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Die '''Mira-Sterne''' sind langperiodische (80 bis 1000 Tage) [[Pulsationsveränderlicher Stern|pulsationsveränderliche Sterne]] mit großen Amplituden und [[Spektralklasse#Einteilung|späten]] [[Lichtspektrum|Spektren]]. Sie sind nach ihrem Prototyp [[Mira (Stern)|Mira]] im [[Sternbild]] [[Walfisch (Sternbild)|Walfisch]] ([[Latein|lat]]. ''cetus'') benannt.

== Definition ==
Mira-Sterne sind langperiodische [[Roter Riese|rote Riesen]] mit Emissionslinien und späten Spektren mit den [[Spektralklasse]]n Me, Se oder Ce. Die [[Amplitude]] des [[Lichtkurve|Lichtwechsels]] beträgt zwischen 2,5 und 11 [[Scheinbare Helligkeit|mag]]. Dies entspricht einer Helligkeitsänderung im Visuellen zwischen dem Faktor 10 und 25000, während die [[bolometrische Helligkeit]] nur um den Faktor 2 bis 3 schwankt. Sie zeigen eine ausgeprägte Periodizität mit Perioden zwischen 80 und 1000 Tagen. Die Amplituden im [[Infrarot]]en sind geringer als im Visuellen und bleiben meist unterhalb von 2,5 mag.

Da die Helligkeitsschwankungen zu einem großen Teil auf der Änderung der [[Opazität]] von Molekülen wie dem Titanoxid beruht und die Häufigkeit der Moleküle vom Spektraltyp abhängig ist, werden Sterne mit ähnlichen physikalischen Eigenschaften in Abhängigkeit von ihrer chemischen Zusammensetzung sowohl den Mira-Sternen als auch den [[Halbregelmäßig veränderlicher Stern|halbregelmäßig veränderlichen Sternen]] zugerechnet. Deshalb werden alle veränderlichen Roten Riesen mit Perioden von mehr als 50 Tagen der Gruppe der langperiodischen Sterne zugerechnet, was sowohl die Mira-Sterne, die halbregelmäßigen als auch die [[Langsam unregelmäßig veränderlicher Stern|unregelmäßig veränderlichen Sterne]] umfasst.<ref>{{Literatur |Autor=Lee Anne Willson, Massimo Marengo |Titel=Miras |Sammelwerk=The Journal of the American Association of Variable Star Observers |Band=40 |Nummer=1 |Datum=2012 |Seiten=516 |arxiv=1207.4094}}</ref>

== Spektrum ==
Die meisten Mira-Sterne gehören zur Spektralklasse M mit Titanoxid-Banden. Nur ein geringer Teil gehört zu den [[Kohlenstoffstern]]en C (mit Absorptionsbanden der Moleküle CN und C<sub>2</sub>)<ref>{{Literatur |Autor=C. Barnbaum, R. P. S. Stone, P. C. Keenan |Titel=A Moderate-Resolution Spectral Atlas of Carbon Stars: R, J, N, CH, and Barium Stars |Sammelwerk=Astrophysical Journal Supplement |Band=105 |Datum=1996 |Seiten=419 |bibcode=1996ApJS..105..419B}}</ref> oder der Spektralklasse S mit ausgeprägten Zirkonoxid-Banden. Die Einteilung nach der Spektralklasse ist ein Ergebnis des relativen Anteils von Sauerstoff zu Kohlenstoff. Ist weniger Sauerstoff als Kohlenstoff vorhanden, so wird aller Sauerstoff im Kohlenmonoxid (CO) gebunden und der Überschuss an Kohlenstoff zeigt sich in den CN- und C<sub>2</sub>-Molekülbanden der C-Sterne. Ist mehr Sauerstoff als Kohlenstoff in der Atmosphäre vorhanden, so wird der gesamte Kohlenstoff in dem im Optischen nicht nachweisbaren CO gebunden und der verbleibende Sauerstoff bildet Titanoxid. Bei den S-Sternen liegt ein annähernd gleiches Verhältnis von Sauerstoff zu Kohlenstoff vor, sodass andere Molekülbanden im Spektrum erscheinen (ZrO, LaO).

Unabhängig von der Spektralklasse werden bei Mira-Sternen die [[Wasserstofflinie]]n und gelegentlich auch die Spektrallinien anderer [[Chemisches Element|Elemente]] in [[Spontane Emission|Emission]] beobachtet. Die Emission wird durch [[Schockwelle]]n verursacht, die durch die ausgedehnte Atmosphäre des Roten Riesen laufen.

Der Nachweis von Lithium in den Atmosphären von Mira- und anderen AGB-Sternen war lange Zeit ein Rätsel. Lithium wird bereits bei Temperaturen von 3.000.000 K unterhalb des [[Wasserstoffbrennen]]s durch [[thermonukleare Reaktion]]en zerstört. Da der Stern während dieser [[T-Tauri-Stern|T-Tauri-Phase]] noch voll konvektiv war, sollte alles Lithium umgewandelt worden sein. Der Lithium-Anteil scheint mit der Pulsationsperiode und damit dem Alter anzusteigen. Dies wird als Folge eines ''Hot Bottom Burning'' interpretiert. Die [[Konvektion]]szone reicht in die Schale mit Wasserstoffbrennen und transportiert frisch synthetisiertes Lithium an die Oberfläche.<ref>{{Literatur |Autor=S. Uttenthaler, T. Lebzelter, M. Busso, S. Palmerini, B. Aringer, M. Schultheis |Titel=Lithium destruction and production observed in red giant stars |Sammelwerk=Memorie della Societa Astronomica Italiana Supplement |Band=22 |Datum=2012 |Seiten=56 |arxiv=1206.2759v1}}</ref>

== Lichtkurven ==
Die [[Lichtkurve]]n der Mira-Sterne sind in erster Näherung sinusförmig. Im Gegensatz zu den [[Cepheiden]] sind die Lichtkurven selbst veränderlich und ein Zyklus unterscheidet sich stets vom vorangehenden. Im Anstieg zum Maximum können bei einigen Mira-Sternen Einsenkungen auftreten, die wie bei den Cepheiden wohl auf eine 2:1 [[Resonanz]] zwischen der [[Grundschwingung]] und der ersten [[Harmonische|Oberschwingung]] beruhen. Zwischen Form der mittleren Lichtkurve und stellaren Parametern gibt es nur einen schwachen Zusammenhang.<ref>{{Literatur |Autor=T. Lebzelter |Titel=The shapes of light curves of Mira-type variables |Sammelwerk=Astronomische Nachrichten |Band=332 |Nummer=2 |Datum=2011 |Seiten=140–146 |arxiv=1010.2672}}</ref>

Daneben zeigen einige Mira-Sterne zufällig verteilte Helligkeitseinbrüche überlagert dem normalen Lichtwechsel. Dies wird mit einer Absorption durch Staubteilchen in der Hülle der Roten Riesen in Verbindung gebracht.

== Ursache des Lichtwechsels ==
Wie die Cepheiden sind Mira-Sterne [[Pulsationsveränderlicher Stern|pulsationsveränderliche Sterne]]. Ihr Pulsationsmechanismus beruht ebenfalls auf dem [[Kappa-Mechanismus]], wobei die temporäre Energiespeicherung im Gegensatz zu den Cepheiden nicht auf der [[Ionisation]] des [[Helium]]s, sondern der des [[Wasserstoff]]s beruht. Aufgrund des Aufbaus der Atmosphäre von Roten Riesen fehlt eine scharfe Übergangsschicht wie bei der [[Sonne]] (Stichwort [[Photosphäre]]), an der die [[Dichtewelle]]n reflektiert werden. Die Dichtewellen laufen daher als [[Schockwelle]]n durch die [[Sternatmosphäre]] mit Geschwindigkeiten von bis zu 10 km/s. Aufgrund der Ausdehnung der Sternatmosphäre brauchen die Schockwellen zwischen etwa hundert und einigen hundert Tagen um sie zu durchlaufen. Die visuellen Helligkeitsschwankungen werden durch drei Effekte verstärkt:
* [[Stefan-Boltzmann-Gesetz]]: Die gesamte Strahlungsmenge nimmt mit der vierten Potenz der Temperatur zu.
* [[Wiensches Verschiebungsgesetz]]: Bei geringeren Temperaturen wird ein Großteil der Strahlung im Infraroten (unsichtbar) und im Roten (beim skotopischen Sehen ist das Auge dort sehr unempfindlich) abgestrahlt. Der Umrechnungsfaktor Candela/Watt nimmt sehr geringe Werte an.
* Bei abnehmender Temperatur kondensieren Moleküle (z.&nbsp;B. Titanoxid) in der äußeren Atmosphäre und absorbieren Strahlung bestimmter Wellenlängen.
Mira-Sterne pulsieren in der [[Grundschwingung]], der allerdings Oberschwingungen überlagert sein können. Während die Pulsationen im Sterninneren nach theoretischen Modellen sehr regelmäßig ablaufen, wird die Veränderlichkeit der Lichtkurve durch [[Konvektion]]sströmungen und nicht-radiale Schwingungen in der ausgedehnten Atmosphäre hervorgerufen. Andere [[AGB-Stern]]e, die [[Halbregelmäßig veränderlicher Stern|halbregelmäßig veränderlichen Sterne]], pulsieren in der ersten oder zweiten Oberschwingung. Für diese gilt eine andere [[Perioden-Leuchtkraft-Beziehung]] als oben angegeben.

Die Schwingungen in den äußeren Schichten der Atmosphäre von [[Kohlenstoffstern]]en kann Material beschleunigen, welches in einiger Entfernung von dem Stern zu einer Wolke aus Ruß kondensiert. Dies kann zu tiefen Minima bei einigen Mirasternen und den verwandten [[Halbregelmäßig veränderlicher Stern|Halbregelmäßigen]] mit einem hohen Kohlenstoffgehalt führen aufgrund der [[Absorption (Physik)|Absorption]] von Licht durch die Staubteilchen. [[Interferometrie|Interferometrische Beobachtungen]] unterstützen die Annahme eines asymmetrischen Auswurfs von Materie. Die Ursache der Asymmetrie ist nicht bekannt.<ref>{{Literatur |Autor=C. Paladini, S. Sacuto, D. Klotz, K. Ohnaka, M. Wittkowski, W. Nowotny, A. Jorissen, J. Hron |Titel=Detection of an asymmetry in the envelope of the carbon Mira R Fornacis using VLTI/MIDI |Sammelwerk=Astronomy&Astrophysics |Band=544 |Datum=2012 |Seiten=1–6 |arxiv=1207.3910 |DOI=10.1051/0004-6361/201219831}}</ref>

== Sternwind ==
Die Schockwellen transportieren Materie in die äußere Atmosphäre des Roten Riesen. Dort findet eine [[Kondensation]] zu [[Staub]]teilchen statt, die über den [[Strahlungsdruck]] einen zusätzlichen [[Impuls]] erhalten. Dies führt zu einer [[Massenverlustrate]] von bis zu 10<sup>−8</sup> bis 10<sup>−4</sup> Sonnenmassen pro Jahr. Der Staub konnte als Silikat, Siliciumcarbid und Kohlenstoffstaub im Infraroten nachgewiesen werden. Die Staubteilchen absorbieren Strahlung im optischen und nahen Infrarotbereich und strahlen sie im mittleren und fernen Infrarot wieder ab. Mira-Sterne sind eine bedeutende Quellen von schweren Elementen, die in den [[Interstellarer Raum|interstellaren Raum]] für nachfolgende Sterngenerationen abgegeben werden.

== Entwicklung ==
Mira-Sterne sind Sterne mittlerer Masse zwischen ca. 0,8 bis 3 Sonnenmassen auf dem [[AGB-Stern|Asymptotischen Riesenast]]. Sie haben einen dichten Kern aus [[Kohlenstoff]] über dem eine [[Drei-Alpha-Prozess|Helium-brennende]] Schicht liegt. Darüber befindet sich wiederum eine dünne wasserstoffreiche Schicht, in der nur zeitweilig ein [[Wasserstoffbrennen]] abläuft. Es handelt sich um die größten, kühlsten und leuchtkräftigsten Roten Riesen mit einem Alter zwischen 3 und 10 Milliarden Jahren. Das Mira-Stadium selbst ist mit einer Dauer von einigen hunderttausend Jahren recht kurzlebig.
Als Vorgänger der Mira-Sterne werden Rote Riesen mit geringerem Lichtwechsel als [[Halbregelmäßig veränderlicher Stern|halbregelmäßige Veränderliche]] angesehen. Als Nachfolger gelten die Kerne Protoplanetarischer Nebel oder [[AGB-Stern#Post-AGB-Entwicklung|Nach-AGB-Sterne]]. Bei diesen ist die Pulsation beendet und der Stern bewegt sich nach links im [[Hertzsprung-Russell-Diagramm]] zu höheren Temperaturen.

Nah verwandt mit den Mira-Sternen sind die [[OH/IR-Stern]]e, die vollständig in Staubhüllen verborgen sind und einen noch höheren Massenverlust durch [[Sternwind]] zeigen. Die typische [[Maser]]-[[Strahlung]] von OH/IR-Sternen konnte auch bei einigen Mira-Sternen nachgewiesen werden.

== Perioden ==
Die Zykluslänge der Mira-Sterne beträgt zwischen 80 und bis zu 1000 Tagen. Dabei ist die [[Periode (Physik)|Periodenlänge]] umgekehrt proportional zur [[Oberflächentemperatur]], das heißt sie nimmt mit abnehmender Temperatur zu. Die beobachteten Periodenänderungen sind meist rein statistischer Natur aufgrund der veränderlichen Form der Lichtkurve. Diese Variationen betragen bis zu 5 Prozent der Zykluslänge. Nur wenige Mira-Sterne (z.B. R Aql, T UMi, R Hya, BH Cru und W Dra) zeigen echte Periodenänderungen, die auf Radiusänderungen nach einem [[Helium-Blitz|Heliumflash]] zurückgeführt werden. Bei so einem thermischen Puls werden durch den [[s-Prozess]] [[Technetium]] und andere schwere Elemente produziert, die aber nicht bei allen der aufgeführten Mira-Sterne nachgewiesen werden konnten.<ref>{{Literatur |Autor=S. Uttenthaler, K. van Stiphout, K. Voet, H. van Winckel, S. van Eck u. a. |Titel=The evolutionary state of Miras with changing pulsation periods |Sammelwerk=[[Astronomy and Astrophysics]] |Band=531 |Datum=2011 |Seiten=88–98 |arxiv=1105.2198 |DOI=10.1051/0004-6361/201116463}}</ref> Alternative Modelle beschreiben die Periodenänderungen bei den langperiodischen Veränderlichen als die Folge eines Wechsels des [[Schwingungsmode]] oder einer [[Chaosforschung|chaotischen]] Wechselwirkung zwischen der molekularen [[Opazität]] und der Schwingungsamplitude.

Die Periode des Lichtwechsels ist in erster Näherung nur abhängig vom Radius und der Temperatur des Sterns. Dementsprechend kann auch eine [[Perioden-Leuchtkraft-Beziehung]] wie bei den Cepheiden abgeleitet werden. Für das K-Band im Infraroten gilt:
''M''&nbsp;≈&nbsp;1,0&nbsp;−&nbsp;3,5&nbsp;log&nbsp;''P''
(''M'': mittlere absolute Helligkeit; ''P'': Periodendauer in Tagen).

== Perioden-Leuchtkraft-Beziehung ==
Mira-Sterne unterliegen im Infraroten einer [[Perioden-Leuchtkraft-Beziehung]]. Sie werden meistens im K-Band beobachtet, da dort die [[Extinktion (Astronomie)|Extinktion]] durch die zirkumstellare Materie sehr gering ausfällt.
:<math>M(K) = - 3{,}56 \cdot \log(p/\text{Tage}) + 1{,}14</math>
Eine kleine Gruppe von AGB-Sternen höherer Masse im Zustand des [[Hot Bottom Burning]] weicht von dieser Perioden-Leuchtkraft-Beziehung ab. Der Vorteil der Entfernungsbestimmung durch eine Perioden-Leuchtkraft-Beziehung mit Mira-Sternen gegenüber den Cepheiden ist:<ref>{{Literatur |Autor=Patricia A. Whitelock |Titel=Asymptotic Giant Branch Variables as Extragalactic Distance IndicatorsI |Sammelwerk=Proceedings of the International Astronomical Union |Band=289 |Datum=2012 |Seiten=209–216 |arxiv=1210.7307 |DOI=10.1017/S1743921312021400}}</ref>
* Mira-Sterne sind im fernen Infrarot leuchtkräftiger als Cepheiden und können daher über eine größere Distanz beobachtet werden
* Mira-Sternen sind auch in Galaxientypen wie [[Zwerggalaxie]]n zu finden, in denen keine Cepheiden auftreten
* Mira-Sterne können auch in den [[Halo (Astronomie)|Halos]] von [[Spiralgalaxie]]n beobachtet werden. Im Gegensatz zu den Spiralarmen sind diese nicht dicht bevölkert und das Problem der Überlagerung mehrerer Sterne kann vermieden werden.

== siehe auch ==
* [[Veränderlicher Stern]]

== Literatur ==
* {{Literatur |Autor=C. Hoffmeister, G. Richter, W. Wenzel |Titel=Veränderliche Sterne |Auflage=3 |Verlag=J.A. Barth |Ort=Leipzig |Datum=1990 |ISBN=3-335-00224-5}}
* {{Literatur |Autor=J. R. Percy |Titel=Understanding Variable Stars |Verlag=Cambridge University Press |Ort=Cambridge |Datum=2007 |ISBN=978-0-521-23253-1}}
* {{Literatur |Autor=K. Szatmáry, L. L. Kiss, Zs. Bebesi |Titel=The He-shell flash in action: T Ursae Minoris revisited |Sammelwerk=[[Astronomy and Astrophysics]] |Band=398 |Datum=2003 |Seiten=277–284 |DOI=10.1051/0004-6361:20021646}}
* {{Literatur |Autor=S. Uttenthaler, K. van Stiphout, K. Voet, H. van Winckel, S. van Eck u. a. |Titel=The evolutionary state of Miras with changing pulsation periods |Sammelwerk=[[Astronomy and Astrophysics]] |Band=531 |Datum=2011 |Seiten=88–98 |arxiv=1105.2198 |DOI=10.1051/0004-6361/201116463}}
* Patricia A. Whitelock: ''Asymptotic Giant Branch variables in the Galaxy and the Local Group.'' In: ''Variable Stars, the Galactic Halo and Galaxy Formation. Proceedings of an international conference held in Zvenigorod, Russia, 12–16 October 2009.'' Sternberg Astronomical Institute of Moscow University, Moskau 2010, {{arXiv|1201.2997}}.

== Einzelnachweise ==
<references />

{{Normdaten|TYP=s|GND=4277476-7}}

[[Kategorie:Sternklasse der Riesensterne]]
[[Kategorie:Sternklasse der Pulsationsveränderlichen Sterne‎]]
[[Kategorie:Roter Riese]]