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Doppelsterne im Sternbild Orion

Pi 3 Orionis, STT 560AB, DAL  50AC, WDS04498+0658

Eigenbewegung von Pi 3 Orionis

Pi 3 Orionis am 29. Januar 2011, R200SS, Brennweite 1500 mm

Pi 3 Orionis bzw. STT 560AB zeichnet sich vor allem durch seinen enormen Kontrastunterschied aus. Die relative Helligkeit liegt bei 3,22 mag für die Hauptkomponente und 11,31 mag für den Begleiter. Bei diesem handelt es sich um einen Hintergrundstern. Der Abstand beträgt etwa 74'', der Winkel liegt bei 168°. Aufgrund der hohen Eigenbewegung von 0,46'' pro Jahr ändern sich Abstand und Winkel gegenüber dem Hintergrundstern sehr schnell. Im Jahre 2009 wurde ein weiterer Begleiter C im Abstand von 22'' entdeckt. Die Helligkeit liegt jedoch bei lediglich 13,1 mag.


H 6  83, WDS04503+0657

H 6 83 am 29. Januar 2011, R200SS

Dieser Doppelstern wurde am 9. Februar 1782 von Wilhelm Herschel entdeckt. Er führte ihn in seinem zweiten Doppelsternkatalog von 1785 als H 6 83 auf [6]. Für die Distanz ermittelte er 1 '20''  58''' (81'') und einen Winkel von 88,25°. Der erste Eintrag im WDS Katalog stammt hingegen erst von 1897. Insgesamt liegen bis jetzt 15 Messungen vor. Die Helligkeiten liegen bei 7,24 mag und 10,14 mag [1].


STF 627AB, SLE1022AC, WDS05006+0337

STF 627AB am 29. Januar 2011, R200SS

STF 627 wurde erstmals im Jahre 1799 beobachtet. Die Helligkeiten betragen 6,59 mag und 6,95 mag. Der Winkel hat sich seitdem nur geringfügig geändert, der Abstand ist konstant geblieben.

Riegel, Beta Orionis, STF 668, WDS05145-0812

 Riegel, 14. Januar 2007, R200SS, 1500 mm, Mittelung über 158 Einzelbilder
Riegel ist der westliche Fußstern des Orion und befindet sich in einer Entfernung von etwa 913 Lichtjahren. Seine Helligkeit beträgt 0,1 mag. In einer Distanz von 9,5" befindet sich sein Begleiter. Die Helligkeit des Begleiters beträgt jedoch nur 6,8 mag oder anders ausgedrückt : die Hauptkomponente erscheint uns rund 440 mal so hell wie der Begleiter. Dieser Helligkeitsunterschied ist aber für das Auge kein Problem. Der Positionswinkel beträgt etwa 202°. Da sich Riegel am Fuße des Orions befindet, zieht er maximal in einer Höhe von 34° über dem Horizont. Dadurch ist er gegenüber der Luftunruhe recht anfällig, wodurch er meist ein wenig flimmert. Ist die Luftunruhe nicht allzu groß, sollte es aufgrund des relativ großen Abstandes nicht schwer sein beide Komponenten zu trennen.
Allerdings gelang es mir nicht, im Jahe 2003 Riegel mit einem 3-Zoll-Spektiv bei 60-facher Vergrößerung zu trennen ! Vielleicht lag es auch am Himmelshintergrund, der kurz vor Vollmond recht hell war. Mit einem 8-Zoll-Teleskop ist Riegel bereits bei 60-facher Vergrößerung gut zu trennen. Beobachtet man mit 100-facher Vergrößerung, läßt sich der Begleiter jedoch sehr viel besser beobachten. Bei einem Newton-Teleskop sollte man darauf achten, daß der Begleiter nicht zufällig durch die Beugungslinien der Spinne verdeckt wird. Sind die Spinnen der Spiegelhalterung parallel zu Rektaszension bzw. zur Deklination ausgerichtet, wird es aufgrund des Positionswinkels keinen Konflikt bei der Separation geben.

STF 697AB, WAL 38AC, SMR 3AD, WDS05235+1602

 STF 697 AB, WAL 38 AC, SMR 3 AD, 20. Februar 2012, UNC30515, 1500 mm

STF 697AB wurde im Jahr 1828 entdeckt. Eine weitere Komponente (WAL 38AC) wurde im Jahr 1901 erstmals beschrieben. Für AB liegen seitdem 46 Messungen vor, für AC sind es hingegen nur 8. Auch nach nahezu 200 Jahren Beobachtung kann keine Relativbewegung zwischen A und B gefunden werden. Für die Komponente C kann im Zeitraum der Beobachtungen eine sehr kleine Relativbewegung wahrgenommen werden. Im Abstand von rund 248'' ist ein weiterer Hintergrundstern zu sehen. Hierbei handelt es sich um die Komponente SMR 3AD [8], die im Jahre 2009 in den WDS Katalog aufgenommen wurde. Aufgrund des sehr ähnlichen Positionswinkels aller drei Begleiter liegen diese auf einer Linie.

BUP 80, WDS 05284-0330, HIP25623

Bup 80 ist ein Schnellläufer mit einer Eigenbewegung von rund 0,85'' pro Jahr. Die ersten Messungen stammen aus dem Jahr 1907. Bislang liegen jedoch nur wenige Beobachtungen im WDS Katalog vor. Bilder, Grafiken und weitere Informationen zu BUP 80 gibt es hier : BUP 80, WDS 05284-0330, HIP 25623, LHS 1763, LPM 214, Wolf 1449

32 Orionis, 32 Ori, STF 728, WDS05308+0557

32 Orionis, R200SS, 3000 mm, Mittelung über 5 Einzelbilder
32 Orionis, die Umlaufdauer beträgt ca. 614 Jahre (Sey1999b)

Die Daten aus dem WDS [1] für 2002 : AB : Helligkeit : 4,44 mag bzw. 5,75 mag; PW : 46°; Distanz : 1,3".
Die Doppelsternnatur ist bereits seit 1780 bekannt. Bild oben zeigt 32 Orionis um 180° gedreht, das untere Bild zeigt die Umlaufbahn sowie die Beobachtungsergebnisse von 1780 bis 2007.


STF 750, WDS05355-0422

STF 750, 7. März 2010, R200SS, 1500 mm

Die Struktur von STF 750 ist bereits seit 1831 bekannt. Seit dem wurde der Stern rund 40 mal beobachtet. Abstand und Winkel haben sich in dieser Zeit nicht verändert.


STF 746, WDS05353-0441

STF 746, 7. März 2010, R200SS, 1500 mm

STF 746 liegt in der Nähe von KX Orionis. Die Doppelsternnatur wurde erstmals 1893 beschrieben. In Bezug auf Abstand und Winkel wurden lediglich 10 Messungen an diesem Stern durchgeführt, was mit seiner Helligkeit von lediglich 10,4 mag und 10,7 mag zusammenhängt. Eine Bahnbewegung konnte bislang nicht erkannt werden.

52 Orionis, 52 Ori, STF 795, WDS05480+0627

52 Orionis, 29. Januar 2005, R200SS, 3000 mm, Mittelung über 7 Einzelbilder

Beobachtungsergebnisse für 52 Orionis aus [1]

Die Daten aus dem WDS [1] für 2002 : AB : Helligkeit : 5,99 bzw. 6,03 mag; PW : 217°; Distanz : 1,0". Die Doppelsternnatur ist seit 1781 bekannt (F.W. Herschel). Die Beobachtungsergebnisse legen nahe, dass es für 52 Orionis keine Umlaufbahn gibt.

Beteigeuze, Alpha Orionis, H 6 39, WDS05552+0724

 Beteigeuze, 2. März 2014, UNC30515, 1500 mm, Abbildungsmaßstab ca. 1,4''/ Pixel

Ein Begleiter von Beteigeuze wurde erstmals in Herschels erstem Doppelsternkatalog von 1782 beschrieben : "doppelt, Extrem ungleich, der hellere rot aber nicht tief, der Begleiter düster/dämmrig [dusky]. Abstand 2' 6'' 2'''. Winkel 62° 18' südlich folgend."Es handelt sich bei Herschels Beobachtung um die Komponente E. Daneben gibt es eine Reihe weiterer optischer Begleiter.

Delta Orionis, Mintaka, Mayer 15, STFA 14AC, BU  558AB, WDS05320-0018

 Mintaka, 28. Januar 2014, UNC30515, 1500 mm, Abbildungsmaßstab ca. 1,4''/ Pixel
Mintaka ist der westliche der drei Gürtelsterne des Orion. Es handelt sich um einen Bedeckungsveränderlichen des Algol Typs. Seine Helligkeit schwankt zwischen 1,9  mag und 2,2 mag. Mit einer Entfernung von 2350 Lichtjahren ist er ungefähr doppelt soweit von uns entfernt wie der mittlere und der östliche Gürtelstern. Mit einem Abstand von 52,6" sollte er einfach zu trennen sein, doch wollte es mir im Jahr 2008 nicht gelingen, den 6,8 mag hellen Begleiter mit meinem 8 x 40 Fernglas zu trennen. Normalerweise ist es kein Problem, mit meinem Fernglas Doppelsterne im Abstand von 30" zu trennen. Doch gilt dies nur für gleich helle Komponenten. An diesem Beispiel sieht man schön, wie sich der Kontrast auf die Trennung von Doppelsterne auswirkt. Die hellere Hauptkomponente überstrahlt für das Auge den dunkleren Begleiter. Mit einem 3-Zoll-Spektiv war es hingegen kein Problem Mintaka zu trennen. Der Positionswinkel beträgt 359°.

Mayers Skizze zur Beobachtung vom 6. Januar 1779 [7]

Die Doppelsternnatur wurde bereits 1777 von dem Mannheimer Astronomen Christian Mayer entdeckt : "Delta vom Orion ist ein Stern von der zweiten Größe. Er geht mit seinem kleinen Trabanten in dem nämlichen Augenblicke über die Mittagslinie. Der Trabant ist 50 Sek. nördlicher als der Hauptstern, und ich habe solchen im Jahre 1777 den 17. Febr. wahrgenommen." [7].

44 i Orionis, STF 752

 44 i Orionis, 16.Januar 2012, UNC30515, 1500 mm,
Nur wenig südlich des Großen Orionnebels befindet sich der 2,9 mag helle Mehrfachstern 44i Orionis. Von den Schwertsternen des Orions ist er sicherlich der auffälligste Mit 1860 Lichtjahren ist er etwas weiter entfernt wie der Orionnebel. In 11,3" Abstand befindet sich sein 7,0 mag heller Begleiter (Komponente B). Ein weiterer Begleiter (Komponente C) mit einer Helligkeit von 9,7 mag befindet sich im Abstand von 49,4". Die Positionswinkel liegen bei 141° bzw. bei 103° [1]. Die Trennung der beiden Komponenten ist mit meinem 3-Zoll-Spektiv bei Vergrößerungen mit weniger als 60-fach kein Problem. Die Mehfachnatur ist ebenfalls seit 1779 (F.W.Herschel) bekannt.

Lambda Orionis, Meissa

 Lambda Orionis, R200SS, 10. November 2001

Informationen und Beschreibungen finden Sie in dem  Artikel Lambda Orionis

ξ Orionis, Alnitak, STF 774

  Alnitak, a) am 1. Februar 2012, UNC30515, 1500 mm b) 14. Januar 2007, R200SS, 1500 mm
Bei dem östlichen Gürtelstern Alnitak handelt es sich um ein Dreifachsystem. Die Komponenten haben die Gößen 1,9, 3,7 und 9,5 mag. Mit einer Entfernung von 1110 Lichtjahren steht er uns um die Hälfte näher wie Mintaka. Die Distanz zwischen der A und der B Komponente beträgt etwa 2,3", zwischen der A und der C Komponente rund 58". Neben dem Abstand ist auch der Positionswinkel der C Komponente ähnlich wie bei Mintaka, jedoch ist der Kontrastunterschied mit 7,6 Magnituden (ca. 1:1000) wirklich beachtlich ! Dennoch ist der Begleiter mit einem 8-Zoll-Teleskop bei 60-facher Vergrößerung sofort zu erkennen.

Sigma Orionis, S Ori, Mayer 14, STF 762 und STF 761

Sicherlich haben Sie Sigma Orionis schon einmal gesehen. Dieses interessante Mehrfachsystemliegt in direkter Nähe des berühmten Pferdekopfnebels und ist auf den meisten Aufnahmen von diesem zu sehen. Nachfolgendes Bild zeigt die direkte Umgebung von Sigma Orionis und wurde wie die meisten Doppelsternaufnahmen bei 1500 mm Brennweite mit Hilfe einer Webcam aufgenommen.

 Sigma Orionis, 23. Januar 2006, R200SS, 1500 mm mit Webcam
Sigma Orionis besteht aus 5 Komponenten, wobei  die Hauptkomponenten A und B derzeit nur 0,3" auseinander liegen und somit für Amateurteleskope kaum trennbar sind. Die Komponenten C, D und E haben jeweils einen Abstand von 11,5", 12,7" und 41,4" von AB. Herschel schrieb die Entdeckung von Sigma Orionis Christian Mayer zu.

Mayers Skizze zur Beobachtung vom 1. März 1779 [7]

Sigma Orionis ist der einzige Stern in Mayers Katalog bei dem er 3 Komponenten aufführte. Die Helligkeiten gab er mit "4. 9. und 10ter [Größe] " an. Für den Abstand zwischen a und b gab Mayer in seiner Tabula Nova Stellarum Duplicium 2,0 Zeitsekunden in Rektaszension und 21,0'' in Deklination an. In Polarkoordinaten ergibt sich aus diesen Werten ein Abstand von 36,6'' und ein Winkel von 55°. Tatsächlich liegt der Abstand heute bei 41,5'', der Positionswinkel bei 62°.

Auch Herschel führte Sigma Orionis in seinem ersten Doppelsternkatalog auf. Er beschrieb Sigma Orionis als "doppel-dreifach Stern, oder zwei Sätze aus dreifach Sternen" [4]. Die Daten aus dem WDS (2002, 2003) für Sigma Orionis [1] :

AB,C : Helligkeit : 3,73 mag bzw. 8,79 mag, PW : 238°, Distanz : 11,5"
AB,D : Helligkeit : 3,76 mag bzw. 6,56 mag, PW :   84°, Distanz : 12,7"
AB,E : Helligkeit : 3,76 mag bzw. 6,34 mag, PW :   62°, Distanz : 41,5"
 
Aus den Beobachtungsdaten des WDS Kataloges [1] von 1780 bis 2008 läßt sich keine Bewegung ableiten. Es scheint sich daher bei Sigma Orionis um ein statisches Mehrfachsystem zu handeln

STF 761

Nur wenige Bogenminuten von Sigman Orionis entfernt befindet sich der Dreifachstern STF 761. Zusammen mit Sigma Orionis bieten die beiden Mehrfachsysteme bereits bei moderaten Vergrößerungen (94-fach) einen wunderbaren Anblick. Die Daten aus dem WDS [1] für STF 761 :

AB : Helligkeit : 7,86 mag bzw. 8,39 mag, PW : 203°, Distanz : 68,1"
AC : Helligkeit : 7,86 mag bzw. 8,55 mag, PW : 209°, Distanz : 72,2"

Die Distanz zwischen B und C beträgt 8,9".


Theta 1 Orionis, Trapez

  a) Orionnebel M42 am 13. Januar 2001, 60 Sekunden mit 1500 mm Brennweite auf Kodak E200 und b) Theta 1 Orions, Trapez am 4. Februar 2005 mit 1500 mm Brennweite in Verbindung mit einer Webcam, Mittelung über 77 Einzelbilder
Christian Mayers Skizze im Beobachtungsbuch vom 18. Januar 1779 [7]

Die Entdeckungsgeschichte des Trapezes finden Sie in dem Artikel Theta Orionis, das Trapez im Orionnebel

Theta 2 Orionis

Theta 2 Orionis im Innern des Orionnebels am 4. Februar 2005 mit 1500 mm Brennweite in Verbindung mit einer Webcam, Mittelung über 77 Einzelbilder

Informationen über Theta 2 Orionis finden Sie ebenfalls in dem Artikel Theta Orionis, das Trapez im Orionnebel


Mayer 16

Mayer 16 am 23. Januar 2005, R200SS, 1500 mm

Im Tycho 2 Katalog hat Mayer 16 die Bezeichnung TYC 4771-01005-1 und TYC 4771-00596-1 und bildet mit Zeta Orionis und Sigma Orionis ein gleichschenkliges Dreieck. Von Sigma Orionis aus muß man sein Teleskop lediglich in Rektaszension schwenken um zu Mayer 16 zu gelangen. Als Beschreibung gibt Mayer "bei Zeta Orionis" an [2]. Die Positionsangaben stimmen tatsächlich für Zeta Orionis für das Jahr 1777 exakt überein. Für die Komponenten gibt er eine Helligkeit von 10. Größe an. Für den Abstand schätzt er 15". Laut WDS [1] liegen die Helligkeiten bei 9,43 bzw. 9,77 mag. Die Distanz beträgt 94,8" (2004), der Positionswinkel 316°.



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]
Landesmuseum für Technik und Arbeit in Mannheim (LTA) / Archiv / Bildarchiv / Bestand Sternwarte, Fotografie : J.S.Schlimmer
[8] J.S.Schlimmer,
Double Star Measurements Using a Webcam: Annual Report of 2008, Journal of Double Star Observations, Vol. 5, Nr. 2, 2009



Danksagung

This research has made use of the Washington Double Star Catalog maintained at the U.S. Naval Observatory.


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