A SEI 105 rendszer viszonyai

Berkó Ernő korábbi munkatervének megfelelően folytatta a WDS elhanyagolt kettőseinek fényképezését és kimérését. 2007. április hó 12-én került sorra az Auriga csillagkép SEI 105 nevű rendszere, amelyről az egyetlen mérési adat az 1895-ös, 16,8" és 354 fok para­méterekkel. A jelen cikk megírására azért került sor, mert a főcsillag jelentős saját­mozgása követ­kez­tében a főpár szög­távolsága megváltozott, valamint egy harmadik tag is mérésre került, amely a beható vizsgálat során nem kis meglepetést tartogatott.
No, de nézzük a körülményeket a szokott menetrendben.

A főcsillag 6,5 magnitúdós fényessége folytán - a napjainkban elsőként említendő Hipparcos katalógusban - a HIP 24332 azonosítót mondhatja magáénak. A 85 fényév távolságban lévő csillag színkép­típusa F3, luminozitása a Napénak 1,4-szerese. Saját­mozgása rektasz­cenzióban -145 mas/év, deklinációban -135 mas/év. A Scheiner által felfedezett társ GSC száma 2401 329, fényessége 11,3^m; miután Ernő felfedezte közeli kísérőjét, magyarázatot nyert non-star besorolása is. Mielőtt a SEI 105-öt boncolgatnánk, szóljunk néhány szót a Guideban (7 ver.) látható két közeli csillagról.

A SEI 105 és környezete a Guide szerint (észak fent)	Berkó Ernő felvétele

A GSC 2401 1313 sz., 11,5^m fényességű csillag eredete pontosan nem állapítható meg: a Henry Draper katalógusban 280571 számon található, amely közel száz éves csillaglista egyebek mellett a színkép­típus adat miatt használatos mind a mai napig. Innen több helyre is átvehették az idők folyamán, így szerepel a USNO ACT és A2.0 katalógusaiban is, viszont Ernő felvételén nem látható. Pozíciója szerint az 1954-es Palomar-hegyi Schmidt felvételen éppen a főcsillag Airy-korongjának peremére esne, de a digitalizált képen erre utaló jelet nem észleltem. Még rejtélyesebb a GSC 2401 983 sz., 13,9^m-s non-star objektum detek­táltsága a közeli fényes csillag miatt. Ernő felvételén a B-C párral azonos deklináción, tőle jobbra, azaz nyugatra látható csillag fényessége az A2.0-ban 15,4^m (B) illetve 14,9^m (R), így érthető, hogy a GSC-be nem került bele.
Ezek után rátérhetünk a SEI 105 régi és új komponenseire.

A Scheiner által mért B jelű társ helyzete a különböző források szerint a következő­képpen alakul: 1 (zöld szín) a GSC, 2 (barna szín) a Tycho kata­lógusoknak felel meg (a USNO-A2.0-ról a továbbiakban lesz szó!). A 4 számmal jelzett piros kör és a 3 számmal jelzett kék iksz a főcsillaghoz viszo­nyított helyet mutatja Scheiner illetve Berkó Ernő mérése alapján: meglepő, hogy ez a két pozíció sokkal közelebb van egymáshoz, mint az asztro­metriai koordináták, és azt is valószínűsíti, hogy a B tagnak nincs jelentős saját­mozgása.

A főcsillag saját­mozgása követ­kez­tében az A-B pár paraméterei 2007,279-kor: PA=27,32^o, S=34,01". Látható, hogy a szög­távolság 112 év alatt éppen kétszeresére, míg a pozíci­ószög 33 fokot nőtt.

A képek kimérése során rögtön szembe tűnt, hogy a B komponensnek további, szoros kísérője is van, számszerűen 4,4" távolságban 288 fok irányában. Ennek ellenőrzésére letöltöttük a DSS képeket: az első eredeti lemezét 1954.12.29-én, a másodikét 1993.10.23-án exponálták a Palomar-hegyi obszer­vatóriumban.

A két kép között a különbség szembeötlő, egyértelmű, hogy a BC pár is változik. Ugyanakkor a diffrakciós tüskék segítségével az is jól látható, hogy 39 év alatt a főcsillag elmozdult a környe­zetéhez képest.

Hogyan lehetne a BC tagok mozgását számszerűsíteni?
Amint az sajnos várható volt, ilyen viszonylag halvány és egymáshoz közeli csillagoknak különböző epochára vonatkozó pontos koordinátái nem állnak rendelkezésre, amiben a második kitételnek van döntő jelentősége. A USNO-A2.0 csillag­katalógus, amely 526 milliónál több csillag adatait tartalmazza, éppen a POSS1 égboltfelmérés lemezeinek - ahonnan a bal oldali digitalizált kép is származik - feldol­gozásával készült, 1200-03012567 számon a BC pár egyesített Airy-korongjai közép­pontjának koordinátáit adja meg! Ezt az fv nevű, FITS formátumú képek kezelésére készített szoftver segítségével állapítottam meg. Ugyanezzel a programmal voltam kénytelen a B és C tagok relatív helyzetét megbecsülni az 1954-es és 1993-as időpontokra: az eredmény a jobb oldali ábrán tekinthető meg.

A B komponensnek a két időpontban elfoglalt helyzete a digitális képek felbontásán belül azonos, a C-nél hat ill. öt pixel a változás. Ez rektasz­cenzióban -152 mas/év, deklinációban -104 mas/év saját­mozgást jelent, becslésem szerint ±5-10% pontossággal: feltűnő a hasonlóság - a pontat­lanságot figyelembe véve mondhatni azonos! - a főcsillag saját­mozgásával. A C tag  saját­mozgás alapján extrapolált helyzetét 2007-re egy 1,8" sugarú kör jelöli: látható, hogy Berkó Ernő mérése (kék kereszt) ettől kisebb mértékben tér el.
Ha a C helyzetét 1895-re kiszámoljuk, akkor B-től való távolságára 19"-et kapunk, ami magyarázatot adhat arra, hogy Scheiner miért nem méltatta figyelemre.

Vaskút, 2008.09.19.
Nyomtatásban megjelent: Meteor 2008/12.
Interneten a Journal of Double Star Observations 5/1 számában 2009-ben,
The Peculiarities of the SEI 105 System címen