Teadlane vastab ⟩ Kohe lahvatab taevas noova – kuidas seda märgata

T CrB on kaksiktäht, mille üks komponent on valge kääbus ja teine on punane hiid. Foto: NASA/CXC/M.Weiss

Noova T CrB ehk HIP 78322

Tähtkuju: Põhjakroon, Suurest Vankrist vasakule

Tähistaevast on peetud muutumatuks ja kindlaks kantsiks, vastupidiselt maisele elujärjele, kus üks häda ajab teist taga. Valgustäpid taevas jagati kaheks – kinnistähed, mis oma asukohta ei muutnud, ja nende vahel rändavad tähed, mis aeg-ajalt kummalisi sõlmesid keerutasid, aga üldjoontes üsna korrapäraselt käitusid. Tänapäeval nimetame neid planeetideks. Kosmilist korda rikkusid ootamatult ilmuvad komeedid ja «uued tähed – stella nova», mis süttisid tuntud tähtede keskele, kuid nädalate jooksul taas kadusid.

Kuigi nähtust on vaadeldud ajaloos varemgi, sai see nime kuulsalt Taani astronoomilt Tycho Brahelt, kes kirjeldas 1572. aastal aset leidnud sündmust ehk uue tähe ilmumist Kassiopeia tähtkujus. Tänapäevaste teadmiste ja klassifikatsiooni järgi nimetame me seda juhtumit küll supernoovaks ehk eriti ägedaks «uueks täheks».

Alles 20. sajandil hakati tasapisi mõistma tähtede siseelu ja evolutsiooni ja selgus, et need «uued tähed» ehk noovad on hoopis tähtede arengu lõpujärgu ilmingud. Tegemist on vanade tähtedega, mis on oma vesinikuvaru heeliumiks põletanud ja sageli pole neil piisavalt massi, et edasisi termotuumareaktsioone käivitada. Selline täherauk tõmbub väikseks ja tihedaks valgeks kääbuseks, näiteks oleks meie Päike sellises olekus umbes maakera suurune.

Üksikuna kustuks selline jäänuk aja jooksul nähtamatuks ja külmaks, kuid väga suur hulk tähti pole mitte üksinda, vaid kaksiktähe süsteemi liikmed ja kui sellise paari teine täht jõuab oma arenguga punase hiiu seisundisse ja paisub oma esialgsetest mõõtmetest kümneid või sadu kordi suuremaks, siis hakkab me valge kääbus endale ainet juurde krabama. Kui uut ainet on piisavalt kogutud, käivitab see tormilised protsessid, mis kasvatab tähe heledust lühikeseks ajaks sadu kordi ja nii võib muidu silmale nähtamatu täht nähtavaks saada.

Kui valge kääbus kogub nii palju ainet, et ta mass on 1,4 Päikese massi (Chandrasekhari massipiir), siis ei suuda elektronide tõukejõud massi gravitatsioonijõule enam vastu seista ja kogu täht kukub kokku, käivitades sündmuste ahela, mis kaugele vaatlejale planeedil Maa on saanud nimeks supernoova (tüüp Ia) ja mis lõpetab selle tähe eksistentsi. Supernoovad võivad olla nii heledad, et paistavad meile taevas ka südapäeval.

Noova T CrB ehk HIP 78322 Tähtkuju: Põhjakroon, Suurest Vankrist vasakule Foto: stellarium.org / Martin Vällik

Supernoovade süttimist on keeruline ette ennustada, näiteks Betelgeuse kohta prognoositakse, et see plahvatab millalgi 100 000 aasta jooksul, aga võib-olla juba ülehomme. Küll aga saab mõne noova kohta öelda, et ta süttib taas, kuna varasemate vaatlustega on kindlaks tehtud selle heleduse muutumise periood ja dünaamika. Astrofüüsikuid ja amatöörastronoome hoiab praegu ärkvel Põhjakrooni tähtkujus asuv täht T CrB (HIP 78322, tähekaardil tähistatud rõngaga), mida palja silmaga pole võimalik näha (tähesuurus 10), kuid valguskõverad näitavad, et lähimate nädalate (kuude) jooksul peaks selle heledus tõusma tähesuuruseni 3 või 2, mis on silmaga selgelt nähtav ja võrreldav heleduselt tähtedega Alphecca (Põhjakrooni heledaim täht) või Miitsar (Suure Vankri üks aisatähtedest).

T CrB on kaksiktäht, mille üks komponent on valge kääbus ja teine on punane hiid. Nad asuvad üksteisest 0,54 AU kaugusel (1 AU on Maa ja Päikese vaheline kaugus, seega asuvad need kaks tähte teineteisele lähemal kui Päike ja Veenus), nende kaugus meie päikesesüsteemist on 2600 valgusaastat. Praeguste vaatluste järgi kordub valge kääbuse heleduse kasv iga 80 aasta tagant, seega on see tähepere vahepeal võib-olla 30 korda sähvatanud või lausa supernoovana laiali paiskunud, aga seda näevad juba tulevased põlvkonnad.

Egas muud kui pilk taevasse Põhjakrooniga tuttavaks saama ja siis jälgime, kuidas kroon umbes nädalaks ühe särava kalliskivi juurde saab.