Quelltext der Seite Mizar

{{Begriffsklärungshinweis}}
{{Infobox Doppelstern
| Name = Mizar (ζ Ursae Majoris)
| Bild = [[Datei:Thomas Bresson - Mizar+alcor (by).jpg|300px]]
| Bildtext = Mizar A und B (unten links), [[Alkor (Stern)|Alkor]] (oben rechts) und [[Sidus Ludoviciana]] (oben links)
| KarteDir = OL
| KarteX = 498
| KarteY = 1011
| Kartendaten =
| Kartenbreite =
| Kartentext =
| Sternbild = UMa
| Visuell-gesamt = 2,06<ref name="Ducati_2002">Jorge R. Ducati: ''VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system''. In: ''CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues, 2237''. 2002. {{bibcode|2002yCat.2237....0D}}. [http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-ref=VIZ57222ac43fc4&-out.add=.&-source=II/237&Name=HD%20116656 Dazugehöriger Datenbankeintrag auf VizieR].</ref>
| Gr = 2.06
| Planeten =
| Rek = 13/23/55.935
| Dek = +/54/55/24.95
| Size = 1
| Caption = Mizar
| Parallaxe = 39,36 ± 0,30
| LJ = 82,8 ± 0,6
| PC = 25,41 ± 0,19
| Absolut-vis = 0,04
| Absolut-bol =
| Periode = mehrere Jahrtausende
| GroßeHalbachse =
| Exzentrizität =
| Periastron =
| Apastron =
| Bahnneigung =
| ArgumentdesKnotens =
| PeriastronEpoche =
| ArgumentderPeriapsis =
| V-Radial = −7,6 ± 1,0
| V-RA = 121,2 ± 0,5
| V-DE = −22,0 ± 0,5
| V-GES =
| V-DIR =
| Alter =
| Anmerkung =
<!-- Teil 1 -->
| Name1 = A
| Rektaszension1 = {{Rektaszension|13|23|55,54}}
| Deklination1 = {{Deklination|+54|55|31,3}}
| Visuell1 = 2,27<ref name="Hoffleit_1995">Dorrit Hoffleit, Wayne H. Warren Jr.: ''VizieR Online Data Catalog: Bright Star Catalogue, 5th Revised Ed. (Hoffleit+, 1991)''. In: ''VizieR On-line Data Catalog: V/50'' (ursprünglich veröffentlicht in: {{bibcode|1964BS....C......0H}}). 1995. {{bibcode|1995yCat.5050....0H}}. Dazugehöriger Datenbankeintrag ([http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-ref=VIZ57e02c3da85f&-out.add=.&-source=V/50&HR=5054 Mizar A], [http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-ref=VIZ57e02c3da85f&-out.add=.&-source=V/50&HR=5055 Mizar B]) auf [[VizieR]].</ref>
| Spektralklasse1 = A1 VpSrSi<ref name="Hoffleit_1995" />
| U-B-Index1 = 0,03
| B-V-Index1 = 0,02
| Absolut-vis1 = 0,25
| Absolut-bol1 = 0,16 ± 0,06
| Masse1 = System: 4,4605 ± 0,044<ref name="Behr_2011">Bradford B. Behr ''et al.'': ''Stellar Astrophysics with a Dispersed Fourier Transform Spectrograph. II. Orbits of Double-lined Spectroscopic Binaries''. In: ''[[Astronomical Journal|The Astronomical Journal]]''. Bd. 142, Ausg. 1, 2011, S. 8. {{bibcode|2011AJ....142....6B}}, [[doi:10.1088/0004-6256/142/1/6]].</ref>
| Radius1 = Aa und Ab: je 2,4 ± 0,1
| Leuchtkraft1 = Aa und Ab: je 33,3 ± 2,1
| Temperatur1 = Aa und Ab: je 9.000 ± 200
| Metallizität1 =
| Rotation1 =
<!-- Teil 2 -->
| Name2 = B
| Rektaszension2 = {{Rektaszension|13|23|56,33}}
| Deklination2 = {{Deklination|54|55|18,6}}
| Visuell2 = 3,95<ref name="Hoffleit_1995" />
| Spektralklasse2 = kA1h(eA)mA7 IV–V<ref name="Gray_1987">Richard O. Gray, Robert F. Garrison: ''The early A type stars: refined MK classification, confrontation with Stromgren photometry, and the effects of rotation''. In: ''[[Astrophysical Journal|The Astrophysical Journal]], Supplement Series''. Bd. 65, 1987, S. 587. {{bibcode|1987ApJS...65..581G}}, [[doi:10.1086/191237]].</ref>
| U-B-Index2 = 0,09
| B-V-Index2 = 0,13
| Absolut-vis2 = 1,93
| Absolut-bol2 = <!-- fehlt -->
| Masse2 = System: ≈ 2 – 3,9<ref group="Anm." name="MasseRef" />
| Radius2 = <!-- fehlt -->
| Leuchtkraft2 = <!-- fehlt -->
| Temperatur2 = <!-- fehlt -->
| Metallizität2 = <!-- fehlt -->
| Rotation2 =
<!-- Bezeichnungen -->
| Bayer = ζ Ursae Majoris
| Flamsteed = 79 Ursae Majoris
| BD = +55°1598
| BD1 = +55°1598 A
| BD2 = +55°1598 B
| CD =
| CD1 =
| CD2 =
| HD =
| HD1 = 116656
| HD2 = 116657
| HIP = 65378
| HIP1 =
| HIP2 =
| HR =
| HR1 = 5054
| HR2 = 5055
| SAO =
| SAO1 = 28737
| SAO2 = 28738
| TYC =
| TYC1 = 3850-1385-1
| TYC2 = 3850-1386-1
| WDS = 13239+5456
| ADS = 8891
| Weitere = STF 1744
| Weitere1 =
| Weitere2 =
<!-- Quellen -->
| RekDekRef = <ref name="Fabricius_2002">Claus Fabricius ''et al.'': ''VizieR Online Data Catalog: Tycho Double Star Catalogue (TDSC) (Fabricius+ 2002)''. In: ''VizieR On-line Data Catalog: I/276'' (ursprünglich veröffentlicht in: {{bibcode|2002A&A...384..180F}}). 2001. {{bibcode|2001yCat.1276....0F}}. [http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-ref=VIZ57e41cb11885&-out.add=.&-source=I/276&TDSC=35543 Dazugehöriger Datenbankeintrag auf VizieR].</ref>
| V-RadRef = <ref name="Mamajek_2010">Eric E. Mamajek ''et al.'': ''Discovery of a Faint Companion to Alcor Using MMT/AO 5 µm Imaging''. In: ''[[Astronomical Journal|The Astronomical Journal]]''. Bd. 139, Ausg. 3, 2010, S. 919–925. {{bibcode|2010AJ....139..919M}}, [[doi:10.1088/0004-6256/139/3/919]], {{arXiv|0911.5028}}.</ref>
| ParallaxeRef = <ref name="Mamajek_2010" />
| LJPCRef = <ref name="LJPC">Abgeleitet von der Parallaxe (0,03936 ± 0,00030″ lt. Mamajek ''et al.'', 2010).</ref>
| OrbitRef =
| VisRef =
| PlanetRef =
| SpekRef =
| UBRef = <ref name="Hoffleit_1995" />
| BVRef = <ref name="Hoffleit_1995" />
| LkRef = <ref name="Hummel_1998">Christian A. Hummel ''et al.'': ''Navy Prototype Optical Interferometer Observations of the Double Stars Mizar A and Matar''. In: ''[[Astronomical Journal|The Astronomical Journal]]''. Bd. 116, Ausg. 5, 1998, S. 2.536–2.548. {{bibcode|1998AJ....116.2536H}}, [[doi:10.1086/300602]].</ref>
| AbsRef = <ref>Die absolute Helligkeit wird berechnet, in dem das Entfernungsmodul (hier 2,02<sup>m</sup>) von der scheinbaren Helligkeit subtrahiert wird. Das Entfernungsmodul errechnet sich durch ''−5&nbsp;mag&nbsp;−&nbsp;(5&nbsp;mag&nbsp;·&nbsp;lgπ)'', wobei ''π'' die Parallaxe in Bogensekunden (0,03936″ lt. Mamajek ''et al.'', 2010) angibt. Die absolute bolometrische Helligkeit wird berechnet, in dem die bolometrische Korrektur mit der absoluten Helligkeit addiert wird. Für Mizar A beträgt die bolometrische Korrektur −0,09 ± 0,06 (Hummel ''et al.'', 1998, S. 2.547).</ref>
| MasseRef =
| RadiusRef = <ref name="Hummel_1998" />
| TempRef = <ref name="Hummel_1998" />
| MetallRef =
| RotRef =
| AlterRef =
}}

'''Mizar''' ({{arS|مئزر&lrm;|d=miʾzar|b=Mantel bzw. Gürtel}}) ist der Eigenname des [[Stern]]s '''ζ Ursae Majoris''' (kurz: ζ UMa) im [[Sternbild]] [[Großer Bär]]. Mizar ist der mittlere Deichselstern des Großen Wagens und besitzt eine [[scheinbare Helligkeit]] von 2,06<sup>m</sup>. Es handelt sich hierbei nicht um einen Einzelstern, sondern um ein [[Doppelstern|Mehrfachsternsystem]], das etwa 83 [[Lichtjahr]]e von der Sonne entfernt liegt und zudem Mitglied der [[Ursa-Major-Gruppe]] ist. Zusammen mit [[Alkor (Stern)|Alkor]] bildet Mizar einen mit freiem Auge sichtbaren Doppelstern.

== Beobachtung ==
Besonders bekannt ist Mizar, weil er einen bereits freiäugig sichtbaren Begleiter hat: '''[[Alkor (Stern)|Alkor]]''', der 4,0<sup>m</sup> hell ist und bei dunklem Himmel mit [[Normalsichtigkeit|normalsichtigem]] Auge gut erkannt werden kann (''siehe auch: [[Augenprüfer]]''). Mizar selbst ist ein visueller Doppelstern, der mit Teleskopen und Fernrohren ab 5&nbsp;cm Objektivöffnung trennbar ist. Seine Komponenten sind 2,27<sup>m</sup> und 3,95<sup>m</sup> hell<ref name="Hoffleit_1995" /> (zusammen 2,06<sup>m</sup>)<ref name="Ducati_2002" /> und stehen 14,4 [[Winkelsekunde]]n<ref name="Mason_2016">Brian D. Mason ''et al.'': ''VizieR Online Data Catalog: The Washington Visual Double Star Catalog (Mason+ 2001-2014)''. Version 2016-09-05. In: ''VizieR On-line Data Catalog: B/wds'' (ursprünglich veröffentlicht in: {{bibcode|2001AJ....122.3466M}}). 2016. {{bibcode|2016yCat....102026M}}. [http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-ref=VIZ55cb28e71f1f&-out.add=.&-source=B/wds&WDS=13239%2b5456 Dazugehöriger Datenbankeintrag auf VizieR (WDS 13239+5456)].</ref> auseinander.

== Erforschungsgeschichte ==
Als mit bloßem Auge trennbarer Doppelstern war Mizar im Zusammenhang mit Alkor bereits lange vor der Erfindung des Fernrohrs bekannt. Mittelalterliche arabische Quellen berichten, dass der Doppelstern als Sehtest gedient haben soll. Traditionell kommt auch die Deutung als „Pferd und Reiter“ vor, wobei Mizar das „Pferd“ und Alkor den „Reiter“ bzw. das „Reiterlein“ darstellt. Der ursprüngliche Name des Sterns, ''Mirak'' (was zugleich auch die Bezeichnung des Sterns [[Merak (Stern)|β Ursae Majoris]] ist), wurde vom französischen Gelehrten [[Joseph Justus Scaliger|J. J. Scaliger]] im 16. Jahrhundert fälschlicherweise auf ''Mizar'' (arabisch ''miʾzar'' „Mantel“, „Gürtel“) geändert. Diese Bezeichnung setzte sich letztendlich durch.<ref name="Allen_1899">Richard Hinckley Allen: ''Star-Names and their Meanings''. G. E. Stechert, New York / London / Leipzig / Paris 1899, S. 440, 445, 446.</ref>

Mizar wurde als erster Doppelstern mit Hilfe eines [[Fernrohr]]s als solcher erkannt. Häufig wird in der Literatur erwähnt, [[Giovanni Riccioli]] sei der Erste gewesen, der um 1650 die Doppelsternnatur von Mizar entdeckte. Grundlage hierzu ist eine kurze Notiz in seinem ''Almagestum novum'' von 1651: „…&nbsp;scheint nur ein Stern in der Mitte der Deichsel des Großen Bären zu sein, wobei es tatsächlich zwei sind, wie das Teleskop offenbart.“ Tatsächlich erkannte bereits [[Benedetto Castelli]] Mizar als Doppelstern und berichtete dies [[Galileo Galilei]] in einem Brief, der auf den 7. Januar 1617 datiert ist. Galilei selbst sah kurz darauf (wahrscheinlich am 15. Januar 1617) Mizar im Fernrohr getrennt. Zudem versuchte Galilei die Messung einer [[Parallaxe|Fixsternparallaxe]], mit deren Nachweis er ein wichtiges Argument für das [[Heliozentrisches Weltbild|heliozentrische Weltbild]] erhalten hätte. Da zu dieser Zeit noch nicht die Existenz von physischen Doppelsternen bekannt war und er somit vermutete, dass die hellere Komponente näher bei der Erde liegen müsste als die lichtschwächere, erschien ihm dieser Stern als geeignetes Versuchsobjekt. Letztendlich blieben seine Messungen erfolglos, da die damaligen optischen Instrumente bei weitem zu schwach waren, als dass die Feststellung einer Parallaxe möglich gewesen wäre.<ref name="Ondra_2004">Leos Ondra: ''A New View of Mizar''. In: ''[[Sky & Telescope]]''. Bd. 108, Nr. 1, 2004, S. 72. {{bibcode|2004S&T...108A..72O}}.</ref> Dies gelang erst [[Friedrich Wilhelm Bessel]] im Jahr 1838 am Stern [[61 Cygni]].

Am 2. Dezember 1722 beobachtet [[Johann Georg Liebknecht]] den zwischen Mizar und Alkor liegenden, 7,6<sup>m</sup> hellen Stern HD 116798 und glaubte irrtümlicherweise, einen neuen Planeten entdeckt zu haben, den er [[Sidus Ludoviciana]] taufte. Bezüglich der Entfernung zur Sonne liegt Sidus Ludoviciana weit hinter Mizar und Alkor.<ref name="Ondra_2004" />

Mizar war der erste Doppelstern, von dem eine [[Astrofotografie]] angefertigt wurde und Abstands- und Positionswinkelbestimmungen auf astrofotografischem Wege vorgenommen wurden (27. April 1857 am [[Harvard-College-Observatorium]]).<ref name="Ondra_2004" />

Die Entdeckung, dass die hellere Komponente von Mizar (Mizar A) selbst wiederum doppelt ist, gelang [[Antonia Maury|Antonia C. Maury]] mittels Spektralanalysen und wurde von [[Edward Charles Pickering|Edward C. Pickering]] am 13. November 1889 der Öffentlichkeit bekannt gegeben. Dies war der erste Nachweis eines [[Spektroskopischer Doppelstern|spektroskopischen Doppelsterns]]. Dass es sich bei der lichtschwächeren Komponente Mizar B ebenfalls um einen spektroskopischen Doppelstern handelt, wurde von den Astronomen [[Hans Ludendorff]] und Edwin B. Frost unabhängig voneinander festgestellt und 1908 publiziert.<ref name="Ondra_2004" />

1965 konnte der Astronom F. Gutmann die Umlaufperiode von Mizar B korrekt zu 175,57 Tagen bestimmen.<ref name="Gutmann_1965">F. Gutmann: ''The spectroscopic orbit of ζ<sup>1</sup> Ursae Majoris (Mizar B)''. In: ''Publications of the Dominion Astrophysical Observatory Victoria''. Bd. 12, Ausg. 11, 1965, S. 361–371. {{bibcode|1965PDAO...12..361G}}.</ref> Seine Publikation der Bahnelemente besitzt bis heute Gültigkeit.

Mittlerweile können auch spektroskopische Doppelsterne durch [[Interferometrie|interferometrische Methoden]] als getrennte Lichtquellen dargestellt werden. Im Mai 1996 wurde Mizar A mit dem damals neu errichteten Navy Prototype Optical Interferometer nahe [[Flagstaff]] (Arizona) in den [[Vereinigte Staaten|Vereinigten Staaten]] in bis dahin unerreichter Qualität (Auflösung ca. 3 Milliwinkelsekunden) als getrenntes Sternpaar abgebildet und untersucht.<ref name="Benson_1997">James A. Benson ''et al.'': ''Multichannel optical aperture synthesis imaging of ζ<sup>1</sup> Ursae Majoris with the Navy prototype optical interferometer''. In: ''[[Astronomical Journal|The Astronomical Journal]]''. Bd. 114, 1997, S. 1.221–1.226. {{bibcode|1997AJ....114.1221B}}, [[doi:10.1086/118554]].</ref>

Im Jahr 2016 präsentierten die Astronomen George A. Gontcharov und Olga V. Kiyaeva eine Untersuchung, die zum Schluss kommt, dass Mizar A einen weiteren, bisher unentdeckten Begleiter besitzen könnte. Der endgültige Nachweis dieser weiteren Komponente steht aber noch aus.<ref name="Gontcharov_2016">George A. Gontcharov, Olga V. Kiyaeva: ''Photocentric orbits from a direct combination of ground-based astrometry with Hipparcos II. Preliminary orbits for six astrometric binaries''. In: ''New Astronomy''. Bd. 15, Ausg. 3, 2016, S. 1–16. {{bibcode|2010NewA...15..324G}}, [[doi:10.1016/j.newast.2009.09.006]], {{arXiv|1606.08182}}.</ref>

== Mizar als Mehrfachsternsystem ==
Mizar ist ein Vierfachsternsystem. Es setzt sich aus jeweils zwei spektroskopischen Doppelsternen (Mizar A und Mizar B) zusammen, die sich wiederum in einem übergeordneten System umkreisen.

Das Untersystem '''Mizar A''' (Bayer-Bezeichnung: ζ<sup>1</sup> Ursae Majoris) besitzt eine scheinbare Helligkeit von 2,27<sup>m</sup> und ist ein [[Ap-Stern]] der Spektralklasse A1 VpSrSi,<ref name="Hoffleit_1995" /> wobei die Suffixe „p“ und „SrSi“ auf die [[Pekuliärer Stern|pekuliäre]] chemische Zusammensetzung des Sterns und auf [[Strontium]]- und [[Silizium]]linien im Spektrum hinweisen. Mizar A besteht aus den [[Hauptreihenstern]]en ''Mizar Aa'' und ''Mizar Ab'', welche sich in ihren physikalischen Eigenschaften sehr ähnlich sind. So gehören beide Sterne derselben [[Spektralklasse]] A2 (plus/minus eine Subklasse) und [[Leuchtkraftklasse]] V an und besitzen in etwa die gleiche [[Effektive Temperatur|Oberflächentemperatur]] von ca. 9.000 [[Kelvin|K]], den gleichen Radius von ca. 2,4 [[Sonnenradius|Sonnenradien]] und die gleiche Leuchtkraft von ca. 33 [[Leuchtkraft der Sonne|Sonnenleuchtkräften]].<ref name="Hummel_1998" /> Die Massen der Sterne betragen 2,22 [[Sonnenmasse]]n für die Komponente Aa und 2,24 Sonnenmassen für die Komponente Ab.<ref name="Behr_2011" /> Ältere Untersuchungen geben etwas höhere Werte wie 2,5 Sonnenmassen für je beide Komponenten<ref name="Pourbaix_2000">Dimitri Pourbaix: ''Resolved double-lined spectroscopic binaries: A neglected source of hypothesis-free parallaxes and stellar masses''. In: ''[[Astronomy and Astrophysics]], Supplement Series''. Bd. 145, 2000, S. 218. {{bibcode|2000A&AS..145..215P}}, [[doi:10.1051/aas:2000237]].</ref> oder 2,43 Sonnenmassen für Aa und 2,50 Sonnenmassen für Ab<ref name="Hummel_1998" /> an. Mizar Aa und Ab umkreisen einander mit einer Umlaufzeit von 20,54 Tagen.<ref name="Pourbaix_2000" /> Der gegenseitige Abstand der Sterne beträgt zum Zeitpunkt ihrer größten Annäherung (Periastron) ca. 0,12 [[Astronomische Einheit|AE]] und zum Zeitpunkt ihrer größten Entfernung (Apastron) ca. 0,39 AE.<ref name="Apsis">Periastrondistanz = ''a&nbsp;−&nbsp;(a&nbsp;·&nbsp;ε)''; Apastrondistanz = ''a&nbsp;+&nbsp;(a&nbsp;·&nbsp;ε)''. ''a'' gibt die [[große Halbachse]] in [[Astronomische Einheit|AE]] und ''ε'' die numerische Exzentrizität (0,5415 lt. Behr ''et al.'', 2011) an. Bei einer Parallaxe von 0,03936″ (Mamajek ''et al.'', 2010) beträgt die große Halbachse von 10,0 mas (Pourbaix, 2000) umgerechnet ≈ 0,254 AE.</ref> Während eines Umlaufs erreicht der größtmögliche Winkelabstand der Sterne zueinander 10,6 Milliwinkelsekunden.<ref name="Workman">Berechnet mit dem ''Binary Star Orbit Calculator (Vers. 3)'' von Brian Workman nach den Bahnelementen von Behr ''et al.'' (2011) und Pourbaix (2000).</ref> Mizar A ist ein spektroskopischer Doppelstern des Typs SB2 (''double-lined spectroscopic binary''). Hierbei erscheinen die Spektrallinien aufgrund der Doppelsternnatur des Sterns doppelt, was aber voraussetzt, dass beide Komponenten ungefähr gleich hell sind. Tatsächlich besitzen die Komponenten Aa und Ab mit je etwa 3,0<sup>m</sup><ref name="Hoffleit_1995" /> annähernd exakt die gleiche scheinbare Helligkeit (Helligkeitsdifferenz 0 ± 0,02<sup>m</sup>)<ref name="Hummel_1998" />.

Bahnelemente des Systems Mizar A aus drei verschiedenen Publikationen:
{| class="wikitable"
|-
! Bahnelement                !! Hummel ''et al.'' (1998)<ref name="Hummel_1998" /> !! Pourbaix (2000)<ref name="Pourbaix_2000" /> !!  Behr ''et al.'' (2011)<ref name="Behr_2011" />
|-
| [[Umlaufzeit]]            || 20,53835 ± 0,00005 [[Tag]]e                      || 20,5386641 ± 0,0001351 Tage                    ||   Wert von Pourbaix (2000) adaptiert
|-
| Epoche des [[Periastron]] || [[Julianisches Datum|JD]] 2.447.636,07 ± 0,02      || 1963,151 ± 0,02776                          ||   HJD 2.454.536,9882 ± 0,0068<br /><small>(≈ JD 2.454.536,98504 ± 0,0068)<ref group="Anm." name="HJD" /></small><br />
|-
| [[Exzentrizität]]         || 0,5354 ± 0,0025                                    || 0,529 ± 0,0052                              ||   0,5415 ± 0,0010
|-
| [[Große Halbachse]]       || 9,83 ± 0,03 [[Winkelsekunde|mas]]                 || 10,0 ± 0,32 mas                             ||   –
|-
| [[Bahnneigung]]           || 60,5 ± 0,3°                                        || 61 ± 1,2°                                   ||   –
|-
| [[Argument des Knotens]]  || 106 ± 0,4°                                         || 106 ± 1,1°                                 ||   –
|-
| [[Argument der Periapsis]] || 104,3 ± 0,3°                       || 105,5 ± 0,79°              ||   105,21 ± 0,14°
|}

Demgegenüber steht das Untersystem '''Mizar B''' (Bayer-Bezeichnung: ζ<sup>2</sup> Ursae Majoris), das sich aus den Sternen ''Mizar Ba'' und ''Mizar Bb'' zusammensetzt. Mizar B besitzt eine scheinbare Helligkeit von 3,95<sup>m</sup> und ist ein [[Am-Stern]] der Spektralklasse kA1h(eA)mA7 IV–V.<ref name="Gray_1987" /> Diese Schreibweise berücksichtigt das besondere Spektrum von Am-Sternen und besagt, dass es sich basierend auf der Ca-II-K-Linie („k“) um einen Stern der Spektralklasse A1, basierend auf den Wasserstofflinien („h“) um einen frühen A-Stern ohne weitere Unterteilung („eA“ = „early A type star“) und basierend auf den Metalllinien („m“) um einen Stern der Spektralklasse A7 handelt. Im Gegensatz zu Mizar A ist Mizar B ein spektroskopischer Doppelstern des Typs SB1 (''single-lined spectroscopic binary''). In diesem Fall erscheinen die Spektrallinien nicht verdoppelt, was auf eine größere Helligkeitsdifferenz zwischen den Komponenten Ba und Bb zurückzuführen ist und sich deshalb die lichtschwächere Komponente Bb nicht im Spektrum bemerkbar macht. Daraus kann gefolgert werden, dass Mizar Ba und Mizar Bb relativ unterschiedliche physikalische Eigenschaften besitzen müssen. Zudem entzieht sich dadurch Mizar Bb den Beobachtungen, weshalb dessen genaue Natur weitgehend unbekannt ist. Seine Masse wird zwischen 0,24 und 0,66 Sonnenmassen angegeben.<ref name="Fuhrmann_2008">Klaus Fuhrmann: ''Nearby stars of the Galactic disc and halo – IV''. In: ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society''. Bd. 184, Ausg. 1, 2008, S. 209–210. {{bibcode|2008MNRAS.384..173F}}, [[doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12671.x]].</ref> Die Masse von Mizar Ba selbst wird auf etwa 1,8 Sonnenmassen veranschlagt.<ref name="Fuhrmann_2008" /><ref group="Anm." name="MasseRef" /> Die gegenseitige Umlaufzeit der Sterne beträgt 175,57 Tage.<ref name="Gutmann_1965" />

Bahnelemente des Systems Mizar B:
{| class="wikitable"
|-
! Bahnelement            !! Gutmann (1965)<ref name="Gutmann_1965" />
|-
| Umlaufzeit          || 175,57 Tage
|-
| Epoche des Periastron  || JD 2.437.295,9
|-
| Exzentrizität          || 0,46
|-
| Große Halbachse        || unbekannt
|-
| Bahnneigung            || unbekannt
|-
| Argument des Knotens   || unbekannt
|-
| Argument der Periapsis || 6,9°
|}

Diese beiden Sternsysteme umrunden sich nun wiederum gegenseitig in einem übergeordneten System. Der Abstand und der Positionswinkel von Mizar B zu Mizar A betrug im Jahr 1755 13,9″ und 143° und im Jahr 2015 14,4″ und 153°.<ref name="Mason_2016" /> Somit hat sich innerhalb von 260 Jahren Mizar B 10° um Mizar A bewegt und den Abstand zu ihm um 0,5″ vergrößert. Für die Bestimmung einer Umlaufbahn ist die Bahnabdeckung anhand der Beobachtungsdaten deshalb zu gering. Die Umlaufzeit muss im Bereich von mehreren Jahrtausenden liegen.

== Frage der Zusammengehörigkeit von Mizar und Alkor ==
Bis heute ist nicht bekannt, ob Alkor gravitativ an Mizar gebunden ist und einen Orbit um ihn beschreitet (physischer Doppelstern), oder ob es sich nur um zwei relativ nahe beieinander stehende Nachbarsternsysteme ohne gegenseitigen Einfluss oder zumindest ohne geschlossene Bahn handelt (optischer Doppelstern). Im ersteren Fall würden Mizar und Alkor ein sechsfaches Sternsystem bilden, da Alkor ebenfalls ein Doppelsternsystem ist.

Der Winkelabstand zwischen Mizar A und Alkor beträgt 706,9″, der Positionswinkel 70° (Jahr 2013).<ref name="Mason_2016" /> Die bisher genauesten Entfernungsbestimmungen für Mizar sind die [[Entfernungsbestimmung#Dynamische Parallaxe|dynamische Parallaxe]] von 39,4 ± 0,30 mas aus dem Jahr 1998 (Hummel ''et al.'') und die [[Entfernungsbestimmung#Trigonometrische Parallaxe|trigonometrische Parallaxe]] von 38,01 ± 1,71 mas von der [[Hipparcos]]-Mission nach der [[Datenreduktion]] aus dem Jahr 2007 (van Leeuwen) – das ergibt einen gewichteten Mittelwert von 39,36 ± 0,30 mas (≈ 82,8 ± 0,6 Lj). Für Alkor beträgt die trigonometrische Parallaxe der Hipparcos-Mission nach der Datenreduktion von 2007 39,91 ± 0,13 mas (≈ 81,7 ± 0,3 Lj). Daraus wurde via [[Monte-Carlo-Simulation]] die Distanz zwischen Mizar und Alkor zu 74.000 ± 39.000 [[Astronomische Einheit|AE]] (≈ 0,55 bis 1,79 Lj) bestimmt. Die ermittelte Untergrenze für den Abstand der Sternsysteme liegt bei 17.800 AE (≈ 0,28 Lj). Für eine rein zufällige Nähe ohne gravitative Bindung wäre dies ungewöhnlich eng beisammen. Die Möglichkeit, dass Mizar und Alkor ein übergeordnetes Sternsystem bilden, ist somit durchaus nicht auszuschließen.<ref name="Mamajek_2010" /><ref group="Anm." name="Entfernung" />

Zudem ist zu beachten, dass Mizar und Alkor zentrale Mitglieder des [[Ursa-Major-Gruppe|Ursa-Major-Bewegungshaufens]] sind, weshalb sie ohnehin eine ähnliche Eigenbewegung und Radialgeschwindigkeit aufweisen bzw. diese Werte mit jenen des Haufens teilen. Der Kernbereich des Ursa-Major-Haufens besteht aus 14 Sternen bzw. Sternsystemen der Spektralklasse A, besitzt etwa 28 Sonnenmassen und umfasst einen Raum von ca. 100 Kubikparsec („Kernsterne“). Dazu kommen noch zahlreiche weitere peripher gelegene Sterne, die durch ihre Eigenbewegung als Mitglieder des Haufens identifiziert wurden oder bei denen einen Mitgliedschaft vermutet wird („Stromsterne“). Der massereichste und zentralste Stern des Haufens, [[Alioth]] (ε Ursae Majoris), liegt 6,55 ± 0,07 Lj von Alkor entfernt. Computersimulationen zeigen, dass in dichten Sternhaufen mit einer Ausgangsmasse von über 100 Sonnenmassen pro Kubikparsec die Bildung von physischen Doppelsternen mit über 10.000 AE gegenseitigem  Abstand verhindert wird, da die Umgebungssterne die Bahn stören würden. Unter diesen Umständen könnte Alkor nie einen vollen Umlauf um Mizar absolvieren. Falls Mizar und Alkor tatsächlich ein physisches Mehrfachsternsystem bilden, würden sie zu diesen Berechnungen ein Gegenbeispiel darstellen, oder die Ausgangsmasse des Ursa-Major-Haufens läge im Umkehrschluss unter 100 Sonnenmassen/Kubikparsec. Es wäre dann nach [[Castor (Stern)|Castor]] (Entfernung ca. 52 Lj) das zweitsonnennächste bekannte Sechsfachsternsystem.<ref name="Mamajek_2010" />

== Suche nach weiteren Komponenten ==
Eine im Jahr 2016 veröffentlichte Untersuchung ergab, dass Mizar A möglicherweise einen weiteren, bisher unentdeckten Begleiter besitzt. Dieser würde Mizar A mit einer Umlaufzeit von 36,5 ± 2 Jahren auf einer Bahn umrunden, deren große Halbachse 0,18 ± 0,02″ beträgt. Die scheinbare Helligkeit dieser neuen Komponente läge über 6<sup>m</sup>, da sie bisher nie direkt beobachtet wurde. Die  Beobachtungsdaten lassen sich am besten erklären, wenn man für den neuen Begleiter ein  Doppelsternsystem annimmt, das eine Gesamtmasse von 1,5 ± 0,4 Sonnenmassen besitzt und aus zwei [[Zwergstern]]en besteht. Die Existenz der neuen Komponente ist aber bislang nicht gesichert. Auf sie wurde mittels Analyse [[Astrometrie|astrometrischer]] Daten rückgeschlossen, die jedoch nicht eindeutig genug sind, um andere Erklärungen, wie beispielsweise [[Systematische Abweichung|systematische Messabweichungen]], ausschließen zu können.<ref name="Gontcharov_2016" />

== Weblinks ==
{{Commonscat}}
* Leos Ondra: ''[http://www.leosondra.cz/en/mizar A New View of Mizar]'' (englisch). In: ''[[Sky & Telescope]]''. Bd. 108, Nr. 1, 2004, S. 72. Umfangreicher Text zur Erforschungsgeschichte von Mizar.
* Leos Ondra: ''[http://leo.astronomy.cz/mizar/riccioli.htm Riccioli On Mizar]'' (englisch).
* Datenbanklink zu [http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=zet01_uma Mizar A] und [http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=zet02_uma Mizar B] auf [[SIMBAD]].

== Anmerkungen ==
<references group="Anm.">
<ref name="MasseRef">
Zur Masse des Systems Mizar B finden sich widersprüchliche Angaben. Nach Fuhrmann (2008) sind die Eigenschaften von Mizar Ba mit jenen von Castor Ba vergleichbar, was 1,8 Sonnenmassen (vgl. Torres/Ribas, 2002) bedeutet. Die Masse von Mizar Bb wird mit mindestens 0,24 Sonnenmassen (Untergrenze) und höchstens 0,66 Sonnenmassen (Obergrenze) angegeben. Somit läge dies Gesamtmasse des Systems bei ≈ 2 bis ≈ 2,5 Sonnenmassen. Gutmann (1965) hingegen beziffert die Gesamtmasse mit ≈ 3,7 Sonnenmassen. Mamajek ''et al.'' (2010) stützt sich auf diesen Wert (≈ 80 % der Masse des Mizar-A-Systems) und adaptiert ≈ 3,9 Sonnenmassen für Mizar B.
</ref>
<ref name="HJD">
„HJD“ steht für „Heliozentrisches Julianisches Datum“. Die Umrechnung in das Julianische Datum erfolgte mit dem ''[http://britastro.org/computing/applets_dt.html HJD Converter]'' der [[British Astronomical Association|BAA]]. In der Originalarbeit von Behr ''et al.'' (2011) wurde das HJD um 2.400.000 vermindert und ist als red. HJD 54.536,9882 ± 0,0068 angeführt.
</ref>
<ref name="Entfernung">
Damit liegen Mizar und Alkor deutlich enger zusammen, als man lange dachte. Zumindest der häufig anzutreffende Wert von 3 Lj Abstand kann als überholt angesehen werden.
</ref>
</references>

== Einzelnachweise ==
<references />

[[Kategorie:Individueller Stern zweiter Größe]]
[[Kategorie:Doppelstern]]
[[Kategorie:Vierfachstern]]
[[Kategorie:Großer Bär]]