Objekt des Monats
Dezember 2011
Mira
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 eine Klasse von Veränderlichen, den Mira-Sternen. Mira liegt in ca. 220 Lichtjahren Entfernung von der Erde.
Mira A ist ein roter Riese der Spektralklasse M7 IIIe. Sie verändert während einer Periode von etwa 331 Tagen (unregelmäßige Schwankungen von +10 bis -8 Tagen) Ihre Leuchtkraft um einige 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. Bei manchen Perioden liegt das Maximum nur bei der 5. Größe. Während des Minimums kann die Helligkeit bis auf die 8.6 Größenklasse, zum Teil bis zur 10. 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.
Miras Durchmesser pulsiert zwischen 332 und 402 Sonnendurchmessern und würde so bis zur Marsbahn reichen. Damit ist Mira so groß, dass das Hubble Weltraumteleskop den Stern als Scheibe und nicht nur als Punkt auflösen kann. Sie ist länglich in Richtung der Komponente B verformt.
Die Helligkeitsschwankungen von Mira A sind auf Veränderungen des Durchmessers zurück zu führen. Nach einer Theorie pulsiert der Kern des Sterns mit konstanter Periode, die Hülle ist für die unterschiedliche Länge der Periode verantwortlich. Damit ist Mira ein Prototyp der Pulsationsveränderlichen.
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. (Das nächste Periastron ist ca. 2285.VZ Ceti ändert schnell seine Helligkeit und kann deswegen nicht groß sein, man vermutet einen weißen Zwerg) 2007 wurde auf Aufnahmen des NASA-Weltraumteleskop 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.
Offenbar fließt Material vom Hauptstern zum weißen Zwerg. Deswegen die längliche Form von Mira.
Aufgrund ihrer langen Periode ist Mira gut für das Erstellen einer Lichtkurve geeignet. Ein Ausfall der Beobachtung wegen schlechtem Wetter kann leicht ausgeglichen werden.
Mira kann zu folgenden Zeiten beobachtet werden:
Sie steht in unseren Breiten von September bis März über dem Horizont.
Koordinaten: 2h 09.5m -2° 59´
Voraussichtliches Minimum um den 20. Februar 2012
Voraussichtliches Maximum um den 8. August 2012
Aufgrund der unterschiedlichen Periodenlängen lässt sich das Maximum nur auf 4 bis 6 Tage genau angeben.
Dies ist eine Karte in der Mira mit ihren Umgebungssternen und deren Helligkeiten eingezeichnet sind. Karten neueren Datums sind erhältlich unter www.aavso.org/observers (weiter mit VSP)
Zum Schätzen der Helligkeit und Aufnahme einer Lichtkurve:
Man nimmt die Sterne a bis g, die in ihrer Helligkeit über und unter der von Mira liegen.
Beta Ceti 2.04 mag
Alpha Ceti 2.54
Gamma Ceti 3.47
Theta Ceti 3.60
Zeta Ceti 3.74
Alpha Piscium 3.82
Delta Ceti 4.08
My Ceti 4.26
Lambda Ceti 4.71
