Doppelsterne Orion

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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, 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, 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, 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.

Rigel, Beta Orionis, STF 668, WDS05145-0812

Rigel, Februar 2022, oben : mit 12 Zoll-Newton ohne und mit FringeKiller Filter, unten mit 5-Zoll Refraktor ohne und mit FringeKiller Filter,

Rigel ist der westliche Fußstern des Orion und befindet sich in einer Entfernung von etwa 913 Lichtjahren. Seine Helligkeit beträgt 0,1 Magnituden. In einer Distanz von 9,5" befindet sich sein Begleiter. Die Helligkeit des Begleiters beträgt jedoch nur 6,8 Magnituden oder anders ausgedrückt : die Hauptkomponente erscheint rund 440 mal so hell wie der Begleiter. Dieser Helligkeitsunterschied ist für das Auge jedoch kein Problem. Der Positionswinkel beträgt etwa 202°. Da sich Rigel 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 nicht (2003) Riegel mit einem 3-Zoll-Spektiv bei 60-facher Vergrößerung zu trennen ! Vielleicht lag es am Himmelshintergrund, der kurz vor Vollmond recht hell war. Mit einem 8-Zoll-Teleskop ist Rigel 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, 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, 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, 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, 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, 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, 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°. Eine genaue Übersicht über alle Messungen ist auf der Seite Doppelsternmessungen mit Leitz Okularschraubenmikrometer, Baader Micro Guide und Webcam - ein Vergleich zu finden.

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, WDS05354-0555

44 i Orionis, 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, STF 738, WDS05351+0956

Lambda Orionis, R200SS, November 2001

Informationen und Beschreibungen finden Sie in dem Artikel Lambda Orionis

ξ Orionis, Alnitak, STF 774, WDS05407-0157

Alnitak, a) am Februar 2012, UNC30515, 1500 mm b) 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, Mayer 14, STF 762, WDS05387-0236 und STF 761, WDS05386-0233

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, 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°.

Für seine Beobachtungen benutze Mayer einen 80 mm achromatischen Dollond Refraktor, der den optischen Teil des Mauerquadranten ausmachte. Eine Vergleichsbeobachtung mit einem guten 80 mm Fraunhofer Teleskop (Vixen R80L) im Februar 2015 zeigte, dass tatsächlich nur die 3 helleren Komponenten sichtbar sind. Die C Komponente liegt an der Grenze der Wahrnehmung und ist nur erahnen, wenn man von ihrer Existenz weiß. Der Grund hierfür liegt im dichten Abstand zu den helleren Komponenten AB, durch die C für das Auge überstrahlt wird.

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 Sigma 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 im Orion, STF 748, WDS05353-0523

a) Orionnebel M42, Januar 2001, 60 Sekunden mit 1500 mm Brennweite auf Kodak E200 und b) Theta 1 Orions, Trapez, 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, STFA 16, WDS05354-0525

Theta 2 Orionis im Innern des Orionnebels, 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, A 2918A-BC, WDS05441-0229

Mayer 16, 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 findet man von Mayer lediglich "bei Zeta Orionis" [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".

Allerdings gibt es in der Nähe von Zeta Orionis keine geeigneten Doppelsterne, die auf Mayers Beschreibung passen würden. Der Abstand von WDS05441-0229 ist mit rund 95" deutlich zu groß, auch der Positionswinkel von 316° stimmt nicht überein. Mit den Helligkeiten von 9,43 bzw. 9,77 Magnituden ist WDS05441-0229 mit einem klassischen 3-Zoll Fraunhofer (Vixen R80L) gerade noch zu erkennen. In Verbindung mit einem Baader Micro Guide Okular ist immer nur die Komponente zu sehen, auf die man sich konzentriert. Auf diese Weise wechselt sich die Sichbarkeit zwischen TYC 4771-01005-1 und TYC 4771-00596-1 ab. Eine Abstands- oder Positionsbestimmung ist nicht möglich.

Die große Differenz von Mayers Abstandsangabe (15'') und der Angabe im WDS (95'') lässt sich auch nicht durch die relative Eigenbewegung beider Sterne erklären.Für den Zeitraum von 1778 bis 2008 macht die relative Eigenbewegung gerade mal 1'' aus.

Wolf 626, LDS6195AB, WDS06032+1922, High Proper Motion Star

Wolf 262, März 2015, UNC30515, Webcam

Normalerweise markierte Max Wolf Sterne mit Eigenbewegung auf seinen Fotoplatten, jedoch befanden sich auf den digitalisierten Bildern von Wolf 262 keine Markierungen. Lediglich der Eintrag "Publikations Nr. 2" in seinem "Katalog von 1053 stärker bewegten Fixsternen" verweist auf eine Veröffentlichung in den Astronomischen Nachrichten Nr. 4101 [10]. Demnach entdeckte Max Wolf die Eigenbewegung im Jahre 1906. Die Eigenbewegung gibt Wolf mit 0,76"/Jahr an, was jedoch ein etwas zu geringer Wert ist. Tatsächlich beträgt die Eigenbewegung 0,91"/Jahr.

Die Duplizität wird erst 1960 von Willem Jacob Luyten entdeckt. Bis 2015 lagen lediglich 5 Messungen über den Abstand und den Winkel beider Komponenten im WDS Katalog vor [1]. Die Komponenten haben eine Helligkeit von 9,3 bzw. 13,5 Magnituden und einen Abstand von 6,5''. Der Positionswinkel beträgt rund 231°.

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
[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
[9] HDAP, Heidelberg Digitized Astronomical Plates, http://dc.zah.uni-heidelberg.de/lswscans/res/positions/q/form
[10] Max Wolf, Stereoskopische Bestimmung der relativen Eigenbewegung von FixternenStereoskopische Bestimmung der relativen Eigenbewegung von Fixternen, Astronomische Nachrichten Nr. 4101, 1906

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
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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