1<!DOCTYPE HTML PUBLIC "-//W3C//DTD HTML 4.01//EN" "http://www.w3.org/TR/html4/strict.dtd"> 2<html> 3 <head> 4 <meta http-equiv="content-type" content="text/html; charset=utf-8"> 5 <meta http-equiv="content-language" content="cs"> 6 <meta name="generator" content="PSPad editor, www.pspad.com"> 7 <link rel="stylesheet" href="/styly/styl2008.css" type="text/css"> 8 <title>Krabà mlhovina: PÅÃbÄh nejmladÅ¡Ãho pulsaru</title> 9 </head> 10 <body> 11 <p id="drobeckova"><a href="/">Ãvodnà stránka</a> > Krabà mlhovina: PÅÃbÄh nejmladÅ¡Ãho pulsaru</p> 12 <h1>Krabà mlhovina: PÅÃbÄh nejmladÅ¡Ãho pulsaru</h1> 13 <p> 14 V <em>DÄjinách ÄÃnské dynastie Sung</em>, které sepsal Tchuo-tchuo (1313-1355), najdeme i Äást vÄnovanou zvláštnÃm nebeským jevům zvaným kche-sing, hostujÃcà hvÄzda. PÃÅ¡e se tady: 15 </p> 16 <p class="citace"> 17 „V prvnÃm roce éry Ä-che [1054], v pátém mÄsÃci, v den Å¥i-Ächou [4. Äervence], se [hostujÃcà hvÄzda] objevila nÄkolik palců jihovýchodnÄ of Tchien-kuan [Zéta ζ Tauri]. Po vÃce než jednom roce poznenáhlu zmizela.“ 18 </p> 19 <p> 20 Na nebi vÅ¡ak po sobÄ zanechala výraznou stopu známou pod jménem Krabà mlhovina. Pozůstatek, který jeÅ¡tÄ dnes, po vÃce než 900 letech, znovu a znovu pÅekvapuje astrofyziky a bez problémů zaplÅuje celé konference a tlusté svazky monografiÃ. ÄÃslo jedna ve slavném MessierovÄ katalogu, mlhovinu, která svÃtà ze zcela jiných důvodů než vÅ¡echny ostatnà objekty dostupné dalekohledům amatérů. Objekt, jehož pÅÃbÄh zaujÃmá pÅednà mÃsto v historii astronomie a který podle nÄkterých historiků už svým pÅÃchodem na svÄt ovlivnil život mocných ÅÃÅ¡Ã. 21 </p> 22 <h2>Zrozena v Äervencovém ránu</h2> 23 <p> 24 Nenà pochyb o tom, že hvÄzda byla viditelná z celé severnà polokoule, avÅ¡ak za vÅ¡echny podstatné informace, které o nà máme, vdÄÄÃme peÄlivým záznamům poÅÃzeným na Dálném Východu, pÅedevÅ¡Ãm astrology na dvoÅe ÄÃnského cÃsaÅe. Z Evropy se žádné vÄrohodné záznamy nedochovaly (aÄkoliv si nÄkteÅà autoÅi si myslà opak), zápis v arménské kronice z 11. stoletà je velice sporný, souvislost se novou hvÄzdou roku 1054 je tÄžké prokázat také u skalnÃch kreseb severoamerických Indiánů, takže mimo východnà Asii existuje patrnÄ jen jediný záznam tohoto úkazu, a to z pera kÅesÅ¥anského lékaÅe Ibn Butlana, který v té dobÄ Å¾il v Constantinopoli. 25 </p> 26 <p> 27 Zprávy z ÄÃny a Japonska jsou důkladnÄ analyzovány v knize Richarda Stephensona a Davida Greena <em>Historical Supernovae and Their Remnants</em> z roku 2002. Shrnu jenom výsledky jejich úsilÃ. HvÄzda host se na nebi poprvé objevila ráno 4. Äervence 1054, blÃzko Zéta Tauri. Jeden ze zdrojů, denÃk japonského dvoÅana Fujiwary Sadaieho žijÃcÃho ve 13. stoletÃ, sice uvádÃ, že byla spatÅena už tÄsnÄ po 29. kvÄtnu, jasnostà srovnatelná s Jupiterem, ale v tomto pÅÃpadÄ jde zÅejmÄ o chybu, protože v té dobÄ byla Zéta Tauri v konjunkci se Sluncem. Na zaÄátku Äervence vÅ¡ak už návÅ¡tÄvnice byla snadno viditelná pÅed východem Slunce, a dokonce - jak dosvÄdÄuje <em>Sung-chuej-jao</em> (<em>Výnosy a ustanovenà Sung</em>) - po 23 dnà i na dennà obloze. Stejná zpráva obsahuje jeÅ¡tÄ jeden fotometrický údaj, datum 6. dubna 1056 (dÅÃve chybnÄ uvádÄné jako 17. dubna), kdy hvÄzda pÅestala být patrná pouhým okem. 28 </p> 29 <p> 30 ZÃskaná data jsou, jak vidÄt, velmi chudá, nicménÄ jejich dopad na modernà astrofyziku byl nesmÃrný. MezitÃm vÅ¡ak události z léta roku 1054 upadly na dlouhá staletà do zapomnÄnÃ. 31 </p> 32 <h2>PÅÃliÅ¡ mnoho komet</h2> 33 <p> 34 V roce 1758 žili astronomové ÄekánÃm na kometu, jejÞ návrat pÅedpovÄdÄl Edmond Halley. V sázce nebyla jen jeho koncepce komet obÃhajÃcÃch kolem Slunce, ale také Newtonova teorie gravitace, která v té dobÄ jeÅ¡tÄ zdaleka nebyla vÅ¡eobecnÄ uznávaná. 35 </p> 36 <p> 37 Nicholas De l'Isle, astronom povÄÅený péÄà o NámoÅnà observatoÅ v Cluny (PaÅÞ), byl jednÃm z tÄch, kteÅà Halleymu vÄÅili. Po nÄkolika faleÅ¡ných zprávách se z londýnských novin dozvÄdÄl o jasné kometÄ v souhvÄzdà Vozky, která byla spatÅena 18. Äervna jen pár stupÅů od Slunce. De l'Isle povÄÅil svého schopného asistenta, Charlese Messiera, aby po kometÄ zaÄal pátrat, ale Å¡patné poÄasà dlouho bránilo pozorovánÃ. Messier ji ulovil až 14. srpna. Od té noci ji peÄlivÄ sledoval a mÄÅil jejà polohu vzhledem k blÃzkým hvÄzdám. Pozorovaná dráha dobÅe odpovÃdala té, kterou pro kometu pÅedpovÄzenou Halleyem urÄil De l'Isle, avÅ¡ak jeho výpoÄty - jak se ukázalo pozdÄji - byly zcela chybné. Jak se k
37ometa pohybovala k jihozápadu, mezi <em>„rohy Býka“</em>, zaÄalo být jasné, že ani toto nenà Halleyova vlasatice. Kometa 1758 vÅ¡ak pÅesto vstoupila do historie. 38 </p> 39 <p> 40 Osmadvacátého srpna zaÄal Messier pozorovat kolem půlnoci, když kometa byla jenom 12 stupÅů nad obzorem a dorůstajÃcà MÄsÃc, který byl tÅi dny po poslednà Ätvrti, právÄ vycházel. PoužÃval pÅitom dalekohled Newtonova typu s ohniskovou vzdálenostà asi 4,5 stopy (136 cm), s pevným 66-násobným zvÄtÅ¡enÃm a pÅÃdavným vláknovým mikrometrem. PrůmÄr objektivu nenà bohužel známý, ale Kenneth Glynn Jones se domnÃvá, že to mohlo být nÄco kolem 10 centimetrů. Když Messier zmÄÅil polohu komety, využil jeÅ¡tÄ Äisté oblohy k tomu, aby urÄil souÅadnice slabých hvÄzd, které nebyly ve FlamsteedovÄ katalogu. To nejzajÃmavÄjÅ¡Ã vÅ¡ak pÅiÅ¡lo až pÅed koncem pozorovánÃ. PÅi prohlÞenà oblohy poblÞ Zéta Tauri narazil na dalÅ¡Ã mlhavou skvrnu, která byla <em>„trochu živÄjÅ¡Ã a bÄlejšÓ</em> než kometa 1758 a na rozdÃl od nà protáhlá. Polohu nového objektu, snad tÅetà komety pÅÃbÄhu, už bohužel nestaÄil urÄit, protože se mezitÃm zatáhlo. 41 </p> 42 <p> 43 Taková vÄc je vždycky nepÅÃjemná, protože Å¡patné poÄasà může trvat nÄkolik týdnů a kometu, jejÞ pohyb nenà znám, se pak už nepodaÅà najÃt. Když se ale obloha nad PaÅÞà hned pÅÃÅ¡tà noci znovu vyjasnila, zjistil Messier - nejspÃÅ¡ ke svému zklamánà - že obláÄek u jižnÃho rohu Býka se ze svého mÃsta ani nehnul. To znamenalo, že je to jenom jedna z tÄch nezajÃmavých a otravných mlhovin. Snad už v té dobÄ se De l'Isleův asistent rozhodl poÅÃdit jejich soupis, aby, jak pozdÄji napsal, <em>„si je astronomové nepletli s kometami, které se sotva objevily“</em>. Prvnà vydánà jeho katalogu, obsahujÃcà prozatÃm jen 45 objektů, se vÅ¡ak v tisku objevilo až o tÅináct let pozdÄji. Krátce po jeho vydánà pÅiÅ¡el Messierovi dopis z Anglie. John Bevis, lékaÅ a astronom amatér mu v nÄm psal, že mlhovinu uvedenou pod ÄÃslem jedna objevil už v roce 1731 a zanesl ji do svého atlasu (ten vÅ¡ak za Bevisova života nikdy nevyÅ¡el, protože tiskaÅ jeÅ¡tÄ pÅedtÃm zbankrotoval). V pozdÄjÅ¡Ãch verzÃch katalogu už Charles Messier uvádà Bevise jako skuteÄného objevitele. 44 </p> 45 <h2>Stalo se na Mount Wilsonu</h2> 46 <p> 47 Bevisova mlhovina se pro astronomy stala atraktivnà teprve tehdy, když si ji dali do souvislosti s hvÄzdou z roku 1054 a když si pro sebe vynutila zavedenà úplnÄ nové kategorie objektů, pozůstatků po supernovách. Dnes už v nà nenà osamocená - nová verze Greenova katalogu (2006) obsahuje 265 tÄchto zbytků jen v naÅ¡Ã Galaxii. Tehdy, pÅed Å¡edesáti lety, to vÅ¡ak vyžadovalo vzdát se Åady tradiÄnÃch názorů na dÄnà ve svÄtÄ hvÄzd. Než k tomu rodÃcà se astrofyzika dospÄla, snažila se vlastnosti mlhoviny vysvÄtlit v rámci dosavadnÃch schémat. To je docela pÅirozené, pÅÃrodnà vÄdy jsou ve své podstatÄ konzervativnà a dost dobÅe nemohou jinak. Pokaždé vÅ¡ak dÅÃv nebo pozdÄji pÅijde doba, kdy už jsou omÅ¡elé Å¡katulky pÅÃliÅ¡ tÄsné a staré způsoby myÅ¡lenà neudržitelné. 48 </p> 49 <p> 50 Okrajové roli, kterou mlhovina zpoÄátku hrála v rodÃcà se syntéze astronomie a fyziky odpovÃdá pozornost, kterou ji vÄnovala v roce 1905 Agnes Clerková v knize <em>Problems of Astrophysics</em>. Pokud na nà shledala vůbec nÄco zajÃmavého, veÅ¡lo se to do jediného krátkého odstavce, mimochodem zaÅazeného v kapitole o <em>„nepopsatelných mlhovinách“</em>. DozvÃme se z nÄj, že Lord Rosse, inspirován jejÃm vzhledem v 72-palcovém reflektoru, ji pojmenoval Krabà mlhovina (k tomu doÅ¡lo nejpozdÄji v listopadu 1848, kdy se toto jméno objevuje v jeho pozorovacÃm denÃku), že fotografie zÃskaná Isaacem Robertsem roku 1892 ukazuje hustou svÃtÃcà hmotu oválného tvaru, a že spektrum mlhoviny, nepochybnÄ plynné ve své podstatÄ, se skládá z typických zelených Äar (dvakrát ionizovaného kyslÃku, jak dnes vÃme) a neobvykle jasného spojitého pozadÃ. 51 </p> 52 <p> 53 Už v té dobÄ se ale chystalo spojenà dvou proudů historie. ÄÃnská zpráva o hvÄzdÄ z roku 1054 byla astronomům pÅÃstupná od roku 1843, kdy Ãdouard Biot otiskl jejà pÅeklad do francouzÅ¡tiny v <em>Connaisance des Temps</em>, ve stejném Äasopise, v nÄmž Messier kdysi zveÅejnil koneÄnou verzi svého katalogu. Musela vÅ¡ak být znovuobjevená Knutem Lundmarkem (1921), který cituje Biota ve svém soupise nových hvÄzd uvedených ve starých kronikách. V poznámce pod Äarou také poprvé upozornil na to, že v uvedené poloze nedaleko Zéta Tauri se nacházà Krabà mlhovina. Älánek pak obsahuje komentáŠ- pozůstat
53ky po bývalých novách je prý radno hledat pÅevážnÄ mezi planetárnÃmi mlhovinami Äi Wolfovými-Rayetovými hvÄzdami. PÅipomeÅme, že astronomové mÄli v té dobÄ s pozůstatky po nových hvÄzdách Äerstvé zkuÅ¡enosti, protože jasná Nova Persei 1901 (GK Per, v maximu 0,2 mag) a jeÅ¡tÄ jasnÄjÅ¡Ã Nova Aquilae 1918 (V603 Aql, -1,4 mag) vytvoÅily rozpÃnajÃcà se mlhoviny, které bylo možné velkými dalekohledy obdivovat i vizuálnÄ. 54 </p> 55 <p> 56 Souvislost Krabà mlhoviny s hvÄzdou, jejÞ úmrtnà list vystavili v roce 1054 ÄÃnÅ¡tà astrologové, byla potvrzena o nÄco pozdÄji Johnem Duncanem z hvÄzdárny Mount Wilson. Srovnánà snÃmků poÅÃzených v letech 1909 a 1921 vyÅ¡lo najevo, že vlákna na okraji mlhoviny se od jejÃho stÅedu vzdálila asi o 2 úhlové vteÅiny. Tato prvnà studie ve skuteÄnosti jenom naznaÄila, že se Krabà mlhovina rozpÃná, chyby mÄÅenà byla zatÃm pÅÃliÅ¡ velké. V roce 1939 vÅ¡ak Duncan mÄÅenà zpÅesnil a tentokrát s jistotou ukázal, že expanze mlhoviny zaÄala prakticky z jednoho bodu, a to zhruba v dobÄ, kdy na nebi zazáÅila hvÄzda dynastie Sung (jak poprvé upozornil Edwin Hubble v roce 1928). 57 </p> 58 <p> 59 Konec tÅicátých let pÅinesl také nové slovo a s nÃm i novou koncepci. Walter Baade a Fritz Zwicky (opÄt z Mount Wilsonu) pÅiÅ¡li s hypotézou (1934), že dosud pozorované a zÅejmÄ i budoucà nové a hostujÃcà hvÄzdy ve skuteÄnosti patÅà do dvou odliÅ¡ných tÅÃd, liÅ¡ÃcÃch se svÃtivostÃ. Vedle bÄžných nov existujà i ohÅostroje mnohem slavnostnÄjÅ¡Ã, které se mohou jasnostà vyrovnat celé galaxii, a nazvali je supernovy. KonkrétnÄ pÅitom mysleli na supernovu z roku 1572, kterou proslavil Tycho Brahe, a hvÄzdu S Andromedae (v maximu asi 6 mag), která v roce 1885 vzplanula ve známé galaxii M31 a vedle mnohem slabÅ¡Ãch nov (asi 16. velikosti) pozorovaných pozdÄji Hubblem krásnÄ ilustrovala novou klasifikaci. HvÄzda z roku 1054 se na seznam dostala zanedlouho, když se podaÅilo alespoÅ zhruba odhadnout jejà absolutnà hvÄzdnou velikosti (což vyžadovalo jak stanovenà pozorované jasnosti supernovy, tak odhad jejà pÅibližné vzdálenosti od ZemÄ â Mayall, 1939). 60 </p> 61 <h2>ÄÃslo jedna žije</h2> 62 <p> 63 NevysvÄtlitelné vlastnosti Krabà mlhoviny vÅ¡ak ukazovaly, že v žádném pÅÃpadÄ to nejsou jen obyÄejné cáry plynu, které se setrvaÄnostà rozlétajà do okolnÃho vesmÃru. VÅ¡echno nasvÄdÄovalo tomu, že kdesi uvnitÅ té zmÄti je cosi, co jeÅ¡tÄ po devÃti stoletÃch od výbuchu produkuje neuvÄÅitelné množstvà energie. 64 </p> 65 <p> 66 Prvnà záhadou bylo už samotné rozpÃnánà vláken. MÄÅenà Johna Duncana z roku 1939 totiž ukazovalo, že expanze zaÄala nÄkdy v roce 1170, s dobÅe urÄenou chybou asi 20 let. Pokud Krabà mlhovina vznikla pÅi výbuchu supernovy 1054, pak to znamenalo, že rozpÃnánà vláken se zrychluje. NÄco takového nebyla astrofyzika v té dobÄ schopna vysvÄtlit. Jediný myslitelný mechanismus, tlak svÄtla, selhal už pÅi hrubém kvantitativnÃm odhadu a Baade proto dokonce zavrhl i samotná mÄÅenÃ! 67 </p> 68 <p> 69 K druhému problému, který byl v rámci klasické astrofyziky neÅeÅ¡itelný, vedla docela prostá otázka: proÄ Krabà mlhovina vlastnÄ svÃtÃ? Vlákna ionizovaného plynu, v nichž majà svůj původ emisnà Äáry helia, vodÃku, kyslÃku a dalÅ¡Ãch prvků, dávajà jen nÄkolik procent svÄtla mlhoviny. Na tom, že Krabà je tak nápadným objektem, má hlavnà zásluhu jeho druhá, relativnÄ amorfnà Äást, která má dokonale spojité spektrum a je uzavÅená ve spleti vláken. Spojité spektrum má samozÅejmÄ horký plyn, pokud je natolik hustý, že je pro své vlastnà (a vůbec jakékoli) záÅenà neprůhledný. Skrz amorfnà mlhovinu jsou vÅ¡ak vidÄt hvÄzdy pozadà a porovnánà intenzit obou složek rozÅ¡tÄpených emisnÃch Äar dokazuje, že také zadnà Äást vláknité obálky. NemluvÄ už o tom, že pokud bychom chtÄli ze spektra plynu vymazat opravdu vÅ¡echny detaily, vÄetnÄ takzvaného Balmerova skoku v intenzitÄ u 364 nm, vyÅ¡la by nám pro amorfnà složku Krab
69à mlhoviny teplota asi 10 milionů K a celková hmotnost 20 až 50 hmotnostà sluneÄnÃch. Prakticky nemožné je také pÅedstavit si, jak by tlaku okolnÃho hustého a horkého plynu mohla odolat vlákna svÃtÃcà v emisnÃch Äarách, která jsou mnohem ÅidÅ¡Ã a chladnÄjÅ¡Ã. 70 </p> 71 <p> 72 Situace se jeÅ¡tÄ zhorÅ¡ila po roce 1948, kdy skupina australských astronomů, vedená Johnem Boltonem, odhalila Krabà mlhovinu jako jeden z prvnÃch a nejjasnÄjÅ¡Ãch radiových zdrojů. Model horkého neprůhledného plynu selhával pokud mÄl vysvÄtlit zároveÅ jak průbÄh radiového tak optického spektra. 73 </p> 74 <p> 75 ChtÄlo to nÄjaký dostateÄnÄ ztÅeÅ¡tÄný nápad a ten dostal Josif Å klovskij v roce 1953. Když nenà možné rozumnÄ objasnit radiové záÅenà v rámci jednoho mechanismu jako pokraÄovánà viditelného svÄtla, zkusÃme to naopak. Co když je svÄtlo amorfnà mlhoviny záÅenÃm elektronů, které jen o nÄco pomaleji než svÄtlo prolétajà silným magnetickým polem? NÄco podobného jako pozorovali v laboratoÅÃch General Electrics Å¡est let pÅedtÃm, když ve vakuové trubici 70 MeV synchrotronu uvidÄli oslnivÄ bÃlou skvrnku svÄtla. Nápad bylo možné jednoduÅ¡e ovÄÅit, protože synchrotronové záÅenà je lineárnÄ polarizované. To znamená, že detaily v amorfnà Äásti Krabà mlhoviny by mÄly mÄnit svůj vzhled, pokud je budeme pozorovat pÅes otáÄejÃcà se polarizaÄnà filtr. Podobný test provedl jeÅ¡tÄ ve stejném roce Dombrovskij na Bjurakanské observatoÅi a Messierova jedniÄka v nÄm obstála na výbornou. StupeÅ polarizace mlhoviny jako celku je v optické oblasti asi 7 procent, u jednotlivých detailu vÅ¡ak pÅesahuje i 60 procent. Dnes vÃme, že tento pÅÃrodnà synchrotron vyrábà i záÅenà v dalÅ¡Ãch oborech spektra, od rádiové oblasti po gama záÅenÃ. 76 </p> 77 <p> 78 VyÅeÅ¡enà jednoho problému vÅ¡ak vytvoÅilo dalÅ¡Ã. Elektrony, které se po Å¡roubovicÃch kroutà kolem magnetických siloÄar, synchrotronovým záÅenÃm samozÅejmÄ ztrácejà energii a po Äase tak pÅestávajà svÃtit. Po Äase znamená zhruba za sto let, což je podstatnÄ ménÄ než uplynulo od výbuchu supernovy. JeÅ¡tÄ horÅ¡Ã je situace u elektronů, které produkujà rentgenové záÅenÃ. Ty majà vÄtÅ¡Ã energii a proto ji rychleji ztrácejÃ, na suchu by se ocitly za pouhých nÄkolik mÄsÃců. Musà tady proto být nÄco, co energii Äástic velkorysým způsobem obnovuje. 79 </p> 80 <p> 81 Kde tento utajený, ale výkonný, urychlovaÄ hledat napovÄdÄly podivuhodné zmÄny, které probÃhajà ve stÅednà Äásti Krabà mlhoviny, nedaleko dvojice hvÄzd asi 16. velikosti. Synchrotronová mlhovina nenà ve vÅ¡ech mÃstech stejnÄ jasná, rozpadá se do nÄkolika difúznÃch skvrn a pÅi velmi klidném ovzduÅ¡Ã je patrná i jejà jemná struktura, tisÃce jemných vlákének, takže pÅipomÃná chomÃ¡Ä bavlny. V blÃzkosti centrálnà dvojhvÄzdy je mlhovina pomÄrnÄ slabá, avÅ¡ak nÄkolik úhlových vteÅin severozápadnÄ se nacházà výrazné, silnÄ protáhlé zjasnÄnÃ. Když Walter Baade bÄhem druhé svÄtové války studoval na Mount Wilsonu zmÄny v této oblasti mlhoviny (na fotografiÃch poÅÃzených 100-palcovým dalekohledem), zjistil, že hra magnetického pole a relativistických Äástic má svá pravidla. Äas od Äasu vznikne v blÃzkosti dvojhvÄzdy dalÅ¡Ã zjasnÄnÃ, které se pak Å¡ÃÅà smÄrem k tomu prvnÃmu. NÄkdy s nÃm splyne, nÄkdy se vytratà cestou a za nÄkolik mÄsÃců se cyklus může opakovat. PozdÄjÅ¡Ã studie Jeffreye Scargla (1969) tento scénáŠpodstatnÄ obohatila o dalÅ¡Ã varianty. Zdá se napÅÃklad, že vlnka zjasnÄnà synchrotronové mlhoviny může bÄžet i opaÄným smÄrem. Pohybuje se pÅitom vysokou rychlostÃ, zhruba 30 000 kilometrů za sekundu! Je zvláštnÃ, že Baade svá původnà pozorovánà tÄchto jevů nikdy nezveÅejnil. Å klovskij to komentoval tÃm, že se mu asi zdála pÅÃliÅ¡ transcendentnà a nesluÄitelná s tehdejÅ¡Ãmi pÅedstavami o Krabà mlhovinÄ. 82 </p> 83 <h2>Geniálnà pÅedpovÄÄ</h2> 84 <p> 85 NicménÄ vÅ¡echny stopy smÄÅovaly k oné dvojici hvÄzdiÄek u stÅedu mlhoviny. Duncanova analýza rozpÃnánà umÃstila jeho poÄátek do bodu ležÃcÃho jen asi 20" od nich, a Baadeho zhustky vznikaly také tady. KromÄ experimentálnÃch náznaků tady byly také indicie teoretické. Baade a Zwicky už v roce 1934 pÅedpovÄdÄli, že supernovy kromÄ efektnÃho divadla, expandujÃcà mlhoviny a
85sprÅ¡ky kosmického záÅenà znamenajà také vznik kompaktnÃho zbytku, neutronové hvÄzdy. Je pozoruhodné, že se tak stalo pouhé dva roky poté, co byl neutron objeven, a naprosto neuvÄÅitelné, že tato pÅedpovÄÄ byla správná. 86 </p> 87 <p> 88 OvÅ¡em kterou ze dvou hvÄzd vybrat? Baade a Minkowski (1942) pÅedpokládali, že skuteÄné jádro musà mÃt vysokou teplotu, stejnÄ jako u planetárnÃch mlhovin, aby plyn mohlo ionizovat. Taková hvÄzda by mÄla být nápadná svou modrou barvou, ale ani jedna z tÄch, které se nabÃzely, v tomto ohledu nijak nevynikala. Pokud nakonec volba padla na jižnà hvÄzdu, bylo to hlavnÄ proto, že jejà spektrum na rozdÃl od severnà neobsahovalo z nÄjakého důvodu žádné absorpÄnà Äáry. Zdá se, že tato intuitivnà identifikace byla vÅ¡eobecnÄ pÅijata, i když pádný experimentálnà důkaz poÅád chybÄl. 89 </p> 90 <p> 91 Prokázána nebyla ani existence hypotetických neutronových hvÄzd. To vÅ¡ak nijak nebránilo rozvÃjenà teoretických pÅedstav. V pÅedveÄer jejich objevu se v Äasopise Nature objevila témÄÅ vÄÅ¡tecká práce Franca Paciniho z Cornellovy univerzity (1967). Jejà zaÄátek myslÃm stojà za doslovnou citaci: 92 </p> 93 <div class="citace"> 94 <p> 95 âAÄkoli existuje ve spojitosti se supernovami jeÅ¡tÄ mnoho problémů, nenà témÄÅ pochyb o tom, že po explozi musà zbýt (alespoÅ v nÄkterých pÅÃpadech) velmi husté hvÄzdné jádro. BÄhem smrÅ¡Å¥ovánà tohoto jádra probÃhajà inverznà beta reakce a promÄÅujà vÄtÅ¡inu jader a elektronů v neutrony. Pokud hmotnost neutronové hvÄzdy nepÅesahuje kritickou hmotnost asi jedné nebo dvou hmotnostà sluneÄnÃch, může dosáhnout stabilnà rovnováhy kdy tlak plynu vyvažuje gravitaÄnà sÃlu. 96 </p> 97 <p> 98 NovÄ vytvoÅená neutronová hvÄzda je excitovaný objekt. KromÄ jejÃho tepelného obsahu (jenž se vzhledem k neutrinovým procesům velmi rychle vytratÃ), bude mnoho energie uloženo v kmitech a rotaci. Naskýtá se proto otázka, zda energie obsažená v neutronové hvÄzdÄ nehraje podstatnou roli v aktivitÄ pozorované v nÄkterých pozůstatcÃch supernov, jako je Krabà mlhovina.â 99 </p> 100 </div> 101 <p> 102 Podle fyzikálnÃch zákonů zachovánà se dá oÄekávat, že neutronová hvÄzda se rodà s extrémnÄ silným magnetickým polem (zhruba 10<sup>12</sup> G) a krátkou periodou rotace. Pokud je pole dipólové a jeho osa sklonÄná vůÄi ose rotaÄnÃ, rozvÃjà Pacini model, stane se neutronová hvÄzda generátorem elektromagnetických vln s velmi nÃzkou frekvencÃ. Jejich cestÄ k nám sice zabránà plazma ve zbytku supernovy, ale právÄ pÅi tom se do okolnà mlhoviny dodává energie. Z dneÅ¡nÃho pohledu nenà k tomuto základnÃmu náÄrtu co dodat. 103 </p> 104 <h2>VzruÅ¡ujÃcà šedesátá léta</h2> 105 <p> 106 Dlouho oÄekávané neutronové hvÄzdy byly nakonec objeveny zcela neoÄekávanÄ, v pÅevleÄenà za pulsary (Hewish aj., 1968). Prvnà z nich, PSR 1919+21, byl ve skuteÄnosti znám už v dobÄ, kdy Pacini poslal do Nature svůj pÅÃspÄvek. Pár mÄsÃců vÅ¡ak trvalo, než Hewishova skupina z Mullardovy observatoÅe objev potvrdila a zveÅejnila, a jeÅ¡tÄ pak se o podstatu pulsarů vedly spory. Hypotéza rotujÃcà neutronové hvÄzdy, pÅedložená nezávisle na Paccinim také Thomasem Goldem (1968), si nejprve musela vydobýt své mÃsto na slunci. AlternativnÃm mechanismem byly kmity neutronové hvÄzdy (ty vÅ¡ak nemohou mÃt periodu nad 10 milisekund) nebo bÃlého trpaslÃka (jejich perioda naopak nemůže být kratÅ¡Ã než asi 1 sekundu). Objev známého pulsaru v Plachtách (PSR 0833-45), s periodou právÄ uprostÅed zakázaných hodnot (89 milisekund) kmity obou druhů hvÄzd vylouÄil. Pulsar PSR 0531+21, odhalený v ÅÃjnu 1968 v oblasti Krabà mlhoviny, už to jenom odsouhlasil. Jednak svou periodou, 33 milisekund, jednak jejÃm nepatrným, ale dobÅe patrným prodlužovánÃm, které pÅedpovÃdal Paciniho a Goldův model (pulsar svÃtà na úkor své rotaÄnà energie). 107 </p> 108 <p> 109 Historie nalezenà pulsaru v Krabà mlhovinÄ a jeho ztotožnÄnà s Baadeho a Minkowskiho hvÄzdou Å¡estnácté velikosti stojà za bližšà komentáÅ. Objevili jej David Staelin a Edward Reifenstein pomocà 90-metrového radioteleskopu v Green Banku, a to pÅesto, že použité zaÅÃzenà to vlastnÄ neumožÅovalo. Máme-li zaregistrovat nÄjaký pulsar, musÃme mÃt dostateÄné Äasové rozliÅ¡enÃ. To vÅ¡ak závisà i na Å¡ÃÅce použitého frekvenÄnÃho pásma. Disperze radiových vln pÅi průchodu mezihvÄzdným plazmatem totiž způsobÃ, že pulsy dorazà na různých frekvencÃch v různou dobu. U pulsaru v Krabà mlhovinÄ je tento efekt dost výrazný - na 115 MHz pÅijdou pulsy asi o 1,5 sekundy dÅÃv, než na frekvenci 110 MHz. Pokud tedy pÅijÃmaÄ bude citlivý na pÅÃliÅ¡ velký rozsah kmitoÄtů, rozmažou se pulsy natolik, že jejich délka pÅevýšà peri
109odu pulsaru a prostÄ zmizÃ. PrávÄ to byl pÅÃpad 90-metrového radioteleskopu, který mÄl Å¡ÃÅku kanálu 100 kHz. Pulsar PSR 0531+21 byl v Green Banku odhalen jen dÃky tomu, že kromÄ bÄžných pulsů se v jeho vysÃlánà obÄas objevà i obÅà pulsy velké amplitudy (jejich studium dodnes pÅinášà spoustu pÅekvapenÃ). PÅÃsluÅ¡nost k pulsarům nedokazovala periodicita signálů, ale právÄ charakteristická disperze. 110 </p> 111 <p> 112 TÃmto způsobem vÅ¡ak Staelin a Reifenstein v mÃstech, kde se nacházela Krabà mlhovina, neobjevili jen jeden pulsar, ale hned dva! Polohy na nebi byly známy jen pÅibližnÄ, a tak se nedala vylouÄit možnost, že s mlhovinou souvisejà oba. Dnes vÃme, že druhý pulsar, PSR 0525+21 ležà asi jeden a půl stupnÄ západnÄ a je zajÃmavý tÃm, že má i dnes tÅetà nejdelÅ¡Ã známou periodu (3,74 sekundy). V kombinaci s tempem jejÃho prodlužovánà to znamená, že od zrozenà pulsaru už uplynulo asi 1,4 milionů let, takže se supernovou z roku 1054 urÄitÄ nemÄl nic spoleÄného. 113 </p> 114 <p> 115 Pulsar, který v mlhovinÄ skuteÄnÄ pÅebývá byl zanedlouho pozorován i v optické oblasti. Pulsy viditelného svÄtla s periodou 0,33 s poprvé zaznamenala trojice astronomů ze Stewardovy hvÄzdárny v ArizonÄ, John Cocke, Michael Disney a Don Taylor. V jejich původnà práci (1969) najdeme mimo jiné i lapidárnà konstatovánÃ, že pulsy byly objeveny v <em>„reálném Äase“</em>. Vlastnà chvÃli objevu, kdy se po nÄkolika minutách integrace na katodové trubici koneÄnÄ objevil zÅetelný puls, totiž zachytil magnetofon, který v mÃstnosti náhodou zůstal puÅ¡tÄný. Slova objevitelů, jimiž vyjadÅovali patÅiÄné nadÅ¡enÃ, se tedy jako vzácný dokument uchovala pro historii. 116 </p> 117 <h2>Staré dobré svÄtlo</h2> 118 <p> 119 I když se v pováleÄných letech Krabà mlhovina proslavila hlavnÄ dÃky exotickým procesům spojeným s vysokými energiemi, základnà a nejdůležitÄjÅ¡Ã informace (jako je napÅÃklad vzdálenost nebo chemické složenÃ) o nà byly zÃskány v optické oblasti, pÅedevÅ¡Ãm studiem vláknité obálky. Fyzikálnà podmÃnky plynu ve vláknech nejsou nijak extrémnà a v prvnÃm pÅiblÞenà se podobajà bÄžným plynným mlhovinám - teploty jsou v rozsahu 8000-27000 K, hustoty elektronů kolem 1000 kusů na krychlový centimetr, jen ionizaci má mÃsto horké centrálnà hvÄzdy na svÄdomà ultrafialové a mÄkké rentgenové záÅenà synchrotronové mlhoviny. 120 </p> 121 <p> 122 Zrychlené rozpÃnánà vláken, odhalené už Duncanem, bylo potvrzené podrobnou analýzou, kterou v rámci své doktorské práce provedla Virginie Trimbleová (1968). SouÄasná rychlost rozpÃnánà je asi o 10 procent vyÅ¡Å¡Ã, než by odpovÃdalo pohybu setrvaÄnostà od výbuchu supernovy v roce 1054. Dá se to vyjádÅit i jinak - zpÄtná extrapolace vlastnÃch pohybů vláken do minulosti ukazuje, za pÅedpokladu rovnomÄrného pohybu setrvaÄnostÃ, že jejich expanze zaÄala kolem roku 1140. Je tedy jasné, že pohyb plynné obálky se Äasem opravdu zr
122ychloval, a to pravdÄpodobnÄ působenÃm tlaku magnetického pole a relativistických Äástic synchrotronové mlhoviny, i když Wolfgang Kundt se domnÃvá, že onÃm hybatelem jsou elektromagnetické vlny o frekvenci 30 Hz, vyzaÅované pulsarem pÅesnÄ podle Paciniho pÅedstav. Tak Äi onak, do zrychlenà vláken musela být vložena práce Åádu 10<sup>38</sup> erg (erg je jednotka energie bÄžnÄ použÃvaná v astronomii, 1 erg = 10<sup>-7</sup> J). 123 </p> 124 <p> 125 Trimbleová mÄÅila i radiálnà rychlosti vybraných vláken ve snaze urÄit vzdálenost Krabà mlhoviny. NejvÄtÅ¡Ã hodnotou v jejÃch datech bylo asi 1450 km/s, vlastnà pohyb vláken pak průmÄrnÄ 0,222 "/rok na konci velké osy a 0,151 "/rok na konci malé osy mlhoviny. Vzdálenost od ZemÄ záležà na prostorovém modelu pozůstatku. Pokud je Krab protáhlým elipsoidem, pak onÄch 1450 km/s odpovÃdá 0,151 "/rok a dostaneme vzdálenost 2,02 kpc, pokud je naopak elipsoidem zploÅ¡tÄlým, vyjde nám 1,38 kpc. Dnes se bÄžnÄ pÅijÃmá spÃÅ¡ prvnà možnost, což znamená, že svÄtlo z Krabà mlhoviny k nám letà asi 6500 let. 126 </p> 127 <p> 128 Jednotlivá vlákna majà tlouÅ¡Å¥ku kolem 0,01 parseku, a málokteré je k centrálnÃmu pulsaru blÞ, než asi 0,5 pc. TrojrozmÄrný model Krabà mlhoviny vytvoÅený Davidem Clarkem aj. (1983) ukazuje, že vlákna tvoÅà dvÄ soustÅedné obálky o průmÄru 135 a 340 úhlových vteÅin, s rychlostmi rozpÃnánà 720 a 1800 km/s. Mezi tÄmito slupkami se vyskytujà ojedinÄlá vlákna radiálnà (mÃÅÃcà ke stÅedu mlhoviny). 129 </p> 130 <p> 131 VýjimeÄné rozliÅ¡enà snÃmků z Hubbleova dalekohledu ukázalo (Jeff Hester aj., 1996), že tato radiálnà vlákna jakoby odkapávajà z vnÄjÅ¡Ã obálky â jsou s nà vÄtÅ¡inou spojená užšÃm koncem, zatÃmco na dolnÃm konci jsou ztlustÄlá. Může se zdát podivné mluvit v této souvislosti o dolnÃm konci, ale jak uvidÃme dává to dobrý smysl. Ne snad, že by v tÄchto oblastech mlhoviny byla jeÅ¡tÄ podstatná gravitace centrálnà neutronové hvÄzdy. Jde o to, že gravitaci (která obvykle definuje co je dole, a to nÄkdy dost bolestivým způsobem) může v ÅadÄ situacà stejnÄ tak dobÅe zastoupit zrychlenÃ. Hester aj. poukázali na to, že tvar tÄchto radiálnÃch vláken pÅipomÃná struktury, které se vytváÅà v tekutinách v nichž dojde k Rayleigh-TaylorovÄ nestabilitÄ. BÄžným pÅÃkladem je nestabilnà situace kdy je tÄžšà (pro názornost Äasto obarvená) tekutina v gravitaÄnÃm poli nad lehÄà tekutinou a vzájemnÄ se nemÃsà â nejprve se vytvoÅà prsty mÃÅÃcà proti gravitaÄnÃmu poli, a postupnÄ dojde k vytvoÅenà stabilnÃho stavu, kdy se tÄžšà tekutina ocitne na dnÄ nádoby a lehÄà plave na nÃ. 132 </p> 133 <p> 134 V pÅÃpadÄ Krabà mlhoviny pÅedstavuje lehÄà tekutinu synchrotronová mlhovina, tÄžšà by pak mÄl být pÅedpokládaný zbytek obalu původnà hvÄzdy, a roli gravitaÄnÃho pole hraje zrychlenà způsobené tlakem synchrotronové mlhoviny. Modely vysvÄtujà emisi nÄkterých problematických iontů i tvar a chovánà radiálnÃch vláken, problémem je vÅ¡ak to, že nikdo dodnes nenaÅ¡el ani stopu po oné tÄžšà tekutinÄ, která je podle Hestera aj. nahoÅe a vtéká pozorovanými prsty do synchrotronové mlhoviny. Krabà mlhovina má na snÃmcÃch poÅÃzených ve viditelném svÄtle (napÅÃklad v zelené ÄáÅe kyslÃku [OIII]) s dlouhou expozicà pÅekvapivÄ ostré okraje. Co a pokud vůbec je za touto hranicà je ale záhadou. 135 </p> 136 <p> 137 Celková hmotnost pozorovaných vláken je nejistá, ale vÅ¡echny odhady se vejdou do rozmezà 1-5 hmotnostà sluneÄnÃch, s nejpravdÄpodobnÄjÅ¡Ã hodnotou kolem 2 hmotnostà sluneÄnÃch. Pokud k tomu pÅipoÄÃtáme kompaktnà zbytek původnà hvÄzdy, tedy neutronovou hvÄzdu, která má pÅibližnÄ 1,4 hmotnostà sluneÄnÃch, dostáváme koneÄný úÄet kolem 6 hmotnostà sluneÄnÃch (synchrotronová mlhovina nevážà prakticky nic). Protože souÄasná teorie pÅedokládá, že SN 1054 vznikla kolapsem hvÄzdy o hmotnostech kolem 8-10 hmotnostà sluneÄnÃch (o tom podrobnÄji dále), chybà nám 2-4 hmotnosti sluneÄnà materiálu, který by mÄl obklopovat známou Äást Krabà mlhovinu. VeÅ¡kerá pátránà po tomto rozsáhlém a ÅÃdkém halo, rozpÃnajÃcÃm se rychlostmi typickými pro supernovy II. typu (5000-10000 km/s) vÅ¡ak zatÃm nepÅinesla žádný pozitivnà výsledek. NejnadÄjnÄjÅ¡Ã je detekce halo v rentgenové oblasti družicà Chandra, ale to jak se ukázalo vzniká rozptylem záÅenà synchrotronové mlhoviny na mezihvÄzdném prachu kolem pozůstat
137ku. Hester následnou analýzou ukázal, že pro fungovánà jejich modelu Rayleigh-Taylorovy nestability je dostateÄná menÅ¡Ã hustota halo, než byla dosavadnà pozorovánà schopná odhalit. 138 </p> 139 <p> 140 JeÅ¡tÄ vÄtÅ¡Ã záhadou, pokud mluvÃme o ionizovaném plynu Krabà mlhoviny, je podivný výbÄžek na severnÃm okraji mlhoviny objevený Sidney van den Berghem (1970) a dobÅe patrný na snÃmcÃch v ÄáÅe [OIII] poÅÃzených s dlouhou expozicÃ. Vzhledem pÅipomÃná dutou trubici nebo komÃn, který je Å¡iroký asi 45 úhlových vteÅin a dvakrát tak dlouhý. K jeho vysvÄtlenà vznikla Åada hypotéz (vÄetnÄ té, že se jedná o látku, kterou původnà hvÄzda poztrácela pÅi svém letu vesmÃrem jeÅ¡tÄ pÅed výbuchem supernovy). Porovnánà snÃmků poÅÃzených japonským 8,2-metrovým dalekohledem Subaru v roce 2005 a 4-metrovým dalekohledem na Kitt Peaku v roce 1988 (Gwen Rudie aj., 2007) ale ukazuje, že jde pravdÄpodobnÄ o materiál vyvržený v roce 1054 vÄtÅ¡Ã rychlostÃ, než ostatnà plynná vlákna. 141 </p> 142 <h2>Krabà alchymie</h2> 143 <p> 144 Viditelnému svÄtlu (a bezprostÅednÄ pÅilehlým oblastem spektra) vdÄÄÃme i za údaje o chemickém složenà pozůstatku. Je to dáno tÃm, že veÅ¡kerý původnà materiál je soustÅedÄný do pomÄrnÄ chladných vláken, na rozdÃl od jiných pozůstatků supernov, kde vznikajà rázové vlny, plyn se ohÅÃvá na vysoké teploty a užiteÄná jsou i rentgenová pozorovánÃ. PrvnÃm pÅekvapenÃm je vysoký obsah helia â toho je ve vláknech vÃc, než vodÃku (což je možné pochopit tak, že hvÄzda mÄla pÅi výbuchu vÃceménÄ už jen heliovou obálku, o tu vodÃkovou nÄjakým způsobem pÅiÅ¡la), a co je zajÃmavé, helium je v Krabà mlhovinÄ rozmÃstÄné nepravidelnÄ â ve vnÄjÅ¡Ã vláknité obálce nenà prakticky vůbec, soustÅeÄuje se do jasných vláken blÞ ke stÅedu mlhoviny, která vytváÅà jakýsi prstenec, což už je pochopitelné ménÄ. V tÄchto privilegovaných vláknech pÅedstavuje obsah helia až 95 procent hmotnosti plynu (MacAlpine aj., 1989). 145 </p> 146 <p> 147 DalÅ¡Ã důležitou skuteÄnostÃ, která umožÅuje omezit hmotnost hvÄzdy explodujÃcà v roce 1054, je obsah kyslÃku. Ten nenà výraznÄ zvýšený, což znamená, že jsou vylouÄeny hvÄzdy s hmotnostà vÄtÅ¡Ã než 12-13 hmotnostà sluneÄnÃch. Záhadou je nÃzký obsah dusÃku â pokud bylo helium pozorované v mlhovinÄ souÄástà hvÄzdy, pak muselo vzniknout z vodÃku prostÅednictvÃm tzv. CNO cyklu, který kromÄ jiného zvÄtÅ¡uje množstvà dusÃku. Ten ale chybÃ, pÅitom nemůže být ani ukryt v prachové složce mlhoviny jako napÅÃklad uhlÃk. DalÅ¡Ã záhadou co se týká chemického složenà je pomÄrnÄ velké množstvà niklu. 148 </p> 149 <p> 150 Jak už jsem Åekl, chemické složenà pozůstatku je stÄžejnà nápovÄdou pro teoretiky modelujÃcà supernovu z roku 1054. Pokud je v uÄebnicÃch ÅeÄ o supernovÄ vznikajÃcà zhroucenÃm hmotné hvÄzdy (angl. <em>core-collapse supernova</em>), což v souÄasnosti zahrnuje nejen supernovy typu II, ale i Ib a Ic, pak se vÄtÅ¡inou uvádà pÅÃklad hvÄzdy o hmotnosti kolem 15-20 hmotnosti sluneÄnÃch, jejÞ vývoj dospÄje až do stadia nestabilnÃho železného jádra. V pÅÃpadÄ hvÄzdy dynastie Sung vÅ¡ak podle vÅ¡eho Å¡lo o hvÄzdu o hmotnosti 8-10 hmotnostà sluneÄnÃch (pod 8 hmotnostà sluneÄnÃch žádná hvÄzda jako supernova neexploduje), kde se vytvoÅà jen jádro složené z kyslÃku, neonu a horÄÃku (ONeMg). Simulace exploze takových supernov se rozcházejà v tom, jestli je celková uvolnÄná energie a rychlost srovnatelná s typickými supernovami II typu, nebo jestli jsou ménÄ energeticky vydatné. Pokud podmÄreÄné nejsou a rychlost je 5000-10000 km/s a energie Åádu 10<sup>51</sup> erg, pak máme kromÄ chybÄjÃcà hmotnosti problém i s chybÄjÃcà energiÃ, protože pomÄrnÄ lÃnÄ se rozpÃnajÃcà pozorovaná vlákna majà kinetickou energii kolem 5×10<sup>49</sup> erg. ÅeÅ¡enÃm by opÄt bylo (zatÃm nepozorované) halo. NÄkteÅà autoÅi proto pÅedpokládajÃ, že SN 1054 byla explozà hvÄzdy, která sice původnÄ mÄla kolem 10 hmotnostà sluneÄnÃch, ale nÄjakým způsobem (hvÄzdným vÄtrem nebo v tÄsné dvojvÄzdÄ) pÅiÅ¡la o vnÄjÅ¡Ã obálku dávno pÅed zhroucenÃm jádra. NovÄjÅ¡Ã modely exploze hvÄzd
150s ONeMg jádrem navÃc naznaÄujÃ, že rychlost a energie obálky rozmetané pÅi výbuchu jsou skuteÄnÄ podprůmÄrné (Kitaura aj., 2006). 151 </p> 152 <h2>SvÃtÃcà nic</h2> 153 <p> 154 Až se budete za zimnà noci dÃvat na Krabà mlhovinu, uvÄdomte si, že to, co vidÃte, je úžasný pÅÃrodnà synchrotron. Naprostá vÄtÅ¡ina viditelného svÄtla z celkové jasnosti asi 8,6 mag vzniká dÃky elektronům (a nepochybnÄ i pozitronům), které po Å¡roubovicÃch letà prakticky rychlostà svÄtla kolem magnetických siloÄar, a pÅitom posluÅ¡ny fyzikálnÃch zákonů jako každé urychlované nabité Äástice záÅÃ. ZáÅenà je dÃky relativistickým rychlostem soustÅedÄné do velmi úzkého kužele ve smÄru pohybu, a je lineárnÄ polarizované. Intenzita magnetického pole v mlhovinÄ je asi 3×10<sup>-4</sup> G, energie elektronů zodpovÄdných za viditelné svÄtlo je Åádu 300 GeV (1 eV = 1,6×10<sup>-9</sup> J). Celková energie vÅ¡ech elektronů v amorfnà mlhovinÄ je asi 3×10<sup>47</sup> erg. Synchrotronové záÅenà se u mlhoviny M1 pozoruje od radiových vln až po energie záÅenà gama kolem 100 MeV (z Krabà mlhoviny pÅicházà i fotony vyÅ¡Å¡Ãch energiÃ, až po 100 TeV, avÅ¡ak ty vnikajà zcela jiným procesem, srážkami fotonu s elektronem, kdy elektron svou energii pÅedá fotonu). 155 </p> 156 <p> 157 Elektrony, které svÃtà pÅi průletu magnetickým polem pochopitelnÄ energii ztrácà a nemohou svÃtit vÄÄnÄ. ZatÃmco elektrony dávajÃcà vznik radiovému záÅenà mohly vydržet po celou dobu dosavadnà existence mlhoviny, tedy od roku 1054, u elektronů způsobujÃcÃch rentgenové záÅenà je životnost pouhých nÄkolik mÄsÃců. Už jen z tohoto důvodu musà být průmÄr synchrotronové mlhoviny podstatnÄ menÅ¡Ã v rentgenovém oboru, než ve viditelném svÄtle, a tak tomu skuteÄnÄ je, jak ukázala už prvnà pozorovánà zákrytu Krabà mlhoviny MÄsÃcem v 60. letech. RozliÅ¡ovacà schopnost dneÅ¡nÃm rentgenových dalekohledů je nesrovnatelná s takovýmto hrubým mÄÅenÃm, a dává nám pÅÃležitost prohlédnout si ÄerstvÄ urychlené Äástice v ÄerstvÄ generovaných magnetických polÃch. SnÃmky poÅÃzené družicà Chandra ukázaly osovÄ soumÄrnou strukturu, prstenec v nÃzkých rovnÃkových Å¡ÃÅkách pulsaru kde se hromadà jak magnetické pole rotujÃcÃho pulsaru, tak Äástice jÃm urychlované, a úzké výtrysky a zhustky v mÃstech, kde tuÅ¡Ãme prodlouženà rotaÄnà osy pulsaru. Animace snÃmků u různých mÄsÃců pak ukazuje v rentgenovém oboru pohyb zhustků, které jsou patrné i v optické a radiové oblasti (a totožné s tÄmi, které pozoroval Baade a Scarle), a které nejsou niÄÃm jiným, než mÃsty v synchrotronové mlhovinÄ, kde doÅ¡lo ke zhuÅ¡tÄnà magnetického pole, zvýšenà energie Äástic nebo obojÃmu. 158 </p> 159 <p> 160 Zvláštnostà synchrotronové mlhoviny jsou dva temné zálivy na jejÃm okraji, zhruba na západ a východ od pulsaru. Ten východnà najdeme (prakticky ve stejné podobÄ jako dnes) už na kresbÄ poÅÃzené R. J.Mitchellem, asistentem Lorda Rosse, kolem roku 1855. PolarizaÄnà studie ukazujÃ, že magnetické pole tento temný záliv tÄsnÄ obepÃná, ale nazasahuje do nÄj. Se zajÃmavou teorià vzniku tÄchto zálivů pÅiÅ¡el Robert Fesen aj. (1992). Podle nich jde o Äást prstence o hmotnosti vÄtÅ¡Ã než 0,1 hmotnosti sluneÄnÃ, který obepÃná stÅednà Äást mlhoviny, který byl vyvržený hvÄzdou jeÅ¡tÄ pÅed výbuchem supernovy v roce 1054. 161 </p> 162 <h2>NejmladÅ¡Ã pulsar</h2> 163 <p> 164 Je velice svůdné, ale zároveÅ zrádné pokouÅ¡et se vydávat neutronovou hvÄzdu z roku 1054 za typický pulsar. PSR 0531+21 ve stÅedu Krabà mlhoviny ke totiž naprostým unikátem. JedineÄný je už tÃm, že je pulsarem nejmladÅ¡Ãm (s výjimkou pulsaru J0205+6449 v pozůstatku 3C 58, který vytvoÅila SN 1181 - Camilo aj. 2002), jehož zrozenà mÄlo oÄité svÄdky a známe tak jeho stáÅà s nebývalou pÅesnostà nÄkolika dnÃ. V tom by jej mohl trumfnout jenom pÅedpokládaný pulsar vytvoÅený supernovou 1987A ve Velkém MagelanovÄ mraÄnu, kde dÃky neutrinům známe okamžik kolapsu s neurÄitostà nÄkolika desÃtek sekund. Jakožto pulsar, který
164je ve viditelném svÄtle nejjasnÄjÅ¡Ã ze vÅ¡ech byl PSR 0531+21 také prvnÃm, o nÄmž se v literatuÅe objevuje nÄjaká zmÃnka. Pocházà z roku 1918 a jejÃm autorem je Heber D. Curtis: <em>„PoblÞ stÅedu [Krabà mlhoviny] jsou tÄsnÄ u sebe dvÄ hvÄzdy 16. velikosti, ale nenà jisté, že nÄkterá z nich je centrálnà hvÄzdou.“</em> Pulsar je totožný s jižnà složkou této náhodné dvojhvÄzdy. 165 </p> 166 <p> 167 Krabà pulsar ze vÅ¡ech pulsarů uvolÅuje nejvÄtÅ¡Ã množstvà energie zpomalovánÃm rotace. RotaÄnà perioda (33 ms) se prodlužuje o 36,5 nanosekund za den, nebo chcete-li o 0,04 % za rok, což pÅi obrovském momentu hybnosti neutronové hvÄzdy znamená zmÄnu rotaÄnà energie 5×10<sup>38</sup> erg/s. Tato energie se odnášà do okolnà mlhoviny prostÅednictvÃm urychlených Äástic, elektromagnetických vln s velmi nÃzkou frekvencà a magnetického pole. Dodejme, že energie vyzaÅovaná synchrotronovou mlhovinou je asi 1,5×10<sup>38</sup> erg, takže jejà výdaje pulsar bohatÄ staÄà krýt. Prostý model zpomalovánà rotace můžeme použÃt jak proti proudu Äasu (v roce 1054 mÄl pulsar rotaÄnà periodu asi 19 ms), tak opaÄným smÄrem â produkce energie zpomalovánÃm klesne za 9000 let na pouhé jedno procento souÄasné hodnoty, a to povede k vyhasnutà celé Krabà mlhoviny. 168 </p> 169 <p> 170 KromÄ tohoto plynulého zpomalovánà rotace se u pulsaru PSR 0531+21 pozorujà jednou za nÄkolik let náhlé skoky (angl. <em>glitch</em>), kdy docházà prakticky okamžitÄ ke zrychlenà rotace, o 10<sup>-9</sup> až 10<sup>-8</sup> násobek původnà periody. Může se to zdát málo, ale znamená to obrovskou zmÄnu rotaÄnà energie (Åádu 10<sup>41</sup> erg). V nÄkterých pÅÃpadech se natrvalo zmÄnà i rychlost, s jakou se rotace zvolÅuje trvale. Ve hÅe jsou jak zmÄny vnitÅnà struktury neutronové hvÄzdy (u KrabÃho pulsaru, na rozdÃl tÅeba od pulsaru v Plachtách, se novÄ ukazuje â Crawford a Demianski, 2003 - že starý dobrý model hvÄzdotÅesenà poÅád funguje), tak zmÄny vnÄjÅ¡Ã (uspoÅádánà magnetického pole pulsaru, pÅÃpadnÄ zbytky akreÄnÃho disku). 171 </p> 172 <p> 173 PSR 0531+21 je pozorovatelný v rekordnÃm rozpÄtà frekvencÃ, Äi chcete-li vlnových délek elektromagnetického spektra. PÅitom ve vÅ¡ech oborech spektra jsou svÄtelné kÅivky velice podobné. Od radiových vln až po tvrdé gama záÅenà jsou zÅetelné dva pulsy nestejné výšky bÄhem jedné rotaÄnà periody. Na vÅ¡ech frekvencÃch, v rozmezà 60 oktáv, se pÅitom objevujà - vezmeme-li v úvahu disperzi signálu v mezihvÄzdném prostÅedà - naprosto souÄasnÄ. Vzájemná vzdálenost hlavnÃho a vedlejÅ¡Ãho pulsu je asi 0,4 periody. Na radiových vlnách a to jeÅ¡tÄ jen na vyÅ¡Å¡Ãch frekvencÃch, je zÅetelné jeÅ¡tÄ tÅetà maximum, které tÄsnÄ pÅedcházà hlavnà puls (v anglických pramenech se nazývá <em>radio precursor</em>). 174 </p> 175 <p> 176 Rychlá rotace neutronové hvÄzdy se silným magnetickým polem (v pÅÃpadÄ KrabÃho pulsaru asi 4×10<sup>12</sup>
176 G) vede k indukci nesmÃrnÄ velkých napÄtÃ, která jsou ovÅ¡em ve valném objemu magnetosféry pacifikována množstvÃm nabitých Äástic. V urÄitých oblastech se vÅ¡ak nacházejà vyprázdnÄné vakuové mezery, v nichž indukované elektrické napÄtà může urychlovat elektrony až k energiÃm 10<sup>14</sup> eV. Tyto relativistické elektrony pak energii pÅi pohybu magnetickým polem zase ztrácejà záÅenÃm. Od objevu pulsarů se v literatuÅe objevily jak modely, které pÅedpokládajà urychlovánà v mezeÅe nad magnetickými póly (angl. <em>polar gap model</em>), tak modely lokalizujÃcà unikátnà generátor do tzv. vnÄjÅ¡Ã mezery (angl. <em>outer gap</em>), která se rozkládá v magnetosféÅe pomÄrnÄ daleko od osy rotace pulsaru. Tam už se rychlost Äehokoliv unášeného magnetosférou blÞà rychlosti svÄtla a jakékoliv záÅenà odtud vycházejÃcà je už jen dÃky tomu soustÅedÄné do úzkého svazku. NadÄjný je novÄjÅ¡Ã model (angl. <em>two-pole caustic model</em>), jehož autorem jsou Dyks a Rudak (1993), který konkrétnÄ u pulsaru v Krabà mlhovinÄ pÄknÄ reprodukuje pozorovaná data. 177 </p> 178 <p> 179 O pÅekvapenà vÅ¡ak v pÅÃpadÄ tohoto pulsaru nenà nikdy nouze. Äerstvou záhadou jsou napÅÃklad obÅà (angl. <em>giant</em>) pulsy, které, jak si urÄitÄ vzpomenete, vlastnÄ umožnily původnà objev pulsaru v roce 1968. Jde o to, že na radiových vlnách (jak v hlavnÃm tak ve vedlejÅ¡Ãm pulsu) se Äas od Äasu objevà puls s intenzitou stonásobnÄ nebo tisÃcinásobnÄ vÄtÅ¡Ã než normálnÄ. Studie publikovaná v roce 2003 (Hankins aj.) ukázala, že s dostateÄným Äasovým rozliÅ¡enÃm se obÅà pulsy rozpadajà do jednotlivých velmi krátkých pulsů, s trvánÃm od 2 nanosekund. Za tu dobu svÄtlo proletà jen 60 cm (!), což dává i velikost oblasti, kde pulsy vznikajÃ. Jde tak o nejmenÅ¡Ã utvary detekované ve vesmÃru mimo sluneÄnà soustavu. Pokud by to vám to jako pozoruhodnost nestaÄilo, pak vÄzte, že bÄhem tÄch nÄkolik nanosekund je na centimetrových vlnách Krabà pulsar jasnÄjÅ¡Ã než Slunce, a že energie uvolnÄná v tak malé oblasti je asi 10<sup>19</sup> erg. Mechanismus jakým vznikajà obÅà pulsy je jeÅ¡tÄ vÄtÅ¡Ã záhadou, než vznik pulsů normálnÃch. 180 </p> 181 <h2>Epilog</h2> 182 <p> 183 Je pÅÃpadné konÄit povÃdánà o Krabà mlhovinÄ právÄ pulsarem, který se nacházà v jejÃm srdci. Bez nÄj by totiž neexistovala ani samotná mlhovina viditelná i v malých dalekohledech amatérů. Zpomalovánà rotace pulsaru vytváÅà dostatek energie pro svÃcenà synchrotronové mlhoviny. V magnetickém poli pulsaru jsou z fotonů generovány a urychlovány prakticky na rychlost svÄtla elektrony a pozitrony, které v nà svÃtÃ. Pulsar také generuje magnetické pole prostupujÃcà celou Krabà mlhovinu (původnà magnetické pole, pokud bylo jaké, se už rozpÃnánÃm zeslabilo k nepotÅebÄ). Synchrotronová mlhovina pak ionizuje (a tak vede ke svÃcenà pÅi následné rekombinaci) plynnou vláknitou obálku. A pokud máme vÄÅit Hesterovi a spol., pak i samotná existence plynných vláken je závislá na zrychleném rozpÃnánà synchrotronové mlhoviny a to je zase pohánÄno pulsarem. Až tedy za nÄkolik tisÃc let pulsar ztratà svou rotaÄnà energii, zmizà ze zimnà oblohy i Krabà mlhovina. 184 </p> 185 <p> 186 PÅÃbÄh Krabà mlhoviny a jejÃho pulsaru je neuvÄÅitelnÄ bohaté a témÄÅ nevyÄerpatelnÄ téma, které by jeÅ¡tÄ vystaÄilo na dlouhé povÃdánÃ. Åadu vÄcà jsem musel zkrátit nebo úplnÄ vynechat. Ale i to málo snad ukázalo, že astronomie, a nejen ta pulsarová, nenà a nikdy nebyla uceleným souhrnem poznatků, které jsou ve vzájemném souladu, jak se nám Äasto snažà namluvit uÄebnice a pÅÃruÄky. Platà to samozÅejmÄ také o dneÅ¡nÃm stavu vÄcÃ. 187 </p> 188 <p class="poznamka"> 189 Älánek byl napsaný pro sbornÃk z Ostravského astronomického vÃkendu 2007 konaného HvÄzdárnou a planetáriem Johanna Palisy. 190 </p> 191 </body> 192</html>
Line numbers count LF bytes from the start of the resource, as the search results do. Vendor segments are library code the classifier recognised; they are stored but not indexed. Bytes are shown as Latin1 characters, one per byte.