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.
RA | D | V | B-V |
|
---|---|---|---|---|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
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