Krabia hmlovina

V roku 1054 sa zrazu v súhvezdí Býka objavila taká jasná hviezda, že ju bolo vidieť voľným okom aj za denného svetla…

Svietiace zvyšky po explózii supernovy z roku 1054. Sú od Zeme vzdialené 6 500 svetelných rokov a vypĺňajú priestor s priemerom 15 svetelných rokov. Hmlovina ako celok sa stále rozpína rýchlosťou 2 000 km za sekundu, foto NASA, ESA.

V letopisoch čínskej dynastie Sun sa o hviezde hovorí: V prvom roku obdobia Cin-ho v piatom mesiaci a v deň Ci-cu sa objavila hviezda – hosť – niekoľko prstov severozápadne od hviezdy Tien-kuan a pomaly slabla až zmizla za viac ako jeden rok. Tento dátum zodpovedá 4. júnu 1054 a hviezda Tien-kuan je dnešná Zeta Tauri. V inom čínskom rukopise je správa cisárskeho hvezdára: Hviezda – hosť – bola viditeľná vo dne ako Venuša a lúče z nej vyžarovali na všetky strany. Jej farba bola červenobiela. Poslušný rozkazu môjho cisára, ktorému som o tomto zjave hneď podal správu, vyhotovil som patričné vysvetlenie, ktoré hovorí, že hviezda hosť zostane na svojom mieste, čo znamená, že náš vladár bude mocný a naša ríša získa veľké bohatstvo. Požiadal som, aby túto predpoveď odovzdali úradu pre históriu, a tak sa zachovala do budúcnosti. V Európe táto nápadná nebeská udalosť zostala bez povšimnutia, nikdy sa nenašiel žiadny písomný záznam.
V roku 1731 anglický astronóm J. Bevis našiel ďalekohľadom neďaleko hviezdy Zeta Tauri hmlistý útvar, ktorý jeho bujnej fantázii pripomínal obrysy morského kraba, a preto ho nazval Krabia hmlovina. J. W. Herschel (1792 1871), ktorý v tých časoch pozoroval najväčším ďalekohľadom, opisuje hmlovinu ako útvar s mnohými výbežkami podobajúcimi sa pazúrom a súčasne pripája i podrobnú kresbu. Je zaujímavé, že neskorší pozorovatelia popierali existenciu týchto podrobností, až moderná fotografia dala Herschelovi za pravdu.
V roku 1784 dostala hmlovina označenie M1, čo znamená v poradí prvý objekt v zozname hmlovín a hviezdokôp, ako ho zostavil Ch. Messier (1730 1817). Hmlovina M1 je dosť jasná, aby sa dala súčasnými ďalekohľadmi dobre študovať. Jej zdanlivá hviezdna jasnosť 8,4 zodpovedá plameňu sviečky zo vzdialenosti 31 km. Hmlovina sa dá fotografovať a jej svetlo spektrografom rozložiť na jednotlivé zložky. V ďalekohľade pri vizuálnom pozorovaní je jej vzhľad hmlistý. Oveľa lepšiu službu nám poskytne fotografia. Na nej sa hmlovina objaví ako polopravidelný eliptický útvar s rozmerom 3 x 4 obl. minúty.
V roku 1942 uverejnil W. Baade (1893 1960) nové snímky tejto hmloviny získané 2,5-metrovým reflektorom mountwilsonskej hvezdárne. Pri fotografovaní použil optické filtre, ktoré prepustili len určité vlnové oblasti. Všetky snímky počínajúc ultrafialovými až po viditeľné svetlo sa navzájom podobali. Ale v dvoch oblastiach vznikli fotografie už na prvý pohľad odlišné. Prvá zachycovala najčervenšie svetlo, aké ešte oko postrehne. V tejto spektrálnej oblasti väčšina hmlovín vysiela jasné emisné čiary, predovšetkým červenú vodíkovú čiaru H-alfa, ale aj čiary ionizovaného dusíka, neutrálneho hélia, zakázané čiary neutrálneho kyslíka a ďalšie. Dalo sa predpokladať, že fotografie prezradia, či spomínané prvky sú v hmlovine na niektorých miestach väčšmi zastúpené. A to sa skutočne stalo: celá hmlovina sa ukázala zahalená do bohatej siete jemných vláken jasne svietiacich a splývajúcich na mnohých miestach do žiarivých uzlov nevídanej bohatosti. Tieto vlákna svietili jasnejšie ako celá hmlovina. Druhá snímka využila žiarenie ešte dlhšej vlnovej dĺžky za červeným koncom spektra, teda infračervené žiarenie. Na týchto fotografiách sieť vláken celkom zmizla.
Fotografie vzbudili živý záujem astrofyzikov. Ako je možné, že vnútorná bezštruktúrna hmlovina vysiela toľko svetla v spojitej časti spektra a nevykazuje žiadne čiary? A ďalej, prečo spektrálne čiary pochádzajú iba z jasných vláken a nevyskytujú sa v hlavnom tele hmloviny?
Už v roku 1921 C. O. Lampland zistil, že spektrálne čiary tejto hmloviny sú rozštiepené. To vzniká v prípade, že hmlovina sa rozpína. Svetlo oblastí, ktoré sa k nám približujú, má kratšiu vlnovú dĺžku, svetlo oblastí, ktoré sa od nás vzďaľujú, má dlhšiu vlnovú dĺžku. Rýchlosť rozpínania sa dá z rozštepu čiar zmerať. To urobil americký astronóm N. Mayall (1903 1970) a zistil, že Krabia hmlovina sa rozpína rýchlosťou až 2 000 km za sekundu! Pri takom prudkom rozpínaní by sa hmlovina mala zväčšovať priamo pred našimi očami!

Stred Krabej hmloviny, ESA/Hubble

Astronómovia si medzi sebou porovnali najlepšie snímky získané v rôznych rokoch. A skutočne sa ukázalo, že na nových snímkach je hmlovina trochu väčšia ako na starých. Ročne sa zväčšuje vo všetkých smeroch o 0,2 oblúkovej sekundy. Z rozštepu spektrálnych čiar vieme, že za rok sa zväčší každým smerom o 60 miliárd kilometrov, čo zo Zeme vidíme ako zväčšenie o 0,2 obl. sekundy. Z toho sa dá vypočítať vzdialenosť hmloviny od Zeme na 6,2.10¹⁴ km, teda 2 kiloparseky. Na cestu k nám svetlo z tejto hmloviny potrebuje 7 520 rokov.
Ak sa hmlovina centrálne rozpína uhlovou rýchlosťou 0,2 obl. sekundy za rok, aký čas potrebovala na to, aby dosiahla súčasný uhlový priemer 3 obl. minúty? Vyjde 900 rokov, teda začiatok expanzie nastal v polovici jedenásteho storočia nášho letopočtu, a to je práve vtedy, keď Číňania pozorovali jasnú hviezdu na tomto mieste oblohy. Nemožno teda pochybovať: Krabia hmlovina je pozostatok po výbuchu supernovy z roku 1054.
Keď supernova vybuchne, rozmetá väčšinu svojej hmoty do kozmického priestoru a na mieste zostane iba jadro pôvodnej hviezdy zmenenej na neutrónovú hviezdu alebo na čiernu dieru. Život normálnej hviezdy prebieha tak, že v jej vnútri sa uvoľňuje jadrová energia postupným spájaním štyroch jadier vodíka na jadro hélia. Táto reakcia je síce pomalá, ale zato najvýdatnejšia. Po reakcii zostáva uvoľnená energia a novovzniknuté hélium, ktoré v tomto štádiu vývoja vytvára zatiaľ nespáliteľný popol. Tak žije hviezda milióny rokov, až sa jedného dňa použiteľný obsah vodíka v jadre hviezdy vyčerpá a pre stále rastúce množstvo héliového popola sa spaľovanie vodíka v strede hviezdy udusí. Tlak horných vrstiev hviezdy zvýšený ťažším jadrom (héliový popol je ťažší ako pôvodné vodíkové jadro) zahreje okolie hviezdneho jadra natoľko, že horenie vodíka sa presťahuje do vrstiev susediacich s jadrom, kým jadro samo sa tlakom horných vrstiev zahreje tak, že héliový popol sa sám vznieti a spaľuje hélium na uhlík, dusík a kyslík. Tento jednoduchý proces spaľovanie stále ťažších prvkov pokračuje ďalej, až je konečným produktom železo. Tento element žiadnu energiu neuvoľňuje, rovnováha vo hviezde je zrazu prerušená. V zlomku sekundy sa hviezdne jadro s priemerom tisícov kilometrov zrúti na malú guľu s priemerom iba 10 až 15 km. To je sprevádzané stlačením jadra na hustotu 10¹⁵ gramov na kubický centimeter. Nasleduje pád horných vrstiev hviezdy na tvrdé neutrónové jadro. Tie sa od neho odrazia a implózia sa zmení na explóziu, ktorá celú hmotu pôvodnej hviezdy okrem jadra rozmetá do kozmického priestrou. Tento proces vnímame ako výbuch supernovy.
Aby vznikla neutrónová hviezda, musí mať pôvodná hviezda určitú hmotnosť, povedzme desaťnásobok hmotnosti Slnka. Hviezdy s menšou hmotnosťou sa na neutrónovú hviezdu nemôžu premeniť, tlak horných vrstiev na ich jadro je nedostatočný a z ich jadra sa stáva len biely trpaslík. Napríklad z nášho Slnka ani supernova, ani neutrónová hviezda nikdy nebude. Hviezdy s hmotnosťou Slnka sa pred svojím koncom nafúknu natoľko, že nie sú schopné udržať príťažlivosťou pri sebe horné vrstvy, ktoré sa postupne odparia a obnažia jadro hviezdy bieleho trpaslíka , v ktorom už žiadne jadrové reakcie neprebiehajú a ktorý žije iba zo zásob tepla nazhromaždených počas aktívneho života.
Pôvodná hviezda, z ktorej pri jej zániku vzniká neutrónová hviezda, necháva svojmu potomkovi niekoľko zaujímavých fyzikálnych vlastností. Po prvé, všetky hviezdy rotujú. Pri kolapse sa zachová moment rotačnej hybnosti, v dôsledku toho neurtrónová hviezda rotuje fantastickou rýchlosťou stoviek otáčok za sekundu. Ďalej hustota energie magnetického poľa, ktorá na povrchu pôvodnej hviezdy nie je nič mimoriadne, pri malom povrchu neutrónovej hviezdy nadobúda intenzitu triliónkrát silnejšiu ako hoci magnetické pole Zeme. Je také silné, že môže deformovať atómy železa v kôre neutrónovej hviezdy na dlhé tvrdé ihly. Iným dôsledkom je tento jav: v silnom magnetickom poli pohybujúci sa magnet generuje napätie. Neutrónová hviezda je rotujúci magnet, na povrchu ktorého vznikne také silné napätie, že vytiahne elektróny, pozitróny a ióny z povrchu a vymrští ich do kozmického priestoru pozdĺž magnetických siločiar pulzarový vietor. Ďalším dôsledkom silného magnetického poľa sú pulzy samy. Magnetické póly neutrónovej hviezdy vysielajú úzky zväzok žiarenia. Magnetická os spravidla nesplýva s rotačnou osou. Preto sa spomínaný zväzok žiarenia otáča po oblohe v rytme rotácie hviezdy. Pulzar hmloviny M1 má periódu 0,033 sekundy a na rádiových vlnách by bzučal ako čmeliak. Jeho perióda sa pomaly predlžuje o 36,4 miliardtiny sekundy každý deň. Strata rotačnej energie je zdrojom žiarenia hmloviny.

Doc. Dr. Záviš Bochníček, CSc.

Tento článok si môžete prečítať v časopise Quark 2/2000. Ak chcete mať prístup aj k exkluzívnemu obsahu pre predplatiteľov alebo si objednať tlačenú verziu časopisu Quark, prihláste sa alebo zaregistrujte.
Komentáre