Változós hírek Kisbolygóként azonosított feltételezett változók F.E. Ross amerikai csillagász 1926 és 1931 között tíz listát közölt azokról a változócsillagokról, melyeket a nagy sajátmozgású csillagok felfedezésére készített fotók blinkelésével azonosított változó objektumokként. Semmilyen osztályozást nem közölt, ami nem is csoda, hiszen csak olyan képpárokat vizsgált, melyek első képét E.E. Barnard készítette 15 évvel korábban, a második fotót pedig maga Ross. A listák változóit később rendre újra felfedezték, klasszifikálták (mirák, félszabályos változók, RR Lyraek, cefeidák, de még egy aktív galaxismag is bekerült Ross listáira), míg az azonosítatlan csillagok a feltételezett változócsillagok katalógusába (NSV, New Catalogue of Suspected Variable Stars) kerültek. J.R. Bedient amerikai amatőrcsillagász azt ellenőrizte le a Jet Propulsion Laboratory (JPL) 2002-ben indított elektronikus szolgáltatásával (http://ssd.jpl.nasa.gov), hogy a feltételezett változók között hány kisbolygó szerepelhet. Maga Ross is megjegyezte egy 1926-os cikkében, hogy bizonyos detektálások meglehetősen bizonytalanok, és akár kisbolygók feltűnése is okozhatta a hamis változócsillag-detektálást. Akkor még lehetetlennek tűnt az ilyen esetek kiszűrése, mára azonban a helyzet gyökeresen megváltozott. A JPL Solar System Dynamics Group nevű kutatócsoportja az interneten is elérhetővé tette azt az adatfeldolgozó rendszert, ami lehetővé teszi több mint 71 ezer kis égitest tetszőleges, 1800 utáni időpillanatra vonatkozó, teljes perturbációszámítást is figyelembe vevő koordináta-előrejelzéseit. Bedient ezt felhasználva hat NSV-változóról mutatta ki, hogy a Ross-féle egyszeri detektálások alapjául szolgáló képeken a megadott csillagpozíció néhány ívmásodperces környezetében található volt a Ross által megadott fényességhez hasonlító kisbolygó. Ezeket az alábbi táblázatban foglaljuk össze: NSV-szám Kisbolygó 4748 (24) Themis 4796 (39) Laetitia 13572 (115) Thyra 308 (137) Meliboea 5338 (26) Proserpina 1982 (451) Patientia Bedient vizsgálatai, az egyedi objektumok valódi természetének tisztázásan kívül, azt is szépen illusztrálják, hogy az elmúlt másfél-két évtized robbanásszerű technikai fejlődése az évszázados múltra visszatekintő fénykép-archívumok értéket nem csökkentette, hanem éppen ellenkezőleg, felértékelte, a lemezeken levő változó jelenségek pontosabb beazonosíthatóságának köszönhetően. (Bedient, J.R., 2003, IBVS, No. 5478 - Ksl) Az UV Persei 2003-as szupermaximuma Az UV Persei egy tipikus SU UMa-típusú törpe nóva, azaz kitörései jól elkülönülnek a kisebb amplitúdójú és gyakoribb közönséges maximumokra, illetve a ritkább és nagyobb fényességű szupermaximumokra. Szupermaximumokban megfigyelhetők a csillag rövid periódusú (kb. másfél órás) fényesség-ingadozásai, amiket a szakirodalomban szuperpúpoknak hívnak. Ezek legvalószínűbb oka a fehér törpét övező akkréciós korong precessziója, imbolygása, melynek időbeli változásai a rendszer sok fontos jellemzőjéről árulnak el információkat. Minimumban 18,m0 körüli, míg legfényesebb maximumai kevéssel 12,m0 fölött tetőznek. A legutóbbi szupermaximumot P. Schmeer vette észre elsőként, aki 2003. nov. 4,767 UT-kor 11,m5-nél észlelte a csillagot (előző éjjel 13,m6-ig nem látszott semmi az UV Per helyén). Az AAVSO azonnal riasztotta az észlelőket, akik megkezdték a csillag CCD-s nyomon követését. A szuperpúpokat először három nappal később detektálták, és onnan kezdve 15 amatőr végzett méréseket a világ különböző pontjain (USA, Belgium, Anglia, Finnország, Kanada, Németország). Együttműködésüknek köszönhetően a szupermaximum teljes leszálló ágát végigmérték; összesen 11545 egyedi pontot vettek fel 10 napon belül. A lassú halványodást levonva megkapták az UV Per eddigi legjobban észlelt szuperpúpos fénygörbéjét, melyet mellékelt ábránkon láthatunk. Az adatokból meghatározták a szuperpúpok pontos periódusát, ami 95,92+/-0,006 percnek adódott. Ez jól egyezett a legutóbbi, 2000. decemberi szupermaximum megfigyeléseinél kapott 95,83+/-0,12 perces értékkel, ám annál sokkal pontosabb. Jól összevethető egy korábbi periódusmeghatározással is, melyet 1992-ben közöltek lengyel csillagászok; akkor 95,63+/-0,05 percet kaptak az 1989-es szupermaximum négy éjszakányi megfigyeléséből. A kitörés után egyébként több másodlagos felfényesedést is észleltek, ami a hosszú ismétlődési idejű törpe nóvák egyre több csillagnál kimutatott jellemzője (pl. EG Cnc, WZ Sge, UZ Boo). Az UV Per következő szupermaximuma pedig kb. 800 nap múlva, 2005-2006 során várható. (Price, A. és mtsai, 2003, IBVS, No. 5488 - Ksl) ábra: uvper.gif - teljes szélességben, ez olyan szép! A V838 Monocerotis visszfénye Több alkalommal beszámoltunk már a V838 Monocerotis 2002-es kitöréséről, valamint visszfényéről (Meteor 2002/3, 2002/5, 2002/9, 2003/5). Ezúttal R. Tylenda (N. Copernicus Astronomical Center, Torun) lengyel csillagász eredményeire térünk ki, melyek a visszfény elméleti vizsgálatain alapulnak. Tylenda a publikus HST-felvételek alapján (l. a Meteor 2003/5 hátsó belső borítóján) részletes szimulációkat végzett a visszfényt létrehozó, a rendszer látóirányába eső porfelhő tulajdonságaival kapcsolatban. Számításai új, az eddigieknél pontosabb távolságbecslést is lehetővé tettek, ami a robbanás összenergiájára vonatkozó kritikus információ. A tágulás alapján a V838 Mon legalább 5 kpc-re robbant; a visszfény fényesebb belső peremének analízise pedig 8+/-2 kpc távolságot adott. A porfelhő eloszlása erőteljes aszimmetriát mutat, amit Tylenda úgy értelmezett, hogy azt a V838 Mon rendszeréből eredő gyors csillagszél hatásai hozták létre. Ez ugyanakkor arra is utal, hogy a V838 Mon mozog is a csillagközi anyaghoz viszonyítva, azaz annak forrása nem a V838 Mon korábbi állapota volt (pl. vörös óriás fázisban ledobott anyagfelhő alakjában), hanem más forrásból található jelenleg a V838 Mon közelében. Mindezek alapján a V838 Mon maximumában legalább egymilliószor nagyobb fényteljesítményű volt a Napnál, azaz a Tejútrendszer egyik legnagyobb energiájú jelenségeként ragyogott (ugyanerre a következtetésre jutott korábban a HST képeit publikáló kutatócsoport is). (Tylenda, R., 2004, A&A, 414, 223 - Ksl) A hónap változója: T Orionis Igazi téli ajánlat az Orion-köd peremén található T Orionis, ami meglepő módon egy Orion-köd típusú változócsillag. Mindez annyit jelent, fiatal, még a fősorozatot sem feltétlenül elért csillagról van szó, amit emiatt viszonylag sűrű csillagkörüli anyagfelhő vesz körül. Fényváltozása nélkülöz mindennemű szabályosságot, a jellemzően 10,m0 körül lassan hullámzó változó időnkét gyors elhalványodásokat mutat, amikor akár 12,m0-ra is lecsökkenhet fényessége. Ezeket általában a csillagkörüli anyagfelhő sűrűbb részeinek látóirányba kerülésével szokták magyarázni, ám a pontos fizikai mechanizmus eléggé bizonytalanul ismert. Legutóbbi elhalványodása 2003 márciusában következett be, jelen megfigyelési szezont 10,m0 körüli maximumban kezdte. Előrejelezhetetlen viselkedése folytán mindennapos észlelése kiváló feladat kistávcsöves amatőröknek. Mellékelt térképünk a Változócsillag Atlasz 5. füzetéből származik, segítségével tucatnyi egyéb változócsillagot is azonosíthatunk. (Ksl) Csillagászati hírek by Ksl Az NGC 5128 távolsága mirák alapján Az NGC 5128 (Centaurus A) a legközelebbi óriás elliptikus galaxis. Erős rádióforrás, optikai megjelenését a teljes átmérőjén keresztül húzódó jellegzetes porsáv uralja. Közelsége folytán intenzíven vizsgált galaxis, a kezdetben csak nagy bizonytalansággal ismert távolsága - 2,1 és 8,5 Mpc között bármit lehetett találni a korai szakirodalomban - az utóbbi évtizedben egyre szorosabb korlátok közé került; a legutóbbi vizsgálatok 3,2 és 4,2 Mpc közé tették az NGC 5128 távolságát. M. Rejkuba (ESO) az ESO VLT 8,2 m-es Antu teleszkópjával végzett közeli infravörös méréseket több mint 20 alkalommal 1200 nap leforgása alatt. A nagy határfényességű képeken ezernél több hosszú periódusú vörös változócsillagot azonosított, melyek többsége mira változó. Mindez azért hasznos, mert a mirák a közeli infravörös tartományban, különösen pedig a 2,2 mikronon levő K fotometriai sávban, jól definiált periódus-fényesség relációt követnek. Ez a reláció a legújabb vizsgálatok szerint csak nagyon gyengén függ a csillagok átlagos kémiai összetételétől, azaz a Nagy Magellán-felhő (LMC) miráit felhasználó kalibráció jól használható más galaxisok távolságmérésére is. Rejkuba az LMC mirái mellett a Hipparcos asztrometriai műhold mérésein alapuló kalibrációt is figyelembe vette vizsgálatai során, melyek legfontosabb eredménye, hogy először sikerült alkalmazni a mira periódus-fényesség relációt a Lokális Halmazon határain túl. Az NGC 5128 távolsága ezek alapján 3,84+/-0,35 Mpc, az extragalaktikus mirák pedig (újra) előtérbe kerülhetnek a nagyműszeres kutatások során. (Rejkuba, M., 2004, A&A, 413, 903) ábra: mirapl.gif A van Maanen 2 bolygóméretű kísérője A van Maanen 2 (HIP 3829) a legközelebbi ismert magányos fehér törpe, 4,4 parszekes távolságával egyike a száz legközelebbi csillagnak. Közelsége folytán elegendően fényes volt a Hipparcos asztrometriai műhold műszereinek is (látszólagos fényessége 12,m0 körüli), így kellően pontos pozíciómérések állnak rendelkezésre. Ezeket analizálta V.V. Makarov (Caltech) esetleges kettősség jeleinek kimutatása céljából. Makarov az adatok gondos elemzése során azt találta, hogy a csillag sajátmozgása időben úgy változott, amit nem lehet teljes mértékben összeegyeztetni a Hipparcos méréseit lefedő időszak alatt bekövetkező távolságváltozás perspektivikus hatásaival. Mindezt viszont jól magyarázhatja egy hipotetikus kísérő objektummal alkotott közös tömegközéppont körüli keringés. Az adatok 1,5 éves keringési periódust sugallnak, ami alapján Makarov megbecsülte a feltételezett kettős rendszer paramétereit. Ezek legfontosabbika a kísérő tömege, ami több megfontolás alapján mindössze 0,06+/-0.02 Mo, azaz kb. hatvan jupitertömeg - valahol a legnagyobb bolygók és a legkisebb csillagok tömegtartománya között. (Makarov, V.V., 2004, ApJ, 600, L71 - Ksl)