www.epsilon-lyrae.de
zur Startseite zurück
eine Ebene zurück

Doppelsterne im Sternbild Lyra (Leier)

Alpha Lyrae, Vega, H 5 39, STFB  9, WDS18369+3846

 Vega + Umgebung ca. 0,5° x 0,5°, September 2013, UNC30515 1500mm, Canon EOS1100D, 2x15 s,

Die Vega ist mit einer Helligkeit von 0,03 mag der hellste Stern am Sommerhimmel und somit der erste Stern, den man bereits in der Abenddämmerung sehen kann. Vega ist vom Spektraltyp A0. Verwendet man zur Beobachtung ein Blaze-Gitter, so lassen sich die Wasserstofflinien der Balmer Serie leicht verfolgen (siehe Spektrum Vega).

Friedrich Wilhelm Herschel
schrieb über seine Beobachtungen im September 1781 : "D
oppelt. Übermäßig ungleich. Bei Mondlicht konnte ich den kleinen Stern bei 278-facher Vergrößerung nicht sehen, und nur mit großer Schwierigkeit bei 460-facher Vergrößerung; aber in Abwesenheit des Mondes konnte ich ihn sehr gut mit 227-facher Vergrößerung sehen. Der Hauptstern ist blendend weiß, der Begleiter düster. Distanz : 37“,13, Position 26°46´ süd" [4].

Vega selbst ist kein physischer Doppelstern. Mit den beiden sehr viel schwächeren Hintergrundsternen stellt Vega lediglich ein optisches Doppelsternpaar dar. Der Kontrast zwischen Vega und dem optischen Begleiter veranlasste Friedrich Wilhelm Struve im Jahr 1837 Vega als Kandidat für seine Messungen der Fixsternparallaxe auszuwählen. Aufgrund der extrem unterschiedlichen Helligkeiten ging er davon aus, dass die Entfernung zwischen unserer Sonne und Vega sehr viel kleiner ist, wie die Entfernung zu den schwächeren Nachbarn. Somit sollte sich die Parallaxe anhand von Vega leicht bestimmen lassen.
Sein Ergebnis veröffentlichte er 1840 : 12,08 Lichtjahre. Heute geht man von einer Entfernung von 25,3 Lichtjahren aus. Mehr zur Bestimmung der Fixsternparallaxe finden Sie in dem Artikel : der Doppelstern 61 Cygni.

Der Stern Vega ist noch aus einem weiteren Grund sehr interessant : er besitzt eine deutliche Eigenbewegung von 202 Millibogensekunden pro Jahr in R.A. und 286 Millibogensekunden pro Jahr in Deklination [8], die anhand der beiden Hintergrundsterne über die Jahre deutlich wird. Allerdings besitzen die beiden Hintergrundsterne ebenfalls eine Eigenbewegung, so dass nur die relative Eigenbewegung der Vega direkt bestimmt werden kann.

 

Das Diagramm zeigt die relative Eigenbewegung zwischen Vega AB. Die Messungen decken den Zeitraum von 1781 bis 2008 ab. Herschels Messung von 1781 ist in diesem Diagramm als rotes Quadrat dargestellt. Aus den Beobachtungen ergeben sich folgende Werte :

μx = 195 Millibogensekunden/Jahr
μy = 295 Millibogensekunden/Jahr
μ   = 345 Millibogensekunden/Jahr


Die Abweichungen gegenüber den Hipparcos Daten erklären sich in erster Linie durch die Eigenbewegung des optischen Begleiters B von  4 Millibogensekunden/Jahr in R.A. und -6
Millibogensekunden/Jahr in Deklination.


Das zweite Diagramm zeigt die relative Eigenbewegung zwischen Vega AE. Die Messungen decken hier lediglich den Zeitraum von 1831 bis 2008 ab. Die Komponente E bewegt sich auf Vega zu und wird im Laufe der Jahre immer schwieriger zu beobachten sein.

Polarkoordinaten für die größte Annäherung :

ρ = 1,83''
φ = 310,3°

Eigenbewegung :

μx = 220 Millibogensekunden/Jahr
μy = 265 Millibogensekunden/Jahr
μ   = 344 Millibogensekunden/Jahr

Zeitpunkt der größten Annäherung :

Jahr = 2266,2

Die Abweichungen gegenüber den Hipparcos Daten [8] erklären sich zum Teil durch die Eigenbewegung des optischen Begleiters E von 7 Millibogensekunden/Jahr in R.A. und -4 Millibogensekunden/Jahr in Deklination.


Epsilon Lyrae, 4 Lyrae, 5 Lyrae, Mayer 57, Mayer 58, STF2382, STF2383, STFA 37, WDS18443+3940

Epsilon Lyrae, August 2012, UNC30515, 1500 mm, Philips ToU Webcam 

Ausführliche Informationen über die Entdeckungsgeschichte, Beobachtungsbeschreibungen berühmter Astronomen und Umlaufbahnen finden Sie in einem extra Artikel über Epsilon Lyrae.


6,7 Lyrae, Mayer 56, WDS18448+3736

 6,7 Lyrae, August 2009, R200SS, 1500 mm Brennweite, Mittelung über 47 Einzelbilder

Die Struktur von 6,7 Lyrae wurde bereits 1779 von Christian Mayer entdeckt. Im Jahre 1880 entdeckte der amerikanische Astronom S.W. Burnham zwei weitere Komponenten C und D, 1889 entdeckte er noch eine vierte Komponente B. 

AB : Helligkeit : 4,36 mag bzw. 15,8   mag, PW :   51°, Distanz : 23,8"
AC : Helligkeit : 4,30 mag bzw. 13,3   mag, PW : 272°, Distanz : 46,1"
AD : Helligkeit : 4,34 mag bzw.   5,62 mag, PW : 150°, Distanz : 43,8"
AE : Helligkeit : 4,30 mag bzw. 11,5   mag, PW : 299°, Distanz : 61,9"


Beta Lyrae, Mayer 59, STFA 39AB, BU  293, WDS18501+3322

  Beta Lyrae, August 2014, 1500 mm Brennweite, Mittelung über 23 Bilder, UNC30515
Beta Lyrae wurde bereits im Jahre 1777 von Christian Mayer beobachtet. Er schrieb : "Der Stern beta von der Leier ist als ein einfacher glänzender Fixstern von 2 - 3ter Größe in allen unseren Sternregistern befindlich. Dermalen vermehret er die Anzahl der Doppeltsterne, ich habe seinen kleinen weißlichen Trabanten den 9. Sept. 1777 hart neben ihm beobachtet, er folget 2 Sek. in der Zeit, und ist 40,7 Sek. mehr gegen Süden als beta von der Leier. Ich habe noch einen anderen Trabanten bei ihm gesehen, in einer stärkeren Entfernung gegen Norden, wovon hier die Rede nicht ist." [7]

Während mit einem 8 Zoll Teleskop nur die Komponenten A, B, E und F zu sehen sind, kann mit einem 12 Zoll Teleskop auch die Komponente C mit einer Webcam aufgezeichnet werden. Die Komponente C erscheint mit einer Helligkeit von 13,0 Magnituden.



HL9001, WDS18536+3303 nahe M57

WDS18536+3303 bei M57, September 2014, 4 x 120s, 1500 mm

In einer Entfernung von rund 71'' vom Weißen Zwerg inmitten des Planetarischen Nebels M57 befindet sich der unscheinbare Doppelstern WDS18536+3303. Dieser wurde von Asaph Hall im Jahre 1877 entdeckt [1], [11].
Die Komponente A hat eine Helligkeit von 13,1 Magnituden, B und C sind mit 15 Magnituden angegeben [1]. Dabei befindet sich C etwa 18'' nördlich von B. Aufgrund der geringen scheinbaren Helligkeit liegen im WDS Katalog nur wenige Messdaten über diesen Doppelstern vor.



Delta Lyrae Haufen, Stephenson 1, ES 2028AB, SMR  13, WDS18545+3654

 
Abbildung 1 : Delta 1 Lyrae, Delta 2 Lyrae und Stephenson 1, August 2014, 3 x 180 s, Abbildung 2 : Original Aufnahme von 1958 mit möglichen Haufenmitgliedern


Spektraltyp
Eigenbewegung / mas
Radialgeschw./ Km/s
Parallaxe / mas
delta 1 Lyr
B2,5 V
0,78
-3,09
-25,8
3,29
delta 2 Lyr
M4 II
-7,36
4,06
-25,55
4,43
Stephenson 1
-
-0,70
-3,63
-21,60
-
Tabelle mit Daten zu delta Lyrae und Stephenson 1

Die Gegend um delta Lyrae gehört zu den schönsten im Sternbild Leier. Bei der blauen Komponente (Spektraltyp B2,5V) handelt es sich um delta 1 Lyrae bzw. um 11 Lyrae mit einer Helligkeit von 5,58 mag. Bei dem roten Stern (Spektraltyp M4II) handelt es sich um delta 2 Lyrae bzw. 12 Lyrae mit einer Helligkeit von 4,3 mag.  Beide Sterne sind bereits im Fernglas schön zu sehen. Zwischen beiden Sternen gibt es eine Reihe von schwächeren Sternen, die zum Teil zum Delta Lyrae Haufen = Stephenson 1 gehören.

Entdeckt wurde der Delta Lyrae Haufen im Jahre 1958 von Gordon Grant vom Warner and Swasey Observatory bei der Himmelsdurchmusterung mit einem Objektivspektrometer. Nach dem frühen Tode von Grant im gleichen Jahr wurde die Untersuchung von C.B. Stephenson ein Jahr später fortgesetzt [9, 10]. Aufgrund der ähnlichen Radialgeschwindigkeiten von delta 1 und delta 2 Lyrae, ging man zunächst von einer physischen Zusammengehörigkeit beider Sterne aus. Aber wie man in der Tabelle oben sehen kann, sind die Eigenbewegungen und die Parallaxe sehr unterschiedlich. Auch der Offene Haufen selbst steht in keiner physischen Verbindung mit beiden delta Lyrae Sternen.

In Abbildung 1 sieht man die Buchstabenbezeichnungen der Sterne nach der Untersuchung des Autors. Bei dieser Studie wurden die Abstände und Positionswinkel zu delta 2 Lyrae bestimmt. Diese Bezeichnungen wurden inzwischen auch im WDS Katalog übernommen. Allerdings handelt es sich hierbei nur um optische Doppelsterne. Abbildung 2 zeigt die Originalaufnahme von Gordon Grant von 1958 mit der Nummerierung der möglichen Haufenmitglieder [10].
 
B = 19 = BD +363320, 9,7 mag, F0
D = 31
E = 15
F = 14 = BD +363312, 9,2 mag, K0III
G = 13 = BD +363313, 9,2 mag, A1
H = 12 = BD +363314, 8,8 mag, A0

Eine sehr schöne Seite über Stephenson 1 findet man auf Rolf's Star-Lodge unter del 1 Lyr. und del 2 Lyr. + OCI Stephenson.



STF2427AB, CTT 11AD, SMR 14EF, WDS18581+3813

STF2427, September 2010, R200SS, 1500 mm

STF2427AB wurde im Jahre 1828 erstmalig beobachtet. Beide Komponenten sind vom Spektraltyp K0, zumindest für die Komponente A ist dies auf der Aufnahme zu erkennen. Die Komponente D wurde erstmals im Jahre 1930 beobachtet. Für diese Komponente liegen seit dem erst 5 Messungen vor. Die Komponente F wurde ebenfalls 1930 erstmals beobachtet. Sie wird jedoch erst seit 2010 im WDS Katalog unter der Bezeichnung SMR 14EF geführt. Seit der ersten Beobachtung liegen ebenfalls 5 Messungen vor.


Gamma Lyrae,
AGC 9AB, WDS18589+3241

Gamma Lyrae, August 2014, 1500 mm Brennweite, Mittelung über 50 Bilder, UNC30515

Die Struktur von Gamma Lyrae wurde im Jahre 1868 erstmals von Alvan Graham Clark erkannt. Die Hauptkomponente hat eine Helligkeit von 3,24 Magnituden, der Begleiter erscheint hingegen nur mit einer Helligkeit von 12,1 Magnituden. Daher wurde der Begleiter bislang (2014,5) auch nur 12 Mal beobachtet. Der Winkel hat sich in dieser Zeit nur gering, der Abstand hat sich nicht verändert.


A 261,
WDS18591+2730

A 261, September 2016, 1500 mm Brennweite, UNC30515

Bei A 261 handelt es sich um einen (optischen ?) Doppelstern mit sehr unterschiedlich hellen Komponenten. Der Hauptstern besitzt eine scheinbare Helligkeit von 9 Magnituden, während der Begleiter in lediglich 12,9 Magnituden erstrahlt. Seit seiner Entdeckung im Jahre 1901 wurde er bislang lediglich 9 Mal beobachtet. Der Abstand liegt aktuell bei 3,4'', der Winkel beträgt 194° .



STF2461AB,
WDS19074+3230

STF2461, September 2016, 1500 mm Brennweite, UNC30515

Auch STF2461 ist durch einen sehr großen Kontrastunterschied in Bezug auf seine beiden Komponenten gekennzeichnet. Der Unterschied in der scheinbaren Helligkeit liegt bei rund 3,7 Magnituden. Trotz dieses Unterschiedes und des geringen Abstandes von 3,1'' wurde STF2461 bislang 68 Mal beobachtet.



STF2470 und STF2474, WDS19081+3436 und WDS19088+3446


 STF2470 und STF2474, Oktober 2007, R200SS

Etwa 3° nordöstlich von gamma Lyrae befinden sich STF2470 und STF2474. Da der Abstand zwischen beiden Paaren sehr gering ist befinden sie sich im gleichen Gesichtsfeld.


SHJ 289, WDS19135+3902

WDS19135+3902, September 2009, R200SS

Im gleichen Gesichtsfeld wie Eta Lyrae befindet sich der Doppelstern SHJ 289. Dieser wurde im Jahre 1897 zuerst von John Herschel und James South beobachtet und katalogisiert. Seitdem wurde er 25-mal beobachtet. Interessant ist der Farbkontrast. Während die Hauptkomponente weiß erscheint, wirkt der Begleiter hingegen sehr rötlich. Der Abstand beträgt etwa 39,1'', der Positionswinkel liegt bei 55,3°.


Eta Lyrae, Mayer 61, STF2487, WDS19138+3909

 Eta Lyrae, September 2013, UNC30515, Webcam 1500 mm

Eta Lyrae ist aufgrund seines Kontrastes recht interessant. Die Helligkeiten
von A und B betragen 4,38 mag und 8,58 mag, die Komponenten stehen 28,33'' ± 0,24'' auseinander. Der Winkel liegt bei 80,6° ± 0,4°. Die Doppelnatur von Eta Lyrae wurde von Christian Mayer entdeckt. Er gab in kartesischen Koordinaten einen Abstand von 2 Zeitsekunden in R.A. und 0'' in Deklination an. Hieraus folgt in Polarkoordinaten ein Abstand von 23,4'' und ein Winkel von 90°.
Auch Friedrich Wilhelm Herschel beobachtete ab dem 29. August 1779 Eta Lyrae. Er gab eine Distanz von 25''42''' und eine Position von 238,15° an (31° 51' südlich vorlaufend). Im Jahre 1880 wurde ein weiterer Begleiter C entdeckt. Dieser hat eine Helligkeit von 11,4 Magnituden und befindet sich in rund 160'' Abstand. Bislang liegen 6 Beobachtungen vor. Abstand und Positionswinkel haben sich seit seiner Entdeckung nicht geändert.


Theta Lyrae, SHJ 292, WDS19164+3808

Theta Lyrae, SHJ 292, August 2014, UNC30515

Der Begleiter B wurde bereits im Jahre 1823 (?) erstmals von James South und Jon Herschel beobachtet. Seit dieser Zeit hat sich der Abstand zwischen A und B nur unwesentlich verändert. Auch die Position zwischen A und C hat sich kaum verändert. Alle drei Komponenten bilden fast ein gleichseitiges Dreieck.





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] Hipparcos Daten aus CDS, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/
[9]
Warner and Swasey Observatory, Case Institute of Technology, Cleveland, Ohio, Astronomical Journal, Nr. 63, 1958
[10] A Possible New Galactic Cluster Involving d Lyrae, C.B. Stephenson, Astronomical Society of the Pacific, 1959
[11] Asaph Hall, Observations of Stars around the Ring Nebula in Lyra, Astronomische Nachrichten Nr. 2186, 1878



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


Seitenaufrufe seit 1. Februar 2006 :