Kes me oleme?
Tähefüüsika töörühma moodustavad praegu 3 vanemteadurit, 2 teadurit ja 4 doktoranti.

Vanemteadurid:

Tõnu Kipper
Tiit Nugis
Indrek Kolka
Kalju Annuk
Teadurid:

Alar Puss
Doktorandid:

Mari Burmeister
Tõnis Eenmäe
Anti Hirv
Taavi Tuvikene
Tiina Liimets

Lisaks võib lugeda siia töögruppi kuuluvateks veel praegust direktorit Laurits Leedjärve ja infoosakonna juhatajat Mare Ruusaleppa ning teleskoope teenindavat personali:

Enno Ruusalepp
Riho Koppel
Toivo Kuusk

Kes on kes?
Vii kursor pildile,
all aknas näed nimesid

Millega me tegeleme?

Tähtede põhiomadustes (heledus, temperatuur, mass) valitseva mitmekesisuse saab ,,kokku suruda'' ühele suhteliselt lihtsale joonisele, mida nimetatakse Hertzsprung-Russelli (HR) diagrammiks. HR diagramm on joonis, mis näitab tähe absoluutse heleduse sõltuvust tema pinnatemperatuurist. Üle 90% meie Galaktika enam kui 100 miljardist tähest langevad sellel joonisel üsna kitsalt piiritletud ribasse, mida nimetatakse peajadaks. Keemiliselt koostiselt on valdav enamus tähti üsna sarnased, kuid tähtede spektrid näevad välja õige erinevad. Spektri kujunemisel mängib kõige olulisemat rolli temperatuur tähe väliskihtides. Spektri välisilme järgi on tähed jagatud spektriklassidesse. Põhiklasse on seitse: O-B-A-F-G-K-M, iga klass jagatakse veel numbritega alamklassideks. Spektriklasside rida on ühtaegu nii tähtede temperatuuri- kui massirida.

Tähed võib jagada kuumadeks ja külmadeks. Külmadena käsitletakse tavaliselt hiliste spektriklasside (G,K,M) ja nende kõrvalharude (S,R,N) tähti efektiivse pinnatemperatuuriga 2500-6000 K. Valitud külmade tähtede atmosfääride ehituse ja keemilise koostise detailne uurimine on pikka aega olnud üks Tõraveres viljeldava tähefüüsika põhisuundi, mida praegu esindab Tõnu Kipper.

Vähemalt 70% tähtedest on tegelikult kaksik- või mitmiktähed. Kaksiktähes tiirlevad kaks komponenti ümber süsteemi masskeskme. Valdav enamik kaksiktähti paistab teleskoobis ikkagi ühe tähena, kaksiklust saab kindlaks teha spektroskoopiliste või fotomeetriliste meetoditega. Suure osa kaksiktähtede puhul mõjutavad komponendid teineteise evolutsiooni, seetõttu ei saa ühtegi korralikku tähtede ehituse ja arenemise teooriat üles ehitada ilma tähtede kaksiklust arvestamata. Mitmed kaksiktähtede tüübid on ka Tõravere täheuurijate tööpõlluks.

Tähefüüsika töörühma põhilised uurimissuunad ja temaatikad võib tinglikult jaotada järgmiselt:

Sünteetilise spektri meetod.
FG Sagittae.
Wolf-Rayet tähed.
P Cygni ja üliheledad sinised muutlikud.
Be-tähed.
Sümbiootilised tähed.
RX Cassiopeiae.

Sünteetilise spektri meetod.

Tähtede keemilise koostise kvantitatiivseks määramiseks kasutatakse tänapäeval põhiliselt sünteetilise spektri meetodit - atmosfääri ehituse mudeli alusel arvutatud teoreetilist tähespektrit võrreldakse vaadelduga. Keemiliste elementide sisalduste ja muude parameetrite muutmisega otsitakse sünteesitud spektri parimat kooskõla vaatlustega. T.Kipper on sel viisil uurinud paljude tavaliste punaste hiidude ja miriidide - tugevalt pulseeruvate asümptootilise jada hiidude - keemilist koostist. Erilist tähelepanu on seejuures pööratud tehneetsiumi ja teiste nn. s-protsessi elementide sisaldustele. Teadmine, kuidas need tähe sisemuses neutronite haaramise reaktsioonidel tekkinud elemendid on jõudnud tähe pinnale, aitab meil lähemalt mõista tähtede hiliste evolutsioonistaadiumite üksikasju.

Viimasel ajal on oluliseks uurimisobjektiks süsiniktähed - külmad tähed, mille atmosfääride suurenenud süsinikusisaldus avaldub spektris domineerivate süsiniku (C₂) ja tema ühendite (CO, CN, HCN jt.) molekulide neeldumisribadena. Analüüsitavad kõrgdispersioonilised spektrid on saadud Põhja-Kaukaasias asuva Vene TA 6-meetrise teleskoobi abil. Spektrite detailne sünteesimine ja vaatlustega võrdlemine on viinud järeldusele, et süsiniktähtede hulgas leidub nii neid, millel suurenenud süsinikusisaldus on põhjustatud nende eneste sisemuses toimunud tuumaprotsesside saaduste pinnalekandumisest kui ka selliseid, mille atmosfäär on ,,saastunud'' nende algselt massivsema kaaslase tähetuulega.

FG Sagittae.

FG Sge - muutlik täht Noole tähtkujust - on üks kõige unikaalsemaid astrofüüsikalisi objekte, mille heledus, temperatuur ja keemiline koostis on lausa meie silma all, viimase 100 aasta jooksul märgatavalt muutunud. 1950. aastate kuumast spektriklassi B tähest on 1990-ndatel saanud spektriklassi K ülihiid. T.Kipper on selle tähega tegelnud juba paarkümmend aastat. Viimaste aastate spektrites (saadud jällegi 6-meetrise teleskoobiga) on märgatav raskete s-protsessi elementide (Ba, La, Nd, Sm jt.) ja süsiniku sisalduse oluline kasv. Kõige tõenäolisema evolutsioonistsenaariumi järgi on FG Sge puhul tegemist tähega, mis on oma välised kihid juba planetaaruduna välja heitnud (see on ka vaadeldav), kuid enne lõplikku mandumist valgeks kääbuseks teeb läbi veel nn. ,,viimase'' heeliumisähvatuse, naastes mõnesajaks aastaks punaste hiidtähtede hulka. 1996.a. avastati üks tõenäoliselt analoogiline täht - nn. Sakurai objekt - mis samuti kohe T. Kipperi huvi äratas. Esimesed spektraalvaatluste tulemused näitavad, et Sakurai objekti atmosfääri keemiline koostis vastab tõepoolest taoliste objektide jaoks teoreetiliselt ennustatule - vesinikuvaene ning suurenenud süsiniku ja s-protsessi elementide sisaldusega.

Wolf-Rayet tähed.

Prantsuse astronoomidest avastajate järgi nime saanud tähed on ühed kõige kuumemad massivsed tähed (pinnatemperatuur 30000-90000 K). Erinevalt tavaliste tähtede neeldumisspektritest domineerivad WR tähtede spektrites väga tugevad ioniseeritud keemiliste elementide (HeII, NIII, CIII jt.) kiirgusjooned, mis annavad tunnistust aine intensiivsest väljavoolust WR tähtedest (kiirusega kuni 3000 km/s, mõnikord isegi 5000 km/s). Aastas kaotab keskmine WR täht 10^-5 kuni 10^-4 Päikese massi jagu ainet.

Tiit Nugis ja Kalju Annuk on pikka aega uurinud WR tähtede anomaalset keemilist koostist, temperatuuri, aine väljavoolu tempot jm. füüsikalisi parameetreid, aga samuti WR tähti sisaldavate kaksiktähtede omadusi. Praegu on tähtede füüsikas aeg, kus paljud klassikalised lihtsad lähendused (näiteks lokaalne termodünaamiline tasakaal, sfäärilise sümmeetriaga ühtlane ehk homogeenne tähetuul) on loovutamas kohta keerukatele detailsetele modelleeringutele. WR tähed on üheks iseloomulikuks näiteks. On selgunud, et aine väljavool WR tähtedest ehk tähetuul ei ole ühtlase struktuuriga, vaid selles esinevad märkimisväärsed ainetihendused ehk klombid. Klombid ning nende vastasmõju ümbritseva hõredama tähetuulega määravad suurelt osalt WR tähtede pideva spektri infrapunaste ja raadiolainete piirkonnas. T.Nugise üks põhitöid viimasel ajal ongi WR tähtede pidevate spektrite modelleerimine ja nende võrdlemine kirjanduses avaldatud vaatlusandmetega. Lähtudes klombilise tuule mudelist, on oluliselt täpsustatud aine väljavoolu temposid WR tähtedest, samuti keemilise koostise parameetreid, näiteks vesiniku ja heeliumi hulga suhet.

P Cygni ja üliheledad sinised muutlikud.

Luige tähtkujus asub eriline mittestatsionaarne täht P Cygni, üks esimesi teadaolevaid muutlikke tähti, millel aastal 1600 toimus võimas aine väljapurse. Tugev aine väljavool (10^-5 Päikese massi aastas) iseloomustab P Cygni't ka praegusel ajal. Tänu sfäärilis-sümmeetrilisele paisuvale ümbrisele on P Cygni spektrijooned väga iseloomuliku profiiliga - kiirgusjoone lühema lainepikkusega servas esineb märgatav neeldumiskomponent - mis on kogu astrofüüsikas tuntud P Cygni profiilina.

P Cygni, Päikesest umbes 700000 korda suurema kiirgusvõimsusega ja vähemalt 20 korda raskem täht (pinnatemperatuur 20000 K) on aastaid olnud Indrek Kolka lemmiktäheks. Nii Tõraveres kui ka näiteks Bulgaarias saadud spektrite detailne analüüs on välja toonud mitmed ajaskaalad, milles esineb P Cygni spektrijoonte poolkorrapärane muutlikkus: 15-20, 50-60 ja 230-240 päeva. Analoogilised ajaskaalad on leitud ka tähe heleduse muutustes (fotomeetrilisi mõõtmisi on Tõraveres samuti aeg-ajalt tehtud). Kõik see viitab aine väljavoolu mittestatsionaarsusele, mille sügavam füüsikaline põhjus vajab veel väljaselgitamist.

P Cygni kuulub väikesearvulisse tähtede klassi, mida tuntakse üliheledate siniste muutlikena. Sinine viitab kõrgele pinnatemperatuurile (10000-30000 K), mistõttu sedasorti tähed paistavad valkjassinistena. Ilmselt läbivad selle lühiajalise evolutsioonifaasi paljud spektriklassi B tähed. Ka teiste siniste muutlike üldised omadused, seostatult P Cygni'ga on I.Kolka huviobjektiks, nagu ka Luige tähtkujus paistva kuumade tähtede assotsiatsiooni Cygnus OB2 tähed, millest nr. 12 on teadaolevalt üks suurima kiirgusvõimsusega (Päikesest ca miljon korda suurem) tähti.

Be-tähed.

Spektriklassi B hulgast tõuseb erilise alamklassina esile väike rühm kiiresti pöörlevaid tähti - pöörlemiskiirus ekvaatoril ulatub mõnesaja kilomeetrini sekundis. Selline pöörlemine põhjustab võimendatud aine väljavoolu tähe ekvatoriaaltasandis ja tähe lapikuks surumist poolustelt. Pöörlevas gaasikettas tähe ümber tekivad jällegi kiirgus- ehk emissioonijooned, millest ka täheklassi nimi - Be-tähed: e viitab emissioonile.

Be-tähed on traditsiooniliselt olnud üks suund Lauri Luua poolt Tõraveres algatatud mittestatsionaarsete tähtede uurimisprogrammis. Nendega on tegelnud põhiliselt Mare Ruusalepp, kes praegu täidab Observatooriumi teadussekretäri ülesandeid. Be-tähtede spektrijoonte profiilid sõltuvad oluliselt sellest, kas me näeme tähte ekvaatori või pooluse poolt või mingis vahepealses suunas. Hästi väljatöötatud metoodika Be-tähtede pöörlemistelje orientatsiooni ja pöörlemiskiiruse üheaegseks määramiseks on M.Ruusalepa töö üks olulisemaid tulemusi. Seejuures on lisaks traditsioonilistele nähtava piirkonna spektritele kasutatud ka rahvusvahelise ultraviolett-teleskoobi IUE vaatlusandmeid.

Lihtsad mudelid on ka Be-tähtede puhul oma aja ära elanud. Viimasel ajal on M.Ruusalepp tegelnud veidi keerukamate mudelitega, milles gaasümbris on tähe ekvaatori tasandis tihedamini kokku surutud kui seni arvatud. Tähetuule lööklainelisel kokkusurumisel tekkiv üliionisatsioon võimaldab paremini seletada vaadeldud ultravioletsete spektrijoonte omadusi.

Sümbiootilised tähed.

Paljudes kaksiktähtedes esinevad koos väga erinevate omadustega komponendid, kuid sümbiootilisteks nimetatakse vaid üht väikest kaksiktähtede alamklassi - selliseid süsteeme, mis koosnevad külmast punasest hiidtähest, kuumast valge kääbuse taolisest tähest ja üht või mõlemat komponenti ümbritsevast ioniseeritud gaasümbrisest. Selline kooslus tekitab väga omapärase sümbiootilise spektri, kus on korraga näha TiO molekulide neeldumisribad ja kuumale gaasile iseloomulikud kiirgusjooned.

Sümbiootiliste tähtede uurimise Tõraveres algatas 1960. aastatel Lauri Luud, tema tööd jätkab praegu Laurits Leedjärv. Meie vaatlusvõimalustele vastavaid suhteliselt heledaid sümbiootilisi tähti leidub vähe, seetõttu on osa tööst baseerunud mujal tehtud vaatlustel ja kirjanduse andmetel. Näiteks on lihtsate mudelite alusel arvutatud sümbiootiliste tähtede pidevaid spektreid laias lainepikkuste vahemikus (25Å - 20 cm) ja nende võrdlemisel vaatlusandmetega leitud umbes 20 sümbiootilise tähe komponentide põhilised füüsikalised karakteristikud. Lihtsate mudelite küündimatus avaldub ka sümbiootiliste tähtede puhul ja nii on viimasel ajal pööratud rohkem tähelepanu üksikute tähtede detailsetele uuringutele.

Üks Tõraveres väga tuntud sümbiootiline täht on CH Cygni, mille fotomeetrilised UBV vaatlused on siin katkematult kestnud alates 1968.a. Peaaegu pidevalt on tehtud ka spektrivaatlusi. CH Cyg on sümbiootiliste tähtede hulgas erandlik, viimase 30 aasta jooksul on tal vaheldunud mitmed aktiivsed ja mitteaktiivsed perioodid. Üks paljutõotav seletus CH Cyg iseäralikule käitumisele on Poola ja Bulgaaria astronoomide poolt välja pakutud magnetilise rotaatori mudel, milles CH Cyg kuumaks komponendiks on väga tugeva magnetväljaga (10⁷ Gs) valge kääbus. Viimasel ajal konkureerib sellega ameeriklaste kolmiktähe mudel. Tõravere vaatlusandmed ja nende tõlgendused näivad eelistavat siiski kaksiktähe mudelit magnetilise valge kääbusega. Selle raames on seletatav ka 1996.a. vaadeldud CH Cyg rekordiliselt madal heledus (10. tähesuurus) ja tugevate keelatud kiirgusjoontega pseudonebulaarspekter.

CH Cygni kõrval tegeleb L.Leedjärv veel mõne objektiga, mida võiks nimetada sümbiootilise tähe piirjuhuks, näiteks ülipika orbitaalse perioodiga WY Gem ja VV Cep, kolmiktäht CQ Dra või Be-tähte sisaldav kaksiktäht AX Mon. Viimane on saanud põhiliselt TÜ doktorandi Alar Pussi uurimisobjektiks.

RX Cassiopeiae.

Muutlik täht RX Kassiopeiast on kaksiktäht, mille üks komponent on oranz spektriklassi K hiid, teise, kuumema komponendi olemus pole päris selge, võimalik, et tegemist on neutrontähega. Igal juhul ümbritseb kuuma komponenti akretsiooniketas - hiidtäht täidab oma kriitilise (Roche'i) pinna, tema aine voolab läbi Lagrange'i punkti L₁ kuuma komponendi poole, moodustades selle ümber pöörleva ketta. Kaksiksüsteemi tiirlemisperiood on 32.3 ööpäeva.

RX Cas on pikka aega olnud üks Tallinna Tähetorni lemmikobjekte, nii ajast, mil Tähetorn kuulus meie Observatooriumi juurde kui ka hiljem. Peep Kalvil on kogutud ulatuslik fotomeetriline vaatlusandmestik, mis on võimaldanud täpsustada kaksiksüsteemi orbitaalset perioodi ja selle muutumist aja jooksul ning mitmeid füüsikalisi parameetreid. Viimasel ajal on Tõraveres taastärganud huvi RX Cas spektrivaatluste vastu. Indrek Kolka on alates 1995.a. registreerinud mitukümmend CCD spektrit, mille esialgne töötlemine on tuvastanud kiirgusjoonte profiilide muutumise nii orbitaalse perioodi jooksul kui ka pikemas, umbes 500-päevases ajaskaalas, mis võib olla seotud jaheda hiidtähe pulseerimisega. Muutlikkuse füüsikaline tõlgendus ja selle rakendamine RX Cas mudeli täpsustamiseks ongi praegu käsil.

Kes me oleme?