Betelgeuse kaaslane püüti pildile

Autor: Üllar Kivila

Astronoomid on juba mõnda aega kahtlustanud, et Orioni tähtkuju punane hiid Betelgeuse pole üksi. Võimaliku kaaslase olemasolu aitaks seletada perioodilisi muutuseid tähe heleduses ning 2024. aastal tehtud vaatlustes Hawaii saarel asuva Gemini teleskoobiga nähti võimalikust kaaslasest esmakordselt õrna märki. Samal aastal vaatles Betelgeuset ka tunduvalt võimekam Euroopa Lõunaobservatooriumile kuuluv VLT teleskoop Tšiilis ning hiljuti avaldatud tulemustel on Siwarha-nimeline kaaslane üsna selgelt näha. Tegemist tundub olevat B-spektriklassi, ehk kuuma sinise tähega, mille mass on umbes 3 Päikese massi. Betelgeuse ise on arvatavasti 10–20 Päikese massiga punane ülihiid, mille kõrval muidu omaettegi märkimisväärne kuum sinine kaaslastäht on vaevu märgatav.

Euroopa Lõunaobservatooriumi VLT vaatlus Betelgeuse kaaslasest. SPHERE-nimelise instrumendiga, mis on mõeldud tähtede ümbert eksoplaneetide tuvastamiseks, on võimalik ematähe ere valgus pildilt maha lahutada, tuvastamaks palju tuhmimaid objekte tähe läheduses.

Kunstniku kujutis punase hiiu Betelgeuse ümber tiirlevast väiksemast tähest nimega Siwarha. Kaaslane tiirleb Betegeusele sedavõrd lähedal, et läbib oma orbiidil Betelgeuse laiaks paisunud hõredat välist atmosfääri, tekitades selles oma liikumise ja gravitatsiooniga justkui järellainetuse. Seda viimast peetaks Maalt vaadeldavate Betelgeuse heleduse perioodilise muutumise üheks põhjuseks.

Betelgeuse mass, kaugus Päikesesüsteemist ning mitmed teised olulised parameetrid on tähe tuntust arvestades tegelikult üpris kehvasti teada. Euroopa Kosmoseagentuuri Gaia kosmoseteleskoop, mis mõõtis enam kui miljardi Linnutee tähe kauguse geomeetrilise parallaksi meetodil, ei saanud Betelgeuset (ja mitmeid teisi taeva kõige heledamaid tähti) mõõta, sest selle heledus küllastab kaamerasensori. Maapealsete teleskoopidega on analoogset mõõtmist vajaliku täpsusega väga raske teha, sest atmosfääri turbulents ning – Betelgeuse puhul – ka punase hiiu pulseerimisest tingitud määramatused on andnud vastuolulisi tulemusi. Seega teamegi Betelgeuse kaugust üsna ebamääraselt vahemikus 400–600 valgusaastat ning samal määral ebaselge on tähe tegelik heledus ning asukoht oma elukaarel. Võib olla kindel, et varem või hiljem plahvatab Betelgeuse supernoovana, kuid see võib meie tänaste teadmiste kohaselt juhtuda homme või hoopis 100 000 aasta pärast.

Kaaslase olemasolu muudab pilti märkimisväärselt – kui saame jälgida kahte taevakeha üksteise ümber tiirlemas, saame kasutada orbitaalmehaanika seaduspärasid, et vaadeldud orbiidi läbimõõdu ning perioodi põhjal tuletada nende täpsed massid. See võimaldaks Betelgeuse omadusi – ja tulevase supernoova ajalist perspektiivi – senisest palju täpsemalt määrata.

Et kaaslase olemasolu päris kindlaks saaks, tuleb oodata järgmise, 2027. aastani, ehk pool selle arvatavat orbitaalperioodi, mil Siwarha peaks uuesti nähtavale ilmuma teisel pool Betelgeuset. Vahepealsel ajal, mil kaaslane asub oma hiiglasliku ematähe ees või taga, pole meil võimalik seda vaadelda. See välistaks (vähetõenäolise) variandi, et tegemist on mõne juhuslikult samasse vaatesuunda sattunud kaugema või lähema Betelgeusega mitteseotud objektiga.

TOP 10 parimat fotot eksoplaneetidest

Peaaegu iga eksoplaneetidest või nende avastustest rääkiva (ajakirjandusliku)artikli päisest leiab kauni pildi kaugest maailmast tiirutamas kauge tähe ümber. Olenevalt uudise sisust võivad need olla Jupiteri meenutavad triibulised hiidplaneedid, sinised jäähiiud, Maa-sarnased sini-rohe-pruunid kerad või midagi veel ägedamat. Harilikult on nende taustal Linnutee ühine kuma ja läheduses särav ematäht. Kogu vaade on reeglina lummav.

Olgu kohe öeldud, et kõik taolised pildid on vaid kunstniku nägemused kõnealustest eksoplaneetidest ning tavaliselt on see ka artiklites pildi all pisikeselt kirjas. See muidugi ei tähenda automaatselt, et need on otsast lõpuni kellegi poolt välja mõeldud (sellist tööd tegevad kunstnikud ammutavad inspiratsiooni tõenäoliselt parimatest teaduslikest andmetest), kuid tegemist pole kindlasti fotodega. Asjale labaselt lähenedes teenivad taolised pildid klikipüüdmise* eesmärki...

Miks nii?

Sest maailma seni parimad fotod eksoplaneetidest ehk planeetidest tiirutamas teiste tähtede ümber näevad välja üsna igavad. Vähemalt esialgu. Alt näeb kümmet parimat sellist fotot, mis on tehtud nüüdseks umbes kuue tuhande kinnitatud eksoplaneedi seast. Neist kõik asuvad meie Päikesesüsteemi lähiümbruses, samal ajal kui miljardid ja sajad miljardid ootavad veel Linnutees avastamist.

Põhjuseid miks eksoplaneetide fotod on esmapilgul niivõrd ebamuljetavaldavad on laias laastus kaks. Kusjuures need samad põhjused teevad tegelikud fotod ka samas päris muljetavaldavaks.

Esiteks. Teised tähed ja seega nende ümber tiirlevad eksoplaneedid on meist meeletult kaugel. Tähtede omavaheliste kauguste näitlikustamine on üks astronoomiast kirjutamise suuri väljakutseid. Väljendid nagu "väga-väga", "tohutult" ja "hoomamatult" jäävad tahest tahtmatult hambutuks. Oleme minevikus kasutanud näidet, et kui meie Päike (mis on võrreldes Maaga tohutu) kahandada korvpalli suuruseks ja see asuks Eestis, siis meile lähim täht Proxima Centauri asuks sellest umbes 7000 kilomeetri kaugusel. Umbes nii kaugel asub meist mööda Maa kumerat pinda reisides New York. Reis New Yorki isegi 800km/h kihutava reaktiivlennuki pardal vältab 7-8 tundi.

Ka sellist vahemaad on tegelikult raske korraga enda mõistusesse mahutada. Isegi kui kahandaksime Päikese hernetera suuruseks asuks Proxima Centauri sellest umbes 200 kilomeetri kaugusel. Meie taeva heledaim täht Siirus oleks sama loogikat kasutades 400 kilomeetri kaugusel, kevadeti õhtuti läänetaevas särav Arktuurus 1660 kilomeetri kaugusel ja Põhjanael paar tuhat kilomeetrit kaugemal kui Maa läbimõõt. Nende näidetega oleme kusjuures endiselt Päikese galaktilises lähi-lähiümbruses. Kui Päike kahandada valge verelible suuruseks (0.03mm), siis oleks ümmarguselt 200 miljardit tähte/verelible sisaldav Linnutee umbes Euroopa suurune. Tundub isegi natukene mõistetav, kui me vaid suudaks mõista kui väike on valge verelible (iga päev toodab inimkeha umbes 100 miljard valget verelible).

Igatahes - tähed on kaugel ja nende ümber tiirlevaid tuhandeid kordi pisemaid planeete isegi maailma parimate teleskoopidega detailselt pildistada on suhteliselt lootusetu ülesanne.

Teiseks. Tähed on kaugel ja eksoplaneedid tiirlevad neile võrdlemisi lähedal. Püüda pildistada väga heleda ja suure tähe vahetus läheduses pisikest planeeti või planeete on nagu püüda pildistada jaanilõkke poolt valgustatud kärbseid samal ajal kui need ümber heleda lõkke tiirutavad. Pole siis põhjust imestamiseks, et enamasti on suudetud otseselt pildistada vaid selliseid planeete, mis on oma ematähest võrdlemisi kaugel või/ja väga suured.

Osadel maailma parimatel teleskoopidel on lisaseadmed nimega koroonagraafid. Minemata nende teemal liialt tehniliseks (sest me ei oska), on tegu seadmetega, mis suudavad blokeerida võimast tähevalgust ning lasta kaameratesse vaid nende kõrvalt nõrkadelt planeetidelt peegelduvat valgust. Allolevatel piltidel on sellel põhjusel eksoplaneetide tähtede asemel lihtsalt tähe sümbol või tume laik.

Kuigi allolevad jäädvustused võivad vabalt tunduda visuaalselt mitte-rabavad, tuleks märkida, et taolised fotod ei ole iseenesest astronoomide lõppeesmärgiks. Eesmärgiks on saada nende planeetide kohta võimalikult palju teada. Näiteks mõõtes korduvate vaatluste abil eksoplaneetide tiirlemiskiirust ja kaugust oma tähtedest, on võimalik tuletada nende massi. Teades massi ja nende umbkaudseid mõõtmeid, saame teada planeetide keskmise tiheduse. See ütleb, kas tegemist on gaasiliste või kiviste kehadega. Uurides nendelt peegeldunud väheldast tähevalgust (elektromagnetkiirgust) ning selles peidus olevat spektroskoopilist infot**, on võimalik teatud juhtudel kindlaks teha nende atmosfääri koostist ja pinnatemperatuuri. Nii mõnegi sellise mõõtmise puhul on leitud planeete, millel peaks eksisteerima vedel vesi. Viimasel ajal on tulnud teateid isegi sellistest eksoplaneetidest, mille atmosfäärist avastatud keemilised ühendid on meile teadaolevalt eritatavad vaid organismide elutegevuse tagajärjel. Midagi enamat öelda on veel vara…

Iga foto juurest leiab pikema seletuse....

HD 169142 b
Hästi noore tähe ümber asuva gaasi- ja tolmukettas näib asuvat üks hiidplaneet. VLT fotodelt on näha selle ennustatud ja reaalset asukohta.

Fomalhaut b
Meist vaid 25 valgusaasta kaugusel asuva kuuma ja noore Formalhauti ümber tiirleb arvatav hiidplaneet, millel kulub ühe tiiru tegemiseks ümber oma tähe kusagil 1700 aastat. Foto on tehtud 2012. aastal Hubble kosmoseteleskoobi poolt.

TYC 8998-760-1 b ja c
Tõenäoliselt üks parimaid eksoplaneetide fotosid, mis siiani õnnestunud tabada. 300 valgusaasta kaugusel asuva tähe ümber on näha kaht selgelt eristatavat planeeti. Need planeedid on Jupiterist palju kordi massiivsemad ning neil kulub ühe tiiru tegemiseks tuhandeid aastaid.

HR 8799 b, c, d ja e
Nelja planeeti sisaldav süsteem mest 133 valgusaasta kaugusel. Foto on tehtud sellel aastal James Webbi kosmosetleskoobi poolt. Kõik neli planeeti on Jupiterist mitu korda massiivsemad.

HIP 65426 b
Jupiterist kümmekond korda massiivsem planeet tiirlemas ümber noore tähe. Foto tegi James Webbi kosmoseteleskoop 2022. aastal.

51 Eridani b
Umbes Jupiteri mõõtu eksoplaneet, mis tiirleb oma tähest peaaegu kaks korda kaugemal kui Neptuun Päikesest. Seda pildistati 2014. aastal Gemini teleskoobiga.

2M1207b
Üks esimesi VLT teleskoobi poolt pildistatud eksoplaneete (fotol punane) mis tiirleb ümber meist umbes 211 valgusaasta kaugusel asuva pruuni kääbustähe (fotol valge). Planeedi mass ületab Jupiteri 5-6 korda ning ümber oma tähe tiirleb see umbes sama kaugel kui Pluuto Päikese ümber (7,4 miljardit kilomeetrit).

AB Aurigae b
Meist 508 valgusaasta kaugusel asuva hiidtähe ümber on kas väga suur eksoplaneet või lausa pruun kääbustäht. Pruunid kääbused on väga suured ja massiivsed Jupiteri sarnased taevakehad, mis on pisut liiga väikesed, et neist saaks tähed.

Epsilon Indi Ab
Meist vaid 12 valgusaasta kaugusel asuva tähe ümber tiirutav väga külm Jupiteri-mõõtu planeet.

PDS-70b
ESO VLT foto ühe väga noore tähe ümbrusest. Hele laik arvatakse olevat moodustuv planeet ehk protoplaneet selle orbiidil.

*klikkide õngitsemises läbi pilkupüüdvate piltide ei ole midagi tingimata halba või see ei tähenda ainult inimeste petmist. Seda juhul kui kliki taga ootab tõesti huvitav ja hariv sisu. Tänapäevases kiires interneti-põhises meedias, kus üht või teist uudist hinnatakse heal juhul poolesekundilise pilguheiduga, ei ole enam palju valikut. Meie sotsiaalkontode uudisvood kihavad esmapilgul hämmastavatest piltidest, videotest ja üllatavaks disainitud pealkirjadest, millest enam paljude autoriks ei pruugigi enam olla inimkäsi. Viimasel ajal on ilmselged imekaunid AI-astrofotod korjamas tähelepanu, mis võiksid kuuluda tõelistele vaadetele meie universumisse. Kahjuks puudub paljudel "silm" üht teisest eristada. Kui harvad niinimetatud ilupildid välja arvata, siis avastused astronoomias ei olegi tavaliselt visuaalselt löövad, vaid tuginevad andmetel, mida on võibolla kõige ausam esitada graafiku või tabelina. Ja kes ikka viitsib klikkida joonisel või tabelil?

**spektroskoopia on teadusharu, mis tegeleb elektromagnetkiirguse (sh nähtava valguse) uurimisega, eesmärgiga tuvastada selles jälgi seda kiirgavatest keemilistest elementidest ja/või elementidest või ühenditest mida see enne meieni jõudmist läbib. Väga suur osa tänapäevasest astronoomiast erinevate objektide spektrite uurimisega tegelebki. Üheks kuulsamaks näiteks spektroskoopiast on, et 1868. aastal tuvastati Päikese kroonis (täieliku päikesevarjutuse ajal) senitundmata elemendi jäljed. See element nimetati kreeka keelse sõna järgi Päikese kohta heeliumiks. Maal tuvastati see nüüdseks kohati pillavalt raisatav vääriselement alles 13 aastat hiljem.

Kui palju tähti?

Mitu tähte on vaadeldavas universumis - ruumis, mis asub maakera ümber 46 miljardit valgusaastat igas suunas. Tagasihoidlikul hinnangul on siin vähemalt 100 miljardit galaktikat, millest igaühes keskmiselt ca 100 miljardit tähte. Kokku teeb see 10 000 000 000 000 000 000 000 ehk 10 sekstiljonit (10²²). Selline arv meile päris hoomamatu.

Proovime seda visualiseerida mudelina, kus oleme vähendanud iga tähe pisikeseks punktobjektiks ja katame pinna, kus tähed asuvad üksteisest 1 millimeetri kaugusel. Nagu millimeetripaber, kus igas joone ristumispunktis asub täht. Sellist paberit oleks meil vaja nii palju, et kogu maakera 200 kordselt selle sisse mähkida. Hinnanguliselt võib neid galaktikaid nähtavas universumis olla koguni 2 triljonit. Tähti on rohkem kui maakeral liivateri.

Tähed, mis lahkuvad Linnuteest

Analüüsides 2013. aastast tähtede asukohti ja suhtelisi kiirusi mõõdistanud Gaia satelliidi värskeid andmeid on astronoomid Linnuteest leidnud kuus uut sellist tähte, mis kihutavad selles niivõrd suure kiirusega, et need varem või hiljem galaktikavahelisse ruumi jõuavad. Neist kaks kõige rekordilisemalt kiiremat tähte kannavad tähiseid J0927 ja J1235 ning liiguvad Linnutees vastavalt 2285 ja 1694 kilomeetrit sekundis. Maale teeks näiteks J0927 ühes tunnis peale peaaegu 700 tiiru.

Hubble kosmoseteleskoobi foto 2017. aastal Kassiopeia tähtkujust 6500 valgusaasta kauguselt avastatud pulsarist tähisega PSR J0002+6216, mis kannab tänaseks hüüdnime Kahurikuuli pulsar. Sellise nime on see Maa suunas perioodiliselt elektromagnetlaineid kiirgav neutrontäht ehk pulsar saanud põhjusel, et tegemist on ühe kiiremini liikuva tähejäänukiga. Kihutades kosmilise kahurikuulina 1127 kilomeetrit sekundis eemale oma kunagisest sünnipaigast supernoova käigus, on see enda taha tekitanud ergastatud gaasist koosneva saba. Ka Kahurikuuli kiirus on piisav, et lõpuks lahkub see meie kodugalaktikast täielikult ning jääb rändama galaktikatevahelisse ruumi.

Selliste tähtede päritolu arvatakse olevat seotud niinimetatud tüüp Ia supernoovadega. Sellised täheplahvatused toimuvad kaksiktähesüsteemides, kus üks tähtedest on oma elu lõpus muutunud valgeks kääbuseks kutsutud üli-tihedaks ja kuumaks tähejäänukiks. Kui kahe tähe vaheline vahemaa on piisavalt väike, hakkab valge kääbuse pinnale teise tähe atmosfäärist voolama materjali (vesinikku). Kui valge kääbus saavutab sellise kannibalismi käigus massi 1,4 Päikest (Chandrasekhari limiit), plahvatab see supernoovana ning teatud tingimustel heidetakse teine täht selle käigus süsteemist suurel kiirusel välja.

Antud ülikiirete tähtede tähtede puhul võib ülal kirjeldatud mehhanism supernoovaks olla aga veidi teistsugune. Nimelt arvatakse, et teatud osa tüüp Ia supernoovadest tekivad kaksiksüsteemis, kus mõlemad tähed on jõudnud valge kääbuse faasi. Sellisel juhul ei voola neist ühe pinnale mitte vesinik, vaid peamiselt heelium. Kui üks valge kääbus saavutab supernoovaks vajaliku massi ning plahvatab, plahvatab lisaks tähele ka selle ümber olev heeliumkest. Taoline topeltdetonatsioon (D6) võib olla põhjuseks, miks vastselt avastatud tähed on omandanud nõnda suure kiiruse. Teooriat toetab lisaks fakt, et antud kihutavate tähtede spektreid uurides on avastatud, et need koosnevad peamiselt süsinikust ja hapnikust - ehk tegemist on valgete kääbustega.

Kui mingi arvestatav osa tüüp Ia supernoovadest on tõepoolest taolist alatüüpi, tähendab see, et Linnutee on oma elu jooksul galaktikatevahelisse ruumi heitnud üle 10 miljoni suurel kiirusel liikuva valge kääbuse. Vähe sellest. Ka teised galaktikad on teinud sama. See tähendab, et muuhulgas Linnutee ja ka meie Päikesesüsteemi lähiümbrus võib olla täidetud ammuste ja nüüdseks juba praktiliselt nähtamatuks jahtunud Linnutee-väliste valgete kääbustega, mis meist ülisuurtel kiirustel risti-rästi mööda kihutavad.

Sagittarius A* ja selle ümber tiirlevad tähed

Linnutee südames asuva supermassiivse musta augu ümber on tiirlemas avastatud seni teadaolevalt kõige lühema perioodiga täht. Täht nimega S4716 on umbes neli korda massiivsem ja kaks korda kuumem kui Päike ning asub mustast august kõige lähimas punktis 100 astronoomilise ühiku kaugusel - see on kõigest kolm korda kaugemal kui Pluuto Päikesest. Tähe keskmine orbitaalkiirus on seega üle 8000 kilomeetri sekundis ehk peaaegu 3% valguse kiirusest ning ühe tiiru tegemiseks kulub tal vaid neli aastat. Võrdluseks, Päikesesüsteemil kulub galaktika keskme ümber üheks tiiruks 230 miljonit aastat.

Esmakordselt pakuti idee supermassiivsest mustast august meie kodugalaktika keskel välja 1971. aastal briti astronoomide Donald Lyndon-Belli ja Martin Reesi poolt. Kolm aastat hiljem kinnitati seda vaatlustega. Selle massiks mõõdeti ligikaudu 4 miljonit Päikest ning kauguseks 26 000 valgusaastat (nii kaugel asume me Linnutee keskmest). Eelmise aasta mais avaldas Sündmuste horisondi teleskoobi töörühm sellest või õigemini selle vahetust läheduses hõõguvast gaasist ka esimese foto.

Musta augu ametlikuks nimeks on Sagittarius A* (hääldataksegi A-tärn) ning see asub piirkonnas Skorpioni ja Amburi tähtkujude piiril. Silma ega nähtavas valguses toimetava teleskoobiga seal kahjuks midagi erilist näha pole, kuna meie ja kauge musta augu vahel on ohtralt tähtedevahelist tolmu. Seevastu infrapunases ja raadiokiirguses on võimalik selle ümbrust mingil määral jälgida. Nii on musta augu lähedusest eelnevalt avastatud kümneid tähti, mida nimetatakse kollektiivselt S-tähtedeks ning mille perioodid (ühele orbiidile kuluv aeg) varieerub 10 ja 166 aasta vahel. Neist mustale augule perioodiliselt kõige lähemale sattuv täht on S4714, mis möödub sellest vaid 12,5 astronoomilise ühiku kauguselt (umbes Päikese ja Saturni vahemaa) saavutades selleks hetkes kiiruse 24 000 kilomeetrit sekundis ehk 8% valguse kiirusest.

All videoklipp zoomist Sagittarius A* lähedale, tõelistest aastate jooksul tehtud fotodest kokku pandud animatsioon selle lähedal liikvatest tähtedest ning nende tõenäolisest orbiitidest. Allikas: ESA

Taoliste tähtede avastamine ja nende orbiitide väljaselgitamine ei ole kerge ülesanne, kuna see võrdlemisi väike piirkond asub meist kaugel, tähtedevaheline tolm segab ja musta augu gravitatsiooni poolt kuumaks hõõrutud gaas kipub nõrku tähti oma valgusega lämmatama. Näiteks 2018. aastal tõusis Sagittarius A* heledus mõneks ajaks 75 korda, olles arvatavasti põhjustatud selle gravitatsioonikaevu haaratud ja "õgitud" asteoridi mõõtu objektist.

Tähtede vaatlemiseks kasutatakse infrapunakiirguses töötavate teleskoopide fotosid, mida Linnutee keskmest iga natukese aja tagant tehakse. Kõrvutades aastate jooksul kogutud fotosid ning analüüsides neile jäädvustunud nõrkade tähtede asukohtade muutust, saab nende orbiidid mõningase määramatusega tuvastada. Asja teeb keerulisemaks asjaolu, et neil tähtedel ei ole mingit eelistatud tiirlemistasandit (orientatsiooni) ja eelnevalt mainitud kiirustel liikuvate objektide puhul hakkavad rolli mängima relativistlikud seaduspärasused. Ühesõnaga nende liikumist ei saa adekvaatselt kirjeldada vaid Newtoni valemite abil, vaid sisse tuleb tuua Einsteini relatiivsusteooriast lähtuvaid parandusi. See kõik nõuab võimsate arvutite ja algoritmide kaasamist.

Seda kõike kasutades ja meeles pidades suutis Saksamaa Kölni ülikooli füüsikainstituudi töögrupp, mida juhtis astronoom Florian Peiβker, ajavahemikus 2003-2020 tehtud fotodelt tuvastada tähe S4716 olemasolu ja orbiidi parameetrid. Kusjuures ta oli selle olemasolu kahtlustanud juba pikalt, kuid andmete kogumine ja analüüsimine võttis aega.

Vastaavastatud tähe ja teiste S-tähtede üha lähemalt tundma õppimine on hädavajalik suutmaks üha täpsemalt ja täpsemalt mõõta Sagittarius A* massi, mõõtmeid ja selle läheduses valitsevaid tingimusi. Näiteks S4716 liikumise uurimine viitab, et musta augu ümbrus on täidetud gaasi, tolmu, asteroidide ja muude objektidega, mida see siis aeg-ajal ära sööb ja meie jaoks hüppeliselt heledamaks muutub.

Kosmiline röövik Kiilu udus

Sellel Hubble kosmoseteleskoobi lähivõttel on näha meist umbes 8500 tuhande valgusaasta kaugusel asuvas Kiilu udus paiknevad niinimetatud Boki gloobulid* - ümbritsevast eraldiseisvad ja suhteliselt väiksed tumedad udukogud, mis sisaldavad tihedat kosmilist tolmu ja gaasi, millest tõmbuvad kokku tähed. Fotol kõige suurem selline kannab Rööviku hüüdnime, on peaaegu kaks valgusaastat pikk ning koosneb molekulaarsest vesinikust, süsinikoksiididest, heeliumist ja umbes 1% ulatuses ränipõhisest tolmust. Ümbritsevate massiiivsete ja kuumade tähtede ioniseeriv kiirgus paneb udukogu hõredamad servad heledama. Järgnevate miljonite või kümnete miljonite aastate jooksul koorub sellest välja uhiuus Linnutee täht või tõenäolisemalt mitmest tähest koosnev mitmiksüsteem.

*Boki gloobulid on nime saanud Hollandi-USA astronoom Bartholomeus Jan "Bart" Boki järgi, kes neid 40ndatel esmakordselt vaatles.

Tähte ümbritsev tolmuketas

Siin on näha James Webbi kosmoseteleskoobi värskeid vaateid üht noort punast kääbustähte ümbritsevale tolmukettale, mis peidab endas juba vähemalt kaht avastatud eksoplaneeti. Tegemist on meist vaid 32 valgusaasta kaugusel Mikroskoobi tähtkujus (lõunataevas) asuva tähega AU Microscopii, mille vanuseks hinnatakse kusagil 23 miljonit aastat. Kuna planeetide moodustumine äsjasüttinud tähte ümbritsevast gaasi- ja tolmupilvest võtab praeguste parimate mudelite alusel aega vaid 10 miljonit aastat, koosneb fotodel olev ketas pigem hõredamast tolmust, mida planeediloomest üle jäänud planeedihakatised omavahel põrkudes pidevalt kivi- ja jäätolmuga rikastavad. Ka meie Päikesesüsteem läbis miljardeid aastaid tagasi taolise etapi ning mingil määral on see tolm siin siiani alles, mida võib sügiseti ja kevadeti väga pimedates kohtades nn. sodiaagivalgusena näha ja pildistada.

Fotode tegemiseks lähi- ja keskifrapuna vahemikes kasutati Webbi NIRCami nimelise kaamera koronograafi - seadet, mis lubab kaadri keskel heleda tähe valguse blokeerida, et nähtavale tuleks sellest tuhandeid kordi nõrgem ümbrus. Antud juhul varjab koronograaf lisaks tähele endale ära kusagil kümne astronoomilise ühiku (AÜ - 150 miljonit kilomeetrit) jagu täheümbrust, kus sees asuvad ka eelmainitud eksoplaneedid. Neist üks on kümme korda ja teine kaks korda massiivsem kui Maa ja tiirlevad oma tähele lähemal, kui meie Päikesesüsteemis Merkuur. Webbi poolt jäädvustatud ketas ulatub tähest kusagil 30 astronoomilise ühiku kaugusele, millele Päikesesüsteemis vastaks Neptuuni orbiit.

25 kõige heledamat tähte taevas

Siia on ühtekokku reastatud 25 tähistaeva kõige heledamat tähte. Seda siis mitte nende tegeliku ehk absoluutse heleduse alusel, vaid selle järgi kuidas nad meile paistavad (näiv heledus). Paraku ei saa me sellest järjekorrast otseselt järeldada nende kaugust ega isegi mitte suhtelist kaugust, kuna väga hele täht väga kaugel võib paista meile heledam kui kõvasti lähem, kuid madalama heledusega täht.

Näiteks taeva näiliselt kõige heledam täht Siirius (Orjatäht) on asudes Päikesest 8,6 valgusaasta kaugusel meile üks lähimaid süsteeme, kuid temast heleduse poolest järgmine Canopus asub meist kusagil 36 korda kaugemal kui Siirius. Kui võrrelda nende kahe tähe absoluutseid heledusi, siis Siirius on Päikesest kusagil 25 korda heledam, samas kui Canopus ületab meie kodutähte 10 tuhat korda. Järjekorras kolmas täht - Rigil Kentaurus ehk Alfa Kentaurus - on jällegi meile praktiliselt kõige lähem täht, mis särab vaid veidi heledamalt kui Päike.

Küll aga saab üht teist järeldada nende värvusest. Nagu näiteks gaasileeki või keevitust vaadates (keevitust ei tasu tegelikult vaadata) väita võib, kiirgavad kehad temperatuuri tõustes üha valgemat ja sinakamat valgust. Sama peab paika tähtedega. Näiteks kõrgele meie suvisesse taevasse tõusva Veega pinnatemperatuur on umbes 10 000 kraadi ning tänu sellele särab see valge, peaaegu sinaka, värvusega. Seevastu punane Arktuurus, mis on põhjataeva kõige heledam täht, kujutab endast algselt väga meie Päikest meenutavat tähte, mis on ammendanud oma südames vesiniku varud ning on seetõttu paisunud algsest kusagil 25 korda suuremaks punaseks hiiuks, mille pinnatemperatuur on vaid 4000 kraadi. Üldiselt saabki öelda, et taevas punakamatena paistvad tähed on reeglina vananenud ja jahtunud hiidtähed. Kuna aga vananemisega kaasneb ka paisumine, suudavadki need mõne aja heleduse poolest võistelda veel oma nooruses või keskeas viibivate kuumemate ja kompaktsemate tähtedega.

Nimekirja kuus esimest tähte asuvad meile kõik suhteliselt lähedal. Esimene tõeliselt kauge täht on sinine Riigel, mille leiab tuntud Orioni tähtkuju koosseisust. Asudes meist peaaegu 900 valgusaasta kaugusel, ületab see Päikese massi umbes 20 korda, heledust mitusada tuhat korda ning uhkeldab pinnatemperatuuriga ligi 12 tuhat kraadi. Riigelit liigitatakse astronoomias siniseks ülihiiuks, mille sarnased tähed küll "põlevad" kuumalt ja heledalt, kuid seda kosmilises ajaskaalas vaid mõne hetke. Teine märkimisväärne hiidtäht, mis asub samuti Orioni tähtkujus, on punane Betelgeus. Kauguse ja massi poolest on see Riigeliga võrreldav, kuid olles jõudnud oma evolutsiooni viimasessse etappi, on see paisunud ligi 900 korda suuremaks kui meie Päike. Kui see asetada Päikesesüsteemi keskele, ulatuks selle hõredad ja suhteliselt jahedad (3600K) väliskihid isegi Marsi orbiidist kaugemale. Betelgeus plahvatab millalgi lähitulevikus peaaegu kindlasti supernoovana ning sellest jääb alles must auk.

Päris mitu selle nimekirja tähte leiame talvistel selgetel õhtutel lõunakaares asuva Talvekuusnurgaks kutsutud asterismist. Näiteks tähistaeva kõige heledam täht Siirius (Suures Penis) tõuseb õhtuti madalale lõunahorisondi kohale, kus see vilgub kohati nii tugevalt ja erivärviliselt, et mõned inimesed tahavad seda seletada lausa maavälisega elu ilmingutega. Täht ise tegelikult ei vilgu, vaid asi on Maa atmosfääris, mis murrab ja pillutab tähe valgust meie sihis siia-sinna. Kui Siirius on Talvekuusnurga kõige alumisem tiputäht, siis kellaosuti suunas liikudes leiame me seal Väiksest Penist Prooküoni, Kaksikutest Polluksi (teine kaksik on Kastor), ülevalt Veomehest mõnikord ka Jõulutäheks kutsutud Kapella, Sõnnist punaka Aldebaraani ja viimaks Orionist sinise Riigeli. Riigelist teisel pool "Orioni vööd" asub punane Betelgeus.

Teised tuntud heledad tähed meie taevas on veel Suvekolmnurga Veega (Lüüras), Deeneb (Luiges) ja Altair (Kotkas). Suviti teeb meie taevas väga madalaid lõunakaari ka punane hiidtäht Antaares (Skorpionis), võimast Arkuurust näeme Karjases, Spiikat Neitsis, Formalhauti Kalades ja Reegulust Lõvis. Ülejäänud heledamad tähed jäävad meie jaoks liiga kaugele lõunataevasse ning nende nägemiseks tuleks reisida ekvaatori suunas.

Kui nüüd keegi jäi pead murdma, et miks selles nimekirjas ei ole kuulsat Põhjanaela, siis see täht ei ole vaatamata levinud arvamusele sugugi tähistaeva heledaim. Kaugel sellest. Näilise heleduse poolest hoiab Põhjanael suhteliselt madalat 46. kohta. Põhjanaela erilisus meie jaoks peitub üksnes selles, et see asub juhuslikult põhja taevapooluse vahetus läheduses ning pealtnäha tiirleb kogu taevas selle ümber. Tänaseks muidugi teame, et pöörleb hoopis meie planeet.

Esimene teadaolev kaksiktäht Suures Vankris

Suureks Vankriks nimetatud asterismi* peaks kindlasti iga endast lugu pidav astronoomiahuviline taevast üles leidma. Samuti peaks olema paljudele lapsepõlvest meelde jäänud, et ühe Suure Vankri niinimetatud aisatähe vahetus läheduses paistab üks pisut nõrgem täht, mida kutsutakse vahel Hundiks ning mille peal saab mingil määral oma silmanägemist teritada. Vähesemad ilmselt teavad, et neid kahte tähte silmitsedes vaatame me tegelikult tähesüsteemi, millel on lausa kuus liiget.

Jutt käib Suure Vankri tipust lugedes teisest tähest nimega Mizar ja tema kaaslasest Alcorist, mida eestipäraselt tuntakse Härja ja Hundi nime all. Rahvapärimuses on need sellised nimed saanud muistendi järgi, mille kohaselt olla üks talumees härjavankriga läbi metsa sõitnud, kui ühele härjale hüppas kallale näljane hunt. Kuna taevaisa seaduste järgi ei tohi töötavat looma murda, pani ta hundi karistuseks koos härjaga vankrit vedama. Kuna hundile selline labane töö meelt mööda pole, kisub ta sellest ajast vankrit metsa poole. Teistes maades tuntakse neid muuhulgas Hobuse ja Ratsutajana.

Peipsi mändide vahelt paistev Suur Vanker, selle tähtede nimed ning lähivõte Mizar/Alcorist ehk Härjast ja Hundist.

Seda, et Härja ja Hundi või Hobuse ja Ratsutaja või Mizari ja Alcori peal saab ka silmanägemist kontrollida, teati juba Rooma aegadel, kui väidevalt kõik Cesari armee vibulaskjad pidid need ära suutma eristama. Sama olevat teinud õhtumaade sultanid oma sõdureid valides. Imelik on muidugi see, et kuidas kontrollija teadis, et testitav neid tõepoolest ka näeb ja lihtsalt ei valeta. Alcori nägemisest on inspireeritud ka üks vana ladina ütlus Vidit Alcor, at non lunam plenam (tõlkes "ta nägi küll Alcorit, aga mitte täiskuud"), mis kirjeldab inimest, kes märkab küll kõiksugu detaile ja üksikasju, kuid kellele laiem pilt jääb tabamatuks.

Üks põhjus, miks Hunti/Alcorit kehvema nägemisega inimesel raske teravalt näha on, võib tulla sellest, et nende kahe tähe vahel asub omakorda veel üks kummagist madalama heledusega täht. Seda vaatles 1722. aastal Saksa astronoom Johann Georg Liebknecht, kes nimetas selle oma patrooni (Louis VIII) järgi Ludwigi täheks. Kui alguses pidas Liebknech seda (ekso)planeediks, siis peagi selgus, et seda oli täpselt samas asukohas juba sajand varem vaadelnud Itaalia matemaatik Benedetto Castelli. Tänaseks teame, et tegemist on lihtsalt ühe kauge taustatähega (300 va), mis kannab nüüdisajal kaunist Sidus Ludoviciana nime.

Samal ajal kui Castelli vaatles Ludwigi/Sidus Ludoviciana tähte, tegi ta tegelikult ühe veelgi suurema avastuse. Nimelt suutis ta oma üsna primitiivse teleskoobiga juba 1616. aastal näha, et Mizar ei ole mitte üks hele täht, vaid kaks üksteisele väga lähedal asuvat tähte - Mizar A ja Mizar B. Sellega sai Mizarist ja Alcorist kolmiksüsteem. 20. sajandi alguses suudeti Mizari mõlemad tähed spektroskoopia abil veel omakorda lahutada kaheks liikmeks, mis tegi süsteemi juba viisiktäheks.

Foto Mizarist ja Alcorist augusti viimasel nädalavahetusel. Pange tähele, et heledam Mizar koosneb tegelikult kahest üksteisele väga lähedal paistvast tähest. Need kaks koosnevad sarnaselt Alcoriga veel kahest liikmest, mida ainult teleskoobiga pole võimalik eristada. Foto koosneb umbes 100st 4-sekundilisest kaadrist (ISO 640). Teleskoop Bresser Messier 203/1200, fotokas Nikon D5600.

Kuna Alcori ja Mizari omaliikumistes (tähe reaalne liikumine Päikese suhtes) oli tuvastatud mõningaid ebakõlasid, kaheldi tegelikult pikalt, kas Alcor ikka on Mizariga gravitatsiooniliselt seotud ja kas tegemist ei ole hoopis kahe üksteisele visuaalselt lähedase, kuid eraldiseisva tähega. See sai lõpliku lahenduse alles 2009. aastal, kui USA Rochesteri ülikooli astronoomid avastasid (poolkogemata), et ka Alcor koosneb tegelikult kahest tähest - heledast ja kuumast A tüüpi tähest ja selle ümber tiirlevast pisikesest punasest kääbustähest. Kui võtta arvesse punase kaaslase mõju Alcori heledama tähe omaliikumisele, sai selgeks, et see on tõepoolest Mizariga gravitatsiooniliselt seotud. Viimaks oli juba antiikajast tuntud (visuaalsest) kaksiktähest saanud ametlik kuusiktäht.

Niisiis, kordame süsteemi täpsema kirjelduse sammhaaval üle:

Silmaga nähtavad Mizar ja Alcor asuvad meist umbes 83 valgusaasta kaugusel. Üksteisest asuvad nad kusagil poole kuni pooleteise valgusaasta kaugusel (74,000 ± 39,000 korda kaugemal kui Maa Päikesest) ning üksteise ümber tiiru tegemiseks kulub neid umbes 750 000 aastat.

Mizar koosneb kahest teleskoobiga eristavast komponendist Mizar A-st ja Mizar B-st, mis asuvad üksteisest kõige lähemas punktis 380 astronoomilise ühiku kaugusel ning teevad ühe tiiru umbes 5000 aastaga. Spektroskoopia abil on kindlaks tehtud, et Mizar A koosneb omakorda kahest umbes 2,2 Päikese massiga tähest, mis tiirutavad üksteise ümber vaid 20 päevaga. Mizar B koosneb samuti kahest tähest, mille kombineeritud mass on 1,6 Päikest ning ühe tiiru teevad nad üksteise ümber umbes kuue kuuga.

Alcor koosneb A tüüpi tähest massiga 1,8 Päikest ja M tüüpi punasest kääbustähest massiga vaid 0,24 Päikest. Nende pöörlemisperioodi väga täpselt ei teata.

Lihtsustatud joonis Mizar-Alcor kuusiksüsteemist. Tähtede mõõtmed ja nende vahemaad ei ole õigetes proportsioonides.

Mizar-Alcor on meile läheduselt teine kuusiksüsteem Kaksikute Castori järel, mis asub meist kõigest poolesaja valgusaasta kaugusel.

*Asterism ehk eestipäraselt tähekujund on mingi tuntud tähtede muster, mis võib aga ei pea kuuluma ühe tähtkuju koosseisu. Seega Suur Vanker ei ole mitte ametlik tähtkuju, vaid üks kõigile tuntud osa suuremast ja niiöelda ametlikust tähtkujust nimega Ursa Major ehk Suur Karu. Teistest kuulsatest asterismidest võib veel nimetada Suvekolmnurka, Talvekuuskanti, Kevadkolmnurka, Orioni vööd, Pegasuse ruutu ja Lõunaristi.

Astronoomiaklubi astrofoto: Siirius

Ühel selgel õhtul sai katsetamise mõttes pildistatud tähistaeva kõige heledamat tähte - Siiriust, mida tuntakse eestipäraselt ka Orjatähe nime all. Siirius paistab talveõhtutel ja -öödel üsna madalal lõunataevas, kus see eriti kirkalt ja erivärviliselt vilgub ja veikleb. Seetõttu pole harvad juhused, kus seda esmakordselt (või üle pika aja) märkavad inimesed tähte mingit sorti tundmatuks maiseks või lausa ebamaiseks lennumasinaks peavad.

Siiriuse vägeva näiva heleduse (mag -1,46) taga on kaks lihtsat tegurit. Esiteks on selle peatäht (Siirius A) Päikesest veidi üle kahe korra massiivsem ja lausa 25 korda heledam. Teiseks asub see meist vaid 8,7 valgusaasta kaugusel, olles sellega Päikesele viies kõige lähem tähesüsteem. Kuigi fotol paistab Siirius justkui reaalsete mõõtmetega valge kera, on selle nurkläbimõõt sarnaselt teiste tähtedega imeväike, täpsemalt siis 0,0059 nurgasekundit. Selle numbri illustreerimiseks tasub meelde tuletada, et täiskuu ketas on taevas umbes 30 nurgaminutilise läbimõõduga ning igas kaareminutis on 60 kaaresekundit. Ehk siis Siirius on paistab meile kusagil 300 000 korda väiksema läbimõõduga kui Kuu ning on sellega tuhandeid kordi väiksem, kui silmaga võimalik eristada oleks*. Tähed on maises mõttes küll väga suured ja väga heledad, aga samas asuvad nad meist ka väga-väga kaugel. Seega praktilises mõttes võib neid ette kujutada läbimõõduta punktidena. Sellegipoolest on Siiriust soodsates oludes (mägedes, Päike madalal, Siirius kõrgel) võimalik isegi päevases taevas näha.

Foto on tehtud läbi 8 tollise newton teleskoobi fookuskaugusega 1200mm, kaameraks Nikon D5600. See koosneb umbes poolesajast kaadrist säriajaga 2 sekundit (ISO 640).

Siiriuse tugeva näilise vilkumise taga on sama mehhanism nagu teiste tähtede puhul - erineva temperatuuri ja seega murdumisnäitajaga õhukihid moodustavad taevas justkui pidevalt muutuva kujuga läätsi, mis neid läbivat valgust siia-sinna loobivad, seda vahel koondavad ja hajutavad. Kuna Siirus on väga hele ja meie maalt kuigi kõrgele ei tõuse (max 15kraadi), on see aga tema puhul eriti võimendatud. Peab ju tema valgus meieni jõudmiseks läbima eriti paksu atmosfäärikihti. Lõunapoolkeral, kus Siirius öistel tundidel kõrgele pea kohale tõuseb (sest üllatus-üllatus, Maa on ümmargune) vilgub ta üsna tagasihoidlikult.

Siiriuse süsteem koosneb tegelikult kahest tähest - Siirius A ja Siirius B. Neist esimene on valge ja massiivne täht, mille valgust me silmaga näeme. Teine on valgeks kääbuseks kutsutud ülikuum ja -tihe tähejäänuk, mis tiirleb esimese ümber umbes sama kaugel kui Uraan Päikesest (20aü). Vaatamata Maaga võrreldavale läbimõõdule on Siirius B mass võrreldav Päikesega, tehes sellest teadaolevalt ühe massiivseima valge kääbuse, mille pinnatemperatuur ulatub 25 tuhande kraadini (Sirius A temperatuur on ümmarguselt 10 tuhat kraadi). Arvatakse, et umbes 250 miljonit aastat tagasi moodustunud Siiriuse süsteem koosnes alguses kahest massiivsest üksteise ümber tiirlevast sinakas-valgest tähest, millest suurem, kuumem ja seega lühiealisem täht jõudis oma elu lõppu, paisus punaseks hiidtäheks ning puhus lõpuks oma välimised kihid mõneks tuhandeks aastaks planetaarudu moodustades eemale (dinosaurustel oli mida vaadata). Alles jäi sellest vaid tuumareaktsioonide poolest surnud ja aeglaselt jahtuv tähetuum ehk valge kääbus, mida me tänaseks näeme Siirius A ümber iga 50 aastaga tiirlemas. Tänu pisikestele mõõtmetele ja lähedusele Siirus A-le on Siirus B nähtav vaid suurtele teleskoopidele, mis suudavad selle tagasihoidliku sära heleda peatähe kõrvalt registeerida.

Hubble kosmoseteleskoobi foto, millel on näha hele Siirius A ja Siirius B.

Kuigi tõenäosus selleks on suhteliselt väike, on pakutud välja üks üsna hirmutav stsenaarium, kuidas Siiruse süsteem võiks tulevikus elu Maal (või misiganes Päikesesüsteemi taevakehal) hävitada. Nimelt tuleb kusagil poole miljardi aasta pärast aeg, kui Siirius A ammendab oma tuumas vesiniku ning saabub selle kord paisuda punaseks hiidtäheks. Teatud tingimuste korral võib tekkida olukord, kus tekkinud punaselt hiiult hakkab tähematerjal voolama selle lähistel tiirlevale tihedale valgele kääbusele. Kui hetkel veel Päikese massiga valge kääbus saavutaks sellise ainevahetuse tulemusel massi umbes 1,4 Päikese massi, plahvataks see kujutlematult võimsa (tüüp Ia) supernoovana, mis muudaks meie ööd aastakümneteks valgemaks kui päevad. Umbes 75 aastat peale supernoova süttimist jõuaks Päikesesüsteemi selle esmane lööklaine, mis tabaks Maa Siiruse poole vaatavat külge jõuga, millele vastaks 10 Hiroshima tuumapommi ühe ruutkilomeetri kohta. Pool Maast oleks praktiliselt hetkega steriliseeritud, suurem osa atmosfäärist minema löödud ning üle kogu planeedi leviv lööklaine hävitaks elu nii maal kui meres. Edasised lained, hävitatud atmosfäär ja kosmiline kiirgus lõpetaks viimaks siinses galaktikanurgas isegi mikroskoopilise elu miljardeid aastaid kestnud valitsemisaja.

Siirius tõuseb tulevatel nädalatel kagusuunast õhtul kella kuue ja seitsme vahel ning jõuab oma kõrgemasse punkti lõunas üheksa ja kümne vahel. Siirius on meie jaoks kõige madalam liige Talvekuusnurgaks kutsutud asterismist, mis moodustub Orioni tähtkuju ümber asuvatest heledatest tähtedest. Kõrgemalt alustades ja kellaosuti suunas liikudes koosneb see Veomehe Kapellast, Sõnni Aldebaraanist, Orioni Riigelist, Suure Peni Siirusest, Väikse Peni Prooküonist ja Kaksikute Polluksist.

*Silmaga veel eristatavuse piiriks peetakse umbes 1 kaareminutit ehk 30 sentimeetrist objekti nähtuna 1 kilomeetri kauguselt. Taevas vastab sellele võime eristada planeet Veenust kui pisikest ketast.

LL Pegasi surmaspiraal

Sellel Hubble kosmoseteleskoobi lähiinfrapunas tehtud fotol ei paista taustal mitte erakordselt korrapärane spiraalgalaktika (neid on kauguses näha mitmeid), vaid hoopis kaksiktäht LL Pegasi. Fotol sinakalt heledavat Arhimedese spiraali meenutava moodustise täpne tekkemehhanism ei ole veel teada, kuid arvatakse, et see on kuidagi seotud ühe kaksiksüsteemi liikme elu lõpuga ja teise orbiidiga ümber selle. Nimelt hakkavad umbes Päikese mõõtu tähed lõpuks enda ümbert kaotama välimisi atmosfäärikihte, mis moodustavad tähest eemaldudes keerukaid struktuure, mida kutsutakse planetaarududeks.

LL Pegasi spiraali paisumiskiirust mõõtes on leitud, et iga selle haru lahutab umbes 800 aastat - sama aeg kulub selle kaksiksüsteemi teisel tähel (antud juhul punane süsinikhiid) ühe tiiru tegemiseks. Seega spekuleeritakse, et üks täht tirib kuidagi oma surevalt kaaslaselt materjali küljest ning paiskab seda ühtlase ruumiliseks kestaks paisuva joana maailmaruumi. Et kahte tähte ümbritseb läbipaistmatu tolmu- ja gaasikest, on neid võimalik otseselt vaadelda vaid infrapunakiirguses. LL Pegasi asub meist umbes 4200 valgusaasta kaugusel ning selle spiraalstruktuuri laiuseks on umbes kolmandik valgusaastat. Spiraali enese helendamine on astronoomidele mõistatuseks, kuigi mõnede arvates on lahendus lihtsam kui esmapilgul arvata võiks - seda lihtsalt valgustavad lähedalasuvad tähed.

Foto keskel paistev hele täht asub meile palju-palju lähemal kui LL Pegasi. Kusjuures seda sama tähte on kasutatud suurte maapealsete teleskoopide poolt kombenseerimaks atmosfääri virvendusi ning saavutamaks lahutusvõimet, mis lubab LL Pegasi puhul eristada kaht üksteise ümber tiirlevat tähte.

Kommentaarides näeb LL Pegasit ümbritsevat näilist spiraali ruumilise mudelina. Ehk siis kõik ei ole selline, nagu see meile meie vaatenurgast paistab...

Kerasparve värviline süda

Siin me näeme Hubble kosmoseteleskoobi fotot meie taeva ning Linnutee massiivseima ja heledaima kerasparve - Omega Centauri - keskosast. Kuigi erinevalt enamikest umbes 150st Linnutee keskme ümber tiirutavast kerasparvest, peetakse Omega Centaurit iidse kääbusgalaktika tuumaks, mille Linnutee miljardeid aastaid tagasi alla neelas, on selle ehitus praktiliselt äravahetamiseni sarnane teiste kerasparvedega - keskosa poole üha tihedamalt pakitud tähed, mis tiirlevad ümber ühise massikeskme. Omega Centauri sisaldab ligi 10 miljonit väga vana tähte umbes 150 valgusaastase läbimõõdu juures. See tähendab, et selle keskel on kahe tähe keskmine vahemaa vaid 0,1 valgusaastat. Võrdluseks meie Päikese ja lähema tähe Proxima Centauri vahemaa on 4,3 valgusaastat.

Fotol on näha laia valikut tähti, millest enamikud on kollakas-valged päikesesarnased tähed, mis asuvad veel niinimetatud peajadal ehk nende ülikuumas ja -tihedas südames liituvad prootonid heeliumituumadeks. Oranžide, siniste ja punaste tähtede puhul on see protsess vesiniku (üksikute prootonite) ammendumisega lõppenud ning tähed on asunud üha kiirenevas tempos liitma heeliumit ja raskemaid elemente veelgi raskemateks elementideks. Selle tulemuseks on nende paisumine ning värvuse muutus. Varem või hiljem need tähed kas plahvatavad supernoovana (väga massiivsed tähed) või nende välimine kest irdub, paljastades ülikuuma tähejäänuki nimega valge kääbus, milles enam tuumaprotsesse ei toimu.

Omega Centauri keskelt on sealsete tähtede orbiite ja tiirlemiskiirusi uurides avastatud väga massiivne, kuid nähtamatu keha, mis on suure tõenäosusega keskmist massi must auk (40 tuhat Päikese massi). Et kerasparvedes tiireldes mööduvad tähed üksteisest kohati väga lähedalt, ei ole sugugi haruldased juhused, kus mõni täht sellest gravitatsioonilise linguheitena välja visatakse. Näiteks üks meile lähimaid tähti, nimega Kapteyni täht (13 valgusaastat) arvatakse pärinevat Omega Centaurist. Nii seda kui kerasparve ennast näeb lõunapoolkera taevas, kusjuures kerasparv on uduse laiguna nähtav isegi paljale silmale.

All näeb laiemat fotot Omega Centaurist, mis on on tehtud ESO Tšiilis paikneva teleskoobiga. Segava atmosfääri tõttu sulavad seal parve keskosa tähed praktiliselt üheks. Omega Centauri asub meist 17 tuhande valgusaasta kaugusel.

Herbig Haro objekt HH111

Mõned nädalad tagasi pildistas Hubble kosmoseteleskoop uuesti (ja senisest paremini) objekti tähisega HH111, mis on üks enimtuntud näiteid niinimetatud Herbig-Haro objektist. Neid esimestena umbes samal ajal uurinud astronoomide George Herbigi (USA) ja Guillermo Haro (Mehhiko) järgi nime saanud moodustised tekivad, kui noored prototähed või äsjasüttinud tähed viskavad oma poolustelt suurel kiirusel välja kitsaid jugasid ioniseeritud gaasi - gaasi, mis on nii kuum, et selle aatomid on kaotanud oma elektronid ning muutunud elektriliselt laetuks (tavaoludes on aatomis võrdne arv positiivselt laetud prootoneid ja negatiivselt laetud elektrone). Liikudes sadu kilomeetreid sekundis põrkub gaas moodustuvat tähesüsteemi ümbritseva gaasi ja tolmuga, tekitades oma teel iseloomulikke poolkaarjaid lööklaineid. Kuigi jugade tekke täpne mehhanism ei ole veel päris selge, on tegemist tähe eluiga silmas pidades lühiajalise nähtusega, mis kestab vaid mõned kümned või sajad tuhanded aastad. Peale seda, kui äsjatekkinud täht on oma vahetu ümbruse tolmust ja gaasist materjalist puhastanud, lakkavad ka joad ning täht saab asuda nautima oma miljardeid aastaid kestvat suhteliselt rahulikku eluperioodi, mida nimetatakse peajadaks. Sellest tulenevalt peaks olema ka arusaadav, et miks Herbig-Haro objektid on meiesuguste universumi vaatlejate suhteliselt haruldased - selline vaatemänguline faas kestab tähtede eluiga arvesse võttes vaid hetke.

Hubble poolt nähtavas ja infrapunavalguses jäädvustatud HH111 asub meist 1360 valgusaasta kaugusel Orioni tähtkuju suunas paiknevas molekulaarpilves. Fotolt nähtavad gaasijoad, mille pikkus on umbes 2,6 valgusaastat, on tekitanud suhteliselt noor prototäht ehk täht, mis veel kogub endasse ümbritsevat materjali ning mille südames ei valitse tõenäoliselt veel piisavad tingimused tuumasünteesiks (prootonite liitumiseks heeliumituumadeks). Prototäht ise seetõttu veel mässitud tumedasse gaasi- ja tolmuketasse, milles tõenäoliselt juba moodustuvad või hakkavad peagi moodustuma tihedamad ainekogumid, millest saavad lõpuks planeedid. Vastasuundades kihutavad gaasijoad liiguvad kiirusega 300-600 kilomeetrit sekundis. Infrapunas ehk soojuskiirguses tehtud vaatlustega on avastatud, et lisaks heledatele jugadele purskuvad samast piirkonnast välja kaks palju tuhmimat juga, mis on teistega 61 kraadise nurga all. See annab mõista, et me oleme tunnistajaks mitte üksiku vaid pigem (vähemalt) kaksiktähesüsteemi sünnile.

Animatsioon tähe kohtumisest musta auguga

Selles animatsioonis on kujutatud tähe sattumist mustale augule nii lähedale, et viimase võimsad gravitatsioonijõud või õigemini loodejõud rebivad tähe tükkideks ning algab pikk ja keerukas protsess, mille käigus tähematerjal aeglaselt musta augu poolt ära süüakse. Tegelikult heidetakse vägivaldse kohtumise ja lagunemise käigus süsteemist eemale kusagil poolt tähe massist ning nähtav valgus/energia, mis sellest välja purskub tuleneb tähematerjali hõõrdumisel tõusvast temperatuurist musta auku ümbritsevas akretsioonikettas. Kahe vastassuunalise joa teke on juba palju keerulisem protsess, mille seletamiseks jääb meil teadmistest puudu, kuid mille olemasolu on näiteks supermassiivsete mustade aukude läheduses vaatluslikult kinnitatud. Video teises pooles on näha musta auku serviti, kus korraga on näha ka selle akretsiooniketta kaugemat serva - relativistlik efekt, mille tekke kohta ei leidu meie planeedil analoogiat. Pikki üles ja alla ulatuvaid jugasid põgeneb musta augu lähistelt lisaks gaasile ka mitmesuguseid suure energiaga osakesi, näiteks neutriinodeks kutsutud elementaarosakesi, millest üks eriti suure energiaga näide registreeriti hiljuti Lõunapoolusel asuva neutriinodetektori abil. Selle osakese energia oli kusagil 10 korda suurem, kui inimesed suudavad hetkel maailma suurimates osakestekiirendites saavutada. Õnneks suhtlevad neutriinod ümbritseva ainega üliharva ning mingit ohtu nad meile ei kujuta. Näiteks iga sekundi jooksul läbib teie pöidlaküünt (või sama suurt ala kustahes teie kehal) kusagil 100 miljardit neutriinot ja teil pole sellest vähimat aimugi.

Video autor: DESY, Science Communication Lab

Hubble kosmoseteleskoobi 31. sünnipäevafoto

Legendaarsel Hubble kosmoseteleskoobil täitus eelmisel nädalal 31 aastat orbiidil. Nagu traditsiooniks saanud, jäädvustati selle sündmuse puhul üks eriline sünnipäevafoto.

Hubble poolt nii nähtavas- kui (lähi)infrapunakiirguses jäädvustatud foto täissuuruses versiooni näeb siit (soovitame vaadata ja suurendada): https://www.nasa.gov/.../stsci-01f3tcjsp4qwakbwd4ss081t22...

Seekord sihiti Hubble vaatama ühte meie Linnutee heledaimat tähte nimega AG Carinae, mis asub Kiilu tähtkujus ja kuulub haruldaste nn heledate siniste muuttähtede hulka. Olles ühed universumi massiivsemad ja heledaimad tähed, elavad need hiiglased vaid paar miljonit aastat ning plahvatavad elu lõpus gigantsete supernoovadena. Võrdluseks arvatakse, et meie Päikese eluiga küündib kusagil 10 miljardi aastani ning selle elu lõppeb aeglaselt paisuva ja hajuva planetaaruduna. AG Carinae sarnaseid tähti on meie kohalikus galaktikagrupis sisalduvate triljonite tähtede hulgast avastatud vaid kusagil poolsada.

Kuigi taolised tähed võivad pikalt püsida rahulike ja muutumatutena, vallanduvad neist vananedes kujutlematult võimsad väljapursked, kus täht heidab endast korraga eemale mitme Päikese massi jagu materjali. Peale seda naudib täht taaskord rahulikku perioodi, kus õrn tasakaal tähe südames aset leidva tuumasünteesi poolt tekitava rõhu ja tähte kokku suruva gravitatsiooni vahel jätkub. Väljapurskest jääb alles miljon kilomeetrit tunnis tähest eemale paisuv vesinikust ja lämmastikust gaas, mis helendab veel tuhandeid aastaid tähe võimsas kiirguses.

Fotol oleva ja meist umbes 20 tuhande valgusaasta kaugusel asuva AG Carinae väljapurse arvatakse toimunud kusagil 10 tuhande aasta eest ning selle poolt tekitatud ümbris on läbimõõdult ligi viis valgusaastat ehk natukene rohkem kui Päikese ja sellele lähima tähe Proxima Centauri vaheline kaugus. Ümbrises on sinisega näha veidi konnakulleseid ja piklike seebimulle meenutavad moodustisi, mis on tegelikult hiiglaslikud tolmused piirkonnad, mida tähe kiirgus valgustab, ergastab ja kujundab.

Vaatamata oma massile (u 70 Päikese massi) ja tohutule heledusele ei ole AG Carinaed tavaoludes silmaga näha. 20 tuhat valgusaastat on lihtsalt liiga suur vahemaa. Vaja läheb Hubble sarnast veterani, kelle fotodele ei paku maapealsed kümneid kordi suuremad teleskoobid endiselt erilist vastast.

Fakte Hubble kosmoseteleskoobist:

• Teleskoop lennutati orbiidile 24. aprillil 1990 ning on nüüdseks läbi viinud umbes 1,5 miljonit vaatlust kokku 48 tuhandest astronoomilisest objektist.
• 31 aasta jooksul on Hubble Maale peale teinud üle 181 tuhande tiiru, läbides üle 4,5 miljardi kilomeetri
• Hubble on kogunud kusagil 169 terabaiti või 21 tuhat gigabaiti andmeid, millest iga bitt on või saab olema teadlastele vabalt kättesaadav.
• Hubble poolt kogutud andmete põhjal on valminud enam kui 18 tuhat teadustööd, millest üle 900 avaldati eelmise aasta jooksul.

Loe ka meie lugu Hubble sünniloost, mis ilmus teleskoobi 30ndaks juubeliks Postimehes: https://leht.postimees.ee/.../hubble-i-kosmoseteleskoop...