Veränderliche Sterne

Mira (ο Ceti) 2010

Mira (ο Ceti) war der erste Stern, bei dem festgestellt wurde, dass er nicht mit konstanter Helligkeit am Himmel leuchtet. Diese Entdeckung machte der friesische Pfarrer und Amateurastronom David Fabricius schon Ende des 16. Jahrhunderts. 1639 wurde dann erkannt, dass dieser Stern seine Helligkeit mehr oder weniger periodisch ändert. Aufgrund dieses Verhaltens gab Johannes Hevelius in Danzig dem Stern das Attribut "wunderbar" - mira stella, der wunderbare Stern. Seitem kennen wir ο Ceti nur mehr als Mira.

Mira ändert ihre Helligkeit in einem Bereich von typischerweise 3 bis 9 mag (mit Aussreissern nach oben und unten, extrem 2 bis 10 mag) mit einer Periode von im Schnitt 330 Tagen. Dabei ist der Helligkeitsanstieg vom Minimum zum Maximum steil, der Helligkeitsabfall vom Maximum zum Minimum hingegen flacher.

Derzeit fallen die Maxima von Mira, in denen sie mit freiem Auge zu sehen ist, günstig in den Herbst. Im Jahr 2010 wird das Maximum nach dem 20. Oktober erwartet, 2011 nach dem 20. September. Das an sich unauffällige Sternbild Walfisch ist in diesen beiden Jahren dank der Nähe des hellen Planeten Jupiter sehr gut aufzufinden. Ende Oktober 2010 steht es zu Mitternacht im Südsüdosten, Ende September 2011 zu Mitternacht im Südosten.

Aufsuchkarte für Mira Ceti mit der scheinbaren Bahn von Jupiter in den Jahren 2010 und 2011

In den Jahren nach 2011 verlagert sich das Maximum von Mira, der Periode entsprechend, von Jahr zu Jahr um einen Monat nach vorne und wird daher immer ungünstiger zu beobachten: Ende August 2012, Walfisch geht zu Mitternacht im Osten erst auf, Sichtbarkeit also nach Mitternacht. Ende Juli 2013, Walfisch erst am Morgenhimmel zu beobachten. Ende Juni 2014, Walfisch geht in der Morgendämmerung auf. Die Maxima 2015 bis 2017 sind praktisch unbeobachtbar. Ab 2018 sind die Maxima von Mira dann wieder beobachtbar, zunächst am Abendhimmel.

Was ist Mira?

Mira ist der Hauptvertreter der nach ihr benannten Mira-Sterne. Bei dieser Klasse langperiodisch veränderlicher Sterne handelt es sich um Rote Riesensterne mit Perioden von 80 bis 1000 Tagen. Die Ursache für die Helligkeitsänderung bei diesen Sternen ist eine Pulsation der sehr dünnen äßeren Hüllen des Sterns, mit der auch ein erheblicher Massenverlust einher geht. Mira ist von uns ca. 400 Lichtjahre entfernt. Ihre Leuchtkraft entspricht im Minimum jener unserer Sonne, im Maximum aber das 700- bis 1500-fache. Mira ist 700 Mal so gross wie die Sonne und besitzt somit einen scheinbaren Durchmesser von 60 Millibogensekunden - genug, um vom Hubble Space Teleskope als Scheibchen abgebildet zu werden.

Aufnahmen von Mira mit dem Hubble Space Telescope ©STScI

Der enorme Massenverlust von Mira wurde 2007 auf einer Aufnahme des Weltraumobservatoriums GALEX (Galaxy Evolution Explorer) im ultravioletten Licht nachgewiesen. Bei ihrer Bewegung durch die Milchstraße hinterlässt Mira einen kometenartigen Schweif von Materie!

Der Materieschweif von Mira © NASA, JPL-Caltech, GALEX, C. Martin (Caltech), M. Seibert(OCIW)

Was kann ich an Mira beobachten?

Den Helligkeitsverlauf! Durch regelmäßiges Vergleichen der scheinbaren Helligkeit von Mira lässt sich der Helligkeitsverlauf in Form einer Lichtkurve darstellen. Die American Association of Variable Star Observers (AAVSO) gibt spezielle Aufsuchkarten heraus, in denen die scheinbaren Helligkeiten der Vergleichssterne ausgewiesen sind:

Die AAVSO sammelt auch die Helligkeitsmessungen und gibt eine bereinigte Lichtkurver heraus:

Wichtige Links

Ein Beobachtungstipp der WAA
Wir möchten Sie ermuntern, Mira selbst zu beobachten. Es gibt für jedes Instrument das passende Beobachtungsprogramm. Wenn Sie Anleitungen oder Hilfestellungen dazu benötigen, dann sind Sie bei unseren gemeinsamen Beobachtungen herzlich willkommen. Bitte schauen Sie regelmäßig auf unsere Homepage oder kontaktieren Sie unsere Hotline 0664/256-1221 bezüglich eines Termins. Achtung, aufgrund der in unserer Region stets unsicheren Wetterlage können wir diese Termine meist erst am Tag der Beobachtung festlegen.

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