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 Doppelsterne im Sternbild Sagitta, Sge, (Pfeil)


Zeta Sge, STF2585, WDS19490+1909

Zeta Sga, September 2007, R200SS, 1500 mm

STF2585 wurde erstmals 1781 von Herschel entdeckt. Der Abstand beträgt 8,09'', der Winkel liegt bei 311,4°. Der Kontrastunterschied beträgt 4 Magnituden.


13 Sge, H 4 100AB, WDS20001+1731
 H 4 100AB, September 2013, UNC30515, 1500 mm

Bei 13 Sge fällt zunächst die ungewöhnliche Nomenklatur auf. Die schwächste Komponente ist als Hauptstern gekennzeichnet, während die hellste Komponente 13 Sge selbst als Komponente C bezeichnet wird.


S 730, WDS20001+1737, NSV12668 und HD 351106, WDS20000+1736
 S 730 und HD351106, September 2013, UNC30515, 1500 mm, Canon EOS1100D

Die Struktur von NSV12668, WDS20001+1737 wurde im Jahre 1825 von J. South entdeckt. Seitdem wurde S 730AB nur 18-mal beobachtet. Die Komponenten AC und AD wurden erst 1879 erstmals beobachtet. Mit einer Helligkeit von 10,2 mag bzw. 9,9 mag sind sie immer noch gut zu erkennen. Für sie liegen inzwischen 12 bzw. 7 Beobachtungen vor. Im Jahre 1889 wurde von G.W. Hough nahe bei A noch die Komponente E gefunden (HO 638AE). Mit einem Abstand von derzeit 2,7'' ist sie auf der Aufnahme nicht aufgelöst.


WDS20000+1736, SMR 7 (HD 351106)


SMR 7, WDS20000+1736, HD 351106, Webcamaufnahmen, 2-fach vergrößert

a) August 2009, s = 3,63'', pa = 261°
b) September 2010, s = 3,86'', pa = 262°
c) August 2011, s = 4,06'', pa = 262°
d) August 2012, s = 4,22'', pa = 263°
e) September 2013, s = 4,09'', pa = 264°
 f) Oktober 2014, s = 4,10'', pa = 265°
 
In der Ecke links oben von NSV12668 befindet sich der Stern HD 351106, der im Jahre 2009 von J.S.Schlimmer erstmals als Doppelstern erkannt wurde und später im WDS Katalog die Bezeichnung SMR 7 (WDS 20000+1736) erhielt. Die Helligkeit beträgt 10,05 Magnituden, der Abstand beträgt 3,63'', der Positionswinkel liegt bei 260,8°. Nimmt man als Helligkeitsunterschied zwischen den Komponenten 1,5 Magnituden an, so liegt die kombinierte Magnitude bei 9,81. Aus dem Aitken Kriterium folgt ein maximaler Abstand von 6,9''. Da der gemessene Abstand kleiner wie Aitkens Kriterium ist, könnte es sich um einen physischen Doppelstern handeln. Die Eigenbewegung von HD 351106 unterscheidet sich deutlich von der Eigenbewegung von NSV 12668 oder der Eigenbewegung von 13 Sge (siehe Bild oben). Daher besteht zwischen diesen Sternen keine direkte physikalische Beziehung. Die Parallaxe von HD 351106 ist nicht bekannt. Weitere Informationen über die Entdeckung der Struktur von HD 351106 siehe : Discovery of a new double star in Sagitta (HD 351106), Journal of Double Star Observations, Vol. 6, Nr. 2, 2010.
STF2622, WDS20041+1700
STF2622, August 2009, R200SS, 1500 mm

STF2622 befindet sich rund 250'' von 15 Sge entfernt. Der Winkel beträgt 170°. Neben den beiden helleren Komponenten AB befindet sich noch eine 11,7 mag helle Komponente C. Der Abstand AB beträgt 5,8'', der Abstand AC beträgt 16,8''. Die Positionswinkel liegen bei 194,2° bzw. 303,4°.


15 Sge, STT 592, BUP 202AD, WDS20041+1704
 15 Sge + Umgebung 60'' x 60'', September 2013, UNC30515, 1500 mm, Canon EOS1100D
Die Komponenten B und C wurden im Jahre 1853 von Otto Struve (=STT) entdeckt, die Komponente D wurde im Jahre 1908 erstmals beobachtet und trägt die Bezeichnung BUP 202AD. Im Gegensatz zu den beiden helleren Komponenten B und C liegen für D erst 7 Beobachtungen vor. 15 Sge hat eine sehr große Eigenbewegung, die anhand der Komponenten B und C deutlich wird.
STT 592AB

Relative Eigenbewegung von STT 592AB :

μx = 387 Millibogensekunden/Jahr
μy = 394 Millibogensekunden/Jahr
μ   = 552 Millibogensekunden/Jahr
STT 592AC


Relative Eigenbewegung von STT 592AC :
μx = 406 Millibogensekunden/Jahr
μy = 416 Millibogensekunden/Jahr
μ   = 581 Millibogensekunden/Jahr

Polarkoordinaten für die größte Annäherung :
ρ = 202,76''
φ = 314,1°

Zeitpunkt der größten Annäherung :

Jahr = 1883,4

Bei dieser Kalkulation wurde der letzte Wert (der von der Ausgleichsgerade am meisten abweicht) nicht berücksichtigt, da er das Ergebnis stark verfälschen würde. Wie man an den unterschiedlichen Eigenbewegungen für STT 592AB und STT 592AC erkennen kann, besitzen die Begleiter (einer oder beide) ebenfalls eine eigene Bewegung.


S 737, WDS20099+2100
Umgebung von STF2637 und S 737, ca. 0,25° x 0,25°, Oktober 2013, EOS1100D, 15 s

S 737, August 2009, R200SS, 1500 mm

WDS20099+2100 wurde im Jahre 1824 von South entdeckt. Seit dieser Zeit haben sich weder Abstand noch Positionswinkel verändert. Der Abstand zwischen den beiden 7,93 und 9,26 mag hellen Sternen beträgt etwas mehr wie 100''. Seit seiner Entdeckung wurde WDS20099+2100 14x beobachtet.


Theta Sge, 17 Sge, STF2637, WDS20099+2055
Theta Sge, August 2009, R200SS, 1500 mm

Die Struktur von Theta Sge wurde erstmals im Jahre 1800 von Struve untersucht. Inzwischen liegen über 100 Beobachtungen vor.


ENG 71AB, HZG 15AD, GIC 163AE, BUP 205BC, Wolf 873, WDS20111+1611
Wolf 873, Oktober 2014, UNC30515, 1500 mm, 50%Vergrößerung

Die beiden hellen Komponenten AB wurden im Jahre 1893 von Rudolf Engelmann entdeckt. Die Komponenten AD wurden im Jahre 1904 zuerst von E. Hertzsprung beobachtet. Im gleichen Jahr beobachtete S.W. Burnham die Komponenten BC. Giclas fügte dann im Jahre 1962 noch die Komponente E hinzu. Mit einer Helligkeit von 7,42 Magnituden ist A die hellste Komponente, mit 13,93 Magnituden ist E hingegen die schwächste Komponente. Max Wolf stieß im Jahre 1916 auf die Eigenbewegung von AB [7], jedoch sind die Eigenbewegungen dieser beiden Sterne sehr unterschiedlich. Auf seiner Aufnahme markierte er auch nur die Eigenbewegung der A Komponente. Hingegen weisen die beiden Komponenten AE nahezu gleiche Eigenbewegungen auf und bilden wahrscheinlich ein gemeinsam bewegtes Paar.
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] Max Wolf, Bewegte Sterne aus der Umgebung von γ Sagittae, Astronomische Nachrichten, Nr. 4945, 1918
Danksagung
This research has made use of the Washington Double Star Catalog maintained at the U.S. Naval Observatory.