Der galaktische Sternhaufen NGC 1502

34 Pages·1958·0.943 MB·German

by  J. Hopmann (auth.)

Smn 167-5
Hopmann J.
Der galaktische Sternhaufen NGC 1502
Von
J. Hopmann und Mitarbeitern (Wien)
Aus den
Sitzungsberichten der Osterreichischen Akademie der Wissenschaften
Mathem .• naturw. Klasse, Abteilung 11, 167. Bd., 1. bis 4. Heft, 1958
Springer-Verlag Wien GmbH 1958
ISBN 978-3-7091-3859-5 ISBN 978-3-7091-3858-8 (eBook)
DOI 10.1007/978-3-7091-3858-8
Die in dcn Sit'lmgsberlchten Abt. I und Abt. 11 der mnth.-nat. Klasse der Österr. Akad. d. Wiss.
erscheinenden Abhandlungen werden auch einzeln abgegeben. Rie können durch jede Buchhandlung
oder direkt durch die Auslieferungsstelle der Österreichischen Akademie der Wissenschaften (Wien I,
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Nachfolgende Abhandlungen aus dem Fache Astronomie sind erschiene:!:
1950 (8 11 a, Bd_ 159):
Hau p t H.: über Phasenkoeffizienten und Albedo der kleinen Planeten Ceres, Palis, Juno und
Vesta, 20 Seiten. S 21.60
Nikoloff 1.: Definitive Bahnbestimmung des Kometrn 1936111 (Kaho-Kozik.-Lls), 17 Seiten.
S 20AO
Pastor M.: Die Feuerkugel vom 4. Jänner 1945, 17h 52m MEZ., 22 Seiten. S 16.
Socher H.: Die Polhöhe der Universitäts-Sternwarte Wien, 10 Seiten. S 8.60
Socher H.: Veränderliche Fundamentalsterne der .. Potsdamer Durchmusterung" (mit 2 Abbil
dungen), 9 Seiten. S 7.20
1951 (8 11 a Bd. 160):
Eichhorn H.: Die Genauigkeit einer Kreisbahnbestimmung, 15 Seiten. S 8.50
Schrutka-Rech ten stamm E rna: Definitive Bahnbestimmung des Kometen 1932 I, 25 Seiten
S 19.80
Senf tl E.: Definitive Bahnbestimmung des Kometen 1930 V (Forbes), 15 Seiten. S 13.60
1952 (8 Ha, Bd_ 161):
Ferrarl d'Ocrhieppo K.: Die Häuflgkeitsfunktion der Sternmassen (mit 3 Abbildungen),
31 Seiten. S 22.50
Hopmann J.: Selenodätische Untersuchungen, 46 Seiten. S 23.90
Krumpholz H.: Beobachtungen von Kometen und von (433) Eros, 2 Seiten. S 2.20
Nikoloff 1.: Photographische Positionen am Normal-Astrographen, 2 Seiten. R 2.20
Schütte K.: Galaktozentrische Bahnelemente von 1026 Fixsternen in der nächsten Umgebung
der Sonne (mit 3 Abbildungen), 72 Seiten. S 27.-
Schrutka-Rechtenstamm G.: Definitive Bahnbestimmung des Kometen 1930 IH, 21 Seiten.
S8.-
1953 (8 Ha, Bd_ 162):
Eichhorn H.: Ein verkürztes Verfahren zur exakten Bestimmung von Schrauben- oder
Skalenfehlern und Untersuchung des Töpfer.chen Meßapparates der Wiener Universitäts
Sternwarte (mit 1 Abbildung und 1 Tafel). S 21.50
Hopmann J.: Photometrie von 420 visuellen Doppelsternen. S 35.80
Hopmann J.: Beobachtungen der totale!, MondesfInsternis vom 30. Jänner 1953 auf der
Universitäts-Sternwarte Wien (mit 4 Abbildungen). S 18.70
Ho p man n J.: Photometrisch-kolorimetrische Beobachtungen von visuellen Doppelsternen.
S 19.20
Schrutka-Rechtenstamm G.: Definitive Bahnbestimmung des Kometen 1932 V (Peltler
Whippie). S 29.40
Schütte K.: Galaktozentrlsche Bahnelemente von 1026 Fixsternen in der nächsten Umgebung
der Sonne (mit 5 Abbildungen). S 27.-
Wldorn Th.: Die atmosphärischen Verhältnisse bei astronomi~chen Beobachtungen in Wien
(mit 7 Abbildungen). S 7.20
1954 (8 H, Bd. 163):
Ferrari d' 0 cchieppo K.: Leuchtkraftfunktionen und Heß-Diagramm im Bereich der Weißen
Zwerg-Sterne (mit 2 Abbildungen). S 14.30
Hopmann J.: Photometrisch-kolorimetrische Beobachtungen von visuellen Doppelsternen. 11.
Beobachtungen mit dem Rotkell-Kolorimeter. S 14.90
Hopmann P.: Photometrisch-kolorimetrische Beobachtungen von visuellen Doppelsternen. IH.
Beobachtungen mit dem Blau-Rot-Keil-Kolorimeter. Diskussion des Gesamtmaterials. Die
Farbenhelligkeitsverteilung. S 21.30
Hopmann J.: Der DoppelsternADS 11632. S 14.30
Der galaktische Sternhaufen NGC 1502
Von
J. Hopmann und Mitarbeitern (Wien)
Vorgelegt in der Sitzung vom 27. Juni 1957
Zusammenfassung
Nach der Aufgabenstellung wird in den ersten vier Abschnitten
die Genauigkeit der nach dem Oxforder Verfahren ermittelten Koordi
naten der Sterne in der Vatikanzone der internationalen Himmelskarte
untersucht sowie die Ableitung von neuen in Wien gemessenen Po
sitionen und ihre Genauigkeit besprochen, an die sich die Vermessung
von McCormick-Platten anschließt. Ein Vergleich mit anderen photo
graphisch-astrometrischen Untersuchungen zeigt, daß - wie zu er
warten - die Genauigkeit durchaus nicht proportional der Brennweite
der Instrumente zunimmt. Der 5. Abschnitt gibt den Anschluß der
Plattenkoordinaten an die Sphäre. Im 6. Abschnitt werden die Eigen
bewegungen, das Hauptergebnis der Arbeit, abgeleitet. Der mittlere
Fehler einer IOojährigen EB beträgt etwa ± 0,4".
Der 7. Abschnitt gibt statistische Untersuchungen, wie hoch der
Anteil an Feld- und Haufensternen (bis rund 13m) zu setzen ist. Es
sind nur 26 der 147 vermessenen Sterne zum Haufen zu rechnen. Die
EB der Feldsterne werden auf ihre Verteilung untersucht, ohne daß
sich dabei besondere Auffälligkeiten zeigen.
Der 8. Abschnitt gilt den 19 Sternen, die gesichert den physischen
Haufen bilden und die auffällig linear angeordnet sind. Dieses, die
Spektralangaben und anderes sprechen dafür, daß wir es mit einem
noch sehr gedrängten, jungen Objekt zu tun haben. Aus den Farben
indizes und den sehr starken Farbenexzessen dieser Sterne nach den
Messungen von Zug (Lick Observatory) ergibt sich der Entfernungs
modul zu .111 - rn = - 91J10.
Sitzungsberichte der mathem.-naturw. Kl. Abt. H. 167. Ud. 1.-4. Heft.
2 J. Hopmann
Der hellste Stern der Gruppe ist zugleich der spektroskopisch_
photometrische Doppelstern SZ Cam. An Hand der vorliegenden Li
teratur läßt sich sein Entfernungsmodul zu - 8'?4 ermitteln, so daß
alles in allem die Distanz des Haufens zu 480 pc angesetzt werden kann.
Die beiden hellsten Sterne des Haufens bilden zusammen mit einigen
Nachbarn den Vielfachstern ADS 2884 = I: 485. Zur Klärung der im
ADS etwas undurchsichtigen Darstellung wird eine entsprechende Iden
tifizierungstabelle gegeben. Für I: 485 konnte aus den seit 1830 vor
liegenden Beobachtungen keine gesicherte relative Eigenbewegung der
Komponenten abgeleitet werden (9. Abschnitt).
I. Einleitung
Erstes Ziel der vorliegenden Arbeit war die Prüfung, ob der kleine
+
galaktische Sternhaufen NGC 1502 (3h 58':'7 62° 3' für 19°°,0) sich
ähnlich anderen Objekten als eine in Auflösung begriffene Assoziation
im Sinne von Ambarzumjan [I] nachweisen läßt. Vor allem ist dazu
nötig die Ableitung von Eigenbewegungen. Dies führte aber zum zweiten
und dritten Ziel dieser Untersuchung, die längere Zeit mehr im Vorder
grunde standen als das erste.
Da der Haufen offenbar in früheren Jahrzehnten nicht als solcher
photographisch vermessen worden ist, stehen für die erste Epoche nur
die Aufnahmen der Carte du Ciel-Zone der Vatikan-Sternwarte zur Ver
fügung. Er ist mit seiner Umgebung auf fünf Platten enthalten, die um
1905 gewonnen wurden. Bekanntlich sind diese aber nach dem weniger
genauen Oxforder Verfahren vermessen und veröffentlicht worden. Die
Genauigkeit der gedruckten rohen Plattenkoordinaten ist höchstens
± 0':3. So wurde das zweite Ziel: die Prüfung, ob sich doch in geeigneter
Art die Vatikanörter als Grundlage zu EB-Ermittlungen verwenden
lassen. Man erhält damit einen Beitrag zur Bewertung des immensen
Materials der CdC-Kataloge, soweit ihre Platten nach der Oxforder
Art bearbeitet wurden.
Seit etwa 1910 hatte die Wiener Universitäts-Sternwarte einen
Normalastrographen von Steinheil-Repsold, der aber über 40 Jahre
lang nie zu eigentlichen Präzisions ortsbestimmungen - etwa im Sinne
der Küstnerschen Bonner Schule - benutzt wurde. Erst um 1935
wurde überhaupt - aus dem Nachlaß des Mondforschers Ministerial-
Der galaktische Sternhaufen NGC 1502 3
rat im Finanzministerium Hofrat Dr. Müller - ein mit zwei großen
Mikrometerschrauben und genauem Positionskreis versehener Platten
messer von der Potsdamer Firma Töpfer angeschafft. Auch dieser
Plattenmesser wurde erst 1952 auf Veranlassung des Verfassers durch
Dr. Eichhorn [2] auf seine Schraubenfehler usw. untersucht. So
ergab sich als drittes Ziel dieser Arbeit die Prüfung des Astrographen
einschließlich Plattenmessers durch neue Aufnahmen, deren Vermessung
und Diskussion. Erst wenn 2) und 3) befriedigend geklärt waren, konnte
die Ausgangsfrage in Angriff genommen werden. Zugleich mußten sich
so Hinweise ergeben, ob und in welcher Art dic etwa 2000 Platten
unseres Archives, die sich seit 1910 ganz überwiegend unausgenutzt an
gesammelt hatten, noch verwertbar sein könnten.
11. Die Bearbeitung der Vatikan-Platten
+
Auf der Platte NI'. 796, a = 4h om, 8 = 61°, Epoche 1906,0,
liegt NGC 1502 nahezu in der Mitte, auf vier benachbarten Platten
jeweils in einer Ecke. Für jeden Stern ist in dem Katalog neben einer
laufenden Nummer zunächst die Helligkeit durch Angabe des geschätz
ten Bilddurchmessers gegeben. Die schwächsten Sterne - et'wa 13m -
haben 4 Einheiten, etwa I~2, die hellsten 80 Einheiten, d. h. ca. 24"
Durchmesser. Es folgen die Koordinaten (xs und Ys bei den Seiten
platten) bzw. X und Y bei der Zentralplatte. Letzte Einheit der Katalog
angabe ist 0,001 Gitterintervalle entsprechend 0':3. Die t'berführung
der xs, Ys auf das System der Zentralplatte kann genügend streng mit
dem einfachen linearen Ansatz erfolgen
+ +
X = A B . Xs C . Ys
+ +
Y = D E . Xs F . Ys
Bei dem Ausmaß der Platten - Abstand von der Mitte 1;4 -, der
Meßgenauigkeit und der Kleinheit des vermessenen Feldes sind ver
bürgte quadratische Glieder infolge von Refraktionsverschiedenheiten,
Plattmmeigung usw. nicht zu erwarten (siehe [6] und [7]). B muß
wie F (Maßstab) nahe = I sein, C nahe - E (Orientierung), vornehm
lich bedingt durch den RA-Unterschied beider Plattenzentren, da
neben Refraktion usw., A und D etwa ± 12 Gitterintervalle (Anord
nung der CdC-Felder).
1*
4 J. Hopmann
Auf meinen Vorschlag hin hat der technische Angestellte Herr
K. Haidrich zunächst auf Millimeterpapier im Maßstab 2 mm = I'
eine Karte der Zentralplatte angefertigt. Für jede der vier Seitenplatten
wurden dann von mir 16 bis 20 Sterne geringer Helligkeit (8 bis 26 Ein
heiten im Durchmesser) ausgesucht, die möglichst gleichmäßig verteilt
Tabelle 1. Katalog-Nummer der ReferenzsterneI
1"
PI. ~ 705 i V 796 !~-l V 796 V 885 ! V 796 V 886 V 796 Wien V 796
1 1
Ep. 19°5,°, 1907,1 1906'11 1908,0 1954,~ 1
. I I 1954,61
627 -I 295 I 025 3°2 I 110 291\1522 302 32 I 196 i
I'
527 206 950 218 173 363 750 513 134 I 201
I'
422 114 855 102 239 I 432 572 379 95 218
468 141 914 167 293 495 669 455 144 I 242 !
546 211 988 259 112 I 297 632 427 123 259'
435 115 11940 201 267 469 737 514 15 277
641 307 874 241 179 370 I 554 357 115 286
~;~ :;~ ~:~ ~;: :~! :~; ~:~ :~: ~; ::~
11
423 101 916 170 123 340 739 516 12 307 1
632 300 943 204 241 434 650 441 145 331 1
567 236 006 290 310 509 555 358 14 340
495 163 906 156 204 396 726 503 126 357
656 323 931 188 138 302 696 480 97 379
658 326 863 111 244 437 622 430 119 384
I1
554218979247232 427 533332 54396
521 184029361 3145145834°5 1411
426 105 933 190 115 286 727 504 136 418 I
633 I 286 9°1 150 192 3841 603 420 102 427 I
I
I 659 249 281 477 684 465
I
sowohl auf einer Seitenplatte WIe auf der Zentralplatte vorkommen.
Frau Dr. Wähnl hat - in meiner Abwesenheit beraten von Prof. Dr.
G. Schrutka - mit obigem Ansatz durch Ausgleichsrechnung die
Koeffizienten aus den Koordinaten dieser "Referenz sterne " ermit
telt. Sie sind in nachstehender Tabelle I zusammengestellt. Dabei
wurde die Rechnung, um Abrundungsfehler zu vermeiden, um eine
Dezimalstelle, d. h. auf 0~03 weitergeführt als die Koordinaten
angaben.
Der galaktische Sternhaufen NGC 15°2 5
Die Tabelle I gibt für die vier Seitenplatten und für die beiden
später zu besprechenden \Viener Platten die Nummer der Referenz
sterne nach der Vatikanbezeichnung; Tabelle 2 die Konstanten, die
zur Transformation aller Platten auf das Gittersystem der zentralen
Vatikanplatte führen.
Tabelle 2. Überleitungs-Gleichungen auf die Platte V 796
Platte 705:
+ +
X796 = X705 - 12 0,31°3 - 0,00052 (X705 - 12) 0.°3115 (Y705 - 12)
+
Y796 = Y705 - 12 0,2290 - 0,00050 (Y705 - 12) - 0,°31°9 (X705 - 12)
Platte 706:
+ +
X796 = X706 12 - 0,2407 - 0,00039 (X706 12) - 0,03404 (Y706 - 12)
Y796 = Y706 - 12 - 0,7108 - 0,00047 (Y706 - 12) + 0,03373 (X706 +12)
Platte 885:
+ + +
X796 = X885 - 12 0,3497 - 0,00062 (X885 - 12) 0,02789 (Y885 12)
+ + +
Y796 = Y885 12 0,2552 - 0,00054 (Y885 12) - 0,0277° (X885 - 12)
Platte 886:
+ + + +
X796 = X886 11 0,8668 - 0,00050 (X886 II) - 0,03517 (Y886 12)
Y796 = Y886 + 12 - 0,5893 - 0,00055 (Y886 + 12) + 0,03478 (X886 + II)
Platte Wien I:
+
X796 = 11,6941 0,°99152. x' - 0,0°323°. y'
+
Y796 = 13,66°5 - 0,°99°74. y' 0,003035 . x'
Platte Wien II:
+ +
X796 = II,6893 0,°99124. x' - 0,°°3922 . y'
+ + +
Y796 = 13,6646 0,°99°49' y' 0,0°3669, x'
Wie eine Betrachtung der oben erwähnten Karte der Zentralplatte
ergab, sind die meisten ihrer 487 Objekte Feldsterne. Der Haufen selbst
ist nur klein (s. u.), und so war es genügend, ein Quadrat von 60' X 60'
um den Zentralstern herum genauer zu diskutieren. Die in ihm ent
haltenen 147 Sterne sind auch dann noch überwiegend solche des all
gemeinen Feldes (s. S. 15). In diesem Bereich wurden nun die x und y
sämtlicher Sterne der vier Seitenplatten mit obigen Übergangskoeffi
zienten auf die der Zentralplatte von Frau Dr. \V ähnl umgerechnet
und durch Herrn K. Haidrich alles in entsprechende Karteikarten
eingetragen. Jetzt konnten die Differenzen der \Verte der jeweiligen
6 J. Hopmann
Seitenplatte gegen die Zentralplatte gebildet werden, was zu folgendem
führte: a) es ergaben sich keine merklichen Nullpunktsunterschiede in
den Koordinaten; ihre geringen Beträge lagen alle innerhalb der rech
nungsmäßigen Sicherheit der additiven Konstanten. Zur Homogeni
sierung ,vurden sie immerhin angebracht. b) Eine Helligkeitsgleichung
in den Differenzen der Platten ließ sich nicht nachwei:3en. c) Die durch
schnittliche Differenz der Koordinaten zweier Platten betrug ± 1,5 ° in
Einheiten der Katalogangaben der Vatikanzone, d. h. ± 0;45. Damit
wird der mittlere Fehler einer Koordinate auf einer Platte ± 0';4°, wobei
daran erinnert sei, daß die Katalogangaben eine Genauigkeit von 0';3
haben. Die meisten (64) Sterne sind nur auf zwei Platten gemessen,
nur 13 auf vier oder fünf Platten. Es wird dann der mittlere Fehler
einer Koordinate aus dem Gesamtmaterial im Durchschnitt ± 0';27.
Es waren nun dankenswederweise der Leiter der Specola Vaticana
P. O'Connell bzw. P. de J ong so freundlich gewesen, uns die oben
diskutierten fünf Platten zur Neuvermessung in \Vien zur Verfügung
zu stellen. Dabei zeigte sich allerdings, daß die Gegend des Stern
haufens auf den Seitenplatten schon so stark in den Ecken liegt, daß
die Bilder der Sterne durch Astigmatismus und Bildwölbung zu Kreuzen
deformiert waren, deren Achsen schräg zu den Koordinaten lagen. Es
wurde daher nur die Zentralplatte neu vermessen. Diese enthält - in
der y-Richtung gegeneinander verschoben - zwei etwa gleich lange
und eine etwas kürzer belichtete Aufnahme. Die Vermessung erfolgte
durch Haidrich in der gleichen Weise, wie die der beiden 'Viener
Platten (s. u.). Die Messungen der drei Bilder jedes Sternes wurden
anschließend gemittelt. Mit den gleichen Referenzsternen wie bei den
Wiener Platten wurden die Messungen auf das bisherige System der
Katalogangaben für diese Platte umgerechnet. Die zugehörigen Aus
gleichsrechnungen führte Herr Prof. Dr. G. Schrutka durch.
Nun kann man für die Neuvermessung der Platte V 796 nach Lage
der Dinge den gleichen m. F. einer Koordinate ± 0~26 ansetzen wie
für die neuen Wiener Platten (s. u.). Es hätten dann die Sternpositionen
aus den Mittelwerten von zwei Platten des Vatikan-Kataloges ver
messen nach dem Oxforder Verfahren die gleiche Genauigkeit wie eine
Einzelplatte bei genauer Ausmessung. Dann ist es aber auch ange
bracht, ab Koordinaten der Sterne für die Epoche 1905 und im System
Der galaktische Sternhaufen NGC 1502 7
der Platte V 796 den Mittelwert aus den reduzierten Katalogangaben
einerseits und dem Ergebnis der Neuvermessung andererseits anzu
setzen. Rechnungsmäßig haben diese Koordinaten dann ± 0;185 m. F.
III. Die Vermessung der Wiener Platten
Folgende Platten wurden bearbeitet:
1. Aufgenommen von P. J ackson 1954, April 24, mit 30 m und Im
Belichtung.
2. Aufgenommen von P. L. Fischer 1954, August 24, mit 30 m unrI
10m Belichtung.
Leitstern war der hellste Stern des Haufens.
Die Vermessung durch Herrn K. Haidrich erfolgte am früher
beschriebenen Töpferschen Plattenmesser [2 ]. Jedes Stcrnbildchen
wurde zweimal pointiert. Zur Kontrolle der Lagerung der Platte im
Meßapparat wurden vor und nach jeder Zone zwei markante Flecken
am Rande der Platte eingestellt. Ferner wurde jede Platte in zwei
um 180° verschiedenen Lagen vermessen. An die Messungen wurde
die früher [2] abgeleiteten Fehler des Apparates angebracht. Die Dif
ferenzen der beiden Lagen waren immer befriedigend klein und zeigten
keine Abhängigkeit von der Helligkeit.
Nachdem die Meßwerte in der oben (S. 3) geschilderten Art auf
das Koordinatensystem der zentralen Platte V 796 umgerechnet waren
(Ausgleichung durch Herrn Prof. Dr. G. Schrutka, Transformations
rechnungen durch Herrn K. Haidrich) konnten zunächst die beiden
Platten untereinander verglichen werden. Eine Abhängigkeit ihrer
Koordinatendifferenzen in Abhängigkeit von der Helligkeit oder der
Lage der Sterne auf der Platte war nicht festzustellen. Ferner ergab
sich der m. F. einer Koordi~ate auf einer Platte zu ± 0;26, für das
Mittel aus beiden Platten also ± 0;185.
IV. Die Vermessung der Leander McCormick-Platten
Während seines Studienaufenthaltes am Leander McCormick Obser
vatory in USA hatte Herr Dr. H. Eichhorn - teils auf Anregung von
Herrn Blaauw, teils von mir - auch vier Platten am dortigen visuellen
rn-Refraktor aufgenommen. Die Aufnahmedaten sind folgende:
JO
I) 1955, Jan. 22, 2) 1955, Jan. 29,3) 1955, Jan. 30 und 4) 1955, Febr. 4.