Kosmické „ohnivé koule“

John Nousek: Od vypuštění družice SWIFT už uplynulo zhruba pět let a během těchto pěti let jsme uskutečňovali nejen náš původní program, jehož náplní bylo první dva roky studovat záblesky záření gama, ale rozšířili jsme ho a nyní studujeme také mnoho dalších astronomických jevů a objektů. Cílem projektu SWIFT bylo, abychom měli k dispozici úplně novou observatoř pro zaznamenávání záblesků záření gama – což jsou jasné výbuchy záření gama – přicházejících z extrémně vzdálených míst ve vesmíru. V uplynulém roce jsme našli záblesk vzdálený dokonce 13 miliard světelných let – k velkému třesku přitom došlo před 13,6 miliardy roků – čili jsme se tímto dostali na více než 90 procent cesty zpět k velkému třesku.

Jana Olivová: Co astrofyzikové hledáním záblesků gama sledují? Co se chtějí dozvědět?

J. N.: Snažili jsme se o několik věcí: chtěli jsme zjistit krátké záblesky záření gama a co je způsobuje. Krátké záblesky záření gama, tedy ty, které trvají méně než 2 sekundy, jsou tak rychlé, že jsme před vypuštěním družice SWIFT nikdy nedokázali určit nic jiného než emise záření gama, protože v okamžiku, kdy se tím směrem otočily jiné dalekohledy, už byly pryč. SWIFT ale teď už našel a identifikoval 46 krátkých záblesků záření gama i na jiných vlnových délkách – v oblasti rentgenového a optického záření, a dokonce i v oblasti rádiových vln. To je skutečně důležitý objev této družice. Další z významných objevů je měření velmi vzdálených záblesků záření gama. A tak jsme objevili, jak už jsem říkal, rekordmana. Jeho červený posuv ukazuje, že je vzdálený 13 miliard světelných let. Našli jsme ale také asi 8 záblesků, jejichž červený posuv svědčí o tom, že jsou od nás tak daleko, že k nám jejich záření letělo po dobou představující 80 a více procent stáří vesmíru. Zaznamenali jsme však také některé velmi blízké záblesky záření gama.

J. O.: Co tedy vědci pomocí družice SWIFT už v tomto ohledu zjistili?

J. N.: Před vypuštěním SWIFT se vědělo, že některé záblesky gama souvisí se supernovami. Supernova je výbuch velmi hmotné hvězdy, která se gravitačně hroutí, a přitom dojde k obrovské explozi – a třebaže se jasnost vybuchující hvězdy na krátkou dobu mimořádně zvýší, není tak jasná jako záblesk záření gama. Velmi vzdálené záblesky záření gama tedy nejsou důsledkem výbuchu supernovy jako ty bližší, a už jsme jich několik takových zaznamenali. V tyto objevy jsme však tak trochu doufali. Pak jsme učinili další, které jsme tolik nečekali. Jedním z poznatků bylo, že SWIFT se velice hodí nejen pro studium záblesků záření gama, ale i pro výzkum normálních supernov. Před SWIFT byly v ultrafialovém oboru zkoumány pouze tři supernovy. Významné výzkumy se zabývaly tím, jak se příslušné hvězdy zjasňují, pak jejich jas dosahuje vrcholu a poté zase pohasínají. Už jsme studovali asi 88 případů, skoro stovku. Nyní je dělíme na podkategorie, které jsou pečlivě prozkoumané. Jeden standardní typ supernov využíváme k měření tvaru a stavby prostoročasu ve vztahu k rozpínání vesmíru. Dnes už totiž víme, že existuje temná nebo skrytá energie, která rozpínání vesmíru dál urychluje. Dokázali jsme pozorovat mnoho neobvyklých proměnných objektů. Patří mezi ně například supernovy, jaké studovali v 16. a 17. století Tycho Brahe nebo Kepler. Stále se snažíme přesně poznat, co se s těmito objekty děje. Konkrétně víme, že sestávají ze dvou hvězd: jedna je velmi kompaktní, obvykle bílý trpaslík, a druhá je normální hvězda. Plyn proudící z normální hvězdy na bílého trpaslíka se tam hromadí a po překročení určité meze dojde ke gravitačnímu kolapsu a k obrovskému výbuchu. My jsme však zjistili, že může dojít k trvalejšímu termojadernému spalování na povrchu bílého trpaslíka – což je nový jev – a SWIFT provedl jedno z nejlepších pozorování tohoto fenoménu: totiž aby bylo možné ho pozorovat, musíte dokázat sledovat stejný cíl znovu a znovu po dobu jednoho nebo dvou měsíců. Většina skutečně velkých družic nemá čas se na jeden objekt zaměřovat dva měsíce. SWIFT se tam může dívat opakovaně – je tak rychlý, že se může vracet k mnoha a mnoha různým cílům – můžeme tudíž dělat věci, které jiné satelity nedokáží. Mohl bych uvést ještě další příklady.

J. O.: Zmiňoval jste se o tom, že jste pozorovali zatím nejvzdálenější záblesk záření gama ve vesmíru. Došlo k němu, když byl vesmír starý jen nějakých 600 milionů let. Vědí vědci, co mohlo být zdrojem tohoto gama záblesku? Co vypovídá o této etapě vývoje vesmíru?

J. N.: Z objevu vzdáleného záblesku záření gama jsme zjistili dvě věci. Především: už v tak vzdálené minulosti existovala hvězda, což není samozřejmé, protože podle našich představ tvoří vesmír krátce po velkém třesku ionizovaný plyn, který je rovnoměrně rozprostřený. Víme to, můžeme to fakticky i měřit. Je skutečně velmi, velmi homogenní. Ve žhavém velkém třesku není mnoho prostoru pro to, čemu říkáme hustotní nehomogenity – jinými slovy místa buď hustější, nebo méně hustá, než je průměr. Existence hvězdy v této době je tedy vzrušující: hvězda už mohla projít procesem formování – což je moc zajímavé. Druhá důležitá věc je, že když zkoumáme záření z této hvězdy, zejména ve viditelném světle a pak v infračerveném oboru spektra, můžeme sledovat, jaké bylo chemické složení plynu kolem tohoto objektu – nebo jaké je mezi námi a tímto objektem. To nám umožňuje ukázat, jak vznikly důležité prvky, jako uhlík, kyslík a dusík, a kdy vznikly. Ve svých teoriích totiž předpokládáme, že po velkém třesku vznikly pouze vodík a helium. My – lidé – se ale neskládáme z helia a nejsme složeni ani z čistého vodíku. Chceme se proto dozvědět, kdy se vytvořily podmínky, které umožnily existenci Země a lidí a všech ostatních věcí. Potřebujeme pochopit, jak se vesmír velkého třesku změnil ve vesmír, jaký známe dnes, v němž jsou hvězdy, galaxie a především lidé. Najít jakékoli předběžné informace je tedy velice zajímavé, protože nám téměř překvapivě ukazují, že 600 milionů let po velkém třesku už byly v našem vesmíru uhlík, dusík a kyslík. A to je velmi vzrušující.

J. O.: Uvedl jste, že existuje několik typů záblesků záření gama – znají vědci zdroje všech těchto typů?

J. N.: Jedním slovem – nikoliv. Podrobněji řečeno: rozumíme tomu, co bych označil za symptom záblesků záření gama, ale nijak zvlášť dobře nerozumíme příčině těchto symptomů. Nejlepší teorie vysvětlující, co o gama záblescích víme, se nazývá teorie kosmické ohnivé koule. Pracuje se na mnoha dalších, ale dva autoři této teorie – Peter Mészáros, který je na mé Pensylvánské státní univerzsitě, a britský královský astronom sir Martin Rees – říkají, že světlo přicházející k nám ze záblesku záření gama se dá vysvětlit určitým druhem výbuchu kosmické ohnivé koule. Na tomto základě pak docela dobře vysvětlují to, co pozorujeme, z hlediska částic urychlených na rychlosti nesmírně blízké rychlosti světla. Nic – žádná hmota – nemůže letět rychleji než světlo, ale pokud ji víc a víc urychlujete, můžete se k této rychlosti dostat velmi, velmi blízko. Dané částice jsou rychlosti světla tak blízko, že se jejich hmota-energie zvyšuje 100krát a možná dokonce 1000krát v porovnání s tím, jakou by měly v klidovém stavu. V důsledku toho vznikají charakteristické symptomy, které pozorujeme. Tyto symptomy tedy dokážeme vysvětlit, dokážeme objasnit děje, k nimž dochází po záblesku záření gama. Podle mého názoru však panuje daleko méně jistoty ohledně toho, co způsobilo onen prvotní záblesk záření gama. Dvě nejčastější teorie znějí následovně: Podle jedné záblesk záření gama vzniká, když vybuchne zvláštní typ supernovy. A jak už jsem uvedl dříve, SWIFT a další observatoře rozpoznaly, že alespoň některé záblesky záření gama skutečně souvisí se supernovami. Už zesnulý Bohdan Paczyński, který působil na Princetonské univerzitě, předpověděl, že to bude zvláštní typ supernovy zvaný hypernova. Většina supernov – zejména ty, které vznikají z velkých hvězd – má hmotnosti kolem 8 hmotností Slunce. On však vyslovil domněnku, že pokud budeme mít hvězdu, jejíž hmotnost bude 20krát až 30krát větší než hmotnost našeho Slunce, může dojít k jinému typu exploze zvanému hypernova. Modelování této situace ukázalo, že je to dost dobře možné. Máme proto za to, že určité záblesky záření gama pocházejí z těchto výbuchů zvláštního druhu. Pravděpodobně při nich vznikají tzv. dlouhé záblesky záření gama, to znamená ty, které trvají více než 2 sekundy a které byly zjištěny už před vypuštěním družice SWIFT. Modely pro krátké záblesky záření gama jsou ještě obtížnější. Spekuluje se však o tom, že pocházejí z dvojhvězd, jejichž obě složky jsou zhroucené hvězdy, především neutronové hvězdy. Pokud obíhají kolem společného těžiště, sdílejí společný pohyb, nakonec – vzhledem k vyzařování gravitační energie ve formě gravitačního záření – se vzájemně po spirále stále víc a víc přibližují, a když jsou dostatečně blízko, srazí se, splynou, zhroutí se a vytvoří jednu černou díru. Přitom vydají záblesk záření gama. Je to zřejmě krátký záblesk, trvající kratší dobu, protože každé z obou těchto těles má v průměru jen asi 10 km, zatímco obří hvězdy jsou daleko větší – a proto i trvání záblesku z nich je delší. Já si však myslím, že zatím nemáme pro tyto domněnky žádný jiný důkaz kromě souvislosti mezi supernovou a záblesky záření gama.

J. O.: Doufáte tedy, že nová plánovaná mezinárodní rentgenová observatoř bude moci dát na některé z těchto otázek odpověď?

J. N.: Ano, jistě. Abych vám přiblížil rozdíl v měřítku: rentgenový dalekohled na družici SWIFT má jen 100 cm². Rentgenový dalekohled na IXO – Mezinárodní rentgenové observatoři – bude mít 3 m². To je obrovský rozdíl ve velikosti a v důsledku toho bude moci IXO detekovat daleko více rentgenového záření. Velkou výhodou SWIFT je jeho velmi rychlá reakce – takže u objektu, který se zjasní jen na krátkou chvíli, může dané jevy pozorovat, ovšem jde do velké míry jen o jejich objev sám – o záležitost rychlé reakce. IXO však dokáže shromáždit dostatek fotonů, takže u těch vzdálených objektů – dokonce i když nevydávají záblesky – pak dokážeme skutečně měřit spektrum. Spektrum je přitom velice důležité, protože jeho pomocí měříme červený posuv, z něhož poznáme, jak vzdálený je daný objekt, také zjišťujeme jeho chemické složení a měříme fyzikální vlastnosti těchto objektů. A proto si myslím, že bude velice důležité postavit IXO. Jde o mezinárodní spolupráci mezi americkou NASA, Evropskou kosmickou agenturou ESA a japonskou kosmickou agenturou JAXA. Zatím ještě nebylo pevně stanoveno, kdy na něm budeme moci pracovat. Jak v Evropě, tak v USA se posuzují politické aspekty a ekonomické náklady této mise, ale já pevně doufám, že se s prací začne – a pokud se to uskuteční, možná že budeme moci tuto observatoř vypustit už v roce 2021.

J. O.: Vraťme se ke SWIFT: Má nějaké nedostatky, kterým byste se chtěli vyhnout u příští generace takovýchto observatoří?

J. N.: SWIFT byl postaven s velmi omezeným rozpočtem. Nebylo to sice málo, stál zaokrouhleně čtvrt miliardy dolarů, ale z toho důvodu jsme do něho nemohli dát vše, co bychom si představovali. Největší omezení družice SWIFT spočívá v tom, že nepracuje v infračerveném oboru. Máme na ní tři různé přístroje. Jedním je přístroj pro zjišťování záblesků záření gama, který samozřejmě pracuje v oboru záření gama. Druhým je rentgenový teleskop, který pořizuje kvalitní snímky v rentgenovém oboru spektra, a dalším je ultrafialový a optický teleskop. Můžeme proto sledovat objekty od vlnových délek zhruba 650 nanometrů až po rentgenové záření o energiích 150 keV. Je to tedy velmi široký vlnový rozsah, mnoho řádů. Vynechává však jedno klíčové měření, a to infračervenou část spektra. Její velký význam souvisí s tím, že světlo ve vesmíru je velmi silně pohlcováno vodíkem – a vodík se vyskytuje prakticky všude. Normálně pohlcuje světlo na vlnové délce kolem 122 nm, ovšem u velmi vzdálených objektů dojde u vodíku k červenému posuvu do mnohem delších vlnových délek, takže se ze 122 nm dostane někam k 1200 nm. A to už není ani ultrafialové, ani optické záření, ale dostáváme se do infračervených vlnových délek. Takovýto záblesk by tedy snadno zpozoroval infračervený teleskop, ale pro SWIFT je naprosto neviditelný. Vůbec ho proto nemůžeme zaznamenat. Můžeme pouze říct: viděli jsme záblesk záření gama, viděli jsme rentgenový zdroj, ale nevidíme žádné viditelné světlo. To znamená, že mnoho záblesků, které SWIFT objevil a které mohly být velmi vzdálené, fakticky jako vzdálené nerozpoznáme. To bych měl objasnit: skutečnost, že nepozorujeme viditelné záření, může mít mnoho jiných příčin než jen velkou vzdálenost. Může být také potlačeno maličkými zrníčky prachu, kterého je ve vesmíru velké množství. Záblesk záření gama, který vzplane v oblasti, kde je prachu hodně, by také nebyl vidět. Je též možné, že některá vzplanutí záření gama mohou mít i jiné účinky, například silná magnetická pole, která by potlačila emisi záření v optickém oboru spektra – tedy viditelné světlo. Záblesky záření gama s velkým červeným posuvem se proto velmi obtížně studují.

Já osobně jsem pracoval v týmu, který by si přál vypuštění další malé družice, fakticky ještě menší než SWIFT, jež by kombinovala rentgenový detektor a infračervený detektor. Podobně jako teď SWIFT by hrála roli spíš jakéhosi průkopníka, průzkumníka, který by zjišťoval, nakolik je to praktické. Je daleko lacinější než IXO, který by mohl stát v přepočtu kolem dvou miliard dolarů. Typ družice, kterou mám na mysli, by stál asi 100 milionů dolarů nebo o něco málo víc. Chtěli bychom proto získat souhlas NASA s její výrobou a spolu s několika kolegy v Evropě pracujeme na jejím návrhu. Kdybych tedy mohl vylepšit SWIFT, toto by byla jedna oblast, na kterou bych se zaměřil. Chci ale zdůraznit následující fakt: SWIFT stále pracuje skvěle a rádi bychom ho udrželi v činnosti i dál. Je pořád výborný, velmi užitečný, ještě udělá hodně objevů – a je i skvěle zkonstruován: není tam nic, co se spotřebovává a opotřebovává. Dokud tedy bude svítit Slunce a udržovat sluneční panely v chodu a dokud se na této observatoři nic neporouchá – což se může stát vždycky –, doufáme, že dokážeme SWIFT provozovat ještě řadu let.