Anni Kasikov
Eesti taevas võib vaadelda mitut heledat ülihiidtähte, tuntuimad on sinine ülihiid Deeneb, Luige tähtkuju heledaim täht, ja Orioni tähtkujus asuvad sinine ülihiid Riigel ning punane ülihiid Betelgeuse. Niisugused massiivsed ülihiiud on haruldased: iga tuhande Päikese-sarnase tähe kohta on meie galaktikas ainult kaks-kolm ülihiidu. Sellegipoolest on neil suur mõju kogu galaktika arengule. Nende tähetuul ja ultraviolettkiirgus mõjutavad lähikonna tähtede ja planeedisüsteemide arengut ning termotuumasüntees nende tuumades toodab keemilisi elemente, mis on muu hulgas vajalikud elu tekkeks.
Elu jooksul läbivad massiivsed tähed eri arenguetappe. Peamine näitaja, mis määrab massiivse tähe evolutsiooniteekonna, on tema algmass. Massiivseks nimetatakse tähti, mille mass on üle kaheksa korra suurem Päikese massist. Kõige kogukamate mass võib ületada isegi 100 Päikese massi, kuid suurema osa kaal jääb vahemikku 8–20 Päikese massi.
Selliste massiivsete tähtede elu lõpeb supernoovaplahvatuses. Huvitav on aga see, et supernoovasid on avastatud eri arengufaasides olevatel tähtedel: nii jahedatel punastel ülihiidudel kui ka kuumadel ja heledatel sinistel ülihiidudel. Nõnda otsivad massiivsete tähtede uurijad vastust suurele küsimusele: mis määrab selle, millises arengujärgus toimub supernoovaplahvatus?
Juveelikarbi täheparve (NGC 4755) kõige heledamalt säravate siniste ülihiidude vahel paistab ka üks punane ülihiid. Foto: ESO VLT / WIKIPEDIA
Ühe massiivse tähe areng
Noor massiivne täht on hele ja kuum (pinnatemperatuur vahemikus umbes 20 000 – 50 000 °C) ning kuulub nn O- või B-spektriklassi. Tema tuumas toimub vesiniku termotuumasüntees heeliumiks, mis on tähe energiaallikas mõne miljoni aasta vältel. Tuumasünteesil vabanenud energia levib kiirgusena läbi tähe atmosfääri ning kiirgusrõhu toimel kannab tähetuul ainet tähe väliskihtidest kosmosesse.
Kui tähe tuumas on kütus otsa saanud – vesinikust on sünteesitud heelium –, siis tõmbub tuum kokku ja tähe sisemiseks energiaallikaks saab tuuma ümber põlev vesinikukiht. Tuuma temperatuur tõuseb ja mõnesaja tuhande aasta pärast süttib heelium, millest sünteesitakse raskemaid keemilisi elemente. Samal ajal tähe väliskihid paisuvad ja jahtuvad.
Tähe algmassist olenevad suuresti tema järgmised arengufaasid. Massiivsed tähed, mille algmass oli üle 40 Päikese massi, muutuvad elutsükli lõpuosas ebastabiilseteks heledateks sinisteks muutlikeks ülihiidudeks ja Wolfi-Rayet’ tüüpi tähtedeks (viimased on teadaolevalt kõige kuumemad tähed, mille pinnatemperatuur võib olla kuni u 210 000 °C). Niisugustes faasides on tähtedel tugev tähetuul ja ilmnevad aine väljapursked, mis rebivad neilt atmosfääri väliskihid.
Hubble’i kosmoseteleskoobi foto 15 000 valgusaasta kaugusel Amburi tähtkujus asuvast Wolfi-Rayet’ tähest WR 124 ja seda ümbritsevast udust. Pildi keskel eredalt säravat tähte ümbritsev udukogu on moodustunud kuumast gaasist, mis paiskub tähest välja kiirusega 150 000 km/h. Foto: ESA / HUBBLE / WIKIPEDIA
Massiivsed tähed, mille algmass jäi alla 40 Päikese massi, jahtuvad ja neist saavad kollased ülihiiud. Selliste jahedamate tähtede atmosfääris hakkab energialevis kiirguse asemel domineerima konvektsioon, mille toimel seguneb aine tähe kihtides tõhusalt. Tähe väliskihtide jahtumine ja paisumine jätkub kuni tema raadius läheneb tuhandekordsele Päikese-raadiusele ja pinnatemperatuur jõuab umbes 3000–4000 °C ning tähest saab punane ülihiid.
Eri massiga tähtede arengufaasid. Ülemises reas on näidatud üle 40, keskel 25–40 ning all 8–25 Päikese massiga ülihiidude elukäik. Taustaillustratsiooni allikas: ESO
Punased ülihiiud
Punaste ülihiidude atmosfäär on ulatuslik: tähe mõõtmed võivad meie Päikesesüsteemi mõõtkavas ulatuda peaaegu Jupiteri orbiidini. Punase ülihiiu atmosfääri võib võrrelda pulbitseva katlaga, kus hiiglaslikud konvektsioonivoolud toovad tähe sisemusest töödeldud ainet tähe pinnakihtidesse. Konvektsiooni, atmosfääri pulsatsioonide ja tähetuule koosmõjul voolab punaste ülihiidude atmosfääri väliskihtidest pidevalt ainet välja. Paljusid neist ümbritseb väljapaisatud ainest moodustunud gaasi- ja tolmuümbris.
Euroopa lõunaobservatooriumi väga suure teleskoobi interferomeetri (VLTI) abil loodud pilt Skorpioni tähtkujus asuvast Antaaresest, punasest ülihiiust. Pilt: ESO / K. OHNAKA
Sellisest ebastabiilsest atmosfäärist võib ainet aeg-ajalt plahvatuslikult välja pursata. Nii juhtus näiteks Betelgeusel 2019. aastal, kui välja paiskunud aine tõttu kahanes tähe heledus järsult. Seesuguseid protsesse on vaadeldud teisteski punastes ülihiidudes nii meie galaktikas kui ka kaugemal. Arvatakse, et plahvatuslikud ainepursked etendavad suurt osa selles, kuidas massiivsed tähed kaotavad oma väliskihtidest ainet ja mõjutavad nende eluea pikkust.
Enamikule massiivsetest tähtedest on punase ülihiiu arengufaas nende elu lõppjärk. Umbes 80% massiivsetest täh tedest plahvatab supernoovana just selles faasis.
Betelgeuse kaaslase otsingud
Uudiseid punase ülihiidtähe Betelgeuse kohta kajastati meedias 2019. aastal rohkesti järsu heleduslanguse tõttu. Seda hakati nimetama suureks tuhmumiseks (ingl Great Dimming), sest tähe heledus muutus tavapärasest ligi kolm korda nõrgemaks (näiv heledus kahanes 1,2 magnituudi võrra). Kuulujutud kohe-kohe algavast supernoovaplahvatusest olid mõnevõrra ülepaisutatud, sest astronoomide ajaskaalas võib „peatselt toimuv” tähendada sündmust, mis leiab aset alles järgmise 100 000 aasta jooksul. Praegu enim levinud selgitus seob heleduslanguse põhjused tähe tavapärase pulsatsioonitsükliga: mõni kuu enne heleduslangust paiskus tähe atmosfäärist konvektsiooni ja pulsatsioonide koosmõjul välja gaasipilv ja kui Betelgeuse jõudis oma loomuliku tsükli miinimumi, kus tema pinnatemperatuur on keskmisest madalam, see gaasipilv jahtus. Tekkis tolm, mis osaliselt varjutas tähelt tuleva valguse ja põhjustas heleduslanguse.
Betelgeuse suur tuhmumine SPHERE-i instrumendiga tehtud piltidel. Vasakpoolne pilt on tehtud 2019. aasta jaanuaris ning parempoolne sama aasta detsembris Betelgeuse heledusmiinimumi ajal, kui pool tähest oli märgatavalt tuhmunud. Pilt: ESO / M. MONTRAGÈS ET AL / WIKIPEDIA
Betelgeuse sattus uudistesse ka eelmisel aastal, kui Hawaiil asuva kaheksameetrise Gemini teleskoobiga vaadeldi esimest korda tema kaaslastähte. Betelgeuse kaaslase olemasolu üle olid astronoomid spekuleerinud juba üle 100 aasta tagasi, kui avastati tema umbes 2100 päeva pikkune muutlikkustsükkel. Kuid selle stabiilse pikaperioodilise muutlikkuse kohta pakuti ka teisi selgitusi ning tähe kaaslase otsingud kulgesid kaua tulemusteta. Alles mõne aasta eest arvutati aastakümnetepikkuse andmesarja põhjal välja võimaliku kaaslase orbiidi täpsed üksikasjad. Selle info alusel tehti kaks vaatlust: esimene hetkel, kui kaaslane oli Betelgeuse taga peidus, ja teine neli aastat hiljem, kui ennustatud kaugus kahe tähe vahel oli maksimaalne. Ja seal ta oligi, nagu orbiidi parameetrite järgi ennustatud! Esialgsete andmete järgi tuvastatud kaaslase signaal oli üsna nõrk, aga sellel aastal tehtud järeluuringud kinnitasid kaaslase olemasolu juba suure statistilise kindlusega. Betelgeuse tõesti ei ole üksi!
Punaste ülihiidude „probleem“