Mõni aasta tagasi oli "Tähetorni Kalendris" juttu ühest iseäralikust muutlikust tähest nimega CH Cygni (vt. L. Leedjärv. Unikaalne muutlik täht CH Cygni. "Tähetorni Kalender 1991", lk. 59-69). Nüüd on paras aeg tutvust uuendada. Kõigepealt väike tsitaat eelmisest loost: "24. augustil 1968 mõõtis Lauri Luud esimest korda fotoelektriliselt CH Cygni heleduse UBV fotomeetrilises süsteemis, kasutades 48 cm läbimõõduga teleskoopi "Pollux". Tol hetkel ei osanud võib-olla keegi ette näha, et selle vaatlusega algab üks pikemaid fotomeetrilisi vaatlusseeriaid Tõravere kehvade vaatlustingimuste juures." Vaatlusseeria on tõesti pikk olnud, väike rehkendus näitab, et 24. augustil 1993 möödus selle alustamisest 25 aastat. 25. augustil aga oleksime võinud tähistada Lauri Luua 60. sünnipäeva. Nende tähtpäevade puhul tutvustame CH Cygni käitumist viimastel aastatel ka meie kalendri lugejatele.
Mida see CH Cygni siis endast kujutab, et temast nii palju rääkida tasub? Ühelt poolt me teame, et ta on täht, on kaksiktäht, on sümbiootiline täht, tema heledus ja spekter on muutlik jne. Teiselt poolt, nagu tihti juhtub teaduses uuritavate nähtustega - mida rohkem me mõnest asjast teada saame, seda paremini näeme, kui vähe me tegelikult teame.
CH Cygni on üks heledamaid sümbiootilisi tähti, vaatlusandmeid tema kohta on kogunenud nii palju, et on raske neid kõiki korralikult seletada. Esialgse ülevaate saamiseks juhatame lugejad jälle 1991. a. kalendri juurde. Lühidalt öeldes koosneb CH Cygni (nagu enamik sümbiootilisi tähti) punasest hiiust, valgest kääbusest ja teatud hulgast ioniseeritud gaasist. Punane hiid ja valge kääbus tiirlevad teineteise ümber (täpsemalt: ümber süsteemi masskeskme), täistiiruks kulub aega 15.6 aastat. Nende kahe tähe vahel on ilmselt veelgi tihedam seos - punane hiid paiskab oma ainet tähetuulena välja, osa sellest satub valge kääbuse gravitatsioonijõu mõju alla ja jääb sinna "vangi". Sellist kahe tähe vastasmõju nimetatakse akretsiooniks. CH Cygni orbiit on üsna piklik, akretsioonil ülekantava aine hulk sõltub aga tähtedevahelisest kaugusest. Seetõttu võib näiteks CH Cygni puhul periastronis (s.o. punkt, kus kaksiktähe komponendid on teineteisele kõige lähemal) ülekantava aine hulk olla vähemalt kaks korda suurem sellest, mis kandub valgele kääbusele komponentide suurima vahemaa korral.
Akretsioon on nähtus, mis aitab seletada paljude sümbiootiliste tähtede olemust. CH Cygni puhul paistab siiski, et gravitatsioonijõust üksi ei piisa. Eelmise loo lõpus mainisime lühidalt Poola astronoomide Joanna ja Maciej Mikolajewski poolt väljapakutud mudelit, milles on mängus ka magnetväli. Tõepoolest, viimase aja uurimused on selle mudeli õigsust kinnitanud (aga ka uusi küsimusi tekitanud). Kui valge kääbus kiiresti pöörleb (CH Cygni puhul peaks periood olema veidi üle 8 minuti) ja tal on ka tugev magnetväli (~10^7 Gs), siis ei ole akretsioon tema pinnale niisama lihtne. Võib juhtuda, et suurema osa ajast toimib selline valge kääbus hoopis nn. propellerina: temale langev aine paisatakse magnetvälja poolt eemale. Mõnikord, kui langeva aine hulk on suurem, võib ta siiski välja jõuda valge kääbuse pinnani või moodustada selle ümber akretsiooniketta - siis on täht nn. akreetori seisundis. Üleminekud akreetorist propelleriks ja vastupidi võivad olla väga kiired, nendega kaasnevad tähe heleduse, spektri jm. muutused.
CH Cygni ja Tõravere observatooriumi 25-aastane sümbioos on kujutatud juuresoleval graafikul (see on eelmise loo 1. joonise täiendatud variant). Kõige silmatorkavam sel joonisel on CH Cygni erakordselt suur V-heledus ning väikese väärtusega värvusindeksid B-V ja U-B aastatel 1977-1986. Midagi niisugust ei ole varem ega hiljem juhtunud. Tugeva magnetväljaga pöörlev valge kääbus (nimetagem teda lühidalt magnetiliseks rotaatoriks) aitab meil seda nähtust veidi paremini seletada kui varasemad mudelid. Praeguste ettekujutuste kohaselt oli CH Cygni enne 1977. a. rahulikus olekus, akretsioon valgele kääbusele oli väga nõrk. 1977. a. läks süsteem propelleri seisundisse, magnetväli hakkas kääbusele langevat ainet "laiali loopima", tekkis kuuma hiidtähte meenutav nn. pseudofotosfäär. 1981. a. suurenes valgele kääbusele langeva aine hulk veelgi (siin on kindlasti mängus periastroni lähenemine 1982. a.) ja süsteem läks akreetori seisundisse, pseudofotosfääri ümber tekkis veel akretsiooniketas. 1984. a. akreteeruva aine hulk jälle vähenes ja juuli lõpul toimus järsk üleminek propelleri seisundisse. Propeller paiskas valge kääbuse ümber kogunenud pseudofotosfääri õige kiiresti laiali. Kuna aga väljastpoolt "pressis peale" akretsiooniketas, ei saanud aine päris vabalt igas suunas ära lennata, vaid peamiselt ketta tasandiga risti. Sellest tekkis kaks tähest suure kiirusega eemalduvat sümmeetrilist gaasijuga, mis kiirgavad tugevasti raadiolainetel. CH Cygni raadiovaatlused on kindlalt tõestanud selliste jugade tekkimise 1984. a. ja raadiokiirguse edasise tugevnemise paari aasta jooksul. Visuaalne heledus aga langes järsult, sest suurem osa valge kääbuse ümber kogunenud kiirgavast ainest lendas laiali.
CH Cygni ligi sajandipikkuses fotomeetrilises ajaloos ei ole teada analoogi 1977.-1986. a. sündmustele. Ilmselt ei kogune igal periastroni läbimisel valge kääbuse ümber niipalju ainet, et saaks tekkida akreetori seisund. Mikolajewskid oletasid oma mudeli väljapakkumisel esialgu, et järgmine kord võib see juhtuda umbes 100 aasta pärast. Siiski on CH Cygni käitumine viimastel aastatel ehk veidi tormakam kui oleksime oodanud.
Esimene huvitav sündmus oli CH Cygni rekordiliselt madal heledus 1990. a. algul. Tõravere vaatlused andsid absoluutseks miinimumiks V=9m.23 (V-heledust alla 9. tähesuuruse polnud kunagi varem registreeritud!). Samal ajal polnud täht sugugi väga rahulik, vaid näiteks aprillis kasvas U-heledus mõne päevaga rohkem kui ühe tähesuuruse võrra, spektris olid näha tugevad emissioonijooned. Sellise miinimumi peasüüdlane on punane hiidtäht, kõige tõenäolisemalt tema laiguline pind. Laigud, mis oma olemuselt on samasugused nagu Päikese plekid, on madalama temperatuuriga alad tähe fotosfääris, seepärast paistavad nad tumedamad kui ümbritsev tähe (Päikese) pind. Arvutused näitavad, et punase hiiu fotosfääri temperatuur 3000 K ja laigu temperatuur 2500 K võivad tekitada eelkirjeldatud miinimumi juhul, kui laik on tervenisti meie poole pööratud (kogu tähe pinnast peaks ta katma vähemalt 20-30 protsenti). CH Cygni punase hiiu pöörlemisperiood on ilmselt 770 päeva, selle aja möödudes vaatab sama laik uuesti meie poole, kuid tema suurus ja temperatuur võivad vahepeal muutuda ja nii ei ole ka sedavõrd sügavat miinimumi kui 1990. a. varem ega hiljem nähtud.
Alates 1990. a. aprillist on CH Cygni lühematel lainepikkustel (U- ja B-filtris) kogu aeg võrdlemisi hele olnud, veidi rahulikum oli vaid 1991. a. teine pool. 1992. a. esimestel kuudel aga tõusis U-heledus 3 tähesuuruse võrra ning pärast lühiajalisi tagasiminekuid oktoobris 1992 ja veebruaris 1993 on ta 1993. a. oktoobriks - novembriks jõudnud tähesuuruseni 7.5. Ka näiteks V-heledus ületas oktoobris 8. tähesuuruse piiri esimest korda viimase nelja aasta jooksul. Spektrijoonte profiilid näitavad, et viimasel ajal on CH Cygni kuuma komponendi ümber paisuv gaasümbris. Ilmselt on jällegi tegemist ainega, mis püüab langeda valgele kääbusele ja sealt propelleriga eemale aetakse. Mõnikord on spektrijoontest siiski näha, nagu eemalduks kiirgav aine meist, s.t. ta langeb valge kääbuse poole, aga võib-olla ka hoopis paisatakse välja orbiidi tasandiga risti olevate gaasijugadena nagu 1984. a.
Niisiis, CH Cygni käitumine on alati veidi ettearvamatu ja kui pidada silmas, et 1997. a. peaks täht läbima periastroni, 2001. a. on aga oodata kuuma komponendi varjutust, siis võiks Tõravere täheuurijate tulevik üsna helge olla - vähemalt tööd jätkub (leib on iseküsimus). Muidugi ei tee ühe konkreetse tähe tundmine meile korrapealt selgeks kogu Universumi ehitust. Kuid sellised iseäralikud objektid nagu CH Cygni on kasulikud kasvõi näiteks ideede andjatena ja uute teooriate proovikivina. Eelkirjeldatud magnetilised akreetorid ja propellerid on looduses üsna haruldased asjad, nende lähem uurimine võib anda palju uut kogu astrofüüsika jaoks. Tihti aitab mõni esmapilgul erandlik nähtus paremini mõista tähtede maailma üldisi seaduspärasusi. Meie kohus on ära kasutada ka Tõravere observatooriumi eelised muutlike tähtede uurimisel: enamik astronoome elab kohapeal, pikajalisi programme, mis ei nõua lausa igaöiseid vaatlusi, on täita lihtsam kui tänapäeva suurtes hea kliimaga observatooriumides, kus ühte objekti saab vaadelda vahel vaid mõni päev või nädal aastas. Lõpuks - on ju lihtsalt põnev üritada mõista, mis toimub ühel 1000 valgusaasta kaugusel asuval tähel (just nii kaugel me arvame CH Cygni olevat).