Ilutulestik talvetaevas – noovajäänuk GK Persei

Tiina Liimets | 27.12.2012

Tiina Liimets, Kristiina Verro ja Indrek Kolka Tartu Observatooriumist koostöös kolleegidega Hispaaniast uurisid GK Persei noovajäänuki struktuuri ja selle muutumist reaalajas.

GK Persei on saanud oma poeetilise nime tänu välisele sarnasusele ilutulestikuga. Jäänuk on 1901. aastal plahvatanud suurejoonelise noova tagajärg. Noova oli maksimumis sama hele kui täht Veega meie taevas. Kirjeldatav objekt on eriline ka selle poolest, et tema ümber vaadeldi esimest korda "ülevalguskiirusel" arenevaid objekte. Paar kuud pärast plahvatust olid noova ümber vaadeldavad helenduvad rõngad, mida alguses peeti väljapaisatud aineks ning mis näisid tsentraalsest tähest eemalduvat valguse kiirusest kiiremini. Hiljem leiti seletus: tegu ei olnud mitte reaalselt väljapaisatud ainega, vaid noova plahvatuse valgusimplusi peegeldusega tähtedevaheliselt ainelt ehk valguskajaga.
 
Noova plahvatuse käigus tegelikult väljapaisatud aine muutus vaadeldavaks 15 aastat hiljem, 1916. aastal. Alates sellest ajast on teda vaadeldud mitmetel lainepikkustel, kasutades nii lai- kui kitsasriba filtreid, sest tegemist on kõige energeetilisema ja heledama noovajäänukiga, mis sarnaneb pigem supernoova jäänukile kui tavalisele noovajäänukile.
 
GK Persei jäänuki struktuur on filamentaarne, sisaldades mitmesuguse kujuga väiksemaid osasid ehk sõlmekesi, nagu on näha juuresolevalt videolt. Objekt asub meile küllaltki lähedal (kaugus 400 pc) ning jäänuki ruumiline paisumiskiirus on umbes 1000 km/s. Tänu sellele on tema näiv paisumine taevasfääril umbes üks kaaresekund aastas, mis on kergesti mõõdetav maapealsete teleskoopidega isegi paari kuu jooksul. Sellel põhjusel hakkasid käesoleva uurimuse autorid alates 2004. aastast monitoorima GK Persei paisumist taevasfääril La Palmal asuva Isaac Newton Telescope'iga (INT) kasutades optilisteks vaatlusteks mõeldud kaamerat Wide Field Camera (WFC).
 
 
GK Persei näiv paisumine taevasfääril optilises lainealas alates 1953. aastast kuni 2011. aastani.
 
Animatsioon sisaldab varasemaid vaatlusi fotoplaatidelt ning hilisemaid CCD-kaadreid (tehtud kitsasriba Ha+[NII] filtriga). Kõik kaadrid on ümbritsevate tähtede abil astromeetriliselt kokku sobitatud. Sealjuures on varasemate kaadrite intensiivsused valitud subjektiivselt noovajäänuki paremaks esiletoomiseks, kuid ajas tihedam kaadrite jada, alates 2004. aastast (vaadeldud INT+WFC), on esitatud ühes ja samas intensiivsuste skaalas. Selline esitus võimaldab näha mõnede sõlmekeste eriskummalist heleduse muutust. Vastupidiselt kogu noovajäänuki heleduse sujuvale langusele 2.6% aastas, muutub osade sõlmekeste heledus mitmeid kordi, kas heledamaks või nõrgemaks, paari aasta või isegi mõne kuu jooksul.
 
Saamaks ruumilist pilti noovajäänukist, oli vaja teada ka noovajäänuki üksikute osade radiaalkiirusi, mida on võimalik mõõta Doppleri nihke kaudu. Selleks tehti spektroskoopilisi vaatlusi kahe teleskoobiga: INT koos spektrograafiga Intermediate Dispersion Spectrograph ning Nordic Optical Telescope koos instrumendiga Andalucia Faint Object Spectrograph and Camera. Kui taevasfääril olid mõõdetud kokku 282 sõlmekese nihkumised, siis nendest 217-l oli võimalik mõõta ka radiaalkiirused. Pannes nimetatud kaks kiirust kokku, konstrueeriti noovajäänuki kolmemõõtmeline vaade ruumis.
 

Noovajäänuki GK Persei ruumiline vaade. Z-telg on vaatekiiresuunaline, vaatleja paremal pool. Y-teljel on näiv kaugus tsentraalsest tähest taevasfääril. Graafikul on esitatud 99 noovajäänuki sõlmekese asukoht. Ringid osutavad vastavalt 35 ja 55 kaaresekundit tsentrist.
 
Uurimuse käigus saadi teada, et noovajäänuk on paks osakesterohke sfääriline kiht. Kihi paksus on hetkel umbes pool jäänuki välimisest raadiusest. Sõlmede ruumilised paisumiskiirused tsentrist väljapoole võivad olla oluliselt erinevad, enamasti vahemikus 600 ja 1000 km/s. Optilised vaatlused näitavad, et noovajäänuk paisub kõigis suundades ühtlaselt ning on märgata vaid tagasihoidlikku aeglustumist alates tema väljapaiskamisest rohkem kui sajand tagasi. See oli ootamatu tulemus, sest eelnevad uurimused raadio- ja röntgenlainealas ennustasid tugevat aeglustumist noovajäänuki kagupiirkonnas tänu vastasmõjule tähtedevahelise ainega. Täpsemalt ennustati, et noovajäänuki kagusektor on oma paisumisega järele jõudnud tähe eelnevas elufaasis väljapaisatud ainele (tähe ümber avastatud bipolaarsele udukogule) ning pidurdub selle tõttu. Käesoleva uurimuse autorid nimetatud aeglustumist ei detekteerinud.
 
Autorid järeldavad, et noovajäänuk ei ole udukogule järele jõudnud ning seetõttu ka ei toimu pidurdumist. Mineviku massikaost tekkinud lööklaine tõttu on noova ümbruses tähtedevaheline keskkond tühjaks puhutud ning noovajäänuk saab seal segamatult paisuda. See aga ei seleta raadio- ja röntgenlainealas vaadeldud asümmeetrilise kujuga objekti optilises lainealas vaadeldava noovajäänuki asukohas. Kõnealust raadio- ja röntgenkiirgust on võimalik seletada magnetväljast tingitud protsessidega tähtedevahelises aines. Et jälgida noovajäänuki arengut ja saamaks kindlamalt teada, kuidas see ruumis paisub, on vaja objekti vaadelda ka edaspidi erinevatel lainealadel.