ENIF – czyli chrapy Pegaza

Epsilon Pegasi (ε Peg), zwany zwyczajowo Enifem, to najjaśniejsza gwiazda z konstelacji Pegaza. Gwiazda Alperatz (Alfa Andromedae), która należy do Wielkiego Kwadratu i graniczy z gwiazdozbiorem Pegaza jest jaśniejsza od Enifa, ale dzięki temu, że została przyporządkowana do Andromedy, Enif uchodzi za najjaśniejszą gwiazdę swojej konstelacji.

      

 

ε Pegasi leży w miejscu nosa Pegaza. Nazwa „Enif” pochodzi z języka arabskiego i oznacza „nos”. Inne nazwy gwiazdy to: Enir, Enf, Al Anf, Enf Alpheraz, Fum al Faras oraz Al Jahfalah.

Parametry fizyko-chemiczne:

Enif należy do gwiazd zmiennych pulsujących. Zmienność ma charakter nieregularny. Fluktuacje jasności są powolne i mieszczą się w szerokim zakresie: 0,70m do 3,50m.

ε Pegasi jest gwiazdą potrójną. Składowa pierwotna zalicza się do typu widmowego K2 Ib. Drugi komponent (B) 0 jasności 12,7m jest oddalony od gwiazdy głównej o nieco ponad 83”. Należy do typu K2 II. Składowa C, to 8,8-magnitudowa gwiazda oddzielona dystansem 143” od składnika A.

ε Pegasi widoczna jest przez amatorski teleskop jako układ podwójny o wyjątkowo wysokim stopniu separacji. Jaśniejsza z gwiazd ma głęboki żółto-złoty kolor, a ciemniejsza z nich jest szaro-błękitno-wrzosowa. Wskaźnik barwy 0,51 nie sugeruje chłodnego koloru, jednak wobec intensywnej żółtej barwy pierwotnej składowej, sprawia wrażenie zabarwionej w odcieniach wrzosu.

Enif jest oddalony od Ziemii o około 690 l.ś. Jego masa (dotyczy głównego składnika A) mieści się w granicach 10-11 mas Słońca. Jasność jest 4000-krotnie wyższa od jasności słonecznej, a średnica Enifa przewyższa blisko150 razy średnicę naszej Dziennej Gwiazdy.

Temperatura ε Pegasi wynosi około 4460K.

Enif jest starą przeewoluowaną gwiazdą będącą u końca swego życia. Należy do żółtych nadolbrzymów, które są bardzo rzadko spotykane We jego materii zachodzą reakcje termojądrowe przekształcania helu w węgiel. Gwiazda prawdopodobnie zakończy życie jako supernowa lub jako nietypowy biały karzeł neonowo-tlenowy.

Warto wspomnieć, że ε Pegasi należy do jednej rodziny gwiazd z Sadalmelikiem i Sadalsuudem, powstałych we wspólnej gromadzie otwartej. Alfa Aquarii oraz Beta Aquarii zaliczają się do konstelacji Wodnika, z kolei Enif należy do gwiazdozbioru Pegaza. Wszystkie trzy gwiazdy są nadolbrzymami. Dwie pierwsze należą do typu widmowego G, ostatnia do typu K. Różnice te wynikają z odrębnych parametrów fizyko-chemicznych otrzymanych na początku swego istnienia. Wszystkie z nich znajdują się w podobnym oddaleniu od Układu Słonecznego: Enif: ok. 690 l.ś., Sadalmelik: ok.760 l.ś., Sadalsuud: ok. 610 l.ś.

Co ciekawe, pomimo ogromnej jasności absolutnej trójki wspomnianych nadolbrzymów, oraz ich względnie „niewielkiej” odlegości od Ziemii, gwiazdy te mają niższą jasność wizualną, niż możnaby się spodziewać. Dzieje się tak, gdyż znajdują się one na rubieżach naszego lokalnego sąsiedztwa w Drodze Mlecznej, w strukturze zwanej Bąblem Loop III. Światło emitowane przez gwiazdy jest częściowo rozpraszane przez gazowo-pyłowe struktury. Dlatego gwiazdy wydają się swiecić słabiej, niż wynikałoby to z rachunków.

Pod względem wielkości, Enif jest największą (i zarazem najchłodniejszą) z trójki spokrewnionych gwiazd. Jego średnica jest 150 razy większa od słonecznej. Dla porównania średnica Sadalmelika jest równoważna 77 średnicom Słońca, a Sadalsuuda zaledwie 50-krotnie.

Enif jest też spośród nich najcięższy. Z uwagi na swoją masę ma szansę zakończyć życie jako supernowa. Jego masa znajduje się blisko wartości granicznej niezbędnej do zajścia tego procesu.

Sadalmelik i Sadalsuud, których masy wynoszą około 6 mas Słońca, nie przekraczają wymaganego progu 8 ʘ, uważanego za minimalny niezbędny do wybuchu gwiazdy wg mechanizmu supernowej. Z kolei Enif, ze swą masą wynoszącą 10-11 M ʘ ma potencjał, by stać się supernową. Jednak sporo zależy od masy gwiazdy u końca jej życia. Należy pamiętać, że gwiazdy powoli, sukcesywnie tracą swoją materię na skutek działania wiatru gwiazdowego. Jeśli masa pozwoli na syntezę termojądrową żelaza w ostatniej fazie życia Enifa, wtedy gwiazda wybuchnie jako supernowa typu II. Jeśli masa okaże się niestarczająca, ε Pegasi stanie się białym karłem.

Etap żółtego nadolbrzyma jest procesem dynamicznym i w skali kosmicznej względnie krótkim. Szczęściem jest możliwość oglądania takich niestabilnych, niezwykłych i rzadko spotykanych obiektów, będących jedynie krótkim etapem w długim i skomplikowanym procesie życiowym gwiazd.

Ciekawostka obserwacyjna:

Jeżeli podczas obserwacji Enifa, poruszyć lekko tubą teleskopu, tak aby wzbudzić drobne drgania, ciemniejszy składnik będzie zdawał się poruszać przez chwilę jak wahadło. Odkrył to w XIX wieku astronom John Herschel, który słusznie wówczas wywnioskował, że światło słabszej z gwiazd potrzebuje więcej czasu, by pobudzić siatkówkę. Dlatego na tle jaśniejszej gwiazdy, ruch drugiej składowej jest „pozostaje w tyle”. Efekt ten jest widoczny już w 4-calowych teleskopach, jak i przy większej aperturze. Z racji na opisane zjawisko, obserwatorzy zwą potocznie Enifa „penulum star”.

 

Źródło:

  1. Mullaney, „Sky and Telescopes”, July 26/2006
  2. C. Raine, „Enif, Sadalsuud and Sadalmelik: A Tale of The Supergiants”, May 2012
  3. Strona internetowa Jima Kalera, profesora astronomii z University of Illinois
  4. The Bright Star Catalogue, 5th Revised Ed. (Preliminary Version)
  5. SIMBAD Astronomical Database

Share This:

Może Ci się również spodoba

Dodaj komentarz

Twój adres email nie zostanie opublikowany.