Egy laza csillagrendszer a Hiúzban

A kettőscsillagok világa bővelkedik a meglepetésekben – vannak szoros pályán keringő, látványos mozgást mutató párok, de előfordulnak olyan rendszerek is, amelyek tagjai már alig tartja össze a gravitáció. A Hiúz (Lynx) csillagképben található STF1001 hármas rendszere pontosan egy ilyen különleges példány: fizikailag kapcsolódnak egymáshoz, mégsem mutatnak szoros keringést. Egy friss észlelés és több mint másfél évszázados mérések alapján megvizsgáltam a rendszer dinamikáját, fejlődési állapotát és valós kapcsolatát.

A tőlünk ~ 798 fényévre levő hármas csillagrendszert első ízben F.G.W Struve találta meg és mérte ki még 1829-ben. Innen kapta "nevét is, mert az STF névkód idősebb Struvét jelöli, és 1001. volt az általa felfedezett és megvizsgált kettőscsillagok közül. Azóta eltelt 195 évben csillagászok nemzedékei összesen  44 alkalommal figyelték meg ezt az igen szoros csillagpárt. Ebből is kiderül, hogy nem tartozik a népszerű célpontok közé. 

Az MCSE Észlelésfeltöltőjén, ahová a magyar amatőrcsillagászok töltik fel a megfigyeléseiket összesen 2 db észlelést találtam róla. Az egyik az enyém, a másik pedig Görgei Zoltáné, aki 2002. március 28-án készített róla egy rajzos megfigyelést 90/1000 refraktorával, 278X nagyítás mellett. Ez a műszer vizuálisan szépen fel is bontotta a pár A és BC csillagait. Rajzát és a hozzá tartozó leírást lentebb közlöm:

Görgei Zoltán rajza az STF 1001 rendszeréről. 

Zoli ezt a megjegyzést fűzte a rajzához: 278X: Az AB-C eltérő fényességű standard pár, már a 31x-es alapnagyítással is bomlik. S:10", PA:55 fok. A B-C ködös megjelenésű sejtelmes látvány, talán PA:350 fok felé megnyúlt pálcika.

Magam idén február 19-én készítettem 10 db képet a hármas rendszerről az Utah-i 431/1980 CDK műszerrel, melynek végén egy FLI-PL6303E CCD kamera csücsül. Ennek egy nagy hibája van, ha erős a csillagok fénye akkor csúnya szóval "blumingol", azaz túlcsordulnak a pixelek, ha sok ideig egy helyen sok fény éri. Ezért jelenik meg az alábbi képen egy függőleges oszlop. A mérést szerencsére ebben az esetben nem zavarta, de sajnos nem szép látvány.

A február 19-én készült képen a csillagok nem válnak szét, csak ha erősen leveszem a kontrasztot, amint a kis képen lehet látni. 

A fentiekben hármas rendszerről írtam, de az eddigi megfigyelések csak két szoros csillagot ábrázolnak. Az igazság az, hogy a baloldali maga is egy szoros kettős csillag. Ennek szétválasztásához nem elég a vizuális, vagy a fotografikus technika. Viszont nagyon úgy néz ki, hogy Talabér Gergely wdsreport nevű programja képes a csillagok centroidjait felismerni a fényképeken. Ezért a mérésekhez ezt és a jó bevált AstroimageJ programot használtam. Ez utóbbival biztosan az A és BC csillagokat lehetett megmérni. Végül a két módszer alkalmazásával kaptam meg a lenti táblázatban szereplő eredményeket:

Az STF 1001 rendszer legfrissebb mérési eredményei és azok hibái. A fényességértékek a WDS-ből származnak.

Látható, hogy a WDS-ben a három csillag négyféle csoportosításban szerepel, továbbá, az AB és az AC tagnál a program is elbizonytalanodott, ezért lettek nagyok a mérési hibák. A biztonság kedvéért az USNO-tól lekértem erre a rendszerre vonatkozó historikus megfigyeléseket, amiket egy pozíciós diagramon ábrázolva teszek most közzé:

A történelmi megfigyelésekből generált diagrammok. Az origóban a fő csillag van, a pontok a társ pozícióját jelenítik meg az adott évre. A színek a megfigyelések évszámait jelentik. Világos színek a legrégebbiek, a sötétebbek  a fiatalabbak. A piros X a saját mérésemet jelenti.

Az AB és az AC tagok esetében a megfigyelési pontok leginkább egy csomópont körül csoportosulnak, a BC-nél látható, hogy a pontok kirajzolnak némi mozgási irányt a diagram jobb felső sarkából indulva a bal alsó sarok felé. Ez akár már egy pályaív részletét is jelentheti. A kettőscsillag dinamikájának tisztázásához fontos megérteni, hogyan hatnak egymásra energetikailag a komponensek – vagyis mekkora a köztük lévő gravitációs kötés és mozgási energia aránya. 

Itt és most nem szeretnék senkit elriasztani a számítások menetével, legyen elég annyi, hogy a Gaia DR3 és Simbad katalógusokból kértem le a csillagokra vonatkozó főbb adatokat, ezek és a MIST izokrónok segítségével határoztam meg a csillagok tömegét, korát, fémtartalmát és minden egyéb szükséges paramétert. A számítások végleges eredményeit a lenti táblázatban foglaltam össze:

 

Az egyes párokra vonatkozó számítások eredményei.

Az r(AU) oszlop a két csillag közötti látszó (az égboltra vetített) távolságot jelenti csillagászati egységben, a v_esc a rendszer szökési sebessége, a v_rel a rendszer relatív, vagy eredő sebessége, az rPM a sajátmozgások hányadosa, a ΔT a megfigyelések időtartama években. az Obs a megfigyelések száma, a 3D dist, pedig a csillagok tényleges térbeli távolsága parszekben. 

A táblázatból láthatjuk, hogy mindegyik pár az alacsony rPM érték okán fizikainak minősíthető, továbbá a Földtől mért távolságaik hibahatáron belül megegyeznek. (Ezt jelenti a plx egyezés oszlop). A szökési sebesség és a relatív sebesség mutatja a csillagok mozgási energiáinak viszonyát. Ebből az derül ki, hogy ténylegesen csak a BC esetében lehetséges gravitációs kötés. Ez azt jelenti, hogy ezek a csillagok tényleges, kötött kettős rendszert alkotnak. A többiek, viszont csak laza fizikai kapcsolatban állnak, ami leginkább a közös sajátmozgásukban merül ki a galaktikán belül.  Lehetséges, hogy valamikor mindhárom gravitációsan kötött volt, de napjainkra már szétesőben van ez a rendszer. 

Most pedig vizsgáljuk meg az egyes csillagokat:

A rendszer legfényesebb tagja, a HD 52145, egy narancsszínű óriáscsillag a K1III spektráltípusnak megfelelően. A mérések szerint mintegy ~798 fényév távolságra található tőlünk, és tömege a Napénak több mint kétszerese. Már túl van a fősorozati életútján, és jelenleg kitágult állapotban, mintegy kilenc napátmérőnyi méretben sugároz. A becsült kora körülbelül 151 millió év, vagyis egy viszonylag fiatal, de gyorsan fejlődő csillagról van szó. Fémtartalma kissé a Napéhoz hasonló, és színe alapján meleg, narancsos fényt bocsát ki.

A főkomponens kísérője, a HD 52145B, egy halványabb, sárgásfehér színű csillag, amely a F7IV–V spektráltípus alapján a fősorozat felső részén vagy az alóóriás-ág kezdetén helyezkedik el. Tömege a számítások szerint körülbelül 1,5-szerese a Napénak, sugara pedig kb. 2,4 napsugár. A felszíni hőmérséklete megközelíti a 6300 kelvint, vagyis jóval forróbb, mint a Nap. A HRD-diagram alapján még éppen a hidrogénfúziós szakasz vége felé járhat, de már megindult a fejlődés a nagyobb méret és fényesség felé.

Távolsága szinte megegyezik a főkomponensével (~243 parszek, azaz kb. 793 fényév), sajátmozgása és radiális sebessége is igen közel áll ahhoz, ami azt erősíti, hogy valóban fizikai kapcsolatban állnak. Kora az izokrón illesztés szerint kb. 720 millió év, vagyis lényegesen idősebb, mint az A komponens – ami felveti, hogy az A talán gyorsabban fejlődő, nagyobb tömegű lehetett eredetileg.

A rendszer harmadik tagja, a HD 52145C, egy halványabb, fehéres árnyalatú csillag, amely az F8IV–V spektráltípus alapján szintén valahol a fősorozat vége és az alóóriás-ág között helyezkedik el. A számítások szerint tömege kb. 1,49-szerese a Napénak, míg sugara mintegy 2,2 napsugár. A felszíni hőmérséklete a becslések szerint 6267 K, tehát alig marad el a B komponens értékétől. Fényessége és színe alapján még aktív hidrogénfúzió zajlik benne, de már közel van ahhoz, hogy a fejlődése során eltávolodjon a fősorozattól.

A távolsága és sajátmozgása gyakorlatilag megegyezik a B komponensével, ami megerősíti, hogy fizikai kapcsolatban állhatnak. A BC páros ráadásul a mérések alapján gravitációsan is kötött, ami egyedülálló ebben a hármas rendszerben. A C komponens izokrón illesztéssel számított kora kb. 488 millió év, tehát valamivel fiatalabbnak tűnik, mint a B, de ez a becslési bizonytalanságon belül van – mindkettő valószínűleg egyazon csillagkeletkezési esemény során jött létre.

És most nézzük meg őket a HRD-n is:

A Gaia DR3 alapján összeállított HRD és a rendszer csillagainak ezen való helyzete.

A HR-diagram (Hertzsprung–Russell diagram) a csillagfejlődés egyik legfontosabb eszköze. A vízszintes tengelyen a csillagok színe (pontosabban: BP–RP színindexe), a függőlegesen pedig azok fényessége (abszolút G-magnitúdó vagy luminozitás /csillag teljesítmény/) szerepel. A csillagok így a saját fejlődési állapotuk szerint különböző régiókba csoportosulnak: a legtöbben a fősorozaton találhatók, míg a nagyobb és idősebb csillagok a óriáságon, a kihűlő maradványok pedig a fehér törpék régiójában.

A STF1001 rendszer három tagja jól elkülönül a diagramon:

• 🔵 Az A komponens az óriáságon helyezkedik el, ami megerősíti, hogy már egy kifejlett, tágult csillagról van szó.

• 🔴 A B komponens még a fősorozat felső részén vagy az alóóriás-ághoz közel látható – épp a fejlődési ugrás küszöbén.

• 🟢 A C komponens szintén a fősorozaton található, kicsit kisebb fényességgel, de hasonló hőmérséklettel, mint a B.

Ez az elhelyezkedés megerősíti, hogy a rendszer csillagai nemcsak térben és mozgásban, hanem fejlődési szakaszukban is összetartoznak, még ha a gravitációs kapcsolat nem is mindhárom között áll már fenn.

Végezetül az összegzés:

A STF1001 rendszer érdekes példája a laza, de közös eredetű csillagoknak:

• A BC komponens gravitációsan kötött kettős, jól látható mozgással.

• Az A komponens jelenleg már nincs kötésben a BC-vel, de a közös mozgás és távolság alapján valószínűleg egy hajdan közös rendszerből származnak