Teise põlvkonna planeedi kandidaat valge kääbuse ümber: vihje andis nioobium

Lahendamata juhtum Hubble’i arhiivist

HS 0209+0832 on ligikaudu 270 valgusaasta kaugusel asuv valge kääbus ehk Päikesega sarnase tähe paljaks jäänud tuum: täht on oma kütuse ära kasutanud ja väliskihid minema heitnud. See valge kääbus on noor: pinnatemperatuur on endiselt umbes 35 800 kelvinit ja jahtuma hakkas ta alles umbes 5 miljonit aastat tagasi. Tähe tugev gravitatsioon tõmbab heeliumi ja raskemad elemendid mõne kuuga pinnalt sügavamale. Kuna neid on pinnal siiski näha, peab neid praegugi väljastpoolt juurde tulema.

Hubble mõõtis tähe ultraviolettspektri 10. jaanuaril 1999. Seda analüüsiti 2000. aastal ilmunud uuringus, kus tuvastati seitse elementi, kuid umbes sada joont ei õnnestunud tollaste andmete põhjal ühegi elemendiga kokku viia. Nii jäi selgusetuks, kust tähe atmosfääri lisandunud aine pärineb. Warwicki ülikooli teadlane Jamie Williams ja tema kolleegid vaatasid spektri uuemate spektrijoonte andmebaaside abil uuesti läbi ja leidsid, et enamik neist joontest on vase ja nioobiumi jooned. Samad nioobiumi jooned on näha ka 2002. aasta spektrites, mille mõõtis NASA nüüdseks töö lõpetanud ultraviolettsatelliit FUSE.

Mis on teise põlvkonna planeet

Maa on esimese põlvkonna planeet, mis tekkis Päikese sünnist järele jäänud gaasi- ja tolmukettast. Teise põlvkonna planeet tekib alles tähe elu lõpus ainest, mille täht on ise välja paisanud.

Elu lõpu poole, nn AGB-staadiumis (ingl asymptotic giant branch, üks hiidtähtede haru Hertzsprungi-Russelli diagrammil), on Päikesega sarnane täht paisunud hiiuks ja puhub oma väliskihid minema. Selliste tähtede sisemuses püüavad aatomituumad ükshaaval neutroneid ja nii tekivad aegamisi rauast raskemad elemendid. Seda nimetatakse s-protsessiks (s tuleb ingliskeelsest sõnast slow, aeglane). Nioobium on üks selle protsessi saadusi, seepärast peaks AGB-tähe välja paisatud ainest tekkinud planeedis olema rohkem nioobiumi, kui ükski teadaolev protsess suudaks viia noore tähe ümber tekkinud planeeti.

Üksik täht, mis kaotab massi igas suunas ühtlaselt, ei jäta tõenäoliselt maha ketast, millest planeedid saaksid tekkida. Seepärast oletavad autorid, et tähel oli lähedane kaaslane. Nende stsenaariumi järgi neelas paisuv hiidtäht kaaslase endasse ja kaaslane aitas hiiu väliskihid eemale paisata; osa sellest ainest võis seejärel koonduda kettaks.

Tõendid

• Liiga palju nioobiumi. Nioobiumi ja kaltsiumi suhe on üle tuhande korra suurem kui Päikesel. Satelliit FUSE mõõtis ka 33 teise valge kääbuse spektri; nendegi atmosfääri on langenud planeedisüsteemi jäänuseid, kuid üheski neist spektrist nioobiumi ei leitud.
• Gaas, mitte kivim. Valgete kääbuste atmosfääri langev aine on tavaliselt kivimiline ning räni- ja rauarikas. Siin on räni vaid jälgi ja rauda ei tuvastatud üldse, nii et määramispiiri arvestades on niklit vähemalt kaks korda rohkem kui rauda. Kogu Maa koostises on aga rauda umbes kakskümmend korda rohkem kui niklit. Koos tähele langeva heeliumiga viitab see koostis hiidplaneedi atmosfäärist pärit gaasile.
• 4,4-päevane rütm. NASA satelliit TESS nägi, et tähe heledus kõigub 4,4-päevase perioodiga 0,12% võrra. Valged kääbused pöörlevad tavaliselt umbes 30 tunniga ümber oma telje ja seepärast seostab uurimisrühm aeglasema rütmi kehaga, mis tiirleb tähest 6,6 miljoni kilomeetri kaugusel. See on umbes üheksandik Merkuuri keskmisest kaugusest Päikesest.

Mis on veel lahtine ja kust tähte otsida

Planeeti ennast ei ole nähtud ja selle massi ei teata, seepärast nimetatakse seda uurimuses kandidaadiks. TESS ei näinud planeeti kordagi tähe eest möödumas ja 4,4-päevane signaal on nõrk: kui vaatlusperioode eraldi analüüsida, on signaal selgelt näha vaid kahes neljast. Tavalise planeedi päevapoolelt peegelduv tähevalgus või päevapoole soojuskiirgus suudaks tekitada 0,12% kõikumise ainult siis, kui planeedi läbimõõt oleks neli kuni kaheksa korda suurem kui Jupiteril. Autorid pakuvad kahte seletust: kas on tegu noore planeediga, mille kuum ööpool kiirgab heledamalt kui hägune päevapool, või põhjustab kõikumist planeedist lahkuva gaasi komeedisarnane saba, mis võib tähe eest läbi minna ka siis, kui planeet ise seda ei tee.

Ka keemiline koostis ei sobi mudelitega päris täpselt kokku: AGB-tähed peaksid nioobiumi kõrval tootma ka strontsiumi, aga strontsiumi ei tuvastatud.

HS 0209+0832 asub Vaala tähtkujus (otsetõus 2 h 12 min, deklinatsioon +8° 47′). Kuna täht on taevaekvaatorist veidi põhja pool, paistab ta mõlemale poolkerale. Oktoobri lõpus jõuab ta kõige kõrgemale kesköö paiku; Eestist vaadates on ta siis lõunas umbes 40° kõrgusel. Tähesuurus on umbes 13,8, nii et tähe leidmiseks on vaja teleskoopi ja üksikasjalikku tähekaarti. Ka teleskoobis paistab ta vaid nõrga täpina nagu iga teinegi täht. Planeeti ennast pole näinud ükski teleskoop, ka Hubble mitte: kõik siin kirjeldatu on välja loetud tähe valgusest.