Ritkán észlelt kettősök nyomában XVIII.

A távcső 17. századi feltalálása gyökeres változást hozott az asztro­nómiába, így többek között megdöntötte az állócsil­lagok szférájának változat­lanságába vetett ősrégi hitet. A sorozat ezen részének vezér­fonala a csillagok hely­válto­zása, ezen belül a valós térbeli mozgás látóirányunkra merőleges vetülete, amelyet a csillag saját­mozgásának nevezünk. Ez a leginkább ívmértékben megadott mennyiség a csillagok jelentős távolsága folytán általában ezred szögmásodperc (milliarcsecundum, angol rövidítéssel mas) nagyság­rendű. Ha meggon­doljuk, hogy légkörünk mennyi nehézséget okoz a precíz vizuális észle­lésben, akkor érthető, hogy miért fontos a csilla­gászok számára az első légkörön kívül működött asztro­metriai műhold munkája, melyet Hipparcos- illetve Tycho-projekt néven ismerünk. A sok eredmény mellett a csillagok saját­mozgása terén is nagy előre­lépést hozott.

Előre bocsátom, hogy a téma további tárgyalása nem tudományos jellegű, hanem a szem­léle­tességet, egyszerű megértést tartja szem előtt! A saját­mozgás minél pontosabb megál­la­pítására több lehetőség van. Az egyre pontosabb mérőesz­közök és módszerek, a fent említett űrtech­nika mellett a legegy­szerűbb az időfaktor alkal­mazása: minél hosszabb időszakra terjesztjük ki a pozíci­ómérést, az elmoz­dulásra annál pontosabb értéket kapunk. Esetünkben tulaj­donkép­pen a csillag helyvál­toztatását kell megálla­píta­nunk, aminek abszolút és relatív módszerét különböz­tethetjük meg. Az abszolút mód az, amikor az egyes objektumok külön­böző időpont­ban mért koor­dinátáiból álla­pítják meg az elmoz­dulást; a módszer nehézsége magától érte­tődik. Relatív módszer alatt értem két egymáshoz közeli csillag viszony­lagos helyzetének megha­tározását, ami jelentősen egyszerűbb és pontosabb; gondoljunk csak egy csilla­gászati fotográfia ilyen jellegű feldol­gozására, vagy egy mikro­méterrel történő észlelésre! Sajnos a relatív esetnél az észlelt változás a két komponens között nem osztható fel, valamint a cpm párok kilétére sem derül fény.

A fentiekből már sejthető, hogyan kerül ez a téma a Meteor kettős­rovatába: amatőr viszony­latban is az ismert kata­lógus­adattól való eltérés adja a kettős­észlelés érde­kességét! Bár a napja­inkban még álta­lánosnak mondható becsléses módszer csak ritkán adja meg ezt az élményt, CCD kamera használatával már jelentős arányban kimutatható a kompo­nensek elmozdulása; a sorozat ezen részét éppen ezért ennek a témának szeretnénk szentelni, Berkó Ernő 2001-ben végzett észle­lőmun­kájának felhasz­nálásával. Napjainkban a Hipparcos, a Tycho és a GSC adatainak birtokában a számunkra elegendő pontosságú asztro­metriai adatok rendel­kezésre állnak. Saját­mozgás vonat­kozásában egy csillag­párnál triviálisan három eset lehetséges: mindkét vagy csak egyik adat ismert, illetve egyik sem. (Sajnos a Hipparcos saját­mozgás adatai kivételével a más forrásból - így a WDS-ből is - származó adatok pontossága nem ismert, illetve jelentős hibával terhelt.) Az előző bekezdés zárómon­datának megfe­lelően ha egyik csillagnak sem tudjuk a saját­mozgását, akkor saját, katalógus adattól eltérő mérésünkből számszerű követ­kezte­tések levonására reális lehetőség sincsen. Ha a csillagpár mindkét tag­jának asztro­metriai adatai ismertek, akkor csupán az a feladatunk, hogy a korábbi és saját kettős­mérése­inket megvizs­gáljuk, egyeznek-e a két módon adódó pozíciók - bizonyos határon belül. Itt nyílván bármiféle kombináció előfordulhat, és akár egyes saját­mozgások, akár bizonyos kettős­mérések pontos­ságára megál­la­pítást tehetünk - természe­tesen magán­hasz­nálatra!

Marad a legizgalmasabb eset, amikor csak az egyik csillagnak - rendszerint a fényesebbnek - ismerjük a saját­mozgását. Ekkor a rendel­kezésre álló kettős­méréseket felraj­zolva megkap­hatjuk a másik csillag saját­mozgását. Ha a sajátunkon kívül csak egy mérés van, akkor egy­szerű számítással konkrét számadatot kaphatunk a tag saját­mozgására (ld. HJ 1963 és ES 2590), de természe­tesen sokkal meggyőzőbb, minél több mérés sorakozik egy vonal mentén. (Ekkor már bonyo­lultabb mate­matikai művele­teket kell végeznünk - a saját szórako­zásunk­ra...) Mivel a kettős­észlelő amatőrök fő forrása a WDS, ennek korlátait is figyelembe kell venni, úgymint az első és utolsó mérés, valamint ezek PA-ban egész fokra, S-ben tized szög­másod­percre kerekített volta. Kedvezőbb a helyzet azon kettősök esetében, ahol a sokkal nagyobb pontos­ságú inter­feromet­rikus- vagy Tycho-mérések rendel­kezésre állnak.

Másik oldalról is megközelíthetjük a témát: az utolsó kata­lógus­adatot alapul véve az eltérést mutató kettősöket három csoportra oszthatjuk. Az első csoportba tartoznak azok, melyeknek para­méter­válto­zása az ismert saját­mozgással össz­hangban van. Sajnos ezek egy része bizo­nyos fenn­tartással kezelhető, ha csak az egyik tag saját­mozgása ismert. Így van ez a másik két csoportnál is; közülük az egyiknél a régebbi mérésekhez illeszkedik a jelenlegi észlelés. Végül amikor csak egy-két régi (eltérő) mérést ismerünk, akkor a tagok saját­mozgása okozta válto­zás mellett fenn­állhat a korábbi mérés pontat­lansága is.

Korábbi írása­imban természe­tesen esett már szó jelentős saját­mozgású, nem cpm csillag­párokról is, így legutóbb a HJ 1927 került ábrás bemuta­tásra, ahol mindkét komponens saját­mozgását ismer­jük, és a CCD-mérés ezzel tökéletes össz­hangban van. A STF 3064r kettősnél szintén ismert mindkét csillag saját­mozgása a Hipparcos- illetve Tycho-mérések folytán. A főcsillag társáénál ötször nagyobb elmoz­dulása a domináns, melynek alapján egysze­rűen juthatunk arra a megál­la­pításra, hogy az idő múlásával a szög­távolság és a PA növekszik. Azonban ha a WDS kiadása­iban található 1783-1991 közötti négy mérést pontosan felraj­zoljuk (ld. az ábrát!), akkor arra kell gondol­nunk, hogy vagy a régi kettős­mérések pontat­lanok, vagy - a pozíciók szabályos­ságát látva - a társ Tycho-saját­mozgása más. Minden­esetre a Tycho kettős­mérése után 10 évvel Ernő észlelése egyér­telműen kimutatta a tized ívmásod­perc nagyság­rendű változást.
Hasonló a helyzet az ES 1481 jelű párnál is a társ helyzetét illetően, de ott úgy tűnik, hogy a mű_D előjel­váltása és egy nagyság­rendnyi csökken­tése éppen a kettős­mérések ered­ményére vezetne.

Más a helyzet az ES 48-nál: a társ, bár vizuális fényessége 11^m, a GSC-ben - és így a Guide térképen - nem szerepel, koor­dinátái sem ismertek. A fényes főcsil­lagnak viszont pontos Hipparcos-mérése van, így a SIDONIe adat­bázisában található hat kettős­mérést felrajzolva az ábráról megálla­pítható, hogy a társnak számot­tevő saját­mozgása nincsen, és a mérések is pontosak, beleértve természe­tesen Ernő CCD-s észlelését is.

Halványabb, és szintén nem szerepel a GSC-ben a STF 787 C komponense (a 0,7"-es főpár a CCD-felvéte­leken nem mérhető). A főcsillag Hipparcos pozíci­óadatait figyelembe véve a 120 és 90 éves profi mérések és Ernő észlelése szerint a társ egy 1,5"-es körön belül van.
Ehhez a "csoporthoz" sorolható a HJ 1963, ahol a főcsillagot a Hipparcos programban mérték, és a WDS-ben egy 1830-as kettős­mérése szerepel. Ennek, valamint a GSC szerinti pozicíó felhasz­nálásával a társ saját­mozgására mű_RA=+31 mas/év és mű_D=+37 mas/év értékeket kapunk. Hason­lóképpen az ES 2590 jelű párnál a társ számított saját­mozgása mű_RA=+309 mas/év és mű_D=-139 mas/év, ami mellett elhanya­golható a főcsillag PPM katalógusból származó saját­mozgása, valamint indokolja a 85 év alatti tetemes kettős-para­méter változást. A számított saját­mozgásból adódó 2001-es és a CCD-vel megha­tározott pozíció közötti különbség mindössze 0,05" illetve 0,33".

A többszörös csillagoknak sajátságos bája és sokszor problémája is van. A STF 133 is elgondolkoztató, érdekes rendszer. A főcsillag 500 fényév távolságban levő vörös óriás 51 mas/év saját­mozgással, és egy szoros kísérővel, amely a fényes főcsillagnál 2,6^m-val halványabb, ezért CCD-vel nem volt mérhető. A két távolabbi kísérő 50 illetve 200 fényév távolságra van (tehát optikai társak) és saját­mozgásuk nagysága is hasonló, bár nagy hibával ismert. A 19. századi első mérések kilógnak a sorból,

és valószínűleg okai a szokatlan kompo­nens­jelzéseknek, amikoris a közelebbi kísérő a "D", a távolabbi a "C" betűjelzésű a WDS szerint. Az 1962-es mérések és Ernő észlelése megfelel a főpár saját­mozgásának, de nem támasztja alá igazán a kísérők Tycho-mozgásait. Otto Struve katalógusa függe­lékében található a STT 17 App. jelzésű többes­csillag, melynek öt kompo­nense szerepel a WDS-ben. A tagok CCD felvételek alapján megha­tározott pozíciói tökéletes össz­hangban vannak az asztro­metriai adatokkal, ugyanakkor az ábra alapján nagy valószínű­séggel kije­lenthető, hogy a WDS A-C párra vonatkozó 1996-os 336^o pozíci­ószöge téves: ennek alapján a C komponens 23" távol­ságra lenne a Hipparcos-pozíciótól.

Az Orionban talál­ható BAL 670 megint más eszme­futta­tásra ad alkalmat: mindkét kompo­nensnek a Tycho projektből ismert a saját­mozgása, amiről több rosszat írtam már, mint jót. A jelen eset kicsit javítja a képet, ugyanis a kettős­mérések és a társ saját­mozgásából adódó pozíciók között az eltérés nem több 0,5"-nél.

A most ismer­tetett kettősök mindegyi­kéről egységes rendszerű ábrát is készítettem, melyek tanul­mányozását megkönnyít­heti az alábbi jelma­gyarázat:

Bár a fenti adatok kettő kivételével már korábbi részekben is megjelentek, több adat változott, mivel ez a táblázat a WDS 2001-es kiadása szerint frissítve lett.

A tavasz közeledtével 10-es seeinget kívánok minden­kinek, de különösen azon amatőr­társaimnak, akik a fentieket olvasva kedvet kapnak a kettős­csillagok észlelésére, akár vizuálisan, akár CCD-vel, lehe­tőségüknek megfe­lelően!

2001.12.13. Nyomtatásban megjelent: Meteor 2002/3