20. sajandi üks silmapaistvamaid astronoome sir Arthur Eddington on oma raamatus “Internal Constitution of the Stars” (“Tähtede siseehitus”) kirjutanud: “…pole midagi lihtsamat kui täht.” Kuidas seda mõista? Selle, hiljem aforismiks muutunud lausega andis nüüdisaegse astrofüüsika rajaja mõista, et kõik taevalaotuses nähtavad tähed tõendavad oma olemasoluga ilmekalt lihtsa füüsikalise seaduspärasuse paikapidavust: tähe elu on võimalik seni, kuni tema enda gravitatsiooni külgetõmbejõud on tasakaalus tähe sees oleva aine ja kiirguse rõhu koosmõjuga.

Lähem analüüs näitab, et see habras, delikaatne tasakaal on võimalik vaid taevakehade võrdlemisi kitsas massivahemikus, alates umbes viiest sajandikust Päikese massist kuni 75–100 Päikese massini. Loomulikult ei takista miski ka kõnealusest alampiirist väiksema massiga objekti püsimajäämist, kuid taolise keha südamikus ei tõuse temperatuur kunagi nii kõrgele, et algaksid termotuumareaktsioonid, mille käigus vesinik heeliumiks põleb. Ent kas Eddingtoni lendlause kõlbab ka siis, kui tähe mass on nii suur, et tema sees oleva gaasi ning kiirguse rõhk hakkab tõsiselt rivaalitsema gravitatsioonijõuga – niisiis tähtede puhul, mille mass ületab 50 Päikese massi piiri? Muide, seda nähtamatut piiri nimetatakse teaduslikus kirjanduses just Eddingtoni kriitiliseks piiriks.

Huvitaval kombel taipasid astrofüüsikud alles paarkümmend aastat tagasi, et tähed, mis suudavad vaevu vaos hoida nende sees möllavaid kirgi, moodustavad omaette väikese rühma. Viimane sai nimeks Heledad Sinised Muutlikud, lühendatult LBV ingliskeelse nimetuse Luminous Blue Variables järgi. Mõnikord kutsutakse neid ka kosmilisteks geisriteks või purskariteks.

Heledad Sinised Muutlikud

Mis neid siis iseloomustab? Nagu juba nimetuski viitab, on tegemist väga heledate ja ebastabiilsete kuumade ülihiidudega, mis sähvatavad ebakorrapäraselt. Trükinumbri joonised illustreerivad ilmekalt, kui drastiliselt niisuguse tähe heledus teiseneda võib. Lisaks heledusele muutub ka purskari värvus ja spekter. Heleduse miinimumis, mil täht on normaalne ja võrdlemisi rahulik, küünib purskari temperatuur 12 000–30 000 kraadini. Võimsate pursete korral langeb aga temperatuur 9000 või koguni 7500 kraadini. Et täht samal ajal kõvasti paisub, kompenseerib fotosfääri mõõtmete kasv kuhjaga temperatuuri languse, ning tähe heledus suureneb oluliselt.

Purskaritel on mitu huvipakkuvat iseärasust. Esiteks – sähvatuse faasis LBV-tähe heledus kõigepealt reeglina kasvab kiiresti, saavutab maksimumi ning hakkab seejärel võrdlemisi kiiresti kahanema, kusjuures heleduskõvera langeval harul esinevad märgatavad võnkumised. Kuid erinevalt noovadest ja supernoovadest võib LBV-tähel mitmekümne või mitmesaja aasta möödudes toimuda uus järsk heleduse tõus. Teiseks – pärast järjekordset purset stabiliseerub tähe heledus päris pikaks ajaks. Keskeltläbi muutub LBV-tähe heledus kümnetega loendatavate aastatega umbes ühe tähesuuruse võrra, 100–1000 aasta jooksul kahe-kolme tähesuuruse võrra.

Neid märgatakse

Teadaolevate LBV-tähtede omapära seisneb selles, et need on tegelikult kõige heledamad tähed. Kuna sellised objektid nagu Eta Carinae või P Cygni kuuluvad väga lähedaste objektide hulka, mille näiv heledus on samuti suur, siis on päris loomulik, et astronoomiaalases kirjanduses on korduvalt oletatud, et juba kesk- ja eriti renessansiaegsed astronoomid vaatlesid LBV-tähti. Näivalt heledama tähe puhul tähendab ju heleduse muudatus 2–3 tähesuuruse võrra kas tähe kadumist taevavõlvilt või vastupidist – täht hakkab taevavõlvil domineerima. Niivõrd erakordset sündmust tähistaevas on raske mitte märgata.

Näiteks kui Eta Carinae’l toimus 1837. aastal võimas plahvatus, siis üle kahekümne aasta oli ta üks heledamaid tähti kogu taevas. Selle tähelepanuväärse objekti käitumist mainitud purske ajal on üsna üksikasjalikult kirjeldanud tuntud Inglise astronoom William Herschel. Eta Carinae’t on nendel aastatel väljakiiratud energia hulga poolest võrreldud lausa supernoovaga. Pärast 1860. aastat täht rahunes ning pole sellest ajast peale enam palja silmaga nähtav, sest kujunes kaheksanda tähesuuruse täheks.

Samasugune on teise silmapaistva tähe – Luige tähtkujus asuva ülihiiu P lugu. Kui tänapäeval on ilmne, et see on LBV-täht, ning uurijate käsutuses on selle ligi 400 aasta pikkune heledusmõõtmiste peaaegu katkemata jada, siis seda eeskätt tänu Hollandi gloobusemeistrile ja kartograafile Willem Janszoon Blaeule, kes avastas kõnealuse tähe 18. augustil 1600 heleda, kolmanda tähesuuruse tähena Luige tähtkujus. Sellest ajast peale on P Cygni palju tuhmimaks muutunud, kuid erinevalt Eta Carinae’st ikkagi palja silmaga nähtav.

P Cygni näide innustab tänapäeva astronoome sihipäraselt vanades kroonikates ja antiiksetes tähekataloogides sorima, et avastada sealt vihjeid võimalikele kosmilistele pursetele. Need otsingud pole kaugeltki perspektiivitud. Inglise astronoomil K. P. Hertzogil ja tema Belgia kolleegil C. Sterkenil õnnestus leida LBV-tähe Z Skorpioni heleduse kohta andmeid, mis pärinevad 18. sajandist ja koguni 10. sajandist. Z Skorpioni figureeris juba Araabia astronoomi Abd-Al-Rahman al Sufi 962. aastal koostatud kataloogis, mis sisaldab 1022 tähte. Paraku võivad ühe ja sama tähe kohta aegade vältel antud heledushinnangud kõikuda ligi poole tähesuuruse võrra, sest teaduslikult põhjendatud tähesuuruste skaala tõi inglane Norman Robert Pogson käibele alles 1857. aastal. Sellepärast on nüüdisaja astronoomid, tegeldes varasematest aegadest pärinevate täheheledustega ja püüdes võrrelda ühe või teise tähe kohta erinevates kataloogides sisalduvaid andmeid, sunnitud kasutama kaudseid meetodeid, seejuures arvesse võttes nüüdisaegseid teadmisi selle kohta, millised tähed ei oleks tohtinud sajandite vältel oma heledust märgatavalt muuta.

Aga kas on mõtet proovida kiigata veelgi kaugemale minevikku? Selliseidki katseid on tehtud. Näiteks 19. sajandi lõpul samastas sumeroloog P. C. Jansen, kes oli kindlasti teadlik eespoolkirjeldatud Eta Carinae’l lähiminevikus toimunud purskest, seda tähte sumerlaste müütilise Ea tähega. Ea (Enki, Oannes) oli jumal, keda Sumeris seostati tsivilisatsiooniga kaasnevate teadmistega. Ea oli ka kalade jumal, kes tõusis iga päev veest ja õpetas rahvast. Miks Jansen seostas just Ea’t ja Eta Carinae’t? Sellepärast, et 3000 aastat tagasi paistis Eta Carinae selgesti Pärsia lahe vete kohal. Samale müüdile on tähelepanu pööranud ka tuntud USA uurijad Josif Shklovski ja Carl Sagan. On aga selge, et kõik taolised rekonstruktsioonid on spekulatiivsed.

Teine võimalus vaadata minevikku ja otsida sealt LBV-tähti seisneb lähemate galaktikate monitooringus. Kuna purskarid kuuluvad massiivsete tähtede hulka, on nad eristatavad harilike peajada tähtede taustal, eriti kui vaatlejal õnnestub tabada purske hetke. Niimoodi on avastatud pool tosinat seda laadi objekti Väikeses Magalhãesi Pilves, Andromeeda udukogus teatakse neid olevat viis. Ent Heledaid Siniseid Muutlikke on leitud ka teistes lähemates galaktikates nagu M33, M81, M101, NGC 1058 ja NGC 2043.

Purskarid muudavad värvi

Võimsa purske ajal muutub niisiis märgatavalt Heleda Sinise Muutliku tähe värvus. Heleduse maksimumi ajal võib täht seetõttu paista mitte sinise, vaid hoopis valgena, nagu näiteks Veega. Kas mineviku astronoomid võisid märgata ka neid värvuse muudatusi? Kahtlemata on see võimalik. Näiteks pani William Herschel omal ajal tähele, et Andromeeda udukogu tuum on kollasem kui äärealad. Tänapäeval teame, et tuntud astronoomil oli õigus: see, mida ta suutis oma treenitud silmaga eristada, on puhtal kujul evolutsiooniline efekt – galaktika tuumas asuvad tähed on palju vanemad kui spiraalharude tähed.

Nii ongi astronoomidel põhjust vanadest kataloogidest tähelepanelikult lugeda tähtede värvuskirjeldusi, sest sealt võib leida palju huvipakkuvat. Näiteks on tuntud varjutusmuutlik Beta Perseus ehk Algol tänapäeval sinivalge, kuid juba mainitud Araabia astronoomi al Sufi tähekataloogis figureerib Algol kui punakas täht. Muide – samamoodi kirjeldas Algolit ka 19. sajandi Itaalia astronoom Pietro Angelo Secchi. Eriti elava poleemika astrofüüsikalises kirjanduses on aga esile kutsunud Siirius. Nimelt kirjeldas antiikastronoom Ptolemaios seda väga üksikasjalikult ja värvikalt kui punast tähte, kuigi hetkel paistab ka Siirius meile sinivalgena. Et nii Siirius kui ka Algol on kaksiksüsteemid, siis ei saa välistada, et lähiminevikus võisid neis toimuda väga võimsad massi ülevoolud ühest tähest teise. Praegu arutavadki teoreetikud täie tõsidusega aset leidnud võimalikke evolutsioonilisi stsenaariume. Muuseas – kui meie silm oleks tundlik infrapunakiirguse suhtes, oleks meie ettekujutus tähistaevast hoopis teistsugune – seesama Eta Carinae on hetkel infrapunavalguses ju kõige heledam objekt tähistaevas.

Teiselt poolt ei maksa antiik- või keskaegseid tähelepanekuid üksikute tähtede värvuse kohta ületähtsustada. Pole mingit kahtlust, et meie esivanemate värvitaju ei erinenud kuigivõrd meie omast, ka Maa atmosfääri refraktsiooni mõju taevakeha näivale värvusele horisondi lähedal oli neile teada, ometi võis nende tõlgendus olla teistsugune kui praegu. Tänapäeva astronoomi jaoks on objekti värvus puhtpsühholoogiline ja füsioloogiline kategooria, ent keskajal oli sel küljes astroloogiline maik. Ptolemaiose ajastul peeti taevakeha punast värvust halvaendeliseks – see kuulutas ette tulevast looduskatastroofi, näiteks põuda või epideemiat.

Kokkuvõtteks sobib hästi viidata ülemaailmselt tuntud Eesti astronoomile Ernst Õpikule, kelle sõnul peab kutseline astronoom igapäevatöös küll usaldama oma kujutlusvõimet, kuid ei tohi mingil juhul muutuda selle orjaks.

Tõe otsingul ka Hubble’i teleskoop

On päris loomulik, et Hubble’i teleskoop ei saanud mööda vaadata niivõrd põnevast objektist nagu Eta Carinae. Kuigi Eta Carinae’ga toimunud tohutust vapustusest – arvatakse, et selle fantastilise kosmilise geisri purske ajal kiirgas ta sama palju kui 500 miljonit Päikest kokku – on möödas ligi 150 aastat, on katastroofi jäljed seniajani selgesti nähtavad. Hubble’i teleskoobi poolt 1990. aastal tehtud ekspositsioonil põhineval fotol on näha hiidtähte ümbritsevat, gaasist ja tolmust koosnevat ning kiiresti (paisumiskiirus ligikaudu 600 kilomeetrit sekundis) paisuvat tohutut, umbes poole valgusaasta mõõtmetega pilvede kompleksi. See ümbris sai nimeks homunkulus. Kogu ümbris on bipolaarse kujuga ning kahe moodustise vahel paistab fragmenteeritud tumedavõitu ala. Seda “kompositsiooni” võrreldakse tihti siidiliblikaga, kes on mähkunud oma kookonisse.

Aga mis on juhtunud tähe endaga? Uurides tähekujutise keerulist interferomeetrilist struktuuri, leidsid astronoomid, et tegelikult asub ühe helendava südamiku asemel kujutise keskel hoopis neli kiirgavat allikat. Nendest kõige heledam on täht ise, ülejäänud kolm paiknevad temast kauguses, mis ligikaudu võrdub Päikesesüsteemi läbimõõduga. Üldiselt arvatakse, et tegu on hiiglaslike gaasiklompidega, kuna erinevalt tähest endast omavad ülejäänud kolm komponenti nn keelatud joontest koosnevat spektrit. Niisuguste keelatud joonte moodustamiseks soodsad tingimused tekivad aga teatavasti kuumas ja hõredas plasmas.

Asjaolu, et Eta Carinae’t ümbritsev ja kiiresti paisuv kest on bipolaarse kujuga, ütleb astrofüüsikutele mõndagi. Nimelt omavad taolist kuju enamasti planetaarudukogud ning teoreetikud on välja pakkunud mudeleid, mis võimaldavad vähemalt üldjoontes ära seletada, kuidas niisugused bipolaarsed struktuurid on tekkinud. Just telgsümmeetriline kujutis võib tähendada seda, et tegemist on võrdlemisi kiiresti pöörleva tähega või kaaslase mõjuga kaksiksüsteemis. Hiidtäht kaotab kiiresti ainet, spektroskoopilised andmed, eeskätt tugevate emissioonijoonte profiilid viitavad sellele, et LBV-täht võib isegi normaalses rahulikus seisus kaotada kuni sajandiku protsendi oma massist aastas, tugeva purske ajal aga koguni ligi tuhandiku kogumassist samas ajavahemikus. Arvatakse, et aastail 1837–1860 viskas Eta Carinae purske vältel tähtedevahelisse ruumi kaks kuni kolm Päikese massi. Kuna kiiresti pöörlev täht on lapergune ja ekvaatori läheduses asuvatel aladel on gravitatsioonikiirendus märgatavalt väiksem kui pooluse lähedal, siis aine väljavool on ekvatoriaalses tasandis palju tõhusam. Kuid aine väljavool ehk tähetuul on puhanguline. Seetõttu varem välja paisatud gaasi ja tolmu vool külgetõmbejõu toimel tasapisi aeglustub ning ei jõua ära joosta enne, kui temale jõuab järele välja voolanud massi värske ports – aine surutakse kokku, tekib klombiline struktuur, mis on selgesti nähtav Hubble’i teleskoobiga saadud fotol. Kui ekvatoriaaltasandis on värskelt väljavoolanud ainel tõke ees, siis miski ei takista sel eemalduda ekvatoriaaltasandiga ristsuunas (midagi taolist paistab samuti Hubble’i teleskoobi abil saadud fotolt). Gravitatsioonijõu mõjul kaldub liikuva aine trajektoor ekvaatori poole ja nõnda moodustubki bipolaarse kujuga ümbris. Tõsi küll, äsja kirjeldatud interpretatsioon on laenatud planetaarudukogude evolutsiooni kirjeldavatest teoreetilistest mudelitest ja tugineb võrdlustele rikkaliku vaatlusmaterjaliga. Kuivõrd põhjendatud on selle rakendamine LBV-tähtede puhul, näitab tulevik.

Uurijaid huvitab aeg

Põhjus, miks astronoomid tunnevad teravat huvi LBV-tähtede kohta minevikus kogutud andmete vastu, seisneb mitte ainuüksi tähe heleduse ja värvuse selgitamises, vaid ka sündmuse ajamomendi võimalikult täpses fikseerimises. Tänapäeva astronoomide jaoks on lisaks optilisele “aknale” avatud ka raadiolainete piirkond. Erinevalt optilistest teleskoopidest annavad raadioteleskoobid, eriti aga väga pika baasiga raadiointerferomeetrid, võimaluse sondeerida just tähe kauges perifeerias asuvaid alasid. Raadiokaardid küünivad ruumiliselt tähe kujutisest palju kaugemale isegi parimate optiliste fotodega võrreldes, ning nendest võib välja lugeda palju detaile. Trükinumbris toodud raadiokaartidele on näiteks jäädvustatud P Cygni ümbrise struktuur lainepikkusel kuus sentimeetrit. Pöörake tähelepanu pisikestele täpikestele, mis asuvad joonisel enam-vähem võrdsetel kaugustel ülal, all ja paremal pool tsentraalkujutisest. Need täpikesed – fooniga võrreldes suurema intensiivsusega isofoodid – on gaasist ja tolmust koosnevate klompide raadiokiirgus, mis pärineb üsna hiljuti toimunud P Cygni purskest. Seda väidet kinnitavad meie võrdlemisi täpsed teadmised tähe kauguse (umbes kaks tuhat parsekit) ja ümbrise paisumiskiiruse kohta, mis on saadud spektroskoopilistest mõõtmistest. Kuigi kahe raadiovaatluse seansside vahe on kõigest kaks ja pool kuud, näitab P Cygni ümbrise kujutiste võrdlus selgesti, et selle aja jooksul on toimunud märgatavad muudatused. Seega annavad vaatlused põhimõttelise võimaluse taastada sündmuste ajalist kulgu, juhul kui raadioastronoomilistest mõõtmistest saadud ümbrise kaarti saab kõrvutada kõrgedispersiooniliste optiliste spektritega. Taolist meetodit kasutatakse päris edukalt ajalooliste supernoovade plahvatuste epohhi hindamiseks.

Meie meeste mudelid

P Cygni spektroskoopilisi uuringuid on tehtud ka Tõravere observatooriumis rohkem kui 30 aasta vältel. Projekti algatajaks oli kunagine teadusdirektor Lauri Luud, hiljem on tööd edukalt jätkanud tema kolleegid ja õpilased, viimastel aastatel eeskätt Laurits Leedjärv, Indrek Kolka, Kalju Annuk ja Tiit Nugis (vt näiteks I. Kolka ja T. Nugise sisukaid artikleid 2001. aasta Tähetorni kalendris). Mainitud projekt on väga töömahukas, sest optiliselt paksu tähetuule spekter on väga komplitseeritud ja ajas pidevalt muutuv. Siiski on aastate vältel kogutud rikkalik spektroskoopiline andmestik lubanud Tõravere astronoomidel kindlaks teha, et P Cygni spektrijoonte intensiivsused ja asukoht lainepikkuste skaalas muutuvad teatud perioodilisusega, mis võrdne ligi 100 päevaga. Võimalik, et taoline nähtus on seotud tähe pöörlemisega ümber oma telje. Kuigi on välja pakutud hulk hüpoteese, mis peaksid ära seletama LBV tähtedel toimuvate pursete loomuse, pole üksikasjalikku ja füüsikaliselt põhjendatud teoreetilist mudelit seni kellelgi konstrueerida õnnestunud, mis viitab asjaolule, et olemasolev vaatlusandmete baas pole ikkagi piisav.

Vaatlusi tuleb jätkata.

IZOLD PUSTÕLNIK (1938) on Tartu Observatooriumi vanemteadur. Füüsika-matemaatikadoktor.