Úvodní stránka > Krabí mlhovina: Příběh nejmladšího pulsaru

Krabí mlhovina: Příběh nejmladšího pulsaru

V Dějinách čínské dynastie Sung, které sepsal Tchuo-tchuo (1313-1355), najdeme i část věnovanou zvláštním nebeským jevům zvaným kche-sing, hostující hvězda. Píše se tady:

„V prvním roce éry Č-che [1054], v pátém měsíci, v den ťi-čchou [4. července], se [hostující hvězda] objevila několik palců jihovýchodně of Tchien-kuan [Zéta ζ Tauri]. Po více než jednom roce poznenáhlu zmizela.“

Na nebi však po sobě zanechala výraznou stopu známou pod jménem Krabí mlhovina. Pozůstatek, který ještě dnes, po více než 900 letech, znovu a znovu překvapuje astrofyziky a bez problémů zaplňuje celé konference a tlusté svazky monografií. Číslo jedna ve slavném Messierově katalogu, mlhovinu, která svítí ze zcela jiných důvodů než všechny ostatní objekty dostupné dalekohledům amatérů. Objekt, jehož příběh zaujímá přední místo v historii astronomie a který podle některých historiků už svým příchodem na svět ovlivnil život mocných říší.

Zrozena v červencovém ránu

Není pochyb o tom, že hvězda byla viditelná z celé severní polokoule, avšak za všechny podstatné informace, které o ní máme, vděčíme pečlivým záznamům pořízeným na Dálném Východu, především astrology na dvoře čínského císaře. Z Evropy se žádné věrohodné záznamy nedochovaly (ačkoliv si někteří autoři si myslí opak), zápis v arménské kronice z 11. století je velice sporný, souvislost se novou hvězdou roku 1054 je těžké prokázat také u skalních kreseb severoamerických Indiánů, takže mimo východní Asii existuje patrně jen jediný záznam tohoto úkazu, a to z pera křesťanského lékaře Ibn Butlana, který v té době žil v Constantinopoli.

Zprávy z Číny a Japonska jsou důkladně analyzovány v knize Richarda Stephensona a Davida Greena Historical Supernovae and Their Remnants z roku 2002. Shrnu jenom výsledky jejich úsilí. Hvězda host se na nebi poprvé objevila ráno 4. července 1054, blízko Zéta Tauri. Jeden ze zdrojů, deník japonského dvořana Fujiwary Sadaieho žijícího ve 13. století, sice uvádí, že byla spatřena už těsně po 29. květnu, jasností srovnatelná s Jupiterem, ale v tomto případě jde zřejmě o chybu, protože v té době byla Zéta Tauri v konjunkci se Sluncem. Na začátku července však už návštěvnice byla snadno viditelná před východem Slunce, a dokonce - jak dosvědčuje Sung-chuej-jao (Výnosy a ustanovení Sung) - po 23 dní i na denní obloze. Stejná zpráva obsahuje ještě jeden fotometrický údaj, datum 6. dubna 1056 (dříve chybně uváděné jako 17. dubna), kdy hvězda přestala být patrná pouhým okem.

Získaná data jsou, jak vidět, velmi chudá, nicméně jejich dopad na moderní astrofyziku byl nesmírný. Mezitím však události z léta roku 1054 upadly na dlouhá staletí do zapomnění.

Příliš mnoho komet

V roce 1758 žili astronomové čekáním na kometu, jejíž návrat předpověděl Edmond Halley. V sázce nebyla jen jeho koncepce komet obíhajících kolem Slunce, ale také Newtonova teorie gravitace, která v té době ještě zdaleka nebyla všeobecně uznávaná.

Nicholas De l'Isle, astronom pověřený péčí o Námořní observatoř v Cluny (Paříž), byl jedním z těch, kteří Halleymu věřili. Po několika falešných zprávách se z londýnských novin dozvěděl o jasné kometě v souhvězdí Vozky, která byla spatřena 18. června jen pár stupňů od Slunce. De l'Isle pověřil svého schopného asistenta, Charlese Messiera, aby po kometě začal pátrat, ale špatné počasí dlouho bránilo pozorování. Messier ji ulovil až 14. srpna. Od té noci ji pečlivě sledoval a měřil její polohu vzhledem k blízkým hvězdám. Pozorovaná dráha dobře odpovídala té, kterou pro kometu předpovězenou Halleyem určil De l'Isle, avšak jeho výpočty - jak se ukázalo později - byly zcela chybné. Jak se kometa pohybovala k jihozápadu, mezi „rohy Býka“, začalo být jasné, že ani toto není Halleyova vlasatice. Kometa 1758 však přesto vstoupila do historie.

Osmadvacátého srpna začal Messier pozorovat kolem půlnoci, když kometa byla jenom 12 stupňů nad obzorem a dorůstající Měsíc, který byl tři dny po poslední čtvrti, právě vycházel. Používal přitom dalekohled Newtonova typu s ohniskovou vzdáleností asi 4,5 stopy (136 cm), s pevným 66-násobným zvětšením a přídavným vláknovým mikrometrem. Průměr objektivu není bohužel známý, ale Kenneth Glynn Jones se domnívá, že to mohlo být něco kolem 10 centimetrů. Když Messier změřil polohu komety, využil ještě čisté oblohy k tomu, aby určil souřadnice slabých hvězd, které nebyly ve Flamsteedově katalogu. To nejzajímavější však přišlo až před koncem pozorování. Při prohlížení oblohy poblíž Zéta Tauri narazil na další mlhavou skvrnu, která byla „trochu živější a bělejší“ než kometa 1758 a na rozdíl od ní protáhlá. Polohu nového objektu, snad třetí komety příběhu, už bohužel nestačil určit, protože se mezitím zatáhlo.

Taková věc je vždycky nepříjemná, protože špatné počasí může trvat několik týdnů a kometu, jejíž pohyb není znám, se pak už nepodaří najít. Když se ale obloha nad Paříží hned příští noci znovu vyjasnila, zjistil Messier - nejspíš ke svému zklamání - že obláček u jižního rohu Býka se ze svého místa ani nehnul. To znamenalo, že je to jenom jedna z těch nezajímavých a otravných mlhovin. Snad už v té době se De l'Isleův asistent rozhodl pořídit jejich soupis, aby, jak později napsal, „si je astronomové nepletli s kometami, které se sotva objevily“. První vydání jeho katalogu, obsahující prozatím jen 45 objektů, se však v tisku objevilo až o třináct let později. Krátce po jeho vydání přišel Messierovi dopis z Anglie. John Bevis, lékař a astronom amatér mu v něm psal, že mlhovinu uvedenou pod číslem jedna objevil už v roce 1731 a zanesl ji do svého atlasu (ten však za Bevisova života nikdy nevyšel, protože tiskař ještě předtím zbankrotoval). V pozdějších verzích katalogu už Charles Messier uvádí Bevise jako skutečného objevitele.

Stalo se na Mount Wilsonu

Bevisova mlhovina se pro astronomy stala atraktivní teprve tehdy, když si ji dali do souvislosti s hvězdou z roku 1054 a když si pro sebe vynutila zavedení úplně nové kategorie objektů, pozůstatků po supernovách. Dnes už v ní není osamocená - nová verze Greenova katalogu (2006) obsahuje 265 těchto zbytků jen v naší Galaxii. Tehdy, před šedesáti lety, to však vyžadovalo vzdát se řady tradičních názorů na dění ve světě hvězd. Než k tomu rodící se astrofyzika dospěla, snažila se vlastnosti mlhoviny vysvětlit v rámci dosavadních schémat. To je docela přirozené, přírodní vědy jsou ve své podstatě konzervativní a dost dobře nemohou jinak. Pokaždé však dřív nebo později přijde doba, kdy už jsou omšelé škatulky příliš těsné a staré způsoby myšlení neudržitelné.

Okrajové roli, kterou mlhovina zpočátku hrála v rodící se syntéze astronomie a fyziky odpovídá pozornost, kterou ji věnovala v roce 1905 Agnes Clerková v knize Problems of Astrophysics. Pokud na ní shledala vůbec něco zajímavého, vešlo se to do jediného krátkého odstavce, mimochodem zařazeného v kapitole o „nepopsatelných mlhovinách“. Dozvíme se z něj, že Lord Rosse, inspirován jejím vzhledem v 72-palcovém reflektoru, ji pojmenoval Krabí mlhovina (k tomu došlo nejpozději v listopadu 1848, kdy se toto jméno objevuje v jeho pozorovacím deníku), že fotografie získaná Isaacem Robertsem roku 1892 ukazuje hustou svítící hmotu oválného tvaru, a že spektrum mlhoviny, nepochybně plynné ve své podstatě, se skládá z typických zelených čar (dvakrát ionizovaného kyslíku, jak dnes víme) a neobvykle jasného spojitého pozadí.

Už v té době se ale chystalo spojení dvou proudů historie. Čínská zpráva o hvězdě z roku 1054 byla astronomům přístupná od roku 1843, kdy Édouard Biot otiskl její překlad do francouzštiny v Connaisance des Temps, ve stejném časopise, v němž Messier kdysi zveřejnil konečnou verzi svého katalogu. Musela však být znovuobjevená Knutem Lundmarkem (1921), který cituje Biota ve svém soupise nových hvězd uvedených ve starých kronikách. V poznámce pod čarou také poprvé upozornil na to, že v uvedené poloze nedaleko Zéta Tauri se nachází Krabí mlhovina. Článek pak obsahuje komentář - pozůstatky po bývalých novách je prý radno hledat převážně mezi planetárními mlhovinami či Wolfovými-Rayetovými hvězdami. Připomeňme, že astronomové měli v té době s pozůstatky po nových hvězdách čerstvé zkušenosti, protože jasná Nova Persei 1901 (GK Per, v maximu 0,2 mag) a ještě jasnější Nova Aquilae 1918 (V603 Aql, -1,4 mag) vytvořily rozpínající se mlhoviny, které bylo možné velkými dalekohledy obdivovat i vizuálně.

Souvislost Krabí mlhoviny s hvězdou, jejíž úmrtní list vystavili v roce 1054 čínští astrologové, byla potvrzena o něco později Johnem Duncanem z hvězdárny Mount Wilson. Srovnání snímků pořízených v letech 1909 a 1921 vyšlo najevo, že vlákna na okraji mlhoviny se od jejího středu vzdálila asi o 2 úhlové vteřiny. Tato první studie ve skutečnosti jenom naznačila, že se Krabí mlhovina rozpíná, chyby měření byla zatím příliš velké. V roce 1939 však Duncan měření zpřesnil a tentokrát s jistotou ukázal, že expanze mlhoviny začala prakticky z jednoho bodu, a to zhruba v době, kdy na nebi zazářila hvězda dynastie Sung (jak poprvé upozornil Edwin Hubble v roce 1928).

Konec třicátých let přinesl také nové slovo a s ním i novou koncepci. Walter Baade a Fritz Zwicky (opět z Mount Wilsonu) přišli s hypotézou (1934), že dosud pozorované a zřejmě i budoucí nové a hostující hvězdy ve skutečnosti patří do dvou odlišných tříd, lišících se svítivostí. Vedle běžných nov existují i ohňostroje mnohem slavnostnější, které se mohou jasností vyrovnat celé galaxii, a nazvali je supernovy. Konkrétně přitom mysleli na supernovu z roku 1572, kterou proslavil Tycho Brahe, a hvězdu S Andromedae (v maximu asi 6 mag), která v roce 1885 vzplanula ve známé galaxii M31 a vedle mnohem slabších nov (asi 16. velikosti) pozorovaných později Hubblem krásně ilustrovala novou klasifikaci. Hvězda z roku 1054 se na seznam dostala zanedlouho, když se podařilo alespoň zhruba odhadnout její absolutní hvězdnou velikosti (což vyžadovalo jak stanovení pozorované jasnosti supernovy, tak odhad její přibližné vzdálenosti od Země – Mayall, 1939).

Číslo jedna žije

Nevysvětlitelné vlastnosti Krabí mlhoviny však ukazovaly, že v žádném případě to nejsou jen obyčejné cáry plynu, které se setrvačností rozlétají do okolního vesmíru. Všechno nasvědčovalo tomu, že kdesi uvnitř té změti je cosi, co ještě po devíti stoletích od výbuchu produkuje neuvěřitelné množství energie.

První záhadou bylo už samotné rozpínání vláken. Měření Johna Duncana z roku 1939 totiž ukazovalo, že expanze začala někdy v roce 1170, s dobře určenou chybou asi 20 let. Pokud Krabí mlhovina vznikla při výbuchu supernovy 1054, pak to znamenalo, že rozpínání vláken se zrychluje. Něco takového nebyla astrofyzika v té době schopna vysvětlit. Jediný myslitelný mechanismus, tlak světla, selhal už při hrubém kvantitativním odhadu a Baade proto dokonce zavrhl i samotná měření!

K druhému problému, který byl v rámci klasické astrofyziky neřešitelný, vedla docela prostá otázka: proč Krabí mlhovina vlastně svítí? Vlákna ionizovaného plynu, v nichž mají svůj původ emisní čáry helia, vodíku, kyslíku a dalších prvků, dávají jen několik procent světla mlhoviny. Na tom, že Krabí je tak nápadným objektem, má hlavní zásluhu jeho druhá, relativně amorfní část, která má dokonale spojité spektrum a je uzavřená ve spleti vláken. Spojité spektrum má samozřejmě horký plyn, pokud je natolik hustý, že je pro své vlastní (a vůbec jakékoli) záření neprůhledný. Skrz amorfní mlhovinu jsou však vidět hvězdy pozadí a porovnání intenzit obou složek rozštěpených emisních čar dokazuje, že také zadní část vláknité obálky. Nemluvě už o tom, že pokud bychom chtěli ze spektra plynu vymazat opravdu všechny detaily, včetně takzvaného Balmerova skoku v intenzitě u 364 nm, vyšla by nám pro amorfní složku Krabí mlhoviny teplota asi 10 milionů K a celková hmotnost 20 až 50 hmotností slunečních. Prakticky nemožné je také představit si, jak by tlaku okolního hustého a horkého plynu mohla odolat vlákna svítící v emisních čarách, která jsou mnohem řidší a chladnější.

Situace se ještě zhoršila po roce 1948, kdy skupina australských astronomů, vedená Johnem Boltonem, odhalila Krabí mlhovinu jako jeden z prvních a nejjasnějších radiových zdrojů. Model horkého neprůhledného plynu selhával pokud měl vysvětlit zároveň jak průběh radiového tak optického spektra.

Chtělo to nějaký dostatečně ztřeštěný nápad a ten dostal Josif Šklovskij v roce 1953. Když není možné rozumně objasnit radiové záření v rámci jednoho mechanismu jako pokračování viditelného světla, zkusíme to naopak. Co když je světlo amorfní mlhoviny zářením elektronů, které jen o něco pomaleji než světlo prolétají silným magnetickým polem? Něco podobného jako pozorovali v laboratořích General Electrics šest let předtím, když ve vakuové trubici 70 MeV synchrotronu uviděli oslnivě bílou skvrnku světla. Nápad bylo možné jednoduše ověřit, protože synchrotronové záření je lineárně polarizované. To znamená, že detaily v amorfní části Krabí mlhoviny by měly měnit svůj vzhled, pokud je budeme pozorovat přes otáčející se polarizační filtr. Podobný test provedl ještě ve stejném roce Dombrovskij na Bjurakanské observatoři a Messierova jednička v něm obstála na výbornou. Stupeň polarizace mlhoviny jako celku je v optické oblasti asi 7 procent, u jednotlivých detailu však přesahuje i 60 procent. Dnes víme, že tento přírodní synchrotron vyrábí i záření v dalších oborech spektra, od rádiové oblasti po gama záření.

Vyřešení jednoho problému však vytvořilo další. Elektrony, které se po šroubovicích kroutí kolem magnetických siločar, synchrotronovým zářením samozřejmě ztrácejí energii a po čase tak přestávají svítit. Po čase znamená zhruba za sto let, což je podstatně méně než uplynulo od výbuchu supernovy. Ještě horší je situace u elektronů, které produkují rentgenové záření. Ty mají větší energii a proto ji rychleji ztrácejí, na suchu by se ocitly za pouhých několik měsíců. Musí tady proto být něco, co energii částic velkorysým způsobem obnovuje.

Kde tento utajený, ale výkonný, urychlovač hledat napověděly podivuhodné změny, které probíhají ve střední části Krabí mlhoviny, nedaleko dvojice hvězd asi 16. velikosti. Synchrotronová mlhovina není ve všech místech stejně jasná, rozpadá se do několika difúzních skvrn a při velmi klidném ovzduší je patrná i její jemná struktura, tisíce jemných vlákének, takže připomíná chomáč bavlny. V blízkosti centrální dvojhvězdy je mlhovina poměrně slabá, avšak několik úhlových vteřin severozápadně se nachází výrazné, silně protáhlé zjasnění. Když Walter Baade během druhé světové války studoval na Mount Wilsonu změny v této oblasti mlhoviny (na fotografiích pořízených 100-palcovým dalekohledem), zjistil, že hra magnetického pole a relativistických částic má svá pravidla. Čas od času vznikne v blízkosti dvojhvězdy další zjasnění, které se pak šíří směrem k tomu prvnímu. Někdy s ním splyne, někdy se vytratí cestou a za několik měsíců se cyklus může opakovat. Pozdější studie Jeffreye Scargla (1969) tento scénář podstatně obohatila o další varianty. Zdá se například, že vlnka zjasnění synchrotronové mlhoviny může běžet i opačným směrem. Pohybuje se přitom vysokou rychlostí, zhruba 30 000 kilometrů za sekundu! Je zvláštní, že Baade svá původní pozorování těchto jevů nikdy nezveřejnil. Šklovskij to komentoval tím, že se mu asi zdála příliš transcendentní a neslučitelná s tehdejšími představami o Krabí mlhovině.

Geniální předpověď

Nicméně všechny stopy směřovaly k oné dvojici hvězdiček u středu mlhoviny. Duncanova analýza rozpínání umístila jeho počátek do bodu ležícího jen asi 20" od nich, a Baadeho zhustky vznikaly také tady. Kromě experimentálních náznaků tady byly také indicie teoretické. Baade a Zwicky už v roce 1934 předpověděli, že supernovy kromě efektního divadla, expandující mlhoviny a spršky kosmického záření znamenají také vznik kompaktního zbytku, neutronové hvězdy. Je pozoruhodné, že se tak stalo pouhé dva roky poté, co byl neutron objeven, a naprosto neuvěřitelné, že tato předpověď byla správná.

Ovšem kterou ze dvou hvězd vybrat? Baade a Minkowski (1942) předpokládali, že skutečné jádro musí mít vysokou teplotu, stejně jako u planetárních mlhovin, aby plyn mohlo ionizovat. Taková hvězda by měla být nápadná svou modrou barvou, ale ani jedna z těch, které se nabízely, v tomto ohledu nijak nevynikala. Pokud nakonec volba padla na jižní hvězdu, bylo to hlavně proto, že její spektrum na rozdíl od severní neobsahovalo z nějakého důvodu žádné absorpční čáry. Zdá se, že tato intuitivní identifikace byla všeobecně přijata, i když pádný experimentální důkaz pořád chyběl.

Prokázána nebyla ani existence hypotetických neutronových hvězd. To však nijak nebránilo rozvíjení teoretických představ. V předvečer jejich objevu se v časopise Nature objevila téměř věštecká práce Franca Paciniho z Cornellovy univerzity (1967). Její začátek myslím stojí za doslovnou citaci:

Podle fyzikálních zákonů zachování se dá očekávat, že neutronová hvězda se rodí s extrémně silným magnetickým polem (zhruba 10¹² G) a krátkou periodou rotace. Pokud je pole dipólové a jeho osa skloněná vůči ose rotační, rozvíjí Pacini model, stane se neutronová hvězda generátorem elektromagnetických vln s velmi nízkou frekvencí. Jejich cestě k nám sice zabrání plazma ve zbytku supernovy, ale právě při tom se do okolní mlhoviny dodává energie. Z dnešního pohledu není k tomuto základnímu náčrtu co dodat.

Vzrušující šedesátá léta

Dlouho očekávané neutronové hvězdy byly nakonec objeveny zcela neočekávaně, v převlečení za pulsary (Hewish aj., 1968). První z nich, PSR 1919+21, byl ve skutečnosti znám už v době, kdy Pacini poslal do Nature svůj příspěvek. Pár měsíců však trvalo, než Hewishova skupina z Mullardovy observatoře objev potvrdila a zveřejnila, a ještě pak se o podstatu pulsarů vedly spory. Hypotéza rotující neutronové hvězdy, předložená nezávisle na Paccinim také Thomasem Goldem (1968), si nejprve musela vydobýt své místo na slunci. Alternativním mechanismem byly kmity neutronové hvězdy (ty však nemohou mít periodu nad 10 milisekund) nebo bílého trpaslíka (jejich perioda naopak nemůže být kratší než asi 1 sekundu). Objev známého pulsaru v Plachtách (PSR 0833-45), s periodou právě uprostřed zakázaných hodnot (89 milisekund) kmity obou druhů hvězd vyloučil. Pulsar PSR 0531+21, odhalený v říjnu 1968 v oblasti Krabí mlhoviny, už to jenom odsouhlasil. Jednak svou periodou, 33 milisekund, jednak jejím nepatrným, ale dobře patrným prodlužováním, které předpovídal Paciniho a Goldův model (pulsar svítí na úkor své rotační energie).

Historie nalezení pulsaru v Krabí mlhovině a jeho ztotožnění s Baadeho a Minkowskiho hvězdou šestnácté velikosti stojí za bližší komentář. Objevili jej David Staelin a Edward Reifenstein pomocí 90-metrového radioteleskopu v Green Banku, a to přesto, že použité zařízení to vlastně neumožňovalo. Máme-li zaregistrovat nějaký pulsar, musíme mít dostatečné časové rozlišení. To však závisí i na šířce použitého frekvenčního pásma. Disperze radiových vln při průchodu mezihvězdným plazmatem totiž způsobí, že pulsy dorazí na různých frekvencích v různou dobu. U pulsaru v Krabí mlhovině je tento efekt dost výrazný - na 115 MHz přijdou pulsy asi o 1,5 sekundy dřív, než na frekvenci 110 MHz. Pokud tedy přijímač bude citlivý na příliš velký rozsah kmitočtů, rozmažou se pulsy natolik, že jejich délka převýší periodu pulsaru a prostě zmizí. Právě to byl případ 90-metrového radioteleskopu, který měl šířku kanálu 100 kHz. Pulsar PSR 0531+21 byl v Green Banku odhalen jen díky tomu, že kromě běžných pulsů se v jeho vysílání občas objeví i obří pulsy velké amplitudy (jejich studium dodnes přináší spoustu překvapení). Příslušnost k pulsarům nedokazovala periodicita signálů, ale právě charakteristická disperze.

Tímto způsobem však Staelin a Reifenstein v místech, kde se nacházela Krabí mlhovina, neobjevili jen jeden pulsar, ale hned dva! Polohy na nebi byly známy jen přibližně, a tak se nedala vyloučit možnost, že s mlhovinou souvisejí oba. Dnes víme, že druhý pulsar, PSR 0525+21 leží asi jeden a půl stupně západně a je zajímavý tím, že má i dnes třetí nejdelší známou periodu (3,74 sekundy). V kombinaci s tempem jejího prodlužování to znamená, že od zrození pulsaru už uplynulo asi 1,4 milionů let, takže se supernovou z roku 1054 určitě neměl nic společného.

Pulsar, který v mlhovině skutečně přebývá byl zanedlouho pozorován i v optické oblasti. Pulsy viditelného světla s periodou 0,33 s poprvé zaznamenala trojice astronomů ze Stewardovy hvězdárny v Arizoně, John Cocke, Michael Disney a Don Taylor. V jejich původní práci (1969) najdeme mimo jiné i lapidární konstatování, že pulsy byly objeveny v „reálném čase“. Vlastní chvíli objevu, kdy se po několika minutách integrace na katodové trubici konečně objevil zřetelný puls, totiž zachytil magnetofon, který v místnosti náhodou zůstal puštěný. Slova objevitelů, jimiž vyjadřovali patřičné nadšení, se tedy jako vzácný dokument uchovala pro historii.

Staré dobré světlo

I když se v poválečných letech Krabí mlhovina proslavila hlavně díky exotickým procesům spojeným s vysokými energiemi, základní a nejdůležitější informace (jako je například vzdálenost nebo chemické složení) o ní byly získány v optické oblasti, především studiem vláknité obálky. Fyzikální podmínky plynu ve vláknech nejsou nijak extrémní a v prvním přiblížení se podobají běžným plynným mlhovinám - teploty jsou v rozsahu 8000-27000 K, hustoty elektronů kolem 1000 kusů na krychlový centimetr, jen ionizaci má místo horké centrální hvězdy na svědomí ultrafialové a měkké rentgenové záření synchrotronové mlhoviny.

Zrychlené rozpínání vláken, odhalené už Duncanem, bylo potvrzené podrobnou analýzou, kterou v rámci své doktorské práce provedla Virginie Trimbleová (1968). Současná rychlost rozpínání je asi o 10 procent vyšší, než by odpovídalo pohybu setrvačností od výbuchu supernovy v roce 1054. Dá se to vyjádřit i jinak - zpětná extrapolace vlastních pohybů vláken do minulosti ukazuje, za předpokladu rovnoměrného pohybu setrvačností, že jejich expanze začala kolem roku 1140. Je tedy jasné, že pohyb plynné obálky se časem opravdu zrychloval, a to pravděpodobně působením tlaku magnetického pole a relativistických částic synchrotronové mlhoviny, i když Wolfgang Kundt se domnívá, že oním hybatelem jsou elektromagnetické vlny o frekvenci 30 Hz, vyzařované pulsarem přesně podle Paciniho představ. Tak či onak, do zrychlení vláken musela být vložena práce řádu 10³⁸ erg (erg je jednotka energie běžně používaná v astronomii, 1 erg = 10^-7 J).

Trimbleová měřila i radiální rychlosti vybraných vláken ve snaze určit vzdálenost Krabí mlhoviny. Největší hodnotou v jejích datech bylo asi 1450 km/s, vlastní pohyb vláken pak průměrně 0,222 "/rok na konci velké osy a 0,151 "/rok na konci malé osy mlhoviny. Vzdálenost od Země záleží na prostorovém modelu pozůstatku. Pokud je Krab protáhlým elipsoidem, pak oněch 1450 km/s odpovídá 0,151 "/rok a dostaneme vzdálenost 2,02 kpc, pokud je naopak elipsoidem zploštělým, vyjde nám 1,38 kpc. Dnes se běžně přijímá spíš první možnost, což znamená, že světlo z Krabí mlhoviny k nám letí asi 6500 let.

Jednotlivá vlákna mají tloušťku kolem 0,01 parseku, a málokteré je k centrálnímu pulsaru blíž, než asi 0,5 pc. Trojrozměrný model Krabí mlhoviny vytvořený Davidem Clarkem aj. (1983) ukazuje, že vlákna tvoří dvě soustředné obálky o průměru 135 a 340 úhlových vteřin, s rychlostmi rozpínání 720 a 1800 km/s. Mezi těmito slupkami se vyskytují ojedinělá vlákna radiální (mířící ke středu mlhoviny).

Výjimečné rozlišení snímků z Hubbleova dalekohledu ukázalo (Jeff Hester aj., 1996), že tato radiální vlákna jakoby odkapávají z vnější obálky – jsou s ní většinou spojená užším koncem, zatímco na dolním konci jsou ztlustělá. Může se zdát podivné mluvit v této souvislosti o dolním konci, ale jak uvidíme dává to dobrý smysl. Ne snad, že by v těchto oblastech mlhoviny byla ještě podstatná gravitace centrální neutronové hvězdy. Jde o to, že gravitaci (která obvykle definuje co je dole, a to někdy dost bolestivým způsobem) může v řadě situací stejně tak dobře zastoupit zrychlení. Hester aj. poukázali na to, že tvar těchto radiálních vláken připomíná struktury, které se vytváří v tekutinách v nichž dojde k Rayleigh-Taylorově nestabilitě. Běžným příkladem je nestabilní situace kdy je těžší (pro názornost často obarvená) tekutina v gravitačním poli nad lehčí tekutinou a vzájemně se nemísí – nejprve se vytvoří prsty mířící proti gravitačnímu poli, a postupně dojde k vytvoření stabilního stavu, kdy se těžší tekutina ocitne na dně nádoby a lehčí plave na ní.

V případě Krabí mlhoviny představuje lehčí tekutinu synchrotronová mlhovina, těžší by pak měl být předpokládaný zbytek obalu původní hvězdy, a roli gravitačního pole hraje zrychlení způsobené tlakem synchrotronové mlhoviny. Modely vysvětují emisi některých problematických iontů i tvar a chování radiálních vláken, problémem je však to, že nikdo dodnes nenašel ani stopu po oné těžší tekutině, která je podle Hestera aj. nahoře a vtéká pozorovanými prsty do synchrotronové mlhoviny. Krabí mlhovina má na snímcích pořízených ve viditelném světle (například v zelené čáře kyslíku [OIII]) s dlouhou expozicí překvapivě ostré okraje. Co a pokud vůbec je za touto hranicí je ale záhadou.

Celková hmotnost pozorovaných vláken je nejistá, ale všechny odhady se vejdou do rozmezí 1-5 hmotností slunečních, s nejpravděpodobnější hodnotou kolem 2 hmotností slunečních. Pokud k tomu připočítáme kompaktní zbytek původní hvězdy, tedy neutronovou hvězdu, která má přibližně 1,4 hmotností slunečních, dostáváme konečný účet kolem 6 hmotností slunečních (synchrotronová mlhovina neváží prakticky nic). Protože současná teorie předokládá, že SN 1054 vznikla kolapsem hvězdy o hmotnostech kolem 8-10 hmotností slunečních (o tom podrobněji dále), chybí nám 2-4 hmotnosti sluneční materiálu, který by měl obklopovat známou část Krabí mlhovinu. Veškerá pátrání po tomto rozsáhlém a řídkém halo, rozpínajícím se rychlostmi typickými pro supernovy II. typu (5000-10000 km/s) však zatím nepřinesla žádný pozitivní výsledek. Nejnadějnější je detekce halo v rentgenové oblasti družicí Chandra, ale to jak se ukázalo vzniká rozptylem záření synchrotronové mlhoviny na mezihvězdném prachu kolem pozůstatku. Hester následnou analýzou ukázal, že pro fungování jejich modelu Rayleigh-Taylorovy nestability je dostatečná menší hustota halo, než byla dosavadní pozorování schopná odhalit.

Ještě větší záhadou, pokud mluvíme o ionizovaném plynu Krabí mlhoviny, je podivný výběžek na severním okraji mlhoviny objevený Sidney van den Berghem (1970) a dobře patrný na snímcích v čáře [OIII] pořízených s dlouhou expozicí. Vzhledem připomíná dutou trubici nebo komín, který je široký asi 45 úhlových vteřin a dvakrát tak dlouhý. K jeho vysvětlení vznikla řada hypotéz (včetně té, že se jedná o látku, kterou původní hvězda poztrácela při svém letu vesmírem ještě před výbuchem supernovy). Porovnání snímků pořízených 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 pravděpodobně o materiál vyvržený v roce 1054 větší rychlostí, než ostatní plynná vlákna.

Krabí alchymie

Viditelnému světlu (a bezprostředně přilehlým oblastem spektra) vděčíme i za údaje o chemickém složení pozůstatku. Je to dáno tím, že veškerý původní materiál je soustředěný do poměrně chladných vláken, na rozdíl od jiných pozůstatků supernov, kde vznikají rázové vlny, plyn se ohřívá na vysoké teploty a užitečná jsou i rentgenová pozorování. Prvním překvapením je vysoký obsah helia – toho je ve vláknech víc, než vodíku (což je možné pochopit tak, že hvězda měla při výbuchu víceméně už jen heliovou obálku, o tu vodíkovou nějakým způsobem přišla), a co je zajímavé, helium je v Krabí mlhovině rozmístěné nepravidelně – ve vnější vláknité obálce není prakticky vůbec, soustřeďuje se do jasných vláken blíž ke středu mlhoviny, která vytváří jakýsi prstenec, což už je pochopitelné méně. V těchto privilegovaných vláknech představuje obsah helia až 95 procent hmotnosti plynu (MacAlpine aj., 1989).

Další důležitou skutečností, která umožňuje omezit hmotnost hvězdy explodující v roce 1054, je obsah kyslíku. Ten není výrazně zvýšený, což znamená, že jsou vyloučeny hvězdy s hmotností větší než 12-13 hmotností slunečních. Záhadou je nízký obsah dusíku – pokud bylo helium pozorované v mlhovině součástí hvězdy, pak muselo vzniknout z vodíku prostřednictvím tzv. CNO cyklu, který kromě jiného zvětšuje množství dusíku. Ten ale chybí, přitom nemůže být ani ukryt v prachové složce mlhoviny jako například uhlík. Další záhadou co se týká chemického složení je poměrně velké množství niklu.

Jak už jsem řekl, chemické složení pozůstatku je stěžejní nápovědou pro teoretiky modelující supernovu z roku 1054. Pokud je v učebnicích řeč o supernově vznikající zhroucením hmotné hvězdy (angl. core-collapse supernova), což v současnosti zahrnuje nejen supernovy typu II, ale i Ib a Ic, pak se většinou uvádí příklad hvězdy o hmotnosti kolem 15-20 hmotnosti slunečních, jejíž vývoj dospěje až do stadia nestabilního železného jádra. V případě hvězdy dynastie Sung však podle všeho šlo o hvězdu o hmotnosti 8-10 hmotností slunečních (pod 8 hmotností slunečních žádná hvězda jako supernova neexploduje), kde se vytvoří jen jádro složené z kyslíku, neonu a horčíku (ONeMg). Simulace exploze takových supernov se rozcházejí v tom, jestli je celková uvolněná energie a rychlost srovnatelná s typickými supernovami II typu, nebo jestli jsou méně energeticky vydatné. Pokud podměrečné nejsou a rychlost je 5000-10000 km/s a energie řádu 10⁵¹ erg, pak máme kromě chybějící hmotnosti problém i s chybějící energií, protože poměrně líně se rozpínající pozorovaná vlákna mají kinetickou energii kolem 5×10⁴⁹ erg. Řešením by opět bylo (zatím nepozorované) halo. Někteří autoři proto předpokládají, že SN 1054 byla explozí hvězdy, která sice původně měla kolem 10 hmotností slunečních, ale nějakým způsobem (hvězdným větrem nebo v těsné dvojvězdě) přišla o vnější obálku dávno před zhroucením jádra. Novější modely exploze hvězd s ONeMg jádrem navíc naznačují, že rychlost a energie obálky rozmetané při výbuchu jsou skutečně podprůměrné (Kitaura aj., 2006).

Svítící nic

Až se budete za zimní noci dívat na Krabí mlhovinu, uvědomte si, že to, co vidíte, je úžasný přírodní synchrotron. Naprostá většina viditelného světla z celkové jasnosti asi 8,6 mag vzniká díky elektronům (a nepochybně i pozitronům), které po šroubovicích letí prakticky rychlostí světla kolem magnetických siločar, a přitom poslušny fyzikálních zákonů jako každé urychlované nabité částice září. Záření je díky relativistickým rychlostem soustředěné do velmi úzkého kužele ve směru pohybu, a je lineárně polarizované. Intenzita magnetického pole v mlhovině je asi 3×10^-4 G, energie elektronů zodpovědných za viditelné světlo je řádu 300 GeV (1 eV = 1,6×10^-9 J). Celková energie všech elektronů v amorfní mlhovině je asi 3×10⁴⁷ erg. Synchrotronové záření se u mlhoviny M1 pozoruje od radiových vln až po energie záření gama kolem 100 MeV (z Krabí mlhoviny přichází i fotony vyšších energií, až po 100 TeV, avšak ty vnikají zcela jiným procesem, srážkami fotonu s elektronem, kdy elektron svou energii předá fotonu).

Elektrony, které svítí při průletu magnetickým polem pochopitelně energii ztrácí a nemohou svítit věčně. Zatímco elektrony dávající vznik radiovému záření mohly vydržet po celou dobu dosavadní existence mlhoviny, tedy od roku 1054, u elektronů způsobujících rentgenové záření je životnost pouhých několik měsíců. Už jen z tohoto důvodu musí být průměr synchrotronové mlhoviny podstatně menší v rentgenovém oboru, než ve viditelném světle, a tak tomu skutečně je, jak ukázala už první pozorování zákrytu Krabí mlhoviny Měsícem v 60. letech. Rozlišovací schopnost dnešním rentgenových dalekohledů je nesrovnatelná s takovýmto hrubým měřením, a dává nám příležitost prohlédnout si čerstvě urychlené částice v čerstvě generovaných magnetických polích. Snímky pořízené družicí Chandra ukázaly osově souměrnou strukturu, prstenec v nízkých rovníkových šířkách pulsaru kde se hromadí jak magnetické pole rotujícího pulsaru, tak částice jím urychlované, a úzké výtrysky a zhustky v místech, kde tušíme prodloužení rotační osy pulsaru. Animace snímků u různých měsíců pak ukazuje v rentgenovém oboru pohyb zhustků, které jsou patrné i v optické a radiové oblasti (a totožné s těmi, které pozoroval Baade a Scarle), a které nejsou ničím jiným, než místy v synchrotronové mlhovině, kde došlo ke zhuštění magnetického pole, zvýšení energie částic nebo obojímu.

Zvláštností synchrotronové mlhoviny jsou dva temné zálivy na jejím okraji, zhruba na západ a východ od pulsaru. Ten východní najdeme (prakticky ve stejné podobě jako dnes) už na kresbě pořízené R. J.Mitchellem, asistentem Lorda Rosse, kolem roku 1855. Polarizační studie ukazují, že magnetické pole tento temný záliv těsně obepíná, ale nazasahuje do něj. Se zajímavou teorií vzniku těchto zálivů přišel Robert Fesen aj. (1992). Podle nich jde o část prstence o hmotnosti větší než 0,1 hmotnosti sluneční, který obepíná střední část mlhoviny, který byl vyvržený hvězdou ještě před výbuchem supernovy v roce 1054.

Nejmladší pulsar

Je velice svůdné, ale zároveň zrádné pokoušet se vydávat neutronovou hvězdu z roku 1054 za typický pulsar. PSR 0531+21 ve středu Krabí mlhoviny ke totiž naprostým unikátem. Jedinečný je už tím, že je pulsarem nejmladším (s výjimkou pulsaru J0205+6449 v pozůstatku 3C 58, který vytvořila SN 1181 - Camilo aj. 2002), jehož zrození mělo očité svědky a známe tak jeho stáří s nebývalou přesností několika dní. V tom by jej mohl trumfnout jenom předpokládaný pulsar vytvořený supernovou 1987A ve Velkém Magelanově mračnu, kde díky neutrinům známe okamžik kolapsu s neurčitostí několika desítek sekund. Jakožto pulsar, který je ve viditelném světle nejjasnější ze všech byl PSR 0531+21 také prvním, o němž se v literatuře objevuje nějaká zmínka. Pochází z roku 1918 a jejím autorem je Heber D. Curtis: „Poblíž středu [Krabí mlhoviny] jsou těsně u sebe dvě hvězdy 16. velikosti, ale není jisté, že některá z nich je centrální hvězdou.“ Pulsar je totožný s jižní složkou této náhodné dvojhvězdy.

Krabí pulsar ze všech pulsarů uvolňuje největší množství energie zpomalováním rotace. Rotační perioda (33 ms) se prodlužuje o 36,5 nanosekund za den, nebo chcete-li o 0,04 % za rok, což při obrovském momentu hybnosti neutronové hvězdy znamená změnu rotační energie 5×10³⁸ erg/s. Tato energie se odnáší do okolní mlhoviny prostřednictvím urychlených částic, elektromagnetických vln s velmi nízkou frekvencí a magnetického pole. Dodejme, že energie vyzařovaná synchrotronovou mlhovinou je asi 1,5×10³⁸ erg, takže její výdaje pulsar bohatě stačí krýt. Prostý model zpomalování rotace můžeme použít jak proti proudu času (v roce 1054 měl pulsar rotační periodu asi 19 ms), tak opačným směrem – produkce energie zpomalováním klesne za 9000 let na pouhé jedno procento současné hodnoty, a to povede k vyhasnutí celé Krabí mlhoviny.

Kromě tohoto plynulého zpomalování rotace se u pulsaru PSR 0531+21 pozorují jednou za několik let náhlé skoky (angl. glitch), kdy dochází prakticky okamžitě ke zrychlení rotace, o 10^-9 až 10^-8 násobek původní periody. Může se to zdát málo, ale znamená to obrovskou změnu rotační energie (řádu 10⁴¹ erg). V některých případech se natrvalo změní i rychlost, s jakou se rotace zvolňuje trvale. Ve hře jsou jak změny vnitřní struktury neutronové hvězdy (u Krabího pulsaru, na rozdíl třeba od pulsaru v Plachtách, se nově ukazuje – Crawford a Demianski, 2003 - že starý dobrý model hvězdotřesení pořád funguje), tak změny vnější (uspořádání magnetického pole pulsaru, případně zbytky akrečního disku).

PSR 0531+21 je pozorovatelný v rekordním rozpětí frekvencí, či chcete-li vlnových délek elektromagnetického spektra. Přitom ve všech oborech spektra jsou světelné křivky velice podobné. Od radiových vln až po tvrdé gama záření jsou zřetelné dva pulsy nestejné výšky během jedné rotační periody. Na všech frekvencích, v rozmezí 60 oktáv, se přitom objevují - vezmeme-li v úvahu disperzi signálu v mezihvězdném prostředí - naprosto současně. Vzájemná vzdálenost hlavního a vedlejšího pulsu je asi 0,4 periody. Na radiových vlnách a to ještě jen na vyšších frekvencích, je zřetelné ještě třetí maximum, které těsně předchází hlavní puls (v anglických pramenech se nazývá radio precursor).

Rychlá rotace neutronové hvězdy se silným magnetickým polem (v případě Krabího pulsaru asi 4×10¹² G) vede k indukci nesmírně velkých napětí, která jsou ovšem ve valném objemu magnetosféry pacifikována množstvím nabitých částic. V určitých oblastech se však nacházejí vyprázdněné vakuové mezery, v nichž indukované elektrické napětí může urychlovat elektrony až k energiím 10¹⁴ eV. Tyto relativistické elektrony pak energii při pohybu magnetickým polem zase ztrácejí zářením. Od objevu pulsarů se v literatuře objevily jak modely, které předpokládají urychlování v mezeře nad magnetickými póly (angl. polar gap model), tak modely lokalizující unikátní generátor do tzv. vnější mezery (angl. outer gap), která se rozkládá v magnetosféře poměrně daleko od osy rotace pulsaru. Tam už se rychlost čehokoliv unášeného magnetosférou blíží rychlosti světla a jakékoliv záření odtud vycházející je už jen díky tomu soustředěné do úzkého svazku. Nadějný je novější model (angl. two-pole caustic model), jehož autorem jsou Dyks a Rudak (1993), který konkrétně u pulsaru v Krabí mlhovině pěkně reprodukuje pozorovaná data.

O překvapení však v případě tohoto pulsaru není nikdy nouze. Čerstvou záhadou jsou například obří (angl. giant) pulsy, které, jak si určitě vzpomenete, vlastně umožnily původní objev pulsaru v roce 1968. Jde o to, že na radiových vlnách (jak v hlavním tak ve vedlejším pulsu) se čas od času objeví puls s intenzitou stonásobně nebo tisícinásobně větší než normálně. Studie publikovaná v roce 2003 (Hankins aj.) ukázala, že s dostatečným časovým rozlišením se obří pulsy rozpadají do jednotlivých velmi krátkých pulsů, s trváním od 2 nanosekund. Za tu dobu světlo proletí jen 60 cm (!), což dává i velikost oblasti, kde pulsy vznikají. Jde tak o nejmenší utvary detekované ve vesmíru mimo sluneční soustavu. Pokud by to vám to jako pozoruhodnost nestačilo, pak vězte, že během těch několik nanosekund je na centimetrových vlnách Krabí pulsar jasnější než Slunce, a že energie uvolněná v tak malé oblasti je asi 10¹⁹ erg. Mechanismus jakým vznikají obří pulsy je ještě větší záhadou, než vznik pulsů normálních.

Epilog

Je případné končit povídání o Krabí mlhovině právě pulsarem, který se nachází v jejím srdci. Bez něj by totiž neexistovala ani samotná mlhovina viditelná i v malých dalekohledech amatérů. Zpomalování rotace pulsaru vytváří dostatek energie pro svícení synchrotronové mlhoviny. V magnetickém poli pulsaru jsou z fotonů generovány a urychlovány prakticky na rychlost světla elektrony a pozitrony, které v ní svítí. Pulsar také generuje magnetické pole prostupující celou Krabí mlhovinu (původní magnetické pole, pokud bylo jaké, se už rozpínáním zeslabilo k nepotřebě). Synchrotronová mlhovina pak ionizuje (a tak vede ke svícení při následné rekombinaci) plynnou vláknitou obálku. A pokud máme věřit Hesterovi a spol., pak i samotná existence plynných vláken je závislá na zrychleném rozpínání synchrotronové mlhoviny a to je zase poháněno pulsarem. Až tedy za několik tisíc let pulsar ztratí svou rotační energii, zmizí ze zimní oblohy i Krabí mlhovina.

Příběh Krabí mlhoviny a jejího pulsaru je neuvěřitelně bohaté a téměř nevyčerpatelně téma, které by ještě vystačilo na dlouhé povídání. Řadu věcí jsem musel zkrátit nebo úplně vynechat. Ale i to málo snad ukázalo, že astronomie, a nejen ta pulsarová, není a nikdy nebyla uceleným souhrnem poznatků, které jsou ve vzájemném souladu, jak se nám často snaží namluvit učebnice a příručky. Platí to samozřejmě také o dnešním stavu věcí.

Článek byl napsaný pro sborník z Ostravského astronomického víkendu 2007 konaného Hvězdárnou a planetáriem Johanna Palisy.