	Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne e.V. (BAV) Sektion Mirasterne Sektionsleiter:
Zur BAV-Startseite Sektion Mirasterne Sektion Mira-Sterne Aktuelle Helligkeiten Vorhersagen Maxima und Minima Lichtkurvenbeispiele R And T Cas Omi Cet = Mira Chi Cyg T Her Impressum Werner Braune, Munsterdamm 90, 12169 Berlin	Mira - Omicron Ceti - Omi Cet Mira - einfach "wunderbar" Mira ist der Prototyp einer Sternklasse, den sogenannten Mira-Sternen. Er war auch der erste Veränderliche, der je entdeckt wurde. 1596 hielt Fabricius (David Fabricus) ihn noch für eine Nova, Beyer hielt ihn 1603 für konstant und benannte den Stern "omicron" in seinem bekannten Atlas. Erst Jahre später erkannte man sein regelmäßiges (jährliches) "Verschwinden" und "Wiederauftauchen" und nannte ihn Mira (der "Wunderbare"). Seit 1638 wurden alle Maxima erfaßt. In der Tat schwankt Mira innerhalb von 331 Tagen zwischen 9.5 und 3 mag, selten wird er auch einmal heller (durchaus 2 mag oder wie einmalig 1779 so hell wie Aldebaran). Er kann somit auch durch kleine Teleskope im gesamten Lichtwechsel verfolgt werden. Wie alle Mira-Sterne unterliegen Periode und Amplitude des Lichtwechsels Schwankungen, so daß kein Jahr dem anderen gleicht. Mirasterne haben ungefähr eine Sonnenmasse, sind schon ältere Sterne (Rote Riesen) und pulsieren in langen Zeitbereichen mit hoher Amplitude. Zugleich ist Mira ein Mehrfachsystem, bei dessen Begleiter unlängst eine Staubscheibe mit fraglicher Planetenentstehung entdeckt worden sein soll. Also alles sehr interessant. Zur Zeit hat Mira eine Helligkeit von 3.3 mag visuell und sollte Anfang März ein Maximum zeigen. Da er jetzt schon recht hell ist, könnte er im März dann eines seiner seltenen 2 mag - Maxima bieten. Schade nur, daß er seine Sichtbarkeitsperiode fast abgeschlossen hat, man findet ihn (jetzt noch leicht) am Südwesthorizont nach Dunkelheit. Viel Spaß beim Beobachten wünscht die BAV (Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne) Beobachtungen der BAV (rot) und aus dem VSNET (schwarz). Mira-Sterne Mira ist einer der berühmtesten langperiodischen Veränderlichen und Namensgeber einer ganzen Sternklasse. Dabei handelt es sich um rote Riesensterne mit charakteristischen Emissionslinienspektren. Die visuellen Amplituden liegen zwischen 2.5 und 11 Größenklassen, die Amplituden im Infrarot sind nicht so groß. Ein Spektrum des Sterns während des Maximums im Juli/August 2002 stammt von Doug West (USA) und liegt unter der folgenden Adresse: http://hometown.aol.com/dwest61506/page76.html Daten Entdeckung: 13.08.1596 von D.Fabricius, Veränderlichkeit 1638 von Holwarda nachgewiesen Mittleres Maximum: 3.0mag, mittleres Minimum 10.1mag Mittlere Periode: 331.6 Tage Doppelstern mit VZ Cet (9.5 bis 12mag), Abstand 0.6 Bogensekunden = 0.00017 Grad, Umlaufzeit 1800 Jahre Montage der Veränderlichkeit Mirasterne mit ihren großen Helligkeitsunterschieden im Minimum und Maximum zu beobachten und den visuellen Eindruck, die Zeichnung oder die Aufnahme zu vergleichen, ist interessant und läßt einen gelegentlich erstaunen: zu groß sind die Unterschiede. So auch bei Mira, dem Prototyp der Mira-Veränderlichen, der im Sommer 2002 im Dunst am E-Himmel mit bloßem Auge gut zu sehen war und jetzt scheinbar verschwunden ist. Die Montage enthält vier Einzelbilder, die alle im Jahre 2002 entstanden, aufgenommen mit 50 mm-Kleinbildobjektiv (1), 135mm-Zoom-Objektiv in Stellung 50mm (2) sowie 135mm-Zoom in 135mm-Stellung (3), (4). (2) bis (4) stammen aus der Nacht vom 08.12.2002. In allen Fällen befand sich die CCD-Kamera huckepack auf einem azimutal montierten Teleskop ohne Nachführung. Es ist ohne weiteres möglich, solche Montagen oder "Min-Max-Bildfolgen" auch mit anderen Mirasternen nachzuvollziehen. Welche Sterne sich hierfür besonders eignen, lassen sich beim Sektionsleiter erfragen. Bilder, Animation und Text zu den Montagen von Hans-Günter Diederich Aufsuch- und Vergleichssternkarte Die folgende Aufsuch- und Vergleichssternkarten stammt von der AAVSO. Helligkeitsschätzungen schicken Sie bitte an die BAV Zentrale. Die Grafik läßt sich durch Anklicken in Originalgröße öffnen und drucken.

Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne e.V. (BAV)

Sektion Mirasterne

Sektionsleiter:

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Sektion Mirasterne

Impressum

Werner Braune,
Munsterdamm 90,
12169 Berlin

Mira - Omicron Ceti - Omi Cet

Mira - einfach "wunderbar"

Mira ist der Prototyp einer Sternklasse, den sogenannten Mira-Sternen. Er war auch der erste Veränderliche, der je entdeckt wurde. 1596 hielt Fabricius (David Fabricus) ihn noch für eine Nova, Beyer hielt ihn 1603 für konstant und benannte den Stern "omicron" in seinem bekannten Atlas. Erst Jahre später erkannte man sein regelmäßiges (jährliches) "Verschwinden" und "Wiederauftauchen" und nannte ihn Mira (der "Wunderbare"). Seit 1638 wurden alle Maxima erfaßt.

In der Tat schwankt Mira innerhalb von 331 Tagen zwischen 9.5 und 3 mag, selten wird er auch einmal heller (durchaus 2 mag oder wie einmalig 1779 so hell wie Aldebaran). Er kann somit auch durch kleine Teleskope im gesamten Lichtwechsel verfolgt werden. Wie alle Mira-Sterne unterliegen Periode und Amplitude des Lichtwechsels Schwankungen, so daß kein Jahr dem anderen gleicht.

Mirasterne haben ungefähr eine Sonnenmasse, sind schon ältere Sterne (Rote Riesen) und pulsieren in langen Zeitbereichen mit hoher Amplitude. Zugleich ist Mira ein Mehrfachsystem, bei dessen Begleiter unlängst eine Staubscheibe mit fraglicher Planetenentstehung entdeckt worden sein soll. Also alles sehr interessant.

Zur Zeit hat Mira eine Helligkeit von 3.3 mag visuell und sollte Anfang März ein Maximum zeigen. Da er jetzt schon recht hell ist, könnte er im März dann eines seiner seltenen 2 mag - Maxima bieten. Schade nur, daß er seine Sichtbarkeitsperiode fast abgeschlossen hat, man findet ihn (jetzt noch leicht) am Südwesthorizont nach Dunkelheit.

Viel Spaß beim Beobachten wünscht die BAV (Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne)

Beobachtungen der BAV (rot) und aus dem VSNET (schwarz).

Mira-Sterne

Mira ist einer der berühmtesten langperiodischen Veränderlichen und Namensgeber einer ganzen Sternklasse. Dabei handelt es sich um rote Riesensterne mit charakteristischen Emissionslinienspektren. Die visuellen Amplituden liegen zwischen 2.5 und 11 Größenklassen, die Amplituden im Infrarot sind nicht so groß.

Ein Spektrum des Sterns während des Maximums im Juli/August 2002 stammt von Doug West (USA) und liegt unter der folgenden Adresse: http://hometown.aol.com/dwest61506/page76.html

Daten

Entdeckung: 13.08.1596 von D.Fabricius, Veränderlichkeit 1638 von Holwarda nachgewiesen
Mittleres Maximum: 3.0mag, mittleres Minimum 10.1mag
Mittlere Periode: 331.6 Tage
Doppelstern mit VZ Cet (9.5 bis 12mag), Abstand 0.6 Bogensekunden = 0.00017 Grad, Umlaufzeit 1800 Jahre

Montage der Veränderlichkeit

Mirasterne mit ihren großen Helligkeitsunterschieden im Minimum und Maximum zu beobachten und den visuellen Eindruck, die Zeichnung oder die Aufnahme zu vergleichen, ist interessant und läßt einen gelegentlich erstaunen: zu groß sind die Unterschiede. So auch bei Mira, dem Prototyp der Mira-Veränderlichen, der im Sommer 2002 im Dunst am E-Himmel mit bloßem Auge gut zu sehen war und jetzt scheinbar verschwunden ist.

Die Montage enthält vier Einzelbilder, die alle im Jahre 2002 entstanden, aufgenommen mit 50 mm-Kleinbildobjektiv (1), 135mm-Zoom-Objektiv in Stellung 50mm (2) sowie 135mm-Zoom in 135mm-Stellung (3), (4). (2) bis (4) stammen aus der Nacht vom 08.12.2002. In allen Fällen befand sich die CCD-Kamera huckepack auf einem azimutal montierten Teleskop ohne Nachführung. Es ist ohne weiteres möglich, solche Montagen oder "Min-Max-Bildfolgen" auch mit anderen Mirasternen nachzuvollziehen. Welche Sterne sich hierfür besonders eignen, lassen sich beim Sektionsleiter erfragen.

Bilder, Animation und Text zu den Montagen von Hans-Günter Diederich

Aufsuch- und Vergleichssternkarte

Die folgende Aufsuch- und Vergleichssternkarten stammt von der AAVSO. Helligkeitsschätzungen schicken Sie bitte an die BAV Zentrale. Die Grafik läßt sich durch Anklicken in Originalgröße öffnen und drucken.