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Alpha Lyrae,
Vega, H 5 39, STFB 9, WDS18369+3846
Vega, 12. September 2007, R200SS 800 mm,
Canon EOS400d, 30 sDie 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 : "Doppelt.
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 werdeb 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 :
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 :
φ = 310,3°
Eigenbewegung :
μy = 265 Millibogensekunden/Jahr
μ = 344 Millibogensekunden/Jahr
Zeitpunkt der größten Annäherung :
Jahr = 2266,2
Bei Beta Lyrae handelt es sich um ein 6-fach System, wobei die Komponenten A, B, E und F gut zu erkennen sind. Mit einer Helligkeit von 10,6 mag ist es mit einem 8-Zoll-Teleskop kein Problem, die Komponente F mit einer Webcam noch aufzuzeichnen. Die Komponenten C und D sind mit einer Helligkeit von 13,0 bzw. 14,3 mag nicht mehr zu sehen.Beta Lyrae, 1. September 2004, R200SS, 1500 mm Brennweite, Mittelung über 52 Einzelbilder
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]
Epsilon Lyrae, Mayer 57, Mayer 58 
siehe Beobachtungstipp !
Epsilon
Lyrae, 12. September 2007, R200SS 800 mm, Canon EOS400d, 30 s
Epsilon Lyrae, 5. August 2004, R200SS, 1500 mm, Philips ToU
Webcam
6,7 Lyrae, Mayer 56, WDS18448+3736
6,7 Lyrae, 23. 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"
STF2427AB, CTT 11AD, WDS18581+3813
STF2427 am 22. August 2009, 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.
SHJ 289, WDS19135+3902
WDS19135+3902, 26. September 2009, R200SSDie Struktur von SHJ 289 wurde im Jahre 1897 entdeckt. Seitdem wurde er 25 mal beobachtet. Interessant ist der Farbkontrast. Während die Hauptkomponente weiß erscheint, wirkt der Begleiter hingegen sehr rötlich.
Eta Lyrae, Mayer 61, STF2487, WDS19138+3909
Eta Lyrae, 9. September 2006, R200SS, 1500
mm, 1/33 Sek. f/5Eta Lyrae ist aufgrund seines Kontrastes recht interessant. Die Helligkeiten 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). Eine dritte Komponente befindet sich im Abstand von 161'' im Winkel von 151°.
STF2470 und STF2474
STF2470 und STF2474, 15. Oktober 20073° nordöstlich von gamma Lyrae befindet sich STF2470 und STF2474. Da der Abstand zwischen beiden Paaren sehr gering ist befinden sie sich im gleichen Gesichtsfeld.
SHJ 289, WDS19135+3902
SHJ 289, 9. September 2006, R200SS, 1500
mm 1/25 Sek f/5Im gleichen Gesichtsfeld wie Eta Lyrae befindet sich der Doppelstern SHJ 289. Dieser wurde zuerst von John Herschel und James South beobachtet und katalogisiert. Der Abstand beträgt zur Zeit (2006,690) 38,93'' ± 0,18'', der Positionswinkel liegt bei 56,5° ± 0,3°. Im WDS [1] ist der Abstand mit 39,5'' angegeben, was mir deutlich zu hoch erscheint, der Positionswinkel liegt bei 56,0°.
Quellennachweis
[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] Wiliam 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] Wiliam 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/
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