A Xi Bootes hatos rendszere

 

Az Ökörhajcsár, vagy Bootes csillagkép egy jellegzetes alakzat a tavaszi-nyári égbolton. Elnevezése érdekes, mert közel-távol nincsen olyan állat, amit hajtana. Viszont a görög eredetmondája szerint inkább a közeli medvéket (Nagy és Kis Medve) pátyolgatja. A benne levő objektumok megfigyelésére most kezd kedvező pozícióba kerülni.  Az egyik, déli szabadszemmel már nem, vagy alig látható csillagja ad otthont egy nagyon szép, és érdekes hat csillagból álló rendszernek. Ebben a bejegyzésben ezt elemzem ki részletesebben. Nyitókép: a Bootes ábrázolása egy XVII. századi csillagtérképen. Forrás: internet.

A 37 Bootis , vagy görög betűs elnevezéssel Xi Bootis nevű csillag hozzánk viszonylag közel fekszik a galaxisunkban, mindössze 7 parszek, azaz 22 fényév választ el tőle. A WDS katalógusban STF1888 felfedező néven található. Pontos elhelyezkedését az égbolton a következő ábra mutatja:

A Xi Boo helyzetét a karika mutatja a Stellarium programban.

A rendszer még tavaly került fel a listámra, de sajnos már késő nyáron, így akkor sem vizuális, sem fotografikus megfigyelése már nem volt lehetséges. De most tavasszal már az éjszaka második felében delelés közeli helyzetében sikeresen készítettem róla képet az Utah-i 150 mm-es robottávcsővel. A képen sikerült a rendszer összes tagját sikeresen beazonosítottam és ki is mértem. Még a nagyon szoros B tagot is, pedig láthatóvá tételéhez mókolni kellett a fényképekkel. A következőkben az április 6-án készült képen mutatom a rendszer tagjait:

Az STF 1888 többes rendszer a T02 távcső felvételén 2023. április 6-án.

Az A és B tagok nem vállnak szét.

A rendszert elsőként William Herschel, az Uránusz felfedezője figyelte meg. Ekkor még csak az A és B tagot H II 18 néven vette fel katalógusába, aztán bővebben Friedrich Struve, az egyik leghíresebb kettősfelfedező mérte ki a XIX század második felében. Ekkor ő már C és D tagokkal bővítette ki Herschel felfedezését. 1960-ban Dave Arnold amerikai csillagász adta hozzá az E és F tagokat, így alakult ki a hat csillagos rendszer. 

A következő táblázat saját méréseimet tartalmazza a rendszerről. A magnitudó különbségeket az általam használt AstroimageJ program számította ki, a fényképeken a csillagok intenzitása alapján. A "mag1" és "mag2" oszlopokban az egyes tagok WDS-beli fényessége szerepel. Mivel a képen az AB tagok nem váltak szét, így a magnitudó különbségre erősen fals értéket adott a szoftver.

Az STF 1888 rendszer legfrisseb mérési eredményei.

Az általam kapott értékeket összehasonlítva a katalógus legutóbbi bejegyzéseivel elég nagy eltéréseket kaptam, amit a következő táblázatban foglaltam össze:

Eltérések a WDS-től.

A legnépszerűbbnek  az AB tag bizonyult, erről a WDS1463 megfigyelést tartalmaz, ami nem is csoda, hiszen ennek a párnak ismertek a pályaelemei és eddig három megoldás is készült a B tag keringésére. A 6th Orbit Catalog szerint a pálya így néz ki:

A B tag pályarajza az A körül.

A kisérő csillag 152 évente tesz meg egy kört a főcsillag körül.  Látványosabb a Stelle Doppie honlapon található pályarajz:

A B tag pályája a Stelle Doppie honlapon.

Mindkét pályarajz egy szép ellipszis alakú pályát jelöl, melynek gyújtópontjában a főcsillag áll, bizonyítva Kepler munkásságának örök érvényét. 

A rendszer egyes csillagjait vizsgálva nagyon vegyes összetételre bukkanhatunk. Az A, B, C tagok a mi Napunknál kisebb átmérővel és tömeggel és ennek megfelelően kisebb teljesítménnyel rendelkeznek. De a később hozzáadott tagok óriás csillagok, melyek nagysága és teljesítménye a Napunkét jóval meghaladja. Az A, C komponensek G színképosztályúak, sárga csillagok, a többiek pedig K színképosztályba tartozó, narancs színűek.

Az egyes csillagok asztrofizikai jellemzőit a következő táblázatba foglaltam össze. Az értékek a Gaia műhold legfrissebb mérésein alapulnak.

A tagok fizikai jellemzői.

A HRD-re helyezve a következő diagramot kapjuk az STF 1888-at alkotó csillagokról:

Az egyes csillagok helyzete a HRD-n.

Készítettem egy méretösszehasonlító ábrát is a jobb szemléletesség kedvéért. Valahogy így nézhetnek ki az egyes tagok, ha egymás mellé helyezhetnénk őket. A mi Napunkat is feltüntettem, a jobb összehasonlíthatóság kedvéért.

Az STF 1888 csillagjainak nagysága és színe.

Itt kezdett érdekessé válni a helyzet. Ennyiféle és különböző méretű csillag vajon alkothat-e egy fizikailag összefüggő rendszert? Az A és B komponenseknél ez ugye nem volt kérdéses, de a többinél, hogyan működik ez?

Kigyűjtve a Gaia DR3 adatbázisából az tagokra vonatkozó adatokat és azokat megvizsgálva a WDS-beli történeti mérések fényében az alábbi grafikonokat tudtam felrajzolni az egyes viszonylatokban. A piros nyilak sajátmozgások alapján előre jelzett mozgásvektorokat, a zöld pedig a mérésekből származó mozgásvektorokat jelölik. Amint látható, ez némely némely esetben erősen összetartanak, amit felfoghatunk a gravitációs kölcsönhatás egyik bizonyítékának. A trendvonalak néhol még egy látszólagos pályaívet is kirajzolnak.

Az egyes tagok sajátmozgás vizsgálata a történeti mérések fényében.

A WDS történeti adatait még felhasználhatjuk a kísérő keringési sebességeinek kiszámításához is. Azért szimpatikus számomra ez a metódus, mert az égboltra vetített, a Földről megfigyelhető mozgásokat veszi figyelembe, hiszen a valós térbeli mozgásokról ezidáig még csak hozzávetőleges fogalmaink lehetnek. A számítások eredményét a következő táblázat tartalmazza:

A fizikai kapcsolat lehetőségének vizsgálata.

A táblázat "WTD SEP" oszlopában a Fölről megfigyelt és a két csillag közötti távolság szerepel csillagászati egységben. A következő oszlop a két csillag eredő tömegéből adódó gravitációs kötés látszólagos határát tartalmazza szintén csillagászati egységben, a Vorb oszlopban  körpályát feltételezve a kísérőnek a főcsillag körüli maximális sebességét tartalmazza km/s-ban. A Vobs oszlop mutatja a WDS történelmi adataiból számított keringési sebességet mutatja. Az utolsó oszlopban a gravitációs kötés lehetőségének valószínűségét tüntettem fel százalékos értékben.

Az összesített gravitációs limiten belül vannak a látszó távolságok, a maximális keringési sebességeket nem haladják meg a mérésekből származó megfigyelt keringési sebességek, ezek mind a fizikai kapcsolódás lehetőségét mutatják. 

Amint látható az STF1888 azon kevés többes rendszerek közé tartozik, melyek tagjai között kimutatható a fizikai kapcsolat megléte, azaz ezek a csillagok fizikailag is összetartoznak.