Kuidas kosmoses pöörata

Autor: Üllar Kivila

Itaalia astronaut Samantha Cristoforetti demonstreerib selles 2022. aastal ISSi pardal filmitud videos põhimõtet, mille abil paljud tehiskaaslased kosmoses ilma kütusekulu või välise mõjuta ennast pöörata saavad, kasutades selleks hoorattaid või güroskoope.

Energia või impulsi jäävuse seadustest on ilmselt paljud kuulnud ning vahest nende põhjal kooli füüsikatunnis ka üht-teist arvutanud, kuid jäävusseaduste seltskonna vähemtuntud liige - impulsimomendi jäävus - kipub sageli vaid kulmukergitust esile kutsuma. Tegemist on impulsi jäävuse seaduse analoogiga pöördliikumise korral, mida võiks sõnastada järgmiselt: "välismõjude puudumisel suletud süsteemi pöörlemishulk ei muutu".

Satelliidi kosmoses pööramiseks on levinud hoorattad (inglise keeles "reaction wheel"), mida elektrimootoriga pöörlema pannes hakkab kogu satelliit impulsimomendi jäävuse tõttu vastassuunas pöörlema. Enamik suuri satelliite kasutab vähemalt kolme (või tagavaraks rohkemaid) üksteisega ristuvatel telgedel asuvat hooratast, et võimaldada seda igas ruumiteljes vabalt pöörata. Kosmosetehnoloogia uudiste sagedasemad jälgijad on vahest kursis, et kuulsa ja pikaealise Hubble'i kosmoseteleskoobi ühed suurimad murelapsed on just güroskoobid ja hoorattad, mis on teleskoobi täpseks suunamiseks ja paigalhoidmiseks hädavajalikud, kuid mis kipuvad tiheda ja pikaajalise kasutamise peale ajapikku kuluma.

Impulsimomendi jäävuse rakendusi ja ilminguid näeme nii maapealses elus kui ka kosmoses teisigi, näiteks võimaldab see iluuisutajatel jääl olles kontrollida oma pöörlemiskiirust käte keha lähedale tõmbamise või välja sirutamisega. Samuti on see osa põhjusest, miks planeedisüsteemides on suurte planeetide orbiidid enamasti ühel tasapinnal, miks Saturni ja teiste planeetide rõngasüsteemid asuvad nende ekvatoriaaltasandis, kuid nende nähtuste pikem selgitamine vajab ilmselt omaette postitust. Vahest varsti...

Üks aasta Eestit kosmosest

Autor: Üllari Kivila

Panime kokku 12 satelliidifotot Eestist, mis on pärit Euroopa Kosmoseagentuuri Sentinel-2 satelliidilt ning mida saab igaüks vabalt vaadata Maa- ja Ruumiameti Satilao ESTHub vahendusel.

Üritasime saavutada enam-vähem ühe foto kalendrikuu kohta, kuid see päris täpselt ei õnnestunud, põhiliseks takistuseks oli satelliidi erinev katvuspiirkond iga ülelennu kohta koos meie sageli pilviste ilmadega. Vaata iga foto juurest täpsemat kirjeldust meie aastaringist.

17. juuli 2025. Märgata tasub arenevaid äikesepilvi Jõgeva- ja Pärnumaal ning Läänemeres "õitsevaid" sinivetikaid (nimest hoolimata paistavad need vees roheka massina ning tegelikult ka ei õitse, sest vetikatel pole õisi).

13. august 2025.

5. september 2025. Väga mitmekesiste pilvedega päev, kus on korraga esindatud nii madalama kihi rünkpilved, keskmise kõrgusega ühtlane pilvekiht kirdes ja idas ning saarte kohal kõrged kiudpilved.

20. oktoober 2025. Loodus on hakanud kolletama ning selget ilma esineb meil sügisest kevadeni harva, mistõttu on oktoobrist veebruarini üsna raske pilvevaba pildiga päeva leida.

14. november 2025. Kuigi pilt on tehtud enam-vähem keskpäeva paiku, annavad pikad pilvede varju aimu talve lähenemisest.

14. detsember 2025. Kirde-Eesti kohal võib lisaks looduslikele pilvedele märgata paari lennukisaba ning oletatavasti ka Auvere elektrijaama korstnast pärinevat pikka aurusaba.

2. veebruar 2026. Siseveekogud on püsivalt jäätunud ning Liivi lahel on suures koguses merejääd.

17. veebruar 2026. Sellel talvel oli üle mitme aasta võimalik avada jääteed liikluseks mandri ja saarte vahel.

14. märts 2026. Püsiv lumikate on kadunud, merel ja siseveekogudel kestab jää sulamine veel edasi. Saarte ja Loode-Eesti kohal on näha mitmeid lennukisabasid, ehk joonpilvi või kondensatsioonijälgi.

20. aprill 2026.

8. mai 2026. Loodus hakkab uuesti roheliseks muutuma.

7. juuni 2026. Pruunid sood ja rabad annavad tugeva kontrasti ülejäänud rohelise taimestikuga.

Kosmiline nahkhiir

Autor: Üllar Kivila

Et Eestis valitsevad praegu valged ööd ning kohalikud astrofotograafid on suvepuhkusel, jagame kauneid pilte laiast maailmast. Umbes 1400 valgusaasta kaugusel Maokandja tähtkujus asub tume neeldumisudu tähisega LDN 43, milles toimub parasjagu aktiivne täheteke. Vähemalt üks udu südames moodustuv noor täht neelab ümbritsevat ainet sedavõrd ahnelt, et osa sellest paiskub udu keskelt hooga eemale, tekitades pildil üles paremale suunatud punases vesinik-alfa kiirguses helendava gaasijoa.

Et toimuva mastaape paremini hoomata, tasub võrrelda, et see tume udukogu on ligi 16 valgusaastat pikk, kattes seega ligi neli korda Päikese ja meile lähima teise tähesüsteemi alfa Kentauri vahemaa. Maa taevas on selle foto vertikaalne vaateväli 1,7°, ehk veidi enam kui kolmekordne täiskuu läbimõõt. Palja silmaga pole selle looduse loometöö õrna valgust paraku aga võimalik näha ning seetõttu läks prantsuse astrofotograafil Cédric Humbert'il selle foto jaoks teleskoobiga valguse kogumiseks kokku üle 26 tunni.

Võimalik lahendus kahe aastatuhande pikkusele täheheleduse mõistatusele

Autor: Üllar Kivila

θ Eridani (theeta Eridani) või araabiakeelse nimega Acamar on Eestist vaadeldamatu täht taeva lõunapoolkeral Eriidanuse tähtkujus. Praegusel ajal särab see taevas umbes kolmanda tähesuurusega*, olles seega võrreldav näiteks Suure Vankri seitsmest tähest kõige nõrgema, Megrez’iga (δ Ursae Majoris). Kui vaadata aga antiikaja allikaid, täpsemalt Vana-Kreeka Hipparchose (2. sajand e.m.a), Ptolemaiose (2. sajand) ja Pärsia al-Sufi (10. sajand) tähekatalooge, on see täht märgitud enam kui kahe tähesuuruse jagu, ehk umbes 10 korda heledamaks kui see meile praegu paistab. Oma tänapäevase heledusega on θ Eridani esmakordselt tähekataloogi kantud 16. sajandil Hollandi meresõitjate poolt. Et kõigi kolme vanaaja autori poolt tehtud ühesugust eksimust oleks keeruline selgitada, on astronoomid üritanud välja selgitada, kas selle tähe heledus on tõepoolest suurel määral muutunud.

Kunstniku illustratsioon lähedase kaksiktähe vahel toimuvast aine ülevoolust. Antud juhul toimus see protsess vaid astronoomiliselt lühikest aega (1000-2000 aastat) ning piisavalt vähesel määral, mistõttu jäid mõlemad tähed selle lõpuks enam-vähem samasuguseks kui algselt. Mitmete teiste sarnaste tähesüsteemide puhul võib see protsess aga kesta seni, kuni doonortäht on valdava osa oma kogumassist kaotanud.

Iisraeli astronoomid Idel Waisberg ja Boaz Katz kasutasid mitmete maapealsete ja kosmoseteleskoopide andmeid, et θ Eridani süsteemi lähemalt uurida. Kuigi palja silmaga vaadeldes paistab see üksiku tähena, on tegelikult tegemist kolmiksüsteemiga, mille kaks lähemat komponenti tiirlevad teineteise ümber vaid 12 miljoni kilomeetri kaugusel (umbes 1/5 Merkuuri kaugust Päikesest) iga nelja päevaga. Mõlemad tähed on Päikesest suuremad, enam kui kaks korda massiivsemad ning umbes neli korda suurema läbimõõduga hiiud. See tähendab, et oma raskusjõuga moonutavad need teineteise kuju ning piisava läheduse korral võib käivituda ka aine ülevool ühe tähe atmosfäärist teisele tähele. Just sellist aine ülevoolu perioodi peavadki Waisberg ja Katz tähe varasema suurema heleduse põhjustajaks. See võis toimuda eeldusel, et tähepaari orbiit oli varasemalt rohkem elliptiline kui praegu, mis võimaldas orbiidi lähemas punktis ainevoolu kettal moodustuda. Ajapikku muutus orbiit kettas toimuva hõõrdumise tulemusel rohkem ringikujuliseks ning ülevoolu jätkumiseks sobivad tingimused kadusid. Koos sellega kadus ka massiivne hele täheaine ketas, mis süsteemile heledust juurde andis. Tänapäeval selles süsteemis enam aktiivset ainevoolu ei toimu.

θ Eridani asukoht Eriidanuse tähtkujus.

* Tähtede (ja kõigi muude taevakehade) näivat heledust mõõdetakse ajalooliselt tähesuurustes, mis on tagurpidine logaritmiline skaala, kus iga järgnev väärtus vastab eelmisest umbes 2,5 korda väiksemale heledusele. Selle skaala autor on eelmainitud tuntud Vana-Kreeka astronoom Ptolemaios, kelle tähekataloog jagas kõik taevatähed kuue heledusklassi vahel, kus esimesse klassi kuulusid kõige heledamad tähed ning kuuendasse palja silmaga vaevunähtavad. Hilisemad astronoomid defineerisid tähesuuruste skaala nii et Ptolemaiose täheklassid jäid arvuliselt enam-vähem samaks, mis andis tulemuseks selle matemaatiliselt veidi kummalise skaala.

Kaks kosmosesondi, kaks asteroidi

Autor: Üllar Kivila

Kõigest ühepäevase vahega nägi inimkond esmakordselt lähedalt kahte erinevat Maa-lähedast asteroidi. 4. juulil saabus Hiina kosmosesond Tianwen-2 asteroidi 469219 Kamoʻoalewa orbiidile, kuhu on plaanitud jääda kuni 2027. aasta aprillini. Päev hiljem, 5. juulil, sooritas Jaapani pikaealine süvakosmose-sond Hayabusa-2 lähedase möödalennu teisest Maa-lähedasest asteroidist 98943 Torifune. Kirjutame lühidalt mõlemast missioonist ja nende külastatud asteroididest.

Tianwen-2, mille nimi tähendab eesti keeles „taevased küsimused“, startis Maalt 2025. aasta maikuus ning Kamoʻoalewa on esimene selle sondi külastatavast kahest taevakehast. Pärast 9 kuu pikkust uurimisprogrammi ja pinnalt proovide võtmist, asub sond 2027. aasta aprillis tagasiteele Maale. Kapsel väärtuslike proovidega kukutatakse tagasi planeedile, kuid sond ise lendab uurima omapärast nn aktiivset asteroidi 311P/PanSTARRS, kuhu saabumine on planeeritud 2035. aasta algusesse.

Asteroid 98943 Torifune, pildistatud Jaapani kosmosesondi Hayabusa2 pardalt 5. juulil. Hayabusa2 lendas asteroidist mööda vähem kui 1 km kauguselt suhtelise kiirusega umbes 5 km/s.

Kamoʻoalewa on üks väiksemaid taevakehasid, mida ükski kosmosesond kunagi külastanud on. Selle läbimõõt on kõigest 20 meetri kandis ning see pöörleb üpris kiiresti, tehes täispöörde umbes 28 minutiga. See on umbes-täpselt sama suur kui 2013. aastal Venemaal Tšeljabinski oblasti kohal plahvatanud meteoor. Tegemist on ühega Maa nn kvaasikuudest, ehk taevakehadest, mis tiirlevad ümber Päikese Maaga väga sarnasel orbiidil ning sama perioodiga. Seniste teleskoobivaatluste põhjal on alust oletada, et tegemist võib olla mõne astronoomilises mõttes hiljuti (st viimase mõne või mõnekümne miljoni aasta jooksul) Kuul toimunud kokkupõrke käigus kosmosesse paisatud tükiga Kuu pinnast.

Vastupidiselt hiljuti startinud Tianwen-2-le on Hayabusa2 (eesti keeles „rabapistrik“) juba oma põhimissiooni täitnud veteran-sond, mis on kosmoses lennanud alates 2014. aastast. Sondi põhimissioon oli asteroid Ryugu uurimine aastatel 2018–2019 ning sellelt pinnaseproovide Maale toimetamine. Et sond oli põhimissiooni lõpuks veel heas tehnilises korras ning piisava kütusevaruga, otsustati missiooni pikendada möödalennuga Torifunest ning edasise plaaniga külastada 2031. aastal eelmainitud Kamoʻoalewast veel väiksemat asteroidi – umbes 5-meetrist 1998 KY₂₆.

Asteroid 469219 Kamoʻoalewa, pildistatud Hiina kosmosesondi Tianwen-2 pardalt 2. juulil umbes 20 km kauguselt 2 päeva enne orbiidile manööverdamist - sellest tuleneb ka pildi madal lahutusvõime, kuna asteroid on vaid 20-meetrine.

Torifune on umbes 450-meetrine kontaktkaksik, ehk kahe asteroidi aeglasel kokkupõrkel moodustunud liitkeha. Selletaoliseid objekte on Päikesesüsteemis eri piirkondades leitud hulgi ning näib, et tegemist on üsna tavalise nähtusega väiksemate taevakehade moodustumise protsessis. Paraku ei võimaldanud kiire möödalend selle taevakeha juures kuigi palju põhjalikumaid uuringuid teha.

Maa afeel 2026

Autor: Üllar Kivila Täna Eesti aja järgi kell 20:30 asub Maa Päikesest selle aasta kõige kaugemas punktis, ehk läbib orbiidi afeeli meie tähest umbes 152 miljoni kilomeetri kaugusel.

Päikese näiva suuruse võrdlus nähtuna Maalt afeelis ja periheelis.

Põhjapoolkera elanikele võib tunduda väheintuitiivne, et see juhtub meie jaoks suvel, kuid Maa aastaaegade põhiline põhjustaja on siiski planeedi telje asend Päikese suhtes. Jaanuari alguses toimuva periheeli, ehk Päikesele lähima asendi ja afeeli kauguste erinevus on umbes 5 miljonit kilomeetrit, mis tähendab 7% erinevust Maale jõudva päikesekiirguse hulgas. Võrdluseks - meie laiuskraadil paistab Päike talvisel pööripäeval umbes 8° kõrgusel horisondist, suvisel pööripäeval aga 55° kõrgusel. Sellest valguse langemise nurga erinevusest tulenev kiirgushulga erinevus pinnaühiku kohta on umbes kuuekordne ning seega aastaaegade põhiline põhjus.

Mõõtkavas joonis Maa orbiidist (sinine) võrrelduna 1 astronoomilise ühiku raadiusega ringjoonega (sisemine hall ring). Vähim kaugus Päikesest periheelis on 147 miljonit km (0,98 aü), suurim kaugus afeelis on 152 miljonit kilomeetrit (1,02 aü).

Maa afeeli kaugused aastatel 1000-3000. Nähtav on pikaajaline langustrend, mis tuleneb Maa orbiidi elliptilisuse vähenemisest ning igaastane juhuslik variatsioon, millest suurema osa tekitab Maa liikumine ümber Maa-Kuu ühise raskuskeskme. See raskuskese asub Maa sisemuses umbes 4700 km kaugusel Maa keskpunktist. Väiksema osa variatsioonist põhjustavad ka teiste planeetide gravitatsioonilised mõjud. 2026. aasta afeel on tähistatud oranži täpiga ning kollane kriipsjoon näitab afeeli pikaajalist keskmist.

Nagu hiljutise pööripäeva puhul sai lähemalt uuritud selle aasta pikima päeva pikkuse võrdlust teiste aastate omadega, siis vaatame seekord lähemalt ka tänavust afeeli teiste aastate võrdluses. Tänavune Päikesest kaugeim asend on lähiaastate keskmisest pisut lähemal ning põhilist variatsiooni selles põhjustab Kuu - Maa ja Kuu tiirutavad ühise raskuskeskme ümber(, mis asub küll Maa sisemuses) ning seetõttu sõltub Maa kaugus Päikesest afeelis ja periheelis mingil määral ka sellest, kas Kuu asub parasjagu Maa "taga" (täiskuu) või "ees" (kuuloomine). Esimesel juhul on Maa Päikesele veidi lähemal, teisel juhul kaugemal samas kui Maa-Kuu raskuskese järgib enam-vähem täpselt elliptilist orbiiti ümber Päikese.

Peale Kuu mõju näeme ka pikemaajalist langustrendi - Maa orbiidi elliptilisus ei ole ajas päris püsiv, vaid varieerub umbes 100 000-aastase perioodiga maksimaalsest väärtusest 0,06 minimaalse 0,003-ni. Praegusel ajal on see umbes 0,017 ning kahaneb aeglaselt - see tähendab, et Maa orbiit muutub praegu rohkem ringikujuliseks ning periheeli ning afeeli kauguste väärtused lähenevad ajapikku teineteisele.

Maast möödub umbes kilomeetrine asteroid

Autor: Üllar Kivila

27. juunil 2026 Eesti aja järgi kella 14 paiku möödub Maast 2,5 miljoni kilomeetri kauguselt umbes kilomeetrise läbimõõduga asteroid tähisega (152637) 1997 NC1*. Kuigi seekordne möödalend Maale mingit ohtu ei kujuta, kuulub kõnealune asteroid siiski potentsiaalselt ohtlike asteroidide hulka, mille orbiit võimaldab sellel kosmiliste ajamastaapide mõistes sageli Maaga üsna lähedalt kohtuda – järgmisel korral satub see Maa lähiümbrusesse enam kui sajandi pärast 2133. aasta paiku.

19. juunil filmitud asteroidi 1997 NC1 liikumine tähistaeva taustal. See 80 kaadrist koosnev video jäädvustati Mancianos, Itaalias 43 cm apertuuriga teleskoobiga.

Asteroidi suurus ja suhteline lähedus annavad võimaluse seda möödalennule eelnevatel ja järgnevatel öödel ka amatöörtehnikaga vaadelda. Eestis on selleks parim võimalus 26.-27. ning 27.-28. juuni öödel, mil 1997 NC1 paistab näiva tähesuurusega 10–11. Palja silmaga nägemiseks on seda liiga vähe, kuid juba 10 cm läbimõõduga teleskoobist peaks piisama. Asteroid paistab teleskoobis pisikese valgustäpina, mis ei erine visuaalselt tähtedest, kuid liigub tähistaeva tausta suhtes umbes 0,7 kraadi igas tunnis.

Selline lähedane möödalend võimaldab asteroidi täpsemalt uurida. Praeguse seisuga on selle mõõtmed ja koostis üsna ebaselged, läbimõõdu hinnang koos määramatusega on 1200 ± 450 m. Põhilised uurimisviisid on optilised vaatlused, millega saab asteroidi heleduskõvera põhjal selle pöörlemiskiirust määrata, radarvaatlused, mis võimaldavad määrata väga täpselt kaugust, asukohta ja kuju ning spektraalvaatlused koostise määramiseks.

* Sulgudes arv asteroidi tähise ees on avastamise järjekorranumber, ülejäänud osa tähisest sisaldab avastamise aastaarvu ning tähtede-numbrite kombinatsiooni, mis viitab avastamise kuupäevale.

Head suvist pööripäeva ja astronoomilise suve algust!

Autor: Üllar Kivila

Täna kell 11:25 liigub Maa oma orbiidil läbi punkti, kus planeedi telje põhjapoolne ots on maksimaalselt Päikese suunas kaldu. Seetõttu teeb põhjapoolkeral asuva vaatleja jaoks Päike täna taevas aasta kõige kõrgema kaare, kulmineerudes Tallinnas 54,0° ning Valgas 55,7° kõrgusel. Ühtlasi on täna aasta kõige pikem päev.

Põgus pilk ilmaprgonoosidele annab alust loota, et suurema osa Eesti jaoks peaks eelolev jaanipäev tulema vahelduva pilvisusega ja suuremalt jaolt sademeteta. Seega on paslik jagada kaarti, millel on kujutatud päikesetõusu kellaaega kogu Eestis 2021. aasta jaanipäeval. Kaardi autor on Anto Aasa TÜ Geograafia osakonnast ning sellel kujutatud info kehtib enam-vähem täpselt ka tänavuse aasta pööripäeva ja jaanipäeva kohta.

Kuigi loojanguaegu siin kujutatud ei ole, siis ka see kellaaeg varieerub üle Eesti veidi üle poole tunni ulatuses. Kõige varem loojub Päike täna Eesti kagunurgas (Võrus kell 22:18) ning kõige hiljem Loode-Eestis (Kärdlas kell 22:47).

Järgmise 20 tuhande aasta pikim päev

Täna ei ole mitte ainult käesoleva aasta pikim päev (päikesetõusust loojanguni), vaid ka pikim päev järgmise 20 000 aasta jooksul. See väide kehtib ainult kui geograafilist asukohta ei muuda.

Umbes 40000 aastase tsüklina käib maakera teljekalle edasi ja tagasi umbes 22.1° ja 24.5° vahel (teine pilt). See on üks Milanković tsüklitest. Mida suurem teljekalle, seda valgemad on meil suveööd. Kui teljekallet üldse poleks siis oleks igal pool maakeral aasta läbi 12 tunnine öö ja 12 tunnine päev.

Praegu muutub maakera teljekalle järjest väiksemaks. Seega aasta pikim päev muutub aasta aastalt väga väikeste sammudena lühemaks. Alloleval graafikul (kolmas pilt) on näha pikima päeva pikkuse muutust aasta aastalt (Tallinn). Selle 19-aastase sagedusega lainetuse põhjustajaks on Kuu. Pikaajaline keskmine muutus on ainult ca 0,15 sekundit aastas. Maapinnal tähendab see kalde muutus justkui 13 meetrist liikumist.

Umbes 9800 aasta pärast hakkab maakera teljekalle jälle suurenema ja peaaegu sama kaua võtab aega, et praegusesse seisu tagasi jõuda, sellepärast kokku ca 20 000 aastat.

Inimese eluea lõikes on need muutused tühised, aga suures plaanis on maakera telje kaldel väga tugev roll jääaegade põhjustamises.

Veenuse kattumine Kuuga

Eesti aja järgi eile (17. juuni) hilisõhtul ja öösel sai suuremast osast Põhja-Ameerikast ning osast Kesk- ja Lõuna-Ameerikast vaadelda, kuidas Kuu liikus taevas Veenuse eest läbi. Selliseid sündmuseid nimetatakse astronoomias kattumisteks ning kuigi seekord jäi see Eestist nägemata, ei pea siinmail samasuguse vaatepildi nägemiseks kuigi kaua ootama - järgmine Eestist nähtav Veenuse kattumine Kuuga toimub juba selle aasta 14. septembril.

Sellisena paistsid Eestis Kuu ja Ehatäht Veenus enne loojumist 17. juuni õhtul. Martin Välliku foto.

Eelseisva 14. septembri kattumise vaadeldavuspiirkond, kuhu jääb ka Eesti.

17. juuni Veenuse kattumise vaadeldavuspiirkond.

Veenus veidi aega pärast Kuu tagant välja ilmumist. Scott Dearinger, USA

Lõuna-Ameerikas sai näha nappi "riivamist", kus osadele vaatlejatele kadus Veenus vaid lühikeseks ajaks Kuu lõunapoolse serva taha, teistele aga vaid möödus Kuu lähedalt. Dawson Queiroz, Brasiilia

Musta augu tähed ehk kvaasitähed

Autor: Üllar Kivila „Musta augu Päike“ on Soundgardeni 1994. aasta laul, aga ka hüpoteetiline grupp taevakehi, mille olemasolu oletati esmakordselt 2006. aastal. Hiljuti on James Webbi kosmoseteleskoobi vaatlusandmed andnud alust arvata, et need nn musta augu tähed või kvaasitähed võisid varajases Universumis tõepoolest olemas olla.

Kõik tähed, mida taevas näeme, on tasakaaluolekus kahe vastassuunalise jõu vahel: tähe tuumas tekkiva energia kiirgusrõhk, mis üritab tähe väliskihte laiali lükata ning täheaine massi raskusjõud, mis üritab seda kokku suruda. Meie Päikese ning enamike teiste tähtede puhul pärineb tuumas olev energia termotuumarektsioonidest, valdavalt vesiniku tuumasünteesist heeliumiks, kuid tegelikult võime tähetuuma energiaallika asendada ükskõik millega ning ülalkirjeldatud jõudude tasakaalu põhimõte jääks samaks.

Kunstniku illustratsioon kvaasitähest, ehk musta augu südamikuga tähest. Tähe energiaallikas on tähe tuumas asuva musta augu aine sissevoolu ketas ning selle suure energiatootlikkuse tõttu võivad sedasorti tähed olla tõeliselt hiiglaslikud: kümneid tuhandeid korda Päikesest massiivsemad ning läbimõõduga ligi 100 astronoomilist ühikut, ulatudes meie Päikesesüsteemi võrdluses oma pinnaga väljapoole Neptuuni orbiiti ning särades sama heledalt kui mõni väiksemat sorti galaktika kõik tähed kokku.

Selle põhjal tuletatigi musta augu tähtede olemasolu võimalikkus¹. Sellisel juhul on energiaallikas tähe südames asuv must auk, õigemini seda ümbritsev akretsiooni- ehk aine sissevoolu ketas. Musta augu kompaktsuse tõttu on selle lähedal äärmiselt tugev gravitatsiooniväli, mistõttu vabaneb aine sisselangemisel väga suur kogus energiat – üllataval kombel aine massi kohta palju enamgi kui tuumasünteesil. Näiteks vesinik-heelium tuumasünteesiprotsessi käigus vabaneb energiana kuni 0,7% algse vesiniku massist. Meie Päikeses muutub igas sekundis ligi 600 miljonit tonni vesinikku umbes 596 miljoniks tonniks heeliumiks – 4 miljonit tonni ainet sekundis muundub E = mc² vahendusel energiaks. Musta auku langeva aine puhul vabaneb gravitatsioonilise potentsiaalse energiana alga 6–42% massile vastavast energiast² Must auk tähetuumana oleks seega 1–2 suurusjärku suurema energiatootlikkusega kui tuumasüntees ning suudaks kiirgusrõhu ja raskusjõu tasakaalus hoida palju suuremat kogust ainet.

James Webbi teleskoobi foto galaktiparvest Abell S1063, mille taustal paistab üks salapärastest „väikestest punastest täpikestest“, mis lähemal uurimisel võib osutuda hiiglaslikuks varase Universumi kvaasitäheks.

Alates 2022. aastast on James Webbi kosmoseteleskoobi vaatlusandmetes märgatud „väikeseid punaseid täpikesi“ (inglise keeles LRD – litte red dots), mille punanihe viitab nende taevakehade asumisele üpris noores (600 miljoni kuni 1,6 miljardi aasta vanuses) Universumis. Selliseid objekte on tänaseks leitud paarisaja ringis, kuid nende olemus on jäänud üpris salapäraseks. Viimased spektraaluuringud GLIMPSE-17775 nime kandva täpikese kohta³ annavad alust oletada, et tegu võib olla just 20 aastat varem oletatud musta augu tähtedega. Tõe huvides tasub mainida, et see oletus vajab veel lisauuringuid ning võib olla võimalik, et sugugi mitte kõik „täpikesed“ ei pruugi olla ühte tüüpi objektid.

¹ „Formation of supermassive black holes by direct collapse in pre-galactic haloes“ – Begelman et al 2006, MNRAS 370 lk 289

² See suur varieeruvus tuleneb musta augu pöörlemisest. Mittepöörleva musta augu korral vabaneks kuni 6%, maksimaalse võimaliku kiirusega pöörleval juhul kuni 42%. Reaalsete mustade aukude „tootlikkus“ jääks nende kahe väärtuse vahepeale.

³ „The Deepest GLIMPSE of a Dense Gas Cocoon Enshrouding a Little Red Dot“ – Vasily Kokorev et al 2026 ApJ 1004 lk 153

AB Aurigae areng VLT teleskoobis

Autor: Üllar Kivila Euroopa Lõunaobservatooriumile kuuluv praeguse seisuga maailma võimekaim teleskoobikompleks VLT on nelja aasta jooksul (2019–2023) jäädvustanud umbes 500 valgusaasta kaugusel Veomehe tähtkujus asuva noore tähesüsteemi AB Aurigae arengut.

Videol on näha noore tähe ümber tiirlev protoplanetaarne ketas, milles leiduvad klombid ja ebaühtlane struktuur viitavad tõenäolisele planeeditekkele. Arvatavasti on seal parasjagu moodustumas üsna mitu suurt Jupiteri-taolist gaasiplaneeti ning võib-olla ka väiksemaid Maa-taolisi planeete. Parempoolne video on töödeldud kontrasti suurendamise eesmärgil, et ketta ainetiheduse ebaühtluseid paremini eristada.

Süsteemi keskel asuv täht on kaamera eest varjatud, sest vastasel juhul varjaks selle ere valgus tolmukettalt peegeldunud palju nõrgema valguse täielikult. Sellise varjutamise saavutamine SPHERE-nimelise instrumendiga vääriks isegi omaette artiklit, kuid lühidalt kasutatakse selleks mitme meetodi kombinatsiooni. Põhitöö teeb ära koroonagraaf – füüsiline varjuk, mis otsese tähevalguse varjab, kuid valguse laineomaduste tõttu levib osa valgust paratamatult sellest varjukist mööda. Ülejäänud valgusreostuse eemaldamiseks kasutatakse diferentsiaalset polarimeetriat – kui tähevalgusel puudub domineeriv polarisatsioon, siis kord tolmukettalt peegeldunud valgusel on see olemas. Selle erinevuse järgi valgust filtreerides ongi võimalik vaadelda väga heleda tähe vahetus läheduses asuvaid tunduvalt tuhmimaid objekte.

Registreerumine kogupereüritusele Astronoomiafestival 2026

Avatud on registeerimine Astronoomiafestivalile 2026, mis toimub sellel aastal 20.-23. augustil Otepää lähistel Sokka puhkekeskuses. Samas paigas toimus festival ka paar aastat tagasi ning nagu kõik seda külastanud inimesed kindlasti nõustuvad on tähtede vaatlemiseks ja lihtsalt ilusas looduses hea aja veetmiseks tegemist ideaalse paigaga.

Võib olla oleme siin veidi kallutatud, aga meie arvates on tegemist ühe suve parima festivaliga, kus hariv ja meelt lahutav on täpselt õiges vahekorras. Kolm ööd ja neli päeva populaarteaduslike ettekandeid, teleskoobivaatlusi ja -koolitusi, kontserte, auhinnalist mälumängu, õpitubasid ja palju muud. Sobib tervele perele. Tulla võib mõneks tunniks või terveks ajaks, enda teleskoobiga või ilma.

Registreeruda saab siin: https://astronoomia.ee/festival/registreerimine/

PS Eelregistreerimisel on võimalik piletid soetada soodsamalt ning soodushind kehtib juuni lõpuni.

Ürituse täpsem kava selgub jooksvalt ning ilmub veebilehele astronoomia.ee

Astronoomiafestivali korraldab Eesti Eesti Astronoomia Selts

Psyche kosmosesond möödus Marsist

Autor: Üllar Kivila

15. mail sooritas NASA Psyche kosmosesond möödalennu Marsist, kasutades planeedi gravitatsioonivälja oma trajektoori muutmiseks. Sondi lõppeesmärk on uurida endaga samanimelist metallirikast asteroidi 16 Psyche*, mis on üks asteroidide vöö suurimaid ja massiivsemaid liikmeid ning tõenäoline kunagise protoplaneedi tuum või selle osa.

Lähivaade Marsi lõunapoolusele.

Pikema säriajaga foto Marsi ööpoolest ning päikesevalguse käes sillerdavast atmosfääri rõngast toob nähtavale õrnad kõrgatmosfääri pilved (umbes kella 4 ja 8 suunal). Need koosnevad peamiselt veeaurust.

Syrtis Majori piirkond Marsil, kus püsivalt ühesuunalised tuuled on kokkupõrkekraatritest ja muudest pinnavormidest allatuult tekitanud pikad tolmujäljed. Üks piksel sel fotol vastab umbes 360 meetrile ning enamik jälgi on umbes 50 kilomeetrit pikad.

Sirbikujuline Marss, pildistatud planeedile lähenemise käigus.

Marsi üldplaan, paremal paistab põhiliselt süsihappegaasi jääst ja lumest koosnev lõunapooluse polaarmüts.

Psyche sond möödus Marsi pinnast 4600 km kõrguselt, nihutades selle manöövriga enda orbitaaltasapinda Päikese ümber ning kasvatades Päikese-suhtelist kiirust umbes 450 m/s võrra, jõudmaks 2029. aasta augustikuuks Psyche asteroidi juurde. Möödalennu käigus kasutati võimalust kosmosesondi instrumente Marsi uurimiseks ja pildistamiseks kasutada. Järgnevalt mõned möödalennu ajal jäädvustatud ülesvõtted, loe iga pildi juurest täpsemalt kirjeldust eraldi.

*Arv 16 asteroidi nime ees viitab selle avastamise järjekorrale. Psyche on ühe suurima asteroidina ka üks varasemalt avastatuid – seda nägi esmakordselt Itaalia astronoom Annibale de Gasparis 1852. aastal. See umbes 200-kilomeetrine asteroid sisaldab endas umbes 1% asteroidide vöö kogumassist.

James Webbi kosmoseteleskoop jäädvustas lähedast aktiivset galaktikat

Autor: Üllar Kivila

Messier 77 on meile võrdlemisi lähedal („kõigest“ 35 miljoni valgusaasta kaugusel) asuv aktiivse tuuma ja üpris rohke tähetekkega spiraalgalaktika. Mõõtmete ja massi poolest on M 77 Linnuteega üsna sarnane, kuid erinevalt meie galaktikast peitub selle südames nn aktiivne galaktikatuum, mis tähendab et keskne ülimassiivne must auk neelab parajasti suurtes kogustes ainet. Kui nähtavas valguses tehtud fotodel see eriti välja ei paista – vaata võrdlusfotot kommentaaridest – siis soojuskiirguses ehk infrapunavalguses särab M 77 tuum pea sama heledalt kui mõni teine sarnase suurusega galaktika kokku. See infrapunavalguses väga hele tuum paistabki foto keskel oleva heleda „tähena“, millest väljuvad valguskiired pole mitte galaktika osa, vaid teleskoobi optilisest ehitusest tulenevad valguse difraktsioonimustrid.

Peale aktiivse tuuma paistavad M 77 spiraalse ketta sees arvukad tähetekkepiirkonnad – suured tähtedevahelise gaasi ja tolmu pilved, mis oma raskusjõu mõjul kokku varisevad ning tuhandete kaupa uusi tähti moodustavad. On tõenäoline, et nii galaktika aktiivne tuum kui ka rohke täheteke spiraalkettas on põhjustatud kosmilises ajamastaabis hiljutise kohtumise poolt teise lähedalasuva galaktikaga, mis kannab kataloogitähist NGC 1055.

Need galaktikad on vaadeldavad ka Eesti laiuskraadil ning on valgusreostuse-vabas taevas nähtavad läbi suurema binokli või amatöörteleskoobi. Õrnadest udustest laikudest rohkemate detailide nägemiseks on siiski tarvis pika säriajaga fotosid jäädvustada. Nii M 77 kui ka tema kaaslane NGC 1055 asuvad Vaala tähtkujus teineteisest umbes ühe täiskuu läbimõõdu kaugusel ning nende parim vaatlusaeg Maalt on oktoobris–novembris. Webbi teleskoop jäädvustas selle foto jaoks kasutatud toorandmed 2024. aasta jaanuaris; säriaeg kokku oli umbes 2,5 tundi.

Võrdluseks Messier 77 jäädvustatuna Tšiilis asuva VLT teleskoobikompleksi vahendusel nähtavas valguses. Infrapunases valguses kirkalt särav galaktika tuum on siin palju vähem hele, sest galaktika keskosa ümbritsevad ulatuslikud tolmupilved neelavad suure osa nähtavast valgusest lihtsalt ära.

See foto näitab Webbi pildiga võrreldes laiemat vaatevälja, mis paljastab M 77 põhiketast ümbritseva rõngakujulise halo ja ulatuslikud vesinik-alfa kiirguses punakalt helendavad ioniseeritud tähtedevahelise gaasi pilved - märgid, mis viitavad tõenäoliselt minevikus toimunud kohtumisele naabergalaktikaga.

Väikesel Neptuuni-tagusel taevakehal leiti atmosfäär

2002 XV₉₃ on umbes 500-kilomeetrise läbimõõduga Kuiperi vöö objekt, mis tiirutab ümber Päikese 34–44 korda Maast kaugemal. Võrdluseks – Neptuun asub Päikesest 30 aü kaugusel ning Pluuto kaugus Päikesest varieerub 29–49 aü vahel. Tänase seisuga pole sel taevakehal veel nime, aga viimase avastuse valguses võib juhtuda, et millalgi see omistatakse.

Illustratsioon vaatlustest, millega 2002 XV₉₃ atmosfäär avastati. Erinevatest vaatluskohtadest nähtuna liikus taevakeha kauge tähe eest läbi veidi erinevatel trajektooridel, roheline ja lilla joon vastavad Kiso observatooriumist ja Fukushimast tehtud vaatlustele.

2024. aasta jaanuaris varjutas 2002 XV₉₃ Maalt vaadeldes ühte Veomehe tähtkujus asuvat kauget tähte ning seda sündmust vaatlesid mitmed Jaapanis asuvad observatooriumid astronoomi Ko Arimatsu juhendamisel. Nii väikestel taevakehadel eeldatavasti üldiselt atmosfääre ei ole, mistõttu võinuks eeldada, et vaadeldav täht peitub ja ilmub uuesti väga järsult kui jäine taevakeha selle eest läbi liigub. Vaatlusandmed näitasid aga tähevalguse märgatavat tuhmumist nii varjutuse alguses kui ka lõpus, viidates mingi valgust neelava kihi olemasolule taevakeha ümber.

Tänavu 4. mail avaldatud artiklis hindas Arimatsu koos kolleegidega atmosfääri rõhuks 2002 XV₉₃ pinnal 100–200 nanobaari, ehk üks viie- kuni kümnemiljondik Maa atmosfäärirõhust. See on ühtlasi umbes 50–100 korda väiksem Pluuto atmosfäärirõhust, mis oli seni ainus teadaolev Neptuuni-tagune atmosfääriga taevakeha. Atmosfääri koostis on praegu teadmata, kuid tõenäolised kandidaadid on metaan, lämmastik või süsinikmonooksiid – selle tuvastamiseks tuleks teha väga suure tundlikkusega spektraalvaatluseid, mille võimekus on vaid üksikutel maailma tippobservatooriumitel, näiteks James Webbi kosmoseteleskoobil.

2002 XV₉₃ atmosfääri teeb omapäraseks asjaolu, et praeguste teadmiste kohaselt ei tohiks nii väikese taevakeha ümber nii paksu atmosfääri leiduda, sest Päikesesüsteemi elueaga võrreldavates ajamastaapides peaks see Jeansi mehhanismi vahendusel üsna kiiresti (mõne tuhande aastaga) kosmosesse laiali hajuma. Võimalike lahendustena oletatakse, et praegune atmosfäär on ajutine – vahest tekkinud mõne suurema kokkupõrke tulemusel või „toidab“ seda mingisugune vulkaaniline protsess või taevakeha pinnal olevate ainete sublimatsioon. Ka sellele küsimusele peaksid vastuse andma edasised vaatlused.

Hubble'i teleskoobi 2005. aasta foto Kuiperi vöö objektist 2002 XV₉₃.

Pluuto atmosfäär päikesevalguses, pildistatud Pluuto ööpoolelt kosmosesondi New Horizons möödalennu ajal 2015. aastal. Võib oletada, et 2002 XV₉₃ atmosfäär näeb visuaalselt sarnane välja.

Valitud väljavõtted 2002 XV₉₃ atmosfääri avastamist kajastavast artiklist. Kogu teadusartikkel on saadaval siin: https://arxiv.org/abs/2605.02243