Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 5 – vyšlo 5. února, ročník 8 (2010) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

5/2010

Jak je stará Medúza?

Ivan Havlíček

Hvězdy vznikají v mračnech prachu a plynů zhušťováním mezihvězdné látky. Následující hvězdný vývoj je závislý zejména na množství látky, které hvězdu tvoří. Obvykle jde o několikanásobky sluneční hmotnosti, jsou známy ale i hvězdy čítající několik desítek nebo i stovek sluneční hmotnosti. Čím je hvězda hmotnější, tím rychleji spotřebuje své palivo – tzv. „vyhoří“ a tím bouřlivější je také konec jejího stabilního zářivého vývoje. Tehdy odhazuje, mnohdy i na několikrát, velké množství své látky do okolního prostoru. Tento jev je možné sledovat jako rozžehnutí novy nebo supernovy.

Nova – hvězda malé svítivosti, která prudce zvýší jas během několika hodin či dnů až o 4 řády. Důvodem je překotná termonukleární reakce na povrchu způsobená materiálem bohatým na vodík, který přetéká z průvodce. Svítivost v průběhu několika měsíců klesá na původní hodnotu. Zbytky odhozené obálky se nazývají planetární mlhoviny. Po explozi novy zůstává na původním místě podstatná část hvězdy. Rekurentní novou nazýváme hvězdu, jejíž záblesky se nepravidelně opakují v průběhu řádově desítek let. Supernova – rozmetání podstatné části hvězdy, při kterém vznikne extrémně jasný objekt, jehož svítívost se o více než 4 řády zvýší. Minimálně 10 % hmotnosti původní hvězdy se přemění na energii exploze. Svítivost posléze klesá v průběhu týdnů či měsíců. K tomuto konci vedou dvě možné cesty: 1) jedná se o velmi hmotnou hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace na neutronovou hvězdu, nebo černou díru; 2) jedná se o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal objemovou termonukleární explozi.

Pozůstatky takového výbuchu lze po čase rozpoznat jako tzv. planetární mlhovinu. Název přetrval z doby, kdy se blízké a jasné pozůstatky po hvězdných explozích, například M 27 (Činka), M 57 (Prstencová v Lyře) nebo M 97 (Soví mlhovina) zdály astronomům velmi podobné planetárním kotoučkům. Ve skutečnosti ale jde o plyn, který se rozpíná do prostoru, může být tvarován magnetickým polem původní soustavy a svítí díky tvrdému záření objektu, který po hvězdě zůstal. Zbytkovým pozůstalým objektem může být bílý trpaslík, neutronová hvězda, popřípadě i ještě bizarnější typ kompaktního tělesa. Vše záleží na tom, kolik látky se na celém ději podílelo. Tolik velmi hrubý popis vzniku planetární mlhoviny. Jelikož jde ale o objekty přeci jen trochu velké – jsou známy mlhoviny v rozměrech i několika desítek světelných roků, vše výše uvedené probíhá velmi dlouho. V dnešní době sice můžeme moderní astronomickou technikou sledovat stovky planetárních mlhovin, jde však vždy jen o velmi krátký časový interval a napozorovaná data se jen velmi obtížně extrapolují do minulosti. Jelikož jsou tyto objekty přeci jen značně rozdílné a u mnoha z nich se nedá s dostatečnou přesností určit jejich stáří, všezahrnující obecný model či vývojová teorie planetárních mlhovin je zatím stále ještě v začátcích.

Pozůstatek po výbuchu supernovy, kterou v roce 1572 pozoroval Tycho Brahe. Snímek pořídil Spitzerův kosmický dalekohled v prosinci 2008. Jde o vzácný případ, kdy je vznik mlhoviny přesně datován a lze tak s dostatečnou přesností posoudit dynamiku dějů, ke kterým v mlhovině dochází. Zdroj: SST.

Mlhovina IC 443 ve viditelném světle. Snímek je orientován stejně jako následné níže uvedené kompozice. Pro orientaci a měřítko snímku: dvě oranžově zbarvené jasné hvězdy na snímku jsou μ Gem (vlevo) a η Gem (vpravo od mlhoviny). Zdroj: Panther Observatory

V souhvězdí Blíženců se nachází planetární mlhovinaPlanetární mlhovina – odhozená obálka hvězdy v jejím závěrečném stádiu vývoje. Za roztodivné tvary planetárních mlhovin může přítomné magnetické pole. Planetární mlhoviny nemají nic společného s planetami, název vznikl na základě podobnosti mlhoviny s kotoučkem planety v malých dalekohledech. IC 443, známá pod označením Medúza (Jellyfish Nebula). Jde o objekt vesměs dosti známý a hojně fotografovaný i amatérskými astronomy. Nachází se ve vzdálenosti 5 000 světelných rokůSvětelný rok (ly) – vzdálenost, kterou světlo ve vakuu urazí za jeden rok, 1 ly = 9,46×10¹² km. a vznikl výbuchem supernovy tak, že její světlo dolétlo na ZemiZemě – největší z planet zemského typu. Je jedinou planetou v celém vesmíru, o které víme, že na ní existuje život. Má dostatečně hustou atmosféru, dostatek kapalné vody v povrchových oceánech. Kolem Země obíhá jediný měsíc s vázanou rotací. Při pozorování Země z kosmu vidíme hlavně modrou barvu oceánů. 70 % povrchu Země je pokryto oceány, 30 % tvoří kontinenty. Země sestává z těchto vrstev: jádro, plášť, kůra, troposféra, stratosféra, mezosféra, termosféra. Plášť a kůra jsou odděleny tzv. Mohorovičiæovým rozhraním. Kůra se posouvá a „plave“ na polotekutém plášti. Teplota v centru Země je 5 100 °C, tlak 360 GPa. Magnetické pole Země má přibližně dipólový charakter, je deformováno slunečním větrem do typického tvaru. před mnoha tisíci roky. Stáří mlhoviny je udáváno ve velkém rozptylu. Údaje se rozchází od „více než tisíc“ až do 30 tisíc roků. Objekt je již několik let studován v různých spektrálních pásmech. Známé jsou snímky synchrotronové emise centrálního pulzaru pořízené observatoří ChandraChandra – družicová observatoř NASA zkoumající vesmír v rentgenovém oboru. Byla vypuštěna v roce 1999. Na palubě observatoře je rentgenový dalekohled o průměru 1,2 m a ohniskové vzdálenosti 10,05 m, tvořený čtyřmi soubory souosých paraboloidně-hyperboloidních zrcadel o délce 0,85 m, se zorným polem o průměru 1,0° a s rozlišením 0,5″., snímky observatoře XMM NewtonXMM-Newton – X ray Multi Mirror, rentgenový dalekohled na oběžné dráze (Evropská rentgenová observatoř). Jeho hlavní součástí jsou tři systémy soustředných pozlacených zrcadel o celkové ploše 120 m². Evropská kosmická agentura (ESA) vypustila do vesmíru observatoř XMM-Newton 10. prosince 1999 z paluby rakety Ariane 5., snímky ve vzdáleném IR oboru pořízené SSTSST (Spitzer Space Telescope) – Spitzerův vesmírný dalekohled. Kosmická observatoř NASA pracující v infračerveném oboru, která byla vynesena na oběžnou dráhu v srpnu 2003 nosnou raketou Delta 7920H ELV. Zrcadlo má průměr 85 cm. Přístroje byly chlazeny kapalným heliem na teplotu 5,5 K do roku 2009. Pozorovací spektrální rozsah byl v období chlazení 3÷180 μm. Od roku 2009 pracuje dalekohled v „teplém“ režimu – teplota celého dalekohledu je cca 30 K a  pracuje jen přístroj IRAS na vlnových délkách 3,6 μm a 4,5 μm. Program observatoře má na starosti California Institute of Technology., bylo provedeno velmi podrobné snímkování na vlně 21 cm radioteleskopem v Arecibu a radioteleskopickou sítí VLAVLA – Very Large Array, síť 27 radioteleskopů poskládaných do tvaru písmene Y umístěná v Socorru v Novém Mexiku. Průměr jedné antény je 25 metrů, hmotnost 230 tun. Elektronicky zpracovaná data poskytují rozlišení odpovídající základně 36 kilometrů a citlivost odpovídající jednomu dalekohledu o průměru 130 metrů. Síť provozuje National Radio Astronomy Observatory (NRAO) od roku 1980.. Medúza je vhodným objektem studentských prací, dalo by se říci, že tato mlhovina již nemůže astronomy ničím překvapit.

Synchrotronový chvost pulzaru v mlhovině IC 443. Zřetelná je jeho poloha v okrajové části této mlhoviny. Snímek je kompozicí rádiové, viditelné a rentgenové oblasti. Zdroj: Chandra.

Zobrazení IC 443 v rozlišení 4“/pixel pořízené RTG observatoří XMM Newton. Na levém obrázku je zaznamenáno měkké energetické pásmo (0,5÷2 keVElektronvolt – jednotka energie. Jde o energii, kterou získá elektron urychlením v potenciálovém rozdílu jeden volt, 1 eV = 1,6×10⁻¹⁹ J. V jaderné fyzice se používají spíše větší násobky této jednotky, kiloelektronvolt keV (10³ eV), megaelektronvolt MeV (10⁶ eV), gigaelektronvolt GeV (10⁹ eV), teraelektronvolt TeV (10¹² eV) nebo petaelektronvolt PeV (10¹⁵ eV). V těchto jednotkách se také vyjadřuje hmotnost (E=mc²) a teplota (E=k_BT). Jeden elektronvolt odpovídá teplotě přibližně 11 600 K.), na pravém tvrdé pásmo (3÷10 keV). Poloha zdroje tvrdého záření – pulzaru – je zřetelná. Zdroj: A&A.

Snímek centrálního bodového zdroje RTG záření v jádru mlhoviny pořízený observatoří ChandraChandra – družicová observatoř NASA zkoumající vesmír v rentgenovém oboru. Byla vypuštěna v roce 1999. Na palubě observatoře je rentgenový dalekohled o průměru 1,2 m a ohniskové vzdálenosti 10,05 m, tvořený čtyřmi soubory souosých paraboloidně-hyperboloidních zrcadel o délce 0,85 m, se zorným polem o průměru 1,0° a s rozlišením 0,5″.. Jde o neutronovou hvězdu – pulzarPulzar – neutronová hvězda, jejíž magnetická a rotační osa nemají shodný směr. Zářící oblasti v magnetických pólech hvězdy díky rotaci vytvářejí pro pozorovatele majákovým efektem pulzy, zpravidla radiové, výjimečně až rentgenové či gama. První pulzar byl objeven v roce 1967 Jocelyn Bellovou (dnes Jocelyn Bell Burnell) pod vedením Anthony Hewishe., která se rychlostí V_NS ~ 250 ± 50 km s^–1 pohybuje mlhovinou. „Kometární chvost“, zobrazený na snímku, je průvodním jevem tohoto pohybu, jde o plyn rozsvícený synchrotronovou emisíSynchrotronní záření – záření generované relativistickými elektrony rotujícími kolem magnetických siločar nebo elektrony kmitajícími v měnícím se magnetickém poli. Jde o záření s výraznou polarizací, ze které je možné určit směr magnetického pole. Záření je polarizováno v rovině dráhy elektronu, soustředěno do úzkého kužele, vyzařováno v původním směru pohybující se částice a má spojité spektrum.. Porovnáním tohoto pohybu, známé vzdálenosti a dnešní morfologie mlhoviny bylo určeno stáří mlhoviny na 30 000 let. Tak dlouho by měl trvat pohyb neutronové hvězdy z centrální oblasti mlhoviny do místa, kde se nalézá dnes. Jde o dobu, kdy pro pozorovatele na Zemi zazářila v Blížencích nová hvězda. Otázkou však je, nakolik pozorovaná neutronová hvězda bezprostředně souvisí se vznikem celé mlhoviny a zda je možno z dnes známých údajů dostatečně přesně určit střed mlhoviny. Zdroj: Chandra

Japonsko-americká kosmická observatoř SUZAKU (Astro-E2, Astro-II) snímala mlhovinu IC 443 rentgenovým spektrometrem XISs (Suzaku's X-ray Imaging Spectrometers) a v září roku 2009 byly publikovány překvapivé výsledky. Napozorovaná spektra byla porovnávána s numerickým modelem. Tentokrát jde o zjevně prozatím nepozorovaný nový typ pozůstatku po supernově. Uvnitř rozpínající se mlhoviny je oblast horkého plynu, který září v RTG oboru a jeho teplota se pohybuje v milionech stupňů. Klíčovou se jeví právě teplota plynu v porovnání se zbývajícími částmi mlhoviny, které tak horké nejsou. Prostřednictvím předpokládaného mechanizmu chladnutí mlhoviny byla vypočtena doba potřebná k tomuto ději. Dřívější výsledky získané tímto postupem nabízely hodnotu v rozptylu 3÷10 tisíc roků. Spektra z měření observatoře XMM Newton z roku 2008 určují stáří 4 000 roků.

Skvrna horkého plynu IC 443 zářící v RTG oblasti. Zdroj: NASA

Spektrum centrální oblasti horké plazmatické skvrny zobrazené na snímku nahoře.
Zdroj: IOP/EJ

Spektra naměřená pomocí SUZAKU však poukazují na vyšší hodnoty energie centrální oblasti horké skvrny. Spektrometr XISs na observatoři změřil energii vysoce ionizovaných atomů. Interpretace se zaměřila na vysoce ionizovaný křemíkKřemík – polokovový prvek, hojně se vyskytující v zemské kůře. Slouží jako základní materiál pro výrobu polovodičových součástek nebo položek pro pěstování nanostruktur. Oxid křemičitý je základní surovina pro výrobu skla a významná součást keramických a stavebních materiálů. Objev křemíku je připisován švédskému chemikovi J. Jacobu Berzeliovi (1824)., síruSíra – Sulphur, je nekovový chemický prvek žluté barvy, hojně zastoupený v přírodě. Tvoří přibližně 0,05 % zemské kůry. Patří do skupiny tzv. chalkogenů. Síra byla známa již v dávnověku, ve starověké Číně sloužila jako jedna ze složek střelného prachu. V chemickém průmyslu se síra používá především pro vulkanizaci kaučuku. Dále je elementární síra základní surovinou pro výrobu kyseliny sírové. Síra je významnou složkou různých prostředků působících proti růstu hub a plísní. Síření sklepů i sudů pro uchovávání vína či piva efektivně brání množení nežádoucích plísní a mikroorganizmů. a také energii volných elektronůElektron – první objevená elementární částice. Je stabilní. Hmotnost má 9,1×10⁻³¹ kg a elektrický náboj 1,6×10⁻¹⁹ C. Elektron objevil sir Joseph John Thomson v roce 1897. Existenci antičástice k elektronu (pozitron) teoreticky předpověděl Paul Dirac v roce 1928 a objevil Carl Anderson v roce 1932. horkého plynu. Zjištěná energie, která je evidentně využívána k opětovné ionizaci (rekombinaci), odpovídá teplotě plynu kolem 17 milionů kelvinů. Mlhovina by musela být nutně mnohem starší než jen několik tisíc roků, aby rekombinaci vysvětlily dosud uvažované modely chladnutí. Nebyl nalezen žádný silný a dostatečně blízký zdroj fotoionizace, který by dokázal dodávat plynu energii potřebnou k pozorované rekombinaci. Také poloha mlhoviny oproti silným galaktickým zdrojům vylučuje přísun energie ze zdroje mimo mlhovinu. S ohledem na vše výše uvedené je nutno hledat zdroj energie v samotné mlhovině. Původcem mlhoviny by měla být obří hvězda dštící do prostoru extrémně silný hvězdný vítr. Při své explozi hvězda velmi rychle zvětší svůj objem a odpovídajícím způsobem zřídne a zchladne. Rozpínající se plyn – vznikající mlhovina – je ale zároveň dotován energií mísením s okolním hustým mezihvězdným prostředím a ionizován. Takto získanou energii je, vzhledem k rychlosti rozpínání, prakticky nemožné stejně rychle, jak byla získána, vyzářit. Prostředí rychlým rozpínáním zřídne natolik (koncentrace se pohybuje v řádech jednotek částic či atomů v cm³), že ionizovaným atomům se nedaří zachytávat elektrony. Doba, která by k tomu v tak velkém oblaku plynu byla potřeba, je neporovnatelně delší než stáří mlhoviny. U pozorované horké skvrny tedy nejpravděpodobněji jde o energii pozůstalou po hvězdné explozi, o přímý důsledek výbuchu supernovy. Pokud ano, musela tehdy teplota rozpínající se bubliny dosahovat alespoň 55 milionů kelvinů. V budoucnu se snad podaří objevit celkový obraz vývoje této komplikované soustavy. Dnes je však i z dílčích výsledků jasné, že k tomu bude nutné zahrnout veškeré jevy, které dnes v Medúze pozorujeme.

Klip týdne: Pulzar plující v mlhovině Medúza

Pulzar plující v mlhovině Medúza. Série snímků začíná širokoúhlým záběrem planetární mlhoviny Medúza IC 443 ve viditelném světle. Medúza je větší než 50 úhlových minut a nachází se v Blížencích mezi hvězdami μ a η. Jelikož se jedná o slabý a přitom plošně o velmi rozsáhlý objekt, je pozorovatelná výhradně záznamovou technikou, například prostřednictvím CCD. Zabíraná oblast se postupně přiblíží k objektu J0617 (CXOU J061705.3+222127). Zároveň jsou do zobrazení ve viditelné části spektra (sjednoceno do červené barvy – Digitized Sky Survey) přibírány snímky v rentgenové oblasti (modrá) a chladné struktury zobrazené v rádiovém oboru (zelená – Very Large Array). Objekt J0617 je neutronovou hvězdou, pulzarem, který prolétává vnitřkem planetární mlhoviny mračnem plynu horkým několik milionů kelvinů. Na snímcích v rentgenovém oboru je viditelná rázová vlna, která pohyb pulzaru prozrazuje. Prozatím není příliš jasné, nakolik pulzar souvisí se vznikem Medúzy a zda je jeho pozorovaný pohyb možné vztáhnout k vývoji mlhoviny. Zdroj: Chandra. (mpg, 6 MB)

Literatura