Liblika planetaarudu (NGC 6302) Skorpionis

Eelmisel nädalal kirjutasime James Webbi kosmoseteleskoobi jäädvustusest, millel oli näha Sõnni molekulaarpilves asuvat vastsündinud tähte hüüdnimega Liblika täht. Augusti lõpus tehti aga Hubble, Webbi ja ALMA raadioteleskoobivõrgustiku koostöös värske vaatlus planetaarudust* hüüdnimega Liblika udu. Kui Liblika täht alles süttib, siis Liblika udu on näide sellest, kuidas tähe surm võib olla sama ilus kui selle sünd.

Liblika või vahel ka Putuka planetaarudu (NGC 6302) asub meist umbes 3500 valgusaasta kaugusel Skorpioni tähtkujus ning selle läbimõõt on servast-serva kusagil 1,5 valgusaastat. Nagu planetaarudud ikka, on ka Liblika udu tekkinud sellest kui Päikese massiga võrreldav täht on elu lõpus paisunud punaseks hiiuks ning oma hõreda atmosfääri endast suurel kiirusel eemale puhunud. Planetaarudu keskele jääb kunagisest tähest alles vaid selle kuum ja tihe tuum, mida kutsutakse valgeks kääbuseks. Kergete elementide ühinemist raskemateks selles enam aset ei leia, mis tähendab, et valge kääbuse saatuseks on väga aeglaselt jahtuda millegiks, mida kutsutakse mustaks kääbuseks**. See protsess võtab ilmselt palju kordi kauem kui universumi senine vanus ning kõige jahedamate valgete kääbuste temperatuur on üks paljudest näitajatest, mida võetakse arvesse universumi vanuse hindamisel.

Liblika planetaarudu Hubble kosmoseteleskoobis nähtavas valguses. Suuremalt: https://esawebb.org/images/weic2517d/

Kosmilistes ajaskaalades vaid hetke (paarkümmend tuhat aastat) kestvad planetaarudud on ühed erinäolisemad objektid vaadeldavas unversumis, kuna nende kuju ja struktuur sõltub väga suurel määral sureva tähe massist, pöörlemisest ja sellest, kas see on üksik- või mitmiktäht ning kui lähedal need surevale tähele tiirlevad. Näiteks üksiku Päikese poolt umbes viie-kuue miljardi aasta pärast laiali puhutud planetaarudu saab ilmselt olema võrdlemisi sfääriline. Kaaslasi omavate surevate tähtede eemalduv materjal saab aga nende gravitatsiooni, magnetvälja ja tähetuule poolt rebitud ja lükatud erivatesse suundadesse, mis voolib nende lõpliku kuju tagantjärgi väga mõistatuslikkesse vormidesse. Tuntumad planetaarudud kannavad oma välimuse järgi fantaasiarikkaid hüüdnimeseid nagu Hantel, Sõrmus, Heeliks, Eskimo, Kassisilm, Ämblik, Krabi, Sidruniviil, Varuratas, Kõrvaklapid ja nii edasi.

Liblika planetaarudu Hubble kosmoseteleskoobis lähiinfrapunakiirguses. Suuremalt: https://esawebb.org/images/weic2517e/

Liblika udu on üks keerukamaid (ja ilusamaid) teadaolevaid planetaarudusid, mis võib olla esmapilgul seda välja ei näitagi. Selle tekitanud täht või õigemini tähejäänuk, mis on nähtavas valguses varjatud seda ümbritseva tolmurõnga (toroidi) poolt, on üks kuumimaid omasuguseid ulatudes temperatuurilt enam kui 220 tuhat kraadi Kelvinit. Arvatakse, et alguses ületas see Päikese massi mitmekordselt, kuid peale umbes 2200 aastat (meie jaoks) alanud purset väljapoole, on sellest alles jäänud umbes pool Päikese massi. James Webbi keskinfrapunas ja ALMA raadiospektris tehtud vaatlused näevad sõna otses mõttes tähte ümbritsevast ja selle materjali purset kahele poole laiali suunavast tolmusest kettast läbi. Seal näib tähte ümbritsevat väga keerukad ja kuumad plasma- ja gaasijoad. Tõenäoliselt ei ole Liblika loonud täht täiesti üksi, vaid selle ümber tiirleb veel vähemalt üks teine täht, mis materjali sellisele kujule loobib.

James Webbi kosmoseteleskoobi ja ALMA raadiovõrgustiku koostöös tehtud jäädvustus Liblika udu keskel asuvast ülikuumast tähejäänukist ja seda ümbritsevast keerukatest plasma- ja gaasifilamentidest. Suuremalt: https://esawebb.org/news/weic2517/

Webbi kosmoseteleskoop on lisaks Liblika udu pildistamisele analüüsinud ka selle koostist kasutades spektroskoopiaks kutsutud meetodit. Kusjuures teleskoop suudab teha teatud režiimis mõlemat samal ajal. Selle tulemusel on saadud teada, et tähte ümbritsev toroidi kujuline ketas koosneb ilmselt ränkristallilisest (nagu näiteks kvarts) tolmust. Ketta sees tuvastati võrdlemisi suurtes kogustes niklit ja rauda ning süsinikmolekule nimega polütsüklilised aromaatsed süsivesinikud (PAH). Neid samu molekule kohtame kõikjal enda ümber ka Maal.

*termin planetaarudu võib algselt inimesi veidi segadusse ajada. Neil ei ole tegelikult mingit otsest seost planeetidega, vaid sajandite eest kui teleskoopidega avastati esimesed sellised udud, võrdlesid astronoomid nende kuju planeetidega. Seda põhjusel, et esimesed avastatud planetaarudud olid visuaalselt ümarad. Liblika udu on hea näide sellisest planetaarudust, mis ei ole mingist otsast ümar. Avastati see 1888. aastal ning alles 1907. aastal uuriti seda esmakordselt lähemalt USA astronoom Edward Emerson Barnardi poolt.

**mustad kääbused on teoreetilised täielikult jahtunud valged kääbused. Teoreetilised on nad sellel põhjusel, et osade arvutuste kohaselt kuluks neil univerusmi taustkiirguse temperatuurile jahtumiseks kusagil tuhat triljonit aastat. Seda on siis kusagil 100 tuhat korda kauem, kui universumi praegune vanus. Kui valged kääbused koosnevad peamiselt süsinikust ja hapnikust või hapnikust ja neoonist, siis jahtudes võivad need aeglaselt muutuda nikkel-56 isotoobiks, mis omakorda laguneb rauaks. Selle tulemusel võib nende tihendus kasvada niivõrd suureks, et need plahvatavad supernoovana. Selleks kulub aga veidi aega. Massiivsemate mustade kääbuste puhul võib see võtta 10ˇ1100 aastat, kergemate puhul 10ˇ32000 aastat.

Valge kääbus õgib enda planeeti

Veevalaja tähtkuju suunas, meist umbes 655 valgusaasta kaugusel, asub planetaarudu* NGC 7293, mida tuntakse laiemalt Heeliksi uduna (mõned kutsuvad seda ka Sauroni silmaks). Tegemist on ühe kaunima näitena sellest, et mis juhtub kui päikesesarnane täht oma vesinikuvarud ammendab, paisub ning selle välimised kihid võrdlemisi rahulikus tempos ümbrisevasse ruumi hajuvad. Selline tähe värviküllane surmajärgne etapp kestab vaid paarkümmend tuhat aastat ehk kosmilises mõtes silmapilgu. Kunagisest tähest jääb alles vaid selle ülitihe ja ülikuum, umbes Maa mõõtu tuum - valge kääbus - mis järgnevate triljonite aastate jooksul aeglaselt hüpoteetiliseks mustaks kääbuseks jahtub. Sama juhtub kusagil 6 miljardi aasta pärast meie Päikesega.

Heeliksi planeetarudu James Webbi teleskoobis (infrapunas).

Heeliksi planetaarudu Hubble kosmoseteleskoobis. Valget kääbust on näha selle keskel.

Heeliksi udu keskel asuv valge kääbus on vaid mõni tuhat kilomeetrit suurema läbimõõduga kui Maa, kuid selle pinatemperatuuriks on mõõdetud 120 tuhat kraadi. Võrdluseks, et meie keskpärase Päikese pinnatemperatuur on vaid kusagil 5700 kraadi (kelvinit). Tänu just väga suurele temperatuurile suudab isegi meist 650 valgusaasta kaugusel asuv pisikene kääbustäht särada piisavalt võimsalt, et olla punktina nähtav isegi hobiteleskoopides.

Alates 1980ndatest, kui Maa orbiidile saadeti esimesed tõeliselt tundlikud röntgenobservatooriumid (teleskoobid, mis koguvad ja koondavad röntgenkiirgust) on Heeliksi udu keskel asuv valge kääbus erinenud teistest sellesarnastest, et see näib kiirgavat röntgenkiirgust. Nüüd, kasutades tänapäevaseid röntgenobservatooriume (NASA Chandra ja ESA XMM-Newton) on osad astronoomid jõudnud järeldusele, et tuvastatud röntgenkiirgus võib kuuluda planeedile või õigemini planeedimaterjalile, mida valge kääbus oma võimsa gravitatsiooniga enda pinnale tõmbab. Heeliksi valge kääbuse ümber on eelnevalt avastatud ilmselt umbes Neptuuni massiga planeet, mis teeb sellele tiiru peale iga 3 päevaga. Detsembris ilmunud teadustöös pakutakse, et kääbusele veelgi lähemal võib tiirelda üks veelgi suurema massiga planeet, mida tähejäänuk tükkideks rebib ning seda materjali oma pinnale tõmbab. Kuna valged kääbused on ülitihedad, surutakse selline materjal kääbuse pinnal miljonite kraadide juurde ning eraldub röntgenkiirgus.

Heeliksi planetaarudul on tegelikult üsna keerukas struktuur. Astronoomid ei oska kõigi nende struktuuride tekkepõhjusi seletada, kuna praktiliselt iga planetaarudu on erinev. Tõenäoliselt on erinevuste taga kunagiste tähtede erinevad suurused, massid, temperatuurid, pöörlemised jne.

Kunstniku nägemus planeedist, mille materjali valge kääbus aeglaselt enda pinnale tõmbab. Tegelikkuses oleks valge kääbus planeedist oluliselt pisem, kuid see sisaldaks umbes poolt kunagise tähe massist. On laialt levinud võrdlus, et teelusikatäis valget kääbust kaaluks sama palju kui elevant.

Kui selline teooria saab kinnitust ja ligi 40 aastane mõistatuse lahenduse, siis võib see olla esimene leid valge kääbuse poolt hävitatud planeedist. See omakorda pakub meile pilkuheitu meie enda Päikesesüsteemi tulevikku. Nimelt enne kui meie Päike planetaaruduks hajub ning valgeks kääbuseks muutub, neelab see paisudes Merkuuri, Veenuse ja võib-olla ka Maa. Kuid tähejäänuki ümber jäävad tiirlema teised planeedid (olugi kuumus aurustab tõenäoliselt palju nende massist). Pole võimatu, et miljardite aastate pärast hakkab see lõpuks ka neid õgima.

Teadustööd saab lugeda: https://academic.oup.com/mnras/article/536/3/2477/7922854...

*planetaarudu nimi justkui vihjaks, et sellel on mingit pistmist planeetidega. Tegelikult on selline nimi ajalooline igand ajast, kui mõned sellised udud meenutasid osadele astronoomidele teleskoopides natukene nagu tuhme planeete.

Supernoova Väikeses Sombreeros (NGC 7814)

Sellel värskel fotol on näha Pegasuse tähtkujus paiknevat galaktikat tähisega NGC 7814. Oma sarnasuse tõttu heledama ja kuulsama Neitsi ja Kaarna tähtkujude piiril asuva M104 ehk Sombreero galaktikaga kutsutakse seda vahel ka Väikseks Sombreeroks. Mõlemaid neist on juhuse tahtel meile peaaegu otse serviti paistvad spiraalgalaktikad, millel on kaugeleulatuvad halod ja tuum ning õhukene tumedam tolmust ja gaasist koosnev ketas. NGC 7814 asub meist umbes 40 miljoni valgusaasta kaugusel, ulatub läbimõõdult 60 tuhat valgusaastat ning koosneb suurusjärgus 100 miljardist (ehk siis sajast tuhandest miljonist) tähest. Seega tegelikult on Väike Sombreero oma venna Sombreero galaktikaga võrreldes umbes sama suur või isegi veidi suurem, kuid paistab meile kauguse tõttu pisem.

Autor: CHART32 Team

Antud 17. juulil tehtud fotol on näha Väikeses Sombeeros äsja (tehniliselt 40 miljonit aastat tagasi) süttinud supernoovat nimega SN 2021rhu, mis asub galaktika keskmest natukene vasakul ning meenutab välimuselt tavalist foto esiplaanil asuvat Linnutee tähte. Antud supernoova on liigitatud niinimetatud tüüp Ia* alla, mis tähendab, et see on tekkinud valgeks kääbuseks kutsutud tähejäänuki kujutlematult võimsa plahvatuse tagajärjel. Lihtsustatud loogika Ia tüüpi supernoova taga on selline: kujutage ette kaksiktähesüsteemi, kus üks tähtedest jõuab oma elu lõppu, paisub punaseks hiidtäheks, heidab endalt välimised kihid ning sellest jääb alles ülitihe valge tähetuum, mis koosneb enamuses süsinikust ja hapnikust ning milles enam tuumaprotsesse ei toimu. Midagi sarnast leiab kusagil viie-kuue miljardi aasta pärast aset Päikesega. Kuigi tekkinud valge kääbuse mass ei ole piisav, et põletada selle süsinikku raskemateks elementideks, võib tekkida olukord, kus kaksiktähesüsteemi teine liige hakkab samuti oma elu lõppu jõudnult paisuma. Kui kaks tähte asuvad üksteisele piisavalt lähedal, hakkab materjal paisunud teise tähe küljest "voolama" valge kääbuse pinnale. Sinna aegamisi kogunedes võib valge kääbuse mass ületada kriitilised 1,44 Päikese massi (Chandrasekhari mass), mis tõstavad selle temperatuuri piisavaks, et süsinik saaks põleda (mitte klassikalises mõttes). Kõigest paari sekundi jooksul põleb suur osa valge kääbuse süsinikust ja hapnikust raskemateks elementideks ning täht plahvatab tohutu jõuga. See lendab laiali kiirusega 5000-20000 kilomeetrit sekundis ehk kuni 6% valguse kiirusest ning särab mõni aeg 5 miljardit korda Päikesest heledamalt. Pole siis ime, et 40 miljoni valgusaasta kaugusel asuvas galaktikas lahvatanud supernoova paistab meile sellel fotol sama heledalt kui kümneid tuhandeid kordi lähemal asuvad Linnutee tähed. Veelgi muljetavaldavam on fakt, et selle plahvatuse tekitab taevakeha, mille mõõtmed on võrreldavad Maaga.

Kuidas tüüp Ia supernoova juhtiva teooria kohaselt tekib.

Kuna kirjeldatud ahelreaktsioon tekib ainult teatud kriitilise massi kogunemisel, on tüüp Ia supernoovad absoluutse heleduse poolest üksteisega äravahetamiseni sarnased. See tähendab, et teades supernoova tegelikku ehk absoluutset heledust ning meie vaatekauguselt paistvat näivat heledust, saame me suhteliselt lihtsa vaevaga välja arvutada selle kauguse. Seetõttu kuuluvad tüüp Ia supernoovad niinimetatud standardküünalde hulka, mille abil saab mõõta galaktikate kaugusi, kiirusi ja isegi tempot, millega universum paisub.

Teadaolevalt viimane supernoova Linnutee galaktikas süttis 1604. aastal Maokandjas. Asudes meist 20 000 valgusaasta kaugusel ületas see samuti tüüp Ia hulka kuuluv supernoova heleduselt kõiki öötaeva tähti ning oli palja silmaga vaadeldav päevases taevas kolme nädala jooksul. Seda märganud ja sellest kirjutanud Saksa matemaatiku ja astronoomi järgi tuntakse seda ka Kepleri supernoovana. Pole vist vaja mainidagi, et astronoomid on juba sajandeid oodanud, et nad saaksid mõnda nii lähedal asuvat supernoovat teleskoopidega uurida. Võib olla juhtub see täna. Võib olla homme. Võib olla saja aasta pärast.

1994. aastal vaadeldud tüüp Ia supernoova galaktikas tähisega NGC 4526.

*Tüüp I supernoovade kõrval eristatakse veel laias laastus tüüp II supernoovasid, mida tekitavad Päikese massi vähemalt 8 korda ületavad hiidtähed, millest jäävad peale plahvatust alles kas neutrontähed või mustad augud.

Planeet valge kääbuse orbiidil

Esmakordselt on valgeks kääbuseks kutsutud tähejäänuki ümbert avastatud Neptuuni mõõtu hiidplaneet, mis kaotab iga päevaga veerand miljardit tonni materjali. Tegemist esimese otsese tõendiga, et hiidplaneet suudab üle elada tähe eluetapi punase hiiuna.

Illustratsioon avastud süsteemist.

Valgete kääbustena lõpetavad oma elu enamik tähtedest (sh Päike), peale seda kui nende tuumas kergete elementide süntees lõppema hakkab, nad punasteks hiiglasteks paisuvad ning lõpuks oma välimised kihid ümbritsevasse maailmaruumi paiskavad. Vahepeal, oma eluea suhtes murdosa ajast, kaunistvad nende ümbrust värvilised ja keerukad planetaarudud. Kunagisest tähest jääb alles vaid selle Maa-mõõtu tuum, milles küll tuumaprotsesse enam ei toimu, kuid mis särab kuni 25 tuhande kraadise ülitiheda taevakehana veel miljoneid ja miljardeid aastaid.

Et punase hiiu staadiumis paisub muidu enam-vähem samas mõõdus püsinud täht sadu kordi suuremaks, kipub ta enda sisse neelama talle lähemal asuvad planeedid. Nii arvatakse kusagil 6 miljardi aasta pärast juhtuvat Päikese ja selle ümber tiirleva Merkuuri, Veenuse ja tõenäoliselt Maaga. Seetõttu on arvatud, et teatud kaugusel valgest kääbusest ei tohiks me planeete leida, eriti veel hiidplaneete, mis kipuvad enamasti olema gaasilised.

Kusagil 1500 valgusaasta kaugusel Vähi tähtkujus asuvat valget kääbust tähisega WDJ0914+1914 uurinud astronoomid avastasid selle ümbert hiiglasliku gaasilise ketta, mis näib koosnevat enamuses vesinikust, hapnikust ja väävlist. Pärast nädalaid kestnud arvutusi jõudsid nad järeldusele, et ainus viis sellise ketta tekkeks on, kui valgele kääbusele väga lähedal tiirleb umbes meie Neptuuni mõõtu planeet, mida tuline tähejäänuk sõna otseses mõttes aurustab. Kusjuures sekundis kaotab see kusagil 3000 tonni ainet. Prognoositakse, et valge kääbuse jahtudes see aurustumine üha väheneb, kuni umbes 300 miljoni aasta pärast muutub see meie jaoks tuvastamatuks. Selleks ajaks on planeet kaotanud vaid 0,04% oma kogumassist.

Avastuse teeb eriti huvitavaks planeedi väike kaugus valgest kääbusest (kümmekond miljonit kilomeetrit), mis asetab selle sügavale kunagise punase hiiu sisemusse. Astronoomid spekuleerivad, et tõenäoliselt alustas planeet siiski oma tähest kaugemal orbiidil ning migreerus hiljem sellele lähemale. Tõendeid sellest, et planeedid võivad tähe arengu punase hiiuna üle elada, on leitud varemgi. Näiteks on avastatud juhuseid, kus valgeid kääbuseid on tabanud komeedid, asteroidid ja muud pisemad taevakehad, mis annavad mõista, et süsteemi äärealadel asuvad neid gravitatsiooniliselt mõjutavad suuremad kehad ehk planeedid. Nüüd on meil aga esimene otsene tõend nende olemasolust.