Der Mirastern R Leonis Minoris
R Leonis Minoris oder kurz R LMi ist ein langperiodischer Pulsationsveränderlicher des Mira-Typs im westlichen Teil des Sternbilds Kleiner Löwe (Leo Minor). Mit einer Periode von etwa 372 Tagen schwankt die visuelle Helligkeit von R LMi zwischen den Extremwerten 6,3 und 13,2 mag. Im Maximum ist der Stern also leicht mit einem Fernglas zu sehen, während er im Minimum nur mit einem mittelgroßen Teleskop von mindestens 15 cm Spiegeldurchmesser aufzuspüren ist.
Zum Auffinden dieses Sterns mit dem Fernglas oder Teleskop sucht man am Besten zunächst den 3 mag hellen Stern Alpha Lynxis (α Lyn) im benachbarten Sternbild Luchs (Lynx) und schwenkt dann genau 5° nach Osten.
Da die Periodenlänge von R LMi etwa eine Woche länger als ein Jahr ist, verschieben sich die Zeitpunkte der Maxima und Minima von Jahr zu Jahr entsprechend zu späteren Terminen. Das letzte Maximum, in dem der Stern nur etwa 8 mag erreichte, ereignete sich im Juni 2022. In den nächsten Jahren werden die Maxima in den ungünstigen Monaten Juli und August zu liegen kommen, wenn das Sternbild Kleiner Löwe in der Nacht gerade seine tiefste Stellung über dem Horizont einnimmt oder sogar unter ihm verschwindet.
Lichtkurve des Mira-Veränderlichen R Leonis Minoris von September 2019 bis September 2022. Die scheinbare Helligkeit des pulsierenden Sterns schwankte in diesem Zeitraum mit einer Periode von etwa 377 Tagen zwischen 7 mag und 13,2 mag. Jeder Messpunkt in dieser Lichtkurve entspricht einer visuellen Helligkeitsschätzung eines Amateurastronomen. Die nach rechts laufende Zeitachse ist in Einheiten von Tagen als Julianisches Datum markiert. (Bild: AAVSO)
Der Mira-Stern R LMi und der irreguläre Veränderliche TU LMi befinden sich im westlichen Teil des Sternbilds Kleiner Löwe. Zum Zeitpunkt der Aufnahme hatte R LMi im Visuellen eine scheinbare Helligkeit von nur etwa 11,5 mag. (Bild: Uwe Reichert)
Name: |
R Leonis Minoris |
andere Bezeichnungen: |
HD 84346, HIP 47886, AAVSO 0939+34 |
Objekttyp: |
Pulsationsveränderlicher vom Mira-Typ |
Sternbild: |
Kleiner Löwe |
Position (J2000.0): |
α = 09h 45m 34,3s, δ = +34° 30′ 42,8″ |
scheinbare Helligkeit: |
6,32 – 13,2 mag |
Periode: |
372 Tage |
Spektralklasse: |
M6.5e – M9,0 (Tc:) |
Entfernung: |
290 pc = 950 Lj |
Die Umgebung des Mira-Veränderlichen R Leonis Minoris (Fadenkreuz in der Bildmitte). Die Zahlen sind Helligkeiten von geeigneten Vergleichssternen in Magnituden, wobei das Komma bzw. der Dezimalpunkt weggelassen wurde, um Verwechslungen mit Sternen zu vermeiden. Beispiel: 111 = 11,1 mag. Die Kantenlänge des gezeigten Himmelsausschnitts ist 1°. Hellster Stern in der Karte ist der Veränderliche TU LMi, dessen Helligkeit irregulär zwischen 9,0 und 9,9 mag schwankt. (Bild: AAVSO)
Physische Eigenschaften von R LMi
Wie alle Mira-Sterne ist R LMi ein roter Riesenstern, der sich in einer späten, instabilen Phase seiner Entwicklung befindet, der so genannten AGB-Phase. Im Hertzsprung-Russell-Diagramm liegen diese Sterne hoher Leuchtkraft auf dem asymptotischen Riesenast (englisch: Asymptotic Giant Branch, AGB).
Mit seiner geringen Oberflächentemperatur von rund 2700 Kelvin gehört R LMi zur Spektralklasse M. Die spektralen Eigenschaften ändern sich während einer Periode leicht: von M6.5e im Maximum zu M9.0e im Minimum. Damit einher gehen Veränderungen der Temperatur und des Durchmessers (rund der 500-fache Durchmesser der Sonne) und somit auch der Leuchtkraft (die etwa der 5000-fachen Leuchtkraft der Sonne entspricht).
Aus der Perioden-Leuchtkraft-Beziehung wurde die Entfernung von R LMi zur Erde zu rund 1100 Lichtjahren abgeschätzt, während sich aus den astrometrischen Daten des Gaia-Satelliten ein etwas geringerer Wert von 950 Lichtjahren ergibt.
Merkmale von AGB-Sternen
Das physikalische Verhalten von AGB-Sternen ist im Wesentlichen durch drei Vorgänge geprägt:
- Ihre äußere Gashülle pulsiert stark, dehnt sich also abwechselnd aus und zieht sich wieder zusammen, was mit Veränderungen von Temperatur und Leuchtkraft einhergeht. Diese Pulsationen führen zu den beobachteten langperiodischen Helligkeitsänderungen der Mirasterne.
- Die im Inneren durch Nukleosynthese entstandenen Elemente vermischen sich durch Gasströmungen im Stern und gelangen bis an die Oberfläche.
- Wegen des großen Durchmessers des Sterns und der geringen Dichte der äußeren Gashülle strömt viel Materie als Sternwind in den interstellaren Raum. Auf diese Weise reichern AGB-Sterne die interstellare Materie mit schweren Elementen und Staubpartikeln an.