On alanud september, esimene sügiskuu, kuigi suvist sooja võib ka sekka juhtuda. Sügise ametlik algus ei lange siiski kuu algusega kokku, see toimub 23. septembril kell 9.50. Siis on Päike otse Maa ekvaatori kohal ja peaaegu kogu maakera peal on päev ja öö ühepikkused, 12 tundi. Pooluste piikonnas on eriolukord: põhjapooluse kohal on Päike silmapiiril loojumas; ka lõunapooluselt vaaadates asub Päike silmapiiril, kuid siin on Päike hoopiski tõusmas. Vastavalt on põhjapoolkeral siis algamas polaaröö ja lõunapoolkeral, vastupidi, polaarpäev. Nii polaaröö kui polaarpäev kestavad pool aastat; polaarpäeval on Päike kogu aeg loojumatuna kusagil madalas taevas, kuid silmapiirist kõrgemal, polaaröö puhul aga pidevalt allpool horisonti. Päike asub kuu esimesel poolel Lõvi tähtkujus; 17. septembril liigub Neitsi tähtkujju.

Planeedid septembris

Tänavune septembrikuu pakub vaatlemiseks vähemalt kolme, kuu teises pooles koguni nelja planeeti.

Merkuur ilmub 18-nda paiku nähtavale hommikuhämaruses madalasse koiduvöösse, hakates edaspidi tõusma peaaegu 2 tundi enne Päikest, asukohaks Lõvi tähtkuju. Vaatlusperioodi algul on Merkuur varem tõusvast Reegulusest umbes 8 kraadi kaugusel, edaspidi planeedi ja tähe nurkvahemaa üha kasvab. Võib panna tähele, et Merkuur muutub tasapisi heledamaks. Suurima läänepoolse eemaldumuse aegu Päikesest, 22. septembril, on Merkuuri heledus -0.4 tähesuurust.

Veenus on septembris nähtav samuti hommikuti idakaares, kuid Merkuurist oluliselt heledama Koidutähena. Kuu alates tõuseb Veenus 2 tundi enne Päikest, kuu keskpaiku juba ligemale 3.5 tundi ja kuu lõpus 4 tundi (pisut enamgi) enne Päikest. Veenus asub enamuse ajast Vähi tähtkujus, 25-ndal siirdub Lõvi tähtkujju.
Veenus jõuab septembris ka oma alati suure heleduse tippu, -4.5 tähesuurust. (Veenuse täpne heledus varieerub sageli eri allikates mõne kümnendkoha võrra, ilmselt ei viitsita eriti heledust kontrolliks üle mõõta.) Teleskoobiga tasub samuti Veenust vaadata, siis paistab planeet kena noore Kuu kujuga. Kuu lõpus hakkab Veenus lähenema veidi hiljem tõusvale Reegulusele. Heledused pole muidugi võrreldavad, Reeguluse heledus on +1.35 tähesuurust. Aga mõlemad „tähed” on heledamad kui teine tähesuurus… Vana Kuu sirp on Veenusele lähimas asendis 12. septembri hommikul.

Jupiteri vaatlustingimused on head. Kui kuu alguses peab vist veel märkima, et Jupiter paistab peaaegu kogu öö (hommikupoole), siis kuu keskpaiku ja teises pooles võib nähtavust kommenteerides juba niimoodi „ümardada”, et planeet on näha kogu öö. Jupiter paikneb Jäära tähtkujus. Jupiteril heledust jätkub, -2.5 tähesuurust.
Ööl vastu 5. septembrit on Jupiter päris lähestikku Kuuga (Jupiter on allpool, asub Kuu servast 1.5 kraadi kaugusel).

Saturn„käib” endiselt öösel suhteliselt madalavõitu kaarega üle lõunataeva, asudes Veevalaja tähtkujus. Kuu algul paistab Saturn kogu öö, kuid peatselt hakkab planeet hommikuti üha varem loojuma. Saturni heledus on +0.5 tähesuurust, see paneet on seega märksa tuhmim kui Veenus ja Jupiter, ometi paistab ka Saturn taevavõlvil heleda tähena. Kuu on Saturnile lähimas asendis 26. septembri õhtul.

Nelja planeeti korraga siiski näha ei saa, küll aga võib hommikuti korraga imetleda kolme planeeti. Kuu alguses on siis nähtaval Veenus, Jupiter ja Saturn; idataeva koiduvöös on näha Veenus ja peaaegu vastassuunas, madalas läänetaevas asub Saturn ja Jupiter paistab hästi lõunakaares.

Kuu teises pooles saab korraga hommikutaevas näha omakorda Merkuuri, Veenust ja Jupiteri. Merkuur asub idas madalas koidutaevas ja siis need 2 heledat „laternat”: idakaares Veenus ning edelataevas Jupiter. Kui juba „laternatest” juttu tuli, siis saab ka kolmandast rääkida: madalas kagutaevas särab hommikutaevas ka Siirius, päris-tähtede heledaim esindaja. Siirius ilmub hommikuti nähtavale umbes koos septembrikuu algusega.

Hommikuses septembrikuu taevas on idakaares teisigi heledaid tähti, kuid Merkuur peaks neist kõigist madalamale, koiduvöösse jääma.

Marss on sedapuhku nähtamatu. Nähtamatu, nagu alati paljale silmale, on ka Neptuun. Isegi teleskoobis paistab Neptuun tähekese moodi, ei enamat. Siiski võiks ehk ära märkida, et Kalade tähtkujus asuval Neptuunil on 19. septembril vastasseis Päikesega. Neptuun on seega septembris põhimõtteliselt taevas olemas kogu öö, kuid heledus on +7.8 tähesuurust (ehk siis üldisemalt kaheksas tähesuurus) võtab pakutava nähtavuse „teise käega tagasi”. 19. septembri koordinaadid on Neptuunil järgmised:

otsetõus 23h 47m 8s; kääne -2° 47’ 3’’ .

Paneme võrdluseks kirja ka sama, 19. septembri jaoks Uraani koordinaadid: ka see, 6. tähesuuruse heledusega teleskoobiplaneet paistab samuti kogu öö, asudes Jäära tähtkujus, 8 kraadi Jupiterist vasakul):

otsetõus 3 h 30m 57s; kääne 18º 5’ 55’’ .

Kassiopeia tähtkuju

Septembrikuu öö saabudes saab kõrgel kirde-idataevas nähtavaks siksakiline W-tähte meenutav viie küllaltki heleda tähe kombinatsioon. Tegu on Kassiopeia tähtkujuga. Eestis ja teistes põhjamaades pakub Kassiopeia aastaringselt igal ööl enda vaatlusvõimalusi. Tähtkuju võtab küll osa taeva ööpäevasest pöörlemisest (ümber Põhjanaela), kuid sarnaselt Suurele Vankrile ja veel mõnele tähtkujule aga loojuma ei ulatu. Kusjuures Suur Vanker on võrdluseks päris hea, sest ka Kassiopeia tähed on sarnase heledusega ning teiseks asub kumbki tähtkuju Põhjanaela suhtes alati „teine teisel pool”. Sügisöö edenedes tõusebki Kassiopeia otse seniiti ehk pea kohale, samal ajal võtab Suur Vanker koha sisse põhjakaares, Põhjanaelast madalamal. Hommiku eel liigub Kassiopeia madalamale, loode suunas.

Kassiopeia… mis see on? Esimena tulevad meelde ehk kassid (ülimalt vahvad ja positiivsed, tuju ning tervist parandavad tegelased), aga „opeia” on tundmatu suurus. Mis see on? Oopium? Kasside, eriti nende meesssost isendite „oopium” on teatavasti palderjanijuurikas. Siiski, vist seda ikka ka ei mõelda… Tuleb entsüklopeediad lahti lüüa. Või siis internet. Aga interneti viga on see, et väga palju näivalt ametlikku infot seal on kontrollimata ja seega võimalik, et ka ekslik.

Oletame siiski, et oleme nüüd grammi jagu targemaks saanud ja teame et antud juhul tuleb kassid jätta rahule, omi asju toimetama. Muidu veel mõni neist annab selleks käpaga märkijätvalt märku…

Kassiopeia nimi on vastavale tähtkujule tegelikult tulnud Kreeka mütoloogiast, selline nimi oli müütilisel Etioopia kuningannal. Eesti mütoloogias oli see siksakiline tähtkuju tuntud kui Taevalook, samuti ka kui Vändatähed.

Kassiopeia tähtkuju oma heledamate tähtedega

Heledaid tähti on Kassiopeia viis: Caph (beeta Cas), Scedar (alfa Cas), Tsih (gamma Cas), Ruchbah (delta Cas), Segin(epsilon Cas). Vaatame need kõik nüüd üle.

Caph

Näiv heledus 2.28 tähesuurust. Tegu on F-spektriklassi hiiuga, täpsem tähis on F2 III. Caph on Päikesest umbes 3.5 korda suurem ning umbes 3 korda suurem sama spektriklassi peajada tähtedest. Massi poolest on Caph umbes 1.9 korda Päikesest massiivsem. Võib eeldada, et varem peajadal viibides kuulus Caph kuhugi A-spektriklassi. Värvuselt on Caph kollakasroheline, kuid heledus pole siiski nii suur, et roheline värv silma jaoks esile tõuseks. Kaugus selle täheni on 55 valgusaastat, seega just eriti kauge objektiga tegu ei ole. Tähel Caph on ka nõrk kaaslane, heledusega 13 tähesuurust.

Scedar

Näiv heledus 2.24 tähesuurust. Siin on tegu taas hiiuga, kuid sedapuhku oranzi hiiuga, K0 III. Scedar pole Maalt vaadates siiski piisavalt hele, et oranzi värvsut otse silma jaoks esile tuua. Oranzid hiiud on ka mõõtmetelt päris suured. Scedar hinnatakse olevat Päikesest 42 korda suurem, ületades selliste näitudega ka sama spektriklassi hiidude keskmisi näite. See asjaolu viitab ka II heledusklassi (hele hiid) arvestamise mõttele. Scedari mass on kusagil 4 ja 5 Päikese massi vahel. Näib, et Scedar viibis peajadal olles kusagil B spektriklassi keskel või jahedamas osas. Kaugus 228 valgusaastat.

Tsih

Tuntud mõnedes allikates ka Navi nime all. Heledus ei ole muutumatu, viimasel ajal hinnatakse seda umbes 2.15 tähesuuruga, kuid täht võib mõnikord olla ka sellest näidust heledam või tuhmim. Spektriklass on B0.5 IVe. B0.5 tähendab üpris kõrge pinnatemperatuuriga B-klassi tähte ning heledusklass IV omakorda seda, et olles küll veel peajadale lähedal, päriselt ta seal siiski enam ei ole. Peajada faasis oli see täht veel kuumem, asudes HR diagrammil ilmselt kusagil O-klassi lõpus. Tähis e näitab seda, et spektris leidub emissioonijooni ehk kiirgusjooni (peamiselt vesiniku jooni).

Tsih-tähe puhul on leitud, et ta omab nähtamatut kaaslast, orbitaalse perioodiga 203.5 päeva. Kaaslase olemus pole senimaani selge. Kõige enam on siiski viiteid, et tegu võiks olla neutrontähega. Teine, kaugem kaaslane, 11. tähesuuruse objekt 2 kaaresekundi kaugusel on F6 V, peajada täht. Siin on orbitaalne periood pikk, 480 aastat.

Huvitav on märkida, et tähest Tsih 21 kaareminuti kaugusel asub 5.5 tähesuuruse heledusega kolmiktäht HD 5408 (B7 V + B9 V +A1 IV) , mille ruumiline liikumine on sarnane Tsih-iga. Kuid ruumiline vahekaugus on omakorda liiga suur, et saaks rääkida gamma Cas ja HD 5408 süsteemi kaksiklusest. Siin võib eeldada, et tähed on tekkinud küll ühisest kosmilise gaasi-tolmupilve süsteemist, kuid piisavalt kaugel teineteisest, et edasine otsene gravitatsiooniline seos oleks olemas.

Tsih, kuum ja hele nagu ta on, paneb helendama ka oma ümbrust. Tähelepanuväärseim osa sellest on peegeldusudukogu IC 63, hüüdnimeks Kassiopeia Viirastus. Uduobjekt asub tähest umbes 3-4 valgusaasta kaugusel. Tõsi küll, otse vaadeldav see eriti pole, kuigi kuju piltidel on meeldejääv.

Peegeldusudu Kassiopeia Viirastus. Kuigi teleskoobis raskesti vaadeldav, on pilt muljetavaldav.

Kui keegi siiski soovib üritada otse vaadelda, siis teleskoop peab suur olema, läbimõõdus ligikaudu 30 cm või enam. Udukogu heledus on 10. tähesuurus, kuid tegu pole üldsegi punktobjektiga, vaid ligikaudu 10 x 5 kaareminuti läbimõõduga. Seega pole hea ka ülisuur suurendus. Hele täht Tsih (gamma Cas) ise tuleks teleskoobi vaateväljast eemale saada. Udukogu asub tähest umbes 20-27 kaareminuti kaugusel, ligikaudne läbimõõt on 1 valgusaasta kanti. Umbes samal nurkkaugel Tsih-ist asub ka äsjamainitud HR 5408.

Udukogd Kassiopeia Viirastus (IC 63, alumine) ja selle naaber IC 59 (ülemine) tähe Tsih võimsa kiirguse taustal. Tervikpildi vasak pool meenutab mingit jubeda näo profiili.

Mängime nüüd võsainglasi, tehes nii. Lähtume meie „suurest peatähest” Tsih ja tuginedes ekvatoriaalsetele koordinaatidele („põhi üleval”) ning seda ka, et teleskoop pöörab pildi ümber („põhi alla”), siis sellisel juhul HR 5408 asub Tsih-ist „kella 12 suunas” ja Viirastuse-udu asub „kella nelja suunas”. Püüame, nagu juttu oli, järgmise sammuna liigutada heleda Tsih-tähe teleskoobi vaateväljast välja. Kas udukogu kuidagi näha on, see saabki seepeale selgeks.

Udukogu koordinaadid: otsetõus 0h 59m 5s, kääne: 60º 53’ 42’’.

Läheduses asub ka teine samal põhjusel helenduv udu IC 59, kuid see on eelmisest tuhmim.

Tehes Gamma Cas ehk Tsih kohta lühikokkuvõtte, siis omab see ligikaudu 17, mõndel andmetel 19 Päikese massi ja 10 Päikese raadiust. Kaugus on umbes 550 valgusaastat.

Veidi Be-tähtedest

Tähte Tsih (gamma Cas) tuntakse teatud tüüpi muutlike tähtede, Be tähtede esindajana. Üldiselt on Be tähed väga kiiresti pöörlevad tähed, mille ümber on ka mingi ketas, mis võib olenevalt konkreetsest juhtumist olla erineva stabiilisuse astmega. Ketas Be tähe ümber koosneb tähest endast väljalennanud materjalist. Siiski pole asi liiga lihtne: mõnede Be tähtede pöörlemiskiirus pole väga suur, kuid ketas selle ümber võib ikkagi kuidagi tekkida. Kui tegu on kaksiktähega, võib mõnedel juhtudel kaarte segada ka teine komponent. Millalgi pakuti välja, et kõik Be tähed on kaksiktähtede komponendid, sellest ka ketas B-klassi komponendi ümber, kuid nii see paraku ka ei ole.

Be tähtede seas saab seega eristada ka alamklasse. Tsih, gamma Cas, on lisaks Be staatusele ka gamma Kassiopeia tüüpi muutlike tähtede prototüüp.

Ruchbac

Jätkame Kassiopeia heledate tähtedega. Ruchbac asub Maast umbes 99 valgusaasta kaugusel. (Kui keegi ütleb 100 va, pole see ka eriti vale.) Tähe heledus on 2.66 tähesuurust. Pole oluliselt tuhmim kui eelnevad 3, kuid arvud on armutud: sellise heledusega paistev täht kuulub kolmanda tähesuuruse tähtede hulka.

Spektriklass hinnatakse olevat A5 IV. Ruchbah arvatakse seega olevat parajasti lahkumas peajadalt HR diagrammil. Mass peaks olema 2.5 Päikese massi ja raadius 3.9 Päikese raadiust.

Ruchbah omab ka kaaslast, mis muudab tähe varjutusmuutlikuks, kuigi heleduse muutlikkus on napi mõõduga. Kaaslase olemuse kohta pole veel kuigi palju teada.

Segin

Segin ehk epsilon Cas asub W kujulise tähtkuju kontuuri ühes tipus (teises tipus on Caph). Näiv heledus 3.34 teeb sellest tähest Kassiopeia kontuuri tähistavast viiest tähest kõige tuhmima. Tähesuurus on Seginil seega üldiselt lugedes kolmas. Kaugus Maast 418 valgusaastat. Segin hinnatakse olema 9 Päikese massi ja 6 Päikese raadiusega. Spektriklass on B3 V. Siiski pole antud juhul asja paika panna eriti lihtne, sest spektris ilmneb ka emisoonijooni. Nii et Segin võib olla IV heledusklassis. (kuumade, sh B-spektriklassi tähtede puhul on mõnigi kord päris keeruline teha vahet V (peajada) ja IV (allhiidude) ning isegi ka III (hiidude) heledusklassi vahel, sest vastavate tähtede esindajate parameetrid ei erine oluliselt.) Siiski ei loeta Segin olevat ka klassikaliste Be tähtede esindajaks.

Vahekokkuvõte

Nii et Kassiopeia viiest tunnustähest on kolm tükki kuumad (Tsih ja Segin B spektriklassist, pinnatemperatuuridega vastavalt 25 000 K ja 15 100 K ning Ruchbah A spektriklassist, 8000 K), üks „soojusastmelt” vahepealne (Caph, F spektriklass, 7000 K) ning üks jahedam (Scedar, K spektriklass, 4600 K). Toas ja õues olevate temperatuuridega võrreldes on üleüldse kõigi tähtede pinnatemperatuurid muidugi tohutult kõrged.

Ei aita ka see, kui tähe pinnalt üritada sissepoole kaevuda. See ei aita, sest mida sügavamale jõuda, seda kuumemaks läheb. Tähtede keskmetes jõuaksime kindlasti välja kümnest miljonist kraadist kõrgemate temperatuuriväärtusteni. Hea küll, jätame labidad Maale, kuid ka tähtede pinnatemperatuure arvestades võib siiski antud juhul tõdeda, et kliima on neis paigus kuidagi liiga soe.

Otsene järeldus nii kuuma kliima vastu võitlemiseks on loomulikult see et Maal, iseäranis just piirkonnas, mis piirneb Läänemere, Soome lahe ja Peipsi järvega, tuleb meil kõigil koheselt midagi ette võtta, näiteks lasta endal elekter jäädavalt välja lülitada, makstes üha kasvavaid elektriarveid siiski edasi! Sest me peame ju olema gamma Kassiopeiaga solidaarsed, kas keegi julgeb vaielda?

Teleskoobiobjektidest Kassiopeias

Kassiopeia asub Linnuteel, seega peaks sinna mahtuma ka täheparvi ja udukogusid.
Nii ongi. Viie rikkama riigi, vabandust, viie heledama tähe ümbruses on taevas mitmed tähtede hajusparved. Tuntuimad neist on ehk M52 ja M103, mis on mahtunud kuulsasse Messier’ kataloogi. M52 leiab siis, kui liikuda Scedari (alfa Caph) juurest Caphi (beeta Cas suunas) ja siis veel umbes sama palju samas suunas edasi.

Hajusparv M52

M52 asub Maast umbes 4600 valgusaasta kaugusel, läbimõõt umbes 19 valgusaastat. Parve koguheledust hinnatakse umbes 7 tähesuurust. Arve liikmete arv on paarsaja kandis.

Kui lähtuda aga Ruchbah-tähest (delta Cas) ja hakata liikuma Segin (epsilon Cas) suunas, siis esimesest juba umbes kraadi kaugusel tuleb vastu hajusparv M103.

Hajusparv M103 üldisemas vaates.

Kui aga teleskoobiga M103 vaatlemise käigus ümbruskonnas veidi ringi keerutada, peaks sealt leidma veel päris mitu hajusparve, nt NGC 663, NGC 654 ja NGC 659.

Hajusparv NGC 663

M103 on neist heledaim, kuid siiski ka mitte väga hele, parve heledus on umbes 7.4 tähesuurust, veidi tuhmim kui M52. M103 asub ligemale 10 000 valgusaasta kaugusel, läbimõöt ligikaudu 18 valgusaastat. Kinnitatud liikmeid on üle 170.

Hajusparved on teada kui noorte, mitte väga ammu tekkinud noorte, pigem kuumade peajada tähtede kogumid. Nii on ka M103 puhul, kuid on huvitav märkida parves, suisa tsentris asuva päris punase, M6 spektriklassi hiiu või allhiiu olemasolu.

Hajusparv M103 detailsemalt.

Oleks „parem”, kui tegu oleks punase ülihiiuga, need on samuti noored objektid. „Tavalised” punased hiiud aga peaksid olema märksa vanemad. Võib spekuleerida, et vastasmõju tagajärjel mingi lähinaabriga võttis see täht eemalt vaadates hoopis vanema „näo”, kui ta tegelikult on. Sellist asja juhtub harva, kuid pole päris võimatu.

Kassiopeias seega hajusparvi jätkub! Kerasparvedega on kehvasti, see on ka mõistetav, sest Galaktika sfääriline allsüsteem, mille kerasparved moodustavad, ei kipu Maalt vaadates sinnakanti suunas projekteeruma..

Udukogusid on ka. Kassiopeia Viirastusest oli juba eespool juttu. Kergemini peaks leitav olema Pacmani udukogu, NGC 281. See on üks paljudest Linnutee tähetekke piirkondadest, kus noori kuumi tähti juba ka tekkinud on. Nende kiirgus ülejäänud udu helendama panebki. Udukogu asub mitte kaugel heledast tähest Scedar.

Pacmani uduna tuntud NGC 281.

Märgime ka Pacmani udu koordinaadid:

otsetõus: 0h 52m 59s, kääne: 56º 37’ 19’’ .

Udusid on muidugi veel, kuid eks neid kõiki pea ikka läbi teleskoobigi pildina üles püüdma võtma, vaatamisest üksi pigem ei aita… Nimetame siiski ühe veel, M52 lähedal, umbes poole kraadi kaugusel asub Mulli udukogu, katalooginimega NGC 7635. Udu helendab tsentraalse kuuma O spektriklassi tähe arvel. Sellest taevapiirkonnast on põhjust allpool veelgi juttu teha.

Muide, O-spektriklassi tähtede puhul pole isegi peajada ja ülihiidude esindajate vahel suuri erinevusi. Ei heleduse, massi ega läbimõõdu osas. Detailides muidugi saab eristusi teha. Võrdluseks: „külma” M spektriklassi puhul on peajada tähtede ja ülihiidude erinevused kolossaalselt suured.

Kassiopeia A

Huvitav objekt on Kassiopeia A umbes 11 000 valgusaasta kaugusel. Läbimõõt 11 valgusaaastat. Esmakordselt vaadeldi seda optilises kiirguses 1950. aastal. See on jällegi paraku objekt, mida ei tasu eriti proovida teleskoobiga otsida. Kuid paraja suurusega (läbimõõt 30 cm kanti või enam) teleskoop koos värvifiltritega võib teha imesid… Esmakordselt avastati Kassiopeia A hoopiski raadiokiirguses 1947. aastal. Tegu on Maalt registreerides võimsaima raadiokiirguse allikaga väljastpoolt Päikesesüsteemi, tõsi küll, seda vaid siis, kui kiirgust registreerida sagedusel 1 gigaherts. Pole seega ime, et ilmselt seoses just selle objektiga räägivad mõned esoteerikafännid salapärasest Kassiopeia kiirgusest.

Detailirohke pilt supernoova jäänukist Kassiopeia A, jäädvustatuna läbi uue, Webbi Kosmoseteleskoobi.

Salapära Kasssiopeia A puhul muidugi jätkub. Lähem uurimine on näidanud, et tegu on selgelt supernoova jäänukiga. Ka tekkinud kompaktne tuum on olemas. Vist neutrontäht (kuid mitte pulsar), aga ka must auk võib see olla. Röntgenuuringute jätkamine peaks siin pikapeale selguse andma. Kompaktse objekti olemasolule saadi kinnitus Chandra Röntgenkiirguse Obervatooriumi poolt, mis lennutati kosmosesse 1999. aasta suvel. Kassiopeia A oligi selle aparatuuri esimene uurimisobjekt.

Nii et Kassiopeia A kiirgab rõõmsasti nii raadiokiirgust kui röntgenkiirgust. Siiski ei saa siit kuidagi järeldada, et salapärased „Kassiopeia asukad” meile igatsugu erinevate sagedustega kahtlasi signaale saadavad. Kiirgus on siiski puha looduslik, isegi otse huultelt loetavaid valeväiteid see kiirgus sisaldada ei tohiks. Kuigi lahendamata saladusi Kassiopeia A juures on.

Kõnesolev supernoova pidanuks millalgi XVII sajandi teisel poolel Maal hästi näha olema. Ometi pole selle kohta suurt midagi teada. Siiski midagi nagu oleks. Kõige enam tundub tõenäoline, et supernoovat vaatles inglise asronoom John Flamsteed vähemalt 16. augustil 1680, kes märkis selle kataloogi kui 3 Cassiopeiae. Flamsteedi märgitud positsioon jääb praeguse Cas A asukohast 10 kaareminuti kaugusele. See on praeguste mõõtmisvõimaluste juures suhteliselt suur kaugus, kuid varasematel aegadel ei saanud alati nõuda ka väga vsuurt täpsust. 3 Cassiopeiae on jäänud senimaani nn hüpoteetiliseks täheks. Murekoht on see, et Flamsteed märkis objekti heleduseks kõigest 6 tähesuurust. Kõik oleks korras, kui „uus täht” paistnuks palju-palju tähesuurusi heledam. Kaarte segab veidi ka läheduses asuv täht AR Cas.

Võttes tööhüpoteesiks siiski eeltoodud Flamsteedi vaatlused, siis võis ehk tegu olla erandliku tähega ja seega erandliku supernoovaga. Täht võis olla juba varem väga intensiivse tähetuulega suure osa oma väliskihtidest kaotanud. Seesama hajunud ümbris võis osutuda hiljem plahvatanud supernoova valguse oluliseks neelajaks optilises kiirguses. Infrapunavaatlusi ju sel ajal ei olnud. Sellise supernoova variant viitab muuhulgas sellele, et tekkinud kompaktne objekt peaks olema siiski must auk.

Tegu oli küllalt pikka aega seniteada noorima supernoova jäänukiga Galaktikas, kuid üks veel noorema kandidaat on praeguseks siiski veel.

Paneme koordinaadid ka:

otsetõus 23h 23m 24s, kääne 58º 48’ 54’’ .

Kassiopeia A asub tähest tau Cas (4.9 tähesuurust) umbes 3 kraadi lääne pool. Tau Cas asub Caph-ist (beeta Cas) omakorda 3 kraadi lääne pool.

Märkus: Siin on lähtutud ekvatoriaalsetest koordinaatidest (täpsemini otsetõusust). Seega „lääne pool” tähendaks lõunakaarde vaadates paremal pool olemist. Kassiopeia aga Eestist vaadates lõunakaarde ei satugi. Seniidi piirkonnas on neid „vasak-parem” suundi aga raske paika panna. Kui Kassiopeia asub madalas põhjakaares, allpool Põhjanaela, siis tähendab otsetõusu mõttes „lääne pool” ikka paremal pool, kuid taevasse vaaadates hoopiski ida pool paiknemist. Sellest temaatikast oli juttu ka eelmise aasta septembrikuu loo esimeses osas.

„Tycho Brahe supernoova” ja Kassiopeia B

Kui eelmise (kuigi hiljem juhtunud) supernoova seletamisega oli/on raskusi, siis nüüd on asi palju reeglipärasem, kuna selle, 1572. aasta kuulsa supernoova kohta on palju andmeid. Supernoova plahvatus muutus esmakordselt nähtavaks 6. novembril, kuigi osad andmed justkui viitavad, et seda nähti juba mõni päev varem. See oli veel teleskoobieelne ajastu, heleduse täppismõõtmised olid madalamal tasemel, kuid on mitmeid kindlaid ülestähendusi, et supernoova sai umbes sama heledaks kui Veenus ning seda üritati jälgida isegi päevasel ajal. Niivõrd kuivõrd. Proovida tasus, sest Kassiopeia asub/asus novembrikuu päeviti põhjataevas ja sellele suisa vastassuunas, lõunakaares uitava madalavõitu Päikese otsesed kiired polnud ka eriti selja tagant silma pimestamas. Ning räägitakse ju sedagi, et vanasti olnud lisaks sellele, et rohi oli rohelisem, inimeste meeled erksamad ja silmanägeminegi teravam…

Selle aja kuulsamaid astronoome maailmas Tycho Brache ei olnud supernoovat kaugeltki esimesena märganud, hakates seda vaatlema alates 11. novembrist, kuid tegi kõige rohkem hoolsaid uuringuid. Algul paistnud see umbes Jupiteri heledusega, kuid edaspidi olnud ligi 2 nädalat Veenusega võrreldav. Ka Veenus ise oli sel ajal “võrdlustähena” hommikuses koidutaevas säramas, tõustes üle 4 tunni enne Päikest (varakult enne koitu) ning Jupitergi oli öösiti ilusasti pikalt nähtaval. Brachelt tuli ka üldine nimetus „uus täht” ehk noova, hiljem täpsustati see termin supernoovaks.

Tuhmumise käigus muutunud „valget värvi” täht algul kollaseks, seejärel üha punasemaks, kuni silm juba küllalt tuhmiks muutunud tähel enam värvusi ei eristanud. Supernoova olnud nähtav aegamööda tuhmudes 1574. aasta märtsini, siis kadunud see „uus täht” öötaevast.

Eestis… nojah, polnud siis eriti aega teadust teha, kohapeal võimutsenud võõramaisel Liivimaa ordul ja praktiliselt kõigil naabritel korraga oli siin vaja aastakümnete pikkust Liivi sõda pidada… Eestlaste endi sõnaõigus oli juba enam kui 300 aasta eest kaduma läinud. Nagu nüüdki see jälle kandikul ära on antud…

Nojah. On saanud selgeks, et 1572. aastal pidi Kassioepias tegu olema Ia tüüpi supernoovaga, millistest eriti midagi järele ei jää, ka mitte kompaktset jäänukit. Midagi siiski hoolega otsides avastati, ka seekord kõigepealt raadiokiirguses, 1952. aastal. Ka nõrk optiline udujäänuk on ikkagi fikseeritud, see ongi Kassiopeia B ehk siis SN 1572. Selle objekti amatöörvaatlus on tõesti välistatud. Pole mõtet selle nõrga objekti koordinaate kirjutada, piisab märkest juuresoleval pildil.

Kassiopeia. Märgitud on mõned süvataeva objektid. Hajusparvi tähistavad rohelised ringid, difuusseid udukogusid tähistavad punased ringid ja noovat pisem kollane ring. Kassiopeia supernoovade asukohti märgivad suured kollased ringid.

Alles 2004. aastal avastati ka Ia supernoova käivitamiseks hädavajalik kaksiktähest komponent, Päikesega sarnane peajada täht.

Kassiopeia B ehk kuulsa Tycho supernoova tõenäoseim kaugus on kusagil 9000 valgusaasta kandis, kuid veakoridor on praegu veel päris lai.

Nii et umbes 100 aasta vältel on Galaktikas plahvatanud 3 supernoovat: 1572. aastal, 1604. aastal (sellest pole praegu ruumi rääkida) ja 1680. aastal. Kaks esimest olid heledad ja nende vaatlemise kohta on palju teada, selle viimatise supernoova toimumise täpse fikseerimise kohta on küll teatud reservatsioonid, aga usume ehk siiski 1680. aastat. (Me usume küll ka liiga palju valesid asju, isegi absoluutselt musta keha hämarusastmega e-”valimiste” ausust!)

Ootame aga uut, tõeliselt heledat supernoovat! Oleks juba aeg!

Noova ka!

Kes vanu asju ja supernoovasid ei mäleta, siis olemas on ka noovad; neid esineb oluliselt tihedamini. Mitte nii võimsad kui supernoovad, aga siiski. Kassiopeias esines kõigest 2 aasta eest, 2021. aasta kevadel igati arvestatav noova! Noova ilmus suunalt, mis on päris lähedal hajusparvele M52 (vt kaasasolevat pilti).

2021. aasta noova Kassiopeias. Noova on pildil pandud vilkuma. Üleval hajusparv M52, paremal Mulli udukogu.

Noova lähedal on ka varem mainitud Mulli udukogu. Nimetused sellele noovale on Nova Cassiopeiae 2021 või alternatiivselt V1405 Cas. Noova avastas üks Jaapani amatöörastronoom (!) 18. märtsil 2021. aastal, kui noova heledus oli 9.5 tähesuurust. Hästi vedas sel mehel…

Noova heledus tõusis kiiresti ja jäi „pendeldama” 7.5 j a 8 tähesuuruse vahele. Tegu peaks olema hinnaguliselt klassikalise noovaga, kuid põnevust valmistas esialgu heleduse uus kasv 7. -9. maini, kui heledus tõusis 5.45 tähesuuruseni, nii et noova sai palja silmaga vaadeldavaks. Heleduse kasv oli siiski lühiajaline, sama kiiresti see ka langes. Pikemas ajalises plaanis oli tekkinud siiski heleduse ”platoo”, mille taustal esines lühiajalisi muutusi. Alates novembrikuust hakkas ka keskmine heledus aeglaselt, kuid kindlalt langema.

Sellised need noovad on. Valge kääbus „tirib” oma kaaslaselt, peajada jahedama poole esindajalt endale täheainet juurde, kuni toimub termotuumaplahvatus ja kogutud ümbris lendab laiali. Tähed ise jäävad noova korral alles. Antud kaksiksüsteem paikneb lähestikku, orbitaalse perioodiga kõigest 4.5 tundi. Arvata on, et see noova plahvatab kunagi uuesti. Nii see üldse noovadega enamasti juhtub, nad kipuvad korduma.

Kassiopeias on veel huvitavaid objekte, aga enam tõesti ei mahu…

Lõppsõnaks

Septembrikuu lõpus domineerib päevaga võrreldes pikkuse osas juba öö. Ligikaudu viiest kuust koosneva suvise hooaja lõppu tähistab 29 september, mihklipäev. Sellele vastandub jüripäev 23. aprillil, vähemal määral on samas rollis olnud ka volbripäev 1. mail. Mihklipäeval on läbi aegade olnud väga isesugust ilma. On olnud suisa suvist sooja, tugevaid torme, vihmavalinguid, samuti ka varaseid talve tunnusmärke. Mida ilm tänavu mihklipäevaks toob, seda saab kindlas kõneviisis väita juba alates 30. septembrist!

„Tänavu saavad esimesed õnnelikud mihklipäeva ilmateate kätte juba koguni 29. septembril kell 23.59! Kiirustage tellima, sest niivõrd soodsate tellimuste arv on piiratud! Kõige esimesest tellijast saab kuldklient: täiendava teenusena osaleb ta lisaks koguni kuuajalise vihakõneküttide vastase tasuta immuunsuspaketi loosimisel! Lisatasu eest saab ta veel soovi korral taotleda võimalust tervelt kahe nädala jooksul omada tasuta omaenda isklikku autot ja eluaset! Tähelepanú: tegu on teenusreklaamiga. Kaebuste ilmnemisel, püsimisel või kõrvaltoimete tekkimisel tutvuge meie uute, veelgi soodsamate pakkumistega! Täiendavalt teatame, et me pole tegelikult mitte kunagi mitte ühtegi reklaami, ka mitte äsjaavaldatud reklaami avaldanud! Siiski jätkame me ka edaspidi oma reklaamide avaldamist, kuigi me neid tegelikult ei avalda! Lisaks olgu teil teada, et need tasulised reklaamid on teile kõigile kohustuslikud ning kui te ei…”

Oinalauda uks avanes. „Mnjaa”, ütles talumees mõtlikult, pani käiakivi seina najale ja astus sisse.

Mõne tunni pärast saabus täiskuuöö.

Kuu faasid

• Viimane veerand: 7-ndal kell 1.21
• Kuuloomine: 15-ndal kell 4.40
• Esimene veerand: 22-sel kell 22.32
• Täiskuu: 29-ndal kell 12.57

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

Tähine lõunakaar on veebruariõhtuti ilus. Heledaid tähti taevas kui palju! Põhja-lõuna suunaliselt kulgeb kaunis Linnutee, mille teist haru näeme samal kombel hilissuvel augustiõhtutel ja ka hiljem, sügisõhtutel.

Varem oli Eestile kombeks üks aastaaeg korraga, veebruar kuulus kindlalt talvekuude nimistusse, kõige kõvemad pakased just sinna mahtusidki (jaanuaris muidugi ka). Pakane nõuab üldiselt aga selget ilma ja nii ongi rahvasuus levinud mõte, et mida külmem ilm, seda heledamalt säravad taevas tähed.

Nüüd aga, juba peale 1986/1987. aasta külma talve tuli juba järgmine talv „katkine” ja nii on see üldjuhul kestnud senimaani välja. Uut tõesti külma talve polegi enam sekka juhtunud; vaid mõni üksik lihtsalt talve nime vääriv on ette tulnud: 1995/1996, siis eriti pika vahe järel (13 aastat!) suhteliselt lähestikku 2009/2010, 2010/2011 ja 2012/2013 (kuigi siingi oli asi aastavahetuse sulaga piiri peal). Nüüd ootame ja loodame jälle kannatlikult, millal kord tuleb uus. Ka tänavune, juba kümnes järjestikune talv on ammu rikkis. Talv ei ole korralik, kui sinna sisse satub jupp või mitu aega musta maad, mida põhjustab murukasvatav soojus. Seetõttu ei saa päris talveks nimetada ka külmalt alanud 2002/2003 ja mõnda teistki, mida mõni ehk mäletab suisa külmana. Vaidlemise koht on siin muidugi ka…

Sellistes tingimustes on ammu kiiresti laiali hajunud ka see varasemate aegade rahvapärimuslik mõtteke külmade ilmade ja tähtede heleduse korrektsioonist. Sest mis külm see on, kui mõne niigi harva ettetuleva pika ja selge jaanuariöö või veebruariöö koidikuks on teatud juhtudel tekkinud vaid külmakartlikke kurgitaimi kergelt kahjustav öökülmake, mida võib ette tulla isegi juunikuus, näiteks paljud kartulipealsedki külmusid ära veel 1992. aasta jaaniööl….

Kuigi, üks aspekt jääb siiski alles, sellest allpool.

Tähtede seisust

Veebruariõhtu väärib tõesti taevavaatlusi. Mida enam kuu lõpu poole, seda paremini paistab kohe pimenemise käigus kogu Taevakuusnurk. Kapella asetseb koos Veomehega kõrgel kõigi teiste kohal. Veidi allapoole ja vasakule jääb Kaksikute tähtkuju, üksteise kõrval on Kastor ja Polluks. Kastor on veidi tuhmim, see-eest aga kõrgemal.

Veomehest allapoole ja paremale paigutub Sõnn. Et Aldebaran ja Marss seal vastastikku punastavad, sellest oli juba eelnevalt juttu. Täpsema arusaamise huvides jälgige asja ise. Muuseas, „remark”: kui ilm on tõesti juhuslikult külm, on ka vaatlejal tuppa tulles nägu ehk veidi punane, kuid ega see tähenda, et ta just punastab…

Tähistaevas 2023. aasta veebruariõhtul. Ka Marss on platsis.

Nojah. Omakorda kahest eelnevast tähtkujust allpool seisab Orion. Seal on Riigel ja kuusnurga keskpaika tähistav Betelgeuse.
Orionist vasakul, Kaksikutest allpool asub Väike Peni heledast Prooküonist ja nähtavalt vähem heledast tähest Gomeisast koosneva tähepaariga. Veelgi allpool, üpris madalas, paikneb Siirius koos Suure Peniga.

Kui heledaid planeete ei paista ja ei neid ega ka Siiriust pole juhtumisi juba tükk aega silma hakanud, pakub Siirius teiste tähtedega ikka kontrasti küll: on neist märksa heledam ja tihtipeale ka vilgub teistest vägevamini. Mõnikord vilgub Siirius kohe nii kõvasti, et vahetab koguni reaalajas vaadatuna värvi ja eriti rahutu atmosfääri korral võib suisa tunduda, et Siirius vihub taevavõlvil tantsu. Teised tähed vilguvad ka, kuid Siiriuse suur heledus ja madal asend loovad hea korrektsiooni.

Tingimused sellisteks heledate tähtede tugevalt vilkuvatekss olukordadeks võivad ette tulla eriti seoses kujuteldavate äsjaalanud külmade talveilmadega. Neid ei tule jah enam tihti ette, kuid vahel harva siiski. Selle efekt võib avalduda ka tähekujutise kvaliteedis läbi teleskoobi. Nt 18. jaanuaril 2006. aastal oli ööpäeva jooksul läinud 29 kraadi külmemaks (nii et kokku sai -27 Celsiuse järgi) ja kuuldavasti olevat kujutised suures Tõravere teleskoobis nii kehvad olnud, et vähemalt tuhmimate tähtede vaatlemine olnuks liialt väikese kasuteguriga, et seda tegema hakata.
Mis oli asja põhjuseks? Eks ikka jääkristallide suhteliselt suur hulk atmosfääris.

Nii et pakase ja tähtede nähtavuse vahel võib ikkagi ka korrektsioone leida: tähed vilguvad ja on seega veidi ehk ka silmatorkavamad just äsjaalanud pakase korral. Kuid seegi ei pruugi ilmtingimata igal juhtumil nii olla.

Samas, heledate planeetide paistmise puhul, paistavad need enamasti rahuliku ja stabiilse valgusega. Tummalt, muutumatult ja ikkagi ehk… ähvardavalt… Mõnigi kord on tuntud Jupiteri ja eriti Veenuse nägemisel muret, et äkki UFOdega tulnukad on rünnakule asunud… Selles on muidugi ka Siiriust süüdistatud.

Siiski, madalas asendis vilkumas olen näinud nii Veenust, Jupiteri kui teisigi planeete. Omakorda isegi Siirius suudab mõnikord olla päris rahulik. Maa atmosfäär määrab kõik! Planeetide suurem nurkläbimõõt võtab vilkumisefekti maha, kuid päris ära elimineerida seda ei saa.

Kaks „Veenust” ühe päevaga!

Veidi võiks meenutada veel mulluse veebruari lõpus olnud huvitavat olukorda. Hommikul tõusis umbes 2 tundi enne Päikese tõusu kagutaevasse heleda tähena Veenus, mis kadus vaateväljalt alles suure valge saabudes. Õhtul, peatselt peale Päikese loojumist süttis enam-vähem täpselt sama koha peal hele täht uuesti. Esimese hooga ehk täiesti loogiline (selle koha peal see täht (Veenus) ju hommikul õhtut ootama oli jäänud), kuid kui veidi mõtlema hakata ja taeva pöörlemist arvestada, siis ei tohiks ju asi nii olla.

No ega ei olnudki asi nii, et seesama hommikune täht (Veenus) süttis õhtul uuesti. Õhtune „Veenus” oli hoopis päris-täht Siirius, mis juhuslikult sattus süttimise aegu samale kohale, kust Veenus hommikul ära kadus!

Veel veidi veebruariõhtute taevast

Orioni tähtkujust tuleb pikemalt juttu edaspidi. Orionist allpool aga paistab, et kaks omavahel veidi viltu nelinurka on kokku saanud. See on Jänese tähtkuju. Kui seal midagi märkimist väärib siis Jänese „raamistikust” lõuna pool (meil juba päris madalas), paikneb kerasparv M79. Appi tuleb muidugi võtta teleskoop. Siiski, hoolega vaadates ja kujutlusmeelt rakendades saab leida, et Jänese tähtkuju vasakpoolne nelinurk sarnaneb hämmastavalt Suure Vankri „rataste” vastastikule paigutusele, kuigi mastaap on hulga väiksem ja tähed ka tuhmimad.

Orioni lähinaabrid on Lääne pool Eriidanus, ida pool aga Ükssarvik, sellest allpool veel Ahter. Kõrgel, Kaksikute ja Vähi naabruses (vasakul üleval) asub Ilves, selle kõrvale, Veomehe „selja taha”, jääb Kaelkirjak. Kui Kaksikud ja Veomees välja arvata, siis siinkohal sobib ehk veidi moonutatud Kukerpillide laulurida: „Kuid ausaid taevatähtesid sa asjata sealt otsid!”

Krabi udu

Keskendume nüüd ühele teleskoobiobjektile Sõnni tähtkujus. Kui Marssi praegu mitte arvestada, siis Sõnni peana võib kujutleda Hüaadide täheparve ja Aldebarani selle heleda silmana. Kahe pika ida poole ulatuva sarve otstena võib käsitleda kaht tähte: Elnath (beeta Taur) ja Tianguan (tseeta Taur)

Viimatinimetatu lähedal, umbes kraad sellest kõrgemal on teleskoobis vaadeldav tuntud Messier’ kataloogi esimene liige, udune objekt M1; see on Krabi udu.

Sõnni ühe “sarve” kohal asub 1054. aasta supernoova jäänuk M1.

Supernoova 1054. aastal

Tegu on 1054. aasta 5. juulil Maa taevasse ilmunud heledast, läbi päevase taevasinagi näha olnud supernoovast järele jäänud udukoguga. Kuna suvisel ajal asub Sõnn üle horisondi just päevasel ajal, pidigi ülihele, ka Veenusest märksa (vähemalt kahe tähesuuruse jagu) heledam supernoova peaaegu terve päeva näha olema, paiknedes küll kehvavõitu koha peal, vaatesuunalt Päikesest mitte väga kaugel. Aga just öösitii pidi selle objekti vaatlemisega olema raskusi – supernoova oli enamjaolt allpool silmapiiri. Juuli algul tõuseb see piirkond alles tund – poolteist enne päikesetõusu. Kuigi supernoova oli väga hele, muutis see asjaolu tema täpse koha paikapaneku raskemaks.

Lõuna pool, väiksematel laiuskraadidel, oli asi mõneti parem, kuigi mitte eriti palju. Pole seega suurim ime, et see sündmus just Hiina kroonikates on ära kirjeldatud. Kuid ikkagi on kentsakas, et Euroopast pole selle supernoova vaatlemise kohta väga kindlaid ajalooürikuid seni leitud. See-eest on märke sündmuse jälgimisest Põhja-Ameerikas.

Siiski, juuli kuu lõpus ja edaspidi paranes supernoova vaadeldavus öisel ajal, siis kadus objekt ka päevasest taevast. Supernoova tuhmumine loomulikult üha jätkus, kuid hinnanguliselt pidi objekt öötaevas ligi aasta aega näha olema, loomulikult üha oma ilu ja sära kaotades.

Krabi udu tsentri neutrontähest pulsar ja muudki neutrontähed

Niisiis, Krabi udu, M1. Selle mitte just väga kerasümmeetrilise udu ligikaudses tsentris asub teine osa, mis sama supernoova plahvatusest üle jäi, nimelt neutrontäht.

Krabi udukogu. Keskel on peidus neutrontäht.

Neutrontähed on üpris eksootilised objektid, sest leitavad pole nad ka silmaga läbi teleskoobi vaadates. Neutrontähed on küll kuumemad kõigist teistest tähtedest, mida võiks ette kujutada, nende pinnatemperatuur on miljoni kraadi kandis, äsjatekkinud on veelgi kuumemad. Vanad neutrontähed on kuskil 700 – 800 tuhandese pinnatemperatuuriga. Eks needki jahtu tasapisi edasi, kuid juba päris aeglase tempoga.

Neutrontähtede eriline väiksus, suurusjärgus paarkümmend kilomeetrit (mitte eriti suurte asteroidide läbimõõt) ei võimalda neid ikkagi kaugelt vaadelda, olgu nad pealegi tohutult kuumad.

Neutrontähel aga üllatusi jagub. Väikestele mõõtmetele vastukaaluks on need aga ülimalt massiivsed, üldiselt poolteist kuni kaks Päikese massi! Puudub igasugune maapealne võrdlusmoment niisuguste suurte masside üliväikesesse ruumalasse sattumise kohta! Maapealsetes füüsikatundides kiusatakse õpilasi muuhulgas ühe teatud konstandiga, vabalangemiskiirendusega Maa pinna lähistel. Arvuliselt on see 9.8 m/s2, tähis on g, see on teisisõnu Maa gravitatsioonivälja tugevus maapinnal ja selle lähistel.

Kuid neutrontähe juures on kohalik „g” võrdne 300 000 kordse maapealse „g”-ga! Nii et kukkuda seal ei tasu, ka mitte vägagi madalalt. Isegi püstiseis on ülimalt ohtlik: vägevad loodejõud tirivad kogu keha, eriti aga jalad, väga peenikesteks ja pikkadeks niitideks; üleüldse hävitaks neutrontäht oma pinnale ja selle ligidussegi sattunud inimese väga kiiresti. Lisaks eksisteerib sealkandis ju ka miljoniline “põrgukuumus”!

Ülimalt väikestesse mastaapidesse kokku sattunud on ka neutrontähe eellase, ehk algse tähe, impulsimoment. See põhjustab nüüd neutrontähe väga kiire pöörlemise ning samuti saab väikesesse ruumalasse kokku väga-väga tugev magnetväli, mis ei kannata võrdlust mitte mingi maapealsetes mastaapides ette tulla võiva magnetväljaga. Need asjaolud kokku võimaldavad aga tekkida olukorral, kus magnetpooluste sihis kiirgab neutrontäht eriti suuri kiirguse koguseid. Kui neutrontähe pöörlemistelg ja magnettelg kokku ei lange (enamasti just nii juhtub), hakkavad neutrontähed just neis kahes vastupidises suunas ka üsnagi kaugele näha olema. Pöörlemise tõttu aga pole kiiratav energiavoog pidev, vaid jätab pulseeruva mulje. Mõnedel juhtudel satub pöörleva kimbu kiirgus ka Maa suunas liikuma. Sellised neutrontähed ongi tuntud pulsaritena. Täpsemalt rohkem detailidesse laskumata on pulsarid üldiselt dedekteeritavad raadiokiirguses, kaksiktähe juhul on neutrontäht nähtav peamiselt röntgenpulsarina millalgi hiljem, siis, kui ta on oma naabrilt parajasti materjali juurde kogumas (akreteerimas).

Neutrontäht ja selle lähiümbrus. Pöörlemistelg ja magnetiline telg ei asu ühes sihis. Kitsastest punastena märgitud koonustest väljuvad tugevad kiirgusjoad. Neutrontähe kiire pöörlemise tõttu tundub kaugelt eemalt kiirgus majakana vilkuvat. Sinised kõverad kujutavad magnetvälja jõujooni.

Noore üksikpulsari puhul on pulseerimine näha ka raadiolainetest lühemalainelistes elektromagnetkiirguse skaalades, sealhulgas optilises kiirguses. Just Krabi pulsar aga ongi väga noor, pööreldes väga kiiresti ja vilkudes ka optilises lainealas, ultravioletis ja ka röntgenikiirguses. Krabi pulsari suunalt on registreeritud koguni võimsaid gammakiirguse vilkuvaid purskeid.

Mõnedel avastatud küllaltki noortel neutrontähtedel, nn magnetaridel, on toimimas isegi „keskmisest neutrontähest” sadakond korda tugevamad magnetväljad. Need objektid esinevad
gammakiirguse ajutiste pulseerijatena, kusjuures mõned pulsid võivad olla väga võimsad.

Krabi pulsaril suisa magnetari aukraadi küll pole, kuid palju puudu ka ei jää. Registreeritud on ka väga kõrge energiaga gammakiirgust.

Krabi süda – optiliselt vilkuv pulsar. Vilkumise tempot on aeglustaud silmale sobivaks kiiruseks. Alampulss poole perioodi peal viitab neutrontähe vastaspoolse magnettelje poolt lähtuvale kiirgusele, mida osalt varjutab ära neutrontäht ise. Kliki joonisele ja vilkumine algab!
Teised kaks tähte on rahulikud taustatähed.

Nagu juba kirja sai, on Karbiudu neutrontähest kese vaadeldav ka optiliselt. Tõsi küll, vaatlusaparatuur peab olema eriline, lisaks küllalt suurele teleskoobile peab leiduma ka väga suure ajalise lahutusega vastuvõtja. Krabiudus pesitseva neutrontähe pulsside maksimumheledus on 16.6 tähesuurust, tähe pöörlemisperiood on 0.033 sekundit. Seega 1 sekundiga saame 30,3 välgatust Sellise ajalise vahemaaga korduvad seega ka pulsid. Pulsatsooni perioodi sisse mahub tegelikult teinegi, pool perioodi hilisem, põhipulsist nõrgem alampulss, mis kiirgub seoses neutrontähe teisest magnepoolusest lähtuva valguse osalise sattumise Maa vaatleja suunas. See viitab sellele, et Krabi pulsari juhul on pöörlemistelg ja magnettelg teineteisega ligikaudu risti.

Peasähvatuse poolmaksimumi ajaline laius kestab umbes 10 % perioodist olles seega välkumise perioodist 10 korda lühem, umbes 0,003s.

Juuresoleval lingil saab vaadata tugevalt aeglustatud ja võimendatud neutrontähe pulsse, kusjuures perioodi sisse, pool perioodi hiljem, mahub ka nõrgem alampulss. Viimane on seotud neutrontähe vastassuunalise magnetpoolusega, kust väljuvat kiirgust osalt ka meie suunas satub.

Hinnanguliselt aga koguni 99 % neutrontähtedest pulsaritena ei paista. Neutrontähe magnetline telg ei pruugi ju olla Maa suunas orienteeritud ning vanemad neutrontähed, mis moodustavad neutrontähtede rõhuva enamuse, on pööremise aeglustumise ja magnetvälja nõrgenemise tõttu „oma majakatule välja lülitanud”.

Kas neutrontäht võib külla tulla?

Igal juhul ei tasuks aga ühelgi neutrontähel toimuvat lähedalt vaatama minna! Ega tehnika seda praegu ei võimaldagi.
Kas aga mõni neist võib hoopis ise kohale tulla? Kuna teisedki tähed Galaktikas teostavad omaliikumisi (isegi üksikuna ringihulkuvaid planeete on olemas!), ei saa põhimõtteliselt välistada ka mõne, oma väikeste mõõtmete tõttu vähekiirguva ja seetõttu raskesti avastatava neutrontähe Päikesele ja Maale ligihiilimist. Kui arvestada neutrontähe tiheduse hinnangul sellist võrdlust, et kogu inimkond oleks justkui ühte kuupsentimeetrisse kokku topitud, siis see lähikohtumine meile tore olla ei saaks. Lootkem seega, et jätkub praegune seis, kus ühegi neutrontähe ligiolekust märke ei ole, ka mitte gravitatsioonilisi.

“Betelgeuse elust ja olust”

Anni Kasikov
Füüsika magistrant

Betelgeuse on Orioni tähtkujus asuv punane ülihiidtäht, mida võib talveõhtutel näha eredalt säramas ka Eestimaa taevas. Kuid juba detsembris märgati, et täht on varasemaga võrreldes tuhmimaks muutunud. Kas tõesti võib see viidata peatsele supernoova plahvatusele?
Esitluses antakse ülevaate punastest hiidtähtedest ning räägitakse täpsemalt Betelgeusest ja sellest, kuidas ta on jõudmas oma eluea lõpule.

Loeng on tasuta
Kõik huvilised on oodatud.

Ene Ergma
Neutrontähed.

Avastamislood ja see kõik, mida oleme
neutrontähtedest õppinud.

Loeng on tasuta.
Kõik huvilised on oodatud.

18. veebruari õhtul oli Raivo Heina kingitud teleskoop jälle vaatlusega ametis, tehes Suure Vankri tähe Merak lähistel asuvast supernoovast pilte läbi nelja erineva filtri. Ühes läbi fotomeetrilise R-filtri (lähedane kolmevärvi punasele filtrile) tehtud kaadris ootas aga üllatus. Kaadris oli jäädvustatud satelliidi jälg, mis lõikab pea perfektselt pildi keskel olevat galaktikat ning selle alumises vasakus servas olevat supernoovat. Kuigi satelliitide jälgi tuleb kaadrites ikka ette, siis nii fotogeeniline ja mõõtmisandmete mõttes destruktiivne juhtum on äärmiselt haruldane.

Vaatlusprojekti koordinaatori kommentaar:
I just had to share this one-in-a-million shot that Tonis got on UT Feb 18. One of his R images had a satellite pass through it and as you can see from the attached JPEG it was a really rare line up that he probably could have never planned. The photometry was ruined for this image but it was so odd it made me smile.

Pildi tegemise andmed: 12.5″ teleskoop Planewave CDK12.5, Apogee Alta U42 CCD kaamera, Johnson-Cousins R-filter, säriaeg 300 sekundit. Pilt on toodud negatiivis.

Kuigi Cas A supernoovaplahvatuse keerukus ja asümmeetrilisus on juba varasematest uuringutest teada, avastasid Una Hwang ja J. Martin Laming oma teadustöös, et tähe tuuma lähedal tekkinud elemendid lükatakse läbi pealpool asetsevate kihtide.

Vasakul lihtsustatult kujutatud Cassiopeia A koostis enne supernoovaplahvatust. Peamised erinevate elementide konsentratsioonid on märgitud erinevate värvidega: sinisega tuumas asuv raud; väävel ja räni rohelisega; magneesium, neoon ja hapnik punasega. Paremal on Chandra Röntgen-observatooriumi pilt nüüdseks juba 330 aastasest supernoovajäänukist, kus on kasutatud sama värvilahendust raua, väävli ja magneesiumi leviku kirjeldamiseks. Pilt: NASA/CXC/GSFC/U. Hwang & J. Laming

Just Fe-väljapaiskematerjal (sinisega), annab vihje supernoovaplahvatuse mõistmiseks. II tüüpi supernoova eelse tähe tuum on rauast, kuid Chandra röntgenteleskoobiga ning ka Spitzeri kosmoseteleskoobiga (infrapunases lainealas) tehtud vaatlused näitavad, et jäänuki keskel pole elemendist jälgegi. Küll leiab seda hulgaliselt jäänuki välisäärel, nagu ka tähe sees tekkinud räni, väävlit, neooni ja magneesiumi.

Samuti leiti puhast rauda, mille eksisteerimist ennustati Titaanium-44 radioaktiivse kiirguse registreerimisega mitmete observatooriumide poolt (Comptoni Gammakiirguse Observatoorium, BeppoSAX, INTEGRAL – Rahvusvaheline Gammakiirguse Astrofüüsika Laboratoorium). Nimelt Titaanium-44, poolestusajaga 63 aastat, ning puhas raud tekivad samade reaktsioonide käigus, ning seda supernoova-eelse tähe tuuma lähedal. Selline elementide jaotus aga näitab, et supernoova protsess lõi täheaine seestpoolt välja.

Kuigi Cassiopeia A on oma nooruse tõttu populaarne uurimisobjekt, pole röntgenkiirgust tekitavat purskematerjali nii detailselt varem uuritud, ka teistes supernoovajäänukites mitte.

Teadustöö tulemused avaldati veebruarikuises „The Astrophysical Journal“ väljaandes Una Hwangi (Goddardi Kosmoselendude Keskus, Johns Hopkinsi ülikool) ja John Martin Lamingi (USA Mereväe Uuringute Keskuses) koostöös.

Kunstniku kujutus valgete kääbuste paarist. Paar valgeid kääbuseid lähenemas teineteisele. Pidevalt kiiremini tiireldes kaotavad nad energiat ning lõpuks põrkuvad. Pilt: GSFC/D.Berry

Teadlased uurisid 4000 valget kääbust, milledest 15 olid kaksiktähed. Uurides 15 lähedase valge kääbuse tiirlemist leiti kuivõrd tõenäoliselt valged kääbused põrkuvad. Nad üldistasid tulemusi üle terve galaktika ja leidsid, et Linnutee massiga galaktikas võiks olla põrgete tõttu keskmieslt üks supernoova plahvatus 100 aasta jooksul. Uurides kaugemaid galaktikaid on leitud, et neis on Ia tüüpi supernoovade toimumise tihedus sarnane. Seega on võimalik, teatud tähemudeli eeldusel, et suure osa Ia tüüpi supernoovade põhjuseks on kahe valge kääbuse kokkupõrge.

Uurimus annab teavet selle kohta kuidas supernoovad tekivad. Suur osa astronoomiast põhineb täpsel kauguste määramisel, milles mängivad olulist rolli Ia tüüpi supernoovad.

Supernoovadest väljapaisatud materjalide keemilise mudeli tõestus.

Tähetolm supernoovast. Pilt: Peter Hoppe, Max Planck'i Keemia Instituut.

“Tähetolmu osakesed, mille me leidsime, on ülimalt haruldased. Nad kujutavad endast umbes 100 miljondikku kogu meteoriidi materjalist. See et meie oleme need leidnud on puhas kokkusattumus – eriti kuna me otsisime ränikarbiidiga tähetolmu terasid, millel oleks isotoobiliselt kerge räni,” ütles Peter Hoppe. “Isotoobiliselt raske räni ja kerge väävli saab usutavalt ära seletada vaid siis, kui ränisulfiidi molekulid tekkisid supernoova poolt väljapaisatava aine kõige sisemistes kihtides.” Seejärel, sulfiidi molekulid kapseldati kondenseeruva ränikarbiidi kristallidesse. Need kristallid jõudsid Päikeseuduni 4.6 miljardit aastat tagasi ning kaasati edaspidi planetaarkehade tekkesse. Lõpuks jõudsid nad Maale meteoriitides, mis on asteroidide tükid. Süsinikmonooksiid ja ränimonooksiid olid juba tabatud supernoova plahvatusest väljapaisatud materjali infrapunases spektris. Kuigi mudelid ennustasid väävli molekulide teket, ei ole seda olnud veel võimalik tõestada. Ränikarbiidist tähetolmu mõõtmine annab tuge ennustustele, et ränisulfiidi molekulid tõusevad esile paar kuud pärast plahvatust kõrgetel temperatuuridel üle mitme tuhande kraadi Celsiust supernoovast väljapaisatud materjali kõige sisemistes kihtides. Meteoriit, mida uuriti, sai nime Austraalia linna Murchison’i järgi, kust see 1969 aastal leiti. Astronoomidele on see ammendamatu päevik päikesesüsteemi tekke kohta, kuna see on püsinud peaaegu muutumatuna selle tekkest saadik. Lisaks tähetolmu lisandile supernoovas väljapaisatud materjalist, kandis Murchison Maale ka tolmu, mis on tekkinud punaste hiidude tuules. Läbi edasiste analüüside, loodavad teadlased uurida rohkem nende esivanem tähtede kohta.

Tycho supernoova jäänuk. Pildil on näha Tycho supernoova jäänuk erinevates spektripiirkondades. Lillaga on tähistatud Fermi kosmoseteleskoobi vaatlusi, kollane, roheline ja sinine on erineva tugevusega röntgenkiired ning punane tähistab pildil infrapuna vaatlusi. Lisatud on need nähtava valguse pildile. Pilt: Gamma kiired, NASA/DOE/Fermi LAT Collaboration; Röntgenkiired, NASA/CXC/SAO; Infrapuna pilt, NASA/JPL-Caltech; Nähtava valguse pilt, MPIA, Calar Alto, O. Krause et al. and DSS

Gammakiired võivad tekkida mitmeti, praegusel juhul on tõenäoliseim võimalus kiire prootoni kokkupõrge aeglasemaga. Selle tulemusel tekib piion, mis omakorda väga kiirelt laguneb kaheks gammakiireks.

Seega protsessi toimumiseks peab olema kiire prooton. See saadakse kui supernoova jäänuki juures olevad magnetväljad kiirendavad prootonit. Kui kiirus saab juba piisavalt suureks, siis prooton lüüakse jäänukist välja tähtedevahelisse keskkonda, kus on aeglasemad osakesed, millega tal võimalik kokku põrgata ning seega tekitada gamma kiiri.

Gammakiiri on väga raske vaadelda. Kuna neil on suur energia, siis läbivad nad tihti teleskoope ilma neeldumata. Seetõttu on vaatlused raskendatud ning kui õnnestuvad, siis nende täpsus ei ole hea. Vaadates juures olevat joonist on näha, et gammavaatlused on tunduvalt “udusemad” ning nende asukoht on natuke nihkes. Avastus on oluline, kuna selle abil on võimalik uurida nii kosmilisi kiiri (kiired prootonid) kui ka supernoova jäänukeid.

1929. aastal mõõtis USA astronoom Edwin Hubble galaktikate spektreid ning leidis, et kauged galaktikad eemalduvad meist seda kiiremini, mida kaugemal nad asuvad, st avastas, et Universum paisub. Aga kuidas ta paisub – kas ühtlase kiirusega, aeglustuvalt või kiirenevalt? See on fundamentaalfüüsika jaoks oluline küsimus, mille vastus ütleks meile, milline on Universumis peituva energia hulk, milline on olnud Universumi ajalugu ning milliseks kujuneb Universumi tulevik. Intuitiivselt tundub loogiline, et Suurest Paugust alguse saanud paisumine peaks gravitatsiooni vääramatu toime tõttu tasapisi aeglustuma ja võib olla ka peatuma ning kokkukukkumiseks ümber pöörduma.

Universumi paisumise ajalugu saab uurida üksnes väga kaugeid objekte vaadeldes, et kosmoloogilised efektid ilmsiks tuleksid. Idee on iseenesest lihtne: tuleb täpselt mõõta mingi hästituntud objekti heledust ning spektri punanihet ehk meist eemaldumise kiirust. Võrreldes objekti eeldatavat heledust mõõdetud heledusega saame hinnata, kas objekt asub sellisel kaugusel, nagu eemaldumiskiiruse põhjal oletada võiks. Arvukad katsed sellist analüüsi kaugeid galaktikaid uurides läbi viia on siiani luhtunud, sest galaktikad arenevad kosmoloogilises mõttes suhteliselt kiiresti ning nende tegelikku heledust on raske hinnata.

Galaktikatest tunduvalt paremateks “standardküünaldeks“ on kindlat tüüpi täheplahvatused – Ia-tüüpi supernoovad, mis seni teadaolevalt on küllaltki täpselt ühesuguse tegeliku heledusega. Ühesugust heledust aitab hästi mõista ka nende täheplahvatuste arvatav tekkemehhanism – plahvatus toimub, kui valge kääbustäht on oma naabertähelt nii palju ainet kogunud, et tema mass ületab Päikese massi täpselt 1,4-kordselt. Taoline plahvatus peaks igal ajal ja igas kohas toimuma täpselt ühtemoodi. Lisaks on Ia-tüüpi supernoovad väga heledad ja seega tuvastatavad ka väga kauges Universumis.

Tänavused nobelistid (õigemini nende uurimisrühmad) leidsid teineteisest sõltumatult ja erinevate vaatlusandmete alusel täiesti ootamatult, et kauged Ia-tüüpi supernoovaplahvatused on väiksema heledusega kui nende kaugenemiskiiruse põhjal võiks arvata. Ehk ümberpööratult – nad kaugenevad eeldatavast kiiremini. Sellest järeldub midagi täiesti ebaloomulikku – Universumi paisumiskiirus on valguse teekonna kestel suurenenud ehk Universum paisub kiirenevalt, vastupidiselt gravitatsiooni mõjule. Sellise käitumise põhjendamiseks on mängu toodud nn tume energia – senitundmatu energiavorm, mis tegutseb gravitatsioonijõule vastu ning surub galaktikaid üksteisest eemale.

Kuid kas Ia-tüüpi supernoovad on ikka nii head „standardküünlad“, et nende põhjal kogu senine arusaam Universumi ehitusest ja olemusest pea peale pöörata? Võibolla olid varajases Universumis täheplahvatused veidi teistsugused, oli ju Universumi keskmine keemiline koostiski veidi erinev. See küsimus kummitab veel küllaltki paljude teadlaste peades, mistõttu võib tänavust füüsikapreemiat veidi ennatlikult jagatuks pidada. Siiski ei saa salata selle teadustöö laia mõju – teadlastele on lisandunud kõvasti peamurdmist, suur osa kosmoloogiaõpikud on ümber kirjutatud ning üldsusele on antud järjekordne tõuge mõtisklemaks, mis kummaline paik see Universum on.

Juuresolev foto Tuuleratta galaktikast on tehtud 9. septembri ööl vastu 10. septembrit. Pildi saamiseks on kasutatud kahetunnist säriaega valges valguses.

Vaata lisaks:

• Raivo Heina blogi
• M101′s Supernova Shines On (Sky & Telescope)
• Leiti “kümnendi supernoova”
• Astronoomiapilt #19: Tuuleratas

Ia tüüpi supernoova. Kunstniku ettekujutus supernoova plahvatusest. Pilt: David A. Aguilar (CfA)

Ületamaks Chandrasekhari massi ja supernoovana plahvatamiseks tuleb valgel kääbusel ainet juurde hankida. Tavaline meetod selleks on doonortähelt gaasi endale “tõmbamine”. Doonoriks on tavaliselt tema kaksiktäht.

Kui kääbus pidevalt ainet juurde saab, siis ta hakkab kiiremini pöörlema. Mass küll kasvab, kuid pöörlemine hoiab kesktõuke jõuga tähte kokku kukkumast. Teadlased leidsid, et nii võib kääbuse mass olla ka suurem kui 1.4 Päikese massi.

Kui doonortäht materjali enam ei anna, siis hakkab kääbus oma pöörlemise kiirust kaotama. Aeglustub seni, kuni pöörlemise poolt tekitatud ja kokkukukkumist ära hoidev jõud muutub piisavalt väikeseks, et täht saaks plahvatada supernoovana.

Avastus on oluline sellepoolest, et võimaldab seletada Ia tüüpi supernoovade vaatluslikke aspekte. Näiteks ei olnud varem teada, miks ei ole plahvatuse ajal näha vesiniku ja heeliumi spektrijooni, mis doonortähelt vabanenud gaasi tõttu võiks tekkida. Selle seletuseks ongi vaheetapp, mille jooksul kääbuse pöörelmine aeglustub. Pöörlemise aeglustumine võtab kaua aega, miljonitest miljardite aastateni, mille käigus jõuab see gaas hajuda.

Samuti seletab avastus, miks ei ole tihti näha doonortähti pärast plahvatust. Ka selle põhjenduseks on pikk vaheetapi aeg, mille jooksul doonortäht evolutsioneerub, näiteks sarnaseks valgeks kääbuseks.

Supernoova heleduse kasvamine. Vasakult paremale on ajaline järjestus vastavalt 22, 23 ja 24 augusti ülesvõtted. Roheline nool näitab supernoova toimumise asukohta. Pilt: Lawrence Berkeley National Laboratory

Avastus tehti kasutades PTF (Palomas Transient Factory), mis on mõeldud avastama sarnaseid astronoomilisi sündmusi. PTF kasutab 48 tollist automaatset teleskoopi, millest andmed lähevad edasi NERSC-i (National Energy Reserch Scientific Computing Center), kus nende põhjal otsitakse toimunud sündmuseid.

Supernoova on viimase 30 aasta heledaim Ia tüüpi supernoova. Heleduse maksimumi ajal, mis tõenäoliselt on septembri alguses, on võimalik näha seda hea binokliga. Kuna M101 on Suure Vankri tähtkujus, siis on see ka Eestis jälgitav.

Teadlaste jaoks on see supernoova eriti oluline selle kiire avastamise tõttu, mis võimaldab plahvatuse algfaase uurida ning mõnevõrra ka näha ainet, mis asub plahvatava tähe väliskihtides, enne kui need laiali hajuvad. Kuna supernoova on lähedal, siis on seda võimalik jälgida ka pika aja jooksul.

Supernoova SN 1987A. Kahe teleskoobi poolt tehtud pilt samast supernoovast. Parempoolne on Hubble kosmoseteleskoobi poolt tehtud, vasakpoolne Herscheli poolt. Pilt: ESA/NASA-JPL/STScI.

Kosmiline tolm on oluline aine tähtede moodustamisel. Tolmul on selles jahutaja roll: et tähte moodustav gaasipilv saaks kokku tõmbuda, peab mingi mehhanism selle maha jahutama. Tahked tolmuosakesed kiirgavad infrapunakiirgust ja jahtuvad selle käigus, gaasipilv aga on infrapunakiirguse jaoks peaaegu läbipaistev ning ei takista energia ära kandumist. Enne avastust oli lahendamata probleemiks piisavalt suure koguse tolmu päritolu, et saaks tekkida nii kiiresti ja nii palju tähti, nagu on näha varajaste galaktikate piltide pealt. Iva on selles, et supernoova plahvatus on väga kiire protsess. Supernoovad tekivad tavaliselt massiivsetest tähtedest, millede eluiga on väike ning seetõttu saab kiiresti tekkida suur kogus tolmu.

Supernoova SN 1987A, mille põhjal uurimus tehti, oli eriline supernoova, kuna see toimus väga lähedal. Jäänuk asub 170000 valgusaasta kaugusel. Eriliseks teeb supernoova SN 1987A veel see, et seda on pidevalt jälgitud ning uuritud missugused protsessid toimuvad lähiümbruses pärast plahvatust.

Avastus ei ole päris uudne, kuna Spitzeri infrapunateleskoobi abiga saadi varemgi sarnaseid tulemusi. Erinevus kahe avastuse vahel on selles, et Spitzer vaatles tolmu kiirguse soojemat (st. lühemalainelisemat) osa, mille kaudu tolmu koguse leidmine ei ole väga täpne. Herscheli vaatlustest saadi aga palju usaldusväärsemaid tulemusi.

Ülemisel real on pilt galaktikatest, kus on toimunud tüüpilised supernoovad, alumisel real pildid kääbusgalaktikatest, milles toimusid suured supernoova plahvatused. Pilt: NASA/JPL-Caltech.

Siiani on olnud arvamus vastupidine: mida suurem galaktika, seda rohkem plahvatusvõimelisi tähti tekib ja seda rohkem peaks suuremas galaktikas nägema supernoovasid. Vaatlused aga kinnitavad vastupidist.

Teada on, et mida suurema massiga täht, seda suurem supernoova sellest tekib. Põhjendamaks vaatlusi pakuti välja, et väiksemates galaktikates kaotavad suure massiga tähed ainet vähem ning on võimelised tekitama suuremaid plahvatusi.

Füüsikaline tagapõhi on avastusel  järgmine: raskemad ained tähe atmosfääris “võtavad tuule alla” ning tähetuul sisuliselt puhub aineid minema. Järelikult tähed, milledes on palju raskeid aineid, kaotavad massi. Raskeid keemilisi elemente tekitatakse ja hajutatakse laiali peamiselt supernoovade abil, mida on arvuliselt rohkem suurtes galaktikates. Seega suuremates galaktikates tekkivad tähed kaotavad osa oma massist ära, mida väiksemates galaktikates tekkinud tähed ei kaotaks ja kui nad on suuremad, toimuvad ka võimsamad supernoovad.