Mira (Stern)

Stern
Stern
Mira (ο Ceti)
Mira beobachtet mit dem Atacama Large Millimeter/submillimeter Array bei einer Wellenlänge von 900 μm.
Mira beobachtet mit dem Atacama Large Millimeter/submillimeter Array bei einer Wellenlänge von 900 μm.
AladinLite
Beobachtungsdaten
ÄquinoktiumJ2000.0, Epoche: J2000.0
Sternbild Walfisch
Rektaszension 02h 19m 20,79s [1]
Deklination -02° 58′ 39,5″ [1]
Winkelausdehnung 47 mas
Helligkeiten
Scheinbare Helligkeit 6,47 (2 bis 10,1) mag [1][2]
Spektrum und Indices
Veränderlicher Sterntyp M (Prototyp) [2] 
B−V-Farbindex +1,42 [3]
U−B-Farbindex +1,09 [3]
R−I-Index +1,90 [3]
Spektralklasse M5e-M9e [1]
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit (+63,8 ± 0,9) km/s
Parallaxe (10,91 ± 1,22) mas [4]
Entfernung (300 ± 33) Lj
(92 ± 10) pc  [4]
Visuelle Absolute Helligkeit Mvis +1,66 mag [5]
Eigenbewegung [4]
Rek.-Anteil: (+9,3 ± 2,0) mas/a
Dekl.-Anteil: (−237,4 ± 1,6) mas/a
Physikalische Eigenschaften
Masse 1,2 M
Radius 400 R
Leuchtkraft

8400 bis 9360 L

Effektive Temperatur 2918 bis 3192 K
Andere Bezeichnungen
und Katalogeinträge
Bayer-Bezeichnungο Ceti
Flamsteed-Bezeichnung68 Ceti
Bonner DurchmusterungBD -3° 353
Bright-Star-Katalog HR 681 [1]
Henry-Draper-KatalogHD 14386 [2]
Hipparcos-KatalogHIP 10826 [3]
SAO-KatalogSAO 129825 [4]
Tycho-KatalogTYC 4693-1144-1[5]
2MASS-Katalog2MASS J02192081-0258393[6]
Weitere Bezeichnungen Mira, LTT 1179

Mira, ο Ceti (Omikron Ceti), ist ein Doppelstern im Sternbild Walfisch, bestehend aus dem Roten Riesen Mira A, oder einfach Mira, und dem Weißen Zwerg Mira B oder VZ Ceti. Mira A ist ein veränderlicher Stern und Namensgeber für die Mira-Sterne. Mira liegt in ca. 400 Lichtjahren Entfernung von der Erde.

KlassifizierungBearbeiten

 
Der veränderliche Stern Mira zu zwei verschiedenen Zeiten fotografiert.

Mira A ist ein Roter Riese der Spektralklasse M (Hipparcos-Datenbank). Sie verändert während einer Periode von etwa 332 Tagen ihre Leuchtkraft um bis zu 8 Größenklassen.[2] Weder die Periode noch die Helligkeitsminima und -maxima sind konstant. Im Maximum kann sie die 2. Größenklasse erreichen und ist dann ein auffällig heller Stern am Nachthimmel. Doch erscheint Mira beim Durchlaufen mancher Maxima auch wesentlich schwächer; und so beträgt die scheinbare Helligkeit während eines Maximums allenfalls 1,7 mag, in anderen Fällen aber auch nur 4,9 mag. Während des Minimums kann die scheinbare Helligkeit bis auf die 10. Größenklasse absinken, so dass zu ihrer Beobachtung ein Teleskop erforderlich wird. Die einzelnen Minima weisen mit Werten zwischen 8,6 und 10,1 mag ebenfalls beträchtliche Unterschiede auf.[6] Mira ist in ihrem absoluten Maximum 1700 mal heller als in ihrem absoluten Minimum – im infraroten Bereich, in dem Mira den Großteil der Strahlung aussendet, ist sie jedoch im Maximum nur um den Faktor 6 heller als im Minimum. Der Zeitraum vom Maximum zum Minimum beträgt 206 Tage, der vom Minimum zum Maximum 126 Tage.[7]

Nicht nur die Helligkeit, sondern auch das Spektrum von Mira ist variabel. Sie ist ein roter Stern mit relativ geringer Oberflächentemperatur und verändert ihren Spektraltyp von M5e beim Durchlaufen des Maximums bis zum Spektraltyp M9e während des Minimums. Wenn der Stern nach dem Minimum allmählich wieder heller wird, tauchen im Spektrum ab dem Erreichen der 7. Magnitude Emissionslinien (vor allem des Wasserstoffs) auf, die sich dem Absorptionsspektrum überlagern. Ihre Intensitäten steigen stetig an, kurzzeitig selbst nach dem Überschreiten des Maximums, ehe sie dann wieder abnehmen. Das Spektrum weist außerdem auffällige Titanoxid-Banden auf.[6]

 
Mira und ihr Begleiter aufgenommen von dem Hubble-Weltraumteleskop

Die Helligkeitsschwankungen von Mira werden durch radiale Pulsationen hervorgerufen, bei denen sich der Stern ausdehnt und wieder zusammenzieht. Ungefähr zum Zeitpunkt des Durchlaufens des Maximums ist der Stern am kleinsten (ca. 330 Sonnendurchmesser, d. h. ca. 460 Mio. km) und weist eine Oberflächentemperatur von etwa 3200 Kelvin auf; im Minimum beträgt der Durchmesser dagegen ungefähr 400 Sonnendurchmesser (ca. 550 Mio. km) und die Oberflächentemperatur etwa 2900 Kelvin. Die große Schwankungsbreite der visuellen Helligkeit wird vor allem darauf zurückgeführt, dass im Maximum aufgrund der höheren Sterntemperatur ein wesentlich größerer Anteil der Gesamtstrahlung im für das Auge sichtbaren Bereich emittiert wird als im Minimum.[8]

Bei einer Entfernung von der Erde von etwa 300 Lichtjahren kann das Hubble Space Telescope den Stern flächenmäßig auflösen, so dass er nicht nur als Punkt erkennbar ist.

EntdeckungBearbeiten

Entdeckt wurde Mira vom ostfriesischen Pfarrer und Amateurastronomen David Fabricius am 13. August 1596. Damals durchlief der Stern sein Helligkeitsmaximum und wies die 2. Größenklasse auf. Mehrere Monate später fahndete Fabricius erneut nach dem Stern, konnte ihn aber nicht auffinden. Dagegen gelang ihm dies bei einer weiteren, am 15. Februar 1609 durchgeführten Beobachtung, als sich Mira als ein Stern dritter Größenklasse zeigte. Auf eine variable Helligkeit Miras dürfte Fabricius trotz dieser Beobachtungen nicht geschlossen haben. Bereits 1603 hatte Johann Bayer den Stern als Omikron Ceti in seinen Himmelsatlas eingetragen. Im Jahre 1638 entdeckte dann Johann Ph. Holwarda, dass Mira ihre Helligkeit mehr oder weniger regelmäßig ändert. Aufgrund dieser seltsamen Eigenschaft erhielt der Stern von Johannes Hevelius seinen Namen – Mira, die „Wundersame“. Bereits um 1660 wurde die durchschnittliche Periodenlänge zu etwa 11 Monaten bestimmt; der französische Astronom Ismael Boulliau schätzte sie beispielsweise auf 333 Tage. Dennoch setzte sich die Erkenntnis der Variabilität Miras erst langsam im weiteren Verlauf des 17. Jahrhunderts allgemein durch. Mira war überhaupt der erste Stern, bei dem Helligkeitsschwankungen konstatiert wurden.[6]

1923 wurde von R.G. Aitken ein schwacher Begleiter (VZ Ceti) gefunden, der Mira mit einer Periode von ca. 500 Jahren umkreist. Dieser ist ebenfalls veränderlich und schwankt mit einer unregelmäßigen Periode zwischen der 9. und 12. Größe. Vielleicht ist er ein Weißer Zwerg und von einer aus dem Sternwind Miras entstandenen Akkretionsscheibe umgeben.[6] 2007 wurde auf Aufnahmen des NASA-Weltraumteleskops GALEX entdeckt, dass Mira als bisher einzig bekannter Stern einen riesigen Schweif besitzt, der dem eines Kometen ähnlich ist und sich über 13 Lichtjahre Länge erstreckt.[9] Er besteht aus Materie der äußeren Hülle, die vom Stern abgestoßen wurde. Die ungewöhnliche Struktur ist die Folge der Wechselwirkung von Miras Sternwind mit dem Gas des interstellaren Mediums, durch das sich Mira mit einer hohen Geschwindigkeit von 110 km/s bewegt.[10] Der jährliche Massenverlust des Sterns beträgt etwa ein zehn Millionstel der Sonnenmasse; und aus dem abgestoßenen Material wird sich ein Planetarischer Nebel bilden.[11]

 
Ultraviolett-Aufnahme des kometenartigen Schweifs

WeblinksBearbeiten

Commons: Mira – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

EinzelnachweiseBearbeiten

  1. a b c Hipparcos-Katalog (ESA 1997)
  2. a b c omi Cet. In: VSX. AAVSO, abgerufen am 29. Oktober 2018.
  3. a b c Bright Star Catalogue
  4. a b c Hipparcos, the New Reduction (van Leeuwen, 2007)
  5. aufgrund der scheinbaren Helligkeit und der Entfernung abgeschätzt
  6. a b c d Mira, in: Lexikon der Astronomie, Herder, Freiburg im Breisgau 1989, Bd. 1, ISBN 3-451-21491-1, S. 430.
  7. Mira Predictions - 2019
  8. H. C. Woodruff, M. Eberhardt, T. Driebe, K.-H. Hofmann: Interferometric observations of the Mira star o Ceti with the VLTI/VINCI instrument in the near-infrared. In: Astronomy & Astrophysics. 421, Nr. 2, 2004, S. 703–714. arxiv:astro-ph/0404248. bibcode:2004A&A...421..703W. doi:10.1051/0004-6361:20035826.
  9. A Star with a Comet's Tail (Memento des Originals vom 15. Juni 2009 im Internet Archive)  Info: Der Archivlink wurde automatisch eingesetzt und noch nicht geprüft. Bitte prüfe Original- und Archivlink gemäß Anleitung und entferne dann diesen Hinweis.@1@2Vorlage:Webachiv/IABot/science.nasa.gov, NASA Headline-News, 15. Aug. 2007
  10. A. Mayer: Herschel’s view into Mira’s head. In: Astronomy & Astrophysics. Band 531, 2011, S. L4, doi:10.1051/0004-6361/201117203.
  11. Mira, Jim Kaler, Stars.