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Eigenbewegung Sonnennaher
Fixsterne
Die Bilder
auf dieser Seite zeigen die Eigenbewegung zweier sonnenaher Fixsterne - Proxima
Centauri und Barnards Peilstern.
Die ersten Bilder aus den
Jahren 1998 und 2002 wurden noch auf der Astrofarm Tivoli aufgenommen. Die
Bilder aus dem Jahr 2005 stammen vom Rooisand Observatory.
« Proxima
Centauri im Jahr 1998 und 2002
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"Verschiedenes" |
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Insgesamt wurden im Laufe der Jahre in diesem speziellen Projekt 3
verschiedene SBIG CCD Kameras und 3 verschiedene Teleskope eingesetzt.
1998 - SBIG ST8-X und ein 250mm RC
(Eigenbau von Eckard Alt) bei einer Brennweite von 1.700 mm 2002 - SBIG ST10-XME und ein 130mm Vixen Refraktor bei
einer Brennweite von 860 mm 2005 - SBIG
ST2000-ME und der 150mm Zeiss APQ bei einer Brennweite von 1.200 mm
» Das Bild links zeigt eine
Animation der Eigenbewegung von Proxima Centauri zwischen den Jahren 1998 und
2002. Klicken
Sie hier zum Laden einer großen Version.
Die drei Bilder
unten zeigen die beiden Aufnahmeteleskope auf Tivoli, links der 250mm RC und
mitte/rechts der 130mm Vixen Refraktor. Klicken Sie auf die Vorschaubilder zum
Laden großer Versionen.
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Proxima Centauri
Proxima Centauri (lat. proxima, der
Nächstgelegene), auch V645 Centauri oder Alpha Centauri C genannt, ist mit
einer Entfernung von 4,2445 +/- 0.011 Licjtjahren der sonnennächste
Fixstern. Da er mit seiner geringen scheinbaren Helligkeit von 11,05 mag
unauffällig ist, wurde er erst im Jahr 1915 entdeckt.
Es ist auch
heute noch nicht sicher geklärt, ob Proxima Centauri gravitativ an den
Doppelstern Alpha Centauri gebunden ist. Wenn ja, dürfte seine Umlaufzeit
irgendwo bei 500.000 Jahren liegen. Seine derzeitige Entfernung zu diesem
hellen Doppelsternsystem beträgt 0,2 Lichtjahre, die scheinbare Distanz am
Himmel etwa 2°. Im August 2016 wurde die Entdeckung eines Planeten -
Proxima Centauri b - bekanntgegeben.
Proxima Centauri ist ein roter
Zwergstern mit nur 12.5% der Sonnenmasse und einer Oberflächentemperatur
von ca. 2.800 Grad. Sein Durchmesser liegt bei ungefähr 200.000 Kilometer.
Die Bezeichnung V 645 weist darauf hin, dass Proxima ein Veränderlicher
Stern - der Klasse von Flaresternen - ist. Die Eigenbewegung beträgt RA =
3.8"/Jahr und DE = 0.8"/Jahr.
« CCD
Rohbild, aufgenommen am 07.08.2005/19:13 UT mit dem Zeiss APQ Refraktor bei
1.200mm Brennweite und einer SBIG ST2000-XM.
Klicken sie hier zum Laden eines großen
Bildes. |
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Die
Eigenbewegung von Proxima Centauri zwischen 1998 und 2005
« Die Animation links zeigt die Eigenbewegung
von Proxima Centauri zu den weit entfernten Hintergrundsternen zwischen den
Jahren 1998 und 2005 in drei Bildern
Die Bilddaten (Bildorientierung: Osten oben, Süden
links)
1998: SBIG ST8-X
(Pixelgröße 9 x 9 mü) und 10" RC bei f = 1.700 mm. 31.05.1998 -
02:27 UT, Belichtung 300 Sekunden. Beobachtungsort: Tivoli 2002: SBIG ST10-XME
(Pixelgröße 6.8 x 6.8 mü) und 5" Vixen ED Refraktor bei f = 860
mm. 08.08.2002 - 19:45 UT, Belichtung 600 Sekunden. Beobachtungsort:
Tivoli 2005: SBIG ST2000-XM (Pixelgröße 7.4 x
7.4 mü) und 6" Zeiss APQ Refraktor bei f = 1.200 mm. 08.08.2005 - 19:45
UT, Belichtung 600 Sekunden. Beobachtungsort: Rooisand.
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Bildanimation.. |
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Barnards Pfeilstern
Barnards Pfeilstern (Tycho 425
2502) ist ein leichtschawacher Stern im Sternbild Schlangenträger. Mit
einer Entfernung von 5.94 (+/- 0.022) Lichtjahren ist Barnards Pfeilstern unter
den bekannten Sternen der dem Sonnensystem viertnächste. Nur alpha, beta
und ProximaCentauri liegen näher. Barnard Pfeilstern ist ein roter
Zwergstern vom Spektraltyp M5 und einer visuellen Helligkeit von 9.6mag. Er
besitzt nur die 0,00044 Leuchtkraft unserer Sonne und liegt nahe dem Stern 66
Ophiuchus. Bis zum Jahr 11.800 wird er sich der Sonne bis auf 3,8 Lichtjahre
nähern und dann für einige Zeit der sonnennächste Fixstern sein.
Der Stern weist die bislang höchste bekannte Eigenbewegung von RA
= 0.8" und DE = 10.3" auf und bewegt sich mit 140 Kilometer pro Stunde relativ
zu unserem Sonnensystem. Die große Eigenbewegung wurde 1916 von dem
Astronomen Edward Emerson Barnard entdeckt.
Furore machte Barnards
Pfeilstern in den 60ger Jahren des letzten Jahrhunderts als der Astronom Peter
van de Kamp die erste Entdeckung eines extrasolaren Planeten von
Jupitergröße bekannt gab, der den Stern umkreisen sollte. Die
Beobachtung basierte aus hochpräzisen Parallaxenmessungen über viele
Jahre, konnte aber nie bestätigt werden.
» CCD Rohbild,
aufgenommen am 07.08.2005/20:00 UT mit dem 6" Zeiss APQ Refraktor bei 1200 mm
Brennweite und einer SBIG ST2000-XM.
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Bildes. |
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Der Stern
SAO 122 955 hat die visulle Helligkeit von 8.7mag. Die ebenfalls mit
abgebildete Galaxie PGC 61 178 hat die visuelle Helligkeit von 15.6mag und die
Länge der großen Achse beträgt 0.6
Bogenminuten. |
Die
Eigenbewegung von Barnards Pfeilstern zwischen 2002 und 2005
» Die Animation links zeigt die Eigenbewegung
von Proxima Centauri zu den weit entfernten Hintergrundsternen zwischen den
Jahren 2002 und 2005 in zwei Bildern
Die Bilddaten (Bildorientierung: Süden oben und Westen
rechts)
2002: SBIG
ST10-XME (Pixelgröße 6.8 x 6.8 mü) und 5" Vixen ED Refraktor
bei f = 860 mm. 12.08.2002 - 21:30 UT, Belichtung 180 Sekunden.
Beobachtungsort: Tivoli - Das Rohbild im Jahr
2002 wurde bei sehr schlechtem Seeing und schlechter Himmelstransparenz
aufgenommen.
2005: SBIG ST2000-XM (Pixelgröße 7.4 x
7.4 mü) und 6" Zeiss APQ Refraktor bei f = 1.200 mm. 07.08.2005 - 20:00
UT, Belichtung 600 Sekunden. Beobachtungsort: Rooisand.
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Bildanimation. |
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Ein
interessanter Bildvergleich
Die Animation zeigt die beiden Aufnahmen von Proxima Centauri aus den
Jahren 1998 (aufgenommen mit dem 10" RC) und 2002
(aufgenommen mit dem 5" Vixen Refraktor).
Auffällig bei dieser Animation ist, dass - neben der Bewegung von Proxima
- auch eine ganze Anzahl von Sternen blinken. Eine erste Vermutung, dass es
sich hierbei um Veränderliche Sterne handelt, kann nicht zutreffen, denn
ALLE dieser Sterne sind auf dem RC Bild heller. Das RC Bild erkennt man in der
Animation an den Spikes des hellen Sterns links am Bildrand.
Und dass
sich alle diese Sterne in der Nacht der Aufnahme in einem Helligkeitsmaximum
befunden haben, ist mehr als unwahrscheinlich. Vermutlich ist es eher so, dass
dies Sterne eines bestimmten Spektraltyps sind, wo die spektrale Transmission
der Linsenoptik nicht besonders hoch ist.
Klicken Sie hier zum Laden einer großen Version der
Animation. Zurück zum Seitenanfang |
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