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 Doppelsterne im Sternbild Virgo (Jungfrau) 

Gamma Virginis, Porrima, Mayer 33, STF1670




a) am 31.05.2002, s = 0,98'', Winkel =243°
b) am 08.04.2007, s = 0,72'', Winkel =  54°
c) am 04.05.2008, s = 1,03", Winkel =  37°
d) am 19.04.2009, s = 1,24'', Winkel = 28°
f) am 24.04.2010, s = 1,47'', Winkel = 22,9°

Porrima, 16. April 2004, R200SS bei 114-facher Vergrößerung, Zeichnung groß (70 kB)

 

Porrima ist der bekannteste Mehrfachstern im Sternbild Jungfrau. Die Komponenten A und B sind mit 3,48 mag und 3,50 mag nahezu gleich hell. Ihr Abstand variiert von 0,3” bis 6,2”. Für die Umlaufzeit geht man von einer Periode von 169,1 Jahren aus. Mehr Informationen über die Beobachtung von Porrima finden Sie im Artikel Gamma Virginis - interferometrische Beobachtungen ! auf epsilon-lyrae.de .
Christian Mayers Eintrag im Beobachtungsbuch vom 23. Dezember 1776 [8]

Johann Heinrich Mädler beobachtete die Periastronpassage 1836 und berechnetet einige Jahre später eine Ephemeride für Gamma Virginis : "Gamma Virginis. Dieser merkwürdige Doppelstern besteht aus 2 Sternen der dritten Grösse, die an Glanz sehr nahe gleich sind, und wechselweise einander etwas zu übertreffen scheinen. Vor 120 Jahren standen sie noch so weit auseinander, dass Cassini bei einer Bedeckung dieser Sterne durch den Mond die Momente bequem einzeln wahrnehmen, und daraus ihren Abstand und Richtungswinkel bestimmen konnte. Seit dieser Zeit sind sie einander jedoch so nahe gerückt, dass 1835 schon die stärksten Ferngläser ihn kaum noch doppelt und 1836 wirklich nur länglich zeigten. Jetzt stehen sie wieder gegen 2’’ auseinander und werden sich bis in den Anfang des künftigen Jahrhunderts hinein immer mehr von einander entfernen. Die wahre Bahn ist von der scheinbaren nicht sehr verschieden."
J.H. Mädler, Populäre Astronomie 1852 [9]

Neben der B-Komponente gibt es noch 3 weitere Komponenten : C, D und E. Die C-Komponente wurde 1889 entdeckt und laut Washington Double Star Catalog (WDS) auch zum letzten Mal gemessen [1]. Mit einer Helligkeit von 15,1 mag ist sie mit einem 8-Zoll Netwon Teleskop nicht zu sehen. Die D-Komponente wurde 1922 gefunden aber 1923 das letzte Mal im WDS verzeichnet. Ihre Helligkeit beträgt 12,2 mag. Für den Amateur ist daher nur die E-Komponente von Interesse. Der Abstand AE betrug im Jahr 1991 258,1". Die Helligkeit beträgt 8,9 mag. 


54 Virginis, Mayer  35, SHJ 151

Obwohl die beiden - ungefähr gleich hellen - Komponenten derzeit (2003) etwa 5,3'' weit auseinanderstehen, ist mir die erfolgreiche Beobachtung mit meinem 8-Zoll Newton Teleskop bisher noch nicht gelungen. Bei beiden Versuchen war die Luftunruhe zu groß, um 54 Virginis trennen zu können. Die Luftunruhe nimmt mit zunehmender Höhe über dem Horizont ab. Somit ist sie in Bodennähe am größten, im Zenit am geringsten. Bei einer Deklination von -18° 49' kulminiert 54 Virginis in Deutschland immer nur in Horizontnähe. Die Beobachtung ist weit mehr als bei anderen Sternen von dem Grad der Luftunruhe abhängig.
Das Teleskop am Mannheimer Mauerquadranten, mit dem Christian Mayer beobachtete, hatte eine Öffnung von 80 mm. Teleskope mit kleiner Öffnung sind gegenüber der Luftunruhe weitaus weniger anfällig als Teleskope mit größerer Öffnung. Ist die Öffnung des Teleskops größer als die Kohärenzlänge der Luft (vergl. Entstehung und Eigenschaften des Seeings [Schlimmer, 2004]), so können die Störungen der Lichtstrahlen nicht mehr vernachlässigt werden, da zwischen ihnen keine feste Phasenbeziehung mehr besteht. Die Kohärenzlänge, die auch als Fried Parameter bezeichnet wird, beschreibt letztlich die effektive Öffnung, mit der ein Teleskop noch beugungsbegrenzt abbildet !



Mayer 36, SHJ 162, WDS13149-1122
Mayer 36, 2. Juni 2006, R200SS, 1500 mm

Die scheinbare Helligkeit der Komponenten A und B beträgt 7,11 mag und 8,18 mag. Die Hauptkomponente A ist wiederum doppelt. Die Umlaufzeit von Aa beträgt 168 Jahre. Eine weitere Komponente C ist aufgrund ihrer geringen Helligkeit von lediglich 12,6 mag mit einem 8 Zoll Teleskop nur schwer zu sehen.

Mayer 36 = WDS13149-1122 befindet sich ungefähr 10 Zeitminuten vor Spica auf gleicher Höhe. Die relative Lage zu Spica wird auch der Grund sein, wieso Christian Mayer auf diesen sonst unscheinbaren Doppelstern aufmerksam wurde. In seinem Doppelsternverzeichnis von 1781 führte er ihn an 36. Stelle an (Mayer 36). Die Helligkeit der Komponenten gab er mit 8. und 10. Größe an. Der Abstand betrug im Jahr 1781 30'' in R.A. und 7'' in Deklination [2], woraus sich eine Distanz von rund 31'' ergibt.

John Herschel und James South (SHJ), denen später die Entdeckung der Doppelsternnatur zugeschrieben wurde, fanden im Jahr 1823 eine Distanz von 44,8'' und einen Winkel von 62°.

Bei meiner ersten Beobachtung am 2. Juni 2006 schätze ich den Abstand mit Hilfe meines Baader Mikro Guide Okulars auf 8,5 Einheiten = 110,8'', den Positionswinkel auf 45°. Die Auswertung des Videos ergab einen Abstand von 107,30'' ± 0,18'' und ein Winkel von 44,8° ± 0,2°, was mit den Angaben im WDS sehr gut übereinstimmt (WDS 2002 : Distanz : 107,6'', Winkel : 46° [1]).

Trägt man die Messwerte in ein Koordinatensystem ein, so erkennt man leicht die geradlinige Bewegung des "Begleiters". Es handelt sich bei Mayer 36 also nicht um einen physikalischen Doppelstern, sondern lediglich um einen optischen Doppelstern. Die erkennbaren Veränderungen lassen so auf die Eigenbewegung des Begleiters oder des Hauptsterns schließen. Sie läßt sich aus den Daten leicht ermitteln und beträgt 0,368'' / Jahr. Aus den Angaben des SIMBAD Kataloges vom Centre de Données astronomiques de Strasbourg folgt eine Eigenbewegung von 0,369" / Jahr.


Die Idee, die Eigenbewegung der Fixsterne anhand relativer Lageänderungen zu untersuchen, geht auf Christian Mayer zurück : "(..) daß die Fixsterntrabanten das beste Mittel an die Hand geben, die eigene Bewegung der Fixsterne in kurzer Zeit weit besser zu erforschen, als bisher durch die bekannte astronomische Methode geschehen ist (...)" [7]. Mayer 36 ist hierfür ein schönes Beispiel.

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] 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] Landesmuseum für Technik und Arbeit in Mannheim (LTA) / Archiv / Bildarchiv / Bestand Sternwarte, Fotografie : J.S.Schlimmer
[9] J.H. Mädler, Populäre Astronomie, 4. Auflage, Berlin 1852, Fotografie : J.S.Schlimmer 12/2006

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