M1 - Krabí mlhovina

Na místě dnešní Krabí mlhoviny se ještě před 7 300 lety nacházela vcelku všední, i když velká hvězda, o hmotnosti asi desetkrát větší než Slunce. Život této hvězdy se však chýlil ke konci. Zásoby jaderného paliva, díky kterým jasně zářila po dlouhé miliony let, byly vyčerpány. Dostatečně hmotné hvězdy v takovém případě zakončí své aktivní působení obrovskou explozí, jednou z největších, k jakým v současnosti ve vesmíru dochází. Velká část původní hmoty hvězdy je výbuchem supernovy rozmetána do okolí a vytvoří půvabnou, ale vzhledem k měřítkům vesmíru velmi pomíjivou mlhovinu. Jádro hvězdy, stále ještě těžší než naše Slunce, se zhroutí do objektu nanejvýš 30 km velkého.

K tomuto zde došlo již před více než sedmi tisíci lety. U nás na Zemi o tom ale až do čtvrtého července roku 1054 neměl nikdo nejmenší tušení. Teprve tehdy k nám dorazily po dlouhé pouti pustým mezihvězdným prostorem s touto žhavou novinkou první částice světla. Na Zemi se mezitím vystřídalo na tři sta generací, rychleji to však prostě stihnout nešlo. Nikdo ale nemusel být zklamaný. Podle záznamů v čínských kronikách byla supernova při svém maximu jasnější než kterýkoli objekt noční oblohy s výjimkou Měsíce, za plného denního světla byla viditelná po dobu 23 dní, a v noci pak téměř dva roky.

I dnes v dalekohledu vidíme Krabí mlhovinu sedmkrát mladší, než ve skutečnosti je. V dalším textu tedy znamená "v současnosti" dobu asi 955 let po výbuchu supernovy. Právě takovou Krabí mlhovinu totiž můžete při troše štěstí vidět třeba příští pondělí na bráně Matky Boží v Jihlavě. Ti trpěliví z nás mohou počkat dalších 6 300 let, a dozví se, jak vypadala roku 2009.

Mimo Číňanů pozorovali supernovu i lidé v jiných částech světa. Potvrzeno to je v případě Japonců, Arabů a patrně i domorodých obyvatel Severní Ameriky. O pozorování z Evropy se ale žádný záznam nedochoval. Samotná mlhovina byla na tomto místě objevena až po sedmi stoletích. Britský fyzik a amatérský astronom John Bevis ji našel roku 1731 a zanesl ji do svého atlasu Uranographia Britannica. Roku 1758 nezávisle na něm pozoroval mlhovinu i Charles Messier, když pátral po Halleyově kometě, jejíž návrat v tomto roce byl předpovězen. Vzhledem se mlhovina kometě nápadně podobala.

Pozorování z roku 1758 Messiera inspirovalo k vytvoření katalogu mlhovin s přesně určenou polohou každého objektu. Slovo mlhovina mělo tehdy mnohem širší význam a označovaly se jím objekty svojí skutečnou podstatou velice rozdílné (hvězdokupy, galaxie atd.), jejichž rozdílná fyzikální povaha ale nebyla známa, neboť v tehdejších dalekohledech vypadaly prostě jako mlhavé obláčky. Podobně vypadají i komety, kometa se však oproti hvězdnému pozadí hýbe, toto lze však odhalit až pozorováním v průběhu několika nocí.

Messier chtěl vytvořením katalogu především zabránit běžným záměnám komet za stále stejné mlhoviny. Messierův katalog byl poprvé vydán roku 1771. Jeho nejnovější verze obsahuje celkem 110 objektů vzdáleného vesmíru, o dalších si něco řekneme příště. Krabí mlhovina má v katalogu pochopitelně číslo 1. Přes všechnu Messierovu snahu ale k záměnám Krabí mlhoviny a Halleyovy komety docházelo i při jejím dalším návratu v roce 1835.

V současnosti má Krabí mlhovina průměr už 13 světelných let a stále se rozpíná rychlostí asi 1 500 km za sekundu. Materiál mlhoviny má teplotu obvykle mezi 11 000 a 18 000 K a hustotu asi 1 300 částic v 1 cm³. Skládá se převážně z ionizovaných atomů vodíku a hélia, ale i řady těžších prvků například: uhlíku, dusíku, kyslíku, neonu, síry a železa. Chemické prvky těžší než vodík a hélium jsou ve vesmíru vzácné, ale právě z takových atomů je převážně složena naše planeta i vše živé na ní. Tyto prvky vznikají právě ve hvězdách a díky supernovám jsou rozšiřovány po celé Galaxii. Je proto možné, že i zásluhou Krabí mlhoviny někdy někde vznikne život podobný tomu na Zemi.

V nitru Krabí mlhoviny se nachází pozůstatek původní hvězdy, která celou mlhovinu vytvořila. Gravitace, která již nebyla kompenzována tlakem záření, stlačila hmotu dvou Sluncí do objektu jen několik desítek kilometrů velkého. Dokonce i elektrony byly zatlačeny až do atomových jader. Tento bizardní objekt je proto tvořen převážně neutrony natěsnanými jeden na druhého. Hustota neutronové hvězdy je nepředstavitelná, padesátibilionkrát větší než hustota olova, a dokonce větší než hustota jádra atomu. Neutronové hvězdy se rovněž vyznačují velice rychlou rotací, ta uprostřed Krabí mlhoviny se otočí kolem své osy třicetkrát každou sekundu.

Neutronová hvězda má velmi silné magnetické pole a z oblastí magnetických pólů, tedy ve dvou protilehlých směrech, vyzařuje intenzivní elektromagnetické záření všech vlnových délek. Díky rotaci hvězdy opisují tyto paprsky kuželovou plochu. Někdy se Země nachází ve směru, kam při každé otáčce neutronové hvězdy na čas dopadne tento paprsek. Zdá se nám potom, že hvězda jakoby bliká, krátce a velmi pravidelně pulsuje s periodou odpovídající době rotace kolem osy, tedy asi třicetkrát za sekundu. Takovým objektům se říká pulsary. Po objevu prvního pulsaru v roce 1967 se objevily spekulace, zda nejde o umělý vysílač nějaké vyspělé mimozemské civilizace. Objev pulsaru v Krabí mlhovině pak přinesl silný argument, že tato zvláštní tělesa vznikají přirozeně po výbuchu supernovy.

Silné magnetické pole rychle rotující neutronové hvězdy urychluje nabité částice téměř na rychlost světla. Elektrony jsou nuceny se pochybovat po zakřivených drahách a vydávají přitom takzvané synchrotronové záření (synchrotron je typem částicového urychlovače). Synchrotronové záření v celém oboru elektromagnetického spektra od rádiových vln po záření gama tvoří většinu celkového toku energie z mlhoviny. Nejintenzivnější je v rentgenovém oboru, mlhovina v něm ve skutečnosti září asi stokrát intenzivněji než ve viditelném světle. Krabí mlhovina, obzvláště pak její centrální část, je jedním z nejsilnějších zdrojů rádiového (označení zdroje Taurus A), rentgenového (Taurus X-1) a gama záření na celé hvězdné obloze.

Celková energie vyzařovaná mlhovinou odpovídá téměř 100 000 Sluncí. Děje se tak na úkor rotační energie centrálního pulsaru, jehož perioda se dnes zpomaluje o asi 38 ns denně. To se nemusí zdát mnoho, ale stačilo to k prodloužení rotační doby pulsaru z přibližně 19 ms v době vzniku na dnešních 33 ms. Téměř dvojnásobně za necelých tisíc let! Za pouhých 9 000 let klesne kvůli dalšímu zpomalení rotace pulsaru zářivost mlhoviny na pouhé jedno procento dnešní hodnoty. Mimo postupného plynulého zpomalování jsou jednou za několik let pozorovány i náhlé skokové změny rotační periody této velmi mladé neutronové hvězdy. Pravděpodobně jsou způsobeny změnami její vnitřní struktury, tím, že si tisíc let po výbuchu hmota hvězdy stále ještě sedá.

Od konce 19. století se astronomové nemusí spoléhat výlučně na svůj zrak a mohou využívat nových metod, fotografie a spektroskopie. Srovnáním fotografií pořízených v letech 1909 a 1921 bylo odhaleno poměrně rychlé rozpínání mlhoviny. Z pozorované rychlosti rozpínání ale vyplývala doba jejího vzniku asi sto let po pozorovaném výbuchu supernovy v této oblast. Obrovská energie dodávaná mlhovině pulsarem musela způsobit dokonce urychlení její expanze. Roku 1919 zjistil Roscue Frank Sanford, že se spektrum mlhoviny skládá ze dvou složek. Obsahuje jednak pro difúzní i planetární mlhoviny obvyklé načervenalé spektrum s emisními čarami, ale rovněž i záhadné pozadí s namodralým spojitým spektrem. Tuto záhada vyřešil až roku 1953 sovětský astronom Josif Šklovskij, kterého napadlo, že záření mlhoviny vzniká synchrotronovým mechanismem.

V roce se 1942 se podařilo Robertu Minkowskému změřit velice zvláštní spektrum slabé hvězdy poblíž středu oblaku, odhalil tak původce celé mlhoviny. Ve středu Krabí mlhoviny totiž můžeme pozorovat dvě slabé hvězdy a dlouho nebylo jisté, která z nich způsobila supernovu v roce 1054. Roku 1948 byly objeveny rádiové vlny pocházející z Krabí mlhoviny. Roku 1968 se zjistilo, že jejich zdrojem je právě tato malá hvězdička. Šlo o jeden z prvních objevených pulsarů, navíc s dobře známým původem. O rok později byla u tohoto pulsaru, jako vůbec prvního, zjištěna optická zjasnění současně se záblesky v rádiovém oboru.

V roce 1963 byla provedena první pozorování mlhoviny v rentgenovém oboru pomocí výškových raket Aerobee. Atmosféra Země propouští v podstatě pouze viditelné světlo, rádiové vlny některých vlnových délek a určité vybrané části infračerveného spektra. Pozorování v jiných oborech je tedy nutné uskutečnit z míst mimo vzdušný obal Země. Roku 1967 se zjistilo, že Krabí mlhovina je i jedním z nejsilnějších zdrojů záření gama.

Krabí mlhovina se nachází poblíž ekliptiky. Ve stejné části oblohy se pohybuje i většina těles sluneční soustavy. Čas od času tedy může dojít k zákrytu mlhoviny nějakou planetou nebo měsícem. Slunce přes mlhovinu nepřechází, ale sluneční koróna (vnější vrstva atmosféry) ano, a to navíc každoročně (v červnu). Elektromagnetického záření mlhoviny, Krabí mlhovina je silným a předvídatelným zdrojem záření všech vlnových délek, lze využít ke zkoumání atmosféry takového tělesa. V padesátých a šedesátých letech se využívalo průchodu rádiových vln z mlhoviny přes sluneční korónu. Zjistilo se například, že koróna sahá mnohem dále, než se dosud myslelo.

V roce 2003 došlo k velmi vzácnému (poprvé od roku 1296 a naposledy až do r. 2267) zákrytu mlhoviny Saturnem. Pomocí rentgenového záření mlhoviny byla tehdy studována atmosféra Saturnova měsíce Titan. Zákrytů tělesem bez atmosféry, například Měsícem, lze zase využít k mapování rozložení zdrojů záření v mlhovině. V současné době však díky rozvoji kosmonautiky a stále se zlepšujícímu rozlišení dalekohledů význam pozorování těchto zákrytů poklesl.

Přestože Krabí mlhovina vždy stála v popředí zájmu astronomů a vznikla v podstatě lidem před očima, nejsou zdaleka odhalena všechna její tajemství. Otazníků je stále velmi mnoho:

Z chemického složení mlhoviny vyplývá, že její mateřská hvězda měla hmotnost asi desetkrát větší než Slunce. Odhadovaná hmotnost mlhoviny a centrálního pulsaru je ale podstatně menší. Hvězda pravděpodobně odvrhla svou vnější obálku ještě před výbuchem supernovy. Předpokládanou bublinu kolem mlhoviny se ale dosud nepodařilo nalézt.

U některých pulsarů, a ten v Krabí mlhovině mezi ně patří, se mimo běžných záblesků navíc občas objevují i jiné mnohokrát silnější. Právě tyto obří záblesky umožnily objev pulsaru v roce 1968. Roku 2003 se zjistilo, že se obří pulsy skládají ze série dílčích záblesků trvajících jen dvě miliardtiny sekundy. Světlo za tento čas urazí pouze šedesát centimetrů. Oblast, ve které tyto pulsy vznikají, tedy může být nanejvýš několik decimetrů veliká. Jde tak o dosud nejmenší útvary pozorované mimo sluneční soustavu.

Tim Hankins z observatoře v Arecibu přednesl v lednu roku 2007 nejnovější výsledky svého výzkumu Krabího pulsaru. Vyplývá z nich, že Krabí pulsar může mít celkem čtyři magnetické místo obvyklých dvou. Nepodobal by se pak žádnému známému objektu. O pulsaru v Krabí mlhovině se již delší dobu ví, že nevysílá pouze jeden pravidelně se opakující impuls, ale i slabší sekundární. Dosud se předpokládalo, že máme to štěstí a na Zemi alespoň okrajově dopadají paprsky z obou pólů tohoto pulsaru. Hankinsův tým ale zjistil, že primární a sekundární pulsy se svým spektrem i časovým průběhem radikálně liší, ačkoli severní a jižní magnetický pól pulsaru by se měly chovat v podstatě stejně. Krabí pulsar proto možná vznikl se dvěma různými páry magnetických pólů.

Zdroje:

• http://cs.wikipedia.org/wiki/
• http://www.ian.cz/detart_fr.php
• http://www.leosondra.cz/
• http://en.wikipedia.org/wiki/
• http://www.solstation.com/x-objects/crab-neb.htm
• http://www.maa.clell.de/Messier/
• http://www.spacetelescope.org/images/
• http://www.newscientist.com/article/dn10917

Článek byl vytvořen pro web Jihlavské astronomické společnosti.