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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 von STF1300, Periode =1132
Jahre (Zirm2008)
STF1300 und Nachbarsterne, März 2014, UNC30515 Relative Eigenbewegung von STF1300 anhand der Komponenten C (rot) und D (schwarz) 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. This research has made use of the SIMBAD database, operated at CDS, Strasbourg, France Seitenaufrufe
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