuje objekty z oblasti Hubblova ultrahlubokého poleHUDF – Hubble Ultra Deep Field, snímek 11,5 čtverečných úhlových minut v souhvězdí Pece pořízený Hubblovým dalekohledem mezi 24. 9. 2003 a 16. 1. 2004, na němž je zachyceno zhruba 10 000 galaxií v nejrůznějších vývojových stádiích. v souhvězdí Pece. A nejen zobrazuje, ale přístroje JWST pořizují i spektrum těchto extrémně vzdálených objektů, většinou zárodků budoucích galaxií. Na snímcích z dalekohledu Jamese Webba byly vytipovány tři objekty s kosmologickým posuvem mezi 11 a 14, které by nemusely být zárodky galaxií, ale obřími temnými hvězdami z počátečního období formování hvězd. Jejich katalogová čísla jsou: JADES-GS-z13-0, JADES-GS-z12-0, JADES-GS-z11-0.

Výseč oblohy pozorovaná v přehlídce JADES. Zdroj: NASA, JWST.

Někteří galaktičtí pulci nalezení v ultrahlubokém poli HUDF. Červené obdélníky jsou oblasti, z nichž JWST sbíral „světlo“ pro pořízení spekter. V oranžových obdélnících zpracovávala signál kamera ACS Hubblova dalekohledu. Zdroj: AA, ESO.

Mohly být první hvězdy temné?

Dataci vzniku prvních hvězd ve vesmíru známe dnes velmi přesně. V australském projektu EDGES vedeném Alanem Rogersem z MITMIT – Massachusetts Institute of Technology, prestižní americká univerzita v massachusettském Cambridge. Univerzita byla založena Williamem Bartonem Rogersem v roce 1861. Skládá se z pěti škol a jedné koleje. Přestože jde o soukromou univerzitu, je podporována i státem. Spravuje livingstonskou část detektoru LIGO. (viz AB 18/2018) byla detekována charakteristická absorpční čára vodíku na vlnové délce 21 cm (protažená červeným posuvem na hodnotu 3,84 metru), která vzniká ohřevem vodíkových oblaků prvními hvězdami. Z experimentu plyne, že první hvězdy vznikaly už v období 180 milionů roku po velkém třesku (ten trval pouhých 400 000 roků). To je v souladu s měřeními sondy PlanckPlanck – mikrovlnná observatoř evropské kosmické agentury ESA, která byla vynesena do vesmíru 14. května 2009. Byla určena k výzkumu fluktuací reliktního záření a monitorování vesmíru v mikrovlnné oblasti. Měla úhlovou rozlišovací schopnost 5′ a teplotní citlivost 2 μK. Oblohu snímkovala v devíti frekvenčních pásmech od 30 do 857 GHz (0,2 až 10 mm). Zrcadlo sondy mělo rozměry 1,9×1,5 m. Teplotu vysokofrekvenční části ohniska se podařilo po dobu dvou let udržet na extrémně nízké hodnotě 0,1 K. Činnost sondy byla ukončena v říjnu 2013., která zjistila, že v období 550 milionů roků už bylo ve vesmíru tak obrovské množství prvních hvězd, že dokázaly ionizovat okolní prostředí, a vzniklé plazma polarizovalo reliktní záření. Hmotnost těchto prvních hvězd se odhaduje řádově na 100 Sluncí.

Velkou výzvou pro Dalekohled Jamese Webba je tyto první hvězdy detekovat. Jeho schopnosti ale nestačí na přímou detekci, nicméně s využitím gravitačních čoček by se to mohlo podařit. Mezi prvními hvězdami mohly vznikat i temné hvězdy předpověděné v roce 2007 americkým týmem. Jejich hmotnost by ale podle výše popsané hypotézy měla být řádově až milion Sluncí, a možná i více, tedy srovnatelná s hmotností rodících se galaxií. Tým předpokládal, že by některé galaktické zárodky z přehlídky JADES nemusely být galaxiemi, ale hledanými temnými hvězdami. Vědecký tým stanovil tři základní kritéria, pomocí nichž by šly vytipovat temné hvězdy a snad i odlišit od galaktických pulců:

Na základě těchto kritérií byly v přehlídce JADES nalezeny tři objekty, které by mohly být hledanými temnými hvězdami (JADES-GS-z13-0, JADES-GS-z12-0, JADES-GS-z11-0). Nalezení objektů, které nejsou v rozporu s hypotézou temných hvězd, nicméně neznamená potvrzení, že jde opravdu o ně. Pokud další experimenty a analýzy nezvratně potvrdí, že tito tři kandidáti jsou skutečně temnými hvězdami, bude to znamenat velký posun v našich znalostech struktur v raném vesmíru.

Jsou tyto objekty temnými hvězdami? Na grafech je znázorněn výsledek tzv. χ² sta­tis­tic­kého testu hypotézy, že objekty nejsou rodícími se hvězdami, ale temnými hvězdami. Na svislé ose je jako parametr testu faktor zesílení signálu mezilehlou gravitační čočkou, na vodorovné ose červený kosmologický posuv. Uvažován je scénář záchytu temné hmoty objektem (nalevo) i scénář adiabatické kontrakce stávajícího shluku temné hmoty. Zdroj: [1].

Odkazy