Põhjakroonis süttib noova

Millalgi praeguse hetke ja selle aasta septembri vahel peaks Põhjakrooni tähtkujusse äkitselt juurde ilmuma Põhjanaela heledusega võrreldav täht*. Tegemist on niinimetatud korduva noovaga T Coronae Borealis (T CrB), mis muutub mõneks päevaks silmaga nähtavaks iga 80 aasta järel.

Noovad (ladina keelsest sõnast "novus", mis tähendab "uut") on mõnes mõttes teatud tüüpi supernoovade tuhatkond korda nõrgemad versioonid. Nii nagu tüüp I supernoovade** puhul tekivad noovad süsteemides, kus üksteisele lähedal tiirleb kaks tähte. Üks nendest on valge kääbus (surnud tähe ülitihe ja -kuum tuum, kus enam termotuumareaktsioone ei toimu) ja teine kas punane hiidtäht, alamhiidtäht või niinimetatud peajada täht. Kui umbes Maa mõõtu valge kääbus tiirleb teisele tähele piisavalt lähedal, hakkab selle tulisele pinnale spiraalis kogunema kaaslaselt välja paiskuv tähematerjal (peamiselt vesinik). Saavutades kriitilise massi ja umbes 20 miljoni kraadise temperatuuri, käivituvad valge kääbuse pinda katvas vesinikukestas plahvatuslikud ahelreaktsioonid, kus väike osa vesinikust sünteesitakse niinimetatud CNO tsükli*** käigus heeliumiks. Selle tulemusel paisub valgest kääbusest eemale võimas lööklaine, mis liigub tuhandeid kilomeetreid sekundis ning muidu surnud täht saavutab mõneks päevaks või nädalaks kümneid tuhandeid kordi suurema heleduse kui meie Päike. Kusjuures valge kääbuse enesega ei juhtu selle käigus suurt midagi. Meile paistavad noovad otsekui uued heledad tähed, mis ühtäkki sadade või tuhandete valgusaastate kaugusel süttivad.

Kunstniku nägemus hiidtähelt pärinevast materjalist valge kääbuse ümber moodustuvast niinimetatud akretsioonikettast. Kui tingimused on sobivad, koguneb nii lõpuks valge kääbuse pinnale piisav hulk vesiniku, mis viimaks noovana plahvatab. Kui sama protsessi käigus valge kääbuse mass ületab kusagil 1,4 Päikese massi, plahvatab terve valge kääbus noovast tuhat korda võimsama supernoovana.

Olenevalt kirjeldatud kaksiksüsteemi liikmete massidest, tüüpidest, kaugustest, pöörlemistest ja paljust muust võib noova olla ühekordne või korduv nähtus. Võrdlemisi haruldastel juhtudel kui valge kääbuse mass ületab teiselt tähelt varastatud materjali arvelt kusagil 1,4 Päikese massi (Chandrasekhari piir), plahvatab terve valge kääbus oluliselt võimsama tüüp I supernoovana ning hävineb selle tagajärjel täielikult. Kui supernoovasid võib Linnutee galaktikas keskmiselt toimuda vaid paar korda sajandis, esineb noovasid oluliselt rohkem - kusagil kümme aastas. Neist mõned üksikud on ka piisavalt heledad, et silmaga näha.

Põhjakroonis tõenäoliselt sellel aastal süttivat noovat kirjeldati esmakordselt Iiri astronoom John Birminghami poolt 1866. aasta mai keskel, kui alla silmaga nähtavuse piiri paistev täht (mag 10) muutus äkiliselt Põhjanaelaga võrreldavaks heledaks täheks. Järgmist korda nähti seda 1946. aasta veebruaris. Lisaks eksisteerib kahtlus, et sama noovat võis tunnistada Saksa munk Abbott Burchard juba 1217. aastal ning sama tegi arvatavasti Inglise astronoom Francis Wollaston 1787. aastal. Viimane paraku ajas selle oma ülestähendustes segi ühe juba katalogiseeritud tähega.

Kuigi Põhjakrooni noovat on enam-vähem korralikult vaadeldud ja uuritud vaid kaks korda ajaloos, on selle viimaste aastate käitumine kahtlustäratavalt sarnane viimasele korrale kui see süttis. Näiteks 1938. aastal täheldati, et T CrB heledus tõusis veidi (mag 10,5 pealt 9,2 peale). Sama juhtus sellega 2015. aasta veebruaris. 2018. aastal juunis selle heledus jällegi langes veidi ning kukkus eelmise aasta aprillis oluliselt (mag 12,3 peale). Sarnane asi juhtus aasta enne 1946. aastast noovat. Ehk siis selle põhjal on täitsa põhjust kahtlustada, et peagi saame seda jälle näha.

T Coronae Borealis (T CrB) asukoht Põhjakrooni tähtkujus. Silmaga ei näe seal hetkel midagi, kuid iga hetk võib sinna juurde süttida pealtnäha uus hele täht.

T CrB, mida nimetatakse vahel ka Leegitsevaks täheks (inglise keeles Blaze star), asub meist umbes 2600 valgusaasta kaugusel ning koosneb Päikesest natukene raskemast punasest hiidtähest ja selle ümber iga 228 päeva tagant tiirutavast valgest kääbusest. Silmaga seda ei näe ning teleskoobis paistab see pealtnäha mitte-midagi ütleva nõrga tähena Põhjakrooni moodustava tähtederea servas. See kõik võib muutuda enne kui te selle lause lõpetate.

Põhjakrooni tähtkuju leiab praegustel öödel kõrgelt lõunataevast Herkulese ja Karjase tähtkujude vahelt. Tegemist suhteliselt väikese tähtkujuga, mis meenutab tähtedest koosnevat poolkaart. Kõige lihtsam on seda leida Karjases asuvast väga heledast ja veidi punakast Arktuurusest kusagil 15 kraadi ida poole vaadates.

Mõnel juhul võib noovast alles jääda ka sajandeid püsiv noovajäänuk. Fotol, kus on kombineeritud Hubble ja Chandra röntgenobservatooriumi vaatlusi on näha GK Persei noovajäänukit Perseuse tähtkujus. GK Persei süttis meie taevas 1901. aastal.

*Põhjanael ole vaatamata levinud väärarusaamale taeva kõige heledam täht. Heleduselt edestab seda taevas koguni 47 tähte. Väikses Karus ehk Väikese Vankris asuv Põhjanael on meie poolkeral nõnda tuntud põhjusel, et see asub kõigest kraadi kaugusel põhjataeva poolusest ehk punktist mille ümber näib tähistaevas Maa pöörlemise tõttu pöörlevat.

**teine levinud supernoovade tüüp on tüüp II, mis tekib massiivsete tähtede tuuma kokkuvarisedes.

***vesiniku saab heeliumiks sünteesida kahel teadaoleval viisil. Esimeseks on niinimetatud prooton-prooton ahel, mis leiab aset näiteks Päikese tuumas ning mille käigus tekib prootonite (vesiniku tuumad) liitumisel kõigepealt raske vesinik, seejärel heelium-3 isotoop ning viimaks heelium-4 element. Niinimetatud CNO tsükkel, mis leiab aset Päikesest raskemates tähtedes ja noovasid tekitavate valgete kääbuste pinnal töötab veidi teisiti. Kuna valge kääbus koosneb peamiselt süsinikust ja hapnikust, sünteesitakse prootonite liitumisel selle käigus vahepeal süsiniku, lämmastiku ja hapniku isotoobid, mille kõrvalproduktiks on heelium-4. Kui prooton-prooton ahela käigus kasutatakse ära kõik algosakesed, siis CNO tsüklis kasutatakse raskemaid elemente vaid katalüsaatoritena.