Pruunid kääbused ja ilmaruumi hiline valgus

Teooriast järeldub, et tähetekke piirkondades tekib nii normaalseid tähti kui ka objekte, mis ei suuda kunagi särada tõsiseltvõetava tähena.

JAAN PELT

Estonia puiestee ja Kentmanni tänava nurgal kauni maja katusel asuva teleskoobitorni kuppel on nüüd ilusasti telliskivipunaseks värvitud. Kas tornis veel teleskoop alles on – ei tea. Oli aga kindlasti siis, kui ma tollast Tallinna tähetorni esimest korda külastasin. Just seal näitas mulle hilisem kolleeg, üks eesti vilunumaid astronoome-vaatlejaid ja tuntud teaduse populariseerija Peep Kalv vägevat seadet, mille nimi on plink-komparaator. See on seade, kuhu asetatakse kaks erinevatel aegadel tehtud taevapilti ja võrreldakse neid, liigutades kiiresti seadme keskel olevat valgust vasakule või paremale murdvat prismat. Kui nüüd kahe plaadi vahel on erinevusi, siis paistab see silma kas tähekujutise „plinkimise” või hüplemisena. Komparaatorit kasutati tollal muutliku heledusega tähtede, komeetide ja asteroidide avastamiseks. Aga kõige huvitavam tulemus, mis on saadud sellise seadme abil, on muidugi kääbusplaneedi Pluuto avastamine.

Tollal veel noor ameerika astronoom Clyde William Tombaugh (1906–1997) pildistas 1929.-30. aastal Lowelli observatooriumis hulga fotoplaate taevaalalt, kus eeldati olevat Neptuuni orbiidis häireid tekitav taevakeha. Kasutades plink-komparaatorit kulutas ta rohkem kui 7000 tundi selleks, et leida just seda ainukest väikest täppi, mis ei seisnud paigal, vaid hüples. Ja 18. veebruaril 1930 saabuski õnnelik päev – Päikesesüsteemi üheksas planeet oli avastatud. Planeedile pandi nimeks Pluuto ja nime välja pakkujaks (nagu jutud käivad) oli üheteistaastane briti koolitüdruk Venetia Burney (1918–2006). Tema oli kindlasti üks kõige tuntumaid koolilapsi, vähemalt astronoomide hulgas. Kui ameeriklased saatsid Pluutot uurima oma kosmoselaeva New Horizon, siis oli selle pardal aparaat nimega Venetia Burney Tudengite Tolmu Loendaja (Student Dust Counter). Ka planeedi avastajat peeti samal missioonil meeles. Pluuto juurde saadeti osa Clyde Tombaughʼ põrmust.

Nagu me hästi teame, ei läinud Pluuto-nimelisel „planeedil“ hästi. Rahvusvahelise Astronoomia Uniooni (International Astronomical Union, IAU) otsusega visati Pluuto 2006. a augustis planeetide uhkest seltskonnast välja ja klassifitseeriti ümber kääbusplaneediks. Kõige nirumast planeedist sai nn Kuiperi vöö kõige esimene ja kindlasti ajalooliselt kõige tähtsam liige. Praeguseks on avastatud juba kümmekond Pluuto-sarnast objekti ja neid tuleb ikka juurde.

Tagaaia maailmad – Planeet 9

Ameeriklaste 2009. aasta lõpul orbiidile saadetud soojuskiirgust mõõtva taevateleskoobi WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) peapeegli läbimõõt on ainult 40 cm, seega väiksem kui praeguses Glehni pargis asuva Tallinna tähetorni teleskoobi peegel (50 cm). Kuna kosmoses on vaatlustingimused mõõtmatult paremad kui linna keskel asuvas observatooriumis, siis WISE-i kogutud materjal on tunduvalt suurem ja väärtuslikum. Selle teleskoobi poolt registreeritud piltidelt on vaadeldud vähemalt 563 miljonit objekti, nende hulgas 35 000 uut asteroidi. Kümne kuu jooksul toimunud põhimissioonil saadud 1,5 miljonit pilti on aga seniajani astronoomidele hindamatu materjal, mille uurimine kestab praeguseni. Kuna seda tööd on väga palju, siis on rakendatud ka nn rahvateadlased – asjaarmastajad, kes vabatahtlikult uurivad kosmosest saadud pilte. Eelmise sajandi plink-komparaatori asemel kasutavad nad muidugi arvutiprogrammi. Aga töö meetod on täpselt sama – tuleb ühe ja sama taevaala pildid positsioneerida nii, et liikumatud objektid on paigal. Kiire piltide vahetamine võimaldab siis näha liikuvate objektide „hüplemist”. Seniajani on inimese silm ja silmade taga andmeid töötlev aju tõhusam muutuste tajuja kui parimad arvutid.

Endise 9. planeedi Pluuto väljaviskamine kuulsast perekonnast ei välista, et Päikesesüsteemi kaugemas nurgas võiks talle asendaja leida. Just sellele põnevale võimalusele on üles ehitatud professionaalsete astronoomide poolt üles seatud rahvateaduse (citizen science) programm „Tagaaia maailmad – Planeet 9”. Üheksandat planeeti pole veel leitud, küll aga üle saja pruuni kääbuse. Kui Pluuto on kääbus planeetide mõõtkavas, siis need objektid on kääbused tähtede mõõtkavas. Pruunid kääbused on objektid, mille mass on kusagil 13–80 Jupiteri massi kandis. Nimetatakse neid ka untsu läinud tähtedeks. Miks siis?

Tähtede elukaar

Alguse saab kõik galaktilise gaasi ja tolmu pilvedes. Mitmel põhjusel sellised pilved, mida kutsutakse ka tähetekke piirkondadeks, klombistuvad ja neis klompides saab gravitatsioon jagu pilvesisesest rõhust. Algab kollaps, mis esialgu avaldub ainult aine tiheduse ja hiljem ka temperatuuri tõusus. Gravitatsiooniväljalt võidetud energiat jätkub ka väljapoole kiirgamiseks.

Varem või hiljem kasvab kokku tõmbuva massi temperatuur üheksa miljoni kraadini, mis on piisav termotuumareaktsioonide algamiseks. Selle tulemusena saab nüüd siis juba väljakujunenud täht piisavalt energiat, et viia tasakaalu nii oma kiirgusbilanss kui ka tähesisene rõhk.

Massiivsetel tähtedel toimub tähekütuse põletamine kiiremini, väiksemad tähed, meie Päike kaasa arvatud, põlevad väga kaua. Hiljem tulevad juba palju huvitavamad ajad, täht jõuab oma hilise evolutsiooni faasi ja läbib rea seisundeid kuni lõpuks plahvatab supernoovana või rahuneb nn valgeks kääbuseks.

Juba 1960. aastatel, siis kui tähtede evolutsiooni hakati uurima arvuti­mudelite abil, sai selgeks, et selline õnnelik tähe-elu pole alati võimalik. Tollal veel noor, alles doktorikraadi saanud astronoom Shiv S. Kumar arvutas välja hulga tähtede arengukõveraid ja leidis, et väiksema massiga tähtedest võivad saada gravitatsioonilise kollapsi tulemusena täielikult kõdunenud „mustad“ kääbused ja seega ei läbi need tähed kunagi tavalist evolutsioonijada.

Peaaegu samal ajal jõudsid analoogse tulemuseni ka jaapanlased Hayashi ja Nakano.¹ Nende teoreetikute tööd jäid aga astronoomia üldsusel kahe silma vahele. Huvi tekkis alles siis, kui kosmoloogid (sealhulgas ka Tartu observatooriumist) avastasid üksikute galaktikate pöörlemist ja galaktikarühmade liikumist uurides maailmaruumi raamatupidamises suure vea. Osutus, et enamik galaktikate liikumise korralikuks kirjeldamiseks vajalikust massist ei olnud vaadeldav. Populaarseks sai tumeda (varjatud) aine mõiste ja algasid ka sellise aine otsingud, mis kestavad senini.

Muidugi tulid siis meelde ka kääbustähed ja kõik nendega seonduv. Mõnevõrra ootamatult said aga ebaõnnestunud karjääriga tähed oma tänapäevase nime noore astronoomi Jill Tarteri² dissertatsioonist, kus neid esimest korda nimetati pruunideks kääbusteks. Kui nüüd küsida, kas meil on siis tegemist mustade või pruunide tähtedega, siis ajas natuke ette rutates võib öelda: ei selle ega teisega. Aga värvidest hiljem.

Niisiis, teooriast järeldub, et tähetekke piirkondades tekib nii normaalseid tähti kui ka objekte, mis ei suuda kunagi särada tõsiseltvõetava tähena. Vaatlustest neid aga väga kaua aega ei leitud. Põhjuseks nende nõrk või pea olematu heledus nähtavas spektripiirkonnas, väike mass ja seega ka väga nõrgad häiritused peatähele, kui tegemist oleks olnud objektiga mitmiksüsteeemis.

Avastamine

Esimene pruun kääbus avastati alles 1995. aastal. Ilmselt olid vaatlusriistad ja vaatluste metoodika saavutanud selleks ajaks vajaliku taseme ja avastusi tuli korraga mitu. Alustama peab kaksiksüsteemist Gl 229A, Gl 229B.³ Ameerika teadlased Palomari observatooriumist avastasid peatähe Gl 229A nõrga kaaslase, kasutades koronograafi – seadet, kus tähe lähiümbruse uurimiseks kaetakse peatähe kujutis vaatluste ajal kinni. Kuna kaaslase Gl 229B heledus oli väga väike, siis ligikaudsed hinnangud ja teoreetiliste mudelitega võrdlemine võimaldasid ligikaudselt paika panna ka kaaslase massi – 20–50 Jupiteri massi. Seega võis kindel olla, et mass oli väiksem kui vajalik vesiniku põlemiseks. Lisaks kõigele leiti Gl 229B spektrist ka metaani, mida kindlasti ei saa olla normaalse tähe atmosfääris. Ajakirjas Nature ilmunud artikkel kandiski uhket pealkirja „Jaheda pruuni kääbuse avastamine“ („Discovery of a cool brown dwarf“).

Peaaegu samal ajal ilmusid samalaadsed tulemused ka Euroopast. Otsingute lähtekoht oli siin mõnevõrra teine. Uuriti Plejaadide (eesti keeles Sõel) täheparve ja mõõdeti seal asuvate nõrgimate tähtede spektreid. Spektritest otsiti aga liitiumi neeldumisjooni. Kuna liitiumi põlemiseks tähe tuumas on vajalik mass 60 Jupiteri massi, siis sellest piirist väiksema massiga tähtedes pidi liitium alles olema. Sellise liitiumitesti kasutamine viiski kahe uue pruuni kääbuse avastamiseni (PPl 15 ja Teide 1).⁴ Need olid ka esimesed vabalt liikuvad pruunid kääbused.

Tänapäeval on teada juba tuhandeid pruune kääbuseid ja statistilised hinnangud näitavad, et arvuliselt on neid suure tõenäosusega rohkemgi kui tavalisi tähti. Päikesele lähemate objektide jaoks on vaadeldav nende asukoha muutumine taevavõlvil. Selliste muutuste põhjusi võib olla kaks: kas asteroid, planeet, untsu läinud täht või päris täht liigub ise, või tekib näiline liikumine vaatenurga muutumisest Maa, ja koos temaga vaatleja, ümber Päikese tiirutamise tõttu.

Seega rahvaastronoomide avastatud hüplevad täpid on meile suhteliselt lähedaste kääbuste kujutised.

Selle aasta lõpus kosmosesse lennutatav kõigi aegade suurim James Webbi nimeline taevateleskoop hakkab muu tähtsa hulgas vaatlema tuhandeid pruune kääbuseid palju suuremas ruumi osas. Selleks tööks on ta nagu loodud – töötab infrapunases (soojuskiirguse) piirkonnas, omab väga suurt lahutusvõimet (peegli läbimõõt on 6,5 meetrit, rohkem kui 16 korda suurem kui WISE-teleskoobil) ja liigub ümber Päikese, asudes ise Maa varjus (nn Lagrange L2 punktis).

Värv, temperatuur, maitse ja lõhn

Nimi ei riku meest, veel vähem tähte. Ometi on veider, et pruunid kääbused ei olegi pruunid. Põhjus on lihtne. Siis, kui sai selgeks, et suur osa neist omab väikest heledust ka optilises piirkonnas, oleks neid pidanud nimetatama punasteks kääbusteks, aga see nimi oli juba hõivatud. Siit ka siis Jill Tarteri pakutud pruuni kääbuse nimi.

Pruunide kääbuste pinnatemperatuuri ülemine piir on suhteliselt laialivalguv mõiste, kuna niisugused väikese massiga eeltähed (protostars) võivad kokku kukkuda ja areneda siis nii normaalseteks punasteks kääbusteks kui ka pruunideks kääbusteks. Vaadeldud kääbuste temperatuuri alumine piir on aja jooksul kiiresti langenud. Kui kümmekond aastat tagasi avastati kääbus, mille temperatuur on võrreldav kohvitassiga (CFBDSIR 1458+10B, pinnatemperatuuriga 100 kraadi), siis natuke hiljem juba ka selline, mille temperatuuri võib võrrelda inimkeha temperatuuriga (WISE 1828+2650,⁵ pinnatemperatuuriga 25 kraadi).

Kui juba pruunide kääbuste temperatuur nii madal võib olla, siis tekib kohe huvi nende maitse ja lõhna vastu, ehk siis astronoomide keeles: me tahame teada nende keemilist koosseisu. Selle teeb meile mõnevõrra lihtsamaks kaks asjaolu. Esiteks pruunid kääbused ise ühte ainet teiseks ei põleta (kui välja arvata väga lühiajalised deuteeriumi ja liitiumiga seotud termotuumaprotsessid) ja teiseks on nende sisemus hästi läbi segatud, seega on välistatud eri ainete ladestumine kihtideks (nagu planeetides). Kogu atomaarne vara, mis kogutakse tekkehetkel, valdavalt säilib. Kindlasti muutub ajas pruunide kääbuste pinnal vaadeldava aine molekulaarne koosseis. Siin on tähe temperatuuril oluline osa. Kõrgemal temperatuuril paljud molekulid lagunevad, aga madalatel temperatuuridel võib leida üsnagi keerulise ehitusega molekule. Paar näidet.

• Suhteliselt soojemad pruunid kääbused on oma spektrilt ja keemiliselt koosseisult väga sarnased tavaliste madalatemperatuuriliste tähtedega. Molekulidest on tüüpilised metallioksiidid (TiO, VO).

• Jahedamatel tähtedel lisanduvad spektrisse ka metallide ühendid vesinikuga (FeH, CrH, MgH, CaH).

• Kõige jahedamate pruunide kääbuste keemiline koostis on juba üsna „kodune“ – vesi, vingugaas, metaan, väävelvesinik, ammoniaak jms. Selge on see, et astronautidel ei ole soovitatav selliste tähtede vahetus naabruses tegutseda isegi siis, kui temperatuur lubaks. Kui aga tuua atmosfäärist proove kaasa pudelis ja neid siis Maa peal nuusutada, oleks nende mädamunalõhn eemaletõukav.

Teoreetiliselt on pruunide kääbuste spektrid väga keerulised ja detailirohked. Kuna nad on väga nõrga heledusega, on selliseid spektreid raske saada. Lisaks kõigele on meil tihti veel tegemist ebaühtlase pinna ja pöörlevate keradega, mis teeb võimatuks peenemate spektridetailide eristamise. Õnneks on mõned kääbused meile suhteliselt lähedal ja nende uurimine on kaugemale arenenud.

Olustik pinnal

Pruunide kääbuste heledus võib ajas kiiresti muutuda. Turbulentse konvektsiooni, magnetvälja ja pöörlemise koosmõjul tekib pinna laigulisus ja seega ka vaadeldava heleduse muutlikkus. Veel enam, lokaalsed temperatuuri ja „tuule“ muutused võivad viia pilvede ja sademete tekkimiseni. Kuna tähtede keemiline koosseis võib olla küllalt rikkalik, siis ei ole välistatud näiteks ränitolmust või rauaosakestest koosnevad sademed. Kui tähepinna heleduse muutlikus on vaatluslik fakt, siis informatsioon pruunide kääbuste pinnal valitsevast võimalikust ilmast saadakse arvuliste mudelite abil.

Võrreldes tavaliste tähtedega on pruunid kääbused väikesed, võib arvata, et ka aeglased. Aga võta näpust – viimased uuringud on näidanud, et mõned neist on väga väledad. Hawaiis asuva Gemini põhjateleskoobi ja Tšiilis asuva Baade teleskoobi abil uuriti rahvaastronoomide poolt WISE-i piltidelt avastatud objekte ja leiti, et kolm neist pöörlevad hullult kiiresti, tehes ühe täispöörde vähem kui tunniga. (Päikesel kulub selleks 24,5 päeva.)

Kääbuste pind liigub seejuures kiirusega 350 000 kilomeetrit tunnis, seega tuhat korda kiiremini kui kiireimad autod. Veel hullem, see on kiirus, millest kiiremini pöörelda ei ole võimalik. Juba väikesel kiiruse lisamisel saavutaks kääbus ekvaatoril paokiiruse ja täht lendaks laiali.

Perekonnaelu ja passiandmed

Pruunid kääbused on ebaõnnestunud tähed, liiga väikesed, et neis algaks vesiniku põlemine. Seega on nende jaoks tarvitusel üldisem nimi – alamtähed (substellar objects). Paljud astronoomid peavad seda aga ebaõiglaseks. On ju nii, et kääbuste elu algab täpselt samuti nagu teistel tähtedel, klombina tähetekke piirkonnas – molekulaarpilves. Nagu puudega inimesed on ikka inimesed, nii oleks õige ka pruune kääbuseid pidada tähtedeks. Pealegi on neil väga palju ühiseid omadusi. Näiteks võivad kääbused olla nii kaksiksüsteemi peatäheks kui ka kaaslaseks, nad võivad omada planeete tiirutamas enda ümber, neil võib olla peaaegu sama keemiline koostis ja lõppude lõpuks on ka paljude tähtede lõpp väga sarnane pruunide kääbuste lõpuga.

Teisest küljest on probleemiks ka täpse vahe tegemine pruunide kääbuste ja planeetide vahel. Siin on mitu võimalust. Vahet võib teha sünnijärgselt, elukoha järgi või arvesse võttes teeneid – isiklikke omadusi.

Pruunid kääbused tekivad nagu kõik tähed molekulaarpilvedes, aga planeedid sünnivad ematähte ümbritsevas protoplanetaarses aines. Sellise vahetegemise puuduseks on see, et tihti on raske kindlaks teha avastatud objekti sünnikohta. Väikese massiga objekt, mis juhtub tiirlema ümber tähe, võib olla sündinud koos temaga, võib olla hiljem akretsiooni käigus tekkinud ja võib olla ka gravitatsiooniliselt süsteemi haaratud.

Elukoha järgi vahetegemise välistavad hiljutistes vaatlustes leitud vabalt liikuvad planeedid ja samuti kääbus-kääbus tüüpi kaksiksüsteemide olemasolu, nagu näiteks avastaja järgi nime saanud süsteem Luhman 16 a, b – meile lähimate pruunide kääbuste paar.

Niisiis omadused. Esimene asi, mis mõttesse tuleb, on mass. Kuigi pruunide kääbuste mass on planeetide massist tüüpiliselt suurem, on vahe viimastel aastatel hakanud kahanema. Ühest küljest avastatakse ikka kergemaid ja kergemaid kääbuseid ja teisest küljest ikka massiivsemaid ja massiivsemaid planeete. Piiri asetamine on siin võimatu. Teine võimalus on lugeda tähtedeks (kääbused kaasa arvatud) taevakehi, mida soojendab sisemine küte – termotuumaprotsessid või aeglase kollapsi käigus gravitatsioonienergia muutumine soojuseks. Planeedid oleksid siis need, mis oma soojuse saavad põhiliselt väljast, peatähelt.

Kuid jälle, planeedid võivad kasvada tänu erineva lendaine maandumisele nende pinnal ja see võib esile kutsuda lisasoojenemise, samuti on nende sees tihti ka soojuse allikana radioaktiivseid isotoope. Peatähele lähedased planeedid ja ka kääbused võivad saada lisasoojust hoopis tõusu-mõõnalainetest. Termilise bilansi plaanis on näiteks meie Jupiter üsna lähedane pruunile kääbusele.

Järele jääbki võimalus eristada planeete nende ehituse järgi. Kuna nad tekivad aine järkjärgulise akretsiooni käigus, siis on neil kindlasti teatud kihiline „geoloogia“ – eri ajaetappidel kogutakse erinevat ainet. Tähed saavad aga oma aine suhteliselt ühtsest molekulaarpilvest. Pruunide kääbuste juhul hoiavad konvektiivsed voolud täheaine ka hästi segatuna.

Luige pea ja Rebase kõrvade vahel juhtus midagi

Kohas, kus kaks tähtkuju (Luik ja Rebane) pead pidi lähestikku on, süttis 20. juunil 1670. aastal „uus“ täht. Esmaseks, praeguse nimega Nova Vulpeculae 1670 (CK Vulpeculae), nähtuse vaatlejaks oli prantsuse munk ja astronoom Anthelme Voituret (1618–1683). Natuke hiljem vaatles sama kohta taevas ka oma aja suuremaid astronoome Hevelius, kes on muu hulgas hästi tuntud kauni täheatlase autor. Hiljem on selliseid „uusi“ tähti vaadeldud hulganisti ja neile on antud nimeks „noova”. Praeguste vaadete järgi on noovade puhul tegemist kaksiktähe järsu heleduse tõusuga. Tähepaariks on valge kääbus ja mõni teine täht (näiteks punane kääbus). Valge kääbus on küll väga väike, aga tema jõud on suur. Ta võib rebida oma naabri küljest hulga põlemiskõlblikku materjali ja kui seda on piisavalt, siis selle ka põlema panna. Suure koguse vesiniku termotuumaplahvatuse valgus ongi see, mida me maa pealt süttiva tähena näeme.

Tänapäeval on kohta, kus esimese noova plahvatus toimus, väga põhjalikult uuritud. Jäänuktähte ja plahvatuse poolt välja heidetud gaasipilvi on vaadeldud erinevates kiirguspiirkondades. Tulemused näitavad, et esimene vaadeldud noova ei olnudki päris noova, vaid tegemist oli millegi muuga. Üks kõige tuntum tänapäevane mudel, mis pakuti välja 2018. aastal, pakub meile erilist huvi. Selgus, et kõige paremini kirjeldab plahvatuse jääkide ruumilist jaotust ja keemilist koosseisu mudel, kus 1670. aastal kukkusid kokku valge ja pruun kääbus! Tähtede ja nendetaoliste objektide haarded ja haardejärgsed kokkukukkumised on astronoomias üldiselt tuntud. Üheks kõige rohkem avalikkuse tähelepanu võitnud juhtumiks on kahe suure musta augu kokkukukkumine, mille tulemusel tekkinud gravitatsioonilised lained saabusid maale 14. septembril 2015. aastal ja said siin ka esimest korda mõõdetud (Nobeli auhind jms, teate isegi⁶). Kahe pruuni kääbuse kokkukukkumine pakub aga meile erilist huvi.

Ilmaruumi hiline valgus

Tavalise tähe elukaar lõpeb mustalt. Siin on võimalik kolm stsenaariumi. Suurim osa tähtedest evolutsioneerub läbi mitmete vaheastmete valgeteks kääbusteks. Need on väga tihedad tähed, kus tuumaprotsessid on lõppenud – mis põletada andis, on põletatud ja välja kiiratakse ainult juba varem kogutud soojust. Kuna nende tähtede pind on väike, siis toimub ka jahtumine aeglaselt. Lõpuks saavutavad nad termodünaamilise tasakaalu ümbrusega, milleks on põhiliselt kosmoloogiline reliktkiirgus. Selliseid kääbuseid on hakatud nimetama mustadeks kääbusteks (vana nimi uues tähenduses!). Need on siis kosmilise ruumiga termilises tasakaalus olevad suure tõenäosusega läbinisti kristalliseerunud väga tihedad taevakehad. Praegusel kosmoloogilisel ajastul pole neid veel kindlasti olemas, kuna valgetel kääbustel pole aega olnud piisavalt jahtuda. Kõige jahedamad vaadeldud valged kääbused on ainult natuke jahedamad kui Päike.

Umbes kolm-neli igast tuhandest tähest on nii massiivne, et tähe lõpuni põlemisel tekkiv kollaps ei peatu degenereerunud elektrongaasi rõhu mõjul, vaid jätkub edasi. Selle tulemusena täht plahvatab supernoovana. Tulemuseks on kas neutrontäht või must auk. Neutrontähed on läbimõõdult veel väiksemad kui valged kääbused (20–30 kilomeetrit) ja oma kogutud energiat kiirgavad nad seega veelgi kauem. Ka mustade aukude tulevik on tume, kuna nn Hawkingi kiirgus, mis nende horisondil tekib, vähendab kollabeerunud massi väga aeglaselt.

Ja lõpuks siis pruunid kääbused. Kuna neis on ka lõpuni säilinud algne täheaine, siis on neil trikk varuks. Kuigi selleks kaugeks ajaks (triljoneid aastaid tulevikus) on galaktikad juba ammu laiali jooksnud ja taevas (ükskõik milliselt objektilt vaadates) on peaaegu must, siis vahel harva, ütleme, kord miljardi aasta jooksul, juhtub ime – kaks pruuni kääbust lendavad teineteise suunas, toimub tähehaare ja nendes olev aine kondenseerub lõpuks üheks. Nii kokku saanud mass aga ületab kriitilise piiri ja siis saabub pruunide kääbuste tähetund. Kahe kokku saanud tähe massist moodustuv uus täht tiheneb momendini, kus tema tuumas algab vesiniku põlemine. Ja see põlemine võib kesta kümneid miljardeid aastaid!⁷

Galaktika jäänukis tekkinud üksiku tähe ere valgus tuletab siis meelde maailmaruumi säravat, kuid kiiresti möödunud noorust.

1 Chushiro Hayashi, Takenori Nakano, Evolution of Stars of Small Masses in the Pre-Main-Sequence Stages. – Progress of Theoretical Physics 1963, 30 (4), 460–474. https://doi.org/10.1143/PTP.30.460

2 Jill Cornell Tarter on kauaaegne maaväliste tsivilisatsioonide uurimisega tegeleva SETI instituudi direktor.

3 Gl 229 – täht numbriga 229 Gliese lähimate tähtede kataloogist.

4 15. täht Palomari Plejaaadide uuringust ja esimene pruun kääbus, mis on avastatud Teide observatooriumis Tenerifel.

5 WISE – Wide-field Infrared Survey Explorer, NASA infrapunases piirkonnas töötav orbitaalteleskoop.

6 Nobeli füüsikaauhinna pälvisid 2017. aastal Rainer Weiss, Barry C. Barish ja Kip S. Thorne gravitatsioonilainete avastamiseks kasutatud LIGO detektori loomisse antud panuse ja gravitatsioonilainete vaatlemise eest. Laineid endid oli mõõdetud juba 14. septembril 2015.

7 Fred C. Adams, Gregory Laughlin, A dying universe: the long-term fate and evolution of astrophysical objects. – Rev. Mod. Phys. 1. IV 1997, 69, 337.