Sterne

Sterne senden Ihr Licht auf die Erde und erfreuen die Menschen, so lange es Sie gibt. Es gibt da rote Riesen und weiße Zwerge, Unterschiede wie bei den Menschen. Und faszinierend ist, dass die Photonen eines Stern den wir gerade beobachten so lange unterwegs war, wie er Lichtjahre entfernt ist.

Barnards Star

Barnards Pfeilstern (oder Barnards Stern) ist ein kleiner Stern im Sternbild Schlangenträger. Mit einer Entfernung von etwa 6 Lichtjahren ist Barnards Pfeilstern unter den bekannten Sternen der dem Sonnensystem viertnächste. Nur die drei Komponenten des α-Centauri-Systems liegen näher. Der Pfeilstern ist allerdings ein Roter Zwerg mit Spektraltyp M4 und scheinbarer Helligkeit 9,54 mag, so dass er trotz seiner Nähe zu schwach leuchtet, um ohne Teleskop oder ein starkes Prismenfernglas beobachtet werden zu können. Er liegt nahe dem Stern 66 Oph

 
Animation der Bewegung von Barnards Stern. Die Einzelbilder wurden 2001, 2004, 2007 und 2010 aufgenommen.

Barnards Pfeilstern weist eine Eigen­bewegung von 10,4 Bogen­sekunden pro Jahr auf, so dass er am Himmel in ca. 180 Jahren eine dem scheinbaren Monddurchmesser entsprechende Distanz zurücklegt. Das ist die derzeit größte bekannte Eigenbewegung eines Sterns. Sie wurde 1916 von dem Astronomen Edward Emerson Barnard entdeckt.[7] Zuvor hatte Kapteyns Stern im Pictor (Südhimmel) die größte bekannte Eigenbewegung aller Sterne aufgewiesen. Solche Sterne, deren Himmelsposition sich auffallend rasch verschiebt, werden als Schnellläufer bezeichnet.

Die relative Geschwindigkeit von Barnards Pfeilstern zum Sonnensystem beträgt rund 143 Kilometer pro Sekunde. Wie schnell sich Barnards Stern bewegt, verdeutlicht die links dargestellte Animation über einen Zeitraum von neun Jahren. In den nächsten Jahrtausenden wird er von seiner jetzigen Position im Norden des Sternbilds Schlangenträger in das Sternbild Herkules wandern. Bis zum Jahr 11.800 n. Chr. wird er sich der Sonne bis auf 3,8 Lichtjahre nähern und damit in größerer Nähe zur Erde als heute Proxima Centauri befinden. Zu diesem Zeitpunkt wird er auch am Himmel um etwa eine Größenklasse heller strahlen als heute. Danach wird er sich wieder entfernen.[8]

Barnards Pfeilstern scheint relativ alt zu sein; sein Alter wird auf 11–12 Milliarden Jahre, also auf mehr als das doppelte Alter der Sonne, geschätzt. Er dreht sich relativ langsam um seine eigene Achse; seine Rotationsperiode beträgt etwa 130 Tage. Aufgrund seines hohen Alters war es für die Astronomen überraschend, dass am 17. Juli 1998 auf seiner Oberfläche die Eruption eines Flares beobachtbar war, wie Diane Paulson und deren Kollegen vom Goddard Space Flight Center der NASA berichteten. Diese Aktivität wurde auch durch damals beobachtete Änderungen im Emissionsspektrum des Sterns nahegelegt. Die Temperatur der Flare-Zone war mit mindestens 8000 Kelvin wesentlich höher als die gewöhnliche Oberflächentemperatur des Sterns von etwa 3100 Kelvin.[9]

Im Jahre 1938 begann man am Sproul-Observatorium eine Serie von Photoplatten von Barnards Pfeilstern zu erstellen, um seine Parallaxe und säkulare Beschleunigung genauer zu messen sowie nach potenziellen Begleitern des Sterns zu suchen. Von 1963 an akzeptierte eine große Zahl von Astronomen für viele Jahre die Behauptung von Peter van de Kamp, dass er eine Störung in der Eigenbewegung des Pfeilsterns entdeckt habe, aus der folge, dass der Stern von Planeten mit einer dem Jupiter vergleichbaren Masse umkreist werde. Diese würden durch ihre gravitative Wirkung auf den massenarmen Stern dessen Bahnstörungen hervorrufen. Nachdem van de Kamp zunächst die vermeintlichen periodischen Schwingungen der Eigenbewegung von Barnards Pfeilstern mit der Existenz eines über 1,7 Jupitermassen verfügenden Planeten erklären wollte, der für einen Umlauf um den Stern 24 Jahre benötige, ging er später (1969) von zwei planetaren Begleitern aus. Der erste besitze 0,8 Jupitermassen und umkreise den Stern alle 12 Jahre in einer Entfernung von 2,8 Astronomischen Einheiten (AE); der zweite habe 1,1 Jupitermassen und bewege sich auf einem fast kreisförmigen Orbit in einem Abstand von 4,7 AE mit einer Umlaufperiode von 26 Jahren um sein Zentralgestirn.[10][11]

George Gatewood konnte den oder die Planeten bei Messungen am Allegheny Observatory (bis 1973) jedoch nicht nachweisen. Heinrich Eichhorn von der University of South Florida gelang dies bei seinen Langzeitbeobachtungen des Sterns ebenfalls nicht.[12] Trotzdem hielt sich die Theorie von Planeten um Barnards Pfeilstern noch bis in die 1980er Jahre, bis van de Kamps Behauptung allgemein als fehlerhaft angesehen wurde. Der Grund für die Fehlerhaftigkeit der Ergebnisse van de Kamps waren zunächst unerkannte Fehler am benutzten Messinstrument. Van de Kamp selbst, der 1995 starb, räumte nie Beobachtungsfehler ein und veröffentlichte noch 1982 Studien, welche die Existenz zweier Planeten um Barnards Pfeilstern untermauern sollten.[13] Wulff-Dieter Heintz, der Nachfolger van de Kamps am Swarthmore College und Experte auf dem Gebiet der Doppelsterne, stellte die Behauptungen seines Vorgängers in Frage und publizierte ab 1976 entsprechend kritische Stellungnahmen. Wegen dieses Disputs soll eine Entfremdung zwischen den beiden Wissenschaftlern eingetreten sein.[14]

Solange die Behauptung van de Kamps anerkannt war, trug sie zur Berühmtheit des Sterns in der Science-Fiction-Gemeinde bei; sie ist zum Beispiel Teil der Handlung der Fernsehserie Mondbasis Alpha 1. Sie ließ Barnards Pfeilstern auch als aussichtsreiches Ziel für das Projekt Daedalus, die Planung einer interstellaren Raumsonde, erscheinen.

Im November 2018 wurde aus einer Analyse von über 20 Jahre hinweg erfassten Radialgeschwindigkeitsdaten, die Forscher vom Institut für Astrophysik an der Georg-August-Universität Göttingen gemeinsam mit einem internationalen Forscherteam vorgenommen hatten, auf einen möglichen Exoplaneten „Barnard’s Star b“ geschlossen.[15] Es sei eine Supererde mit einer Mindestmasse von 3,2 Erdmassen, die den Stern in einem Abstand von 0,4 Astronomischen Einheiten innerhalb von 233 Tagen umrunde.[16] Die Autoren der Veröffentlichung sind „zu 99 % zuversichtlich, dass der Planet da ist.“[17] Möglicherweise kann der Planet mit der astrometrischen Methode (Feststellung der Bewegung des Sterns um den gemeinsamen Schwerpunkt) anhand der mit der Gaia-Mission bis 2022 gewonnenen Daten bestätigt werden,[veraltet] auch eine optische Beobachtung mit den in den 2020er Jahren fertigzustellenden Großteleskopen erscheint möglich.[18]

Aufnahmeort: Hamburg
Aufnahmedatum: 03.06.2023      
Teleskop: Skywatcher Quattro 300/1200
Kamera: ZWO ASI 2600mcpro color
Filter:  UVircut
Belichtungszeit:  15min (30x30sec)
Bearbeitet mit:  APP,Pixinsight,Topaz denoise

Merak

Merak (von arabisch مراقّ البطن, DMG marāqq al-baṭn ‚Weichteile des Bauchs‘⁠a) ist der Eigenname des Sterns Beta Ursae Maioris (β UMa) im Sternbild Großer Bär. Er bildet zusammen mit Dubhe (α UMa) den hinteren Abschluss des Kastens des Großen Wagens, dessen Verlängerung über Dubhe hinaus zum Polarstern zeigt. Merak besitzt eine scheinbare Helligkeit von 2,4 mag und ist ca. 80 Lichtjahre entfernt. Es handelt sich bei Merak um einen weißen Unterriesen von etwa 2,6-facher Masse, 3-fachem Durchmesser und über 70-facher Leuchtkraft der Sonne. Seine Oberflächentemperatur liegt bei etwa 9500 K. Der Stern ist geringfügig veränderlich, er zeigt Helligkeitsschwankungen um 0,05 mag und für ihn wurde eine projizierte äquatoriale Rotationsgeschwindigkeit v∙sin i von 32 km/s gemessen.[12] Mit vier anderen der sieben hellen Wagensterne gehört Merak zur sogenannten Bärengruppe, einem Bewegungshaufen von über einhundert über den halben Himmel verteilten Sternen. Unsere Sonne liegt im Bereich dieser Gruppe, bewegt sich aber in eine andere Richtung. Der Stern bewegt sich für Beobachter auf der Erde mit einer schnellen Eigenbewegung von etwa 88 Millibogensekunden/Jahr über den Himmel. Bei seiner Entfernung entspricht dies einer Geschwindigkeit von etwa 10 km/s, während er sich zusätzlich mit einer Geschwindigkeit von 13 km/s auf uns zu bewegt. Im Raum bewegt sich der Stern demnach mit einer Geschwindigkeit von etwa 17 km/s relativ zu unserer Sonne. Von der Erde aus gesehen befinden sich zwei Messier-Objekte – M 97, der Eulennebel und M 108, eine Spiralgalaxie – in unmittelbarer Nähe des Sterns. Beide sind aber mit etwa 10 mag zu lichtschwach, um mit bloßem Auge gesehen zu werden.

Ursa Major constellation map.svg

Aufnahmeort: Hamburg
Aufnahmedatum: 27./28.05.2023      
Teleskop: Askar 500 + Spikemask
Kamera: ZWO ASI 533mcpro color
Filter:  UVircut
Belichtungszeit:  15min (30x30sec)
Bearbeitet mit:  APP,Topaz denoise

Dubhe

Dubhe /ˈDubə/ ist die Bezeichnung des Sterns Alpha Ursae Majoris (α UMa) im Sternbild Großer Bär. Er ist in Mitteleuropa das ganze Jahr über sichtbar. Der Name stammt von dem arabischen Wort دب / dubb /‚Bär‘.

Dubhe ist trotz der Bayer-Bezeichnung „Alpha“ nur der zweithellste Stern des Sternbilds Großer Bär und befindet sich an der rechten oberen Ecke des Kastens des Großen Wagens. Zusammen mit Merak bildet er dessen Abschluss, dessen Verlängerung über Dubhe hinaus zum Polarstern zeigt (Zeigerstern). Er ist kein Mitglied der Ursa-Major-Gruppe – der nächsten physischen Sterngruppe mit gemeinsamer Geschwindigkeit – und gehört auch einer anderen Spektralgruppe an als die meisten Mitgliedssterne wie Mizar oder Phekda. Dubhe hat eine scheinbare Helligkeit von +1,7 mag, womit er zu den 50 hellsten Sternen am Nachthimmel gehört. Seine Entfernung beträgt ca. 124 Lichtjahre

Aufnahmeort: Hamburg
Aufnahmedatum: 27./28.05.2023      
Teleskop: Askar 500 + Spikemask
Kamera: ZWO ASI 533mcpro color
Filter:  UVircut
Belichtungszeit:  15min (30x30sec)
Bearbeitet mit:  APP,Topaz denoise

Phecda / Phad

Phecda (von arabisch فخذ, DMG faḫḏ ‚Oberschenkel‘) ist der Eigenname des Sterns Gamma Ursae Maioris (γ UMa) im Sternbild Großer Bär. Er ist der untere linke Kastenstern des Großen Wagens. Phecda hat eine Gesamthelligkeit von 2,4 mag und ist etwa 83 Lichtjahre entfernt. Phecda ist ein weißer Hauptreihenstern mit 3-facher Masse und 65-facher Leuchtkraft der Sonne, seine Oberflächentemperatur liegt bei etwa 9500 K. Für ihn wurde eine projizierte äquatoriale Rotationsgeschwindigkeit v∙sin i von 170 km/s gemessen. Durch seine rasche Rotation ist er geschätzt um etwa 6 % abgeplattet.[11] Mit vier anderen der sieben hellen Wagensterne gehört Phecda zur sogenannten Bärengruppe, einem Bewegungshaufen von über einhundert über den halben Himmel verteilten Sternen. Unsere Sonne liegt im Bereich dieser Gruppe, bewegt sich aber in eine andere Richtung. Der Stern bewegt sich für Beobachter auf der Erde mit einer schnellen Eigenbewegung von etwa 108 Millibogensekunden/Jahr über den Himmel. Bei seiner Entfernung entspricht dies einer Geschwindigkeit von etwa 13 km/s, während er sich zusätzlich mit einer Geschwindigkeit von 12 km/s auf uns zu bewegt. Im Raum bewegt sich der Stern demnach mit einer Geschwindigkeit von etwa 18 km/s relativ zu unserer Sonne. Von der Erde aus gesehen befindet sich das Messier-Objekt M 109, eine Spiralgalaxie, in unmittelbarer Nähe des Sterns. Sie ist aber mit etwa 10 mag zu lichtschwach, um mit bloßem Auge gesehen zu werden. Für Phecda finden sich gelegentlich auch die anderen Schreibweisen Phekda, Phegda, Phekha, Pachd, Phacd oder Phad. Nach dem „IAU Catalog of Star Names“ der Working Group on Star Names (WGSN) der IAU zur Standardisierung von Sternnamen wurde im Jahr 2016 dem Stern γ Ursae Maioris offiziell der Name „Phecda“ (in dieser Schreibweise) zugewiesen.[12]

Aufnahmeort: Hamburg
Aufnahmedatum: 27./28.05.2023      
Teleskop: Askar 500 + Spikemask
Kamera: ZWO ASI 533mcpro color
Filter:  UVircut
Belichtungszeit:  15min (30x30sec)
Bearbeitet mit:  APP,Topaz denoise
Aufnahmeort: Hamburg
Aufnahmedatum: 26./27.05.2023      
Teleskop: Askar 500 + Spikemask
Kamera: ZWO ASI 6200mcpro color (full frame)
Filter:  UVircut
Belichtungszeit:  50min (10x300sec)
Bearbeitet mit:  APP,Topaz denoise

Megrez

Megrez (von arabisch مغرز, DMG maġriz ‚Ansatzstelle [des Schwanzes]‘) ist der Eigenname des Sterns Delta Ursae Maioris (δ UMa) im Sternbild Großer Bär. Er steht im Großen Wagen an der Ecke, wo die Deichsel anschließt, und ist deutlich lichtschwächer als die sechs anderen Sterne des „Wagens“. Megrez besitzt eine scheinbare Helligkeit von 3,3 mag und ist etwa 81 Lichtjahre entfernt. Es handelt sich bei Megrez um einen weißen Hauptreihenstern von etwa doppelter Masse, doppeltem Durchmesser und 25-facher Leuchtkraft der Sonne. Seine Oberflächentemperatur liegt bei etwa 8700 K. Der Stern zeigt geringe Helligkeitsschwankungen mit einer Amplitude von 0,01 mag und einer Periode von etwa 0,48 Tagen, konnte aber bisher keinem Typ von Veränderlichen zugeordnet werden.[12] Bereits 1878 und 1879 wurden bei Megrez neben dem 3,3 mag hellen Hauptstern A zwei schwächere Komponenten B und C gefunden. Sie haben nur eine Helligkeit von 10,2 bzw. 11,6 mag und stehen jeweils etwa 3 Bogenminuten vom Hauptstern entfernt. Es handelt sich dabei jedoch um Hintergrundsterne in 840 bzw. 930 Lichtjahren Entfernung. Im Jahr 2010 wurden noch zwei weitere Komponenten D und E gefunden. Hierbei handelt es sich um sehr lichtschwache Sterne mit 18–19 mag Helligkeit, die mit 3–6 Bogensekunden Abstand sehr nahe beim Hauptstern stehen.[13] Ob es sich hierbei um ein physisches System handelt ist nicht bekannt. Mit vier anderen der sieben hellen Wagensterne gehört Megrez zur sogenannten Bärengruppe, einem Bewegungshaufen von über einhundert über den halben Himmel verteilten Sternen. Unsere Sonne liegt im Bereich dieser Gruppe, bewegt sich aber in eine andere Richtung. Der Stern bewegt sich für Beobachter auf der Erde mit einer schnellen Eigenbewegung von etwa 104 Millibogensekunden/Jahr über den Himmel. Bei seiner Entfernung entspricht dies einer Geschwindigkeit von etwa 12 km/s, während er sich zusätzlich mit einer Geschwindigkeit von 15 km/s auf uns zu bewegt. Im Raum bewegt sich der Stern demnach mit einer Geschwindigkeit von etwa 20 km/s relativ zu unserer Sonne.

Aufnahmeort: Hamburg
Aufnahmedatum: 27./28.05.2023      
Teleskop: Askar 500 + Spikemask
Kamera: ZWO ASI 533mcpro color
Filter:  UVircut
Belichtungszeit:  15min (30x30sec)
Bearbeitet mit:  APP,Topaz denoise

Alioth

Alioth (von arabisch ألية, DMG alya ‚Fettschwanz [des Schafs], Gesäß‘) ist der Eigenname des Sterns Epsilon Ursae Maioris (ε UMa) im Sternbild Großer Bär. Er ist der dem Wagenkasten nächste der drei Deichselsterne des Großen Wagens. Alioth besitzt eine scheinbare Helligkeit von 1,8 mag und ist etwa 83 Lichtjahre entfernt. Er ist geringfügig heller als Dubhe und Alkaid und damit der hellste Stern im Sternbild sowie auch insgesamt einer der 50 hellsten Sterne am Nachthimmel. Es handelt sich bei Alioth um einen weißen Unterriesen von knapp 3-facher Masse, 4-fachem Durchmesser und über 130-facher Leuchtkraft der Sonne. Seine effektive Oberflächentemperatur liegt bei etwa 9550 K. Alioth gehört zu einer Gruppe von veränderlichen Sternen vom Typ Alpha2 Canum Venaticorum, deren charakteristisches Merkmal Magnetfeldschwankungen sind. Alioth zeigt daneben geringe Helligkeitsschwankungen mit einer Amplitude von 0,03 mag und einer Periode von 5,09 Tagen. Es könnte sich um ein enges Doppelsternsystem handeln.[8] Mit vier anderen der sieben hellen Wagensterne gehört Alioth zur sogenannten Bärengruppe, einem Bewegungshaufen von über einhundert über den halben Himmel verteilten Sternen. Unsere Sonne liegt im Bereich dieser Gruppe, bewegt sich aber in eine andere Richtung. Der Stern bewegt sich für Beobachter auf der Erde mit einer schnellen Eigenbewegung von etwa 112 Millibogensekunden/Jahr über den Himmel. Bei seiner Entfernung entspricht dies einer Geschwindigkeit von etwa 13 km/s, während er sich zusätzlich mit einer Geschwindigkeit von 12 km/s auf uns zu bewegt. Im Raum bewegt sich der Stern demnach mit einer Geschwindigkeit von etwa 19 km/s relativ zu unserer Sonne.

Aufnahmeort: Hamburg
Aufnahmedatum: 27./28.05.2023      
Teleskop: Askar 500 + Spikemask
Kamera: ZWO ASI 533mcpro color
Filter:  UVircut
Belichtungszeit:  15min (30x30sec)
Bearbeitet mit:  APP,Topaz denoise

Mizar

Mizar (arabisch مئزر, DMG miʾzar ‚Gürtel/Lendentuch‘) oder ζ Ursae Majoris (Zeta Ursae Majoris, kurz ζ UMa) ist ein Stern im Sternbild Großer Bär und der mittlere Deichselstern des Großen Wagens. Mizar besitzt eine scheinbare Helligkeit von 2,06 mag. Es handelt sich nicht um einen Einzelstern, sondern um ein Mehrfachsternsystem, das etwa 83 Lichtjahre von der Sonne entfernt liegt und Mitglied der Ursa-Major-Gruppe ist. Zusammen mit Alkor bildet Mizar einen mit freiem Auge sichtbaren Doppelstern. Mizar ist der zweite Stern im Schwanz des Sternbildes Ursa Major (links oben). Besonders bekannt ist Mizar, weil er einen bereits freiäugig sichtbaren Begleiter hat: Alkor, der 4,0 mag hell ist und bei dunklem Himmel mit normalsichtigem Auge gut erkannt werden kann (siehe auch: Augenprüfer). Mizar selbst ist ein visueller Doppelstern, der mit Teleskopen und Fernrohren ab etwa 5 cm Objektivöffnung trennbar ist. Die Komponenten sind 2,27 mag und 3,95 mag hell[5] (zusammen 2,06 mag[1]) und stehen 14,4 Winkelsekunden[13] auseinander. Als mit bloßem Auge trennbarer Doppelstern war Mizar im Zusammenhang mit Alkor bereits lange vor der Erfindung des Fernrohrs bekannt. Mittelalterliche arabische Quellen (Qazwini, Fairuzabadi) berichten, dass der Doppelstern als Sehtest gedient haben soll. Besonders bekannt ist die folkloristische Deutung als Pferd und Reiter, wobei Mizar das Pferd und Alkor den Reiter bzw. das Reiterlein darstellt. Der ursprüngliche Name des Sterns, Mirak (zugleich auch der Name für β Ursae Majoris), wurde im 16. Jahrhundert von J. J. Scaliger fälschlicherweise auf den bis heute gebräuchlichen Namen Mizar (arab. miʾzar „Gürtel“, „Lendentuch“) geändert.[14] Mizar wurde als erster Doppelstern mit Hilfe eines Fernrohrs als solcher erkannt. Häufig wird in der Literatur erwähnt, Giovanni Riccioli sei der erste gewesen, der um 1650 die Doppelsternnatur von Mizar entdeckt hat. Grundlage hierzu ist eine kurze Notiz in seinem Almagestum novum von 1651: „… scheint nur ein Stern in der Mitte der Deichsel des Großen Bären zu sein, wobei es tatsächlich zwei sind, wie das Teleskop offenbart.“ Tatsächlich kommt aber Benedetto Castelli als wahrscheinlichster Entdecker in Frage, da er Galileo Galilei in einem Brief vom 7. Januar 1617 bat, diesen Stern zu beobachten (was darauf hindeutet, dass Castelli die Doppelsternnatur bekannt war). Galilei selbst sah kurz darauf (vermutlich am 15. Januar 1617) Mizar im Fernrohr getrennt. Galilei versuchte auch (erfolglos) die Messung einer Fixsternparallaxe, mit deren Nachweis er ein wichtiges Argument für das heliozentrische Weltbild erhalten hätte. Da zu dieser Zeit noch nicht die Existenz von physischen Doppelsternen bekannt war und er vermutete, dass die hellere Komponente näher bei der Erde liegen müsste als die Lichtschwächere, erschien ihm dieser Stern als geeignetes Versuchsobjekt.[4] Die erfolgreiche Messung einer Fixsternparallaxe sollte aber erst Friedrich Wilhelm Bessel im Jahr 1838 am Stern 61 Cygni gelingen. Am 2. Dezember 1722 beobachtete Johann Georg Liebknecht einen zwischen Mizar und Alkor liegenden Stern achter Größenklasse (später als HD 116798 katalogisiert) und hielt diesen irrtümlich für einen neuen Planeten, den er Sidus Ludoviciana taufte („Ludwigs Stern“, benannt zu Ehren Ludwig V. von Hessen-Darmstadt). Bei HD 116798 handelt es sich nur um einen Hintergrundstern.[4] Mizar war der erste Doppelstern, von dem eine Astrofotografie angefertigt wurde und bei dem Abstands- und Positionswinkelbestimmungen auf astrofotografischem Wege vorgenommen wurden (27. April 1857 am Harvard-College-Observatorium).[4] Antonia C. Maury bemerkte als erste, dass sich die Spektrallinien der helleren Komponente von Mizar (Mizar A) periodisch aufspalten bzw. verschieben; dies markierte die Entdeckung der spektroskopischen Doppelsterne (am 13. November 1889 von Edward C. Pickering am Treffen der National Academy of Sciences verkündet). Dass die lichtschwächere Komponente Mizar B ebenfalls ein spektroskopischer Doppelstern ist, wurde von den Astronomen Hans Ludendorff und Edwin B. Frost unabhängig voneinander festgestellt und 1908 publiziert.[4] Die Umlaufzeit von Mizar B konnte erst in den 1960er Jahren am Dominion Astrophysical Observatory (Kanada) bestimmt werden.[15] Mittels Interferometrie konnten ab den 1920er Jahren auch gewisse spektroskopische Doppelsterne (darunter Mizar A) aufgelöst werden, was mit „gewöhnlichen“ Teleskopen aufgrund der atmosphärischen Turbulenzen nicht möglich ist. Schon 1925 und 1927 wurden so die Abstände und Positionswinkel im Mizar-A-System mit Hilfe des 20-Fuß-Michelson-Interferometers am Mount-Wilson-Observatorium gemessen.[4] Im Mai/Juni 1996 wurden die ersten Bilder des damals neuen Navy Prototype Optical Interferometer (NPOI), einer neuen Generation von optischen Interferometern, von Mizar A aufgenommen. Das nahe Flagstaff (Arizona, Vereinigte Staaten von Amerika) gelegene NPOI erreichte hierbei eine Auflösung von 3 Milliwinkelsekunden.[4][16] Gemäß einer Studie von George A. Gontcharov und Olga V. Kiyaeva aus dem Jahr 2010 könnte Mizar A einen weiteren, bisher unentdeckten Begleiter besitzen.[17] Der endgültige Nachweis steht aber noch aus.

Mizar ist ein Vierfachsternsystem. Es setzt sich aus zwei spektroskopischen Doppelsternen (Mizar A und Mizar B) zusammen, die ein übergeordnetes System bilden. Mizar A (ζ1 Ursae Majoris, V = 2,27 mag, bestehend aus Mizar Aa und Mizar Ab) zählt zu den Ap-Sternen und besitzt die Spektralklasse A1 VpSrSi („p“ weist auf die chemische Pekuliarität und „SrSi“ auf ungewöhnlich starke Linien des Strontiums und Siliziums im Spektrum hin).[7] Interferometrische Messungen am NPOI und deren Kombination mit älteren Radialgeschwindigkeitsdaten (Hummel et al. 1998) ergeben eine Masse des Systems von 4,93 ± 0,14 M und eine Bahnneigung von 60,5°.[11] Neue präzise Radialgeschwindigkeitsmessungen (Behr et al. 2011) ergeben bei Verwendung dieser Bahnneigung 4,46 ± 0,05 M, wobei auf Mizar Aa 2,22 M und auf Mizar Ab 2,24 M entfallen.[10] Die in ihren Eigenschaften fast identen Hauptreihensterne gehören beide der Spektralklasse A2 (± 1 Subklasse) an und besitzen je eine effektive Temperatur von ca. 9 000 K, einen Radius von 2,4 R und eine Leuchtkraft von ca. 33 L.[11] Sie umkreisen einander mit einer Umlaufzeit von 20,54 Tagen, wobei ihr gegenseitiger Abstand zwischen 16 und 54 Mio. km (0,1 – 0,4 AE) schwankt.[4] Der maximale scheinbare Abstand erreicht höchstens 0,01″.[4] Mizar A ist ein double-lined spectroscopic binary (kurz SB2), womit das periodische Aufspalten der Spektrallinien im Linienspektrum und so die Sichtbarkeit der Linien beider Komponenten gemeint ist (siehe: Radialgeschwindigkeit, Doppler-Effekt). Mizar B (ζ2 Ursae Majoris, V = 3,95 mag, bestehend aus Mizar Ba und Mizar Bb) wurde als Metalllinien-Stern (Am-Stern) klassifiziert; die Spektralklasse kA1hA2mA7 besagt, dass der Stern basierend auf der K-Linie des Kalziums („k“) den Spektraltyp A1, basierend auf den Wasserstofflinien („h“) den Spektraltyp A2 und basierend auf den Metalllinien („m“) den Spektraltyp A7 besitzt.[7] Die Umlaufzeit der Einzelsterne beträgt 175,6 Tage.[15] Sie bilden einen single-lined spectroscopic binary (kurz SB1), bei dem nur die Linien des Hauptsterns sichtbar sind und sich periodisch verschieben. Die Linien des Begleiters zeigen sich nicht, was auf eine größere Helligkeitsdifferenz zwischen den Komponenten (Überstrahlung des Begleiters) und folglich relativ unterschiedliche physikalische Eigenschaften schließen lässt. Mizar Ba besitzt rund 1,8 M, während die Masse von Mizar Bb, dessen genaue Natur unbekannt ist, zwischen 0,24 M und ≈ 0,66 M eingegrenzt wird.[18] Jedoch schätzte Gutmann (1965) die Masse des Systems Mizar B auf ca. 80 Prozent von Mizar A, was (auf Grundlage der Mizar-A-Masse nach Hummel et al. 1998) rund 3,9 M wären.[2] Die Abstände und Positionswinkel von Mizar B zu A betrugen im Jahr 1755 13,9″ und 143° und im Jahr 2017 14,4″ und 153°.[13] Mizar B hat sich also innerhalb von 262 Jahren 10° um Mizar A bewegt und den Abstand um 0,5″ vergrößert. Dieser beobachtete Bogen ist zu klein, um daraus die komplette Bahn bestimmen zu können. Die Umlaufzeit wird auf einige Jahrtausende geschätzt.[4] Die Auswertung astrometrischer Daten von Hipparcos und anderen Sternkatalogen ergab für Mizar A den Verdacht auf unregelmäßige Eigenbewegung, was auf eine weitere Komponente im System hindeuten würde. Gontcharov und Kiyaeva (2010) geben für diese ungewisse Komponente eine Masse von 1,5 ± 0,4 M und eine Umlaufzeit von ≈ 37 Jahren um Mizar A an und schlagen als passendste Erklärung einen Doppelstern aus zwei Zwergsternen vor. Da die Daten aber zu stark streuen, um die unregelmäßige Eigenbewegung eindeutig belegen zu können, bleibt die Existenz dieser neuen Komponente fraglich.[17]

Bis heute ist nicht geklärt, ob Alkor gravitativ an Mizar gebunden ist und einen Orbit um ihn beschreitet (physischer Doppelstern), oder ob es sich nur um zwei relativ nahe beieinander stehende Nachbarsternsysteme ohne gegenseitigen Einfluss (optischer Doppelstern) oder zumindest ohne geschlossene Bahn handelt. Im ersteren Fall würden Mizar und Alkor ein sechsfaches Sternsystem bilden, da Alkor ebenfalls ein Doppelsternsystem ist. Mizar und Alkor sind Kernmitglieder des Ursa-Major-Bewegungshaufens, dessen Kernbereich aus 15 Sternen bzw. Sternsystemen besteht, etwa 28 M besitzt und einen Raum von ca. 100 Kubikparsec umfasst. Somit weisen Mizar und Alkor von vornherein eine ähnliche Eigenbewegung und Radialgeschwindigkeit auf bzw. teilen diese Werte mit jenen des Haufens. Die Raumgeschwindigkeit von Mizar und Alkor differiert mit 2,7 ± 0,8 km/s nur gering. Der scheinbare Abstand beträgt 11,8 Winkelminuten; in Anbetracht der scheinbaren Größe des Haufen-Kernbereichs (rund 200 Quadratgrad) ist dies ungewöhnlich eng beisammen. Die bisher genauesten Entfernungsbestimmungen für Mizar sind die dynamische Parallaxe von 39,4 ± 0,3 mas (Hummel et al. 1998) und die aus der Hipparcos-Mission gewonnene trigonometrische Parallaxe von 38,01 ± 1,71 mas (überarbeiteter Hipparcos-Katalog, van Leeuwen 2007) – das ergibt einen gewichteten Mittelwert von 39,36 ± 0,30 mas (≙ 82,9 ± 0,7 Lj). Für Alkor beträgt die trigonometrische Parallaxe 39,91 ± 0,13 mas (≙ 81,7 ± 0,3 Lj). Daraus wurde via Monte-Carlo-Simulation die Distanz zwischen Mizar und Alkor zu 74 000 ± 39 000 AE (1,2 ± 0,7 Lj) berechnet. Der rechnerisch kleinstmögliche Abstand liegt bei 17 800 AE (0,3 Lj). Zum Vergleich: Der massereichste Stern des Haufens, das Kernmitglied Alioth (ε Ursae Majoris), liegt 6,6 ± 0,1 Lj von Alkor entfernt. Unter diesen Aspekten ist die Möglichkeit, dass Mizar und Alkor ein übergeordnetes Sternsystem bilden, durchaus nicht auszuschließen.[2] Computersimulationen zeigen, dass in dichten Sternhaufen mit einer Entstehungsdichte von über 100 M pro Kubikparsec die Bildung physischer Doppelsterne mit über 10 000 AE gegenseitigem Abstand verhindert wird, da die Umgebungssterne die Bahn stören würden. Demnach könnte Alkor nie einen vollen Umlauf um Mizar absolvieren. Falls Mizar und Alkor ein physisches Mehrfachsternsystem bilden, würden sie hierzu ein Gegenbeispiel darstellen, was eine anfängliche Dichteobergrenze des Ursa-Major-Haufens von 100 M pro Kubikparsec annehmen lässt. Es wäre dann nach Castor (Entfernung ≈ 52 Lj) das zweitsonnennächste bekannte Sechsfachsternsystem.[2]

Aufnahmeort: Hamburg
Aufnahmedatum: 27./28.05.2023      
Teleskop: Askar 500 + Spikemask
Kamera: ZWO ASI 533mcpro color
Filter:  UVircut
Belichtungszeit:  15min (30x30sec)
Bearbeitet mit:  APP,Topaz denoise
Mizar stark gecroppt und ohne Strech

Alkaid

Alkaid (von arabisch القائد, DMG al-qāʾid ‚der Anführer‘) ist der Eigenname des Sterns Eta Ursae Maioris (η UMa) im Sternbild Großer Bär. Er steht am vorderen Ende der Deichsel des Großen Wagens. Alkaid besitzt eine scheinbare Helligkeit von 1,9 mag und ist ca. 104 Lichtjahre entfernt. Er gehört zu den 50 hellsten Sternen am Nachthimmel. Es handelt sich bei Alkaid um einen blauweißen Hauptreihenstern von 6-facher Masse, 4-fachem Durchmesser und 460-facher Leuchtkraft der Sonne. Seine Oberflächentemperatur liegt bei 15700 K. Der Stern rotiert ungewöhnlich schnell, für ihn wurde eine projizierte äquatoriale Rotationsgeschwindigkeit v∙sin i von 195 km/s gemessen. Durch seine rasche Rotation ist er geschätzt um etwa 5 % abgeplattet.[11] Alkaid ist ein Veränderlicher vom Typ 53 Persei. Dies sind langsam pulsierende B-Sterne (SPB) von 3–9 Sonnenmassen. Er zeigt ganz geringfügige Helligkeitsschwankung um 0,01 mag mit einer Periode von etwa 2,8 Tagen. Anders als die meisten anderen Sterne des Großen Wagens gehört er nicht zur sogenannten Bärengruppe, einem Bewegungshaufen von über einhundert Sternen. Der Stern bewegt sich für Beobachter auf der Erde mit einer schnellen Eigenbewegung von etwa 122 Millibogensekunden/Jahr über den Himmel, fast in die entgegengesetzte Richtung wie bei den Sternen der Bärengruppe. Bei seiner Entfernung entspricht dies einer Geschwindigkeit von etwa 18 km/s, während er sich zusätzlich mit einer Geschwindigkeit von 13 km/s auf uns zu bewegt. Im Raum bewegt sich der Stern demnach mit einer Geschwindigkeit von etwa 23 km/s relativ zu unserer Sonne. In der alt-arabischen Deutung wurden die drei Deichselsterne des Großen Wagens als بنات النعش / banāt an-naʿš /‚Töchter der Totenbahre‘ angesehen, d. h. Klageweiber, die vor der Totenbahre hergehen. Der vorderste der Sterne war der قائد بنات النعش / qāʾid banāt an-naʿš /‚Anführer der Klageweiber‘. In der traditionellen europäischen Astronomie wurde der Stern davon abgeleitet Alkaid oder auch Benetnasch genannt. Nach dem „IAU Catalog of Star Names“ der Working Group on Star Names (WGSN) der IAU zur Standardisierung von Sternnamen wurde im Jahr 2016 dem Stern η Ursae Maioris offiziell der Name „Alkaid“ zugewiesen.[12]

Alphecca / Alphecca

α Coronae Borealis (kurz α CrB) ist ein etwa 76,5[5] Lichtjahre von der Erde entferntes Doppelstern-System und der hellste Stern im halbkreisförmigen Sternbild Corona Borealis (Nördliche Krone). Es handelt sich um ein bedeckungsveränderliches System vom Typ Algol. Dieser Stern wird unter anderem auch als Gemma (lateinisch: Edelstein), Alphekka oder Alphecca (aus dem Arabischen) bezeichnet. Die IAU hat am 20. Juli 2016 den Eigennamen Alphecca als standardisierten Eigennamen festgelegt.[6] Die Hauptkomponente ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse A0 (Oberflächentemperatur von etwa 9500 Kelvin) mit etwa der 60-fachen Leuchtkraft der Sonne, einer Masse von 2,6 Sonnenmassen und einem Radius von rund 3 Sonnenradien. Der Begleiter ist ein G-Hauptreihenstern mit etwa 0,9 Sonnenmassen. Die Helligkeit des Systems schwankt mit einer Periode von 17,36 Tagen[4] zwischen etwa 2,2 mag und 2,3 mag (mit dem bloßen Auge kaum feststellbar). Die Eigenbewegung lässt annehmen, dass α Coronae Borealis dem Ursa-Major-Strom (Bärenstrom) angehört, einem am Himmel weit verstreuten Bewegungshaufen, von dessen Hauptsternen im Großen Wagen sie 30–40° entfernt steht. Um 1895 wurde aus Anomalien im Linienspektrum vermutet, dass Gemma ein Mehrfachstern sein könnte. Neuere Messungen haben das aber nicht bestätigt.[7]

Aufnahmeort: Hamburg
Aufnahmedatum: 27./28.05.2023      
Teleskop: Askar 500 + Spikemask
Kamera: ZWO ASI 533mcpro color
Filter:  UVircut
Belichtungszeit:  15min (30x30sec)
Bearbeitet mit:  APP,Topaz denoise

Arcturus

Arktur oder Arcturus (altgriechisch Ἀρκτοῦρος Arktúros, α Bootis, englisch manchmal α Boötis) ist der Hauptstern im Bärenhüter (Bootes), einem auffälligen Sternbild am Frühlingshimmel. Arktur ist der hellste Stern des Nordhimmels und der dritthellste am gesamten Sternhimmel. Nur Sirius und der von Mitteleuropa aus nicht sichtbare Canopus strahlen heller, gehören aber zum Südhimmel. Arktur ist von allen Kontinenten aus zu sehen (mit Ausnahme der inneren Antarktis) und war wahrscheinlich der erste Stern, der mit einem Teleskop am Taghimmel beobachtet wurde (1635 durch Jean-Baptiste Morin).[10] Man findet ihn leicht in der Verlängerung der Deichsel des Großen Wagens. Wenn man den gebogenen Sternenzug über Arcturus hinaus in die gleiche Richtung noch weiter verlängert, gelangt man zu Spica. Nach Messungen durch den Astrometriesatelliten Hipparcos ist Arktur 36,7 Lichtjahre (11,3 Parsec) von der Erde entfernt, also astronomisch gesehen relativ nahe. Arktur befindet sich, wie auch die Sonne, derzeit in der Lokalen Flocke. Hipparcos’ Beobachtungen deuten auch darauf hin, dass Arktur ein Doppelstern sein könnte. Alle bisherigen Versuche, einen Begleiter nachzuweisen, sind jedoch gescheitert oder haben ein negatives Resultat geliefert. Die Auflösung eines möglichen Begleiters liegt momentan an der Grenze des technisch Möglichen; es ist gegenwärtig keine abschließende Aussage über seine Existenz möglich.[10] Arktur bildet zusammen mit den anderen Alphasternen Spica (Jungfrau) und Regulus (Löwe) das Frühlingsdreieck; ersetzt man den Regulus durch Denebola, die Schwanzspitze des Löwen, wird daraus ein annähernd gleichseitiges. Ein kleineres, beinahe gleichseitiges Dreieck bildet er mit zwei schwächeren Sternen in der Umgebung seiner Sichtlinie: Seginus (γ Bootis) und Gemma (α CrB), siehe Sternkarte rechts.

Aufnahmeort: Hamburg
Aufnahmedatum: 27./28.05.2023      
Teleskop: Askar 500 + Spikemask
Kamera: ZWO ASI 533mcpro color
Filter:  UVircur
Belichtungszeit:  15min (30x30sec)
Bearbeitet mit:  APP,Topaz denoise

Phecda / Phad

Capella

Eines meiner ersten Fotos 2021 mit dem Celestron 6SE
(Single-Frame)
Aufnahmeort: Hamburg
Aufnahmedatum: 18-04-2023      
Teleskop: Celestron 6SE mit HYPERSTAR
Kamera: ZWO ASI 294
Filter:  IDAS NBZ
Belichtungszeit:  165min
Bearbeitet mit:  APP,NoiseXTerminator,BlurXterminator

Castor

Castor

Albireo / ßCygni

Sternbild Schwan

Aufnahmeort:                 Gornergrat, Zermatt
Aufnahmedatum:          02-09-2021      
Teleskop:                         Omegon Apo 85/560 f6.6
Kamera:                           ZWO ASI 294
Filter:                               -
Belichtungszeit:             60min
Bearbeitet mit:               APP
Albireo oder β Cygni (Beta Cygni, kurz β Cyg) ist ein Doppelstern 
im Sternbild Schwan. Albireo ist ein bekannter, schon in kleinen
Teleskopen ab 5 cm Öffnung trennbarer Doppelstern. Er gilt als einer
der schönsten Doppelsterne des Nordhimmels und ist ein beliebtes
Beobachtungs- und Vorführobjekt bei Amateurastronomen, denn
die Komponenten weisen einen auch visuell deutlich sichtbaren
Farbkontrast auf – der Hauptstern erscheint gelb-orange,
der Begleiter bläulich.

Aldebaran

Aldebaran

Navi

Navi
Objekt:                               Navi / Gamma Cassiopeia
Sternbild:                          Kassiopeia
Aufnahmeort:                   Hamburg
Aufnahmedatum:            17-03-2022      
Teleskop:                          Skywatcher Newton 250/1200 f4.5
Kamera:                            ASI 2600mcpro color
Filter:                                IDAS NBZ
Belichtungszeit:               25min
Bearbeitet mit:                 APP