Edit Talpsepp

Maavälise elu otsingud ning elu määratlemine astrobioloogias.

Ulmekirjandus ning -filmid on loonud kujutluse maavälisest elust kui teistel planeetidel kohatavatest humanoididest või tehisintellektiga robotitest, ent reaalsus on siiski märksa proosalisem. Loengus tutvustatakse mõningaid maavälise elu otsimise aluseks olevaid elumääratlusi ning astrobioloogias ette tulevaid bioloogiafilosoofilisi küsimusi.

Loeng on tasuta, kõik huvilised on oodatud.

Astronoomia-aasta 2023

Laurits Leedjärv ja Heleri Ramler

Uue aasta esimeses Tartu tähetorni astronoomialoengus vaatavad möödunud aasta saagile ja saavutustele tagasi kaasprofessor Laurits Leedjärv ja tähefüüsika teadur Heleri Ramler Tartu observatooriumist.

Antakse lühiülevaate suurest kosmilisest plaanist – James Webbi kosmoseteleskoobi edusammudest ning Euclidi stardist.
Räägitakse ka eksoplaneetide uurimisest Tõraveres.

Loeng on tasuta, kõik huvilised on oodatud!

Oktoobrikuine planeetide nähtavus

Merkuur saab „linnukese kirja”, kuigi nähtavus on marginaalne. Planeet on näha esimese oktoobri hommikul koiduvöös, kuid juba järgmisel hommikul on Merkuur leitavuse piiril, st kaob koiduvalgusse ja on edaspidi nähtamatu. Tähkujuks Neitsi, kuhu Merkuur just kuuvahetusel Lõvi tähtkujust jõudis.

Veenus ja Jupiter paistavad sedapuhku hästi, lastes kinnistuda muljel, et mõned taevatähed on tõesti väga heledad.

Veenus särab hommikutaevas idakaares Lõvi tähtkujus, juba kuu alguses on vaatlusaeg päris pikk, üle 4 tunni. Varajaste ärkajate rõõmuks aga Veenuse vaatlusaeg pikeneb veelgi: kuu lõpus tõuseb kirgas Koidutäht peaegu 5 tundi enne Päikest; „kodutähtkujuks” on Lõvi. Mitte eriti kaugel asub kinnisäht Reegulus: 9-ndal möödub Veenus Reegulusest 2.3 kraadi lõuna poolt. Reeguluse ja Veenuse heledusi võrreldes tekib ehk võrdlus, et pildile on sattunud kõrvuti Kalevipoeg ja kääbik… Kuu ja Veenus on lähestikku 10. oktoobri ja 11. oktoobri hommikutaevas.

Jupiter on näha kogu öö. Ka Jupiter on väga hele, paistes Jäära tähtkujus: õhtuti idakaares, kesköö paiku kõrgel lõunataevas ja hommikul läänekaares.
Kuu ja Jupiter on lähestikku ööl vastu 2. oktoobrit. Samuti on Kuu ja jupiter lähestikku öödel vastu 29. oktoobrit ja vastu 30. oktoobrit.

Jupiter ja Veenus moodustavad (see oli nii juba septembris) huvitava sümbioosi. Õhtupoole ööd särab idakaares Jupiter. Mitmeid tunde hiljem, hommiku lähenedes, tõuseb veel heledamaks muutunud „Jupiter” samast kandist justkui uuesti. Vahepeal mõnda aega maganuna, vaadates aknast nüüd juba hommikupoole ööd idatavasse, näeb vaatleja sealsuunas ikka jälle heledat tähte. Kui planeetide „seis” pole vaatlejale teada, siis tundubki ehk nii, et see hele täht võttis õhtul tõusmiseks hoogu, kerkiski mõneti, kuid „kukkus alla tagasi”, kogus jõudu ja ka heledust juurde ning nüüd üritab uuel katsel kõrgemale kerkida.

Nii on. Kuid hommikuks on idakaares tegu siiski mitte enam Jupiteri, vaid Veenusega! Päris Jupiter on ka siis täitsa taevas olemas, kuid „kolinud” edelatavasse. Kui aga pimedas öös aknast läbi lehtpuude võrade midagi püüda vaadata, siis väga hästi taevapilt ei paista, puulehed ja oksad kipuvad vaadet varjama ja seega ka objektide heledusi täpselt võrrelda pole kerge. Kuigi selgeks saab see, et tegu on suure heledusega. Siis võib tõesti ehk tekkida ekslik kahtlus, et Jupiter ei saagi millegipärast idataevast minema. Kuu lõpu poole saab Veenuse käändekoordinaat siiski üha rohkem Jupiteri omast erinema. Otsetõusud erinevad muidugi väga suurelt.

Kahes eelnevas lõigus kirjeldatu oli muidugi suuresti kunstlik liialdus…

Saturn on vaadeldav õhtupoole ööd madalavõitu lõuna-edelataevas Veevalaja tähtkujus. Heldus pole üldse nii suur kui Veenusel ja Jupiteril, kuid omaette võttes on ka Saturn täitsa hele „täht” ja selles tuhmis taevapiirkonnas, kus ta asub, lööb teisi, päris-tähti ikkagi pika puuga. Tõsi, õhtuti kõrgel lõunakaares paistva Veega, läänekaarde jääva Arktuuruse ja kirdetaevas asuva Kapellaga ei tasu Saturnil tüli norima minna, neist tähtedest on see planeet praegu pisut tuhmim. Kuu on Saturnile kõige lähemal 24. oktoobri õhtul.

Marss on sedapuhku ikka nähtamatu. Ei usu ka, et noomimine siin abiks on…

Osaline kuuvarjutus

Eelmise aasta oktoobris oli meeldiv võimalus rääkida osalisest päikesevarjutusest, mis oli ka selge taeva korral ka Eestis vaadeldav. Tänavune oktoober pakub välja jälle osalise varjutuse, kuid seekord kuuvarjutuse. Varjutus toimub 28. oktoobri ööl vastu 29-ndat. Eestis on varjutus näha algusest lõpuni. Poolvari ilmub Kuule 28. oktoobril kell 21.02, osalise varjutuse algus kell 22.35. Varjutuse keskmoment on kell 23.14, osalise varjutuse lõpp kell 23.53. Poolvarjutuse lõpp nihkub 29. oktoobrisse, kell 1.26. Muide, ka heleda tähenea paistev Jupiter paikneb samas kandis ja vaatab varjutust pealt.

Üks viga sel varjutusel seekord siiski on: faas jääb väikeseks. Maksimaalne faas on ainult 0.12. Seega eriti efektne nähtus seekord ei ole, kuid „vaese mehe varjutusena” kõlbab ikka.

Varjutus on nähtav Euraasia mandril, Aafrikas, vähemalt mingil määral ka Austraalias ning Ameerika mandrite idaosades, samuti näeb varjutust Põhja-Jäämerel ja Gröönimaal, India ookeanil ja Atlandi ookeanil, samuti mõnes Vaikse Ookeani sopis ja India ookeanist lõunasse jääval Antarktise mandri marginaalsel osal.

Paar nädalat varem, 14. oktoobril esineb ka rõngakujuline päikesevarjutus. Eestis jääb see aga nägemata. Varjutus on justkui tellitud Põhja- ja Lõuna-Ameerika jaoks, kuigi Lõuna-Ameerika lõunasopp jääb nähtusest siiski täiesti ilma. Varjutuse toimumist saab fikseerida suuremal osal Atlandi ookenaist ja Vaikse Ookeani idaosas. Loomulikult on enamuses päikesevarjutuse nähtavuspiirkonnast varjutus vaadeldav osalisena nagu ikka.

Drakoniidid

Oktoobrikuusse jagub ka meteoore ehk lendtähti. Suhteliselt efektne meteoorivool on drakoniidid. Drakoniidid on aktiivsed perioodil 6. oktoobrist kuni 10. oktoobrini, maksimumiga 8. oktoobri ööl vastu 9. oktoobrit. Meteooride maksimumi arvuline täpsus on jäänud pigem halvasti ennustatavaks, kuid üldiselt peaks see jääma alla kvadrantiididele, perseiididele ja geminiididele. Nagu nimetus ütleb, paikneb radiant Draakoni ehk Lohe tähtkujus.

Kuu mõju drakoniididele pole olematu, kuid mitte ka kõige hullem. Kuu viimane veerand on 6. oktoobril, seega 8/9. oktoobri ööl on Kuu juba sirbi kujuga, ehkki sirp on paks. Kuid Kuu käib siis väga kõrgel ja tõuseb kesköö paiku. Siiski pole meteooride osas kõik kadunud ka hommikupoole ööd, sest Kuu heledus pole ikkagi eriti suur.

Orioniidid

Nagu nimetusest aru saada, paikneb selle meteoorivoo radiant Orionis. Orion tõuseb hommikupoole ööd, seega nende lendtähtede vaatlemiseks tuleb öösel üles tõusta. Orioniidide maksimum peaks olema 21. oktoobri ööl vastu 22. oktoobrit ja vähemalt mingil määral peaks see olema võrreldav drakoniidide maksimumiga. Orioniidide nähtavus üldises mõttes hajub aga palju rohkem, seda hinnatakse koguni 2. oktoobrist 7. novembrini. See suur hajuvus tähendab omakorda ka seda, et mainitud perioodi alguses ja lõpus pole orioniide eriti palju märgata…

Kuul on 22. oktoobril esimene veerand. St, siis on õhtupoole ööd taevas poolkuu. Algul ehk näib, et asjad on hullemad kui olid drakoniidide puhul, Kuu faas on nüüd ju suurem. Mis tõsi, see tõsi. „Nii on”, nagu ütleb iga lause alguses ning lõpus „Papade ja mammade” seriaali nn “intelligentne konstaabel”. See konstaabel avaldab muidki põhjapanevaid tõdesid nagu nt: „Tool on istumiseks!”. Siiski on tegu ikkagi tõeliselt intelligentse konstaabliga, kui tuua võrdluseks teise teleseriaali, „Naabriplika” „OK-konstaabel”. Siiski, mõlemat sorti pudrupead sobiksid nt piimamaennerguga kõlistajate jahtimiseks küll…

.Aga vaatame veel veidi seda orioniidide aja Kuud. Ligemale esimene veerand on juba küll, kuid väga madalas olev Kuu loojub 21-sel nt Tartus juba kell 21.17, st vaevu 3 ja pool tundi pärast Päikese loojumist. Öö on siis alles noor, orioniide hommikutaevas pole Kuu kuidagi segamas.

Oktoobrikuu tähed

Oktoobriöö on päris pikk. Õhtutaevas leiab juba suvest saadik tuttava Suvekolmnurga: kõrgel lõunakaares asub juba manitud Veega, temast vasakul (ida pool) asub Deeneb ja neist kahest allpool paistab Altair. Arktuurus, oranzi tooni täht, paistab madalas läänetaevas ja Kapella on kerkimas kirdesuunal. Ka mõnest viimatimainitust oli seoses Saturniga juba juttu.

Kesköö paiku on taevapilt pöördunud. Suvekolmnurk on läände vajunud, Arktuurus loojunud ja Kapella kõrgemale kerkinud. Kuu lõpupoole on ka Altair juba kesköö paiku loojumas.

Kuid ei maksa kurvastada: alates umbes 10. oktoobrist tõuseb Arktuurus hommikuti uuesti ja on edaspid nähtav nii õhtuti kui ka hommikuti. Kui juba hommikutaevasse jõudsime, siis on pilt üldse ilus: lõunakaares on palju heledaid tähti: Kapella Veomehe tähtkujust on kõrgel lõunakaares, Sõnn koos heleda Aldebaraniga Veomehest veidi allpool ja paremal, sellest omakorda vasakule jäävad Kaksikud koos Polluksi (allpool) ja Kastoriga. Sellest tähepaarist allpool on samuti midagi taolist, kuid siin on ülemine täht märksa tuhmim: tegu on Väikese Peni tähtkujuga, hele täht on Prooküon ja tuhmim Gomeisa. Muidugi ei saa jääda märkamatuks Orion, kolm samal kujuteldaval sirgel paiknevat vöötähte (paremalt vasakule) Mintaka, Alnilam, Alnitak on tähtkuju „visiitkaart”. Hele, punakas Betelgeuse üleval ja veel pisut-pisut heledam Riigel allpool Orionis aitavad tõsta nii Orioni tähtkuju kui üldse tähistaeva heledate tähtede arvukust.

Madalas kagutaevas särab hommikuti kõigist eelnevaist märgatavalt veelgi heledam Siirius, üldse heledaim täht taevas. Kui veel lisada ka hommikutaevas säravad planeedid Veenus ja Jupiter, siis on ikka uhke pilt küll!

Hakkaks parem kohe õhtul hommikutaevast vaatama! Aga ei saa! Looduse ja loodusseaduste vastu me ei saa, isegi e-võltsingute proovimine on täiesti kasutu!

Tähistaeva mudeleid muidugi on: lisaks taevakaartidele on olemas ka planetaariumiprogramme, kuid ükski neist pole täiuslik. Siin on isegi teatud oht päris tähistaevast võõranduda.

Põhjataeva tähed ja tähtkujud on vaadeldavad alati kogu öö jooksul ja aastaringselt. Võttes küll osa taevasfääri näivast pöörlemisest, ei ulatu nad looojuma.

Täiendavalt Kassiopeiast

Septembrikuu lugu keskendus suuresti Kassiopeia tähtkujule, mis pika sügisöö jooksul end kenasti vaadelda laseb, kerkides isegi otse seniidi piirkonda. Oktoober on samuti sügiskuu ja Kassiopeia nähtavus pole üldsegi halvem.

Kassiopeias väärivad märkimist muuhulgas kaks kollast ülihiidtähte.

Jämedalt võiks nii asju ette kujutada, et ülihiid-tähtede maailmas on suurimad punased, M-klassi ülihiiud. Need ongi üleüldse suurimad tähed üldse. Läbimõõdud võivad küündida üle paari tuhande Päikese läbimõõdu kanti. K-klaasi ülihiiud on väiksemad, ulatudes suurusjärgus mõnesaja Päikese läbimõõduni. G- klassi ülihiiud peaksid üldiselt läbimõõdus jääma juba sajakonna või vähemagi Päikese läbimõõdu juurde. Veel kuumemate ülihiidude puhul jätkavad keskmised läbimõõdud aeglast vähenemist, kümne-paarikümne Päikese läbimõõdu suunas. Umbes sama suured on ka O-klassi peajada tähed. Kas siinkohal oleks paslik nimetada peajada tähti kääbusteks? Ei vist, eks ole?

G- klassis aga võib leida päris piraka ülihiiu, roo Cas. Läbimõõt üle 500 Päikese läbimõõdu. Mass umbes 40 Päikese massi. Spekriklass G2 Ia; lisatakse veel juurde ka täht „e”. Et nii ekstreemne täht on muutlik, seda ka läbimõõdu ja temperatuuri osas, pole üldse ootamatu. Selliseid tähti peaks Linnutees olema üldse vaid mõnikümmend. Niivõrd vägevaid kollaseid ülihiide hüütakse ka hüperhiidudeks.

Kassiopeia tähtkuju veel kord. Kollaste ringidega on tähistatud kollased ülihiiud roo Cas ja V509 Cas.

Kuid Kassiopeia sisaldab peaaegu teist samasugust tähte veel: V509 Cas. Jällegi on tegu väga suure tähega, 500-600 Päikese läbimõõtu. Seegi täht on lahterdatud G-klassi ülihiiuks.
Teisalt:see objekt on nii muutlik, et oskab „reisida” ülihiidude “laagris” aegapidi ühest spektriklassist teise. Selline erandlik täht väärib samuti enda hoolikat uurimist ja seda muidugi ka tehakse. Ka isiklikult on mitmeid selle tähe spektraalvaatlusi läbi viidud (see viimane aspekt pole muidugi oluline).

Kassiopeias võib päris kergesti leida ka Päikesega üpris sarnase tähe, Achird (eta Cas). Täht jääb Kassiopeia W-kujulise vinkli kahe tähe, Scedar (alfa Caph) ja Tsih (beta Caph) vahele, Scedari lähedale. Tõsi küll, päris täpselt sirge joone peale Scedar, Tsih ja Achird rihitud ei ole, aga käib ka nii küll. Achirdi heledus on 3.44 tähesuurust, olles tähesuuruse jagu tuhmim kui Saph ja Scedar, nii et suhteline tuhmus lausa hüüab meile vastu. Samas, silm kipub nägema seda, mida ta näha tahab. Kassiopeia W-vinkli teises otsa moodustav Segin on heleduselt 3.34 tähesuurust, seega üsna vähe heledam kui Achird, aga kuna Segini ümbruses pole üldse heledavõitu tähti, siis paistab ta esmapilgul meile suhteliselt rohkem hele kui ta Achirdiga võrreldes on.

Siinkohal tuleb meelde vana lugu nudist-keisri uutest rõivastest. Teises võrdluses võiks siin tuua mõne, kes oma valju kisa põhjal oleks justkui „paavstist paavstima” ususekti tegelane, kuid kes aga faktipõhiselt osutub hoopiski vanakurjavaimu sulaseks ja täiesti nõdrameelseks veel pealekauba! Aga ega tähed ole selles süüdi! Selliseid väärnähte külvavad „targad inimesed” meie maailmas ise.

Niisiis, Achrird. Täht siis sarnaneb mõnevõrra Päikesele, spektriklassiks G0 V. Mass päikesega võrreldav, kuid temperatuuri osas veidike Päikesest kuumem (6000 K) ja täht on ka väheke suurem, kuid mitte eriti. Kaugus 19 valgusaastat. Läbi teleskoobi vaadates saab nähtavaks ka tema kaaslane, 7.51 tähesuurust, seega 4 suurusjärku tuhmim. Täpsemalt näpuga järge ajades on küll nii, et peatäht kuulub napilt kolmanda tähesuuruse kampa, kaaslane aga on kaheksanda suuruse täht.

Kassiopeia tähtkuju. Ära on märgitud Achird ehk eeta Cas.

Achiredi peatähe kaaslane on Päikesest igati viletsamate parameetritega, K7 V spektriklassi punakas-oranz kääbustäht HR-diagrammi peajadal. Mass on 0.57 Päikese massi, läbimõõt 0.66 Päikese läbimõõtu ja pinnatemperatuur 4000 K.

Tähtede vanusest

Muuseas, mitte ükski vähemalt üksitähena eksisteeriv K- ja M- spektriklassi peajada täht(punane kääbus) pole kogu Universumi 5-miljardise ajaloo jooksul jõudnud peajada etapist kaugele areneda. Põhiliselt ongi punaste kääbuste puhul tegu päris vanade tähtedega, kuid ikka alles staadiumis, kus nende tuumas muunudb vesinik heeliumiks. „Noorim” vanusepiir, kust alates on mõned vaadeldavad tähed osaliselt peajadast eemale arenenud, asub hinnaguliselt kuskil G-klassi lõpus, G8-G9 spektriklassi kandis. G- tähtede peajada enamus on juba massiivsemad ja arenevad kiiremini. Aabitsatõde on see, et mida suurem on tähe algmass, seda kiirermini ta areneb. Nii juhtubki, et kuumemad tähed, A-, B-, iseäranis O spektriklassi esindajad peaajadal on noored tähed. Siiski, täheteke kestab ka kaasajal; isegi M-kääbuste hulgas võib noori olla, kuid rõhutatult domineerivad on seal vanemaealised tähed. Miks?

Siin võiks tuua meelevaldse näite bioloogiaga seonduvast.
Kujutame ette, et erinevates maailmajagudes elavad erineva elueaega olendid: Euroopas 1000 aastat, Aasias 500 aastat, Aafrikas 100 aastat ja Ameerikas 10 aastat. Huvide konflikti vältimiseks jätame nende olendite olemuse täpsustamata.

Oluline on aga lisatäiendus, et olendeid sünnib igal pool umbes ühesuguse hetketempoga juurde. Sel juhul pole raske panna tähele, et Ameeerikas (meie analoogi põhjal siis O-klass) on see kujuteldav rahvastik sel juhul alati väga noor, kuid seevastu Euroopas (peajada M-spektriklassi analoog) annab noori tikutulega otsida. Muud variandid Aafrikas ja Aasias on domineeriva ea poolest kusagil vahepeal.

Üldiselt ei tohiks olla nii, et O või B klassi (üli)hiiudki kuuluksid väga pikalt arenenud tähtede hulka. Punased K- ja M-hiidtähed on juba üsna „eakad”. Siiski peaksid kõigis spektriklaassides, sh K- ja M klassis, just ülihiiuks arenenud tähed olema ikkagi veel päris noored.

Punaseid kääbuseid võib küll „maha teha” (tuhmid ja jahedad, massilt ning suuruselt on ka viletsad) ”, kuid siin esineb sipelgapesa efekt: neid on väga palju! Tähtede üldarvult spektriklasside järgi „juhib” kindlalt M klass ja just nimelt kääbustähtede arvukuse tõttu! K klass „kubiseb” samuti kääbustähtedest, kuigi absoluutväärtuselt juba vähem. Nii et punased kääbused juhivad maailma! Samas … eks sa katsu mõnda K-kääbust taevast palja silmaga otsida! Üks K-klassi kaksiktähe komponent, kusjuures omaette võttes oleks see päris hele, tuleb meelde, see on meie lähima tähesüsteemi Alfa Kentauri üks heledatest komponentidest, kuid eraldi saab teda vaadelda ikkagi vaid teleskoobis. Paraku on see piirkond Eestist vaadates liiga kaugel lõunas ja nähtamatu.

M-kääbused ja Me tähed

Väga arvukaid punaseid M- kääbuseid pole Maalt palja silmaga näha aga mitte ühtegi! „Ei soole, ei, moole, ei taale, vat soole!” nagu ütles kunagi Ernst Kern (vt rahvusringhäälingu arhiivist „Meie Uduvere”, 1987).

Paljud nähtamatud punased kääbused on meile lähemal kui nii mõnigi taevas heledasti paistev täheke. Lähim punane kääbus (M5.5 Ve) spekriklass) paiknebki samas Alfa Kentauri kolmiksüsteemis, see on meile parajasti kõige lähem täht üldse. Näiv heledus on aga… 11.13 tähesuurust! 3 tähesuurust tuhmim kui Neptuun. Siiski võib tunda rõõmu, et omakorda Pluutost on meile lähim kinnistäht 3 tähesuurust heledam.

Kes täheteadusega esmakordselt kokku puutub, võib siin sattuda segadusse. Sest vastu kumab ju lihtne järeldus,” et kui juba meile lähim täht nii tuhmi heledusega on, siis pole ju loomulikult mitte ükski teine ehk kaugem täht samuti vaadeldav! Ometi aga on kaunilt täherikas ilmaruum selgetel öödel täiesti vaadeldav.

Tähed pole paraku siiski kaugeltki ühesugused nagu elektronid, mida kõrvuti uurides eristada ei saa. Kiirgusvõimsused on tähtedel väga erinevad ning just neid pigem suurema kiirgusvõimsusega ehk suurema absoluutheledusega tähti me öötaevas näemegi. Päris võrdsete mastaapidega pole isegi ühe ja sama spektriklassi ja heledusklassi esindajad. Paneme tähele, et tähed HR diagrammi erinevatel jadadel (sh peajadal) ei moodusta kitsaid jooni, vaid päris arvestatava laiusega ribasid. Eks see olegi üks aspekte, miks täheteadus on huvitav: enamasti pole miskid asjad üksüheselt ja iseenesest mõistetavalt otsekohe selged.

Kujutame nüüd ette, et harutame tähelt saabuva valguse tähevikerkaare ehk spektrina laiali. Enamasti on tähespektri taust pidev, kuigi mitte konstantne, selle taustal omakorda aga eristuvad selgesti tuhmimad „väljalöögid”, mida tuntakse neeldumisjoontena. Kõigis spektriklassides leidub aga ka selliseid tähti, mis sisaldavad pideva spektri taustal ka heledamaid „väljalööke” ehk kiirgusjooni. Põhjused võivad olla erinevad, sageli on selles kuidagi „süüdi” tähe kaksiklus.

Kiirgusjoontega tähti on muidugi püütud klassifitseerida ning nii tuntakse muuhulgas „e”-tähega märgistatud tähtede alamklasse: Oe, Be, Ae ja Me-tähed. F, G ja K-klassides leidub samuti „e”-liikmeid, kuid just „e”-tähte sisaldavaid alamklasside nimetusi juhtumisi ei ole.

Kiirgusjooned ehk emissioonijooned tähe spektris viitavad, et miski selle tähega „pole korras” ja selle atmosfääri väliskihtides esinevad mingid ebatavalisused, millega kaasneb üldjuhul ka eemalt (Maalt) vaadeldav suurem üldheleduse muutlikkus ühes või teises värvis. Mõned muutused võivad olla ka väga kiired. Muutlikkus võib esineda ka kiirgusjooni mitte sisaldavates tähtedes, kuid las see praegu olla.

Üldiselt ja talupoja loogika järgi võttes peaksid suuremad heledused, sh kiirgusjooned, seonduma kuumemate tähtedega. Nii ongi, Oe, Be ja Ae tähed ongi ju kuumad. Be tähtede (keerulisest) olemusest sai pisut juttu tehtud septembrikuu loos.

Aga Me tähed? Need on siiski ka täitsa olemas. Ka Proxima Kentauri omab emisioonijooni.

Mis siis on Me tähed? Täheatmosfäär peab kiirgusjoonte tekkeks olema rahutu, esinevad plahvatuslikud ainetompude liikumised, kusjuures suunad ei pruugi olla radiaalsed. Mängus on (alati keeruline) magnetväli, see alaline tähtede teoreetilise seletamise “õudusunenägu”.

Üheks süüdlaseks Me-fenomeni seletamisel on pakutud asjaolu, et paljud Me tähed … polegi veel päriselt tähed, vaid tegu on väga vanade prototähtedega, mis oma arengu „kohalikus, suhtlelises ajaskaalas” on siiski hoopis väga noored! St vaatamata miljardeid aastaid kestnud kokkutõmbumisele polegi need tähed veel alustanud TD-reaktsioonidega nende keskmeis! Kogu kiiratav energia pärineb ikka veel gravitatsioonilise kokkutõmbumise arvelt! See ei tähenda, et tegu oleks „pruunide kääbustega”: tähtede mass on piisav, et TD reaktsioonid algaksid, aga pole veel jõudnud! See „tõstab” selllised Me kääbused „päris” M kääbustest peajadal veidi kõrgemale ja paremale, kuid parameetrite erinevused on väikesed ja täpset piiri vedada hästi ei saa. Siiski ei saa muidugi väita, et kõik Me kääbused alles ootavad sisemist süttimist.

Ega need „ära süttinud”, „päris” M ja Me kääbuseid ole vastavatest prototähtedest põhjapanevalt erineva käitumisega: esineb ikka see purskeline aineklompide liikumine, segunemine ja vihane magnetväli on mängus. Kui mõne M -klassi peajada tähe ümber ka planeete esineb (ja neid esineb!), pole elu tõenäosus kindlasti tõsiseltvõetav.

Ka Proxima Kentauri juures on leitud kolm planeeti; tegu on lähimate eksoplaneetidega.

Võiks veel mainida üht Me alaliiki, need on protoüübi järgi UV Ceti tähed. Järske muutusi võib esineda mitte ainult optilises, vaid ka palju lühemas ja pikemas elektromanetkiirguse lainealas. Sellistel tähtedel, kuigi need on jahedad, on ebastabiilsus eriti mastaapne ning seetõttu on neist kasulik eriti kaugele eemale hoida! Ka Proxima on selline täht. Meie oleme sellest muidugi ohutus kauguses, mitte aga planeedid Proxima ümber.
Nii et lähimaks „exo-UFO” allikaks väljaspool Päikesesüsteemi ei tohiks Proxima planeedid küll osutuda.

Alfa Kentauri süsteem

Alfa Kentauri tähesüsteem on nii Maale kui Päikesele lähim tähtede kogum; omavahel on need 3 tähte gravitatsiooniliselt seotud. Proxima tiirutab ülejäänud 2 tähe ümber umbes 550 000 aastase perioodiga. See on ka enam-vähem piir, kui pikk võiks olla kaksiktähe orbitaalne periood (võttes siin 2 tähte, mille ümber Proxima tiirleb, ühe tähena kokku). Proxima kaugus massiivsemast alfa Kentauri tähepaarist on umbes 13 000 astronoomilist ühikut. Teiste ühikutes on see peaaegu 0.2 valgusaastat. Päikesesüsteemi analoogia põhjal asuks see objekt kaugel Oorti pilve välimise piirkonna kandis.

Kolmiktähe alfa Kentauri suhtelised mõõtmed võrreldes Päikesega (Sun).

Kui nüüd võtta vaatluse alla süsteemi heledam liikmepaar, siis nende orbitaalne periood on 22 päeva, orbiidi suur pooltelg 23 astronoomilist ühikut, st keskmine vahemaa tähtede keskpunktide vahel on veidi suurem kui Päikese ja Uraani vaheline kaugus. Uraani tiirlemisperiood aga on 84 aastat. Millest selline erinevus?
Asi on massides. Massiivsem komponent on Päikesest ainult 1.1 korda raskem (ja 1.2 korda suurem). K1-klassi komponent aga on 0.97 Päikese massiga (ja 0.86 Päikese diameetrist). Kaksiksüsteemi suur kogumass annab ka küllalt lühikese orbitaalse perioodi. Komponentide ühine masskese, mille ümber tiirlemine toimub, ei asu ju kummagi komponendi sees, vaid kuskil nende vahel. Kumbki „kimab” selle ümber tiirutada, mõlemad liikumised lähevad perioodi leidmisel üsna võrdväärseina arvesse; kiirusi tuleb ka liita. Mitte nii nagu Päikesesüsteemi puhul, kus praktiliselt kogu orbitaalne liikumine jääb madala massiga planeetide „õlgadele” ning liikumine käib ümber Päikese. Selle tulemuseks on ka planeetide pikad orbitaalperioodid.

Alfa Kentauri süsteemis on veelgi planeete. Kaks tükki ümbritsevad K-klassi tähte ja on vihjeid, et vähenalt üks peaks tiirutama ka heledaima komponendi, G-klassi peajada tähe ümber. Tõsi küll, kõigi viimatimainitute suhtes on siiani teatud kahtlusi.

Aga: me ju siin Eestis ei näegi ju üldse Kentauri tähtkuju. Aastaringselt. Mis oktoobritaeva jutt see on? Ega ei ole väga jah… Ühtegi muusse kuusse see ka rohkem ei sobi… Kujutame ehk siiski oktoobrikuu päevases taevas ette, et kuskil allpool lõunasilmapiiri on praegu Kentaur, sh alfa Kentauri (nimed Riigel Kentaurus, Toliman, lisaks Proxima) vaadeldav. Kui see Päike ei segaks ja kui see maakera ees ei oleks…

Puhkuseks peale edukaid vaatlusi…

Vahepealsel paaril kuul on kultuurisoovitused jäänud teenimatult unarusse. Ega kogu aeg saa ainult taevasse vaadata, vältida tuleb ju taevavaatleja väidetava kutsehaiguse, kaelaradikuliidi arengut. Uduvere loole ja mõnele veel sai juba vihjatud. Aga paneme vunki juurde! Seekord võiks appi võtta bulgaaaria kirjanduse baasil tehtud telelavastusi. Süngel oktoobrikuu pilvisel, kuigi võib-olla taevalaotuse mõttes suisa pilvitul ööl või päeval võiks rahvusringhäälingu arhiivist ära vaadata lavastuse „Veluurpintsak”, ETV 1987. Väga kaasajaline lugu, mõjub justkui tasapeegel kõverpeegli raamistuses või hoopiski vastupidi. Kui võhma jätkub, vaadake sama teema jätkuks kasvõi ühe hooga ära veel teinegi bulgaaria päritolu loo järgi kokku pandud telelavastus „Golemanov”, ETV 1981. Siitkandi rahvas ei kipu kahjuks küll olema eriti aldis varem teiste ja ka endi tehtud vigadest õppima, aga ehk mõni inimene siiski lisandub nende klubisse, kes näevad kriitilise ning tegusa pilguga ka seda, mis reaalajas meie endi ümber toimub.

Sünge oktoobripäeva üheks näiteks on kindlasti pärastlõunase pimeduseajastu ehk talveaja algus 29. oktoobril, kui kella 4-st saab ühtäkki uuesti kell 3. Kuidas fikseerida aga mingi tähtis sündmus, nt lapse sünd 29. oktoobril kell 3.30? Ongi meil see kardetud „ajaparadoks” valmis. Selleks ei peagi iseeendaga kohtuma nagu oli pidevalt rõhutatud 1989. aasta filmis „Tagasi tulevikku, 2.”

Kuu faasid

Arvestatud on Ida-Euroopa suveaega (GMT+3h).

Tõnis Eenmäe, astronoom
“Eksoplaneetidest”

Teadusuudistes on sageli juttu teiste tähtede ümber tiirlevatest planeetidest. Vähem räägitakse sellest, kuidas neid objekte tegelikult avastatakse ja uuritakse.
Loengul saate teada, millised on eksoplaneetide põhilised vaatlusmeetodid ja kas need on kättesaadavad ka harrastusastronoomidele.

Loeng on tasuta. Kõik huvilised on oodatud!
Seoses koroonakriisiga on vajalik etteregistreerimine Doodle keskkonnas:
https://bit.ly/2YgOAww

Jaan Pelt
Elust mujal.

Taimed ja loomad vajavad eluks soojust, valgust, puhast vett ja õhku.
Kuidas on aga lugu nende asjadega päikesesüsteemist väljaspool asuvatel
planeetidel? Kas saame kunagi teada?

Loeng on tasuta.
Kõik huvilised on oodatud.

Kunstniku ettekujutlus Kepleri kosmoseteleskoobist.
Pilt: NASA/Ames/JPL-Caltech

Kepleri kosmoseteleskoop jõudis orbiidile 2009. aasta kevadel. Paar kuud testiti teleskoobi süsteeme ja 2009. a mais alustati vaatlustega. Testimise käigus liigutati näiteks peapeeglit 40 mikromeetri võrra lähemale fokaaltasandile ja muudeti selle nurka 0.0072 kraadi võrra. Nii sai fookus teravamaks ning see tõstab vaatluste kvaliteeti.

Kepleri esmane missioon oli uurida planeedisüsteemide mitmekesisust ja struktuuri. Näiteks oli eesmärgiks hinnata, kui palju planeete on mitmik-tähe süsteemides; hinnata kui palju Maa-suuruseid ja suuremaid planeete on nn. eluks sobivas „Kuldkihara“ tsoonis erineva spektriklassiga tähtede ümber; kindlaks määrata avastatud lühikese perioodiga hiidplaneetide suurus, mass, tihedus ning orbiidi suurus.

Kepleri teleskoobil on 1.4 meetrise läbimõõduga peapeegel, millele jõuab valgus läbi Schmidt-i tüüpi korrektorläätse. Peapeeglilt suunatakse valgus edasi fotomeetrisse, milles jäädvustavad valgust 42 CCD sensorit suurusega 2200X1024 pikslit. Nii saadakse kaamera resolutsiooniks 95 megapikslit.
Võrdluseks: nutitelefoni kaamerad on resolutsiooniga vahemikus 5-10 megapikslit, tavalisemad peegelkaamerad aga on resolutsiooniga ca 15-20 megapikslit.

Peamissioonil vaatles teleskoop taeva-ala, mis jäi Luige, Lüüra ja Lohe tähtkujudesse, teleskoobi vaatlussuunda hoiti täpsena kasutades nelja reaktsiooniratast. Üks neljast rattast purunes aga 2012. aastal ning teine 2013. aasta mais, nii tuli missioonile lõpp.

Kepleri esialgse missiooni jooksul avastati sadu uusi eksoplaneete, kuid kõiki eesmärke ei suudetud veel päriselt täita. Kuna kõik teised teleskoobi osad olid töökorras, hakati otsima võimalust, kuidas hoida teleskoopi kolmes teljes stabiilsena kahe reaktsiooniratta ja Päikeselt tuleva kiirgusrõhu abil. Samal ajal oodati ettepanekuid ka vaatluste osas.

Pakuti välja võimalus kasutada teleskoopi eluks sobivate planeetide otsimiseks tuhmide punaste kääbuste ümber. Sooviti ka koguda vaatlusandmeid, mis aitaks kaasa planeetide tekkeprotsesside uurimisele, noorte tähtede, tähtede aktiivsuse, struktuuri ja arengu mõistmisele. Need andmed võimaldaksid uurida ka väiksemaid Päikesesüsteemi objekte nagu komeedid ja asteroidid.

2014. aasta alguses viidi läbi erinevaid teste, et saada aru, kas kosmoseteleskoopi saab uueks missiooniks kasutada. Testid olid edukad, ja leiti, et Kepleri juhtimine läheneb täpsuse poolest kolme reaktsioonirattaga töötava teleskoobi omale. Missioonile pandi nimi K2.

Mõni nädal tagasi kogunes NASA-s komisjon, mis otsustas anda Kepleri teleskoobi uuele missioonile rahastuse järgnevaks kaheks aastaks.

K2 missioon on aga väga erinev Kepleri esialgsest missioonist – kuigi teleskoop on sama, on juhtimisviis märgatavalt teine. Peamissioonil kasutas Kepleri teleskoopi üks suur töörühm, uuel missioonil saavad kosmoseteleskoopi kasutada mitmed töörühmad. Põhitööks ei ole enam eksoplaneetide otsimine, neile lisanduvad veel paljud teised suuremad ja väiksemad astronoomilised objektid.
Kepleri uus K2 missioon näeb ette vaatlusi ekliptika tasandis asuvatest taevaaladest, iga ala vaadeldakse ca 80 päeva jooksul. Nii saab vaadelda paljusid täheparvi, sealhulgas näiteks ka Plejaade ja Hüaadide täheparve.

Samas ei ole Kepleri töö veel ideaalne – probleeme on stabiilsusega, iga kuue tunni tagant tuleb kompenseerida teleskoobi väikest triivimist. Kuna vaatlusalad on ekliptika lähedal, võib vaatlusandmete kvaliteeti mõjutada ka mõni alasse sattuv hele Päikesesüsteemi planeet.

Kunstniku nägemus eksoplaneedist Tau Boötis b.
Pilt: David Aguilar, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Eksoplaneet Tau Boötis b tiirleb kaksiktähe üheks komponendiks oleva F spektriklassi tähe ümber ca 51 valgusaasta kaugusel Karjase tähtkujus. Ta on üks paljudest eksoplaneetidest, mis on hiiglaslikud gaasplaneedid, sarnanedes nii Jupiterile, kuid on väga lähedal tähele. Tau Boötis b teeb tiiru ümber tähe kõigest 79,5 tunniga (3 päeva ja 7,5 tundi), tema mass on umbes 6 Jupiteri massi.

Tau Boötis b oli üks esimesi eksoplaneete, ta avastati juba 1996. aastal. Tähe uurimisel kasutati radiaalkiiruse meetodit – planeedi või tuhmi kaaslase olemasolu määratakse kindlaks vaadeldes, kuidas täht paistab edasi-tagasi liikuvat, seda võnkumist põhjustab kaaslase gravitatsioon. Eksoplaneete on praeguseks avastatud üle tuhande. Mõnel neist on uuritud atmosfääri lähemalt ja on avastatud ka veeauru.

Tau Boötis b vaatlustel põhinev töö on erinev selle poolest, et kasutati uut meetodit. Varasemalt on eksoplaneetide atmosfääre uuritud vaid juhul kui planeet paistab meie vaatesihis liikuvat üle tähe ketta, Tau Boötis aga Maalt vaadates üle ematähe ketta ei liigu.

Lockwoodi töörühm vaatles Tau Boötis süsteemi viiel ööl Hawaiil asuva Kecki teleskoobiga. Nad uurisid lähis-infrapuna Echelle spektrograafiga lainepikkuste vahemikku, kus planeedi atmosfääris oleval veeaurul on kiirgusjooned.

Avastus näitas, et selline lähis-infrapuna meetod on efektiivne ning annab tulevikus võimaluse uurida rohkemate eksoplaneetide atmosfääre. Veeauru avastamine aitab uurida nn. kuuma Jupiteri tüüpi eksoplaneetide tekkimist ja arenemist. Meetodi abil saab hinnata nende eksoplaneetide arvu meie galaktikas, kus on olemas vesi.

Allikad:

http://www.space.com/24806-water-vapor-exoplanet-hot-jupiter.html

http://arxiv.org/pdf/1402.0846v1.pdf (Teadusartikkel)
Pilt: http://scitechdaily.com/images/Astronomers-Detect-Water-in-a-Planet-Outside-Our-Solar-System.jpg

Eksoplaneet nimetusega Kepler 413-b massiga ca 65 Maa massi tiirleb ümber kaksiktähesüsteemi, kuhu kuuluvad punane ja oranž kääbustäht, mis asuvad Luige tähtkujus. Planeet teeb ühe täistiiru ümber tähtede 66 päevaga ja asub kaksiktähele lähemal kui on selle nn. “eluks kõlbulik tsoon”, kus vesi saaks olla vedelas olekus.

Ebatavaliseks teeb eksoplaneedi selle pöörlemine. Nimelt on Kepler 413-b telje pretsessiooni periood kõigest 11 aastat ja selle aja jooksul võib telje kalle muutuda kuni 30 kraadi ulatuses.
Kiire pretsessiooni tõttu on planeedil aastaaegade pikkus ja nende vaheldumine ebaregulaarne.

Pretsessioon kujutab endast pöörleva objekti pöörlemistelje suuna muutumist. Võrdluseks – Maa telje pretsessioon võtab aega 26 000 aastat ja kalle on kõigest 23.5 kraadi. Selle nähtuse tõttu muutub taevapooluste asukoht, näiteks aastaks 10000 on taeva põhjapoolus ca 5 kraadi heledast tähest Deeneb Luige tähtkujus.

Planeedi Kepler 413-b orbiit ümber tähtede muutub aga samuti, kuna see on tähtede orbiidi suhtes 2.5 kraadi kaldu ja seepärast pole kõik planeedi üleminekud kaksiktähest Maalt alati nähtavad. Siit vaadates liigub planeedi orbiit üles-alla ja seega ei liigu planeet meie vaatesihis tähe eest alati üle. Kepleri kosmoseteleskoobiga saadud andmetes nähti kolme üleminekut 180 päeva jooksul kuid järgneva 800 päeva jooksul ei olnud ühtegi üleminekut, pärast seda oli aga veel viis järjestikust üleminekut.

Miks planeedi orbiit kaldu on, ei ole veel teada, seletusi on aga mitu. Näiteks võib olla kaksiktähe ümber veel planeete, mis Kepler 413-b orbiidi kallet muutsid; või võib lähedalolev kolmas täht olla kaksiktähesüsteemiga gravitatsiooniliselt seotud ja mõjutab planeedi liikumist.

Allikad:

http://hubblesite.org/pubinfo/pdf/2014/12/pdf.pdf (teadusartikkel)

http://www.nasa.gov/ames/kepler-finds-a-very-wobbly-planet/#.Uvc-CVQW2Kg

Kunstniku nägemus eksoplaneedist hajusparves M67. Pilt: ESO/ L. Calçada

Teadlased eesotsas Anna Brucalassi’ga (Max Plancki Maavälise Füüsika Instituut, Garching, Saksamaa) vaatlesid kuue aasta jooksul 88 tähte Vähi tähtkujus asuvas hajusparves M67, eesmärgiga leida massiivseid eksoplaneete peajada tähtede ümber. Vaatlusteks kasutati põhiliselt Euroopa Lõunaobservatooriumi 3.6 meetrist teleskoopi La Silla observatooriumis Tšiilis, kuid ka teisi.

Et leida märke massiivsetest eksoplaneetidest, kasutati tähtede uurimisel radiaalkiiruse meetodit. Selle meetodi puhul vaadeldakse tähe edasi-tagasi liikumist vaatleja sihis, mis tuleb välja tähe spektrit vaadeldes – meie poole liikudes on spektrijooned nihkunud sinise poole, meist eemaldudes aga punaste lainepikkuste poole. Selline liikumine annab märku planeetidest, mis asuvad tähe lähedal ja on piisavalt suure massiga, et seda gravitatsiooniliselt märgatavalt mõjutada.

Brucalassi ja tema kaasteadlased avastasid vaadeldavas valimis kolm tähte, mille ümber tiirleb planeet. Neist kaks on Päikesega sama tüüpi G spektriklassi tähed YBP1194 ja YBP1514. Kolmas täht S364 on oma arengu jooksul jõudnud peaaegu kogu oma tuumakütuse ära kasutada.

Planeet tähe YBP1194 ümber on massiga vähemalt 0,34 Jupiteri massi ja teeb ühe tiiru tähe ümber ca seitsme päevaga. YBP1514 ümber tiirleva planeedi mass on vähemalt 0,40 Jupiteri massi ja ta tiirleb perioodiga 5 päeva. S364 ümber tiirlev planeet on aga eelmistest palju massiivsem – 1,54 Jupiteri massiga ja teeb ühe ringi ümber tähe 122 päevaga.

YBP1194 on päikesega peaaegu identne, näitajate järgi Päikesele isegi lähemal, kui tähed mida klassifitseeritakse kui Päikese-tüüpi tähed. Seega on YBP1194b esimene planeet, mis on avastatud täheparvest Päikesega nii sarnase tähe juurest.

Töö kaasautor Luca Pasquini (ESO, Garching, Saksamaa) sõnade kohaselt näitavad nende tulemused, et planeedid on hajusparvedes pea sama sagedad kui üksikute tähtede ümber, aga neid pole kerge detekteerida. Pasquini lisab, et uued tulemused erinevad varasematest töödest, mille käigus pole täheparvedest planeeti leitud. Hilisemad vaatlused aga näitavad juba, et planeete leidub ka täheparvedes.
“Me jätkame selle parve vaatlemist, et teada saada, kuidas erinevad tähed, mille ümber on planeete neist, millel planeete pole. Uurime tähtede erinevusi massi ja keemilise koostise poolest.” ütleb Pasquini.

Allikad:

http://www.eso.org/public/news/eso1402/

Praeguseni on teada, et Kepler-78b mass moodustab ligi 1.7 Maa massist, olles seni avastatud eksoplaneetidest Maaga kõige sarnasem. Tema 1,2 korda suurem diameeter on umbes 15 300 km. Tiheduski on Maaga samas suurusjärgus – võrreldes Maa , mis annab alust arvata, et ta koosneb põhiliselt rauast ja kivimitest. Need omakorda on kõrge temperatuuri tõttu täiesti vedelas olekus. Planeedi tiirlemisperiood on 8,5 tundi, seega ühe Maa ööpäeva jooksul möödub Kepler-78b’l peaaegu kolm aastat.

Planeedi leidis Kepleri kosmoseteleskoop, mis on kuni selle aastani vaadelnud kokku juba 100 000 sobivat tähte Lüüra ja Luige tähtkujus, leidmaks nende kiirgusest märke, mis annaksid aimu sellest, et tähe eest on läbi liikunud mõni eksoplaneet. Kuna uuritavad tähed on väga kaugel – Kepler-78b puhul ligi 700 valgusaasta kaugusel – ja planeedid ise on väikesed, siis selliste tähest mööduvate planeetide puhul ei ole võimalik teha otseseid vaatluseid. Sellegipoolest perioodilise tähesuuruse muutuse kaudu saab kindlaks teha varjutava keha diameetri ja orbiidi. Eksoplaneedi massi saab määrata gravitatsioonilise tõmbejõu mõõtmisest ning Kepler-78b puhul rakendati selleks kahte kõige tundlikumat instrumenti Maal: HIRES (High Resolution Echelle Specrometer) spektrograafi Hawaiil asuvas Kecki observatooriumis ja La Palmas asuva Roque de los Muchachos Observatooriumi HARPS-North (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) spektrograafi, mis on põhjapoolkeral asuv versioon edukast Euroopa Lõunaobservatrooriumi HARPSist Tšiilis. Mõlema instumendiga saadud andmed olid kooskõlas Kepleri teleskoobilt saadud tulemustega. Kepleri teleskoobiga on avastatud palju eksoplaneete kuid Kepler-78b on esimene, mille mass on väljaarvutatud.

Kepler-78b ei oleks saanud tekkida tema praegusel orbiidil, sest minevikus oli ematäht nii suur, et planeet oleks jäänud tema sisse. Seega pidi ta oma omapärasele orbiidile sattuma tähe hilisemas arengus, kuid ka sellel teoorial on omad probleemid.

„Planeet ei oleks saanud tekkida oma praegusel kaugusel, sest planeedid ei saa tekkida tähtede sees,“ ütles Dimitar Sasselov, kes uurib nö super-Maa planeete Harvardi Smithsonian astrofüüsika keskuses. „Ja ta ei oleks saanud tekkida kaugemal ja hiljem liikunud lähemale, sest sel juhul oleks ta liikunud otse täheni välja. See planeet on täielik mõistatus.“

Planeedid mis liiguvad kaugematelt orbiitidelt lähemale ei ole seni tundmatu nähtus. Esimesed sarnased avastusted pärinevad juba 1995 aastast, kuid selliseid migratsioone teevad tavaliselt hiidplaneedid kui tähe ümber eksisteerib veel protopilv, mis võib planeetide orbitaalset impulsimomenti kahandada, kiirendades ümbritsevat gaasi. Astronoomid on ka leidnud tähele lähedaste orbiitidega planeete, mis kunagi on olnud hiidplaneedid, kuid mille atmosfäärid tugevate tähetuulte ja kõrge temperatuuri tõttu on minema pühitud, ning järele on jäänud vaid kõvad südamikud. Kas Kepler-78b võib olla sarnase saatusega hiidplaneet?

Planeedi tulevik on tume – umbes 3 miljardi aasta pärast on tähe loodelised jõud ta lõhki tõmmanud. Kui meie Päikesel oleks kunagi sarnane kaaslane olnud, siis oleks see sarnaste tagajärgede tõttu ammu hävinud ja meil ei oleks ühtegi tõendit selle kunagisest olemasolust.

Kunstniku ettekujutus Kepleri tähtsaimatest saavutustest. Pilt: NASA Ames'i Teaduskeskus/W. Stenzel.

Oma äsja lõppenud põhimissiooni käigus kogutud infoga on Kepler tõestanud, et planeetide olemasolu on tähesüsteemis pigem loomulik, mitte erandlik nähtus. Senistele andmetele tuginedes julgeb William Borucki, Kepleri-missiooni andmete üks põhiuurijatest NASA Amesi Uurimiskeskuses, oletada et ligi kolmandiku Linnutee tähtede ümber võib tiirelda planeete.

Tänaseks on Kepleri kosmoseteleskoobiga avastatud üle 100 kinnitatud eksoplaneedi ning täiendavat kinnitust ootavad veel üle 2300 kandidaadi. Enamiku kandidaatide puhul on puudu vaid mõõtmiste arvust – nõutav on planeedi vaatlemine vähemalt kolme järjestikuse ülemineku jooksul oma tähest ning see ongi üks peamine põhjus, miks NASA senist missiooni pikendada otsustas. Kepleri meeskond oletab, et kuni 80% praegustest kandidaatidest võivad tulevikus kinnitust leida. Tänaseks on maapealsete ja kosmoses paiknevate teleskoopidega avastatud kokku üle 800 eksoplaneedi.

Kepler otsib eksoplaneete nn varjutusemeetodil, jälgides kaugeid tähti pika aja jooksul ning oodates, et selle ümber tiirlev planeet tähe eest läbi liiguks. Kui see juhtub, registreerib teleskoobi pardal olev ülitundlik fotomeeter tähe heleduse marginaalse vähenemise. Selline varjutus toimub vaid korra ühe orbiidi jooksul, mis kaugelt tähelt vaadates Maa ja Päikese korral tähendaks minimaalselt 3 aastat vaatlusi avastuse kinnitamiseks. Valdav enamus Kepleri seniavastatud planeetidest on Maast tunduvalt suuremad ning tiirlevad oma tähtedele väga lähedastel orbiitidel, jättes vähe lootust, et neil võiks eksisteerida elukõlbulik keskkond. Jätkumissiooniga loodab NASA suurendada võimalust kaugematel orbiitidel tiirlevate planeetide avastamiseks. Borucki sõnul võivad Maa-sarnased planeedid vabalt juba Kepleri andmetes olemas olla, oodates vaid analüüsimist ja kinnitamist.

Seni kinnitatud sajakonna planeedi hulgas on kõige märkimisväärsemad leiud Kepler-11-nimelise tähe ümber tiirlev 6 planeediga kompaktne süsteem, mis mahuks terviklikult Veenuse orbiidi sisse ning kaksiktähe massikeskme ümber tiirlev planeet Kepler-16b. Kõige Maa-sarnasem Kepleri seni leitud eksoplaneetidest on Kepler-22b, mille orbiit asub tähe elukõlbulikus tsoonis. Planeet ise on Maast 2,4 korda suurema läbimõõduga ning tänase seisuga on planeedi täpne mass ja keemiline koostis veel teadmata.

California Berkeley ülikooli astronoomiaprofesor Geoff Marcy ütles Kepleri avastuste kohta järgmist: „Maa pole ainulaadne, ammugi mitte Universumi keskpunkt. Avastatud kaugete maailmade mitmekesisus ületab kaugelt kõigi me ulmekirjanike ja filmiloojate fantaasia. Aristoteles oleks meie ole uhke, kuna oleme suutnud vastata mõnedele kõige fundamentaalsematele filosoofilistele küsimustele meie kohast Universumis.“

Uued uurimused näitavad, et vastus on jah. Mitte ainult põgenik-planeedid ei eksisteeri, vaid nad kihutavad läbi kosmose kiirusel, mis moodustab mõne protsendi valguskiirusest – kuni 48 miljonit km/h (13 000 km/s).

“Need meeletu kiirusega liikuvad planeedid on ilmselt ühed kiirematest objektidest meie galaktikas,” ütles Avi Loeb Massachusetts’i Cambridge’i Astrofüüsika Harvard-Smithsonian Keskusest.

“Kui sa elaksid ühel sellistest planeetidest ootaks sind ees perutav sõit galaktika keskmest, universumi avarusteni.”

“Teisi kui subatomaarseid osakesi ei tea ma eksisteerivat, mis lahkuks meie galaktikast nii kiiresti kui need põgenik-planeedid,” ütles Idan Ginsburg, Dartmouth kolledžist, Hanoveris, New Hampshire’s.

Sellised rutakad maailmad, mida nimetatakse ülikiirusel liikuvateks planeetideks, tekivad samamoodi kui ülikiirusel liikuvad tähed. Kaksiktähe süsteem uitab galaktika keskmes asuvale supermassiivsele mustale augule liiga ligidale ja tugevad gravitatsioonilised jõud rebivad tähed üksteiselt, saates ühe tähe minema suurel kiirusel, samas kui teine täht püütakse orbiidile ümber musta augu.

Selle uurimuse tarbeks, simuleerisid teadlased, mis juhtuks, kui igal tähel oleks üks või kaks planeeti lähedal tiirlemas. Nad leidsid, et täht, mis visatakse välja, saaks planeedid oma reisile kaasa vedada. Teisel tähel, mille must auk kinni püüdis, võidaks planeedid küljest rebida ja heita planeedid külma ja musta tähtedevahelisse alasse kolossaalsete kiirustega.

Tüüpiline ülikiirusel planeet katapulteeruks väljapoole kiirusel 11 kuni 16 miljonit km/h (3000 – 4500 km/s). Kuid väike murdosa neist võib saavutada ideaalsetel tingimustel palju suuremaid kiirusi.

Praegused instrumendid ei suuda üksikuid ülikiirusel liikuvaid planeete leida, sest need on tuhmid, kauged ning haruldased. Samas, astronoomid saaksid märgata planeeti tiirlemas ümber ülikiirusel liikuva tähe, vaadaldes tähe heleduse kerget langust, kui planeet tähe eest läbi sõidab.

Selleks, et ülikiirusel liikuv täht saaks planeedi endaga kaasa vedada, peab planeet omama lühikest orbiiti. Seega tõenäosus, sellise ülemineku nägemiseks oleks suhteliselt kõrge, 50 protsendi ligidal.

“Tõenäosusega üks kahele üleminekut näha, kui ülikiirelt liikuval tähel oleks planeet, oleks mõtekas neid otsida,” ütles Ginsburg.

Selline maailm põgeneb ükskord Linnutee galaktikast ning rändab läbi galaktikatevahelise tühjuse.

“Reisiagentuuride kuulutused rännakutele ülikiirustel liikuvatel planeetidel võivad huvi pakkuda eriti seiklushimulistele üksikisikutele,” ütles Loeb.

Üldiselt nõustutakse, et planeete on võimalik tähesüsteemist välja heita, eriti varajase kaootilise perioodi jooksul süsteemi elus, kui planeedid stabiilseimate orbiitide pärast tõuklevad. Hiljuti on eksoplaneete leitud kaksik- ja isegi kolmiktähesüsteemidest ning uues uurimuses näitavad Cambridge’i ülikooli Astronoomiainstituudi teadlased Nickolas Moeckel ja Dimitri Veras, et ühe tähe orbiidilt välja heidetud planeet võib sattuda selle tähe kaksiku süsteemi. Veel enamgi – planeet võib hakata tähtede vahel „põrkama”, andes seletuse mõningate eksoplaneetide kummalistele orbiitidele.

Moeckel seletab, et selle fenomeni tekkeks on vajalikud kaks võtmetingimust. „Esiteks peavad tähed olema piisavalt kaugel, et mitte mõjutada planeetide teket teineteise ümber,” ütleb ta, rõhutades, et olukord on täielikult erinev hiljuti avastatud Tatooine’i-laadsetest planeetidest, kus planeedid tiirlevad lähestikku asuvate tähtede korral kaksiktähesüsteemis mõlema ümber. „Teiseks on vajalik, et tähe ümber oleks mitu planeeti. Orbiidi ebastabiilsuseks, mis viib põrkefenomenini, on vajalik, et kaks planeeti satuksid teineteisele väga ligidale. See toimub kiiremini ja lihtsamalt paljude lähestikku asuvate planeetide korral.”

Uutes arvutimudelites leiab põrkeefekt tavaliselt aset tähtede vahel, mis on teineteisest kaugusel 6 kuni 25 teepikkust Päikesest Pluutoni. Kuni 85% väljaheidetud tähtedest teevad vähemalt ühe reisi läbi kaaslastähe mõjuala ja 45%-75% põrkuvad korduvalt, sõltuvalt mõlema süsteemi algsetest orbitaalparameetritest.

„Planeet, mis hakkab põrkama, lõpetab harva oma esialgses planeedisüsteemis, kuid kui see juhtub, siis mõne teise järelejäänud planeedi arvelt, mis omakorda heidetakse süsteemist välja või toimub selle kokkupõrge tähe või planeediga,” ütleb Moeckel. „Kui põrkumine algab, lahkub planeet üldiselt lõpuks kaksiktähesüsteemist.”

See planetaarne ping-pongimäng kestab kuni miljoni aastani ja võib tipneda tähtedevahelise planeetidevahetusega. Niivõrd kõikuvate orbiitide korral on elu võimalikkus nendel planeetidel mõeldamatu – temperatuurid kõiguvad kõrvetavkuumadest, kui planeet tähe lähedusse satub, kuni jäiselt külmadeni, kui see tagasi kosmosesse heidetakse.

Mis puutub näidetesse selle kohta jätkuvalt kasvavas eksoplaneetide andmebaasis, ütleb Moeckel: „Meil pole veel piisavalt vaatlusandmeid looduses esinevate süsteemide kohta, mis simulatsioonidega ühtiks, et piisavalt head hinnangut anda. Me võiksime näha planeeti põrkeprotsessis, kui me oleks võimelised täpselt mõõtma kõiki kaksiksüsteemi osi, eriti kui märkame planeeti asumas kahe tähe vahel.”

Avastatud planeetide suurused algavad 1.5kordsest Maa raadiusest, lõpetades Jupiterist suuremate planeetidega. Viisteist planeeti on suuruselt Maa ja Nepuuni vahel. Hetkel pole veel teada, millised neist on tahked, nagu Maa ja millised paksu gaasist atmosfääriga, nagu Neptuun. Planeedid teevad tähele tiiru peale 6st kuni 143 päevaga ning kõik nad asuvad tähele lähemal, kui Veenus Päikesele.

Täht nimega Kepler-33 omab viite planetaarset kaaslast, mis on kõik Maast veidi suuremad ning on lähemal orbiidil, kui Merkuur Päikesele.

„Enne Kepleri missiooni, teadsime umbes 500st eksoplaneedist,“ teatas Kepleri programmi teadlane Doug Hudgins. „Peale kahte aastat rusikasuurust taevalapi uurimist, on Kepler avastanud üle 60 planeedi ning üle 2300 planeedi kandidaadi. See ütleb meile, et meie galaktika on täis erinevate suuruste ja orbiitidega planeete.“

Kepler on Maad jälitavas orbiidis ümber Päikese ning vaatab oma 0.95meetrise läbimõõduga teleskoobiga Luige ja Lüüra tähtkujude suunas. Ta vaatesse jääb umbes 4.5 miljonit nähtavat tähte, millest uuritakse 156 000. Kepler tuvastab planeedikandidaate, mõõtes korduvalt enam, kui 150 000 tähe heleduse muutust, et leida planeete, mis tähe eest mööduvad. Kui planeet möödub tähe eest, siis heidab ta varju Maa ja Kepleri suunas.

Tihedates tähesüsteemides põhjustab planeetide omavaheline gravitatsiooniline tõmme mõne planeedi kiirenevat või aeglustuvat liikumist ta orbiidil. See kiirendus põhjustab orbitaalperioodi muutust. Kepler tuvastav seda efekti, mõõtes perioodide erinevust. Tänu sellele mõõtmistehnikale, saab planeete tuvastada märksa kiiremini, kui varem.

„Viis, mil kinnitati planeetide olemasolu Kepler-33 ümber, näitab, et meetodi üldine usaldatavus on kõrge,“ ütleb Jack Lissauer NASA uurimiskeskusest.

Planeetide avastamiseks enamasti jälgitakse kas tähe heleduse muutumist
seoses planeedi möödasõiduga tähe eest või radiaalkiiruse muutumist planeedi
gravitatsioonilise tõmbe tõttu. Need meetodid on tõhusad eelkõige oma
ematähele lähedastel orbiitidel tiirlevate planeetide leidmiseks. Uudsem
meetod on vaadelda läbi tähest ja võimalikust planeedist koosneva
gravitatsioonilise mikroläätse mingit taustal olevat tähte, võimendades
sellelt tulevat valgust, mille abil on võimalik tuvastada planeedi
olemasolu. Sellise meetodiga on võimalik leida planeete, mis on palju
kaugematel orbiitidel, ka elukõlbulikus tsoonis.

Arnaud Cassan’i poolt juhitud tiim on PLANET’i (Probing Lensing Anomalies
NETwork) ja OGLE’i (Optical Gravitational Lensing Experiment) andmete
põhjal 2002. ja 2007. aasta vahel uuritud miljonite tähtede seast ligikaudu
3000 puhul täheldanud mikroläätse olemasolu, millest kümnel korral on olemas
ka planeedile iseloomulik läätse-efekt. Kuigi tegemist on potentsiaalselt
väga võimsa meetodiga, on pigem haruldane, et läätsena toimiv täht on mingi
taustal oleva tähega hästi joondatud – ka planeedi orbiit peab olema
vaatleja suhtes kindlas asendis.

Kuigi planeete on otseselt mikroläätsede abil tuvastatud vaid 10, on
statistiliselt leitud ning üldistatud, et umbes 62 protsendil Linnutee
tähtedest on 5-10 Maa massiga planeet, 52 protsendil Neptuuni-laadne
planeet ning 17 protsendil Jupiter-laadne. Kõik need planeedid on oma
ematähest vahemaal, mis Päikesesüsteemi näitel vastab piirkonnale Veenusest
Saturnini, kuhu langeb ka niinimetatud “kuldne” ehk elukõlbulik tsoon, kus
on võimalik aastaringne vedela vee olemasolu. Siiski tuleb nentida, et vaid
murdosa avastatatud ja avastamata eksoplaneetidest on praeguste standardite
järgi elamiskõlbulikud, enamik neist on liiga massiivsed.