I. Bevezetés
A csillagok spektráltípusainak memorizálására szolgáló angol mondat:
Oh, Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me!
kis kiegészítésre szorul eme új spektrálosztályok bevezetésével. Pl.:
Oh, Be A Fine Girl/Guy, Kiss My Lips, Too!
A tudományos életben az osztályozást John Ray és Carl Linneaus vezette
be a XVII./XVIII. sz. fordulóján, a biológiában (növényeken). A csillagászatban
csak az elmúlt 200 évben csoportosítják a csillagokat a fényességükön és
látszólagos színükön kívül. A spektroszkópiát a csillagászatba bevezető
Joseph Fraunhofer (1814) után Angelo Secchi volt, aki komolyabb spektroszkópiai
osztályozást végzett (1866). Az elkövetkező 35 évben ezen első sémát többször
módosították, mire 1901-re előállt a forrótól hideg felszín felé futó OBAFGKM
sor. 100 évvel ez után az M csillagoknál is hidegebb objektumokat fedeztek
fel, ez tette szükségessé újabb osztályok bevezetését.
A besorolandó objektumok igen hidegek, átmenetet képeznek a csillagok
és a Jupiterhez hasonló hatalmas óriásbolygók között. Hogy mi is az alsó
határ, amikor még csillagot mondunk, erre két definíciót is használnak:
- kb. 13 jupitertömegű vagy annál nagyobb objektumok, ezekben már zajlik
a deutérium fúzió, e tömeg alatt viszont az sem
- minden csillagnál kisebb objektum, mely ugyanazon mód keletkezik,
mint a "hétköznapi" csillagok
A fenti ábra közeli infra szín-szín diagramokat mutat, a felső panel 1997-ből, az alsó napjainkból (a folytonos vonal a korai törpéket, a szaggatott a vörös óriáskat mutatja). A telt körök M törpék (korai típusok 0,6:0,2, kései típusok 0,7:0,5-nél). A fenti diagramon két kivételes objektum van, a GD165B (0,93:0,65, üres kör) és a Gl229B (-0,1:0,0, csillag). Előbbit egy infravörös keresőprogramban találták, luminozitása (1x10-4 naplum.) alacsonyabbnak mutatkozott mint az M törpéké, valamint spektrumában (l. alábbi ábra) az M típusra jellemző TiO sáv sokkal gyengébbnek mutatkozott.
A Gl229B még kisebb luminozitású (6x10-6 naplum.), egy koronográfiai/adaptív
optikai kampány során találták. Az infra szín-szín diagramon az A színképtípusú
csillagok helyén található, ez a "kékülés" annak köszönhető, hogy a H és
K sávokban a metánnak igen erős abszorpciói mutatkoznak a spektrumban.
Spektroszkópiai értelemben e két csillag igen eltérő az M típustól,
így szükségessé vált új osztályok bevezetése.
II. Keresztelő, avagy "Hogyan nevezzelek és mi alapján?" - spektroszkópia
Sok szempont alapján (korábban használt vagy félreértésre, összetévesztésre lehetőséget adó betűk kihagyása után) H, L, T és Y maradt az új osztályok jelölésére. Mivel a 2MASS hamarosan újabb 7, a GD165B-hez hasonló objektumot fedezett fel, az IAU 45 sz. csoportja felvetette az M utáni spektrális osztály bevezetését. A favorit az L volt, a Gl229B szerű objektumok, melyek erős metán abszorpciót mutatnak 2,2 mikronnál, a T osztály elnevezést kapták. (Ha lesz még következő, akkor az Y lesz.)
II.1 L spektrálosztály a közeli infra alapján (J. D. Kirkpatrick, 2000)
Az alapvető kérdések:
1) mely hullámhossztartományban és milyen felbontással kellene definiálni
az alosztályok megkülönböztetését lehetővé tévő jellemzőket
2) mely struktúrák legyenek az osztályozás alapjai
A közeli infrában, 6300-10000 angström között, 9 angström felbontással
a TiO, VO sávok lehetőséget adnak a kései M és korai L osztályok elkülönítésére.
E tartomány alkálifémek (Li, Na, K, Rb, Cs) és CrH, FeH sávokat is tartalmaznak,
melyek jelenthetik az osztályzozás alapját. A távolabbi infrában a légkör
által meghatározott sávokban lehet csak észlelni, és speciális detektorra
van szükség. E tartomány viszont hagyományos CCD-vel és a légkör okozta
nagyobb mértékű elnyeléstől mentesen vizsgálható.
A második kérdésre adott válasz előtt tisztázni kell, mi is a célja
az osztályozásnak? Célszerű, ha a tudományos kommunikációban valaki azt
mondja, M7, akkor a csillagászoknak egy spektrum jelenik meg erős TiO és
gyenge VO sávokkal az optikai-közeli infra tartományban. Az osztályozás
továbbá az első lépés az irányba, hogy megmagyarázzuk az adott spektrum
kialakulásának fizikai hátterét. Ugyanakkor nem szabad a modelleket alapul
venni az osztályozásban, hiszen azok változhatnak idővel. Egy L7-nek klasszifikált
objektum 100 év múlva is L7 kell legyen, hogy elkerüljük a félreértéseket,
hogy a szakirodalom konzisztens lehessen.
Ezen alapelvek figyelembe vételéhez több spektrumra és azok összevetésére van szükség. A 2MASS program adatbázisából több L törpe jelöltet válogattak ki fotometria paramétereik alapján, majd ezekből M9,5-nél későbbi objektumokat a Keck-re szerelt Low-Res. Imaging Spectr.-al szelektálták ki. Ezen kívül az irodalomból 5 további L törpét válogattak hozzá a mintához. A spektrumokat kinyomtatva vizuálisan keresték meg a jellemző struktúrákat, melyek alapul szolgálhattak az osztályozáshoz. Az L0-tól L8-ig terjedő sztenderdekként kiválasztott csillagok spektrumát - melyek alapján +/-1 alosztály pontossággal végezhető el a kalibráció- az alábbi ábra mutatja. Érdemes megfigyelni, hogy a közeli infra tartományban a spektrumok meredeksége nagyjából konstans a korai L-ekre, majd jelentősen megnő a közepes ill. kései L alosztályok esetén.
A következő ábrán az osztályozás alapjául szolgáló tartományok, jellemző vonalak/sávok kinagyítva, részletesebben láthatóak. Ahogy haladunk a kései M alosztályok felől a korai, majd a kései L alosztályok felé, a TiO és VO eltűnik a spektrumből, a Rb I és a CsI vonalak viszont erősödnek. A K I vonalak 7665 és 7699 angströmnél egyre szélesebbnek mutatkoznak L4-ig, ahol virtuálisan eltűnnek. A CrH sáv 8611 angströmnél szintén erősödik a kései M-ektől L5-ig, majd ezután gyengül.
Ezen jellemzőkre alapozva spektrál indexek definiálhatóak, melyek kvantitatívan mérik a színkép jellemzőit. A következő ábrákon egyes indexek és a spektráltípus közötti összefüggések láthatóak, kései M-től L8-ig, szemléltetve a korrelációt az indexek és az alosztályok között. (A nagy pontok a sztenderdnek kiválasztott csillagokat jelölik.)
A puding próbája az evés, a spektrálklasszifikáció definiálásáé pedig az újonnan felfedezett objektumok besorolása. A következő ábrán az előbbihez hasonló grafikonokat láthatunk, immáron 92 csillagra az iménti 25-el szemben. A nagy pontok ismét a sztenderdeket, az x-ek az alacsony jel/zajú méréseket, a csillagok pekuliáris színképű (a K I vonal másként néz ki, mint a többi jellemzői alapján hasonló alosztályba sorolt csillagok) objektumokat jelölnek.
Egyes kutatók nem szeretik használni az efféle morfológiára alapuló
spektrális osztályozást, sokkal inkább szintetizált spektrálmodellekhez
tartózó hőmérsékleti skála alapján szeretnének alosztályokat generálni
s elrendezni a spektrumokat alosztályokba. Egyes vonalakról (Cs, Rb) készült
nagyfelbontású spektrumok alapján végzik az illesztést, bár inkább a Cs
I vonalat használják, az Rb I ugyanis szisztematikusan 100-200 K-el magasabb
hőmérsékletet ad.
Kérdés, hogy e klasszifikációs séma elegendő helyet hagy-e az L8-nál
későbbi, de még nem a következő T osztályba tartozó csillagok számára.
A 2MASS eddigi felvételein nem találtak L8,5, L9 vagy L9,5 objektumokat,
amik későbbi színképtípusúak, azok mind T csillagok voltak. Úgy tűnik,
ha fel is fedeznek L8 és T0 közti objektumot, azt el lehet helyezni e rendszerben,
bár elméleti számítások azt mutatják, hogy egy L8 csillag (mint pl. a Gl
548C) felszíni hőmérséklete 1300 K, ami igen közel esik a T szekvencia
legkorábbi csillagainak felszíni hőmérsékletéhez.
Az előbbiekben tárgyalt osztályozás a 6300-10000 angström tartományra alapult, aholis sok jellegzetes vonást mutat ugyan a spektrum, de vannak nagy hátrányai is e közeli infravörös tartománynak. Itt ugyanis az L törpék igen halványak, 1-2,5 mikronon sokkal jobb jel/zajú mérések készíthetőek, hisz itt sokkal fényesebbek ezek az objektumok. Több csoport is dolgozik infravörös méréseken alapuló klasszifikációs sémán, a jelenlegi eerdmények azt mutatják, hogy ezek jó összhangban vannak az optikai tartománybeli klasszifikációs sémákkal. A T törpékre ez különösen érvényes, s habár a közeli infrában is jól elkülönül az L és T osztály, mégis utóbbiaknál az inframéréseken alapuló osztályozás szolgáltat jobb eredményeket.
II.2 L és T spektrálosztáy az infra alapján (T. R. Geballe et al., 2002)
A 2200-1300 K felszíni hőmérsékletű, L osztályba tartozó törpékre jellemző
a TiO és VO sávok eltűnése az optikai (0,6-1,0 mikron) tartományból, illetve
e közeli infra régióban széles abszorpciós sávok jelennek meg (Na I, K
I), az infra tartományban pedig, 1-2,5 mikron között, víz és CO jelentkezik
a spektrumban. A T törpéknél a CO sávok helyett erősebb és nagyobb kiterjedésű
metán sávok jelennek meg a H és K sávokban, valamint a víz sávjai tovább
erősödnek.
Ezen alapvető tulajdonságok mellett sokkal finomabban leírható változásokat
mutat az infra spektrum, melyek lehetőséget adnak kvalitatív osztályozást
szolgáló spektrálindexek bevezetésére. Ehhez az említett cikk szerzői optikai
(0,6-1,0 mikron) és infravörös (1,0-2,5 mikron), nagyjából R=400-as (R=
l/Dl) vagy ennél kissé nagyobb feloldású spektrumokat
készítettek objektumokról, melyek a 2MASS, a DENIS és az SDSS felmérések
során találtak és L vagy T osztálybeli törpének gyanítottak. A jelöltek
szelektálása az SDSS színindexei alapján történt, i-z>1,6 és r-i>1,8 feltételekkel.
(D. P. Schneider et al, 2001)
Mivel - ahogy az előző fejezetben is láthattuk - az L törpék klasszifikációja e cikk megjelenéséig csak az optikai tartományra alapult, ezért az infravörös spektrum kínálta osztályozási lehetőségeket nem csak a T, de az L csillagokra is áttekintjük.
E munkához a szerzők a következő mintát használták: 16 új és 2 korábban felfedezett objektum az SDSS, 9 újtörpe a 2MASS adatbázisából, valamint az irodalom által korábban közölt 51 M, L és T törpe, vagyis összesen 78 objektum a korai M-ektől a kési T törpékig. Az SDSS u,g,r,i,z szűrőrendszerében e minta r-ben és i-ben 22,5, z-ben 20,8 magnitúdós határig terjed. Az optikai spektrumok a HET és az Apache Point-i 3,5 m-es ARC teleszkópokkal készültek, 14-20 angströmös felbontással, 60 perces expozíciókkal. Az infras pektrumok a UKIRT és Keck II távcsövekkel készültek, 5-50 angström felbontással, 5-45 perc/szűrő expozícióval. Az alábbi ábra az SDSS adatbázis 50 ezer csillagát valamint az innen választott M (kereszt), L (üres kör) és T (teli kör) törpék elhelyezkedését mutatja a z, i-z szín-fényesség diagramon.
A karakterisztikus jellemzők
M7-L8 optikai:
-TiO és VO sávok eltűnése
- rezonáns alkálifém vonalak megjelenése és erősödése, egyes esetekben
fémhidridek
- 0,93 mikronnál víz egyre erősödő vonala
- a spektrum növekvő meredeksége 0,6-1,0 mikronon
A K I és Na I D vonalainak szélesedése folytatódik a T osztályban is,
ezáltal az optikai fluxus nagy része eltűnik, erősen vörösítve ezen objektumok
színét.
M7-L8 infravörös:
- FeH erős sávja 1,0 mikronnál
- víz sávok 1,35-1,50, 1,75-2,05 és 2,3- mikronon
- CO 2,3-2,5 mikronnál
- K I dublett a J sávban
A T osztály megjelenését egyértelműen a metán H és K sávbeli megjelenéséhez
kötik. Ezek fokozatos erősödése miatt ahogy egyre vörösebb J-H színek felé
haladunk a trend megfordul, és a T szekvencián haladva a J-H index egyre
kékül. Hasonló fordulat mutatkozik a J-K színindexben, bár ennek több tényezője
is van:
- metán erős elnyelése
- erős víz sávok melyek a K sáv két szélén jelentkezve csökkentik annak
fluxusát
- molekuláris hidrogén nyomásindikált abszorpciós vonalai, melyek az
egész K tartományt gyengítik
Az alábbi ábrán látható közepes L és közepes T törpék részletes spektruma
jól mutatja az eltéréseket a két osztály között:
A spektrumok alapján felismerhető, hogy a T osztályon belüli szekvenciálásra
az infravörös tartomány ad lehetőséget, mivel
- a nyomási kiszélesedést mutató Na I és K I optikai vonalai teljesen
elvonják a fluxust az optikai tartományból
- ezen objektumoknál könnyen készíthető jó jel/zajú spektrum az 1,0-2,5
mikronos tartományban, ahol sok molekuláris sáv dominál
Ezen érvek már L5 környékén érvényessé válnak, vagyis az ennél későbbi
L-ek esetén az infravörös spektrum jobb osztályozási alapot ad. Az alábbi
ábrán M8.5-től T8-ig bemutatott spektrumok alapján ez jól látható:
A spektrálindexeket nem elég egyszerűen az 1 mikron feletti jellemző
abszorpciós vonalakhoz rendelni, ugyanis ezek erőssége nagy szórást mutat
a kései L osztályoktól. Pl. az előbbi ábrán a K I dublett 1,25 mikronos
vonalán ez jól látható. Ezek az eltérések nem a spektrumok gyenge minőségéből
adódnak, hanem a fémesség, gravitációs gyorsulás és/vagy forgássi sebesség
csillagról csillagra való eltérése okozhatja. A szélessávú infravörös színindexek
(pl. J-K) nem elég pontos indikátorai az alosztályoknak.
A spektrálindexek definiálására sokkal alkalmasabbak az infravörös
molekulasávok. A kalsszifikációra alkalmasnak tűnő 8 indexet és ezeknek
a minta csillagaira mért értékeit mutatja az alábbi táblázat:
Az egyes indexek rövid leírása:
- az első három a kontinuum meredekségét méri az optikai/közeli infra
tartományon, a 0,8/0,75, 1,0/0,75 valamint 1,0/0,9 mikronon mért aránypárok
alapján. A második az előző, Kirkpatrick-féle klasszifikációban is szereplő
Color-d index, bár kissé módosítva, hogy a FeH hatását elkerüljék. Az első,
PC3 és a Color-d indexek folyamatos, lassú fejlődést mutatnak az M-től
a korai L típusok felé, de mindkettő a K I erős abszorpciójától befolyásolt,
s így a PC3 L5 után nem használható, a Color-d pedig L7 körül telítésbe
megy.
- a negyedik index a víz 1,15 mikronos sávját méri, ami azonban csak
a kései L-eknél jelenik meg, így csak a T alosztályok elkülönítésére alkalmas.
- az ötödik index a víz 1,5 mikronos sávját méri, mind az L, mind a
T osztályban folyamatos növekedést mutat
- a hatodik index a víz 1,9 mikronos sávját méri
- a hetedik és nyolcadik a metán 1,6 és 2,2 mikronos sávját méri, előbbi
az L osztályon belül alig változik, közel konstans, a T osztályon belül
viszont folyamatosan növekszik, l. az alábbi ábrát:
Végeredményként 4 index mutatkozik alkalmasnak a T osztályon belüli klasszifikációra, ezekenek, valamint a PC3 és Color-d indexeknek az egyes alosztályokra mért átlagos értékei szerepelnek a következő tábláztban:
Az 1,5 mikronos víz sávot mérő index nagyon fontos, a táblázatból is láthatóan ez mind az L, mind a T osztályon végighalad, monoton növekszik, s catolható a PC3 ill. Color-d indexekhez, amiket már használnak a korai/közepes L törpék klasszifikációjára. Az alábbi grafikon e négy új spektrálindex alosztályoktól való függését mutatja:
Ezen indexek sokkal jobban használhatóak a T alosztályok elkülönítésésére, mint az L törpék osztályozására. Ez a korábbi táblázat értékeiből is látható, a T osztályon belül sokkal szélesebb skálán változnak az indexek értékei. Az alábbi ábra a víz 1,5 mikoronos indexének fügvényében mutatja a metán 2,2 mikronos indexét, melyen jól látható, hogy a T alosztályok pusztán ezen indexekkel is jól definiálhatóak, az L alosztályok esetében az optikai tartomány információi is fontosak.
III. Szegény csillagász spektroszkópiája - többszínfotometria infrában (S. K. Leggett et al, 2001)
Az SDSS és a 2MASS adatbázisa alapján, az előzőekben tárgyalt infravörös spektrálklasszifikációs sémát kidolgozó csapattal együttműködve 58 kései M, L és T törpére végeztek ZJHKL'M' fotometriát, s vizsgálták, hogy vajon a színindexek mennyire pontos klasszifikációt tesznek lehetővé. A megfigyelésekhez a 3,8 m-es UKIRT teleszkópot és annak infradetektorait használták. A szűrők közt a Z nem sztenderd, illetve az MKO-NIR (Mauna Kea Observatory Near-Infrared) rendszerben az L' és M' szűrők is eltérnek, pontosabban követik a légköri áteresztést, így pontosabb mérési adatokat szolgáltatnak. Az alábbi ábra a szűrők áteresztési görbéit mutatja:
Az említett cikkben használt fotometriai rendszer kalibrálásának alapja
a Vega, minden tartományban a mért magnitúdó 0 a Vegára. Mivel több szűrő-
és fotometria rendszer használatos az infravörösben, az irodalomban közölt
magnitúdóértékek jelentősen eltérhetnek egymástól az objektum spektráltípusának
és a használt szűrőnek függvényében, akár 20% is lehet a differencia.
(Érdekes technikai részlet, hogy pl. az M' tartományban olyan fényes
a háttér, hogy 0,12 másodperces expozíciókat alkalmaztak, s 75 kép összeadásával
érték el a megfelelő jel/zaj arányt.)
Az alábbi táblázat a mérési eredményeket foglalja össze, spektráltípus
szerint rendezve, egyes csillagoknál az ismert parallaxis alapján az abszolút
K fényességet is megadva:
A következő ábra a K abszolút fényességet mutatja a J-K, illetve a K-L' szinindexek függvényében (a keresztek M, a csillagok L, a telt körök T osztályt jelölnek). Jól látható, hogy a J-K eleinte vörösödik ahogy az abszolút fényesség (vagy a hőmérséklet) csökken, majd egyre kékül ahogy a K sávbeli metán és víz abszorpció erősödik. A K-L' index monoton növekszik az L és T osztályokban, bár mint már korábban is láttuk, különféle okok miatt az infravörös színindexek nem figyelmen kívül hagyható szórást mutatnak a spektrálosztályok függvényében.
18 olyan csillag esetében, melyre fluxuskalibrált spektrum és parallaxis állt rendelkezésre, bolometrikus luminozitást határoztak meg. A bolometrikus korrekciók színfüggését, valamint a korrekciók értékét és a hőmérsékleteket összefoglaló táblázat látható az alábbiakban. A grafikon alapján ismeretlen parallaxisú törpékre is bolometrikus fényesség adható, bár egyelőre a kevés minta nem teszi lehetővé a polinomiális illesztést.
A következő ábra a J-H, J-K és K-L' színindexeket mutatja a spektrálosztály függvényében. Az objektumok mind spektrum alapján lettek klasszifikálva Geballe és munkatársai által, kivéve négy, háromszöggel jelölt objektumot, melyet Kirkpatrick klasszifikált a spektrumuk alapján. Az L0-L6 alosztályokon a bizonytalanság eléri a +/- két alosztályt, másutt azonban, az M és T spektrálosztályokban jól meghatározható a színindex alapján a spektráltípus.
Az L törpéknél megfigyelhető szórás a mérési adatokat összefoglaló táblázatban
is jól megfigyelhető: a J-H és H-K indexek 0,2-0,3 magnitúdós szórást mutatnak
azonos alosztályon belül, szemben az M vagy T törpéknél mutatkozó jó egyezéssel.
Ennek oka a törpéket körülvevő porfelhő lehet. Ez ugyanis abszorpciója
révén fűti a fotoszférát és ezáltal csökkenti a víz abszorpciós sávjainak
mélységét. A szórást az eredményezheti, hogy a porrészecskék más karakterisztikájúak
lehetnek, aminek oka a fémesség (por összetétele), kor (ülepedési idő)
vagy rotációs sebesség (szintén az ülepedési idő) eltérése lehet. A szórás
magyarázata pontosabb modelleket igényel e téren.
A kései T törpéknél szintén szórás mutatkozik. Ezen a hőmérsékleten
(kb. 1000 K) a porszemcsék a fotoszféra alatt helyezkednek el, és a víz,
metán abszorpciós sávjai közel vannak a telítődéshez. A szórást itt a molekuláris
hidrogén K sávbeli nyomás-indukált opacitása okozhatja, mely e hőmérsékleten
fontos tényező és érzékeny a fémességre valamint a gravitációs gyorsulásra.
A T törpék egyre kékebbek mind J-H, mind H-K színekben ahogy a hőmérséklet
csökken a H- és K-beli metánabszorpció miatt, ez a trend L8-nál kezdődik
és egybevág a spektroszkópiai megfigyelésekkel. Az elkékülés lassul J-H-ban
T6-T8 között, ami valószínűleg a metán H sávbeli abszorpciójának telítődését
jelzi (l. a korábbi spektrumot).
A K-L' folytonosan növekszik, ez a növekedés azonban lassul L6 és T5
között. Ennek oka a T osztályban megjelenő és erősödő 3,3 mikronos metán
abszorpció, mely az L' szűrő kék élének közelében található. A kései T
alosztályoknál újra meggyorsuló emelkedés valószínűleg a metán vonalának
telítődése miatt következik be.
A J-H vs. H-K szín-szín diagramon szintén látható a fentiekben részletesebben tárgyalt szórás, valamint az is megfigyelhető, hogy pusztán JHK fotometriai adatok alapján a korai T törpék nem igazán különböztethetőek meg az M és L törpéktől.
Érdekes a J-K vs. Z-J ill. a J-K vs. K-L' szín-szín diagram. Míg Z-J
jól korrelál J-K-val az M törpékra, addig közel konstans (Z-J kb. 1,8)
az L és T törpékre. Enek oka, hogy egyszerre két jellegzetes, a Z és a
J sávba eső abszorpció is erősödik, s a hőmérséklet csökkenése ellenére
a Z-J index nem változik.
A J-K K-L' relációban L6 és T5 között a K-L' index szintén degenerációt
mutat az előbbiekhez hasonló okok miatt.
IV. Közeli L és T törpék más csillagok körül (J. D. Kirkpatric et al, 2001)
Az utóbbi években sok közeli G, K, M törpe körül kerestek bolygókat
vagy barna törpéket, s a radiális sebességmérések eredményre is vezettek.
Több tucat 0,001 naptömegű vagy ennél nehezebb kísérőt ismerünk ma már.
Továbbá a Hubble űrtávcső valamint a földi adaptív optikia, koronográfiai
eljárások direkt leképezéssel is megmutatták a kísérőket néhány esetben.
Ezen sikerek ellenére a jóval távolabbi, nagyobb szögtávolságra látszó
kísérők keresése nem igazán népszerű, igaz, ehhez nagy égterületet kell
átvizsgálni. Nagy sajátmozgású csillagokkal azonos sajátmozgású objektumokat
keresve már találtak több ilyen párost, pl. a Centaurusban lévő 3-as rendszer,
az alfa Cen AB + Proxima Centauri látszó szögtávolsága 2,18 fok, ami a
rendszer 1,3 pc-es távolságában 0,04 pc szeparációnak felel meg. (A legnagyobb
jelenleg ismert szeparáció 0,09 pc.)
Stellárstatisztika alapján a rendszerek kb. 5%-a (vagyis a csillagok
3%-a) MV<9 magnitudó alatt (M0 V színképtípus) rendelkezik
0,01 pc-nél távolabbi kísérővel. A jelenleg folyó nagy égboltfelmérő programok
adatait felhasználva azonban lehetőség van a nagy látszó szögtávolságú
komponensek felfedezésére. Az említett cikk két G törpe körüli L törpe
- Gl417B és Gl 584C - felfedezéséről számol be. A POSS lemezek és a 2MASS
képeit összehasonlító keresőtérképek jól mutatják e csillagok igen vörös
színét:
http://spider.ipac.caltech.edu/sta /davy/papers/ g1.ps
hasonló, DSS képeket és 2MASS képeket összevető képpárok, melyeken nagy
szeprációjú L törpék láthatóak: 
A központi csillag és a kísérő egyűvé tartozásának igazolása asztrometriai mérésekkel történt. Mivel az említett G törpék sajátmozgása 0,3 ívmásodperc/év alatti, így pontos asztrometriára volt szükség e csillagok és kísérőik esetében. A kísérőkről a Keck teleszkóppal vettek fel spektrumot a klasszifikációhoz, mely alapján egyértelműen látható, hogy L törpékről van szó. A bal oldali ábra a két kísérő spektruma, a jobb oldali pedig ezen html oldal második ábrája, az L spektrálklasszifikációval foglalkozó részből.
Érdekes, hogy a Gl 584C spektruma időbeli változást mutat. Több éjszaka felvett spektrumok és ezek részletei láthatóak az alábbi ábrán, a globális egyezés szép, azonban szembetűnő eltérések is mutatkoznak egyes részletekben.
Hasonló változást több L és T törpe színképében is kimutattak már, ezek
időskálája változó, néhány órás nagyságrendű. Oka a fotoszféra inhomogenitása,
és a csillagok forgása. Ezt alátámasztják a rotációs sebesség mérési eredményei,
melyek alapján a forgás karakterisztikus ideje megegyezik a változás karakterisztikus
idejével. Az inhomogenitások lehetnek foltok, vagy a gázbolygókhoz hasonló
felhőszerű képződmények, lehet ok a csillagok körbevevő porfelhő egyenetlen
sűrűségeloszlása vagy ennek változása, mely a fotoszféra hőmérsékletére
van hatással.
További érdekesség, hogy néhány T törpénél is megfigyelhető az M7-L5
típusoknál általános H alfa emisszió, és ez is mutat változásokat:
Több fizikai paraméter is meghatározható e kísérőkre, a jelenleg ismert L típusú törpe kísérőkre ezeket az alábbi táblázat foglalja össze:
Fűrész Gábor (V.éves csillagász hallgató, 2002. áprilisi szeminárium)