SPEKTROGRAPHIE

Spektralklasse M: Mira-Sterne

Mira-Sterne sind benannt nach ihrem bekanntesten Vertreter, Omikron Ceti (auch Mira, der «Wundersame Stern») im Sternbild Walfisch. Es handelt sich hauptsächlich um pulsierende Riesen der Spektralklasse M, vereinzelt auch K. Sie verbrennen gleichzeitig Wasserstoff und Helium. Dies führt zu einem Pulsieren. Deshalb variiert die Leuchtstärke dieser Sterne um mehrere Grössenklassen. Mira Ceti ist im Maximum 3mag hell und kann von Auge am Nachthimmel gesehen werden. Im Minimum ist sie hingegen 10mag schwach, so dass sie dann nur teleskopisch beobachtbar ist. Im Maximum ist Mira über 600 Mal heller als im Minimum!

Die Periode von Mira-Sternen liegt zwischen 80 Tagen und 3 Jahren bei den kühlsten. Spektren der Mira-Sterne zeigen nebst vielen Molekülbanden auch Wasserstoff-Emissionslinien. H-alpha, die rote Wasserstofflinie der Balmerserie, ist allerdings eher unauffällig, da sie von einer Titanoxid-Molekülbande absorbiert wird. Die Emissionslinien entstehen in einer leuchtenden Gashülle, welche den Stern umgibt. Diese wird durch das Pulsieren und einen damit zusammenhängenden Materialverlust gebildet.