Egy hét csillagból álló rendszer (HJ 4223)

 

A déli égbolton van a, sajnos Magyarországról nem látható csillagkép a korántsem romantikus nevű Légpumpa, avagy latinul Antlia. Nem egy ismert csillagkép, az azt alkotó csillagok sem fényesek, sőt, még igazán híres galaxisnak, vagy csillagködnek sem ad otthont, eltekintve két híresebb csillagától, amelyek mellett exobolygókat találtak. Nos, ebben a csillagképben van viszont egy rakás érdekes kettős és többes csillagrendszer. Igaz ezek is inkább nagyobb távcsöves célok, vizuálisan nem mutatnak jól.  Ezek egyike a WDS 09354-3932, vagy HJ 4223 katalógus jelű hét csillagból álló rendszer, melyről lesz szó a következőkben. (Vezető képen az Antlia csillagkép Bode atlaszából)

Ez a rendszer elsősorban kinézte miatt keltette fel a figyelmemet. A elsőként John Herschel mérte ki  a XIX. század derekán, amikor dél-afrikai obszervatóriumából kettőscsillagokat keresett a déli féltekén. Az ő méréseit emelte be, a felfedezőre utaló névkóddal, Burnham, amerikai csillagász a XX. század elején kiadott kettőcsillag katalógusába. Az eltelt 120 évben a rendszerről kevesebb, mint 10 észlelés található a kettőscsillagászok bibliájában, a Washington Double Star Catalog-ban (WDS). A rendszer a Légpumpa és a Vitorla csillagkép határvidékén található, 10-12 magnitúdós csillagok alkotják. A pontos helye látható az alábbi képen.

A HJ 4223 rendszer helyzete a déli égbolton. 

Az Aladin DSS képein nagyon látványos volt a rendszer, ezért az ausztráliai T32-es 431/2912 CDK műszerrel vettem célba. A fotók jól sikerültek, amint az alábbi képen is látható, amelyen már beazonosítottam és megjelöltem a rendszer tagjait is.

A HJ 4223 hét csillagból álló rendszer.

Minden képen kimértem a tagok pozíció szögét és elválasztását, nagyon kis hibával, valamint a fényességkülönbségeket, ezt a következő táblázatban foglaltam össze:

Pozíció szögek és szeparációk, fényességkülönbségek.

Ezek után összevetettem őket a WDS adataival. A rendszerről nemrégen, 2015-ben készült észlelés, azért némi elmozdulás tapasztalható volt az eltelt 7 év alatt. Most nem ismertetem a WDS méréseket, csak az eltéréseket, amelyek a következő táblában szereplenek:

Elmozdulások a 2015-ös állapothoz képest.

Az látható, hogy a főcsillaghoz képest mindegyik tag produkált minimális mozgást. Arra is kíváncsi voltam, hogy ez a rendszer vajon fizikai, vagy "csak" optikai. A WDS kivéve az AD tagokat, optikainak minősíti a rendszert, az AD viszonylatot pedig ismeretlennek tünteti fel. A WDS logikája, hogy csak azt a kettőst tekinti fizikainak, amelyiknek relatív sajátmozgása 0,3 alatt van. de ettől még lehetséges, hogy a tagok között fentáll gravitációs kötés, még ha az gyenge is. Ezért megkerestem a csillagokat a Gaia DR3 adatbázisában. Jelenleg az ESA Gaia asztrometriai műholdja nyújtja a legpontosabb méréseket galaxisunk csillagairól. Az adatbázisban kb 2 milliárd csillag ilyen-olyan pontosságú mérése szerepel. (Azért nekem sikerült már olyan csillagokkal találkozni, amelyről a Gaia műhold még nem szolgáltatott adatot, illetve az még nem került feldolgozásra.)

Az adatbázisból kiszedtem a számomra releváns adatokat, amelyekből már ki lehetett számolni a csillagok bizonyos fizikai jellemzőit. Ezeket a következő táblázatban foglaltam össze:

A csillagok asztrofizikai adatai.

A csillagok színképtípusát a SIMBAD adatbázis nem tartalmazza, az táblázatban "csak" becsült  érték szerepel. Látható, hogy a rendszert alkotó csillagok vegyes összetételűek, zömük forróbb a  mi Napunknál, valószínűleg fiatalabb is. Nagyságuk és tömegük is hasonló a mi Napunkhoz. Azért teljesítményben (luminozitás) már nagyobb az eltérés.

Az abszolút magnitúdó és a felszíni hőmérséklet ismeretében a rendszer tagjait ábrázolni tudtam a HRD-n.

A tagok eloszlása a HRD-n.

A grafikonon is látható, hogy a tagok zömmel a fősorozaton tömörülnek, kivéve az A és B komponenseket, melyek már elindultak az óriás ág felé. A csillagok jelzéséhez használt körök és színek nem tükrözik a csillagok nagyságát és színét!

Ezek után megvizsgáltam a társ csillagokok relatív mozgását a főcsillaghoz képest. Ehhez szükséges az ún. történelmi adatok ismerete. Szerencsére a Stelle Doppie honlap tartalmaz némi történelmi adatot páronként. Ezek elegek  ahhoz, hogy tendenciákat, és relatív sebességeket lehessen megállapítani. Ha minden tag pozíció szögét ábrázolom az idő függvényében akkor a következő grafikonokat kapom:

Nos, az egyes kisérőknek az elsődleges csillaghoz viszonyított pozíció szögeiben nehéz mintákát felfedezni.  Az AE, AF és az FG viszonylatban szinte kaotikus a helyzet, Az AC, és AD viszonylatban viszont egyértelmű távolodást, az AB viszonylatban pedig egyértelmű közeledést lehet látni. A kérdés csak az, hogy ezek a mozgások egy feltételezett kör, illetve ellipszis pályára utalnak-e? Ha igen, akkor lehetséges gravitációs kötés ezeknél a tagoknál. 

A továbbiakban meg kell vizsgálni a tagok egymás közötti távolságát, amit manapság, hála a Gaia műholdnak viszonylag pontosan ismerhetünk. A fizikai kapcsolat szempontjából nagy jelentőségű, ha a távolság adatok (figyelembe véve a mérési hibákat is) között van átfedés. Nagy a jelentősége ennek az adatnak, viszont nem kizáró ok. A távolságadatokkal súlyozva meg kell nézni, a rendszer (a főcsillag és a kísérő) közös sajátmozgását. Mindezt természetesen az égboltra vetítve és nem a valós 3D-s térben. Ezek után meghatározható a tömegek ismeretében az az elméleti és az égboltra vetített gravitációs határ, amelyen belül az elsődleges csillag képes megkötni a kísérőt. Mint említettem ez tényleg csak egy elméleti határ, mert ki tudja megmondani pl, a mi Napunkról, hogy hol húzódik a gravitációs mezejének határa? A Naprendszer határát jelenleg 1 fényévre teszik, de olvastam már 1,5 fényévet is. Ez csillagászati egységben valahol a 64 ezer és 93 ezer CSE között van. De, mi van, ha ennél is tovább terjed? Senki nem tudja. Ha ezt a gazdacsillagunkról sem tudjuk biztosan megállapítani, akkor egy tőlünk 1093 fényév távolságban levő csillagról szinte lehetetlen. Ezért is írtam az elméleti határt, amit egyedül a csillag becsült tömege határoz meg (no és a távolsága). Ez az érték összevethető a szintén az égboltra vetített, látszólagos tagok közötti távolsággal. Ha ez utóbbi nagyobb, mint az előbbi, akkor a gravitációs kötés valószínűsége csökken. 

A fent említett történelmi adatokból kiszámítható az kísérő sajátmozgása az elsődleges csillaghoz képest, miből meghatározható egy észlelt, relatív sebesség. A tömegek ismeretében viszont kiszámíthatjuk egyrészt a rendszerbeli szökési sebességet, másrészt, ha körpályát feltételezünk, a keringési sebességet. (Képletekkel nem akarok senkit elriasztani) Ezek vizsgálata is sokat segít, hogy megállapíthassuk a gravitációs kötés lehetőséget. Az következő táblázat a most ismertetett adatokat tartalmazza páronként:

Páronként számított távolságok és sebességek.

Az látható, hogy egy tag esetében sincsen átfedés a távolsági adatokban (overlap oszlop), a relatív sajátmozgás (rPM oszlop) is csak a AB és AE tagoknál jelezi a közeli azonosságot. Az A G Lim és Sep AU feliratú oszlopokban szerepel a főcsillag elméleti gravitációs határértéke csillagászati egységben, a valamint a látszólagos elválasztást tartalmazza szintén csillagászati egységben. Az jól látható, hogy mindegyik elválasztás jóval az elméleti megkötési határ felett van. A Vobs oszlopban a kísérő csillag történelmi adatokból számított sebessége látható, a Vorb a maximális keringési sebességet tartalmazza, a Vesc pedig a szökési sebességet. Minden érték km/s-ban van megadva. A relatív és szökési sebességekből megállapítható, hogy az AC tagokat kivéve mindegyiknél lehetséges lenne a gravitációs kötés. A maximális keringési és a relatív sebességek összevetése szintén kizárja az AC tagnál a gravitációs kötést, míg a többieknél valószínűsíti.  

Összességében megállapítható, hogy az AE tag inkább lehet fizikai pár, az AD és AF estében lehetséges a kapcsolat az AB, AC, FG estében pedig biztosan nem. De ettől még  a HJ 4223 rendszer szép látványt nyújt.