Novembritaevas 2023, 4. osa

Alar Puss | 24.11.2023

Biela komeet

Novembrikuu järjeloos on palju juttu olnud komeetidest ja meteooridest. Las siis minna lisaks trummile ka pulgad ning laseme samamoodi edasi.

1772. märtsis avastasid Jacques Leibax Montaigne ja meile hästituntud Charles Messier teienteisest sõltumatult uue komeedi, hiljem tuntud kui Biela komeet. Suuremat üldist tähelepanu see avastus esialgu ei tekitanud. Uuesti avastati see komeet 1805. aastal. Kuulsad matemaatikud Gauss ja Bessel üritasid olemasolevate nappide vaatlusandmete alusel teha 1905. aasta komeedi orbiidi arvutusi ja märkasid töö käigus teatud sarnasust 1772. aasta komeediga, kuid kindlaks veeendumuseks oli andmeid siiski liiga vähe.

Biela komeet sai oma nime 1826. aastal lisandunud uuringute järgi. Wilhelm Biela vaatles 1826. aastal periheeli läbivat komeeti mitmetel kordadel. Vaatlusandmete hulk võimaldas lõpuks arvutada ka perioodi 6.6 aastat, mis osutuski enam-vähem õigeks.
Komeetidest oli sel ajal veel vähe teada, Biela komeet oli alles kolmas kindlaks tehtud perioodiline komeet Halley ja Encke komeetide järel.

Eks me oleme harjunud, et komeedid saavad esmaavastaja nime. Nagu näha, pole see alati nii olnud. Ka Halley komeedi esmavaatleja polnud kindlasti Halley. Kuid Halley pani komeedi perioodiliselt „paika”, nii nagu tegi ka Biela „oma” komeediga.

Biela komeet ilmus endisena veel 1832. aastal, kusjuures tekitas kahinaid võimalus, et komeet põrkub Maaga kokku. Ennustus osutus peatselt ekslikuks, kuid sellest eriti valjusti ei räägitud. Tekib tänapäevane tunne, eks ole?

1846. aastal aga osutus Biela komeet vähemalt kaheks osaks jagunenud olevat. Osaline selles asjas ilmselt nagu ikka see kuri Jupiter. Jupiter asub Päikesest veidi üle 5 astronoomilise ühiku (aü) kaugusel, Biela komeedi afeel aga on veidi enam kui 6 aü, mitte väga kaugel Jupiteri orbiidist.

Peale 1852. aastat, kui „kaksikkomeet” uuesti ilmus, jäi Biela komeet aga kadunuks. Kuid olemasolevad orbiidiarvutused näitasid aga, et 1872. aasta novembri lõpus peaks komeet Maale lähenema. Taas kord, sedapuhku juba üsna tõsiselt, kahtlustati sedagi, et komeet võib isegi Maaga kokku põrgata. Komeet jäi nägemata, küll aga pakkus taevavõlv 27. novembril 1872 tiheda, kuigi enamuses tuhmivõitu meteooride „vihma”, 3000 meteoori tunnis, mõnedel hinnangutel isegi kuni 7000 meteoori tunnis. Radiandi asukoht klappis Biela komeedi eeldatud asukohaga. Tegu oli tänapäevase nimetusega andromediidide meteoorivoolu arvatavasti aegade tihedaima tähesajuga.

Andromediidid

Tagantjärele on saanud selgeks, et Biela komeediga seotud meteoore nähti sügistaevas ka varasematel aegadel.
Komeedi „pooldamise” käigus on aga Jupiter muutnud ka meteoorivoo orbiiti, sh radiandi suunda Maalt vaaadates. See asus varem Kassiopeia tähtkujus. Hilem „kolis” radiant aga Andromeeda tähtkujju.

Tänapäeva andromediide on nähtud päris heade meteoorivooludena aastail 1741, 1798, 1835, 1830, 1838 ja 1847, seda detsembri esimesel nädalal. Nagu näha, ei lange need aastad eriti kokku Biela komeedi periheeli aasatega, kuid tegu on ju lühiperioodilise ja seega juba küllalt pikalt ning ajaliselt ebaühtlaselt „kulunud” komeediga, nii et midagi eriti üllatavat selles pole.

Peale 27. novembrit 1772, kui komeedi asemel ilmusid tihedad meteoorid, oli langevaid tähti tihedasti näha ka 1885. aasta novembri lõpus.

Edaspidi on andromediidid päris kiiresti nõrgenenud ja 20. sajandil ning uue sajandi alguses pole mõnedki sellest meteoorivoost kuulnudki. Ning õigusega: mis see mõni meteoor tunnis ikka ära ei ole. Seda enam, et needki mõned on tihtilugu nii nõrgad, et silm neid ei eristagi. Lisaks pole radiant kindlalt paigas: andromeedidid on nii „laiali vajunud”, et mõni võib lähtuda ka Andromeeda naabrusest, Kaladest või Kolmnurgast. Ajame asja veelgi hullemaks: Andromeediidid on osaliselt „kolinud” novembrikuu esimesse poolde, samas osad ilmnevad alles detsembri algul.

Miks siis kogu see jutt? Ikka seesama meteoorivoolu määramatus, mida püütakse siiski kuidagi konkretiseerida. Hoogu selleks andis andromediidide mõningane aktiveerumine 2011. aastal.
Nii ongi nüüd muuhulgas pakutud, et just tänavu, 2023. aastal võivad andromediidid siiski saavutada mingi arvestatava aktiivsuse, ligikaudu 2. detsembri paiku. Kas see nii juhtub ja isegi kui juhtub, siis kui paljud neist piisavalt heledad on, seda peab jällegi… oma silmaga uurima!

Ning üks asi veel: nii palju kui andromediidide kohta on teada saadud, siis nende kogumass paistab olema hulga pisem kui oli Biela komeedil. Nii et vähemalt 1 komeedi kaheks lagunenud tuumast võib ikka veel täitsa olemas olla ja „suitsemise suitsutundi” pidada. Olles väheaktiivne, võib Biela komeet (või komeedid) oma võib-olla osaliselt muutunud orbiidil ikkagi „tumeda kamakana” kuskil maailmaruumis ootel olla, et millegagi kokku põrgata. Loodame siiski, et mitte Maaga. Käigusolevad seiresüsteemid, mis selliseid ohtlikke objekte püüavad leida, pole siiski senimaani häiret andnud.

Pogsoni valem

Ikka on käsil ka see kiirguse mõõtmise teema.
Tähe heleduse tähesuurustes ja registreeritava kiirguse omavaheliseks sidumiseks on kasutusel logaritmi sisaldav Pogsoni valem. Eelnevast tuleb tähele panna, et kuna logaritmitava suuruse arvväärtus võib olla erinevates ühikutes, siis vastavalt on erinev ka arvväärtus ise ning tuleb teisendada ka Pogsoni valemis sisalduvat liidetavat konstanti a. Paneme selle valemi ka kirja:

m = a – 2.5 * log E,

kus

m – näiv heledus, loetakse tähesuurustes (otsene ühik puudub),

a – konstant, mis sõltub E esituse valikust. (Mõistagi on m nullväärtus(ed) samuti kokkuleppeliselt valitud.)

E – valgustatus (luksides) või energeetiline valgustatus ehk intensiivsus (vatti ruutmeetri kohta). Põhimõtteliselt võib E-ks kasutada ka tähelt lähtuvat kiirgusvoogu (vattides) või valgusvoogu (luumenites). Neid suurusi saab üksteisest ümber arvutada, lähtudes reaalselt mõõdetud intensiivusest või valgustatusest.

Kui E tähendab tähe poolt põhjustatud valgustatust (luksides), siis a = -14.18.

Mida heledam objekt, seda väiksema väärtusega tuleb m. Heledamatel objektidel on näiv heledus m väiksem kui 0 (Arktuurus (-0.05), Siirius (-1.46), Jupiter (umbes -2), Veenus (umbes -4), Kuu (täiskuu umbes -12,7) , Päike (umbes – 26,7)).

Praktikas on aga tihti vaja võrrelda ühe tähe heleduse m1 erinevust teise tähe heledusega m2. Kui arvutada vaid heleduste vahe, kaob ära ka vajadus konstandi a kasutamiseks, sest

m1 – m2 = -2.5*log (E1/E2) ,

kusjuures E1 ja E2 annab meile mõõteaparaat (lukside kasutamise korral luksmeeter (mitte seostada seda lukside paraadi luksumisega!)).

Et saada tähe absoluutset heledust tähesuurustes, tuleb teine valem
veel Pogsoni valemile juurde:

M = m + 5 – 5 log D,

kus

M – absoluutne tähesuurus,

m – suhteline ehk näiv tähesuurus,

D – tähe kaugus parsekites (pc). 1 pc kaugusel on Maa ja Päikese nurkvahemaa parajasti 1 kaaresekund. Teisendades:

1 pc = 3.086 * 10 astmes 13 km = 3.26 valgusaastat (va).

10 parseki puhul M = m.

Absoluutne heledus ongi selline taevakeha (tähe) heledus, kui ta asuks 10 pc kaugusel. Kui kõiki objekte kujutada ette ühel ja samal kaugusel, (selleks on siis kokkuleppeliselt valitud kaugus 10 pc), saamegi hinnata objektide tõelisi omadusi, sh heledust.

Kokku saame neist kahest valemist:

M = a + 5 – 2.5 * (log E + 2 log D).

Tähe kaugust võib väljendada muidugi ka kilomeetrites (või meeetrites), kuid siis on ka M-i valemis kasutatav konstant 5-st erinev arv. M väärtus peab ju sama tulema.

Kui ka Päike nagu teisedki tähed „asetada” kokku lepitud 10 parseki kaugusele, saame kasutusele võtta teiste tähtede kiirgusvõimsuste hindamise skaala, võttes ühikuks Päikese kiirgusvõimsuse, mis on juba teada. Siit saame üle minna juba tähe tegelikult kiiratavale kiirgusvõimsusele.

Tegelikult tuleks arvesse võtta ka kiirguse neeldumine pikal teel, kuid jätame selle praegu mängust välja. Asi paistab vist niigi hull juba ammu…

Visuaalsed ja bolomeetrised suurused

Tuleme nüüd tagasi oll 1. osas alustatud HR diagrammi erinevate heledusskaala valikute juurde. Tähe heledusel hindamisel saab eristada erinevaid variante. Kasutusel võib olla visuaalne absoluutne heledus. See on kooskõlas just valgusvooga (luumenites) ja valgustatusega (luksides). Kuid heledus võib vastata ka tähe kogukiirguse voole (vattides) ja intensiivusele (vatti ruutmeetri kohta). Sel juhul on tegu absoluutse bolomeetrilise heledusega. Sellisel viisil hinnates on iga täht loomulikult alati heledam kui vaid visuaalse spektripiirkonna kiirgust arvestades.

Päikese juhul pole erinevus bolomeetrilises ja visuaalses kiirgusskaalas küll väga suur, sest peaaegu pool (45% kiirgusest) kiirgubki nähtavas piirkonnas. Nähtava spektri laius on küll päris kitsas, kuid Päikese kiirguse maksimum just visuaalses piirkonnas paikneb.

Päikese nähtamatust kiirgusest jääb enamus infrapunasesse spektriosa. Nimelt just pikemalainelises suunas venib kiirguse jaotuse „saba”, kuigi üha nõrgenedes, suhteliselt kaugele. Lühemalainelises, ultravioletses suunas nõrgeneb kiirgus palju kiiremini. Tegelikult täiesti vales, kuid siiski mingis piltlikus lähenduses võiks ka Päikese kiirgusenergia jaotust ehk kiirgamisvõimet (vatti ruutmeetri ja lainepikkuse ühiku kohta) iseloomustada maksimumi asukoha mõttes sarnase jaotusega kui on silma tundlikkuse kõver (seda iseloomustavad ühikuta suurused 0 ja 1 vahel; meenuta jälle loo 1. osa). Päikese bolomeetriliseks absoluutseks heleduseks loetakse 4.74 tähesuurust ja visuaalne absoluutne heledus on omakorda 4,83 tähesuurust (algebraliselt suurem number näitab alati väiksemat heledust). Vahe on seega antud juhul mitte eriti suur, kuid siiski peab seda arvestama.

Võib siiski tekkida küsimus, et miks on Päikese tähesuurustes antavate heleduste vahe vaid 0.09, kuid kiirguste erinevus on siiski enam kui 2 korda (meenuta 45% veidi eespool). Vahe, heledustes peaks ju olema umbes 0,88. Asi on selles, et nii nagu U, B, V, R, I jne tähesuuruste nullkohad on defineeritud erinevalt, on see ka bolomeetrilise heleduse korral.

Vaatame nüüd uuesti V-filtrit ehk visuaalseid tähesuurusi. Kui ikkagi mitte hakata luumenite ja luksidega mässama ja soovime kasutada lihtsalt „valgusele vastavaid kiirgusvõimsusi ja intensiivsusi”, siis saame vastavaks kadudeta intensiivsuseks umbes 156 vatti ruutmeetri (W/m2) kohta (samades ühikutes bolomeetrilisele kiirgusele vastavast solaarkonstandist 1361 W/m2 on see umbes vaid 11%. Miks siiski nii vähe, tuletame jälle meelde, et Päike kiirgab ju suure oma kiirgusest just nähtavas valguses?

Peame paraku arvestama ka jälle silma tundlikkuse kõveraga (selle väärtused optilises lainealas muutuvad lühematest lainepikkustest pikemate poole liikudes 0-st (380 nm juures) kuni 1-ni (55 nm juures) ja siis jälle 0-ni (760 nm juures)). See asjaolu lasebki isegi nähtavast kiirgusest suure osa „raisku minna”. Kui toodud „optilise solaarkonstandi” arvväärtus 156 W/m2 siiski luksidesse teisendada (korrutame 683-ga läbi), siis vastavalt saame üle 100 000 luksi; meelespidamise mõttes ligikaudsemalt olgu sada tuhat luksi.

Samasugune nagu on Päikese absoluutse bolomeetrilise ja absoluutse visuaalse heleduse vahe, peab olema ka vastavate näivate heleduse vahe. Visuaalne näiv heledus on Päikesel
-26,74 tähesuurust ning bolomeetriline (suurem heledus) -26,83 tähesuurust.
Ehk oleks viisakas ka see palju kasutusel olnud Päikese kiirgusvõimsus välja kirjutada:

L⨀ = 3.84 *10 astmes 26 W

Päris suur suurus, samas tähtede maailmas üsna keskpärane, aga eks tähed kiirgavadki võimsalt.

Kui seesama suurus Päikese pindalaga läbi jagada, saame Päikese kiirgavuse. Kiirgavus avaldub omakorda teatud konstantse võrdeteguri abiga efektiivse temperatuuri neljanda astme kaudu. Siitkaudu ongi Päikese pinnatemperatuur käes!

Kui võtta aga kiirgavus lainepikkuse ühiku (meetri, kuid praktikas kohasema nanomeetri (0,000000001 m)) kohta), saame veel ühe, tegelikult ka juba mainitud kiirgust iseloomustava suuruse, mida nimetame Päikese kiirgamisvõimeks. Analoogiliselt arutledes jõuame ka teiste tähtede kiirgavuste, temperatuuride ja kiirgamisvõimeteni.

Kiirgamisvõime võib olla esitatud ka sageduse ühiku (Hz = 1/sekund) kohta. Sel juhul tuleb taas kord arvestada, et ka kiirgamisvõime vastavad arvväärtused tulevad erinevad. On ikka hirmus küll see (astro)füüsika!

Tähe pinnatemperatuuri saab avaldada ka tähe kiirguse maksimumile vastava lainepikkuse kaudu, kui kasutada matemaatiliselt väga lihtsat Wieni nihkeseadust (kuid jätame selle rahule).

Kordaks üle ka solaarkonstandi ehk Päikese kogukiirguse intensiivsuse Maani atmosfääri ülapiirini jõudes:

S = 1361 W/m2

See konstant pole siiski väga range konstant, see avaldub paraku ka selle veidi erinevates väärtustes eri allikates.

Tegelikult on asi Päikese kiirguse intensiivsuse ja valgustatusega Maa pinnal veel palju keerulisem. Päikese kiirgus jaguneb otsekiirguseks ja hajunud kiirguseks; sinine hajub kõige enam, seetõttu ongi päevane taevas sinine. Võimsalt on mängus Päikese kõrgus või ka seniitkaugus. Päikese loojumisel ja tõusmisel saavad otsekiirguse intensiivsus ja sellest tulenev valgustatus väärtuseks null. Kui ehakuma on kustunud, võib lugeda kadunuks ka hajunud kiirgust.

Arvestada tuleb ka kiirguse osalist neeldumist Maa atmosfääris. Seegi oleneb lainepikkusest…

”PALUN VÄLJA!”, röögatas Toots ja tormas kohutavat kiirust arendades Kiire jaoks sauna kütma.

Fotomeetriast veel

Eelmise punkti jätkuks võiks siiski lisada, et mingi tähe bolomeetrilise ja visuaalse heleduse erinevus on seda suurem, mida rohkem on täht Päikesest kuumem või ka jahedam. Esimesel juhul jääb palju kiirgust ultravioletsesse, teisel juhul infrapunasse spektriossa.

UBV- fotomeetriline süsteem pole ainus, mida kasutatakse. Mainida võiks siinkohal nt ka Vilniuse fotomeetrilist süsteemi või Strömgreni süsteemi. Fotomeeetrilisi süsteeme on loomulikult veel palju, kuid säästame siinkohal lugejat veidigi.

Muuseas, ammu on ka selgunud, et silma keskmise tundlikkuse kõver nihkub päris hämaras ringi vaadates, nt mahakukkunud naelu (ilmselt asjatult) otsides, mõnevõrra lühemate lainepikkuste poole, kusjuures silmaava suurenemise tõttu kasvab ka luumenite või lukside tajumise tundlikkus. Ometigi on sellest vähe kasu, sest heledate objektide ilmumisel silm seda „ei salli”. Samuti ei erista silm sellises tumedas hämaruses värvusi. „Kõik kassid on öösel hallid ja kõik neiud on kallid,” olevat kunagi öelnud keegi prohvet, ehkki ta seda vist ei öelnud. See väide pole siiski päris õige, sest hall kass on hall ka keset heledat päeva ja saab nii öösel kui päeval samamoodi vihaseks, kui teda sabast tirida. Tõsi küll, muud värvi kassid saavad siis ka tigedaks. Ka eeltoodud „tsitaadi” teine osa kehtib muidugi ööpäevaringselt. Kuigi tigedus pole siingi tundmatu mõiste…

Kuid ega need tähed, isekiirgavad objektid, eriti hallid ei olegi, veendume öösiti selgesse taevasse vaadates. Ka värvid on vähemalt heledamatel tähtedel eristatavad. Tume taevafooni taust on abiks, et tähed on siiski (peaaegu) värvilistena vaadeldavad.. Nii et just päevasele „keskmise” silma valgustundlikkusele baseeruv tähtede V-heledus, olgu see suhteline või absoluutne, sobib tähtede heleduse iseloomustamiseks ikkagi, vähemalt nii on mõõtesüsteemid kasutusele võetud. Muide, hall värv polegi värv, vaid üsna tuhm valge värv (kõik värvid koos), mitte aga siiski ka must, mis tähendaks, et midagi pole näha.

Muud kiirgused

Aga on ju olemas veel raadiokiirgus, röntgenkiirgus ja gammakiirgus! Üldiselt pole tähe bolomeetriline heledus neist eriti sõltuv, sest võib öelda, et tähe fotosfäärist pärit „tavakiirgus” jagunebki infrapuna, optika ja ultravioletse spektripiirkonna vahel. Muidugi on astronoomias väga tähtsal kohal ka ülejäänud, kaugete spektripiirkondade kiirgus ja selle mõõtmine, kuid raadiokiirgus, röntgenkiirgus ja gammakiirgus tähendavad üldiselt juba muid, täiendavaid (keerulisi) protsesse antud tähega või mitmiktähega seoses. Gammakiirgus küll ongi muuseas algne tähe tuumast väljatungiv kiirgus, kuid läbi paksu tähekesta aegapidi „kulgedes” tohutu arv kordi aina neeldudes ja uuesti kiirgudes on see kiirgus lõpuks vabadusse murdes muundunud suurelt jaolt optiliseks kiirguseks, mida meie siis tajumegi. Muidugi ei levi selline, pidevalt kusagile pihta põrkuv, neelduv ja aina ümbertöödeldav kiirgus tähe ulatusliku ja tiheda kesta sees tsentrist pinnale ligilähedaseltki mitte valguse kiirusega c ! Sellise „megakiiruse” omandab kiirgus alles vabaduses, vaakumis!

U-B ja B-V

Tähtede temperatuuri saab põhimõtteliselt hinnata ka eri filtrites mõõdetud heleduste vahe abil. Nii võib HR diagramm olla ka selline: vertikaalteljel on V-heledus (absoluutne tähesuurus silma järgi), horisontaalteljel aga vahe B-V. Kuid kasutusel võib olla ka skaala U-B, seda just kuumemate tähtede korral.

Üldiselt nimetatakse selliseid vahesid värvusindeksiteks või ka lihtsalt värvusteks.

Võib osutuda vajalikuks ka selline diagramm, kus nt ühel teljel on B-V ja teisel U-B. Aga las see praegu olla, liigne tõsiteaduslikkus on ikka liig mis liig.

Kuidas siis tähe heledust mõõta?

Heleduse reaalne mõõtmine teleskoobi ja fotomeetri abil käib siiski läbi võrdlemiste. Pika töö tulemusel on leitud nn standardtähed, mille heledusi võib lugeda konstantseteks. Nende kiirgusega seotud väärtused on teada kõigis sooviks olevais ühikutes. Mõõtes fotomeetris nii võrdlustähte kui uuritavat tähte, saabki teada ka uuritava tähe heleduse.

Oluline on ka vaadeldava tähe kõrgus ja sellega seotud kiirguse nõrgenemine. Siingi on oluline võrdlus, võrdluseks kuluvad ära nii taevafoon kui ka mõni sobiv võrdlustäht suuna mõttes kusagil ligiduses.

1990-ndate keskpaigast tulid astronoomias fotoplaatide asemel võimsa hooga üldkasutusele CCD-kaamerad, kus tööpõhimõtteks on footonite kogumine teatud suuruses kastikestesse ehk pikslitesse. Tänapäeval on CCD- kaamerad igapävased, sellise põhimõttega töötavad nt ka fotoaparaadid. Kus on siinkohal tänusõnad astronooomidele?

HR diagrammist veel veidi

Nii et võimalusi HR diagrammi telgi tähistada on mitmeid, kuigi mõte on üks: horisontaaalteljel tähe temperatuur ja vertikaalteljel kiirgus. Kiirgus või heledus võib olla erinevat „sorti”: kas harilik silmaga nähtav ehk visuaalne, sinine, ultravioletne, mitut tüüpi infrapunane, samuti võib heledus olla summaarne ehk bolomeetriline. Kindlasti peab aga heledus igal juhtumil olema absoluutne heledus.

Horisontaalset, temperatuuriskaalat, tähistatakse väga sageli nii: O B A F G K M. Arvuliselt tähendab see aga mitmekümnetesse tuhandetesse kraadidesse ulatuvat erinevust. Sellistes kuumusemastaapides kaob praktiline erinevus Kelvini ja Celsiuse kraadide vahel. Kuigi teada ju võiks: meile tuttavatele Celsiuse kraadidele tuleb lisada 273, siis saame kraadid kelvinites.

Hakkaks novembrikuu väga pikaks veninud jutuga otsi kokku vedama. Olematuks muutunud maine päästmiseks annan välja lubaduse, et detsembrikuus nii tihedasti (uusi) mõisteid, ühikuid ja valemeid sisse ei tule. Kuigi, võib-olla peaks senises jutus esinenud suuruste põhjal ehk mingi koondtabeli tegema.

Lõpetuseks

Inglise keeles on püütud tähtede pjnnatemperatuuri skaalat nii meelde jätta: (O B A Fine Girl Kiss Me). Eesti keelde tõlkides on see… eh, sõnaraamat unus jälle maha!

Eesti keeles võiks ikkagi samuti mingi jada kasutusel olla. Õnneks on meil selle jaoks meie endi ovatsioonide saatel hulk orgaanilist väetist otse laudast viglaga lõunalauale laotatud: viimatise aasta ülimitmekülgse Aasta Inimese, Aasta Euroooplase, Aasta Naise, Aasta Kodaniku, Aasta „Käbi Ei Kuku” Saatekülalise, Aasta Slaavataja, Aasta Teadmata Kadunu baasil võime meiegi kokku panna omapoolse jada:

Ohhoo! Braavo! Aplaus! Fantastiline! Glamuurne! Kaasakiskuv! Masendav…

„Kui teile orgaaniline väetis ei maitse, siis sobrage veidi: ehk leiate ka paar otse Moskvast pärit saiakest.” kiitles taustal keegi, kes oli ise äsja taolisest ollusest järjekordselt välja kistud ja puhta veega üle pestud. „Ma arvasin, et see on eriline tumedaveeline eurobassein ja mulle ju meeldib ujuda!”, pahandas järjekindel suplusefänn oma tavapärase üleoleva naeratusega ja lisas võidurõõmsalt: „Muuseas Kuu kukkus eile õhtul alla ja plahvatas! Homme ma lähen akadeemiasse neile rumalatele sellest loengut pidama!” Tõepoolest, keegi huligaan oli naabermaja ülemiselt korruselt kollase kõrvitsa alla murule visanud. Ah jah, siis olla olnud ju võõramaalaste mardipäev, 31. oktoober.

Märksõnad: kiirguse registreerimine, komeedid, meteoorid