A nyarat a Vulpecula (Kis Róka) csillagkép elhanyagoltabb kettős és többes rendszereinek vizsgálatára szántam. Ez a csillagkép a Hattyú alatt található, a Tejút síkjában, nem igazán bír nevezetességgel, ha csak a Vállfa-halmazt és az M27 Dumbell ködöt nem számítom. Kettős csillagászati szempontból viszont ez az égterület egy igazi aranybánya. Elhelyezkedéséből adódóan tele van kettős és többes rendszerekkel. Ha az ember szerencsés, akkor egy-egy képen több ismert párost is megörökíthet, Így jártam én is augusztus 7-én készített képpel, amelyen összesen 18 db csillagrendszer látható, egy 33'x43' égterületen. Az alábbi képen piros karikák jelzik őket.
 |
| Piros körök jelzik az ismert kettős csillagokat a SLE 520 környékén. |
Eredetileg a WDS 21045+2457 SLE 520 nevű négy csillagból álló rendszer volt a célom, amit a kép közepén lehet látni. Akkor még nem sejtettem, hogy mibe tenyerelek bele. A szomszédait keresve döbbentem meg. Ilyen eset azért ritkán fordul elő a praxisomban. Mindegyik csillagpárt becsülettel kimértem és ki is értékeltem. Ennek során bukkantam rá a bejegyzés témájául szolgáló két csillagpárra is. Mindkettő felfedezése Pourteau, M. A. francia csillagász nevéhez kötődik, ahogy a képen látható kettősök zöme is. Elsőnek nézzük meg a WDS 21060+2451 POU 5153 jelű párost.
 |
| A POU 5153 pár egy erősen nagyított képen. |
Látható, hogy a 430 mm-es műszer nem tudta felbontani, a korongok nem vállnak szét. Ez azt sugallja, hogy egy nagyon szoros, fizikai kettőssel állunk szemben. Én szeperációnak 5,30", pozíciószögnek 20,98°-t mértem. A két csillag fényességkülönbsége nálam 1,94 volt, ami jó közelítéssel megegyezik a katalógus szerinti fényességekkel, ami az A esetében 12,06, a B-nél pedig 13,90. Az USNO-tól lekértem a náluk erre a párra nyilvántartott történelmi adatokat. Sajnos erről a párról az elmúlt 126 évben csak öt db mérés született. Ezeket egészítettem ki a Gaia műhold 2016-os epochára vonatkozó mérésével, illetve a sajátommal. (A Gaiánál a két csillag koordinátáiból számítok szeparációt és pozíció szöget.)
A Gaia műhold szerencsére vizsgálta mindkét csillagot, így egyéb asztrometriai és fotometriai adatok rendelkezésre állnak róluk, kivéve a radiális sebességeket. Ezek sajnos hiányoznak.
 |
| Indikátorok |
Ezekből az adatokból a kettősre vonatkozóan a fenti táblázatba szereplő jellemzőket lehetett megállapítani. Az egyből látszik, hogy a két tag messze van egymástól a térben, a távolságadataikban nincsen átfedés. Ez már rossz jel. A látszó távolságuk viszont nem haladja meg sem az A csillag tömegéből, sem a két csillag tömegéből számított elméleti gravitációs kötési távolságokat. Így akár lehetnek ezek fizikai kapcsolatban is a nagy térbeli távolság ellenére. Sajnos a radiális sebesség hiánya miatt csak a maximális keringési és megfigyelt sebességet lehetett vizsgálni. Ez viszont azt mutatja, hogy a B tag sebessége folytán képes kiszakadni az A csillag körüli feltételezett pályájáról. Amint látható az utolsó oszlopban az indikátorok értékelésénél ez a páros csak 55,96% valószínűséget gyűjtött, így optikai megjelenésük ellenére is csak esetleg elképzelhető közöttük a gravitációs kötés. Ezt támasztja alá a történelmi adatok grafikus megjelenítése is.
 |
| Megfigyelések grafikonja. |
Az látható, hogy a zöld pontok (egy-egy megfigyelés) egy egyenes mentén helyezkednek el, amit ezek időrendi összekötése is szépen mutat (halvány zöld, pontozott vonal). Van egy mérés ami kiugrik, ez valószínűleg inkább mérési hiba, mintsem a B csillag vándorlása lenne. A trendvonal is lineárisan illeszkedik, igaz kisebb pontossággal (R2 szám). Az eredő mozgásvektorok (piros előrejelzett, zöld a mért) azt mutatják, hogy némi fizikai kapcsolódás talán előfordulhat a két tag között, de ez valószínűleg gyenge lehet, de pályáról ebben az esetben szó sem eshet. Így, ezt a párt kinézete ellenére inkább csak az optikai párok közé lehet sorolni. Azaz a látszat néha csal!
A másik rendszer a WDS 21063+2457 POU 5156 jelű páros, amelynek kinézet hasonló az előbbihez.
 |
| A POU 5156 pár. |
A használt távcső itt sem tudta felbontani a kettőst. Saját mérésem szerint a szeparációja 5,40", pozíció szöge 280,43°, a 2,18 magnitúdó különbség jól közelíti a WDS-beli értékeket, A=12,80, B=14,20. A pontosság érdekében ennél is lekértem az USNO-tól a történelmi adatokat. Ebben az esetben is az elmúlt 126 évben csak 8 db megfigyelés született erről a párról, amiket kipótoltam a Gaia származtatott és a saját méréseimmel.
 |
| Indikátorok. |
A fenti táblázatból látható, hogy a két csillag térbeli távolságánál nincsen átfedés. Azt azért megjegyzem, hogy a Gaia sem mindenható, bizonyos határok között lehet csak az eredményeit elfogadni. Ebben az esetben a B csillag távolságánál fordul elő egy 35%-os hiba, mi nagyon sok. Ez azt jelenti, hogy a látóirányban ez a csillag akárhol lehet a galaxison belül. Ez azért nagyon megnehezíti a számításokat. A látszó távolságuk meghaladja az A csillag tömegéből adódó elméleti gravitációs határt, de még belül van a két csillag eredő határán. Itt mért a Gaia radiális sebességeket, melyeknek különbsége jócskán meghaladja a szökési sebességet, akárcsak a maximális keringési és megfigyelt sebesség esetében. Ez ugye azt jelenti, ha lenne is gravitációs kötés a két tag között, az nem tartana sokáig, mert kimenekülnek a csillagok ebből a kötésből. Az összesített valószínűségi értéke csak 42,65%, ami alacsony.
 |
| Megfigyelések grafikonja. |
A történelmi adatok itt is egy lineáris formációt rajzolnak ki. A trend vonal illesztése nagyon pontos. Viszont az időrendi vonal már nem ezt mutatja, visszafordulni látszik a B tag (vagy mérési hiba?). Az eredő mozgásvektorok itt is mutatnak némi, gyenge kölcsönhatást a tagok között. Ha ezt a párt egyértelműen kellene jellemezni, azt mondanám, hogy ez is, kinézete ellenére, csak az optikai párok közé tartozik. Azaz a látszat itt is csalt!
Nincsenek megjegyzések:
Megjegyzés küldése