Hele punane noova ja V838 Monocerotis

Nüüdseks enam kui 22 aastat tagasi avastasid astronoomid, et üks kauge Ükssarviku tähtkujus asuv täht on läinud noovaks. Teada-tuntud ja rutiinne sündmus ei olnud esmapilgul midagi märkimisväärset, kuna isegi toona avastati noovasid regulaarselt. Tagasivaadates võib aga väita, et tegemist oli ja on veel siiani ühe selle sajandi huvitavama astronoomise sündmusega.

Noovad tekivad parima praeguse arusaama kohaselt kui kaksiktähesüsteemis koguneb materjal ühelt tähelt teisele valgeks kääbuseks kutsutud tähejäänuki pinnale. Seal, peamiselt vesinikust koosnevas materjalis, käivituvad teatud kriitilise piiri ületamisel termotuumareaktsioonid ning tulemuseks on võimas valgest kääbusest eemale paisuv plahvatus. Maalt näeme me seda otsekui olemasoleva tähe kiiret heledamaks muutumist või tavaliselt eelnevalt nähtamatu tähe "tekkimist" taevasse. Sõna noova tähendabki ladina keeles "uut". Noovad, nagu ka hoopis erineva tekkepõhjusega supernoovad, on reeglina lühiajalised nähtused. Need "uued tähed" hääbuvad loetud kuudega tagasi oma eelneva heleduse juurde, kusjuures selles hääbumises on märgata teatud seaduspärasusi. Osad noovad on korduvad, mis tähendab, et neid põhjustavad mehhanismid algavad peale plahvatust otsast peale. Üks tuntumaid korduvaid noovasid on T Coronae Borealis ehk Blaze Star, mille taassüttimist Põhjakrooni tähtkujus on astronoomid ja astronoomiahuvilised oodanud juba mitu viimast kuud.

Hubble vaatlused V838 Monocerotisest noovale järgnenud aastatel. Tuleks meeles pidada, et fotodel nähtavad kihid mitte ei paisu ise, vaid noova valgus valgustab olemasolevaid ja paigalpüsivaid tolmu- ja gaasistruktuure samm-sammult üha kaugemalt.

Hubble vaatlused V838 Monocerotisest noovale järgnenud aastatel. Tuleks meeles pidada, et fotodel nähtavad kihid mitte ei paisu ise, vaid noova valgus valgustab olemasolevaid ja paigalpüsivaid tolmu- ja gaasistruktuure samm-sammult üha kaugemalt.

2002. aasta jaanuaris Ükssarviku tähtkujus süttinud arvatav noova sai alguses tähtkuju ladinapärase nime ja aastaarvu järgi nimeks lihtsalt Nova Monocerotis 2002. Tänapäeval tuntakse seda aga tähisega V838 Monocerotis (V tähendab muutlikku tähte). Seda põhjusel, et esimese kahe vaatluskuu jooksul tüüpilist noovat meenutav nähtus hakkas peagi tegema veidraid asju. Näiteks selle heledust regulaarselt mõõtes näis, et noova jõudis kuu peale avastamist oma heleduse tippu (mis hetkel oli see üks Linnutee heledamaid tähti) ning hakkas peale seda ootuspäraselt tuhmuma. Märtsi alguses muutus see aga ootamatult taaskord heledamaks ja seda eriti infrapunas ehk soojuskiirguses. Teisisõnu hakkas noova muutuma kiirelt ja tugevalt punakaks. Teine selline koguheleduse tõus ja punanemine leidis aset kuu hiljem aprillis. Peale seda hakkas selle heledus nähtavas lainealas kiirelt langema ning jõudis 2003. aastaks algsele tasemele. Kuid mingil veidral põhjusel oli enne noovat sinisest ehk väga kuumast nii-öelda tavalisest tähest saanud vahepeal punane ülihiidtäht, mille välispiir küündinuks Päikesesüsteemi keskele asetades peaaegu Jupiteri orbiidini. Järgnevate aastate jooksul täht kahanes mõõtmetelt oluliselt, kuid muutus seepärast ka kuumemaks (tuletame meelde termodünaamikat). Tänaseks ületab see Päikese läbimõõtu umbes 500 korda ning kuulub niinimetatud M-tüüpi ülihiidtähtede hulka.

Animatsioon 11 fotost V838 Monocerotisest aastatel 2002 kuni 2006.

Animatsioon valguskaja põhimõttest. Meiesuguste vaatlejate jaoks on valgustatud tähe suunas ja selle taga asuva paraboloidi pind, mistõttu tundub taoline kaja alguses paisuvat valgusest kiiremini.

Peamine küsimus astronoomide jaoks oli ja on tegelikult siiani, et mis sellist energeetilist metamorfoosi ometigi põhjustada võis. Arhiivides sorides leiti, et veidi Ükssarvikus nähtut meenutas 1988. aastal Andromeeda galaktikas registreeritud ebatavaline noova tähisega M31-RV ning 1994. aastal Amburis nähtud V4332 Sagittarii. Kuid V838 Monocerotis oli neist kaugelt kõige efektsem. Peale seda on avastatud veel käputäis sarnaseid endale nüüdseks "heleda punase noova" nime teeninud nähtusi nii Linnuteest, Andromeedast ja isegi Tuuleratta galaktikast (M101 OT2015-1).

Enne kui rääkida võimalikest seletusest, tuleks kirjeldada seniseid teleskoobivaatlusi kõnealusest noovast, kuna need on ühed kaunimad astronoomias. Nimelt tehti V838 Monocerotisest Hubble kosmoseteleskoobi poolt lähiaastatelt arvukalt fotosid. Ja seda heal põhjusel. Nimelt oli meist umbes 20 tuhande valgusaasta kaugusel ja seega ka sama palju aastaid ajas tagasi süttinud noova puhul enneolematult hästi näha nähtust nimega valguskaja ehk võimalust näha praktiliselt reaalajas kuidas noovast lähtuv valgus läbib V838 Monocerotist ümbritsevat tähtedevahelist gaasi ja tolmu. Ehk siis kuigi fotodelt ja nende põhjal kokku pandud animatsioonidest jääb ilmeksimatu mulje nagu paisuks tähe ümber keeruka struktuuriga mull, ei paisu seal otseselt midagi. Tegemist on noovast lähtuva ja sekundis ümmarguselt 300 tuhat kilomeetrit kihutava valgusega, mis levib tolmuses ja gaasises keskkonnas, lubades meil täna peegeldumisele seda samm-sammult näha. Kuna noova heledus püsis mitu kuud, pole tegemist päris valgusimpulssiga, kuivõrd paari valguskuu paksuse kihiga, mis tolmu samas mõõtkavas valgustab. Kui minna täpsemaks, siis meiesuguste vaatlejate jaoks sai valgustatud tähe suunas ja selle taga asuva paraboloidi paisuv pind, mistõttu tundub taoline kaja alguses paisuvat ka valgusest kiiremini (vt. fotode hulgas olevat animatsiooni). Tegemist on illusiooniga, mis ei mõjuta kuidagi valguse kiiruse konstanti või Einsteini relatiivsusteooriat. Sarnaseid valguskajasid on nähtud ka teiste noovade, supernoovade ja muutlike tähtede puhul, kuid mitte kunagi niivõrd selgelt.

Tulles tagasi noova põhjuste juurde, siis nagu vastavastatud ja ebaselgete nähtustega ikka, on heledate punaste noovade seletamiseks (V838 Monocerotise näitel) astronoomide poolt välja käidud mitmeid hüpoteese. Neist ilmselt kõige igavam on, et võib olla see ikkagi oli nii-öelda tavaline noova, aga mingil põhjusel oli see suuteline noova jaoks vajaminevat materjali eritavat tähte plahvatuse käigus muuta. Enamasti aga lükatakse see tagasi väitega, et enne noovat oli kõnealune täht kuum ja noor, mis tähendab, et sellel ei oleks olnud piisavalt aega oma materjali hüpoteetilise valge kääbuse pinnale ladustada.

Veidi huvitavam hüpotees pakub, et tegemist oli tegelikult sureva tähega, mille tuumas süttis korraks heelium. Sellist protsessi nimetatakse tähefüüsikas heeliumisähvatuseks ning see arvatakse olnud juhtunud niinimetatud Sakurai objekti puhul, mille avastas Jaapani hobiastronoom Yukio Sakurai 1996. aastal. Natukene sarnane on hüpotees, et punase noova tekitanud täht oli hoopis hästi massiivne ja kuum ülihiid, mille tuumas võis samuti aset leida heeliumi praktiliselt hetkeline "põlemine" raskemateks elementideks ehk heeliumisähvatus. Mõlemad need hüpoteesid aga eeldavad, et valguskaja poolt valgustatud gaas ja tolm pärineb tegelikult kas vastavalt sureva või siis just väga noore tähe poolt eelnevalt eemale heidetud välimistest kihtidest. Ometigi on astronoomid võrdlemisi veendunud, et tegemist on tähtedevahelise ainega. Lisaks asub V838 Monocerotis praktiliselt Linnutee äärealadel ning selle pöörlemistasandist väljas, kus reeglina ei leidu piisavalt materjali, et niivõrd massiivsed tähed saaksid moodustuda.

V838 Monocerotise suurimad mõõtmed võrreldes Päikesesüsteemiga, kui selle läbimõõt ületas Päikest ligi 1500 korda. Tänaseks on see kolmandiku võrra väiksemaks kahanenud.

Kaks viimast Hubble vaatlust.

Veel ühe võimaliku seletusena on välja käidud, et V838 Monocerotis võis alla neelata ühe oma lähedastest hiidplaneetidest. Sellisel juhul oleks planeedi hõõrdumine tähe temperatuuri tõstnud piisavaks, et alata oleks saanud deuteeriumi (vesiniku raske isotoop) "põlemine" ning sellele järgnev tähe paisumine. Kaks vaadeldud heleduse äkilist tõusu võisid olla veel omakorda kaks allaneelatud planeeti. Sellise hüpoteesi autorid on arvutanud, et Linnutees võiks sarnaseid planeedisöömisi ette tulla umbes kord aasta jooksul.

Kõige juhtivamaks hüpoteesiks on aga, et V838 Monocerotise puhul liitusid kaks üksteise lähedal tiirutavat tähte üheks uueks, massiivsemaks ja seega teistsuguste omadustega täheks. Mudelid näitavad, et kõige tõenäolisemalt oli üks tähtedest umbes 8 Päikese massiga niinimetatud peajada täht ja teine 0,3 Päikese massiga täht, mis ei olnud veel peajadale* jõudnud. Taolist hüpoteesi toetavad ka teiste sarnaste heledate punaste noovade vaatlused.

V838 Monocerotise noova valguskaja on nüüdseks praktiliselt nähtamatuks tuhmunud, kuid kes teab mida sellesarnaste heledate punaste noovade kohta veel lähiaastatel õpitakse. Esialgu ootame aga kõik Põhjakrooni noova süttimist, mis silmale paistab otsekui sellesse kaunisse tähtkujusse ühe heleda "uue" tähe juurde tekkimine, kuid mis maailma parimates teleskoopides võib välja näha hoopis midagi teistsugune. Juhtuda võib see kohe-kohe...

*peajadaks nimetatakse tähefüüsikas tähtede kõige pikemat ja stabiilsemat eluetappi. Näiteks Päikese tekkimiseks kulus umbes 20 miljonit aastat, aga peajadal veedab ta umbes 10 miljardit aastat.

Põhjakroonis süttib noova

Kevadel sai kirjutatud, et millalgi toonase ja käesoleva septembri vahelisel ajal peaks Põhjakrooni tähtkujusse äkitselt juurde ilmuma kusagil Põhjanaela heledusega võrreldav täht*. Tegemist on niinimetatud korduva noovaga T Coronae Borealis (T CrB), mis muutub mõneks päevaks silmaga nähtavaks iga 80 aasta järel. Kuna siiani pole noova veel taevas süttinud, siis peaks see kõigi eelduste kohaselt juhtuma lähinädalatel või isegi lähipäevadel või miks mitte lähitundidel. Seetõttu postitame kevadise kirjatüki igaks juhuks uuesti.

Noovad (ladina keelsest sõnast "novus", mis tähendab "uut") on mõnes mõttes teatud tüüpi supernoovade tuhatkond korda nõrgemad versioonid. Nii nagu tüüp I supernoovade** puhul tekivad noovad süsteemides, kus üksteisele lähedal tiirleb kaks tähte. Üks nendest on valge kääbus (surnud tähe ülitihe ja -kuum tuum, kus enam termotuumareaktsioone ei toimu) ja teine kas punane hiidtäht, alamhiidtäht või niinimetatud peajada täht. Kui umbes Maa mõõtu valge kääbus tiirleb teisele tähele piisavalt lähedal, hakkab selle tulisele pinnale spiraalis kogunema kaaslaselt välja paiskuv tähematerjal (peamiselt vesinik). Saavutades kriitilise massi ja umbes 20 miljoni kraadise temperatuuri, käivituvad valge kääbuse pinda katvas vesinikukestas plahvatuslikud ahelreaktsioonid, kus väike osa vesinikust sünteesitakse niinimetatud CNO tsükli*** käigus heeliumiks. Selle tulemusel paisub valgest kääbusest eemale võimas lööklaine, mis liigub tuhandeid kilomeetreid sekundis ning muidu surnud täht saavutab mõneks päevaks või nädalaks kümneid tuhandeid kordi suurema heleduse kui meie Päike. Kusjuures valge kääbuse enesega ei juhtu selle käigus suurt midagi. Meile paistavad noovad otsekui uued heledad tähed, mis ühtäkki sadade või tuhandete valgusaastate kaugusel süttivad.

Kunstniku nägemus hiidtähelt pärinevast materjalist valge kääbuse ümber moodustuvast niinimetatud akretsioonikettast. Kui tingimused on sobivad, koguneb nii lõpuks valge kääbuse pinnale piisav hulk vesiniku, mis viimaks noovana plahvatab. Kui sama protsessi käigus valge kääbuse mass ületab kusagil 1,4 Päikese massi, plahvatab terve valge kääbus noovast tuhat korda võimsama supernoovana.

Olenevalt kirjeldatud kaksiksüsteemi liikmete massidest, tüüpidest, kaugustest, pöörlemistest ja paljust muust võib noova olla ühekordne või korduv nähtus. Võrdlemisi haruldastel juhtudel kui valge kääbuse mass ületab teiselt tähelt varastatud materjali arvelt kusagil 1,4 Päikese massi (Chandrasekhari piir), plahvatab terve valge kääbus oluliselt võimsama tüüp I supernoovana ning hävineb selle tagajärjel täielikult. Kui supernoovasid võib Linnutee galaktikas keskmiselt toimuda vaid paar korda sajandis, esineb noovasid oluliselt rohkem - kusagil kümme aastas. Neist mõned üksikud on ka piisavalt heledad, et silmaga näha.

Põhjakroonis tõenäoliselt sellel aastal süttivat noovat kirjeldati esmakordselt Iiri astronoom John Birminghami poolt 1866. aasta mai keskel, kui alla silmaga nähtavuse piiri paistev täht (mag 10) muutus äkiliselt Põhjanaelaga võrreldavaks heledaks täheks. Järgmist korda nähti seda 1946. aasta veebruaris. Lisaks eksisteerib kahtlus, et sama noovat võis tunnistada Saksa munk Abbott Burchard juba 1217. aastal ning sama tegi arvatavasti Inglise astronoom Francis Wollaston 1787. aastal. Viimane paraku ajas selle oma ülestähendustes segi ühe juba katalogiseeritud tähega.

T Coronae Borealis (T CrB) asukoht Põhjakrooni tähtkujus. Silmaga ei näe seal hetkel midagi, kuid iga hetk võib sinna juurde süttida pealtnäha uus hele täht.

Kuigi Põhjakrooni noovat on enam-vähem korralikult vaadeldud ja uuritud vaid kaks korda ajaloos, on selle viimaste aastate käitumine kahtlustäratavalt sarnane viimasele korrale kui see süttis. Näiteks 1938. aastal täheldati, et T CrB heledus tõusis veidi (mag 10,5 pealt 9,2 peale). Sama juhtus sellega 2015. aasta veebruaris. 2018. aastal juunis selle heledus jällegi langes veidi ning kukkus eelmise aasta aprillis oluliselt (mag 12,3 peale). Sarnane asi juhtus aasta enne 1946. aastast noovat. Ehk siis selle põhjal on täitsa põhjust kahtlustada, et peagi saame seda jälle näha.

T CrB, mida nimetatakse vahel ka Leegitsevaks täheks (inglise keeles Blaze star), asub meist umbes 2600 valgusaasta kaugusel ning koosneb Päikesest natukene raskemast punasest hiidtähest ja selle ümber iga 228 päeva tagant tiirutavast valgest kääbusest. Silmaga seda ei näe ning teleskoobis paistab see pealtnäha mitte-midagi ütleva nõrga tähena Põhjakrooni moodustava tähtederea servas. See kõik võib muutuda enne kui te selle lause lõpetate.

Põhjakrooni tähtkuju leiab praegustel öödel kõrgelt lõunataevast Herkulese ja Karjase tähtkujude vahelt. Tegemist suhteliselt väikese tähtkujuga, mis meenutab tähtedest koosnevat poolkaart. Kõige lihtsam on seda leida Karjases asuvast väga heledast ja veidi punakast Arktuurusest kusagil 15 kraadi ida poole vaadates.

Mõnel juhul võib noovast alles jääda ka sajandeid püsiv noovajäänuk. Fotol, kus on kombineeritud Hubble ja Chandra röntgenobservatooriumi vaatlusi on näha GK Persei noovajäänukit Perseuse tähtkujus. GK Persei süttis meie taevas 1901. aastal.

*Põhjanael ei ole vaatamata levinud väärarusaamale taeva kõige heledam täht. Heleduselt edestab seda taevas koguni 47 tähte. Väikses Karus ehk Väikese Vankris asuv Põhjanael on meie poolkeral nõnda tuntud põhjusel, et see asub vähem kui kraadi kaugusel põhjataeva poolusest ehk punktist mille ümber näib tähistaevas Maa pöörlemise tõttu pöörlevat.

**teine levinud supernoovade tüüp on tüüp II, mis tekib massiivsete tähtede tuuma kokkuvarisedes.

***vesiniku saab heeliumiks sünteesida kahel teadaoleval viisil. Esimeseks on niinimetatud prooton-prooton ahel, mis leiab aset näiteks Päikese tuumas ning mille käigus tekib prootonite (vesiniku tuumad) liitumisel kõigepealt raske vesinik, seejärel heelium-3 isotoop ning viimaks heelium-4 element. Niinimetatud CNO tsükkel, mis leiab aset Päikesest raskemates tähtedes ja noovasid tekitavate valgete kääbuste pinnal töötab veidi teisiti. Kuna valge kääbus koosneb peamiselt süsinikust ja hapnikust, sünteesitakse prootonite liitumisel selle käigus vahepeal süsiniku, lämmastiku ja hapniku isotoobid, mille kõrvalproduktiks on heelium-4. Kui prooton-prooton ahela käigus kasutatakse ära kõik algosakesed, siis CNO tsüklis kasutatakse raskemaid elemente vaid katalüsaatoritena.

Põhjakroonis süttib noova

Millalgi praeguse hetke ja selle aasta septembri vahel peaks Põhjakrooni tähtkujusse äkitselt juurde ilmuma Põhjanaela heledusega võrreldav täht*. Tegemist on niinimetatud korduva noovaga T Coronae Borealis (T CrB), mis muutub mõneks päevaks silmaga nähtavaks iga 80 aasta järel.

Noovad (ladina keelsest sõnast "novus", mis tähendab "uut") on mõnes mõttes teatud tüüpi supernoovade tuhatkond korda nõrgemad versioonid. Nii nagu tüüp I supernoovade** puhul tekivad noovad süsteemides, kus üksteisele lähedal tiirleb kaks tähte. Üks nendest on valge kääbus (surnud tähe ülitihe ja -kuum tuum, kus enam termotuumareaktsioone ei toimu) ja teine kas punane hiidtäht, alamhiidtäht või niinimetatud peajada täht. Kui umbes Maa mõõtu valge kääbus tiirleb teisele tähele piisavalt lähedal, hakkab selle tulisele pinnale spiraalis kogunema kaaslaselt välja paiskuv tähematerjal (peamiselt vesinik). Saavutades kriitilise massi ja umbes 20 miljoni kraadise temperatuuri, käivituvad valge kääbuse pinda katvas vesinikukestas plahvatuslikud ahelreaktsioonid, kus väike osa vesinikust sünteesitakse niinimetatud CNO tsükli*** käigus heeliumiks. Selle tulemusel paisub valgest kääbusest eemale võimas lööklaine, mis liigub tuhandeid kilomeetreid sekundis ning muidu surnud täht saavutab mõneks päevaks või nädalaks kümneid tuhandeid kordi suurema heleduse kui meie Päike. Kusjuures valge kääbuse enesega ei juhtu selle käigus suurt midagi. Meile paistavad noovad otsekui uued heledad tähed, mis ühtäkki sadade või tuhandete valgusaastate kaugusel süttivad.

Kunstniku nägemus hiidtähelt pärinevast materjalist valge kääbuse ümber moodustuvast niinimetatud akretsioonikettast. Kui tingimused on sobivad, koguneb nii lõpuks valge kääbuse pinnale piisav hulk vesiniku, mis viimaks noovana plahvatab. Kui sama protsessi käigus valge kääbuse mass ületab kusagil 1,4 Päikese massi, plahvatab terve valge kääbus noovast tuhat korda võimsama supernoovana.

Olenevalt kirjeldatud kaksiksüsteemi liikmete massidest, tüüpidest, kaugustest, pöörlemistest ja paljust muust võib noova olla ühekordne või korduv nähtus. Võrdlemisi haruldastel juhtudel kui valge kääbuse mass ületab teiselt tähelt varastatud materjali arvelt kusagil 1,4 Päikese massi (Chandrasekhari piir), plahvatab terve valge kääbus oluliselt võimsama tüüp I supernoovana ning hävineb selle tagajärjel täielikult. Kui supernoovasid võib Linnutee galaktikas keskmiselt toimuda vaid paar korda sajandis, esineb noovasid oluliselt rohkem - kusagil kümme aastas. Neist mõned üksikud on ka piisavalt heledad, et silmaga näha.

Põhjakroonis tõenäoliselt sellel aastal süttivat noovat kirjeldati esmakordselt Iiri astronoom John Birminghami poolt 1866. aasta mai keskel, kui alla silmaga nähtavuse piiri paistev täht (mag 10) muutus äkiliselt Põhjanaelaga võrreldavaks heledaks täheks. Järgmist korda nähti seda 1946. aasta veebruaris. Lisaks eksisteerib kahtlus, et sama noovat võis tunnistada Saksa munk Abbott Burchard juba 1217. aastal ning sama tegi arvatavasti Inglise astronoom Francis Wollaston 1787. aastal. Viimane paraku ajas selle oma ülestähendustes segi ühe juba katalogiseeritud tähega.

Kuigi Põhjakrooni noovat on enam-vähem korralikult vaadeldud ja uuritud vaid kaks korda ajaloos, on selle viimaste aastate käitumine kahtlustäratavalt sarnane viimasele korrale kui see süttis. Näiteks 1938. aastal täheldati, et T CrB heledus tõusis veidi (mag 10,5 pealt 9,2 peale). Sama juhtus sellega 2015. aasta veebruaris. 2018. aastal juunis selle heledus jällegi langes veidi ning kukkus eelmise aasta aprillis oluliselt (mag 12,3 peale). Sarnane asi juhtus aasta enne 1946. aastast noovat. Ehk siis selle põhjal on täitsa põhjust kahtlustada, et peagi saame seda jälle näha.

T Coronae Borealis (T CrB) asukoht Põhjakrooni tähtkujus. Silmaga ei näe seal hetkel midagi, kuid iga hetk võib sinna juurde süttida pealtnäha uus hele täht.

T CrB, mida nimetatakse vahel ka Leegitsevaks täheks (inglise keeles Blaze star), asub meist umbes 2600 valgusaasta kaugusel ning koosneb Päikesest natukene raskemast punasest hiidtähest ja selle ümber iga 228 päeva tagant tiirutavast valgest kääbusest. Silmaga seda ei näe ning teleskoobis paistab see pealtnäha mitte-midagi ütleva nõrga tähena Põhjakrooni moodustava tähtederea servas. See kõik võib muutuda enne kui te selle lause lõpetate.

Põhjakrooni tähtkuju leiab praegustel öödel kõrgelt lõunataevast Herkulese ja Karjase tähtkujude vahelt. Tegemist suhteliselt väikese tähtkujuga, mis meenutab tähtedest koosnevat poolkaart. Kõige lihtsam on seda leida Karjases asuvast väga heledast ja veidi punakast Arktuurusest kusagil 15 kraadi ida poole vaadates.

Mõnel juhul võib noovast alles jääda ka sajandeid püsiv noovajäänuk. Fotol, kus on kombineeritud Hubble ja Chandra röntgenobservatooriumi vaatlusi on näha GK Persei noovajäänukit Perseuse tähtkujus. GK Persei süttis meie taevas 1901. aastal.

*Põhjanael ole vaatamata levinud väärarusaamale taeva kõige heledam täht. Heleduselt edestab seda taevas koguni 47 tähte. Väikses Karus ehk Väikese Vankris asuv Põhjanael on meie poolkeral nõnda tuntud põhjusel, et see asub kõigest kraadi kaugusel põhjataeva poolusest ehk punktist mille ümber näib tähistaevas Maa pöörlemise tõttu pöörlevat.

**teine levinud supernoovade tüüp on tüüp II, mis tekib massiivsete tähtede tuuma kokkuvarisedes.

***vesiniku saab heeliumiks sünteesida kahel teadaoleval viisil. Esimeseks on niinimetatud prooton-prooton ahel, mis leiab aset näiteks Päikese tuumas ning mille käigus tekib prootonite (vesiniku tuumad) liitumisel kõigepealt raske vesinik, seejärel heelium-3 isotoop ning viimaks heelium-4 element. Niinimetatud CNO tsükkel, mis leiab aset Päikesest raskemates tähtedes ja noovasid tekitavate valgete kääbuste pinnal töötab veidi teisiti. Kuna valge kääbus koosneb peamiselt süsinikust ja hapnikust, sünteesitakse prootonite liitumisel selle käigus vahepeal süsiniku, lämmastiku ja hapniku isotoobid, mille kõrvalproduktiks on heelium-4. Kui prooton-prooton ahela käigus kasutatakse ära kõik algosakesed, siis CNO tsüklis kasutatakse raskemaid elemente vaid katalüsaatoritena.

Astronoomiaklubi astrofoto: uus hele noova Kassiopeias

Vaatasime eile ka oma silmaga Kassiopeia tähtkujus süttinud noova ära ja tegime kiire jäädvustuse. Fotol olev tihedam tähtede kogum on M52 tähist kandev hajustäheparv ning kõnealune noova asub fotol all vasakus nurgas (vaata noolega pilti). Nüüd tasapisi tuhmimaks muutudes peaks see mõne nädala või kuuga sealt kadunud olema.

Noova tekkepõhjustest kirjutasime Postimehes: https://leht.postimees.ee/7207700/ootaevasse-sundis-uus-taht

Alloleval pildil on näha kunstniku nägemust kaksiksüsteemist, kus ühest surnud tähest järele jäänud kuumale ja tihedale tuumale (valge kääbus) koguneb teise tähe materjali. Saavutanult teatud kriitilise temperatuuri ja massi, plahvatab see võimsa noovana, mis paisub kääbusest eemale tuhandeid kilomeetreid sekundis ning loetud tundidega särab süsteem kuni 100 tuhat korda heledamalt kui enne.

Fotod on tehtud Bresser 203/1200mm teleskoobiga, monteering EQ6R-PRO, kaameraks Nikon D5600, ISO 4000, säri 27x20sek, programmideks DSS ja PS.