Obloha v listopadu 2012

Pokud bychom měli v tomto měsíci zmínit jediné datum a jediný nebeský úkaz, bude to bezesporu středa 28. listopadu večer. Tehdy totiž dojde k seskupení Měsíce, jasné planety Jupiter, naoranžovělé, zářící hvězdy Aldebaran a hvězdokup Hyády a Plejády ze souhvězdí Býka. Aby toho nebylo málo, proběhne také polostínové zatmění Měsíce. Bohužel, polostínové zatmění nebývá nijak nápadné a projevuje se jen nepatrným zeslabením jasnosti měsíčního kotouče. S ohledem na to, že Měsíc nad obzor vyjde až v době, kdy bude zatmění končit, prakticky ničeho zvláštního si proto tentokrát nevšimneme.

Jenom o pár hodin dříve předvede zajímavé divadlo také planeta Venuše. K jejímu pozorování si ale musíme přivstat, představuje totiž dominantu ranní oblohy. Mezi 26. a 27. listopadem projde pouhý jeden úhlový stupeň daleko od planety Saturn. Zátiší navíc doplní, nízko nad obzorem i planeta Merkur.

Od Býkovi hlavy vybíhají východním směrem dva rohy: končí u hvězd beta a dzéta Tauri. V těsné blízkosti druhé z nich nalezneme zbytek po explozi supernovy – Krabí mlhovinu. K tomu, abychom ji zahlédli na vlastní oči, budeme potřebovat větší dalekohled. I přesto se jedná o jeden z nejjasnějších objektů svého druhu. Historie tohoto podivuhodného objektu se začala psát už v šestém tisíciletí před naším letopočtem. Právě tehdy, ve vzdálenosti necelých 7 tisíc světelných let, explodovala hvězda s hmotností asi 9 hmotností Slunce. Její železné jádro nevydrželo vzdorovat tíze svrchních vrstev vodíkového obalu a ve zlomku sekundy zkolabovalo. Elektrony byly za nesmírně vysokého tlaku vmáčknuty do protonů, až vzniklo neutronové jádro o průměru pouhých třicet kilometrů a hmotností větší než celé naše Slunce.

Během kolapsu jádra se navíc uvolnilo ohromné množství neutrin, z nichž většina bez problémů prošla tělesem hvězdy ven do okolního vesmírného prostoru. Malý zlomek neutrin se ale přeci jenom ve hvězdě zachytil; to stačilo k prudkému zahřátí vodíkového obalu na teplotu mnoha set milionů stupňů Celsia. Ihned vznikla rázová vlna s rychlostí přes dvacet tisíc kilometrů za sekundu, která hvězdu zcela rozmetala. Stálice se naposledy zjasnila jako tzv. supernova, aby po ní nakonec zůstala pozvolna se rozplývající mlhovina (trosky jejího obalu) a chladnoucí neutronová hvězda (zkolabované jádro).

Celých 7 tisíc roků trvalo, než informace o události dospěla rychlostí světla až k planetě Zemi. Podle záznamů čínských hvězdářů se explodující hvězda na nebi poprvé objevila ráno 4. července 1054. Její jasnost rostla den ode dne, až překonala i nápadnou Venuši. Celých 23 dní byla dokonce pozorovatelná i na denní obloze! Pak však začala supernova opět slábnout, aby 17. dubna 1056 lidským zrakům zmizela nadobro.

Dalších sedm století se nic nedělo, zapomenuty byly i záznamy čínských hvězdářů. Až teprve roku 1731 narazil anglický astronom John Bevis na zvláštní a nepříliš výraznou skvrnku u hvězdy dzéta Býka. Sice připomínala slabou kometu, polohu však neměnila. Proto ji John Bevis zakreslil do atlasu Uranographia Britannica. O tři desetiletí později mlhovinu nezávisle objevil francouzský astronom Charles Messier. Shodou náhod ji také zařadil na první místo seznamu „mlhavých“ objektů, jež by se mohly plést s tehdy hojně hledanými kometami. Od té doby nese označení M 1. Poněkud netradiční jméno však mlhovina dostala až od anglického hvězdáře Lorda Rosseho, kterému v polovině 19. století připomněla klepeto kraba.

Skutečné dějiny výzkumu Krabí mlhoviny začaly ve 20. století. Rozborem přicházejícího světla zjistil Američan Vesto Slipher, že se mlhovina rozpíná. Změny vzhledu potvrdilo i srovnání fotografických záběrů pořízených s odstupem několika roků – jak mlhavé detaily, tak i jemná vlákna, vše se v Krabovi měnilo. Z tempa rozpínání se navíc dalo odhadnout, že objekt vznikl někdy před devíti sty roky.

Výzkum se nezastavil. Australský radioteleskop Sea Interferometr v Dover Heights nedaleko Sydney, jenž využíval k pozorování odraz rádiových vln od mořské hladiny, krátce po druhé světové válce objevil na nebi celou řadu velmi nápadných zdrojů rádiového záření, mezi nimi i Krabí mlhovinu. V dubnu 1963 zachytila výšková raketa Aerobee rentgenové záření přicházející ze stejného místa oblohy a 8. listopadu 1968 byl v mlhovině nalezen i zábleskový zdroj rádiového záření – pulsar označovaný PSR 0531+21. Neobyčejně krátkou periodu záblesků o délce pouhých 33 milisekund odhalil obří radioteleskop Arecibo na ostrově Portoriko.

Posledním střípkem k definitivnímu poznání pravé podstaty M 1 nakonec přispěl náš nejbližší kosmický soused. 15. ledna 1969 totiž přecházel přes Krabí mlhovinu Měsíc. Z okamžiku, kdy zakryl čerstvě objevený pulsar, bylo možné přesně identifikovat optický protějšek rádiového vysílání. A skutečně, u jedné z centrálních hvězd byly vzápětí pozorovány záblesky patrné i ve viditelném světle, které nastávaly se stejnou periodou 33,1 milisekundy jako přicházející rádiové vysílání. Potvrdily se tak teoretické představy o vzniku neutronových hvězd při kolapsu jádra velmi hmotné hvězdy, která explodovala jako supernova.

Neutronová hvězda, kterou sledujeme v Krabí mlhovině, má průměr méně než 30 kilometrů a otočí se kolem své osy 33krát za sekundu. Na pozemské obloze je přibližně 200 tisíckrát slabší než nejslabší hvězdy viditelné bez dalekohledu. I když má neutronová hvězda tak malé rozměry, díky povrchové teplotě přesahující jeden milion stupňů Celsia září stejně jako celé naše Slunce.

V rentgenovém oboru elektromagnetického spektra jsou v blízkosti pulsaru patrné výtrysky nabitých částic dosahující rychlosti až poloviny rychlosti světla. Rozpínající se prstence a rázové vlny, turbulentní víry a další pozoruhodné úkazy lze vystopovat do vzdálenosti několika světelných roků. Všechny tyto jevy jsou nejspíš vytvářeny silným magnetickým polem a nabitými částicemi v okolí neutronové hvězdy. Miliony stupňů horké plazma pak ohřívá okolní plyn a udržuje mlhovinu v zářivém stavu. Odhaduje se, že Krabí mlhovina vyzáří za stejnou dobu tolik energie jako 100 tisíc Sluncí!
V rozpínající se obálce, která má průměr asi deset světelných roků, přitom sledujeme zplodiny jaderného hoření, kdysi probíhajícího v centrálních oblastech dnes již neexistující hvězdy – kyslík, uhlík, dusík, železo a další těžší prvky. Ty obohatí okolní mezihvězdný plyn a stanou se součástí nové, budoucí generace hvězd a samozřejmě i planet.