Mizar

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Der Titel dieses Artikels ist mehrdeutig. Weitere Bedeutungen sind unter Mizar (Begriffsklärung) aufgeführt.
Doppelstern
Mizar (ζ Ursae Majoris)
Thomas Bresson - Mizar+alcor (by).jpg
Mizar A und B (unten links), Alkor (oben rechts) und Sidus Ludoviciana (oben links)
StarArrowOL.svg
Ursa major constellation map.png
Beobachtungsdaten
ÄquinoktiumJ2000.0, Epoche: J2000.0
Sternbild Großer Bär
Scheinbare Helligkeit [1] 2,07 mag
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit −7,6 ± 1,0 km/s [2]
Parallaxe 39,36 ± 0,30 mas [2]
Entfernung [3] 82,8 ± 0,6 Lj
(25,41 ± 0,19 pc)
Absolute visuelle Helligkeit Mvis 0,05 mag
Eigenbewegung:
Rek.-Anteil: 121,2 ± 0,5 mas/a
Dekl.-Anteil: −22,0 ± 0,5 mas/a
Orbit 
Periode mehrere Jahrtausende
Einzeldaten
Namen Mizar A; Mizar B
Beobachtungsdaten:
Rektaszension [1] Mizar A 13h 23m 55,42s
Mizar B 13h 23m 56,21s
Deklination [1] Mizar A 2545531.5+54° 55′ 31,5″
Mizar B 2545518.8+54° 55′ 18,8″
Scheinbare Helligkeit [1] Mizar A 2,28 mag
Mizar B 3,94 mag
Typisierung:
Spektralklasse [4][5] Mizar A Aa: A2 V; Ab: A2 V
Mizar B kA1h(eA)mA7 IV–V
B−V-Farbindex [6] Mizar A 0,02
Mizar B 0,13
U−B-Farbindex [6] Mizar A 0,03
Mizar B 0,09
Physikalische Eigenschaften:
Absolute vis.
Helligkeit
Mvis [Anm. 1]
Mizar A 0,26 mag
Mizar B 1,92 mag
Absolute bol.
Helligkeit
Mbol [Anm. 1]
Mizar A 0,17 ± 0,06 mag
Mizar B
Masse [7][Anm. 2] Mizar A 2,222 ± 0,022 (Aa) und
2,238 ± 0,022 (Ab) M
Mizar B System: ≈ 2 – 4 M
Radius [4] Mizar A Aa und Ab: je 2,4 ± 0,1 R
Mizar B
Leuchtkraft [4] Mizar A Aa und Ab: je 33,3 ± 2,1 L
Mizar B
Oberflächentemperatur [4] Mizar A Aa und Ab: je 9.000 ± 200 K
Mizar B
Metallizität [Fe/H] [8] Mizar A 0,16
Mizar B
Andere Bezeichnungen
und Katalogeinträge
Bayer-Bezeichnung ζ Ursae Majoris
Flamsteed-Bezeichnung 79 Ursae Majoris
Bonner Durchmusterung BD +55°1598
Hipparcos-Katalog HIP 65378 [1]
Bonner Durchmusterung BD +55°1598 A BD +55°1598 B
Bright-Star-Katalog HR 5054 HR 5055
Henry-Draper-Katalog HD 116656 HD 116657
SAO-Katalog SAO 28737 SAO 28738
Tycho-Katalog TYC Vorlage:Infobox Doppelstern/Wartung/AngabeTycho-Katalog3850-1385-1 TYC Vorlage:Infobox Doppelstern/Wartung/AngabeTycho-Katalog3850-1386-1
Weitere Bezeichnungen: STF 1744
Aladin previewer

Vorlage:Infobox Doppelstern/Wartung/Einzelkoordinaten

Mizar (arabisch مئزر‎, DMG miʾzar ‚Mantel bzw. Gürtel‘) ist der Eigenname des Sterns ζ Ursae Majoris (kurz: ζ UMa) im Sternbild Großer Bär. Mizar ist der mittlere Deichselstern des Großen Wagens und besitzt eine scheinbare Helligkeit von 2,07m. Bei Mizar handelt es sich nicht um einen Einzelstern, sondern um ein Mehrfachsternsystem, das etwa 83 Lichtjahre von der Sonne entfernt liegt und Mitglied der Ursa-Major-Gruppe ist. Zusammen mit Alkor bildet Mizar einen mit freiem Auge sichtbaren Doppelstern.

Beobachtung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Besonders bekannt ist Mizar, weil er einen bereits freiäugig sichtbaren Begleiter hat: Alkor, der 4,0m hell ist und bei dunklem Himmel mit normalsichtigem Auge gut erkannt werden kann (siehe auch: Augenprüfer). Mizar selbst ist ein visueller Doppelstern, der mit Teleskopen und Fernrohren ab 5 cm Objektivöffnung trennbar ist. Seine Komponenten sind 2,28m und 3,94m hell (zusammen 2,07m)[1] und stehen 14,4 Winkelsekunden auseinander.

Erforschungsgeschichte[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Als mit bloßem Auge trennbarer Doppelstern war Mizar im Zusammenhang mit Alkor bereits lange vor der Erfindung des Fernrohrs bekannt. Mittelalterliche arabische Quellen berichten, dass der Doppelstern als Sehtest gedient haben soll. Traditionell kommt auch die Deutung als „Pferd und Reiter“ vor, wobei Mizar das „Pferd“ und Alkor den „Reiter“ bzw. das „Reiterlein“ darstellt. Der ursprüngliche Name des Sterns, Mirak (was zugleich auch die Bezeichnung des Sterns β Ursae Majoris ist), wurde vom französischen Gelehrten J. J. Scaliger im 16. Jahrhundert fälschlicherweise auf Mizar (arabisch miʾzar „Mantel“, „Gürtel“) geändert, wobei sich diese Bezeichnung letztendlich durchsetzte.[9]

Mizar wurde als erster Doppelstern mit Hilfe eines Fernrohrs als solcher erkannt. Häufig wird in der Literatur erwähnt, Giovanni Riccioli sei der Erste gewesen, der um 1650 die Doppelsternnatur von Mizar entdeckte. Grundlage hierzu ist eine kurze Notiz in seinem Almagestum novum von 1651: „… scheint nur ein Stern in der Mitte der Deichsel des Großen Bären zu sein, wobei es tatsächlich zwei sind, wie das Teleskop offenbart.“ Tatsächlich erkannte bereits Benedetto Castelli Mizar als Doppelstern und berichtete dies Galileo Galilei in einem Brief, der auf den 7. Jänner 1617 datiert ist. Galilei selbst sah kurz darauf (wahrscheinlich am 15. Jänner 1617) Mizar im Fernrohr getrennt. Zudem versuchte Galilei die Messung einer Fixsternparallaxe, mit deren Nachweis er ein wichtiges Argument für das heliozentrische Weltbild erhalten hätte. Da zu dieser Zeit noch nicht die Existenz von physischen Doppelsternen bekannt war und er somit vermutete, dass die hellere Komponente näher bei der Erde sein müsste als die lichtschwächere, erschien ihm dieser Stern als geeignetes Versuchsobjekt. Letztendlich blieben seine Messungen erfolglos, da die damaligen optischen Instrumente bei weitem zu schwach waren, als dass die Feststellung einer Parallaxe möglich gewesen wäre.[10] Die gelang erst Friedrich Wilhelm Bessel im Jahr 1838 am Stern 61 Cygni.

Am 2. Dezember 1722 beobachtet Johann Georg Liebknecht den zwischen Mizar und Alkor liegenden, 7,6m hellen Stern HD 116798 und glaubte irrtümlicherweise, einen neuen Planeten entdeckt zu haben, den er Sidus Ludoviciana taufte. Von der Entfernung her liegt Sidus Ludoviciana weit hinter Mizar und Alkor.[10]

Mizar war der erste Doppelstern, von dem eine Astrofotografie angefertigt wurde bzw. Abstands- und Positionsbestimmungen auf astrofotografischem Wege vorgenommen wurden (27. April 1857 am Harvard-College-Observatorium).[10]

Die Entdeckung, dass die hellere Komponente von Mizar (Mizar A) selbst wiederum doppelt ist, wurde von Antonia C. Maury durch Spektralanalysen gemacht und am 13. November 1889 von Edward C. Pickering der Öffentlichkeit bekannt gegeben. Dies war der erste Nachweis eines spektroskopischen Doppelsterns. Dass es sich bei der lichtschwächeren Komponente Mizar B ebenfalls um einen spektroskopischen Doppelstern handelt, wurde von den Astronomen Hans Ludendorff und Edwin B. Frost unabhängig voneinander festgestellt und 1908 publiziert.[10]

Mittlerweile können auch spektroskopische Doppelsterne durch interferometrische Methoden als getrennte Lichtquellen dargestellt werden. Im Mai 1996 wurde Mizar A mit Hilfe des damals neu errichteten Navy Prototype Optical Interferometer (nahe Flagstaff, USA) in bis dahin unerreichter Qualität (Auflösung: ≈ 3 Milliwinkelsekunden) als getrenntes Sternpaar abgebildet und untersucht.[11]

Mizar als Mehrfachsternsystem[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Mizar ist ein Vierfachsternsystem, das sich aus jeweils zwei spektroskopischen Doppelsternen (Mizar A und Mizar B) zusammensetzt, die sich wiederum in einem übergeordneten System umkreisen.

Das Untersystem Mizar A (Bayer-Bezeichnung: ζ1 Ursae Majoris) ist 2,28m hell[1] und setzt sich aus den annähernd massegleichen Hauptreihensternen Mizar Aa und Mizar Ab zusammen. Beide Sterne gehören derselben Spektralklasse A2 und Leuchtkraftklasse V an.[4] Zudem zeigen einige Bestimmungen, dass es sich um Ap-Sterne mit Linien von Strontium und Silizium im Spektrum handelt.[5][6] Die Massen der Sterne wurden von D. Pourbaix im Jahr 2000 zu je 2,5 ± 0,1 Sonnenmassen bestimmt.[12] Neuere Untersuchungen aus dem Jahr 2011 ergaben etwas niedrigere Werte von 2,22 Sonnenmassen für Aa und 2,24 Sonnenmassen für Ab.[7] Mizar Aa und Ab umkreisen einander gegenseitig mit einer Umlaufzeit von 20,54 Tagen.[12] Dabei erreicht der gegenseitige Winkelabstand der Sterne maximal 10 Milliwinkelsekunden.

Dem gegenüber steht das Untersystem Mizar B (Bayer-Bezeichnung: ζ2 Ursae Majoris), das eine scheinbare Helligkeit von 3,94m besitzt[1] und aus den Sternen Mizar Ba und Mizar Bb besteht. Mizar B ist ein Am-Stern der Spektralklasse kA1h(eA)mA7 und der Leuchtkraftklasse IV–V.[5] Diese Schreibweise berücksichtigt das besondere Spektrum von Am-Sternen und besagt, dass es sich basierend auf der Ca-II-K-Linie („k“) um einen Stern der Spektralklasse A1, basierend auf den Wasserstofflinien („h“) um einen frühen A-Stern ohne weitere Unterteilung (eA = early A type star) und basierend auf den Metalllinien („m“) um einen Stern der Spektralklasse A7 handelt. Zudem ist Mizar B – im Gegensatz zu Mizar A – ein spektroskopischer Doppelstern vom Typ SB1 (single-lined spectroscopic binary), wo aufgrund der ungleichen Helligkeit der Komponenten nicht beide, sondern nur eine Spektrallinie (jene von Mizar Ba) sichtbar ist, welche sich periodisch verschiebt. Da sich somit Mizar Bb den Beobachtungen entzieht, ist dessen genaue Natur weitgehend unbekannt. Seine Masseuntergrenze wird auf 0,24 und seine Masseobergrenze auf 0,66 Sonnenmassen abgeleitet.[13] Der Hauptstern selbst (Mizar Ba) besitzt ca. 1,8 (?) Sonnenmassen.[Anm. 2] Die gegenseitige Umlaufzeit beträgt 175,57 Tage.[14]

Bahnelemente der Einzelsysteme:

Bahnelement System Mizar A System Mizar B[14]
Umlaufperiode 20,5385 ± 0,00013514 T[12] 175,57 T
Periastron red. HJD 54536,9904 ± 0,0106[7] JD 2437295,9
Exzentrizität 0,5415 ± 0,0016[7] 0,46
Große Halbachse 10,0 ± 0,32 mas[12] unbekannt
Bahnneigung 61 ± 1,2°[12] oder 60,5 ± 0,3°[4] unbekannt
Argument des Knotens 106 ± 1,1°[12] unbekannt
Argument des Periastrons 105,27 ± 0,23°[7] 6,9°

Diese beiden Sternsysteme umrunden sich nun wiederum gegenseitig in einem übergeordneten System. Der Abstand und der Positionswinkel von Mizar B zu Mizar A betrug im Jahr 1755 13,9″ und 143° und im Jahr 2015 14,4″ und 153°.[15] Innerhalb von 260 Jahren hat sich Mizar B 10° um Mizar A bewegt und den Abstand zu ihm um 0,5″ vergrößert. Für die Bestimmung einer Umlaufbahn ist die Bahnabdeckung anhand der Beobachtungsdaten somit zu gering. Die Umlaufzeit muss im Bereich von mehreren Jahrtausenden liegen.

Frage der Zusammengehörigkeit von Mizar und Alkor[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Bis heute ist nicht bekannt, ob Alkor gravitativ an Mizar gebunden ist und einen Orbit um ihn beschreitet (physischer Doppelstern), oder ob es sich nur um zwei relativ nahe beieinander stehende Nachbarsternsysteme ohne gegenseitigen Einfluss handelt (optischer Doppelstern). Im ersteren Fall würden Mizar und Alkor ein sechsfaches Sternsystem bilden, da es sich bei Alkor ebenfalls um ein Doppelsternsystem handelt.

Der Winkelabstand zwischen Mizar A und Alkor beträgt 706,9″, der Positionswinkel 70° (Jahr 2013).[15] Die bisher genauesten Entfernungsbestimmungen für Mizar sind die dynamische Parallaxe von 39,4 ± 0,30 mas aus dem Jahr 1998 (Hummel et al.) sowie die reduzierte trigonometrische Parallaxe der Hipparcos-Mission von 38,01 ± 1,71 mas aus dem Jahr 2007 (van Leeuwen) – das ergibt einen gewichteten Mittelwert von 39,36 ± 0,30 mas (≈ 82,8 ± 0,6 Lj).[2] Für Alkor ermittelte die Hipparcos-Mission eine Parallaxe von 39,91 ± 0,13 mas (≈ 81,7 ± 0,3 Lj).[2] Daraus wurde via Monte-Carlo-Simulation die Distanz zwischen Mizar und Alkor zu 74.000 AE (≈ 1,17 Lj) abgeleitet – mit einer relativ großen Unsicherheit von ± 39.000 AE (≈ 0,62 Lj).[2][Anm. 3] Für eine rein zufällige Nähe ohne gravitative Bindung wäre dies ungewöhnlich eng beisammen. Die Möglichkeit, dass Mizar – Alkor ein übergeordnetes Sternsystem bilden, ist somit durchaus in Betracht zu ziehen.[2]

Zudem ist zu beachten, dass Mizar und Alkor zentrale Mitglieder des Ursa-Major-Bewegungshaufens sind, weshalb sie ohnehin eine ähnliche Eigenbewegung und Radialgeschwindigkeit aufweisen bzw. diese Werte mit jenen des Haufens teilen. Der Kernbereich des Ursa-Major-Haufens besteht aus 14 Sternen bzw. Sternsystemen der Spektralklasse A, besitzt etwa 28 Sonnenmassen und umfasst einen Raum von ca. 100 Kubikparsec („Kernsterne“). Dazu kommen noch zahlreiche weitere peripher gelegene Sterne, die durch ihre Eigenbewegung als Mitglieder des Haufens identifiziert wurden bzw. bei denen einen Mitgliedschaft vermutet wird („Stromsterne“). Der massereichste und zentralste Stern des Haufens, Alioth (ε Ursae Majoris), liegt 6,55 ± 0,07 Lj von Alkor entfernt. Computersimulationen zeigen, dass in dichten Sternhaufen mit einer Ursprungsmasse von über 100 Sonnenmassen pro Kubikparsec die Bildung von physischen Doppelsternen mit über 10.000 AE Abstand verhindert wird, da die Umgebungssterne die Bahn stören würden. Unter diesen Umständen könnte Alkor nie einen vollen Umlauf um Mizar absolvieren. Falls Mizar und Alkor ein physisches Mehrfachsternsystem bilden, stellen sie zu diesen Berechnungen ein Gegenbeispiel dar, oder die Ausgangsmasse des Ursa-Major-Haufens würde im Umkehrschluss unter 100 Sonnenmassen/Kubikparsec liegen. Es wäre dann nach Castor (Entfernung ≈ 52 Lj) das zweitsonnennächste bekannte Sechsfachsternsystem.[2]

Weblinks[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

 Commons: Mizar – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Anmerkungen[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

  1. Die absolute Helligkeit errechnet sich durch scheinbare Helligkeit minus Entfernungsmodul, wobei für die scheinbare Helligkeit 2,28m (Mizar A) und 3,94m (Mizar B) gegeben sind (Paunzen, 2015). Das Entfernungsmodul errechnet sich durch −5 mag − (5 mag · lgπ), wobei π die Parallaxe in Bogensekunden (0,03936″ lt. Mamajek et al., 2010) angibt. Die absolute bolometrische Helligkeit wird ermittelt, indem die bolometrische Korrektur BC mit der absoluten Helligkeit addiert wird, wobei für Mizar A BC = −0,09 ± 0,06 beträgt (Hummel et al., 1998).
  2. a b Zur Masse des Mizar-B-Systems finden sich widersprüchliche Angaben. Nach Fuhrmann (2008) sind die Eigenschaften von Mizar Ba mit jenen von Castor Ba vergleichbar, d. h. 1,8 Sonnenmassen (vgl. Torres/Ribas, 2002). Die Masse von Mizar Bb wird mit mindestens 0,24 Sonnenmassen (Untergrenze) und höchstens 0,66 Sonnenmassen (Obergrenze) angegeben. Somit läge dies Gesamtmasse des Systems bei ≈ 2 bis ≈ 2,5 Sonnenmassen. Gutmann (1965) hingegen beziffert die Gesamtmasse mit ≈ 3,7 Sonnenmassen. Mamajek et al. (2010) stützt sich auf diesen Wert (≈ 80 % der Masse des Mizar-A-Systems) und adaptiert ≈ 3,9 Sonnenmassen für Mizar B.
  3. Dies ist deutlich weniger als der häufig anzutreffende Wert von 3 Lj. Die Untergrenze für den gegenseitigen Abstand liegt sogar bei nur 17.800 AE oder 0,28 Lj (vgl. Mamajek et al., 2010).

Einzelnachweise[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

  1. a b c d e E. Paunzen: A new catalogue of Strömgren-Crawford uvbyβ photometry. In: Astronomy and Astrophysics. Bd. 580, A23, 2015. bibcode:2015A&A...580A..23P, doi:10.1051/0004-6361/201526413. Dazugehöriger Datenbankeintrag für Mizar A und Mizar B auf VizieR. Die Gesamthelligkeit eines Doppelsterns errechnet sich durch −2,5 · lg(10−0,4 · A + 10−0,4 · B), wobei für Mizar A 2,28m und Mizar B 3,94m gegeben sind.
  2. a b c d e f g E. E. Mamajek et al.: Discovery of a Faint Companion to Alcor Using MMT/AO 5 µm Imaging. In: The Astronomical Journal. Bd. 139, Ausg. 3, 2010, S. 919 ff. bibcode:2010AJ....139..919M. doi:10.1088/0004-6256/139/3/919. arxiv:0911.5028.
  3. Abgeleitet von der Parallaxe (0,03936 ± 0,00030″ lt. Mamajek et al., 2010).
  4. a b c d e f C. A. Hummel et al.: Navy Prototype Optical Interferometer Observations of the Double Stars Mizar A and Matar. In: The Astronomical Journal. Bd. 116, Ausg. 5, 1998, S. 2.536 ff. bibcode:1998AJ....116.2536H, doi:10.1086/300602.
  5. a b c R. O. Gray, R. F. Garrison: The early A type stars: refined MK classification, confrontation with Stromgren photometry, and the effects of rotation. In: The Astrophysical Journal, Supplement Series, Bd. 65, 1987, S. 587. bibcode:1987ApJS...65..581G, doi:10.1086/191237.
  6. a b c D. Hoffleit, W. H. Warren Jr.: The Bright Star Catalogue, 5th Revised Edition (Preliminary Version). Astronomical Data Center, NSSDC/ADC, 1991. bibcode:1964BS....C......0H. Dazugehöriger Datenbankeintrag für Mizar A und Mizar B auf VizieR.
  7. a b c d e B. B. Behr et al.: Stellar Astrophysics with a Dispersed Fourier Transform Spectrograph. II. Orbits of Double-lined Spectroscopic Binaries. In: The Astronomical Journal. Bd. 142, Ausg. 1, 2011, S. 7 f. bibcode:2011AJ....142....6B, doi:10.1088/0004-6256/142/1/6.
  8. R. O. Gray et al.: Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 Parsecs: The Northern Sample. I. In: The Astronomical Journal, Bd. 126, Ausg. 4, 2003, S. 2.048 ff. bibcode:2003AJ....126.2048G, doi:10.1086/378365. Dazugehöriger Datenbankeintrag für Mizar auf VizieR.
  9. R. H. Allen: Star-Names and their Meanings. G. E. Stechert, New York / London / Leipzig / Paris 1899, S. 440, 445, 446.
  10. a b c d L. Ondra: A New View of Mizar. In: Sky and Telescope. Bd. 108, Nr. 1, 2004, S. 72. bibcode:2004S&T...108A..72O
  11. J. A. Benson et al.: Multichannel optical aperture synthesis imaging of ζ1 Ursae Majoris with the Navy prototype optical interferometer. In: The Astronomical Journal. Bd. 114, 1997, S. 1221 ff. bibcode:1997AJ....114.1221B, doi:10.1086/118554.
  12. a b c d e f D. Pourbaix: Resolved double-lined spectroscopic binaries: A neglected source of hypothesis-free parallaxes and stellar masses. In: Astronomy and Astrophysics, Supplement Series. Bd. 145, 2000, S. 218. bibcode:2000A&AS..145..215P, doi:10.1051/aas:2000237.
  13. F. Fuhrmann: Nearby stars of the Galactic disc and halo – IV. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Bd. 184, Ausg. 1, 2008, S. 209 f. bibcode:2008MNRAS.384..173F, doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12671.x
  14. a b F. Gutmann: The spectroscopic orbit of ζ1 Ursae Majoris (Mizar B). In: Publications of the Dominion Astrophysical Observatory Victoria. Bd. 12, 1965, S. 361 ff. bibcode:1965PDAO...12..361G.
  15. a b B. D. Mason et al.: The Washington Visual Double Star Catalog (WDS) (2001–2014), Version 2015-12-14. In: The Astronomical Journal. Bd. 122, Ausg. 6, 2001, S. 3.466 ff. bibcode:2001AJ....122.3466M. doi:10.1086/323920. Dazugehöriger Datenbankeintrag für Mizar auf VizieR (WDS 13239+5456).