Inhalt :

• Kurze Geschichte der Doppelsternbeobachtung
• Doppelsterne und Mehrfachsysteme
  
• Der Newton R200SS in Verbindung  mit der Philips ToU Webcam
  
• Das Auflösungsvermögen
• Astrometrie mit einer Webcam
• Verschiedene Verfahren zur Kalibrierung
  
• Auswertung und Reduktion
  
• Reproduzierbarkeit
• Ergebnisse
• Fehleranalyse
  
• Quellennachweis

Stichworte : Binary Stars, Double Stars, Parallaxe, Auflösungsvermögen, Astrometrie; R200SS, Aktuelle Messungen

von J. S. Schlimmer

Dieser Artikel erschien erstmals in der Zeitschrift Nightsky, Ausgabe 03/2004. Seitdem wurde der Artikel mehrfach überarbeitet und erweitert. Die Doppelsternbeobachtung beschäftigt sich mit der genauen Positionsbestimmung von Doppel- und Mehrafchsystemen. Sind viele Positionen eines Systems bekannt, so kann aus diesen eventuell eine scheinbare Umlaufbahn inklusive der Umlaufdauer abgeleitet werden. Ist sogar die absolute Bahn bekannt, so kann das Massenverhältnis der Komponenten berechnet werden.

Kurze Geschichte der Doppelsternbeobachtung

Galileo Galilei beobachtete bereits 1617 Theta Orionis und erkannte 2 weitere, schwächere Sterne in der Nähe des Hauptsterns. Beide Begleiter waren etwa gleich hell und hatten zu Theta Orionis den gleichen Abstand. Für Galileo lagen die beiden Begleiter so dicht an der Hauptkomponente, dass sie diese praktisch berührten.

Einige Jahre später, um 1650 beobachtete der italienische Astronom G. B. Riccioli den Stern Mizar im Sternbild Großer Bär und entdeckte, dass dieser aus zwei Komponenten besteht (Abbildung 1). Das optische Paar Mizar und Alkor ist wegen der großen Distanz hingegen schon seit der Antike bekannt. Es lässt sich bereits mit dem bloßem Auge trennen.

Die systematische Suche und Beobachtung der Doppelsterne begann mit Christian Mayer. Mayer beobachtete helle Fixsterne um deren Eigenbewegung zu untersuchen. Dabei fielen ihm schwächere Sterne in nächster Umgebung dieser hellen Sterne auf, die bislang in keinem Sternregister aufgeführt waren. Im Jahre 1779 veröffentlichte er eine erste Tabelle mit 72 Doppelsternen. Diese Tabelle erschien 2 Jahre später in Bodes "Berliner Astronomisches Jahrbuch für 1784" unter dem Titel "Verzeichnis aller bisher entdeckten Doppeltsterne". Die Tabelle wurde von Bode um 8 Sterne erweitert und enthielt somit 80 Doppelsterne. Im Gegensatz zu seinen Zeitgenossen, war Christian Mayer bereits von einer gravitativen Zusammengehörigkeit dieser neuen Sternsysteme überzeugt.

Durch Mayers Veröffentlichung angeregt beobachtete auch Friedrich Wilhelm Herschel ab dem Jahr 1779 systematisch Doppelsterne. Im Gegensatz zu Mayer hielt er diese Systeme jedoch nur für optische Doppelsterne. Herschel wollte mit seinen Beobachtungen geeignete Kandidaten zur Bestimmung der Parallaxe ermitteln, ein Vorschlag der bereits auf Galileo Galilei zurückgeht. Herschel veröffentlichte im Jahr 1782 seinen ersten Doppelstern Katalog mit insgesamt 269 Doppel- und Mehrfachsternen. Er teilte die beobachteten Doppelsterne je nach Schwierigkeitsgrad in 6 Klassen ein. In den nachfolgenden Jahren beobachtete er rund 1000 solcher Sterne, bis er 1804 zur Schlussfolgerung kam, ”dass es eigene Sternsysteme gibt, die aus 2 Fixsternen bestehen, von welchen der eine sich in einer regelmäßigen Bahn um den anderen bewege”. In diesen 24 Jahren hatte sich der Positionswinkel von 53 Xi UMa um 59° geändert (Abbildung 2 und 3) [1,2]. Er nannte diese Sterne Binary Stars im Gegensatz zu den scheinbaren Doppelsternen, die er als Double Stars bezeichnet [3]. Damit war der Beweis erbracht, dass das newtonsche Gravitationsgesetz von 1687 über unser Sonnensystem hinaus wirksam ist. Was uns heutzutage so selbstverständlich erscheint, war damals noch eine kleine Sensation.

Abbildung 3 : die Umlaufbahn für 53 Xi UMa, beide Komponenten umkreisen den gemeinsamen Schwerpunkt in nur 59,8 Jahren. Wie man anhand der Jahreszahlen sieht, kann man die Bahnbewegung von Jahr zu Jahr mit verfolgen. Das macht 53 Xi UMa zu einem der interessantesten Doppelsterne an unserem Himmel.

Ab 1815 beschäftigte sich F.G.W. Struve in Dorpat mit der Beobachtung und Vermessung von Doppelsternen. Im Jahre 1822 veröffentlichte er seinen ersten Doppelsternkatalog. In den kommenden 15 Jahren folgten 2 weitere Kataloge. Ab dem Jahr 1840 führte J. H. Mädler Struves Doppelsternbeobachtungen in Dorpat fort und berechnete für einige wenige Systeme erste Umlaufbahnen. Auch F.W. Bessel beobachtete zu dieser Zeit von Königsberg aus Doppelsterne. Ihm gelang 1838 als erstem die genaue Bestimmung der Parallaxe anhand des Sterns 61 Cygni (Abbildung 4).

Aufgrund seiner schnellen Eigenbewegung von 5,2 Bogensekunden pro Jahr war den Astronomen des 19. Jahrhunderts bekannt, dass es sich bei 61 Cygni um einen der nächsten Nachbarsterne unserer Sonne handeln muss. Durch die jährliche Drehung der Erde um die Sonne - was zu beweisen war  - sollte eine periodische Verschiebung von 61 Cygni gegen den Himmelshintergrund der sehr viel weiter befindlichen Sterne beobachtbar sein. Dies wird allgemein als Sternparallaxe bezeichnet. Anhand der Parallaxe konnte Bessel experimentell die Richtigkeit des heliozentrischen Weltbildes beweisen und bestimmte zugleich als erster den Abstand eines Sternes von uns.
Doch lassen wir ihn die damaligen Ereignisse selbst erzählen : ”Im Jahre 1833 war ich genötigt, drei Monate in Berlin zuzubringen, um dort die Pendellänge durch eine Reihe von Versuchen zu bestimmen, weil ich ihrem Resultate beträchtliche Genauigkeit zu geben beabsichtigte. Nach ihrer Beendigung erschien der Halleysche Komet, der jeden heiteren Augenblick für sich verlangte. Das Jahr 1836 brachte andere Verhinderungen; allein im August 1837 konnte ich  auf ununterbrochene Fortsetzung einer Beobachtungsreihe von 61 Cygni rechnen. Die Aussicht auf ihren Erfolg hatte durch die Hoffnung, welche Struve nach seinen Beobachtungen von alpha Lyrae unterhielt, neue Unterstützung erhalten, so daß diese Hoffnung auch beitrug, die Zeitfolge der Beobachtungen zu Gunsten derer über die jährliche Parallaxe anzuordnen. Was ich jetzt davon mitteile, beruht auf ihrer Fortsetzung bis zum 2. Oktober 1838; sie werden noch weiter fortgesetzt und daher spätere Nachträge zur Folge haben [....] Wenn man die jährliche Parallaxe von 61 Cygni = 0”3136 annimmt, so erhält man seine Entfernung in mittleren Entfernung der Erde von der Sonne ausgedrückt = 657700 und die Zeit, welche das Licht gebraucht, um diese Entfernung zu durchlaufen  = 10,28 Jahre.” [3]

Anlässlich seines 200. Geburtstages brachte die Deutsche Bundespost 1984 Sonderbriefmarken mit dem Portrait von F. W. Bessel heraus. Auf der Briefmarke sind auch die Besselschen Funktionen 0. und 1. Ordnung abgebildet. Das Quadrat der Besselfunktion 0. Ordnung beschreibt unter anderem den Intensitätsverlauf eines Beugungsscheibchens bei einer Sternabbildung mit kreisrunder Öffnung. Mehr zur Bestimmung der Parallaxe und der Eigenbewegung von 61 Cygni finden Sie in dem Artikel Der Doppelstern 61 Cygni.

Im Amerika befasste sich S.W. Burnham mit der Vermessung von Doppelsternen. Zunächst mit einem 6 Zoll Refraktor ausgestattet, stand ihm ab 1885 ein 18,5 Zoll Refraktor zur Verfügung. 1906 veröffentlichte Burnham einen Katalog mit über 13.000 Doppel- und Mehrfachsternen. Einer der größten und informativsten Doppelsternkataloge ist der ”Washington Double Star Catalog” (WDS) der knapp 100.000 Doppelsterne beinhaltet. Dieser wird ständig überarbeitet und ist auch für Amateure im Internet online verfügbar [5]. Hieraus stammen auch die genannten Daten der Darstellungen. Dieser kurze historische Rückblick erhebt natürlich nicht den Anspruch auf Vollständigkeit. Er zeigt aber bereits, welche Rolle die Beobachtung der Doppelsterne in der Vergangenheit für das Verständnis über unseren Kosmos spielte.

Auch in der Gegenwart werden ähnliche Beobachtungen mit Großteleskopen durchgeführt. Um das unsichtbare Zentrum unserer Milchstraße bewegen sich nahe Sterne auf elliptischen Bahnen. Ein internationales Forscherteam konnte in den letzten 15 Jahren den Umlauf des Sterns S2 um Sgr A* beobachten. Die dadurch gewonnenen Erkenntnisse stützen die Annahme, dass es sich bei Sgr A* um ein schwarzes Loch handelt [6].

Doppelsterne und Mehrfachsysteme

Bei den Doppelsternen unterscheidet man verschiedene Typen. Bei den physischen Doppelsternen (Binary Stars) handelt es sich um Sterne, die aufgrund ihrer Gravitation um einen gemeinsamen Schwerpunkt kreisen. Oft ist eine der beiden oder beide Komponenten wiederum doppelt. Man spricht dann von Mehrfachsystemen. Ein sehr schönes Beispiel für ein Mehrfachsystem ist Sigma Orionis, siehe Abbildung 6.

Von optischen Doppelsternen (Double Stars) ist die Rede, wenn 2 Sterne nur scheinbar dicht beieinander stehen aber sich nicht um einen gemeinsamen Schwerpunkt bewegen. Ein sehr bekanntes Beispiel hierfür ist das bereits erwähnte Paar Alkor und Mizar (Abbildung 1, Abbildung 7).
Sehr enge Doppelsterne sind auch mit großen Teleskopen nicht mehr trennbar. Erfolgt ihre Rotation nicht gerade senkrecht zur Beobachtungsrichtung, so werden durch den Dopplereffekt die Spektrallinien periodisch rot– bzw. blau verschoben. Diese Sterne werden daher als spektroskopische Doppelsterne bezeichnet.
Heute geht man davon aus, daß es sich beim überwiegenden Teil der Sterne um Doppelsterne handelt. Doppelsterne werden durch ihren Abstand und ihren Positionswinkel charakterisiert. Der Positionswinkel wird allgemein entgegengesetzt des Uhrzeigersinns gezählt. Die Zählweise entspricht also dem Anblick im Okular. Dabei sind Norden und Süden miteinander vertauscht. Norden (0°) liegt unten, der Süden (180°) liegt oben (Abbildung 7). Die Abbildungen in diesem Artikel sind mit Ausnahme von Abbildung 2 hingegen aufrecht und seitenrichtig, das heißt Norden ist oben, Osten ist rechts.

Der Newton R200SS in Verbindung mit der Philips ToU Webcam

Das R200SS ist ein 8-Zoll-Newton-Teleskop von der Firma Vixen. Mit f/4 ist es zur Zeit das lichtstärkste Teleskop von Vixen. Es findet hauptsächlich in der klassischen Deep Sky Fotografie Verwendung. Mit einer Primärbrennweite von 800 mm ist es für die klassische Fotografie im Kleinbildformat von Doppelsternen ungeeignet, weil der Abbildungsmaßstab zu gering ist. Auch die Verlängerung der Brennweite auf 1500 mm mit dem optionalen Telekonverter bringt keine hinreichende Verbesserung.
Die Verwendung einer Webcam statt einer Kleinbildkamera vereinigt daher zwei Eigenschaften, die für die Aufzeichnung von Doppelsternen von großem Vorteil sind. Aufgrund der geringen Größe des CCD Chips der Philips ToUcam Pro (PCVC740 k) von lediglich 4,6 mm x 3,97 mm lassen sich problemlos hohe Auflösungen realisieren. Hierdurch kann die Vergrößerung leicht dem Auflösungsvermögen des Teleskops angepasst werden. Wegen der sehr geringen Größe des Gesichtsfeldes spielen optische Fehler wie zum Beispiel Koma keine Rolle mehr.
 
Der zweite große Vorteil besteht in der höheren Quantenausbeute des CCD Chips gegenüber dem konventionellen Film. Durch den CCD Chip ist die Philips ToUcam (PCVC 740k) weitaus lichtempfindlicher als preiswertere Webcams, die in der Regel einen auf CMOS Technologie basierenden Chip verwenden. Das ist der Grund weshalb sich die Philips ToUcam inzwischen als ”Standard Webcam” für den astronomischen Einsatz entwickelt hat. Die Belichtungszeiten liegen zwischen 1/2000 Sekunde und 1/25 Sekunde. Mit 8 Zoll Öffnung können bei einer Belichtungszeit von 1/25 Sekunde problemlos Sterne bis zur 10. Größe aufgezeichnet werden (Abbildung 8).

Wird die Webcam für astrometrische Zwecke verwendet, so sollte man sich über ein paar grundlegende Eigenschaften im Klaren sein. Webcams sind Farbkameras. Die Farbinformation wird durch Farbfilter gewonnen, die in Form einer Matrix auf den Chip aufgedampft sind. Arbeitet man mit monochromatischem Licht - zum Beispiel durch Verwendung von Filtern, so reduziert sich das Auflösungsvermögen um 50 %, die Empfindlichkeit reduziert sich sogar um ca. 66 %, da nur noch jeder dritte Pixel zum Signal beiträgt. Der Abstand zwischen zwei Sternen kann aufgrund der Anordnung der einzelnen lichtempfindlichen Elemente des CCD Chips keine beliebigen Werte einnehmen. Die Distanz der Komponenten ergibt sich bei der fotografischen Auswertung durch den Abstand der beiden Mittelpunkte. Diese lassen sich nur mit einer Genauigkeit von ± 1 Pixel bestimmen.

Die Webcam ist mittels einer abgeschnittenen Filmdose an das Teleskop adaptiert. Um Streulicht zu vermeiden ist die Filmdose innen mit schwarzer Velourfolie beklebt.
Zur besseren Anpassung des Teleskops an die Umgebungstemperatur befindet sich hinter dem Hauptspiegel ein Lüfter. Dieser reduziert das so genannte Tubusseeing, das entsteht, wenn der Hauptspiegel seine Wärme an die kühlere Luft im Innern des Tubus abgibt. Die Wärme wirkt sich in Form von Luftschlieren negativ auf die Abbildungsqualität aus [7, 8].

Das Auflösungsvermögen

 alpha = 206265 * 1,22 lambda / D

Mit einem 8-Zoll-Teleskop lassen sich mit einer Wellenlänge von 555 nm nach dem Rayleigh-Kriterium rechnerisch Doppelsterne gleicher Farbe und Helligkeit von 0,70 Bogensekunden auflösen. Allerdings wird das Auflösungsvermögen eines Teleskops in der Praxis durch atmosphärische Turbulenzen limitiert. Um eine Auflösung von 1,0 Bogensekunden bei Langzeitbelichtungen zu erreichen, benötigt man ein durchschnittliches Seeing von 0,57 Bogensekunden. Eine ausführliche Darstellung darüber finden Sie in dem Artikel Wie gut muß das Seeing sein ? [9]. Abbildungsfehler, wie zum Beispiel Sphärische Aberration führen zu einer weiteren Verringerung des Auflösungsvermögens. Bei meinem R200SS liegt das Auflösungsvermögen bei visueller Beobachtung etwa bei 1,0 Bogensekunden (Zeta Canceri AB).

Mit kurzen Belichtungszeiten können die atmosphärischen Turbulenzen eingefroren werden. Allerdings lassen sich kurze Belichtungszeiten naturgemäß nur mit hellen Objekten verwirklichen. Hierzu gehören auch Doppelsterne. Die Luftunruhe wirkt sich bei kurzen Belichtungszeiten auf die Häufigkeit brauchbarer Bilder aus. Für einen Wellenfrontenfehler von 1 rad (ca. lambda / 6) lässt sich die Häufigkeit dieser als ”lucky pictures” bezeichneten Aufnahmen berechnen (siehe Artikel Wie gut muß das Seeing sein ?). Es ist daher nicht verwunderlich, dass sich mit Hilfe einer Webcam bessere Auflösungen erzielen lassen, wie bei visueller Beobachtung. Bei meinem R200SS liegt hier das Limit bei etwa 0,7 Bogensekunden.

Astrometrie mit einer Webcam

Unter Astrometrie versteht man bei der Doppelsternbeobachtung die genaue Lagebestimmung der verschiedenen Komponenten bezogen auf die Hauptkomponente. Die Lage ist für eine bestimmte Zeit durch Angabe der Distanz und des Positionswinkels eindeutig festgelegt (vergl. Koordinatensysteme). Bei manchen Doppelsternen können im Laufe von wenigen Jahren erhebliche Änderungen auftreten (z.B. Xi UMa, Gamma Virginis, 70 Oph, 44 Bootes). Die Bestimmung der aktuellen Distanzen und Positionswinkel kann daher interessant sein. Voraussetzung hierfür ist jedoch die Kenntnis des exakten Abbildungsmaßstabes, also dem Verhältnis zwischen der Größe des Bildfeldes (in Pixel) zum abgebildeten Himmelsausschnitt (in Bogensekunden). Wird zur Brennweitenverlängerung eine Barlowlinse verwendet, so hängt die effektive Brennweite des optischen Systems auch von dem Abstand zwischen Barlowlinse und Webcam ab und kann je nach verwendeten Adapter leicht variieren. Die unterschiedlichen Abbildungsmaßstäbe müssen jeweils genau bekannt sein. Daher muss das System (Teleskop + Barlowlinse + Okularhülsen + Webcam) zunächst kalibriert werden.

Verschiedene Verfahren zur Kalibrierung

a) Kalibrierung anhand bekannter Doppelsternabstände

Die einfachste Methode besteht darin, den Abstand mehrerer Doppelsterne aufzunehmen und mit den Angaben aus der Literatur zu vergleichen. Hierbei stößt man jedoch schnell auf die Frage, welche Doppelsternsysteme für eine Kalibrierung in Frage kommen. Die Angaben aus den Katalogen sind in der Regel nicht aktuell und oft zu ungenau. Der Washington Double Star Catalog [5] bietet hierzu eine Liste von 80 Doppelsternen mit bekannter Umlaufbahn an. Anhand der bekannten Umlaufbahnen lassen sich auf den Tag genau die Ephemeriden berechnen, die zum Vergleich benötigt werden. Zu den aufgeführten Beispielen gehören Xi UMa, Epsilon Lyrae Cc-D, 70 Oph und STF3050 (Mayer 80). Gleichzeitig wird im Washington Double Star Catalog [5] aber auch vor dieser Methode gewarnt und auf die Methode mit einer Schlitzmaske oder den Sterndurchgangstest verwiesen.

b) Kalibrierung anhand des Sterndurchgangstests

Das Bildfeld der gewählten optischen Konfiguration lässt sich durch einen Sterndurchgangstest leicht ermitteln. Hierzu bestimmt man die Zeit t, die ein Stern bekannter Deklination d benötigt, um das Bildfeld der Webcam bei ausgeschalteter Nachführung zu durchqueren.

c) Kalibrierung mit Hilfe einer Doppellochblende

Maskiert man die Teleskopöffnung mit einer Doppellochblende, so wird ein Stern durch jede der beiden Öffnungen (Aperturen) separat abgebildet. Im Brennpunkt überlagern sich die Lichtwellen beider Öffnungen und es entsteht ein typisches Interferenzmuster.

Abbildung 9 : Interferenzstreifen im Beugungsscheibchen, Abstand der Aperturen 8 cm

Der Streifenabstand f des Interferenzmusters hängt vom Abstand  B der beiden Öffnungen ab :

f = 206265 lambda / B

Der Quotient aus dem berechneten Streifenabstand f und dem aufgezeichneten Abstand in Pixel liefert sofort den gesuchten Abbildungsmaßstab. Das Problem des Verfahrens liegt darin, dass die Wellenlänge in der Regel nicht exakt bekannt ist. Zeichnet man Doppelsterne ohne Verwendung eines Filters auf, so sollte auch die interferometrische Kalibrierung ohne Filter erfolgen. Die effektive Wellenlänge hängt dann von der maximalen Empfindlichkeit des CCD Sensors und dem Spektrum des gewählten Teststerns ab.

d) Bestimmung des Positionswinkels

Der Positionswinkel muss immer neu ermittelt werden, wenn die Webcam neu montiert wurde. Zur Bestimmung des Positionswinkels sollte die Webcam an der Okularhülse möglichst exakt ausgerichtet werden. Bei einem Newton-Teleskop kann das mit Hilfe der Spinnenarme im intra- oder extrafokalen Beugungsbild eines Sterns erfolgen. Diese werden parallel zu den Bildrändern des Monitors ausgerichtet. Selbstverständlich sollten die Spinnenarme ihrerseits exakt in Deklination und Rektaszension ausgerichtet sein. Ohne großen Aufwand erreicht man mit dieser Methode Genauigkeiten von etwa 1° (Abbildung 10).

Höhere Genauigkeiten bezüglich des Winkels lassen sich dadurch erzielen, indem man zwei separate Aufnahmen des Doppelsterns am linken und rechten Bildrand anfertigt. Bei der späteren Auswertung können beide Summenbilder (REGISTAX, siehe unten) miteinander überlagert werden. Anhand einer Verbindungslinie zwischen den beiden Aufnahmen kann der Korrekturwinkel ausgelesen werden. Mit dieser Prozedur kann der Winkel mit einer Genauigkeit von 0,1° ermittelt werden.

Eine weitere und sehr einfache Möglichkeit besteht darin, dass der Doppelstern bei ausgeschalteter Nachführung aufgezeichnet wird. Dabei wandert der Stern von Ost nach West. Das Programm REDUC kann aus solchen Aufnahmen automatisch den Korrekturwinkel berechnen und übernimmt diesen bei der späteren Auswertung der Aufnahmen.

Auswertung und Datenreduktion

a) REGISTAX

Eine einfache Auswertung kann mit REGISTAX [11], einem Freeware Programm erfolgen. Dieses Programm erlaubt sowohl eine automatische als auch eine manuelle Verarbeitung der Videos. Die Hauptaufgabe des Programms besteht in der Lagekorrektur des Objektes zwischen den Einzelbildern, die aufgrund des Seeings statistisch gegeneinander verschoben sind. Aufgrund des Seeings sind die Einzelbilder von sehr unterschiedlicher Qualität. Durch Vergleich der Einzelbilder mit einem vorgegebenen Muster im Frequenzbereich (FFT Analyse) ist in der Regel eine automatische Selektion und Weiterverarbeitung der besten Einzelbilder gegeben. Nach dem Zentrieren können die besten Bilder automatisch zu einem Summenbild gestackt werden ("shift und add" Verfahren). Mit einem weiteren Bildverarbeitungsprogramm lassen sich die Doppelsternabstände und Positionswinkel sofort auslesen. Die erzielbaren Genauigkeiten liegen dabei im Bereich von ± 1 Pixel.

b) REDUC

Das Programm REDUC [12] von Florent Losse erlaubt hingegen eine automatische Analyse der Einzelbilder und wurde speziell zur Auswertung von Doppelsternaufnahmen geschrieben. Die erzielbaren Genauigkeiten liegen dabei deutlich unter dem Auflösungsvermögen des Teleskops oder dem Abbildungsmaßstab der gewählten Konfiguration. Die Distanz von Xi UMa konnte mit REDUC bis auf eine Abweichung von 0,02'' genau gemessen werden.
Für jedes Einzelbild werden in REDUC zunächst die X, Y-Werte der Intensitätsmaxima beider Komponenten bestimmt. Daraus wird der Abstand und der Positionswinkel für jedes Einzelbild berechnet. Durch den Einfluss des Seeings variieren diese beiden Größen um einen statistischen Mittelwert. Sowohl der Mittelwert als auch der Einzelfehler wird ausgegeben. Einzelfehler, die größer als die Standardabweichung sind, werden entsprechend farblich gekennzeichnet und können individuell gelöscht werden. Auf diese Weise lassen sich Ausreißer schnell erkennen und eliminieren.

Reproduzierbarkeit und Konsistenz

a) Konsistenz verschiedener Systemkonfigurationen

Werden die Doppelsternbeobachtungen mit verschiedenen, bekannten Abbildungsmaßstäben durchgeführt, so sollten die unterschiedlichen Aufnahmen im Rahmen der statistischen Genauigkeit für ein Doppelsternsystem das gleiche Ergebnis liefern. Was sich zunächst so selbstverständlich anhört, erweißt sich in der Praxis aber schnell als Problem. Sollen die Doppelsterndistanzen bis auf wenige 1/100 Bogensekunden genau bestimmt werden, so müssen die Abbildungsmaßstäbe bis auf wenige 1/1000 Bogensekunden bekannt sein. Auch die Belichtungszeit hat einen Einfluss auf das Ergebnis. Bei längeren Belichtungszeiten werden die Beugungsscheibchen bzw. die Speckles größer dargestellt, wie bei kürzeren Belichtungen. Eine genaue Zentrierung wird dadurch erschwert. Eine Übersättigung der abgebildeten Komponenten durch zu lange Belichtungszeiten sollte daher vermieden werden. Dies gelingt jedoch nur, wenn beide Komponenten annähernd gleich hell sind.

b) Reproduzierbarkeit der Systemkonfiguration

c) Reproduzierbarkeit des Auswerteprogramms

Die Auswertung eines Datensatzes sollte unabhängig vom Initialbild im Rahmen der statistischen Streuung immer zum gleichen Ergebnis führen. Dies lässt sich relativ leicht überprüfen, indem man den gleichen Datensatz, z. B. die besten Bilder eines Videos mehrmals auswertet und jedes Mal mit einem anderem Einzelbild des Satzes beginnt. Eine weitere Möglichkeit diese Forderung zu überprüfen besteht darin, mehrere Videos, die von einem Doppelstern direkt nacheinander aufgezeichnet wurden, auszuwerten. Die unterschiedlichen Datensätze sollten ebenfalls innerhalb der statistischen Streuung zum gleichen Ergebnis führen. Diese Forderung wird von REDUC sehr gut erfüllt.

Ergebnisse

Die Ergebnisse finden Sie auf einer extra Seite Ergebnisse der Doppelsternbeobachtungen !

Fehleranalyse

Zur Überprüfung der Ergebnisse auf einen systematischen Fehler wurden die Messergebnisse von 2006 mit den Werten aus dem WDS verglichen. Eine entsprechende Darstellung finden Sie auf der Seite Fehleranalyse.

[1] Felix R. Paturi, Harenberg Schlüsseldaten Astronomie, Harenberg Lexikon Verlag 1996, ISBN 3-611-00537-1
[2] Sterne und Weltraum 4/2003, Aktuelles am Himmel
[3] G.D. Roth, Geschichte der Astronomie, Kosmos
[4] Richard Dibon-Smith, http://www.dibonsmith.com/orbits.htm
[5] The Washington Double Star Catalog, http://ad.usno.navy.mil/wds/
[6] Max Planck Gesellschaft, Presseinformationen, Massenmonster im Herzen der Milchstraße, http://www.mpg.de/bilderBerichteDokumente/dokumentation/pressemitteilungen/2002/pri0287.htm
[7] J.S. Schlimmer, Ein Lüfter an einem 8-Zoll-Newton-Teleskop, Sterne und Weltraum 6/2002
[8] J.S. Schlimmer, Temperaturanpassung eines 8-Zoll-Newton, NightSky 2/2004
[9] J.S. Schlimmer, Wie gut muß das Seeing sein?, NightSky 3/2004
[10] J.S. Schlimmer, Gamma Virginis - oder der Sieg ueber das Seeing, Interstellarum 27, April 2003
[11] REGISTAX, http://registax.astronomy.net/
[12] Florent Losse, REDUC, http://www.astrosurf.com/hfosaf/uk/tdownload.htm
[13] William I. Hartkopf, Brian D. Mason, & Gary L. Wycoff, U.S. Naval Observatory, Washington, DC, Fourth Catalog of Interferometric Measurements of Binary Stars http://ad.usno.navy.mil/wds/int4.html
[14] Naumann/Schröder, Bauelemente der Optik, Taschenbuch der technischen Optik, 6. Auflage, Carl Hanser Verlag 1992

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