Máte doma supermoderní pračku, která odstřeďuje rychlostí 1 600 otáček za minutu? To je už pořádný cvrkot, při němž se buben stihne otočit asi 26 krát za sekundu. A teď si představte kouli o poloměru asi 20 km, jak rotuje s frekvencí 30 otáček za sekundu, tedy 1 800 ot./min. Obvodová rychlost na "rotačním rovníku" je téměř 7 milionů kilometrů za hodinu. Tak divoký kolotoč předvádí neutronová hvězda, pozůstatek po výbuchu supernovy, kterou v roce 1054 zaregistrovali v souhvězdí Býka (Taurus) čínští i arabští hvězdopravci jako třetí, po Slunci a Měsíci nejjasnější objekt na obloze. Exploze rozfoukla do kosmického okolí vrchní vrstvy původní hvězdy, přibližně 8 až 12 krát hmotnější než Slunce. Tato její vnější obálka dnes tvoří mlhovinu o průměru 11 světelných let, což je přibližně 7 krát více, než je průměr Sluneční soustavy, když jí měříme po vnější hranice Oortova oblaku.
Velká mlhovina, kterou podle kraba připomínajícího nákresu irského astronoma Williama Parsonse z roku 1844 nazýváme Krabí, se v současnosti rozpíná rychlostí 1 500 km/s. K tomu svou energií přispívá silný hvězdný vítr - nepřetržitý proud urychlených částic, převážně elektronů, vanoucí obrovskou rychlostí z povrchu rychle rotující neutronové hvězdy. Toto jádro původního hvězdného obra stlačené obrovskou gravitací do nejhustější formy hmoty, jakou ještě dokážeme fyzikálně popsat, nyní pozorujeme jako nejjasnější optický pulsar. Kromě zřetelného rádiového signálu slabě září i ve viditelném světle.
Proč pulsar? Neutronová hvězda má silné magnetické pole, jež na jejím povrchu má intenzitu i několik sto miliónů Tesla (u magnetarů i o tři řády více). Pro porovnání: dipólová složka magnetického pole Slunce má na povrchu asi jeden Gauss, tedy asi desetitisícinu Tesly (= 0,0001 T), což je jenom dvojnásobek intenzity geomagnetického pole ve vyšších zeměpisných šířkách na povrchu Země (0,00005 T, na rovníku asi o třetinu méně). Extrémní pole neutronové hvězdy způsobuje, že z oblastí magnetických pólů, kde do prostoru vybíhají otevřené siločáry, obrovskou rychlostí tryskají soustředěné proudy elektronů a pozitronů s vysokou energií. Protože osa magnetického dipólu je, podobně jako u Země, odkloněna od osy rotační, tyto výtrysky rotují s neutronovou hvězdou a ozařují okolní prostor jako dvě světla majáku (viz video pod článkem). Vyzařují v různých vlnových délkách - od rádiových vln, přes viditelné světlo, až po rentgenové a gama paprsky. Protože jeden z výtrysků periodicky „osvětluje“ oblast Sluneční soustavy, jeho zdroj – neutronovou hvězdu - pozorujeme jako pulsar, tedy pulsující hvězdu. Záblesky jejího "majáku" přicházející ze vzdálenosti asi 6 500 světelných let registrujeme s frekvencí přibližně 30 krát za sekundu.
I když je tento pulsar ostře sledovaným zajímavým objektem, nečekaná překvapení se rodí mimo něho, v blízkých oblastech rozpínající se mlhoviny, v prostoru vyplněném nejen hmotou v podobě horkého ionizovaného plynu, zejména helia, vodíku a kyslíku, ale i ve formě širokého spektra elektromagnetického záření a magnetickými poli. Letos v únoru vyšel v časopisu Science článek podepsaný týmem asi 150 astronomů, kteří spolupracovali na řešení záhady dvou zvláštních vzplanutí záření gama pozorovaných v oblasti Krabí mlhoviny již dříve. První událost registrovaly přístroje na kosmických sondách v únoru 2009. Po dobu 16 dnů byla emise gama záření čtyřikrát vyšší než je její běžná úroveň. Druhé vzplanutí v září 2010 bylo sice podstatně kratší, 4 denní, zato až šestkrát intenzivnější. Výsledky analýz naznačují, že v obou případech by mohlo jít o synchrotronové záření elektronů urychlených na obrovské energie v řádu biliard elektronvoltů, tedy 1015 eV. Jestli je to tak, pak jsou to ty nejenergetičtější částice, které se podařilo ve vzdáleném vesmírném objektu zaznamenat. Energie jimi vyzářených fotonů gama přesáhla hodnotu 100 milionů elektronvoltů. Je to o 8 řádu více, než je energie fotonů viditelného světla (asi 1,7 - 3,3 eV). Zdrojem těchto vzplanutí nebyla celá mlhovina, ani samotný pulzar, ale oblast s průměrem menším než 430 miliard kilometrů, což je přibližně 16 a půl světelného dne.
Tím ale příběh o záhadných ohňostrojích gama paprsků nekončí, protože má letošní velkolepé pokračování. Satelity měřící z oběžné dráhy záření s kratší vlnovou délkou, tedy s vyšší energií, například trojlístek sond NASA: Fermi , Swift a Rossi, zaregistrovaly v lednu menší změny v rentgenovém vyzařování mlhoviny. Hlavní představení ale nastalo právě v den 50. výročí Gagarinova letu do kosmu, 12. dubna. Sonda Fermi a později i italská AGILE zaznamenaly v Krabí mlhovině explozi gama záření s energií až 30násobně přesahující běžný zářivý výkon v této spektrální oblasti. Vzplanutí bylo až pětkrát vyšší než v záři 2010. Vysoká aktivita pokračovala s různou intenzitou po dobu šesti dnů, 16. dubna satelity změřily dokonce ještě větší emisi gama paprsků, než 4 dny předtím. Pak aktivita postupně klesla opět na standardní úroveň.
Je zajímavé, že tato výrazná zjasnění v spektrální oblasti gama se na nižších frekvencích, tedy ve větších vlnových délkách neprojevily a ani známá rentgenová sonda Chandra nic výjimečného nezachytila. Astrofyzikům tak z nebe spadl zajímavý rébus, kterým se mohou nějaký ten rok zaměstnávat. Zatím se shodnou na tom, že jde o vyzařování elektronů prudce urychlených na vysoké relativistické rychlosti velmi blízké rychlosti světla, při nichž tyto elementární částice dosáhly stonásobně vyšší energii, než na jakou by je mohl urychlit nejvýkonnější pozemský urychlovač LHC. O jaké urychlovací mechanismy by mohlo jít? Podle prvních odhadů opírajících se o časové změny pozorovaného gama záření, k dubnovému několikadennímu vzplanutí došlo v oblasti o velikosti Sluneční soustavy ve vzdálenosti asi třetinu světelného roku od neutronové hvězdy. Zatím nejpravděpodobnějším vysvětlením se proto jeví přeuspořádání magnetických polí, takzvaná magnetická rekonekce, někde v čele rázové vlny. Proudy plazmatu, zejména elektronů, které v podobě obou výtrysků a hvězdného větru proudí od neutronové hvězdy asi poloviční rychlostí než je rychlost světla, naráží na okolní rozptýlenou hmotu mlhoviny a zpomalují. V jisté vzdálenosti od pulzaru tak vzniká rázová vlna, v níž se rychlost větru mění skokem a tvoří se turbulence. I když vlastní magnetické pole neutronové hvězdy není zde nijako silné, turbulence ve vodivém plazmatu ho různě deformují a svým pohybem generují další sekundární pole. V tomto komplikovaném a fyzikálně zajímavém chaosu může docházet k magnetickým zkratům, k takzvaným magnetickým rekonekcím, kdy se propojí navzájem opačně orientované magnetické siločáry a uvolní se velké množství energie. Tu si odnášejí nabité částice v podobě zrychlení.
Protože nejsou elektricky neutrální, jejich pohyb se řídí magnetickým polem. Letí podél jeho siločar, přičemž okolo nich krouží po spirále a emitují takzvané synchrotronové záření. Astrofyzikové předpokládají, že právě toto vyzařování elektronů (a pozitronů) prudce urychlených magnetickou rekonekcí na rychlost blízkou rychlosti světla je nejpravděpodobnějším zdrojem pozorovaných vzplanutí gama v Krabí mlhovině.
Řešení ale nebude tak jednoduché, jak by se na první pohled mohlo zdát. Ve vzdálenostech od neutronové hvězdy, kde se oblast vzplanutí gama podle prvních odhadů nacházela, je magnetické pole neutronové hvězdy poměrně slabé, asi o řád, možná i dva méně intenzivní, než je geomagnetické pole na povrchu Země. Za těchto podmínek by magnetická rekonekce na tak velké urychlení elektronů neměla stačit a jejich synchrotronové záření by nedosáhlo energií odpovídajících gama paprskům. Navíc rázová vlna vzniká neustále v interakci rychlých jetů a hvězdného větru s hmotou mlhoviny, ale vzplanutí gama registrujeme jen zřídkakdy, předem se nedají předvídat a trvají různě dlouhou dobu. Pro astrofyziky, kteří se zabývají principy "kosmických urychlovačů" částic, jsou to vzrušující otázky a velká výzva. Objevily se již první práce nabízející možné vysvětlení tohoto paradoxu Krabí mlhoviny. Jedno z těch nejnadějnějších publikovali fyzikové z University of Colorado, kteří elektrony kromě energie uvolněné při magnetické rekonekci urychlují i pomocí elektrických polí, jež přitom vznikají.
(Poznámka k magnetické rekonekci: Tento mechanismus má na svědomí například i známé sluneční erupce, při nichž vzestupný proud slunečního plazmatu zdeformuje siločáry magnetického pole. Tím se na nich vytvoří smyčka. Když se v spodní části propojí, uvolněná energie vyvrhne oblak horkého plazmatu do meziplanetárního prostoru. Předpokládá se, že tyto procesy přispívají k překvapivě vysoké teplotě sluneční koróny, samozřejmě nejsou jediným zdrojem jejího ohřevu. Více o tomto fyzikálním fenoménu se můžete dočíst na stránkách Aldebaranu, nebo podrobně v Encyklopedii astronomie a astrofyziky.)
Video 1: 12. dubna, v den 50. výročí letu prvního člověka do vesmíru, zaregistrovaly přístroje sondy Fermi záhadné intenzivní gama záření z oblasti Krabí mlhoviny, ne však od samotného pulsaru.
Video 2: Krabí mlhovina na kompozitním snímku připomíná zvláštní barevný vláknitý kokon. Vlákna jsou tvořena zbytky atmosféry původní hvězdy a září v něm hlavně ionizované helium, vodík a něco kyslíku. Hustota tohoto plazmatu je asi 1 300 částic na kubický centimetr a jeho teplota dosahuje asi 11 až 18 tisíc Kelvinů. Tajemná modrá záře v centrální oblasti je rentgenové synchrotronové vyzařování elektronů urychlených na asi polovinu rychlosti světla. Dobře zviditelňuje mohutné proudy (jety) elektricky nabitých částic tryskající rychlostí srovnatelnou s rychlostí světla z magnetických pólů pulzaru. Velký disk v jeho rovníkové oblasti je záření převážně "rovníkového" větru urychlených částic (elektronů) emitovaných z povrchu neutronové hvězdy. V oblastech kde naráží na plyn okolní mlhoviny a prudce zpomalují, vzniká rázová vlna. Modrá barva odpovídá rentgenového obrazu získanému pomocí sondy Chandra, Hubblův optický snímek má odstíny žluté a červené a infračervené spektrum zaznamenané sondou Spitzer je znázorněné purpurovou barvou. Rentgenový snímek je vzhledem k ostatním zmenšený. Kredit: X-ray: NASA/CXC/SAO/F.Seward; Optical: NASA/ESA/ASU/J.Hester & A.Loll; Infrared: NASA/JPL-Caltech/Univ. Minn./R.Gehrz
Video 3:
Diskuze:
