A Korona ékköve

 

A Herkules és az Ökörhajcsár csillagképek között látható fényesebb csillagok félkört formáznak, úgy néznek ki, mint egy diadém, vagy egy korona. Innen ered ennek a kis méretű csillagképnek is a neve: Északi Korona (Corona Borealis). Mostanában itt keresek kettős és többes rendszereket. Így bukkantam rá erre a nagyon érdekes öt csillagból álló rendszerre. Vezető kép csak illusztráció, forrása: Internet.

Általános ismertetés

A címben említett ékkő nem más, mint az Éta Coronae Borealis (η CrB) nevű csillag, melyet többféle névvel illetik különböző katalógusok: HD 137107, TYC 2563-1366-1, HIP 75312, HR 5727, 2 Coronae Borealis A, 2 Crb A, BD +30 2653, Gliese 584A. Ami pedig kettős csillagász szempontból a leglényegesebb a WDS-ben 15232+3017 (STF 1937) néven találjuk meg. Ez a sokféle elnevezés az égbolton a 15h 23m 12.23s +30° 17' 17.7" koordinátákra mutat. A csillagunk helyzetét az 1. ábra is jól mutatja:

1.ábra: A fehér nyíl mutatja az Éta CrB helyzetét az égbolton. Forrás: Stellarium.

Azért neveztem ékkőnek, mert nem egy egyszerű többes rendszer ez. Van itt egy nagyon szoros kettős, amit tulajdonképpen főcsillagnak tekintünk. Ennek van két hasonló típusú kísérője messzebb, valamint megtalálható itt egy igen különleges csillagtípus is, egy ún. barna törpe. 

A főcsillag távolsága a Földtől valahol a 17, 86 és 16, 72 parsec között van, ami 58,26 és 54.54 fényév távolságot jelent. Vagyis nincsen túl messze tőlünk az Éta CrB.

Története

Kettőscsillag mivoltát első ízben Sir William Herschel 1781 január 24-én fedezte fel. Ő, akkor az AB tagokat látta meg és próbálta kimérni, ami csak részben sikerült, a fentmaradt dokumentumok szerint 30,7° pozíciószöget állapított meg a kísérőnek, de szeparációt, pontos műszer hiányában, nem tudott adni neki. A kettőskatalógusába H I 16 számon vette fel. A mérést megismételte még 1802-ben is, de ekkor sem járt sikerrel. Fia, John, 1828-ban felkereste a párt, de ő sem járt sikerrel. Az első eredményes mérés és elfogadható adatsor Friedrich G.W. von Sturve nevéhez fűződik, aki 1827. január 27-én a Pulkovói Obszervatóriumban sikerrel kimérte ezt a szoros kettőst. Így kapta meg az STF 1937 AB felfedezői kódot. Azóta 2020-ig bezárólag 1094 adatsor született a párról. 

A C tagot is John Herschel próbálta kimérni első alkalommal, 1832-ben, szintén sikertelenül, az első használható adatsor 1856-ban született meg. Azóta mindössze 8 alkalommal keresték fel a csillagokat. 

A D taggal is hasonló a helyzet. Az első adatsor 1879-re datálódik. Ez sem tartozik a legnépszerűbb célpontok közé, eddig a WDS 8 db észlelést tart nyilván erről a párról is.

Az E tag a legfrissebb csillag a rendszerben. Egy barna törpékről szóló 2001-ben publikált tanulmányban J.D. Kirkpatrick és mtsai mutatták ki első alkalommal, hogy az E jelű csillag fizikailag kapcsolódik az AB párhoz.  Erről a törpéről csak ezt az egy mérést tartalmazza a WDS.

A történeti összefoglalóból is látható, hogy a viszonylagos jól megfigyelhetősége ellenére a hivatásos csillagászok erősen elhanyagolták az Éta CrB-t. Nem úgy a magyar amatőr csillagászok! 1979 óta, az MCSE Észlelésfeltöltő tanúsága szerint összesen 41 észlelés született az AB szoros párosáról. (A linken ezek az észlelések bárki által kereshetők.) Csak néhány név az észlelők közül: Ladányi Tamás, Berente Béla, Babcsán Gábor, Fidrich Róbert és a legutolsó, idei észlelő Mircea Pleancu.

A csillag tehát kedvelt célpont, binokulárokkal és távcsövekkel is eredményesen felkereshető. 

Az eddigi észlelők megelégedtek a szoros AB pár megpillantásával, de mint a fenti történelmi összefoglalóból kiderült többet is tartogat a látogatónak az Éta CrB. Na jó, az E jelű barna törpét vizuálisan nem lehet megpillantani, fotografikusan is nehéz feladat, mivel a barna törpék leginkább az infravörös tartományan sugároznak.

Az észlelés

Idén július 4-én készítettem képeket a rendszerről az Utah-i 431 mm-es távcsővel. Sajnos akkor a telehold teljes erővel tombolt az égen, így az E tag csak egy halvány piszok lett, amint a 2. ábrán látható.

2. ábra: Az STF 1937 rendszere a július 4-i fényképen.

Természetesen a fotografikus észlelés egyik nagy hátránya most is érződik. A főcsillag nem bomlik fel a 60 s-os képen, a többi tag, viszont szépen mérhető, amit az 1. táblázatban foglaltam össze. A csillagok fényességének a WDS-ben szereplő adatokat adtam meg.

1. táblázat. A tagok pozíciói 2023-ban.

Fentebb említettem, hogy ez a rendszer nem tartozik a hivatásos csillagászok kedvencei közé, ezt tükrözik a WDS bejegyzései is. A 2. táblázat mutatja a mostani mérések és a WDS legutolsó adatai közötti különbséget.

2. táblázat: Mérési adatok eltérése a WDS-től.

Megjegyzem, hogy az E tag esetében nagy a bizonytalanság. További érdekesség, hogy az AB tagnál integrált magnitúdóra nekem 4.95 jött ki, ami jó egyezést mutat a WDS elsődleges fényességével. Jól látható, hogy az eltelt 17 évben történtek jelentős elmozdulások a tagok pozíciójában, ami leginkább a nagy sajátmozgásoknak köszönhető.

Adatgyűjtési problémák

A STF 1937 rendszere nem csak a Herschel családnak adta nehezen magát, de a modern technikán is rendszeresen kifog. Az ESA Gaia űrobszervatórium legfrissebb DR3 kiadású adatbázisában csak a C és D tagokról találhatóak adatok. Az A tagnak csak a különböző fényességeit, és a pontos pozícióját mérte meg a műhold. A B tagról még ennyit sem. A Strasbourgi Egyetem által működtetett SIMBAD adatbázis viszont ennél több adatot tartalmaz, bár ezek nem a legfrissebbek, de a számítások elvégzéséhez jó kiinduló alapot biztosítanak. A barna törpéről pedig a fent említett 2000-es Kirkpatrick et all tanulmány ad bővebb információkat. Egyszóval elég sok időbe tellett a szükséges adatok összegyűjtése. Mivel nem találtam T-eff adatokat az AB párosnál, így a színképtípusuknak (G2V) megfelelő átlagos felszíni hőmérsékletet vettem figyelembe. A barna törpénél sincsen pontos felszíni hőmérséklet, az említett tanulmány is csak 1300 és 1600 K° közé teszi azt. Én ennek a két értéknek az átlagával számoltam. Az A csillagnál 1995-ös a parallaxis adat, de a két csillagra a Hipparcos műhold 2007-ben megadott egy újabb parallaxis értéket. Feltételeztem, hogy nincsen nagy távolság közöttük, hiszen nagyon szorosan látszanak,  így a hibával korrigált parallaxist adtam meg a B tagnak is. A különböző forrásokban és különböző időkben felbukkanó adatok nem nyújthatják a megfelelően biztos eredményt, de ez az állapot a jelenlegi ismeretünket tükrözik a rendszer csillagjairól. Amennyiben későbbiekben lesznek majd pontosabb mérések a csillagokról természetesen a most következő megállapítások változhatnak. 

Az USNO-tól lekértem az STF 1937 rendszerről náluk őrzött adatsorokat, így nagyon sok plusz információhoz is jutottam, melyeket fel is használtam ehhez a cikkhez.

A csillagok tulajdonságai

Az innen-onnan összevadászott mérési eredményekből kiszámítható asztrofizikai tulajdonságokat a 3. táblázatban foglaltam össze. 

3. táblázat: A tagok fizikai jellemzői.

A színképtípusnál, ahol csak egy betű szerepel, az a felszíni hőmérséklet alapján levő becslés. Amint látható a rendszert sárga, G típusú, a mi Napunkhoz méretben, és tömegben is nagyon hasonló  csillagok alkotják. Ezt erősíti meg a HRD is, ami a 3. ábrán látható.

3. ábra: A tagok helyzete a HRD-n.

Az A,B,C tagok a fősorozaton a Napunk környékén csoportosulnak, a D viszont az óriás ágon van, míg az E a fősorozat kezdete körül helyezkedik el. A vizuális szemléltethetőség  érdekében készítettem egy, a csillagok méretét és színét összehasonlító ábrát. Az E tag méretét kissé meg kellett növelnem, mert egyébként nem látszott volna a képen. Azért így is jól látható a méretbeli különbség. A többi csillag mérete egyébként arányos. A jobb felső sarokban a mi Napunk szerepel.

4. ábra: A tagok méretének összehasonlítása.

A tagok közötti kapcsolat vizsgálata.

A kettőscsillagászat szerintem egyik legizgalmasabb kérdése a csillagok közötti lehetséges kapcsolatok felderítése. A legfontosabb pedig az, hogy választ találjunk arra a kérdésre, hogy megfigyelt pár csak véletlenül látszik egymás mellett az égbolt síkjában, vagy ténylegesen kölcsönhatásban is vannak egymással? A válaszok megtalálásához a szokásos módszeremet használtam, ami a különböző indikátorok vizsgálatán alapul.  

A következő táblázatban összefoglaltam párok viszonyának főbb jellemzőit.

4. táblázat: A párok viszonyai.

 

- Az "Overlap" oszlop mutatja meg a két csillag távolságának viszonyát, figyelembe véve a mérési hibákat is, van-e átfedés a Földtől való távolságaikban. Az AB tag esetében ez természetes, hiszen nagyon szoros pár, az E tagnál is van átfedés, de ez már jóval kisebb az előbbinél, míg a C és D tag esetében nincsen.

 - A "Wtd Sep" oszlop mutatja a tagok közötti távolságot az égbolt síkjára vetítve, ahogyan a Földről látható. Az érték csillagászati egységben (AU) van megadva. 

- A következő két oszlop egy elméleti határ. Azt mutatják, hogy a csillagok tömegéből számított gravitációs határa mekkora lehet. Az első oszlop a főcsillag határát, a második pedig a két csillag tömegéből eredő gravitációs limitet mutatja. Gyakorlatilag nem  tudjuk hol húzódhat egy ilyen határ a csillagok között, hiszen a Naprendszerünk határán is vitatkoznak még a szakemberek, de muszáj valamilyen elméleti értéket figyelembe venni a fizikai kapcsolatok megállapítására. Amennyiben a "Wtd Sep" oszlop értékei nem haladják meg a két oszlopét, akkor valószínű a kölcsönhatás a két csillag között.

- A Vesc oszlop a rendszer szökési sebességét, a következő oszlop pedig a radiális sebességek különbözetét mutatja. Ha ez utóbbi kisebb az előbbinél akkor lehetséges fizikai kapcsolat a csillagok között.

- A Vorb és Vobs oszlopokban a megfigyelések történelmi adataiból számított maximális keringési sebesség és a megfigyelt keringési sebesség értékei vannak. Ha a megfigyelt sebesség nem haladja meg a keringésit, akkor lehetséges a fizikai kapcsolat.

- A "Sum Prob" oszlop a gravitációs kölcsönhatás összesített lehetőségét mutatja százalékban. Itt látható, hogy a rendszer mindegyik tagja között fent áll gravitációs kölcsönhatás. 

Még meggyőzőbb eredményre juthatunk, ha az USNO-tól kapott adatsorokat grafikonon ábrázoljuk, mint a következő képen láthatjuk.

5. ábra: Az egyes tagok történelmi megfigyelési adatai grafikonon.

Láthatjuk, hogy az AB pár esetében a több, mint ezer megfigyelés szépen kirajzolja a B pályájának alakját, ami nagyon hasonló a 6th Orbit Catalog-beli és a saját megoldásommal. A B csillagnak rövid, ~41 év a keringési ideje!

6. ábra: Balra a saját pálya megoldásom, jobbra az USNO-tól kapott pálya.

A C és D tagok esetében a megfigyelési adatokhoz nagyon pontosan illeszkedik az Excel trendvonala, amely egy ellipszis pályát igyekszik kirajzolni. A piros és zöld nyilak a tagok eredő mozgásvektorai. A piros az előrejelzett, a zöld a megfigyelésekből számított vektor. Az AB esetében ennek megjelenítését nem tartottam szükségesnek, hisz itt egyértelmű a gravitációs kötés. A C és D esetében is látható, hogy a vektorok iránya és nagysága is megegyezik, ami nagyon jól jelzi a gravitációs kötés meglétét, míg az E tag esetében ez már nem így van. Az eltérés oka inkább az adathiány lehet, mintsem a fizikai kapcsolódás hiánya.  Egy ilyen kis méretű és tömegű, félresiklott csillagocskát könnyen befog és megköt egy az A tag-hoz hasonló tömegű csillag.

Összefoglalás

A fentiekből kiderült, hogy az általam a Korona ékkövének" nevezett rendszert alkotó csillagok ténylegesen is valós fizikai kapcsolatban állnak egymással, annyi megkötéssel, hogy a rendszer közös tömegközéppontja valahol a D tag körül lehet. Kiindulva ennek nagyságából és tömegéből, ez lehet az elsődleges. Ez a feltételez viszont nem változtat a gravitációs kapcsolatok tényén.