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Doppelsterne im Sternbild Herkules


STF2052AB, WDS16289+1825

Umlaufbahn von STF2052, (Sod 1999), erstellt mit [3]

STF2052, UNC30515, 3000mm, Juli 2015


Die Duplizität von STF2052 wurde im Jahr 1822 von Wilhelm Friedrich Georg Wilhelm Struve entdeckt. Seitdem wurde STF2052 über 528 mal beobachtet. Die Komponenten haben eine scheinbare Helligkeit von 7,69 und 7,91 Magnituden [1]. Aktuell liegt der Abstand bei 2,3'', der Positionswinkel beträgt ca. 119°. Die Bahnkurve stammt von
Söderjhelm von 1999.



STT 313, WDS16326+4007

STT 313, Juli 2015, UNC30515, 7500mm, Webcam, 24 von 300 Einzelbildern gestacked, bearbeitet

STT 313 befindet sich etwa 2,5° südlich von sigma Herculis. Die Komponenten haben eine scheinbare Helligkeit von 7,97 und 8,31 Magnituden [1]. Ihr Abstand beträgt 0,9'', der Winkel liegt bei rund 129°. Die erste Beobachtung fand im Jahre 1843 statt. Derzeit
(Epoche 2015,5) liegen 120 Messungen vor. Eine Umlaufbahn ist bislang noch nicht bekannt.



36 Herculis, Mayer 41, STFA 31, WDS16406+0413

 36 Herculis, Juli 2006, R200SS, 1500 mm


Messungen zwischen 1777 und 2009

In seinem Doppelsternverzeichnis beschrieb Christian Mayer 36 Herculis als Doppelstern mit Komponenten von 6. und 8. Größe, die in einem Abstand von 69" in SW stehen. Die Beobachtung von 36 Herculis ist einfach aber unspektakulär, es gibt wesentlich interessantere Doppelsterne. Die Auswertung von 21 Einzelbildern ergab für 2006 folgende Werte : Distanz : 69,29'' ± 0,23''; Positionswinkel : 229,37° ± 0,2°. Im August 2009 wurde 36 Herculis (bei schlechtem Seeing) erneut beobachtet : Distanz : 69,31'' ± 0,47''; Positionswinkel : 230,26° ± 0,27°.

36 Herkules eignet sich aber hervorragend zur Kalibrierung des Abbildungsmaßstabes, da der Abstand der Komponenten zeitlich invariant ist. Die Grafik zeigt sämtliche Messungen zwischen 1777 und 2009. Die schwarz markierten Quadrate stellen Messungen innerhalb der einfachen Standardabweichung dar, die weißen Quadrate sind Messungen deren Wert außerhalb der einfachen Standardabweichung liegt (Ausreiser). Der Mittelwert ohne die Ausreiser beträgt 69,647''.



STF2094AB, WDS16442+2331

STF2094, Juli 2015, UNC30515, 7500mm, Webcam, 11 von 300 Einzelbildern gestacked, bearbeitet

Obwohl die Komponenten von STF2094 mit einem Abstand von rund 1,09'' sehr viel weiter auseinander stehen wie bei STT 313 und STF2203, ist die Trennung nicht leichter. Der Grund liegt in der geringeren Deklination. Dadurch ist STF2094 sehr viel stärker den Seeing-Effekten ausgesetzt. Seit der Entdeckung der Duplizität durch
Wilhelm Friedrich Georg Wilhelm Struve im Jahre 1831 wurde STF2094 bislang 177 mal beobachtet. Die scheinbaren Helligkeiten betragen 7,48 und 7,87 Magnituden [1].



STF2107AB, WDS16518+2840

STF2107, Umlaufbahn nach M. Scardia (Sca2003c), erstellt mit [3]

STF2107, Juli 2015, UNC30515, 7500mm, Webcam, 9 von 300 Einzelbildern gestacked, bearbeitet

Mit einem Abstand von 1,4'' gehört STF2107 nicht mehr zu den engen Doppelsternen doch ist er mit einem Kontrastunterschied von 1,6 Magnituden eine kleine Herausforderung. Im WDS Katalog liegen immerhin 431 Beobachtungen
(Epoche 2015,5) vor. Die aktuelle Bahnkurve stammt von Marco Scardia (Sca2003c) und hat eine Periode von rund 268 Jahren.



Rasalgethi, Alpha Herculis, 64 Herculis, Mayer 43, H II, 2, STF2140, WDS17146+1423

Die Umlaufbahn von Rasalgethi, Periode 3600 Jahre

  Rasalgethi, a)  Juli 2013 ohne Filter, UNC30515, 1500 mm, EOS 1100D b)  Juli 2013 mit grün Filter, 3000 mm, Webcam,

Rasalgethi gehört zu den schönsten Doppelsternen und erinnert auf den ersten Blick ein wenig an Gamma Leonis, obwohl die Farbe von Rasalgethi sehr viel mehr ins rötliche geht (Spektraltyp M5 Ib).

Als Doppelstern war Rasalgethi schon bekannt, bevor Christian Mayer ihn 1777 beobachtete : "Wirklich habe ich den Alpha Herkulis den 14. August 1777, das ist 7 Tage später als Herr Maskelyne zu Greenwich, auch zu Mannheim mit dem Mauerquadranten zum erstenmale als einen Doppeltstern gesehen. Ich gestehe gern, daß ich wegen Gewohnheit derlei Wunder am Himmel zu sehen, in keine so große Verwunderung darüber gesetzt worden bin, ja ich zweifelte fast, ob ich ihn nicht schon öfters so gesehen hätte, ich schätzte den Unterschied der geraden Aufsteigung zwischen dem Hauptsterne und seinem blassen Trabanten 4/10 einer Sekunde in der Zeit, und sah ihn etwas südlicher über der Oberfläche des quer laufenden Fadens ohngefähr 3 Sekunden. Ich weiß nicht, ob es die Abend Dämmerung oder ein Umstand des Dunstkreises war, daß weder ich noch Herr Mezger mit seinen scharfen Augen, die darauf folgende Täge, als den 15. 16. 19. 27. und 28 August, wo wir alpha Herkulis wieder beobachtet hatten, seinen Trabanten wahrnehmen konnten. Der Stern alpha Herkulis gieng täglich näher an die Sonne, und es war die folgenden Tage und Monate ohnmöglich, ein so kleines blasses Sternlein bei hellem Tage zu sehen." [7].


Ausschnitt aus Mayers Beobachtungsbuch vom 15.08.1778 (!)


Auch Friedrich Wilhelm Herschel erkannte die Doppelnatur von Rasalgethi : "29. August 1779, + a Herkules, Fl. 64. In capite. Ein schöner Doppelstern, sehr ungleich. der größere rot; der kleinere blau zu grün neigend; die Farben sind bei allen Vergrößerungen gleich. Der Zwischenraum mit 222 [-facher Vergrößerung], 1,25 Durchmesser des größeren [Sterns]; mit 227, etwa 2 Durchmesser des größeren; mit 932, etwa 3 Durchmesser des größeren. Distanz : 4'',966. Insgesamt ein Durchschnitt von 2 Jahren Beobachtung. Eine einfache Messung mit meinem letzten neuen Mikrometer, von Mitte zu Mitte 4'' 34'''. Position 30° 35' südlich, folgend." [4].

Die exakte Bestimmung des Abstandes zwischen den beiden Komponenten A und B ist nicht ganz einfach. Mit Hilfe einer zweiten Barlowlinse bestimmte ich mit dem BAADER MICRO GUIDE bei etwa 240-facher Vergrößerung einen Abstand von 0,75 EH = 5,3''. Bei dem Okularschraubenmikrometer von Leitz lag der Abstand bei 6,11''. Der Grund für diese Varianz liegt im großen Kontrastunterschied zwischen beiden Komponenten.

Doch nicht allein der große Kontrastunterschied erschwert die exakte Bestimmung. Beide Komponenten unterscheiden sich auch in ihren Spektren voneinander. Bei der Hauptkomponente handelt es sich um einen Roten Riesen vom Spektraltyp M5Iab, während der Begleiter ähnlich unserer Sonne von Spektraltyp G0II-III ist. Somit liegt das Strahlungsmaximum der Hauptkomponente im IR, wo CCD Sensoren ebenfalls ihre größte Empfindlichkeit aufweisen. Im Gegensatz hierzu liegt das Strahlungsmaximum des Begleiters im grün-gelben Farbbereich, in dem die Empfindlichkeit von CCD Sensoren nur gering ist. Es ist daher nicht weiter verwunderlich, dass die Hauptkomponente den Begleiter bei CCD Aufnahmen ohne Filter mehr oder weniger überstrahlt. Was liegt also näher, als einen grün-Filter für die Abstandsbestimmung zu verwenden ? Ein grün-Filter kennzeichnet sich dadurch aus, dass er für rotes Licht nicht durchlässig ist. Somit werden die dominanten Rotanteile des Spektrums gesperrt. Der Kontrastunterschied zwischen A und B verringert sich. Der Nachteil dieses Filters besteht in der geringen Transmission. Nur 24% des weißen Lichtes werden durchgelassen. Dennoch konnte unter Zuhilfenahme eines solchen Filters eine genaue Abstandsmessung durchgeführt werden.

 

HU 1177, Wolf 649, WDS17098+3849, Schnellläufer

Wolf 649, Max Wolf, 5. Juni 1918, Bruce Astrograf [13]

Wolf 649, Juli 2014, UNC30515, 1500 mm

Die Doppelsternnatur wurde bereits im Jahre 1905 entdeckt. Die Hauptkomponente hat eine scheinbare Helligkeit von 9,82 Magnituden, der Begleiter erscheint nur in einer Helligkeit von 13,39 Magnituden [1]. Durch den Kontrastunterschied von rund 3,5 Magnituden und die relativ enge Distanz von rund 3-4" ist HU 1177 auch mit einem 12-Zoll Teleskop eine Herausforderung. Daher liegen aktuell (Epoche 2014,5) im Washington Double Star Catalog [1] auch lediglich 6 Messungen vor.

Beide Komponenten besitzen eine Eigenbewegung, die sich geringfügig voneinander unterscheidet. Aufgrund dieses Unterschiedes vergrößert sich der jährliche Abstand um 10 Millibogensekunden, bzw. um 1 Bogensekunde in 100 Jahren. Max Wolf stieß im Jahre 1918 auf die Eigenbewegung des Hauptsterns, die Doppelsternstruktur konnte er mit seinem Bruce Astrografen aufgrund langer Belichtungszeiten nicht erkennen. Seine Beobachtung veröffentlichte er zusammen mit anderen Auswertungen dieses Gebietes im Jahre 1919 [11]. Darin hatte Wolf 649 noch die Nr. 972. In seinem im gleichen Jahr erschienenen
Katalog von 1053 stärker bewegten Fixsternen ordnete Wolf die Sterne entsprechend ihrer Rektaszension neu an.



Sarin, Delta Herculis, 65 Herculis, H V 1, STF3127, WDS17150+2450

 Delta Herculis, Juli 2013, UNC30515, 1500 mm, Canon EOS1100D, 5 Sekunden

Friedrich Wilhelm Herschel entdeckte am 9. August 1779 die Doppelnatur von Delta Herculis : "Doppelt. Extrem ungleich [hell]. Der größere [Stern] ist weiß, der kleinere neigt zu rot. Distanz 33'',75. Position 72° 28', südlich folgend." [4]. Herschels Positionsangabe bezieht sich auf die Ost-West Richtung (Rektaszension). Aus seinen Angaben ergibt sich somit ein Winkel von rund 162,5°.

Neben dem Begleiter B gibt es noch zwei schwächere Begleiter Aa-C und Aa-D. Die Komponente C hat eine Größe von 10,45 mag, die Komponente D liegt bei 10,59 mag. Die letzten Werte im WDS [1] für diese beiden Komponenten stammen aus dem Jahr 1999 : Aa-C : Abstand 171,8'', Winkel : 353°; Aa-D : Abstand : 191,9'', Winkel  : 91°.


Delta Herculis ist ein Stern mit relativ großer Eigenbewegung von insgesamt 183 Millibogensekunden / Jahr, die anhand des Begleiters B deutlich wird. Somit ist der Begleiter B nicht physisch an Delta Herculis gebunden und lediglich ein optischer Doppelstern. Die Begleiter C und D zeigen hingegen keine eigene lineare Bewegung in Bezug auf A.

Für den Zeitraum von 1779,5 bis 2008,5 liegen exakt 200 Messungen vor [1], aus denen eine lineare Ausgleichsgerade berechnet wurde. Herschels Beobachtung von 1779 wurde dabei nicht berücksichtigt.

Ergebnisse aus den Messungen:

μx =   -81 Millibogensekunden/Jahr  [Hipparcos   -21 Millibogensekunden/Jahr]
μy = -164 Millibogensekunden/Jahr  [Hipparcos -164 Millibogensekunden/Jahr]
μ   = -183 Millibogensekunden/Jahr




70 Herculis, Mayer 45, S 687 AB, WDS17209+2430

In Christian Mayers Doppelsternverzeichnis von 1781 wird an 45. Stelle 71 Herculis genannt. Die Positionsangaben stimmen jedoch exakt mit 70 Herculis überein. Auch Friedrich Wilhelm Herschel schien etwas irritiert gewesen zu sein, denn in seiner Abhandlung über die Eigenbewegung der Fixsterne schrieb er :
"Der 71. im Herkules, ein Stern 5. Größe ist verschollen. Der 70. und der 71 sind in Flamsteads Katalog so dicht beisammen, daß ohne Instrumente nicht festgelegt werden kann, welcher Stern gemeint ist. Es gibt einen kleinen teleskopischen Stern, in etwa 30 Minuten nordwärts in Richtung Mü Lyrae; sollte dies der 71. [Stern] sein, so sind beide bezüglich des Ortes und der Größe verwechselt. Der 40. Stern [gemeint ist der 45. Stern ! in Mayers Katalog] in Herrn Mayers Doppelsternsammlung (De novis in Coelo Sidero phaenomenis) scheint 70 Herkules von Flamstead zu sein. Jetzt erscheint dieser Stern perfekt einfach in meinem Teleskop, mit jeder Vergrößerung die ich versucht habe, wir können vermuten, daß einer dieser Sterne nun verschwunden ist und noch im Jahr 1778 sichtbar war, als Mayer ihn beobachtete, und zwar bereits mit einer verminderten Helligkeit von 5. zu 8. Größe." [9].

Beide Komponenten von 70 Herculis standen am 23. Juni 2006 in einem Abstand von etwa 223'' (= 15,25 Einheiten, gemessen mit dem BAADER MICRO GUIDE) und in einem Winkel von rund 57°. Auf eine Aufnahme mit der Webcam wurde verzichtet.


Roh Herculis, 75 Herculis, Mayer 46, H II 3, STF2161AB, WDS17237+3709

Roh Herculis, Juni 2006, R200SS, 1500 mm

Die Doppelsternnatur von Roh 75 Herculis wurde erstmals von Christian Mayer bemerkt. Er beschrieb ihn als System 5. und 7. Größe in 8'' Abstand [2]. Auch Friedrich Wilhelm Herschel beobachtete diesen Doppelstern : "29. August 1779, * Roh Hercules, FL.75. Trium in finistro femore, tertia. Doppelt. Ziemlich ungleich. Beide weiß. Mit 227 [-facher Vergrößerung], 1,25 Durchmesser des größeren [Sterns], mit 460, 2 Durchmesser des kleineren. Distanz 2'',969, Position 30° 21' nördlich, vorlaufend. Die Durchschnittswerte aus 2 jähriger Beobachtung." [4]. Herschel markierte in seinen Katalogen die von Mayer entdeckten Doppelsterne immer mit einem *. Aus Herschels Positionsangabe ergibt sich für Roh Herculis ein Winkel von rund 300°. Auch in Dorpat wurde Roh Herculis in den Jahren 1835 und 1836 beobachtet. Bei Mädlers Messungen lag der Abstand stets zwischen 3,75'' und 4,23''. Der Positionswinkel betrug etwa 309°.

Nach eigenen Messungen betrug 2006,441 der Abstand sehr genau 4,12'' ± 0,21'', der Positionswinkel lag bei 317,4° ± 2,2° (WDS 2004 : Distanz : 4,1'', Winkel : 319° [1]). Aus den Beobachtungen kann man auf eine umlaufende Bewegung des Begleiters schließen. Eine deutliche Abstandsänderung kann hingegen nicht so leicht festgestellt werden, denn die von Herschel bestimmte Distanz scheint nicht richtig zu sein.



AG 209, Wolf 747, WDS17278+3607, BD+36 2873

 
a) Wolf 747 am 5. Juni 1918, Bruce Astrograf, 12600 s belichtet [13] b) Wolf 747, September 2014, 3 x 60 s belichtet

Die Struktur von WDS17278+3607 wurde im Jahre 1904 von Argelander entdeckt. Tatsächlich handelt es sich bei diesem Doppelstern nicht um ein physikalisches Paar, da die Eigenbewegungen beider Sterne sehr unterschiedlich sind. Für A beträgt sie 71 Millibogensekunden/Jahr in R.A. und 57 Millibogensekunden/Jahr in Deklination, für B sind es -26 Millibogensekunden/Jahr in R.A. und 16 Millibogensekunden/Jahr in Deklination. Beide Sterne lassen sich mit einer scheinbaren Helligkeit von 9,64 und 10,19 Magnituden gut beobachten. Zwischen 1904 und 2010 hat sich der Winkel um rund 20°, der Abstand um rund 8'' geändert [1]. Abbildung a zeigt eine Aufnahme von Max Wolf aus dem Jahr 1918, die er mit dem Bruce Astrografen anfertigte [13]. Abbildung B stammt aus dem Jahr 2014.



STF2203, WDS17412+4139

STF2203, Juli 2015, UNC30515, 7500mm, Webcam, 63 von 300 Einzelbildern gestacked, bearbeitet

Die Komponenten von STF2203 haben eine scheinbare Helligkeit von 7,72 und 7,81 Magnituden. Ihr Abstand beträgt 0,73'' der Positionswinkel liegt bei 292°. Bislang sind  162 Beobachtungen im WDS Katalog aufgeführt [1]. Eine Bahnberechnung liegt zur Zeit noch nicht vor.



A 233, WDS17432+2447

A 233, August 2016, UNC30515, 1500 mm, ALccd5Lc

Aufgrund des Kontrastunterschiedes von rund 3,4 Magnituden gehört A 233 nicht zu den einfach zu beobachtenden Doppelsternen. Das liegt auch daran, dass der Abstand lediglich 3 Bogensekunden beträgt. Seit seiner Entdeckung im Jahre 1901 liegen erst 8 Beobachtungen vor.



STF2220A-BC, WDS17465+2743

STF 2220, Juli 2006, R200SS, f/5, 1500 mm, 1/25 s

STF2220 AB zeichnet sich in erster Linie durch seinen großen Helligkeitsunterschied aus. Der WDS [1] nennt für die Komponente A eine scheinbare Helligkeit von 3,42 mag und für B 9,78 mag. Die Distanz betrug im Jahr 2000 laut WDS 34,9'', der Positionswinkel lag bei ´249° betragen. Nach eigenen Beobachtungen beträgt die Distanz 34,58'' ± 0,19'', der Positionswinkel beträgt 249,1° ± 0,2°.



95 Herculis, Mayer 50, H III 26, STF2264, WDS18015+2136

95 Herculis, Juni 2006, R200SS f/5, 1500 mm 1/100 s, 1/250 s

An 50. Stelle in Christian Mayers Verzeichnis wird 95 Herculis aufgeführt. Mayer schätzte beide von 6. Größe, als Abstand gab er 9'' an [2]. Herschel führt diesen Stern in seiner III. Klasse an 26. Stelle auf. Er beobachtete 95 Herculis erstmals am 8. September 1780. Die Distanz bestimmte Herschel zu 6'' 6''', der Positionswinkel betrug 265° [4]. Mädler beobachtete 95 Herculis 1836 von Dorpat aus. Die 3 Messungen im Mai, Juni und August ergaben einen Abstand von 6,4'' und einen Positionswinkel von 261,5° im Durchschnitt [10].
Bei meiner Aufnahme von 95 Herculis wurde kein Korrekturwinkel bestimmt. Daher kann für den Winkel nur ein ungefährer Wert genannt werden, er liegt bei 254°. Der Abstand beider Komponente wurde hingegen anhand der mit lediglich 1/250 Sekunde belichteten Einzelbilder sehr genau ermittelt. Er liegt bei 6,28'' ± 0,16''.



100 Herculis, Mayer 52, STF2280AB, WDS18078+2606

100 Herculis, Juli 2006, R200SS, f/5, 1500 mm, 1/100 s

Bei der Beobachtung am 16.07.2006 betrug der Abstand 14,22'' ± 0,32'', der Positionswinkel lag bei 183,6° ± 0,7°.



LDS1005AB, TOB 271AC, WDS18073+1557










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] Florent Losse, Reduc, http://www.astrosurf.com/hfosaf/uk/tdownload.htm
[9] On the proper Motion of the Sun and Solar System, Philosophical transactions of the Royal society of London, 1783 Vol. 73 Part 2
[10] Mädler, Doppelstern-Messungen für 1836, Astronomische Nachrichten Nr. 324, 1837
[11] Max Wolf, Eigenbewegungen aus der Umgebung von Pi Herculis, Astronomische Nachrichten Nr. 4998, 1919
[12] Max Wolf, Katalog von 1053 stärker bewegten Fixsternen, Veröffentlichung der Badischen Sternwarte zu Heidelberg, 1919
[13]
Heidelberger Digitales Plattenarchiv : HDAP - Heidelberg Digitized Astronomical Plates



Danksagung

This
research has made use of the SIMBAD database, operated at CDS, Strasbourg, France
This research has made use of the Washington Double Star Catalog maintained at the U.S. Naval Observatory.
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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