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Sterne

Mira

Mira ist der Namensgeber einer Klasse stark pulsierender Roter Riesen. Seine Helligkeit verändert sich in ungefähr elf Monaten. Zum System gehört außerdem ein materialaufnehmender Weißer Zwerg; weit außerhalb der Sterne zieht ein riesiger, im Ultravioletten sichtbarer Gasschweif ihre Spur durch das All nach.

Wie hängen Miras Pulsation, sein flackernder Begleiter und der lange Gasschweif zusammen?

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Freie Visualisierung einer langen, schwachen blauen Gasnachlaufspur mit kleinem Sternpunkt am rechten Kopf und einer bogenförmigen Stoßfront davor.
KI-Illustration der großräumigen Windspur von Mira nach der recherchierten GALEX-Struktur. Das Doppelsternsystem ist hier nur ein Lichtpunkt; seine Einzelsterne sind nicht aufgelöst. Die farbige Gasdarstellung macht eine im Ultravioletten sichtbare Struktur anschaulich und entspricht keinem Anblick mit bloßem Auge.

Zur Orientierung

Systemaufbau
Pulsierender Roter Riese und Weißer ZwergMira A verliert Windmaterial, von dem der Begleiter Mira B einen Teil aufnimmt.The Astrophysical Journal 723, 1188 / arXiv Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / arXiv
Entfernung zur Erde
Größenordnung 100 Parsec, etwa 330 LichtjahreDie Entfernung bleibt unsicher; die Analyse von 2026 verwendet 100 Parsec als Annahme.Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / arXiv
Helligkeitszyklus von Mira A
Ungefähr 332 TageKeine Umlaufzeit des weit entfernten Begleiters.AAVSO Astronomy & Astrophysics 590, A127 / arXiv
Schwankung im sichtbaren Licht
Mehrere MagnitudenMira kann mit bloßem Auge sichtbar sein und in einem anderen Teil des Zyklus unsichtbar werden.AAVSO Astronomy & Astrophysics 590, A127 / arXiv
Oberflächentemperatur von Mira A
Ungefähr 3.000 KelvinGrobe Orientierung für den kühlen Roten Riesen; der Zustand verändert sich im Pulsationszyklus.NASA/JPL-Caltech/POSS-II/DSS Astronomy & Astrophysics 590, A127 / arXiv
Moleküle in der ausgedehnten Atmosphäre
Unter anderem SiO und H₂OALMA untersuchte Siliciummonoxid und gasförmiges Wasser anhand ihrer Spektrallinien.Astronomy & Astrophysics 590, A127 / arXiv
Schnelles Flackern beim Begleiter
Minuten bis StundenEs wird mit der Materialaufnahme durch Mira B verbunden.The Astrophysical Journal 723, 1188 / arXiv Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / arXiv
Ausdehnung der großen UV-Struktur
Etwa zwei Grad am HimmelEine weit ausgedehnte Windspur mit Bugstoßfront; das zentrale Doppelsternsystem bleibt auf dieser Skala unaufgelöst.Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / arXiv NASA/JPL-Caltech/POSS-II/DSS

Die langsame Helligkeitsänderung entsteht im Roten Riesen

Mira A ist ein stark pulsierender Stern in einer späten Entwicklungsphase, dem asymptotischen Riesenast. Seine äußeren Schichten dehnen sich aus und ziehen sich zusammen. Mit der Temperatur verändert sich auch, wie gut Moleküle sichtbares Licht hindurchlassen.

Beides trägt zur großen Helligkeitsschwankung bei. Der ungefähr 332-tägige Zyklus ist deshalb kein regelmäßiges Verdecken durch den Begleiter. Auch die Stärke einzelner Maxima und Minima bleibt veränderlich.

AAVSO Astronomy & Astrophysics 590, A127 / arXiv

Die Atmosphäre bewegt sich in mehreren Schichten

ALMA löste 2014 die ausgedehnte Atmosphäre in Millimeterstrahlung auf. Eine 2016 veröffentlichte Analyse von Siliciummonoxid- und Wasserlinien fand für diese Beobachtungsphase überwiegend einfallendes Gas und eine Stoßfront nahe der Radio-Photosphäre.

Das zeigt, wie viel komplizierter die Umgebung als eine gleichmäßig nach außen strömende Hülle ist. Außerdem entsteht Strahlung verschiedener Wellenlängen in unterschiedlichen Schichten. Ein gemessener Sternradius braucht deshalb immer den passenden Beobachtungskontext.

Astronomy & Astrophysics 590, A127 / arXiv

Das schnelle Flackern verrät die Materialaufnahme durch Mira B

Ein Teil des Windes gelangt zum Weißen Zwerg Mira B. Sein schnelles, unregelmäßiges Flackern lässt sich besonders gut untersuchen, wenn der Rote Riese nahe seinem Helligkeitsminimum steht. Dieses Verhalten stützte bereits 2010 die Einordnung des Begleiters als Weißen Zwerg.

Eine Studie von 2026 wertet Beobachtungen aus August bis Oktober 2025 aus. Je nach Modell der Windaufnahme ergibt sie etwa 0,42 oder 0,24 Sonnenmassen für B. Die kleinere Masse setzt eine besonders effiziente, gerichtete Windübertragung voraus. Diese Zahlen sind modellabhängige Schätzungen, keine präzise dynamische Wägung aus einer vollständig vermessenen Bahn.

The Astrophysical Journal 723, 1188 / arXiv Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / arXiv

Die riesige Windspur gehört zu einer ganz anderen Größenskala

Weiter draußen trifft der abgegebene Wind auf das Gas zwischen den Sternen. Weil Mira sich durch diese Umgebung bewegt, entstehen eine Bugstoßfront und eine lange Nachlaufspur.

GALEX machte die Struktur im Ultravioletten sichtbar. Auf der sichtbaren Vergleichsaufnahme fehlt der Schweif. Die Spur sammelt die Auswirkungen des Massenverlusts über lange Zeiträume; sie ist nicht die Momentaufnahme eines einzelnen 332-tägigen Pulsationszyklus. Der gleiche Stern lässt sich so über seine Atmosphäre, die Wechselwirkung mit seinem Begleiter und seine Bewegung durch die Milchstraße untersuchen.

NASA/JPL-Caltech/POSS-II/DSS Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / arXiv

Eine Frage führt zur nächsten.

Quellen und Bildnachweis

Redaktioneller Quellenstand: 2026-11-13

KI-Illustration der großräumigen Windspur von Mira nach der recherchierten GALEX-Struktur. Das Doppelsternsystem ist hier nur ein Lichtpunkt; seine Einzelsterne sind nicht aufgelöst. Die farbige Gasdarstellung macht eine im Ultravioletten sichtbare Struktur anschaulich und entspricht keinem Anblick mit bloßem Auge. Die Darstellung dient der Veranschaulichung; wissenschaftliche Aussagen beruhen auf den verlinkten Quellen.