JWST život ve vesmíru nenajde. Jeho nástupce možná

Kosmický dalekohled Jamese Webba je na cestě do libračního centra L2. Během cesty nelení, ale postupně se rozkládá. Poté bude muset být vychlazen a začne náročný proces kalibrace optického prvku dalekohledu i všech čtyř vědeckých přístrojů.

Někdy zhruba na konci června by mohla začít vědecká pozorování. 
Jedním z úkolů JWST je výzkum exoplanet, který najdeme také v programu DD-ERS (Director's Discretionary Early Release Science).

Jedná se o program JWST pro prvních pět měsíců vědeckých pozorování, který má ukázat schopnosti dalekohledu a pomoci astronomické komunitě s ním pracovat. Exoplanetám jsou věnovány dva ze třinácti programů DD-ERS, které nebyly vybrány náhodně. Zaměřují se totiž na dva klíčové způsoby, kterými bude JWST exoplanety zkoumat. 

Zatmění hvězdy 

První způsob předpokládá využití koronografů, které se nachází uvnitř přístrojů MIRI a NIRCam. Koronografy dokáží odstínit světlo hvězdy, takže můžeme pozorovat její jinak přezářené okolí. Bez nadsázky to lze přirovnat k úplnému zatmění Slunce, při kterém nám Měsíc odstíní sluneční kotouč, takže vidíme vnější atmosféru Slunce zvanou korona.

V případě cizích hvězd se JWST zaměří na protoplanetární disky u mladých hvězd, ze kterých vznikají planety a na samotné planety. Nepůjde však o žádnou revoluci. Oba typy objektů už nějaký ten pátek pozorujeme a to z vesmíru i ze Země – nedávno byly spuštěny dva kvalitní přístroje, které to mají v popisu práce. Na dalekohledu Gemini je to GPI (Gemini Planet Imager) a na VLT přístroj SPHERE. JWST ale vylepší naše možnosti.

Většina exoplanet byla objevena nepřímo na základě vlivu na mateřskou hvězdu. Selský rozum možná radí, že přímé zobrazení je lepší než změť bodů v grafu. Vždyť tu planetu vidíme! Ve skutečnosti tomu tak není. Oba přístupy mají své výhody a nevýhody.

U přímého zobrazení se hůře odhaduje hmotnost planety, která je závislá na jejím stáří (viz níže). Musíme se také ujistit, že to, co považujeme za planetu, není jen shluk prachu, případně vzdálená hvězda, která se náhodně promítá do blízkosti cílové hvězdy.

Přímým pozorováním se na druhou stranu lépe hledají planety na vzdálenějších drahách. Ideální je pak samozřejmě kombinace přímého a nepřímého pozorování. Jako vhodná se jeví astrometrie. Planeta svou gravitací ovlivní vlastní pohyb své hvězdy.

Astrometrii se věnuje evropská družice Gaia, ale je to běh na dlouhou trať. Přesto už před pár lety uveřejnili vědci astrometrické měření přímo pozorované planety Beta Pictoris b, které pomohlo upřesnit její hmotnost na 11 ± 2 Jupiterů.

Pro přímé pozorování exoplanet musí být dnes splněno několik podmínek:

• mateřská hvězda se musí nacházet blízko od nás (řádově desítky světelných let),
• planeta musí být hmotnější (násobky hmotnosti Jupiteru) a mladá (řádově miliony až desítky milionů let). Mladé planety po svém vzniku vyzařují větší množství záření,
• planeta musí obíhat dál od své hvězdy, jinak bude koronografem odstíněna i ona nebo se ztratí v záři hvězdy. Proto se také metoda hodí jako doplněk k nepřímým metodám, které jsou naopak citlivé na planety, které se pohybují blízko svých hvězd.

Co dokáže JWST? Uvidíme. Obecně by však měl posunout hranice toho, co dokážeme. Nacházet méně hmotné planety s menší separací u většího počtu typů hvězd. 

Dokáže třeba najít planety u mladých červených trpaslíků (pod 100 milionů let). Vezměme si například 100 milionů let starého červeného trpaslíka, který se nachází 10 parseků (36 světelných let) od nás. JWST dokáže najít planetu o hmotnosti Jupiteru ve vzdálenosti 1 vteřiny (v tomto případě asi 10 AU). 

Kromě samotného pozorování bude JWST schopen také měřit spektra daných planet.

Otisky planetárních prstů

Od mladých planet k těm normálnějším. Druhou parketou JWST bude transmisní spektroskopie. V tomto případě se JWST zaměří na již objevené planety, které nevidíme, ale pozorujeme jejich přechody (tranzity) před mateřskou hvězdou.

Během tranzitu jasnost hvězdy poklesne, ale JWST bude zajímat něco jiného – spektrum. Bude pozorovat spektrum hvězdy, ve kterém atmosféra planety zanechá svůj otisk. Pokud totiž pozorujeme spektrum hvězdy v době, kdy před ní planeta přechází, projde část světla hvězdy atmosférou planety. 
Také tato metoda už existuje a využívá se, ale JWST ji opět posune dál.

Pozorování tranzitů není jen o transmisní spektroskopii. Přestože planety nevidíme, můžeme pozorovat jejich fáze. Jak planeta obíhá, přichází k nám od ní různé množství záření. Při tranzitu pozorujeme noční stranu planety. Po tranzitu se zvětšuje osvětlená část planety a před tím, než zmizí za hvězdou, pozorujeme denní stranu. Je tak možné třeba sestavit teplotní mapu planety, prozkoumat rozdíl mezi denní a noční stranou apod. Foto: NASA, ESA, CSA, Dani Player (STScI)

Nepředstavujme si to však tak, že se JWST podívá na hvězdu a vypadne periodická soustava prvků. Ve skutečnosti je to mnohem těžší. 

Planeta musí vykonávat tranzity. Výkonnost JWST je v tomto případě vedlejší. Jde o matematiku. Pravděpodobnost tranzitu závisí na velikostí hvězdy a vzdálenosti planety od ní. Proto se nejlépe hledají planety u červených trpaslíků, které obíhají velmi blízko, ale vzhledem k tomu, že jsou tyto hvězdy chladnější než Slunce, mohou být na povrchu planety podmínky vhodné k životu.

Vhodné jsou blízké hvězdy. Nejde přímo o vzdálenost jako spíše o jasnost hvězdy.  Velký průlom v objevování tranzitujících planet udělal dalekohled Kepler po svém startu v roce 2009. V rámci hlavní mise se však díval na jedno místo na obloze a většina jeho úlovků je příliš daleko. Cíle pro JWST našel Kepler až v rámci prodloužené mise K2. Další cíle dodá družice TESS, pozemské dalekohledy apod.

Největším problémem však je, že zejména u menších planet nebude stačit pozorovat jeden přechod. Musíme jich pozorovat více a ani to nemusí stačit. 
Studií, které se věnují transmisní spektroskopii s JWST, vyšlo bezpočet. Snaží se simulovat schopnosti JWST. Na reálné výsledky si ale musíme samozřejmě počkat.

Podle některých studií [1, 2] bude velmi obtížné, ne-li dokonce nemožné detekovat vodu v atmosféře menších planet v obyvatelné oblasti. V lepším případě by k tomu bylo potřeba pozorovat stovky tranzitů, v tom horším by to nešlo vůbec. Důvodem jsou očekávané mraky i to, že se voda bude nacházet v nižších vrstvách atmosféry.

Jiné studie jsou optimističtější. Pomoci by mohla CIA (Collision-induced absorptions). Když se molekuly kyslíku srazí mezi sebou nebo s jinými molekulami v atmosféře exoplanety, energie z kolize uvede molekulu kyslíku do zvláštního stavu, který mu dočasně umožní absorbovat infračervené světlo.

V tomto případě infračervené světlo s vlnovou délkou 6,4 mikrometru. JWST by ho mohl detekovat. Podobná metoda by měla umožnit detekovat úroveň kyslíku, která je v zemské atmosféře, ale spíše jen u hrstky nejbližších exoplanet.

JWST se nepochybně podívá na některé z exoplanet u hvězdy TRAPPIST-1. Celkem jich je sedm a tranzity jim zaberou od 36 po 77 minut. Podle studie může u exoplanet u TRAPPIST-1 stačit pozorovat 2 až 15 tranzitů. Tato pozorování mohou být použita k diagnostice přítomnosti atmosféry a v některých případech k rozlišení různých věrohodných složení atmosféry. Pokud se v atmosféře nachází aerosoly podobné atmosféře Venuše, bude detekce atmosféry výrazně složitější.

Astronomům nyní nejde jen o přímé odhalení biomarkerů (komponent, které samy o sobě moc neznamenají, ale jejich kombinace může ukázat na přítomnost života – tedy kyslík, voda, metan atd.). Jejich pozorování bude těžké až nemožné. Jde také o historii. Většina potenciálně obyvatelných exoplanet se nachází u červených trpaslíků. Jedná se také o nejpočetnější skupinu hvězd v Galaxii.

Červení trpaslíci však zejména ve svém mládí vyzařují mnoho škodlivého záření, které může atmosféry obyvatelných planet zničit. Znalost složení atmosfér těchto světů nám tak ukáže, jak velkou pozornost máme planetám u červených trpaslíků dále věnovat.

Mimochodem, zajímavou alternativou je průzkum exoplanet tranzitujících před bílým trpaslíkem (malým pozůstatkem po hvězdě typu Slunce). Podobné tranzity trvají jen pár minut a zakryjí celého nebo téměř celého trpaslíka. Zatím jich ale moc neznáme. 

Nástupce

Už jsme uvedli, že pravděpodobnost tranzitu je závislá na vzdálenosti planety od ní. Je tedy technicky obtížné tuto metodu posunou třeba k pozorování tranzitů planet o velikosti Země, které obíhají 1 AU od hvězdy typu Slunce. Pro průzkum podobných planet bude vhodnější přímé pozorování.

JWST má průměr zrcadla 6,5 metru. V roce 2015 vyšla studie, která popisovala schopnosti a potřeby jeho nástupce. Tehdy byl nástupce JWST označován jako HDST (High-Definition Space Telescope). Podobný dalekohled by pomoci koronografu dokázal pozorovat u hvězdy typu Slunce ve vzdálenosti 40 světelných let „kopii“ Sluneční soustavy.

Tedy planety u starší hvězdy. Merkur by neviděl, je moc blízko Slunce, ale Venuši a samozřejmě také Zemi ano. HDST by však potřeboval zrcadlo o průměru 12 metrů.

Později byly návrhy rozpracovány v rámci zprávy o dalekohledu LUVOIR (Large Ultraviolet Optical Infrared Surveyor). Jedná se o dalekohled, který by měl z hlediska spektrálního oboru blíže k Hubbleově dalekohledu. Kromě infračerveného spektra by pracoval také s viditelným a ultrafialovým. 

Existují dva koncepty:

LUVOIR-A (dříve High Definition Space Telescope, HDST ) by měl průměr 15 metrů. Jeho primární zrcadlo by se skládalo ze 120 segmentů.

LUVOIR-B (dříve Advanced Technology Large-Aperture Space Telescope, ATLAST) by měl průměr 8 metrů a jeho zrcadlo by bylo složené z 55 segmentů.

LUVOIR by byl mimo jiné vybaven interním koronografem nazvaným ECLIPS, který by umožňoval přímé pozorování exoplanet podobných Zemi.

Počty planet, které by mohl dalekohled LUVOIR najít. Foto: C. Stark (STScI) / J. Friedlander (NASA GSFC)

V případě LUVOIR B se diskutuje také o možnosti starshade – clony ve tvaru květiny, která by se nacházela v kosmickém prostoru před dalekohledem a zastínila vzdálenou hvězdu. Dříve se očekávalo, že by musela být příliš velká, ale ukazuje se, že díky posunu pozorování do UV části spektra by stačil průměr asi 70 metrů. Seřídit v kosmickém prostoru dva samostatně letící objekty do „koronografické dokonalosti“ však stále představuje velkou výzvu.

Kromě přímého zobrazení by měl LUVOIR pozorovat exoplanety také transmisní spektroskopií. Metodu samozřejmě nelze úplně zahodit, protože přímé pozorování například obyvatelných planet u červených trpaslíků bude s ohledem na jejich malou vzdálenost od hvězdy nemožné. Schopnosti LUVOIR budou samozřejmě i v tomto větší než v případě JWST. Bude mít mnohem větší šanci odhalit klíčové prvky a sloučeniny v atmosféře potenciálně obyvatelné planety.

Počítá se s roboty opraváři

LUVOIR by se mohl věnovat také astrometrii, o které už byla řeč. Astrometrie může upřesnit oběžnou dráhu planety a zjistit její hmotnost. LUVOIR by měl dokázat takto pozorovat i planety o hmotnosti Země. 

Zmínili jsme, že to je běh na dlouhou trať. Nejen z tohoto důvodu bude vhodné, když bude dalekohled pracovat co nejdéle (očekává se, že JWST bude pracovat nejméně 10 let).

Prodloužit životnost mají servisní opravy, na které jsme byli zvyklí u Hubbleova dalekohledu a v případě JWST se s nimi nepočítá. LUVOIR však bude na servisní opravy připraven. Do L2 se za ním nevydají astronauti ale spíše roboti.

Dalekohled lze rozdělit na mnoho částí. U každé bude potřeba zvážit, zda má výměna smysl a zda je technicky proveditelná. Například doplnění paliva je logická a už dnes proveditelná operace. Vyměnit lze také gyroskopy nebo třeba vědecké přístroje (u kterých může upgrade zlepšit schopnosti dalekohledu).

Dále solární panely, hvězdné sledovače, komunikační nebo elektronické systémy apod. Například výměna segmentů primárního zrcadla by byla složitá. Muselo by se měnit spíše celé zrcadlo. Stejně tak výměna sluneční clony apod.