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Die Anfänge der Doppelsternbeobachtung

Die systematische Beobachtung der Doppelsterne beginnt mit Christian Mayer. Er initiierte im Jahre 1771 den Bau der Mannheimer Sternwarte und beobachtete ab 1776 mit einem 8 Fuß großen Mauerquadranten gezielt Doppelsterne. Anhand seiner Beobachtungen stellte er den ersten Doppelsternkatalog in der Geschichte der Astronomie zusammen. Seine Beobachtungsaufzeichnungen sind heute noch vorhanden und gewähren uns Einblicke in seine astronomischen Arbeiten.

Durch Christian Mayer angeregt, beobachtete auch Friedrich Wilhelm Herschel ab dem Jahre 1779 systematisch Doppelsterne. Seine Notizen finden Sie auszugsweise bei der individuellen Beschreibung der Doppelsterne im nachfolgenden Kapitel.

Durch die Observationen von F.W. Struve und F.W. Bessel erfuhr die Doppelsternforschung in den 30er und 40er Jahren des 19. Jahrhunderts ihren Höhepunkt. Ab dem Jahre 1840 setzte J.H. Mädler Struves Beobachtungen in Dorpat fort. Einblicke in Mädlers Arbeiten sind auszugsweise in seinem Buch Populäre Astronomie wiedergegeben.

Einen kurzen, geschichtlichen Überblick finden Sie in dem Artikel Kurze Geschichte der Doppelsternbeobachtung.

Doppelsterne nach Sternbildern sortiert

Historische Beobachtungsberichte, Bilder, Bahnberechnungen, Ephemeriden und Analysen von ausgewählten Doppelsternen.

And
 Andromeda
 CMa
 Canis Major
 Equ Equuleus Oph Ophiuchus Tau Taurus
Aql
 Aquila
 CMi Canis Minor Gem Gemini Ori Orion Tri Triangulum
Aqr
 Aquarius
 Cas Cassiopia Her Hercules Peg Pegasus UMa Ursa Maior
Ari Aries Cep Cepheus Hya Hydra Per Perseus UMi Ursa Minor
Aur Auriga Com Coma Leo Leo Psc Piscis Vir Virgo
Boo Bootes CrB Corona Borealis Lib Libra Sge Sagitta Vul Vulpecula
Cam Camelopardis Cyg Cygnus Lyn Lynx Sct Scutum

Cnc Cancer Del Delphinus Lyr Lyra Sco Scorpius

CVn Canis Venatici Dra Draco Mon Monoceros Ser Serpens


Technik der Doppelsternbeobachtung - ein Leitfaden

Praktische Tipps über Aufnahme und Auswertung von Dopelsternaufnahmen sowie weiterführende Techniken sind in nachfolgender Tabelle zusammen gestellt.

Das Auflösungsvermögen
 Auswertung Die Eigenbewegung
 Die Masse der Doppelsterne
Kalibrierung/Abbildungsmaßstab Eigene Ergebnisse (2006-2013) Korrektur der Präzession

Interferometrische Beobachtungen
Doppelsternmessungen, Methoden
 Fehleranalyse
 Das Aitken Kriterium Astrometrische Kriterien


Common Proper Motion Pairs

Bei den Common Proper Motion Pairs (CPM Pair) handelt es sich um eine bestimmte Art von Doppelsternen, bei denen keine Bewegung um einen gemeinsamen Schwerpunkt beobachtet wird. Aufgrund gleicher Eigenbewegungen bewegen sie sich als gemeinsames Sternpaar durch den Raum. Dieser besonderen Art der Doppelsterne wurde bislang nur wenig Aufmerksamkeit geschenkt. Auf der Seite Common Proper Motion Pairs finden Sie weitere Informationen zu den systematischen Beobachtungen von S. W. Burnham, Max Wolf, Willem Jacob Luyten, J.L. Halbwachs und P. Gavras et al..

Ab 1914 beginnt auch der Heidelberger Astronom Max Wolf mit der systematischen Beobachtung von Sternen mit Eigenbewegung. Darunter sind auch viele Sternpaare und Doppelsterne. Eine Zusammenstellung dieser Sterne finden Sie auf der Seite Doppelsterne und Sternpaare mit gemeinsamer Eigenbewegung aus Max Wolfs "Katalog von 1053 stärker bewegten Fixsternen" (1919) sowie aus nachfolgenden Arbeiten Wolfs (1920-1929).


Kataklysmische Systeme und Novae

Kataklysmische Systeme sind enge Doppelsterne, bei denen ein Masseaustausch untereinander stattfindet. Je nach Anfangsbedingungen (Sternmasse) durchlaufen die beiden Sterne ihren Lebenszyklus unterschiedlich schnell. Daher gibt es enge Doppelsternsysteme, die aus einem Roten Riesen und einem Weißen Zwerg bestehen (siehe Illustration eines Kataklysmischen Systems). Dabei fließt Materie aus der Hülle des Roten Riesen auf die Oberfläche des Weißen Zwerges. Je nach Material kann es bei dem Weißen Zwerg zu einer Nova oder einer Thermonuklearen Explosion (Super Nova Typ 1a) kommen. Eine helle Nova ereignete sich im August 2013 in unserem Sonnensystem im Sternbild Delphin, siehe Nova Delphini 2013, V339 Del. Eine helle Supernova SN 2014J ereignete sich nur einige Monate später im Januar 2014 in der nahen Galaxie M82, die ebenfalls leicht beobachtet werden konnte.

W-Ursa-Majoris Sterne

Bei W-Ursa-Majoris Sternen handelt es sich um sehr enge Doppelsterne, deren Oberflächen miteinander in Kontakt stehen und eine gemeinsame Hülle bilden. Durch die geringe Distanz drehen sich beide in nur wenigen Stunden bis Tagen um den gemeinsamen Schwerpunkt, so dass durch die gegenseitige Bedeckung ein periodischer Lichtwechsel entsteht. Da es sich um eine gebundene Rotation handelt, entspricht der Lichtwechsel direkt der Periode. W-Ursa-Majoris Sterne sind daher Bedeckungsveränderliche. Da sich der Abstand der beiden Komponenten ständig verringert, verschmelzen sie letztlich in Form einer Roten Nova. Eine solche Nova wurde für KIC 9832227 im Jahr 2022 vorhergesagt, doch gibt es auch Untersuchungen, die dieser Vorhersage widersprechen.

Einfach zu beobachtende W-Ursa-Majoris Sterne sind zum Beispiel VW Cep mit einer Periode von 0,278 Tagen, AB Andromedae mit einer Periode von 0,332 Tagen oder W UMa mit einer Periode von 0,3336 Tagen. Im SIMBAD Katalog sind rund 17000 W-Ursa-Majoris Sterne mit einer Helligkeit bis 16 Magnituden und einer Periode unter einem Tag verzeichnet (Criteria query : Otype = WU* & Vmag < 16 & var.Period < 1).




letzte Aktualisierung : 10/2019