Im Verlauf der letzten Wochen habe ich immer wieder verschiedene Doppelsterne mit der Webcam beobachtet mit dem Ziel, Positionswinkel und Distanz zu messen. Warum ist das interessant? Die einzige Möglichkeit die Massen der Sterne zu bestimmen sind genau bestimmte Doppelsternbahnen -- damit lassen sich Sterne "wiegen" und die Masse-Leuchtkraft-Beziehung eichen. Für einen Sterngucker sind Doppelsterne einerseits hübsche Sehenswürdigkeiten am Himmel und andererseits fasziniert mich dass recht genaue Doppelsternmessungen mit einer relativ billigen Webcam (Philips ToUcam Pro II) möglich sind, die weniger als ein gutes Okular kostet! Derzeit bin ich am Erfahrung sammeln und die Bahnbewegung einiger Doppelsterne nachzuweisen -- das geht schon mit einem Jahr Zwischenzeit (z.B. bei Xi UMa und Zeta Cnc).
Xi Bootis (ξ Boo) = STF1888. Ort: 14514+1906 = 14h51.4m +19°06' (2000.0). Helligkeiten 4,8 und 7,0mag. Spektren G8V und K5V.
Xi Bootis hat eine relativ kurze Umlaufzeit: 152 Jahre werden derzeit angegeben (siehe Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars). Trotzdem sind die beiden Sterne bequem weit voneinander entfernt: 6 Bogensekunden. Grund dafür ist dass das System recht nahe zur Erde steht: "nur" 22 Lichtjahre ist Xi Boo von uns entfernt. Seit der Entdeckung durch William Herschel 1780 konnte das System bereits in mehr als einen Umlauf beobachtet werden. Ein Bahndiagramm ist auf der Seite von Richard Dibon-Smith zu sehen:
Hier das Ergebnis meiner Messung vom 12.Mai 2005 mit der Webcam und 5x Barlowlinse:
| Distanz | Positionswinkel | |
| Beobachtung | 6,29" ± 0,12" | 313,0° ± 0,9° |
| Rechnung | 6,35" | 313,0° |
44 Bootis (44 Boo) = STF1909. Ort: 15038+4739 (2000.0). Helligkeiten 5,2 und 6,1mag. Spektren F7V+K4V.
Dieser Doppelstern ist mit dem Fünfzöller schwer zu messen: nur 2,0 Bogensekunden beträgt der Abstand der beiden Sterne derzeit, da braucht es schon ruhige Luft um viele auswertbare Einzelbilder zusammenzubekommen -- ich benötige doch mindestens einige Dutzend um einen guten Mittelwert zu erhalten. Ausserdem sinkt die Messgenauigkeit im Positionswinkel, je näher die beiden Sterne zusammenstehen. Fehler in der Festlegung des Helligkeitsschwerpunkts (etwa 0,2 Pixel nach meiner Erfahrung) wirken sich bei nur wenigen Pixel Abstand schon recht merkbar aus. Visuell am Fernrohr war 44 Boo bei 173-facher Vergrösserung leicht als Doppelstern zu erkennen: die beiden Sterne hatten noch etwas "Zwischenraum" und die Beugungsscheibchen waren deutlich getrennt. Von diesem Stern machte ich zwei Messungen an zwei verschiedenen Abenden:
| Distanz | Positionswinkel | |
| Beobachtung 12.Mai 2005, 3x Barlow | 2,00" ± 0,13" | 58,5° ± 4,2° |
| Beobachtung 27.Mai 2005, 5x Barlow | 2,03" ± 0,06" | 59,0° ± 1,7° |
| Rechnung | 1,95" | 56,5° |
Die Bahn von 44 Boo ist sehr langgestreckt, die Umlaufzeit beträgt 206 Jahre:
Das System ist 42 Lichtjahre von uns entfernt.
Sigma Coronae Borealis (σ CrB) = STF2032AB. Ort: 16147+3352 (2000.0). Helligkeiten 5,6 und 6,5mag. Spektren G0V und G1V.
Dieser Doppelstern ist sehr interessant: bei den ersten Messungen im Jahre 1781 waren die beiden Sterne nur 1,8 Bogensekunden voneinander entfernt. Danach wurde der Doppelstern enger, um 1830 waren die beiden Sterne nur noch 1,2 Bogensekunden voneinander entfernt. Mittlerweile hat sich ihr Abstand auf 7 Bogensekunden vergrössert: mit dem 130mm Refraktor sind die beiden Sterne schon bei 35-facher Vergrösserung zwar eng aber getrennt sichtbar. Die Bahn scheint eine sehr langgestreckte Ellipse mit grosser Umlaufzeit zu sein. Die aktuelle Bahnberechnung aus dem Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars gibt eine Umlaufzeit von 889 Jahren an! Ein Bahndiagramm ist auf der Seite von Richard Dibon-Smith zu sehen:
Hier das Ergebnis meiner Messung vom 27.Mai 2005 mit der Webcam und 5x Barlowlinse:
| Distanz | Positionswinkel | |
| Beobachtung | 7,01" ± 0,14" | 237,1° ± 0,8° |
| Rechnung | 7,11" | 236,8° |
Sigma CrB ist nach den Messergebnissen des Hipparcos-Satelliten 71 Lichtjahre von uns entfernt. Die beiden recht sonnenähnlichen Sterne sind sich sehr ähnlich: ein Spektraltyp von G0V und G1V wird angegeben.