Doppelsterne Perseus

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Doppelsterne im Sternbild Perseus

Wolf 170, ES 2598, WDS03289+4039, Schnellläufer

Wolf 170, Februar 2015, UNC30515, Webcam

Durch Vergleich seiner fotografischen Aufnahmen vom 17. November 1916 (B3836b) mit Aufnahmen vom 23. August 1901 (B280b) und vom 17. November (!) 1901 (B354a) stieß der Heidelberger Astronom Max Wolf (1863 - 1932) auf die Eigenbewegung dieses Sterns [9]. Allerdings bezog sich seine Beschreibung lediglich auf die hellere Komponente. In seiner Publikation von 1917 [8] führte er den Stern noch unter der Nr. 383 auf. Zwei Jahre später als er seinen Katalog von 1053 stärker bewegten Fixsternen zusammenstellte [9], bekam er die Nr. 170, unter der er auch heute in SIMBAD Astronomical Database aufgeführt ist [10]. Von der gemeinsamen Bewegung des Paares wusste Wolf anscheinend noch nichts.

Etwa um die gleiche Zeit hat der englische Astronom Thomas Henry Espinell Compton Espin (1858 - 1934) die Doppelsternstruktur entdeckt. Er bestimmte einen Abstand von 11,3'' und einen Winkel von 311° [1, 12]. Bislang sind im Washington Double Star Catalog lediglich 5 Messungen eingetragen. Abstand und Winkel haben sich bis jetzt nur unwesentlich verändert. Dennoch sind die Eigenbewegungen für beide Komponenten unterschiedlich groß, so dass man nicht von einer gemeinsamen Bewegung des 9,04 Magnituden hellen Hauptsterns und des 11,3 Magnituden hellen Begleiters ausgehen kann [1].

LDS9155AC, Wolf 182, WDS03321+4340, Sternpaar mit gemeinsamer Eigenbewegung, Schnellläufer

Wolf 182 am 17. November 1916, Max Wolf, Bruce Astrograph Platte B (B3836b) [7], horizontal gespiegelt

Wolf 182, Februar 2015, UNC30515, Webcam

Etwa 3° südlich von 36 Persei befindet sich Wolf 182, ein Sternpaar mit großer Eigenbewegung. Die Komponenten AB liegen lediglich 0,2'' auseinander und sind auf der Aufnahme nicht aufgelösst. Die Komponente C ist mit einer Helligkeit von 13,09 Magnituden deutlich schwächer wie A mit 8,56 Magnituden. Daher ist es ein wenig erstaunlich, dass es sich hier um ein Sternpaar mit gemeinsamer Eigenbewegung handelt. Für die Komponente A beträgt diese in R.A. 0,298''/Jahr, in Deklination -0,120''/Jahr. Für C liegt die Eigenbewegung bei 0,299''/Jahr in RA und -0,119''/Jahr in Deklination [1].

Die Entdeckung der Eigenbewegung wird Willem Jacob Luyten 1960 zugeschrieben. Max Wolf hat diesen Schnellläufer bereits 1916 (siehe Aufnahme oben) bzw. 1917 entdeckt [8]. Allerdings entging ihm die Eigenbewegung der Komponente C, so dass er diesen Schnellläufer nicht als Doppelstern erkannte.

ES 560, Wolf 186, WDS03332+4615

Wolf 186 vom 23.11.1916, Max Wolf, Bruce Astrograph [9]

Wolf 186, März 2015, 1500 mm UNC30515, Webcam

Wolf 186 ist mit 47a auf der Aufnahme vom 23.11.1916 gekennzeichnet. Der helle Stern links unterhalb von Wolf 186 ist 36 Persei. Max Wolf fand die Eigenbewegung durch Vergleich seiner fotografischen Aufnahmen im Jahre 1916. Die Struktur von Wolf 186 wurde bereits im Jahre 1896 von Espin entdeckt. Die Helligkeit der Hauptkomponente beträgt 8,33 Magnituden die des Begleiters 11,29 Magnituden. Der Abstand beträgt 9,6'' [1].

Wolf 191, Wolf 193, BUP 45, LDS 9156AD, WDS03356+4253, Sternpaar mit gemeinsamer Eigenbewegung, Schnellläufer

Wolf 193, Max Wolf, 23. November 1916, 4200s, Bruce Astrograph [9]

Wolf 193, März 2015, UNC30515, Webcam

BUP 45AC entdeckte Burnham bereits im Jahr 1896. Mit einer Helligkeit von 7,45 und 7,98 Magnituden sind sie auch in kleinen Teleskopen leicht zu beobachten. Dennoch liegen seit der Entdeckung bis heute (2015) lediglich 13 Messungen im WDS Katalog vor [1]. Im Jahre 1916 bemerkte Max Wolf die Eigenbewegung eines kleinen Sternchens (Wolf 191) nahe der viel helleren Hauptkomponente (Wolf193). Dieser Begleiter hat lediglich eine Magnitude von 13,76 und stellt die Grenze für Webcam Aufnahmen mit einem 12-Zoll Newton Teleskop dar. In den Astronomischen Nachrichten von 1917 schrieb er : "Begleiter des hellen Sterns 405; mit diesem genau gleich bewegt." [8] Die Nr. 405 war die ursprüngliche Bezeichnung von Wolf für diesen Stern. Es geht aus diesem kurzen Kommentar klar hervor, dass die Entdeckung des gemeinsam bewegten Paares auf Max Wolf zurückgeht. In der Literatur wird die Entdeckung hingegen Luyten 1960 zugeschrieben (LDS9156AD). Für Wolf 191 / Wolf 193 bzw. LDS 9156AD liegen lediglich 4 Beobachtungen im WDS Katalog vor.

Wolf 217, ENG 14AB, WDS03438+423603438+4236

Wolf 217, Max Wolf, 23. November 1916, 4200s, B3837a, Bruce Astrograph [9]

Wolf 217, ENG 14AB, WDS03438+423603438+4236

Wolf 217, März 2015, UNC30515, Webcam

Wolf 217 befindet sich lediglich 15 Bogenminuten westlich von 41 Persei. Die Hauptkomponente hat eine Helligkeit von 7,54 Magnituden, der Begleiter ist 11,03 Magnituden hell. Es handelt sich um einen optischen Doppelstern, da der Begleiter im Gegensatz zu Hauptstern nur eine sehr geringe Eigenbewegung aufweist. Max Wolf fand 1916 durch Vergleich seiner Fotoplatten aus unterschiedlichen Epochen die Eigenbewegung des Hauptsterns. Die scheinbare Struktur wurde bereits 1893 entdeckt. Die Entdeckung wird Rudolf Engelmann zugeschreiben. Da Engelmann bereits 1888 starb, wurden seine Doppelsternmessungen später von Aitken (1905), Lewis (1906), Burnham (1913) und Strand (1937) veröffentlicht (WDS Discovery Notes) [1].

Menkib, 44 Zeta Persei, STF 464, WDS03541+3153

44 Zeta Persei, Januar 2005, R200SS, 1500 mm, Mittelung über 101 Einzelbilder, Seeing : mittel

44 Zeta Persei ist ein sehr schönes 5-fach System im Sternbild Perseus. Das besondere an diesem Mehrfachsystem ist der Kontrastunterschied von 6,3 Magnituden zwischen der A und der B Komponente in 12,7" Abstand. Je größer der Kontrastunterschied ist, desto näher scheinen die Komponenten beieinander zu liegen. Diese Täuschung basiert auf der Blendwirkung durch die hellere Komponente. Dennoch sind die beiden Komponenten mit einem 8-Zoll-Newton-Teleskop bereits bei 50-facher Vergrößerung sofort zu trennen. Auch die D und die E Komponenten mit einer Helligkeit von 10,44 bzw. 9,96 mag lassen sich gut beobachten. Die C Komponente (siehe Markierung im Bild) liegt hingegen aufgrund ihrer Helligkeit von 11,24 mag gerade noch an der Nachweisgrenze der Webcam. Für AC konnte aus der Aufnahme ein Positionswinkel von 287° und ein Abstand von 32,4" bestimmt werden. Nachfolgend die Daten aus dem WDS (2003) :

AB : Helligkeit : 2,85 bzw.   9,16 mag; PW : 208°; Distanz :   12,7"
AC : Helligkeit : 2,85 bzw. 11,24 mag; PW : 287°; Distanz :   33,3"
AD : Helligkeit : 2,85 bzw. 10,44 mag; PW : 196°; Distanz :   98,0"
AE : Helligkeit : 2,85 bzw.   9,96 mag; PW : 186°; Distanz : 120,4"

Laut Guide 8 (basierend auf dem Tycho-2 Katalog, Messungen des Satelliten Hipparcos, ESA) beträgt die Entfernung von 44 Zeta Persei (A-Komponente) mindestens 1000 Lichtjahre, die Entfernung des oben als E-Komponente bezeichneten Sterns beträgt hingegen mindestens 90 Lichtjahre. Demnach handelt es sich bei der Komponente E nicht um einen Begleiter von A, sondern lediglich um einen Vordergrundstern.

Epsilon Persei, 45 Persei, STF 471, WDS03579+4001

45 Epsilon Persei, Januar 2005, R200SS, 1500 mm, Mittelung über 15 Einzelbilder

45 Epsilon Persei ist ein 4-fach System, wobei sich die A, B und D Komponenten mit den Helligkeiten von 2,85, 8,88 und 9,25 mag gut beobachten lassen. Aufgrund des relativ großen Abstandes der D Komponente wird diese bei der Beobachtung leicht übersehen. Friedrich Wilhelm Herschel beobachtete Epsilon Persei bereits im August 1780 : "Doppelt, extrem ungleich, der größere weiß, der kleinere altrosa, bei 222 [-facher Vergrößerung] 2,5 Durchmesser des größeren [Sterns] Position 81° 28´ süd, ein wenig ungenau. Ein dritter Stern in einer Entfernung von ungefähr 1,5 oder 1,25 minuten" [4]. Nachfolgend die Daten aus dem WDS (A-C : 1998, D : 2003) :

AB : Helligkeit : 2,85 bzw. 8,88 mag; PW : 9°; Distanz : 9,0"
AC : Helligkeit : 2,85 bzw. 13,90 mag; PW : 11°; Distanz : 79,9"
AD : Helligkeit : 2,85 bzw. 9,25 mag; PW : 146°; Distanz : 162,9" (in obiger Abbildung : PW : 144°, Distanz : 163,4")

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] Wiliam 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] Wiliam Herschel, Catalog of Double Stars, Philosophical transactions of the Royal society of London, 1785 Vol. 75
[7] HDAP, Heidelberg Digitized Astronomical Plates, http://dc.zah.uni-heidelberg.de/lswscans/res/positions/q/form
[8] Max Wolf, Eigenbewegungssterne, Astronomische Nachrichten, Nr. 4892, 1917
[9] HDAP, Heidelberg Digitized Astronomical Plates, http://dc.zah.uni-heidelberg.de/lswscans/res/positions/q/form
[10] Max Wolf, Katalog von 1053 stärker bewegten Fixsternen, Veröffentlichung der Badischen Sternwarte zu Heidelberg, 1919
[11] Simbad, Centre de Donnees astronomiques de Strasbourg
[12] T.H. Espin, Micrometrical Measures of Double Stars (12th. Series) and New Double Stars, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 78, p.189, 1918

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
This work made use of the HDAP which was produced at Landessternwarte Heidelberg-Königstuhl under grant No. 00.071.2005 of the Klaus-Tschira-Foundation.

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