Kepleri supernoova 25 aasta jooksul

NASA Chandra röntgenobservatooriumi vaatluste põhjal kokku pandud klipp, kus on näha Kepleri supernoovajäänuki paisumist 25 aasta jooksul. Röntgenvaatlused pärinevad aastatest 2000, 2004, 2006, 2014 ja 2025. Video allikas: Röntgenkiirguses: NASA/CXC/SAO; nähtav valgus: Pan-STARRS

Kepleri supernoova on meie Linnutees viimasena silmaga näha olnud supernoova, mis muutus nähtavaks 1604. aasta oktoobris. Pealtnäha uue heleda tähe tekkimist öötaevasse kirjeldas detailselt toonane Saksa matemaatik ja astronoom Johannes Kepler oma 1606. aasta raamatus De Stella Nova in Pede Serpentarii (tõlkes: Uuest tähest Maokandja jalas).

Tänaseks arvatakse, et Kepleri supernoova kujutas endast valgeks kääbuseks kutsutud tähejäänuki plahvatust, peale seda kui selle mass suurenes kaaslaselt pärineva materjali arvelt kusagil 1,44 Päikese massini. Taolist massilimiiti kutsutakse selle avastaja Subrahmanyan Chandrasekhari järgi Chandrasekhari limiidiks*. Sama füüsiku järgi on nimetatud ka antud vaatlused teinud NASA röntgenobservatoorium.

Tänaseks on meist umbes 16 tuhande valgusaasta kaugusel asuvast supernoovast igasse suunda laiali lendav gaasipilv ehk supernoovajäänuk meie jaoks** paisunud umbes 23 valgusaasta laiuseks. Mõõtmised näitavad, et selle "alumine" serv paisub kiirusega kuni 6200 kilomeetrit sekundis ehk umbes 2 protsenti valguse kiirusest. Videos jäänuki ülemine serva kiirus on aga neli korda aeglasem, mis näitab, et sealne keskkond on tõenäoliselt tihedam. Sellisel kiirusel tähtedevahelise gaasiga kohtudes kuumutatakse materjal kümnete miljonite kraadide juurde ning see hakkab kiirgama röntgenkiirguses. Nähtavas valguses on Kepleri supernoova võrdlemisi tagasihoidliku välimusega.

Kepleri supernoova nähtavas valguses. Hubble kosmoseteleskoobi vahendusel.

*Kuna taolised valge kääbuse supernoovad (tüüp Ia) saavad alguse enam-vähem sama massiga valgetest kääbustest ning on seega enam-vähem sama heledad, saab neid väga edukalt kasutada väga suurte vahemaade ning universumi paisumiskiiruse mõõtmiseks.

**Kui jäänuk asub meist umbes 16 tuhande valgusaasta kaugusel, siis meie näeme seda sellisena nagu see oli 16 tuhat aastat tagasi. 

Supernoova plahvatus ei olegi alguses ümmargune

Eelmise aasta aprillis avastati meist 22 miljoni valgusaasta kaugusel asuvas galaktikas tähisega NGC 3621 supernoova SN 2024ggi. Supernoovad on massiivsete tähtede plahvatused, mis on niivõrd energeetilised ja heledad, et mõneks ajaks võivad need särada tugevamini kui terve galaktika. Tänu kiirele tegutsemisele õnnestus supernoovat vaadelda ühe maailma võimsama teleskoobi ja selle spetsiaalse instrumendiga, mis lubab isegi nii kaugelt kindlaks teha supernoova esialgse kuju. Nüüd on selle vaatluse põhjal avaldatud teadustöö.

Avaldatud teadustöö: https://www.science.org/doi/10.1126/sciadv.adx2925

Meist 22 miljoni valgusaasta kaugusel asub spiraalgalaktika NGC 3621 ja ringiga selles süttinud supernoova. Foto allikas: VLT/ESO/Y. Yang

Kõnealune supernoova avastati esmakordselt 2024. aasta 10. aprilli ööl. Samal ajal lennukiga San Franciscosse saabunud Pekingi Tsinghua ülikooli professor Yi Yang teadis, et nüüd tuleb kiiresti tegutseda. 22 miljonit valgusaastat võib tunduda tohutu vahemaana (ja inimlikus perspektiivis see seda ongi), kuid kosmilises ja supernoovade mõttes tähendab see kiviviskekaugust. Yang pani loetud tundidega kokku vaatlusettepaneku ja saatis selle Euroopa Lõunaobservatooriumile kinnitamiseks. Peale väga kiirest menetlusprotsessi suunati Tšiilis asuv Väga Suur Teleskoop (VLT) supernoova suunas ning selle valgust mõõdeti FORS2 nimelise instrumendiga.

Selle instrumendi nimi pikemalt ja inglise keeles on "FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph 2" ning väga lihtsustatult püüab ja mõõdab see objektilt pärineva valguse polarisatsiooni. Nimelt kui valgust kiirgav objekt on ümmargune, peaks selle valguse kogupolarisatioon olema null. Kui instrument suudab aga tuvastada siiski mingit polariseeritud valguse hulka, saab eeldada, et objekt ei ole täiesti ümmargune. Pikemalt saab FORS2e kohta lugeda siit: https://www.eso.org/.../instruments/fors/overview.html

Igatahes tänu vaatlusele, mis toimusid kõigest 26 tundi peale supernoova esimest tuvastamist, suudeti supernoovat näha väga varajases etapis. Nüüdseks on hinnatud, et supernoova tekitas punane hiidtäht massiga umbes 13-15 Päikest ning erinevalt seniarvatule oli plahvatuse esiagne kuju mitte täiesti sfääriline vaid meenutas pigem oliivi. All näeb kogutud andmete põhjal kunstniku poolt kokku pandud animatsiooni supernoova esimestest hetkedest.

Kuigi supernoovade peamine mehhanism on nüüdseks võrdlemisi selge, leidub selle kohta siiski palju erinevaid täpsemaid mudeleid. Ühe või teise mudeli paikapiduvast või õigemini nende eksimust saab testida vaid otseste vaatlusega. Antud vaatluse põhjal on tänaseks juba mõnedest sellistest mudelitest loobutud, viies meie arusaama supernoovade kohta üha lähemale tegelikkusele.

NGC 3621 galaktika leiab Hüdra tähtkujust, mida näeme väga madalal lõunataevas pigem kevadisel ajal.

2009. aastast pärit Hubble kosmoseteleskoobi foto NGC 3621 galaktika ühest osast. Kuna see asub meile suhteliselt lähedal, ei mahu see kosmoseteleskoobi vaatevälja korraga ära.

Vähetuntud supernoovajäänuk

Ülipikkade säriaegadega fotodega kuulsust kogunud astrofotograaf ja nii mõnegi uue süvataeva objekti avastaja Bray Falls (Astrofalls) on jäädvustanud järjekordset supernoovajäänukit. Seekord on tegemist objektiga CTA1, mis avastati juba 1960. aastal raadioteleskoopide abil, kuid mille pildistamiseks nähtavas valguses puudus pikalt tehniline võimekus. Nüüd on see võimekus olemas nähtavasti isegi harrastajatel.

Mitmekümne valgusaasta laiune CTA1 asub Keefeuse tähtkujus, meist umbes 4500 valgusaasta kaugusel. Gaasidest ja tolmust pilve keskel on ammustest tähest alles jäänud vaid pulsar ehk väga kiiresti pöörlev neutrontäht. Supernoova, mis selle tekitas oleks pidanud meie jaoks süttima umbes 10 tuhat aastat tagasi. Nagu teised supernoovajäänukid, paisub ka CTA1 endiselt veel kunagisest plahvatusest üha laiali ja hõredamaks, kuigi tähtede ja nende parvede gravitatsioon ja magnetväljad on selle algse sfäärilise kuju ammu rikkunud. Varem või hiljem leiavad supernoova käigus tekkinud raskemad elemendid ennast uute tähtede ja planeetide koosseisust. Nii nagu suur osa meie planeedist ja meist endist (välja arvatud vee koosseisus leiduv vesinik) pärineb ammustest täheplahvatusest.

Foto on tehtud kahe teleskoobi, kahe kaamera ja terve portsu erinevate kitsasribafiltritega. Selle kogusäriks on 165 tundi. Pikemalt saab selle kohta teada Bray Fallsi Astrobini kontol: https://www.astrobin.com/8zqn5i/?force-classic-view

PS Kui keegi tahaks sellele jäänukile arusaadavatel põhjustel hüüdnimeks panna Euromärgi udu, siis seda nime kasutatakse juba NGC 6888 udu puhul. Kuigi CTA1 meenutab euromärki oluliselt rohkem.

Supernoova galaktikas NGC 7331

Juuli keskel avastati meist umbes 44 miljoni valgusaasta kaugusel asuvast spiraalgalaktikast tähisega NGC 7331 (Caldwell 30) uus supernoova. Uus on see muidugi vaid meie jaoks, kuna tegelik täheplahvatus pidi aset leidma nii umbes 44 miljonit aastat tagasi ja nii kaua kulus selle valgusel meieni jõudmiseks.

Heleduse muutumise ja selle spektri järgi kuulub supernoova tähisega sn2025rbs niinimetatud tüüp Ia täheplahvatuste hulka. Sellised supernoovad leiavad aset binaar- ehk kaksiksüsteemides, kus üks tähtedest on jõudnud oma elu lõppu ning sellest on alles jäänud tihe valgeks kääbuseks nimetatud tähejäänuk. Kui kahe tähe omavaheline kaugus on piisavalt väike, võib tekkida olukord, kus veel "elusalt" tähelt hakkab valgele kääbusele voolama heeliumi. Kui selle tulemusel kasvab valge kääbuse mass umbes 1,44 Päikese massi juurde (Chandrasekhari limiit) plahvatab see supernoovana ning hävib täielikult. Kuna plahvatus toimub enam-vähem alati sama massi juures, on sellist tüüpi supernoovade absoluutne heledus praktiliselt identne ning lubab astronoomidel näiva heleduse alusel mõõta selle ja ühtlasi seda sisaldava galaktika kaugust.

Donn Milleri hiljutine foto galaktikas NGC 7331 süttinud supernoovast.

Meie sügisene foto galaktikast NGC 7331. Foto on tugevalt kropitud. Täissuuruses näeb seda siin: https://app.astrobin.com/u/Astronoomiaklubi?i=8w8bxt#gallery

Kuna uudised nii lähedaste supernoovade kohta levivad harrastajate seas kiiresti on paljud seda supernoovat ka juba pildistanud. Kahjuks meie nende hulka ei kuulu. Küll aga sai sama galaktikat pildistatud eelmise aasta septembri lõpus. Võrreldes nüüd meie vana foto mõne teise fotograafi uuega, torkab süttinud supernoova eriti hästi silma.

NGC 7331 on umbes Linnutee mõõtu spiraalgalaktika, mida peeti pikalt niiöelda Linnutee kaksikuks. Avastused aastatuhandevahetusel panid aga selle võrdluse kahtluse alla, kuna näib, et Linnutee on varbspiraalgalaktika ja NGC 7331 kuulub pigem klassikaliste spiraalgalaktikate hulka. Asub see meie taevas Pegasuse ja Sisaliku tähtkuju piiril ning augustiöödel tõuseb see võrdlemisi kõrgele lõunataevasse. Selle nägemine vajab aga võrdlemisi head ja valgusjõulist teleskoopi. Galaktika lähistel asub kaugem kuulus galaitkategrupp nimega Stephani kvintett, mille pildistas James Webbi teleskoop ühe oma esimese objektina.

Värske supernoova heleduseks on hetkel umbes mag +13 ehk võimsama teleskoobiga peaks nägema seda kui üht nõrka tähte teiste seas. Pole paha 44 miljoni valgusaasta kaugusel asuva võrdlemisi tillukese objekti kohta. Tulevate nädalate ja kuude jooksul hääbub see sarnaselt teiste supernoovadega lõpuks nähtamatuks.

Kahekordne supernoova

Esmakordselt on saadud visuaalne kinnitus, et osad supernoovad tekivad kahekordse plahvatuse käigus. Jutt käib Suureks Magalhaesi pilveks kutsutud kääbusgalaktikas leiduvast sajandeid vanast supernoovajäänukist tähisega SNR 0509-67.5, millest on värskete VLT teleskoobiga tehtud vaatlustega leitud kaks kaltsiumi sisaldavat plahvatuskesta - täpselt see mida tähefüüsikud on ennustanud, et me kahekordse plahvatuse puhul nägema peaksime.

VLT fotol on kaltsiumi sisaldav materjal (võltsvärvis) sinine ja vesinik (vesinik-alfa) oranž.

Supernoovasid ehk sisuliselt täheplahvatusi, mille heledus ületab mõneks nädalaks terve galaktika, on laias laastus kahte tüüpi. Neist esimene tekib siis kui massiivse (vähemalt 8-12 Päikese massi) tähe tuumas lõppeb kütus ning see ei suuda ennast enam iseenda raskuse all üleval hoida. Tulemuseks tähe kokkuvarisemine ehk kollaps, millega kaasneb ülienergeetiline supernoova. Sellist tüüpi täheplahvatusi kutsutakse tüüp II supernoovadeks.

Teist tüüpi supernoova (tüüp Ia) leiab aset binaar- ehk kaksiksüsteemis, kus üks tähtedest on jõudnud oma elu lõppu ning sellest on alles jäänud tihe valgeks kääbuseks nimetatud tähejäänuk. Kui kahe tähe omavaheline kaugus on piisavalt väike, võib tekkida olukord, kus veel "elusalt" tähelt hakkab valgele kääbusele voolama heeliumi. Kui selle tulemusel kasvab valge kääbuse mass umbes 1,44 Päikese massi juurde (Chandrasekhari limiit) plahvatab see supernoovana ning hävib täielikult. Kuna plahvatus toimub enam-vähem alati sama massi juures, on sellist tüüpi supernoovade heledus praktiliselt identne ning lubab astronoomidel mõõta kosmilisi kaugusi.

Sama supernoova nähtavas valguses (Hubble) ja röntgenkiirguses (Chandra röntgenobervatoorium).

Sellelt VLT fotolt on näha paisuva supernoovajäänuki ainult kaltsiumi sisaldavat materjali.

Pikalt on aga oletatud, et teatud olukordades võib tüüp Ia supernoova toimuda veidi enne seda kui valge kääbus kriitilise massi saavutab. Sellisel juhul tekib valge kääbuse pinnale kogunenud heeliumiookeanis ahelreaktsioon, mis saadab lööklaine nii kääbusest eemale kui ka selle poole. Viimane paneb kääbuse supernoovana plahvatama. Kui selline mehhanism oleks tegelik, peaks supernoovajäänukites olema võimalik vaatlustega näha kaht kaltsiumi sisaldavat kihti. Üks esimesest heeliumidetonatsioonist ja teine supernoovast. Ja täpselt seda Tšiilis asuv VLT teleskoop nüüd esimest korda näinud ongi.

SNR 0509-67.5 asub meist umbes 160 tuhande valgusaasta kaugusel.

Supernoovajäänukid Veomehes

Sellel võrdlemisi laia haardega vaatelt Veomehe tähtkuju suunas paistab muuhulgas kaks ümara kujuga pallilaadset moodustist, mis on tekkinud tähtede suurejooneliste plahvatuste käigus. Tegemist on supernoovajäänukitega ehk sellega, mis jääb alles kui surevad massiivsed tähed või siis valgeks kääbuseks kutsutud tähejäänukid supernoovana plahvatavad ning sellest igipaisuvad ja hõrenevad gaasimullid alles jäävad.

Tähtedevahelise gaasi ja tolmuga põrkudes nende algne sfääriline kuju moondub ning sadade tuhandete ja miljonite aastate möödudes on nende olemasolu üha raskem ja raskem tuvastada. Igasse suunda laiali haljuv materjal leiab ennast lõpuks uute tähtede, nende ümber tiirlevate planeetide ja miks mitte nendel planeetidel elutsevate organismide koosseisust. Ütlus, et "me koosneme tähetolmust" ei ole vaid kaunis idee; see on teaduslik fakt.

Sellel Stéphane Vetteri fotol paistab suuremana supernoovajäänuk Simeis 147, mida kutsutakse ka Spageti uduks. Meist asub see umbes 3000 valgusaasta kaugusel ning süttis see (meie jaoks) umbes 40 tuhat aastat tagasi. Sellest vasakul ja pisemana paistab supernoovajäänuk SNR G179.0+02.6, millel kaugust 11 tuhat valgusaastat ja vanust umbes 50 tuhat aastat. Ehk siis kaks jäänukit on tegelikkuses umbes sama vanad* ja sama suured.

Nende ümber paistab veel teistsuguse sünnilooga objekte ja värvilisi udusid. Neist ilmselt silmatorkavam on üleval vasakus nurgas asuv M37 hajusparv, mis koosneb tuhandetest noortest tähtedest ning asub meist umbes 4500 valgusaasta kaugusel.

*tekstist võib esmapilgul jääda mulje, et supernoovade vahe ajas on umbes 10 tuhat aastat. Tegelikkuses on see aga pigem 18 tuhat aastat. Miks? Sest ruumis lahutab neid meie vaatesihis 8000 valgusaastat ning seega on ka valgus kaugemalt supernoovajäänukilt ajas 8000 tuhat aastat vanem. Ruum ja aeg on üksteisega lahutamatult seotud.

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.

Uus supernoova meie lähiümbruses

 Nädala eest muutus meist 22 miljoni valgusaasta kaugusel asuvas galaktikas NGC 3621 nähtavaks üks supernoova. Tegemist esimese selles galaktikas leitud supernoovaga, mis kannab tähist SN 2024ggi ning mis näib kuuluvat päritolu järgi tüüp II supernoovade hulka. See tähendab, et tegemist on massiivse tähe kollapsil tekkinud täheplahvatusega. Alles jäi sellest kas neutrontäht või must auk.

Foto: Damian Peach

Foto: Damian Peach

Foto galaktikast 2011. aastal. Praegu selles säravast supernoovast polnud toona märkigi. Allikas: ESO/Joe DePasquale

NGC 3621 leiab Hüdra tähtkuju alumisest servast, mis paraku Eestist jääb silmapiiri alla. Aga pole ilmselt lugu, kuna supernoovat on näha vaid teleskoobiga ja sedagi pikkade säriaegade puhul.

Teleskoobiloosi võitja on selgunud

Eelmise postituse jätkuks...

Eile hommikul Eesti aja järgi kell 06:39 avastas Californias tegutsev Zwicky Transient Facility vaatlusprogramm kahest väga kaugest galaktikast kaks uut supernoova(kandidaati), mis kannavad tähist AT2024etg ja AT2024eth. Tegemist siis selle kevade esimeste taoliste vaatlustega.

AT2024etg asukoht kauges galaktikas

AT2024eth asukoht kauges galaktikas

Nende andmed leiab:

https://lasair-ztf.lsst.ac.uk/objects/ZTF24aahgzgu/

https://lasair-ztf.lsst.ac.uk/objects/ZTF24aahgzbr/

Objektide taevakoordinaatideks on esimese puhul otsetõus 10:36:35.236 ja kääne -04:49:31.47 ning teise puhul otsetõus 10:39:53.792 ja kääne -04:47:11.63. Kui need koordinaadid trükkida sisse näiteks Stellariumi planetaariumiprogrammi, siis saame teada, et mõlemad objektid asuvad Sekstandi tähtkuju taustal. Selle leiab õhtuti kella 23 ajal umbes 24 kraadi kõrguselt lõunataevast Lõvi ja Hüdra tähtkujude vahelt.

Niisiis meie loosi ja teleskoobi võitis Priit! Võtame võitjaga ühendust ning paneme pikksilma tema poole juba täna teele.

Veelkord suured tänud kõigile toetajatele!

Cassiopeia A (Cas A) supernoova

Mõnikord väidetakse, et viimane supernoova meie galaktikas leidis aset 1604. aasta oktoobris, kui Maokandja tähtkujus süttis äkki pealtnäha üks väga hele uus täht. Ületades heleduse poolest (mag -2,5) kaugelt kõiki teisi tähti, oli see mitu nädalat silmaga eristatav isegi päevases taevas. Objekti ilmumist ja aeglast hääbumist kirjeldas Saksa matemaatik ja astronoom Johannes Kepler oma raamatus De Stella Nova (tõlkes Uuest tähest), mistõttu tuntakse supernoovat nüüdseks peamiselt Kepleri supernoovana. Massiivse tähe plahvatusest alles jäänud supernoovajäänukit - veel endiselt paisuvat ja helendavat gaasimoodustist - tuntakse tähisega SN1064.

Peaaegu kakssada aastat hiljem, 1948. aastal, avastasid inglismaal asuva Cambridge astronoomid Martin Ryle ja Francis Graham-Smith Kassiopeia tähtkujust ühe väga tugeva raadioallika, mida vaadeldi nähtavas valguses kaks aastat hiljem. Tegemist oli välimuselt Kepleri supernoovajäänukile sarnaneva paisuva gaasi- ja tolmutombuga, mis asub meist umbes 11 tuhande valgusaasta kaugusel. Võrdluseks asub SN1604 meist peaaegu kaks korda kaugemal. Supernoovajäänuki paisumiskiirust väga täpselt mõõdistades ja seda ajas tagurpidi modelleerides järeldasid astronoomid, et Cassiopeia A nime kandva objekti pidi tekitama supernoova, mis süttis Maalt vaadates kusagil 1670. - 1680. aastate vahel. Ehk siis aastakümneid peale kuulsat Kepleri supernoovat. Selleks ajaks olid teleskoobid juba leiutatud ja iga endast lugupidava astronoomi poolt kasutusse võetud ning supernoova asukoht Kassiopeia tähtkujus tähendas, et see oleks pidanud olema põhjapoolkeral öösiti hõpsasti vaadeldav (näiteks Eestist ei looju Kassiopeia kunagi). Tuletame meelde, et see süttis meile peaaegu kaks korda lähemal kui ülihele Kepleri supernoova. Ometigi ei leidu selle vaatlemise kohta tähistaevas peaaegu ühtegi ajaloolist allikat.

Üheks võimalikuks erandiks võib olla, et Inglismaa kuninglik astronoom John Flamsteed katalogiseeris 1680. aasta 16. augustil selle lähistel rutiinsel vaatlusel ühe suhteliselt nõrga (mag +6) tähe. Selline objekt/täht oleks olnud silmaga nähtavuse piiril. Mõned pakuvad, et Cassiopeia A supernoova võis olla hoopis kirjanik Edward Matthewi poolt mainitud "päevane täht", mis olla taevas süttinud 29. mail 1630. aastal - päeval kui sündis inglise kuningas Charles II. Enamasti aga ajaloolised nõustuvad, et väidetavast sündmusest kolmkümmend aastat hiljem kokku pandud kirjeldus on tõenäoliselt poeetiline propaganda, mis matkib väidetava tähe ilmumist enne väidetava Jeesuse sündi.

Kindlate vaatluste puudumise seletamiseks pakuvad astronoomid, et supernoovast pärinev (nähtav) valgus neeldus tõenäoliselt tähtedevahelises tolmus või/ja oli supernoova põhjustanud täht ebatavaliselt massiivne ja selle küljest irdus eelnevalt ohtralt täheainet, mis moodustas kohe-kohe plahvatava tähe ümber valgust varjava "kookoni'. Igatahes võib öelda, et kui Kepleri supernoova oli viimane silmaga nähtav ja kindlalt vaadeldud supernoova meie galaktikas, siis Cassiopeia A on teadaolevalt kõige hilisem taoline plahvatus Linnutees.

Ülal nähtav värviline foto kuulub James Webbi kosmoseteleskoobile, mis vaatles meie jaoks endiselt 5000-6000 kilomeetrit sekundis paisuvat ja läbimõõdult 10 valgusaastat laia Cassiopeia A supernoovajäänukit niinimetatud lähiinfrapuna vahemikus. Need inimsilmale nähtamatud lainepikkused on foto tarbeks teisendatud erinevateks värvideks, millest igaüks kujutab erineva koostise ja temperatuuriga piirkondi. Näiteks roosakad ja oranžid toonid kuuluvad supernoova poolt laiali paisatud materjalile, mis koosneb supernoova käigus sünteesitud raskematest elementidest, nagu hapnik, argoon ja neoon. Supernoova valkjat suitsu meenutav välimine kest on piirkondadeks, kus supernoova lööklaine kohtub suurel kiirusel materjaliga, mida surev täht miljoneid aastaid enne oma vaatemängulist surma endast eemale paiskas. Valgena näeme niinimetatud sünkrotronkiirgust, mis tekib kui elektronid liiguvad väga suurel kiirusel ja spiraalis ümber magnetväljajooni.

Taolised supernoovade vaatlused lubavad astronoomidel mõista kuidas tekib tähtedevaheline tolm ning täpsemalt milliste protsesside käigus supernoovad universumit raskemate elementidega rikastavad. On ju kaltsium meie luudes ja raud meie veres (teiste elu tekkeks vajalike elementide seas) kunagi tekkinud just selliste kosmiliste plahvatuste käigus...

Soovitame tungivalt vaadata sama fotot täissuuruses: https://stsci-opo.org/STScI-01HGGZBZ1WK06H9NMB5WZTZPXD.png

Betelgeus veiderdab taas

2019. aasta lõpus panid astronoomid ja isegi tähistaeva sagedased vaatlejad tähele, et kuulsas Orioni tähtkujus punakalt särav hiidtäht Betelgeus kaotas paari nädala jooksul silmnähtavalt oma heleduses. Muidu kümne heledaima tähe hulka kuulunud Betelgeus kukkus taolises pingereas vahepeal isegi suhteliselt madalale 21. kohale. Kuna astronoomid on juba pikalt teadnud, et Betelgeus on nii-öelda oma elu lõpus ning kosmilises mõttes kohe-kohe supernoovana plahvatamas, hakkasid kiirelt levima spekulatsioonid, et tähe tumenemine võib olla vahetu märk ühest universumi võimsamast plahvatusest meist vaid kusagil 650 valgusaasta kaugusel.

Hercheli kosmoseteleskoobi vaatlused näitasid, et Betelgeus liigub läbi tähtedevahelise ruumi suurel kiirusel, olles oma liikumissuuna ette tekitanud omamoodi lööklaine, kus tähelt lähtuvad osakesed kohtuvad tähtedevahelise tolmu ja gaasiga.

Tänaseks teame, et Betelgeuse ajutise tuhmumise (The great dimming ehk Suur tumenemine) taga oli peaaegu kindlasti tähe pinnalt purskunud materjal, mis jahenedes tumedaks tolmupilveks kondenseerus ning puhtjuhuslikult meie vaatenurgast osakese tähe valgusest blokeeris. Nüüd kütab kirgi uus muutus Betelgeuse heleduses. Seekord täht mitte ei muutu nõrgemaks, vaid hoopis heledamaks. Kusjuures praeguseks on hiidtähe heledus juba kuni 50% heledam oma keskmisest. Taaskord käivad spekulatsioonid, et äkki on hoopis see vahetu märk tähe vältimatust supernoovast. Eks siin mängib suurt rolli ka lootus, kuna viimati nähti meie endi Linnutees supernoovat 1604. aastal ehk neli aastat enne teleskoobi leiutamist.

Kunstniku nägemus Betelgeuselt pärit purskest ja selle tagajärjel moodustunud tolmupilvest, mis Maalt vaadates (viimane pilt) tekitas tähe 2019. lõpus vaadeldud tumenemise.

Kunstniku nägemus Betelgeuse ebasümmeetrisest kujust ja miljardite kilomeetrite kaugusele ulatuvatest gaasijugadest. Paremal on võrdluseks toodud Päikesesüsteemi mõõtkavaline mudel, vasakul skaala hiidtähe enda raadiustest. Betelgeust näeb talveõhtutel kõrgel lõunataevas Orioni tähtkuju vasakus ülemises nurgas.

Esialgu ei ole veel teada, millised protsessid täpsemalt Betelguse heleduse sellise muutuse eest vastutavad või kas sellel on reaalseid seoseid selle vaatemängulise lõpu liginemisega. Asja teeb eriti keeruliseks, et punane hiidtäht kuulub ühtlasi niinimetatud pulseerivate poolregulaarsete muutlike tähtede hulka. See tähendab, et selle heledus muutubki erinevate perioodide jooksul. Teadaolevalt läbib täht 125, 230, 400 ja 2200 päevaseid tsükleid, mis teeb selle heleduse ennustamise (või siis selle klapitamise ühe või teise tsükli maksimumiga) väga keeruliseks.

Värske teadustöö Jaapani Tohuko Ülikooli astronoomi Hideyuki Saio juhtimisel on samas tekitanud nii mõnegi sensatsioonilise pealkirja meedias. Nimelt väidetakse töös, et Betelgeus on oma tuumas toimuvate protsessidega jõudnud niinimetatud hilisesse süsiniku-põletamise faasi ning peale süsiniku lõppemist peaks täht supernoovana plahvatama vaid "mõne kümne aasta jooksul". See viimane lause on hea klikimagnet. Paraku jäetakse laiatarbe meedias tihtipeale välja teadustöös sisalduvad hoiatused nagu näiteks, et me ei tea päris kindlalt millises faasis Betelgeuse tuum hetkel viibib ning süsiniku lõppemiseni selles võib kuluda veel tuhandeid aastaid. Üks asi on aga on peaaegu kindel - Betelgeus on kindlasti üks Linnutee järgmise supernoova kandidaate ning pole paha mõte sellel aeg-ajalt silma peal hoida.

Juhul kui Betelgeus siiski lähiajal (tegelikult siis umbes 650 aastat tagasi) supernoovana plahvatab, ei ole meil sellest midagi karta - 650 valgusaastat on küll galaktilises mõõtkavas kiviviskekaugus, kuid reaalselt tohutu vahemaa. See-eest pakuks see meile hulgaliselt silmailu (rääkimata teaduslike varasalvede hüppelisest täitumisest), kuna mõneks nädalaks paisuks tähe heledus täiskuuga võrreldavaks ning seda oleks hõlpsasti näha isegi päevavalguses. Võib-olla täna, võib-olla 100 aasta pärast.

Hercheli kosmoseteleskoobi vaatlused näitasid, et Betelgeus liigub läbi tähtedevahelise ruumi suurel kiirusel, olles oma liikumissuuna ette tekitanud omamoodi lööklaine, kus tähelt lähtuvad osakesed kohtuvad tähtedevahelise tolmu ja gaasiga.

Mõõtmetelt on Betelgeus tõeline koletis, mille pinda on võimalik ainsana tähtede seast (peale Päikese) teleskoopidega otseselt vaadelda. Tema "äär" ulatuks Päikesesüsteemi keskele asetades peaaegu Jupiteri orbiidini (600 miljonit kilomeetrit) ning meie Päikesest on ta 15-20 korda suurema massiga. Just suure massi tõttu on ta suutnud kusagil 8 miljoni aastaga peaaegu kogu oma vesiniku varu ammendada ning paisuda punaseks hiidtäheks, samas kui keskpärase Päikese elueaks hinnatakse umbes 10 miljardit aastat.

Hetkel asub Orion meie päevases taevas Päikesest vaid paarkümmend kraadi ida pool ning seega selles asuvad tähed meile silmaga nähtavad ei ole. Supernoova muidugi oleks.

Supernoovane Tuuleratas

Astrofotograaf Craig Stocks pildistas meist 21 miljoni valgusaasta kaugusel asuvat M101 ehk Tuuleratta galaktikat ning 19. mail selles süttinud supernoovat SN 2023ixf. Nüüdseks on selle heleduskõverat ja spektrit analüüsides kinnitatud, et tegemist on niinimetatud tüüp II supernoovaga, mis sai alguse massiivse tähe elu lõppu tähistavast tähekollapsist. Kujutlematult võimsa plahvatuse käigus külvatakse sealsesse tähtedevahelisse ruumi raskemaid elemente. Tähest endast on tõenäoliselt alles jäänud neutrontäht või isegi stellaarne must auk.

Supernoova Tuulerattas (M101)

Üleeile, 19. mail avastas Jaapani hobiastronoom Koichi Itagaki Suure Vankri (Ursa Major) tähtkujus paistvast M101 ehk Tuuleratta galaktikast uue supernoova. Et hiiglaslik, peaaegu triljon tähte sisaldav Tuuleratas asub meist kusagil 21 miljoni valgusaasta kaugusel, on SN 2023IXT tähist kandva supernoova näol tegemist viimase kümnendi kõige lähema täheplahvatusega. Viimane lähim supernoova SN 2014J leidis 2014. aasta jaanuaris aset meist ligikaudu 12 miljoni valgusaasta kaugusel asuvas M82 ehk Sigari galaktikas, mille leiab samuti Suure Vankri tähtkujust. Mainime igaks juhuks ka ära, et need supernoovad süttisid siis vastavalt 21 miljoni ja 12 miljoni aasta eest ning nii kaua kulus nende valgusel meieni jõudmiseks. Seega M101 supernoova oli tegelikult kusagil 9 miljonit varasem kui SN 2014J. Informatsioonil kulub universumi mõõtkavas levimiseks aega. Lihtsuse huvides arvestame nende toimumisaega enda perspektiivist.

Autor: Richard Dowding

Autor: Paul Richard Bird

Autor: Eliot Herman

Autor: Keith Jones

Tuulerattas süttinud supernoovat ei ole kahjuks küll palja silmaga näha, kuid kogukama hobiteleskoobiga peaks seda suutma eristada. Eestimaiselt suvised ja valged ööd teevad selle ülesande muidugi veidi keeruliseks.

M101 asukoht Suure Vankri lähistel. Leiab selle "vankri" tiputähtede kohalt.

Supernoovad on ühed universumi kõige võimsamad ja heledamad nähtused, mida on võimalik näha miljardite valgusaastate kauguselt. Need jagunevad laias laastus kahte tüüpi. Neist esimene leiab aset binaar- ehk kaksiksüsteemis, kus üks tähtedest jõuab oma elu lõppu ning tekib tihe valgeks kääbuseks nimetatud tähejäänuk. Kui kaaslase kaugus sellest on piisavalt väike, võib selle materjal hakata voolama valge kääbuse pinnale, kuni selle kogumass ületab umbes 1,44 Päikese massi ning see plahvatab supernoovana. Teist tüüpi supernoova tekib siis kui massiivse (vähemalt 8-12 Päikese massi) tähe tuumas lõppeb kütus ning see ei suuda ennast enam iseenda raskuse all üleval hoida. Tulemuseks tähe kokkuvarisemine ehk kollaps, millega kaasneb ülienergeetiline plahvatus, mis särab näiteks meie Päikesest mitmeid miljardeid kordi heledamalt. SN 2023IXT on tõenäoliselt neist viimast tüüpi. Selle täpsemaks kinnitamiseks jälgivad astronoomid hoolikalt uue supernoova heledust mitme järgneva kuu jooksul, kuni see viimaks taaskord nähtamatuks hääbub.

Linnutee teadaolevalt viimane supernoova süttis kusagil 1670. - 1680. aastate vahel Kassiopeia tähtkujus, kuid polnud tähtedevahelise gaasi tõttu hõlpsasti vaadeldav. Viimast silmaga nähtavat supernoovat sai näha 1987. aasta veebruaris lõunapoolkeral paistvas Suures Magalhãesi Pilves, mis on tegelikult üks Linnutee satelliitgalaktikaid ning asub meist 163 tuhande valgusaasta kaugusel.