Teoreetiline astrofüüsika

Kui lugeda astrofüüsika alguseks esimest spektrograafi kasutamist astronoomilistes vaatlustes, siis tuleb G. Želnini uurimuse toel tunnistada, et Tartu tähetornis oli esimeseks astrofüüsikuks Joseph Sýkora.   Tšehhi päritolu astronoom oli saanud hariduse Harkovis, kus ta ka astronoomilisi vaatlusi alustas.  Tartu tähetorni asus ta tööle 1898.a., kuid juba 1899.a. saadeti ta Teravmägedele kraadimõõtmiste tegemiseks, kuid kus ta põhitööks sai virmaliste pildistamine ja nende spektrograafiline uurimine.

Kui aga võtta arvesse seda, et virmalised pole päris astronoomilised nähtused, siis võime vaatlusliku astrofüüsika alguseks Tartu tähetornis lugeda seda, kui A. Kipper lihvis objektiivprisma Petzvali astrograafile ja alustas sellega tsefeiidide spektrograafilisi vaatlusi. Seejuures mõõtis ta fotografeeritud spektreid  endakonstrueeritud elektrofotomeetriga.

Tõravere observatooriumi üldvaade. Esiplaanil suur 1.5m teleskoop.

Mis aga puutub teoreetilisse astrofüüsikasse, siis siin on alguseks E.J. Öpiku tööd 20. sajandi kahekümnendatel ja kolmekümnendatel aastatel, mis käsitlesid tähtede värvusindekseid. Eriti tähtsateks tuleb lugeda tema pioneerlikke töid tähtede energiaallikate  ja  siseehituse  kohta,  kus  selgesti  oli  öeldud,  et  tähtede  seesmuses toimuvad subatomaarsed protsessid.  Nendes töödes kasutab ta julgelt tähtede siseehituse modelleerimist, mis hiljem sai tänu kiirete arvutite kasutamisele valdavaks uurimismeetodiks.

Uus teadusharu arenes kiiresti ja ajavahemikul 1919-1940 publitseeriti juba 10 tööd vaatluslikus astrofüüsikas. Kuna aga Eesti ei suutnud muretseda uut  võimsat vaatlustehnikat ja isegi uue tähetorni rajamine väljapoole Tartut jäi vaid unistuseks, siis pidid astronoomid end teostama teoreetilises uurimistöös. Seda kinnitab ka fakt, et samal ajavahemikul käsitleti astrofüüsika teoreetilisi probleeme 28 töös. Enamasti olid nende tööde autoriteks E.J. Öpik ja W. Anderson.   Kahtlemata kõige tähtsamateks neist olid Öpiku töö punaste hiidude siseehituse kohta ja Andersoni tööd valgete kääbuste tiheduse ülempiiri kohta, mida hiljem ka S. Chandrasekhar tunnustas.

Kui W. Anderson oli Tartu astronoomidest esimene, kes rakendas oma uurimustes relativistliku füüsika tulemusi, siis A. Kipper tõi Tartu astrofüüsikasse kvantmehaanika, lahendades planetaarsete udukogude pidava spektri mõistatuse kahefotoonse siirdega vesiniku aatomis.

Varased vaatlustega seotud uuringud

Astrofüüsika areng sai tõelise hoo sisse pärast astronoomide kolimist uude observatooriumisse Tõraveres. Sellesse aega langeb ka arvutite kasutamise algus tähtede ehituse modelleerimisel ja tähtede UV spektrite registreerimine rakettide ja õhupallide abil. Astrofüüsikalisi uuringuid Tõraveres hakkasid juhtima kaks noort meest – vaatlusliku poole pealt Lauri Luud ja teoreetilise poole pealt Arved Sapar. Sellesse aega jääb Moskva astronoomide pakkumine osaleda satelliitide abil saadud kuumade tähtede UV spektrite töötlemises. Ei saa jätta märkimata, et kiirgustajuriteks neil satelliitidel olid ka Tõravere aparaadiehitussektoris Valdur Tiidu juhtimisel valmistatud footonloendurid. Kuna neil satelliitidel siis orientatsioonimehanism puudus, siis sai vaatlustulemused lahti harutada vaid satelliidil olnud magnetomeetrite ja Maa magnetvälja tugevuse andmeid kasutades, arvesse võttes ka teleskoobi vaatevälja sattunud tähtede heledusi. A. Sapar tuli keerulise ülesandega hiilgavalt toime.  Kuid kahjuks jäid vaatlustulemused tähespektritest siiski tagasihoidlikeks. Publitseeriti vaid üks koostööartikkel Krimmi observatooriumi kiirgustajuritega saadud pikemalainelise UV piirkonna tähespektrite kohta ja kaks GAIŠi töötajat kaitsesid kandidaadiväitekirja.

Täheatmosfääride füüsika ja varased mudelarvutused.

Meenutab akadeemik Arved Sapar:

Arved-Ervin Sapar.

Samal ajal oli Tõraveres üheks peateemaks planeeritud tähespektrite detailne uurimine, milleks oli alustatud 1.5-meetrise diameetriga teleskoobi muretsemist. Samuti tulid kasutusele elektronarvutid, mille abil oli võimalik täheatmosfääride mudeleid arvutada. Esimese kuumade tähtede atmosfääride ja nende mudelarvutuste alase dissertatsiooni kaitses A. Kruusmaa (1971).

Peaaegu samal ajal Kruusmaaga alustas uurimistööd füüsikalistest protsessidest ka T. Viik, kelle väitekirjas uuriti ulatuslike atmosfääride modelleerimise meetodeid ja kiirguslevi täheatmosfäärides. Mõlema dissertandi ametlikuks juhendajaks määrati A. Kipper, kuid kuna suure instituudi juhtimise kõrvalt ei jäänud tal praktiliselt aega juhendamiseks, siis tegelikult olin mina mõlema väitekirja tegelik juhendaja konsultandi nime all.

Tollal sai Tõraveres alguse ka täheatmosfääride mudelarvutuste teooria uurimine, näiteks esitati Unsöldi poolt välja töötatud temperatuuri- ja gaasirõhu iteratsioonilise meetodi täiustamine, et saavutada kiirgusvoo konstantsus tasaparalleelses täheatmosfääris. Praktikas jäid see aga kontrollimata, sest tollased arvutid poleks seda  võimaldanud.

Kuna vesinik on täheatmosfäärides kõige levinum element, siis on loomulik, et selle elemendi kiirguslikke omadusi uuriti põhjalikult. Koostöös I. Kuusikuga leidsin vesiniku aatomi profiilifunktsiooni lihtsama esitusvõimaluse. See funktsioon kirjeldab ergastatud aatomseisundi sumbumisest tuleneva Lorentzi profiili, soojusliku Doppleri profiili ja ioonide elektrostaatilises väljas lineaarse Starki efekti mõjul kujuneva Holtsmarki profiili statistilist koosmõju spektrijoone kujule. Koos I. Kuusikuga leidsin vesiniku aatomi pideva neeldumise koefitsiendi olulise kordajafunktsiooni, nn. Gaunti faktori jaoks väga hea lähendvalemi ja  spektrijoonte tugevuste arvutamiseks vajalike radiaalintegraalide analüütilised avaldised.

IUE vaatlused GSFC keskuses ja selleks ettevalmistamine

Ilmselt polnud meie tööd täheatmosfääride uurimisel siiski jäänud märkamatuks, sest Goddardi Kosmoselendude Keskuse programmijuht Anne Underhill tegi mulle 1977.a. ettepaneku koostada programm kuumade tähtede spektrite vaatlemiseks satelliidil International Ultraviolet Explorer. NASA kiitis selle taotluse heaks ja tänu direktor V. Undi pingutustele kiitis selle heaks ka Moskva.

Satelliidi International Ultraviolet Explorer juhtpult.

Esimeseks sammuks selles suunas oli satelliitide TD-1 ja OAO-2 vaatlustulemuste analüüs keskmise interstellaarse neeldumiskoefitsiendi lainepikkusest sõltuvuse määramiseks. Vaatlusandmeist selgus, et neeldumiskõverad on peaaegu sõltumatud vaatlemissuunast ja tähe kaugusest, mistõttu keskmise neeldumiskoefitsiendi leidmine oli mõttekas. Saadud heleduskõver kattis pidevalt spektrivahemiku kuni minimaalse lainepikkuseni 110 nm, seostatuna samuti nähtava kiirguse neeldumiskõveraga, kuhu kuulusid ka Lauri Luua Tõraveres saadud vaatlustulemused.

Kuidas toimusid IUE spektrivaatlused? IUE pardalt sai teleskoobiga vaadelda tähespektreid nii madaladispersiooniliselt kui ka kõrgdispersiooniliselt kahe ešellspektrograafi abil mis katsid spektrivahemiku 123 kuni 311 nm.

Selle vaatlusprogrammi kiirel ettevalmistamisel oli mulle suureks abiks Kosmos-215 vaatlustulemuste dešifreerimisel saadud kogemused. Vaatlusaega oli üle päeva 7 korral 16 tundi. Vaatlused õnnestusid hästi.

IUE satelliitvaatluste spektrid ja nende töötlemisvõimalused

Tagasipöördumisel Goddardi Kosmoselendude Keskusest (GFSC) anti mulle kaasa 3 suurt magnetlintketast, kuhu oli salvestatud tollase tüüptihedusega  vahetud vaatlusandmed 768 x 1024 baitiste ešellspektritena. Lisaks sellele oli paberkandjal ka esialgse töötlusega leitud tähespektrid vaadeldud spektrijärkudes. Linte vaatlusandmetega saabus veel paari aasta jooksul ja kokku tuli neid üle 50.

Esimese tööna tuli leida erinevused kodeeringus GSFC ja meie Minsk-22 lintidel. Mitu aastat tuli suhelda arvutusteks Tallinnaga ja seejärel Tartus asuva TÜ arvutuskeskusega, kuid seejärel hangiti ka Tõraverele oma Minsk-32.

IUE spektrivaatlustest ja uurimistulemustest

Vaadeldud tähtede spektriklassid olid O kuni F ning heledusklassid peajadast ülihiidudeni. Kõige rohkem oli vaatlusobjektideks ülihiidtähed, näiteks α Cyg ja β Ori, eesmärgiga uurida nende tähetuult, aga ka L. Luua lemmiktäht P Cyg, H. Albo, I. Pustõlniku ja L. Sorgsepa uuritud lühiperioodiline kaksiktäht VW Cep ning P. Kalvi ja V. Harvigi uuritud kuuma komponendiga lähiskaksiktäht AO Cas. Lisaks neile olid kavas ka kiirgusjoonterikkaid T.Nugise  uuritud Wolf-Rayet tähti ning kiiresti pöörlevaid tähti, mille spektritest sai täiendada M. Ruusalepa meetodil leitavat tähetelje orientatsiooni.

Esmaseks ülesandeks spektritöötlusel oli pilditöötlus (image processing). Selleks tuli teostada kõigepealt vaatlusandmete geomeetriline korrigeerimine, fotomeetriline parandamine, artefakt pikslite ja teleülekande häirete korrigeerimine, kiirgusfooni ja mürataseme määramine, ja Doppleri nihke kõrvaldamine. Ise tuli vaatlusandmetest leida IUE orbiidi  parameetrid ja satelliidi asukoht vaatlushetkel.

Kuidas tollal spektreid uuriti? Käsitleme esimesena kuuma ülihiidtähe β Ori spektri omapärasid. Tähtede atmosfääriväline UV spekter oli siis peaaegu tundmatu, nii et selle lünga täitmisel oli IUE vaatlustel tähtis osa. Seetõttu oli tähtis kõigepealt publitseerida vaadeldud spektri atlas heleduskõverana, täpsustada uuritava tähe atmosfääri põhiparameetreid, koostada programm tähespektri ligikaudseks arvutamiseks, sealjuures ka vaadeldud spektrijoonte identifitseerimiseks.

Selleks kõigeks vajaliku arvutikoodi põhiosadeks oli kõigepealt originaalne ioonide statistiliste summade ja elementide ionisatsiooniastmete arvutamine, pideva ja joonspektri neeldumiskoefitsiendi arvutamine ning kiirguslevi arvutus, mis kujundabki tähespektri.

Esimese tulemusena avaldasin 1981.aastal koostöös L. Luuaga uurimuse mittestatsionaarse ülihiidtähe P Cyg (B2 Ia) IUE spektrist laias spektripiirkonnas 123 kuni 309.5 nm. Samal 1981. aastal avaldasin koostöös I. Pustõlnikuga uurimuse, kus me leidsime, et lühiperioodilise kaksiktähe VW Cep massikadu on kiire, umbes miljondik Päikese massi aastas. Järgmiseks uurimisobjektiks koostöös V. Harvigi ja L. Sapariga oli väga massiivne lähiskaksiktäht AO Cas, kuumade massilt peaaegu võrdsete tugevas massivahetuses olevate komponenttähtedega, mille spektriklass on O VII Ia. Hinnanguliselt tähetuule piirväärtus selles tähes ületab  600 km/s ja massikadu on üle miljondiku Päikese massi aastas. Järgmiselt uurisin koostöös Tiit Nugisega kõrgdispersioonilisi Wolf-Rayet tähe HD 192163, spektriklass WR VI, IUE ešellspektreid. Selle keerulise, nii emissioonjooni kui ka neeldumisjooni sisaldava spektri analüüsi tulemusena selgus, et enamik spektrijooni kuulub Fe V ja Fe VI ioonidele.

Kuna arvutustehnika arenes kiiresti, siis otsustasin võtta kursi sellele, et mudelarvutustega leida võimalikult täpseid tähespektreid, mis on põhilised infoallikad tähtede ehituse, arengu ja füüsikaliste protsesside kohta neis

Selline ongi tähe ultraviolettpiirkonna spekter.

. Eeskujuks siinkohal kujunes R. Kuruczi arvutuskood Atlas, mis oli kirjutatud keeles FORTRAN 77, ja mille koos ulatusliku spektrijoonte kataloogiga CD-kettal olime muutnud selle üldkättesaadavaks. Nii arvutati mitmed mudelspektrid. Kirjeldatud meetodil uurisin heleda (mV=0.15) aeglaselt pöörleva B8 Ia ülihiidtähe β Ori spektrit, järeldades, et sel on päikese keemiline koostis, efektiivne temperatuur 12000 K ning raskuskiirendus 100 cm/s2. Mõlema spektripiirkonna kohta müra vähendamiseks liideti kahe ešellvaatluse spektrid. Tulemusspektri esitasime joonterikka ja müravaese mahuka spektriatlasena. Analoogiline spektriuuring teostati järgneval, 1990. aastal heleda A2 Ib ülihiidtähele α Cyg.  Uurides selles tähes aine liikumiskiirust tähetuules ilmnes, et tähetuules kujunenud spektrijooned on moodustunud põhiliselt kahes erineva kiirusega tähetuule pahvakus, kiirustega umbes 90 ja 200 km/s.

Eriti just α Cyg spektri uuringud näitasid vajadust teoreetiliste arvutuste baasil selgitada detailselt sinitiivalise neeldumiskomponendi ja punatiivalise kiirguskomponendiga spektrijoonte profiilide kujunemist ja oskust nende baasil teha tähetuule plasma diagnostikat.

P Cygni tüüpi spektrijoonte kujunemine tähetuules

IUE spektrite uuringutest ilmnes, et tähespektrites esineb tugevaid P Cyg tüüpi profiiliga spektrijooni. Sellist tüüpi spektrijoone profiilid on omased aine väljavooluga O ja B ülihiidudele ning Wolf-Rayet tähtedele. Enamasti kujunevad nad kiirguse hajumisel küllastunud optilise paksusega ning sellise kiiruse gradiendiga keskkonnas, mis võimaldab kasutada Sobolevi lähendust.

Seejuures tuulekiirusele lisandub sageli turbulentsliikumise kiirus, mis muudab spektrijoone profiili laugemaks ja laiemaks.

Tähetuule tekkemehhanismid on senini lõplikult selgeks tegemata, kuid selge on et kuumast atmosfäärist pärinev tähetuul kiireneb kiirgusrõhu mõjul. Koostöös R. Poolamäe ja L. Sapariga õnnestus leida küllaltki keerukas analüütiline lähendvalem, mis kirjeldab P Cyg tüüpi spektrijoone sinitiiva kujunemist kiirenevas tähetuules ja punatiiva kujunemist kiirguse tagasihajumisel tähekettast ulatuslikumalt tuulealalt.

Uurides tähetuule muutlikkust 21 ajavahemikus 1978...1987 saadud B0 ülihiidtähe ε Ori IUE spektri baasil NV, CIV, Si IV ja Si III P Cyg tüüpi resonantsdublettidest, leidsime, et NV, CIV ja Si IV kiires tähetuules osaliselt kattuvate resonantsdublettide sinitiivas on suured muutused tuulekiirustel 1500...2000 km/s. See asjaolu näitab, et tähetuules esineb tõenäoselt nii tähetuule puhangulisus kui ka klombilisus.

IUE ešellspektrite baasil ioonide Si IV ja CIV resonantsdublettide profiile võrreldes nähtub tähetuule lõppkiiruse tugev sõltuvus B spektriklassi ülihiidudel efektiivsest temperatuurist. B0 Ia spektriklassile vastavalt kiiruselt 2200 km/s väheneb see süstemaatiliselt suuruseni 500 km/s B5 Ia ülihiidudel. IUE spektrite uuringutulemuste avaldamise lõpetasime 1996. aastal tähetuule uuringutega.

Analüütilised kiirguslevi lahendid taevakehade atmosfääris

Kiirguslevi sellesuunalise uurimistöö alal on kõige rohkem tegutsenud T. Viik. Oma teadustegevuse alguses uuris T. Viik koos minuga ja peagi ka iseseisvalt kiirguslevi ulatuslike atmosfääridega kuumades ülihiidtähtedes.

Tõnu Viik, Arved Sapar ja Undo Uus lahendavad teaduslikku probleemi.

Peagi ilmnes aga T. Viigi kalduvus leida kiirguslevile analüütilisi lahendeid Leningradi ülikooli akadeemik V.V. Sobolevi koolkonna vaimus lihtsustatud mudelatmosfääride basil. Üsna analoogilisel meetodil on T. Viik leidnud paralleelse päikesekiirekimbu hajumisel mingi planeedi, näiteks Maa atmosfääris, arvestades ka polariseeritust. Valemid on leitud nii tagasipeegelduvale kui ka läbiva kiirguse intensiivsusele mistahes sügavusel atmosfääris.

T. Viigil õnnestus kiirguslevi invariantsusprintsiipe kasutades üldistada H.C. van de Hulsti kihtide liitmise meetodit ka atmosfäärisisese kiirgusvälja leidmiseks.

T. Viik peamiselt üksi, kuid ka koostöös teistega on uurinud sellise hajutamismaatriksiga kiirguse levi omapärasid mitmesuguste tasaparalleelse kihilise või pool-lõpmatu atmosfääri ja mitmesuguste allikfunktsioonide korral, saades huvitavaid analüütilisi lahendeid. Laialdaseks rakenduseks tundub aga eriti perspektiivsena Sobolevi resolventfunktsiooni Φ integraalvõrrandis tuumafunktsiooni avaldamine eksponentfunktsioonide lähendjadana (kaasautorid R. Rõõm ja A. Heinlo).

Planetaarudude spektrite uurimine

Planetaarudude spektrite uurimine Tartus sai alguse sellest et A. Kipperil õnnestus kvantmehhaaniliste arvutuste teel seletada planetaarudude pideva spektri teket elektronide kahefotoonse üleminekuga vesiniku aatomi ergastatud seisundist 2s põhiseisundisse 1s. Saadud tulemusi tuli mul kontrollida täpsemate, vahepeal arenenud kvantelektrodünaamika meetoditega oma diplomitöös.

Seda planetaarudu nimetatakse  Kassisilmaks.

Edasi kujunes nii, et ma sain meile tööle tulnud T. Feklistova diplomitööl konsultandiks. Nii tekkis neil koos Leningradi Riikliku Ülikooli astrofüüsikute A.A. Nikitini ja A. F. Holtõginiga planetaarudude rekombinatsioonspektrite uurimise töösuund. Sellesuunalise uurimistöö eestvedajaks kujunes algul A.A.Nikitin, hiljem aga eelkõige A.F. Holtõgin. Uurimismetoodikaks oli põhiliselt kvantmehhaanikale baseeruvad elektronsiirete tõenäosuste arvutus. Lvovi Ülikooli astrofüüsiku V.V. Golovatõi olulisel osavõtul valmis meil ulatuslik kataloog aatomandmetest udukogude hõreda ioniseeritud keskkonna tingimusetes.

Kiirgusindutseeritud triiv isotoopanomaaliate tekitajana

Üheks mehhanismiks, mis kujundab elementide anomaaliat täheatmosfääris, on kiirgusvoo poolt tekitatav kiirguskiirendus. See toimib haruldaselt rahulikes peajada A ja B spektriklassi täheatmosfäärides. Hertzsprung-Russelli diagrammil paiknevad seal ka keemiliselt iseärased ehk pekuliaarsed elavhõbe-mangaantähed, lühidalt HgMn tähed. Lisaks muudele iseärasustele on neil atmosfääris keemiliste elementide isotoopide tavalisest tunduvalt erinev suhtearv, mis pole tavalise kiirgusrõhuga seletatav. Mingi elemendi isotoopide spektrijoonte lainepikkused erinevad veidi üksteisest.

Kiirgusindutseeritud triivi uurija Anna Aret.

Seejuures spektrijooned osaliselt kattuvad, mistõttu neis tekib sini- ja punatiivas erinev kiirgusvoog, mis tekitab isotoopide triivliikumise. Sellele vastav kiirendus võib mõne suurusjärgu võrra ületada raskuskiirendust, mis viib isotoopide difusioonilisele eraldumisele, mida nimetamegi kiirgusindutseeritud triiviks (KIT). Koostöös A. Aretiga tuletasime üldistavad valemid selle efekti käsitlemiseks astrofüüsikas. Tarkvara SMART baasil koostati vajalikud arvutuskoodi täiendused mudelarvutusteks ning teostati mahukaid mudelarvutusi.

Täheatmosfääride modeleerimisprogrammi avamoodul.

Seni on põhiliselt uurinud elavhõbeda 6 isotoobi ( aatomkaalud 198, 200, 202, 201, 202 ja 204) kiirgusindutseeritud triivi. Arvutustulemused on kooskõlas HST pardalt saadud Hg isotoopkoostisega CP tähtedel HD 7775 ja χ Lup.

Elavhõbeda isotoopide KIT toimel eraldumisega analoogiline uurimine on käimas kaltsiumi KIT kohta. L. Sapar koostas Ca spektrijoonte isotooplõhenemist ja ülipeenstruktuuri arvestava kataloogi, mis sisaldab tuhatkond CaI, CaII ja CaIII resonants- ja subordinaatset spektrijoont.

Varjutusmuutlike lähiskaksiktähtede uurimine

Tartu Tähetornis on pärast sõda nelja valikulist taevaala  Petzvali astrograafiga süstemaatiliselt pildistatud ja fotoplaatidelt heledusmuutlike tähti otsitud ja leitud. Tõraverre tuli varjutusmuutlike lähiskaksiktähtede uurimistemaatikaga Heino Albo, kes uuris  varjutusmuutlike lähiskaksiktähtede heleduskõveraid Tartu Tähetorni mahuka fototeegi baasil, kus oli tollal peaaegu 900 ajavahemikust 1950...1963 pärinevat fotoplaati. Seejuures nelja fotografeeritava taevaala juhttähed olid α Sge, μ Cep, μ  Per ja 13 Mon.

H. Albo uuris μ  Cep 267 fotoplaati, leides sealt uurimisobjektideks SU, AI, DK ja DL Cep. Ta määras vaatlusaegridadest nende tähtede heleduskõverate kuju, tiirlemisperioodid ja heledusmiinimumide momendid. Sellel fotoelektrilistele vaatlustele ülemineku ajal uuris ta analoogselt ka ε Aur ja β Per heleduskõveraid fotoelektriliste vaatlusaegridade baasil, leides nende tähtede heleduskõverad ja heledusmiinimumid. Tõraveres jätkati varjutusmuutlike lähiskaksiktähtede vaatlusi, valides selleks erakordselt lühiperioodilise (ca 4 tundi) varjutusmuutliku kontaktkaksiktähe VW Cep, mille peaaegu võrdsed komponenttähed asetsevad ühisümbrises. Põhivaatlejateks siin olid L. Sorgsepp ja ka I. Pustõlnik. Selle F spektriklassi kaksiktähe spektrit pikemalainelises spektrialas vaatlesin ma  IUE abil.

Teiseks IUE vaatlusandmete baasil uuritud lähiskaksiktäheks oli kuumade komponenttähtedega O9 Ia spektriklassi kuuluv lähiskaksiktäht AO Cas. Seda tähte vaadeldi orbitaalfaasis 0.87. Saadud spektrite analüüsist selgus, et primaartähe spektrijoonte nihe oli vaatlushetkel +159 km/s ja sekundaartähel -108 km/s. Lisaks esineb siin tugev komponentidevaheline peatähelt lähtuv gaasivoog, mis varemteatu põhjal on ajas muutuv ja näitab, et peatäht on evolutsiooniga jõudnud kaugemale.

Tallinna Tähetorn.

Tallinna Tähetornis vaadeldi mitme aastakümne jooksul varjutusmuutlikke lähiskaksiktähti fotomeetriliselt ja elektrofotomeetriliselt Peep Kalvi eestvedamisel ning Linda Kalvi ja teiste Tallinna tähetorni astronoomide, sealhulgas ka Voldemar Harvigi osavõtul. Kõige rohkem Tõravere astronoomidest on lähiskaksiktähti uurinud I. Pustõlnik. Oma uurimistööd alustas ta ulatusliku sfäärilis-sümmeetrilise ning stabiilse atmosfääriga hiidtähtede atmosfääri-ehituse uuringuga. Lähiskaksiktähtedes on oluliseks efektiks eelkõige kaksiktähe komponenttähtede kiirguse peegeldumine naabertähe atmosfääris. Teiseks tähtsaks asjaoluks on see, et lähiskaksiktähtede kuju moonutub ja sellega kaasneb täheatmosfääri põhiparameetrite, efektiivse temperatuuri ja raskuskiirenduse sõltuvus tähepinna punkti asukohast täheatmosfääri ekvipotentsiaalpinnal. Kolmas asjaolu on täheketta äärele tumenemine. Ulatusliku atmosfääri ligikaudse modelleerimine näitas, et ulatuslikus atmosfääris on täheketta äärele tumenemine ja temperatuurigradient suuremad kui tasaparalleelse atmosfääri korral. Saadud tulemusi rakendas I. Pustõlnik mõningate lähiskaksiktähtede UBV fotomeetria heleduskõverate tõlgendamiseks.

Peep Kalv.

Eriti uuris ta hilist spektriklassi komponenttähte omavaid kaksiksüsteeme, kus omistas suurt tähtsust kiirguse neeldumisele H-ioonide mõjul. Uuringute tulemusena jõudis I. Pustõlnik järeldusele, et kaksiktähti sageli ümbritseb stabiilne poolläbipaistev kest, mis võib ümbritseda nii üht kaksiktähe komponenti kui ka mõlemaid. Selliseid gaaskestaga kaksiktähti nimetas I. Pustõlnik gaasmuutlikeks kaksiktähtedeks. I. Pustõlnik uuris ka heleduskõvera kujus esinevaid efekte, mis tulenevad kaksiktähe orbitaaltasandi kaldest vaatleja suhtes. Mudelarvutustel oli I. Pustõlnikul suureks abiks programmeerijana Liia Einasto.

Vaatlusaegridade peenanalüüs

J. Peldi tegevuse põhijoont võib iseloomustada kui astronoomiliste vaatlusaegridade peenanalüüsi, eesmärgiga sel teel välja selgitada komponentprotsesse, kasutades mitmesuguseid Fourier analüüsiga seotud ja muid matemaatilise analüüsivõtteid. Selliste uuringute jaoks on ta koostanud edukalt rakendatud ISDA (Irrregularly Spaced Data Analysis) nimelise tarkvara ja mitmeid muid tarkvarapakette.

Koostöös Soome kolleegidega töötas J. Pelt välja uue astronoomiliste aegridade heleduse analüüsimeetodi “carrier fit”, mille idee on  aegrea ajas käitumise visualiseerimine. See meetod on osutunud eriti kasulikuks keeruka mitmesagedusliku muutlikkuse korral, näiteks pöörlevate muutuvate plekkidega tähtede heleduskõverate analüüsis.

Seda meetodit on edukalt rakendatud näiteks tähtedele LQ Hya ja FK Com ja II Peg. Meetodit saab koos laikmuutlikkusega rakendada ka tähe diferentsiaalpöörlemise määra väljaselgitamiseks. Varem avastas J. Pelt koos Helsingi astronoomi L. Jetsuga uue nähtuse, tähepinna aktiivsete laikude alade küllalt järsu ümberpaiknemise pöörleva tähe vastaspoolele, s.o. muutuse umbes 180 kraadi tähe pikkuskoordinaadis järgneva möneaastase paigalpüsimisega seal. Sellele nähtusele andsid nad nimeks “flip-flop”. Kogu selle probleemistiku uurimise algatajaks oli Helsingi Ülikooli astronoom Ilkka Tuominen.

Koostöös Manchesteri ülikooli teadlase J. Brooke'iga uuris J. Pelt tähtede magnetvälja numbriliste tekkemudelite – nn dünamomudelite seotud kaoseprobleeme ning koostöös Helsingi astronoomi Pentti Pulkkisega analüüsis ta sajandite jooksul kogutud erinevaid päikeseplekkide andmebaase ning neil õnnestus selgitada põhikorrapärasusi päikese aktiivsustsüklis, päikeselaikude moodustumises, liikumises, kadumises ja nende elueas. Üheks huvitavaks tulemuseks koostöös on seejuures umbes 90 aastase tsükli leidmine päikese magnetilise ekvaatori nihkes.

Vaatlusaegridade analüüsija Jaan Pelt.

J. Pelt koostöös Norra ja Saksamaa astronoomidega uuris detailselt  gravitatsiooniliste läätsede kujutiste ajalist käitumist, määrates suurel punanihkel (z=2.80) asuva kvadrupoolse kvasarikujutise RX J 0911.2+0551 läätsefektist vastava gravitatsiooniläätse fundamentaaalparameetreid. Muutliku kvasarikiirguse levikul läbi gravitatsiooniläätse pikki erinevaid teid kujuneb heleduskõverate ajanihe, antud juhul umbes 148 päeva.

Selline näeb välja gravitatsioonilääts.

Tunduvalt olulisemaks tuleb siiski lugeda J. Peldi jt kaksikkvasariga QSO 0957+561 seotud uurimisi, kuna just selle puhul osutus võimalikuks tõestada et nn Refsdali meetod Hubble konstandi määramiseks töötab ja annab teiste meetoditega sarnaseid tulemusi. Sellest (ja seotud vastuolust erinevate uurijate tulemuste vahel) oli juttu ka ajakirjas “New Scientist”.

Gravitatsiooniläätsede mõju kajastumist ajanihetena kvasarite mitmekomponendilistes vaadeldavates kujutistes on uurinud ka A. Hirv.

Füüsikalised protsessid kosmilistes kompaktobjektides

Akretseerivaid kompaktobjekte -- kvasareid, neutrontähti ja musti auke ümbritseb ülikuum gaas, millest moodustub kuum plasmaketas ning sellest veelgi kõrgema temperatuuriga plasmakroon. Lisaks esineb neis tugevaid magnetväljade poolt esile kutsutavaid plasmatuulevooge (jets), mille kõige ektreemsemaks näiteks on kosmoloogilised gammasähvatused, mille käigus vabaneb sekundite jooksul enam energiat kui harilik täht (nt. Päike) kiirgab terve oma eluea jooksul.

Sellistes ekstreemsetes füüsikalistes tingimustes moodustubki vaatlustes registreeritav röntgeni- ja gammakiirgus, kus footonite energiad võivad ulatuda GeV ja isegi TeV piirkonda. Sellel alal on Indrek Vurm Tartu Observatooriumi teadlastest alustanud esimesena oma teadlasteed. Tulenevalt nimetatud füüsikalistest tingimustest, tuleb plasmadünaamikat kirjeldavates võrrandites arvesse võtta kiirusi, mis ulatuvad relativistlikku piirkonda ja arvestada kõrgetel energiatel toimuvaid füüsikalisi protsesse, näiteks elektron-positronpaaride teket ja annihileerumist. Olulisimateks kiirguslikeks protsessideks vaadeldavate kõrge energia spektrite moodustumisel on pöörd-Comptoni hajumine vabadel elektronidel ning sünkrotroonsed kiirgumis- ja neeldumisprotsessid. Nende protsesside matemaatiliseks modelleerimiseks koostas I. Vurm tarkvara, mis enesega kooskõlaliselt lahendab kiirguslevi ning plasmadünaamikat kirjeldavad võrrandid.

Indrek Vurm.

I. Vurm leidis koostöös J. Poutasega, et akretseerivate mustade aukude kalk kiirgus on hästi modelleritav pöörd-Comptoni hajumisena kuumas optiliselt hõredas kroonis läbipaistmatu akretsioonketta kohal. Spektri pehmemakiirguseline osa pärineb aga nimetatud peaaegu termaliseerunud akretsioonkettast.

Viimastel aastatel on I. Vurmi uurimistemaatikasse lisandunud kosmoloogilised gammasähvatused ja aktiivsete galaktikate, eriti Seyferti galaktikate rahutult käituvad tuumad. On õnnestunud edukalt seletada mitmeid nende röntgenkiirguse ja gammakiirguse spektri iseärasusi.

I. Vurmi kaasautoreiks on olnud mitmed Soome, Israeli ning Ameerika Ühendriikide astrofüüsikud.

Tähe siseehituse uuringud

Algselt oli kavas arendada Tõraveres intensiivselt ka tähe siseehituse alaseid uuringuid. Selleks lähetati Tõraverest Moskvasse Astrosoveti juurde aspirantidena Alla Masevitši juhendamisel teaduskraadi omandama Undo Uus ja ka Ene Ergma, kes oli lõpetanud Moskva Riikliku Ülikooli astrofüüsikuna. Oma tööd alustasid nad tähtede konvektiivsete kestade uuringutega. Nende teadustöö suundus algul tähe konvektiivse tsooni ja keemiliste elementide põlemistsooni vahelise kattuvuse uurimisele kõdunud süsiniku- ja hapnikurikka tähetuuma kasvu staadiumil. U. Uus tuletas 1970.a. sõltumatult samaaegselt Paczyńskiga väga lihtsa, kuid tähtsa valemi. See Paczyński-Uusi seosevalem näitab, et kõdunud süsinik-hapnik tuumaga hiidtähe heledus on lineaarsõltuvuses tuuma massist, kusjuures selle hiidtähe tuum kasvab heeliumi kihtpõlemisel ja annab põhilise osa tähe heledusest. Kui tuuma mass saab võrdseks Chandrasekhari piirmassiga 1.43 Päikese massi, toimub siin Ia tüüpi supernoova plahvatus, andes kosmoloogiale tähtsa standardheledusega kiirgusallika. Seosvalemist saab leida ka tähe tuumamassi kasvukiiruse valemi. Selle valemi kohaselt võiks asümptootilise jada hiidtähtede heledust väga täpselt määrates leida supernoova eellastähed üksiktähtedena või kaksiktähe komponentidena.

Undo Uus tööhoos.

U. Uusi edasiste uuringute põhisuunaks kujunes punaste ülihiidtähtede ehitus ja evolutsioon valgete kääbustähtede kujunemine, sealhulgas pulsatsiooninähud ülihiidudel. U. Uus modelleeris ka heleda K spektriklassi hiidtähe Arcturus atmosfääri suurelaigulist atmosfääri. See täht on just oma arengus peajada järgsel C–O tuuma kasvustaadiumis.

U. Uus modelleeris graanulite liikumist Päikese kestas ja leidis nende põhikarakteristikute arvväärtused. Seejuures oli ta esimeste seas, kes modelleeris arvutil kolmedimensionaalse hüdrodünaamika ülesande, näidates, et päikese granulatsioonis moodustuvad aeglaselt tõusvad piirkonnad, mida ümbritsevad kiiresti langevad piirdealad.

Teoreetiliese astrofüüsika rühma töötajad. Esireas vasakult Lilli Sapar ja Anna Aret. Tagareas seisavad vasakult Arved Sapar, Jaan Pelt ja Tõnu Viik.

Astrofüüsika põhivõrrandite tuletamine

Astrofüüsikas kasutatavad osakeste liikumist ja kiirguslevi kirjeldavad võrrandid on tuletatud klassikalise mehaanika ettekujutuste baasil. Mul tekkis aga kujutlus, et astrofüüsika põhivõrrandid on tuletatavad ka lähtudes kvantelektrodünaamikast.

Arved Sapar.

Ma lähtusin kiirguslevi võrrandi tuletamisel nn. interaktsiooniesitusest footonite faasitiheduse ajalise ja ruumilise käitumise leidmiseks hõredas astrofüüsikalises keskkonnas. Nii õnnestuski kiirguslevi ja atomaarosakeste dünaamika võrrandite tuletamine.

Analoogiliselt osutusid lähtudes faasitiheduse operaatori võrrandist tuletatavateks ka plasmakeskkonna faasitiheduse võrrandid ehk kineetika võrrandid. Saadud võrrand näitab, kuidas interaktsioonivaba Liouville'i võrrandiga määratav faasitihedus muutub Feynmani graafikutega määratavate füüsikaliste protsesside tulemusena. Neist võrrandeist üle osakeste kiirusteruumi integreerimisega leidsin ma antud osakesteliigi kohta tähe pasmakeskkonnas kehtivad dünaamika võrrandid, mis kirjeldavad aine tiheduse, energiavoo ja impulssmomendi muutumist elastsusjõudu, soojusjuhtivust ja difusiooni arvestades.

Nende suuruste jaoks on leitud uudse ja lihtsa meetodiga varasemaid tulemusi üldistavad avaldised. Lisaks sellele on leitud mitmed huvitavad võrrandid, mis kirjeldavad mitut tüüpi elektromagnetilise interaktsiooni baasil plasmas kujunevaid lainenähtusi ja uuritud nende seost tähekroonide kuumenemismehhanismidega.

Gravitatsioonivälja uurimine

Gravitatsioonivälja omaduste ja nende tähenduse uurimise eestvedajaks Tõraveres oli Väino Unt. Tema põhiliseks uurimistemaatikaks oli gravitatsioonikiirguse tekke ja levikuga seotud probleemid mittelineaarses lähenduses, lähtudes Einsteini võrranditest. Ta töötas välja originaalse meetodi määramaks gravitatsioonikiirguse mõju meetrikale. Samuti tuletas ta ka mittelineaarsed kalibreerimisvõrrandid gravitoni omamõju kirjeldamiseks.

V. Undiga koostöös uuris mõningad aastad gravitatsioonivälja ka Anto Unt, uurides ka gravitatsioonivälja kiirguse tekkega seotud probleeme, mis said vaatlusliku kinnituse Hulse-Taylori kaksikpulsari perioodi lühenemises.

A. Undi põhitemaatikaks oli aga uurida, kuidas muutuvad gravitatsiooniväljaga seotud suurused kui teostada koordinaatide teisendusi mitmesuguste teisendusrühmade baasil.

Väino Unt.

V. Undi juhendamisel alustas oma teadlasteed Lev Kofman, kelle uurimistemaatikaks oli ülivarase Universumi arengus toimuvad kvantgravitatsioonilised protsessid. Ta uuris inflatsiooniperioodil kujuneda võivaid häiritusi ja struktuure. Häirituste algspektris oletas ta Gaussi kiirustejaotust, leides, et see jääb püsima, kuid tihedushäirituste spekter evolutsioneerub lognormaalseks. See tulemus on kokkulangev E. Saare poolt varem leituga. Edukas oli ta ka pärast lahkumist Eestist, kuid varalahkununa jäi tema teadlasetee lühikeseks.

Lev Kofman.

L. Kofman juhendas Dmitri Pogosjani, kes alustas siin Universumi morfoloogiliste struktuuride uurimist mudelarvutustega ja Universumi inflatsioonilise etapil toimuvate füüsikaliste protsesside uurimist, baseerudes COBE (Cosmic Background Explorer, 1989...1993) vaatlusandmetele ja Universumi inflatsioonilise paisumise füüsikalistele ettekujutustele. Ka tema lahkus Eestist ja töötab praegu Kanadas.

Hüperkompleksarvud ja fundamentaalosakeste füüsika

Elektroni ja positroni spinseisundeid kirjeldavaid Diraci maatrikseid saab esitada üldistatud kompleksarvude kvaternioonide kaudu. Matemaatikud üldistasid jällegi kvaternioonid 8-vektorilisteks oktonioonideks, mille ühikkomponentidel on kindlad korrutamisreeglid. Neid arve saab veel üldistada kahekordistades, ja nii saadakse 16-komponendilised hüperkompleksarvud, mida nimetatakse sedenioonideks.

Sedenioonide algebra väljatöötamisel ja selle seostamisel rühmateooria kaudu elementaarosakeste süstemaatikaga on suured teened Leo Sorgsepal ja Jaak Lõhmusel. Minu kaudu sai alguse L. Sorgsepa kiindumus hüperkompleksarvudesse ja ta omakorda tõmbas sellesse kaasa J. Lõhmuse ning nende vahel kujunes terveks eluks viljakas koostöö.