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{{Begriffsklärungshinweis}}
{{Infobox Doppelstern
| Name = Mizar (ζ Ursae Majoris)
| Bild = Thomas Bresson - Mizar.png
| Bildtext = Mizar A und B
| 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?-source=II/237&Name=HD%20116656 VizieR-Katalogeintrag].</ref>
| Gr = 2
| Planeten =
| Rek = 13/23/55.935
| Dek = +/54/55/24.95
| Size = 1
| Caption = Mizar
| Parallaxe = 39,36 ± 0,30
| LJ = 82,9 ± 0,7
| PC = 25,4 ± 0,2
| Absolut-vis = 0,04
| Absolut-bol =
| Periode = einige Jahrtausende
| GroßeHalbachse =
| Exzentrizität =
| Periastron =
| Apastron =
| V-Radial = −7,6 ± 1,0
| V-RA = 121,2 ± 0,5
| V-DE = −22,0 ± 0,5
| Alter = 500 ± 100 Mio. [[Jahr|a]]
| Anmerkung =

| 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. Originally published in: 1964BS....C......0H''. 1995. {{bibcode|1995yCat.5050....0H}}. [http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-source=V/50&HR=5054 VizieR-Katalogeintrag (Mizar A)], [http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-source=V/50&HR=5055 VizieR-Katalogeintrag (Mizar B)].</ref>
| Spektralklasse1 = A1 VpSrSi
| U-B-Index1 = 0,03
| B-V-Index1 = 0,02
| Absolut-vis1 = 0,25<ref name="Abs">Errechnet aus scheinbarer Helligkeit ''m''V und Parallaxe ''π'' (in Bogensekunden) gemäß ''mV −5 ∙ lg(1/π) + 5''.</ref>
| Absolut-bol1 = ≈ 0,16<ref>Errechnet aus absoluter Helligkeit ''M''V und bolometrischer Korrektur ''BC'' gemäß ''MV + BC''. Die bolometrische Korrektur beträgt für Mizar A −0,09 ± 0,06 (Hummel ''et al.'' 1998).</ref>
| Masse1 = 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, Art.-ID 6. {{bibcode|2011AJ....142....6B}}, [[doi:10.1088/0004-6256/142/1/6]].</ref>
| Radius1 = 2,4 ± 0,1 / 2,4 ± 0,1
| Leuchtkraft1 = 33,3 ± 2,1 / 33,3 ± 2,1
| Temperatur1 = 9 000 ± 200 / 9 000 ± 200
| Metallizität1 =
| Rotation1 =

| Name2 = B
| Rektaszension2 = {{Rektaszension|13|23|56,33}}
| Deklination2 = {{Deklination|54|55|18,6}}
| Visuell2 = 3,95<ref name="Hoffleit_1995" />
| Spektralklasse2 = Am(kA1hA2mA7)
| U-B-Index2 = 0,09
| B-V-Index2 = 0,13
| Absolut-vis2 = 1,93<ref name="Abs" />
| Absolut-bol2 = 
| Masse2 = ≈ 3,9<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. 922–924. {{bibcode|2010AJ....139..919M}}, [[doi:10.1088/0004-6256/139/3/919]], {{arXiv|0911.5028}}.</ref>
| Radius2 =
| Leuchtkraft2 =
| Temperatur2 =
| Metallizität2 =
| Rotation2 =

| Bayer = ζ Ursae Majoris
| Flamsteed = 79 Ursae Majoris
| BD = +55°1598
| BD1 =
| BD2 =
| GJ1 = 3783
| GJ2 = 3784
| 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 = Mizar, Σ1744, CCDM 13240+5456
| Weitere1 = [[FK5]] 497
| Weitere2 =

| 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. Originally published in: 2002A&A...384..180F''. 2001. {{bibcode|2001yCat.1276....0F}}. [http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-source=I/276&TDSC=35543 VizieR-Katalogeintrag].</ref>
| V-RadRef = <ref name="Mamajek_2010" />
| ParallaxeRef = <ref name="Mamajek_2010" />
| LJPCRef = <ref name="LJPC">Von der Parallaxe (''π'' = 39,36 ± 0,30 mas, Mamajek ''et al.'' 2010) abgeleitet.</ref>
| OrbitRef = <ref name="Ondra_2004">Leos Ondra: ''A New View of Mizar''. In: ''[[Sky & Telescope]]''. Bd. 108, Nr. 1, 2004, S. 72 ff. {{bibcode|2004S&T...108A..72O}}.</ref>
| VisRef =
| PlanetRef =
| SpekRef = <ref name="Abt_1981">Helmut A. Abt: ''Visual multiples. VII. MK classifications''. In: ''[[The Astrophysical Journal|Astrophysical Journal Supplement Series]]''. Bd. 45, 1981, S. 445. {{bibcode|1981ApJS...45..437A}}, [[doi:10.1086/190719]]. [http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-source=III/106&ID=8891 VizieR-Katalogeintrag].</ref>
| 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. 2541, 2547. {{bibcode|1998AJ....116.2536H}}, [[doi:10.1086/300602]].</ref>
| AbsRef =
| MasseRef =
| RadiusRef = <ref name="Hummel_1998" />
| TempRef = <ref name="Hummel_1998" />
| MetallRef =
| RotRef =
| AlterRef = <ref>Jeremy R. King ''et al.'': ''Stellar Kinematic Groups. II. A Reexamination of the Membership, Activity, and Age of the Ursa Major Group''. In: ''[[The Astronomical Journal]]'', Bd. 125, Ausg. 4, 2003, S. 1980. {{bibcode|2003AJ....125.1980K}}, [[doi:10.1086/368241]].</ref>
}}

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

== Beobachtung ==

[[Datei:UrsaMajorCC.jpg|mini|links|Mizar ist der zweite Stern im Schwanz des Sternbildes Ursa Major (links oben).]]

Besonders bekannt ist Mizar, weil er einen bereits [[freiäugig]] sichtbaren Begleiter hat: [[Alkor (Stern)|Alkor]], der 4,0 mag hell ist und bei dunklem Himmel mit normalsichtigem Auge gut erkannt werden kann (''siehe auch: [[Augenprüfer]]''). Mizar selbst ist ein [[visueller Doppelstern]], der mit Teleskopen und Fernrohren ab etwa 5 cm Objektivöffnung trennbar ist. Die Komponenten sind 2,27 mag und 3,95 mag hell<ref name="Hoffleit_1995" /> (zusammen 2,06 mag<ref name="Ducati_2002" />) und stehen 14,4 [[Winkelsekunde]]n<ref name="WDS">Brian D. Mason ''et al.'': ''[[Washington Double Star Catalog|VizieR Online Data Catalog: The Washington Visual Double Star Catalog (Mason+ 2001–2014)]]''. Vers. 2019-09-02. In: ''VizieR On-line Data Catalog: B/wds. Originally published in: 2001AJ....122.3466M''. 2019. {{bibcode|2019yCat....102026M}}. [http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-source=B/wds&WDS=13239%2b5456 VizieR-Katalogeintrag].</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 ([[Qazwini]], Fairuzabadi) berichten, dass der Doppelstern als Sehtest gedient haben soll. Besonders bekannt ist die [[Folklore|folkloristische]] Deutung als ''Pferd und Reiter'', wobei Mizar das ''Pferd'' und Alkor den ''Reiter'' bzw. das ''Reiterlein'' darstellt. Der ursprüngliche Name des Sterns, ''Mirak'' (zugleich auch der Name für [[Merak (Stern)|β Ursae Majoris]]), wurde im 16. Jahrhundert von [[Joseph Justus Scaliger|J. J. Scaliger]] fälschlicherweise auf den bis heute gebräuchlichen Namen ''Mizar'' (arab. ''miʾzar'' „Gürtel“, „Lendentuch“) geändert.<ref name="Allen_1899">Richard Hinckley Allen: ''Star-Names and Their Meanings''. G. E. Stechert, New York / London / Leipzig / Paris 1899, S. 440–441, 445–446.</ref>
[[Datei:Mizar Alkor 24 Fits a 10s ISO 500 Antilla Triband SQM 19.2 Bortle 8 Kopie.png|alternativtext=Bild von Mizar & Alkor|links|mini|Mizar & Alkor durch ein Teleskop gesehen]]
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 entdeckt hat. Grundlage hierzu ist eine kurze Notiz in seinem ''Almagestum novum'' von 1651: {{"|… scheint nur ein Stern in der Mitte der Deichsel des Großen Bären zu sein, wobei es tatsächlich zwei sind, wie das Teleskop offenbart.}} Tatsächlich kommt aber [[Benedetto Castelli]] als wahrscheinlichster Entdecker in Frage, da er [[Galileo Galilei]] in einem Brief vom 7. Januar 1617 bat, diesen Stern zu beobachten (was darauf hindeutet, dass Castelli die Doppelsternnatur bekannt war). Galilei selbst sah kurz darauf (vermutlich am 15. Januar 1617) Mizar im Fernrohr getrennt. Galilei versuchte auch (erfolglos) 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 vermutete, dass die hellere Komponente näher bei der Erde liegen müsste als die Lichtschwächere, erschien ihm dieser Stern als geeignetes Versuchsobjekt.<ref name="Ondra_2004" /> Die erfolgreiche Messung einer Fixsternparallaxe sollte aber erst [[Friedrich Wilhelm Bessel]] im Jahr 1838 am Stern [[61 Cygni]] gelingen.

Am 2. Dezember 1722 beobachtete [[Johann Georg Liebknecht]] einen zwischen Mizar und Alkor liegenden Stern achter [[Scheinbare Helligkeit|Größenklasse]] (später als HD 116798 katalogisiert) und hielt diesen irrtümlich für einen neuen Planeten, den er [[Sidus Ludoviciana]] taufte („Ludwigs Stern“, benannt zu Ehren [[Ludwig V. (Hessen-Darmstadt)|Ludwig V. von Hessen-Darmstadt]]). Bei HD 116798 handelt es sich nur um einen Hintergrundstern.<ref name="Ondra_2004" />

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

[[Antonia Maury|Antonia C. Maury]] bemerkte als erste, dass sich die [[Spektrallinie]]n der helleren Komponente von Mizar (Mizar A) periodisch aufspalten bzw. verschieben; dies markierte die Entdeckung der [[Spektroskopischer Doppelstern|spektroskopischen Doppelsterne]] (am 13. November 1889 von [[Edward Charles Pickering|Edward C. Pickering]] am Treffen der [[National Academy of Sciences]] verkündet). Dass die lichtschwächere Komponente Mizar B ebenfalls ein spektroskopischer Doppelstern ist, wurde von den Astronomen [[Hans Ludendorff]] und Edwin B. Frost unabhängig voneinander festgestellt und 1908 publiziert.<ref name="Ondra_2004" /> Die Umlaufzeit von Mizar B konnte erst in den 1960er Jahren am [[Dominion Astrophysical Observatory]] (Kanada) bestimmt werden.<ref name="Gutmann_1965">F. Gutmann: ''The spectroscopic orbit of ζ1 Ursae Majoris (Mizar B)''. In: ''Publications of the Dominion Astrophysical Observatory Victoria''. Bd. 12, Ausg. 11, 1965, S. 361, 369. {{bibcode|1965PDAO...12..361G}}.</ref>

Mittels [[Interferometrie]] konnten ab den 1920er Jahren auch gewisse spektroskopische Doppelsterne (darunter Mizar A) aufgelöst werden, was mit „gewöhnlichen“ Teleskopen aufgrund der [[Seeing|atmosphärischen Turbulenzen]] nicht möglich ist. Schon 1925 und 1927 wurden so die Abstände und Positionswinkel im Mizar-A-System mit Hilfe des 20-Fuß-Michelson-Interferometers am [[Mount-Wilson-Observatorium]] gemessen.<ref name="Ondra_2004" /> Im Mai/Juni 1996 wurden die ersten Bilder des damals neuen Navy Prototype Optical Interferometer (NPOI), einer neuen Generation von optischen Interferometern, von Mizar A aufgenommen. Das nahe [[Flagstaff]] (Arizona, Vereinigte Staaten von Amerika) gelegene NPOI erreichte hierbei eine Auflösung von 3 Milliwinkelsekunden.<ref name="Ondra_2004" /><ref>James A. Benson ''et al.'': ''Multichannel optical aperture synthesis imaging of ζ1 Ursae Majoris with the Navy prototype optical interferometer''. In: ''[[Astronomical Journal|The Astronomical Journal]]''. Bd. 114, 1997, S. 1221–1226. {{bibcode|1997AJ....114.1221B}}, [[doi:10.1086/118554]].</ref>

Gemäß einer Studie von George A. Gontcharov und Olga V. Kiyaeva aus dem Jahr 2010 könnte Mizar A einen weiteren, bisher unentdeckten Begleiter besitzen.<ref name="Gontcharov_2010">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, 2010. S. 324–331. {{bibcode|2010NewA...15..324G}}, [[doi:10.1016/j.newast.2009.09.006]], {{arXiv|1606.08182}}.</ref> Der endgültige Nachweis steht aber noch aus.

== Mizar als Sternsystem ==
Mizar ist ein Vierfachsternsystem. Es setzt sich aus zwei spektroskopischen Doppelsternen (''Mizar A'' und ''Mizar B'') zusammen, die ein übergeordnetes System bilden.

'''Mizar A''' ('''ζ1 Ursae Majoris''', ''V'' = 2,27 mag, bestehend aus ''Mizar Aa'' und ''Mizar Ab'') zählt zu den [[Ap-Stern]]en und besitzt die [[Spektralklasse]] A1 VpSrSi („p“ weist auf die [[Pekuliärer Stern|chemische Pekuliarität]] und „SrSi“ auf ungewöhnlich starke Linien des [[Strontium]]s und [[Silizium]]s im Spektrum hin).<ref name="Abt_1981" /> Interferometrische Messungen am NPOI und deren Kombination mit älteren Radialgeschwindigkeitsdaten (Hummel ''et al.'' 1998) ergeben eine Masse des Systems von 4,93 ± 0,14 [[Sonnenmasse|M⊙]] und eine [[Bahnneigung]] von 60,5°.<ref name="Hummel_1998" /> Neue präzise Radialgeschwindigkeitsmessungen (Behr ''et al.'' 2011) ergeben bei Verwendung dieser Bahnneigung 4,46 ± 0,05 M⊙, wobei auf Mizar Aa 2,22 M⊙ und auf Mizar Ab 2,24 M⊙ entfallen.<ref name="Behr_2011" /> Die in ihren Eigenschaften fast identen [[Hauptreihenstern]]e gehören beide der Spektralklasse A2 (± 1 Subklasse) an und besitzen je eine [[effektive Temperatur]] von ca. 9 000 [[Kelvin|K]], einen Radius von 2,4 [[Sonnenradius|R⊙]] und eine Leuchtkraft von ca. 33 [[Sonnenleuchtkraft|L⊙]].<ref name="Hummel_1998" /> Sie umkreisen einander mit einer [[Umlaufzeit]] von 20,54 Tagen, wobei ihr gegenseitiger Abstand zwischen 16 und 54 Mio. km (0,1 – 0,4 [[Astronomische Einheit|AE]]) schwankt.<ref name="Ondra_2004" /> Der maximale scheinbare Abstand erreicht höchstens 0,01″.<ref name="Ondra_2004" /> Mizar A ist ein ''double-lined spectroscopic binary'' (kurz SB2), womit das periodische Aufspalten der Spektrallinien im Linienspektrum und so die Sichtbarkeit der Linien ''beider'' Komponenten gemeint ist (''siehe: [[Radialgeschwindigkeit#Spektroskopische Doppelsterne und Exoplaneten|Radialgeschwindigkeit]], [[Doppler-Effekt]]'').

'''Mizar B''' ('''ζ2 Ursae Majoris''', ''V'' = 3,95 mag, bestehend aus ''Mizar Ba'' und ''Mizar Bb'') wurde als [[Metalllinien-Stern]] (Am-Stern) klassifiziert; die Spektralklasse kA1hA2mA7 besagt, dass der Stern basierend auf der [[Fraunhoferlinie|K-Linie]] des [[Kalzium]]s („k“) den Spektraltyp A1, basierend auf den Wasserstofflinien („h“) den Spektraltyp A2 und basierend auf den Metalllinien („m“) den Spektraltyp A7 besitzt.<ref name="Abt_1981" /> Die Umlaufzeit der Einzelsterne beträgt 175,6 Tage.<ref name="Gutmann_1965" /> Sie bilden einen ''single-lined spectroscopic binary'' (kurz SB1), bei dem nur die Linien des Hauptsterns sichtbar sind und sich periodisch verschieben. Die Linien des Begleiters zeigen sich nicht, was auf eine größere Helligkeitsdifferenz zwischen den Komponenten (Überstrahlung des Begleiters) und folglich relativ unterschiedliche physikalische Eigenschaften schließen lässt. Mizar Ba besitzt rund 1,8 M⊙, während die Masse von Mizar Bb, dessen genaue Natur unbekannt ist, zwischen 0,24 M⊙ und ≈ 0,66 M⊙ eingegrenzt wird.<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> Jedoch schätzte Gutmann (1965) die Masse des Systems Mizar B auf ca. 80 Prozent von Mizar A, was (auf Grundlage der Mizar-A-Masse nach Hummel ''et al.'' 1998) rund 3,9 M⊙ wären.<ref name="Mamajek_2010" />

Die [[Bahnelement]]e der Einzelsysteme lauten:
{| class="wikitable"
|-
! rowspan="2" style="text-align:center"| Bahnelement
! colspan="2" style="text-align:center"| für Mizar A
! rowspan="1" style="text-align:center"| für Mizar B
|-
! nach Hummel ''et al.'' (1998)<ref name="Hummel_1998" />
! nach Pourbaix (2000)<ref>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>
! nach Gutmann (1965)<ref name="Gutmann_1965" />
|-
| [[Umlaufzeit]] || 20,538 35 ± 0,000 05 [[Tag|d]] || 20,538 66 ± 0,000 14 d || 175,57 ± 0,07 d
|-
| Epoche des [[Periastron]]s || [[Julianisches Datum|JD]] 2 447 636,07 ± 0,02 || [[Epoche (Astronomie)#Besselsche Epoche|B]]1963,151 00 ± 0,000 08 || JD 2 437 295,9 ± 1,2
|-
| [[Exzentrizität (Astronomie)|Exzentrizität]] || 0,535 4 ± 0,002 5 || 0,529 ± 0,005 2 || 0,463 ± 0,019
|-
| [[Große Halbachse]] || 0,009 83 ± 0,000 03″ || 0,010 0 ± 0,000 32″ || unbestimmt
|-
| [[Bahnneigung]] || 60,5 ± 0,3° || 61 ± 1,2° || unbestimmt
|-
| [[Argument des Knotens]] || 106,0 ± 0,4° || 106 ± 1,1° || unbestimmt
|-
| [[Argument der Periapsis]] || 104,3 ± 0,3° || 105,5 ± 0,79° || 6,9 ± 3,7°
|}

Die beiden Sternsysteme umkreisen sich nun wiederum gegenseitig in einem übergeordneten System. Die Abstände und [[Positionswinkel]] von Mizar B zu A betrugen im Jahr 1755 13,9″ und 143° und im Jahr 2017 14,4″ und 153°.<ref name="WDS" /> Mizar B hat sich also innerhalb von 262 Jahren 10° um Mizar A bewegt und den Abstand um 0,5″ vergrößert. Dieser beobachtete Bogen ist zu klein, um daraus die komplette Bahn bestimmen zu können. Die Umlaufzeit wird auf einige Jahrtausende geschätzt.<ref name="Ondra_2004" />

Die Auswertung astrometrischer Daten von [[Hipparcos]] und anderen Sternkatalogen ergab für Mizar A den Verdacht auf unregelmäßige Eigenbewegung, was auf eine weitere Komponente im System hindeuten würde. Gontcharov und Kiyaeva (2010) geben für diese ungewisse Komponente eine Masse von 1,5 ± 0,4 M⊙ und eine Umlaufzeit von ≈ 37 Jahren um Mizar A an und schlagen als passendste Erklärung einen Doppelstern aus zwei [[Zwergstern]]en vor. Da die Daten aber zu stark streuen, um die unregelmäßige Eigenbewegung eindeutig belegen zu können, bleibt die Existenz dieser neuen Komponente fraglich.<ref name="Gontcharov_2010" />

== Frage der Zusammengehörigkeit von Mizar und Alkor ==
Bis heute ist nicht geklärt, 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 (optischer Doppelstern) oder zumindest ohne geschlossene Bahn handelt. Im ersteren Fall würden Mizar und Alkor ein sechsfaches Sternsystem bilden, da Alkor ebenfalls ein Doppelsternsystem ist.

Mizar und Alkor sind Kernmitglieder des [[Ursa-Major-Gruppe|Ursa-Major-Bewegungshaufens]], dessen Kernbereich aus 15 Sternen bzw. Sternsystemen besteht, etwa 28 M⊙ besitzt und einen Raum von ca. 100 Kubikparsec umfasst. Somit weisen Mizar und Alkor von vornherein eine ähnliche Eigenbewegung und Radialgeschwindigkeit auf bzw. teilen diese Werte mit jenen des Haufens. Die Raumgeschwindigkeit von Mizar und Alkor differiert mit 2,7 ± 0,8 km/s nur gering. Der scheinbare Abstand beträgt 11,8 Winkelminuten; in Anbetracht der scheinbaren Größe des Haufen-Kernbereichs (rund 200 [[Quadratgrad]]) ist dies ungewöhnlich eng beisammen. Die bisher genauesten Entfernungsbestimmungen für Mizar sind die [[Entfernungsbestimmung#Dynamische Parallaxe|dynamische Parallaxe]] von 39,4 ± 0,3 mas (Hummel ''et al.'' 1998) und die aus der [[Hipparcos]]-Mission gewonnene [[Entfernungsbestimmung#Trigonometrische Parallaxe|trigonometrische Parallaxe]] von 38,01 ± 1,71 mas (überarbeiteter [[Hipparcos-Katalog]], van Leeuwen 2007) – das ergibt einen gewichteten Mittelwert von 39,36 ± 0,30 mas (≙ 82,9 ± 0,7 Lj). Für Alkor beträgt die trigonometrische Parallaxe 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]] (1,2 ± 0,7 Lj) berechnet. Der rechnerisch kleinstmögliche Abstand liegt bei 17 800 AE (0,3 Lj). Zum Vergleich: Der massereichste Stern des Haufens, das Kernmitglied [[Alioth (Stern)|Alioth]] (ε Ursae Majoris), liegt 6,6 ± 0,1 Lj von Alkor entfernt. Unter diesen Aspekten ist die Möglichkeit, dass Mizar und Alkor ein übergeordnetes Sternsystem bilden, durchaus nicht auszuschließen.<ref name="Mamajek_2010" />

Computersimulationen zeigen, dass in dichten Sternhaufen mit einer Entstehungsdichte von über 100 M⊙ pro Kubikparsec die Bildung physischer Doppelsterne mit über 10 000 AE gegenseitigem Abstand verhindert wird, da die Umgebungssterne die Bahn stören würden. Demnach könnte Alkor nie einen vollen Umlauf um Mizar absolvieren. Falls Mizar und Alkor ein physisches Mehrfachsternsystem bilden, würden sie hierzu ein Gegenbeispiel darstellen, was eine anfängliche Dichteobergrenze des Ursa-Major-Haufens von 100 M⊙ pro Kubikparsec annehmen lässt. Es wäre dann nach [[Castor (Stern)|Castor]] (Entfernung ≈ 52 Lj) das zweitsonnennächste bekannte Sechsfachsternsystem.<ref name="Mamajek_2010" />

== Siehe auch ==
* [[Liste der hellsten Sterne]]

== Weblinks ==
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* Datenbankeinträge auf [[SIMBAD]]: [https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=zet_uma Mizar (als einzelner Stern behandelt)], [https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=zet01_uma Mizar A], [https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=zet02_uma Mizar B].
* Leos Ondra: ''[https://www.leosondra.cz/en/mizar A New View of Mizar]'' (englisch). In: ''[[Sky & Telescope]]''. Bd. 108, Nr. 1, 2004, S. 72 ff. Umfangreicher Artikel zur Erforschungsgeschichte von Mizar.
* Leos Ondra: ''[http://leo.astronomy.cz/mizar/riccioli.htm Riccioli On Mizar]'' (englisch).
* http://stars.astro.illinois.edu/sow/mizar.html

== Einzelnachweise ==
<references />

[[Kategorie:Vierfachstern]]

Mizar - Versionsgeschichte

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