Vaatluslik astrofüüsika

Astronoomia ja selle peamine haru astrofüüsika on alati toetunud vaatlustele. Kui Struve pani omal ajal ühe maailma parimatest teleskoopidest üles otse Tartu kesklinnas, siis 20. sajandi keskpaigaks järjest valgemaks muutuv linn enam astronoomidele ei sobinud.

Tõravere observatooriumi peahoone saal 1965.a. Siin toimusid igasugused kogunemised, nii teaduslikud kui mitteteaduslikud, samuti legendaarsed aastalõpupeod.

See oli ruumipuuduse kõrval peamine põhjus uue observatooriumi rajamiseks. 1974. aasta Tähetorni Kalendris kirjutas Lauri Luud, et sel aastal möödub 10 aastat astrofüüsikaliste vaatluste algusest Tõraveres. Kuid vaatlusi, mille tulemused just astrofüüsikaliselt huvi pakuvad, tehti juba vanas tähetornis Toomemäel ja ka ülikooli lunoidijaamas praeguse Tartu Teaduspargi maa-alal. Siinkohal tasuks esile tuua 1950. ja 1960. aastatel toimunud mittestatsionaarsete tähtede vaatlusi, milles võib hea tahtmise korral näha ühe tulevase uurimissuuna algeid. Tänuväärseteks objektideks olid noovad ja korduvad noovad, mis ootamatult heledaks muutudes alati astronoomide tähelepanu tõmbavad. Grigori Kusmin on kirjutanud 1958. aastal plahvatanud korduva noova RS Ophiuchi ja 1960. aasta Herkulese tähtkuju noova vaatlustest. Kui esimesel juhul piirduti fotomeetriaga ja RS Ophiuchi heleduskõvera võrdlemisega varasemate plahvatuste (1898 ja 1933) omaga, siis Herkulese noovast saadi 12. märtsil 1960 meniskteleskoobiga ka spekter, milles on selgesti näha laiad vesiniku kiirgusjooned. 1961. aasta Tähetorni Kalendris on spektri ülesvõtjateks nimetatud tollased üliõpilased Tõnu Kipper ja Lauri Luud, kellest saidki vaatlusliku astrofüüsika ülesehitajad uues Tõravere observatooriumis. Sama noova vaatlustes osalesid ka üliõpilased Undo Uus ja Jaan Ojaste.

Astronoomid 1967. aastal. Istuvad vasakult Ürgo Ibrus, Tõnu Viik, ???? Maripuu, Enn-Märt Maasik ja Tõnu Kipper. Seisavad vasakult Jaan Einasto, Rein Laigo, Sirje Kuningas (Elango), Jaan Ojaste, Milvi Ilmas, Tatjana Feklistova, Margit Kipper, Ilse Kuusik, Izold Pustõlnik, Heino Albo ja Charles Villmann. Tagareas vasakult Undo Uus, Uno Veismann, Arved Sapar, Leo Sorgsepp, Riho Koppel, Kalju Eerme ja Lauri Luud.

Piiri tõmbamine teoreetikute ja vaatlejate vahele on mõnevõrra tinglik, nii mõnedki astronoomid, kes tegelesid muutlike tähtede vaatlustega nii Toomemäel kui hiljem Tõraveres, on tuntud eelkõige teoreetikutena (Heino Albo, Leo Sorgsepp, Izold Pustõlnik). Etteruttavalt olgu öeldud, et ka Tallinna tähetornis entusiastlikult vaadelnud Peep Kalv, Linda Kalv ja Voldemar Harvig kuulusid pikka aega instituudi teoreetilise astrofüüsika sektorisse kuni Tallinna Tehnikaülikool 1993. aastal nad koos Nikolai von Glehni tähetorniga oma hõlma alla võttis. Uus observatoorium Tõraveres aga oligi mõeldud eelkõige astrofüüsikaliste vaatluste tegemiseks (kuigi, jah, esimestes plaanides pärast kuulsat 1953. aasta istungit mõeldi rohkem stellaarastronoomiale, aga õnneks sai plaane siiski muuta kaasaegsuse suunas). Juba 1959. aastal hakati kavandama 1,5-meetrise peegelteleskoobi ehitamist. Sellest ja teiste teleskoopide saamisloost kirjutab käesolevas raamatus T. Kipper, praegu käsitleme lühidalt teaduslikke küsimusi, mida Tõravere teleskoopide ja ka mujalt saadud vaatlusandmete abil lahendati. Juba mainitud 1960. aasta noova (V446 Her) andis ainest mitmeks noorte astronoomide teadusartikliks. Publikatsioonide 34. köites kirjeldasid Rutt Aimla (Koppel), Mihkel Jõeveer ja Heino Eelsalu selle tähe fotograafilisi vaatlusi vana tähetorni Petzvali astrograafiga. Järgmises, 35. köites ilmus Lauri Luua ja Sirje Kuninga lühiartikkel noova spektrijoonte identimisest ja ümbrise paisumiskiiruse määramisest juba mainitud 1960. aasta spektraalvaatluste põhjal. Need vaatlused tehti veel Tartus, nagu ka 6. veebruaril 1963 jällegi Herkulese tähtkujus plahvatanud noova spektraalvaatlused. 1967. aasta Nova Delphini spektreid registreeriti Tõravere 70 cm teleskoobi ja Cassegraini fookuse spektrograafi abil dispersiooniga 50 ja 160 Å/mm. Kui 1968. aasta augustis saadi Krimmi Astrofüüsika Observatooriumist lisaks mõned kõrgemadispersioonilised (36 Å/mm) spektrid, oli koos materjal, mille põhjal Mare Ruusalepp ja Lauri Luud avaldasid artikli Nova Del 1967 spektrist ja noovade ümbriste keemilisest koostisest. Selles, hiljem üsna palju tsiteeringuid kogunud artiklis, leidsid autorid kasvukõvera meetodil, et noovade ümbriste keemilises koostises on Päikese omaga võrreldes märgatav heeliumi, süsiniku, hapniku ja lämmastiku liiasus. Noovasid on Tõraveres vaadeldud hiljemgi, põhjalikuma käsitluse alla, mis tähendas ka teadusartiklite ilmutamist, sattusid näiteks Nova Cygni 1975 (V1500 Cyg) ja Nova Cygni 1992 (V1974 Cyg). Viimase puhul on huvitav märkida, et see oli esimene noova, mille plahvatusest saadi teada interneti abil.

Juhuslikult siin-seal süttivad noovad ei olnud siiski objektid, mille najal vaatluslikku astrofüüsikat üles ehitada. Oli vaja leida selliseid tähti ja tähetüüpe, mis pakuvad huvitavaid teaduslikke probleeme ja mida saab pidevalt vaadelda ning mille puhul lisaks vaatlustele on vaja teha tõsist teoreetilist tööd – Eesti ilmastikus ei saa astronoomid tegelda ainult vaatlustega. 1960. aastateks hakkasid paljude muutlike tähtede tüüpide hulgas eristuma tähed, mille muutlikkus on omakorda muutlik, ettearvamatu. Lisaks leiti, et paljude selliste tähtede spektris esinevad kiirgus- ehk emissioonijooned, mida tavaliste tähtede spektrites ei leidu. Nii hakkas välja kooruma teatud tähtede klass, mida üldnimega kutsuti mittestatsionaarseteks. Sellised tähed on sageli lühikest aega kestvates kriitilistes evolutsiooni faasides ja aitavad seega paremini mõista täheevolutsiooni üldisi seaduspärasusi. Samuti pakkusid sedasorti tähed huvi teoreetikutele ja modelleerijatele, sest korralikud emissioonijoonte tekkimise arvutused praktiliselt puudusid. Just siit leidis Lauri Luud objektid ja tähetüübid, mida Tõraveres vaatlema hakata, nii fotomeetria kui spektroskoopia meetoditega. Allpool iseloomustame neid ja nende uuringuid lühidalt.

P Cygni ja heledad ülihiiud – P Cygni on suure massiga kuum täht, millest toimub intensiivne aine väljavool (tähetuul). Kiiresti paisuvas ümbrises tekivad iseloomuliku profiiliga spektrijooned (neeldumiskomponent kiirgusjoone lühilainelises servas). Lauri Luua poolt alustatud P Cygni vaatlusi jätkas 1971. aastal tööle tulnud Indrek Kolka, kes ühtlasi hakkas tegelema ka P Cygni ümbrise kiiruste välja ja tekkivate emissioonijoonte intensiivsuste arvutustega, millest sai kokku kandidaadiväitekiri.

P Cygni kuulub väikesearvulisse objektide tüüpi, mida nüüdseks on hakatud nimetama heledateks sinisteks muutlikeks (Luminous Blue Variables ehk LBV). Seda tüüpi tähed on seniajani olnud Indrek Kolka ja mõnede tema kolleegide uuringute objektiks, erilist huvi on pärast 2010. aastat pälvinud täheassotsiatsiooni Cygnus OB2 liige nr. 12 (ehk Schulte 12), millel on võrreldes P Cygni'ga mitmeid iseärasusi – ja tegelikult vist ongi peaaegu iga LBV oma iseärasustega, päris tüüpilist on raske leida.

Wolf-Rayet (WR) tähed – Prantsuse astronoomide järgi 19. sajandil nime saanud tähed on oma evolutsioonis üsna kaugele jõudnud massiivsed tähed, mis on tähetuulena kaotanud suurema osa vesinikurikastest väliskihtidest. Ka WR staadiumis on aine väljavool tähtedest väga intensiivne, ca 10-5 Päikese massi aastas, ja ümbriste paisumiskiirused võivad ulatuda üle 3000 km/s. Tänu Doppleri efektile on sellistes ümbristes tekkivad kiirgusjooned väga laiad. WR tähed kiirgavad märkimisväärselt ka raadiolainete alas.

Paisuvate ümbriste väliskihtides võib tekkida tolm, mis on märgatav infrapunases spektrialas. Paljud WR tähed kuuluvad kaksiksüsteemidesse. Neid aspekte hakkas uurima 1969. aastal ülikooli lõpetanud Tiit Nugis, kes hiljem, eelkõige WR tähtede massikao seaduspärasusi uurides, saavutas maailmakuulsuse. 1980. aastatel liitus WR tähtede uurimisega Kalju Annuk. Siinkohal tasuks mainida ka kuumi O spektriklassi kiirgusjoontega tähti (Oe, Of, Of+ jt.), mille vaatluste ja modelleerimisega tegeles 1970. ja 1980. aastatel Uku Hänni.

Be-tähed on veidi jahedamad kui O ja WR tähed, tavalistest B spektriklassi tähtedest eristavad neid jällegi emissioonijooned. Need arvatakse tekkivat tähe ekvaatorit ümbritsevas ketta-taolises gaasikogumis, mille moodustumise põhjus peitub ilmselt tähe suures pöörlemiskiiruses: tähe ekvaatori ümbrusest paisatakse välja rohkem ainet kui pooluste piirkonnast. Be-tähtede välised ilmingud sõltuvad muuhulgas tugevasti ka tähe pöörlemistelje kaldenurgast (sellest, kas me näeme ketast rohkem lapiti või serviti). Kaldenurga ja pöörlemiskiiruse üheaegsele määramisele Be-tähtede spektraalvaatlustest oli pühendatud Mare Ruusalepa 1983. aastal kaitstud kandidaadiväitekiri (juhendaja Arved Sapar). Hiljem on huvi Be-tähtede vastu keskendunud rohkem Be-röntgenkaksiktähtedele, mille üks komponent on neutrontäht või koguni must auk. 1990. ja 2000. aastatel jälgiti Indrek Kolka eestvedamisel ühe sellise tähe X Persei spektri muutlikkust, millest sai tuletada ketta tekkimise ja kadumise seaduspärasusi. Veel ühe Be-tähtede erijuhuna on päris viimastel aastatel vaatluse ja modelleerimise alla võetud B[e]-ülihiiud, mille spektris esinevad nn. keelatud spektrijooned (mis tekivad teatud erilistel füüsikalistel tingimustel hõredates gaasikeskkondades). Nendega tegeleb Anna Aret ulatuslikus rahvusvahelises koostöös Tšehhi, Argentiina, Brasiilia jt. maade astronoomidega.

Sümbiootilised kaksiktähed – külma M spektriklassi hiiu ja kuuma valge kääbuse paarid, mida ümbritseb peamiselt külma hiiu tähetuulest pärinev gaasudu. Osa tähetuulest akreteerub valge kääbuse pinnale, kus teatud kriitilise ainehulga kogunedes võivad süttida termotuumareaktsioonid. Sümbiootiliste tähtede spektris esinevad korraga külma hiiu spektrijooned ja molekulaarribad ning kõrge ergastusega emissioonijooned, mis tekivad kuuma komponendi poolt ioniseeritud gaasudus.

Lauri Luud ja Milvi Ilmas alustasid 1964. aastal sümbiootilise tähe AG Pegasi spektrofotomeetrilisi vaatlusi, millest tuletati gaasudu füüsikalised parameetrid. Tõeliseks “hitiks” ja Tõravere oma täheks sai aga paljude iseärasustega sümbiootiline täht CH Cygni, mille fotomeetrilisi vaatlusi alustas Lauri Luud 24. augustil 1968.

Peagi järgnesid ka spektraalvaatlused. Vaatlusandmeid koguti koostöös nii nõukogude kui välismaa astronoomidega. Eriti heaks partneriks sai Toma Tomov Bulgaariast, kellega Lauri Luud tutvus aastal 1980, kui läks mõneks ajaks tööle Rozhenisse, bulgaarlaste uue observatooriumi töölerakendamise konsultandina. 1983. aastal ülikooli lõpetanud Laurits Leedjärve uurimistemaatikaks said samuti sümbiootilised tähed, mille hulgas märkimisväärse koha omandas seesama CH Cygni. Vaatlusprogrammi laiendati ka külma ülihiidu sisaldavatele laiadele kaksiksüsteemidele WY Geminorum ja VV Cephei, samuti sümbiootilist meenutavale kaksiktähele AX Monocerotis. Need said hiljem Alar Pussi peamisteks uurimisobjektideks. Alates 1997. aastast on pideva jälgimise all nn. kollane sümbiootiline täht AG Draconis, episoodiliselt ka sümbiootiliste prototüübiks peetav Z Andromedae. Viimase puhul õnnestus 2006. aastal esmakordselt optilistest spektritest leida märke kiiretest kollimeeritud gaasijugadest, mis väljuvad valge kääbuse poolustelt kiirusega umbes 1700 km/s. Kahe viimatimainitud tähe uurimistes täitis olulist rolli 2010. aastal doktorikraadi kaitsnud Mari Burmeister. Ja kuigi CH Cygni on olnud juba üle 45 aasta kõrgendatud tähelepanu all, nii Tõraveres kui mitmes teises observatooriumis, ei ole kõik tema käitumise iseärasused ikka selgeks saanud.

Vaatluste kõrval tegelesid Lauri Luud ning tema kaastöötajad ja õpilased vesiniku ja muude elementide spektrijoonte intensiivsuste arvutusega. Peamiseks teoreetiliseks aluseks oli tollase Leningradi ülikooli professori Viktor Sobolevi poolt välja töötatud kvandi väljumistõenäosuse meetod. Arvesse võeti põrkeprotsessid jm. mittestatsionaarsete tähtede puhul olulised füüsikalised nähtused. Lisaks tavapärastele vesiniku Lymani ja Balmeri seeria joontele käsitleti Pascheni, Bracketti ja Pfundi seeriat. Arvutusmeetodeid püüti üle kanda ka aktiivsete galaktikate tuumadele, eelkõige kvasaritele. Vähemalt üht neist, 3C 273, õnnestus isegi 1,5-meetrise teleskoobi ja optilise mitmekanalilise analüsaatori OMA abil vaadelda. Spektrijoonte kõrval arvutati ka pidevat spektrit, püüdes arvesse võtta kõiki olulisi füüsikalisi protsesse. Eriti võib esile tõsta Tiit Nugise töid WR tähtede alal, kus arvestati tähetuule klombilisust.

Kuumade emissioonijoontega tähtede kõrval olid olulisteks vaatlusobjektideks külmad tähed. Selle suuna juhiks sai Tõnu Kipper, kelle esimesed teadustööd olid pühendatud T Tauri tüüpi noortele emissioonijoontega tähtedele. Juba 1967. aastal ilmus aga mahukas töö F spektriklassi tähtede spektrofotomeetriast, millele tuli veel järg mitmes osas. Tasapisi pöördus huvi järjest külmemate tähtede poole, spektriklassini M, mille spektrites leidub lisaks arvukatele metallide neeldumisjoontele ka molekulide spektraalribasid. Selliste tähtede atmosfääride modelleerimine ja neis tekkivate spektrite teoreetiline arvutamine nõuab mahukaid arvutustöid, millesse Tõnu Kipper innukalt süvenes. Samal ajal oli ta ka vaatlustehnika arendamise eestvedaja, osaledes 1,5-meetrise teleskoobi projekteerimises ja töölerakendamises, tema eriliseks südameasjaks sai aga fotograafiliste spektrite mõõtmise aparatuuri konstrueerimine. Külmade tähtede uurimissuunaga liitus ka Margit Kipper, hiljem Liia Hänni ja Jaak Sitska. Üheks eriliseks huviobjektiks sai tähtede liitiumisisaldus, millest järeldus mitmeid evolutsiooni seisukohalt olulisi tõsiasju.

Külmade tähtede spektraalanalüüsiks on vaja võimalikult kõrge dispersiooniga spektreid, mida Tõravere suurim teleskoop oma Cassegraini fookuse spektrograafiga ei suutnud pakkuda; esialgu planeeritud kudee fookuse spektrograaf kahjuks valmis ei saanud. Seetõttu kasutas Tõnu Kipper võimaluse korral mujalt saadud vaatlusandmeid. Eriti tihedaks kujunes koostöö Venemaal Põhja-Kaukaasias asuva 6-meetrise teleskoobi BTA juures töötavate astronoomidega. 1990. aastatel kuulus Tõnu Kipper selle teleskoobi vaatlusaja jaotamise komiteesse. Hiljem on uuritavaid spektreid saadud peamiselt koostöös Valentina Klotškovaga. Selle töö tulemusena on saadud keemiline koostis ja põhilised füüsikalised parameetrid paljude hilises evolutsiooni faasis olevate tähtede kohta – näiteks süsiniktähed, nn. post-AGB tähed (asümptootiliselt hiidude jadalt lahkunud tähed), vesinikuvaesed tähed jne.

Omaette huvitava alateema moodustavad tähed, mille evolutsioon toimub praktiliselt reaalajas. Esimene taoline – FG Sagittae – sattus Tõnu Kipperi huviobjektiks 1970. aastate keskel.

Tegemist on tähega, mis veel 1950. aastatel näis olevat kuum B spektriklassi ülihiid, kuid muutus 1970-ndatel G spektriklassi täheks ja 1990-ndatel veelgi jahedamaks, kuuludes spektriklassi K. Kui esialgu pakuti FG Sagittae nähtuse selgitamiseks mitmeid evolutsioonistsenaariume, siis praeguseks välja kujunenud pildi järgi on FG Sagittae hilisesse evolutsiooni faasi jõudnud väikese massiga täht, mis on juba planetaarudu välja heitnud (see on ka näha), kuid enne lõplikku mandumist valgeks kääbuseks teeb kuum tähetuum läbi veel nn. viimase heeliumisähvatuse, naastes mõnesajaks aastaks punaste hiidude hulka. 1996. aastal avastati üks tõenäoliselt analoogiline täht – V4334 Sagittarii ehk Sakurai objekt.

Spektraalvaatlused kinnitasid seda oletust: täht on vesinikuvaene ning suurenenud süsiniku ja s-protsessi elementide (Ba, La, Nd, Sm jt.) sisaldusega. 2002. aasta algul üllatas astronoome ootamatult heledaks muutunud täht V838 Monocerotis. Peaaegu kõik tollal Tõraveres tegutsenud vaatlejad jäädvustasid ka selle tähe spektreid, mida siis Tõnu Kipperi eestvõttel analüüsiti. Kui esialgu tundus, et tegemist võib olla kahe eespool mainituga analoogilise “uuesti sündinud” punase hiiuga, siis varsti ei olnud pilt enam nii selge. V838 Monocerotis muutus eriti jahedaks, samas oli spektri ultravioletses osas märke ka kuuma komponendi olemasolust. Sageli pakuti V838 Monocerotis'e helenemise põhjuseks kahe tähe kokkusulamist, praegu paistab, et vähemalt kaks tähte on süsteemis ka alles. Indrek Kolka ja Tiina Liimets hoiavad sel salapärasel tähel seniajani silma peal, võib-olla saame alles aastakümnete pärast täpsemalt teada, mis temaga juhtus.

21. sajandi esimesel ja teisel kümnendil Tõraveres viljeldav vaatluslik astrofüüsika lähtub paljuski sellelt aluselt, mis 1960. aastatel uue observatooriumi rajamisel pandi. Samas muidugi käiakse ajaga kaasas. Kuumad suure massiga tähed on ikka olulised uurimisobjektid, kuid nende vaatlemise viisid on täiustunud. Muuhulgas teeme näiteks fotomeetrilisi vaatlusi USA New Mexico osariigis asuvatel teleskoopidel – ise kohale sõitmata, piisab mõnest hiireklõpsust (neid teevad peamiselt Jaan Laur ja Taavi Tuvikene). Noor astronoom Tiina Liimets on leidnud hea kontakti La Palma saare astronoomide ja teleskoopidega ning omandanud hindamatuid kogemusi näiteks Põhjamaade Optilise Teleskoobi ja Isaac Newtoni Teleskoobi juures. Sümbiootilised tähed on endiselt mõnevõrra mõistatuslikud, kuid lisaks pakuvad nad huvi ka ESA kosmoseteleskoobi Gaia andmetöötluse ettevalmistusteks, millega Indrek Kolka ja juhuslikumalt mõned teised kolleegid on alates 2002. aastast tegelnud. Tänu 1,5-meetrise teleskoobi juhtsüsteemi ja ajamite täielikule renoveerimisele 2011. aastal ja uutele gideerimiskaameratele, saame suurema vaevata kätte isegi 13.–14. tähesuuruse tähtede spektreid, mis jällegi Gaia seisukohalt huvi pakuvad. Kuigi Eesti ilm pole astronoomiliste vaatluste jaoks kaugeltki ideaalne, on teleskoobid üheks Tõravere sümboliks. Noorte astronoomide väljaõppeks ja muutlike tähtede pikaajaliseks jälgimiseks nad sobivad ning koostöös teiste observatooriumidega saab ka Eestis arendada kõrgel tasemel vaatluslikku astrofüüsikat.

Astrofüüsikud teleskoobi juures. Vasakult Tõnu Kipper, Alar Puss, Tiit Nugis, Tõnu Eenmäe, Anti Hirv, Taavi Tuvikene, Mari Burmeister, Tiina Liimets, Indrek Kolka ja Kalju Annuk.