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 Doppelsterne im Sternbild Aquarius (Wassermann)

Zeta Aquarii, Mayer 74, STF2909, WDS22288-0001

Berechnete Umlaufbahnen für Zeta Aquarii AaB, Izm2019, Ole2004a, Hei1984c und für EBE 1 AaAb sowie 1200 Beobachtungsergebnisse aus dem WDS Katalog


Bahnstörungen von B, hervorgerufen durch EBE 1 AaAb
 Zeta Aquarii, UNC30515, 3000 mm, 240 Einzelbilder gemittelt, November 2024

Aufgrund seiner Bahnstörungen, die auch mit kleinen Teleskopen ermittelt werden können, gehört Zeta Aquarii zu den besonders interessanten Doppelsternen.

In seiner "Gründlichen Vertheidigung neuer Beobachtungen von Fixsterntrabanten..." von 1778 schrieb Christian Mayer über Zeta Aquari : "Den hellen Stern Zeta vom Wassermann 4ter Größe hatte ich den 28. Aug. wie auch den 1. und 7. Sept. 1777 beobachtet. Herr Johann Mezger zweifelte mit mir einige Täge, ob es ein einfacher oder Doppeltstern sei. Folgenden Tages, es war der 8te entdeckte Herr Mezger diesen neuen Doppeltstern sehr deutlich; er konnte keinen Unterschied in der geraden Aufsteigung wahrnehmen, weilen beide Sterne in nämlichen Scheitelzirkel stunden, so, wie dermalen die 2 Sterne in Gamma des Widders zu stehen scheinen; er glaubte 2,5 Sek. Unterschied in der Abweichung schätzen zu können, doch hat er solches mit dem Micrometer nicht gemessen. Den 5. Nov. sah er gar deutlich den neuen Trabanten in einer runden Figur, den Unterschied in der geraden Aufsteigung von einer halben Sekunde, und in der Abweichung 2 und eine halbe derselben."

In den älternen Beobachtungsdaten entdeckte K.A. Strand 1941 eine periodische Bahnstörung der Komponente B, aus der er auf einen unsichtbaren Begleiter schloß. Er nannte ein Masseverhältniss von A:B:C = 4.5 : 4.5 : 1 und alternativ dazu von 1.7 : 1.7 : 0.4 Sonnemassen [8]. Ebersberger & Weigelt ordneten 1979 den unsichtbaren Begleiter C wiederum der Komponente A zu (-> AC) [10]. Im Jahr 1982 beobachtete D.W. McCarthy et all Zeta Auquarii speckleinterferometrisch und fanden für den Begleiter C eine Temperatur von lediglich 1440 Kelvin, was einem Braunen Zwerg entspricht. Sie ordneten den Begleiter C der Komponente B zu  (-> BC) [10]. Des weiteren berichteten sie auf Grund von Messungen der Radialgeschwindigkeiten von A von einer 4. Komponete. Somit würde es sich bei  Zeta Aquarii um ein 4-fach System handeln .
In einer weiteren Arbeit über Zeta Aquarii von W.D. Heintz 1984 ordnet dieser den Begleiter C hingegen A zu (-> AC) [11]. Heintz nannte auch für AB und AC die Bahnelemente der Umlaufbahn, wobei er für B von einer Umlaufdauer von 760 Jahren ausging. Inzwischen geht man jedoch von einer viel kürzeren Umlaufdauer von 426,7 Jahren aus. Für C nannte er eine Umlaufdauer von 25,7 Jahren. Die speckleinterferometrische Arbeit von D.W. McCarthy et all überzeugte ihn nicht. Eine erste fotografische Aufnahmen des Begleiters C gelangen Tokovinin et al. 2010 [12], der wiederum von einem 3-fach System ausging. Allerdings nahm er die Komponenten A und B getrennt auf und wies fälschlicherweise die unsichtbare Komponente C dem Begleiter B zu (-> BC). In einer weiteren Arbeit in 2016 korrigierte Tokovinin sein Ergebnis und präsentierte erstmals das Ergebnis einer Speckle Autokorrolation als Bild mit allen drei Begleitern. Aus diesem ging eindeutig hervor, dass es sich um ein System A-BC handelt [13]. Heute weiß man, dass Zet Aquarii ein 3-fach System ist, wobei der unsichtbare Begleiter die Hauptkomponente A umkreist.

Mayer 75, STF 2993AB, S 826AC, WDS23141-0855
Aufsuchkarte von Mayer 75 und STF 3008 (siehe unten)

Mayer 75, STF 2993AB und S826AC, November 2006, R200SS, 1500 mm

An 75. Stelle in Christian Mayers "Verzeichniss aller bisher entdeckten Doppelsterne" wird ein Doppelstern im Sternbild Wassermann aufgeführt [2]. Er beobachtete ihn 1778. Für den Abstand gab Mayer 26'' an, der Positionswinkel lag bei 180°. Die Helligkeiten schätze er mit 10ter und 12ter Größe. Tatsächlich sind die Komponenten wesentlich heller und daher auch mit kleinen Teleskopen gut auszumachen. Die A-Komponente hat eine Größe von 7,6 mag, die Helligkeit der B-Komponente beträgt 8,17 mag. Daneben gibt es noch eine dritte Komponente mit einer Helligkeit von 9,10 mag [1], die von South entdeckt wurde (S 826AC).
Die Entdeckung der Doppelsternnatur wird hingegen Friedrich WilhelmStruve zugeschrieben, der diesen Doppelstern (STF2993AB) aber erst im Jahre 1824 beobachtete. Struve fand einen Abstand von 26,3'' und einen Winkel von 176°. Nach eigenen Messungen liegt der Abstand derzeit (2006,874) bei 24,93'', der Positionswinkel beträgt 175,6°. Der Abstand zwischen AC beträgt 81,9'', der Positionswinkel 129,3°.


STF 3008, WDS23238-0828
STF 3008, November 2006, R200SS, 1500 mm

STF3008 ist ein hübscher Doppelstern, dessen Hauptkomponente von oranger Farbe ist (Spektraltyp K0 III). Zum Aufsuchen siehe Karte oben.

Messungen :
Beobachter
 Jahr
 s
 Winkel
Struve
 1820
 7,5''
 181°
Mädler
 1837
 7,2''
 271°
WDS
 2005
 6,0''
 150°
Schlimmer
 2006
 6,0''
 151°



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] K.A. Strand, The Orbital Motion Of The Triple System Zeta Aquarii, Astronomical Society Of The Pacific, 1941
[9] K.A. Strand, The Orbital Motion Of The Triple System Zeta Aquarii, Astronomical Society Of The Pacific, 1942
 [10] D.W. McCarthy, F.J. Low, S.G. Kleinman und D.V. Arganbright, Infrared Detection Of The Low-Mass Companion To Zeta Aquarii B, The Astrophysical Journal, 1982
[11] W.D. Heintz, The Triple Star Zeta Aquarii, The Astropyhsical Journal, 1984
[12] A. Tokovinin et all, High-Resolution Imaging at the SOAR Telescope, Publications Of Te Astronomical Society Of The Pacific, 2010
[13] A. Tokovinin, The Triple Star Zeta Aquarii, The Astropyhsical Journal, 2016
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