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 Doppelsterne im Sternbild Bootes (Bärenhüter)

Arktur, Arcturus, Alpha Bootis
Arcturus, Juni 2013, UNC30515 1500 mm Canon EOS1100D, 15s

Ausgerechnet Arktur ist kein (!) Doppelstern, doch geht die Entdeckung der Doppelsterne insbesondere auf Christian Mayers Beobachtungen und Studien der "Arktur Begleiter" zurück. Bei der Durchmusterung des Himmels nach geeigneten "Fixsterntrabanten" zur Bestimmung der Eigenbewegung der Sterne entdeckte er immer mehr sehr dicht beieinander stehende Sterne, die er als "Doppeltsterne" bezeichnete. Er war davon überzeugt, dass es sich bei sehr vielen dieser Doppelsterne um echte physische Systeme handelt.


Die Eigenbewegung von Arktur läßt sich anhand des hellen Nachbarsterns CN Bootis leicht mitverfolgen. Bereits Flamsteed bestimmte 1690 die relative Lage zwischen Arktur und CN Bootis. Diese Beobachtungen wurden von John Bevis, Nevil Maskeline und Christian Mayer fortgesetzt.
Mehr über die Eigenbewegung des Arktur lesen Sie hier
8 Eta Bootis, SHJ 169, WDS13547+1824
Eta Bootis, Mai 2007

Der Begleiter von Eta Bootis wurde im Jahr 1822 von James South und John Herschel entdeckt. Der Kontrastunterschied beträgt rund 7,3 Magnituden. Dies dürfte auch der Grund sein, warum dieser Doppelstern seit seiner Entdeckung bis 2002 erst 26 Mal vermessen wurde.


21 Iota Bootis, H V 9, STFA 26, WDS14162+5122
21 Bootis, Juni 2006, R200SS, Mittelung über 12 Einzelbilder

Entdeckt wurde dieser Doppelstern von Friedrich Wilhelm Herschel im Jahr 1779 : "Doppelt. Sehr ungleich. Der hellere [Stern ist] weiß, der [Schwächere ist] dunkel. Distanz 37'',56. Dies ist nicht der Mittelwert der Messungen; ich vermute eine [Eigen-] Bewegung einer der beiden Sterne, welches sich in ein oder zwei Jahren zeigen wird. Position 52° 51 nördlich nachfolgend." [4].

Aus Herschels Positionsangaben folgt ein Winkel von 37,2° (= 90° - 52° 51' ). Bei meinen eigenen Beobachtungen fand ich am 2. Juni 2006 mit dem Baader Micro Guide eine ungefähre Distanz von 2,75 Einheiten = 35,9''. Die Auswertung der Videodaten ergab eine Distanz von 38,55'' ± 0,14'' und einen Positionswinkel von 33,0° ± 0,35°. Aufgrund des sehr ähnlichen Ergebnisses dürfte die Eigenbewegung für beide Komponenten gleich sein. Eine Umlaufbahn konnte bislang nicht beobachtet werden. Die Helligkeiten betragen 4,76 mag und 7,39 mag. In einem Abstand von 92,8'' befindet sich eine dritte Komponente, die jedoch nur eine scheinbare Größe von 12,6 mag besitzt.


STF1863, WDS14380+5153
Umlaufbahn STF1863, WDS14380+5153 Umlaufbahn von STF1863, Zir 2013a, erstellt mit [3]

STF1863, Juli 2015, 7500 mm, Webcam, 15 Einzelbilder von 300

Unweit von 44 Bootis befindet sich STF1863, ein enger Doppelstern mit einem Abstand von aktuell (Epoche 2015,5) 0,65'' und einem Positionswinkel von 60°. Seit der ersten Beobachtung durch Friedrich Georg Wilhelm Struve im Jahr 1830 wurde STF1863 rund 200 mal beoabachtet. Henry Zirm hat im Jahr 2013 eine Bahnkurve berechnet, die von einer Periode von rund 1774 Jahren ausgeht.



29 Pi Bootis, Mayer 38, H III 8, STF1864, WDS14407+1625
Pi Bootis AB mit 1/100 Sek und Pi Bootes AB-C mit 1/25 Sekunde

An 38. Stelle in Christian Mayers Doppelsternverzeichnis wird Pi Bootis genannt. Mayer gab einen Abstand von 7'' in südöstlicher Richtung an. Die Helligkeit schätzte er mit seinem am Mauerquadranten befindlichen achromatischen 3-Zöller auf  5. und 8. Größe. Tatsächlich ist der Helligkeitsunterschied mit 4,88 mag und 5,79 mag deutlich geringer.
Auch Friedrich Wilhelm Herschel führte Pi Bootis in seinem Katalog in der 3. Klasse an 8. Stelle auf (H III 8) : " * [Entdeckung durch Christian Mayer], Pi Bootis, Fl. 29, 20. September 1779, doppelt, leicht ungleich, der größere [Stern] weiß, der kleinere [Stern] weiß neigt ein wenig zu rot. Distanz 6'',171. Position 6° 28 südlich nachfolgend." [4].
Beide Komponenten haben laut WDS [1] einen Abstand (2003) von 5,5'' und einen Positionswinkel von 111° [1]. Eigene Untersuchungen ergaben für 2006,441 einen Abstand von 5,60'' ± 0,12''. Der Positionswinkel wurde nicht bestimmt. Eine dritte Komponente C befindet sich im Abstand von 127''.


30 Zeta Bootis, STF1865, WDS14411+1344
Umlaufbahn Zeta Bootis, STF1865, WDS14411+1344 Die Umlaufbahn von 30 Zeta Bootis, berechnet mit [3]

Zeta Bootis, Juni 2015, UNC30515 Brennweite 7500 mm, bestes Einzelbild von 300 Bildern, bearbeitet

 

Ephemeriden
 Wrz1956a
 Sca2007
Datum
 PW  in ° Distanz in  '' PW  in ° Distanz in  ''
2010,5
 294,4
 0,55
 294,8
 0,56
2011,5
 293,6
 0,53
 294,0
 0,54
2012,5
 292,8
 0,50
 293,2
 0,51
2013,5
 291,9
 0,47
 292,2
 0,48
2014,5
 290,8
 0,44
 291,2
 0,48
2015,5
 289,6
 0,41
 291,2
 0,45
2016,5
 288,2
 0,38
 290,0
 0,42
2017,5
 286,5
 0,34
 288,5
 0,38
2018,5
 284,4
 0,31
 286,8
 0,35
2019,5
 281,7
 0,27
 284,7
 0,31
2020,5
 278,1
 0,22
 281,9
 0,27
2021,5
 272,5
 0,18
 278,1
 0,22
2022,5
 262,4
 0,12
 272,3
 0,17
2023,5
 227,1
 0,05
 261,3
 0,12
2024,5
 336,4
 0,17
 224,8
 0,05
2025,5
 331,5
 0,26
 343,8
 0,12
Ephemeriden für 30 Zeta Bootis (Wrz1956a) und (Sca2007)
Das Sternbild Bootes bietet eine ganze Reihe visueller Doppelsterne. Aufgrund der Deklination zwischen + 8° und + 53° findet man häufig gute Beobachtungsbedingungen vor, was insbesondere bei 30 Zeta Bootis notwendig ist. Dies war einer der ersten Sterne auf den 1831 F.W. Bessel sein neues Heliometer der Königsberger Sternwarte richtete. Damals befanden sich beide Komponenten in einem Abstand von 1,16“ und einem Positionswinkel von 309,7°. Über die Abbildungsleistung seines Heliometers schrieb er :

"Der Stern Zeta Bootis, dessen Entfernung ich gleich 1,2'' gefunden habe und der daher zu den feineren Objekten dieser Art gehört, erscheint aus zwei gleichen, vollkommen runde begrenzten und mit ihren Rändern um 2/3 Durchmesser getrennten Scheiben zusammengesetzt, woraus hervorgeht, daß das Instrument Sterne von dieser Helligkeit 0,7'' groß darstellt (…).“ [Astronomische Nachrichten Nr. 189, 1831].

Mit einer Umlaufzeit von etwa 124,46 (Wierzbinski, Wrz1956a) bzw. 125,25 Jahren (Scardia, Sca2007) wird sich der Abstand in den nächsten Jahren schnell verringern. Im August 2023 (= 2023,653) wird 30 Zeta Bootis mit ungefähr 0,001“ seinen geringsten Abstand erreichen. Der Winkel beträgt dann 140,4°. 30 Zeta Bootis eignet sich aufgrund seiner gleich hellen (4,46 mag bzw. 4,55 mag) und gleich farbigen (A0V) Komponenten auch für eine interferometrische Beobachtung.


36 Epsilon Bootis, H I 1, STF1877, WDS14450+2704

  36 Epsilon Bootis, 18.06.2005, R200SS, 1500 mm, Juni 2005, Mittelung über 11 Einzelbilder

Die Doppelsternnatur von 36 Epsilon Bootis wurde bereits 1779 von Friedrich Wilhelm Herschel entdeckt [4]. Es ist der erste Eintrag in Herschels Doppelsternkatalog in Klasse I (H I 1). Er schrieb :
 
"doppelt, sehr ungleich, der größere [Stern] ist rötlich, der kleinere blau oder ein wenig lila. Ein sehr schönes Objekt. Die Lücke, oder schwarze Teilung zwischen beiden, mit 227 [-facher Vergrößerung] beträgt 0,75 Durchmesser des kleineren [Sterns]; mit 460, 1,25 Durchmesser des größeren [Sterns] (...). Diese Angaben sind die Durchschnittswerte aus 2 Jahren Beobachtung. Position 31° 34' nördlich nachlaufend." [4].

Laut WDS betrug der Abstand zwischen den beiden 2,6 mag und 4,8 mag hellen Komponenten damals 4,0“. Dieser Wert scheint mir jedoch nach Herschels Beschreibung zu groß. Herschel beobachtete Doppelsterne mit einem Teleskop von 15,7 cm Öffnung. Die theoretische Auflösung lag bei etwa 0,9''. Mädler gab für 1836 eine Distanz von 2,67'' und einen Winkel von 321° an, Fletcher nannte für 1850,41eine Distanz von 2,93'' und einen Winkel von ebenfalls 321°. Wie dem auch sei, derzeit liegt der Abstand bei 2,9“, der Positionswinkel beträgt nun 343°.
Im Jahr 1901 wurde noch eine weitere Komponente gefunden, deren Abstand derzeit 176.3“ beträgt. Die Komponente liegt in einem Winkel von 255°. Mit einer Helligkeit von 12,0 mag fällt diese Komponente kaum auf. Bei der Beobachtung mit 94-facher Vergrößerung läßt sich 36 Epsilon Bootes mit einem 8-Zoll-Teleskop noch nicht auflösen, aber das unsymmetrische Sternscheibchen verrät bereits die Doppelsternnatur. Bei 125-facher Vergrößerung ist er jedoch gut aufzulösen.


37 Xi  Bootis, H II 18, STF1888, WDS14514+1906
Umlaufbahn Xi Bootis, H II 18, STF1888, WDS14514+1906 Die Umlaufbahn von 37 Xi Bootis, die Umlaufdauer beträgt 151,6 Jahre [3]
37 Xi Bootis, R200SS, 1500 mm, Juni 2005, Mittelung über 16 Einzelbilder

37 Xi Bootis ist laut den Angaben des WDS [1] ein 6-fach System, dessen beiden Komponenten A ( 4,8 mag) und B (7,0 mag) bereits seit 1780 bekannt sind. Bereits mit 94-facher Vergrößerung lassen sich diese beiden Komponenten gut trennen, wobei der dunklere Begleiter durch seine rot orange Farbe sofort auffällt. Der Spektraltyp des Begleiters ist K5V, während der Hauptstern im WDS mit G8V angegeben ist. Der Abstand beträgt aktuell (2005,5) 6,4“, der Positionswinkel liegt bei 313°. Aufgrund seiner kurzen Umlaufzeit von lediglich 151,6 Jahren ist es möglich, die Positionsänderungen im Laufe von einigen Jahren mit zu verfolgen. Xi Bootis wurde bereits am 9. April 1780 durch Friedrich Wilhelm Herschel als Doppelstern entdeckt :

"9. April 1780, doppelt, sehr ungleich hell. Der größere [Stern] ist schwach rot oder beinahe rot, der kleinere [Stern] granat oder tiefer rot als der andere. Mit 222-facher Vergrößerung 1,5 Durchmesser des größeren mit 460-facher Vergrößerung ganze 3 Durchmesser des größeren Sterns. Distanz 3'' 23''' einfache Messung. Position  65° 53' nördlich nachfolgend." [4].
Xi Bootis aus J.H. Mädlers Populäre Astronomie von 1852

Auch J. H. Mädler beobachtete Xi Bootis : "Die beiden Sterne orange und purpurroth; Grösse 4,7 m und 6,6m. Die Bewegung ist bedeutend; aber über die Bahn kann noch nichts bestimmt werden, da Herschel´s Beobachtungen mit den neuern nicht vereinbar sind, wenigstens nicht in ihrer Gesammtheit."


HLD 120AB,  WDS14527+0746
HLD 120AB, Messungen von 1882 bis 2011
HLD 120AB, Ausschnitt, Messungen von 1882 bis 2011
HLD120AB, Juni 2012, UNC30515, 1500 mm

Dieser Doppelstern wurde erstmals im Jahr 1882 von Edward Singleton Holden beobachtet. Bis 1980 erfolgten insgesamt nur 7 weitere Messungen. Die Helligkeiten sind im WDS [1] mit 8,3 mag und 9,9 mag angegeben. Weitere Informationen und Messergebnisse finden Sie in dem Beitrag HLD 120AB.

44 Bootis, H I 15, STF1909, WDS15038+4739
Umlaufbahn 44 Bootis, H I 15, STF1909, WDS15038+4739 Die Umlaufbahn von 44 Iota Bootis, die Umlaufdauer beträgt 206 Jahre, berechnet mit [3]

44 Bootis 44 Bootis, UNC30515 Brennweite 750 0 mm

44 Bootis ist einer der interessantesten Doppelsterne für kleinere und größere Instrumente. Mit einer Deklination von mehr als 47° steht 44 Bootis zu Sommeranfang hoch im Zenit. Hier ist die Luftunruhe deutlich geringer wie bei 30 Zeta Bootis oder wie bei 37 Xi Bootis. Es ist daher auch kein Wunder, dass die Duplizität von 44 Bootis bereits seit 1781 bekannt ist. Als Friedrich Wilhelm Herschel diesen Doppelstern beobachtete, notierte er : "dies ist ein schönes Objekt um ein Teleskop zu testen und eine Miniatur von alpha Zwillinge" [4]. Damals betrug der Abstand 1,39".

Im Jahr 2001 erreichte 44 Bootis mit einem Abstand von 2,03'' sein relatives Maximum. Nachdem sich in den letzten Jahren der Abstand beider Komponenten langsamer verringerte wie erwartet, hat Henry Zirm im Jahr 2011 eine neue Bahnberechnung für 44 Bootis veröffentlicht [10,11]. Für einen vollständigen Bahnumlauf benötigt 44 Bootis rund 210 Jahre. Im Jahr 2020 werden sich beide Komponenten bis auf rund 0,2“ annähern. Diese Veränderungen können zum Teil mitverfolgt werden. 2019 erfolgte eine neue Bahnberechnung durch Izmailov. Er geht von einer Umlaufdauer von 215 Jahren aus. Beide Bahnen sind fast deckungsgleich mit Ausnahme des Apoastrons.
Nachfolgende Tabelle zeigt die Ephemeriden nach Zirm und Izmailov für die Zeit von 2020-2035, jeweils zur Jahresmitte.

Eigene Messungen :
Datum
 Winkel
 Abstand
2007,531
 56,7
 1,80
2008,341
 59,2
 1,72
2009,395
 60,7
 1,66
2012,456
 62,1
 1,31
2013,374
 61,4
 1,30
2015,510
 68,2
 0,9
2017,475
 76,4
 0,56
2018,503
 90,7
 0,43
2022,405
 n.a.
 n.a
2024,483
 215,7
 0,67


Ephemeriden :

Ephemeriden
 Zirm 2011
 Izmailov 2019
Datum
 PW  in ° Distanz in  '' PW  in ° Distanz in  ''
2020,5
 129,5
 0,24
 121,7
 0,24
2021,5
 169,9
 0,25
 162,4
 0,24
2022,5
 195,5
 0,36
 191,6
 0,33
2023,5
 208,2
 0,50
 206,0
 0,46
2024,5
 215,2
 0,65
 213,7
 0,61
2025,5
 219,5
 0,80
 218,4
 0,76
2026,5
 222,4
 0,96
 221,5
 0,92
2027,5
 224,5
 1,11
 223,7
 1,07
2028,5
 226,1
 1,26
 225,3
 1,22
2029,5
 227,3
 1,41
 226,6
 1,36
2030,5
 228,3
 1,55
 227,7
 1,51
2031,5
 229,2
 1,70
 228,6
 1,65
2032,5
 229,9
 1,83
 229,3
 1,79
2033,5
 230,5
 1,97
 229,9
 1,92
2034,5
 231,0
 2,10
 230,5
 2,05
2035,5
 231,5
 2,22
 230,9
 2,18
Ephemeriden für 44 Bootis im Vergleich


45 Bootis, ENG 52AB, WDS15073+2452

45 Bootis, Juni 2012, UNC30515, 1500 mm

Die Duplizität von 45 Bootis wurde im Jahr 1888 entdeckt. Seitdem wurde 45 Bootis 10x beobachtet. Der Abstand beträgt ca. 104'', der Winkel liegt bei 55°.


49 Delta Bootis, H VI 14, STFA 27, WDS15155+3319 und G 167-29, SMR 32, WDS15151+3318
 Delta Bootis, Juni 2013, UNC30515, 1500 mm, EOS1100D, 15 Sekunden

Die Doppelsternnatur wurde bereits 1776 von Christian Mayer bemerkt. Mayer schrieb : "Der schöne Stern Delta Bootis ist von der 3ten Größe, und es ist noch keinem Herrn Astronomen eingefallen, denselben unter die Doppeltsterne zu rechnen; er führt doch mit sich ein sehr kleines Sternlein, das 8 Sek. in der Zeit auf ihn folget, und nur 18 b is 19 Sek. mehr gegen Norden, als der Hauptstern steht. Ich habe ihn zuerst den 10. Juni 1776 gefunden." [7].

Rechnet man Mayers Angaben in die heute üblichen Polarkoordinaten um, so ergibt sich für den Begleiter eine Distanz von 102,0'' und ein Winkel von 80°. Diese Angaben stimmen erstaunlich gut mit den Werten im WDS [1] für 2004 (102,4'', 79°) überein. Dennoch führte er ihn nicht seinem Doppelsternverzeichnis von 1779 auf. Friedrich Wilhelm Herschel beobachtete Delta Bootis ab dem 23. Juli 1780 : "doppelt, beachtlich ungleich, Distanz ungefähr 2,25 Min. Der hellere [Stern] ist weiß, der schwächere ist auch weiß, Position 5° 46' nördlich nachfolgend." [4].

Mit dem BAADER MICRO GUIDE ergab sich am 11. Mai 2006 ein ungefährer Abstand von 7,25 Einheiten, was 105,9'' entspricht. Die Auswertung der Videodaten mit REDUC [8] ergab einen Abstand von 103,21'' ± 0,21'' . Für den Positionswinkel konnte ein Wert von 77,8° ermittelt werden.

Aufgrund seiner großen Eigenbewegung ist G 167-29 ein besonders interessanter Stern. Die Eigenbewegung wurde erstmals vom Lowell Observatory bei der Studie der Eigenbewegung von Sternen des nördlichen Himmels entdeckt [9]. Er ist der 29. Stern auf Platte 167 der von H.L. Giclas gefunden wurde. Eine ausführliche Beschreibung über diesen Stern finden Sie in dem Artikel The Relative Proper Motion of G 167-29 in the Constellation Boötes im Journal of Double Star Observations, Vol.8, Nr. 1, 2012.
Delta Bootis und G 167-29 am 29. April 1914, Bruce Teleskop, Landessternwarte Heidelberg [10]

Eigenbewegung von G 167-29 AB (SMR 32 AB) zwischen 1914 und 2015
Eigenbewegung von G 167-29 AC (SMR 32AC)  zwischen 1914 und 2015



STT 298AB, WDS15360+3948
Umlaufbahn STT 298AB, WDS15360+3948 Die Umlaufbahn von STT 298, Periode ca. 56 Jahre, Sod1999, erstellt mit [3]
STT 298, Juli 2015, 7500 mm, bearbeitet

Trotz seines geringen Abstandes von 1,1'' wurde STT 298 seit seiner Entdeckung im Jahre 1843 immerhin schon über 530 mal beobachtet. Die Hauptkomponente ist scheinbar 7,16 Magnituden hell, während der Begleiter in nur 8,44 Magnituden erstrahlt. Mit einer Webcam lässt sich STT 298 bei 7500 mm Brennweite unter guten Bedingungen leicht trennen.
  


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] Florent Losse, Reduc, http://www.astrosurf.com/hfosaf/uk/tdownload.htm
[9] H.L. Giclas, R. Burnham, Jr., N.G. Thomas, 1964 Lowell Proper Motions VI, Proper Motion Survey of the Nothern Hemisphere with the 13-inch Photographic Telescope of the Lowell Observatory.
[10] HDAP, Heidelberg Digitized Astronomical Plates, http://dc.zah.uni-heidelberg.de/lswscans/res/positions/q/form
[11] Henry Zirm, The Rapid Convergence of 44 Boötis with Revised Orbit and Updated Ephemerides, Journal of Double Star Observations, Vol. 7 No. 1, 2011
[12] Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars , http://www.usno.navy.mil/USNO/astrometry/optical-IR-prod/wds/orb6
Danksagung
This research has made use of the Washington Double Star Catalog maintained at the U.S. Naval Observatory.
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