Päikese spektrist ja spektroskoopiast

Kui valgus läbib klaasist prismat, lahkneb see üksikuteks värvideks ehk lainepikkusteks, mida kutsutakse spektriks. Midagi sarnast toimub vikerkaare puhul, kui päikesevalgus murdub ja peegeldub vihmapiiskades. Antud fotol on näha Päikese tervet kõrglahutuslikku spektrit, mis on jäädvustatud McMath-Pierce päikeseobervatooriumis ning ruumi kokkuhoiu mõttes tükkideks lõigatud ning järjekorras üksteise all reastatud. Tegemist on tegelikult väga pisikese Päikese poolt kiiratud elektromagnetkiirguse vahemikuga, mille nägemiseks on meie silmad evolutsiooni käigus arenenud - sellest ka nimi "nähtav valgus". Nähtava valguse "ees" ehk suurema lainepikkuse poole liikudes kohtame teisi elektromagnetkiirguse liike, mis kannavad nime infrapuna (soojuskiirgus), mikrolained ja raadiolained. Spektri teises otsas, kus lainepikkus lüheneb ning lõpuks erinevus elektromagnetkiirguse lainelise ja materiaalse olemuse vahel ähmastub, asuvad UV-kiirgus, röntgen- ja gammakiirgus.

Päikese spekter

Taolist spektrit vaadates jääb kohe silma, et see ei ole mitte pidev, vaid täis terve rodu erineva intensiivsuse (tumeduse) ja asukohaga tumedamaid alasid. Taolisi jooni, mida vaatles esimesena inglise keemik ja füüsik William Wollaston 1802. aastal ning mida lähemalt uuris ja kaardistas saksa füüsik ja optik Joseph von Fraunhofer* nimetatakse spektri neeldumisjoonteks või ka lihtsalt Fraunhoferi joonteks. Need tekivad kui kuuma keha (nagu näiteks Päike) poolt kiiratud pidev ehk ilma taoliste joonteta spekter läbib erinevaid gaasilisi aineid, mis neelavad sellest teatud kitsaid lainepikkuse osasid. Asja mitte väga keeruliseks ajamata kasutavad erinevate elementide koosseisus olevad elektronid teatud lainepikkuseid, et viia ennast aatomituuma ümber tiireldes teatud kindlatele kõrgematele energiatasemetele. Iga selline tase tekitab spektris ühe tumeda joone. Kuna igal elemendil on erinev arv elektrone ja mitu taolist astet, tekitab isegi universumi kõige lihtsam ja enimlevinud vesiniku aatom (üks prooton, mille ümber tiirleb üks elektron) mitu erinevat sellist joont. Teised elemendid ehk aatomid tekitavad jällegi teistsugusi ja arvukamaid diskreetseid joonekomplekte. Kui erinevate elementide poolt tekitatud jooni laboratoorselt uurida ja tundma õppida, saab taolist Päikese spektrit vaadeldes üsna enesekindlalt järeldada milliseid elemente selle valgus meieni jõudes läbis ning seega millest täht koosneb. Mida tugevamad erinevatele elementidele kuuluvad joonekomplektid on, seda suurem on neid tekitava elemendi kontsentratsioon. Lisaks üksikutele aatomitele tekitavad oma keerukaid joonekomplekte ka erinevad molekulid ehk aatomite ühendid.

Spektrite uurimisele keskenduv füüsikaharu kannab nime spektroskoopia ning on tõenäoliselt üks astronoomia (ja ka muude füüsikaharude) kasulikum instrument objektide koostise kindlaks määramiseks. Nimelt lisaks meile lähedal asuvale Päikesele saab taolist spektrit ja seega koostist määrata ka teiste palju kaugemate tähtede, udukogude ja isegi galaktikate puhul. Ühesõnaga praktiliselt kõige selle puhul, mis taolist informatsiooni sisalduvat valgust kiirgab. Näiteks element nimega heelium** avastati Päikese spektrist juba aastal 1868, ammu enne kui seda suudeti tuvastada Maal. Kõrvalepõikena võib mainida, et spektrid kannavad sarnast informatsiooni ka valguse peegeldudes, lubades näiteks kosmosesondidel planeedil või kuul maandumata kindlaks teha nende pinnakoostist.

Teine ja väga kasulik omadus taoliste joonte puhul on, et need on omamoodi verstapostid spektris, mis lubavad meil hinnata kas ja kui kiiresti objekt meie suhtes liigub. Kui objekt meist kaugeneb, siis sarnaselt helilainetest tuttavale Doppleri efektile*** kipub objekti poolt kiiratud valguse lainepikkus pikenevat ehk laiali venitatud. Selle tulemusel näivad Fraunhoferi jooned nihkuvat spektri punasesse otsa. Sellist olukorda nimetatakse punanihkeks ja mida kiiremini objekt meist eemaldub, seda kaugemale jooned oma algsest asukohast nihkuvad. Kui objekt läheneb, siis jooned nihkuvad spektri sinise osa poole ning efekti nimetatakse sininihkeks. Selliselt tähtede, udukogude, täheparvede ja galaktikate spektreid uurides saame välja selgitada nende suhtelisi kaugenemisi või lähenemisi meist. Kaugete galaktikate puhul mõõtes näiteks (liit)spektri selle ketta ühest servast ja teisest servast ning neid võrreldes, saame me öelda, mis pidi ja kui kiiresti need pöörlevad.

Spektroskoopiast ja selle kasutusvaldkondades astronoomias võibki vist rääkima jääda. Näiteks erinevad tähed näitavad endas erinevate elementide poolt jäetud neeldumisjooni, läbi mille saab määrata nende tüüpe, tekkemehhanisme, arengut, suurust, temperatuuri, vanust ja palju muud kasulikku.

Erinevate tähtede (spektraal)tüüpide võrdlev spekter, kus on näha erinevate elementide poolt tekitatud neeldumisjoonte asukohad ja intensiivsused. Meie Päike vastab G0 tüübile.

Räägime veel korraks temperatuurist. Kui Päikese umbes 6000 kelvini suurune pinnatemperatuur tähendab, et see kiirgab enamuse oma kiirgusest meie jaoks "nähtava valguse" nime kandva elektriomagnetkiirguse vahemiku keskosas (kollakas-rohelises), siis teist tüüpi tähed seda tavaliselt ei tee. Nagu igapäevaelust teame, siis näiteks rauatükki soojendades muutub see kõigepealt kergelt punaseks, siis väga punaseks ja temperatuuri veelgi tõstes peaaegu valgeks ja lõpuks sinakaks (keevitus). Ühesõnaga on eseme (näiteks tähe) temperatuur otseses seoses sellega, et millises lainepikkuse vahemikus selle kiirgus kõige intensiivsem on. Nii paistavad meile osad väga massiivsed ja kuumad tähed sinakad, jahedamad tähed aga punakad. Näiteks Orioni tähtkujus asuv sinine ülihiid Riigel on nii kuum (12 000 kraadi), et enamus selle näivast heledusest jääb meie silmale nähtavast valguse spektrist väljapoole UV-kiirguse alasse. Oleks meie evolutsioon kulgenud Riigeli ümber tiirutades, oleks meie silmad tõenäoliselt tundlikumad elektromagnetkiirguse lühema lainepikkuse vahemikus, milles Riigel kõige võimsam on. Tunnetuslikult tõenäoliselt aga vahet väga ei oleks.

*Joseph von Fraunhoferi nimi peaks Eesti astronoomiahuvilistele tuttav olema ka Tartu Tähetornis näitusel oleva Fraunhoferi suure refraktori järgi. Tegemist oli 1824. aastaks Dorpati ülikooli poolt tellitud ja Fraunhoferi ehitatud maailma suurima (9tolli) ja parima akromaatilise läätsteleskoobiga, mis oli varustatud maailma esimese niinimetatud saksa ekvatoriaalse monteeringuga. See viimane on nüüdisajal astrofotograafide poolt kaugelt kõige enimkasutatud monteeringu tüüp.

**heelium on seetõttu oma nime saanud Kreeka päikesejumal Heliose järgi.

***Doppleri efekti parimaks näiteks on vaatlejast (kuulajast) kiiresti möödasõitva automootori helitooni muutus. Meie poole liikuva auto hääl on kõrgem (kuna helilaineid surutakse liikumissuunas kokku) ja meist eemalduva auto hääl madalam (kuna helilaineid venitatakse pikemaks). Sama toimub valguslainetega, kui selle allikas meile läheneb või meist kaugeneb.

Mõlemad kosmosejaamad maapealse fotograafi teleskoobis

Iisraelis tegutsevale professionaalsele astrofotograafile Michael Tzukranile meeldib oma 24-tollise teleskoobiga jäädvustada Maa orbiidil tiirutavaid kosmosejaamu. Teiste pisemate satelliitide jäädvustamiseks ja nendega laserite abil suhtlemiseks (laserkommunikatsioon) ehitab ta parasjagu Iisraeli kõrbesse spetsiaalset observatooriumi

Antud foto koosneb tegelikult kahest erineval ajal, kuid sama optika ja kaameraga tehtud fotost, mis on lihtsalt võrdluse mõttes üksteise kõrvale kleebitud. Vasakul on näha 2021. aastal orbiidil ehitama asutud Hiina kosmosejaama Tiangong (ka CSS - Chinese Space Station) ja paremal juba viimased peaaegu veerand sajandit toimetanud Rahvusvahelist kosmosejaama (ISS). Kokku on kahes jaamas parasjagu toimetamas kümme astro-,kosmo- ja taikonauti. Kui hiiglasliku ISSi pikkuseks on umbes 109 meetrit, siis hiinlaste jaam on kaks korda lühem - 55 meetrit. Rõhu all oleva sisemuse poolest on CSS aga peaaegu kolm korda väiksem, vastavalt 1005 ja 340 kuupmeetrit. Fotodel ei pruugi nende omavaheline mõõtkava olla päris õige, kuna kaugus foto tegemise hetkel oli tõenäoliselt erinev.

Kui ISSi saame ka meie Eestist vahel väga heleda tähena lõunataevas lendamas näha, siis Tiangongi orbiidi väiksem kalle ekvaatori suhtes seda siinmail paraku näha ei luba (Lõuna-Eesti vaatlejale kerkib see parimal juhul paari kraadi kõrgusele). Iisraelist paistab see aga kenasti kätte.

Perseverance maandumisel avanenud vaade

Selline vaatepilt avanes 2021. aasta 18. veebruaril Perseverance marsikulguri maandumiskaameratest mõned hetked peale seda kui nende eest heideti minema planeedi atmosfääri sisenemiseks vaja läinud kuumuskilp (keskel). Foto koosneb tegelikult mitmest fotost läbi kaamerate, mille ülesandeks oli automaatselt juhatada kulguri ja selle maanduri trajektoori ajal kui maised operaatorid seda reaalajas aidata ei saanud. Nüüdseks teame, et kõik läks hästi ning kulgur Perseverance ja sellega kaasas olnud kopterdroon Ingenuity uurivad juba kolmandat aastat Punase planeedi pinda ning otsivad märke sellel võib-olla kunagi leidunud elust.

Allikas: NASA/JPL-Caltech/Simeon Schmauß/AndreaLuck

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.

Andrew McCarthy foto kosmosejaama üleminekust Kuust

Nädal tagasi õnnestus astrofotograaf Andrew McCarthyl tabada järjekordne hämmastav kaader, kus Maa orbiidil tiirutav Rahvusvaheline kosmosejaam liigub üle ligi tuhat korda kaugemal asuva Kuu õhukese sirbi. Foto teeb eriliseks, et erinevalt paljudest teistest sarnastest jäädvustustest oli ISS ülelennu ajal Päikes poolt valgustatud, lubades näha jaama silueti asemel ka selle detaile.

Foto tegemiseks sõitis McCarthy USA Arizona osariigis asuvasse Sonora kõrbesse ning seadis üles kaks erinevat teleskoopi kahe erineva kaameraga. See lubas tal jäädvustada nii ülemineku detaile kui ka värve. Kuna sellel ajal paistis veel päike ja sellest tulenevalt oli Kuu kontrast madal, oli fotograafi sõnul kogu ettevõtmise suurimaks väljakutseks fokusseerimine. Lisaks puhusid ülemineku ajal, mis kestis kokku vaid neljandik sekundit, tugevad tuulehiilid, mis ähvardasid teleskoobitorusid väristada ning fotod rikkuda. Nagu näha, lõppes kõik siiski õnnelikult.

Seda millal ja kust Maa pinnal vaadates on taolisi üleminekuid Kuust ja Päikesest näha, saab mõned päevad ette luurata vastavalt leheküljelt: https://transit-finder.com/

Sealt peab kõigepealt valima oma asukoha (koordinaatidega või kaardilt) ning raadiuse kilomeetrites, mis teile veel huvi pakuks. Mida ajaliselt lähemal üleminekule, seda täpsemad sealsed kellaajad ja andmed on.

McCarthy seadmas kõrbesse oma varustust.

Formalhaut ja selle protoplanetaarne ketas

James Webbi kosmoseteleskoobi foto meist "vaid" 25 valgusaasta kaugusel asuva Formalhauti nimelise tähe tolmusest ümbrusest. Kuna Päikesest kaks korda massiivsem, kuid 16 korda heledam Formalhaut arvatakse olevat kosmilises mõttes verinoor (100-300 miljonit aastat), moodustuvad selle ümber parasjagu planeedid, mis kujundavad oma gravitatsiooniga tähe ümber selgelt eristatavaid rõngaid. Nende ulatus on umbes 14 miljardit kilomeetrit tähest. Algselt Jupiterist mitu korda massiivsemaks juba kokku langenud planeediks peetud Formalhaut B (fotol heledam laik välimises rõngas, paremal) arvatakse nüüd olevat rusupilv, mis on tekkinud kahe või enama suure planeedihakatise kokkupõrkel. Taolisi kokkupõrkeid leidis ilmselt ohtralt aset ka noores Päikesesüsteemis.

Formalhaut asub lõunataevas Lõunakala nimelises tähtkujus.

Tõraverre asteroide uurima!

Kuni 1. juunini on aega kandideerida asteroidiuuringute koolitusele, mis toimub 21.-25. augustil Tartu observatooriumis Tõraveres. Kursus on avatud kõigile Euroopa magistrantidele ja doktorantidele, karjääri alustavatele teadlastele ja hobiastronoomidele.

Osalejad saavad praktilise kogemuse asteroidide CCD-fotomeetrias ja spektroskoopias (Tartu observatooriumi teleskoopide abil). Õpetatakse vaatlusandmete analüüsimist ning praktilist väljaõpet saadavad juhtivate astronoomide loengud. Osalejad saavad teada kuidas kirjutada ja esitada vaatlustaotlusi erinevate teleskoopide ja laborite kasutamiseks Europlanet Telescope Networkis (Europlaneti teleskoopide võrgustikus). Koolitusel tutvustatakse mentorluse võimalusi professionaalsete astronoomide ja amatööride vahel.

Koolitus on rahvusvaheline ja toimub inglise keeles.

Täpsem kirjeldus ja kandideerimine: https://asteroids2023.ut.ee/...

All foto asteroid Bennust, mida külastas 2018-2019 aastatel NASA missioon OSIRIS-REx, mis peaks selle aasta septembris Maale toimetama asteroidilt kogutud pinnaseproovid.

Inouye päikeseteleskoobi fotod meie tähest

Eelmise aasta märtsis Hawaiil tööd alustanud Inouye päikeseteleskoop on avaldanud uusi detailseid fotosid meie kodutähe pulbitsevast pinnast. 25 aastat plaanitud ja 7 aastat ehitatud teleskoop on oma 4,24 meetrise peapeegli läbimõõduga kõigi aegade suurim Päikese uurimiseks mõeldud instrument.

Endiselt kestvate kalibreerimiste ja häälestamistööde kõrvalt (tegemist on ikkagi väga keerulise instrumendiga) avaldatud fotodel on näha enneolematus resolutsioonis Päikese nähtavat pinda ehk fotosfääri ning selle kohal asuvat veelgi kuumemat kromosfääri. Fotosfäärist võime eristada plasmast pulbitsevad konvektsioonirakke (granula), mille mõõtmeid võib võrrelda Prantsusmaaga. Paaril fotol näha olevaid tumedamaid niitjaid moodustusi kutsutakse fibriliteks ning need tekivad Päikese pinna all sõlmemässitud ja sellest kõrgemale ulatuvates magnetväljades hõljuvast plasmast. Lähivõtted päikeseplekkidest näitavad sellised piirkondi, kus tavapärane plasmakonvektsioon (ehk ringlemine) on magnetvälja häiritusest rikutud, mistõttu on need ümbritsevast madalamale temperatuurile jahtunud ning seetõttu paistavad tumedamatena. Päikeseplekkide juures eristatakse tumedamat keset (umbra - tlk vari) selle ümber moodustuvast veidi heledamast ja kuumemast piirkonnast (penumbria - tlk poolvari).

Peaaegu päikeseplekiks saanud piirkonna kohal nähtavad fibrilid.

Peaaegu päikeseplekiks saanud piirkonna kohal nähtavad fibrilid.

Peaaegu päikeseplekiks saanud piirkonna kohal nähtavad fibrilid lähedalt.

Päikese granulatsioon. Iga selline "rakukene" on kusagil Prantsusmaa mõõtu.

Siinkohal oleks vist paslik märkida, et hetkel asub Päikese Maa poole vaataval küljel üks tavatult suurte mõõtmetega päikeseplekk, mida on võimalik eristada isegi palja silmaga. Seda tehes tuleks Päikest vaadata läbi näiteks keevitusmaski või mitmekordse CD. Teine võimalus oleks oodata loojanguni, kui päikese poolt kiiratud valgus enam nii intensiivne ei ole. Kommentaaridest leiab NASA Solar Dynamics Observatory nimelise kosmoseobservatooriumi tänase foto Päikese pinnast ja sellel asuvate plekkide asukohast. Päikese pöörlemise tõttu nihkuvad järgnevate päevade jooksul pekid (kohati tuhmudes ja kasvades) meie poolkera vaatest paremale.

NASA Solar Dynamics Observatory nimelise kosmoseobservatooriumi tänane foto Päikese pinnast ja sellel asuvate plekkide asukohast. Suurem neist on piisavalt hiiglaslik (mitu Maa läbimõõtu), et olla õige vaatlustehnika puhul silmaga nähtav.

Niinimetatud Gregoriani skeemiga Inouye peegelteleskoop asub Hawaii Haleakalā nimelise vulkaani tipus merepinnast ligi kolme kilomeetri kõrgusel. Tänu sealsetele headele atmosfääritingimustele ning adaptiivseks optikaks kutsutud tehnikale suudab Inouye eristada meie kodutähe pinnal kuni 20 kilomeetrise läbimõõduga detaile.

Päikeseplekk. Tumedamat osa nimetatakse umbraks, vähem-tumedamat penumbriaks. Päikesepleki kese on ümbritsevast fotosfäärist kusagil 1500 kraadi madalama temperatuuriga ja kiirgab seega vähem valgust.

Päikeseplekk. Tumedamat osa nimetatakse umbraks, vähem-tumedamat penumbriaks. Päikesepleki kese on ümbritsevast fotosfäärist kusagil 1500 kraadi madalama temperatuuriga ja kiirgab seega vähem valgust.

Suurimaks väljakutseks taolise teleskoobi ehitamisel oli päikesevalguse koondamisel tekkiva soojuse hajutamine. Nimelt suudab Inouye nelja-meetrise tööläbimõõduga peapeegel koguda ligi 12 kW soojust. Soojusega võitlemine käib Inouye puhul kolmes etapis/asukohas. Esiteks on teleskoobi kuppel kaetud aktiivselt jahutatud plaatidega välistamaks nende soojenemisel tekkivat soojusvirvendust, mis moonutaks teleskoopi sisenevat kujutist. Teiseks jahutatakse peapeeglit ennast selle tagaküljele pidevalt puhuva külma õhuga ning selle ees asuva vedeljahutusega rõnga abil. Kolmandaks läbib peapeegli poolt koondatud ülipeen ja -kuum valguskiir kitsast sõõrikukujulist vedeljahutatud rõngast, mis eemaldab sellest kuni 95% soojusest. Kõik see jahutamine nõuab, et observatooriumi ümber on maha laotud üle 10 kilomeetri torusid, läbi mille üleliigset soojust ümbritsevasse eraldatakse. Muuhulgas valmistatakse observatooriumis öösiti suures koguses jääd, mida siis päeval torustiku jahutamiseks kasutatakse.

Teleskoop on nime saanud Hawaii legendaarse senaatori Daniel K. Inouye järgi.

Juno möödalend Jupiteri Io-st

Mai keskel sooritas viimased kaheksa aastat Jupiteri uuriv Juno sond oma 52. lähedase möödalennu gaasihiiust ning pildistas seni kõige paremas kvaliteedis selle lähimat hiidkuud nimega Io. Lähimas punktis asus Juno Io'st 35 500 kilomeetri kaugusel.*

Io't peetakse Päikesesüsteemi kõige vulkaanilisemaks taevakehaks ja seda hea põhjusega. Nimelt purskab selle pinnal igal ajahetkel sadu vulkaane. Sellise aktiivsuse põhjuseks on omamoodi gravitatsiooniline köievedu, mille ühel pool on Io't väga lähedasel orbiidil hoidev võimas Jupiter ja teisel pool Jupiteri teised kolm ja kaugemat hiidkuud Europa, Ganymedes ja Kallisto. Kahelt poolt mõjuvad loodejõud kergitavad ja langetavad Io pinda kuni 100 meetri ulatuses, sisuliselt hõõrudes selle sisemuse vedelaks. Sellest tekkiv geotermiline rõhk vabaneb läbi arvukate vulkaanide, mis purskavad põhimõtteliselt lakkamatult Io pinnale sulakivimeid, väävlit ja muid ühendeid.

Meie Kuust veidi suurem Io 35 tuhande kilomeetri kauguselt.

Vaated Io'le erinevate Juno möödalendude käigus. Reas vasakult paremale automaatjaama ja kuu vaheline kaugus on üha vähenenud. Aasta lõpuks peaksime Io't nägema juba päris lähedalt.

Nähtavas ja infrapunavalguses tehtud vaatlusi kombineerides on näha aktiivsete vulkaanide asukohad Io pinnal.

Kuna kuu pind on sellest tulenevalt pidevas muutumises, pakuvad värsked fotod alati midagi uut avastada. Io'st on alates 70ndate algusest möödalende sooritanud mitmed mehitamata automaatjaamad, nagu näiteks Pioneer 10 ja 11, Voyager 1 ja 2 ning Galileo sond. Neist kõige lähemale jõudis viimane, mis sooritas 90ndate lõpus ja 00ndate alguses Jupiteri orbiidil viibides kümneid väga lähedasi möödalende (lähemad küündisid veidi enam kui sajakonna kilomeetri kaugusele kuu pinnast). Ka Juno hakkab nüüdsest Io'st üha lähemalt mööda lendama, kuni detsembris ja järgmise aasta veebruaris peaks see tulema kuu pinnast vaid 1500 kilomeetri kaugusele. On kindlasti huvitav jälgida, et mis vahepeal Io mürgisel pinnal muutunud on.

*artiklis mainitud mütoloogilised nimed ja nendevahelised suhted väärivad natukene seletamist. Jupiter oli teatavasti roomlaste peajumal, mille kreekapärane originaal oli Zeus. Kui planeet on nimetatud rooma mütoloogia järgi, siis selle kuud kannavad Kreeka mütoloogiast pärit nimesid. Täpsemalt on Jupiteri hiidkuud nimetatud Zeusi kuulsate armukeste järgi. Jupiteri ja nende "armukesi" uuriv Juno pole aga nime saanud ei kellegi teise kui Jupiteri naise järgi (kreeka Hera), kelle armukadedus tõi neile peaaegu alati kurva saatuse.

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.