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 Doppelsterne im Sternbild Cancer (Krebs)

Zeta Canceri, 16 Canceri, Mayer 22, STF1196, WDS 08122+1739
 
 Zeta Canceri, April 2007, R200SS, 3000 mm

Zeta Canceri ist eines der interessantesten Mehrfachsysteme. Die Komponenten A und B umkreisen den gemeinsamen Schwerpunkt in nur 59,6 Jahren. Die Komponenten AB und C benötigen für einen Umlauf dagegen 1115 Jahre. Weitere Informationen : Zeta Canceri

H 6  78AC, BSC3228, WDS 08142+1741
BSC 3228, März 2006, R200SS, 1500mm, 1/25s
H6 78AC befindet sich etwa 17 Zeitminuten östlich von Theta Canceri und besteht aus 4 Komponenten. Auf der Aufnahme vom März 2006 sind die Komponenten AC und D zu sehen. Der Abstand zwischen A und C beträgt 63,2'' und wurde erstmals am 8. Februar 1782 von Wilhelm Herschel beobachtet. Er gab eine Distanz von rund 64'' an [6]. Der Abstand zwischen A und D liegt bei 230,1'' und wurde 1894 erstmals beobachtet. Die scheinbaren Helligkeiten betragen 6,40 mag (A), 9,2 mag (C) und 8,94 mag (D). Die Komponente B ist lediglich 12,3 mag hell und befindet sich in einem Abstand von 1,6'' zu A. Sie wurde  im Jahre 1891 von Burnham entdeckt [1].



Phi 1 Canceri, S 566, WDS 08265+2754
Phi 1 Canceri, März 2006, R200SS, 1500 mm, 1/25 s
Die Doppelsternnatur wurde 1825 von James South entdeckt. Aktuell liegt der Abstand bei 139,2'', der Positionswinkel beträgt 21°. Die scheinbaren Helligkeiten liegen bei 5,74 mag und 10,72 mag. Der Hauptstern ist wie Aldebaran vom Spektraltyp K5III.



24 Canceri, Mayer 24, STF1224, WDS 08267+2432
24 Canceri, März 2006, R200SS, 1500mm, 1/50s
Mit einem Abstand von 5,7" ist dieser Doppelstern leicht zu trennen. Die Komponenten A-BC besitzen eine scheinbare Helligkeit von 6,92 mag bzw. 7,53 mag. Der Positionswinkel beträgt  51°. Die Komponenten BC haben aktuell einen Abstand von lediglich 0,1''. Ihre Umlaufzeit liegt bei 21,7 Jahren [1, 5]. Bereits in Christian Mayers Doppelsternverzeichnis von 1781 wird 24 Canceri aufgeführt.



Phi 2 Canceri, Mayer 23, STF 1223, WDS 08268+2656
Phi 2 Canceri, März 2006, R200SS, 1500 mm, 1/250 s

Tobias Mayer sah Phi 2 Canceri im Jahr 1756 noch als einen einfachen Stern. Christian Mayer entdeckte dann die Doppelsternnatur :

"Nach meiner diesjährigen Beobachtung vom 8. April [1778] ist er ohnstrittig ein Doppelstern. Dies aber ist so wenig als die Erscheinung des i vom Krebses [Iota Canceri] zu begreifen, warum der berühmte Göttinger Astronom im Jahre 1756 und ? vorher, dieses Phi des Krebses nicht als einen Doppeltstern soll bemerkt haben, da er doch den geringeren Doppelstern Zeta des Krebses für einen solchen angesehen und für derselben beiden Sternen Unterschied in der geraden Aufsteigung [Rektaszension] 2 Sek. im Zirkel [Bogensekunden] ansetzt, für den Unterschied aber in der Abweichung [Deklination] 3 Sekunden : bei Phi im Krebs hingegen belauft sich der Unterschied der geraden Aufsteigung auf 7,5 Sekunden im Zirkel und in der Abweichung 5,5 Sekunden. Der Doppelstern Phi des Krebses war nun mehr augenfällig als Zeta des Krebses, und warum sollte das scharfe Aug des Herrn Tobias Mayer das Zeta, nicht aber das Phi des Krebses wahrgenommen haben ? Sein Sternregister sagt uns, daß er dies 2te Phi des Krebses fünfmal beobachtet habe, und alle 5 mal hat er es nur als einen einfachen Stern gesehen. Das 2te Phi des Krebses war folglich im Jahre 1755 noch kein Doppeltstern, und dermalen ist es einer." [7]

Im Gegensatz zu Mayers Annahme ist die Umlaufzeit von Phi 2 Canceri so groß, dass sich seit jener Zeit Abstand und Positionswinkel kaum verändert haben. Der Abstand liegt etwa bei 5,2'', der Positionswinkel beträgt 218° [1].



Theta 31 Canceri, HJ 2452, WDS 08316+1806

Die Beobachtung erfolgte ebenfalls im März 2006, keine Aufnahme. In einiger Entfernung befindet sich ein schwacher Begleiter. Laut WDS [1] beträgt die Distanz 70,4'', der Winkel 62°. Die Helligkeit wird mit 10,0 mag angegeben.



STF1254 (WDS08404+1940) und S 571 (WDS08399+1933) im offenen Sternhaufen Praesepe M44
Offener Sternhaufen Praesepe, M44, R200SS, April 2002, 800 mm, Kodak E200
STF1254 und S 571 in Praesepe, Vixen R80L bei 120-facher Vergrößerung, März 2011

STF1254 und S 571 in Praesepe, Vixen R102L bei 100-facher Vergrößerung, März 2016

STF1254 und S 571 in Praesepe, R200SS ebenfalls bei 120-facher Vergrößerung, April 2011

STF1254 und S 571 in Praesepe, UNC30515 bei 120-facher Vergrößerung, März 2012
 S 571, März 2012, UNC30515, 1500 mm

 STF1254, März 2012, UNC30515, 1500 mm

Im offenen Sternhaufen M44 Praesepe befinden sich einige unscheinbare Doppelsterne. An dieser Stelle seien STF1254 und S 571 genannt, die sich auch mit kleinen Teleskopen sehr leicht beobachten lassen.

Das Foto oben wurde im Jahre 2002 mit dem Vixen Newton R200SS aufgenommen. Die Belichtungszeit betrug 8 Minuten. Als Empfänger wurde Kodak E200 Dia Film verwendet. Wie man auf der Aufnahme schön erkennt, enthält Praesepe viele rote Riesensterne. Zum besseren Vergleich mit der darunter befindlichen Zeichnung wurde das Foto horizontal gespiegelt. Norden ist oben, Osten links, Westen rechts und der Süden ist unten. Dies entspricht der Betrachtung durch einen Refraktor mit 90° Prisma. Der eingezeichnete Kreis kennzeichnet das Bildfeld der drei Zeichnungen. Innerhalb dieses Bildfeldes liegen auch die beiden Doppelsterne STF1254 und S 571.

Die erste Zeichnung entstand an dem Vixen Refraktor 80L bei 120-facher Vergrößerung. Die zweite Zeichnung entstand einige Tage später am Vixen Newton R200SS, ebenfalls bei 120-facher Vergrößerung. Auf den ersten Blick fällt die unterschiedliche Bildausrichtung auf, die den direkten Vergleich etwas erschwert. Bei genauer Betrachtung stellt man fest, dass die Komponente E (11,0 mag) in S 571 und die Komponente B (10,37 mag) in STF1254 fehlen. Mit einer Öffnung von 80 mm liegen diese Komponenten außerhalb der Reichweite des Refraktors. Die Beobachtung dieser Komponenten mit dem R200SS ist hingegen kein Problem. Knapp 1 Jahr später wurde diese Beobachtung mit einem 12-Zoll Newton Teleskop mit gleicher Vergrößerung wiederholt. Die Komponenten der Doppelsterne lassen sich alle leicht erkenn.

Die Orientierung der beiden nachfolgenden Webcam Aufnahmen entsprechen wiederum der Betrachtung mit des Himmels mit einem Newton Teleskop. Die Komponenten von S 571 zeigen keine oder nur eine sehr geringe Bewegung untereinander. Bei der Hauptkomponente handelt es sich um einen Roten Riesen vom Spektraltyp K0III (-> siehe Spektrum von Pollux). Die Komponente E wird als BKO 34 bezeichnet. Die erste Beobachtung erfolgte bereits 1894, dennoch liegen seit dieser Zeit erst 4 Beobachtungen vor. Daher ist S 571 ein lohnendes Ziel. Die Hauptkomponente von STF1254 ist ebenfalls ein Roter Riese mit dem Spektraltyp K0III. Auch bei STF1254 zeigen die Komponenten keine merkliche Bewegung untereinander. STF1254AB wurde im Jahre 1863 gefunden und seitdem 27 mal beobachtet.



Gamma Canceri, ENG  38AB, WDS 08433+2128
Gamma Cnc, April 2015, UNC30515

Das optische Paar wurde im Jahre 1887 von Rudolf Engelmann entdeckt. Engelmann war Astronom und Verleger astronomischer Bücher und wirkte in Leipzig. Der Kontrastunterschied von ENG 38AB liegt bei rund 5,5 Magnituden. Der Abstand liegt aktuell (Epoche 2015,3) bei 115,9'', der Winkel beträgt 66,6°. Im WDS Katalog liegen bislang 20 Beobachtungen vor [1].



Delta Canceri, HJ  457AB, WDS 08447+1809
Delta Cnc, April 2015, UNC30515

Bei Delta Canceri handelt es sich um einen 3,94 Magnituden hellen Vordergrundstern und einen rund 8 Magnituden schwächeren Hintergrundstern (12,2 Magnituden). Er wurde erstmals im Jahre 1827 von John Herschel beobachtet. Bislang liegen im WDS Katalog 13 Beobachtungen vor [1]. Aktuell (Epoche 2015,3) beträgt der Abstand 40,6'', der Winkel 71,9°.



Iota 48 Canceri, Mayer 25, STF1268, WDS 08467+2846
Iota Canceri, März 2006, R200SS, 1500mm, 1/25s

Iota Canceri ist ein auffällig schöner Doppelstern mit einem großen Farbkontrast, ähnlich Gamma Andromedae. Tobias Mayer führte Iota Canceri noch als einen einfachen Stern in seinem Verzeichnis auf, Christian Mayer entdeckte dann 1778 die Doppelnatur dieses Sterns. Christian Mayer war über Tobias Mayers Angaben irritiert, denn der sehr viel engere Doppelstern Zeta Canceri (siehe oben) hatte Tobias Mayer als solchen bereits erkannt. Der Abstand beträgt etwa 30,7'' (2003), der Positionswinkel liegt bei 308°. Seit seiner Entdeckung haben sich weder Abstand noch Winkel nennenswert verändert.



STF1288, WDS 08527+2827
STF 1288, März 2006, R200SS, 1500, 1/25s

Nur 7' 57'' nördlich von Roh 1 Canceri befindet sich der schwache Doppelstern STF 1288. Die Helligkeit beider Komponenten habe ich auf 10 mag bis 11 mag geschätzt, tatsächlich beträgt sie 10,16 mag bzw. 10,17 mag. Die Komponenten befinden sich in einem Abstand von 7,5'', der Positionswinkel liegt bei 259°. Die Doppelsternnatur wurde von Struve 1828 bemerkt. Für die Distanz Roh 1 Canceri - STF 1288 habe ich mit dem Baader Micro Guide 8' 2'' ermittelt.



Alpha Canceri, HJ 110, WDS 08585+1151

Alpha Canceri, April 2015, UNC30515

Neben dem 4,25 Magnituden hellen Hauptstern befindet sich in einer Entfernung von 10'' der nur 11,8 Magnituden helle Begleiter. Die Struktur wurde bereits im Jahre 1825 von John Herschel entdeckt und bislang 13 Mal beobachtet.



Pi 2 Canceri, 82 Canceri

In der Nähe von Pi 2 Canceri gibt es einen scheinbaren Doppelstern. Da Christian Mayer in seinem Doppelsternverzeichnis aber keine näheren Angaben über Abstand und Positionswinkel machte, kann nicht geklärt werden welchen Doppelstern er meinte. Auch in seinem Buch "Gründliche Vertheidigung neuer Beobachtungen von Fixsterntrabanten" [7] befinden sich keine weiteren Angaben hierzu.



STF1300, WDS09013+1516, BD+151957, Schnellläufer
Umlaufbahn STF1300, WDS09013+1516, BD+151957 Umlaufbahn von STF1300, Periode =1132 Jahre (Zirm2008)

 STF1300 und Nachbarsterne, März 2014, UNC30515

 Relative Eigenbewegung von STF1300 anhand der Komponenten C (rot) und D (schwarz)

STF1300 ist ein bemerkenswerter Doppelstern mit zwei auffällig roten, nahezu gleich hellen Komponenten von 9,47 und 9,73 Magnituden. Die Komponenten werden den Spektralklassen K4 und K5 zugeordnet. Die Parallaxe von STF1300 beträgt 54,57 mas [11]. Somit beträgt die Entfernung zur Sonne lediglich 60 Lichtjahre.

Die Struktur wurde bereits im Jahre 1830 von Friedrich Wilhelm Struve entdeckt. Seitdem wurde STF1300 mehr als 140-mal beobachtet. Aber erst im Jahre 2008 gelang es Henry Zirm erstmals eine scheinbare Umlaufbahn für den Begleiter zu berechnen. Mit einer Dauer von 1131,8 Jahren handelt es sich um ein Doppelsternsystem mit langperiodischem Umlauf. Daher ist bislang nur ein sehr kleiner Teil der Umlaufbahn durch Beobachtungen abgedeckt. Mit den bekannten Daten lässt sich die Gesamtmasse des Systems (M1+M2) berechnen. Diese liegt bei ca. 1,07 Sonnenmassen. STF1300 ist von o1 Cnc ausgehend leicht zu finden.

STF1300 besitzt mit mü (x) = -126 mas und mü (y) = -318 mas eine sehr große Eigenbewegung. Bislang (Epoche 2014,184) liegen erst 4 Messungen der Komponenten C und D vor. Die Eigenbewegung lässt sich somit nur näherungsweise darstellen. Insgesamt erinnert STF1300 sehr an 61 Cygni.




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] Landesmuseum für Technik und Arbeit in Mannheim (LTA) / Archiv / Bildarchiv / Bestand Sternwarte, Fotografie : J.S.Schlimmer
[9] J.H. Mädler, Populäre Astronomie, 4. Auflage, Berlin 1852, Fotografie : J.S.Schlimmer 12/2006
[10] Hery Zirm, International Astronomical Union Commission 26 (Double & Multible Stars) Information Circular No. 166 (October 2008)
[11] CDS Centre de Données astronomiques de Strasbourg, Simbad astronomical object database, http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/
Danksagung

 This research has made use of the Washington Double Star Catalog maintained at the U.S. Naval Observatory.
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