zur Startseite zurück
eine Ebene zurück
Datenschutzerklärung
Beta Cygni, Albireo, Mayer 62, STF 43, WDS19307+2758
Einer der schönsten Doppelsterne ist Beta Cygni (Albireo). Was ihn gegenüber anderen Doppelsternen so auszeichnet, ist der enorme Farbkontrast seiner Komponenten. Die 3,1 mag helle Komponente strahlt in orange, während die zweite nur 5,1 mag helle Komponente in blau erstrahlt. Mit einer Distanz von derzeit 34 Bogensekunden ist Beta Cygni, der den Eigennamen Albireo (Vogel) trägt, bereits mit einem 8 x 42 Fernglas zu trennen. Hierbei sollte man sich auf eine Liege oder auf eine Isomatte legen, da der nach oben gerichtete Blick sonst schnell zur Qual wird. Der schönste Anblick bietet er in einem lichtstarken Teleskop bei kleiner bis mittlerer Vergrößerung. Hier bilden die zahllosen gelben Sterne der Milchstraße den Hintergrund, vor dem Albireo so farbenfroh erscheint.Albireo (Beta Cygni), Oktober 2002, R200SS, 1500 mm, Mittelung über 100 Einzelbilder
Friedrich Wilhelm Herschel kannte bereits den Farbkontrast von Albireo. Er schrieb : "12. Sept. 1779, doppelt, beträchtlich ungleich, der größere [Stern] ist blaß rot, der kleinere ist wunderschön blau. Die Bewertung der Farben ist bei 227-facher und 460-facher Vergrößerung dieselbe. Distanz 39'' 32''', sehr genau. Position 36° 28' nachlaufend." [4].
Aus
Christian Mayers Notizbuch [9] In den Beobachtungsaufzeichnungen des Mannheimer Astronomen Christian Mayer wird dieser Farbkontrast nicht erwähnt. Mayer beobachtete Albireo in den Jahren 1777 und 1778 insgesamt 75 mal [8]. Er verglich Flamsteeds Positionsmessungen aus dem Jahre 1691 mit seinen eigenen Messungen von 1777. Im Gegensatz zu Flamsteed, der keinen Unterschied der Komponenten in Deklination fand, ermittelte Mayer einen deutlichen Unterschied. Er schrieb :
"Diese Beobachtungen ist meines Erachtens überzeugend, daß Herr Flamsteed gar keinen Unterschied der Höhe zwischen Beta des Schwanen und seinem Trabanten [gemeint ist der Begleiter] habe wahrnehmen können. Dermalen ist aber aus meinen und meines Herrn Beigeordneten Beobachtungen dieser Unterschied von 19 Sek. Meine im Jahre 1777 vom 11. Jul. bis zum 13. Sep. mit allem möglichen Fleiße gemachte Beobachtungen erweisen solches, und ich darf sammtliche Herrn Sternkundige zu Wiederholungen derselben einladen. Sie sind alle mit dem Mauerquadranten und desselben Mikrometer von mir gemacht (..) Nehmen wir aus diesen 16 Beobachtungen die Mittelzahl; so finden wir, daß der Trabant von Beta des Schwannen im Jahre 1777 um 19,3'' mehr gegen Norden stund, als zu Zeiten Flamsteed´s." [7].
Der Abstand in Rektaszension habe sich seit den Zeiten Flamsteeds nicht geändert, bemerkte Mayer. Dieser betrage 2 Zeitsekunden (= 26,6''). Aus seinen Angaben resultiert eine Distanz zwischen Hauptstern und Begleiter von 32,9'' und ein Winkel von 36,0°. Aus den unterschiedlichen Ergebnissen seiner und Flamsteeds Messungen leitete Mayer eine Bewegung des Begleiters um den Hauptstern ab. Sollten beide Komponenten hingegen kein zusammengehöriges Sternsystem bilden, so müßte die Bewegung des Begleiters durch die Eigenbewegung erklärt werden können. Diese hatte bereits der Göttinger Astronom Tobias Mayer einige Jahre zuvor bestimmt. Sie betrug demnach "43 Sek.in Zeit 44 Jahren", ein viel zu großer Wert. Tatsächlich beträgt die Eigenbewegung von Albireo lediglich 0,003'' pro Jahr [5].
Man muß heute davon ausgehen, daß Flamsteeds Messungen nicht korrekt waren, denn eine Bewegung des Begleiters um seinen Hauptstern läßt sich in so kurzer Zeit nicht feststellen. Laut WDS [1] hat sich der Positionswinkel in der Zeit von 1755 bis 2005 lediglich um 3°, der Abstand hat sich in dieser Zeit nur um 0,8'' geändert. Auch die Eigenbewegung kann bei Albireo für diesen Zeitraum vernachlässigt werden.
Chi Cygni
Chi Cygni ist in erster Linie wegen seiner Veränderlichkeit bekannt. In 155'' Abstand befindet sich aber noch ein 10,8 mag heller Begleiter. Weitere Informationen gibt es hier.
17 Cygni siehe Chi Cygni Vergleichssterne.
18 Delta Cygni, STF2579, WDS19450+4508
Die
Umlaufbahn für 18 Delta Cygni, Periode = 780,2 Jahre, (Sca1983a)
Delta Cygni, September 2016, UNC30515,
1500 mm, Mittelung über 34 Einzelbilder
Delta Cygni AC, Oktober 2014,
UNC30515, 1500 mm, WebcamMit einer Helligkeit
von 2,89 mag bzw. 6,27 mag sollten beide Komponenten, die immerhin
einen Abstand von 2,6" (2005) haben, leicht zu trennen sein. Insgesamt
wurde 18 Delta Cygni im August und September 2005 vom Autor vier Mal
beobachtet, doch ließ sich der Begleiter nur in ruhigen Phasen der Luft
ausfindig machen. Dem visuellen Anblick nach scheint der
Kontrastunterschied wesentlich größer wie 3,4 mag zu sein.
Im Oktober 2014 gelang dem Autor mit einem 12 Zoll Newton Teleskop
nicht die Trennung von AB. Der
Begleiter C konnte hingegen leicht aufgezeichnet werden. Ein weiterer
Versuch den Abstand von d Cygni zu bestimmen fand im September 2016
statt. Statt der Philipps ToU Webcam kam eine Astrolumia CCD 5Lc Kamera
zum Einsatz. Aufgrund der kleineren Pixelgröße vergrößert sich der
Abbildungsmaßstab gegenüber der Webcam von 0,7 auf 0,5 Bogensekunden/
Pixel.
24 Psi Cygni, STF2605, WDS19556+5226
24 Psi Cygni, Oktober 2014,
UNC30515, 1500 mm, Mittelung
über 15 Einzelbilder, Webcam
Bei 24 Psi Cygni
handelt es sich um ein 4-fach System, doch lassen sich die 13,6 mag
bzw. 11,3 mag hellen C und D Komponenten videotechnisch nicht
festhalten, wenn die Belichtungszeiten und andere Parameter der Webcam
auf die Trennung der A und B Komponente abgestimmt sind. Die Duplizität
des Hauptsterns wurde bereits 1779 von Friedrich
Wilhelm Herschel
erkannt. Er schrieb über seine Beobachtung am 2. November 1779 : "doppelt, extrem ungleich, der kleinere
Stern ist nur ein Punkt (...)" [4]. Damals betrug der Abstand
allerdings 4", aktuell (Epoche 2014) liegen die A und B Komponente nur
2,8"
auseinander. Der Positionswinkel beträgt ca. 178°. Bereits mit
94-facher Vergrößerung läßt sich 24 Psi Cygni leicht in zwei
Komponenten trennen.
A 1413, September 2016A 1413 lässt sich
leicht beobachten. Dennoch liegen seit der ersten Beobachtung durch Aitken erst 10 Messungen vor. Nach
eigenen Messungen liegt der Positionswinkel bei rund 136°, der Abstand
beträgt 2,2 Bogensekunden.
NGC 6871, BU 440 =
WDS20060+3547, ES 25 =
WDS20060+3546,
SEI 865 = WDS20061+3546, SEI 867AB = WDS20062+3544, SEI 858 =
WDS20060+3545
Das Zentrum von NGC 6871, UNC30515, 1500
mm, September
2012
NGC 6871,
UNC30515, 1500 mm / 10 mm Vixen LV Okular, September 2012Ein wenig östlich
von 27 Cygni befindet sich der unscheinbare offene Sternhaufen NGC
6871. Er
liegt inmitten einer großen Wasserstoffregion. Entdeckt
wurde NGC 6871 von Friedrich Wilhelm
Struve im Jahre 1825. Der
Durchmesser beträgt ca. 20' bis 30'. Er hebt
sich kaum vom umgebenden Sternhintergrund ab. Der zentrale Bereich ist
jedoch aufgrund der 4 helleren Sterne, die ein Paralellogram bilden,
deutlich zu erkennen. Es handelt sich bei diesen um Doppelsterne und
Mehrachsysteme. Die scheinbaren Helligkeiten variieren zwischen 6,78
und 13,8 Magnituden (BU 440 = WDS200060+3547).
30,
31 Cygni, H VI 10, HJ 1495AB, STFA 50AC, BU 1483AF, ES 26DE,
WDS20136+4644
30, 31 Cygni, UNC30515,
1500 mm Brennweite, Ausschnitt, verkleinert auf 25%, Oktober 2014,
Erläuterungen siehe großes
Bild
In SIMBAD Astronomical Database ist 31 Cygni als Bedeckungsveränderlicher vom Algol Typ angegeben [10]. 31 Cygni besitzt viele (optische) Begleiter von denen die Komponente C mit einer Helligkeit von 6,97 Magnituden am auffälligsten ist. Weitere scheinbare Begleiter von 31 Cygni sind F (13,9 mag), G (14,2 mag), H (12,6 mag) und I (12,26 mag), siehe großes Bild. Bei 30 Cygni handelt es sich um einen variablen Stern. In seiner Nähe befindet sich der scheinbare Begleiter E (13,2 mag).
Obwohl die Komponenten AC im WDS Katalog unter dem Entdecker Code STFA 50AC aufgeführt sind [1], wurden sie erstmals am 2. November 1779 von F.W. Herschel beobachtet. Herschel schrieb : "doppelt, beachtlich ungleich. Der größere [Stern] ist schwach rötlich, der kleinere [Stern] blau (..)" [4]. Er gab einen Abstand von 100'' an [4]. Die Komponente B wurde von John Herschel im Jahre 1828, die Komponenten F, G, H und I wurden von Sherbourne Wesley Burnham im Jahre 1878 entdeckt. Die Entdeckung der Komponente E geht auf Thomas Espin im Jahre 1900 zurück [1].
ES 27, WDS20143+4648, TYC 3559-2483-1, TYC 3559-2483-2, mögliches Eigenbewegungspaar
WDS20143+4648, Oktober 2014,
UNC30515, 1500 mm, Webcam
Nahe bei 30 Cygni
liegt dieser schöne Doppelstern, der im Jahre 1892 von Thomas Espin entdeckt wurde. Die
Beiden Komponenten haben eine Helligkeit von 10,55 und 10,61 Magnituden
[1] und befinden sich in einem Abstand von 4,0'' zueinander. Der Winkel
beträgt 339°. Bislang (Epoche 2014,75) wurde ES 27 17-mal beobachtet.
Beide Komponenten besitzen eine Eigenbewegung, die sich nur geringfügig
voneinander unterscheidet. Für die Komponente A (TYC 3559-2483-2) beträgt die Eigenbewegung mü (R.A.) =
-34,3 Millibogensekunden/Jahr und mü (Dek) = -59,6
Millibogensekunden/Jahr. Für die Komponente B (TYC 3559-2483-1) beträgt die Eigenbewegung mü (R.A.) =
-31,3 Millibogensekunden/Jahr und mü (Dek) = -64,7
Millibogensekunden/Jahr. Die Angabe der Eigenbewegung stammt aus von
SIMBAD Astronomical Database [10] und weicht gegenüber der Angabe im
WDS Catalog [1] stark ab.
STT 403AB, STF2657AC,
WDS20144+4206
STT 403AB, September 2015,
UNC30515, 7500mm, Webcam, 9 von 300 Bildern gestacked und bearbeitet
STF2657AC, September 2015,
UNC30515, 1500mm, WebcamBei STT 403AB handelt es
sich um einen engen Doppelstern dessen Komponenten eine Abstand von
rund 0,9'' haben. Die scheinbaren Helligkeiten betragen 7,31 und 7,64
Magnituden. Der geringe Helligkeitsunterschied erschwert die Trennung
zusätzlich. Der Winkel beträgt etwa 171°. Seit der Entdeckung durch Otto
Wilhelm
Struve im Jahr 1843 wurde er bislang 91 mal beobachtet. In einem
Abstand etwa 12'' gibt es eine weitere Komponente STF2657AC mit einer
Helligkeit von 9,80 Magnituden. Diese wurde bereits im Jahr 1828 von Friedrich Wilhelm Struve entdeckt.
Für AC liegen lediglich 36 Beobachtungen vor.
BU 442AB, WDS20165+3739,
Offener Haufen IC4996
BU 442, September 2016, UNC30515, 1500mm, ALccd5LcBei dem Doppelstern
BU 442AB handelt es sich um ein Mitglied des Offenen Sternhaufens
IC4996. Besonders kontrastreich sind insbesondere die Komponenten BU
442BS, die erstmals 1898 von Burnham
beobachtet wurden. Seitdem liegen erst 3 Messungen vor. Der Unterschied
in der scheinbaren Helligkeit beträgt rund 6,5 Magnituden. Das Bild
wurde mit einer Astrolumina CCD5Lc aufgenommen. Hierzu wurden 5 Bilder
von jeweils 4 Sekunden Belichtungszeit miteinander überlagert.
Umlaufbahn
von STT 410 (Hrt2011a), erstellt mit [3]
STT 410, September 2015,
UNC30515, 7500mm, Webcam, 28 von 300 Bildern gestacked und bearbeitet
Etwa 3° westlich
von gamma Cygni befindet sich der Doppelstern STT 410. Beide
Komponenten sind mit 6,73 und 6,83 Magnituden nahezu gleich hell. Seit
seiner Entdeckung durch Otto Wilhelm
Struve im Jahr 1843 wurde er bislang 130 mal beobachtet. Seit
2011 gibt es eine Berechnung einer möglichen Umlaufbahn von William I. Hartkopf [11]. Für die
Epoche 2015,5 liefert die Bahnberechnung einen Abstand von 0,87'' und
einen Winkel von 3,8°. In den nächsten Jahren werden sich diese Werte
nur geringfügig ändern.
52 Cygni,
STF2726, WDS20456+3043
52
Cygni und der westliche Teil des Cirrus
Nebels, Zeichnung bei 50 facher Vergrößerung, R200SS
52 Cygni, R200SS, 1500 mm,
August 2005, Mittelung über 21 Einzelbilder52 Cygni ist der hellste Stern im Cirrus Nebel und liegt inmitten des westlichen Teils. Wählt man zunächst eine kleine Vergrößerung (50-fach) und verwendet zusätzlich einen Nebelfilter wie z.B. den UHC-Filter, so läßt sich der Cirrus Nebel auch von weniger guten Standorten aus beobachten. 52 Cygni selbst läßt sich bei kleinen Vergrößerungen noch nicht trennen. Betrachtet man 52 Cygni hingegen mit 120-facher Vergrößerung, so zeigt sich in 6,4" ein 8,7 mag schwacher Begleiter. Der Hauptstern selbst ist mit 4,2 mag rund 60 Mal so hell. Der Positionswinkel beträgt 69°. Während die visuelle Trennung bei mittleren Vergrößerungen kein Problem darstellt, so ist die Aufzeichnung mit Hilfe einer Webcam aufgrund des Kontrastunterschieds deutlich schwerer. Die Entdeckung seiner Doppelsternnatur ist F.W. Herschel zuzuschreiben [4].
61 Cygni, (61
Cyg), Mayer 70, STF2758, WDS21069+3845
61 Cygni besitzt eine grosse Eigenbewegung, die sich leicht beobachten lässt. Anhand von 61 Cygni konnte Friedrich Wilhelm Bessel erstmals die Richtigkeit des heliozentrischen Weltbildes des Kopernikus beweisen ! Dadurch gehört 61 Cygni zu den interessantesten Doppelsternen. Mehr darüber finden Sie im Artikel : der Doppelstern 61 Cygni.61 Cygni mit weissen Zwerg, Kreidezeichnung auf Tonpapier, J.S.Schlimmer
Die Zeichnung oben zeigt 61 Cygni AB mit einem Zwergstern. Der Zwergstern wurde erstmals von J. Wilsing im Jahre 1893 prognostiziert. Auch K.A. Strand fand im Jahre 1943 anhand von Bahnstörungen einen unsichtbaren Begleiter. Strand ging von einer Masse aus, die dem 16-fachen des Jupiter entspricht oder 1/60 der Masse unserer Sonne. Damit war der unsichtbare Begleiter zu diesem Zeitpunkt der kleinste postulierte Stern. Die Umlaufzeit beträgt nach Strand ca. 4,9 Jahre. Inzwischen geht man jedoch von einer etwas längeren Umlaufzeit aus. Ob es diesen Begleiter nun gibt kann dennoch nicht mit absoluter Gewissheit gesagt werden.
65 Tau Cygni,
AGC 13, WDS 21148+3803
Umlaufbahn
für 65 Tau Cygni, Periode = 49,6 Jahre, (Sod1999)
65 Tau Cygni ist
mit einem 8-Zoll-Newton-Teleskop derzeit nicht aufzulösen. Aktuell
beträgt der Abstand zwischen der A und B Komponente nur 0,75".
Mit
einer Umlaufzeit von 49,6 Jahren gehört 65 Tau Cygni zu den
"schnellsten" Doppelsternen, die visuell trennbar sind. Allerdings
dürfte der enorme Größenunterschied von 3,83 mag (A-Komponente) zu 6,57
mag (B-Komponente) die Auflösung auch mit größeren Teleskopen
erschweren. Die Struktur von Tau Cygni wurde aufgrund des geringen
Abstandes und des Kontrastunterschiedes auch erst im Jahre 1874 von A.G. Clark entdeckt.
66 Ny Cygni
66 v Cygni, August 2005, R200SS, 1500
mm, Mittelung über 80 EinzelbilderBereits bei 94-facher
Vergrößerung zeigt sich der 10,0 mag schwache Begleiter bei 183°. Der
zweite Begleiter, der mit 9,95 mag fast gleich hell ist, fällt aufgrund
des geringeren Abstandes nicht so leicht auf. Die Daten aus dem WDS :
AB :
Helligkeit : 4,43
bzw. 10,0 mag; PW : 220°; Distanz : 15,1"
AC : Helligkeit : 4,43
bzw. 9,95 mag; PW : 183°; Distanz : 21,8"
AD :
Helligkeit : 5,03
bzw. 12,3 mag; PW : 308°; Distanz : 57,1"
78 My Cygni,
Mayer 72, STF2822
Umlaufbahn
von 78 My Cygni, Periode = 789 Jahre, (Hei1995)
78 My Cygni, August 2005, R200SS, 3000
mm Brennweite, Mittelung über 15 Einzelbilder Die Duplizität von 78 My Cygni war bereits dem Mannheimer Astronomen Christian Mayer bekannt :
"My vom Schwanen habe ich den 7. Sept. 1777 und viele darauf folgende Täge gar deutlich als einen Doppeltstern gefunden, und als einen solchen beobachtete ihn auch öfters Herr Johann Mezger. Wir haben ihn von diesem Tage an sehr oft beobachtet : das kleine Sternlein steht mehr gegen Ost um eine Sekunde in der Zeit, und um 2,5'' nördlicher als der Hauptstern." [7].
Mayers
Eintragung im Beobachtungsbuch vom 24. August 1778 [9]In seinem Doppelsternverzeichnis [2] ist der Abstand mit 11" angegeben, während laut WDS [1] der Abstand damals 6,9" betrug. Der Wert im WDS stammt von Friedrich Wilhelm Herschel, der etwa zur selben Zeit 78 My Cygni beobachtete. Die Berechnung der Ephemeriden für das Jahr 1777 bestätigen den Abstand von 6,9". Wie kommt nun Christian Mayer zu diesem fehlerhaften Abstand ? Betrachten wir seine Angaben etwas genauer. Der Abstand in Deklination von 2,5'' stimmt mit der Bahnkurve sehr gut überein. Für die Rektaszension nanntet er einen Abstand von einer Zeitsekunde. In einer Zeitsekunde bewegte sich My Cygni damals um 13,3'' von Ost nach West. Tatsächlich benötigte der Begleiter jedoch nur 0,5 Zeitsekunden um die Strecke zu durchlaufen. Mit dem Sekundenschlag einer astronomischen Pendeluhr war jedoch eine genaue Zeitmessung nicht möglich, daher der große Fehler in der Distanz.
Die Position, die Christian Mayer in seinem Verzeichnis für 78 My Cygni angibt, stimmt mit der berechneten Position für das Jahr 1777 ebenfalls überein. Wir können daher sicher sein, daß es sich in seinem Verzeichnis wirklich um diesen Stern handelt. Aktuell (2008) liegt der Abstand bei 1,7", der Positionswinkel beträgt 315°.
NSV24885
siehe Chi Cygni Vergleichssterne (350 kByte !)
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] SIMBAD Astronomical Database, http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-fbasic
[11] 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.
This research has made use of the SIMBAD database, operated at CDS, Strasbourg, France
Seitenaufrufe
seit 1. Februar 2006 :