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Mira Stern Datenbanklinks zu Mira Omicron Ceti Stern Mira ο Ceti Mira beobachtet mit dem Atacama Large Millimeter submil

Mira (Stern)

Datenbanklinks zu Mira (Omicron Ceti)
Stern
Mira (ο Ceti)
Mira beobachtet mit dem Atacama Large Millimeter/submillimeter Array bei einer Wellenlänge von 900 μm.
Vorlage:Skymap/Wartung/Cet
AladinLite
Beobachtungsdaten
Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0
Sternbild Walfisch
Rektaszension 02h 19m 20,79s
Deklination −02° 58′ 39,5″
Winkelausdehnung 47 mas
Helligkeiten
Scheinbare Helligkeit 6,47 (2 bis 10,1) mag
Spektrum und Indices
Veränderlicher Sterntyp M (Prototyp)  
B−V-Farbindex +1,42 
U−B-Farbindex +1,09 
R−I-Index +1,90 
Spektralklasse M5e-M9e
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit (+63,8 ± 0,9) km/s
Parallaxe (10,91 ± 1,22) mas
Entfernung (300 ± 33) Lj
(92 ± 10) pc  
Visuelle Absolute Helligkeit Mvis +1,66 mag
Eigenbewegung 
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 Mirasterne. Mira liegt in zirka 300 Lichtjahren Entfernung von der Erde.

Klassifizierung Bearbeiten

Die Helligkeit von Mira im Sternbild Walfisch (Cetus) verändert sich innerhalb einiger Monate um mehrere Klassen

Mira A ist ein Roter Riese der Spektralklasse M (Hipparcos-Datenbank) und ein pulsationsveränderlicher Stern. Die Leuchtkraft von Mira verändert sich während einer Periode von rund 330 Tagen um bis zu 8 Größenklassen. Dabei sind weder die Periode noch die Helligkeitsminima und -maxima konstant. Im Maximum kann die 2. Größenklasse erreicht werden, womit Mira dann ein auffällig heller Stern am Nachthimmel ist, allerdings fallen manche Maxima wesentlich schwächer aus. Die scheinbare Helligkeit Miras während eines Maximums beträgt so bis zu 1,7 mag, in anderen Fällen nur 4,9 mag. Während des Minimums kann die scheinbare Helligkeit bis zur 10. Größenklasse absinken, sodass für die Beobachtung ein Teleskop erforderlich wird. Die einzelnen Minima weisen mit Werten zwischen 8,6 und 10,1 mag ebenfalls beträchtliche Unterschiede auf. Insgesamt kann Mira im absoluten Maximum 1700 mal heller erscheinen als im absoluten Minimum. Gemessen im infraroten Bereich, in dem Mira den Großteil der Strahlung aussendet, unterscheiden sich jedoch Maximum und Minimum nur um den Faktor 6. Die Zeitspanne von Maximum bis Minimum beträgt etwa 206 Tage, die von Minimum bis Maximum etwa 126 Tage.

Doch nicht nur die Helligkeit, auch das Spektrum von Mira ist variabel. Der Rote Riese mit relativ geringer Oberflächentemperatur verändert seinen 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 auf (vor allem des Wasserstoffs), die sich dem Absorptionsspektrum überlagern. Deren Intensitäten steigen stetig an, selbst noch kurzzeitig nach Überschreiten des Helligkeitsmaximums, ehe sie dann wieder abnehmen. Das Spektrum weist außerdem auffällige Titanoxid-Banden auf.

Mira A – oben mit Begleiter Mira B – erscheint vom Hubble-Teleskop aufgenommen flächig, nicht als Punkt

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, also 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 Mira im Maximum aufgrund der höheren Sterntemperatur einen wesentlich größeren Strahlungsanteil in dem für das Auge sichtbaren Bereich emittiert als im Minimum.

Das Auflösungsvermögen des Hubble Space Telescope außerhalb der Erdatmosphäre reicht hin, trotz einer Entfernung von etwa 300 Lichtjahren den großen Stern flächig erkennbar werden zu lassen, sodass er nicht nur als Punkt erscheint.

Entdeckung Bearbeiten

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.

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. 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. 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. Der jährliche Massenverlust des Sterns beträgt etwa ein zehn Millionstel der Sonnenmasse; und aus dem abgestoßenen Material wird sich ein Planetarischer Nebel bilden.

Ultraviolett-Aufnahme des kometenartigen Schweifs

Weblinks Bearbeiten

Commons: Mira – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise Bearbeiten

  1. ↑ Hipparcos-Katalog (ESA 1997)
  2. ↑ omi Cet. In: VSX. AAVSO, abgerufen am 29. Oktober 2018.
  3. ↑ Bright Star Catalogue
  4. ↑ Hipparcos, the New Reduction (van Leeuwen, 2007)
  5. aufgrund der scheinbaren Helligkeit und der Entfernung abgeschätzt
  6. ↑ 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. Jahrgang, Nr. 2, 2004, S. 703–714, doi:10.1051/0004-6361:20035826, arxiv:astro-ph/0404248, bibcode:2004A&A...421..703W.
  9. (Memento vom 15. Juni 2009 im Internet Archive), 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.
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Veröffentlichungsdatum:
Datenbanklinks zu Mira Omicron Ceti Stern Mira o Ceti Mira beobachtet mit dem Atacama Large Millimeter submillimeter Array bei einer Wellenlange von 900 mm Vorlage Skymap Wartung CetAladinLiteBeobachtungsdatenAquinoktium J2000 0 Epoche J2000 0Sternbild WalfischRektaszension 02h 19m 20 79s 1 Deklination 02 58 39 5 1 Winkelausdehnung 47 masHelligkeitenScheinbare Helligkeit 6 47 2 bis 10 1 mag 1 2 Spektrum und IndicesVeranderlicher 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 AstrometrieRadialgeschwindigkeit 63 8 0 9 km sParallaxe 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 aDekl Anteil 237 4 1 6 mas aPhysikalische EigenschaftenMasse 1 2 M Radius 400 R Leuchtkraft 8400 bis 9360 L Effektive Temperatur 2918 bis 3192 KAndere Bezeichnungenund KatalogeintrageBayer Bezeichnungo CetiFlamsteed Bezeichnung68 CetiBonner DurchmusterungBD 3 353Bright Star KatalogHR 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 BezeichnungenMira LTT 1179Mira o 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 veranderlicher Stern und Namensgeber fur die Mirasterne Mira liegt in zirka 300 Lichtjahren Entfernung von der Erde Inhaltsverzeichnis 1 Klassifizierung 2 Entdeckung 3 Weblinks 4 EinzelnachweiseKlassifizierung Bearbeiten nbsp Die Helligkeit von Mira im Sternbild Walfisch Cetus verandert sich innerhalb einiger Monate um mehrere KlassenMira A ist ein Roter Riese der Spektralklasse M Hipparcos Datenbank und ein pulsationsveranderlicher Stern Die Leuchtkraft von Mira verandert sich wahrend einer Periode von rund 330 Tagen um bis zu 8 Grossenklassen 2 Dabei sind weder die Periode noch die Helligkeitsminima und maxima konstant Im Maximum kann die 2 Grossenklasse erreicht werden womit Mira dann ein auffallig heller Stern am Nachthimmel ist allerdings fallen manche Maxima wesentlich schwacher aus Die scheinbare Helligkeit Miras wahrend eines Maximums betragt so bis zu 1 7 mag in anderen Fallen nur 4 9 mag Wahrend des Minimums kann die scheinbare Helligkeit bis zur 10 Grossenklasse absinken sodass fur die Beobachtung ein Teleskop erforderlich wird Die einzelnen Minima weisen mit Werten zwischen 8 6 und 10 1 mag ebenfalls betrachtliche Unterschiede auf 6 Insgesamt kann Mira im absoluten Maximum 1700 mal heller erscheinen als im absoluten Minimum Gemessen im infraroten Bereich in dem Mira den Grossteil der Strahlung aussendet unterscheiden sich jedoch Maximum und Minimum nur um den Faktor 6 Die Zeitspanne von Maximum bis Minimum betragt etwa 206 Tage die von Minimum bis Maximum etwa 126 Tage 7 Doch nicht nur die Helligkeit auch das Spektrum von Mira ist variabel Der Rote Riese mit relativ geringer Oberflachentemperatur verandert seinen Spektraltyp von M5e beim Durchlaufen des Maximums bis zum Spektraltyp M9e wahrend des Minimums Wenn der Stern nach dem Minimum allmahlich wieder heller wird tauchen im Spektrum ab dem Erreichen der 7 Magnitude Emissionslinien auf vor allem des Wasserstoffs die sich dem Absorptionsspektrum uberlagern Deren Intensitaten steigen stetig an selbst noch kurzzeitig nach Uberschreiten des Helligkeitsmaximums ehe sie dann wieder abnehmen Das Spektrum weist ausserdem auffallige Titanoxid Banden auf 6 nbsp Mira A oben mit Begleiter Mira B erscheint vom Hubble Teleskop aufgenommen flachig nicht als PunktDie Helligkeitsschwankungen von Mira werden durch radiale Pulsationen hervorgerufen bei denen sich der Stern ausdehnt und wieder zusammenzieht Ungefahr zum Zeitpunkt des Durchlaufens des Maximums ist der Stern am kleinsten ca 330 Sonnendurchmesser also ca 460 Mio km und weist eine Oberflachentemperatur von etwa 3200 Kelvin auf Im Minimum betragt der Durchmesser dagegen ungefahr 400 Sonnendurchmesser ca 550 Mio km und die Oberflachentemperatur etwa 2900 Kelvin Die grosse Schwankungsbreite der visuellen Helligkeit wird vor allem darauf zuruckgefuhrt dass Mira im Maximum aufgrund der hoheren Sterntemperatur einen wesentlich grosseren Strahlungsanteil in dem fur das Auge sichtbaren Bereich emittiert als im Minimum 8 Das Auflosungsvermogen des Hubble Space Telescope ausserhalb der Erdatmosphare reicht hin trotz einer Entfernung von etwa 300 Lichtjahren den grossen Stern flachig erkennbar werden zu lassen sodass er nicht nur als Punkt erscheint Entdeckung BearbeitenEntdeckt wurde Mira vom ostfriesischen Pfarrer und Amateurastronomen David Fabricius am 13 August 1596 Damals durchlief der Stern sein Helligkeitsmaximum und wies die 2 Grossenklasse auf Mehrere Monate spater fahndete Fabricius erneut nach dem Stern konnte ihn aber nicht auffinden Dagegen gelang ihm dies bei einer weiteren am 15 Februar 1609 durchgefuhrten Beobachtung als sich Mira als ein Stern dritter Grossenklasse zeigte Auf eine variable Helligkeit Miras durfte 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 regelmassig andert Aufgrund dieser seltsamen Eigenschaft erhielt der Stern von Johannes Hevelius seinen Namen Mira die Wundersame Bereits um 1660 wurde die durchschnittliche Periodenlange zu etwa 11 Monaten bestimmt der franzosische Astronom Ismael Boulliau schatzte sie beispielsweise auf 333 Tage Dennoch setzte sich die Erkenntnis der Variabilitat Miras erst langsam im weiteren Verlauf des 17 Jahrhunderts allgemein durch Mira war uberhaupt 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 veranderlich und schwankt mit einer unregelmassigen Periode zwischen der 9 und 12 Grosse 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 ahnlich ist und sich uber 13 Lichtjahre Lange erstreckt 9 Er besteht aus Materie der ausseren Hulle die vom Stern abgestossen wurde Die ungewohnliche 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 jahrliche Massenverlust des Sterns betragt etwa ein zehn Millionstel der Sonnenmasse und aus dem abgestossenen Material wird sich ein Planetarischer Nebel bilden 11 nbsp Ultraviolett Aufnahme des kometenartigen SchweifsWeblinks Bearbeiten nbsp Commons Mira Sammlung von Bildern Videos und Audiodateien Mira The Wonderful Star Astronomy Picture of the Day vom 22 Juli 2006 englisch SpiegelOnline Wundersamer Sprinter im All entdeckt AlltheSky com Helligkeitsvergleich von Mira Mira Jim Kaler StarsEinzelnachweise Bearbeiten a b c Hipparcos Katalog ESA 1997 a b c omi Cet In VSX AAVSO abgerufen am 29 Oktober 2018 a b c Bright Star Catalogue a b c Hipparcos the New Reduction van Leeuwen 2007 aufgrund der scheinbaren Helligkeit und der Entfernung abgeschatzt a b c d Mira in Lexikon der Astronomie Herder Freiburg im Breisgau 1989 Bd 1 ISBN 3 451 21491 1 S 430 Mira Predictions 2019 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 amp Astrophysics 421 Jahrgang Nr 2 2004 S 703 714 doi 10 1051 0004 6361 20035826 arxiv astro ph 0404248 bibcode 2004A amp A 421 703W A Star with a Comet s Tail Memento vom 15 Juni 2009 im Internet Archive NASA Headline News 15 Aug 2007 A Mayer Herschel s view into Mira s head In Astronomy amp Astrophysics Band 531 2011 S L4 doi 10 1051 0004 6361 201117203 Mira Jim Kaler Stars Abgerufen von https de wikipedia org w index php title Mira Stern amp oldid 235982552