3. Hosszú periódusú változók és megfigyeléseik 23
3.2. A vizuális adatok megbízhatósága
Több fontos következtetést le lehet vonni a fenti, a szakirodalomban mindmáig leg-részletesebb összehasonlításból. Mint azt a fénygörbék egyszer˝u egymásra rajzolása is mutatja, a vizuális adatok jól használhatók a domináns periódus és amplitúdó megha-tározására. Utóbbi esetében óvatosan kell megválasztani az átlagolás lépésközét, hogy ne mossuk el az éles változásokat. A gyakorlatban mindig érdemes felrajzolni a nyers adatokat, durván megbecsülni a változások karakterisztikus idejét, aminek maximum 10%-a lehet az átlagolás szélessége (de inkább 3–5%).
Szintén fontos paraméter az átlagolási egységre jutó egyedi fénybecslések száma.
A legjobb egyezést azokban az esetekben találtuk, amikor legalább 4–5 pont adta az átlagpontokat. Természetesen kevéssé észlelt csillagoknál nincs mit tenni, ott a ciklus-hossz determinálja az átlagolási lépésközt.
Ugyancsak a 16. ábrából következik, hogy a kb. 0,m1-nál kisebb változások nehe-zen mutathatók ki pusztán a vizuális adatokból, ugyanakkor a fotoelektromos mérések
3. táblázat. Az észlelt és illesztett görbék átlagos különbsége, illetve a különbség stan-dard deviációja.
g Her Y UMa
átlag σ átlag σ APTjelen munka 0,m05 0,m04 0,m02 0,m02 APTKerschbaum et al.2001 0,m04 0,m03 0,m03 0,m03 viz.jelen munka 0,m06 0,m05 0,m07 0,m05
jelzik, hogy léteznek ilyen kis változások is. Azaz a félszabályos változók fénygör-béje sokkal komplexebb, mint amit a vizuális adatok mutatnak és szükség van pontos mérésekre is az amat˝orcsillagászok észlelései mellett. Hosszú távon valószín˝uleg az olyan nagy látómezej˝u robottávcsövek fogják a megoldást jelenteni, mint amilyen pl.
a HAT-, vagy az ASAS-program m˝uszerei (Bakos et al. 2002, 2004; Pojmanski 2002), de ezek elterjedése esetén is még évtizedekig a vizuális adatok lesznek a leginformatívabb adatsorok a fényes mira és félszabályos változókról.
A szimultán vizuális és APT adatok periódusanalízise rámutatott, hogy nagyon nehéz pontosan illeszteni a félszabályos változók fénygörbéit (legalábbis stacionárius harmonikus komponensekkel). A minta két csillagát (a g Her-t és az Y UMa-t) Kersch-baum et al. (2001) függetlenül is elemezte, és érdekes összevetni eredményeinket az övékével. A g Her-re Kerschbaum et al. periódusai: 89 nap (leger˝osebb), 74 nap, 103 nap, 1239 nap. Ezek közül kett˝o egyezik a mi eredményeinkkel, kett˝o nem. Az Y UMa-re Kerschbaum et al. a következ˝oket adta meg: 331 nap, 166 nap (2f felharmonikus), 260 nap, 358 nap és 725 nap, amib˝ol a 166 nap és 260 nap a leger˝osebb. Láthatóan jelen-t˝os különbségek vannak, ami int˝o jel az adatok túlinterpretálásának veszélyére vonat-kozóan: amikor alig pár ciklushossznyi a teljes észlelési adatsor, olyankor rendkívül gondosan kell eljárni a számítási eredményekkel és a hibabecsléssel kapcsolatban.
A pontos összevetés kedvéért kiszámítottam Kerschbaum et al. (2001), illetve a saját fénygörbe-illesztéseim átlagos eltérését a megfigyelt pontoktól, valamint az eltérések standard deviációját. A kapott értékeket a 3. táblázatban foglalom össze. Látható, hogy a vizuális fénygörbe illesztésének nagyobb a hibája, ezt azonban megmagyarázza az eredeti pontok eleve nagyobb fotometriai bizonytalansága. A 3. táblázat alapján egy-értelm˝u, hogy a fénygörbe-megoldások unicitása nem garantált, és nagyon hasonló jóságú illesztéseket lehet találni jelent˝osen különböz˝o frekvenciájú harmonikusokkal.
Ebben a tekintetben a vizuális adatok szerepe felbecsülhetetlen: a hosszabb és folyto-nosabb vizuális fénygörbék jelent˝osen lesz˝ukítik a fotoelektromos mérések fénygörbe-megoldásait, hiszen információt adnak a csillagok viselkedésér˝ol a m˝uszeres mérések üres szakaszaiban.
A Fourier-analízissel kapott periódusok a fénygörbe jó illesztéséért felelnek, ami természetesen nem jelenti azt, hogy mindegyikük ténylegesen létez˝o fizikai jelenség periódusa a csillagban. Bizonyos periódusok ebb˝ol a szempontból hamis periódusok, m˝utermékek. Az effektus illusztrálására két részre osztottam a g Her APT adatsorát, majd mindkett˝ore végrehajtottam a periódusanalízist. Az els˝o fele 92, 265, 62 és 428 napos, a második fele 696, 83, 93 és 41 napos „periódusokat” eredményezett. A csillag legjellemz˝obb, 90 napos periódusa mindkét félb˝ol egyértelm˝u. Emellett az is látszik, hogy a rövid mellett van egy hosszú (másod)periódus is, ám a konkrét számadatok
nagyon bizonytalanok. Mindez nagyon jól érzékelteti a problémákat, amikkel egy fél-szabályos változó vizsgálatánál találkozunk.
Az APT adatok elemzése közben azt is észrevettem, hogy kb. 3–4 évnyi fotoelektro-mos fotometria és durván 15–20 évnyi vizuális adatsor szolgáltat hasonló pontosságú periódusokat. Ez azt jelenti, hogy az amat˝orök által jól észlelt kb. 500 mira és ugyan-ennyi félszabályos változó 50–100 évnyi fénygörbéje nagyon jól használható empirikus adatbázist jelent a vörös óriások tanulmányozására.
Összefoglalva a részletes összehasonlító vizsgálat eredményeit:
1. Mivel a változók osztályozása a fénygörbén alapul, mindkét adatforrás jól hasz-nálható a besoroláshoz. Az irreguláris (L) típusú változók sok esetben többszörö-sen periodikus, kis amplitúdójú félszabályos csillagoknak bizonyulnak, amihez viszont szükséges a fotoelektromos/CCD fotometria.
2. Legtöbb pulzáló vörös óriásra több fizikai paraméter is er˝osen korrelál a perió-dussal (l. pl. a periódus–fényesség-relációkat). A domináns (pulzációs és egyéb) periódusok meghatározására nagyon jól használhatók az évtizedes vizuális fény-görbék. Azonban kritikus kérdés lehet: mi az adott csillag f˝o periódusa?
3. A többszörösen periodikus félszabályos változókban a többmódusú pulzáció, il-letve a nem pulzációs eredet˝u ciklikusságok jellemzésére kiválóan megfelel mind-két adatforrás. Az elegend˝oen hosszú id˝ot átfogó pontos mérések e tekintetben el˝onyösebbek, ám a folytonos vizuális fénygörbék fontos megszorításokat tehet-nek a valós periódusok meghatározása érdekében.
4. A hosszú távú, lassú, esetleg nem pulzációs eredet˝u változások kimutatásához még mindig nincsenek elegend˝oen hosszú és folytonos m˝uszeres mérések. Ezen a területen a vizuális észlelések dominanciája jellemz˝o, ami valószín˝uleg nem is fog megváltozni a közelebbi jöv˝oben.
5. A pulzáció dinamikus változásai (pl. ismétl˝od˝o módusváltások) szintén csak a vizuális adatsorokkal tanulmányozhatók, mivel a jelenségek id˝oskálája néhány évt˝ol néhány évtizedig terjed, ami túl hosszú a jelenleg futó robottávcsöves prog-ramok számára.
6. A legjobb eredményekhez természetesen a m˝uszeres és vizuális adatok kombi-nálásával juthatunk, azonban ez jelenleg nagyon kevés (<20) csillagra járható út.