A fénygörbék alakja az esetek többségében nagy biztonsággal lehetõvé teszi a változók klasszifikálását. A halmazban két Algol- és három W UMa-típusú fedési változócsillagot találtunk, melyek HRD-n elfoglalt pozíciója nem teszi egyértelmûvé, hogy tagjai-e a halmaznak. A rendelkezésre álló adatok nem zárják ki sem a halmaztagságot, sem a galaktikus mezõben való elhelyezkedést. Az Algol-típusú változók a fényesebb csillagok közül kerülnek ki, ami jó egyezésben van a nyílthalmazoknál általában tapasztalttal. Ezen változócsillagok periódusanalízise nehézkes a hosszú konstans szakaszok miatt: a jelenlegi adatsorokban a két csillagnak mindössze egy-egy minimumát ismerjük, ami alapján szinte még nagyságrendi becslést sem tudunk adni periódusukra. 

  A V1, a halmaz legfényesebb változója, megfigyelt egyetlen fedése 0,24 magnitúdó mély. Az elsõ éjszakán tapasztaltunk némi fölfényesedést, ami talán egy minimum utáni felszálló ág és az azt követõ fényességstabilizálódás lehet. A csillag érdekessége, hogy nagyon közel van a halmaz centrumához. A V2 az elsõ éjszakán mutatott, 0,23 magnitúdó mély minimumát majdnem teljesen sikerült végigmérnünk. A további éjszakákon nem mutatott látványos fényváltozásokat, így a periódus nem állapítható meg.

  A halmaz W UMa változói a halványabb, vörösebb fõági csillagok közül kerülnek ki. Ezekben a fedési változókban a komponensek nagyon közel vannak egymáshoz, gyakran érintkeznek, ezért hõmérsékletük jó közelítéssel kiegyenlítõdik. A  HRD-n a fõsorozat fölött helyezkednek el, hiszen egy adott színhez két csillag fényessége tartozik, azaz a rendszer fényesebbnek látjuk, mint egy magányos és ugyanolyan hõmérsékletû fõsorozati csillagot. Mellékelt ábránkon a V3 és V4 W UMa csillagok fázisdiagramjait mutatjuk be.

  A V3 0,4224(1) napos keringési idejû kettõs, 0,32 magnitúdós amplitúdóval. A fázisdiagramon kívül a JD 2451572-kor felvett fénygörbe önmagában is egyértelmûen kirajzolja a W UMa-típusú csillagokra jellemzõ fénygörbét, így a tipizálás mindenképen jól meg van alapozva. A második maximum az elsõnél 
láthatóan kisebb amplitúdójú, ez jól ismert jelenség a W UMa-típusú csillagoknál és gyakran magyarázzák az egyik komponensen megjelenõ csillagfoltok hatásával. A kérdés biztos eldöntéséhez nagyfelbontású 
spektroszkópia szükséges, ami azonban ezekre a halvány csillagokra ma még reménytelen vállalkozás.

  A V4 kicsit hosszabb periódusú változó, 0,33 magnitúdós amplitúdójához 0,5585(1) napos periódus társul. Fénygörbéjén olyan szabálytalanságok, a lassú fényesedést/halványodást "szinesítõ" kisebb hullámok láthatók, melyeket szintén csillagfoltokkal szokás magyarázni. Ez a jelenség három egyedi 
fénygörbén is egyértelmûen megfigyelhetõ, ami mindenképpen alátámasztja, hogy nem pusztán a mérések hibájáról van szó.

  A V7 a leghalványabb változó a halmazban az általunk találtak között. Volt olyan éjszaka, amikor csak egyetlen fénygörbe-pontot tudtunk fölvenni, mert az algoritmus csak egyetlen képen azonosította teljes bizonyossággal. 0,55 magnitúdó amplitúdójú változása miatt a legnagyobb fényváltozást mutatja az 
M37-ben talált változók közül. Periódusa 0,3579(1) nap. Az adatok szerencsétlen eloszlása miatt azonban csak az egyik maximum környékét sikerült lefedni; a másik ágban csak néhány magányos pont árválkodik szomorúan. B-V színindexe alapján lehet háttércsillag is.

Pulzáló változók

  A halmazban két, egymáshoz nagyon hasonló változócsillagot találtunk. Fénygörbéjük alapján (lapos minimum, csúcsos maximum, meredek felszálló ág) mindkettõ rövidperiódusú pulzáló változócsillag (fénygörbéiket l. a mellékelt ábrán). Színindexük, átlagos fényességük, fénygörbéjük, fázisdiagramjuk jellege egymáshoz nagyon hasonló, egyedül pulzációs periódusuk tér el jelentõsen. A V5 periódusa 0,2800(5) nap, amplitúdója 0,32 magnitúdó, ugyanakkor a V6 periódusa 0,109835(5) nap, amplitúdója 0,45 magnitúdó. A két csillagt tipizálása, halmaztagságának eldöntése nagyon fontos, mert a halmaz 
távolságának, illetve a színexcesszusainak birtokában a benne lévõ pulzáló csillagok luminozitása, hõmérséklete, sugara (maximális és minimális) meghatározható, tömege elméleti modellek alapján szintén megadható. Végeredményben a pulzáció közel teljes leírása válna lehetõvé. Sajnos a szép 
elképzeléseket nem sikerült valóra váltani, mivel mind a V5, mind a V6 HRD-n elfoglalt helye nem egyeztethetõ össze a halmaztagsággal. Fénygörbéjük alakja a klasszikus instabilitási sáv tagjaira utal (V5 - nagyamplitúdójú delta Scuti, esetleg RR Lyrae, V6 - nagyamplitúdójú delta Scuti), ami jól behatárolható régiót jelent a szín-fényesség diagramon (l. Halmazváltozók I. cikkünket). Ezzel szemben e két új változó jóval vörösebb, ill. halványabb (több magnitúdóval!), mint az M37 esetében várható instabilitási sáv, ezért adódik a következtetés, hogy mindkét csillag nagy valószínûséggel pusztán háttérobjektum, jóval messzebb az M37 mögött. Nagyságrendi becslés alapján legalább kétszer messzebb vannak a halmaznál, ám ez igen bizonytalan, mivel nem ismert a távolsággal növekvõ intersztelláris fényelnyelés pontos mértéke.

Az M37 kora, távolsága és mérete

Az M37 csillagainak általános jellemzõin alapuló statisztikai vizsgálatokat a fotometriai kiértékeléssel párhuzamosan végeztük. A több ezer csillagra vonatkozó szín, fényesség és pozíció adatokból igyekeztünk minél több információt kinyerni magáról a halmazról, mint önálló objektumról.

  Elsõként elkészítettük az M37 szín-fényesség diagramját. Ez 2546 egyedi csillagot tartalmaz és mellékelt ábránkon mutatjuk be. Szépen kirajzolódik a diagram bal felsõ sarkából a jobb alsó sarok felé tartó fõsorozat, valamint az ettõl jobbra és felfelé található óriáság, a halmaz elfejlõdött vörös óriás csillagaival. Sajnos az alacsony galaktikus szélesség miatt igen nagy a mezõcsillagok megjelenése a diagramon, amit elsõ sorban a fõsorozat kiszélesedése mutat a halvány csillagok felé, valamint a fõsorozat és a vörös 
óriások közötti tartomány népes csillagserege. A nyílthalmazoknál szokásos feltevéssel élve a Naphoz közelinek tekintettük a halmaz csillagainak fémességét (ezt a legfényesebb tagok irodalmi spektroszkópiája is alátámasztja), majd a Bertelli és munkatársai által kiszámított elméleti szín-fényesség diagramok közül kiválasztottuk azt, amely a legjobban illeszkedik az M37 megfigyelt adataira. Az illesztés során megkaptuk a halmaz vörösödését (E(B-V)), korát (t) és távolságmodulusát (m-M). Két paraméter együttes is hasonló illeszkedést tett lehetõve, így az általuk behatárolt tartomány a legvalószínûbb. Ennek megfelelõen a halmaz vörösödése 0,3 magn. körüli, kora 400-500 millió év közé esik, távolsága pedig durván 1300 parszek.

  A felvételek alapján becslést adtunk a halmaz méretére is, habár irodalmi vizsgálatok alapján az M37 haloja messze kiterjed az általunk rögzített égterületen. Ehhez megvizsgáltuk a csillagok látszólagos sûrûségét (pl. darab/négyzetívperc egységben), megkerestük az eloszlás maximumát, majd 
megvizsgáltuk az ezen maximumtól (=halmaz közepe) mért távolság függvényében a csillagok sûrûségének csökkenését. Ahol ez beállt egy viszonylag állandó értékre, ott meghúztuk a halmaz határát. Ez természetesen csak egy alsó becslés. Azt találtuk, hogy az eloszlásban 12 ívperces sugárnál bekövetkezik egy ugrás, ami a halmaz csillagainak erõs gyérülését jelzi. A 24 ívperces átmérõ a halmaz távolságában mintegy 40 fényév valódi átmérõt jelent, ami nyílthalmazok esetében tekintélyes méretnek számít.

  Az alábbi táblázatban a változócsillagok adatait foglaljuk össze. Az elsõ két oszlopban a csillag pontos koordinátáinak a perc (rektaszcenzió) és ívperc (deklináció)  része látató, tized ívmásodpercre megadva, fél ívmásodpercnél jobb pontossággal. A harmadik oszlop instrumentális R fényesség, míg a
következõ két oszlop standard fényességeket és színindexekettartalmaz.
 

   A fenti eredmények alapján Sziládi Katalin és Szabó Gyula közös tudományos diákköri dolgozatot írt, amely II. helyezést ért el a XXV. Országos Tudományos Diákköri Konferencián (Pécs, 2001. április). Emellett pedig várhatóan 2001 õszén, az Astronomy and Astrophysics folyóiratban fog megjelenni a munkát bemutató szakmai publikáció.

Záró gondolatok

A Halmazváltozók címû sorozat indításakor fölmerült a kérdés: "hogyan lehetne összekötni a mély-ég észlelés nemes tevékenységét a változózás hasznos jellegével". Az M37-ben talált változók amatõr CCD-kamerás megfigyelése olyan terület, amely erre alkalmas. A halmaz eddig megtalált Algol-változói
elegendõen fényesek az amatõr mûszerek számára, a periódus megállapításához "mindössze" elegendõ számú minimumot kellene végigmérni. Ehhez még a költséges szûrõ-sorozatokra sincs szükség, hiszen
nem standard fényváltozást, csak minimumidõpontot szeretnénk meghatározni. A hazai amatõr CCD-park számos mûszere alkalmas lenne erre a munkára. A fedési kettõsök folyamatos megfigyelése szintén fontos lenne, mind az esetleges periódusváltozások, mind a föltételezett csillagfoltok miatt. Sajnos ezek a csillagok olyan fényességtartományban vannak, ahol sok perces expozíciókkal is csak a nagy teljesítményû amatõr mûszerekkel detektálható fényváltozás. Bár kiválóan értékelhetõ eredményt ad az instrumentális megfigyelés is, az igazán értékes munka itt a standard fotometria lenne, amihez viszont legalább két színszûrõ, a csökkenõ fényesség miatt pedig még nagyobb távcsõ szükségeltetne. Talán egy évtized múlva ez sem jelent majd akkora nehézséget, mint manapság. 

SZABÓ GYULA-SZILÁDI KATALIN-KISS LÁSZLÓ