Doppelstern-Astrometrie

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Visuell: Seite 10

Wolfgang Vollmann, WAAhttp://members.aon.at/wolfgang.vollmann

mailto:vollmann bei gmx punkt at

Überarbeitet Apr.2014 (insbesondere die Links)

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STF2486 – Doppelstern-Astrometrie mit der CCD-Kamera

Seit längerer Zeit beobachte ich gerne Doppelsterne und vermesse ich sie auch nach Distanz und Positionswinkel mit der CCD-Kamera. Das ist ein spannendes und sinnvolles Projekt, da von den mehr als 100.000 Doppelsterneinträgen im Washington Double Star Catalog (WDS) viele schon sehr lange nicht mehr gemessen wurden. Einige Ergebnisse habe ich auf meiner Doppelstern-Seite aufgelistet. Auchein Artikel im "Journal Of Double Observations" mit nachfolgendem Eintrag in den WDS ist mir schon gelungen: siehe JDSO Spring 2006. In diesem Artikel möchte ich beschreiben wie ich Doppelsternmessungen mache -- ich wurde schon öfters dazu gefragt und vielleicht macht es ja auch anderen HimmelsbeobachterInnen Spass?

Durch eine Diskussion im Internet-Forum binary-stars-uncensored wurde ich auf den Doppelstern STF2486 (Struve 2486 = Σ 2486) im Sternbild Schwan aufmerksam. Das ist ein hübsches Paar am Ort 19h12.1m +49°51' (2000.0), 7° nordwestlich von Delta Cygni (δ Cyg). Es ist leicht im 50mm Refraktor auflösbar und bietet bei 35-facher Vergrösserung einen netten Anblick. Der WDS listet das Paar mit der Helligkeit der Hauptkomponenten A und B 6,5 und 6,7mag auf. Die aktuellste Messung stammt aus dem Jahr 2005: Distanz 7,3 Bogensekunden, Positionswinkel 206°. Der Positionswinkel bedeutet dass der etwas schwächere Stern B in Richtung Südsüdwesten vom helleren Stern A aus gesehen steht (180° = Süden, 270° = Westen). Das Paar Struve 2486 A-B besteht aus zwei sehr sonnenähnlichen Sternen vom Spektraltyp G6 V in etwa 80 Lichtjahren Entfernung (siehe Datenblatt für Stern A und für Stern B in der Nearby Star Database).

Umlaufbahn von STF2486 mit den bisher verfügbaren Messungen. Erst ein kleiner Teil der Bahn ist beobachtet worden.

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Im "Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars" wird eine Bahnberechnung für STF2486 mit einer Umlaufzeit von 3100 Jahren angegeben (Hale, A.: AJ 107, 306, 1994). Also einen vollen Umlauf werde ich nicht beobachten können aber zumindestens meinen Teil zur Bahn beitragen ;-) .

Ich suchte also STF2486 mit meinem Refraktor 130/1040mm auf und belichtete 12 Bilder zu je 10 Sekunden Belichtungszeit mit meiner CCD-Kamera SBIG ST237A: das AB Paar ist stark überbelichtet aber dafür sind zwei schwache weit entfernte Begleiter C und D zu erkennen:

STF2486 am 5.Sep.2006. Refraktor 130/1040mm, 10s belichtet. Norden ist oben.

Ich belichte deshalb so lange um mit dem Programm Astrometrica von Herbert Raab die Bilder auszuwerten -- dazu müssen ausreichend viele Referenzsterne am Bild vermessbar sein. Normalerweise benutze ich den UCAC2 und den USNO-B1.0 Katalog für die Referenzsterne. So erhalte ich meine genaue Aufnahmebrennweite (im Beispiel 1039,18 mm ± 0,17mm) und die exakte Verdrehung der Kamera zur Nord-Süd-Achse (im Beispiel 3,38° ± 0,01°).

Unmittelbar nach diesen Aufnahmen machte ich weitere 12 Bilder, aber nur 0,1 Sekunden belichtet damit die beiden Sternbildchen des Paares noch getrennt abgebildet werden:

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STF2486 am 5.Sep.2006. Refraktor 130/1040mm, 0,1s belichtet. Norden ist oben.

Natürlich verdrehe ich die Kamera usw. nicht -- so kann ich die Aufnahmebrennweite und Kameraverdrehung von den länger belichteten Aufnahmen verwenden!

Die kurzbelichteten Aufnahmen vermesse ich dann nach Distanz und Positionswinkel mit dem Programm AIP4WIN von Richard Berry und Jim Burnell (Verlag Willmann-Bell). Für die Auswertung wird natürlich dieBrennweite und Verdrehung benötigt! Nach Mittelwertbildung erhalte ich das Endergebnis -- hier gleich verglichen mit der Ephemeride des Paars:

Jahr Distanz Positionswinkel Anmerkung

2006,00 7,41" 205,6° berechnete Ephemeridenposition

2007,00 7,39" 205,5° berechnete Ephemeridenposition

2006,68 7,34" ± 0,20" 205,62° ± 0,87° Mittelwert meiner Messungen auf 24 Aufnahmen

Die Ergebnisse zeigen deutlich dass auch bei relativ nahe stehenden Sternen gute Messungen möglich sind. Ein Pixel entspricht bei meiner Aufnahmebrennweite 1,47 Bogensekunden am Himmel, die beiden Sterne sind also am Bild nur 5 Pixel voneinander entfernt!

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Natürlich habe ich bei dieser Gelegenheit auch gleich die beiden weiter entfernten schwachen Begleiter Cund D gemessen:

STF2486AB-C

Jahr Distanz Positionswinkel Anmerkung

2006,68 27,2" 96,1° Mittelwert meiner Messungen auf 12 Aufnahmen

C hat laut WDS nur 13,3mag. Es dürfte sich um einen optischen Begleiter handeln.

STF2486AB-D

Jahr Distanz Positionswinkel Anmerkung

2006,68 195,8" 102,3° Mittelwert meiner Messungen auf 12 Aufnahmen

D wird im WDS mit 11,1mag gelistet. Es ist sicher ein optischer Begleiter mit anderer Eigenbewegung als AB.

Webseiten:

• WDS (Washington Double Star Catalog): http://www.usno.navy.mil/USNO/astrometry/optical-IR-prod/wds/WDS

• Sixth Orbit Catalog: http://www.usno.navy.mil/USNO/astrometry/optical-IR-prod/wds/orb6

• Meine Doppelsternseite: http://members.aon.at/wolfgang.vollmann/ds.htm

• Journal Of Double Star Observations: http://www.jdso.org

• Astrometrica von Herbert Raab: http://www.astrometrica.at

• Nearby Star Database: http://www.ari.uni-heidelberg.de/datenbanken/aricns/

• Forum: http://tech.groups.yahoo.com/group/binary-stars-uncensored/

• Berry und Burnell, Handbuch Astronomical Image Processing, enthält AIP4WIN Software: http://www.willbell.com/aip/index.htm

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Die Umlaufbewegung des Doppelsterns Xi Bootis

Doppelstern-Astrometrie mit der Webcam

Xi Bootis (ξ Boo) ist ein sehr hübsches Doppelsternsystem am Frühlingshimmel 8 Grad östlich des hellen Arktur im Bärenhüter. Die Doppelsternnatur kann schon mit einem sehr kleinen Fernrohr bei 50-facher Vergrösserung erkannt werden: 4,8 und 7,0mag sind die beiden Komponenten hell und stehen in 6Bogensekunden Abstand.

Xi Boo wurde von Friedrich Wilhelm Herschel im Jahre 1780 entdeckt -- eine gute Beschreibung hat J.S.Schlimmer verfasst [1]. Die beiden Sterne sind etwas unterschiedlich gefärbt, der Begleiter ist deutlichröter (Spektraltyp K5 V) als der Hauptstern (Spektraltyp G8 V). Schon nach wenigen Jahren beobachtetendie Astronomen Änderungen der Winkeldistanz und der Richtung vom Hauptstern zum Begleiter (dem Positionswinkel). Das deutete auf eine relativ rasche Umlaufbewegung der beiden Sterne hin und Xi Bootis hat heute eine gut bestimmte Bahn. Die Umlaufzeit der beiden Sterne beträgt 151,9 Jahre, am nächsten kommen sich die beiden Sterne wieder im Jahr 2060 (das "Periastron") -- siehe die Bahnelemente im Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars von William I. Hartkopf und Brian D. Mason [2].

Warum sind die beiden Sterne trotz der relativ kurzen Umlaufzeit schon gut in einem kleinen Fernrohr trennbar? Xi Bootis ist einer der nächsten Sterne, nur 22 Lichtjahre gibt der Katalog der nahen Sterne desAstronomischen Rechen-Instituts an [3]. Die Winkeldistanz von derzeit 6 Bogensekunden entspricht also einer projizierten Distanz der beiden Sterne von etwa 40 Astronomischen Einheiten; das ist etwas mehr als die Entfernung Sonne-Neptun.

Messungen des Doppelsterns Xi Bootis

Wie schon im Jahr 2005 habe ich auch 2006 und 2007 den Doppelstern ξ Boo nach Distanz und Positionswinkel vermessen. 2006 versuchte ich es mit der CCD-Kamera im Fokus meines Refraktors 130/1040mm, 2005 und 2007 benutzte ich eine 3x Barlowlinse und eine Webcam (Philips ToUCam) für die Messungen. Die Ergebnisse zeigen eindeutig die Umlaufbewegung des Doppelsterns: pro Jahr nimmt der Positionswinkel derzeit um etwa ein Grad ab!

Messung Ephemeride B-R Datum Termin Dist" PW Meth Videos/Imgs Dist" PW Dist" PW 2005 Mai 12 2005,361 6,29 313,0 Webcam 3 6,35 313,0 -0,06 0,0 2006 Jun. 1 2006,416 6,46 311,9 CCD 18 6,29 312,0 +0,17 -0,1 2007 Apr.14 2007,284 6,17 311,2 Webcam 3 6,23 311,1 -0,06 +0,1 Dist" = Distanz in Bogensekunden, PW = Positionswinkel B-R = Differenz Beobachtung (Messung) minus Rechnung (Ephemeride) Methode: Webcam mit 3x Barlowlinse, CCD im Primärfokus Videos: Anzahl Videos zu je ca. 500 Einzelbildern bei der Webcam Imgs: Anzahl Einzelbilder mit der CCD Kamera

Die Ergebnisse sind sowohl mit der CCD-Kamera als auch mit der Webcam recht präzise und zeigen dass Doppelsternmessungen auch mit recht einfacher Ausrüstung leicht möglich sind! Es macht mir Freude den Doppelsternen auf diese Art bei ihrer Umlaufbewegung "zuzusehen" -- weitere Beobachtungen sind auf meiner Homepage zu finden [5]

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Doppelstern-Astrometrie mit der Webcam

Die Technik meiner Doppelsternmessungen mit der CCD Kamera habe ich schon beschrieben.

Die Webcam ist eine Standard-Philips ToUCam Pro II mit 1 ¼“ Adapter und IR-Sperrfilter. Ich montiere siemit einer 3x Barlowlinse und mache mehrere kurze Filme (AVI’s) des Doppelsterns mit der Software die der Kamera beliegt (Vrecord). Die ersten etwa 300 Bilder (ca. eine Minute Video) lasse ich den Doppelstern etwa in der Bildmitte. Danach fahre ich mit dem Schnellgang meiner Fernrohrsteuerung (Montierung Vixen SP-DX mit SD-1 Steuerung) den Doppelstern an den Ostrand des Gesichtsfeldes. Einige Sekunden später schalte ich die Nachführung aus und lasse den Doppelstern durch das Gesichtsfeld driften – das gibt bei Vermessung der Bilder am Ost- und am Westrand des Gesichtsfelds eine auf 0,1 Grad genaue Ost-West-Richtung und damit die genaue Verdrehung der Kamera gegen die Ost-West-Richtung. Dann wird die Aufnahme gestoppt. Weitere Videos in der gleichen oder weiteren Nächten folgen.

Zur Auswertung später am PC summiere ich je 100 Bilder mit Registax auf [7]. Dabei werden nur die besten und am wenigsten durch die Luftunruhe beeinflussten Bilder von der Software automatisch gewählt. Meistens bleiben 10 bis 20 Bilder pro Summenbild übrig.

Die Summenbilder vermesse ich nach Pixelabstand und Richtung (Positionswinkel) mit dem Programm AIP4WIN von Berry und Burnell [8]. Den Pixelabstand habe ich durch viele Doppelsternmessungen im Bogensekundenmass geeicht – bei meiner Konfiguration beträgt er 0,32 Bogensekunden pro Pixel. Damit ist die Sterndistanz in Bogensekunden ermittelt. Der Positionswinkel wird dann aus der Richtung auf dem Bild und dem genauen Verdrehungswinkel der Kamera gegen Ost-West berechnet – dazu habe ich mir ein einfaches Excel Rechenblatt erstellt – das kann ich bei Bedarf gerne per E-Mail zusenden.

Die Webcam hat den Vorteil sofort am Bildschirm Bilder zu liefern und durch die rasche Bildfolge von 5 Bildern pro Sekunde entstehen viele Einzelbilder in kurzer Zeit – damit werde ich ein wenig unabhängiger von der Luftunruhe. Die Astronomen haben diese Technik „Lucky Imaging“ genannt! Auch die Driftbilder zur Bestimmung der Kameraverdrehung sind damit sehr gut möglich. Ein weiterer Vorteil sind die geringen Anschaffungskosten (ca. 100 Euro mit Okularadapter und IR-Sperrfilter).

Nachteile der Webcam sind die kurze Belichtungszeit und damit die Beschränkung auf hellere Sterne als ca. 9mag mit 3x Barlowlinse. Ausserdem entstehen grosse Datenmengen durch die Videos – pro Minute entstehen fast 60 Megabyte und einige Gigabyte pro Beobachtungsabend sind schnell beisammen!

Trotzdem ist die Webcam ein nahezu ideales Werkzeug für Doppelsternmessungen – ein „Webcam-Mikrometer“!

Literatur:

[1] J.S.Schlimmer: Doppelsterne im Bootes. http://www.epsilon-lyrae.de/Doppelsterne/Galerie/Bootes.html

[2] William I. Hartkopf, Brian D.Mason: Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars.http://www.usno.navy.mil/USNO/astrometry/optical-IR-prod/wds/orb6

[3] Astronomisches Rechen-Institut Heidelberg: ARI Database for Nearby Starshttp://www.ari.uni-heidelberg.de/datenbanken/aricns/

[4] Brian Workman: Binary Star Calculator. Daten aus [2], Rechenblatt für Excel.Download unter http://www.saguaroastro.org/content/downloads.htm

[5] Doppelsterne mit im kleinen Fernrohr erkennbarer Bahnbewegung: http://members.aon.at/wolfgang.vollmann/dsbahn.htm

[6] Wolfgang Vollmann: STF2486 – Doppelstern-Astrometrie mit der CCD-Kamera.VdS Journal 22

[7] Cor Berrevoets: Registax 4.Download unter http://www.astronomie.be/registax/

[8] Richard Berry, Jim Burnell: Handbook of Astronomical Image Processing.Verlag Willmann-Bell. Enthält das Programm AIP4WIN.

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Positionswinkel

Der Positionswinkel gibt die Richtung vom Hauptstern zum Begleiter an. Norden = 0°, Osten = 90°, Süden= 180°, Westen = 270° -- er geht also gegen den Uhrzeigersinn (im umkehrenden astronomischen Fernrohr). Gestirne driften bei ausgeschalteter Nachführung von 90° (Osten) nach 270° (Westen).

Grafik zum Positionswinkel von Florent Losse. Das Bild zeigt einen Positionswinkel von 135° (http://www.astrosurf.com/hfosaf/uk/doeasy1.htm)

Grafik zur Distanz von Florent Losse

Bild 1: Xi Bootis, Anblick im umkehrenden Fernrohr (Norden unten, Osten rechts). Refraktor 130/1040mm, 3x Barlowlinse, Webcam.

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Bild 2: Umlaufbahn des Doppelsterns Xi Bootis = STF1888AB = WDS 14514+1906 Diagramm erstellt mit dem Binary Star Calculator von Brian Workman [4]. Norden ist unten, Osten rechts, wie im umkehrenden astronomischen Fernrohr. Die Kreise stellen die Lage des Begleiters relativ zum Hauptstern (im Zentrum des Koordinatenkreuzes) dar. Sie sind von 10 zu 10 Jahren gezeichnet, die Jahre um die Gegenwart habe ich beschriftet. Ein Teilstrich auf den Achsen enstpricht einer Bogensekunde. Rote Quadrate zeigen meine Messungen des Doppelsterns in den Jahren 2005 bis 2007.

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Einfache visuelle Messungen von Doppelsternen

Doppelsternbahnbewegung ohne Messeinrichtung beobachtet

Schon seit vielen Jahren beobachte ich Doppelsterne – sie bieten schöne Himmelsanblicke die auch mit kleinen Fernrohren und unter Stadtrandbedingungen begeistern. Besonders interessiert hat es mich schon vor Jahren, der Bahnbewegung der schnelleren Doppelsterne zuzusehen. Bei manchen Systemen ist eine Änderung der Winkeldistanz der beiden Sterne bzw. des Positionswinkels schon in wenigen Jahren bemerkbar, selbst mit einem kleinen Fernrohr.

Wie wird die Winkeldistanz geschätzt?

Eine Möglichkeit zur Schätzung der Winkeldistanz eines Doppelsternsystems bietet das Beugungsbild bei unterschiedlichen Objektivöffnungen. Ein Stern zeigt im Fernrohrokular ein Beugungsscheibchen und ein oder mehrere schwache Beugungsringe. Ein etwa gleich helles Sternpaar erscheint dann getrennt, wenn das Beugungsscheibchen des zweiten Sterns gerade im Lichtminimum zwischen Beugungsscheibchen und erstem Beugungsring des ersten Sterns liegt. Das wird als "Rayleigh-Kriterium" bezeichnet und ist abhängig von der Objektivöffnung: Distanz = 138"/D (D = Objektivdurchmesser in mm).

Es sind aber auch etwas engere Doppelsterne noch als solche erkennbar: so fand z.B. W.R.Dawes mit verschiedenen Fernrohren dass er Paare mit 117"/D gerade noch trennbar fand (0,85x Rayleigh-Kriterium). Geübte Beobachter können bis zu einer Winkeldistanz von 0,5-0,6x des Rayleigh-Kriteriums eine geringe Elongation des Beugungsscheibchens erkennen und damit die Doppelsternnatur und die ungefähre Richtung Hauptstern-Begleiter feststellen!

Ich beobachtete im März 1975 mit meinem 80/880mm Schülerrefraktor bei 146-facher Vergrösserung denDoppelstern Kastor (Alpha Geminorum). Bei 80mm Öffnung beträgt das Rayleigh-Kriterium 138/80 = 1,73 Bogensekunden. Da die beiden Sterne damals genau 2,0" voneinander entfernt waren konnte ich sie gut in zwei winzige Scheibchen auflösen. Ich blendete mein Fernrohr auf 60mm ab – Rayleigh-Distanz 2,3": jetzt berührten sich die beiden Sternscheibchen. Bei Abblendung auf 40mm – Rayleigh-Distanz 3,45" -- war der Doppelstern nicht mehr auflösbar.

Im Februar 2004 wiederholte ich den Versuch mit dem gleichen Fernrohr und Vergrösserung. Durch die Umlaufbewegung in den knapp 30 Jahren war die Winkeldistanz von Kastor A und B mittlerweile auf 4,3" angewachsen. Kastor war jetzt auch bei Abblendung auf 40mm Objektivdurchmesser klar trennbar!

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Bild 1: Bahn des Doppelsterns Kastor A-B (STF 1110). Gezeichnet mit den Bahnelementen von W.D.Heintz 1988. Eingezeichnet ist der Ort des Begleiters jeweils im Frühling 1975/2005/2035.

Bild 2: Auflösung von DoppelsternenAiry disc = Beugungsscheibchen; Grösse abhängig von Lambda (Wellenlänge) und Objektivdurchmesser D. FWHM = full width half maximum, entspricht etwa dem wahrgenommenen Durchmesser der Begungsscheibe; Intensität des Lichts auf 50% vom Maximum gefallen. Aus [14]

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Wie wird der Positionswinkel geschätzt?

Durch die tägliche Bewegung wandern alle Gestirne von Ost (Positionswinkel 90°) nach West (270°). Ich stelle mir ein Uhrzifferblatt mit dem helleren Stern in der Mitte vor. Die Ost-West-Richtung entspricht dann im Okular den Stunden "9" bzw. "3 Uhr". Die Richtung vom helleren Stern zum schwächeren kann sehr gut in ganzen "Stunden" (30° im Positionswinkel), mit etwas Übung ohne weiteres auf "½ Stunden" (15°) abgeschätzt werden. Natürlich muss die Orientierung des Bildfelds im Okular (astronomisches Fernrohr ohne oder mit Zenitprisma) beachtet werden.

Beispiel: Beobachtung von Xi UMa, meistens mit dem 80mm Refraktor (in Klammern Distanz / Positionswinkel laut Ephemeride; Umlaufzeit ist "nur" 60 Jahre!):

• April 1976 (3,1" / 112°): bei 146x war er deutlich zu trennen. Den Positionswinkel schätzte ich zu 120 Grad (aus der täglichen Bewegung; Nachführung hat dieses Fernrohr nicht).

• Juni 1985 (2,2" / 89°): der Begleiter war nun fast genau im Osten zu sehen. Meine Schätzung desPositionswinkels: 90 Grad. Die Bewegung des Doppelsterns war merkbar geworden!

• Mai 1993 (0,9" / 350°): jetzt genügte der 80mm Refraktor nicht mehr zur Trennung. Im 150/3000mm Refraktor der Urania-Sternwarte Wien waren die beiden Sterne aber deutlich getrennt (300x); Positionswinkel-Schätzung: 345 Grad - nun war er fast im Norden.

• Mai 1996 (1,4" / 299°): nun gelang mir erstmals wieder die Sichtung mit dem 80mm Refraktor: sehr schwierig, nur länglich. Positionswinkelschätzung: 290 Grad - fast im Westen.

• Mai 2001 (1,8" / 264°): leicht trennbar bei gutem Seeing; Positionswinkel: 270 Grad - im Westen. • März 2004 (1,8" / 248°): im 130mm Refraktor gut trennbar mit Abstand; Positionswinkel-

Schätzung 255°.

Xi Ursae Maioris ist auch die nächsten Jahre ein gutes Objekt für solche Beobachtungen: im Frühjahr 2008 beträgt der Positionswinkel noch 220°, sechs Jahre später 2014 steht der Begleiter dann genau im Süden bei Positionswinkel 180°.

Der Positionswinkel gibt die Richtung vom helleren Stern zum schwächeren an: Nord = 0°, Ost = 90°, Süd= 180°, West = 270°. Im astronomischen Fernrohr mit umgekehrtem Bild läuft er gegen den Uhrzeigersinn, gezählt von Norden (unten). Bei Verwendung eines Zenitprismas/spiegels am Refraktor/SC mit seitenverkehrtem Bild läuft er im Uhrzeigersinn.

Doppelsternbahnbewegung mit dem astrometrischen Okular gemessen

Seit mehreren Jahren sind astrometrische Okulare auf dem Markt. Baader/Celestron bietet das Microguide Okular an (ca. 200 Euro ), Meade ein ähnliches astrometrisches Okular (ca. 150 Euro). Mit diesen Okularen lässt sich ohne weitere Hilfsmittel die Messgenauigkeit von Doppelsternen gegen die einfachen Schätzungen ganz erheblich steigern. Gute Messungen können eine Genauigkeit von einem Grad im Positionswinkel und einen Distanzfehler von maximal zwei Prozent liefern! Diese Messokulare bieten eine Strichplatte mit verschiedenen Skalen, die sehr gut für Distanz- und Positionswinkelmessungen verwendet werden können. Eine regelbare Batteriebeleuchtung der Strichplatte ist ebenfalls vorhanden.

Die folgenden Beispiele beziehen sich auf das Baader Microguide-Okular [3], das ich selbst verwende. Sie sind aber mit anderen ähnlichen Okularen ebenfalls möglich.

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Bild 3: Skalen im Baader Microguide Okular. 1 = Lineare Skala mit 60 Teilstrichen, die je 100 Mikrometer lang sind. Wird benutzt für die Distanzmessung und zum Bestimmen des Positionswinkels (siehe unten)2 = Positionswinkelskala3 = Konzentrische Kreise4 = Grosse Winkelskala. Wird benutzt für die Bestimmung des Positionswinkels (siehe unten)

Zusätzlich zum Messokular benötigen die meisten Beobachter eine Barlowlinse, um eine Brennweite des Fernrohrs von drei, besser fünf Metern zu erreichen. Damit wird mit dem Microguide Okular (12,5mm Brennweite) eine Vergrösserung von 240x bzw. 400x erreicht. Selbst bei kleinen Fernrohren mit 80 oder 100mm Durchmesser ist das wünschenswert da sonst die Abbildung auf den Okularstrichskalen zu klein ist.

Erforderlich ist ebenfalls eine relativ genau aufgestellte parallaktische Montierung mit motorischer Nachführung, die sich aber per Handtaster abschalten lässt – das dient wieder zur genauen Festlegung der Ost-West-Richtung. Es gibt aber auch schon erfolgreiche Versuche mit einem azimutal aufgestellten Dobson-Teleskop Doppelsterne zu messen [5].

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Messung der Winkeldistanz mit dem Microguide Okular

Die Winkeldistanz der zu messenden Sterne wird mit der linearen Skala in der Mitte des Okulars gemessen. Dazu wird das Okular so gedreht, dass die lineare Skala möglichst genau in der Richtung der beiden Sterne zeigt. Jetzt kann die Distanz in Teilstrichen von der Skala abgelesen werden. Eine Schätzung auf 0,1 oder 0,2 Teilstriche ist durchaus möglich. Die Schätzung wird mehrfach wiederholt und möglichst an weiteren Abenden ebenfalls nochmals durchgeführt.

Beispiel: Beobachtungen von Gamma Arietis mit einem 130/1040mm Refraktor, 5x Barlowlinse (Powermate) und Microguide-Okular:13.Jan.2008: Distanz 2,0 Teilstriche23.Jan.2008: mehrere Messungen: 2,0 / 2,1 / 2,0 / 2,0 / 2,0 / 2,0 TeilstricheMittelwert: 2,01 Teilstriche plus/minus 0,04 Teilstriche.

Eichung der linearen Skala im Okular durch Sterndrift

Die Eichung der linearen Skala erfolgt durch einen Stern, der bei ausgeschalteter Nachführung entlang der Skala läuft (Okular richtig drehen!). Mit der Stoppuhr wird die Zeit die der Stern braucht um alle 60 Teilstriche zu durchlaufen gemessen und möglichst oft wiederholt, auch bei verschiedenen Sternen unterschiedlicher Deklination.

Beispiel: Gamma Arietis am 23.Jan.2008: Zeitdauer 15,69s / 15,77s / 15,69s / 15,79sMittelwert: 15,74s plus/minus 0,05sBei einer Deklination des Sterns von +19°19'59,1" zum Beobachtungstermin (nachgesehen mit dem freienSternkartenprogramm "Cartes du Ciel" [6]) berechnet sich die Strichskala mit 60 Teilstrichen zu

60 TS = Zeitdauer [s] * 15,0411 * cos(Deklination) = 223,4" plus/minus 0,7"Ein Teilstrich entspricht also einer Winkeldistanz von 3,72" plus/minus 0,01"

Mehrere solcher Bestimmungen ergaben bei meiner Konfiguration einen Durchschnittswert von 3,706" proTeilstrich. Die Messung von Gamma Arietis mit 2,01 Teilstrichen liefert also eine Winkeldistanz von 7,45". Der Washington Double Star Catalog 2006.5 [1] gibt eine Messung von 7,4" im Jahre 2005 an (Sternidentifikation: WDS 01535+1918 = Rektaszension und Deklination 2000.0 und STF 180AB = Entdeckercode von Friedrich Georg Wilhelm Struve).

Messung des Positionswinkels mit dem Microguide Okular

Auch diese Messung benützt die lineare Skala in der Okularmitte. Zuerst wird bei eingeschalteter Nachführung der Doppelstern zwischen die beiden Striche gebracht – das Okular wird so gedreht dass beide Sternkomponenten möglichst genau zwischen die beiden Striche zu liegen kommen. Der hellere Stern wird dann mit der Feinbewegung genau in die Mitte der linearen Skala (Markierung 30 Teilstriche) gebracht und dann wird die Nachführung abgeschaltet. Jetzt driftet der Stern an den Rand und dort kann an der grossen Winkelskala der Positionswinkel abgelesen werden. Bei der Beobachtung mit dem astronomischen Fernrohr (umgekehrtes Bild) wird die äussere Skala benutzt, bei Verwendung eines Zenitprismas/Zenitspiegels (seitenverkehrtes Bild) die innere Skala. Die Messung wird mehrmals wiederholt, dabei drehe ich das Okular mehrmals um 180°. Die äussere Winkelskala ist zwar nur auf 5° geteilt, der Winkel kann aber auf 0,5° genau geschätzt werden.

Beispiel: wieder Gamma Arietis: Messungen 90,5° / 89,5° / 90,0° / 89,0° / 89,0° / 89,0° (innere Skala, da ein Zenitprisma benutzt wurde). Mittelwert 89,5° plus/minus 0,6°. Konstruktionsbedingt muss von diesem Ergebnis noch 90° abgezogen werden, als gemessenen Positionswinkel erhalte ich also -0,5+360 = 359,5°. Der WDS 2006.5 gibt eine Messung von 1° im Jahr 2005 an – mein Ergebnis ist also nur 1,5° kleiner!

Bilder zur Erklärung der Messung des Positionswinkels: beide Bilder zeigen den Anblick im Refraktor mit Zenitprisma (Norden oben, Osten rechts, Westen Richtung tägliche Bewegung links). Die beiden

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Komponenten des Doppelsterns sind rot skizziert, die Himmelsrichtungen im Okular ebenfalls, der Pfeil gibt die Richtung der täglichen Bewegung bei ausgeschalteter Nachführung an. Zunächst wird das Messokular so gedreht, dass die beiden Sterne genau auf der linearen Skala 1 liegen. Dann wird der hellere Stern in die Mitte der linearen Skala bei Teilstrichnummer 30 gebracht. Nach Abschalten der Nachführung driftet der Stern nach Westen. Der Winkel auf der inneren Winkelskala wird auf 1° oder besser geschätzt, bei dem der hellere Stern die Skala passiert. Die schwach gezeichnete Strichskala stammt aus dem Microguide-Handbuch [3].

Messung eines Positionswinkels von 20°. Der Begleiter ist vom helleren Stern in Richtung Teilstrichnummer 0 zu erkennen. Der Hauptstern driftet von Teilstrichnummer 30 und passiert die innere Winkelskala bei 110°. Der Positionswinkel wird berechnet zu 110° – 90° = 20°.

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Messung des gleichen Positionswinkels 20°, aber mit um 180° gedrehtem Microguide-Okular. Der Begleiter ist also vom Hauptstern Richtung Teilstrichnummer 60 zu sehen. Wieder driftet der Hauptstern von Teilstrichnummer 30 und passiert die innere Winkelskala bei 290°. Der Positionswinkel wird berechnet zu 290° + 90° = 380° - 360° = 20°.

Beispiele von eigenen Doppelsternmessungen mit dem Microguide Okular

Beta Ori (Rigel) = STF 668 A-BC = WDS 05145-0812 / 0,3 und 6,8magMessung: 2008,12 Distanz 9,5" PW 203,7°Rigel ist durch den grossen Helligkeitsunterschied kein einfacher Doppelstern – ein gutes Testobjekt für Sirius, der etwa 1 ½ Stunden später kulminiert.

118 Tau = STF 716 AB = WDS 05293+2509 / 5,8 und 6,7magMessung: 2008,06 Distanz 4,6" PW 210,2°

Delta Ori = STFA 14 Aa-C = WDS 05320-0018 / 2,4 und 6,8magMessung: 2008,07 Distanz 53,5" PW 359,9°Schönes weites Paar!

Zeta Ori = STF 774 Aa,C = WDS 05407-0157 / 1,9 und 9,6magMessung: 2008,06 Distanz 59,1" PW 9,6°Weites Paar mit grossem Helligkeitsunterschied – noch gut zu messen mit dem 130mm Refraktor!

Alpha CMa (Sirius) = AGC 1 AB = WDS 06451-1643 / -1,5 und 8,5mag Messung: 2008,22 Distanz 8,4" PW 96,7°

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Sehr schwierig durch den enormen Helligkeitsunterschied. Am besten mit einer sechseckigen Blende vor dem Objektiv beobachtbar.

Weitere Messungen für eigene Vergleiche sind dem JDSO [9], den Webseiten von Florent Losse [10], J.S.Schlimmer [11] und meiner Webseite [12] zu entnehmen. Zum Vergleich kann auch der WDS-Katalog [1] und bei Objekten mit bekannter Bahn der Bahnkatalog [2] benutzt werden.

Einige Doppelsterne mit im kleinen Fernrohr erkennbarer Bahnbewegung in den nächsten Jahren

Mit Fernrohren bis zu 150mm Öffnung gibt es einige Doppelsterne, die in den nächsten Jahren eine erkennbare Umlaufbewegung zeigen. Die Liste ist nach Rektaszension geordnet.

Alpha Piscium = WDS 02020+0246 = STF 202 / 3,8 und 4,9mag2008: 1,8" 266° / 2018: 1,7" 259°Längere Umlaufperiode (ca. 900 Jahre); gut trennbar mit 80mm

14 Orionis = WDS 05079+0830 = STT 98 / 5,3 und 6,2mag2008: 0,9" 304° / 2013: 1,0" 295° / 2018: 1,0" 287°Umlaufzeit 199 Jahre.

Alpha Canis Maioris (Sirius) = WDS 06451-1643 = AGC 1 / -1,5 und 8,5mag2008: 8,0" 98° / 2013: 9,8" 83° / 2018: 10,9" 72°Sehr schwieriges Objekt durch den grossen Helligkeitsunterschied, beobachtbar ab ca. 100mm Öffnung. Am besten bei möglichst ruhiger Luft und einer sechseckigen Blende vor dem Objektiv beobachtbar [13].

Alpha Geminorum (Kastor) = WDS 07346+3153 = STF1110 / 1,9 und 3,0mag2008: 4,5" 59° / 2018: 5,3" 53°Weiterer Begleiter C 9,8mag in 71" 164°.

Zeta Cancri AB = WDS 08122+1739 = STF1196AB / 5,6 und 6,0mag2008: 1,0" 44° / 2010: 1,1" 36° / 2012: 1,1" 29° / 2014: 1,1" 22° / 2016: 1,1" 16° / 2018: 1,1" 9°Umlaufzeit 59,6 Jahre. Gut sichtbarer Begleiter C mit 6,2mag in 5,9" 69° (2008) – schönes Dreifachsystem!

Omega Leonis = WDS 09285+0903 = STF1356 / 5,4 und 6,1mag2008: 0,7" 100° / 2018: 0,9" 113°Schwieriges Objekt für 125-150mm Öffnung, Umlaufzeit 118 Jahre.

Xi Ursae Maioris = WDS 11182+3132 = STF1523 / 4,3 und 4,8mag2008: 1,6" 226° / 2010: 1,6" 211° / 2012: 1,6" 197° / 2014: 1,7" 183° / 2016: 1,9" 171° / 2018: 2,0" 161°Rasche Umlaufbewegung, Umlaufzeit 59,9 Jahre.

Gamma Virginis = WDS 12417-0127 = STF1670 / 3,5 und 3,5mag2008: 1,0" 35° / 2010: 1,5" 20° / 2012: 1,8" 12° / 2014: 2,2" 6° / 2016: 2,5" 2° / 2018: 2,7" 359°Periastron 2005 – das Paar wird jetzt rasch weiter

Xi Bootis = WDS 14514+1906 = STF1888 / 4,8 und 7,0mag2008: 6,2" 310° / 2018: 5,4" 299°Siehe VdS Journal 25 [8]

Zeta Herculis = WDS 16413+3136 = STF2084 / 2,8 und 5,5mag2008: 1,1" 196° / 2013: 1,2" 153° / 2018: 1,3" 118°Ein ziemlich schwieriger Doppelstern mit grösserem Helligkeitsunterschied für gute 100-150mm Fernrohre. Umlaufzeit nur 34,4 Jahre – rasche Umlaufbewegung!

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My Draconis = WDS 17053+5428 = STF2130 / 4,9 und 5,0mag2008: 2,3" 8° / 2018: 2,5" 358°

26 Draconis = WDS 17350+6153 = BU 962 / 5,2 und 8,6mag2008: 1,2" 321° / 2010: 1,1" 317° / 2012: 0,8" 311° / 2014: 0,6" 301° / 2016: 0,4" 278° / 2018: 0,3" 231°Durch den Helligkeitsunterschied nicht leicht zu sehen, wird rasch schwieriger, Umlaufzeit 76,1 Jahre.

70 Ophiuchi = WDS 18055+0230 = STF2272 / 4,0 und 5,9mag2008: 5,4" 134° / 2013: 6,1" 128° / 2018: 6,5" 124°Umlaufzeit 88,4 Jahre, derzeit leicht trennbar.

My Cygni = WDS 21441+2845 = STF2822 / 4,5 und 5,9mag2008: 1,7" 315° / 2018: 1,5" 324°

Zeta Aquarii = WDS 22288-0001 = STF2909 / 3,7 und 3,9mag2008: 2,2" 174° / 2018: 2,5" 163°

Pi Cephei = WDS 23079+7523 = STT 489 / 4,4 und 6,7mag2008: 1,2" 357° / 2018: 1,2" 5°Umlaufzeit 160 Jahre.

Weitere Beobachtungsmöglichkeiten für Doppelsternmessungen

Neben der visuellen Beobachtung eignen sich besonders gut Webcam-Messungen [8] und Messungen mit einer CCD-Kamera [7] für Amateure – über beide Möglichkeiten habe ich im VdS Journal bereits berichtet.

Literatur

(1) Brian D. Mason, Gary L. Wycoff, and William I. Hartkopf: The Washington Double Star Catalog (WDS). http://www.usno.navy.mil/USNO/astrometry/optical-IR-prod/wds/WDS Aktuelles Verzeichnis aller Doppelsterne.

(2) William I. Hartkopf & Brian D. Mason: Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars. http://www.usno.navy.mil/USNO/astrometry/optical-IR-prod/wds/orb6 Der aktuelle Bahnkatalog mit Bahnelementen und Ephemeriden.

(3) Peter Stättmayer: Bedienungsanleitung zum Messokular Baader Micro-Guide. http://www.baader-planetarium.de/sektion/s21/download/micro-guide.pdf

(4) Robert Argyle: Observing and Measuring Visual Double Stars. Springer Verlag 2004. Aktuelles sehr empfehlenswertes Buch über (fast) alle Aspekte der Doppelsternbeobachtung.

(5) Thomas G. Frey: Visual Double Star Measurements with an Alt-Azimuth Telescope. JDSO Vol.4, No.2. http://www.jdso.org/volume4/number2/Frey_59_65.pdf

(6) Patrick Chevalley: Cartes du Ciel. http://astrosurf.com/astropc/cartes/index.html Sehr gute Freeware mit dem WDS Katalog von 2004

(7) Wolfgang Vollmann: STF2486 – Doppelstern-Astrometrie mit der CCD-Kamera. VdS Journal 22.

(8) Wolfgang Vollmann: Die Umlaufbewegung des Doppelsterns Xi Bootis. Doppelstern-Astrometrie mit der Webcam. VdS Journal 25.

(9) JDSO: Journal of Double Star Observations: http://www.jdso.org (10) Webseite von Florent Losse: http://www.astrosurf.com/hfosaf (11) Webseite von J.S.Schlimmer: http://www.epsilon-lyrae.de (12) Webseite von W.Vollmann: http://members.aon.at/wolfgang.vollmann (13) Seite über Sirius (Alpha Cma): http://members.aon.at/wolfgang.vollmann/sirius.htm (14) http://telescope-optics.net

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