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Alpha Andromedae, 21 And, H 5 32,
WDS00084+2905
Alpha Andromedae, H 5 32Alpha Andromedae ist ein optischer
Doppelstern. Sein 11,11 mag heller Begleiter wurde bereits 1781 von Wilhelm Herschel entdeckt : "21. Juli 1781, Doppelt Extrem ungleich.
Der kleinere Stern ist besser mit 460-fach als mit 227 [-facher
Vergrößerung zu beobachten]. Heller Stern weiß, kleiner Stern dunkel,
DIstanz 55'' 32, Position 10° 37' südlich vorlaufend." [4]
Alamak, Gamma Andromedae, Mayer 7, STF 205
Gamma Andromedae (Alamak) besteht aus 3 Komponenten, wobei die beiden Komponenten A und B sich farblich deutlich voneinander unterscheiden. Während die Komponente A ein roter Riese vom Typ K3 IIb ist, handelt es sich bei der Komponente B um einen heißen Hauptreihenstern der Spektralklasse B8 V. Somit gehört Gamma Andromedae neben Beta Cygni - wie schon Herschel meinte - zu den schönsten Doppelsternen.Gamma Andromedae, Alamak, Oktober 2004, R200SS abgeblendet auf f/5, a) Belichtungszeit 1/25s Mittelung über 61 Bilder, b) Belichtungszeit 1/250s Mittelung über 56 Bilder
Der Abstand zwischen A und B beträgt laut WDS [1] 9,7" (2005). Im Jahre 1842 erkannte Otto Struve, dass der Begleiter wiederum doppelt ist. Die Komponenten B und C haben einen Abstand von lediglich 0,4". Die Trennung dieser beiden Komponenten ist daher den großen Teleskopen vorbehalten. Die Entdeckung der eigentlichen Doppelsternnatur von Gamma Andromedae geht auf den Mannheimer Astronomen Christian Mayer zurück :
"(...) ein blasses Sternlein von der kleinsten Art, also habe ich ihn den 29. Jän. 1777 zuerst entdeckt. Er folgte 2 Sekunden in der Zeit und war nur 4 Sek. 5 Zehntel nördlicher. Den 27. Jänner 1778 schiene er als ein Stern von der 7ten Größe, war um eine starke halbe Sek. näher an dem Hauptstern, und war 5,3 Sek. nördlicher als der Hauptstern. Herr Mezger und ich hatten gleich nach Errichtung des Mauerquadranten im Jahre 1776 den 19., 24. und 26 Jänner mit eben diesem Werkzeuge das Gamma Andromeda öfters beobachtet, und niemals einige Spuren eines kleinen Sternleins bei ihm gefunden." [7].
Eintrag
in Mayers Beobachtungsbuch vom 29. Januar 1777 [9]Gamma Andromedae (Alamak) war einer der ersten Sterne den Mayer mit seinem 8-Fuß großen Mauerquadranten beobachtete (siehe Notizen vom 22. Januar 1776) . Er zog aus diesen Beobachtungen den Schluss, dass der Begleiter 1776 noch so lichtschwach war, dass er ihn mit seinem Teleskop nicht zu sehen vermochte und er seitdem immer heller wurde. Wie Computersimulationen jedoch zeigen, waren die Bedingungen für seine Beobachtung am 26. Januar 1776 recht ungünstig : in der späten Abenddämmerung zogen Mond (Phase 30%) und Gamma Andromedae fast zeitgleich durch den Meridian. Der Abstand zwischen beiden betrug lediglich 38°. In den Jahren 1777 und 1778 beobachtete Mayer Gamma Andromedae insgesamt 26 Mal.
Etwa zur selben Zeit wie Christian Mayer beobachtet auch Friedrich Wilhelm Herschel diesen Stern. In seinem Katalog [4] von 1782 schrieb Herschel : "doppelt, sehr ungleich, der Hauptstern erscheint rötlich, der Begleiter erscheint leicht himmelblau zu grün neigend (...) eines der schönsten Objekte".
Mayer 1, STFA 1, HIP 3617+HIP 3620, WDS00464+3057
Mayer 1 a) Oktober 2005,
R200SS, 1500
mm, Überlagerung von 22 Einzelbildern b) Aufsuchkarte
Beobachtungsdaten
von Mayer 1In Mayers Doppelstern Katalog finden wir lediglich die Angabe "Andromeda, beide 9ter Größe". Die Positionsangaben treffen genau auf die Position zu, die Delta Andromedae 1778 hatte. Allerdings bezieht sich die Angabe nicht auf Delta Andromedae selbst, sondern auf einen viel schwächeren Stern, der 1,75° östlich von Delta Andromedae zu finden ist. Man findet ihn, indem man das Teleskop mit Hilfe eines Fadenkreuzokulars zunächst auf Delta Andromedae einstellt und anschließend die Nachführung abschaltet. Nach eigener Messung schneidet Mayer 1 nach 7 Minuten und 3,2 Sekunden das Fadenkreuz in Rektaszension. Den Unterschied in Deklination schätze ich auf 5''. Tatsächlich ist Mayer 1 exakt 7 Minuten 4,8 Sekunden in Rektaszension und 4' 53" in Deklination von Delta Andromedae entfernt.
Die Komponenten sind etwa gleich hell und stehen aktuell (2005) in einem Abstand von 47,0" voneinander entfernt. Der Positionswinkel liegt bei 47°. Christian Mayer gab in seinem Verzeichnis einen Abstand von 46" an. Seit der ersten Beobachtung im Jahre 1777 hat sich der Positionswinkel um ca. 12° geändert, der Abstand hat sich hingegen nur um 1 bis 2'' geändert.
HZG 1, Wolf 35, WDS00523+3930, Sternpaar mit Eigenbewegung, Schnellläufer
Max Wolf, 14. August 1901, Bruce Astrograph
Hzg 1, Wolf 35, Februar
2015, UNC30515, 1500 mm WDS00523+3930 wurde im Jahre 1897 von Ejnar Hertzsprung entdeckt. Die Helligkeiten liegen bei 10,28 und 12,5 Magnituden. Bislang (2015) liegen erst 8 Beobachtungen vor. Abstand und Winkel haben sich seit der ersten Beobachtung nicht verändert. Bei HZG 1 handelt es sich um ein Sternpaar mit gemeinsamer Eigenbewegung (R.A. 0,317''/Jahr, Deklination -0,154''/Jahr). Der Mannheimer Astronom Max Wolf bemerkte im September 1916 die Eigenbewegung des Paares durch Vergleich mit älteren Aufnahmen, die er mit der Bruce-Astrographen anfertigte [11]. In den Astronomischen Nachrichten schrieb Wolf : "..ist etwas länglich von n nach s, also wohl ein Doppelstern, ..." [10]. Ob die Eigenbewegung bereits vor den Beobachtungen Wolfs bekannt war, ist unklar.
Mayer 80, STF3050, BSC 9075, HD 224636, WDS23595+3343
Die
Bahnkurve von STF3050, Mayer 80, berechnet mit [3]
STF3050, Mayer
80, Oktober 2012,
UNC30515, Brennweite 7500 mm, 38 Einzelbilder gestacked, Aufsuchkarte
für STF3050, Mayer
80Die scheinbare Helligkeit von STF3050 beträgt 6,46 mag bzw. 6,72 mag. Somit läßt sich STF3050 auch mit kleinen Teleskopen leicht beobachten. Aktuell (10/2012) liegen etwa 600 Beobachtungen vor (siehe Diagramm). Im Jahre 1977 schlug G.A. Starikova für STF3050 eine Umlaufbahn vor [Sta1977b]. Diese ist im Diagramm oben gestrichelt dargestellt. Die Periode beträgt rund 320 Jahre. In den letzten Jahren stimmte jedoch die vorhergesagte Bahn von G.A. Starikova immer weniger mit den Beoabachtungen überein. Aufgrund neuerer Beobachtungen entwickelten W.I. Hartkopf und B.D. Mason im Jahre 2011 eine neue Umlaufbahn [Hrt2011a] mit einer deutlich längeren Periode von rund 717 Jahren.
In den gängigen Katalogen [1, 5] wird F.G.W. Struve als Entdecker der Doppelsternnatur von BSC9075 genannt. Allerdings befindet sich dieser Doppelstern bereits in Christian Mayers Doppelstern Katalog aus dem Jahre 1779. Über die Entdeckung schrieb er : "Einen anderen neuen Doppeltstern von der 7ten Größe entdeckte Herr Mezger den 23. Dec. 1777, er hat 33 Grad 30 Min. nördliche Abweichung. Gegen Norden führt er noch einen kleinen Stern von der 9ten Größe bei sich. Beide gehen in die Mittagslinie 8 Min. 7 Sek. vor alpha Andromedae." [7]
In seiner "Tabula Nova Stellarum Duplicium" von 1779 [8] und in seinem "Verzeichniss aller bisher entdeckten Doppelsterne" von 1781 [2] nannte er für die Deklination jedoch nicht 33°30' sondern 32°30' . Dieser Wert stimmt mit der Deklination von STF3050 für das Jahr 1777 sehr gut überein. Auch die Angabe in Rektaszension stimmt gut überein.
In seinem Katalog von 1779 gab Mayer einen Abstand von 4,3" und einen Winkel von 180° an. Struve ermittete im Jahr 1821 einen Abstand von 5,3" und einen Positionswinkel von 188°. Aus den beiden vorgeschlagenen Umlaufbahnen ergeben sich für diese Jahre folgende Werte:
1777 : Distanz : 3,7" PW : 179° [Sta1977b], Distanz : 4,17'' PW 179° [Hrt2011a]
1821 : Distanz : 4,0" PW : 188° [Sta1977b], Distanz : 3,96'' PW 188° [Hrt2011a]
Während Mayers Beobachtungen mit den berechneten Bahnkurven gut übereinstimmen, weichen die Angaben von Struve hingegen ungewöhnlich stark ab. Unter Berücksichtigung der Positionsbeschreibung, der Angaben von Distanz und Positionswinkel folgt, dass Mayer schon vor Struve die Struktur dieses Sterns erkannte.
GIC 192, WDS23266+4520
GIC 192, Summenbild aus
49 Einzelbildern, November 2008GIC 192AB ist mit einer Helligkeit von 7,36 und 9,83 mag ein leicht zu beobachtender Doppelstern. Mit einer Helligkeit von 12,39 mag ist die Komponente C deutlich schwieriger zu erkennen. Allerdings dürfte diese Helligkeitsangabe im WDS [1] nicht ganz stimmen, da C nicht mehr in Reichweite der Webcam in Verbindung mit einem 8-Zoll Teleskop läge. Obwohl GIC 192 eine sehr große Eigenbewegung besitzt, gehört er zu den selten beobachteten Doppelsternen. Für AB liegen aktuell lediglich 7 Messungen vor, für AC sind es lediglich 5.
Eigenbewegung
:
μx =
426 Millibogensekunden/Jahr
μy = 111 Millibogensekunden/Jahr
μg = 444 Millibogensekunden/Jahr
μy = 111 Millibogensekunden/Jahr
μg = 444 Millibogensekunden/Jahr
Quellennachweis
[1] The Washington Double Star Catalog, http://ad.usno.navy.mil/wds/
[2] Christian Mayer, Verzeichniss aller bisher entdeckten Doppelsterne, Berliner Astronomisches Jahrbuch für 1784, Herausgegeben von Johann Elert Bode 1781,
[3] Brian Workman, Binary Star Orbit Calculator, http://www.geocities.com/CapeCanaveral/Runway/8879/englishdownload.html
[4] William Herschel, Catalog of Double Stars, Philosophical transactions of the Royal society of London, 1782 Vol. 72
[5] The Bright Star Catalogue, http://www.alcyone.de/SIT/bsc/bsc.html
[6] William Herschel, Catalog of Double Stars, Philosophical transactions of the Royal society of London, 1785 Vol. 75
[7] Christian Mayer, Gründliche Vertheidigung neuer Beobachtungen von Fixsterntrabanten welche zu Mannheim auf der kurfürstlichen Sternwarte entdeckt worden sind, Mannheim 1778
[8] Christian Mayer, De novis in coelo sidereo phaenomenis in miris stellarum fixarum comitibus, Mannheim 1779
[9] Landesmuseum für Technik und Arbeit in Mannheim (LTA) / Archiv / Bildarchiv / Bestand Sternwarte, Fotografie : J.S.Schlimmer
[10] Max Wolf, Bewegte Sterne aus der Umgebung des Andromeda-Nebels, Astronomische NachrichtenNr. 4922, 1918
[11] HDAP, Heidelberg Digitized Astronomical Plates, http://dc.zah.uni-heidelberg.de/lswscans/res/positions/q/form
Danksagung
This research has made use of the Washington Double Star Catalog maintained at the U.S. Naval Observatory.
This research has made use of the SIMBAD database, operated at CDS, Strasbourg, France
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