Doppelsterne Cassiopia

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Doppelsterne im Sternbild Cassiopia

Alpha Cassiopia, H 5 18AD, BU 1349, WDS00405+5632

Alpha Casisiopia, Oktober 2012, UNC30515, 1500 mm

Alpha Cassiopia ist ein Mehrfachstern, dessen Hauptkomponente vom Spektraltyp K0 ist. In etwa 70'' Abstand befindet sich ein Begleiter, der bereits vom Friedrich Wilhelm Herschel im Jahre 1781 beobachtet wurde. Es handelt sich bei diesem jedoch nur um einen Hintergrundstern. Dieser optische Doppelstern wurde seit Herschel rund 35 Mal beobachtet. Die Komponente C wurde 1878, die Komponente B erst 1889 von Bunham entdeckt. Ihre Helligkeiten liegen bei 13,0 bzw. 14,0 Magnituden. Beide wurden bislang 3- bzw. 5 Mal beobachtet.

ES 1867, Wolf 19, WDS00466+6131

ES 1867, Wolf 19, November 2014, UNC30515

"Unter den Objekten sind 6 Sterne, die teils eben in Konjunktion mit anderen Sternen waren, nämlich 320, 321 und 328, teils solchen noch näher treten werden, nämlich 313, 325 und 327. Letztere seien dringend den Besitzern großer Fernrohre zur mikroskopischen Verfolgung empfohlen. Besonders verlockend ist 313. (...)", schrieb Max Wolf 1917 in den Astronomischen Nachrichten über Eigenbewegungen aus der Umgebung von gamma Cassiopia [10]. Zu diesem Zeitpunkt wurde Wolf 19 noch unter der Nr. 313 geführt. Für die Zusammenstellung seiner Eigenbewegungssterne in seinem Katalog von 1053 stärker bewegten Fixsternen im Jahre 1919 nummerierte Wolf die Sterne neu in Abhängigkeit ihrer Rektaszension.

Wolf 19 befindet sich etwa 1,5° nodöstlich von gamma Cassiopia. Die Duplizität wurde in den Jahren 1900 (AC) und 1903 (AB) von dem englischen Astronomen Thomas Henry Espinell Compton Espin (T. H. E. C. Espin) entdeckt. In wie weit Espin die Eigenbewegung bemerkte ist nicht bekannt. Die beiden etwa 6,6'' engen Komponenten besitzen eine gemeinsame Eigenbewegung, die im Betrag nur geringfügig voneinander abweicht. Mit einer Helligkeit von 9,33 (A), 11,28 (B) und 9,71 (C) Magnituden lassen sich diese Komponenten noch leicht beobachten.

Eta Cassiopia, H III 3, STF 60, WDS00491+5749, SMR 2

Umlaufbahn Eta Cassiopia, H III 3, STF 60, WDS00491+5749

Bahn von STF 60AB (Str1969a), berechnet mit Binary Star Orbit Calculator [3]

Eta Cassiopia, STF 60, November 2008, R200SS, 1500 mm

Eta Cassiopia mit einer scheinbaren Helligkeit von 3,52 Magnituden gehört zu den physischen Doppelsternen, die zudem über eine enorme Eigenbewegung verfügen. Die Umlaufzeit des 7,36 mag hellen Begleiters beträgt ca. 480 Jahre. Neben dem Begleiter B gibt es eine Vielzahl von optischen Begleitern C - H, die eine Helligkeit zwischen 8 und 12 mag besitzen.

Friedrich Wilhelm Herschel entdeckte die Doppelsternnatur von Eta Cassiopia am 19. August 1779 : "Doppelt. Sehr ungleich. Der hellere [Stern ist] weiß; der kleinere ist leicht granatrot, beide haben schöne Farben. Distanz 11'',275 im Durchschnitt. Position 27°56' nördlich, nachfolgend [90°- 27°56' = 52°04']." [4]

Später beobachteten Friedrich Georg Wilhelm Struve und Friedrich Wilhelm Bessel Eta Cassiopia sowie weitere Doppelsterne. Anhand des Vergleiches der Ergebnisse konnten sie ihre Messgenauigkeit besser einschätzen [7]. Johann Heinrich Mädler, der ab 1840 Direktor der Dorpater Sternwarte war, führte Struves Doppelsternbeobachtungen fort und gab den bis dahin gefunden Bahnausschnitt in seinem Buch Populäre Astronomie wieder.

Eta Cassiopia in Mädlers Populärer Astronomie von 1852 [8]

Mädler schrieb : "Die beiden Sterne nähern sich jetzt jährlich um 0'',10. Der grössere gelbe Stern 4m ist mit dem blossen Auge gut sichtbar; der kleinere 7,6m ist purpurfarben. Seit Herschel´s erster Beobachtung hat er 41 Grade seines scheinbaren Umlaufs vollendet."

Nachfolgend eine kurze Analyse, der vorgestellten Beobachtungen :

Datum	Beobachter	Distanz	Winkel	Ephemeriden Distanz	Ephemeriden Winkel	Residuen Distanz	Residuen Winkel
1779,63	Herschel	11,28''	52,07°	12,71''	57,30°	-1,43''	-5,23°
1830,75	Bessel	10,07''	86,23°	9,97''	87,44°	0,1''	-1,21°
1832,05	Struve	9,78''	87,60°	9,87''	88,45°	-0,09''	0,85°
1836,46	Mädler	10,83''	90,47°	9,53''	92,06°	1,3''	-1,59°
2006,986	Schlimmer	13,12''	320,6°	13,09''	320,2°	0,03''	0,4°

Die Analyse beruht auf dem Vergleich mit K.A. Strands Umlaufbahn (Str1969a) aus dem Jahre 1969, die immer noch gültig ist.

Eta Cassiopia besitzt eine sehr große Eigenbewegung, die anhand des optischen Begleiters E sehr leicht zu bestimmen ist. Mit einer Helligkeit von 10,15 mag ist der Begleiter E auch im Okular leicht zu beobachten. Nachfolgende Abbildung zeigt die relative Bewegung zwischen AE in der Zeit von 1856 bis 2008. Der Begleiter E bewegt sich dabei auf die Hauptkomponente A zu.

Relative Eigenbewegung zwischen STF 60AE

Ergebnisse :

Polarkoordinaten für die größte Annäherung :

ρ = 15,5''
φ = 205,1°

Eigenbewegung :

μx = 1168 Millibogensekunden/Jahr
μy = 548 Millibogensekunden/Jahr
μg = 1290 Millibogensekunden/Jahr

Zeitpunkt der größten Annäherung :

Jahr = 2059,3

BU 1 = WDS00528+5638, in IC 1590/NGC 281

BU 1 in IC 1590/NGC 281, UNC30515, September 2012

NGC 281 ist ein heller Wasserstoffnebel im Sternbild Cassiopia. Inmitten des Nebels befindet sich der Offene Sternhaufen IC 1590. Der hellste Stern ist mit 8,6 Magnituden HD 5005. Es handelt sich um einen Stern des Spektraltyps O5. Mit seiner Strahlung regt er den Wasserstoff seiner Umgebung zum Leuchten an. HD 5005 wurde von Burnham im Jahre 1871 als Mehrfachsystem entdeckt und katalogisiert. Der Wasserstoffnebel wurde erst einige Jahre später, im Jahre 1881 von Barnard entdeckt [9]. Ein schöner Artikel und Beobachtungstipps über diesen Nebel findet man auch in Interstellarum, Nr. 84 Oktober/November 2012 auf Seite 48f.

Doppelsterne in NGC 663 : STF 151 = WDS01460+6113, STF 152 = WDS01461+6114, STF 153 = WDS01466+6116

NGC 663, September 2011, Canon EOS400D, 2 x 30 s, 1600 ASA, 800 mm

NGC 663, September 2011, 1500 mm Webcam

NGC 663 wurde von Friedrich Wilhelm Herschel entdeckt. Allerdings wurden die Doppelsterne erst viel später als solche erkannt. STF 151 wurde erstmals im Jahre 1875 entdeckt und bislang (9/2011) 10 Mal beobachtet. Die Helligkeiten betragen 10,59 und 10,98 Magnituden. STF 152 wurde erst im Jahre 1902 erstmals beschreiben und seitdem ebenfalls 10 Mal beobachtet. Die scheinbare Helligkeit liegt bei 9,04 und 11,2 Magnituden. STF 153 wurde im Jahre 1831 entdeckt und aufgrund der scheinbaren Helligkeit von 9,36 und 10,38 Magnituden immerhin 15 Mal beobachtet. Mit einem 8 Zoll Teleskop lassen sich diese drei Doppelsterne bereits mit 96-facher Vergrößerung beobachten. Schwieriger hingegen ist die Beobachtung von STI 288 und ES 1950. STI 288 wurde 1902 von Johann Stein erstmals beobachtet. Bislang (Epoche 9/2011) liegen nur 2 Ergebnisse im WDS Katalog vor [1]. Dies hat mit der Helligkeit des Begleiters von lediglich 12,43 Magnituden zu tun. Die Hauptkomponente lässt sich mit einer Helligkeit von 10,56 Magnituden hingegen noch gut beobachten. ES 1950 wurde im Jahre 1908 von T.E. Espin erstmals beobachtet. Es liegen bislang 4 Messungen vor. Die Hauptkomponente hat eine Helligkeit von 8,60 Magnituden, die Helligkeit des Begleiters liegt bei lediglich 12,39 Magnituden.

Quellennachweis und weitere Links

[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] Bessel, Vergleichung der gegenseitigen Stellungen von 37 Doppelsternen, welche sowohl in Königsberg als in Dorpat beobachtet sind, Astronomische Nachrichten Nr. 240, 1833
[8] Johann Heinrich Mädler, Populäre Astronomie, vierte Auflage, Berlin 1852
[9] The NGC/IC Project, Public NGC/IC Database, http://www.ngcicproject.org/
[10] Max Wolf, Eigenbewegungssterne Astronomische Nachrichten, Nr. 4872, 1917

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