Mira (Stern)

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

8400 bis 9360 L

Oberflächentemperatur 2918 bis 3192 K
Andere Bezeichnungen
und Katalogeinträge
Bayer-Bezeichnung ο Ceti
Flamsteed-Bezeichnung 68 Ceti
Bonner Durchmusterung BD -3° 353
Bright-Star-Katalog HR 681 [1]
Henry-Draper-Katalog HD 14386 [2]
Hipparcos-Katalog HIP 10826 [3]
SAO-Katalog SAO 129825 [4]
Tycho-Katalog TYC 4693-1144-1[5]
Weitere Bezeichnungen LTT 1179
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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. 300 Lichtjahren Entfernung von der Erde.

Mira A ist ein Roter Riese der Spektralklasse M (Hipparcos Datenbank). Sie verändert während einer Periode von etwa 331 Tagen ihre Leuchtkraft um bis zu 8 Größenklassen. 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. Während des Minimums kann die Helligkeit bis auf die 9. Größenklasse absinken, so dass zu ihrer Beobachtung ein Teleskop erforderlich wird. 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 sechs heller als im Minimum.

Mira und ihr Begleiter aufgenommen von dem Hubble-Weltraumteleskop

Mira hat einen mittleren Durchmesser von ca. 400 Sonnendurchmessern (ca. 550 Mio. km). Bei einer Entfernung von der Erde von etwa 300 Lichtjahren kann das Hubble Space Telescope den Stern flächenmäßig auflösen, so dass dieser nicht nur als Punkt erkennbar ist.

Entdeckt wurde Mira vom ostfriesischen Pfarrer und Amateurastronomen David Fabricius am 13. August 1596. Im Jahre 1639 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“. 1923 wurde von R.G. Aitken ein schwacher Begleiter (VZ Ceti) gefunden, der Mira mit einer Periode von ca. 500 Jahren umkreist. 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 [5]. Die ungewöhnliche Struktur ist die Folge der hohen Relativgeschwindigkeit von 110 km/s von Mira im Vergleich zum interstellaren Medium[6].

Ultraviolett-Aufnahme des kometenartigen Schweifs.


Einzelnachweise[Bearbeiten]

  1. a b c Hipparcos-Katalog (ESA 1997)
  2. a b c Bright Star Catalogue
  3. a b c Hipparcos, the New Reduction (van Leeuwen, 2007)
  4. aufgrund der scheinbaren Helligkeit und der Entfernung abgeschätzt
  5. A Star with a Comet's Tail, NASA Headline-News, 15. Aug. 2007
  6.  A. Mayer: Herschel’s view into Mira’s head. In: Astronomy&Astrophysics. 531, 2011, S. L4, doi:10.1051/0004-6361/201117203.

Weblinks[Bearbeiten]